Co "ączy ęród"a supermi�kkich
promieni X z supernowymi?
Kilka lat temu astronomowie natkn�li si� na nowy rodzaj gwiazdy
emitującej promieniowanie rentgenowskie o wyjątkowo niskiej energii.
Sądzi si�, Że te tzw. supermi�kkie ęród"a są bia"ymi kar"ami
poŻerającymi swych gwiezdnych towarzyszy, by nast�pnie,
cho� nie zawsze, wybuchną�
Peter Kahabka, Edward P. J. van den Heuvel i Saul A. Rappaport
50 �WIAT NAUKI Kwiecieł
1999
GWIEZDNI DAWID I GOLIAT tworzą
symbiotyczny uk"ad podwójny: bia"ego kar-
"a i czerwonego olbrzyma na wzajemnych
orbitach. Karze" ze swoim bardzo silnym
polem grawitacyjnym wysysa zewn�trzne
warstwy olbrzyma. Wykradany gaz zasila
dysk akrecyjny wokó" kar"a i w koł
cu osia-
da na jego powierzchni, co moŻe doprowa-
dzi� do zapoczątkowania syntezy termoją-
drowej w gazie i wytworzenia duŻych iloĘci
niskoenergetycznych promieni X.
uŻ w latach trzydziestych astronomowie wiedzieli, Że zwyk"e gwiazdy Ęwiecą dzi�ki syntezie ter-
mojądrowej zachodzącej g"�boko w ich wn�trzach. Na przyk"ad w jądrze s"onecznym w kaŻdej
J
sekundzie 600 mln ton wodoru zamienia si� w hel. Proces ten wyzwala energi� w postaci promie-
niowania rentgenowskiego i gamma, które powoli wydostaje si� na zewnątrz poprzez grube war-
stwy gazu. Zanim promieniowanie osiągnie powierzchni� gwiazdy, zostaje zdegradowane do cz�-
stotliwoĘci Ęwiat"a widzialnego.
Ostatnio jednak naukowcy odkryli nową klas� gwiazd, w których synteza termojądrowa nie za-
chodzi g"�boko w ich wn�trzu, lecz w zewn�trznych warstwach tuŻ pod powierzchnią. Obiekty te są
bia"ymi kar"ami  g�stymi wypalonymi gwiazdami, które wyczerpa"y swoje paliwo jądrowe, krą-
Żącymi wokó" zwyczajnych gwiazd. Kar"y wykradają gaz wodorowy od towarzyszy, zbierają go na
swej powierzchni i wznawiają fuzj�. Wynikiem jest strumieł
promieni X w charakterystycznym  mi�k-
kim zakresie d"ugoĘci fal; takie gwiazdy nazywamy jasnymi ęród"ami supermi�kkiego promienio-
wania rentgenowskiego. Gdy kar"y nabierają masy, stają si� niestabilne i mogą wówczas albo zapaĘ�
si� w jeszcze bardziej g�stą gwiazd� neutronową, albo wybuchną�.
Rozerwanie bia"ych kar"ów od dawna juŻ brano pod uwag� jako przypuszczalny powód pewnego
rodzaju wybuchu supernowej, zwanego typem Ia. Wraz z odkryciem supermi�kkich ęróde" obser-
watorzy po raz pierwszy zidentyfikowali kategori� uk"adów gwiazdowych mogących eksplodowa�
w ten sposób. Supernowe typu Ia nabra"y znaczenia jako jasne  Ęwiece wzorcowe , niezwykle waŻ-
ne w pomiarach odleg"oĘci do dalekich galaktyk, a tym samym  tempa ekspansji kosmicznej. Wiele
z utrzymujących si� niepewnoĘci w oszacowaniach wieku i szybkoĘci rozszerzania si� WszechĘwia-
ta wynika z nieznajomoĘci przyczyn powstawania tego rodzaju supernowych. Supermi�kkie ęród"a
mogą by� tym d"ugo poszukiwanym brakującym ogniwem.
