|
Global Lithuanian Net: san-taka station: |
|
Sprogimai Visatoje
Yra įvairių šviesumą keičiančių žvaigždžių. Ir vienos jų, buvusios blankios, kurios net nematomos plika akimi, staiga įsiplieskia ir tampa vienomis ryškiausių danguje. Pasiekusios maksimumą ima blėsti ir po kelių savaičių vėl tampa blausia. Tokias žvaigždes imta vadinti novomis, t. y. naujomis. Nemažai iečių astronomai sulaužė ginčydamiesi dėl jų paaiškinimo. Antroje 19 a. pusėje vokiečių astronomas Vilhelmas Klinkerfusas6) pasiūlė tokią hipotezę: dvi žvaigždės sukasi viena apie kitą labai ištęstomis orbitomis. Joms suartėjus, kyla stiprūs potvyniai ir medžiagos išmetimai. Tad tarsi plyksteli nauja žvaigždė. Jis neklydo dėl to, kas vyksta dvinarėse sistemose, bet nepaaiškino novų. Praėjo keli dešimtmečiai ir astronomai nustatė, kad buvę novos Šiaurės Karūnos ir Gulbės žvaigždynuose iš tikro yra glaudžios dvinarės žvaigždės todėl prancūzų astrofizikas Evris Šacmanas7) ir nepriklausomai nuo jo čekų astrofizikas Zdenekas Kopalas8) išsakė nuomonę, kad visos novos dvinarės žvaigždės. Tačiau buvo ir tokių žvaigždžių, kurių po blykstelėjimo nelikdavo, o jos vietoje telikdavo tik sparčiai besiplečiantis ūkelis. Tokias blykstelėjusias žvaigždes arčiau nei 1000 švm. buvo galima stebėti ir plika akimi. Ir jei novos gana dažnos, tai supernovos galaktikoje nutinka ypač retai. Ypač ryški supernova pasirodė 1054 m. Tauro žvaigždyne, kuri matėsi ir dieną (plačiau žr. >>>>>). Kai 18 a. Š. Mesjė sudarinėjo ūkų katalogą (1784), M1 pavadino Krabo ūku, bet tik 20 a. astrofizikai spėjo, kad būtent jis ir galėjo susidaryti 1054-ais. O vėliau jo centre atrado ir radijo pulsarą. 1054 m. žvaigždė-svečias nebuvo vieninteliu tokio pobūdžio įvykiu. Dar 185 m. kinai stebėjo svečią Kentauro žvaigždyne. O 1572 m. supernovą stebėjo Europoje, Kinijoje ir Korėjoje, tame tarpe ir danų astronomas Ticho Brahė (plačiau žr. >>>>>), o 1604 m. ir kitas astronomas, J. Kepleris (žr. >>>>>). 1999 m. sausio 23 d. anksti ryte New Mexico valstijos automatinis teleskopas užfiksavo silpną šviesos pliūpsnį Corona Borealis (Šiaurės vainiko arba Darželio) žvaigždyne. Nors vos įžiūrimas su žiūronais, jis tapo ryškiausiu kada nors žmonijos stebėtu sprogimu Visatoje. Šviesa iki mūsų keliavo 9 mlrd. metų beveik pusės mūsų stebimos Visatos atstumu. Jei toks sprogimas įvyktų už kelių tūkstančių šviesmečių, jo spinduliavimas sunaikintų bet kokią gyvybę Žemėje (yra spėjimų, kad būtent tai paaiškina Fermi paradoksą). Šis žybsnis buvo antruoju gama spindulių protrūkiu (GRB) kelių paskutinių dešimtmečių laikotarpiu ir truko apie pusantros minutės. Pirmąjį 1967 m. liepos 2 d. užfiksavo karinis branduolinių sprogdinimų kosmose stebėjimo palydovas. Kiekvienas toks įvykis sukelia sąmyšį kai tyrinėtojai mano jau radę paaiškinimą, nauji duomenys juos numeta į pradinį tašką (skaitykite ir apie greituosius radijo signalus). Iki 1997 m. daugiausia buvo žinoma iš BATSE (Burst and Transient Source Experiment) stebėjimų Compton Gamma Ray observatorijoje. Buvo nustatyta, kad kasdien kažkur mūsų stebimoje Visatoje įvyksta du ar trys GRB. Jie skirstomi į du tipus: trumpalaikius ir ilgalaikius, kurių yra dauguma. Abu tipai skiriasi spektroskopiškai ir iš jų trumpalaikiai turi daugiau aukštos energijos spindulių. Stebėjimais nustatyta, kad GRB tolygiai pasiskirstę visame dangaus plote. Tai parodo, kad jų šaltinis nėra Paukščių tako galaktika. Informacijos vien iš gama spindulių nepakanka, kad būtų galima padaryti daugiau išvadų. Reikia GRB susieti su spinduliavimais kitais bangų ilgiais. Pažanga pasiekta 1996 m. iškėlus BeppoSAX palydovą, kuris lokalizavo GRB ir nustatė rentgeno spindulių likutinį švytėjimą (atsirandantį pasibaigus rentgeno spinduliavimui), išsilaikantį dienas ar net mėnesius virtus silpnesniu spinduliavimu, tame tarpe matomą spektrą bei radijo bangas. BeppoSAX sugebėjo nustatyti likutinį spinduliavimą tik ilgalaikiams GRB, tačiau to pakako, kad būtų nustatytos galaktikos, kuriuose jie kilo. Beveik visi šaltiniai buvo kelių milijardų šviesmečių atstumu, kas reiškė, kad juos sukėlę sprogimai buvo nepaprastai galingi. Nenuostabu, kad tyrinėtojai GRB ėmė sieti su juodosiomis skylėmis. Vienu pirmųjų BeppoSAX išskaičiuotų GRB buvo GRB970508 (1997 m. gegužės 8 d.). Jo likutinio spinduliavimo radijo stebėjimai davė svarbų kabliuką. Jis blaškėsi pirmas tris savaites, o po to stabilizavosi ir išnyko. Didelė svyravimų amplitudė greičiausiai nėra susijusi su pačiu jų šaltiniu, o atsirado dėl sklidimo erdve sąveikaujant su tarpžvaigždine plazma. Iš to, kad GRB970508 skleidė radijo bangas, o vėliau liovėsi, jis turėjo išsiplėsti iš taško iki geroko dydžio, t.y. kelių šviesos savaičių skersmens - ir tai turėjo vykti artimu šviesai greičiu.
