I. Supernowa – definicja

Związek frazeologiczny „gwiazda supernowa” ma dziś znaczenie opisowe, potoczne. Słowo „supernowa” nie oznacza w nim żadnego typu gwiazdy, nie określa jej wieku. Oznacza tylko tyle, że wcześniej tej gwiazdy nie obserwowaliśmy, a teraz ją widzimy. Ogólniej: teraz rejestrujemy wysyłane przez nią promieniowanie elektromagnetyczne, czasami neutrinowe, za pomocą różnych dostępnych przyrządów, w tym oczu. Wcześniej zaś promieniowanie to było znacznie słabsze.

Rysunek 1. pokazuje zmianę jasności supernowej, obserwowanej za pomocą teleskopu w spiralnej galaktyce odległej o niecałe 60 milionów lat świetlnych od Ziemi. Najjaśniejszy punkt to jądro galaktyki, supernowa to punkt tuż nad nim. Staje się ona coraz jaśniejsza, ale od pewnego momentu jej jasność maleje.

RfrLtgG9ziGS5

Rys. 1. Ilustracja przedstawia sekwencję zdjęć pokazujących galaktykę wielkie N G C 1365 wraz z supernową wielkie S N 2012 f r. Na kolejnych fotografiach widać, jak jeden punkt tuż nad jądrem galaktyki zmienia swoją jasność. Punktem tym jest właśnie supernowa. Zaprezentowano 10 zdjęć zrobionych w przedziale czasu od 28 października 2012 do 17 stycznia 2013. Na ciemnym tle widać jasny środek z dwoma ramionami skierowanymi w górę i w dół. Tuż przy centralnym jasnym punkcie widać dwie białe kropki. Wraz z upływem czasu jedna z nich robi się coraz jaśniejsza, następnie jej intensywność maleje.

W nauce używamy określenia supernowa (bez słowa „gwiazda”!). Odnosi się ono do procesu, w którym gwiazda przechodzi z pewnego stadium swej ewolucji do innego stadium.

II. Supernowa to wybuch

Gwiazdy przechodzą przez kilka stadiów w swoim życiu. Drogi są różne, różne są też osiągane stadia końcowe. Głównym parametrem, różnicującym gwiazdy pod tym względem, jest ich masa początkowa.

Klasyfikacja robiona według efektów wybuchu

Nazwa supernowa została nadana, zanim naukowcy poznali budowę gwiazd i przebieg procesów w ich wnętrzu. Jeszcze przed nadaniem nazwy, astronomowie zaobserwowali wiele gwiazd, których jasność gwałtownie wzrosła, po czym spadła. Sklasyfikowali takie zjawiska na podstawie rozlicznych efektów wizualnych, w tym na podstawie charakterystycznych cech widma gwiazdywidmowidma gwiazdy w zakresie widzialnym. Dziś wiemy, że ta fenomenologiczna klasyfikacja nie odzwierciedla w pełni ani przebiegu ani przyczyn wybuchu, w którym uczestniczy gwiazda. Wszak zasadnicze procesy dzieją się we wnętrzu gwiazdy, a widmo pokazuje głównie to, co dzieje się w jej zewnętrznych warstwach.

R1BOJBFvVZqwG

Rys. 2. Na schemacie przedstawiono podstawowy podział supernowych. Ze względu na przyczynę wybuchu, przewiduje on tylko dwie kategorie. Typ jeden a, czyli przejęcie materii od innej gwiazdy. Druga to to typy jeden b, jeden c oraz dwa, czyli zapaść jądra gwiazdy po wyczerpaniu paliwa.

Pamiętaj o tej specyficznej własności klasyfikacji supernowych, gdy spotkasz się z jej szczegółami: gwiazdy wybuchające jako supernowe typu Ia czynią to z zupełnie innych przyczyn, a przez to wybuchają inaczej, niż supernowe typu Ib i Ic. Te ostatnie są znacznie bardziej podobne do supernowych wszystkich typów II (jest ich kilka).

Supernowe typu Ib, Ic i II.
Wyczerpanie paliwa we wnętrzu gwiazdy i zapaść jej jądra.

Każdą gwiazdę można porównać do zbiornika paliwa; jest ono ułożone w kulę. Początkowym paliwem jest wodór, dokładniej: protony, czyli jądra wodoru. W temperaturze około 10Indeks górny 7⁷ K dochodzi do zainicjowania reakcji termojądrowych – przeczytaj o nich w e‑materiałach „Reakcje termojądrowe zachodzące w gwiazdach - cykl protonowy” oraz „Reakcje termojądrowe zachodzące w gwiazdach - cykl węglowo‑azotowo‑tlenowy”. Produkty tych reakcji – głównie jądra helu – nie ulatują w przestrzeń, lecz zbierają się w środku kuli (Rys. 3a.).

