Supernowa - Polski Serwis Naukowy

Ten artykuł dotyczy astronomii. Zapoznaj się również z: inne znaczenia tej nazwy.

Pozostałość po "Gwieździe Keplera", SN 1604.

Supernowa – w astronomii 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 i pozbawiona ciśnienia promieniowania gwiazda zaczyna zapadać się pod własnym ciężarem, lub 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 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 naszej Galaktyce znamy obecnie zaledwie 265 pozostałości po supernowych, choć szacunkowa liczba tego rodzaju wybuchów w ciągu ostatnich kilku miliardów lat jest rzędu wielu milionów.

Kasjopeja (łac. Cassiopeia, dop. Cassiopeiae, skrót Cas), inaczej zwana też Kasjopea – gwiazdozbiór półkuli północnej, położony w obszarze Drogi Mlecznej.
Wiatr gwiazdowy – strumień cząstek materii z zewnętrznych warstw atmosfery gwiazdy. Intensywny wiatr gwiazdowy może prowadzić do znacznej utraty masy przez gwiazdę w trakcie jej ewolucji. Zjawisko jest wywołane przez ciśnienie promieniowania emitowanego przez gwiazdę (por. jasność Eddingtona) i przez zjawiska magnetyczne zachodzące w jej atmosferze.

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 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 "wstrzyknęły" 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.

Linia spektralna — ciemna lub jasna linia w jednolitym, ciągłym widmie, powstającą wskutek nadmiaru lub deficytu fotonów (w porównaniu z pobliskimi częstotliwościami) w wąskim zakresie częstotliwości.
Fala uderzeniowa – cienka warstwa, w której następuje gwałtowny wzrost ciśnienia gazu, rozchodząca się szybciej niż dźwięk. Fale uderzeniowe powstają podczas silnego wybuchu, ruchu ciała z prędkością ponaddźwiękową (np. samolot).

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).

Energia wiązania – energia potrzebna do rozdzielenia układu na jego elementy składowe i oddalenia ich od siebie tak, by przestały ze sobą oddziaływać.
Alfabet łaciński (łacinka), tzw. alfabet rzymski – alfabet, system znaków służących do zapisu większości języków europejskich oraz wielu innych. Jest najbardziej rozpowszechnionym alfabetem na świecie – posługuje się nim ok. 35% ludzkości. Wywodzi się z systemu służącego do zapisu łaciny.

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.

Granica Chandrasekhara (od nazwiska indyjskiego astrofizyka Subramanyana Chandrasekhara) – maksymalna masa białego karła równa około 3 × 1030 kg, czyli 1,44 masy Słońca.
Wodór (H, łac. hydrogenium) – pierwiastek chemiczny, niemetal z bloku s układu okresowego. Jest to najprostszy możliwy pierwiastek o liczbie atomowej 1, składający się z jednego protonu i jednego elektronu.

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

Schemat budowy supernowej

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 superowe wybuchają w wyniku kolizji dwóch białych karłów.

Lista supernowych zawierająca wszystkie obiekty zakwalifikowane jako supernowe. Lista jest uzupełniana w kolejności potwierdzonych supernowych zaobserwowanych w danym roku kalendarzowym. Supernowe otrzymują swoje nazwy według zasady SN (supernowa), rok obserwacji, kolejne litery alfabetu zgodnie z kolejnością na liście. Pierwsze 26 supernowych w danym roku otrzymuje nazwy zapisywane z wielkimi literami (A, B, C do Z), następne supernowe zapisywane są już dwiema małymi literami (aa, ab, ac ... az, ba, bb, bc ... bz itd.)
3C 58 (SNR G130.7+03.1) jest pozostałością po supernowej znajdującą się w Galaktyce w gwiazdozbiorze Kasjopei. Możliwe jest, że jest to pozostałość po wybuchu supernowej SN 1181 obserwowanej przez chińskich i japońskich astronomów w 1181 roku. W jej centrum znajduje się pulsar PSR J0205+64.

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.

