SUPERNOWE

     Gwiazda powstaje wewnątrz wielkiej mgławicy gazowo-pyłowej, która w pewnym momencie, zapewne pod wpływem jakiegoś zewnętrznego impulsu, szoku, zaczyna się kurczyć. Takim szokiem może być np. zderzenie z inną mgławicą lub przejście fali uderzeniowej powstałej w wyniku eksplozji jakiejś gwiazdy. Mgławica może rozpaść się na rodzinę „gwiezdnych noworodków”, obejmującą obiekty bardzo jasne, średnio oraz ledwie świecące. Choć wszystkie powstały w tym samym czasie, różne będą ich losy – zadecydowała o tym masa budującej ich materii. Z zasady gwiazda zawierająca wielkie ilości materii żyje krócej niż jej mniej zasobna siostra. 

Gwiazdy są źródłem światła i ciepła. Są też fabryką chemiczną, produkującą z wodoru i helu, jakie pojawiły się na początku Wszechświata, inne pierwiastki, wśród nich węgiel i tlen, które są niezbędnym elementem życia, jakie znamy. 

Zasadniczym okresem życia gwiazdy- zarówno średniej, jak i dużej i jasno świecącej- jest czas, gdy świeci z niezmienną intensywnością, zamieniając wodór w hel. Zwiększa wówczas nieustannie swe wymiary i temperaturę. Kryzys w życiu gwiazdy nastaje z chwilą osiągnięcia przez jądro zawierające hel pewnego kryzysu wymiaru. Pod wpływem własnej siły ciążenia zapada się do wewnątrz, czemu towarzyszy wzrost temperatury. Teraz zaczyna się przemiana jądrowa helu. Nowe źródło energii, jakim stał się hel, powoduje rozdęcie części gwiazdy. Zewnętrzne warstwy ulegną ostudzeniu i zmienią kolor na czerwony. Na tym etapie życia gwiazda zostaje czerwonym olbrzymem. Jego rozmiary mogą być setki razy większe niż pierwotnej gwiazdy, która stanowi teraz jądro. W końcu jądro po wypaleniu się całego paliwa może się zapaść, nie będzie bowiem wystarczającej energii do zrównoważenia grawitacji. Oznacza to koniec reakcji nuklearnych w jądrze. W takiej sytuacji zapadnięcie się gwiazdy dużo większej od naszego Słońca wyzwoli tak wielkie ilości energii, że umierająca gwiazda wybucha jako supernowa. 

Zapadnięcie się Słońca nie spowoduje tak widowiskowej eksplozji. Zamiast tego, gwiazda skurczy się do rozmiarów ciała wielkości planety, tyle że bardzo gorącego. Taką gwiazdę nazywamy białym karłem. Siła ciążenia tak masywnego obiektu będzie jednak tak wielka, że spowoduje zagęszczenie atomów w jądrze gwiazdy, zamieniając ją w maleńką, bardzo gęsta gwiazdę neutronową. Z tego opisu możemy już wywnioskować, jak powstają supernowe. Sam termin supernowa bierze swój początek od innego typu wybuchających gwiazd, tzw. nowych, które w trakcie wybuchu zwiększają swoją jasność od kilku do stu tysięcy razy. Różnią się jednak tym, że odrzucają tylko niewielką część swojej masy (około 1/10 000) i nie kończy to ich aktywnego życia, co więcej, może się powtarzać w okresach zwykle krótszych niż sto tysięcy lat. Próbując wyjaśnić pochodzenie supernowych, astronomowie podzielili je ze względu na występowanie różnych linii absorpcyjnych w ich widmie. 

PODTYPY SUPERNOWYCH

Pierwszym kryterium jest obecność lub brak 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 obecności innych linii widmowych, bądź kształtu krzywej blasku:

·     Typ I - brak linii wodoru

o    Typ Ia - linie Si II na 615,0 nm

o    Typ Ib - linie He I na 587,6 nm

o    Typ Ic - słabe lub brak linii helu

·     Typ II - obecne linie wodoru

o    Typ II-P

o    Typ II-L 

Najjaśniejsze z eksplodujących gwiazd zaliczono do typu I supernowych. Bierze ona swój początek  z układu podwójnego, w którym funkcjonuje jako zwykła gwiazda. Cięższa gwiazda A szybciej dojrzewa, zamieniając się w czerwonego olbrzyma, gdy tymczasem gwiazda B nadal świeci normalnie. Siła ciążenia obiektu B przyciąga gaz z zewnętrznych warstw czerwonego olbrzyma. W rezultacie z gwiazdy A pozostaje jedynie biały karzeł. Gwiazda B ma obecnie tak dużo dodatkowej masy, że i ona przechodzi w stadium czerwonego olbrzyma. Pozostałości gwiazdy A- biały karzeł o rozmiarach Uranu- nadal świecą, choć słabiej niż obiekt B. Gaz z gwiazdy B zaczyna przepływać ponownie do gwiazdy A. Masa obiektu A wzrasta ponownie. Energia wytworzona we wnętrzu gwiazdy przeciwdziała jej zapadnięciu się pod własnym ciężarem. Biały karzeł jednak wypalił większość posiadanego paliwa. Jeśli przybyła masa jest zbyt wielka, gwiazda nie potrafi zachować kształtu. Gdy biały karzeł osiągnie masę przekraczającą 1,4 razy masę Słońca, jego zewnętrzne warstwy zapadną się z taką intensywnością, że temperatura podniesie się do kilku miliardów stopni. Eksplozja energii rozsadzi gwiazdę. Chmura okruchów materii wylatuje w przestrzeń z prędkością 40 000 km/s, tworząc mgławicę bogatą w tlen i węgiel. 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 chemicznych wywierają duży wpływ na całe życie gwiazdy i mogą mieć decydujące znaczenie w kwestii powstania wokół niej planet.

... JESLI ODKRYJESZ SUPERNOWA ...

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, kolejne oznacza się dwoma literami, począwszy od aa, ab, itd. Najsłynniejsze supernowe to:

• 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. -7,5m, dzięki czemu mogła być widoczna nawet w dzień.

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

• 1181 - SN 1181 - odnotowana przez chińskich i japońskich astronomów supernowa w Kasjopei. Jej pozostałością jest prawdopodobnie pulsar 3C58

• 1572 - SN 1572. "gwiazda Tychona" - supernowa w Kasjopei, obserwowana przez Tychona Brahe, który w książce De Nova Stella" po raz pierwszy użył określenia "nova"

• 1604 - SN 1604, "gwiazda Keplera" - supernowa w Wężowniku, obserwowana przez Johannesa Keplera; ostatnia jak dotychczas supernowa w Drodze Mlecznej. Posłużyła Galileuszowi jako dowód przeciwko panującemu ówcześnie przekonaniu, że niebo nigdy się nie zmienia

• 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

• 2006 - SN 2006gy- najsilniejsza dotychczas zaobserwowana eksplozja

 ŹRÓDŁA:

www.wikipedia.pl  

Ilustrowana Encyklopedia Nauki

Listę wszystkich supernowych od 1885 roku

 można obejrzeć na stronie: 

    http://cfa-www.harvard.edu/iau/lists/Supernovae.html