Historia supermi�kkich ęróde" rozpoczyna si� w 1990 roku z chwilą wystrzelenia niemieckiego sa-
telity ROSAT. To orbitalne obserwatorium przeprowadzi"o pierwszy pe"ny przegląd nieba w zakre-
sie mi�kkich promieni X  rodzaju promieniowania elektromagnetycznego pomi�dzy Ęwiat"em ul-
trafioletowym a lepiej znanym  twardym promieniowaniem rentgenowskim. Mi�kkie promienie
X charakteryzują si� d"ugoĘciami fal 50 1000 razy mniejszymi od d"ugoĘci fal Ęwiat"a widzialnego 
co oznacza, Że energia ich fotonów (w jednostkach najch�tniej stosowanych przez astronomów zajmu-
jących si� promieniowaniem rentgenowskim) plasuje si� w obszarze 0.09 2.5 keV. Twarde promienie
X mają energie dochodzące do kilkuset kiloelektronowoltów. Wszystkie wczeĘniejsze satelity rentge-
nowskie, z wyjątkiem orbitalnego Einstein Observatory (naleŻącego do NASA), który prowadzi" po-
miary w zakresie 0.2 4.0 keV, koncentrowa"y si� na twardych promieniach X.
Prawie natychmiast po wystrzeleniu obserwatorium ROSAT zespó", kierowany przez Joachima
Tr�mpera z Max-Planck-Institut f�r extraterrestrische Physik ko"o Monachium, zauwaŻy" podczas
obserwacji Wielkiego Ob"oku Magellana (niewielkiej galaktyki satelitarnej Drogi Mlecznej) pewne
osobliwe obiekty. Emitowa"y one promieniowanie rentgenowskie w niezwyk"ym tempie przewyŻ-
�WIAT NAUKI Kwiecieł
1999 51
ALFRED T. KAMAJIAN
szającym 5000 20 000 razy ca"kowity wydatek energetycz-
D�UGO�� FALI (NANOMETRY)
ny naszego S"oł
ca  lecz charakteryzowa"y si� nadspodzie-
" 2.50 1.25 0.83 0.62 0.50
wanie mi�kkim widmem. Jasne ęród"a promieniowania rent-
ŁRÓD�O SUPERMIóKKICH PROMIENI X
genowskiego mają zazwyczaj twarde widma o maksimum
energii w zakresie 1 20 keV, wytwarzane przez gaz o tem-
WYNIKOWE
WIDMO
peraturze 10 100 mln kelwinów. Te twarde ęród"a rentge-
ŁRÓD�A
nowskie to gwiazdy neutronowe i czarne dziury b�dące
WYDAJNO��
w trakcie procesu poch"aniania swoich gwiezdnych towa-
DETEKTORA
rzyszy [patrz: Edward P. J. van den Heuvel i Jan van Paradijs,
 Rentgenowskie uk"ady podwójne ; �wiat Nauki, styczeł

1994]. Lecz z mi�kkich widm tych nowo odkrytych gwiazd 
WIDMO
o energiach fotonów wynoszących setną cz�Ę� energii innych
ZAREJESTROWANE
jasnych ęróde" promieniowania rentgenowskiego  wyni-
ka"a temperatura gazu jedynie kilkuset tysi�cy kelwinów. Na
ŁRÓD�O TWARDYCH PROMIENI X kolorowym zdj�ciu rentgenowskim obiekty takie wydają si�
czerwone, podczas gdy klasyczne ęród"a twardego pro-
WYDAJNO��
mieniowania rentgenowskiego są niebieskie [ilustracja na do-
DETEKTORA
WYNIKOWE
le z lewej].
WIDMO
OBCIóCIE
Supermi�kkich ęróde" nie uwaŻano wczeĘniej za oddzielną
ŁRÓD�A
PRZEZ GAZ
MIóDZYGWIAZDOWY WIDMO klas� gwiazd, poniewaŻ starsze detektory promieniowania
ZAREJESTROWANE
rentgenowskiego by"y mniej czu"e w zakresie niskich ener-
gii. RzeczywiĘcie, po odkryciach dokonanych przez ROSAT
badacze przejrzeli jeszcze raz archiwa i uprzytomnili sobie,
Że dwa z tych ęróde" wykry" za pomocą Einstein Observato-
ry 10 lat wczeĘniej Knox S. Long wraz ze wspó"pracownika-
0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5

ENERGIA (keV) mi z Columbia University Astrophysics Laboratory (CAL).
