Supernowa

LEKSYKON FANTASTYKI

science

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.