Šią savaitę pasaulį (ar bent jau Delfį, o daliai visuomenės skirtumo tarp šių dviejų dalykų turbūt ir nėra) apskriejo žinia, kad Žemė greitai gali „turėti antrą Saulę“, nes Oriono žvaigždyne esanti Betelgeizė sprogs supernova. Ir ką veiks vargšas Fordas Prefektas, be namų likęs? Tikiuosi, kad bent rankšluosčių kolekciją spės išsaugoti… Na bet aš ne apie tai norėjau pakalbėti, o apie tai, kas iš viso per dalykas yra supernovos, tuo labiau, kad neseniai mokslininkai aptiko naują jų tipą. Iš principo apie šitą patį reikalą buvau rašęs prieš porą metų, bet angliškai, ir buvau pažadėjęs išversti, tai va čia maždaug vertimas ir bus. Bet ne visai, nes per porą metų ir mano, ir bendrai mokslininkų supratimas truputį pakito.

Kaip dažnai darau, pasakojimą pradėsiu nuo trupučio istorijos. Žmonės į dangų žiūrėjo nuo seniausių laikų, ir žvaigždes jame skaičiavo. Ir senovės graikai, ir kinai, ir kitos civilizacijos aprašinėjo dangaus šviesulius ir dažnai dangų laikė nekintamos tobulybės pavyzdžiu. Taigi kai tame danguje kažkas pasikeisdavo, tai būdavo Įvykis ir įrašai apie juos randami tūkstančių metų senumo metraščiuose. Tokius pasikeitimus nagrinėdami, tie mūsų tolimi protėviai išsiaiškino apie planetas ir kometas. Ir dar keletą kartų buvo pastebėję, jog danguje atsirasdavo naujos žvaigždės, kurios paspindėdavo kurį laiką ir paskui užgesdavo. Tokias žvaigždes imta vadinti „novomis“ (nuo lot. „nova“ – „nauja“) arba, jei žvaigždė labai labai ryški – „supernovomis“ („labai naujomis“). Dar vienas skirtumas tarp novų ir supernovų, žinomas nuo seniausių laikų, yra tas, kad novos šviečia (po truputį blankdamos) dešimtis ar net šimtus metų, o supernovos išblėsta per mažiau nei metus.

Gerokai vėliau, jau praeitame tūkstantmetyje, buvo pradėti sistematiškesni (super)novų stebėjimai. Juos atlikinėti sudėtinga, nes supernovų, matomų plika akimi (ar kelių šimtmečių senumo teleskopais) per pastaruosius 400 metų buvo vos dvi, o novų irgi nežymiai daugiau. Tačiau gerėjant stebėjimo prietaisams buvo imta žiūrėti į žinomų (super)novų įsižiebimo vietas, ieškant galimų jų egzistavimo pėdsakų ir duomenų, kurie padėtų suprasti, kas tai per dalykas. Na ir štai vis geriau ir geriau žiūrint, šis bei tas buvo atrasta. Visų pirma paaiškėjo, kad novos ir supernovos yra iš principo labai skirtingi reiškiniai, kurių panašumas yra beveik vien tik tas, jog abu priverčia kažką švytėti. Tačiau toliau jau skirtumai ryškūs.

Nova – tai trumpas termobranduolinio degimo (panašaus, kaip Saulėje ar kitose žvaigždėse kad vyksta) periodas baltosios nykštukės paviršiuje. Baltoji nykštukė – tai sąlyginai nedidelių žvaigždžių paskutinė gyvavimo stadija, kuri šiaip šiek tiek spindi, nes yra labai įkaitusi ir spinduliuoja po truputį vėsdama. Tačiau jei ji yra dvinarės žvaigždės dalis, o jos „kompanjonė“ pakankamai didelė, tai baltoji nykštukė gali pritraukti dalį materijos iš gretimos žvaigždės. Ta materija po truputį krenta ant nykštukės paviršiaus – šis procesas vadinamas akrecija – ir kažkuriuo metu jos tankis gali pasidaryti pakankamai didelis, kad prasidėtų termobranduolinės reakcijos. Taip baltoji nykštukė trumpam „atgimsta“ kaip kažkada egzistavusi žvaigždė ir sušvinta nakties danguje. Papildoma materija paprastai sudega per keletą dešimčių ar šimtų metų ir nykštukė vėl nublanksta. Šis procesas dažniausiai kartojasi kas keletą šimtų tūkstančių metų (bent jau taip sako dabartinės akrecijos ir termobranduolinės sintezės teorijos). Tiesa, yra keletas žvaigždžių, kur šitas procesas vyksta žymiai sparčiau: nova užsižiebia kas kelias dešimtis metų, o nublanksta per metus ar dvejus. Tokios sistemos, vadinamos „dažnai pasikartojančiomis novomis“ (recurrent novae) yra retos ir dar nelabai gerai suprastos, bet iš esmės procesas visgi toks pats.

