Supernove tipa Ia za moderno astronomijo predstavljajo ene izmed najpomembnejših pojavov v vesolju. Kljub njihovem pomenu se je v preteklosti o fizikalnih pogojih, ki vodijo do teh spektakularnih eksplozij, zgolj ugibalo. Pred nekaj meseci pa so astronomi med opazovanjem po naključju opazili supernovo, ki je eksplodirala zgolj pol dneva pred prvim opazovanjem. Podrobna opazovanja in bližina galaksije, ki gosti supernovo, so pripomogla k temu, da lahko končno potrdimo do sedaj zgolj teoretične napovedi o naravi teh pojavov.
Astronomi zvezdo obravnavajo kot živ organizem: zvezda se rodi, živi svoje življenje in na koncu umre (1). Številna opazovanja so v kombinaciji s teoretičnimi modeli razkrila, da na življenski stil zvezde in njeno smrt vpliva predvsem ena lastnost, in sicer njena masa (2). Zvezda, katere masa ob rojstvu ne presega osemkratnika mase našega Sonca, bo v zadnjih vzdihljajih svojega življenja odvrgla svojo ovojnico (o tem smo že pisali v enemem izmed prejšnjih prispevkov). Od zvezde ostane kompaktno jedro (3) - bela pritlikavka, večinoma sestavljeno iz ogljika in kisika, v katerem jedrske reakcije ne potekajo več. Bela pritlikavka se torej počasi ohlaja in to je tudi bolj ali manj vse, kar počne.
Grafični prikaz najbolj verjetne teorije o nastanku SN Ia. Opazujemo sistem dveh zvezd, ki krožita okrog masnega središča. Zvezda, ki ima na začetku malo višjo maso, se bo hitreje razvijala. V določeni stopnji v razvoju se napihne, pri čemer začne snov prehajati z orjakinje na spremljevalno zvezdo. Sčasoma orjakinja odvrže ovojnico - dobimo sistem bele pritlikavke in zvezde, katere mase se je med procesom povečala. Ta bo zato prav tako kmalu postala orjakinja in bo začela oddajati svoj plin beli pritlikavki. Ko se masa slednje približa limitni vrednosti 1.4 masi Sonca, začnejo potekati fuzijske reakcije kisika in ogljika, ki v večini tvorita belo pritlikavke. Proizvedejo se velike količine energije in pride do izstrelitve ovojnice - eksplozija SN Ia. Vir
A vendar se lahko z belo pritlikavko dogaja še vse kaj drugega, samo postaviti jo moramo v pravo okolje. Tukaj lahko v zgodbo vpeljemo supernove tipa Ia (SNe Ia). Spektri in časovno spreminjanje svetlosti teh dogodkov so si med seboj zelo podobni (to je tudi razlog, da lahko SNe Ia uporabljamo za merjenje razdalj v vesolju). To pomeni, da je proces, ki vodi do Ia supernov, bolj ali manj enak v vseh primerih. Zanimivi so spektri SN Ia, v katerih ne najdemo vodika, zato pa so toliko bolj močno prisotni silicij, kisik in drugi težji elementi. To pomeni, da morajo biti SNe Ia povezane z zvezdami na koncu svoje življenske poti. Dober kandidat bi bila lahko kar bela pritlikavka, ki prebiva v dvojnem sistemu. Na zgornji sliki je grafično prikazana med astronomi trenutno najbolj sprejeta teorija o nastanku SN Ia.
Vse lepo in prav, a do sedaj ta teorija še ni bila neposredno potrjena. Avgusta 2011 pa je bila v okviru projekta Palomar Transient Factory detektirana supernova Ia v galaksiji M101, oddaljeni kakih 21 milijonov svetlobnih let, kar je relativno blizu. Astronomi so imeli pri opazovanju srečo: supernovo so detektirali zgolj 11 ur po eksploziji (čas eksplozije je določen na 20 minut natančno). To pa je predstavljalo edinstveno priložnost za natančno študijo pojava. Prek opazovanja spektra in časovne evolucije svetlosti SN v teh prvih trenutkih po eksploziji so astronomi lahko na eksperimentalnih podatkih preizkusili različne teoretične modele. Dokazali so, da imamo res opravka z belo pritlikavko. Poleg tega se zdi, da je spremljevalna zvezda v dvojnem sistemu podobna Soncu (zvezda glavne veje v HR diagramu), ne pa orjakinja ali celo še ena bela pritlikavka.
Slika prikazuje tri zaporedna opazovanja: en dan pred ekplozijo supernove (levo), 11 ur po eksploziji (sredina) in en dan po odkritju (desno). Zelena puščica prikazuje položaj supernove. Vir
Kljub precej tipični eksploziji SN Ia pa so podrobna opazovanja vseeno razkrila nekaj presenetljivih podatkov. V posnetem spektru so bili odkriti za SN Ia nekateri tipični elementi - meritve so pokazale, da se gibljejo s hitrostjo 16.000 kilometrov na sekundo (kar je več kot 5 procentov hitrosti svetlobe). Obenem pa je bil opažen tudi kisik, ki se je gibal s hitrostjo 20.000 kilometrov na sekundo. To kaže na to, da je bil kisik pred eksplozijo neenakomerno porazdeljen. Prav tako nepričakovano je odkritje, da je bilo pred eksplozijo v beli pritlikavki prisotno mešanje elementov - težki elementi, za katere bi pričakovali, da nastanejo v notranjosti zvezde, so se znašli v fotosferi.
Z gotovostjo lahko rečemo, da bo omenjena supernova postala predmet številnih podrobnih opazovanj in razprav v prihodnjih letih. Jasno pa je že, da so znanstveniki že potrdili, da teorija o SN Ia vsaj v enem primeru drži. Torej, res gre za dvojni sistem s kompaktnim objektom - belo pritlikavko. Lahko zgolj upamo, da bomo v bližnji prihodnosti še kdaj imeli podobno srečo in dovolj zgodaj (in blizu) opazili podoben pojav!
-----------------------------------------------------------------------------
(1) Nedolgo nazaj je v okviru predavanj Sprehod skozi vesolje dr. Andreja Gomboc imela predavanje, posvečeno razvoju zvezd. V kratkem se bo tukaj pojavila povezava na posnetek predavanja, medtem ko so prosojnice, uporabljene pri predavanju, že dostopne tukaj.
(2) V resnici so pomembne tudi druge lastnosti, kot so okolje (osamljena zvezda se bo lahko nemoteno razvijala, medtem ko je razvoj zvezde v dvojnem zvezdnem sistemu lahko precej bolj zapleten in odvisen od spremljevalke), vsebnost težkih (t.i. kovinskih) elementov, hitrost vrtenja zvezde, itd.
(3) Teoretični izračun pokaže, da masa bele pritlikavke ne more biti večja od 1.4 mase Sonca. Opazovanja večjega števila belih pritlikavk so pokazala, da jih ima 80% maso med 0.42 in 0.70 mase Sonca. Ker so nekatere zvezde pred to stopnjo razvoja lahko imele maso tudi do 8 mas Sonca, si lahko predstavljate, koliko snovi je zvezda pred smrtjo izgubila prek zvezdnih vetrov. Jedra zvezd, katerih masa ob rojstvu je višja od osmih mas Sonca, so tako masivna, da nadalje kolapsirajo v nevtronske zvezde ali celo v črne luknje.
Vir: Berkley Lab, ArXiv