Wybuchy supernowych


Wybuch supernowej jest końcowym stadium życia masywnej gwiazdy, która w ostatnim przedśmiertnym zrywie wyrzuca w przestrzeń wielką ilość gazu stanowiącego jej zewnętrzne powłoki. Jej rdzeń kurczy się do małej, ale bardzo ciężkiej gwiazdy neutronowej. W trakcie eksplozji gwiazda może zwiększyć swoją jasność miliony, a nawet miliardy razy, tak że czasem blaskiem przewyższa jasność galaktyki, w której się znajduje.
Sam termin supernowa bierze swój początek od innego typu wybuchających gwiazd, tzw. Nowych, które w trakcie wybuchu zwiększają swoją jasność od kilku do stu tysięcy razy. Różnią się jednak tym, że odrzucają tylko niewielką część swojej masy (około 1/10 000) i nie kończy to ich aktywnego życia, co więcej, może się powtarzać w okresach zwykle krótszych niż sto tysięcy lat.
Wydaje się, że na przestrzeni wieków obserwowano ledwie kilka wybuchów supernowych. Jeżeli chodzi o te najwcześniejsze, to nieocenionym źródłem informacji są kroniki chińskie, zawierające dokładne opisy nieba już od roku 200 p.n.e. Wcześniejsze materiały uległy zniszczeniu w przeprowadzonym przez pierwszego cesarza Chin "Paleniu książek" w roku 213 p.n.e.
Pierwsza z gwiazd, co do której nie ma wątpliwości, że była supernową, rozbłysła w 185 roku n.e. w gwiazdozbiorze Centaura na południowym niebie. Była prawdopodobnie najjaśniejszym po Księżycu obiektem na nocnym niebie, a widziano ją przez mniej więcej 20 miesięcy. Pojawiła się w bardzo niespokojnym dla Chin okresie. Rok wcześniej północne prowincje ogarnęła wielka rebelia, która przyczyniła się do upadku panującej wówczas dynastii. Z tego powodu już po tych dramatycznych zajściach powstało wiele astrologicznych komentarzy łączących oba wydarzenia.
Podobnie się działo dwieście lat później, gdy obserwowano dwa wybuchy: w roku 386 i 392. Astrologowie doszukiwali się ich związku ze śmiercią cesarza w 397 roku, a nawet z upadkiem dynastii, który nastąpił w 23 lata później. W roku 1006 pojawiła się zdecydowanie najjaśniejsza z opisywanych gwiazd. Miała jasność 1/10 Księżyca w pełni. Przy tej okazji nastąpiła w Chinach rzecz zabawna. Otóż wszelkie znaki na niebie tradycyjnie łączono z nieszczęściami, a tu cesarstwo kwitło! Aby uspokoić cesarza, astrologowie uznali gwiazdę za dobry znak i z tej okazji zarządzono wielkie uroczystości. O pojawieniu się tej gwiazdy donoszą także Arabowie i Europejczycy. Albert z Metzu opisuje kometę o potwornym wyglądzie, miotającą płomienie w różne strony, a kroniki weneckie przypisują jej pojawienie się plag w całej Italii.
W roku 1054 zaobserwowano rozbłysk, który dał początek dobrze dziś zbadanej mgławicy Kraba. Supernową oglądano w dzień przez 23 dni, a w nocy przez mniej więcej 21 miesięcy. Miała jasność porównywalną z planetą Wenus. Mimo doskonałej widoczności nie wzbudziła zainteresowania w Europie. Było to prawdopodobnie spowodowane szeroko rozpowszechnionym poglądem Arystotelesa, według którego liczba gwiazd nie zmienia się; zajmują one przy tym stałą sferę rozpiętą wokół Ziemi.
Powstałą po tym wybuchu mgławicę odkrył w XVIII stuleciu angielski astronom amator John Bevis. Sto lat później dzięki sugestywnemu rysunkowi Anglika Rossa nazwano ją mgławicą Kraba. Dziś wiemy, że znajduje się w odległości 5 tysięcy lat świetlnych od Ziemi i ma szerokość od 5 do 10 lat świetlnych (podczas gdy odległość od Słońca do najbliższej gwiazdy wynosi 4,3 lat świetlnych).
