Supernowe w Galaktyce

Supernowe w Galaktyce

Sebastian Soberski
Wybuchy supernowych przekazują do ośrodka międzygwiazdowego olbrzymie ilości energii. Pozostałości po eksplozjach mogą być obserwowane nawet przez kilkadziesiąt tysięcy lat po zdarzeniu. W chwili obecnej znanych jest ponad 265 pozostałości po wybuchach supernowych (SNRs) w Galaktyce, zidentyfikowanych dzięki obserwacjom w zakresie radiowym widma elektromagnetycznego. Badania obiektów typu SNR dają wgląd w interakcję pomiędzy ekspandującą otoczką a ośrodkiem międzygwiazdowym. Podczas wybuchu obserwowane są cząstki przyspieszane przez czoło fali uderzeniowej. Ponadto produktem eksplozji supernowej (SNe) może być gwiazda neutronowa, która również wnosi swój wkład w ewolucję Galaktyki. Obserwacje w zakresie promieniowania X oraz w dziedzinie radiowej są podstawą przy konstruowaniu modelu SNe

1. Wstęp

Rys. 1 Mgławica Krab — najświeższy obraz pozostałości po wybuchu supernowej z roku 1054, uzyskany aparatem FORS w ognisku 8,2 m teleskopu zespołu VLT obserwatorium ESO na górze Paranal w Chile. Ta spektakularna supernowa była obserwowana w ciągu dnia w Chinach i prawdopodobnie przez Indian Anasazi. Kolor czerwony wskazuje obszary, w których elektrony rekombinują z protonami, tworząc neutralny wodór, a w obszarach jasnoniebieskich elektrony wirują wokół linii pola magnetycznego wewnętrznej mgławicy. W centrum tego obszaru znajduje się pulsar: gwiazda neutronowa wirująca z szybkością 30 obrotów na sekundę. Żródło: NASA, ESA, J. Hester, A. Loll (ASU)

Eksplozje supernowych (SNe) należą do jednych z najbardziej spektakularnych wydarzeń we Wszechświecie. Historyczne SNe były obserwowane nawet gołym okiem w świetle dnia. Systematyczne obserwacje galaktyk pozwalają odkrywać wiele SNe w ciągu roku, które to mają jasność porównywalną z jasnością całej galaktyki przez okres od kilku dni do tygodni. Pozostałości po supernowych (SNR) są jednymi z najjaśniejszych obserwowanych źródeł radiowych. Pierwszy obiekt, który został sklasyfikowany jako SNR, zaobserwował J.G. Bolton w 1949 r. Bolton zidentyfikował mgławicę Krab (M1, NGC 1952) jako radioźródło Taurus A. Później zidentyfikowano i badano na falach radiowych znacznie więcej tego typu obiektów. Badania te zostały komplementarnie rozwinięte dzięki obserwacjom w zakresie X prowadzonym przez Bernda Asenbacha. SNe oraz SNR mają kluczowe znaczenie dla właściwości ośrodka międzygwiazdowego (ISM) oraz na ewolucję Galaktyki jako całości. Wzbogacają ośrodek międzygwiazdowy w ciężkie elementy, wstrzykują energię na poziomie około 1051 erga, natomiast ekspandująca fala uderzeniowa kształtuje i podgrzewa ośrodek międzygwiazdowy, kompresuje pole magnetyczne oraz przyspiesza cząstki obserwowane w postaci promieniowania korpuskularnego Galaktyki. SNe mogą być dobrymi „detektorami” obszarów formownia nowych gwiazd oraz gwiazd neutronowych pozostałych po wybuchu.