Łród"a te, nazwane CAL 83 i CAL 87, nie zosta"y wyodr�b-
ŁRÓD�A MIóKKICH I TWARDYCH PROMIENI X moŻna rozróŻ-
nione spoĘród innych silnych ęróde" w Wielkim Ob"oku Ma-
ni� po widmach, takich jak powyŻsze, otrzymane przez orbitalne
gellana, chociaŻ zespó" Longa zwraca" uwag�, Że ich widma
obserwatorium ROSAT. Typowe supermi�kkie ęród"o (u góry) emi-
tuje promieniowanie rentgenowskie o doĘ� ma"ej energii, co wska- są nadzwyczaj mi�kkie.
zuje na stosunkowo niską temperatur� 300 000�C. Typowe ęród"o
twardego promieniowania X (na dole) jest 100 razy gor�tsze i dla-
Skrawek papieru
tego emituje promienie X o wi�kszej energii. W obu przypadkach
w"aĘciwe widmo ęród"a (czerwone krzywe) jest zniekszta"cone przez
Anne P. Cowley wraz z zespo"em z Arizona State Univer-
czu"o� detektora satelity ROSAT (szare krzywe) i poch"anianie
sity wysun�"a wówczas przypuszczenie, Że CAL 83 i 87 są
w gazie mi�dzygwiazdowym.
akreującymi czarnymi dziurami, które charakteryzują si� cz�-
CAL 83
CAL 87
RXJ0513.9 6951
KOLOROWE ZDJóCIE W PROMIENIACH X (z lewej) pokazuje, jak wygląda"aby pobliska minigalaktyka  Wielki Ob"ok Magellana  dla
kogoĘ widzącego w promieniach X. Kolor czerwony oznacza promieniowanie o niŻszej energii (lub co równowaŻne, o wi�kszej d"ugoĘci fa-
li); niebieski  energi� wyŻszą (mniejszą d"ugoĘ� fali). Supermi�kkie ęród"a wyróŻniają si� jako czerwone lub pomarał
czowe punkty, pod-
czas gdy ęród"a twardego promieniowania rentgenowskiego są niebieskie. Supermi�kkie ęród"o CAL 87 wydaje si� zielone, poniewaŻ je-
go prawdziwą barw� zmienia leŻący po drodze ob"ok wodorowy. (Niektóre z czerwonych punktów to faktycznie gwiazdy podobne do
S"oł
ca naleŻące do naszej Galaktyki.) Oglądany obszar wygląda w promieniach X troch� inaczej niŻ na zwyk"ym zdj�ciu (z prawej).
52 �WIAT NAUKI Kwiecieł
1999
BRYAN CHRISTIE; ęród"o: PETER KAHABKA, EDWARD P. J. van den HEUVEL i SAUL A. RAPPAPORT
WOLFGANG PIETSCH
ROSAT Team
SVEN KOHLE
Uniwersytet w Bonn
3
x
1
0
5
S
T
O
P
N
I
NI
P
O
7
T
S
0
1
x
3
sto bardziej mi�kkimi widmami od gwiazd neutronowych. są bia"ymi kar"ami emitującymi promienie X podczas opada-
Ta sugestia wydawa"a si� wielce prawdopodobna, gdy w la- nia gazu na ich powierzchnie  podobnie jak ęród"a twarde-
tach osiemdziesiątych w miejscu tych dwóch ęróde" znale- go promieniowania rentgenowskiego powstają w wyniku
ziono s"abe gwiazdy. Ich jasnoĘ� oscylowa"a, a to mog"o wska- akrecji materii na gwiazd� neutronową lub czarną dziur�. In-
zywa� na uk"ad podwójny, w którym dwie gwiazdy krąŻą ni, w tym Tr�mper i jego wspó"pracownicy Jochen Greiner
po orbitach wokó" siebie. W 1988 roku w ramach mi�dzyna- i G�nther Hasinger, a takŻe niezaleŻnie Nikolaos D. Kylafis
rodowego programu obserwacyjnego, kierowanego przez i Kiriaki M. Xilouris z Uniwersytetu Kreteł
skiego, zapropo-
Alana P. Smale a z University College London, odkryto, iŻ nowali odmienne rozwiązanie. Wed"ug nich ęród"a te by"y
jasnoĘ� CAL 83 zmienia"a si� z okresem nieco d"uŻszym niŻ gwiazdami neutronowymi, które w jakiĘ sposób rozbudowa-
jeden dzieł
. W rezultacie podobnego przedsi�wzi�cia kiero- "y swą okryw� gazową na gruboĘ� mniej wi�cej 10 000 km.
