Cfrtjryk

Ten artykuł dotyczy astronomii. Zobacz też: inne znaczenia tej nazwy.

Pozostałość po „Gwieździe Keplera”, SN 1604

Supernowa – termin określający kilka rodzajów kosmicznych eksplozji, które powodują powstanie na niebie niezwykle jasnego obiektu, który już po kilku tygodniach bądź miesiącach staje się niemal niewidoczny. Istnieją dwie możliwe drogi prowadzące do takiego wybuchu: w jądrze masywnej gwiazdy przestały zachodzić reakcje termojądrowe bądź zachodzi proces pochłaniający promieniowanie (kreacja par, fotodezintegracja), a zmniejszenie ciśnienia promieniowania powoduje zapadanie się gwiazdy pod własnym ciężarem, bądź też biały karzeł tak długo pobierał masę z sąsiedniej gwiazdy, aż przekroczył masę Chandrasekhara, co spowodowało eksplozję termojądrową. W obydwu przypadkach, następująca eksplozja supernowej z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń większość materii gwiazdy lub całą materię gwiazdy. Utworzona w ten sposób mgławica jest bardzo nietrwała i ulega całkowitemu zniszczeniu już po okresie kilkudziesięciu tysięcy lat, znikając zupełnie bez śladu.
Z tego powodu w Drodze Mlecznej znamy obecnie zaledwie 265 pozostałości po supernowych, choć szacunkowa liczba tego rodzaju wybuchów w ciągu ostatnich kilku miliardów lat jest rzędu wielu milionów.

Wybuch wywołuje falę uderzeniową rozchodzącą się w otaczającej przestrzeni, formując mgławicę – pozostałość po supernowej. Znanym przykładem takiego procesu jest pozostałość po SN 1604, przedstawiona na fotografii obok. Eksplozje supernowych są, obok kilonowych, głównym mechanizmem rozprzestrzeniania w kosmosie wszystkich pierwiastków cięższych niż tlen oraz praktycznie jedynym źródłem pierwiastków cięższych od żelaza (powstałych w sposób naturalny). Cały wapń w naszych kościach czy żelazo w hemoglobinie zostały kiedyś wyrzucone w przestrzeń podczas wybuchu supernowej, miliardy lat temu. Supernowe „wyrzuciły” ciężkie pierwiastki w przestrzeń międzygwiezdną, wzbogacając w ten sposób obłoki materii będące miejscem formowania nowych gwiazd. Te gwałtowne procesy zdeterminowały skład chemiczny mgławicy słonecznej, z której 4,5 miliarda lat temu powstał Układ Słoneczny i ostatecznie umożliwiły powstanie na Ziemi życia w takiej postaci, jaką obecnie znamy^[1].

Słowo „nowa” (łac. nova) oznacza nową gwiazdę pojawiającą się na sferze niebieskiej; z kolei przedrostek „super” odróżnia je od używanego na co dzień słowa nowa, oznaczającego także gwiazdę zwiększającą swą jasność, jednak w nieco mniejszym stopniu i z innej przyczyny. Jakkolwiek nieco mylące jest określanie supernowej jako nowej gwiazdy, gdyż w rzeczywistości jest to jej śmierć (lub w najlepszym razie radykalna transformacja w coś zupełnie innego).

Klasyfikacja |

Pozostałość po supernowej SN 1987A

Próbując wyjaśnić pochodzenie supernowych, astronomowie podzielili je ze względu na występowanie różnych linii absorpcyjnych w ich widmie. Pierwszym kryterium jest występowanie linii wodoru. Jeśli widmo supernowej zawiera ślady tego pierwiastka zalicza się ją do typu II, w przeciwnym wypadku – do typu I.

Wewnątrz głównych typów wyróżnia się jeszcze kilka podtypów, w zależności od występowania innych linii widmowych, bądź kształtu krzywej blasku:

• Typ I – brak linii wodoru
  
  
  
  • Typ Ia – linie Si II na 615,0 nm
  
  
  • Typ Ib – linie He I na 587,6 nm
  
  
  • Typ Ic – słabe lub brak linii helu
  
  
  
  

• Typ II – obecne linie wodoru
  
  
  
  • Typ II-P
  
  
  • Typ II-L
  
  
  
  

Typ Ia |

Biały karzeł ściąga na siebie materię z towarzyszącego czerwonego olbrzyma. Wizja artysty.