2. Taksonomia supernowych

Klasyfikacji supernowych dokonano na podstawie różnic widmowych we wczesnej fazie wybuchu. Podstawowym kryterium spektralnym jest obecność (typ SNI) lub brak (typ SNII) linii wodoru (seria Balmera). Dodatkowe fakty obserwacyjne wymusiły powstanie licznych podgrup klasyfikacyjnych. Bardzo istotnym czynnikiem podczas klasyfikacji jest mechanizm wybuchu (wybuch termojądrowy lub zapadnięcie jądra) zależny ściśle od masy progenitora. Mechanizm polegający na zapadnięciu jądra zachodzi w bardziej masywnych gwiazdach (SNIb/c, SNII-P) w porównaniu do mechanizmu opartego na wybuchu termojądrowym (SNIa, SNII-L). W pierwszym przypadku pozostaje po wybuchu gwiazda neutronowa, natomiast w drugim cała gwiazda będąca progenitorem jest rozrywana podczas eksplozji termonuklearnej i pozostaje tylko ekspandująca otoczka (shell).

3. Statystyka

Prędkość powstawania supernowych zależy od aktywności gwiazdotwórczej, czyli musi zależeć od typu galaktyki. W przypadku naszej Galaktyki oczekujemy jednego takiego zdarzenia — wybuchu supernowej (SNe) na 30–50 lat. Około 80% SNe polega na zapadnięciu jądra, a zaledwie 20% to przypadki, gdzie głównym mechanizmem wybuchu jest eksplozja termojądrowa. Z punktu widzenia statystyki bardzo pomocny jest internetowy katalog radiowych SNR opublikowny przez Davida Geena (http://www.mrao.cam.ac.uk/surveys/snrs). W chwili obecnej zawiera on 265 obiektów wraz z podstawowymi znanymi faktami dotyczącymi każdego z nich oraz wyczerpującą bibliografią obejmującą obserwacje od zakresu radiowego aż do promieniowania X.

Tylko mała część obiektów widzianych w zakresie radiowym jest zidentyfikowana w dziedzinie promieniowania X czy optycznej. Zwiększenie czułości obserwacji powoduje podwyższenie wykrywalności takich źródeł promieniowania. Obserwacje w zakresie X za pomocą satelity ROSAT pozwoliły znaleźć wielu kandydatów (SNRc), którzy w najbliższym czasie zwiększą frakcję (obecnie około 30%) radiowych SNR widocznych w świetle rentgenowskim. Jednakże należy pamiętać, że przegląd ROSAT wykonany został w zakresie relatywnie niskich częstości pasma X, więc sporym ograniczeniem będzie znacząca absorbcja promieniowania pochodzącego od odległych obiektów leżących w płaszczyźnie Galaktyki.

Dane zawarte w katalogu Greena pochodzą z przeglądów nieba oraz dedykowanych obserwacji. Można zadać sobie pytanie, na ile ten katalog jest kompletny? Statystyki pokazują, że podczas ostatnich 2000 lat powinno dojść do około 40 zjawisk SNe. Wygląda na to, że obecne przyrządy pomiarowe mają zbyt małą czułość, aby zarejestrować SNe zachodzące w typowych warunkach ISM wewnątrz Drogi Mlecznej. Masywne gwiazdy zwykle znajdują się w gromadach, w związku z tym okres widoczności ekspandującej otoczki jest bardzo zredukowany przez gęste obłoki molekularne. Zwarte obłoki zjonizowanego wodoru (obszary HII) mają podobne widmo jak SNR typu „plerionicznego” (w odróżnieniu od SNR typu pierścieniowego, obiekty plerioniczne są jasne również w centrum). Na szczęście jednak obszary HII są źródłem emisji termicznej — niespolaryzowanej, w odróżnieniu od SNR będących źródłami emisji synchrotronowej — spolaryzowanej. Innym ograniczeniem detekcji SNR może być efekt konfuzji przez pozagalaktyczne źródła punktowe. Można się spodziewać, że starsze SNR, które są zarazem słabsze, również stanowią dużą frakcję jeszcze nie odkrytych obiektów.

