Jak powstają nowe i supernowe. Nowe i supernowe
Jednym z najbardziej niesamowitych zjawisk naturalnych są eksplozje supernowych. To wydarzenie jest niezwykle rzadkie w życiu gwiazd. W Galaktyce jest ponad 100 miliardów gwiazd, ale w okresie istnienia astronomii teleskopowej w naszym układzie gwiezdnym nie zaobserwowano ani jednej eksplozji supernowej. Jak się obecnie uważa, gołym okiem ludzkim zaobserwowano siedem eksplozji supernowych odnotowanych w kronikach chińskich, japońskich, koreańskich, arabskich i europejskich. Ich listę podano w tabeli.
Z tabeli wynika, że supernowa sprzed 393 lat była 100 razy jaśniejsza, a supernowa sprzed 185 lat przy maksymalnej jasności była 40 razy jaśniejsza od Wenus, której pozorna wielkość przy maksymalnej jasności wynosi -4 m. Galaktyczne szerokości rozbłysków pokazują, że wszystkie miały miejsce blisko płaszczyzny symetrii Galaktyki. Czas błysków jest oczywiście całkowicie losowy. W dwóch przypadkach odstępy między nimi są krótsze niż 50 lat, ale jest też różnica wynosząca 6 wieków. Ostatnią eksplozję supernowej w naszej Galaktyce zaobserwowano w 1604 roku, 5 lat przed tym, jak Galileusz po raz pierwszy skierował teleskop na niebo. Błędem byłoby zakładać, że po tym w Galaktyce nie było eksplozji supernowych. Możecie być pewni, że na przestrzeni ostatnich niemal 4 stuleci zdarzały się one nie raz w odległych rejonach Galaktyki w pobliżu jej płaszczyzny, ukrytych przed nami nieprzeniknioną warstwą pochłaniającego światło pyłu.
Pod pewnymi względami właściwości siedmiu eksplozji supernowych, które miały miejsce w przeszłości w naszej Galaktyce, są badane nawet obecnie. W wyniku rozbłysku w przestrzeni otaczającej gwiazdę powstała mgławica gazowa – pozostałość po supernowej. W naszych czasach mgławice te nadal wysyłają emisję radiową we wszystkich kierunkach, dzięki czemu możliwe jest ich badanie. W przypadku eksplozji supernowej z roku 1054 jej efektem jest piękna Mgławica Krab, która jest dobrze widoczna w teleskopach optycznych. W miejscu eksplozji supernowej w 1604 roku znajduje się również widoczna mgławica, którą można obserwować optycznie.
Jednak największe zainteresowanie budzą obserwacje supernowych w momentach szybkich zmian ich jasności, szczególnie w pobliżu maksymalnej jasności. Dlatego eksplozje supernowych, które miały miejsce w Galaktyce, nie dostarczają wystarczającej ilości materiału do zbadania natury tego rzadkiego zjawiska. Możliwe nawet, że gdyby obserwowano je jedynie w Galaktyce, nie byłoby powodu klasyfikować ich jako szczególnej klasy gwiazd rozbłyskowych, różniącej się od zwykłych nowych.
Na szczęście supernowe zdarzają się w innych galaktykach. Przy maksymalnej jasności ich jasność jest kolosalna; wielkość bezwzględna waha się od -12 m do -18 m. Jeśli założymy, że wybuch supernowej można zaobserwować, gdy jej pozorna wielkość przy maksymalnej jasności nie przekracza +16 m, to oznacza to, że supernowa o wielkości bezwzględnej -16 m zostanie wykryta w odległości do 25 Mpc. To ogromna odległość. Dziesiątki tysięcy galaktyk znajdują się bliżej nas niż 25 Mpc. Dlatego obserwując inne galaktyki, dziesiątki tysięcy razy zwiększamy możliwość obserwacji supernowych.
Pierwszą eksplozję supernowej w innej galaktyce zarejestrowano w 1885 roku. Miała ona miejsce w mgławicy Andromedy. Przy maksymalnej jasności supernowa miała pozorną jasność +7 m.2 i można ją było obserwować przez lornetkę. Znając odległość, można obliczyć, że jej wielkość bezwzględna była bliska -17 m. Kolejne rozbłyski zaobserwowano w 1919 roku w NGC 4486 i w 1926 w NGC 4303.
Od 1933 roku Zwicky prowadzi systematyczne poszukiwania supernowych. W okresie przed 1942 rokiem stwierdzono 19 ognisk. Pracę przerwała jednak II wojna światowa. Dopiero w 1954 r. wznowiono systematyczne poszukiwania. Szczególny postęp osiągnięto po tym, jak w 1959 roku zaczęto wykorzystywać do tych celów 48-calowy (120 cm) teleskop Schmidta w Obserwatorium Mount Palomar. To potężny teleskop z ważną cechą: obszar nieba widoczny w jego polu widzenia jest znacznie większy niż w przypadku konwencjonalnych teleskopów.
Jeśli przed 1959 r. liczba odkrywanych supernowych rocznie wahała się od dwóch do czterech, to w 1959 r. odkryto 5 wybuchów, w latach 1960–18, w 1961–22, w 1962–16, w latach 1963–22, w latach 1964–11, w 1965-14 i 1966-12. Od 1961 roku 11 krajów, w tym Związek Radziecki, poszukuje supernowych w innych galaktykach. Całkowita liczba wszystkich zarejestrowanych supernowych w innych galaktykach na dzień 1 września 1978 roku wynosiła 456.
Aby odkryć supernową, fotografuje się kolejne obszary nieba i porównuje je ze zdjęciami wykonanymi w poprzednich dniach. Jeśli w galaktyce pojawi się jasny punkt, którego wcześniej tam nie było, oznacza to, że wybuchła supernowa. Galaktykę tę fotografuje się następnie wielokrotnie w określonych odstępach czasu. Na supernową kieruje się także szczelinę spektrografu i uzyskuje się jej widma. Zazwyczaj widma można uzyskać tylko w momentach bliskich maksymalnej jasności; potem nie ma wystarczającej ilości światła z supernowej, aby widmo pojawiło się na płycie. Poszerzenie linii widm zawsze pokazuje, że supernowe wyrzucają materię gazową we wszystkich kierunkach, która porusza się z prędkością kilku tysięcy kilometrów na sekundę.
Czasami jasność supernowej w jej maksimum jest porównywalna z pełną jasnością galaktyki, w której nastąpiła eksplozja. Częściej jest gorszy od pełnego blasku galaktyki, ale niewiele. Jedynie w przypadku galaktyk nadolbrzymów różnica w jasności jest znacząca.
Liczbę galaktyk w obszarze obserwacji, które znajdują się wystarczająco blisko, aby mogła nastąpić supernowa, można oszacować na 5000.
Średnia liczba rozbłysków wykrywanych rocznie w ciągu ostatnich dziesięciu lat, kiedy możemy założyć, że liczba przeoczonych rozbłysków jest niewielka, wynosi około 25. Występują one częściej w galaktykach nadolbrzymów niż w galaktykach olbrzymach, a w galaktykach olbrzymach częściej niż w karłowate. Warunek, zgodnie z którym częstotliwość rozbłysków jest proporcjonalna do ilości materii w galaktyce, jest w przybliżeniu spełniony. Jednak w galaktykach spiralnych występują one częściej niż w eliptycznych, a wśród galaktyk spiralnych najczęściej występują w tych należących do podtypu Sc, a najrzadziej w tych należących do podtypu Sa. Przybliżone szacunki częstotliwości wybuchów supernowych w gigantycznych galaktykach to jeden wybuch na 50 lat.
Kiedy w końcu nastąpi następny wybuch supernowej w naszej Galaktyce? Czy brak wybuchów przez 360 lat oznacza, że już się spóźniły i wzrosło prawdopodobieństwo wystąpienia supernowych w nadchodzących latach? Nie, to nie znaczy. Po pierwsze, nie możemy powiedzieć, że w ciągu ostatnich trzech i pół wieku w naszym systemie naprawdę nie było supernowych. Rozbłyski występują w pobliżu płaszczyzny galaktycznej, a odległych nie można zaobserwować ze względu na silną absorpcję światła. Łatwiej nie zauważyć, przeoczyć zjawisko supernowej w naszej Galaktyce niż w jakiejkolwiek innej galaktyce, chyba że tę drugą obserwuje się z boku.
Ale nawet jeśli długi brak wybuchów jest faktem, nie zwiększa to prawdopodobieństwa wystąpienia supernowych w najbliższej przyszłości. To jest wzór wyglądu! zdarzenie losowe, gdy może nastąpić z zaniedbywalnie małym prawdopodobieństwem dla każdego z członków kolektywu, a członków kolektywu jest wielu, na przykład jak gwiazdy w Galaktyce. Dlatego pomimo tego, że w naszej Galaktyce nastąpił ostatni wybuch supernowej; zaobserwowano w roku 1604, prawdopodobieństwo wystąpienia supernowej w roku bieżącym jest tak samo małe, jak w roku 1605, który nastąpił po roku 1604.
Tego warto żałować. Stosunkowo bliski wybuch supernowej jest bardzo interesującym widowiskiem i byłby bardzo cennym przedmiotem badań. Można było to zauważyć wcześniej, przed osiągnięciem maksymalnej jasności i zbadać proces zwiększania jasności supernowej, która wymyka się obserwacjom rozbłysków w innych | galaktyki. Obserwacje można prowadzić długo po zaniku jasności, aby dowiedzieć się, jaki jest ostateczny los supernowej – kwestia, która nie została rozwiązana w przypadku supernowych w innych galaktykach. Znaczna jasność pozorna supernowej umożliwiłaby otrzymanie widma o dużej liczbie szczegółów i przeprowadzenie szczegółowych badań.
Ale eksplozja supernowej zbyt blisko może być również niebezpieczna. Gdyby do tej katastrofy doszło np. z naszą najbliższą sąsiadką – Alfa Centauri, wówczas przy maksymalnej jasności supernowa byłaby tak jasna jak 500 księżyców. Przy bardzo wysokich temperaturach powierzchni promieniowanie ultrafioletowe i promieniowanie o jeszcze krótszej długości fali docierające do Ziemi może stanowić zagrożenie dla życia na naszej planecie.
Zapraszamy do dyskusji na temat tej publikacji na naszym portalu.
