Supernova – sprogstanti žvaigždė; tai didžiausias sprogimas, kokį kada nors yra mačiusi žmonija. Kiekvienas sprogimas - tai itin ryškus ir itin galingas žvaigždės sprogimas[2] paskutiniojoje jos gyvavimo ciklo stadijoje.

Keplerio supernova SN 1604
Sprogus masyviai žvaigždei Didžiajame Magelano Debesyje, po jos likęs besiplečiantis likučių apvalkalas, vadinamas SNR 0519-69.0. Dujos matomos per Čandros observatoriją rentgeno spinduliuote (mėlyna spalva), o išorinis sprogimo kraštas (raudona spalva) ir žvaigždės matomos regimojoje šviesoje per Hablo kosminį teleskopą.
Rogelio Bernal Andreo (Rogelio Bernal Andreo) nuotraukoje, nuo Žemės už 3 000 šm esantys maždaug 150 šm skersmens Simeis 147 supernovos likučiai[1]
Hablo kosminiu teleskopu nufotografuota SN 1994D supernova (ryški dėmė nuotraukos apačios kairėje), esanti NGC 4526 galaktikoje

Perėjus į supernovos stadiją, žvaigždės sukaupta energija staiga atpalaiduojama, materija plinta iki 30 000 km/s arba 10 % šviesos greičio, šviesumas padidėja kelis šimtus milijonų kartų arba daugiau kaip 20 ryškių.

Apie 1940 m. pagal spektrą buvo išskirtos I ir II tipo supernovos. Tuo metu nebuvo žinoma, ar skirtingi spektrai reiškia skirtingo tipo sprogimą. Apie 1960 m. pradėta mąstyti, jog galimi ne tik masyvių žvaigždžių, bet ir baltųjų nykštukių sprogimai.[3]

I tipo supernovos pikas intensyvesnis ir trunka iki kelių dienų, II tipo – trunka 2–3 mėnesius ir blėsta staigiau. Blėstantis blyksnis bei įvairios spinduliuotės pliūpsnis stebimas dar 6–12 mėnesių.[4]

Baltosios nykštukės sprogimas (Ia tipo supernova)

redaguoti

Ia tipo supernova yra baltosios nykštukės sprogimas. Šių supernovų spektre nėra vandenilio linijų.[5]

Tokia supernova gali įvykti dvinarėje sistemoje, kurios viena komponentė – baltoji nykštukė. Jei kita žvaigždė (paprastai raudonoji milžinė) išmeta daug medžiagos, dalis šios patenka į nykštukę, kurios masė didėja. Kai ji viršija 1,44 M (Čandrasekaro riba), temperatūra pakyla tiek, jog prasideda vis dar galimos branduolinės reakcijos, nes baltosios nykštukės kuras nėra visiškai išeikvotas. Šios reakcijos būna labai audringos ir neretai išskiria pakankamai energijos visai žvaigždei išsklaidyti (angl. unbind the star) – sprogimo vietoje nelieka nieko.[3]

„Per didelė“ baltoji nykštukė taip pat gali susidaryti susijungus dviem žvaigždėms. Trečias kelias yra laipsniškas helio apvalkalo aplink nykštukę susikaupimas ir vėlesnis jo sprogimas.[6]

Ia tipo supernovų pasitaiko visų tipų galaktikose ir panašiai dažnai tiek naujų žvaigždžių susidarymo srityse, tiek ir visur kitur. Tai patvirtina, jog sprogsta senos ar vidutinio amžiaus žvaigždės. Visos kitos supernovos sutinkamos tik žvaigždžių formavimosi regionuose, kur būna jaunų, bet labai masyvių žvaigždžių.[5]

Ia tipo supernovų absoliutiniai ryškiai yra palyginti labai vienodi, todėl jos naudojamos kaip standartiniai žinomo šviesio šaltiniai atstumams iki kitų galaktikų nustatyti.[3]

Ib ir Ic supernovos nėra baltųjų nykštukių sprogimai ir (kaip ir visi kiti likę tipai) vyksta, kuomet masyvios žvaigždės geležinis branduolys susitraukia į neutroninę žvaigždę arba juodąją bedugnę.[5] Jų spektre irgi nėra vandenilio linijų, tačiau taip pat nėra ir Ia tipui būdingų silicio linijų.[7]

