Super fejerverkai danguje II – kai nelieka nieko

Ankstesniame įraše papasakojau bendrai apie tai, kas per velnias yra supernovos ir pristačiau vieną jų tipą – branduolio kolapso supernovas, kurios įvyksta masyvių žvaigždžių gyvenimo pabaigoje. Šįkart parašysiu apie kitus du supernovų tipus (pagal fizikinį modelį, o ne stebimą vaizdą) – termobranduolines ir porinio nestabilumo.

Pradžioje priminsiu, kad supernovos yra skirstomos į du tipus – pirmą ir antrą. Bet tas skirstymas atėjęs iš gana senų laikų, kai nelabai buvo suprastas mechanizmas, kurio dėka supernovos atsiranda. Taigi taip jau yra, kad branduolio kolapso (angl. core collapse) supernovos pagal išvaizdą gali būti priskiriamos II tipui (jei žvaigždė ne tokia masyvi, kad jos vėjas nupūstų išorinius vandenilio sluoksnius), Ib tipui (jei žvaigždės vėjas nupūtė išorinį vandenilį prieš supernovos sprogimą) arba Ic tipui (jei nupūstas ne tik vandenilis, bet ir helis). Tuo tarpu Ia tipo supernovos, kurių spektruose taip pat nematyti vandenilio ir, dažniausiai, helio, tačiau matomi silicio pėdsakai, yra visiškai kitoks padaras.

Ia tipo supernovų atsiradimas prasideda nuo mažos masės žvaigždžių, tokių, kaip Saulė. Šitos žvaigždės savo gyvenimo pabaigoje nesprogsta supernovomis, o tik nusimeta išorinius sluoksnius ir pavirsta baltosiomis nykštukėmis. Priklausomai nuo žvaigždės masės, skiriasi nykštukės cheminė sudėtis, tačiau dažniausiai pasitaikantis variantas yra sudarytas iš anglies ir deguonies atomų (šiek tiek sunkesnėse žvaigždėse anglis gali būti sudegusi ir pavirtusi neonu, o deguonis – magniu; šiek tiek lengvesnėse yra mažiau deguonies ir daug berilio; na o visai lengvutėse teoriškai turėtų būti kone vien helis, bet tokių žvaigždžių gyvavimo trukmė yra ilgesnė už Visatos amžių, taigi jos dar nykštukėmis nepavirto), tai būtent apie tokį variantą ir kalbėsiu. Kitokios sudėties nykštukių likimas iš esmės toks pat, skiriasi tik kai kurie skaičiai. Jei tokia žvaigždės liekana skrieja sau pati viena, tai visas tolesnis jos gyvavimas susideda iš lėto vėsimo ir blankimo. Kažkuriuo metu temperatūra nukrenta iki tokios žemos, kad anglis susikristalizuoja į deimantą, bet tai iš esmės nepakeičia tolesnio gyvavimo.

Visai kitaip nykštukės gyvenimas klostosi tokiu atveju, jei ji turi porą, t.y. yra dvinarės žvaigždės sudedamoji dalis. Ta kita žvaigždė paprastai būna panašios masės (taip jau yra, kad dvinarės žvaigždės gimsta maždaug lygiai pasidalijusios materiją tarpusavyje), taigi arba jau pavirtusi baltąja nykštuke kiek seniau, arba dar nepavirtusi, bet jau pabaigusi pagrindinę seką ir tapusi raudonąja milžine. Apie pastarąjį variantą truputį pasakojau praeitame įraše, kalbėdamas apie novas, bet čia priminsiu. Žvaigždė-milžinė yra labai labai išsiplėtusi, o jos išoriniai sluoksniai po truputį atsiskyrinėja nuo jos. Tas procesas nėra ypatingai greitas, bet visgi egzistuoja. Šitą žvaigždės vėją baltoji nykštukė gali pritraukti ir imti "valgyti". Taip pat, jei raudonoji milžinė yra pakankamai arti, jos paviršius gali imti justi didesnę trauką iš baltosios nykštukės, nei iš likusios milžinės (tai vadinama Rošo apvalkalo perpildymu, angl. Roche Lobe overflow; Rošo apvalkalas – tai sritis, kurioje dominuoja pačios žvaigždės, o ne jos kompanjonės gravitacija). Šitas materijos perbėgimas taip pat suteikia "kuro" baltajai nykštukei. Ta medžiaga po truputį krenta ant nykštukės, paprastai pirma susisukdama į akrecinį diską, ir augina vandenilio bei helio sluoksnį baltosios nykštukės paviršiuje. O šitiems elementams pradėti degti termobranduolinėse sintezės reakcijose reikia mažesnio tankio, nei angliai ir deguoniui, taigi karts nuo karto ta sintezė ir prasideda. Tokiu atveju kurį laiką baltoji nykštukė ima švytėti gerokai ryškiau – ji virsta nova.

