— Objavljeno 01/03/2012 / Čovjek i svemir 3 (2011. – 2012.).
Neke zvijezde završavaju svoj život spektakularnom eksplozijom koju nazvamo supernovom. U toj se eksploziji vanjski slojevi zvijezde razlete u okolni prostor, a unutrašnjost se sažme u mali i brzorotirajući objekt - pulsar. Oba ostatka supernove, i okolna šireća ljuska i središnji kompaktni objekt, imaju dovoljno energije da još tisućama godina zrače. No, to je zračenje bitno različito od zračenja obične zvijezde poput Sunca. Ostaci supernova emitiraju tek mali dio svoje energije u vidljivom području. Većina je njihove emisije u obliku rendgenskog i gama-zračenja. Jedan od najpoznatijih ostataka supernove, maglica Rakovica, čak služi kao standardna svijeća za visokoenergijsku gama-astronomiju.
Eksplozije velikih zvijezda
Noćno nebo, koje ljude fascinira od davnina, vjerojatno je dovelo do ideje vječnosti. Možda i do ideje drugog svijeta koji je trajan (i stoga savršen), za razliku od Zemaljske okoline koja je prolazna (i stoga nesavršena). Naime, iz naše perspektive nebo djeluje nepromjenjivo. Postoji, doduše, noćno kruženje nebeskog svoda, postoje razlike ljetnog i zimskog zvjezdanog neba. No, u dnevnom ili godišnjem ritmu sve se opet ponavlja tijekom mnogih ljudskih generacija.
Danas znamo da je nebeska nepromjenjivost samo privid do kojeg dolazi iz vrlo jednostavnog razloga: ljudski je vijek mnogo kraći od trajanja bilo koje zvijezde. Znamo da zvijezde nastaju, razvijaju se i nestaju. U prenesenom smislu možemo reći da se rađaju i umiru. Ali, za razliku od ljudi, zvijezde žive milijunima ili čak milijardama godina. Naše je Sunce staro gotovo pet milijardi godina i tek je na polovici svojeg životnog puta. Što je zvijezda masivnija to kraće živi. No, čak i one najmasivnije zvijezde traju neusporedivo dulje od ljudi.
Drugi je razlog prividne nepromjenjivosti noćnog zvjezdanog svoda taj što živimo u relativno mirnom kutku svemira. Naziv SVEopći MIR zapravo je neodgovarajući za cijeli univerzum budući da njime, prema današnjim spoznajama, dominiraju siloviti procesi i neprekidne promjene. Gotovo ništa od toga nije vidljivo golim okom.
Ipak, bilo je kroz ljudsku povijest opažanja zvjezdanog neba koja su ukazivala na nesavršenost nebesa. Puno prije pojave teleskopa ljudi su znali vidjeti, doduše vrlo rijetko, iznenadnu pojavu nove zvijezde na nebu. Nova je zvijezda obično bila toliko sjajna da ju je teško bilo ne opaziti. Ona je izmijenila izgled zviježđa u kojem se pojavila, no ne zadugo. Nakon nekoliko dana, eventualno mjeseci, ponovo je isčezla. Takve iznimne znakove na nebu ljudi nisu razumjeli pa su im pripisivali razna mistična značenja.
U naše doba pojava nove zvijezde više nije tajnovit događaj. Zahvaljujući snažnim teleskopi ma možemo, gotovo svakodnevno, opažati nove i supernove u drugim galaksijama. Zahvljujući razvoju astrofizike znamo kako nove i supernove nastaju. Naziv nova, koji se koristi i u engleskom, dolazi od latinskog nova stella (nova zvijezda). Supernova je, kao i nova, iznenadna pojava dotad nepostojeće zvijezde na nebu. No, supernova nastaje na bitno drukčiji način i sjaji puno intentzivnije.