Biały karzeł jest to niewielki (rzędu rozmiarów Ziemi) obiekt astronomiczny emitujący m.in. promieniowanie widzialne. Powstaje po ustaniu reakcji jądrowych w mało lub średnio masywnej gwieździe. Mało masywne gwiazdy (od 0,08 do 0,4 masy Słońca), nie osiągają w trakcie swojej ewolucji warunków wystarczających do zapłonu helu w reakcjach syntezy termojądrowej i powstają z nich białe karły helowe. Średnio masywne gwiazdy (od 0,4 do 1,4 masy Słońca) spalają hel dając białe karły węglowe, lub węglowo-tlenowe.
Mgławice to obłoki gazu i pyłu międzygwiazdowego lub bardzo rozległe otoczki gwiazd (dawniej również tak nazywano galaktyki). W przestrzeni kosmicznej liczne są niewidoczne obłoki gazu możliwe do wykrycia tylko dzięki analizie ich widma w niewidzialnych dla oka zakresach. Ośrodek międzygwiazdowy gromadzi się w spiralnych ramionach galaktyk i jest w ciągłym ruchu. Jego tworzywo stanowią w 99% wodór i hel, zaś reszta to inne gazy oraz pył. Do mgławic należą także obłoki molekularne składające się głównie z wodoru dwuatomowego i tlenku węgla. Mają one temperaturę ok. 10 K. Miejscami zbijają się w gęste skupiska będąc kolebką nowych gwiazd. Rozmiary, temperatura i skład molekularny obłoku determinują rozmiary i przebieg życia rodzących się gwiazd (np. mgławica Oriona).

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 do innych zakątków Wszechświata.

Galileusz (wł. Galileo Galilei) (ur. 15 lutego 1564 w Pizie, zm. 8 stycznia 1642 koło Florencji) – włoski astronom, astrolog, fizyk i filozof, twórca podstaw nowożytnej fizyki.
Promieniowanie kosmiczne – promieniowanie złożone, zarówno korpuskularne jak i elektromagnetyczne, docierające do Ziemi z otaczającej ją przestrzeni kosmicznej. Korpuskularna część promieniowania składa się głównie z protonów (90% cząstek), cząstek alfa (9%), elektronów (ok 1%) i nielicznych cięższych jąder. Promieniowanie docierające bezpośrednio z przestrzeni kosmicznej nazywamy promieniowaniem kosmicznym pierwotnym. Cząstki docierające do Ziemi w wyniku reakcji promieniowania kosmicznego pierwotnego z jądrami atomów gazów atmosferycznych, to promieniowanie wtórne.

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 dwoma literami, począwszy od aa, ab, itd ale już małymi literami alfabetu łacińskiego.

Czerwony olbrzym – gwiazda będąca na schyłkowym etapie ewolucji. Nazwa pochodzi od ich obserwowanej barwy i dużych rozmiarów. Gwiazda po zsyntetyzowaniu helu z całej ilości wodoru w jądrze zaczyna syntezę helu z warstw wodoru położonych bliżej jej powierzchni, co powoduje znaczne zwiększenie rozmiarów gwiazdy. Jądro zaś zapada się pod wpływem sił grawitacji, co powoduje wzrost jego temperatury i w efekcie rozpoczęcie reakcji termojądrowych polegających na syntezie węgla z helu. Następuje zmniejszenie gęstości, temperatury i zmiana barwy gwiazdy w kierunku czerwieni.
Droga Mleczna – galaktyka spiralna z poprzeczką, w której znajduje się m.in. nasz Układ Słoneczny. Droga Mleczna inaczej nazywana jest Galaktyką (dla odróżnienia od innych galaktyk pisaną przez duże "G"). Zawiera od 200 (wg starszych szacunków) do 400 miliardów (wg nowszych szacunków) gwiazd, średnicę około 100 000 lat świetlnych i grubość ok. 12 000 lat świetlnych[1].

czytaj dalej: [2], [3]

w oparciu o Wikipedię (licencja GFDL, CC-BY-SA 3.0, autorzy, historia, edycja)