Tačiau novos įsižiebimas – toli gražu ne pabaiga. Degimo metu vandenilis virsta heliu, o helis – anglimi, taigi ant baltosios nykštukės paviršiaus "nusėda" šių sunkesnių elementų pelenai. Taip po truputį, laikui bėgant, nykštukės masė gali didėti. Ir štai po vieno tokio degimo proceso nykštukės masė staiga ima ir viršija labai ypatingą ribą, lygią maždaug 1,4 Saulės masėms, vadinamą Čandrasekaro limitu (Chandrasekhar limit). Šis limitas – tai didžiausia įmanoma masė, kurios kuriamą gravitacijos jėgą gali kompensuoti degeneruotų anglies ir deguonies atomų mišinio slėgis. Degeneratyvumas fizikoje reiškia ne protinį atsilikimą, o iš kvantinės mechanikos ateinančią savybę, kad daugelis dalelių negali savo savybėmis dalintis tiksliai dalintis su kitomis ten pat esančiomis. Taigi jei du anglies atomus kas nors bando suspausti labai arti vieną prie kito, jie priešinasi tam procesui – sukuria tam tikrą slėgį. Tai va šis slėgis ir vadinamas degeneraciniu (degeneracy pressure), ir gali išlaikyti tik iki 1,4 Saulės masės objektus. Jei masė didesnė – anglies ir deguonies atomai "sugriūna į save" dėl per didelės gravitacijos, virsta neutronais ir atsiranda neutroninė žvaigždė.

Arba taip būtų, jei tie atomai turėtų tik du pasirinkimus – atlaikyti slėgį arba virsti neutronai. Realybėje yra dar vienas variantas, kas jiems gali atsitikti. Staigiai (turiu omeny tikrai staigiai – viršijus limitą, tolesni procesai įvyksta per keletą sekundžių) ėmus didėti slėgiui, prasideda termobranduolinis anglies ir deguonies degimas. Jis prasideda nuo centro, kuriame slėgis yra didžiausias. Labai staigiai įvyksta tai, kas didelės masės žvaigždėse trunka šimtus tūkstančių metų – materija sudega į neoną, magnį ir vis sunkesnius elementus, kol pasiekia geležį. Proceso metu išsiskiria milžiniškas energijos kiekis – tiek energijos, kiek Saulė pagamina per visą savo gyvenimą. Šitos energijos pilnai pakanka žvaigždę išsklaidyti gabaliukais ir nušviesti erdvę šimtus dienų. Iš baltosios nykštukės nebelieka nieko; jos kompanjonė atsiperka gana lengvai – kartais praranda išorinius sluoksnius, o kartais net ir to išvengia.

Šitokios supernovos yra labai vertinga priemonė, tyrinėjant atstumus iki tolimų galaktikų. Kiekvienos iš jų absoliutus šviesis yra beveik toks pat, nes sprogstančios nykštukės masė yra tokia pati. Dar tvirtesnis yra sąryšis tarp absoliutaus šviesio ir to, kaip greitai supernova blėsta. Jos ryškis pakankamas, kad kuriam laikui nustelbtų visos galaktikos šviesą, taigi pamatyti jas galima ir labai labai toli esančias. Na o žinant, koks turėtų būti jų absoliutus šviesis, galima nustatyti ir atstumą iki jų. Būtent šituos atstumus tyrinėjant prieš 13 metų buvo padaryta išvada, kad Visata plečiasi greitėdama. Tačiau apie tai – kitą kartą.

Aukščiau aprašytas Ia tipo supernovų susidarymo modelis turi vieną problemą. Kol kas visais atvejais, kai buvo pamatytas novos žybsnis ir stebėta dvinarė sistemą, išsiaiškinta, kad nova "nupučia" daugiau materijos, nei "suvalgo" per laikotarpį tarp žybsnių. Taigi laikui bėgant, baltosios nykštukės masė tik mažėja ir niekaip Čandrasekaro limito pasiekti negali. Tačiau supernovos juk sproginėja, ir paaiškinimas, kad tai yra baltosios nykštukės sprogimas, daugeliu atveju atrodo labai gerai. Taigi ieškoma alternatyvų, kaip Čandrasekaro limitas galėtų būti viršytas. Alternatyvos yra dvi. Pirmoji – jei nykštukė materiją valgo labai greitai, tai vandenilis ir helis jos paviršiuje nusėda storu sluoksniu, nepasiekia sintezei reikalingo tankio, ir visos žvaigždės masė gali viršyti Čandrasekaro masę greičiau, nei įsižiebia nova. Viena problema – tokio sprogimo liekanų spektre turėtų matytis vandenilis ir helis, bet to nėra. Kita alternatyva – dvi baltosios nykštukės gali susilieti į vieną ir taip viršyti limitą. Bet čia problemos yra jau dvi – tokių sprogimų absoliutus šviesis būtų nebe visur vienodas, nes "sprogmens" masė galėtų ir smarkiai viršyti limitą; be to, bent kol kas nėra aptikta dvinarių žvaigždžių, kurios sudarytos iš dviejų baltųjų nykštukių, kurių bendra masė viršija Čandrasekaro limitą ir kurios susilies per artimiausius 14 milijardų metų (t.y. iki kol Visata pasens dvigubai). Tad klausimas, iš kur atsiranda Ia tipo supernovos, dar nėra iki galo atsakytas.