wanego przez Tima Naylora z Keele University w Anglii W kaŻdym razie, jak twierdzili, finalne ęród"o energii powin-
otrzymano dla CAL 87 okres 11 godzin. Te widzialne gwiaz- no mie� charakter grawitacyjny. Grawitacja Ęciąga"aby ma-
dy towarzyszące stanowią paliwo dla hipotetycznych czar- teri� do bia"ego kar"a lub gwiazdy neutronowej, a energia ru-
nych dziur. Przy za"oŻeniu, iŻ nie dozna"y one jeszcze zbyt chu by"aby zamieniana na ciep"o i promieniowanie podczas
wielkiego uszczerbku, z róŻnych pomiarów wynika"o, Że ich zderzenia gazu z powierzchnią gwiazdy albo w samym gazie.
masa wynosi"a 1.2 2.5 masy S"oł
ca. Obydwa modele wydawa"y si� warte szczegó"owych badał

Lecz obserwacje przeprowadzone przez ROSAT nieoczeki- i dwaj z nas (van den Heuvel i Rappaport), wspó"pracując
wanie podwaŻy"y wiarogodnoĘ� tych wyliczeł
. Łród"a by"y z Dipankarem Bhattacharya z Instytutu Badawczego Rama-
o wiele ch"odniejsze niŻ jakikolwiek znany uk"ad z czarną dziu- na w Bangalurze w Indiach, znaleęli si� w tym szcz�Ęliwym
rą. Ponadto z jasnoĘci i temperatury wnioskowano o ich roz- po"oŻeniu, Że mogli niezw"ocznie do nich przystąpi�. Konfe-
miarach. Zgodnie z podstawowymi prawami fizyki kaŻda jed- rencja naleŻa"a do programu pó"rocznych warsztatów nauko-
nostka powierzchni gwiazdy wypromieniowuje iloĘ� energii wych w Santa Barbara, podczas których kilkudziesi�ciu na-
proporcjonalną do czwartej pot�gi swej temperatury. Dzieląc ukowców z róŻnych krajów wspólnie pracowa"o nad za-
ca"kowitą emisj� gwiazdy przez t� energi�, astronomowie mo- gadnieniami związanymi z gwiazdami neutronowymi.
gą z "atwoĘcią obliczy� pole jej powierzchni, a zak"adając kuli- Wkrótce sta"o si� jasne, Że Żaden z tych modeli nie by" po-
sty kszta"t  jej promieł
. Okazuje si�, Że CAL 83, CAL 87 i inne prawny. Supermi�kkie ęród"a promieni X wyĘwiecają mniej
ęród"a tego typu w Wielkim Ob"oku Magellana mają Ęrednice wi�cej tyle samo energii co najjaĘniejsze akreujące gwiazdy
16 000 32 000 km  są wi�c wielkoĘci bia"ego kar"a, a zatem neutronowe w uk"adach podwójnych. Lecz zderzenia gazu
500 1000 razy wi�ksze od gwiazdy neutronowej czy  horyzon- z gwiazdą neutronową są 500 1000 razy wydajniejsze niŻ ten
tu czarnej dziury o gwiezdnej masie. Gdy w styczniu 1991 ro- sam proces w przypadku bia"ych kar"ów, poniewaŻ tyleŻ sil-
ku Tr�mper po raz pierwszy przedstawia" supermi�kkie ęród"a niej dzia"a grawitacja na powierzchni gwiazdy neutronowej.