Tačiau, jei energija būtų skleidžiama tik tam tikromis kryptimis, ryškumas būtų gerokai mažesnis. Kryptingo spinduliavimo galimybę rodo GRB990123 stebėjimai. Po dviejų dienų likutinio spinduliavimo silpnėjimas nepaprastai pagreitėjo. Vienas įdomių atradimų leido sieti GRB su supernovomis. Kai nukreipė teleskopus link GRB989425, ten pasirodė esanti supernova SN1998-bw, sprogusi beveik tuo pačiu metu, kaip ir fiksuotas GRB. Atsitiktinio sutapimo tikimybė tėra tik 1 iš 10 tūkst. Tą galimą ryšį sustiprina ir geležies atradimas x-spindulių spektre (laikoma, kad geležies atomai gali susidaryti ir būti išsviesti į tarpžvaigždinę erdvę tik supernovų sprogimų metu). NASA Chandra X-ray observatorija nustatė geležies linijas GRB991216 spektre. Kiti stebėjimai dar labiau padidino to ryšio galimybę. Tad spėjama, kad tas pats objektas gali sukelti skirtingus reiškinius. Kadangi GRB gerokai retesnis (keli į dieną prieš šimtus tūkstančių supernovų), tai ne kiekviena supernova sukelia GRB. Taipogi nematysime visų GRB, jei jie skleidžiami tik siauru kampu (čiurkšlėmis). GRB neįtikėtinas ryškumas yra mįslė. Spėjama, kad 1019 Saulių ryškumą skleidžia vienos Saulės dydžio objektas. Tačiau tada fotonai yra taip tankiai susigrūdę, kad trukdo vienas kitam išlėkti. Tačiau, jei jie negali ištrūkti, kaip galime matyti GRB? Šio galvosūkio sprendimas gali būti tas, kad fotonai palieka kūną ne iš karto. Po sprogimo lukštas iš el. dalelių (kartu su fotonais) plečiasi artimu šviesai greičiu. Tokiam ugnies kamuoliui išsiplėtus iki 10-100 mlrd. km, fotonų tankis krenta iki tokio lygio, kad gama spinduliai gali ištrūkti. Vėliau kamuolys dalį savo kinetinės energijos paverčia elektromagnetiniu spinduliavimu, sekančiu GRB. Pirminis x-spinduliavimas greičiausiai atsiranda dėl vidinių smūgio bangų, susidarančių, kai greitesni gabalai paveja ir atsitrenkia į lėtesnius. Kadangi rutulys plečiasi beveik šviesos greičiu, šalia esančiam stebėtojui įvykiai laike yra labai kondensuoti pagal reliatyvumo principus. Tai kas iš tikro vyko kelias dienas, stebėtojui atrodo tik kaip kelios sekundės. Kitos smūgio bangos susidaro, kai rutulio plėtimasis pradeda lėtėti tai likutinio spinduliavimo šaltinis. Tyrinėtojai dar nesutaria, kas sukelia GRB sprogimą. Vieni modeliai (hipernovų ar kolapserių) laiko, kad jie susiję su žvaigždėmis, kurių masė 20-30 kartų didesnė už mūsų Saulės. Modeliavimas parodė, kad tokių žvaigždžių branduoliai gali sprogti sudarydami greitai besisukančią juodąją skylę, kurią supa likusios materijos diskas. Šio modelio naudai kalba tai, kad GRB randami ten, kur tikėtiniausia vieta hipernovoms susidaryti galaktikų seniausių žvaigždžių dariniuose. Kituose modeliuose veikia dvinarės tankių žvaigždžių (pvz., dviejų neutroninių arba neutroninės ir juodosios skylės) sistemos. Abu tokie kūnai juda spirale ir tada susilieja. Ir šiuo atveju susidaro juodoji skylė, kurią supa diskas. Pagal šį modelį GRB šaltiniai turėtų būti gerokai senesni ir turėtų būti pasiskirstę visoje galaktikoje ir nestebimi seniausių žvaigždžių susidarymo regionuose. Tačiau šis modelis gali būti raktas trumpalaikių GRB paaiškinimui. Vienas išsiskiriantis klausimas yra dėl tamsiųjų arba vaiduokliškų GRB. Tik apie 50% lokalizuotų GRB stebėti matomame spektre. Kodėl kiti neskleidžia šviesos? Vienas galimų paaiškinimų yra tas, kad tie GRB yra žvaigždžių susidarymo srityse, kuriose gausu dulkių ir šis aiškinimas šiuo metu yra populiariausias. Kitas kad tie GRB yra pernelyg toli ir jų skleistą šviesą visiškai absorbavo tarpgalaktinės dujos. Trečiasis kad jų skleidžiama šviesa yra per silpna. Manoma, kad ypač jautri aparatūra identifikavo bent dvi tamsiųjų GRB galaktikas, nesančias ypatingai toli. Kitą paslaptį sudaro GRB su didele x-spindulių doze, x-pliūpsniai, kuriuos atrado BeppoSAX. Jie sudaro 20-30% visų GRB. Tarp jų yra ir tokių, kurie visai neturi gama-spindulių. Vienas galimų paaiškinimų, kad ugnies kamuolys buvo purvinas, nes jame buvo nemažai tokių elementų kaip protonai, - ir todėl toks rutulys buvo labiau inertiškas ir plėtėsi lėčiau. Kitas aiškinimas, kad jie ateina iš ypatingai tolimų šaltinių, galbūt, net tolimesnių, nei vaiduokliškieji GRB. Dėl Visatos plėtimosi gama spektras galėjo pasislinkti į x-spindulių pusę, o tarpgalaktinės dujos užblokuoti bet kokį liekamąjį regimo spektro spinduliavimą. 