i i “Zwitter-supernova” — 2010/6/14 — 8:26 — page 1 — #1 i i i i i i List za mlade matematike, fizike, astronome in računalnikarje ISSN 0351-6652 Letnik 16 (1988/1989) Številka 1 Strani 24–30 Tomaž Zwitter: KONČNO: SUPERNOVA Ključne besede: astronomija, ozvezdja. Elektronska verzija: http://www.presek.si/16/923-Zwitter.pdf c© 1988 Društvo matematikov, fizikov in astronomov Slovenije c© 2010 DMFA – založništvo Vse pravice pridržane. Razmnoževanje ali reproduciranje celote ali posameznih delov brez poprejšnjega dovoljenja založnika ni dovo- ljeno. oc-OnNnfTl" lO, ,_,1" um» IL" KONČNO: SUPERNOVAI Uvod Ast rofiziki so v mnogočem podobni zgodov ina rjem. Prvi sku šajo dognat i zgodovino življenja zvezd, drugi pa zgodovino človeštva. Tudi te žave obeh po - klicev so podobne . V teku sto letij se mnoge pomembne list ine izgubijo , zato lahko zgodovinarji le sklepajo o njihovi vseb ini in vplivu na nad aljnji razvoj dogodkov . Astrof izik i ne proučujejo list in , ampak svetlobo, ki p rihaja z zvezd. Kot zgodovi na rju odkritje pomem bne listine lahko astrof iziku blisk svetlobe p rinese potrd itev , da se je zares zgodilo ne kaj. kar je do tedaj le pos redno predv ideval. Najpomembnejše od kr itje te vrste v zadnjem desetletju je b ila supernova, ki so jo opazili 24 . februarja 1987 . Za to je razu mljiv o, da se je marsikomu izvil vzkl ik , s katerim smo naslov ili ta sestavek. Supernova je drugo ime za eksploz ijo zvezde. Njene dele raznese na vse st ran i, nekaj mesecev pa je zvezda t udi mnogo svet lejša ko t pred ek splozijo. Takrat seva tol iko svetlobe kot 300 m ilijonov Sonc. Če nam je dovolj blizu , jo opaz imo tudi s prostim očesom. Odtod stari zapisi o "novih" zvezdah, ki so se pojavile na nebu v letih 1054,1572 in 1604. Slednjo je opazova l Kepler . Kasne - je astronomi niso imel i več take sreče . Z močnim i daljnogiedi so sice r videli eksplozije zvezd v drugih galaksijah , a je bila zarad i velike oddaljenosti te h objektov njihova svetloba prešibka, da bi lahko razkrila, kaj se je v resnic i zgodilo. Vzroki eksplozije Preden sp regovorimo o lanskem dogodku , se spomnimo članka Energija in zvezde v 10. letniku Preseka. Tam smo se naučili, da zvezda, ki se je rodila z zgoščevanjem oblaka medzvezdnega p lina, dolgo časa mirno živi. Grav itacijsk i pr ivlak bi jo sice r rad stisn il skupaj. a gretje zaradi jed rskih reakcij. ki potekajo v njeni sredici , poskrbi za t l ač no razliko, ki uravnoveša grav itacijsko silo . Jedrska reakcija, ki poteka p ri oko li 15 milijonih stopinj v zvezdn i sred ici, je spa jan je vodikovih jeder v helijeva. Ta reakcija poteka v večini zvezd in tud i v našem Soncu. Sčasoma vod ika v zvezdn i sredic i zmanjka . Helijeva sredica se prične krčiti in segrevati. To segreje tud i plast nad sredico . Spajanje vodika v helij v tej plasti je zaradi do datnega gretja "od spodaj" celo burnejše od rea kci - 24 je, ki je potekala v zvezdni sredici, ko je ta vsebovala še dovolj vodika. Del do- datno sproščene energije počasi širi zunanje plasti , ne zadostuje pa, da bi jih vzdrževal na konstantni temperaturi. Zvezda je zato vedno večja, ohlajanje vrhnjih plasti pa ji da rdečkasto barvo. Takim zvezdam pravimo rdeče oriakinie. Krčenje segreva helijevo sredico in, ko temperatura doseže sto milijonov stopinj, se helij