Wybuch supernowej to wydarzenie o niesamowitych proporcjach. Tak naprawdę eksplozja supernowej oznacza koniec jej istnienia lub, co również ma miejsce, odrodzenie się jako czarna dziura lub gwiazda neutronowa. Zakończeniu życia supernowej zawsze towarzyszy eksplozja o ogromnej sile, podczas której materia gwiazdy zostaje wyrzucona w przestrzeń kosmiczną z niewiarygodną prędkością i na ogromne odległości.
Wybuch supernowej trwa zaledwie kilka sekund, ale w tym krótkim czasie uwalniana jest po prostu fenomenalna ilość energii. Przykładowo eksplozja supernowej może wyemitować 13 razy więcej światła niż cała galaktyka złożona z miliardów gwiazd, a ilość promieniowania uwolnionego w ciągu sekund w postaci fal gamma i rentgenowskich jest kilkukrotnie większa niż przez miliardy lat życie.
Ponieważ eksplozje supernowych nie trwają długo, zwłaszcza biorąc pod uwagę ich kosmiczną skalę i wielkość, są one znane głównie ze swoich konsekwencji. Takimi konsekwencjami są ogromne mgławice gazowe, które po eksplozji nadal świecą i rozszerzają się w przestrzeni kosmicznej przez bardzo długi czas.
Być może najsłynniejszą mgławicą powstałą w wyniku eksplozji supernowej jest Mgławica Krab. Z kronik starożytnych chińskich astronomów wiadomo, że powstał po eksplozji gwiazdy w konstelacji Byka w 1054 roku. Jak można się domyślić, błysk był tak jasny, że można go było dostrzec gołym okiem. Teraz Mgławicę Krab można zobaczyć w ciemną noc za pomocą zwykłej lornetki.
Mgławica Krab wciąż rozszerza się z prędkością 1500 km na sekundę. W tej chwili jego rozmiar przekracza 5 lat świetlnych.
Powyższe zdjęcie składa się z trzech zdjęć wykonanych w trzech różnych widmach: rentgenowskim (teleskop Chandra), podczerwonym (teleskop Spitzera) i konwencjonalnym optycznym (). Promieniowanie rentgenowskie jest niebieskie i pochodzi z pulsara, niezwykle gęstej gwiazdy powstałej po supernowej.
Mgławica Simeiz 147 jest jedną z największych znanych obecnie. Supernowa, która eksplodowała około 40 000 lat temu, utworzyła mgławicę o średnicy 160 lat świetlnych. Został odkryty przez radzieckich naukowców G. Shayona i V. Gaze w 1952 roku w Obserwatorium Simeiz o tej samej nazwie.
Zdjęcie przedstawia ostatni wybuch supernowej, jaki można było zaobserwować gołym okiem. Miało miejsce w 1987 roku w galaktyce Wielkiego Obłoku Magellana w odległości 160 000 lat świetlnych od nas. Dużym zainteresowaniem cieszą się niezwykłe pierścienie w kształcie cyfry 8, o których prawdziwej naturze naukowcy wciąż jedynie spekulują.
Mgławica Meduza z konstelacji Bliźniąt nie jest tak dobrze zbadana, ale jest bardzo popularna ze względu na swoje niespotykane piękno i dużą gwiazdę towarzyszącą, która okresowo zmienia swoją jasność.
K. Lundmark jako pierwszy mówił o wybuchach supernowych w naszej Galaktyce w 1921 roku. Uważał, że jasne rozbłyski obserwowane w starożytności i średniowieczu to galaktyczne nowe i gwiazdy, które później nazwano supernowymi. Odnotowując rozbłysk 1054 obserwowany w Chinach, wskazał, że jego położenie znajdowało się blisko mgławicy Krab – gazowej bryły o włóknistej strukturze przypominającej kraba. Ciekawe, że mgławicę tę badali także w 1921 roku amerykańscy astronomowie K. Lampland i J. Duncan i obaj odkryli, że systematycznie się rozszerzała, a czas jej ekspansji wynosił prawie dziewięć wieków.
Łatwo jest nam teraz porównać te fakty i ustalić zbieżność wybuchu z powstaniem mgławicy, ale ani Lundmark, ani amerykańscy badacze nie wyciągnęli takiego wniosku. Zaledwie siedem lat później E. Hubble po raz pierwszy zauważył tę zbieżność mimochodem, a dziesięć lat później Lundmark z przekonaniem stwierdził, że Mgławica Krab powstała w wyniku rozbłysku z 1054 r. Ustalił pozorną wielkość rozbłysku i odległość do „Krab” i uzyskał absolutną wielkość gwiazdową, która okazała się znacznie wyższa niż w przypadku zwykłego nowego. Dowodziło to, że w 1054 roku w Galaktyce nastąpił wybuch supernowej. Nie mniej ważne było ustalenie faktu, że rozszerzająca się mgławica pozostała na swoim miejscu. Najwyraźniej powodem siedemnastoletniego opóźnienia był fakt, że najbardziej wiarygodna starożytna kronika chińska podaje, że „kilka cali na południowy wschód od Tian Guan (jak nazywano w Chinach pojawianie się gwiazd i komet) pojawiła się gościnna gwiazda”. „Cal” w tym przypadku oznacza w przybliżeniu półtora stopnia łuku sfery niebieskiej. Powszechnie uważano, że główną gwiazdą konstelacji „Tian Guan” („Niebiańska Bariera”) jest Byk $\zeta$ (ryc. 23). Jednak Mgławica Krab znajduje się nie na południowy wschód, ale na północny zachód od tej gwiazdy. Musiałem podejrzewać, że w chińskim tekście był błąd.
Ryż. 23. Konstelacja Byka i jego otoczenie.
Na lewej krawędzi mapy znajdują się podziały stopniowe, gruba linia z podziałami stopni to ekliptyka. Granice konstelacji Byka i innych współczesnych konstelacji są obrysowane linią przerywaną, główne gwiazdy są oznaczone literami alfabetu greckiego. Konfiguracje chińskich konstelacji przedstawiono liniami ciągłymi, ich nazwy podano kursywą. Mgławica Krab jest oznaczona literą X.
Jednak specjaliści zajmujący się historią nauki w starożytnych Chinach stanowczo odrzucają możliwość błędu. W 1971 roku specjalista starożytnej chińskiej astronomii Ho Pin-yu (Malezja) oraz amerykańscy sinolodzy F. Paar i P. Parsons wskazali inny tekst z podobnym opisem wybuchu epidemii na południowy wschód od Tian Guan. Zatem w kronice nie było błędu. Trzeba szukać innej przyczyny zamieszania w ustaleniu miejsca wybuchu epidemii. Autorowi tej książki najwyraźniej się to udało.
Na starożytnych chińskich mapach gwiazd prawie nie ma konstelacji o tych samych nazwach, a tylko „Tian Guan” okazało się pięć: we współczesnych konstelacjach Byka, Panny, Strzelca, Bliźniąt i Koziorożca. Inny z pierwszych badaczy chińskiego systemu konstelacji, G. Schlegel, zauważył w 1875 r., że każda z tych „Niebiańskich Barier” składa się z dwóch jasnych gwiazd, ale najważniejsze jest to, że linia między tymi gwiazdami barierowymi koniecznie przecina ekliptykę - pozostał niezauważony. Ale taki był cel tych specjalnych konstelacji: pełniły rolę prawdziwych barier, blokując w pięciu miejscach główną „niebiańską autostradę” - ekliptykę, w rejonie której odbywa się ruch ciał niebieskich: planet, Słońce i Księżyc.
Schlegel i inni po nim uważali drugą gwiazdę „Tian Guan” w Byku za słabą gwiazdę na południe od Byka i nie wzięli pod uwagę, że taka bariera nie przekracza ekliptyki. Był to błąd, który doprowadził do zamieszania w ustaleniu miejsca wybuchu supernowej.
Naturalną parą gwiazd, która spełnia nasze wymagania, jest Byk. Nawiasem mówiąc, Hipparch nazywa je „rogami” Byka, który spotyka z nimi luminarzy poruszających się wzdłuż ekliptyki - rola dość podobna do „Niebiańskiej Bariery”! Dlaczego do tej pory nie zwracali uwagi na Byka jako naturalny, a ponadto główny jasny składnik „Tian Guan”? Ponieważ nie zidentyfikowano związku między barierami a ekliptyką, a ponadto gwiazda ta była jedną z głównych gwiazd sąsiedniej konstelacji „U-Che” („Pięć Rydwanów”), znajdującej się w miejscu naszej konstelacji Auriga. Ale był to również nieistotny zarzut, ponieważ „Tian Guani” nie są całkowicie niezależnymi konstelacjami: u Strzelca i Bliźniąt są jednocześnie częścią sąsiednich konstelacji. Podobnie jest z „Barierą” w Byku.
Chińczycy mieli w zwyczaju wskazywać położenie „gwiazdy gościnnej” w stosunku do najjaśniejszej gwiazdy w konstelacji. W Tian Guan w Byku za taką gwiazdę musimy teraz uznać Byka i wtedy kontrowersyjny tekst z chińskiej kroniki otrzymuje jasną interpretację: „na południowy wschód od Byka w odległości kilku stopni”. Na południowy wschód od tej gwiazdy, siedem stopni od niej, znajduje się Mgławica Krab.
O Mgławicy Krab powiemy dużo więcej w kolejnych rozdziałach, ponieważ odegrała ona wyjątkową rolę w badaniach astrofizycznych. Dlatego szczególnie interesujące są szczegółowe informacje na temat lampy błyskowej: jej blasku, koloru, ich zmian i innych cech. Jednak prawie nie ma bezpośrednich porównań jasności płonącej gwiazdy z czymkolwiek innym. Niemniej jednak próbę zbadania problemu podjęli w 1942 roku holenderski astronom J. Oort i Amerykanin N. Mayall. Na podstawie chińskich tekstów ustalili, że supernową po raz pierwszy zauważono 4 lipca i była widoczna nawet w ciemności przez 23 dni, a obserwowano ją w nocy aż do połowy kwietnia 1056 roku.
Jeśli weźmiemy pod uwagę, że Wenus możemy zobaczyć, gdy Słońce nie zachodzi, gdy jego jasność przekracza jasność gwiazdową - 3,5, a supernowa przestaje być widoczna w nocy, gdy jej jasność spadnie do 5 mag, stwierdzimy, że gwiazda osłabiła się o 8,5 mag gwiazdowy w ciągu 650 dni, średnio o 1,3 magnitudo na sto dni. Jednak teraz wiemy, że tak wolne tempo rozpadu, w połączeniu z niskim tempem rozszerzania się otoczki (obserwowane w Mgławicy Krab), jest możliwe tylko w przypadku supernowych typu II.