RcfSv3dqPrWcW

Rys. 3a. Schemat przedstawia trójwarstwową strukturę gwiazdy syntetyzującej hel z wodoru. Rozmiary warstw pokazane są nie w skali, są poglądowe. Wokół gwiazdy zakreślono pomarańczowe koło, to obszar gromadzenia się helu. Następnie oznaczono jaśniejszy pomarańczowy pierścień, to obszar syntezy helu z wodoru w cyklach pp i wielkie C N O. Ostatnia warstwa to obszar wypromieniowania energii.

Temperatura i gęstość tego pogorzeliska wzrastają. W odpowiednio wysokiej temperaturze, ok. 10Indeks górny 8⁸ K, której osiągnięcie jest uwarunkowane niemal wyłącznie odpowiednio dużą masą gwiazdy, produkt (hel) staje się substratem egzoenergetycznej reakcji 3$\mathrm{\alpha }$Proces (reakcja) 3$\mathrm{\alpha }$reakcji 3$\mathrm{\alpha }$. Dochodzi do zdestabilizowania stanu równowagi, w którym tkwiła gwiazda. Powiększa ona swe rozmiary, zmienia się w jej wnętrzu rozkład temperatur, często wyrzuca ona w przestrzeń część swojej materii. Czy to nie jest wybuchem? Jest, ale bardzo łagodnym w świecie gwiazd.

Taki scenariusz może się powtórzyć kilkakrotnie. Komplikuje się wewnętrzna struktura gwiazdy, nowe warstwy odzwierciedlają kolejne etapy jej życia (Rys. 3b.). Produkty reakcji termojądrowych w każdym etapie zbierają się w jądrze – centralnej części gwiazdy. Rośnie temperatura jądra, rośnie jego gęstość. Grawitacja ma tendencję do powodowania jego kontrakcjikontrakcja jądra gwiazdykontrakcji, co dodatkowo zwiększa jego temperaturę. Jeśli mechanizmy przeciwdziałające kontrakcji - np. ciśnienie materii czy ciśnienie światła - doprowadzą do jej zatrzymania, to gwiazda osiąga względną stabilność i przechodzi do kolejnego etapu swego życia. Jednak zatrzymanie kontrakcji wywołuje swoiste odbicie materii – w gwieździe rozchodzi się fala uderzeniowa od środka na zewnątrz. Gwiazda odrzuca jakąś część swej materii – to właśnie wybuch. Supernowa to ostatni, najpotężniejszy wybuch. Może mieć różny przebieg, zależny od masy gwiazdy oraz stanu materii w jądrze.

Rm9m2uAiB7w6a

Rys. 3b. Schemat prezentuje wielowarstwową strukturę gwiazdy w ostatniej fazie egzoenergetycznych reakcji syntezy. Ich produkty, o liczbach masowych rzędu 50‑60, tworzą jądro gwiazdy oznaczone szarym kołem, wokół którego roztacza się wiele cieńszych pierścieni oznaczających warstwy. W tych warstwach trwają reakcje syntezy z poprzednich faz syntezy termojądrowej, o pomijalnej wydajności. Rozmiary warstw są poglądowe, nie zachowano skali. Przykładowo, wskazano na jeden z pierścieni i opisano go jako obszar syntezy węgla z helu z procesie 3 alfa. Natomiast zewnętrzną warstwę opisano jako obszar wypromieniowywania energii.

Jądro gwiazdy składa się wtedy głównie z jąder atomowych o liczbach masowychliczba masowa jądra atomowegoliczbach masowych A rzędu 50‑60. Są one produktami syntezy termojądrowej z poprzednich etapów. Po przekroczeniu krytycznej wartości masy (tzw. granicy Chandrasekharagranica Chandrasekharagranicy Chandrasekhara) jądro podlega procesowi, który nazywamy zapaściązapaść jądra gwiazdyzapaścią, dla odróżnienia od łagodniejszej kontrakcjikontrakcja jądra gwiazdykontrakcji. Towarzyszy temu wyrzucenie w przestrzeń praktycznie całej reszty materii gwiazdy.
Skąd wiadomo, że to ostatnie przejście w życiu gwiazdy? Bo w środku gwiazdy są już jądra atomowe, w których nukleony są najsilniej związane. Jest to więc kres możliwości występowania egzoenergetycznej syntezy termojądrowej.