Podsumowując statystyki, widać, że mamy deficyt starych i niezbyt jasnych oraz młodych i odległych obiektów SNR. Nakłada to specjalne wymagania na planowane obserwacje: (1) jasność powierzchniowa SNR powinna być większa niż limit czułości obserwacji; (2) rozmiar kątowy SNR powinien kilkakrotnie przewyższać zdolność rozdzielczą obserwacji.

4. Historyczne supernowe

Rys. 3 Rozmieszczenie historycznych supernowych w Galaktyce (patrz — rozkładówka)

Większość historycznych supernowych, które wybuchły w ciągu ostatnich 2000 lat, została zidentyfikowana w naszych czasach poprzez optyczne obserwacje ich ekspandujących pozostałości. Wśród zidentyfikowanych obiektów są między innymi pozostałości typu „shell” po wybuchu SN 1006, SN 1572 (Tycho) oraz SN 1604 (Kepler). Zidentyfikowano również obiekty typu plerionicznego: SN 1054 (Taurus A/M1) oraz SN 1181 (3C 58), natomiast SN386 (G11.2-0.3) posiada typ morfologiczny pośredni.

Tabela 1

Tabela zawiera listę historycznych obserwacji obiektów, które były lub mogły być supernowymi.

Rok/DataGwiazdozbiórJasność (m)Zidentyfikowana pozostałość (SNR)/Miejsce obserwacji/Komentarz
2241 BC???-10Prawdopodobne obserwacje wspomniane w kilku źródłach historycznych
352 BC??Chiny — pierwsza taka udokumentowana obserwacja (Hellemans/Bunch)
4 BC springAql?Chiny
185 ADCen-2G315.4-2.3 — Chiny
369??Chiny
386Sgr?G11.2-0.3? — Chiny
393/396Sco-3SNR 393 — Chiny
437?Gem

827?Sco/Oph-10
902?Cas0
1006/Apr 30Lup-9 +/-1SNR 1006 — Bliski Wschód, Chiny, Japonia, Europa
1054/Jul 4Tau-6M1 — Chiny, Północna Ameryka (?), Bliski Wschód, Japonia
1181/Aug 6Cas-13C 58 — Chiny, Japonia
1203 ?Sco0
1230 ?Aql?
1572/Nov 6Cas-4Tycho SNR — Europa (Tycho Brahe SN)
1592 ?Cet?Korea; prawdopodobnie Nova
1592 ?Cas?Korea; prawdopodobnie Nova
1592 ?Cas?Korea; prawdopodobnie Nova
1604/Oct 9Oph-3Kepler SNR — Europa (Johannes Kepler SN)
1680?


1667Cas?Cas A — prawdopodobnie Europa (John Flamsteed?)

Warto zwrócić uwagę na fakt, że SNR Cas A oraz SNR RXJ0852.0-4622 należą do grupy obiektów, wewnątrz których odkryto izotop Ti44. Czas połowicznego rozpadu Ti44 to 90,4 lat, co jest bezpośrednim dowodem młodego wieku tych pozostałości (SNR). Taki dowód w przypadku Cassiopei A był bardzo istotny, bo co prawda podejrzewano, że jest to pozostałość po SN 1680, jednak z powodu braku wiarygodnych obserwacji historycznych istniały pewne wątpliwości.

Tabela 2

Tabela zawiera listę potwierdzonych wybuchów galaktycznych supernowych w ciągu ostatnich 2000 lat.

RokDataGwiazdozbiórRADecJasność (m)Zidentyfikowana pozostałość (SNR)/Komentarz
185 AD
Cen14 43,1-62 28
SNR: G135.4-2.3/RCW 86
386
Sgr18 11,5-19 25
SNR: G11.2-0.3 (?)
393/396
Sco17 14-39,80-33źródła radiowe prawdopodobne — SNR:G347.3-0.5(?)
1006Apr 30Lup15 02,8-41 57-9 +/-1SNR: PKS 1459-41
1054Jul 4Tau05 34,5+22 01-6M1
1181Aug 6Cas02 05,6+64 49-13C 58
1572Nov 6Cas00 25,3  +64 09-4Tycho
1604Oct 9Oph17 30,6-21 29-3Kepler
1680?1667?Cas23 23,4+58 506?Cas A SN (SNe nie zaobserwowane)
1870Sgr17 48,0-27 10G1.9+0.3 (SNe nie zaobserwowane)