2022 m. spalio 9 d. aukštų energijų gama spindulių pluoštas GRB 221009A, trukęs net 300 sek., trenkė į Žemę. Jį net pakrikštijo BOAT (Brightest Of All Time - Visų laikų ryškiausias). Astronomaigreitai nustatė atstumą iki jo šaltinio, esančiu Strėlės žvaigždyne, pasirodžiusio esančiu artimiausiu iš kada nors stebėtų vos už 1,9 mlrd. švm. Po jo švytėjimas dar tebetruko per 10 d. Tačiau net iš tokio milžiniško atstumo tai buvo įspūdingas reiškinys, pakankamai stiprus, kad mėgėjai galėjo jį stebėti per nedidelius teleskopus. Nuo 7-ojo dešimtm. GRB užregistruota jau per 1700 - ir jau turime neblogą įsivaizdavimą apie jų prigimtį. Trumpalaikiai, vos kelių sekundžių trukmės, kyla susidūrus dviem supertankioms neutroninėms žvaigždėms. Tuo tarpu ilgalaikiai, kelių minučių trukmės, susidaro sprogstant masyvioms žvaigždėms jų gyvenimo pabaigoje; jų branduolys susispaudžia sudarydamas juodąją skylę, o aplink iš nesusiurbtos medžiagos susidaro akrecinis diskas, išsiunčiantis du spindulius. Jie praduria sau kelią per mirštančią žvaigždę ištrūkdami į išorę, o likusi žvaigždės dalis sprogsta kaip supernova. Gama žybsnio (GRB) energija beveik neįsivaizduojama per kelias sekundes gali išspinduliuoti tiek, kiek Saulė per visą savo 12 mlrd. gyvenimą. Jų galia susidaro dėl siauro pluošto ir jei jisai yra į mūsų pusę, tai pamatome gama pliūpsnį, o jei jis praeina šalia, tai regime įprastą supernovą. Pirmą žybsnį, kuris buvo gana ilgalaikis, besitęsęs per 10 val. užregistravo Fermi palydovo davikliai, dar vieną žybsnį užregistravo N.G. Svifto orbitinė observatorija, kuris buvo praėjus beveik valandai, t.y. gerokai vėliau, spalio 9 d. gerokai vėliau, nei įprasta kas rodo kokia buvo žybsnio galia (18-251 TeV). Blėstantis spindėjimas regimos šviesos diapazone, sukeltas spindulių susidūrimo su materija, parodė atstumą, nustatytą pagal raudonąjį poslinkį. Išlaisvinta energija, prilygstanti 10 tūkst. Saulių paskleistai energijai per visą jų gyvavimo laikotarpį. Spėjama, kad šiuo atveju regimą ir rentgeninį spinduliavimus skleidė viena čiurkšlės dalis, o milimetrinį ir radijo bangų kita. GRB 221009A dar tebestebi viso pasaulio teleskopai ir jis gali tapti raktu į tokių neįtikėtinų įvykių paaiškinimą. Jei toks įvykis nutiktų mūsiškiame Paukščių take ir spindulys būtų iššautas į Žemę, pasekmės būtų katastrofiškos - jis visiškai sunaikintų ozono sluoksnį, o tada prasiskverbę Saulės ultravioletiniai spinduliai grasintų sunaikinti gyvybę Žemėje. Jau dabar šis pliūpsnis sutrikdė ilgųjų bangų radijo komunikacijas - šios bangos atsispindi žemutinėje jonosferos dalyje, 60-350
km aukštyje, o gama spinduliai stipriau jonizuoja šį regioną. Pirmą kartą toks efektas pastebėtas dar 1988 m. Tačiau
BOAT turėjo dar ir kitą, pastebėtą pirmą kartą poveikį - jis paveikė ir viršutinę jonosferą, esančią 350-950 km aukštyje. Taip pat skaitykite Kas tie greitieji radijo impulsai? Brutali žvaigždžių žūtis Visata nuolat tvinksi nuo supernovų brutalių žvaigždžių mirčių. Jos sprogsta maždaug kas sekundę, paprastai neįsivaizduojamai nutolusiose galaktikose, blykstelėdamos kaip šimtai milijardų saulių, ir kurių sukeltas ugnies kamuolys plečiasi ir vėsta ištisus mėnesius. Tad gerai, kad jos retos arti mūsų namų: paskutinė supernova mūsų galaktikoje sprogo 1604 m. ir ryškumu varžėsi su Jupiteriu ir padarė didelį įspūdį J. Kepleriui (plačiau apie ją skaitykite >>>>>). Tačiau supernovų palikimas tiesiog mumyse tai ir anglis mūsų kūnuose, silicis uolienose, geležis mūsų kraujyje ir įrengimuose, deguonis ore. Visa tai sintezavosi gilioje senovėje, prieš milijardus metų, tokių sprogimų metu ir vėliau pasklido po Visatą. 