Supernowe typu Ia - biały karzeł i paliwo przejęte od innej gwiazdy.

Biały karzeł to ostatni etap życia gwiazd o przeciętnej masie – mniej więcej takich jak Słońce. Można go porównać do pogorzeliska po stosie drewna. Wypaliło się ono, energia z niego się wydzieliła, popiół (czyli część produktów spalania) opadł na ziemię. Choćby nawet istniały egzoenergetyczne reakcje, w których ten popiół mógłby uczestniczyć, to nie zostały one zainicjowane. Zabrakło czynnika zapalającego, którym najczęściej są odpowiednio wysoka temperatura i gęstość. Pogorzelisko stygnie powoli, ale nadal ma temperaturę wystarczającą do spalania drewna.

Co więc jeśli ktoś nieopatrznie rzuci w to pogorzelisko porcję paliwa? Na przykład rozdrobnione, suche trociny – nie próbuj tego! Albo chluśnie płynną podpałką w gasnące (jego zdaniem) węgle na grillu? Nie rób tego pod żadnym pozorem!
Takie zabiegi mogą spowodować wybuch, z którego Ty lub Twoi bliscy wyjdziecie z poważnymi poparzeniami lub skaleczeniami.

Co dostarcza materii, czyli paliwa, białemu karłu, który wybucha? Możliwe, ale mało prawdopodobne wydarzenie, to zderzenie z inną gwiazdą. Znacznie częściej spotykana jest sytuacja, w której dwie gwiazdy od czasu swego powstania stanowią układ podwójny – są grawitacyjnie związane i okrążają wspólny środek masy. W takim układzie możliwy jest stały przepływ materii pomiędzy składnikami. Jeśli jedna z gwiazd jest już białym karłem i przejmie od tej drugiej odpowiednio dużą porcję materii (pomyśl o granicy Chandrasekharagranica Chandrasekharagranicy Chandrasekhara), to warunki do wybuchu termojądrowego są wymarzone.
Na powierzchni białego karła panuje temperatura rzędu 10Indeks górny 4⁴ – 10Indeks górny 6⁶ K, raczej niewystarczająca, by zainicjować reakcje termojądrowe w przejętej materii. Ale dopływ materii zwiększa masę gwiazdy, to powoduje jej kontrakcjękontrakcja jądra gwiazdykontrakcję, a ta z kolei podnosi temperaturę w jej wnętrzu. Może to doprowadzić do wznowienia wcześniej wygasłych reakcji termojądrowych w jądrze gwiazdy. Warunki do wybuchu supernowej gotowe.

III. Co się dzieje podczas supernowej?

Zapaść jądra gwiazdy i neutronizacja materii w jej jądrze

W zapadającym sięzapaść jądra gwiazdyzapadającym się pod wpływem grawitacji jądrze gwiazdy gęstość materii osiąga wartości porównywalne do panujących wewnątrz jądra atomowego. W tych warunkach elektrony zostają wtłoczone w protony i masowo zachodzi endoenergetyczna reakcja

w której powstają neutrony oraz neutrina. Te pierwsze w większości pozostają w jądrze gwiazdy, która ewoluuje w kierunku gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury. Więcej szczegółów znajdziesz w e‑materiale „Gwiazdy neutronowe i czarne dziury”.

Emisja materii i promieniowania

Neutrina, praktycznie nieoddziałujące z materią, ulatują z wnętrza gwiazdy, dodatkowo unosząc z niej swoją energię kinetyczną. Jądro jest więc dodatkowo chłodzone, co sprzyja dalszej jego zapaści.
Część neutronów także wydostaje się z gwiazdy; uczestniczą one w nukleosyntezie w odrzuconej materii.

RdMoZJIQ0YTGG1

Rys. 4. Zdjęcie przedstawia Mgławicę Kraba, która stanowi pozostałość po supernowej wielkie S N 1054. Pomarańczowe włókna są potarganymi szczątkami gwiazdy i składają się głównie z wodoru. Szybko obracająca się gwiazda neutronowa osadzona w centrum mgławicy jest dynamem napędzającym niesamowitą, niebieską poświatę wnętrza mgławicy. Niebieskie światło pochodzi od elektronów wirujących z prędkością światła wokół linii pola magnetycznego gwiazdy neutronowej. Gwiazda neutronowa, niczym latarnia morska, wyrzuca podwójne wiązki promieniowania, które wydają się pulsować 30 razy na sekundę z powodu rotacji gwiazdy neutronowej. Gwiazda neutronowa jest zgniecionym niezmiernie gęstym jądrem eksplodującej gwiazdy.