Tycho supernovos, Ia tipo supernovos, sprogusios mūsų Galaktikoje prieš keturis šimtmečius, kompozitinis Rentgeno/regimųjų/infraraudonųjų spindulių vaizdas. Kopiraitinta Chandra, Spitzer ir Calo Alto observatorijų.

Apie tas supernovas papasakojau daugmaž viską, ką norėjau, taigi dabar šiek tiek apie trečią jų tipą. Šio tipo supernovos buvo teoriškai numatytos dar 1968-aisiais, tačiau tik visai neseniai buvo aptikti pirmi jų pavyzdžiai. Toks didelis skirtumas atsirado todėl, kad šitokios supernovos gali sprogdinti tik žvaigždes, kurių masė viršija maždaug 130 Saulės masių, o tokių žvaigždžių yra žinoma vos keletas. Bet dabar, kai tokie reiškiniai jau patvirtinti, galima apie juos ir papasakoti.

Kiekvienos žvaigždės branduolyje, vykstant termobranduolinėms reakcijoms, gaminama energija, kitaip tariant, fotonai. Dalis tų fotonų yra labai energingi – tai gama spinduliai. Saulės masės žvaigždė tokių fotonų pagamina labai mažai, tačiau kuo žvaigždė didesnė, tuo jų daugiau. Ir štai jei žvaigždės masė viršija 130 Saulių, tai gama spindulių atsiranda tiek daug, kad jie pradeda susidurdami tarpusavyje gaminti elektronų-pozitronų poras. Šitokios dalelių-antidalelių poros atsiranda tada, kai susiduria du fotonai, kurių energija viršija dalelių rimties masės energiją, šiuo atveju 511 keV, kas, pavertus labiau pažįstamomis temperatūros išraiškomis, yra 6 milijardai laipsnių (nebesvarbu, Celsijaus ar Kelvino). Porų gaminimo (pair production; iš čia ir supernovos tipo pavadinimas) dėka atsiradę elektronai ir pozitronai gali vėl susidurti ir pavirsti gama spinduliais, tačiau tai užtrunka kažkiek laiko. Ir žvaigždėje, kai jos branduolio temperatūra viršija tuos 6 milijardus laipsnių, staiga atsiranda kažkoks reikšmingas tų dalelių kiekis. Ir tai yra labai negerai žvaigždės egzistavimo ilgalaikėms perspektyvoms, nes šitas rimties masę turinčių dalelių atsiradimas mažina šiluminės energijos kiekį žvaigždės branduolyje. O sumažėjusi šiluminė energija reiškia ir sumažėjusį slėgį, kuris savo ruožtu reiškia tai, kad žvaigždė ima trauktis, nebeatlaikydama savo pačios gravitacijos. Traukdamasis žvaigždės branduolys įkaista dar labiau, termobranduolinės reakcijos vyksta dar sparčiau, elektronų ir pozitronų gaminama dar daugiau ir procesas vis spartėja. Galų gale branduolyje esanti materija sudega iki tos pačios geležies ir termobranduoliniai procesai sustoja, bet išsiskyrusios energijos pakanka tam, kad žvaigždė būtų suardyta ir nepaliktų jokios liekanos.


Dailininko sukurtas supernovos SN2007bi, porinio nestabilumo supernovos, paveiksliukas

Tai štai tokie yra trys supernovų tipai. Beje, jei paaiškinimai apie branduolinę sintezę atrodo painūs arba kyla klausimai, kodėl baltosios nykštukės sudarytos iš anglies ir deguonies, bet ne azoto ar fluoro, ir kodėl visas degimas vyksta tik iki geležies – nesijaudinkite. Po poros dienų tikiuosi parašyti įrašą apie termobranduolinius procesus apskritai. O iki to karto linkiu neprarasti energijos ir nekolapsuoti :)

Laiqualasse

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas.