Gwiazdy supernowe
1 Maj 2005r. w Gwiazdy Zmienne i Niestacjonarne napisał/a Marcin SzulcGwiazdy nowe o niezwykle wielkich amplitudach zmian blasku otrzymały nazwę gwiazd supernowych. Do tej kategorii należała gwiazda nowa obserwowana przez Tychona Brahe w roku 1572 i gwiazda Keplera z roku 1604. Blask gwiazdy supernowej może wzrosnąć podczas wybuchu o 20 wielkości, co oznacza pogaśnięcie rzędu 100 milionów razy.
Gwiazdy nowe o niezwykle wielkich amplitudach zmian blasku otrzymały nazwę gwiazd supernowych. Do tej kategorii należała gwiazda nowa obserwowana przez Tychona Brahe w roku 1572 i gwiazda Keplera z roku 1604. Blask gwiazdy supernowej może wzrosnąć podczas wybuchu o 20 wielkości, co oznacza pogaśnięcie rzędu 100 milionów razy.
Nasze wiadomości o gwiazdach supernowych uzyskiwane są obecnie głównie z obserwacji tego rodzaju gwiazd, pojawiających się w innych galaktykach, w naszym bowiem układzie Drogi Mlecznej gwiazdy supernowe rzadko były obserwowane.
Krzywe zmian blasku są na ogół podobne do analogicznych krzywych tzw. szybkich nowych, z ta różnicą, że maksimum blasku jest szersze i że mniej jest fluktuacji w blasku na gałęzi opadającej. Astronomowie amerykańscy W. Baade i R. Minkowski wykazali, ze gwiazdy supernowe można podzielić na dwa rodzaje, które oznaczono jako typ I oraz typ II. U gwiazd supernowych obu typów wzrost blasku jest jednakowo szybki, natomiast spadek blasku u gwiazd typu I jest szybszy niż u typu II. Różnice występują przy tym w maksymalnym blasku absolutnym. Podczas gdy gwiazdy supernowe typu I w maksimum lasku dochodzą do około -19M, to supernowe typu II są nieco słabsze i osiągają w maksimum tylko -17M. Wszystkie krzywe zmian blasku gwiazd supernowych typu I są bardzo podobne do siebie, natomiast krzywe zmian blasku gwiazd supernowych typu II wykazują wiele różnorodności, które sugerują, że może być więcej niż dwa typy gwiazd supernowych.
Duże różnice występują w widmach obu typów gwiazd supernowych. W widmach typu I obserwowane są niezwykle szerokie linie emisyjne, częściowo się nakładające, jeszcze niezupełnie zidentyfikowane, widmo zaś ciągłe w nadfiolecie jest słabe. Natomiast w widmach supernowych typu II obserwujemy intensywne widmo ciągłe w nadfiolecie, a linie absorpcyjne i emisyjne można utożsamiać z liniami wodoru, azotu zjonizowanego i innych pierwiastków chemicznych. Pod tym względem widma są podobne do widm zwykłych gwiazd nowych.
Gwiazdy supernowe różnią się od zwykłych nowych wartością masy odrzuconej powłoki. Podczas gdy u zwykłych nowych masa odrzuconej powłoki jest rzędu 0,00001 całkowitej masy gwiazdy, to u gwiazd supernowych masa ta wynosi od 0,01 do 0,1 całkowitej ich masy, a u supernowych typu II ocenia się, że przy wybuchu gwiazda traci od 0,1 do 0,9 początkowej masy. Te olbrzymie straty masy sprawiają, że wybuch gwiazdy supernowej prowadzi do gruntownych zmian w istocie gwiazdy.
Wybuchy gwiazd supernowych typu I mogą doprowadzić do powstawania mgławic dookoła wybuchających gwiazd. Taką pozostałością po wybuchu gwiazdy supernowej jest mgławica Krab w gwiazdozbiorze Byka. W kronikach chińskich, japońskich i arabskich pod datą 1054 n. e. jest wzmianka o zjawieniu się w gwiazdozbiorze Byka jasnej gwiazdy, która zajaśniała nagle blaskiem bardzo dużym, być może około -6m. Widziano ją w dzień przez 23 dni, a na niebie nocnym widoczna była przez dwa lata. W miejscu wskazanym w kronikach obserwujemy obecnie mgławicę o niezwykłych kształtach.
