Нове и супернове звезде

2

САДРЖАЈ

Увод ...................................................................................................................................... 3

1. Нове и супернове звезде ................................................................................................. 4

1.1. Супернове звезде ...................................................................................................... 4

1.2. Супернове у нашем суседству ................................................................................ 7

1.3. Супернова 1987А...................................................................................................... 8

1.4. Новe звездe ................................................................................................................ 9

Закључак ............................................................................................................................ 12

3

Увод

Звезда је небеско тело које зрачи сопственом светлошћу. Сфероидног је

облика, а састоји се од водоника и хелијума (и мали део других елемената) у стању

плазме (високо јонизованог гаса на великој температури). Звезда ствара енергију у

свом језгру термонуклеарним реакцијама; та енергија се преноси у околни простор

путем конвекције и електромагнетног зрачења и честица.

Већина атома хемијских елемената тежих од хелијума који тренутно постоје

у васиони, као и сви елементи тежи од литијума су настали у средиштима звезда

преко процеса нуклеосинтезе. Најближа звезда Земљи је Сунце, извор светлости,

топлоте и живота за нашу планету. Остале звезде (са изузетком појединих

супернових) су видљиве само током ноћи, као сјајне тачке на небу које трепере

услед ефекта Земљине атмосфере. У свакодневном говору под појмом звезде се

понекад сматрају и видљиве планете, па чак и комете и метеори.

У нашој Галаксији процењује се на има око 200 милијарди звезда. Однос сјаја

и величине звезде приказује се Херцшпрунг-Раселовим дијаграмом. Током историје,

бројни филозофи, песници, писци, сликари, и музичари су били инспирисани

звезданим небом при стварању својих дела.

Звезде проводе око 90% свога „живота“ трошећи водоник у процесу фузије

да би произвеле хелијум у реакцијама под високим притиском у близини језгра. За

овакве звезде се каже да су то звезде главног низа. Мале звезде, које се називају

белим патуљцима сагоревају своје гориво врло споро за најмање од сто до билион

година. На крају својих живота постају све тамније и тамније и потом постају црни

патуљци.

Пошто већина звезда потроши своје залихе водоника, улзи у нестабилну фазу

саговревања хелијума, и тад њихови спољни слојеви се шире и хладе, па тако

формирају црвене џинове. (За неких 6 милијарди година када Сунце постане црвени

џин, спржиће планете Меркур и Венеру.) У међувремену се језгро довољно

компресује како би могла започети нуклеарна фузија даљих елемената, а звезда се

4

прегрејава и сабија. (Теже звезде производе у процесу фузије и тешке елементе,

закључно до гвожђа.)

1. Нове и супернове звезде

1.1. Супернове звезде

Треба запамтити да супернова није велика нова. Оне настају из сасвим

различитих узрока од потпуно различитих врста звезда, али иако су различите оне

имају и неке сличности. Као и нова, супернова је звезда чији се сјај изненада,

драстично повећа, а затим се полако смањује, ишчезавајући са неба. У неким

случајевима криве сјаја блиских нова и удаљенених супернова могу бити врло

сличне и због тога се, скоро до 1920. године, сматрало да се у оба случаја ради о

истој појави. Пре него што су схватили узроке настанка нова и супернова,

астрономи су уочавали јасну разлику посматрајући ова два догађаја. Термин

супернова први пут се јавио још 1934. године и означава експлозије звезда са

емитованом снагом већом од 1033W.

Супернове се не јављају често као нове. Сматра се да се у галаксијама у

просеку деси једна експлозија сваких 200 година. У галаксијама изван наше оне се

теже уочавају јер је њихова привидна звездана величина мала због велике

удаљености. Ипак, до данас је у космосу забележено око 500 супернова. Вероватно

најпознатија супернова која се икада десила је она из 1054. године у сазвежђу Бика.

Ова супернова је могла да се види и голим оком и то не само ноћу већ и

преко дана у току од око месец дана, а на ноћном небу она је сијала читаве две

године. Кеплер је 1604. године, у нашој галаксији, у сазвежђу Змијоноше, открио

супернову која је била сјајна као Јупитер.