Nova je, zapravo, ponovno rođena zvijezda. Nastaje, pod određenim uvjetima, iz bijelog patuljka koji se nalazi u dvojnom sustavu s crve nim divom. I bijeli patuljak i crveni div su stadiji u razvoju tipične zvijezde. Kad zvijezda poput Sunca potroši svoje zalihe termonuklearnog goriva onda prolazi kroz završne faze razvoja: najprije se rastegne u crvenog diva pa se potom sažme u bijelog patuljka. U dvojnom sustavu zvijezde obi čno nemaju baš iste mase. Stoga ne prolaze kroz sve faze razvoja istodobno. Ako je jedna zvijezda već postala bijeli patuljak, a druga se tek razvija u crvenog diva onda je moguć prelazak dijela mase s jedne zvijezde na drugu. Zbog rotacije i očuvanja kutne količine gibanja, masa crvenog diva “omata” se u orbitu bijelog patuljka (taj proces nazivamo akrecijom). Nadalje, ako bijeli patuljak akrecijom navuče na sebe dovoljno vodi ka njegova masa može premašiti granicu pri kojoj dolazi do pokretanja lančane termonuklearne reakcije. Drugim riječima, zvijezda koja se ranije bila ugasila sada se ponovo pali. Kao kamin koji je tinjao pa se ponovo naglo rasplamsao kad smo u njega ubacili svežanj suhih grana. Naglo “rasplamsavanje” bijelog patuljka sa Zemlje opažamo kao novu. U našoj se galaksiji godišnje može opaziti oko 40 događaja tog tipa. Također, dvadesetak godišnje vidljivo je u najbližoj susjednoj galaksiji, Andromedi, i još pokoji u drugim susjednim galaksijama.
Postoje supernove tipa Ia, Ib i Ic. Kao što kod tipa Ia stabilnost zvijezde naruši materija dodana akrecijom, tako kod tipova Ib i Ic nestabilnost naruši materija izgubljena zbog akrecije na drugu zvijezdu ili zbog “otpuhivanja” materije zvjezdanim vjetrom. Uglavnom, zvijezda (koja je još dosta bogata helijem) razlijeće se u okolni prostor. Kod supernove tipa Ib i Ic nema središnjeg ostatka koji je tipičan za tip II.
Nastanak supernove tipa II puno je dramatičniji. Radi se o pojavi čija energija daleko nadmašuje energiju nove (otprilike stotinu puta) i čiji sjaj čak nadmašuje sjaj galaksije domaćina. Zato su supernove vidljive i u nama dalekim galaksi jama. Supernova tipa II nastaje iz vrlo masivne zvijezde, zvijezde čija masa premašuje devet masa Sunca. Nakon što takva zvijezda potroši svoje termonuklearno gorivo njezino središte naglo kolabira u vrlo gusti objekt, a vanjski se slojevi spektakularno razlete u okolni međuzvjezdani prostor (nazivamo ih ostatkom supernove). Središnji kompaktni objekt najčešće postaje brzorotirajuća neutronska zvijezda (nazivamo ga pulsarom). I ostatak supernove i pulsar izvori su visokoenergijskih gama-zraka.
Ostaci supernova
Veliku rastuću strukturu, koja nastaje nakon eksplozije supernove i širi se u okolni međuzvje zdani prosor, nazivamo ostatkom supernove. Uobičajena oznaka za ostatak supernove je SNR (što je akronim nastao od engleskog naziva super nova remnant). SNR je zapravo plinovita maglica koja zrači u svim područjima elektromagnetskog spektra: od radiovalova do gama-zračenja. Zrače nje nastaje zbog međusobnih sudara izbačene tvari te zbog sudara te tvari s okolnom međuzvje zdanom tvari (plinom i prašinom).