20 a. 3-io dešimtm. pabaigoje į JAV atvyko vokiečių astronomas V. Baadė, kur Vilsono kalno observatorijoje pradėjo bendradarbiauti su šveicaru F. Cvikiu, 1934 m. paskelbdami straipsnį su įdomiomis idėjomis, susijusiomis su ryškiais blyksniais, kuriems ir davė supernovų pavadinimą. Ir jiedu teisingai nuspėjo, kad po tokio žvaigždės sprogimo jos vietoje turėtų susidaryti vien iš neutronų sudaryta nedidelė vien dešimties kilometrų skersmens žvaigždė. Ir jiedu pradėjo supernovų kitose galaktikose medžioklę danguje išskyrė 175 sritis, kuriose matėsi apie 3000 gana artimų galaktikų, ir jas reguliariai fotografavo. Per 3 m. padarius 1625 nuotraukas aptikta 12 supernovų. Jų spektrai buvo visai nepanašūs į įprastų novų spektrus, kuriuose matėsi ryškios spinduliavimo linijos, o netrukus po maksimumo pasirodydavo ir taip gana ryškios sugėrimo linijos. Jose buvo aptinkamos helio, vandenilio, natrio, anglies, deguonies ir kitų elementų linijos. Tuo tarpu supernovų spektruose, labai panašiuose tarpusavyje, išvis nebuvo linijų vietoje jų matėsi plačios anglies, deguonies juostos (vandenilio išvis nebuvo!), pasislinkusios į žydrąją pusę dydžiu, atitinkančiu didelį judėjimo greitį (10-20 tūkst. km/sek.). Tačiau išvada, kad jos yra vieno tipo reiškiniai, buvo pernelyg skubota. Jau 1940-ais R. Minkovskis gavo supernovos spektrą, nepanašų į ankstesnius t.y. kuriose išvis nėra juostų (jas pavadino antro tipo supernovomis (SN II). Po kelių dešimtmečių paaiškėjo, kas ir SN I nėra tokia jau vienalytė grupė ir ją teko skaidyti į smulkesnius pogrupius. SN Ia imtos naudoti kaip žvakės, pagal kurias nustatomi tarpgalaktiniai atstumai ir taip pat patikrinama Hablo konstantą, kartu tiksliau nustatant Visatos amžių (13,78 mlrd. m.). SN II tai masyvių žvaigždžių, kurių masė viršija 8-ias Saulės mases, sprogimai. Jos pradžioje nusimeta išorinį apvalkalą likdamos pliku branduoliu. Jei žvaigždės masė dar didesnė (10-20 Saulės masių), sukritęs branduolys viršija Čandrasekaro ribą ir baltoji nykštukė susidaryti negali ir žvaigždė virsta juodąja skyle. Kai baltosios nykštukės masė padidėja ir viršija Čandrasekaro ribą įvyksta supernovos sprogimas. Bet kaip jos masė gali padidėti?! Pirma, jei turime dvinarę masyvių žvaigždžių sistemą, kurioje žvaigždės jau nusimetė apvalkalus ir likę baltosiomis nykštukėmis. Jei jos sukasi pakankamai arti viena kitos, kada nors jos suartės ir susilies. Taip padidėjus masei susidarys neutroninė žvaigždė ir įvyks SN I sprogimas. Antra, jei turime dvinarę masyvių žvaigždžių sistemą, kurioje viena jau nusimetė apvalkalą, o kita jau pradėjo jo metimą. Šios medžiaga teka link baltosios nykštukės, prie kurios susidaro jos diskas, iš kurio medžiaga krenta į nykštukę, didindama jos masę, kuri kažkada pasieks Čandrasekaro ribą ir įvyks SN I. Taigi, abiem šiais atvejais sprogimai panašūs. Tačiau atsirado problema kai kurios SN Ia pasirodė esą senesnės už pačią Visatą. Tai nutiko 1998 m., kai amerikiečiai astrofizikai Solas Perlmuteris9), Brajanas Šmidtas10) ir Adamas Risas11) apdorojo šimtų supernovų duomenis ir paaiškėjo, kad tolimos SN Ia silpnesnės nei artimesnės, t. y., jos atrodo silpnesnėmis, nei turėtų būti atstumu, paskaičiuotu Hablo metodu. Ir iš to padaryta išvada, kad Visatos plėtimasis spartėja! O šio atradimo autoriai 2011 m. gavo Nobelio premiją To reiškinio priežastis nepaaiškinta iki šiol, o jo aiškinimui įvedė paslaptingos tamsiosios materijos egzistavimą... Tai kaip nutinka, kad taikiai milijonus metų švietę žvaigždės staiga taip drastiškai miršta. Mokslininkai turi du informacijos šaltinius apie tai. Pirmasis yra nepaprastai galingi aukštos energijos gama spindulių pluoštai, atskriejantys iš tolimų dangaus kampelių. Dešimtmečius astronomai spėliojo apie jų kilmę, kol kosmoso zondai patvirtino tai, kas buvo spėjama: gama spindulių pluoštai yra ankstyvi perspėjimo signalai iš supernovų, išspinduliuojami kelios minutės prieš pat sprogimą. O žvelgdami ne į dangų, o į kompiuterinius supernovų modelius, kai kurie teoretikai mano, kad rado tą gaiduką, sukeliantį sprogimą. Trūkstamas elementas galėtų būti nepaprastai galingas aidas - žvaigždės giedamos gulbės giesmės garsas. 2004 m. pakilęs palydovas Swift4) skenuoja dangų gama spektre. Kai jis aptinka pluoštą, jis nukreipia į jų šaltinį, kad pastebėtų likutinį raudonį šviesos šaltinį, žymintį vietą, iš kur atsklido pluoštas. Jis taip pat siunčia perspėjimą astronomams Žemėje, kad šie galėtų pažvelgti ten su galingesniais teleskopais. 