prične spajati v ogljik . Sčasoma helija v jedru zmanjka, po- dobno kot je v vodikovem jedru zmanjkalo vodika. Če ima zvezda maso blizu Sončevi, se skrči in potemni. Če pa je okrog desetkrat težja, je teža zunanjih plasti , ki pritiskajo na sredico, dovolj velika , da se po krčenju v sredici vname ogljik. Ko se ogljik spremen i v železo, pride v življenju zvezde do katastrofe. Za Slika 1. Videz zvezdnega neba v okolici supernove SN 1987 A pred eksplozijo in po njej. (iz New Scientist 5. nov . 1987 str. 56 zgoraj) 25 razliko od lažjih elementov potrebuje že lezo za spajanje zunanjo energijo . Spa- janj e železa ne segreva središča zvezde , ampak ga ce lo dodatno oh laja . Zato se t l ač na razl ika zmanjša (spomn i se, da je za idealn i plin tlak so razmeren s tempe- rat ur o), gravitacija zmaga in zvezda zgrm i skupaj . Krčenje se ustavi šele , ko gostota v sredici doseže tisočbil ijonkratno gosto- to vode . Če bi dali na eno stran tehtn ice za kavno ž l ičko t ako goste snov i, bi jo uravnotežila šele teža vseh ljudi na Zemlj i. V običajni snovi imamo v atomskih jed rih dve vrsti delcev: p rotone in nevtrone . Pri tako velikih gostotah pa se pro to ni sprem injajo v nevtrone . Nastala nevtronska snov je še mnogo trša od železa . Zato se zunanje plasti zvezde, ki padajo p roti s redišč u, odb ijejo na pov ršini novo nastale nevtronske sredice in odletijo navzven. Ko se proton spre- men i v nevtron , odda delec , ki mu p ravimo nevtrino . Ta ima prav čudne lastnosti. Leti s hitrostjo svetlobe in se zlepa ne ustavi v tarči , ki mu jo nasta- vimo. Celo skozi Zemljo gre kot za šalo. A iz nenavadne zvezde, o kateri govo - rimo, tudi nevtr ini ne morejo zlahka uiti. Če se kje zaustavijo, porinejo kos snovi navzven, podobno kot svinčenka porine leseno klado . Ta ko tud i nevt ri- ni pomagajo spremeniti krčenje v eksplozijo. Zvezda lahko eksplodira tudi v drugačnih okoliščinah od tist ih , ki smo jih opisali zgoraj . A te za našo supernovo niso pomembne , zato končno že povej - mo, kaj so opazili lansko leto. SN 1987A Upam , da va~ tale naslov ni prestrašil. Ta kratica je namreč uradno ime , ki ga uporabljajo astronom i za našo supernovo . Pove , da je bila to prva supernova (A), ki so jo opazili v letu 1987. Nekaj podatkov o odkritju najdete v prvem vstavku . SN 1987A je članica galaksije z imenom Veliki Magellanov oblak. Zvezde v tem oblaku so zelo daleč od nas. Svetloba z njih potuje do Zemlje kar 170000 let. Torej je supernova dejansko eksplodirala v času, ko je bila na Zemlji starejša kamena doba. Šele čez 170000 let, to je 23. februarja 1987, je njena svetloba pripotovala do nas. Žal je v Sloveniji nismo videli. Veliki Magellanov oblak leži na južnem nebu, daleč pod našim obzorjem. Supernovo so lahko opazili le iz krajev na južni polobli. Ni bila sicer najsvetlejša zvezda na nebu, vseeno pa so jo lahko videli s prostim očesom. Ker supernove brez dragega potovanja v južne kraje ne moremo videti, se raje vprašajmo, koliko energije je bilo potrebno, da je prej povprečno svetla zvezda nenadoma zasveti- la več kot tisočkrat močneje. Opis potrošnje energetskih zalog zvezde ob eksploziji najdete v drugem vstavku. Za tiste, ki ste manj vešči v računstvu, povzemimo rezultate z bese - 26 KRONOLOGIJA DOGODKOV srednjeevro psk i čas 170.000 p r.n.