Z obserwacji spektralnych wynika, że mgławica rozszerza się z prędkością około 1300 km/s. zaobserwowany zaś przyrost średnicy wynosi 0",178 rocznie. Zakładając, ze prędkość rozszerzenia się mgławicy Krab jest jednostajna, obliczamy, że mgławica powinna zacząć się rozszerzać około 900 lat temu, co zgadza się z datą 1054 roku zabłyśnięcia nowej.
Promieniowanie optyczne mgławicy Krab jest w wysokim stopniu spolaryzowane. Jest ono ponadto Ąródłem intensywnego promieniowania radiowego, też częściowo spolaryzowanego. Fakty te tłumaczymy obecnie tak zwanym synchrotronowym promieniowaniem, spowodowanym przez elektrony poruszające się z prędkością zbliżoną do prędkości światła po liniach spiralnych dookoła linii sił pola magnetycznego i wzdłuż tych linii. W ruchu spiralnym elektrony są przyspieszane lub hamowane, przy hamowaniu zaś wysyłają całkowicie spolaryzowane promieniowanie we wszystkich długościach fali. Tego rodzaju promieniowanie zaobserwowano u wszystkich cząstek w laboratoryjnych akceleratorach, zwanych synchrotronami, i z tego powodu ten rodzaj promieniowania otrzymał nazwę synchrotronowego.
W miejscach, w których zabłysnęły gwiazdy supernowe w latach 1572 i 1604, też zaobserwowano mgławice, znacznie jednak mniejsze i słabiej świecące niż mgławica Krab. Z obu tych mgławic wysyłane jest radiowe promieniowanie. Możliwe, że niektóre Ąródła promieniowania radiowego są pozostałościami po wybuchach gwiazd supernowych. Jedno z takich bardzo intensywnych radioźródeł leży w gwiazdozbiorze Kasjopei i nosi nazwę Cassiopeia A. Zaobserwowano fragmenty powłoki odbiegające od hipotetycznego miejsca, gdzie mogła zabłysnąć gwiazda supernowa, z prędkością rzędu 5000 km/s. R. Minkowski przypuszcza, że około roku 1700 zabłysnęła niezauważona gwiazda supernowa typu II i ze radioźródło Cassiopeia A jest jej pozostałością.
Przyczyny wybuchów gwiazd supernowych nie zostały jeszcze wyjaśnione należycie teoretycznie. Wypowiadane są myśli o nagłym grawitacyjnym skurczeniu się gwiazdy (kollaps), będącym przyczyna wybuchu. Nie wiemy również, co pozostaje ostatecznie po wybuchu gwiazd supernowych typu II.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Nasze wiadomości o gwiazdach supernowych uzyskiwane są obecnie głównie z obserwacji tego rodzaju gwiazd, pojawiających się w innych galaktykach, w naszym bowiem układzie Drogi Mlecznej gwiazdy supernowe rzadko były obserwowane.
Krzywe zmian blasku są na ogół podobne do analogicznych krzywych tzw. szybkich nowych, z ta różnicą, że maksimum blasku jest szersze i że mniej jest fluktuacji w blasku na gałęzi opadającej. Astronomowie amerykańscy W. Baade i R. Minkowski wykazali, ze gwiazdy supernowe można podzielić na dwa rodzaje, które oznaczono jako typ I oraz typ II. U gwiazd supernowych obu typów wzrost blasku jest jednakowo szybki, natomiast spadek blasku u gwiazd typu I jest szybszy niż u typu II. Różnice występują przy tym w maksymalnym blasku absolutnym. Podczas gdy gwiazdy supernowe typu I w maksimum lasku dochodzą do około -19M, to supernowe typu II są nieco słabsze i osiągają w maksimum tylko -17M. Wszystkie krzywe zmian blasku gwiazd supernowych typu I są bardzo podobne do siebie, natomiast krzywe zmian blasku gwiazd supernowych typu II wykazują wiele różnorodności, które sugerują, że może być więcej niż dwa typy gwiazd supernowych.
Duże różnice występują w widmach obu typów gwiazd supernowych. W widmach typu I obserwowane są niezwykle szerokie linie emisyjne, częściowo się nakładające, jeszcze niezupełnie zidentyfikowane, widmo zaś ciągłe w nadfiolecie jest słabe. Natomiast w widmach supernowych typu II obserwujemy intensywne widmo ciągłe w nadfiolecie, a linie absorpcyjne i emisyjne można utożsamiać z liniami wodoru, azotu zjonizowanego i innych pierwiastków chemicznych. Pod tym względem widma są podobne do widm zwykłych gwiazd nowych.