5. Nowe fakty obserwacyjne

5.1. Tempo powstawania supernowych w Galaktyce

Promieniowanie gamma pochodzące z rozpadu radioaktywnego Al26 pierwszy raz zarejestrowano w 1978 r. Pochodziło ono z przestrzeni kosmicznej. Wiedząc, że okres połowicznego rozpadu aluminium jest równy około 720 000 lat, uzyskano bezpośredni dowód na zachodzenie również obecnie procesu nukleosyntezy w młodych, niedawno uformowanych gwiazdach.

Rys. 4 Wykorzystując satelitę INTEGRAL należącego do ESA (European Space Agency), potwierdzono w 2006 r. istnienie procesu produkcji radioaktywnego aluminium (Al26) w masywnych gwiazdach i supernowych umiejscowionych w Galaktyce. Dzięki temu można było oszacować częstotliwość wybuchu supernowych w Drodze Mlecznej. Uzyskany wynik to jeden wybuch SN na 50 lat. Źródło: http://www.esa.int/SPECIALS/Integral/SEMACK0VRHE_0.html

Wykorzystując satelitę INTEGRAL należącego do ESA (European Space Agency), potwierdzono w 2006 r. istnienie procesu produkcji radioaktywnego aluminium (Al26) w masywnych gwiazdach i supernowych umiejscowionych w Galaktyce. Satelita zarejestrował promieniowanie gamma wysyłane przez Al26 z centralnych rejonów Drogi Mlecznej, co jest dowodem na to, że powstawanie Al26 jest procesem ciągłym i wciąż zachodzi w obszarach formowania gwiazd naszej Galaktyki. Integral zarejestrował również efekt Dopplera wynikający z rotacji Galaktyki, dzięki czemu można mieć pewność, że mierzone promieniowanie gamma jest wysyłane z obszaru naszej Galaktyki.

Nowe obserwacje pozwoliły oszacować całkowitą ilość radioaktywnego Al26 w Drodze Mlecznej na około 3 masy Słońca. Jest to dość duża ilość, biorąc pod uwagę, że jest to bardzo rzadko spotykany w przyrodzie izotop. Przykładowo oszacowano, że w okresie formowania Układu Słonecznego na 105 atomów stabilnego izotopu Al27 przypadało zaledwie 5 atomów niestabilnego Al26.

Przyjmując założenie, że Al26 jest produkowane głównie w masywnych gwiazdach, a te kończą swój żywot jako supernowe, można było obliczyć częstotliwość takich właśnie eksplozji. Uzyskany wynik — jeden wybuch (SNe) na 50 lat, jest zgodny z oszacowaniem dokonanym na podstawie obserwacji innych galaktyk i porównaniu ich do Drogi Mlecznej.

5.2. Fabryki supernowych

Rys. 2 Dwie gromady gwiazd RSG odkryte na skraju poprzeczki galaktycznej dzięki wstępnym obserwacjom w bliskiej podczerwieni za pomocą Kosmicznego Teleskopu Spitzera (GLIMPSE, SST) oraz obserwacjom Teleskopem Kecka (Mauna Kea, Hawaii), które pozwoliły wyznaczyć odległości do poszczególnych składników gromad

Na początku kwietnia ubiegłego roku podczas RAS National Astronomy Meeting w Belfaście ogłoszono odkrycie dwóch „fabryk” supernowych. Zaobserwowano dwie bardzo rzadko spotykane gromady gwiazd będących czerwonymi nadolbrzymami (RSG, Red Supergiant). Obie gromady zawierają razem aż 40 gwiazd, co stanowi blisko 20% wszystkich znanych do tej pory obiektów RSG w Drodze Mlecznej.

