Nowe i Supernowe

Nazwa gwiazdy nowej sięga jeszcze czasów starożytnych, gdy w II wieku p.n.e. Hipparch dostrzegł w gwiazdozbiorze Skorpiona gwiazdę, której nikt wcześniej nie widział. Po pewnym czasie gwiazda ta zniknęła. Wiadomości o gwiazdach nowych znajdujemy w kronikach chińskich, a następnie obserwował je Tycho Brache i Kepler. Do połowy XIX wieku astronomowie nie zwracali dostatecznej uwagi na rozbłyśnięcia gwiazd nowych, w ciągu bowiem XVIII wieku i początku XIX wieku nie ma wzmianki o odkrywaniu gwiazd tego typu. Dopiero od połowy XIX wieku wystąpił wzrost odkryć gwiazd nowych. We wszystkich przypadkach zdołano stwierdzić w nowszych czasach, gdy rozpowszechniło się stosowanie fotografii w astronomii, że przed zabłyśnięciem gwiazdy nowej w jej miejscu świeciła już słaba gwiazda. Zjawisko nowej polega więc na znacznym pojaśnieniu słabej gwiazdy niekiedy o 10⁻¹⁵ wielkości.

W roku 1954 miało miejsce kluczowe odkrycie dotyczące nowych, któremu zawdzięczamy przyjmowane obecnie wyjaśnianie tego zjawiska. Uprzednio zbadano dokładnie dużą liczbę gwiazd, które przeszły przez stadium nowej i stwierdzono między innymi, że liczne spośród nich zdają się migotać. Obserwowano szybkie, niewielkie zmiany natężenia światła, kontrastujące zdecydowanie z jednostajnym blaskiem zwykłych gwiazd. Jedną z obserwowanych gwiazd była DQ Herculis, która była nową dwadzieścia lat wcześniej. Amerykański astronom Merle F. Walker stwierdził, że na owo migotanie nakłada się wyraźny, trwający godzinę spadek jasności, po którym następuje wzrost jasności do stanu początkowego. Późniejsze pomiary wykazały, że ów spadek jasności pojawia się okresowo, co 4 godziny i 39 minut. Stało się jasne, że DQ Herculis (czyli ta gwiazda) jest gwiazdą zaćmieniową. Gdy zidentyfikowano tę gwiazdę jako układ podwójny, okazał się on układem o najkrótszym, znanym okresie obiegu. Oznaczało to, że obie gwiazdy wirują z dużą szybkością dookoła wspólnego środka masy, a stąd z kolei wynikało, że znajdują się one niezwykle blisko siebie. Zbadano później inne gwiazdy, które przeszły przez stadium nowej, aby sprawdzić czy i one są ciasnymi układami podwójnymi. Spośród dziesięciu takich gwiazd siedem wykazało takie właściwości. Następnie odkryto jeszcze jeden fakt. Gwiazdy, które przeszły przez stadium nowej, sprawiały wrażenie typowych gwiazd należących do ciągu głównego, ale dokładne badania widma wielu z nich wykrywało obecność linii charakterystycznych dla małych, rozgrzanych do białości gwiazd, które musiały być białymi karłami. Wyglądało na to, że wszystkie gwiazdy, które przeszły przez stadium nowej, są bardzo ciasnymi układami podwójnymi, w których jedna jest białym karłem. Analizując takie połączenie białego karła i gwiazdy ciągu głównego, astronomowie domyślili się, w jakich okolicznościach tworzy się

Jak tworzy się nowa

Proces tworzenia się nowej opiszę na przykładzie dwóch hipotetycznych gwiazd A i B.