š. 23 . feb ruar 1987 ob 835 24 . februar 1987 zjutraj 24. ,25. februar 1987 20. maj 1987 1987, 1988 ... V Mage llanovem oblaku j e eksplodirala zvezda . Na Zemlji tega ni mogel nihče opaziti. I nformacija o ek sploz iji je doseg la Zemljo . Detektorji na Japonskem in v ZDA so zabeleži li prihod nevtrinov. Naprave pod goro Mont Bl anc so zaznale nevtrine skoraj pet ur prej. vendar mnogi tej meritvi prip isujejo manjš i pomen. K aj se dogaja, so se astronomi zavedeli, ko sta lan Shelton in Oscar Duhaide na observato riju Las Campanas v Čilu s prostim očesom opazila " novo" zvezdo v Magell anovem oblaku . Sheltona je na dogodek opozori la svetla pega na fotograf iji, ki jo je rutinsko posnel t isto noč. Tisk, radio in te levizija so novico posredovali svetu. Astro- nomi so vse razpoložlj ive daljnoglede usmeri li proti super - novi. Ponudbe: "Odstopi mi daljnogled za to noč, jaz pa ti v zameno odstopim štirinajst noči v septembru," so bile nekaj običajnega. Tega dne je bila supernova najsvet lej ša. Dolgotrajno na- raščanje sija po začetni eksploziji nekateri razlagajo z jedrskimi reakcijami v razpenjajoči se ovojnic i zvezde. Supernova je vedno temnejša. Skozi koprene razpenjajoče se ovojnice vidimo vedno globlje proti središču supernove . zato jo bodo astronomi še dolgo z zanimanjem opazovali . GROBA OCENA ENERGIJSKE BILANCE OB EKSPLOZIJI (za tiste, ki bi želeli računati) Pridobljena energija: Jedro zvezde se močno skrč i. Zarad i razlike med gravitacijsko energijo jedra pred krčenjem in po njem pridobimo: WI "" G m 2 / Rpo - Gm 2 /Rpred = 3.104 6 joulov. Potrošena energija: za izsev v prvem dnevu po eksplozij i : W 2 ,., 10 3 9 joulov ( izračunamo iz zme rjenega sija in poznane oddaljenosti), za razpen janje ovojnice zvezde: W3 < Mv2 / 2 + GMm/R pred = 2.104 4 joulov, preostanek, ki ga odnesejo nevtrini : W4 ;;. WI - (W2 + W3 ) = 3.104 6 joulov. Podatki: G = 6,67 . 10-1 1 Jm/kg 2 Mo = 2.10 3 0 kg m = 1,4 M M = 19 MO v = 2000 ~m/s R pred = 100000 km Rpo = 20 km grav itacijska konstanta masa Sonca masa jedra zvezde masa ovojnice zvezde povprečna hitrost širjenja ovojnice polmer jedra pred eksplozijo polmer nevtronskega jedra 27 dami. Najprej se vprasajmo, kakšne zaloge energije zvezda tedaj sprosti. Kot smo že omenili, odnese ob eksploziji ovojnico zvezde navzven, njeno jedro pa se močno skrči in spremeni v izredno gosto nevtronsko snov. Ob krčenju se sprošča potencialna energija. Dva porabnika te energije hitro uganemo. Prvi je svetloba, ki uide iz zvezde ob eksploziji. Drugi je kinetična in potencialna energija razpenjajoče se ovojnice. Očitno pa mora energijo odnesti še nekdo tretji, saj je vsota energije, ki jo zvezda odda v obliki svetlobe, in tiste, ki jo vsrka ovojnica, mnogo manjša od potencialne energije, ki je na razpolago . 28 Spomnimo se na nevtrine, nenavadne delce , ki nastanejo pri spremembi jedra zvezde v nevtronsko snov, kot smo opisali v prejšnjem poglavju. Očitno prav ti delci odnesejo večino energije, ki se sprosti pri eksploziji supernove. Svetlobo s supernove smo lahko videli s prostim očesom. Ali smo lahko opazili tudi roj nevtrinov r ki nosi s seboj še mnogo večjo energijo od svetlobe? Odgovor je pritrdilen in tega so bili znanstveniki najbolj veseli . Kot smo že omenili, je nevtrine izredno težko opaziti. Skozi