Supernowa

Mgławica pozostała po „Gwieździe Keplera”,SN 1604

Supernowa w galaktyceNGC 3370

Supernowa– termin określający kilka rodzajów kosmicznych eksplozji powodujących powstanie na niebie niezwykle jasnego obiektu, który już po kilku tygodniach lub miesiącach staje się niemal niewidoczny. Są dwie możliwe drogi prowadzące do takiego wybuchu: w jądrze masywnejgwiazdyprzestały zachodzićreakcje termojądrowebądź zachodzi proces pochłaniający promieniowanie (kreacja par,fotodezintegracja), a zmniejszenieciśnienia promieniowaniapowoduje zapadanie się gwiazdy pod własnym ciężarem, bądź teżbiały karzełtak długo pobierał materię z sąsiedniej gwiazdy, aż przekroczyłmasę Chandrasekhara,co doprowadziło do eksplozji termojądrowej. W obydwu przypadkach eksplozja supernowej z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń większość lub całą materię gwiazdy.

Utworzona w ten sposóbmgławicajest bardzo nietrwała i ulega całkowitemu rozproszeniu po okresie kilkudziesięciu tysięcy lat, znikając bez śladu. Z tego powodu wDrodze Mlecznejznamy obecniezaledwie 265 pozostałości po supernowych, choć szacunkowa liczba tego rodzaju wybuchów w ciągu ostatnich kilku miliardów lat jest rzędu wielu milionów.

Wybuch wywołujefalę uderzeniowąrozchodzącą się w otaczającej przestrzeni, formując mgławicę – pozostałość po supernowej. Eksplozje supernowych są, obokkilonowych,głównym mechanizmem rozprzestrzeniania w kosmosiepierwiastkówcięższych niżtlenoraz praktycznie jedynym źródłem pierwiastków cięższych odżelaza(powstałych w sposób naturalny). Caływapńw naszych kościach czy żelazo whemoglobiniezostały kiedyś wyrzucone w przestrzeń podczas wybuchu supernowej. 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 powstałUkład Słonecznyi ostatecznie umożliwiły powstanie naZiemiżycia w obecnej postaci.

Słowo „nowa” (łac.nova) oznacza nową gwiazdę pojawiającą się na sferze niebieskiej; z kolei przedrostek „super” odróżnia je od używanego na co dzień słowanowa,oznaczającego także gwiazdę zwiększającą 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 supernowejSN 1987A

Próbując wyjaśnić pochodzenie supernowych, astronomowie podzielili je ze względu na występowanie różnychlinii absorpcyjnychw ich widmie. Pierwszym kryterium jest występowanie liniiwodoru.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 kształtukrzywej 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 karzełściąga na siebie materię z towarzyszącegoczerwonego olbrzyma,wizja artysty

Warstwowa struktura masywnej gwiazdy tuż przed zapadnięciem się jądra, skala niezachowana

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 zakłada, żebiały karzełściąga 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 absorpcjikrzemuw 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 silnegowiatru gwiazdowegolub interakcji z towarzyszem. Supernowe typu Ib są przypuszczalnie efektem zapadania sięgwiazdy 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 osiągniegranicę Chandrasekhara), zaczyna się zapadać wskutek działania sił grawitacji. Ponieważ nuklidy Fe, Co, Ni sąbardzo stabilne,nie dochodzi do kolejnych reakcji termojądrowych. Wskutek kolapsu grawitacyjnego jądra atomowe są tak zbliżone, że zanikają przerwy między nimi i są traktowane jak pojedyncze nukleony, towarzyszy temu przemiana elektronów i protonów w neutrony 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 rozmiarów (odbite warstwy materii poruszają się bardzo szybko) gwiazda bardzo jasno świeci.

Po wybuchu supernowej gwiazda, wzależności od początkowej masy,kończy jakogwiazda neutronowalubczarna dziuralub nic nie pozostaje. Podczas wybuchu supernowej, wskutek reakcji pomiędzy jądrami pierwiastków, z udziałem neutronów ineutrinw jądrze, są syntetyzowane pierwiastki o liczbie atomowej większej niż 28 (m.in. wprocesie szybkiego wychwytu neutronów), które następnie podczas wybuchu są rozsiewane wprzestrzeni międzygwiazdowej.

