supernova

supernovos sprogimas

supernovà (super… + lot. nova – nauja), tam tikro tipo staigiai sprogusi ir po sprogimo ryškiai (per kelias dienas) sužibusi žvaigždė. Per kelis šimtus dienų ji pamažu išblėsta ir nebesiskiria nuo aplinkinių galaktikos žvaigždžių. Žybsnio maksimume supernovos šviesis daugiau kaip milijardą kartų viršija Saulės šviesį, jos spindesys gali pranokti visos galaktikos, kurioje ji sužibo, spindesį, todėl supernovos pastebimos ne tik Paukščių Tako Galaktikoje, bet ir kitose tolimose galaktikose. Sprogimas didesnę žvaigždės dalį ar net visą žvaigždę sudrasko, žvaigždės likučiai labai dideliu greičiu (iki 30 000 km/s) išsviedžiami į tarpžvaigždinę erdvę. Jie gali būti matomi 10⁴–10⁵ m. po supernovos sprogimo kaip tarpžvaigždinis ūkas, supernovos liekana.

Rūšys ir susidarymas

Pagal supernovų optinių spektrų ypatumus skiriamos I tipo supernovos, kurių spektruose nėra vandenilio linijų, ir II tipo supernovos, kurių spektruose matomos vandenilio linijos. Pagal detalesnius spektrų ypatumus I tipo supernovos dar skirstomos į potipius: Ia (matomos silicio absorbcijos linijos, bet nėra helio linijų), Ib (nėra silicio ir helio linijų) ir Ic (nėra silicio linijų, bet yra helio linijos). Daugumos Ia tipo supernovų absoliutusis ryškis spindesio maksimume būna maždaug vienodas ir siekia M_V ≈ –19; šio tipo supernovos yra kaip standartiniai šaltiniai galaktikų atstumams nustatyti. Kitų tipų supernovų šviesiai spindesio maksimume būna 1–3 ryškiais mažesni. Ia tipo supernovos randamos elipsinėse galaktikose ir spiralinių galaktikų halo populiacijoje, o kitų tipų supernovos – spiralinių galaktikų diskuose. Manoma, Ia tipo supernovomis tampa glaudžios dvinarių žvaigždžių sistemos, kurių vienas komponentas yra baltoji nykštukė (jos masė yra šiek tiek mažesnė už 1,4 Saulės masės; Chandrasekharo riba), kitas – raudonoji milžinė (jos medžiaga srūva į baltąją nykštukę). Kai baltosios nykštukės masė viršija Chandrasekharo ribą, joje staigiai įsižiebia termobranduolinės sintezės reakcijos ir įvyksta sprogimas, sunaikinantis baltąją nykštukę. Kitų tipų supernovomis tampa žvaigždės, kurių masė didesnė už 8 Saulės mases. Masyviųjų žvaigždžių, paliekančių pagrindinę seką ir tampančių supermilžinėmis (žvaigždžių evoliucija), centrinėje dalyje nuolat vyksta sunkesnių už helį elementų termobranduolinės sintezės reakcijos, kuriose susidaro vis sunkesnių cheminių elementų. Baigiantis evoliucijai tokios žvaigždės centrinė dalis yra sluoksniuota tarsi svogūnas; jos šerdyje kaupiasi geležis, o virš jos esančius sluoksnius sudaro vis lengvesnių elementų (silicio, deguonies, anglies, helio ir vandenilio) termobranduolinės sintezės zonos. Centrinę dalį gaubia inertiška įprastinė žvaigždės medžiaga. Geležies prisotintoje šerdyje energija nebegeneruojama, o sunkesniųjų už geležį elementų sintezei reikalinga papildoma energija. Netekusi energijos šaltinio veikiant savigravitacijai geležinė šerdis staigiai kolapsuoja sukeldama visos žvaigždės sprogimą. Jei supermilžinės masė mažesnė už 40 Saulės masių, jos kolapsuojanti šerdis virsta neutronine žvaigžde, jei didesnė – juodąja skyle.

Sprogimo metu žvaigždėje vyksta gausybė termobranduolinių reakcijų, kurių metu susidaro ir sunkesnių už geležį cheminių elementų. Sprogimo energija siekia 10⁴⁶ J. Jos pagrindinę dalį sudaro neutrinų nusinešama energija, apie 1 % šios energijos yra sprogimo kinetinė energija. Nuostabų supernovos reginį sukurianti spinduliuotė sudaro vos 0,01 % visos supernovos sprogimo energijos. Supernovos yra pagrindinis sunkesnių už helį cheminių elementų susidarymo šaltinis. Cheminiai elementai, iš kurių formuojasi uolinės planetos ir iš kurių kažkada išsivystė gyvybė, susidarė supernovos termobranduolinės sintezės reakcijų metu. Supernovos sprogimo išsklaidyta žvaigždės medžiaga, papildyta sunkiaisiais elementais, ilgainiui susitelkia į tankius tarpžvaigždinius molekulinius debesis, iš kurių vėl gali susidaryti naujos žvaigždės. Supernovos sprogimo sukurta energija ir slėgis gali sutrikdyti ir suspausti jos aplinkoje buvusius dujų ir dulkių debesis ir juose sužadinti žvaigždžių formavimosi procesus. Manoma, mūsų Galaktikoje supernovų sprogimai turėtų vykti vidutiniškai kas 50 metų, bet dauguma supernovų lieka nepastebėtos, nes jų spindesį nuslopina šviesą sugerianti tarpžvaigždinė medžiaga.

supernovos liekana Didžiojo Magelano Debesies galaktikoje

Istorija

originalus J. Keplerio piešinys De Stella Nova, kuriame violetiniu apskritimu pažymėta Keplerio supernovos vieta (1606)

Per žmonijos istoriją mūsų Galaktikoje užregistruotos tik kelios supernovos. Senovės astronomų (astrologų) duomenimis, supernova 1006 sužibo Vilko žvaigždyne. Spindesio maksimume jos regimasis ryškis siekė –9. Kita supernova 1054 užregistruota Tauro žvaigždyne. Jos regimasis ryškis spindesio maksimume galėjo būti apie –6. Šios supernovos sprogimo vietoje dabar matomas Krabo ūkas, kurio centre yra neutroninė žvaigždė. 1572 T. Brahe ir kiti to meto astronomai Kasiopėjos žvaigždyne stebėjo supernovą (Tycho supernova), kurios regimasis ryškis siekė –4. 1604 J. Kepleris aprašė Gyvatnešio žvaigždyne pastebėtą supernovą (Keplerio supernova), kurios regimasis ryškis siekė –2,5. Mūsų Galaktikoje daugiau supernovų neaptikta. 1987 pastebėta supernova Didžiojo Magelano Debesies galaktikoje. Spindesio maksimume jos regimasis ryškis buvo 2,9. Nustatyta, kad jos pirmtakas buvo mėlynoji supermilžinė.

Neutrinų observatorijos užregistravo sprogimo metu sukurtų neutrinų srautą; užregistruota ir gama spinduliuotė, kurią sukūrė radioaktyviojo kobalto ⁵⁶Co skilimas; tai patvirtina teoriją, kad sunkieji elementai tikrai susidaro supernovos termobranduolinės sintezės reakcijų metu. Supernovų terminą 1934 pavartojo F. Zwicky ir W. Baade, siekdami jas atskirti nuo novų, kurių šviesis spindesio maksimume apie 10⁴ kartų mažesnis už supernovos šviesį.

3018