Na o supernova – tai jau kitas reikalas. Ieškant jų pėdsakų, nebuvo aptikta jokių žvaigždžių, o tik ūkai – kosminių dujų debesys. Pradėjus žiūrėti į tų ūkų spektrus ir nustačius linijų poslinkius pamatyta, kad tie ūkai plečiasi daugmaž vienodai visomis kryptimis nuo supernovos sprogimo vietos. Buvo nustatyta ir cheminė sudėtis, kuri pasirodė besanti labai įvairi, kupina cheminių elementų iki pat geležies, o ne tik vandenilio ir helio, iš kurių beveik išimtinai sudaryti molekuliniai debesys, po truputį virstantys žvaigždėmis. Tačiau daugiau kažką išsiaiškinti buvo labai sudėtinga, turint tokią nedidelę duomenų imtį – iš istorinių šaltinių žinoma vos apie dešimt supernovų.

Viskas pasikeitė prieš maždaug tris dešimtmečius, kai pradėta nuosekliai stebėti supernovas kitose Galaktikose. Tiesa, pirmoji supernova už mūsų Galaktikos ribų aptikta dar 1885-aisiais metais Andromedoje; tačiau tada niekas nežinojo, kad ten yra kita galaktika ir šiaip instrumentai nebuvo pakankamai geri, kad kažką detalaus išsiaiškintume. Tačiau XX amžiui artėjant į pabaigą, pažvelgus į kitas galaktikas radijo, mikrobangų, infraraudonomis, ultravioletinėmis, rentgeno ir gama spindulių akimis, atsivėrė vaizdas, pilnas keistenybių ir įdomybių. Tarpe jų buvo ir supernovos, sproginėjančios viena po kitos. Na o jos paprastai būna tokios šviesios, kad nustelbia beveik visos likusios galaktikos šviesą, taigi ir pastebėti bei stebėti jas gana lengva. Ir po truputį ėmė ryškėti jų panašumai bei skirtumai, kurie leido sukurti teorijas apie tai, kokie fizikiniai procesai nulemia šituos reiškinius.

Pirmas pastebėtas skirtumas buvo tas, kad dalyje supernovų spektrų nematyti vandenilio linijų, o kitose – matyti. Pirmosios supernovos buvo pramintos „pirmojo tipo“ (Type I), kitos – „antrojo tipo“ (Type II). Tačiau toliau stebint ir kuriant teorijas buvo suprasta, kad šitoks skirstymas neatitinka fizikinio skirtumo, taigi jis buvo išplėstas: Ia tipo supernovose nematyti nei vandenilio, nei helio, o matyti silicis; Ib tipo – nėra silicio, tačiau matomos silpnos helio linijos; Ic – silicio taip pat nėra, o helio linijos stiprios. II tipo supernovos irgi išskirstytos pagal tai, kaip kinta jų šviesis bėgant laikui (vadinamąją „šviesos kreivę“, angl. „lightcurve“), tačiau tai nėra labai svarbu šiame rašinyje.