Nazewnictwo supernowych

Odkrycia supernowych są zgłaszane doCentralnego Biura Telegramów AstronomicznychprzyMiędzynarodowej 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 zapisywanewielką literą,kolejne oznacza się dwiema małymi literami, począwszy od aa, ab, itd.

Słynne supernowe

• 185 n. e. –SN 185– pierwsza supernowa zarejestrowana w kronikach historycznych. Jej rozbłysk był widoczny w pobliżu gwiazdyAlfa Centauri.Obserwowana wChinachi prawdopodobnie wEuropie.Pozostawała widoczna na nocnym niebie przez osiem miesięcy.
• 1006 –SN 1006– niezwykle jasna supernowa wWilku;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 słynnaMgławica KrabipulsarPSR B0531+21wByku.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 wKasjopei.Jej pozostałością jest prawdopodobnie pulsar3C 58
• 1572 –SN 1572,„gwiazda Tychona” – supernowa w Kasjopei, obserwowana przezTychona Brahe,który w książce „De Nova Stella” po raz pierwszy użył określenia „nova”. Zaobserwowana 6 listopada.
• 1604 –SN 1604,„gwiazda Keplera” – supernowa wWężowniku,obserwowana przezJohannesa Keplera;ostatnia jak dotychczas zaobserwowana supernowa w Drodze Mlecznej. PosłużyłaGalileuszowijako dowód przeciwko panującemu ówcześnie przekonaniu, że niebo nigdy się nie zmienia. Zaobserwowana 9 października.
• 1885 –S AndromedaewGalaktyce Andromedy,odkryta przezErnsta Hartwiga
• 1987 –Supernowa 1987AwWielkim Obłoku Magellana,obserwowana już w kilka godzin po rozbłysku; była pierwszą okazją do obserwacyjnego zweryfikowania współczesnych teorii pochodzenia supernowych
• 2005 –SN 2005ap– eksplozja zaobserwowana w gwiazdozbiorzeWarkocz Bereniki,supernowa pozostawała najsilniejszym zarejestrowanymrozbłyskiem gamma,aż do momentu gdy zarejestrowano rozbłyskGRB 130427A

Najmłodszą znanąpozostałością po supernowejwDrodze MlecznejjestSNR G1.9+0.3.Jednak wybuch tej supernowej nie został zaobserwowany w świetle widzialnym, gdyż nastąpił w pobliżucentrum Galaktykii przesłoniły go gęste obszary gazu i pyłu.Ocenia się, że eksplozja tej supernowej mogłaby zostać zaobserwowana na Ziemi około 1899 roku,gdyby dysponowano wówczas teleskopami do obserwacjipromieni rentgenowskichifal radiowych,które łatwo przenikają przez gaz i pył galaktyczny.

Supernowe przedhistoryczne

Energia wybuchu dociera do Ziemi w postaci wzmożonegopromieniowania kosmicznego.Promieniowanie to powoduje aktywację jąder atomowych, między innymi powstawanie jąder węgla14
C.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 teoriiświec standardowych,gwałtowne zwiększenie koncentracji14
Cwskazuje, że w ciągu ostatnich 50 tys. lat miały miejsce następujące bliskie wybuchy:

Czas w tys. lat	Odległość wparsekach
44	110
37	180
32	160
22	250

Znaczenie supernowych

Supernowe wzbogacają przestrzeń międzygwiazdową o rozmaite pierwiastki, które nie mogłyby w większych ilościach powstać w żadnych innych okolicznościach. Każde pokolenie gwiazd ma nieco inny skład chemiczny, począwszy od pierwotnej, prawie czystej mieszaniny wodoru i helu, po kompozycje coraz bogatsze w cięższe pierwiastki. Różnice w składzie chemicznym wywierają duży wpływ na ewolucję gwiazdy i decydują o powstaniu wokół niejplanet.

Zobacz też

• lista supernowych
• pair instability supernova
• hydrogen-poor super-luminous supernova
• Geminga
• gwiazda
• powstawanie,budowa,ewolucja gwiazd

Linki zewnętrzne

Polskojęzyczne

Nagrania naYouTube[dostęp 2023-11-09]:

• Andrzej Odrzywołek,Bliżej Nauki: Eksplozje gwiazd supernowych,kanałFAIS UJ,25 października 2017.
• Supernowe,kanałAstronarium,4 marca 2018.

Anglojęzyczne

• Lista wszystkich supernowych od 1885 roku