Vanjski slojevi zvijezde izbačeni pri eksploziji supernove šire se od središta brzinom od čak 30000 km/s (što je 10% brzine svjetlosti u vakuumu). S obzirom da ta brzina znatno nadmašuje lokalnu brzinu zvuka (koja ovisi o stanju međuzvjezdane tvari koja inače ispunjava taj prostor) formira se snažni udarni val. To znači da u malom području ispred nadolazeće fronte izbačene zvjezdane tvari nastaje nagla promjena tlaka, gustoće i temperature. Materija koja se nađe u tom području zagrijava se na temperature više od milijun kelvina. Nabijene čestice stoga dobiju tako veliku energiju da počnu zračiti u rendgenskom području. Dakle, rubno područje ostatka supernove pojačano zrači u rendgenskom području. Zato se na rendgenskim snimkama (dobivenim s pomoću satelitskih detektora) lijepo ocrtava oštri rub maglice.
Nabijene čestice u gibanju predstavljaju električnu struju, a struja je izvor magnetskog polja. Isto tako, nabijene čestice u magnetskom polju emitiraju elektromagnetsko zračenje. To zračenje nazivamo sinkrotronskim zračenjem. U ostatatku supernove sinkrotronsko se zračenje, zbog velike energije nabijenih čestica, proteže od radiopodručja do rendgenskog područja.
Gama-zrake u ostatku supernove nastaju na posebno zanimljiv način. Iste nabijene čestice koje su stvorile sinkrotronsko zračenje (to su tipično visokoenergijski elektroni) nalijeću na to zračenje i u interakcijama čestica-foton proizvode visokoenergijske fotone. Recimo, visokoenergijski elektron može se sudariti s niskoenergijskim fotonom iz sinkrotronskog zračenja. Pritom elektron preda svoju energiju fotonu i nakon sudara ostane niskoenergijski elektron i visokoenergijski foton (gama-zraka). Taj proces nazivamo inverznim Comptonovim raspršenjem.
Pulsari
Konačno, središnji kompaktni dio koji preostane nakon eksplozije supernove tipa II nazivamo pulsarom. Pulsar je brzorotirajuća neutronska zvijezda. Takav objekt predvidjeli su još 1934. godine švicarski astronom Fritz Zwicky i njemački astronom Walter Baade (obojica su u to vrijeme radili u Americi). Prvi je pulsar otkriven 1967. godine (u radiopodručju), a danas ih je katalogizirano na tisuće.
Neutronska zvijezda je prilično bizaran astronomski objekt. Njezina masa je tek malo veća od mase Sunca (tipično 1,4 mase Sunca), a ima polumjer od svega 10 km. Kao posljedica, gustoća neutronske zvijezde je ogromna – čak do 8 ·1017 kg/m3, što je gušće od atomske jezgre. Cijela ta zvijezda je zapravo jedna velika atomska jezgra. Sastoji se uglavnom od neutrona, neutralnih čestica atomske jezgre. Određeni postotak neutronske zvijezde mogli bi činiti i neutralni hiperoni, lambda-čestice, koje sadrže po jedan strani kvark. Nevjerojatno brza rotacija posljedica je očuvanja kutne količine gibanja, kao kod klizačice na ledu koja se brže zavrti kad skupi ruke uz tijelo. Periodi rotacije pulsara kruću se od svega par milisekundi do par sekundi.
Zbog ekstremnih uvjeta u okolini pulsara (izuzetno snažnog magnetskog i gravitacijskog polja) tvar iz okoline biva ionizirana i ubrzana do velikih energija. Kao i kod ostatka supernove, nabijene čestice u snažnom magnetskom polju emitiraju sinkrotronsko zračenje. Gama-zrake koje pritom nastaju usmjerene su unutar relativno uskog snopa. Kako se os emisijskog snopa ne poklapa s osi rotacije pulsara, sa Zemlje se opaža vrlo pravilna promjena intenziteta (pulsacija). Pulsevi su najprije (još davne 1967. godine) opaženi u radiopodručju. Kasnije su opaženi i u drugim područjima elektromagnetskog spektra, primjerice u optičkom području. Konačno, 2008. godine je Čerenkovljevim teleskopima MAGIC opažena pulsacija u visokoenergijskom gama području, iznad 25 GeV.