2006 m. vasario 18 d. Swift užregistravo spinduliavimo šaltinį Avino žvaigždyno kryptimi. Per 3 min. palydovas nustatė šaltinio koordinates ir pranešė observatorijoms. Po 2 d. Arizonoje esančiu teleskopu buvo nustatyta, kad spinduliavimas sklinda iš mažos netolimos galaktikos. Tai leido stebėti objektą ir matomo, ir infraraudonų spindulių spektruose. Po 3 d. tasai raudonis išblėso. Čilės šiaurėje esančiu VLT astronomai sekė tą blėsimą ir tada pastebėjo paryškėjimą. Žvaigždė sprogo maždaug po minutės, kai atsklido pluoštas, tačiau didžioji jos energija buvo nematomame ultravioletiniame ir rentgeno spindulių spektre. Matoma šviesa ryškėjo pamažu ir galiausiai tebuvo likęs likutinis raudonis. Pirmąkart astronomai stebėjo supernovą nuo pat pradžių. Praėjus 18 d., astronomai tebestebėjo ją. Pietų Kalifornijos Palomaro kalnuose prie Hale teleskopo (su 508 cm veidrodžiu) Avishay Gal-Yam1) turėjo 2 val. iki supernovai nusileidžiant per žemai, kad būtų galima stebėti. Vis dar ryški kaip milijardas saulių, supernova nustelbė visas savo galaktikos žvaigždes, skleisdama baltai rausvą šviesą dėl paskleistų radioaktyvaus nestabilių nikelio atomų skilimo. Išskaidytas spektras rodė esant įvairius elementus: silicį, kobaltą, kalcį, geležį ir kt.
Tada įvyksta sprogimas. Dideliu greičiu lekiančių čiurkšlių susidūrimai sukelia nepaprastai greitų elektronų kaskadas. Elektronai sukasi aplink čiurkšlių magnetinius laukus svaidydami į šalis gama spindulius. Po daugelio dienų, čiurkšlei išsisklaidžius į ploną dujų sluoksnį tarp žvaigždžių, ji ima generuoti matomų, infraraudonųjų ir radijo bangų spektrų bangas. 2006 m. sprogimas buvo blankesnis, matyt, todėl, kad žvaigždė nebuvo pakankamai masyvi, kas susidarytų juodoji skylė. Nors S. Woosley mano, kad panašūs procesai vyksta ir tada, kai supernovos centre lieka greitai besisukanti neutroninė žvaigždė (o ne juodoji skylė). Tačiau daugelyje sprogstančių žvaigždžių Žemės dydžio branduolys susispaudžia iki miesto dydžio neutroninę žvaigždę, kurios temperatūra pakyla iki 55 mlrd. Laipsnių. Tai maksimalaus susispaudimo taškas. Suspaustas branduolys atšoka kaip suspausta spurga, sukeldamas smūgio bangą, kuri ritasi lauk sprausdamasi pro į vis tebesiliejančią iš viršaus materiją. Kadaise astronomai manė, kad ši smūgio banga gali būti pakankama, kad suplėšytų žvaigždę ir sukeltų sprogimą. Pasirodo, kad tai nėra taip paprasta. Mokslininkai ištobulino kompiuterinį modelį ir nustatė, kad mažiau nei po tūkstančio sekundžių po smūgio bangos iš žvaigždės centro išsiveržė neutrinų, smulkių, beveik neturinčių masės el. dalelių, srautas. Neutrinai, gimę mirštančios žvaigždės širdyje, paėmė smūgio bangos energiją. Smūgio banga "įklimpo, ir supernova tapo tarsi užtaisyta. Turbulencinės sukrentančios dujos pradeda purtyti branduolį, priversdamas jį pulsuoti. Krisdamos iš išorinių sluoksnių, dujos apsiveja aplink branduolį, šokdamos jo paviršiumi ir prasiskverbdamos į vidų. Branduolys sužadinamas. Apie 0,8 sek. osciliacijos tampa tokios intensyvios, kas paskleidžia garso bangas, kurios padidina slėgimą priversdamos išsviesti materiją ir sustiprindamos smūgio bangą. Taip pat didina branduolio vibraciją tol, kol žvaigždė galiausiai sprogsta. Jei kas būtų pakankamai drąsus, kad prisiartintų, tai galėtų išgirsti garso bangas, maždaug Fa natą virš vidurinio C. Iš tikro, garso bangos gali būti negalutinis taškas. Tačiau Burrows modelis linkęs rodyti tendenciją apie kreivą sprogimą, kai žvaigždės sprogsta asimetriškai, labiau išlėkdamos į vieną pusę nei kitą. Tai galiojo 1987A supernovai, artimiausiai ir ryškiausiai supernovai nuo pat 1604 m. (apie šią žr. >>>>>>) Astronomai taip pat nustatė, kad keletas neutroninių žvaigždžių, likusių po supernovų, skrieja apie 800 km/s greičiu, tarsi būtų nežmoniškai stipriai pastumtos viena kryptimi. Garso bangų įrodymą galėtų duoti gravitacijos bangų (erdvėlaikio ratilų) paieškos Hanforde ir Livingstone. Einšteino bendrosios gravitacijos teorijos numatytos gravitacijos bangos dar niekada nebuvo tiesiogiai stebimos, tačiau jos gali būti sukeliamos milžiniškų masių sukrėtimų ir sukimosi metu. Ir jei garso bangos tikrai būną sprogstančios žvaigždės viduje, jos gali vibruoti tik tam tikrais dažniais, sukeldamos atitinkamas gravitacijos bangas. Tikimasi, kad davikliai galėtų jas užfiksuoti po supernovų sprogimų artimose galaktikose. Ar įmanoma nuspėti supernovą?