promieni X na konferencji w Santa Barbara Institute for The- (Dla cia" o tej samej masie dost�pna ilo� energii grawitacyjnej
oretical Physics, wielu cz"onków audytorium natychmiast prze- jest odwrotnie proporcjonalna do promienia cia"a.) Aby zatem
prowadzi"o obliczenia na przys"owiowym skrawku papieru. wydatek energetyczny kar"a dorówna" gwieędzie neutrono-
Niektórzy uczestnicy tej konferencji, wĘród nich Jonathan wej, powinien on zagarnia� materi� 500 1000 razy szybciej.
E. Grindlay z Harvard University, sugerowali, Że ęród"a te W tak szalonej akrecji  równowaŻnej gromadzeniu kilku mas
S�OĄCE
PRóDKO�� UCIECZKI
BIA�Y
600 km/s
KARZE�
PRóDKO�� UCIECZKI
GWIAZDA
6000 km/s
NEUTRONOWA
PRóDKO�� UCIECZKI PRóDKO�� UCIECZKI
BIA�Y 150 000 km/s 300 000 km/s
KARZE�
GWIAZDA
NEUTRONOWA
CZARNA
DZIURA
PRóDKO�� UCIECZKI
O GWIAZDOWEJ
11 km/s
MASIE
20 km
20 km
ZIEMIA
13 000 km
GWIAZDY ZWARTE charakteryzują si� ogromnymi pr�dkoĘciami ucieczki. W typowym bia"ym karle (z lewej) masa S"oł
ca upa-
kowana jest w obj�toĘci planety o rozmiarach Ziemi. By uwolni� si� spod wp"ywu jego grawitacji, obiekt musi porusza� si� z pr�d-
koĘcią oko"o 6000 km/s. Jest to równieŻ przybliŻona pr�dkoĘ�, jaką b�dzie mia" obiekt spadający z zewnątrz na powierzchni� kar"a.
G�stsze gwiazdy, takie jak gwiazdy neutronowe o tej samej masie (poĘrodku), trzymają w jeszcze mocniejszym uĘcisku grawitacyjnym.
Najg�stsza z moŻliwych gwiazda, czarna dziura, wyznaczana jest przez powierzchni� lub  horyzont , z której pr�dkoĘ� ucieczki
równa si� pr�dkoĘci Ęwiat"a (z prawej).
�WIAT NAUKI Kwiecieł
1999 53
ALFRED T. KAMAJIAN
10 1
16.5
10 2
17.0
10 3
17.5
24 X 1994 13 XII 1994 1 II 1995 23 III 1995 24 X 1994 13 XII 1994 1 II 1995 23 III 1995
W�ŃCZANIE I WY�ŃCZANIE promieniowania supermi�kkiego ęród"a RXJ0513.9-6951 jest oznaką wyst�powania w nim dwojakiego
rodzaju zachowania. Gdy Ęwieci ono w Ęwietle widzialnym (z lewej), jego emisja rentgenowska ma niski poziom (z prawej), i na od-
wrót. (NajniŻsze wartoĘci zliczeł
promieni X stanowią ich górne ograniczenia.) Gwiazda znajduje si� na granicy pomi�dzy czystym su-
permi�kkim ęród"em (emitującym jedynie promieniowanie rentgenowskie) a bia"ym kar"em otoczonym grubą warstwą gazu (który wy-
sy"a tylko Ęwiat"o widzialne). Drobne fluktuacje w tempie dop"ywu gazu powodują prze"ączanie si� gwiazdy z jednego stanu do drugiego.