Początkowo ciasny układ podwójny składa się z dwóch gwiazd ciągu głównego. Ta, która ma większą masę (A) osiąga w końcu stadium czerwonego olbrzyma. Czerwony olbrzym rośnie, aż staje się tak ogromny, że styka się niemal z drugą gwiazdą (B), która przechwytuje część zewnętrznej warstwy A, zwiększając w ten sposób swą masę i skracając równocześnie czas swego życia. Ostatecznie gwiazda A zapada się, osiągając stadium białego karła, natomiast gwiazda B pozostaje gwiazdą ciągu głównego. Po niedługim (w kosmicznej skali) czasie gwieździe B zaczyna brakować paliwa wodorowego, co prowadzi do powiększenia się jej rozmiarów. Zanim staną się one maksymalne i zanim B stanie się prawdziwym olbrzymem, jej zewnętrzna warstwa zbliża się do białego karła na tyle blisko, że część materii z gwiazdy B dostaje się w strefę oddziaływania grawitacyjnego gwiazdy A. Poprzednio materia gwiazdy A zderzyła się z powierzchnią gwiazdy B, ponieważ obie były normalnymi gwiazdami. Teraz jednak materia gwiazdy B nie zderzy się już z materią gwiazdy A, ponieważ ta ostatnia stała się bardzo małym białym karłem. Zamiast tego materia gwiazdy B zaczyna krążyć wokół gwiazdy A, tworząc dysk akrecyjny. Nazwa ta pochodzi stąd, że materia znajdująca się na orbicie poddawana jest oddziaływaniom wewnętrznym, wynikającym ze zderzeń cząstek i atomów, przy czym w wyniku „tarcia wewnętrznego” niektóre jej fragmenty tracą energią i opadają ku białemu karłowi. Poruszając się po orbitach spiralnych spadają ma powierzchnię gwiazdy, skutkiem czego biały karzeł zyskuje stopniowo wielkie ilości materii (proces ten nazywamy wychwytem masy). Mimo, że w jądrze gwiazdy B już nie ma wodoru, a sama gwiazda powiększa się z wolna, by w końcu osiągnąć stadium czerwonego olbrzyma, jej warstwy zewnętrzne, z których gwiazda A przechwytuje materię, wciąż jeszcze składają się z wodoru. Biały karzeł, który ma bardzo mało własnego wodoru nawet w warstwach zewnętrznych, systematycznie czerpie go od swojego towarzysza. Wodór, który dostaje się na powierzchnię białego karła, ściskany jest ogromną siłą przyciągania, panującą na powierzchni tej maleńkiej gwiazdy, i w rezultacie znacznie się ogrzewa. Przybywa wciąż więcej wodoru i jego temperatura coraz bardziej wzrasta. Wreszcie osiąga ona punkt, w którym część wodoru zaczyna się palić, skutkiem czego powierzchnia białego karła rozgrzewa się jeszcze bardziej. Dochodzi wreszcie do sytuacji, w której w wyniku rozgrzewania się wodory i powierzchni białego karła, całość staje się dostatecznie gorąca, by zapoczątkować reakcję syntezy termojądrowej w dysku akrecyjnym. Znaczna część dysku spala się, wywołując gigantyczny rozbłysk światła oraz emisję promieniowania innego typu i wyrzucając zewnętrzne warstwy tegoż dysku poza obszar grawitacyjnego oddziaływania białego karła. Proces spalania stopniowo dobiega końca, ustaje aktywność i po upływie długiego czasu powierzchnia białego karła stygnie. Następnie cały proces rozpoczyna się na nowo, ponieważ z gwiazdy B w dalszym ciągu „wylewa” się wodór, odbudowując dysk akrecyjny, który powoli zbliża się do stygnącej powierzchni gwiazdy A. W końcu dochodzi do kolejnej eksplozji. W ten sposób, zanim ustanie ekspansja wodoru z gwiazdy B, a ona sama przejdzie w stadium białego karła, nowa może „powracać” wiele razy.

Niektórzy astronomowie rozróżniają dwa rodzaje nowych: szybkie i powolne. Szybkie nowe w ciągu zaledwie kilku dni powiększają swą jasność 100 000 i więcej razy. Szczytowa jasność utrzymuje się przez mniej więcej tydzień, po czym gwiazda systematycznie i niezbyt szybko gaśnie. Powolna nowa zwiększa swą jasność nie tak szybko, nieregularnie i w mniejszym stopniu. Gaśnie zaś jeszcze wolniej i bardziej nieregularnie, niż szybka

Masa odrzucanych powłok stanowi 1/10 000 masy gwiazdy, która wybucha. Energia wydzielona przez gwiazdę podczas wybuchu wynosi przeciętnie 10⁴⁵ ergów (1 erg = 1 dyn×1 cm = 10⁻⁷ J), chociaż u niektórych gwiazd nowych może być większa od 10⁴⁶ ergów. Ta ostatnia wartość jest równoważna całkowitej energii promieniowania Słońca wysyłanej przez 100 000 lat.

Gwiazdy supernowe

Wybuch supernowej jest końcowym stadium życia masywnej gwiazdy, która w ostatnim przedśmiertnym zrywie wyrzuca w przestrzeń wielką ilość gazu stanowiącego jej zewnętrzne powłoki.