Geležies branduolio susitraukimas (Ib, Ic ir II tipo supernovos)

redaguoti

Masyvesnės nei 8 M žvaigždės pereina laipsniškas vandenilio, helio, neono, deguonies ir silicio degimo stadijas. Kiekvienai kitai reakcijai reikalinga vis aukštesnė temperatūra. Vienos stadijos kurui pasibaigus, žvaigždė kiek susitraukia, temperatūra pakyla ir prasideda po jos einančio etapo kuro degimas. Kai kurios šių stadijų trunka milijonus metų, tačiau sudegus heliui, tolimesnės reakcijos labai pagreitėja dėl neutrinų praradimo. Temperatūrai pakilus iki milijono laipsnių ir daugiau, atsiranda dideli kiekiai elektronų bei pozitronų. Elektronui susidūrus su pozitronu, jie virsta neutrino bei antineutrino pora. Skirtingai nuo atomų branduolių ar elektronų, šios dalelės lengvai palieka žvaigždę, nusinešdamos daug energijos. Paskutinė stadija (silicio degimas) tetrunka daugiausia savaites.[5]

Galop susidaro maždaug 1,5 M geležinis branduolys. Geležis turi didžiausią ryšio energiją, todėl jos degimas energijos žvaigždei nebeduoda. Be neutronų srautų, dėl itin didelių temperatūrų bei slėgių šiuo metu prasideda dar du daug energijos atimantys procesai – atomų branduoliai pradeda sugerti elektronus (daliai protonų virstant neutronais) bei geležis pradeda virsti atgal į helį (fotodezintegracija). Greitai geležinis branduolys ima kristi į savo paties centrą maždaug ketvirčiu šviesos greičio. Kol nukleonų sąveikos stūmos komponentas pagaliau pristabdo traukimąsi, žvaigždės branduolio tankis jau būna dukart viršijęs įprastinį atomo branduolio tankį.[5]

Labai daug energijos išspinduliuojama neutrinų pavidalu. Nėra labai akivaizdu, kaip atsiranda stebimas galingas šviesos žybsnis.[5]

Žymėjimas

redaguoti

Supernovos žymimos raidėmis SN, po to – atradimo metai ir vieno ar dviejų lotyniškų skaičių kombinacija, reiškiančia supernovos atradimo eilės numerį, pavyzdžiui kaip ši SN 1998bw supernova.

Žymesnių sprogusių supernovų sąrašas

Žvaigždynas Žybsnio metai Didžiausias ryškis
žybsnio metu
Nuotolis (šm)
Kentauras 185 -6? < 6 500
Šaulys 386 1 > 16 000
Skorpionas 393 -1 > 20 000
Vilkas 1006 -8 – -10 ~3 000
Tauras 1054 -6 ~5 800
Kasiopėja 1181 0 ~26 000
Kasiopėja 1572 -4 ~10 000
Gyvatnešis 1604 -2,5 ~15 000
Kasiopėja 1667 ? ~9000

Supernovų dažnumas

redaguoti

Supernovos gana retas reiškinys. Astronomai mano, kad tokiose galaktikose kaip mūsų Paukščių Takas per šimtmetį įvyksta maždaug du ar trys supernovų sprogimai. Bet kadangi Visatoje yra labai daug galaktikų, už mūsų galaktikos ribų astronomai per metus pastebi kelis šimtus supernovų. Mūsų Paukščių Tako galaktikoje esančios kosminės dulkės užstoja mums daugumos supernovų, esančių galaktikoje, vaizdą.[2]

Šaltiniai

redaguoti
  1. apod.nasa.gov / Simeis 147: Supernova Remnant | 2017 May 18
  2. 2,0 2,1 spaceplace.nasa.gov / What Is a Supernova?
  3. 3,0 3,1 3,2 Hillebrandt, W.; Niemeyer, J. C. (2000). „Type IA Supernova Explosion Models“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 38 (1): 191–230. arXiv:astro-ph/0006305. Bibcode:2000ARA&A..38..191H. doi:10.1146/annurev.astro.38.1.191. S2CID 10210550.
  4. How Long Does Supernova Stage Last (angl.)
  5. 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 5,5 Woosley, S.; Janka, T. (2006). „The physics of core collapse supernovae“. Nature Physics. 1 (3): 147–154. arXiv:astro-ph/0601261. Bibcode:2005NatPh...1..147W. CiteSeerX 10.1.1.336.2176. doi:10.1038/nphys172. pdf
  6. Piro, A. L.; Thompson, T. A.; Kochanek, C. S. (2014). „Reconciling 56Ni production in Type Ia supernovae with double degenerate scenarios“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 438 (4): 3456. arXiv:1308.0334. Bibcode:2014MNRAS.438.3456P. doi:10.1093/mnras/stt2451. S2CID 27316605.
  7. Bianco, F. B.; Modjaz, M.; Hicken, M.; Friedman, A.; Kirshner, R. P.; Bloom, J. S.; Challis, P.; Marion, G. H.; Wood-Vasey, W. M.; Rest, A. (2014). „Multi-color Optical and Near-infrared Light Curves of 64 Stripped-envelope Core-Collapse Supernovae“. The Astrophysical Journal Supplement. 213 (2): 19. arXiv:1405.1428. Bibcode:2014ApJS..213...19B. doi:10.1088/0067-0049/213/2/19. S2CID 119243970.