Oort i Mayall odrzucili kilka odniesień do wcześniejszych dat obserwacji supernowej, w szczególności japońskie zapisy z końca maja, ponieważ supernowa była wówczas zasłonięta przez Słońce i nie można było jej zobaczyć, a także trzy chińskie teksty, które stwierdzały, że w W roku 1054 nastąpiło zaćmienie Słońca w ciągu dnia i w „księżycowym domu Mao” (Plejady) pojawiła się „gwiazda gościnna”. Miejsca i momenty wszystkich zaćmień są dokładnie wyliczone w „Kanonie zaćmień” T. Oppolzera, a zaćmienie, o którym mowa, miało miejsce podczas majowego nowiu księżyca w południowych Chinach po południu 9 maja 1054 roku. Obecnie mija 40 lat po pracach Oorta i Mayalla możemy powiedzieć, że zarówno teksty japońskie, jak i chińskie nie zawierały błędów: supernową zaobserwowano w maju. Współcześni interpretatorzy mylili się. Stało się to jednak jasne po odkryciu informacji o obserwacjach supernowych w Armenii.
W 1969 r. Radzieccy badacze I.S. Astapovich i B.E. Tumanyana odnaleziono w repozytorium starożytnych rękopisów ormiańskich w Matenadaran, a w 1975 roku ostatecznie odszyfrowano tekst astronomiczny Etum Patmich. W tłumaczeniu napisano, że w roku 1054 „gwiazda pojawiła się na dysku Księżyca, gdy 14 maja w pierwszej połowie nocy był nów księżyca”. Wiemy już, że według współczesnego kalendarza nów księżyca przypadł na 9 maja, a jak pokazują obliczenia, nieco ponad dzień później. Księżyc zbliżył się jak najbliżej supernowej. Moment ten można było zaobserwować w Erewaniu 10 maja podczas zachodu Księżyca, który dzień po nowiu wyglądał jak niezwykle wąski półksiężyc. Ale supernowa znajdowała się prawie cztery średnice Księżyca poniżej Księżyca. NS Astapovich przekonująco pokazał, że tę odległość na horyzoncie można znacznie zmniejszyć za pomocą trzech efektów optycznych: poziomej paralaksy Księżyca, napromieniowania i anomalnego załamania światła gwiazd na horyzoncie. W związku z tym w pobliżu półksiężyca może pojawić się uderzający widok jasnej gwiazdy.
Jeśli Patmich widział supernową, to teksty opisujące jej pojawienie się podczas zaćmienia są prawidłowe. Faktem jest, że wzmianka o „księżycowym domu Mao” najwyraźniej odnosi się tylko do Słońca, które w czasie zaćmienia faktycznie znajdowało się w Plejadach. Być może w tekście wskazano, że na niebie, przyciemnionym podczas zaćmienia, wśród znajomych gwiazd dostrzeżono także „gwiazdę gościnną”. Kiedy zaćmienie się skończyło, zniknęło w świetle dziennym, dlatego nie było jeszcze wystarczająco jasno i następnego dnia osiągnęło maksimum. Do początku lipca przez prawie dwa miesiące mogła być jaśniejsza niż -3,5 mag i czasami była obserwowana na tle błękitnego nieba, gdy Słońce jeszcze nie zaszło. Długie przebywanie na maksimum jest charakterystyczne, jak wiemy, także dla supernowych typu II – to kolejny argument przemawiający za taką klasyfikacją wybuchu.
Oprócz możliwej obserwacji supernowej w Armenii znane są obecnie inne okoliczności związane z wybuchem w 1054 r., których wiarygodność jest warunkowa, ale prawdopodobnie można je połączyć z innymi, bardziej wiarygodnymi informacjami na temat supernowej. Mówimy o rzeźbach skalnych na pustyni w Północnej Arizonie.
W 1955 roku amerykański archeolog W. Miller odkrył tam dwa malowidła naskalne o nietypowej dla Indian północnoamerykańskich fabule, a mianowicie zawierające motywy półksiężyca i koła przedstawiającego gwiazdę (ryc. 24). Jeden rysunek znajdował się w jaskini na Górze Białego Stołu i przedstawiał młody Księżyc z jasną gwiazdą w dolnym rogu, a drugi, umieszczony w pobliżu pierwszego na ścianie Kanionu Navajo, przedstawiał sierp zwrócony w drugą stronę, tj. stary Księżyc i gwiazda pod nim.
Ryż. 24. Sztuka naskalna w Arizonie.
Lewy rysunek został znaleziony w jaskini w Górze Białego Stołu i przedstawia młody Księżyc zbliżający się do gwiazdy, prawy rysunek znajduje się na ścianie Kanionu Navajo; stary księżyc i jasna gwiazda.
Pozostałości węgli w paleniskach jaskiń oraz styl malowideł w tej części kanionu wskazują, że jaskinie były zamieszkane przez Indian Navajo w X-XII wieku. Najprawdopodobniej Hindusi byli zachwyceni spektakularnym spektaklem bliskości Księżyca i supernowej z 1054 r. Podejście Księżyca z gwiazdami znajdującymi się na jego drodze następuje dokładnie po 27 dniach i 7 godzinach. W szczególności stary Księżyc był bliski wybuchu supernowej 4 czerwca 1054 roku, wkrótce po tym, jak stał się widoczny w Chinach. Wzór w kanionie może odpowiadać temu wydarzeniu. Jeśli chodzi o rysunek w jaskini, Miller i astronomowie, którzy go później badali, wierzyli, że starożytny artysta odwrócił obraz Księżyca, jak to się dzieje z naszymi współczesnymi, jeśli zostali poproszeni z zaskoczenia o narysowanie Księżyca z pamięci. Aby potwierdzić ten fakt, przeprowadzono nawet masowe eksperymenty, potwierdzając nieuwagę naszych współczesnych. Cóż, jak już się stało, starożytny artysta został ponownie oskarżony o popełnianie błędów.
Ryż. 25. Krzywe blasku pięciu galaktycznych supernowych.
Poziomo - faza w dniach, pionowo - wielkości pozorne. 1 - Chińska Supernowa 185 2 - Supernowa 1006 3 - Supernowa 1054, 4 - Brahe Supernowa 1572, 5 - Supernowa Keplera 1604
Jednak porównanie z człowiekiem współczesnym nie wytrzymuje krytyki. Księżyc w epoce neolitu i przez długi czas po nim był dla ludzi nie tylko zwykłą lampką nocną, ale także zegarem i kalendarzem. Na podstawie pozycji na niebie i fazy można było ocenić porę dnia i dnia miesiąca księżycowego. Nadal nie można było pomylić młodego Księżyca ze starym, gdyż młody Księżyc widoczny jest wieczorem, a stary rano.
Najwyraźniej przedstawiono dwa różne wydarzenia. JEST. Astapovich zwrócił uwagę, że rysunek w jaskini, który uznano za odwrócony, odpowiada dokładnie majowemu podejściu Księżyca do supernowej, który zaobserwowano 10 maja w Armenii podczas zachodu słońca. Ale w Arizonie ten moment przypadał na dzień, Księżyc stał się widoczny dopiero kilka godzin później, kiedy zaczął zachodzić. Odległość między nim a gwiazdą podczas zachodu słońca w Arizonie nie była już minimalna.
Na ryc. Rysunek 25 przedstawia szacunkową krzywą blasku Supernowej 1054. W swoim maksimum osiągnęła -5 mag, a klasa fotometryczna prawdopodobnie wynosiła II.5.
Poszukiwania galaktycznych supernowych
W latach 1943-1945. Radziecki astronom B.V. Kukarkin i amerykański astronom V. Baade zbadali niezależnie od siebie dwie kolejne galaktyczne supernowe. Były to najjaśniejsze rozbłyski gwiazd u progu ery teleskopów, znane jako Nova 1572 Tycho Brahe'a i Nova 1604 Johannesa Keplera. Nasi współcześni korzystali z podanych w pracach porównań blasku nowych z blaskiem planet i sąsiednich gwiazd Brahego i Keplera. Teraz możliwe jest dokładne obliczenie wielkości planet w dowolnym momencie w przeszłości, a wielkości gwiazd widocznych gołym okiem są dokładnie znane. Umożliwiło to rekonstrukcję krzywych blasku obu jasnych rozbłysków (pokazane są na rys. 25). Nierówno odnaleziono także koreańskie zapisy historyczne dotyczące Nowej Keplera, które w znaczący sposób uzupełniły europejskie obserwacje. Według naszych definicji maksymalna jasność Supernowej z 1572 r. wynosiła -4,5, a supernowej z 1604 r. -3,5, czyli w obu przypadkach osiągnęła jasność Wenus. Ale najciekawsze jest to, że ich krzywe blasku nie tylko były wyraźnie typu I, ale obie najlepiej pasowały do klasy fotometrycznej I.12.
W miejscach rozbłysków, najpierw w Nowej Keplera, a następnie w Nowej Brahe, W. Baade odkrył słabe mgławice postrzępione włókniste. Chociaż mgławice te różnią się szczegółami od mgławicy Krab, wciąż był to nowy znak dla poszukiwań supernowych w naszej Galaktyce, w tym tych, które z tego czy innego powodu nie były obserwowane w przeszłości jako eksplozje. Dlatego całkiem naturalne było założenie, wysunięte w 1946 roku przez Oorta, że duża mgławica włóknista w konstelacji Łabędzia jest również pozostałością po supernowej, która dawno utknęła w gazie międzygwiazdowym. Na niebie odkryto już ponad trzydzieści takich mgławic włóknistych. Najjaśniejsze z nich badali radzieccy astrofizycy G.A. Shain i V.F. Gaza. Wszystkie te pozostałości po supernowych mają tysiące lat.
W 1948 roku odkryto pierwsze silne źródła kosmicznej emisji radiowej, niektóre z nich w rejonie Drogi Mlecznej. Źródła te nazwano Strzelcem A (znalezionym później w jądrze Galaktyki), Kasjopeją A i Bykiem A. W tamtym czasie radioteleskopy bardzo z grubsza określiły położenie źródła radiowego na niebie, ale rok później australijski radioastronom J. Bolton i jego współpracownicy odkryli, że pozycja ich wcześniejszego źródła radiowego Taurus A pokrywa się z Mgławicą Krab.