5

Слика 1. Супернова

Супернове се не јављају често као нове. Сматра се да се у галаксијама у

просеку деси једна експлозија сваких 200 година. У галаксијама изван наше оне се

теже уочавају јер је њихова привидна звездана величина мала због велике

удаљености. Ипак, до данас је у космосу забележено око 500 супернова. Вероватно

најпознатија супернова која се икада десила је она из 1054. године у сазвежђу Бика.

Ова супернова је могла да се види и голим оком и то не само ноћу већ и преко дана

у току од око месец дана, а на ноћном небу она је сијала читаве две године. Кеплер

је 1604. године, у нашој галаксији, у сазвежђу Змијоноше, открио супернову која је

била сјајна као Јупитер.

За само неколико дана сјај супернове порасте неколико стотина милиона

пута. Најчешће апсолутни сјај достиже -15m, а некад чак и -20m, па су због тога неке

од њих сјајније и од галаксије у којој се налазе. Добар пример овакве експлозије је

супернова из 1937. године која је експлодирала у галаксији IC4182 и била је око 100

пута сјајнија од те галаксије

Уствари, супернова ствара бљесак светлости једнак сјају милијарди Сунаца и

тај сјај достиже за неколико сати. Укупна енергија електромагнетног зрачења коју

супернова емитује током неколико месеци, тј. од кад њен сјај почне да расте па све

док тотално не потамни, износи 1043Ј – скоро онолико енергије колико ће Сунце

емитовати током целог свог живота од 1010 година. Без обзира што је ова енергија

толико велика то није једина енергија коју супернова емитује у околни простор,

много већи део енергије, око 100 пута више, односе неутрини који настају у језгру

умируће звезде. Поред огромне разлике у сјају, важна разлика између нова и

супернова је у томе што једна иста звезда може постати нова неколико пута, али

звезда може бити супернова само једном!

Супернове се могу поделити на два типа. Неке супернове садрже врло мало

водоника, о чему се закључује анализом њихових спектара, док друге имају много

водоника. Такође, и криве сјаја супернова мање богатих водоником се разликују од

оних у којима има више овог елемента (Слика 2.). На основу ових забележених

6

разлика супернове су подељене на два типа, једноставно као супернове типа I и II

(SNI и SNII). Супернове SNII имају мало водоника а њихове криве сјаја су сличне

онима које се виђају код нова, док су

супернове SNII богате водоником,

а њихове криве сјаја имају

карактеристичан 'плато' у трајању

од неколико месеци после максимума.

Слика 2. Сјај супернове

У тренутку максимума спектар је континуиран а након тога у њему се виде

спектралне линије јона гвожђа, калцијума, силицијума, сумпора, аргона и

неутралног хелијума, али нема линија водоника. На основу спектара може се

закључити да је за време максимума температура атмосфере око 20.000К, а затим

опада на око 5500К. У спектрима је лако уочљив плави помак линија. Овај помак је

последица облака који се шири након експлозије и то брзинама од 5.000km/s до

20.000km/s.1

У време максимума сјаја фотосфера звезде достиже димензије које су на

десетине пута веће од пречника Земљине орбите око Сунца, а снага зрачења овакве

експлозије је неколико милијарди пута већа од снаге зрачења Сунца. Током

експлозије звезда ослобађа енергију у облику електромагнетног зрачења, магнетног

поља и врло брзих честица, а једна део одлази на кинетичку енергију облака који се

шири. Анализе показују да маса ових звезда није много већа од масе Сунца и да је

мања од 1,2 соларне масе. Маса одбаченог омотача не прелази 0,1 соларних маса.

1 Зоркић, А. (2003) Астрономија: астрономски магазин, Графички студио, Нови Сад.

7

Супернове типа II настају као последица еволуције звезда. Оне су чешће него

SNI, али и њихова звездана величина је мања и износи око -17m. Криве сјаја се

разликују од оних код SNI по ужем максимуму, односно SNII у стању максимума

проводе краће време него SNI. У првих 100 дана сјај SNII опада споро, али након

тога много брже него код SNI. Спектар у максимуму сјаја је континуалан, а затим се

појављују линије водоника, хелијума и других елемената. На основу спектралних

линија закључено је да се гасни омотач ових супернова шири брзином између 6.000

и 12.000 km/a. Маса гаса избаченом приликом експлозије је између 1 и 10 соларних

маса, што указује да се ради о масивним звездама.