Warstwowa struktura masywnej gwiazdy tuż przed zapadnięciem się jądra. Skala nie zachowana.

 Osobny artykuł: supernowa typu Ia.

W widmach supernowych typu Ia nie ma śladów helu, w pobliżu maksimum jasności znajdują się tam natomiast linie absorpcyjne krzemu. Istnieją dwie teorie tłumaczące powstawanie tego typu supernowych – jedna z nich zakłada, że biały karzeł ściąga na siebie materię z towarzyszącej mu większej gwiazdy, według drugiej supernowe wybuchają w wyniku kolizji dwóch białych karłów.

Typ Ib i Ic |

W początkowym okresie, widma supernowych typów Ib i Ic nie wykazują linii wodoru, ani silnej absorpcji krzemu w okolicach 615 nanometra. Eksplozje tego rodzaju, podobne do supernowych II typu są zapewne powodowane przez masywne gwiazdy, które przed wyczerpaniem całego paliwa jądrowego zdążyły utracić większość warstw zewnętrznych wskutek silnego wiatru gwiazdowego lub interakcji z towarzyszem. Supernowe typu Ib są przypuszczalnie efektem zapadania się gwiazdy Wolfa-Rayeta.

Typ II |

Wybuch supernowej typu II jest etapem ewolucji gwiazd o masie większej niż 9 mas Słońca. Masywne gwiazdy przed przejściem w etap supernowej mają strukturę warstwową – jądro złożone z żelaza, kobaltu i niklu, otoczone coraz to lżejszymi pierwiastkami: krzemem, neonem, węglem, tlenem, helem i w końcu na zewnątrz wodorem. Gdy żelazowe jądro osiągnie masę większa niż około 1,4 masy Słońca (czyli osiągnie granicę Chandrasekhara), to zaczyna się zapadać wskutek działania sił grawitacji. Ponieważ nuklidy Fe, Co, Ni są bardzo stabilne (zobacz energia wiązania na nukleon), nie dochodzi już do żadnych reakcji termojądrowych. Wskutek kolapsu grawitacyjnego jądra atomowe są rozbijane na pojedyncze nukleony, a następnie elektrony są wtłaczane do protonów, w wyniku czego powstaje materia neutronowa i neutrina. Jednocześnie zewnętrzne warstwy opadają z dużą szybkością na sprężyste jądro i ulegają gwałtownemu odbiciu na zewnątrz. Właśnie ten moment jest nazywany wybuchem supernowej. Wskutek szybkiej zmiany wymiarów (odbite warstwy materii poruszają się bardzo szybko) gwiazda bardzo jasno świeci.
Gwiazda, w zależności od swojej początkowej masy, po wybuchu supernowej kończy jako gwiazda neutronowa lub czarna dziura (zobacz granica Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa).
Podczas wybuchu supernowej, wskutek reakcji pomiędzy jądrami pierwiastków z powłok opadających na jądro, z udziałem neutronów i neutrinami w jądrze, są syntetyzowane pierwiastki o liczbie atomowej większej niż 28 (m.in. w procesie szybkiego wychwytu neutronów), które następnie podczas wybuchu są rozsiewane w przestrzeni międzygwiazdowej.

Nazewnictwo supernowych |

Odkrycia supernowych są zgłaszane do Centralnego Biura Telegramów Astronomicznych przy Międzynarodowej Unii Astronomicznej, które powiadamia o przyznanej obiektowi nazwie. Nazwa składa się z roku odkrycia oraz jedno lub dwuliterowego oznaczenia. Pierwszych 26 supernowych każdego roku otrzymuje litery od A do Z zapisywane wielką literą, kolejne oznacza się dwiema literami, począwszy od aa, ab, itd, ale już małymi literami alfabetu łacińskiego.

Słynne supernowe |

• 
  1006 – SN 1006 – niezwykle jasna supernowa w Wilku; obserwowana w Egipcie, Iraku, Włoszech, Szwajcarii, Chinach, Japonii oraz prawdopodobnie Francji i Syrii. Osiągnęła prawdopodobnie jasność ok. -7,5^m, dzięki czemu mogła być widoczna nawet w dzień.