Badanie tego źródła radiowego na kilku długościach fal wykazało, że jego intensywność wzrasta wraz z przejściem do fal dłuższych. Był to ważny fakt, którego konsekwencje zdano sobie później. Wiemy już, że rozgrzane ciała niebieskie emitują fale w zakresie radiowym, jednak jeśli źródło promieniowania jest termiczne, to jego intensywność na falach radiowych maleje wraz z przejściem na fale dłuższe. W przypadku Mgławicy Krab zmiana intensywności emisji radiowej wraz z długością fali jest inna: intensywność wzrasta wraz ze wzrostem długości fali. To pokazuje, że emisja radiowa obiektu nie ma charakteru termicznego. Patrząc w przyszłość, zauważamy, że oprócz pozostałości supernowych obecne jest promieniowanie nietermiczne ze źródeł pozagalaktycznych: galaktyk radiowych i kwazarów. Słaba nietermiczna emisja radiowa jest również generowana przez ośrodek międzygwiazdowy ramion spiralnych.
Odkrycie nietermicznej emisji radiowej z Mgławicy Krab skłoniło do poszukiwań pozostałości po supernowych w oparciu o tę nową funkcję. W 1952 roku Baade odkrył słabą mgławicę włóknistą w miejscu obserwacji źródła radiowego Cassiopeia A. Radzieccy astronomowie P.P. Parenago i I.S. Szkłowski zasugerował, że jest to także pozostałość po supernowej, być może nawet zaobserwowanej w starożytnych Chinach (w gwiazdozbiorze Kasjopei starożytni obserwatorzy widzieli wiele błysków). Inni badacze, tacy jak Minkowski, nie zgodzili się z ich punktem widzenia.
Jednak w 1955 roku R. Minkowski był w stanie zmierzyć ruch skupisk tej mgławicy i odkrył, że pomimo swojej odmienności od Mgławicy Krab, była ona również częścią szybko rozszerzającej się powłoki. Musiał zrezygnować ze swoich zastrzeżeń. Na podstawie ekspansji mgławicy udało się określić wiek tej supernowej. Najnowsze badania kanadyjskich astronomów K. Campera i S. van den Bergha umieszczają datę wybuchu epidemii na około 1653 rok z niepewnością około 3 lat. Oznacza to, że miało to miejsce całkiem niedawno, po wybuchach Supernowych Brahego i Keplera, w epoce teleskopów Jana Heweliusza, a tymczasem nie było go widać w gwiazdozbiorze Kasjopei, który jest zawsze dostępny do obserwacji i nie wchodzi w klimat umiarkowany. szerokości geograficzne naszej półkuli. Młoda supernowa odkryta dzięki radioastronomii okazała się obiektem niezwykle interesującym pod wieloma względami.
Do tej pory radioastronomia umożliwiła zidentyfikowanie 135 nietermicznych źródeł radiowych należących do naszej Galaktyki. Są pozostałościami po supernowych w różnym wieku. Tylko w przypadku stosunkowo młodych obiektów, obserwowanych wystarczająco szczegółowo przez naszych poprzedników w ubiegłych stuleciach, jesteśmy w stanie na podstawie krzywych blasku określić typ, a czasem nawet klasę fotometryczną supernowej.
Obserwacje supernowych w czasach starożytnych
Naukowcy od dawna zbierają informacje na temat starożytnych obserwacji wybuchów gwiazd, pojawienia się komet i innych niezwykłych zjawisk. Pierwsze podsumowania takich danych, zebrane ze źródeł chińskich, bliskowschodnich i europejskich, należą do francuskiego badacza komet A.G. Pingre, który w 1783 roku opublikował dwutomowe dzieło „Kometografia”. Wykorzystał niektóre teksty rzymskie i biblijne, a także pierwsze tłumaczenia średniowiecznej chińskiej encyklopedii Wenxian Tongkao, opracowanej przez Ma Duanlina, a także kilka innych rękopisów, z których część zaginęła następnie bez śladu podczas rewolucji francuskiej.
Niestety, lista Pingre'a została niezasłużenie zapomniana zarówno przez Humboldta, jak i Lundmarka. Najbardziej kompletny jak dotąd zbiór wszystkich zjawisk uważanych z tego czy innego powodu za rozbłyski gwiazdowe został opracowany przez autora tej książki i został włączony do międzynarodowego „Ogólnego katalogu gwiazd zmiennych”, który jest regularnie aktualizowany o nowe dane.
Od czasów starożytnych do roku 1700 miało miejsce około 200 wybuchów, głównie nowych gwiazd, a poszukiwania w rękopisach i kronikach trwają. Należy zauważyć, że do niedawna uważano, że w Europie, regionie Morza Śródziemnego i na Bliskim Wschodzie zaobserwowano niewiele ognisk: tylko 5-7, a resztę odnotowano w krajach Dalekiego Wschodu. Z materiałów z kronik Pingre i rzymskich wynika, że na Zachodzie odnotowano około 25 ognisk tej choroby. Jest to już znaczący wkład, który wykorzystuje się do porównań opisów ognisk.
Jak można zidentyfikować supernowe wśród obserwowanych rozbłysków? Trzy jasne supernowe galaktyczne, które omawialiśmy na poprzednich stronach, osiągnęły lub przekroczyły wielkość -3,5. I to nie jest wypadek. Aby rozbłysk gwiazdowy mógł być łatwo dostrzeżony gołym okiem, musi mieć jasność co najmniej 3mag. Następnie przełamuje zwykłe figury konstelacji i przyciąga wzrok. Nowa gwiazda będzie miała tę jasność przy maksymalnej jasności, jeśli będzie zlokalizowana nie dalej niż tysiąc lat świetlnych od nas. Ale supernowa, która wybuchła w najodleglejszej części naszej Galaktyki, gdyby nie było absorpcji międzygwiazdowej, byłaby jaśniejsza niż zero magnitudo i byłaby obserwowana, w zależności od rodzaju krzywej blasku, od 3 do 8 miesięcy. Zatem istnieje duże prawdopodobieństwo, że błysk jaśniejszy od zera jest supernową.
Do niedawna najstarszym raportem z obserwacji jasnych źródeł światła, który do nas dotarł, była wzmianka o komecie z 2296 roku p.n.e. e., odnaleziona przez Pingre’a i zawarta w przekazach tradycji ustnych o pierwszym chińskim władcy Yao. Pisanie w Chinach powstało półtora tysiąca lat później. Ale kilka lat temu J. Mikhanovsky (USA) odszyfrował glinianą tabliczkę Sumerów (mieszkańców starożytnej Mezopotamii), na której zapisano najstarszą ustną legendę o „drugim bóstwie słońca”, które pojawiło się po południowej stronie nieba , ale wkrótce zbladło i zniknęło. Zjawisko to datuje się na 3-4 tysiąclecia p.n.e. mi. i jest związany z eksplozją supernowej, po której pozostała najbliższa nam pozostałość - mgławica Parus X.
Mamy teraz jednoznaczne i wiarygodne informacje na temat wybuchu najwyraźniej supernowej, którą zauważono w Chinach 7 grudnia 185 roku naszej ery. mi. i był widoczny do lipca 186 lub 187. Oto jak opisano to zjawisko: „W okresie Zhong-Qing, w drugim roku, 10-tego księżyca w dniu Kwei-Hao, w środku Nan-Meng był wielkości bambusowego liczydła i po roku stopniowo słabł, aż do szóstego księżyca, kiedy zniknął. Opis ten zawiera datę zjawiska, czas jego trwania i miejsce na niebie, wskazany jest jego charakter: bezruch wśród gwiazd, osłabienie jasności i zmiana koloru. Należy pamiętać, że jest to jedyna wzmianka o zjawisku 185. Inne informacje do nas nie dotarły.
Konstelacja „Nan-Men” to także Centauri. W Luoyang, starożytnej stolicy Chin, wznosiła się trzy stopnie nad horyzontem i była widoczna nie dłużej niż przez dwie godziny w nocy, więc gwiazda musiała być wyjątkowo jasna, aby została zauważona. Uważano, że wybuch epidemii trwał 7 miesięcy, ale F. Stephenson twierdzi, że odpowiedni hieroglif w tekście należy tłumaczyć nie jako „w przyszłym roku”, ale w znaczeniu „kolejnego roku” i szacuje czas trwania na 20 miesięcy.
Naszym zdaniem decydującym argumentem wskazującym na wybuch supernowej, a nie nowej gwiazdy, jest konsekwentna zmiana koloru wybuchu. Nowe gwiazdy praktycznie nie zmieniają swojej barwy, natomiast supernowe są maksymalnie białe, a następnie kolejno stają się żółte, czerwone, ponownie żółte i białe. Ponieważ tekst mówi o pięciu kolorach, pierwsze obserwacje odnoszą się do fazy białej, czyli do maksymalnej jasności.
Jaka była maksymalna jasność supernowej? Tekst nie podaje bezpośrednich informacji, ale możemy je obliczyć na podstawie czasu trwania zjawiska. Siedmiomiesięczna widoczność gwiazdy blisko horyzontu wskazuje na gwiazdową wielkość rozbłysku nie większą niż -4, a 20-miesięczną widoczność - od -4 do -8 mag. Daje to dość szeroki wybór, który może być ograniczony w przypadku znalezienia pozostałości po supernowej.
Pomiędzy i Centauri odkryto cztery nietermiczne źródła radiowe, czyli pozostałości po supernowych. Ta pośrodku pokrywa się ze słabą mgławicą włóknistą. Niedawno odkryto jej termiczną emisję rentgenowską – oznakę względnej młodości pozostałości po supernowej. Jego wiek liczony na podstawie intensywności emisji radiowej jest mniejszy od wieku pozostałych trzech, ale przekracza 1700 lat, czyli okazuje się starszy od obserwowanego rozbłysku, co należy przypisać prymitywnemu określeniu wieku metoda. Odległość do pozostałości wynosi 2-3 kpc, dlatego supernowa typu I, która wybuchła w takiej odległości, po osłabieniu przez absorpcję międzygwiazdową, osiągnęłaby -4 mag, a w przypadku typu II -2 mag . Najwyraźniej typ I jest bardziej odpowiedni.
Próby identyfikacji eksplozji supernowych opisywanych w starożytnych tekstach „od tylnych drzwi”, wykorzystując dane o pozostałościach galaktycznych supernowych, cieszyły się wielką popularnością około dwadzieścia lat temu. Ich słabym punktem były bardzo przybliżone oznaczenia kronikowe dotyczące obszarów ognisk. Kiedy udało się w jakiś sposób określić wiek szczątków, ujawniono wyimaginowany charakter wielu „identyfikacji”.