Tad kur slypi fizikinis skirtumas tarp įvairių supernovų? Greta spektrų, svarbūs buvo ir supernovų liekanų (jau minėtų ūkų ir vėliau kai kur atrastų juodųjų skylių ar neutroninių žvaigždžių) bei jų pradmenų (t.y. objektų, iš kurių vėliau atsirado supernovos) stebėjimai. Pastaruosius aptikti yra sunku, nes mes negalime nuspėti, kurioje vietoje supernova sprogs, taigi belieka tikėtis, kad kas nors tą dangaus lopinėlį atsitiktinai patyrinėjo iki sprogimo. Na o sudėjus visus šiuos duomenis, gaunamas toks proceso paveikslas:

Ib, Ic ir II tipų supernovos – tai labai masyvių žvaigždžių (nuo 8 iki 40 Saulės masių) paskutinis „pasispardymas“ prieš pabaigiant savo gyvenimą. Tokios žvaigždės, per savo trumpą ir audringą gyvenimą sudeginusios vandenilį branduolyje, nevirsta baltosiomis nykštukėmis, bet ima pakaitomis plėstis bei trauktis, kiekviename šio ciklo epizode degindamos vis sunkesnes medžiagas – helį, berilį, anglį, deguonį, neoną ir t.t. iki geležies. Kai branduolyje lieka geležis, ji jau nebedega, nes norint pagaminti dar sunkesnius elementus, energijos geležiai reikia suteikti daugiau, nei vėliau išsiskiria sintezės metu. Tada žvaigždė nebeatlaiko savo pačios „svorio“, jos branduolys labai staigiai (per kelias sekundes nuo tada, kai pažeidžiamas balansas) kolapsuoja į gerokai mažesnę neutroninę žvaigždę arba juodąją skylę (priklausomai nuo masės), o kolapso metu išlaisvinta gravitacinė energija perduodama išoriniams sluoksniams, kurie išsilaksto į visas dalis – įvyksta žvaigždės sprogimas. Tie sluoksniai, pradėdami lėkti į šonus, smarkiai įkaista ir ima spinduliuoti gerokai ryškiau, nei žvaigždė iki tol. Jų sandara – ankstesnių termobranduolinių reakcijų „pelenai“: šiek tiek vandenilio (kurio gali ir nebūti, jei žvaigždė labai masyvi ir jos vėjas nupūtė išorinius sluoksnius iki sprogimo – taip ir atsiranda Ib ir Ic tipų supernovos), helis, berilis ir t.t. Šie elementai pasklinda po aplinkinę tarpžvaigždinę erdvę; taip vyksta galaktikų cheminė evoliucija. Na o jų temperatūra po truputį krenta ir per kelis šimtus metų tos dujos atvėsta iki tarpžvaigždinės aplinkos temperatūros ir tampa nebematomos.

Aukščiau minėjau, kad supernovų sprogimai yra netikėti reiškiniai ir iš anksto nustatyti, kuri žvaigždė virs supernova negalime. Tai nėra visiška tiesa. Iš tiesų žvaigždžių mases galima išmatuoti pagal jų šviesius ir spektrus, o taip sužinomas ir jų evoliucijos galutinis taškas. Taip pat teoriniai skaičiavimai pakankamai gerai numato, kaip turi keistis žvaigždės regimosios savybės, artėjant jos gyvenimo pabaigai. Tokių mirštančių žvaigždžių šviesis didėja, temperatūra svyruoja pirmyn atgal (priklausomai nuo to, ar tuo metu kažkas dega, ar ne); jos vadinamos „milžinėmis“ tiek dėl didelio šviesio, tiek dėl didelio skersmens. Ir aptikus tokias savybes atitinkančią žvaigždę, galima teigti, jog ji greitai virs supernova. Žinoma, „greitai“ čia yra astronominiais masteliais, t.y. per artimiausią milijoną metų ar panašiai. Ir tiksliau kol kas nustatyti negalime. Na o Betelgeizė yra viena iš tokių žvaigždžių – klasifikuojama kaip raudonoji supermilžinė – ir ji artėja prie savo gyvenimo pabaigos. Vadinasi milijono metų bėgyje jos nebeliks, o astronominiais mastais tai yra nedaug. Bet ar tai įvyks šiemet, ar 2012-ųjų Kalėdoms, ar per ketvirtąjį Žemės ir kolonijų asamblėjos susirinkimą – pasakyti kol kas negalime.

Šiam kartui tiek. Apie Ia tipo supernovas bei naujai atrastąsias porinio nestabilumo supernovas papasakosiu kitame įraše.