Wraz z zewnętrznymi powłokami gwiazdy w przestrzeń wyrzucane są elektrony, protony, cząstki $\mathrm{\alpha }$ i jądra powstałe we wcześniejszych etapach nukleosyntezy w gwieździe. Licząca się część tych jąder to jądra promieniotwórcze. Tę materię widzimy jako charakterystyczną mgławicę, rozszerzającą się z prędkością rzędu setek i tysięcy kilometrów na sekundę.
Na rys. 4. pokazano mgławicę Krab, będącą pozostałością po supernowej SN1054. Materia otacza pozostałość po supernowej i świeci zarówno ze względu na swą temperaturę jak i wskutek przemian promieniotwórczych i reakcji jądrowych zachodzących w tworzącej ją materii.

Przypuszcza się, że w trakcie supernowej emitowane są także fale grawitacyjne. Jednak do tej pory nie udało się tego zjawiska zarejestrować.

Wybuchająca gwiazda emituje promieniowanie elektromagnetyczne ze wszystkich bez wyjątku zakresów widma, od fal radiowych po twarde promieniowanie gamma. Składa się ono głównie z promieniowania termicznego - wszak temperatura materii dochodzi do setek miliardów kelwinów. Nie mamy okazji obserwować tych początkowych faz wybuchu - nie potrafimy przecież przewidzieć, kiedy to nastąpi.
Obłok materii, stanowiący pozostałość po supernowej, także emituje promieniowanie elektromagnetyczne - to obserwujemy. Zawiera ono linie widmowe charakterystyczne dla różnych pierwiastków, jest więc podstawą do szczegółowej klasyfikacji supernowych.

Endoenergetyczna nukleosynteza - powstawanie jąder ciężkich

W procesie supernowej gwiazda odrzuca większość materii znajdującej się poza jej jądrem. Wyrzucana materia zawiera jądra atomowe o liczbach masowychliczba masowa jądra atomowegoliczbach masowych ograniczonych do 50‑60, wcześniej zsyntetyzowane wewnątrz gwiazdy oraz neutrony. Reakcje pochłaniania neutronów przez jądra atomowe oraz towarzyszące jej reakcje wtórne, w tym szczególnie przemiany ${\mathrm{\beta }}^{\mathrm{-}}$, doprowadzają do syntezy jąder atomowych o coraz większych liczbach masowych.
Dlatego właśnie powstająca z odrzuconej materii mgławica zawiera jądra praktycznie wszystkich znanych nam pierwiastków. A występują one na Ziemi dlatego, że Słońce powstało ze zderzenia takiej mgławicy z obłokiem wodoru. Większość jąder atomowych pierwiastków cięższych od helu w naszym układzie planetarnym, także na Ziemi, powstały w wybuchu supernowej lub w podobnych „kosmicznych katastrofach”.

IV. Ciekawostki

Jak długo to trwa?

Samo zapadanie jądrazapaść jądra gwiazdyzapadanie jądra i wybuch reszty gwiazdy trwa bardzo krótko - rzędu sekund, najwyżej minut. Charakterystyczne prędkości przemieszczania się materii - zarówno w zapadającym się jądrze jak i w odrzucanej materii osiągają dziesiątki tysięcy kilometrów na sekundę - kilkanaście procent prędkości światła!
Tej fazy supernowej nie obserwujemy. Jej przebieg odtwarzamy za pomocą matematycznych modeli.

RzqNtKH9InVeC1

Rys. 5. Wykres prezentuje zależność jasności supernowej wielkie I od czasu t. Po lewej stronie osi Y, jako minimum czasu zaznaczono t z indeksem dolnym zero. Wykres liniowy rośnie dynamicznie od tego punktu, aż osiąga maksimum na osi wielkie I i czasu t z indeksem dolnym m. Od tego momentu jasność maleje aż do t z indeksem dolnym z. Jednak ten spadek intensywności blasku jest łagodniejszy niż wzrost.

Natomiast w typowej sytuacji (Rys. 5.) zauważamy supernową w chwili tIndeks dolny 0₀, na 10 do 30 dni przed chwilą tIndeks dolny m_m, gdy osiąga ona maksymalną jasność, często 100‑krotnie większą od tej, przy której ją zauważyliśmy. Jasność jej spada, z początku stosunkowo powoli, dalej w miarę równomiernie, by wrócić do wyjściowej wartości po czasie tIndeks dolny z_z wahającym się od 2‑3 miesięcy nawet do roku.