Poszukiwanie starych tekstów zawierających cenne informacje astronomiczne nadal odgrywa ważną rolę. Szczególnie pouczająca pod tym względem jest historia badań Supernowej 1006. Wybuch ten, obserwowany w południowej konstelacji Wilka, niedaleko horyzontu, został wspomniany w siedmiu kronikach japońskich, sześciu chińskich, sześciu europejskich, pięciu arabskich i jednej koreańskiej. Kronikarze opisujący zjawiska nie zawsze byli zawodowymi obserwatorami i naocznymi świadkami, czasami zdarzają się jednak opisy naocznych świadków. Był to astrolog Ali ben Ridwan, który szczegółowo opisał zjawisko roku 1006, które osobiście widział w młodości. Pamiętał dobrze położenie planet w momencie pojawienia się gwiazdy, a amerykański badacz B. Goldstein był w stanie ustalić datę i miejsce tego zjawiska na niebie. Podobne wyniki uzyskał z kronik chińskich.
Podobnie jak w przypadku Supernowej 1054, mamy tu do czynienia z niedoborem informacji na temat jasności supernowej. Co ciekawe, pierwszy opis supernowej z 28 kwietnia, dokonany przez japońskich astronomów, wskazywał na niebiesko-biały kolor gwiazdy, a kolejni obserwatorzy jednomyślnie opisywali kolor gwiazdy jako żółto-złoty. Sądząc po tych informacjach, Japończycy widzieli tę supernową jeszcze zanim osiągnęła maksymalną jasność. Chińskie źródła odnotowały również, że 1 maja jej jasność stopniowo wzrastała i zbliżała się do jasności Wenus. Pięć źródeł porównuje blask supernowej z blaskiem częściowego Księżyca, chociaż nikt nie wspomina, że gwiazdę widziano w ciągu dnia. Oczywiście w maju gwiazda wschodziła i zachodziła późno w nocy. Nawet gdyby dorównywała Wenus jasnością, robiłaby ogromne wrażenie na tle bezksiężycowej głębokiej nocy, podczas gdy Wenus widzimy dopiero o zmierzchu na jasnym tle świtu. Cienie obiektów oświetlanych przez supernową również wzmocniły wrażenie i najwyraźniej posłużyły jako podstawa do porównań z niekompletnym Księżycem. W rzeczywistości supernowa może wydawać się jaśniejsza niż Wenus, ale słabsza niż Księżyc w kwadrze. Ali ben Ridwan zauważa, że „rozmiar” gwiazdy był 2,5-3 razy większy niż Wenus. Porównanie to odbyło się „zaocznie”, ponieważ gwiazda wzeszła znacznie później niż zachód Wenus. Naukowcy próbowali ponownie obliczyć szacunki Ali bin Ridwana w oparciu o stare arabskie i współczesne dane dotyczące pozornych wymiarów kątowych Wenus, ale wynik był nonsensowny. Ali ben Ridwan miał oczywiście na myśli, że gwiazda była jaśniejsza od Wenus o 2-3 magnitudo. Ponieważ Wenus może mieć jasność -3 mag wieczorami w maju, supernowa przy maksymalnej jasności może mieć -6 mag.
Ta okoliczność; że w lipcu supernowa miała wzejść w dzień po południu, ale nie była widoczna na tle dziennego nieba, wskazuje, że w tym miesiącu była słabsza niż -3,5 magnitudo. Kiedy ponownie stała się widoczna w nocy, nadal wyróżniała się jasnością wśród otaczających ją gwiazd. Od lipca do końca listopada japońscy nadworni astronomowie dziewięć razy zgłaszali cesarzowi jej widoczność. Chińscy astronomowie obserwowali ją rano na wschodzie aż do samego końca roku. W 1007 roku nie było już żadnych informacji o supernowej. Co prawda w jednym źródle znajduje się komunikat, który Goldstein tłumaczy jako stwierdzenie, że widziano ją przed 1016 rokiem, ale jest to oczywiste nieporozumienie, gdyż w tym przypadku supernowa w maksimum byłaby tak jasna, że świeciłaby przez długi czas podczas dzień.
Badanie okoliczności związanych z widocznością supernowej sugeruje, że była to supernowa typu I. Wśród kilku źródeł nietermicznej emisji radiowej w obszarze rozbłysku odkryto jedno ze śladami włókien gazowych i charakterystyczną emisją promieniowania rentgenowskiego. W 1979 roku, w pobliżu centrum pozostałości po supernowej, F. Schweitzer i J. Middleditch odkryli niebieską gwiazdę 17mag, która sądząc po widmie, była białym karłem.
Patrząc w przyszłość, zauważamy, że do tego czasu słabe niebieskie gwiazdy centralne zostały już znalezione i szczegółowo zbadane w pozostałościach dwóch supernowych – w Mgławicy Krab i Żaglach X, które, jak się okazało, migały z dużą częstotliwością – 30 i 10 razy na drugie, odpowiednio. Nie wykryto jednak żadnych wahań jasności gwiazdy Schweitzera. Może się okazać, że gwiazda ta została przypadkowo rzucona na źródło radiowe i jest jednym ze zwykłych obiektów w dysku galaktycznym przed lub za pozostałością po supernowej. Ale z drugiej strony może to być pierwsza odkryta gwiezdna pozostałość po supernowej typu I! Trzeba było to dobrze przemyśleć. Natomiast w styczniu 1982 roku uzyskano widma tego obiektu od 1200 do 3200 z satelity uzbrojonego w spektrometry ultrafioletu. Widma ujawniły linie absorpcyjne należące do rozszerzającej się powłoki pozostałości po supernowej znajdującej się przed gwiazdą; ich przemieszczenie wskazywało na tempo ekspansji rzędu 5 – 6 tys. km/s. Odegrało to decydującą rolę w ustaleniu prawdziwego wzorca rozwoju wybuchów supernowych typu I.
Tabela 13. Supernowe galaktyczne | |||||||
Supernowa, rok eksplozji | 185 | 1006 | 1054 | 1181 | 1572 | 1592 | 1604 |
Konstelacja | Centaurus | Wilk | Byk | Kasjopeja | Kasjopeja | Kasjopeja | Wężownik |
Kraj lub część świata, w której zauważono supernową | Chiny | Azja, Afryka | Azja, Ameryka | Azja | Europa Azja | Korea | Europa Azja |
Czas trwania obserwacji, dni | 225 | 240 | 710 | 185 | 560 | 100 | 365 |
Pozorna wielkość maksymalna | -4 | -6 | -5 | 1 | -4.5 | 2 | -3.5 |
Klasa fotometryczna | Typ I | I. 14 | II. 5 | II. 3 | I. 12 | ? | I. 12 |
Prędkość rozszerzania się powłoki, km/s | - | -8 000 | -7 000 | -8 000 | -10 000 | ? | -10 000 |
Pozostałość po supernowej | Jeść | Jeść | Byk „Krab” | 3С 58 | Kasjopeja B | Kasjopeja A | Jeść |
Odległość do pozostałej części, kps | 2-3 | 4 | 2 | 8 | 5 | 3 | 10 |
Pozostaje nam porozmawiać o jasnym wybuchu z 1181 r., który zaobserwowano głównie w Japonii (F. Stephenson naliczył sześć kronik, w których o tym wspomniano), a także w Chinach i Europie. Był widoczny przez sześć miesięcy, w pewnym momencie miał „niebiesko-żółty” kolor i dorównywał jasnością Saturnowi. Rozbłysk miał miejsce w gwiazdozbiorze Kasjopei. Typowe dla typu II jest osłabienie supernowej o 4 magnitudo w ciągu sześciu miesięcy. W miejscu rozbłysku, które zostało wiarygodnie ustalone, znajduje się nietermiczne źródło radiowe z jasnym rdzeniem, odkryte w 1952 roku - „podwójne” źródło radiowe Taurus A. Niedawno tutaj, w silnie zapylonym obszarze Drogi Mlecznej odkryto mgławicę włóknistą przypominającą Kraba. Potwierdza to, że epidemia należy do supernowych typu II.
Jak częste są eksplozje supernowych w Galaktyce?
Jak dotąd dysponujemy stosunkowo małą listą zaobserwowanych supernowych (Tabela 13); w tym samym czasie odkryto 135 źródeł radiowych będących pozostałościami supernowych. Większość pozostałości jest stara i znajduje się w Drodze Mlecznej w obszarach silnej absorpcji międzygwiazdowej. Dlatego ich błyski były prawie w ogóle niewidoczne. Ale wśród szczątków znaleziono także te, których ogniska wystąpiły w połowie ubiegłego wieku, ale nie zaobserwowano ich z powodów podanych powyżej.
Ponieważ sami jesteśmy w Galaktyce, a eksplozje supernowych są nie tylko wspaniałym widowiskiem, ale także, jak zobaczymy później, czynnikiem wpływającym na życie naszego Układu Słonecznego, pytanie, jak częste są eksplozje supernowych w Galaktyce, jest dalekie od akademickiego, ale także niezwykle ważne.
Według tabeli 11 w Rozdziale VII uzyskaliśmy odstęp między wybuchami supernowych w naszej Galaktyce wynoszący 110 lat z niepewnością 60%, tj. możliwe są średnie odstępy od 44 do 176 lat. Obliczenia te wykonano na podstawie obserwacji wybuchów supernowych w innych galaktykach spiralnych i opierają się na założeniu, że nasz układ gwiazd jest typu Sb. Jeżeli jest typu Sc to odstępy między błyskami należy zmniejszyć 10-krotnie. Oczywiście takie niepewne wnioski należy zweryfikować poprzez bezpośrednie badanie częstotliwości wybuchów supernowych w naszej Galaktyce.
Ryż. 26. Lokalizacja siedmiu galaktycznych supernowych w rzucie na główną płaszczyznę Galaktyki.
Supernowe są oznaczone datami wybuchu. C to środek Galaktyki, - Słońce, odległość między nimi wynosi 10 kpc. HI to granica rozmieszczenia obojętnego wodoru w Galaktyce, HII to granica rozmieszczenia zjonizowanego wodoru (tj. jasnych mgławic gazowych).