Слика 3. Типови I и II супернове

1.2. Супернове у нашем суседству

До сада је у нашој галаксији забележено само шест експлозија супернова у

последњих 1000 година. На слици десно приказан је положај тих супернова у

галаксији. Супернове најчешће добијају имена по години у којој су забележене а ако

их има више иза године стављају се редом слова абецеде. Супернова Cassiopeia A

(CasA) није забележена у историји али радио посматрања су указала да је светлост

ове супернове стигла до Земље у VII веку.

8

Многи астрономи сматрају да је у овом периоду морало да буде више

супернова. Због чега онда оне нису забележене? Најреалнији одговор је да су оне

биле сувише далеко да би могле да се виде голим оком или су тамни облаци

међузвезданог гаса заклонили њихову светлост. Свих шест супернова налази се

буквално у нашем комшилуку, и свака од њих је бар 100 pc испод или изнад

галактичке равни. Проучавања учесталости одигравања супернова предвиђају да у

кругу од 100 pc око Сунца треба да се деси једна супернова у сваких 500.000 година.

Према томе, могућност да видимо једну стварно блиску супернову је врло мала, и

морамо се помирити са тим да можемо да видимо само оне удаљене.

То што су супернове врло ретке у нашој околини је вероватно и добро јер ако

би се једна таква експлозија десила на растојању од неколико прeсека Земља би била

бомбардована високоенергетским зрачењем у периоду од неколико месеци. Ово би

имало катастрофалне последице на атмосферу наше планете, нарочито на њен

озонски слој.

1.3. Супернова 1987А

У ноћи између 23. и 24. фебруара 1987. године, канадски астроном Јан

Шелтон радио је на опсерваторији Лас Кампанас, високо у чилеанским Андима.

Један од његових асистената накратко је изашао напоље и на кратко погледао тамно

ноћно небо. А тамо имао је шта да види. Пошто је познавао распоред сазвежђа, брзо

је уочио нешто веома чудно. На рубу магличасте мрље светлости познате као

Велики Магеланов облак налазила се једна звезда. Није изгледала посебно сјајна,

приближно исте величине као звезде у Орионовом појасу. Необично је једино било

то што се та звезда није тамо налазила претходне ноћи!

Асистент је истог тренутка о овом догађају обавестио Шелтона и за неколико

сати вести су обишле читав свет. Овај чилеански асистент открио је супернову. То је

био први такав објекат видљив голим оком још од времена Кеплера, 1604. године.

Астрономи из више земаља одмах су почели да окрећу своје инструменте ка

Великом Магелановом облаку. У наредним месецима понашање супернове 1987А

било је испитивано до најситнијих детаља.

9

Само неколико часова пре него што је Шелтон дошао до сензационалног

открића још један чудан догађај забележен је на сасвим другачијем месту од

астрономске опсерваторије – у руднику цинка Камиока, дубоко у планинама Јапана.

Ту се изводио један дуготрајан физички експеримент. Намера је била да се испита

стабилност једног од најтемељнијих саставних делова материје – протона.

На дан 22. фебруара, детектори у Камиоки изненада су забележили 11

догађаја у исто толико секунди. Истовремено, на другом крају планете сличан

детектор у руднику соли у Охају забележио је осам догађаја. Истовремени распад 19

протона је незамисливо мало вероватна појава морало је да постоји неко друго

објашњење ових појава. Физичари су га ускоро пронашли. Њихова опрема сигурно

је забележила уништење протона једним другим, обичнијим процесом: сударом са

неутринима. Детекција блеска неутрина у време појаве супернове 1987А несумљиво

није представљало само подударност; поклапање ова два догађаја било је за

научнике кључна потврда теорије развоја звезда: блесак неутрина био је управо оно

што су астрономи очекивали приликом експлозије супернове.