Jak się nazywa supernowe?

Konwencja przyjęta przez odpowiednią agendę Międzynarodowej Unii Astronomicznej polega na nadawaniu zaobserwowanym supernowym nazwy trzyczęściowej. W pierwszej części występują litery SN, w drugiej części czterocyfrowy zapis roku odkrycia, np. 1954, w trzeciej:
- jedna wielka litera oznaczająca kolejność odkrycia supernowej w danym roku,
- po wyczerpaniu 26 liter łacińskiego alfabetu stosuje się oznaczenie dwuliterowe, wyłącznie z małych liter alfabetu łacińskiego.

Trzecia część oznaczenia jest pomijana, gdy w danym roku zaobserwowano tylko jedną supernową. Dotyczy to szczególnie odkryć dokonanych do pierwszej połowy XIX wieku. Tak więc supernowa, o której mowa we Wprowadzeniu oznaczana jest jako SN1054.

Jak często odkrywa się supernową?

W miarę dysponowania coraz lepszymi instrumentami, zarówno optycznymi jak i rejestrującymi inne zakresy i rodzaje promieniowania, astronomowie odkrywają i badają coraz więcej supernowych. W dwóch pierwszych dekadach XXI wieku odkrywano ich średnio kilkaset rocznie. Ogromna większość była dostrzegana poza Drogą Mleczną, w innych galaktykach, odległych nawet o miliard lat świetlnych i więcej.

Warto wspomnieć, że niemały udział w odkrywaniu supernowych mają astronomowie amatorzy.

RwmrXExWuDmga1

Rys. 6. Zdjęcie przedstawia supernową wielkie S N 2002 b o, odkrytą 9 marca 2002 roku w galaktyce wielkie N G C 3190, odległej od Ziemi zaledwie o 80 milionów lat świetlnych. Na ciemnym tle widać jasny dysk. Żółtą strzałką zaznaczono supernową w dysku galaktycznym.

W 2002 r odkryto dwie supernowe w pobliskiej galaktyce NGC3190. Pierwszą, SN2002bo (Rys. 6.), zaobserwował w marcu amator z Brazylii. Dwa miesiące później, podczas prowadzonych nad nią badań, zespół zawodowych astronomów włoskich zaobserwował, w tej samej galaktyce, SN2002cv. Innemu amatorowi, z Argentyny, udało się w 2017 r. sfotografować najwcześniejsze dotąd stadium wybuchu supernowej.
Astronomowie próbują też przewidzieć supernowe. Najczęściej poszukuje się gwiazd w późnych etapach ewolucji, głównie nadolbrzymów i olbrzymów. Typuje się też białe karły w układach podwójnych. Jednak przewidzenie dokładnego - choćby w skali ludzkiej - momentu wybuchu jest dzisiaj jeszcze poza zasięgiem nauki.

Supernowa blisko Ziemi?

Jedna z najjaśniejszych gwiazd nocnego nieba, Betelgeza (z j. arabskiego - ramię olbrzyma), znajduje się w gwiazdozbiorze Oriona (Rys. 7.). To jeden z najbardziej charakterystycznych gwiazdozbiorów zimowego nieba na naszej półkuli.

R1OQZra9cjI5j1

Rys. 7. Fotografia przedstawia gwiazdozbiór Oriona. Czas naświetlania 60 sekund. Na szarym tle przedstawiono jasne punkty. Betegeza to krótki czerwony odcinek w lewym górnym rogu gwiazdozbioru.

Betelgeza jest czerwonym nadolbrzymem, o masie ponad 10‑krotnie większej niż Słońce. Szacunki mówią, że wybuchnie jako supernowa w przeciągu najbliższych 100 tysięcy lat. Gdy to się stanie, widoczna będzie nawet w ciągu dnia.
Jej odległość od Ziemi, 500‑600 lat świetlnych, pozwala nie obawiać się skutków dotarcia do nas materii czy promieniowania pochodzącego z wybuchu. Czy mimo tego wzbudzi tyle samo emocji wśród ludzi, jak SN1054? Przecież odległość od Ziemi tamtej supernowej była dziesięć razy większa!

Czy warto więc spoglądać podejrzliwie na Betelgezę w mroźne, zimowe wieczory? Astronom odpowie bez wahania: zawsze warto spoglądać w niebo.

Słowniczek