Niedawno G. Tammann próbował obliczyć średni odstęp między wybuchami na podstawie pięciu supernowych naszego tysiąclecia: 1006, 1054, 1572 i 1604. i Cassiopeia A. Supernova 1181 została przez niego odrzucona. Tych pięć supernowych znajduje się w sektorze o kącie centralnym 50 o i wierzchołkiem w jądrze galaktyki (tj. sektor stanowi jedną siódmą galaktyki, patrz ryc. 26). Jeśli podzielimy 1000 lat przez pięć, otrzymamy odstęp między wybuchami w sektorze wynoszący 200 lat lub, dzieląc przez 7 więcej, otrzymamy odstęp między wybuchami supernowych wynoszący 28 lat w całej Galaktyce. Jednak w tym sektorze istnieją znaczące obszary, w których silna absorpcja światła może ukryć przed nami rozbłyski. Ponadto średniowieczne dane obserwacyjne istnieją tylko dla północnej półkuli planety, dlatego rozbłyski w konstelacjach w pobliżu południowego bieguna niebieskiego mogły pozostać niewykryte. Nie będziemy wdawać się w szczegóły odpowiednich poprawek, a jedynie zwrócimy uwagę, że Tammann ostatecznie uzyskał średni odstęp 12 lat lub 8 supernowych na stulecie z możliwym odchyleniem wynoszącym 5 wybuchów w tym czy innym kierunku.
Można jednak wybrać mniej skomplikowaną ścieżkę. Zamiast sektora o dużej niepewności, weźmy sąsiedztwo wokół Słońca w promieniu 8 kpc. Zatem, ponieważ został dobrze zbadany metodami optycznymi, rentgenowskimi i radioastronomicznymi, możemy być pewni, że zawierało tylko sześć młodych szczątków wymienionych w tabeli. 13 przynajmniej przez ostatnie 1800 lat, od rozbłysku 185, a w rzeczywistości przez jeszcze dłuższy okres. Poza okolicą znajdowała się supernowa Keplera z 1604 roku, która wybuchła gdzieś nad centrum Galaktyki.
Zauważmy, że dwie z sześciu supernowych należą do typu II, a pozostałe do typu I. Spróbujmy ustalić, gdzie w Galaktyce mogą wybuchać supernowe tego typu. Supernowe typu I, sądząc po eksplozjach w innych układach gwiazdowych, występują w dowolnej odległości od centrum, a dokładniej w obszarze rozkładu niezjonizowanego wodoru, który w istocie jest w dużej mierze produktem aktywności supernowych . Jeśli chodzi o supernowe typu II, są one związane z młodymi gwiazdami, których obszar rozmieszczenia w galaktykach jest wyraźnie zarysowany przez jasne mgławice gazowe - obłoki zjonizowanego wodoru.
Promień dystrybucji niezjonizowanego wodoru w Galaktyce wynosi 21 kpc, a zjonizowanego wodoru 16 kpc. Nie jest zatem trudno obliczyć ułamek naszego sąsiedztwa o promieniu 8 kpc w stosunku do odpowiedniego obszaru rozkładu etapów jonizacji wodoru w Galaktyce: 0,15 dla niezjonizowanego i 0,25 dla zjonizowanego. W istocie są to jedyne czynniki, których potrzebujemy do obliczenia średnich odstępów czasu między wybuchami supernowych obu typów. Biorąc minimalny odstęp 1800 lat, otrzymujemy dla typu I 1800:4*0,15 = 67 lat, a dla typu II 1800:2*0,25 = 225 lat, czyli, bez rozróżniania typów, około dwóch supernowych na stulecie. Liczby te można uznać za prawidłowe z błędem dochodzącym do 50%, jednak ponieważ badania emisji radiowej pozostałości po supernowych w strefie o promieniu 8 kpc wokół Słońca nie wykazały innych obiektów młodszych niż 2500 lat, średnie odstępy między wybuchami uzyskanymi powyżej można zwiększyć 1,4 razy, a liczbę wybuchów w ciągu stu lat zmniejszy się o tę samą kwotę.
Warto zauważyć, że rozbłyski obserwowane optycznie na przestrzeni dwóch tysiącleci następowały po sobie nie w przybliżeniu równomiernie, w „seriach”: jeden miał miejsce w II wieku, potem była przerwa trwająca VIII wiek, a w XI-XII wieku wieków miały miejsce trzy rozbłyski, po których ponownie nastąpiła czterostuletnia przerwa, zakończona trzema wybuchami, które trwały przez 32 lata na przełomie XVI i XVII wieku. Od tego czasu nastąpiła nowa, czterowiekowa przerwa. „Seria” i „pauzy” nie mają żadnego specjalnego znaczenia fizycznego. Są to czyste wypadki, uporządkowane przez niewielką liczbę zdarzeń. Tak czy inaczej, w ciągu ostatnich czterech stuleci wybuchy supernowych miały miejsce poza obszarem o promieniu 8 kpc wokół Słońca. Galaktyka „zawdzięcza” naszej strefie co najmniej dwie supernowe.
Położenie Układu Słonecznego w Galaktyce jest takie, że optycznie jesteśmy w stanie obserwować wybuchy supernowych w przybliżeniu w połowie jej objętości, a w pozostałej części Galaktyki jasność eksplozji jest do tego stopnia przyćmiona przez absorpcję międzygwiazdową i odległość że nawet w naszych czasach można je przeoczyć i wykryć po eksplozji jako pozostałości emitujące promieniowanie radiowe.
Może eksplodować energią miliardów słońc, by po kilku godzinach lub dniach ponownie przygasnąć. Niektóre eksplodują, tworząc strumień gazu i pyłu, inne stają się obiektami egzotycznymi, takimi jak gwiazdy neutronowe lub.
Astronomowie sklasyfikowali supernowe w następujący sposób, patrz tabela poniżej (z Wikipedii):
Klasa/typ | Podklasa | Mechanizm | ||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|
I Brak przewodów wodorowych | Silne linie zjonizowanego krzemu (Si II) przy 6150 (angstremach) | Ia | Wybuch termojądrowy | |||||
Iax Przy maksymalnej jasności mają w porównaniu z nimi niższą jasność i niższy Ia |
||||||||
Linie krzemowe są słabe lub nieobecne | Ib Linie helu (He I) są obecne. | Zapadnięcie grawitacyjne | ||||||
Ic Linie helu są słabe lub nieobecne |
||||||||
II Obecne linie wodoru | II-P/L/N Widmo jest stałe | II-P/L Żadnych wąskich linii | II-P Krzywa blasku ma plateau |
|||||
II-L Wielkość maleje liniowo w czasie |
||||||||
IIn Występują wąskie linie |
||||||||
IIb Widmo zmienia się w czasie i staje się podobne do widma Ib. |
Supernowe typu I występują w układach podwójnych, w których jedna gwiazda pobiera masę z drugiej gwiazdy, aż osiągnie ona określoną masę. To powoduje, że eksploduje w postaci supernowej. Supernowa typu II to eksplozja masywnej gwiazdy, która osiągnęła kres swojego życia.
Wszystkie pierwiastki cięższe od żelaza powstały w supernowych. Gdy masywnej gwieździe zabraknie paliwa wodorowego, zacznie przetwarzać coraz cięższe pierwiastki. Hel na węgiel i tlen. A potem tlen w jeszcze cięższe pierwiastki. Idzie w górę układu okresowego, wytwarzając cięższe pierwiastki, aż dotrze do żelaza. Gdy gwiazda dotrze do żelaza, nie będzie już w stanie wydobywać energii z procesu syntezy. Jądro zapada się w czarną dziurę, a otaczająca ją materia łączy się w pierwiastki cięższe od żelaza. Jeśli nosisz złotą biżuterię, złoto powstało w wyniku supernowej.
Pozostałość po supernowej SNR 0519-69.0. Obraz uzyskano poprzez połączenie dwóch zdjęć z teleskopów kosmicznych Hubble'a i Chandra.
W 1054 roku chińscy astronomowie zaobserwowali eksplozję supernowej, która była tak jasna, że była widoczna w ciągu dnia. Tę eksplozję gazu i pyłu znamy obecnie jako Mgławicę Krab. A we współczesnym świecie w 1987 roku doszło do potężnej eksplozji supernowej, kiedy w Wielkim Obłoku Magellana eksplodowała gwiazda.
Astronomowie wykorzystują supernowe typu I do oceny odległości we Wszechświecie. Z tego powodu, że zawsze eksplodują z wyzwoleniem w przybliżeniu tej samej ilości energii. Kiedy biały karzeł zgromadzi 1,4 masy Słońca, nie będzie w stanie utrzymać tej masy i zapadnie się. Ta granica masy nazywana jest granicą Chandrasekhara. Kiedy astronom widzi supernową typu I, wie, jak jasna jest ona i dlatego może zmierzyć, jak daleko się znajduje.
Tytuł artykułu, który czytasz „Wybuch supernowej lub supernowej”.
W przeciwieństwie do wybuchów „zwykłych” nowych, zjawisko to należy do bardzo rzadkich. W naszej Galaktyce jest około 100 miliardów gwiazd. Szacuje się, że każdego roku rodzi się od 1 do 10 nowych gwiazd. Supernowe wybuchają średnio raz lub dwa razy na sto lat. Dlatego takie rozbłyski są rzadko obserwowane w innych galaktykach. Jeśli systematycznie będziesz „obserwować” kilkaset galaktyk, to z dużym prawdopodobieństwem możesz stwierdzić, że w ciągu roku w co najmniej jednej z tych galaktyk wybuchnie supernowa. Obecnie rocznie odkrywa się około 20–30 supernowych pozagalaktycznych. Ich łączna liczba sięga prawie 600.
Niemniej jednak historia zachowała całkiem pokaźną liczbę kronik, a nawet traktatów naukowych zawierających opisy wybuchów supernowych w naszej Galaktyce. Na przykład zachowało się wiele chińskich kronik, które opowiadają o pojawieniu się na niebie w lipcu 1054 r. „Gwiazdy gościnnej” w konstelacji Byka. Gwiazda ta była tak jasna, że można ją było zobaczyć nawet w dzień; w swoim blasku przewyższała Wenus - najjaśniejszą gwiazdę na niebie po Słońcu i Księżycu. Gwiazda była widoczna gołym okiem przez kilka miesięcy, po czym stopniowo zgasła.
Od 1054 roku w naszej Galaktyce zaobserwowano kolejne dwa wybuchy supernowych: jeden z nich zaobserwował w 1572 roku duński astronom Tycho Brahe, drugi w 1604 roku Johannes Kepler. Potem nastąpiła przerwa trwająca trzy stulecia. Jednakże supernowe można wykryć nawet po ich wygaśnięciu – na podstawie ich wpływu na otaczający ośrodek międzygwiazdowy oraz na podstawie pozostałości pozostałych po eksplozji.