• 
  1054 – SN 1054 – supernowa o jasności ok. -4^m; jej pozostałością jest słynna Mgławica Krab w Byku. Obserwowana w Chinach i Ameryce Północnej. Istnieją przesłanki, że obserwowana była także przez astronomów arabskich. Zaobserwowana 4 lipca.


• 
  1181 – SN 1181 – odnotowana przez chińskich i japońskich astronomów supernowa w Kasjopei. Jej pozostałością jest prawdopodobnie pulsar 3C 58
  


• 
  1572 – SN 1572, „gwiazda Tychona” – supernowa w Kasjopei, obserwowana przez Tychona Brahe, który w książce „De Nova Stella” po raz pierwszy użył określenia „nova”. Zaobserwowana 6 listopada.


• 
  1604 – SN 1604, „gwiazda Keplera” – supernowa w Wężowniku, obserwowana przez Johannesa Keplera; ostatnia jak dotychczas zaobserwowana supernowa w Drodze Mlecznej. Posłużyła Galileuszowi jako dowód przeciwko panującemu ówcześnie przekonaniu, że niebo nigdy się nie zmienia. Zaobserwowana 9 października.


• 
  1885 – S Andromedae w Galaktyce Andromedy, odkryta przez Ernsta Hartwiga
  


• 
  1987 – Supernowa 1987A w Wielkim Obłoku Magellana, obserwowana już w kilka godzin po rozbłysku; była pierwszą okazją do obserwacyjnego zweryfikowania współczesnych teorii pochodzenia supernowych


• 
  2005 – SN 2005ap – najsilniejsza dotychczas zaobserwowana eksplozja

Najmłodszą znaną pozostałością po supernowej w naszej Galaktyce jest SNR G1.9+0.3. Jednak wybuch tej supernowej nie został zaobserwowany przez astronomów w świetle widzialnym, gdyż nastąpił w pobliżu centrum Galaktyki i przesłoniły go gęste obszary gazu i pyłu^[2]. Ocenia się, że eksplozja tej supernowej mogłaby zostać zaobserwowana na Ziemi około 1899 roku^[3], gdyby dysponowano wówczas teleskopami do obserwacji promieni rentgenowskich i fal radiowych, które łatwo przenikają przez gaz i pył galaktyczny^[2].

Supernowe przedhistoryczne |

Energia wybuchu dociera do Ziemi w postaci wzmożonego promieniowania kosmicznego. Promieniowanie to powoduje aktywację jąder atomowych, między innymi powstawanie jąder węgla ¹⁴C. Mierząc zawartość pozostałości tego izotopu w próbkach datowanych bezwzględnie, można ocenić, kiedy miała miejsce ekspozycja na to promieniowanie, jak długo trwało i jakim zmianom ulegało. Na tej podstawie można obliczyć czas wybuchu i odległość supernowej od Ziemi. Przy założeniu prawdziwości teorii świec standardowych, gwałtowne zwiększenie koncentracji ¹⁴C wskazuje, że w ciągu ostatnich 50 tys. lat miały miejsce następujące bliskie wybuchy^[4]:

Znaczenie supernowych |

Supernowe wzbogacają przestrzeń międzygwiazdową o rozmaite pierwiastki, które nie mogłyby w większych ilościach powstać w żadnych innych okolicznościach. Tak więc każde pokolenie gwiazd posiada nieco inny skład chemiczny, począwszy od pierwotnej, prawie czystej mieszaniny wodoru i helu, po kompozycje coraz bardziej bogate w cięższe pierwiastki. Różnice w składzie chemicznym wywierają duży wpływ na całe życie gwiazdy i mogą mieć decydujące znaczenie w kwestii powstania wokół niej planet.

Zobacz też |

• lista supernowych


• pair instability supernova


• hydrogen-poor super-luminous supernova


• Geminga


• gwiazda


• 
  powstawanie, budowa, ewolucja gwiazd
  

Przypisy |

Linki zewnętrzne |

• Lista wszystkich supernowych od 1885 roku

W Wikimedia Commons znajdują się multimedia związane z tematem: Supernowa