• Artykuły
  • Forum
  • Ciekawostki
  • Encyklopedia
  • Wybuchy gwiazd dają kościom wapń

    21.05.2010. 19:12
    opublikowane przez: Redakcja Naukowy.pl

    Międzynarodowy zespół naukowców odkrył wybuchową gwiazdę wytwarzającą wyjątkowo duże ilości wapnia, który ostatecznie wbudowuje się w nasze kości. Badania, sfinansowane częściowo z międzynarodowego grantu integracyjnego Marie Curie (IRG) Siódmego Programu Ramowego (7PR), dostarczają również wskazówek na temat sposobu, w jaki bogate w wapń gwiazdy mogą stanowić nową klasę supernowych. Odkrycia opublikowano w czasopiśmie Nature.

    Wykorzystanie zautomatyzowanych teleskopów w ciągu ostatnich 10 lat zwiększyło zainteresowanie astronomów wybuchającymi gwiazdami. W 2005 r. naukowcy ze Zautomatyzowanego Teleskopu Obrazującego Katzmana (KAIT) Uniwersytetu Kalifornijskiego w Berkeley, USA, odkryli wyjątkową supernową (SN) 2005E, jedną z ośmiu znanych jako "supernowe bogate w wapń".

    "Wśród wykrywanych przez nas supernowych są też dziwne, które mogą podlegać innym mechanizmom fizycznym w porównaniu do dwóch dobrze znanych typów albo też mogą być po prostu wariacjami na standardowe tematy" - wyjaśnia profesor Alex Filippenko, dyrektor KAIT i jeden z autorów artykułu. "Niemniej SN 2005E to był inny rodzaj wybuchu. Może być ona, podobnie jak inne supernowe bogate w wapń, rzeczywiście podrzędem a nie tylko wyjątkiem."

    Zdaniem profesora Filippenko, SN 2005E różni się od dwóch głównych klas supernowych. Supernowe typu Ia powstają w wyniku gwałtownego wybuchu białego karła (pozostałości gwiazdy, która zakończyła swój normalny cykl życia) a supernowe typu Ib/c lub typu II to kategorie wybuchów gwiazd spowodowane przez zapadnięcie się jądra masywnych gwiazd. Ta ostatnia grupa pozostawia po sobie czarne dziury lub gwiazdy neutronowe.

    Ostatnie badania, prowadzone pod kierunkiem dr Hagai Perets z Centrum Astrofizyki Harvard-Smithsonian w USA (CfA) i dr Avishay Gal-Yam z Instytutu Nauk im. Weizmanna w Izraelu, rzucają światło na sposób, w jaki pierwotna gwiazda, która była białym karłem o niskiej masie kradła hel innemu białemu karłowi, aż temperatura i ciśnienie spowodowały termonuklearny wybuch, który rozerwał co najmniej zewnętrzne warstwy gwiazdy, prawdopodobnie unicestwiając ją całą.

    "Gwiazda okradana jest prawdopodobnie całkowicie niszczona w tym procesie, natomiast nie jesteśmy całkowicie pewni co do losu gwiazdy złodzieja" - mówi dr Gal-Yam.

    "Nigdy wcześniej nie zaobserwowaliśmy takiego spektrum" - mówi współautor, dr Paolo Mazzali z Instytutu Astrofizyki im. Maxa Plancka w Niemczech i Scuola Normale Superiore we Włoszech. "Oczywistym było, że unikalny skład chemiczny wybuchu stanowił ważny klucz do poznania go."

    Zespół ocenił, że około 50% masy wybuchu to wapń. Naukowcy twierdzą, że to może tłumaczyć dlaczego wszechświat i nasze organizmy są tak bogate w ten metaliczny pierwiastek. Jeżeli zaledwie kilka takich wybuchów gwiazd ma miejsce każdego stulecia, to byłyby one wystarczające, aby wytworzyć wapń występujący w galaktykach takich jak Droga Mleczna i w stworzeniach żyjących na naszej planecie.

    Tymczasem naukowcy z Uniwersytetu w Hiroszimie, Japonia, opisujący swoje odkrycia w tym samym wydaniu czasopisma Nature, argumentują że pierwotny początek SN 2005E był potężny i nastąpił taki rodzaj zapadnięcia, jaki jest obserwowany w supernowych typu II.

    "Mamy teraz zagmatwaną i mętną sytuację" - mówi profesor Filippenko. "Mamy jednak nadzieję, że dzięki odkryciu większej liczby przykładów tej podklasy i bardziej szczegółowej obserwacji, odkryjemy nowe wariacje na ten temat i lepiej poznamy co tak naprawdę się dzieje z fizycznego punktu widzenia."

    W wypowiedzi na temat znaczenia takich badań, współautor Dae-Sik Moon z Uniwersytetu Toronto w Kanadzie stwierdza: "Wybuch supernowej to najbardziej energetyczne i olśniewające zdarzenie, jakie ma miejsce we wszechświecie. Niesie ze sobą ogromną ilość informacji nie tylko na temat sposobu umierania gwiazd, ale także wiedzę o pochodzeniu życia i rozszerzeniu się wszechświata."

    W pracach wzięli również udział naukowcy z Chile i Wlk. Brytanii.