MGŁAWICA
Mgławica Krab
Siedem i pół wieku po wybuchu supernowej w 1054 r. francuski astronom Charles Messier, opracowując słynny katalog mgławic, umieścił pod numerem 1 obiekt o niezwykłym kształcie. Obiekt ten został później nazwany Mgławicą Krab. Obiektu tego nie da się zaobserwować gołym okiem. Jego zdjęcie uzyskano poprzez długotrwałe naświetlanie kliszy fotograficznej w jednym z najnowocześniejszych obserwatoriów astronomicznych.
Włóknista struktura jasnego obiektu przypomina nieco wyglądem kraba, dlatego otrzymała nazwę Mgławica Krab. Dla astronomów taka struktura jest oznaką gwałtownej aktywności w centrum obiektu. Oznaki aktywności stają się jeszcze bardziej oczywiste po szczegółowym zbadaniu mgławicy. Przykładowo pomiary prędkości substancji świetlistej mgławicy wykazały, że oddala się ona od środka obiektu z prędkością około 1000 km/s lub większą. Późniejsze badania w zakresie radiowym i rentgenowskim wykazały, że Mgławica Krab emituje również fale radiowe, rentgenowskie i promieniowanie gamma. Uważa się, że ten niezwykły obiekt jest pozostałością po gwiezdnej eksplozji, która miała miejsce wiele wieków temu, a mianowicie w lipcu 1054 roku.
Dalsze obserwacje wykazały, że Mgławica Krab powoli się rozszerza, jakby „rozprzestrzeniała się” po niebie. Ponieważ odległość do tej mgławicy wynosi 2000 pc, zauważalne zwiększenie jej rozmiarów na niebie oznacza, że prędkość ekspansji tworzących ją gazów sięga 1500 km/s, tj. ponad 100 razy szybciej niż prędkość sztucznych satelitów Ziemi. Tymczasem prędkość ruchu zwykłych mgławic gazowych w Galaktyce rzadko przekracza 20-30 km/s. Tylko eksplozja o gigantycznych rozmiarach mogła nadać tak dużą prędkość tak dużej masie gazu. Z zaobserwowanego tempa rozprzestrzeniania się Mgławicy Krab wynika, że około 900 lat temu cała mgławica była skoncentrowana w bardzo małej objętości i że mgławica ta jest niczym innym jak pozostałością po wielkiej kosmicznej katastrofie - wybuchu supernowej.
Jak odróżnić mgławice - pozostałości po wybuchach supernowych -
ze zwykłych mgławic
W 1949 roku odkryto, że Mgławica Krab jest potężnym źródłem emisji radiowej. Wkrótce udało się wyjaśnić naturę tego zjawiska: superenergetyczne elektrony emitują promieniowanie poruszające się w polach magnetycznych znajdujących się w tej mgławicy. Ten sam powód wyjaśnia ogólną emisję radiową Galaktyki. Zatem podczas eksplozji supernowej w jakiś sposób powstaje ogromna liczba cząstek o ultrawysokiej energii – promieni kosmicznych. Gdy mgławica rozszerza się i rozprasza, zawarte w niej promienie kosmiczne uciekają w przestrzeń międzygwiazdową. Jeśli weźmiemy pod uwagę, jak często w Galaktyce wybuchają supernowe, wówczas promienie kosmiczne powstające podczas tych eksplozji wystarczą, aby wypełnić całą Galaktykę obserwowaną gęstością.
Zatem po raz pierwszy wyraźnie udało się udowodnić, że eksplozje supernowych są jednym z głównych źródeł uzupełniania Galaktyki promieniami kosmicznymi; ponadto wzbogacają ośrodek międzygwiazdowy w ciężkie pierwiastki. Ma to ogromne znaczenie dla ewolucji gwiazd i całej Galaktyki jako całości.
Mgławica Krab ma jeszcze jedną niesamowitą cechę. Jego promieniowanie optyczne, co najmniej w 95%, ma charakter „synchrotronowy” (również powodowany przez elektrony superenergetyczne). W oparciu o nową teorię promieniowania optycznego Mgławicy Krab można było przewidzieć, że promieniowanie to powinno być spolaryzowane. Obserwacje naukowców w pełni potwierdziły ten wniosek teorii. Obecnie synchrotronowe promieniowanie optyczne wykryto w kilku innych obiektach, głównie w galaktykach radiowych.
W 1963 roku za pomocą rakiety z zainstalowanymi na niej instrumentami udało się wykryć dość silne promieniowanie rentgenowskie z Mgławicy Krab. W 1964 roku, podczas zakrycia tej mgławicy przez Księżyc, udało się wykazać, że to źródło promieniowania rentgenowskiego jest rozległe. W rezultacie promieniowanie rentgenowskie nie jest emitowane przez gwiazdę, która kiedyś eksplodowała jako supernowa, ale przez samą mgławicę. Udowodniono, że emisja promieniowania rentgenowskiego z Mgławicy Krab również ma charakter synchrotronowy.
Promieniowanie rentgenowskie jest całkowicie pochłaniane przez atmosferę ziemską i można je obserwować jedynie za pomocą sprzętu zainstalowanego na rakietach i satelitach. Szczególnie cenne wyniki uzyskano na specjalistycznym satelicie Einsteina, wystrzelonym w setną rocznicę urodzin wielkiego naukowca.
Dalsze obserwacje wykazały, że wszystkie mgławice bez wyjątku – pozostałości po eksplozjach supernowych – okazują się mniej lub bardziej potężnymi źródłami emisji radiowej o tym samym charakterze, co Mgławica Krab.
Mgławica w gwiazdozbiorze Kasjopei
Szczególnie potężnym źródłem emisji radiowej jest mgławica znajdująca się w gwiazdozbiorze Kasjopei. Na falach metrowych strumień emisji radiowej z niej jest 10 razy większy niż strumień z Mgławicy Krab, chociaż jest dalej od tej drugiej. Ta szybko rozszerzająca się mgławica jest bardzo słaba w świetle optycznym. Jak obecnie udowodniono, mgławica w Kasjopei jest pozostałością po eksplozji supernowej, która miała miejsce około 300 lat temu. Nie jest do końca jasne, dlaczego wówczas nie zauważono rozbłyskującej gwiazdy. Przecież taki był wtedy poziom rozwoju astronomii w Europie
całkiem wysoko.
Źródłem emisji radiowej, chociaż 10 razy słabszym niż Mgławica Krab, jest mgławica IC 443 i mgławice włókniste w gwiazdozbiorze Łabędzia.
Wielka Mgławica w gwiazdozbiorze Oriona
Jest to jeden z wielu obszarów Wszechświata, w którym, jak się uważa, w czasach nowożytnych zachodzi aktywne powstawanie gwiazd. Mgławica znajduje się w odległości około 1500 lat świetlnych od nas. Zawiera dużą liczbę protogwiazd. W protogwiazdach temperatura wewnętrzna nie jest jeszcze wystarczająco wysoka, aby wywołać reakcje termojądrowe. Panująca tam temperatura jest jednak wystarczająca, aby protogwiazdy dość intensywnie emitowały energię, głównie w zakresie podczerwieni widma elektromagnetycznego. W Mgławicy Oriona odkryto wiele źródeł promieniowania podczerwonego; służy to jako potwierdzenie, że gwiazdy rodzą się tam i teraz.
DWA RODZAJE SUPERNOWY
Do tej pory rozmawialiśmy głównie o mgławicach powstających podczas wybuchów supernowych. Co można powiedzieć o samych płonących gwiazdach? Jak już wspomniano, dane obserwacyjne dotyczą wybuchów supernowych w innych układach gwiezdnych. W naszej Galaktyce ostatni taki rozbłysk zaobserwowano w 1604 roku. Gwiazdę tę obserwował Kepler. Nie wynaleziono jeszcze teleskopu, a analizę widmową – tę najpotężniejszą metodę badań astronomicznych – zaczęto stosować dopiero dwa i pół wieku później.
Na podstawie obserwacji eksplozji w innych galaktykach ustalono, że istnieją dwa rodzaje supernowych. Supernowe typu I to dość stare gwiazdy o masie tylko nieznacznie większej od Słońca. Takie supernowe wybuchają w galaktykach eliptycznych, a także w spiralnych układach gwiazd. Moc promieniowania takich supernowych jest szczególnie duża, chociaż masy wyrzuconych powłok gazowych nie przekraczają kilku dziesiątych masy Słońca.
W galaktykach spiralnych wybuchają tak zwane supernowe typu II. Nigdy nie wybuchają w eliptycznych układach gwiazd. Supernowe tego typu są powszechnie uważane za masywne młode gwiazdy. Z tego powodu zwykle obserwuje się je w ramionach spiralnych, gdzie proces powstawania gwiazd wciąż trwa. Możliwe, że jeśli nie duża, to przynajmniej znaczna część gorących, masywnych gwiazd klasy widmowej O, zakończy swoje istnienie eksplozją supernowej tego typu.
PRZYCZYNA WYBUCHÓW GWIAZD
Istnieje kilka hipotez na temat przyczyn eksplozji gwiazd obserwowanych jako supernowe. Nie ma jednak ogólnie przyjętej teorii, która opierałaby się na znanych faktach i potrafiła przewidzieć nowe zjawiska. Nie ma jednak wątpliwości, że taka teoria powstanie w najbliższej przyszłości. Najprawdopodobniej przyczyną eksplozji jest katastrofalnie szybkie uwolnienie potencjalnej energii grawitacyjnej podczas „spadku” wewnętrznych warstw gwiazdy w kierunku jej środka.
Ewolucja gwiazd
Dlaczego gwiazdy eksplodują? Czy każda gwiazda eksploduje? Jakie są fragmenty eksplodującej gwiazdy? Co pozostało po eksplozji? Na wszystkie te pytania nie można odpowiedzieć bez zrozumienia struktury i ewolucji gwiazd. Eksplozja jest dowodem naruszenia wewnętrznej równowagi gwiazdy i aby zrozumieć, dlaczego i kiedy to naruszenie następuje, należy przede wszystkim dowiedzieć się, w jaki sposób ogólnie utrzymuje się równowaga w gwiazdach.
