Supernowa

Aktualna wersja na dzień 17:35, 1 gru 2012

Supernowa to termin określający pewne rodzaje kosmicznych eksplozji.

Istnieją dwie możliwe drogi prowadzące do takiego wybuchu:

• W jądrze masywnej gwiazdy przestają zachodzić reakcje termojądrowe i pozbawiona ciśnienia promieniowania gwiazda zaczyna zapadać się pod własnym ciężarem;

• Biały karzeł dostatecznie długo pobiera masę z sąsiedniej gwiazdy, aż przekroczy granicę Chandrasekhara, co powoduje eksplozję termojądrową.

W obydwu przypadkach, następująca eksplozja supernowej z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń większość lub całą materię gwiazdy. Utworzona w ten sposób mgławica ulega rozproszeniu już po kilkudziesięciu tysiącach lat.

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. Supernowe "wyrzuciły" ciężkie pierwiastki w przestrzeń międzygwiezdną, wzbogacając w ten sposób obłoki materii będące miejscem formowania nowych gwiazd i towarzyszących im planet.

Supernowa typu IA

Kolejne etapy doprowadzające do eksplozji supernowej typu IA. Autor: L. Błaszkiewicz na podstawie źródeł Internetowych.

Supernowe IA powstają, gdy węglowo-tlenowy biały karzeł ściąga na siebie materię z towarzyszącej gwiazdy, zazwyczaj czerwonego olbrzyma, tak długo, aż jego masa przekroczy tzw. granicę Chandrasekhara (ok. 1,44 masy Słońca). Teoria ta jest podobna do dotyczącej gwiazd nowych, gdzie biały karzeł ściąga materię dużo wolniej i nie osiąga granicy Chandrasekhara. W przypadku nowych, opadająca materia rozpoczyna reakcje termojądrowe w pobliżu powierzchni gwiazdy, co nie doprowadza do jej całkowitego zniszczenia. Inna teoria zakłada kolizję dwóch białych karłów, w wyniku której powstaje nowa gwiazda o masie przekraczającej granicę Chandrasekhara.

Po przekroczeniu granicy Chandrasekhara wzrost ciśnienia podnosi temperaturę w pobliżu środka gwiazdy, rozpoczynając trwający około 100 lat okres konwekcji. W pewnym momencie tej fazy następuje zapłon reakcji termojądrowych. Spalanie szybko nabiera tempa, ogarniając całą gwiazdę. Uwolniona energia (ok. 10⁴⁴ dżuli) powoduje, że cała gwiazda gwałtownie eksploduje wywołując falę uderzeniową rozchodzącą się z prędkością przekraczającą 10 tysięcy km/s. Następuje ogromny wzrost jasności gwiazdy - świeci w trakcie eksplozji jaśniej niż cała galaktyka.

Supernowa Typu Ib i Ic

To bardzo szczególne typu supernowych, których widma w początkowym okresie pojasnienia 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.

Supernowa typu II

Kolejne etapy doprowadzające do eksplozji supernowej typu II. Autor: L. Błaszkiewicz na podstawie źródeł Internetowych.

Supernowe typu II są etapem ewolucji gwiazd o masie większej niż 9 mas Słońca. Masywne gwiazdy przed przejściem w etap supernowej mają strukturę warstwową:

1. jądro złożone z żelaza, kobaltu i niklu,
2. otoczka krzemowa,
3. otoczka neonowa,
4. otoczka węglowa,
5. otoczka tlenowa,
6. otoczka helowa
7. zewnętrzna warstwa wodoru.

Gdy żelazowe jądro osiągnie masę większa niż około 1,4 masy Słońca (czyli osiągnie granicę Chandrasekhara) zaczyna zapadać się wskutek działania sił grawitacji. Ponieważ jadra Fe, Co, Ni są bardzo stabilne, dlatego 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 tworząca gwiazdę neutronową. 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.

W przypadku masy początkowej gwiazdy większej niż 25 mas słonecznych eksplozja kończy sie powstaniem w centrum czarnej dziury

Pozostałości po supernowych

Pozostałość po wybuchu supernowej z roku 1024, zwane Mgławicą Kraba. Źródło: Internet.

Pozostałość po supernowej to mgławica powstała w końcowej fazie życia masywnej gwiazdy w wyniku wybuchu i odrzucenia zewnętrznej otoczki. 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 bogate w pierwiastki cięższe od żelaza, które powstają w końcowym etapie życia gwiazdy i podczas wybuchu. Wybuch umożliwia rozprzestrzenienie się tych pierwiastków w kosmosie. Materiał z odrzuconej otoczki porusza się z prędkościami rzędu 1% prędkości światła. Gdy zderza się on z materią ośrodka międzygwiazdowego, powstaje fala uderzeniowa. Fala ta oddziałuje z materią międzygwiazdową, powodując wzrost temperatury gazu, który zaczyna świecić w zakresie rentgenowskim, a później radiowym. W falach uderzeniowych mogą być przyspieszane cząstki, będące źródłem promieniowania kosmicznego. Proces ten nosi nazwę przyspieszenia Fermiego. Po pewnym czasie po ustaniu ekspansji pozostałości po wybuchu supernowej, na skutek niejednorodności rozkładu masy, mogą stać się kolebką nowego pokolenia gwiazd.