2009 m. astronomai stebėjo ryškų blyksnį, įvykusį už 65 mln. švm. - ir vis tik tasai SN 2009ip nebuvo toks ryškus kaip buvo tikėtasi
ir jis buvo įvardintas kaip apsišaukėlė supernova, t.y. nepaprastai smarkus išsiveržimas, vis tik nesunaikinęs žvaigždės. Vis tik
per kitus 3 m. žvaigždėje vyko daug greitų mirksėjimų tarsi būtų staigiai įjungiama ir išjungiama elektros lemputė. Galiausiai
2012 m. sprogo kaip netikėta supernova ją tyrinėja iki šiol, tačiau tai, kas vyko 2009-12 m. lieka neaišku.
2024 m. balandį švedų astrofizikų paskelbtame straipsnyje skelbiama apie Mergelės spiečiuje aptiktą neįprastą žvaigždę, kuri irgi
randasi 65 mln. švm. atstumu, tik skirtingai nuo SN 2009ip, ji neturėjo vandenilio ir buvo daugiausia vien iš helio. Ji 5 m. laikotarpyje
labai lėtai ryškėjo (tarsi lemputė būtų lėtai įjungiama naudojant reostatą)
prieš virstant 2023fyq supernova. Taip ji leido mokslininkams stebėti pirmąją supernovos paskleistą šviesą, vadinamąjį smūginį išmetimą.
Vis tik tasai žvaigždės aktyvumas prieš sprogimą lieka neaiškus. Laikoma, kad masyvi žvaigždė nepatiria tokių sparčių ryškumo svyravimų.
Paskutinėmis gyvavimo akimirkomis žvaigždės branduolys sparčiai evoliucionuoja, pašėlusiai bandydamas atsispirti triuškinančiai gravitacijos jėgai panaudodamas senkančias kuro atsargas.
Tačiau šioje stadijoje žvaigždė vis dar tokia didelė, kad bet kokia veikla jos branduolyje nespėja pasiekti jos paviršiaus. Tų pokyčių
stebėjimas yra rimtas iššūkis dabartinėms teorijoms. Viena gana įtikinama hipotezė nurodo į kelių žvaigždžių sąveiką. Žvaigždės gimsta
tankiuose dujų ir dulkių debesyse, kuriuose greta gali susidaryti kelios žvaigždės, vėliau sąveikaudamos tarpusavyje ir besikeisdamos
medžiaga. Ir būtent tas medžiagų apsikeitimas gali paaiškinti SN 2009ip ryškumo kitimus prieš sprogimą, o taip pat 2023fyq vandenilio
trūkumą. Jų porininke gali būti kita masyvi žvaigždė arba, galbūt, net juodoji skylė.
Vis tik ne visi išsiveržimai baigiasi supernova. Štai 1840 m. Banginio Etą, 100 kartų už Saulę masyvesnę žvaigždę,
ištiko Didysis išsiveržimas, į erdvė išmetant masę, 30 kartų viršijančią Saulės masę. Ir nors tai buvo nepaprastai galingas išsiveržimas, jis žvaigždės nesunaikino.
Taigi, ar visos žvaigždės paskelbia apie savo išėjimą? Mokslininkai nėra tikri. Iš pirmo žvilgsnio, normalios supernovos buvo stebimos
su išankstiniais išsiveržimais. Gal tuos įvykius geriau stebėti leis 2025 m. planuojama Vera C. Rubin observatorija,
būsianti 40 kartų jautresnė už bet kurią kitą. Atskleista supernovos paslaptis?
Maždaug prieš 330 m. sprogo masyvi žvaigždė Kasiopėjos žvaigždyne. Ją pastebėjo britų astronomas John Flamsteed'as3),
stebėjęs žvaigždę, kuri neatitiko jokio žinomo žvaigždėlapio. Supernovo likučiai, Cassiopea
A, buvo tam tikra paslaptimi astronomams. Mat supernovos po savęs palieka labai tankų kūną, juodąją skylę
arba neutroninę žvaigždę. Tačiau ištisus dešimtmečius Cassiopea A centre nebuvo pastebima joks objektas.
Tačiau 1999-ais Chandra rentgeno observatorija pagaliau nustatė esant kietą kūną, tačiau jis
neatitiko astronomų įsivaizdavimo apie neutroninę žvaigždę, kuri turi stiprų besisukantį magnetinį lauką,
kuris tarytum parodo jas kaip pulsuojančias. Tuo tarpu objektas Cassiopea A centre spinduliavo vienodai. O ir
rentgneno spindulių energija neatitiko astronomų lūkesčių.