Слика 4. Супернова 1987А са прстеновима

1.4. Новe звездe

Нове звезде карактерише брза промена сјаја и то у периоду од само неколико

дана, уз касније споро променљиво опадање сјаја. Претпоставља се да већина

периодичних нових потиче од блиских двојних звезда. За последњих седамдесетак

година појавило се око сто педесет нових звезда у нашој галаксији.

10

Док је обављала редовне послове НАСА-ина летелица СТЕРЕО Б је случајно

снимила експлозију нове. Баш као и супернова, нова је стадијум у животу једне

звезде. Астрономи су дали име нова овом догађају због тога што им се то име

чинило прикладним за звезду која је нова на небу, односно звезда коју људи до сада

нису видели. Међутим, далеко је од истине да је та звезда нова, јер је у питању

веома стара звезда.

Обично нова настаје у двојном систему звезда од којих је једна бели патуљак.

Тешко је при настанку двојног система обе звезде буду исте масе, па из тог разлога

једна од њих раније оконча свој животни век и постане бели патуљак, који настаје

када звезде мале или средње масе стигну на крај свог животног века. Баш као што ће

завршити наше Сунце. На следећем линку можете прочитати укратко о животном

путу нашег Сунцa.2

Beли патуљак, ротирајући око млађе звезде (која је у главном низу или у фази

црвеног џина) својом гравитацијом “краде” материјал са површине ове звезде.

Након одређеног времена “украдени” материјал на површини белог патуљка постаје

све топлији и гушћи и када напокон достигне температуру на којој долази до фузије

водоника у хелујм тада долази до бљеска који траје релативно кратко, од неколико

дана па и до неколико месеци, али је некада спектакуларан за нас на Земљи.

Нове карактерише нагла промена сјаја за 8 до 15 магнитуда, али некда се и

ове границе померају. Неке нове се понављају, а већина периодичних потиче од

двојних звезда.

2 Шеган, С., Јанков, Ј. (2006) Основи астрономије, Vesta Company, Београд.

11

Слика 5. Експлозија нове

12

Закључак

Звезда се претвара у нову или супернову услед експлозије, а да ли ће постати

нова или супернова зависи искључиво од њене масе. Да би звезда постала нова или

супернова мора имати масу већу од 1,4 масе Сунца. До експлозије којом се звезда

претвара у супернову долази у горњим слојевима хелиосфере, после чега долази до

одбацивања гасовитог омотача великом брзином. У нашој галаксији 1572. и 1604.

бљеснуле су две супернове, које су биле видљиве голим оком. Ове супернове

познате су као Брахеова и Кеплерова. Од супернове из 1054. године, о којој податке

налазимо у кинеским хроникама, настала је тзв. маглина Рак у сазвежђу Бик

(приказана на слици). Године 1987. бљеснула је још једна супернова видљива голим

оком, што је омогућило астрономима да модерним методама истражују овакав

догађај.

Ниједна звезда нема увек потпуно исти сјај. Ипак, у дугим временским

периодима код највећег броја звезда нема промене сјаја коју могу да забележе наши

инструменти. Када се каже да је звезда променљива, мисли се на звезду која свој сјај

мења толико да се промена може поуздано измерити и да ова промена потиче од

физичких узрока у звезданој атмосфери или у њеној унутрашњости. У променљиве

звезде се не убрајају, веома чести, двојни системи, који се састоје од две звезде које

круже једна око друге и на тај начин се међусобно заклањају и мењају сјај.

Овакве двојне звезде познате су као еклипсне двојне звезде или еклипсне

променљиве. Променљиве звезде свој сјај током времена могу да мењају правилно

или неправилно, па се у зависности од тога деле на правилне или неправилне

променљиве. Осим тога оне свој сјај могу да промене и изненада, услед тренутне

ерупције или експлозије. Оваква врста позната је као катаклизмична, а овде се могу

сврстати нове и супернове, најсиловитије експлозије у Универзуму.

13

Литература

1. Зоркић, А. (2003) Астрономија: астрономски магазин, Графички студио,

Нови Сад.

2. Шеган, С., Јанков, Ј. (2006) Основи астрономије, Vesta Company, Београд.

3. Миланковић, М. (1979) Историја астрономске науке, друго издање, Београд.