Gromady znajdują się w odległości 20 000 lat świetlnych, stosunkowo blisko siebie — 800 lat świetlnych pomiędzy nimi. Położone są na skraju galaktycznej poprzeczki, co stanowi wspaniały przykład silnej interakcji materii poprzeczki z materią dysku galaktycznego. Zaowocowało to efektywnym procesem gwiazdotwórczym, który doprowadził do powstania skupiska masywnych gwiazd.

Pierwsza gromada zawiera 14 obiektów RSG w wieku około 12 mln lat, natomiast druga składa się z 26 gwiazd RSG w wieku 17 mln lat. Tak masywne gwiazdy są bardzo rzadko obserwowane ze względu na błyskawicznie zachodzący w nich proces ewolucji, którego stadium końcowym jest wybuch supernowej. Oszacowanie tempa powstawania supernowych w obu gromadach to jedno zdarzenie SNe na 5000 lat.

Odkrycie tych gromad pozwoli, być może, odpowiedzieć na długo istniejące pytania astrofizyczne dotyczące szczegółów mechanizmu doprowadzającego gwiazdę do wybuchu jako supernowa oraz udziału poprzeczki galaktycznej w zjawisku wielokrotnych, skumulowanych wybuchów SN w Galaktyce.

5.3. Najmłodsza SNR w Drodze Mlecznej

Jeszcze na początku minionego roku ostatnim znanym wybuchem supernowej w Galaktyce była SN 1680, której pozostałości w naszych czasach zidentyfikowane są jako Cassiopeia A. Statystyki pokazują, że od 1680 r. w Drodze Mlecznej powinno dojść nawet do siedmiu eksplozji SN. Duża rozbieżność pomiędzy teorią a obserwacjami została jednak trochę zniwelowana, bo w połowie roku odkryto, że znany wcześniej obiekt typu SNR o nazwie G1.9+0.3 jest w rzeczywistości o wiele młodszy, niż sądzono.

Tabela 3

Obserwacje najmłodszej (około 1870 A.D.) pozostałości po wybuchu supernowej (G1.9+0.3) za pomocą sieci radioteleskopów VLA.


1985 rok2008 rok
data16.04.198512.03.2008
konfiguracja VLABC
częstotliwość1,49 GHz4,86 GHz
czas na źródle25 min29 min
kalibrator podstawowy3C 2863C2 86
założona gęstość strumienia   14,70 Jy7,49 Jy
kalibrator pomocniczyB1829-106   J1751-251
założona gęstość strumienia0,927 Jy0,569 Jy
Rys. 5 Obserwacje G1.9+0.3 siecią radioteleskopów VLA: (po lewej) na częstotliwości 1.46 GHz, 1985 rok, poziomy konturów (-3, -2, -1, 1, 2, 3 … 10, 15, 20 … 95)×0,30 mJy/beam oraz (po prawej) na częstotliwości 4,86 GHz, 2008 rok, poziomy konturów (-3, -2, -1, 1, 2, 3 … 10, 15, 20 … 95)×0,17 mJy/beam. Kontury dla wartości ujemnych — linia przerywana. Centralne markery określają pozycję użytą do wyznaczenia profilu radialnego — patrz wykres profilów. Źródło: http://arxiv.org/format/0804.2317v1
Rys. 6 Góra: Profil radialny G1.9+0.3 z 1985 r. (linia przerywana) oraz 2008 r. (linia ciągła). Dół: wyskalowany profil z 1987 r., poszerzony o 12, 15 oraz 18 procent (linie odpowiednio: kropkowana, przerywana, kropkowana) porównany z profilem z 2008 r. Amplitudy z 2008 r. zostały pomnożone przez czynnik 1,65. Źródło: http://arxiv.org/format/0804.2317v1