Craig Heinke5) su kolega Wynn Ho iš Anglijos mano, kad gali tai paaiškinti. Ten iš tikro yra neutroninė žvaigždė,
kurią supa anglies atmosfera, kuri leidžia žvaigždei švytėti ryškiai žydra spalva ir gali paaiškinti neįprastą
rentgeno spinduliavimą. Taip gali būti dėl žvaigždės jauno amžiaus
su laiku ji sukaups vandenilio ir helio ir ims suktis greičiau. Apie tai rašoma 2009 m. lapkričio pradžioje Nature žurnale. 2006 m. rugsėjį aptikta ypač galinga supernova SN2006gy 238 mln. švm. nutolusioje NGC 1260 galaktikoje (Persėjaus žvaigždynas), ištisus
3 mėn švietusi apie 100 kartų ryškiau už kitas tokiu būdu baigiančias savo gyvenimą žvaigždes. Mokslininkai tai aiškino tuo, kad
daug energijos turintys gama spinduliai žvaigždės viduje virsta elektronų-pozitronų poromis, kas sukelia energijos praradimą. Normaliomis
sąlygomis tai turėtų palaikyti žvaigždės vidinį slėgį, tačiau šiuo atveju tai sukelia žvaigždės kolapsą, kurio metu išspinduliuojami milžiniški energijos kiekiai.
Manoma, kad pradinė žvaigždė buvo žydroji cefeidė<.
Kai kas laiko, kad tai sukėlė kvarkinės žvaigždės susidarymą. Mokslininkai po 10 mėn. stebėjimo spėja (2016 m.), kad ryškiausia kada nors stebėta supernova (ASASSN-15lh,
užregistruota 2015 m. ir esanti už 4 mlrd. šviesmečių nutolusioje galaktikoje - jos ryškumas 20 k. viršijo Paukščių tako šviesumą),
iš tikro yra supermasyvi juodoji bedugnė,
prarijusi Saulės dydžio žvaigždę, kurios likučiai suformavo akrecinį diską, tapusį intensyvaus spinduliavimo šaltiniu. Kompozicinė E0102 nuotrauka
Orbitinių Hubble teleskopo ir Chandra
rentgeno observatorijos duomenų dėka buvo sudarytas kompozicinis supernovos liekanų E0102
Mažajame Magelano debesyje vaizdas. Jo sukūrimui panaudoti 25 Čandra stebėjimai,
atlikti 10 m. laikotapyje, kurių bendra trukmė 78 val. Tada gautas rentgeno
vaizdas uždėtas ant Hubble gauto optinio vaizdo. Ši supernova sprogo kažkur prieš 1-2 tūkst. m., tačiau apie ją nėra jokių istorinių paminėjimų, tad lieka kliautis vien tik jos vaizdu. Kad ūkas įgautų panašią į cilindrą formą,
sprogimas turėjo būti nesimetrinis arba spėti, kad neužilgo iki sprogimo žvaigždė savo galingu vėju išpūtė ertmę ją supančiose dujose. Parengė Cpt.Astera's Advisor 1) Avišai Gal-yamas (g. 1970 m.)- žydų astrofizikas, profesorius Weizmanno un-to el. dalelių ir astrofizikos fakultete.
Domėjimosi sritys: supernovos (superryškios supernovos; aptikimas ir tyrinėjimas netrukus po jų sprogimo ir kt.), gama pliūpsniai,
astronominių duomenų tvarkymas, tarpžvaigždinė terpė, astrofizikinių instrumentų konstravimas. Yra paskelbęs per 350 straipsnių.
2) Stanas Vuslis (Stanford Earl Woosley, g. 1944 m.) amerikiečių fizikas,
užsiimantis aukštų energijų astrofizika, ypač supernovomis (kaip ir masyvių žvaigždžių evoliucija) ir gama spindulių
pliūpsniais. Taip pat domisi branduoline sinteze, hidrodinamika ir tų reiškinių radiaciniu pernešimu. Nagrinėja HETE-2
palydovo duomenis. Anot jo, gama pliūpsniai kyla, kai žvaigždės pernelyg masyvios ( > 50 Saulės masių), kad sprogtų
kaip supernovos jos virsta hipernovomis, kurios tampa juodosiomis bedugnėmis. 3) Džonas Flemstidas (John Flamsteed, 1646-1719) anglų pirmasis karališkasis astronomas, parengęs
3000 žvaigždžių katalogą Catalogus Britannicus (1712-25) ir žvaigždžių atlasą Atlas Coelestis (1729) abu išleisti po
mirties. Taip pat parengė Mėnulio judėjimo lenteles (1673). Jis pirmasis dokumentavo Urano stebėjimus (nuo 1690 m.
gruodžio), nors jį klaidingai laikė žvaigžde. Jis padėjo kertinį akmenį Karališkajai Grinvičo observatorijai, tapęs pirmuoju
jos direktoriumi (nuo 1675 m.). 1681 m. jis spėjo, kad 1680 m. lapkritį ir gruodį stebėtos dvi kometos iš tikro yra ta pati
(Didžioji 1680-ųjų kometa), kai iš pradžių ji artėjo prie Saulės, o po to tolo. Su tuo iš pradžių nesutiko
I. Niutonas, tačiau vėliau pritarė ir pasiūlė,
kad kometos, kaip ir planetos, sukasi ištęstomis elipsinėmis orbitomis aplink Saulę. Netrukus Dž. Flemstidas sužinojo ir
supyko, kad I. Niutonas su E. Halio pagalba gavo jo stebejimų užrašus. 4) Neil Gehrelso Swifto observatorija - NASA
trijų teleskopų (BAT, XRT, UVOT) kosminė observatorija, skirta gama pliūpsnių (GBR) tyrimui.
Iškelta Delta II raketa 2004 m. lapkričio 20 d. Misiją prižiūrėjo Pensilvanijos un-tas kaip NASA MIDEX programos dalyvis. 2018 m. observatorijai
suteiktas pagrindinio jos vadovo Neil Gehrelso (1952-2017) vardas Pradžioje numatyta gama pliūpsnių aptikimui, vėliau pradėta naudoti kaip bendros paskirtis
daugiabangė observatorija. Iki šiol ji aptiko per 1000 GBR, tarp jų yra ir pats galingiausias GRB 190114C, kurio energija siekia 1 TeV, aptiktas 2019 m. sausio 14 d.