Gwiazdy supernowe różnią się od zwykłych nowych wartością masy odrzuconej powłoki. Podczas gdy u zwykłych nowych masa odrzuconej powłoki jest rzędu 0,00001 całkowitej masy gwiazdy, to u gwiazd supernowych masa ta wynosi od 0,01 do 0,1 całkowitej ich masy, a u supernowych typu II ocenia się, że przy wybuchu gwiazda traci od 0,1 do 0,9 początkowej masy. Te olbrzymie straty masy sprawiają, że wybuch gwiazdy supernowej prowadzi do gruntownych zmian w istocie gwiazdy.
Wybuchy gwiazd supernowych typu I mogą doprowadzić do powstawania mgławic dookoła wybuchających gwiazd. Taką pozostałością po wybuchu gwiazdy supernowej jest mgławica Krab w gwiazdozbiorze Byka. W kronikach chińskich, japońskich i arabskich pod datą 1054 n. e. jest wzmianka o zjawieniu się w gwiazdozbiorze Byka jasnej gwiazdy, która zajaśniała nagle blaskiem bardzo dużym, być może około -6m. Widziano ją w dzień przez 23 dni, a na niebie nocnym widoczna była przez dwa lata. W miejscu wskazanym w kronikach obserwujemy obecnie mgławicę o niezwykłych kształtach.
Z obserwacji spektralnych wynika, że mgławica rozszerza się z prędkością około 1300 km/s. zaobserwowany zaś przyrost średnicy wynosi 0",178 rocznie. Zakładając, ze prędkość rozszerzenia się mgławicy Krab jest jednostajna, obliczamy, że mgławica powinna zacząć się rozszerzać około 900 lat temu, co zgadza się z datą 1054 roku zabłyśnięcia nowej.
Promieniowanie optyczne mgławicy Krab jest w wysokim stopniu spolaryzowane. Jest ono ponadto Ąródłem intensywnego promieniowania radiowego, też częściowo spolaryzowanego. Fakty te tłumaczymy obecnie tak zwanym synchrotronowym promieniowaniem, spowodowanym przez elektrony poruszające się z prędkością zbliżoną do prędkości światła po liniach spiralnych dookoła linii sił pola magnetycznego i wzdłuż tych linii. W ruchu spiralnym elektrony są przyspieszane lub hamowane, przy hamowaniu zaś wysyłają całkowicie spolaryzowane promieniowanie we wszystkich długościach fali. Tego rodzaju promieniowanie zaobserwowano u wszystkich cząstek w laboratoryjnych akceleratorach, zwanych synchrotronami, i z tego powodu ten rodzaj promieniowania otrzymał nazwę synchrotronowego.
W miejscach, w których zabłysnęły gwiazdy supernowe w latach 1572 i 1604, też zaobserwowano mgławice, znacznie jednak mniejsze i słabiej świecące niż mgławica Krab. Z obu tych mgławic wysyłane jest radiowe promieniowanie. Możliwe, że niektóre Ąródła promieniowania radiowego są pozostałościami po wybuchach gwiazd supernowych. Jedno z takich bardzo intensywnych radioźródeł leży w gwiazdozbiorze Kasjopei i nosi nazwę Cassiopeia A. Zaobserwowano fragmenty powłoki odbiegające od hipotetycznego miejsca, gdzie mogła zabłysnąć gwiazda supernowa, z prędkością rzędu 5000 km/s. R. Minkowski przypuszcza, że około roku 1700 zabłysnęła niezauważona gwiazda supernowa typu II i ze radioźródło Cassiopeia A jest jej pozostałością.
Przyczyny wybuchów gwiazd supernowych nie zostały jeszcze wyjaśnione należycie teoretycznie. Wypowiadane są myśli o nagłym grawitacyjnym skurczeniu się gwiazdy (kollaps), będącym przyczyna wybuchu. Nie wiemy również, co pozostaje ostatecznie po wybuchu gwiazd supernowych typu II.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.
Zjawiska oraz wydarzenia w nadchodzącym miesiącu.
Zagłosuj lub zgłoś swoją stronę.
Ostatnio pisaliście:
Piotr Jasik
20.03.2011, 10:13