človeško telo in celo skozi zemeljsko oblo gredo brez sledu. Včasih, čeprav skrajno poredkoma, pa se kateri le zaustav i. Tako se je v 8000 tonah vode v bazenu, ki je zgrajen globoko pod zemljo pri kraju Cleveland v ameriški zvezni državi Ohio, ustavilo 8 nevtri- nov iz supernove. To je le neznaten delež roja kakih 300 bilijonov nevtrinov, ki so zdrveli skozi bazen. Značilne bliske svetlobe, ki so nastali pri tem, so za- beležili detektorji, nameščeni ob robu bazena. Podobna rezultata sta dobili tudi raziskovalni skupini na Japonskem in v Italiji. Svetlobo z zvezd opazujejo ljudje že od nekdaj . Nevtrine pa so (z izjemo tistih iz Sonca) opazili prvič. Zato mnogi imenujejo opazovanje lanske supernove tudi rojstvo "nevtrinske astro- nomije" . Nevtrin i, ki so jih opazili, so prišli iz notranjosti supernove. Kot smo ome- nili, nastanejo ti delci v jedru zvezde, kjer se običajna snov spreminja v nevtron- sko . Torej je njihovo odkritje neposredna potrditev teorije o tvorbi nevtronske zvezde, ki jo opazimo na mestu supernove potem, ko eksplozija odpihne ovojnico. Lansk i dogodek pa je prevetril tudi druge teorije, povezane s superno- vami. S starih posnetkov Velikega Magellanovega oblaka so ugotovili, kakšna je bila zvezda pred eksplozijo. Za razliko od nevtrinskih opazovanj se tu merjenja niso povsem skladala s teoretskimi napovedmi. Pred eksplozijo je bila ovojnica modra in zato mnogo bolj vroča od rdeče, relativno hladne ovojnice rdeče orjakinje, kakršno so pričakovali teoretiki. Po začetnem razburjenju so ugo- tovili ; da teorije o vzrokih in poteku eksplozije ni potrebno spreminjati. Burna dogajanja, ki smo jih opisali v prejšnjem poglavju, potekajo namreč globoko v zvezdni notranjosti, skrita našim pogledom. Vidimo le zvezdno ovojnico, ki na dogajanja v jedru bistveno ne vpliva. Jedro SN 1987A je bilo pred eksplozijo na moč podobno jedru rdeče orjakinje. Da pa je bila ovojnica drugačna, je le zanimivost, zaradi katere pa ni treba, da bi nas bolela glava. Eksplozija supernove je svojevrstna "vesoljska kuhinja". Verjamemo, da je večina težkih kemičnih elementov nastala z jedrskimi reakcijami, ki lahko tečejo le pri izjemnih tlakih in temperaturah med eksplozijo. Tudi večina elementov, iz katerih smo. Ni čudno, da je zato raziskovanje jedrskih reakcij ena najbolj privlačnih tem, povezanih s supernovami. Tudi tu je opazovanje SN 1987A razširilo naše znanje. Do lanskega leta so menili, da se lahko novi 29 elramenti tvorija le naglwredno po ekoplmiji. Sij take meah naj bi sir ob eksplatiji v nekaj ddneh &no pweibl, nsw pa bi sa makornrrno zrnanjkvrl. Nasprma pa je bfta SN 1087A po zai2etnem izbtuhu mdno belj wwla. &ale po treh m u h je &el njm sij upadati. To pojawjujejo s 4pdCanjm mrgije jedrskih reakcij, ki verjetna potekajo v razpenjajoEi re ooojnicl. ldeja je zani- miva, m o ju bod0 skuJali patrdiii z merjenji. Letm naj bi se rnwliane plasti wajnice Ze toliko "razkadila", da bod0 merski hstrumenti lahka opazili aretlobo, ki ptihaja s podroCja jedrskih reakcij. Supernova SN 1987A polSasi temni na juhem nebu, Nwice o njej so itginlie s Fasopimih naslamic. Nasprotno pa a9troms supemova zanha wedno bolj. SEasama W o videli wedno glabl~e protr smdf3i5u in tako razumeli, kako je patekala eksplozija, na kmro so €&all skorej 400 I t . T m f zwimr