5) Kregas Heinkė (Craig O. Heinke) - kanadiečių astrofizikas, Albertos un-to profesorius. Tyrimų dėmesys nukreiptas į kompaktines žvaigždes
(baltąsias nykštukes, neutronines žvaigždes, juodąsias skyles) ir
kaip žvaigždės sąveikauja tankiuose spiečiuose, stebint įvairiais bangų diapazonais (rentgeno, matomos šviesos,
ultravioletinių ir infraraudonųjų spindulių, radijo). 6) Vilhelmas Klinkerfusas (Ernst Friedrich Wilhelm Klinkerfues, 1827-1884) vokiečių astronomas ir meteorologas, atradęs
6 kometas ir skelbęs orų ataskaitas. 1860 m. vadovavo ekspedicijai į Ispaniją Saulės užtemimo stebėjimui. Nuo 1868 m. buvo Giotingeno
observatorijos direktoriumi. Pagrindinis jo darbas puiki mokymo priemonė Teorinė astronomija (1871). 1881 m. paskelbė platų Mėnulio
žemėlapį. Be astronominių stebėjimų užsiėmė terpės ir šviesos šaltinio judėjimo poveikiu spindulių lūžimui, spektrine analize ir
kitkuo. Sukūrė hidrometrą, užpatentuotą 1877 m. Jo garbei be 6 kometų pavadintas ir asteroidas 112328.
7) Evris Šacmanas (Evry Léon Schatzman, ) - prancūzų astrofizikas ir astrofizikos populiarintojas, vadinamas šiuolaikinės
prancūzų astrofizikos tėvu. Nuo 1949 m. 27-is metus dėstė astrofiziką Paryžiaus un-te. 1964 m. Paryžiaus priemiestyje Miodone įrengė astrofizikos laboratoriją.
Nuo 5-ojo dešimtm. tyrinėjo baltąsias nykštukes. Buvo vienas Saulės karūnos
banginio kaitinimo teorijos propaguotojų. Parašė vadovėlį Bendroji astrofizika (1959, su Jean-Claude Pecker), Baltosios nykštukės (1958) ir pora kitų knygų.
Buvo skeptikas ir pasisakė prieš pseudo-mokslinių teorijų laisvą skleidimą.
8) Zdenekas Kopalas (Zdenek Kopal, 1920-2010) čekų astronomas, daugiausia dirbęs Anglijoje. Pradžioje tyrinėjo kintamąsias
žvaigždes. Po Antrojo pasaulinio karo dirbo Mančesterio un-te. Vėliau buvo NASA konsultantu Apollo programoje.
Parašė per 20 monografijų, iš jų svarbiausia buvo Įvadas į užsidengiančias kintamąsias žvaigždes (1946), kurioje įrodė, kad tokios
dvinarės sistemos negali turėti sferinės formos, o yra deformuotos į lašo formas. Buvo poros žurnalų vyr. redaktoriumi. Jo garbei pavadintas asteroidas 2628. 9) Solas Perlmuteris (Saul Perlmutter, g. 1959 m.) - amerikiečių astrofizikas, Nobelio premijos laureatas (2011),
už greitėjančio Visatos plėtimosi atradimą stebint tolimąsias supernovas. Šiuo metu vadovauja Supernova Cosmology ir SNAP projektams.
10) Brajanas Šmidtas (Brian Paul Schmidt, g. 1967 m.) - amerikiečių kilmės australų astrofizikas,
Nobelio premijos laureatas (2011),
už greitėjančio Visatos plėtimosi atradimą stebint tolimąsias supernovas. Šiuo metu vadovauja prokjektui pietų pusrutulio
dangaus tyrinėjimui SkyMapper teleskopu. 2016 m. pasirašė laišką, reikalaujantį nutraukti kovą su GMO. Su žmona užsiima ir vynuogininkyste;
per Nobelio premijos įteikimo ceremoniją Švedijos karaliui Karlio XVI Gustavui įteikė butelį vyno iš savo rūsio.
11) Adamas Risas (Adam Guy Riess, g. 1969 m.) - amerikiečių astrofizikas, Nobelio premijos
laureatas (2011), už greitėjančio Visatos plėtimosi atradimą stebint tolimąsias supernovas. Nuo 1998 m. kartu su B. Šmidtu ieško supernovų,
tais pačiais metais, vadovaujant S. Perlmuteriui, nustatė greitėjantį Visatos plėtimąsi. 2002-07 m. ieškojo supernovų panaudojant
Hablo teleskopą. Žinomas ir bandymais išmatuoti Hablo konstantą. Papildoma literatūra:
Papildomai skaitykite:
|
1995 m. sausio mėn. GRB pademonstravo neįtikėtiną galią. Šis šaltinis turėjo būti 1045 vatų galingumo, t.y. jo ryškumas turėjo būti 1019 kartų
didesnis nei mūsų Saulės. Ir nors kiti žinomi kosmoso kataklizmai, tokie kaip 
S. Woosley2) su kolegomis modeliuoja supernovų sprogimus kompiuteryje. Jie pradėjo nuo žvaigždės, maždaug 40 kartų masyvesne už Saulę, besisukančią
taip smarkiai (keli šimtai mylių per sekundę greičiu ties pusiauju), kad vos laikosi nenusimetusi išorinių sluoksnių. Prieš
gyvenimo pabaigą, nesugebėdamas pasipriešinti nuosavai traukos jėgai, žvaigždės branduolys sukrenta sukurdamas 