Kroniki mówią jeszcze o trzech, uznawanych za supernowe, przypadkach wybuchu gwiazd z roku 1181, 1572 i 1604. Dwa ostatnie były intensywnie badane przez europejskich astronomów; pierwszy przez Duńczyka Tycha Brahego (1546-1601), drugi przez Niemca Johannesa Keplera (1571-1630). Od tych nazwisk biorą się ich współczesne nazwy. Warto jeszcze wspomnieć, że prawdopodobnie 11 000 lat temu widziana była na Ziemi supernowa tak jasna jak Księżyc. Pojawiła się w gwiazdozbiorze Żagla na południowym niebie.
W przeszłości astronomom nie była znana natura obserwowanych zjawisk. Rejestrowali oni tylko pojawiające się nowe gwiazdy i próbowali spekulować na temat ich pochodzenia na podstawie dostępnej im wiedzy. Dzisiaj supernowe pod wieloma względami zostały już zbadane. Dzieli się je na dwa typy w zależności od rodzaju eksplozji. Typ I to mniejsze gwiazdy (do 8 mas Słońca), ale o wybuchu jaśniejszym. Wybuchy gwiazd masywniejszych zaliczane są do II typu.
Podczas takiego wybuchu gwiazda na początku spala w swym głębokim wnętrzu w procesie syntezy termojądrowej wodór, produkując w ten sposób hel. Gdy w jądrze wodór się wyczerpie, duże gwiazdy zaczynają spalać hel. Dzięki temu powstają cięższe pierwiastki, to znaczy węgiel, tlen i neon. Kiedy już wyczerpie się hel, w jądrze zostaje głównie węgiel i tlen. Ta mieszanina ogrzewa się; a gdy osiągnie temperaturę około 800 000 stopni, następuje zapłon węgla. Jeżeli gwiazda jest mniejsza niż 9 mas Słońca, to proces ten może doprowadzić do jej rozerwania. Większe gwiazdy przechodzą przez to spokojnie i po wyczerpaniu się węgla zaczynają spalać tlen, neon i krzem. Czas trwania etapu węglowego nie przekracza 10 000 lat, a krzemowego ledwie 10 dni. W wyniku ostatniego etapu formuje się jądro żelazne o temperaturze 3 miliardów stopni, czyli 500 000 razy większej niż temperatura Słońca.
Po wyprodukowaniu żelaza synteza jądrowa ustaje, a jądro pod wpływem samograwitacji i ogromnego ciśnienia zewnętrznych warstw gwiazdy zaczyna się kurczyć. Rozpoczynają się procesy, które bardzo szybko zmieniają wszystkie składniki jądra w neutrony. W ciągu jednej sekundy jądro zapada się, zmieniając swoją wielkość z rozmiarów porównywalnych z Ziemią do kuli o promieniu rzędu 10 kilometrów. Masa takiej gwiazdy neutronowej jest porównywalna z masą Słońca. Na Ziemi łyżka materii, z której jest zbudowana, ważyłaby 50 miliardów ton.
Detonacja supernowej następuje, gdy zewnętrzne warstwy gwiazdy spadają na dopiero co powstałą gwiazdę neutronową i odbijają się od jej twardej, nieściśliwej powierzchni. Fala uderzeniowa powstająca w wyniku tego zderzenia rozchodzi się na zewnątrz gwiazdy i powoduje rozerwanie i wyrzucenie w przestrzeń międzygwiazdową jej zewnętrznej powłoki. Energia tej eksplozji odpowiada wybuchowi tysięcy bilionów (~1028) jednomegatonowych bomb wodorowych. W efekcie powstaje włóknista struktura gazowa, rozprzestrzeniająca się z prędkością pozwalającą w ciągu miesiąca przebyć Układ Słoneczny. Mowa tu o tak zwanej mgławicy. W jej centrum znajduje się szybko obracająca się gwiazda neutronowa. Gdy wybuchająca gwiazda jest naprawdę duża, zamiast gwiazdy neutronowej może powstać czarna dziura.
Wybuchy typu I zachodzą m.in. w układach podwójnych, w których duża gwiazda, np. czerwony olbrzym, związana jest silnie z białym karłem. Ten ostatni "odsysa" ze swego towarzysza powłokę gazową, którą sam zaczyna się otaczać. Gdy zbierze jej za dużo, może się powtórzyć scenariusz opisywany poprzednio: biały karzeł zapada się, tworząc gwiazdę neutronową, a odrzucona otoczka tworzy mgławicę. Tego typu wybuchy są zwykle jaśniejsze.