    Za: CORDIS

    Czy wiesz ĹĽe...? (beta)
    Gwiazda neutronowa – gwiazda zdegenerowana powstała w wyniku ewolucji gwiazd o dużych masach (~ 8–10 mas Słońca). Powstają podczas wybuchu supernowej (supernowe typu II lub Ib) lub kolapsu białego karła (supernowa typu Ia) w układach podwójnych. Materia składająca się na gwiazdy neutronowe jest niezwykle gęsta, przy średnicy 10–15 km gwiazdy tego typu mają masę od 1,4 do 2,5 mas Słońca. Łyżeczka materii neutronowej ma masę ok. 6 miliardów ton . Pozostałość po supernowej – mgławica powstała w końcowej fazie życia masywnej gwiazdy w wyniku wybuchu i odrzucenia zewnętrznej otoczki. Taką wybuchającą gwałtownie gwiazdę nazywamy supernową. W centralnej części tej mgławicy najczęściej znajduje się gwiazda neutronowa lub czarna dziura, powstała z jądra wybuchającej gwiazdy. Mgławice będące pozostałością po wybuchu supernowej są stosunkowo bogate w pierwiastki cięższe od żelaza, które powstają w końcowym etapie życia gwiazdy i podczas wybuchu. Wybuch umożliwia rozprzestrzenienie się tych pierwiastków w kosmosie. Nowa klasyczna (ang. classical nova) – gwiazda wybuchowa, w rzeczywistości ciasny układ podwójny złożony z białego karła i gwiazdy ciągu głównego lub nieco odewoluowanej gwiazdy. Mechanizm wybuchu to eksplozja termojądrowa na powierzchni białego karła. Z definicji, w nowych klasycznych wybuch zaobserwowano tylko raz. Układy, w których zaobserwowano rozbłysk kilkukrotnie ze względów historycznych należą do odrębnej klasy gwiazd typu nowa powrotna, a te, których wybuchu jeszcze nie zaobserwowano, należą do klasy gwiazd typu zmienna nowopodobna.

    Pair-instability supernova ("supernowa [powstająca z powodu] niestabilności [kreacji] par") – odmiana supernowej powstająca w wyniku zachwiania równowagi kreacji par w jądrze masywnej gwiazdy. W odróżnieniu od klasycznych supernowych, w wyniku których powstaje pozostałość po supernowej zawierająca w centrum czarną dziurę albo gwiazdę neutronową, gwiazda rozerwana wybuchem typu pair instability całkowicie rozrzuca swoją materię, nie pozostawiając po sobie nic poza mgławicą. Aby mogło dojść do wybuchu tego typu, masa gwiazdy musi wynosić pomiędzy 130 a 250M☉, a także gwiazda musi mieć niską metaliczność (np. gwiazda III populacji). Dobrymi kandydatami na supernowe pair instability są zauważone w latach 2006 i 2007 - odpowiednio SN 2006gy i SN 2007bi. 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.)

    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 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. Fałszywa supernowa (ang. supernova impostor) – kosmiczna eksplozja pozornie wyglądająca jak supernowa, ale w odróżnieniu od prawdziwiej supernowej, niekończąca się rozerwaniem gwiazdy, w której została zainicjowana. Fałszywe supernowe są w rzeczywistości bardzo gwałtownymi nowymi lub wybuchami gwiazd zmiennych, pozornie jedynie przypominającymi supernowe.

    Gwiazdy typu delta Scuti (nazywane też cefeidami karłowatymi) – gwiazdy zmienne typu pulsacyjnego typów widmowych od A do wczesnych F (klasy jasności od III do V). Pulsują radialnie i nieradialnie w modzie p (prawdopodobnie także w modzie g) z okresem pomiędzy 30 minut a 8 godzin. Ich jasność zmienia się o mniej niż 1. Im amplituda zmian jest mniejsza, tym więcej gwiazd tego typu jest znajdowanych. Z dotychczasowych badań wynika, że około 30% gwiazd typów widmowych od A2 do F0, znajdujących się na ciągu głównym diagramu Hertzsprunga-Russella (HR), to gwiazdy pulsujące. Paradoksem Algola nazywana jest sytuacja, gdy składniki układu podwójnego wydają się ewoluować inaczej, niż wynikałoby to z teorii ewolucji gwiazd. Cechą tempa ewolucji gwiazd jest zależność od masy gwiazdy. Im większa jest masa gwiazdy, tym szybsze jest tempo ewolucji i tym szybciej odchodzi od ciągu głównego, przechodząc przez fazę podolbrzyma czy olbrzyma. W Algolu i innych podobnych układach stwierdzona została odwrotna relacja między gwiazdami układu: składnik mniej masywny jest już podolbrzymem, a drugi o masie znacznie większej pozostaje na ciągu głównym. Wydaje się to sprzeczne, gdyż gwiazdy układu podwójnego powstają zazwyczaj jednocześnie, zatem gwiazda bardziej masywna powinna być bardziej zaawansowana ewolucyjnie.

    Gwiazdy zmienne typu SU Ursae Maioris (SU UMa) – grupa gwiazd zmiennych będących układami podwójnymi złożonymi z gwiazdy ciągu głównego i białego karła. Są one typem nowych karłowatych.

    Dodano: 21.05.2010. 19:12  


    Najnowsze