Własne pole grawitacyjne masywnych obiektów powoduje ich kurczenie się. A jeśli ciśnienie wewnętrzne nie wystarczy, aby zapobiec kompresji, wówczas masywne obiekty zapadają się. Fakt, że Słońce pozostaje niezmienione pod względem wielkości, wskazuje na istnienie w nim silnego ciśnienia.
Według współczesnych koncepcji gwiazdy powstają podczas kompresji międzygwiazdowego obłoku gazu i pyłu. W miarę kurczenia się chmura stopniowo rozpada się na wiele małych części. Każda część kurczy się dalej i nagrzewa się, szczególnie w środku. Ten wczesny etap życia gwiazd badał japoński astronom Ch. Kiedy temperatura w centrum gwiazdy stanie się wystarczająco wysoka, rozpoczynają się reakcje syntezy termojądrowej - gwiazda, jak mówią, wchodzi w okres dojrzałości.
Istnieje jednak jeden problem dotyczący początkowego etapu powstawania gwiazd. Rozwiązaniem tego problemu są supernowe.
Gdy tylko gwiazda zacznie „pracować” jako reaktor jądrowy, jakościowy obraz jej ewolucji można pokrótce podsumować w następujący sposób. Po pierwsze, wodór przekształca się w hel w wyniku reakcji syntezy jądrowej. Proces ten uwalnia energię, która zapobiega zapadnięciu się gwiazdy pod wpływem własnej grawitacji. Dopóki trwają reakcje syntezy jądrowej, mówi się, że gwiazda znajduje się w ciągu głównym. Etap ciągu głównego jest najdłuższym w życiu gwiazdy, a jego czas trwania zależy od masy gwiazdy. Im większa masa, tym krótszy czas spędzony na ciągu głównym, ponieważ W masywnych gwiazdach wodór wypala się szybciej.
Kiedy zapasy wodoru się wyczerpią, szczególnie w jądrze gwiazdy, rdzeń zaczyna się kurczyć, ponieważ po ustaniu reakcji jądrowych gwiazda traci zdolność przeciwstawiania się grawitacji. Jednak w miarę kurczenia się rdzeń nagrzewa się jeszcze bardziej, a w wyniku wzrostu temperatury rozpoczyna się kolejny cykl reakcji jądrowych. W tych reakcjach hel przekształca się w węgiel, następnie węgiel przekształca się w tlen i neon. Na każdym etapie tej serii reakcji powstają coraz masywniejsze jądra atomowe. Każde jądro atomowe pochłania dodatkowe jedno jądro atomu helu, jego ładunek wzrasta o 2, a liczba masowa o 4. Gdy tylko jądra następnego typu przekształcą się w masywniejsze jądra następnego typu, synteza ustaje. Prowadzi to do osłabienia przeciwdziałania siłom grawitacyjnym, które ponownie zaczynają ściskać jądro gwiazdy, jeszcze bardziej zwiększając jej temperaturę. Gdy temperatura dostatecznie wzrośnie, rozpoczyna się kolejny cykl reakcji jądrowych. Podczas gdy one trwają, dalsza kompresja gwiazdy zostaje zawieszona. Reakcje te wynoszą jądra atomowe o jeden stopień wyżej, dodając do każdego jedno jądro atomu helu. W wystarczająco wysokich temperaturach masywne jądra mogą się stopić. I tak ten wieloetapowy proces włączania i wyłączania reakcji jądrowych trwa.
Co dzieje się z gwiazdą, gdy zachodzą reakcje jądrowe?
To zależy od masy gwiazdy. Ogólnie rzecz biorąc, rdzeń gwiazdy staje się coraz bardziej ściskany i podgrzewany, podczas gdy zewnętrzna powłoka rozszerza się i ochładza. Zatem zewnętrzny obserwator widzi, że rozmiar gwiazdy wzrasta, a jej kolor staje się czerwonawy (w wyniku ochłodzenia otoczki). Takie gwiazdy nazywane są czerwonymi olbrzymami. (Jeśli temperatura na powierzchni Słońca wynosi około 5500 `C, wówczas temperatura powierzchni gigantycznej gwiazdy może spaść do 3500 `C. Dlatego nasze Słońce ma żółtawy kolor, a kolor gigantycznych gwiazd zbliża się do czerwonego.)
To jest dokładnie ten moment w życiu gwiazdy, kiedy jest gotowa zamienić się w supernową, jeśli tylko jej masa będzie wystarczająco duża.
Ogranicz rozmiar. Katastrofa.
Istnieje jednak graniczna wielkość jądra atomowego, powyżej której reakcje syntezy jądrowej stają się energetycznie niekorzystne. Granica ta leży w obszarze jąder położonych blisko jądra żelaza (liczba masowa 56), w tzw. grupie żelaza, do której zalicza się żelazo, kobalt i nikiel. Dalsze przyłączanie cząstek do jądra żelaza nie może już prowadzić do uwolnienia energii. W tym momencie temperatura jądra osiąga około 10 miliardów stopni Celsjusza, a gwiazda znajduje się w katastrofalnej sytuacji. Grawitacja, która do tej pory regulowała równowagę gorącej gwiazdy, nie jest już w stanie tego zrobić. W gwieździe powstają niestabilności, w wyniku czego zewnętrzna powłoka może zostać zrzucona. Katastrofę tę obserwuje się jako eksplozję supernowej.
Eksplozja gwiazdy
Fala uderzeniowa przyspiesza materię powłoki do prędkości przekraczających prędkość paraboliczną (prędkość uwalniania), przez co powłoka zostaje oderwana od gwiazdy i wyrzucona w przestrzeń międzygwiazdową. W ten sposób gwiazda ostatecznie eksploduje.
Dla zewnętrznego obserwatora, podobnie jak miało to miejsce w przypadku wybuchu supernowej z 1054 r., eksplozja objawia się gwałtownym wzrostem jasności gwiazdy, a następnie jej stopniowym, długotrwałym wygaśnięciem. W szczytowej jasności supernową można porównać pod względem mocy promieniowania do całej galaktyki zawierającej aż do 100 miliardów zwykłych gwiazd!
Produkty wybuchu i jego skutki
Produktami takiej eksplozji są jądra atomowe (syntetyzowane w gwieździe), elektrony, neutrina i promieniowanie. Jądra atomów tworzą strumienie promieni kosmicznych, które rozprzestrzeniają się na ogromne odległości w naszej Galaktyce.
Dla nas, mieszkańców Ziemi, byłaby prawdziwa katastrofa, gdyby wybuch supernowej nastąpił w odległości powiedzmy 100 lat świetlnych. Wysokoenergetyczne promienie kosmiczne generowane w wyniku tej eksplozji spowodują straszliwe szkody w atmosferze ziemskiej. Mogłyby na przykład zniszczyć całą warstwę ochronną ozonu i tym samym narazić całe życie na Ziemi na promieniowanie ultrafioletowe pochodzące ze Słońca. Na szczęście wybuch supernowej zdarza się dość rzadko. Prawdopodobieństwo wybuchu supernowej w naszym sąsiedztwie w odległości 100 lat świetlnych w ciągu 1000 lat wynosi tylko jeden na milion.
Czy cała gwiazda eksploduje jako supernowa?
Pulsary
Istnieją podstawy, by sądzić, że centralny rdzeń gwiazdy może przetrwać eksplozję. Ale jeśli tak jest, to w jakiej formie jest zachowany? Nieoczekiwane odkrycie eksperymentalne dokonane w 1968 roku dostarczyło bardzo przekonującej odpowiedzi na to pytanie.
J. Bell, absolwent Cavendish Laboratory na Uniwersytecie w Cambridge, użył dużego radioteleskopu do pomiaru scyntylacji źródeł radiowych spowodowanej rozpraszaniem fal radiowych przez nieregularności w ośrodku międzyplanetarnym. Oprócz promieniowania oczekiwanego typu zarejestrowała także inne, zupełnie niezwykłe promieniowanie pulsacyjne. Było to zaskakujące z dwóch powodów. Promieniowanie miało charakter ściśle okresowy, a jego okres był bardzo krótki. Możliwość określenia okresu powtarzania impulsu z dokładnością do siódmego miejsca po przecinku wskazywała na zadziwiającą regularność wykrywanego promieniowania. Zaskakujące było także to, że znaczenie tego okresu było tak małe, bo... W tamtym czasie nie były jeszcze znane obiekty astronomiczne zdolne do emisji z tak dużą zmiennością.
Zbadano tę niezwykłą emisję pulsacyjną. Analiza wykazała, że impulsy nie mogły zostać wyemitowane przez żadną planetę krążącą wokół gwiazdy. W ten sposób pogrzebano ekscytującą hipotezę, że jakaś zaawansowana cywilizacja wysyła nam sygnały. Zamiast tego radioastronomowie doszli do wniosku, że impulsy zostały wygenerowane w kompaktowym źródle astronomicznym, które nazwano PULSAR.
Chociaż pierwszy pulsar, obecnie znany jako CP-1919 (CP to skrót od Cambridge Pulsar Catalog), został odkryty przez przypadek, jego charakterystyka emisji była tak niezwykła, że skłoniła radioastronomów na całym świecie do poszukiwań nowych pulsarów. Wyszukiwanie zakończyło się sukcesem. Odkrycie pulsara w Mgławicy Krab wywołało wielkie emocje, ponieważ odkrycie to najwyraźniej odpowiedziało na stare pytanie dotyczące pozostałości po supernowej.
Do chwili obecnej odkryto ponad 300 pulsarów, a astronomom udało się rozwikłać zagadkę ściśle regularnych, krótkotrwałych impulsów promieniowania tych dziwnych obiektów.
Pulsar to gwiazda neutronowa powstająca w wyniku eksplozji supernowej.
Dane dotyczące całkowitej liczby pulsarów i ich czasu życia oznaczają, że rodzą się średnio 2-3 pulsary na stulecie – co w przybliżeniu pokrywa się z częstotliwością wybuchów supernowych w Galaktyce. Wszystkie te dane są zgodne z koncepcją, że pulsar jest gwiazdą neutronową powstałą w wyniku eksplozji supernowej. Obecność pulsara w Mgławicy Krab wskazuje na to samo; Kolejny pulsar odkryto w pobliżu pozostałości po eksplozji supernowej w gwiazdozbiorze Velae.
Niemniej jednak nie należy myśleć, że połączenie między pulsarami i supernowymi zostało ustalone całkowicie niezawodnie. Dla astronoma ufającego jedynie ugruntowanym faktom obserwacyjnym taki wynik nie wydaje się przekonujący.