Krzywe zmian blasku są na ogół podobne do analogicznych krzywych tzw. szybkich nowych, z tą różnicą, że maksimum blasku jest jeszcze szersze i że mniej jest fluktuacji w blasku na gałęzi opadającej.

Amerykańscy astronomowie W. Baade i R. Minkowski wykazali, że gwiazdy supernowe można podzielić na dwa rodzaje, które oznaczono jako typ I i typ II.

Typ I i II

W typie I po okresie szybkiego wzrostu jasność przez długi czas pozostaje stała. Potem blask supernowej dość szybko spada, po czym dalszy spadek jasności zachodzi prawie liniowo w czasie, co odpowiada wykładniczemu spadkowi mocy promieniowania. Zwraca na siebię uwagę duże podobieństwo krzywych blasku różnych supernowych po maksimum. Zupełnie inne krzywe blasku mają supernowe II typu. Wyróżniają się one dużą rozmaitością. Z reguły ich maksimum trwa krócej. W końcowym stadium krzywe blasku supernowych tego typu są znacznie bardziej strome. Czasem obserwuje się wtórne maksima itd. Bardzo ciekawa i niewątpliwie ważna jest zależność typu supernowej od cech galaktyki, w której wystąpił wybuch. Supernowe II typu wybuchają w tylko w ramionach spiralnych galaktyk, podczas gdy supernowe I typu wybuchają w galaktykach eliptycznych i nieregularnych. Nadmieńmy jednak, że w spiralnych wybuchają zarówno I, jak i II typu. Już sam fakt, że w galaktykach eliptycznych wybuchają tylko supernowe I typu jest wiele mówiący. Według współczesnych wyobrażeń opierających się na teorii ewolucji gwiazd i danych obserwacyjnych w populacji gwiazd takich galaktyk nie ma gwiazd o masie większej od pewnej granicy bliskiej masie Słońca. W galaktykach eliptycznych prawie nie ma materii międzygwiazdowej i dlatego proces powstawania gwiazd dawno się w nich zakończył. Zatem gwiazdy w takich galaktykach są bardzo stare, o małej masie. Wynika stąd wniosek, że supernowe I typu przed wybuchem są bardzo starymi gwiazdami, których masa, jeżeli nawet przekracza masę Słońca, to bardzo niewiele (10–20%). Normalnym zakończeniem drogi ewolucyjnej takich gwiazd jest przekształcenie się ich w białe karły z jednoczesnym tworzeniem mgławic planetarnych. Supernowe II typu są młode. Wynika to z prostego faktu, że znajdują się one w ramionach spiralnych, gdzie z gazowo-pyłowej materii tworzą się gwiazdy. Można stwierdzić, że kataklizm może się zdarzyć dopiero po odejściu gwiazdy od ciągu głównego, w czasie bardzo skomplikowanego końcowego etapu jej ewolucji, więc są to tylko dostatecznie masywne gwiazdy, których masa wynosi od kilku do kilkunastu nas Słońca. Istotną różnicą między typami supernowych jest taka, że w widmach gwiazd I typu nie wykryto prawie wcale wodoru, a u II typu jest jego o wiele więcej. Ten fakt potwierdza wiek gwiazd ulegającym wybuchom.

Jak dochodzi do eksplozji supernowych

Gwiazda na początku spala w swym 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°, następuje zapłon węgla. Jeżeli gwiazda jest mniejsza niż dziewięć 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 tego 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 10 km. Masa takiej gwiazdy neutronowej porównywalna jest z masą Słońca. 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 bilionów jednomegatonowych bomb wodorowych. W efekcie powstaje włóknista struktura gazowa, rozprzestrzeniająca się z prędkością pozwalającą w ciągu miesiąca przebyć Układ Słoneczny. W jej centrum znajduje się szybko obracająca się gwiazda neuro Gdy wybuchająca gwiazda jest naprawdę duża, zamiast gwiazdy neutronowej może powstać czarna dziura.

W wyniku wybuchu supernowej I typu gwiazda odrzuca 0,01 do 0,1 masy początkowej. W wybuchu II typu odrzucana masa wynosi 0,1 do 0,9 masy początkowej. Przy wybuchu II typu ogromna większość wydzielanej energii ucieka z gwiazdy unoszona przez neutrina, pozostała część wystarczy jednak, aby wyrzucić zewnętrzne warstwy gwiazdy z typową prędkością około 10 000–15 000 km/s. Jasność absolutna supernowych I typu wynosi −18^m (co odpowiada jasności około miliarda Słońc), a u typu II jest nieco mniejsza, bo wynosi około −15^m do −17^m.