Obserwacje G1.9+0.3 siecią radioteleskopów VLA (Very Large Array) przeprowadzone w 1985 r. zostały porównane z obserwacjami wykonanymi w 2008 r. przez satelitę Chandra w zakresie promieniowania X. Porównanie wykazało, że obiekt zwiększył swoje rozmiary o 15%, czyli znacznie bardziej niż przewidywano. Powtórne obserwacje siecią VLA potwierdziły uzyskane wyniki. Zmierzenie prędkości (powyżej 12 000 km/s) ekspansji otoczki G1.9+0.3 pozwoliło wyznaczyć bardziej precyzyjnie jej wiek. Zakładając niezmienność tempa ekspansji, oszacowano wiek obiektu na około 140 lat. Oznacza to, że pod koniec XIX w. doszło do eksplozji SN w Drodze Mlecznej, której nikt nie zauważył. Wytłumaczeniem tego może być położenie SN: znajduje się ona dość blisko centrum Galaktyki i jest zanurzona w gęstym obłoku pyłu (duża absorpcja — schemat 1).

5.4. Obserwacje optyczne SNR ? mała rewolucja

Druga połowa 2008 r. przyniosła małą rewolucję, jeżeli chodzi o odkrywanie nowych, wciąż brakujących z punktu widzenia przewidywań statystycznych pozostałości po eksplozjach SN w Galaktyce. Wszystko to za sprawą przeglądu H? nieba południowego w płaszczyźnie Galaktyki wykonanego przez AAO/UKST (Anglo-Australian Observatory/United Kingdom Schmidt Telescope). Efektem przeglądu było znalezienie aż 18 nowych SNR (SN Remnant) lub SNRc (SN Remnant candidate). Dalsze obserwacje spektralne bardzo silnej linii [S II] na 6718 oraz 6731 A* dały możliwość porównania stosunków natężeń linii siarki i wodoru. Obiekty, które spełniały następujące kryterium: [S II]/H? > 0,5, zostały uznane za pozostałości po wybuchach supernowych.

Jedenaście spośród osiemnastu SNR/SNRc wykazuje dobrą korelację obserwacji optycznych, H? z obserwacjami radiowymi. Ponadto w obrębie jedenastu obiektów znajdują się źródła promieniowania X zarejestrowane przez satelitę ROSAT. Trzy SNR są prawdopodobnie stowarzyszone z pulsarami.

Odkrycia te potwierdziły istnienie „cichych” radiowo SNR-ów, widocznych w dziedzinie optycznej widma elektromagnetycznego. Galaktyczne SNR na ogół są odkrywane w zakresie radiowym. Najbardziej kompletny katalog galaktycznych SNR — katalog Davida Greena — pokazuje, że zaledwie 17% zarejestrowanych w nim obiektów jest widocznych również optycznie.

6. Podsumowanie

Stworzenie w miarę kompletnego katalogu galaktycznych pozostałości po wybuchach supernowych jest kluczem do pełniejszego zrozumienia ewolucji tempa formowania gwiazd oraz balansu energetycznego Galaktyki. Niestety, całkowita znana ilość obiektów typu SNR — 265 (Green 2006) w porównaniu do oczekiwanej — ponad tysiąc (Case 1998) pokazuje, że jest jeszcze wiele do zrobienia w tej dziedzinie. Taka sytuacja spowodowana jest w pierwszej kolejności różnymi efektami selekcji. Zaliczyć do nich możemy bardzo zmienną ekstynkcję oraz szeroki wachlarz obserwacyjnych właściwości zależących od stanu ewolucyjnego obiektu typu SNR.

Sebastian Soberski ukończył studia astronomiczne na UMK w Toruniu, obecnie jest doktorantem astronomii UMK kończącym studia. Przygotowuje rozprawę doktorską na temat pozostałości wybuchów supernowych i pracuje w Grudziądzkim Obserwatorium Astronomicznym i Planetarium

(Źródło: „Urania — PA” nr 2/2009