Ziemi w ciągu roku  wpadająca materia by"aby na tyle g�sta, rentgenowskiego potrzebne jest jedynie oko"o 0.03 masy Zie-
Że ca"kowicie poch"ania"aby kaŻde promieniowanie rentge- mi na rok. Z powodu mniejszej g�stoĘci dop"ywającej mate-
nowskie. rii promienie X by"yby w stanie uciec.
Gwiazdy neutronowe z gazowymi p"aszczami równieŻ na- Stabilne spalanie jądrowe nap"ywającej materii t"umaczy-
str�cza"y k"opotów. Ogromne otoczki gazowe (ogromne jak "oby paradoksalną jasnoĘ� supermi�kkich ęróde". Lecz czy
na 10-kilometrowy promieł
gwiazdy neutronowej) by"yby jest to moŻliwe w rzeczywistoĘci? Tu mieliĘmy szcz�Ęcie.
niestabilne: powinny albo si� zapaĘ�, albo rozproszy� w ciągu Akurat gdy omawialiĘmy t� kwesti�, do Santa Barbara przy-
minut, a nawet sekund. A przecieŻ CAL 83 i CAL 87 Ęwieci"y jecha" Ken ichi Nomoto z Uniwersytetu Tokijskiego. W"aĘnie
co najmniej od 10 lat. Ma"o tego, tworzenie si� zjonizowanej poszukiwa" odpowiedzi dos"ownie na to samo pytanie, by
mg"awicy otaczającej CAL 83 trwa"o kilkadziesiąt tysi�cy lat. zrozumie� inne zjawisko, a mianowicie wybuchy nowych 
o wiele mniej energetyczne od wybuchów supernowych, po-
Energia jądrowa wodujące 10 000-krotne pojaĘnienie gwiazdy, lecz nie nisz-
czące jej. Nowe zawsze wyst�pują w ciasnych uk"adach po-
Po tygodniach dyskusji i dopracowywania modeli, z któ- dwójnych, sk"adających si� z bia"ego kar"a i gwiazdy typu
rych Żaden nie spe"nia" oczekiwał
, zdaliĘmy sobie spraw� s"onecznego. Do czasu odkrycia supermi�kkich ęróde" by"y to
z zasadniczej róŻnicy pomi�dzy akrecją materii na gwiazdy jedyne znane ciasne uk"ady podwójne tego typu [patrz: Sum-
neutronowe czy czarne dziury a akrecją na bia"e kar"y. ner Starrfield i Steven N. Shore,  Narodziny i Ęmier� nowej
W pierwszej tworzy si� o wiele wi�cej energii niŻ podczas V1974 �ab�dzia ; �wiat Nauki, marzec 1995].
syntezy termojądrowej tej samej iloĘci wodoru, podczas gdy Przez ponad 10 lat Nomoto i inni udoskonalali pionierskie
w drugiej powstaje jej o wiele mniej. Synteza termojądrowa symulacje wykonane przez Bohdana Paczył
skiego i Ann�
wyzwala 0.7% energii związanej z masą (s"ynne E = mc2 Al- �ytkow, pracujących wówczas w Centrum Astronomicznym
berta Einsteina). Akrecja na gwiazd� neutronową uwalnia
ponad 10%; cho� zanim materia zniknie w czarnej dziurze,
wyzwalane jest do 46% jej energii spoczynkowej. Z drugiej
5b
strony akrecja na bia"ego kar"a, mającego stosunkowo s"abe
pole grawitacyjne, uwalnia jedynie 0.01% energii.
A zatem w przypadku bia"ych kar"ów fuzja jądrowa jest
potencjalnie o wiele skuteczniejsza niŻ akrecja. JeĘli na po-
wierzchni bia"ego kar"a zgromadzi" si� wodór i w jakiĘ spo-
sób zaczą" si�  pali� (tzn. dosz"o do fuzji), to aby wygene-
rowa� obserwowaną jasnoĘ� mi�kkiego promieniowania
CYKL �YCIOWY supermi�kkiego ęród"a (rząd zdj�� u góry) roz-
poczyna si� uk"adem podwójnym gwiazd o nierównych masach,
a koł
czy wybuchem supernowej typu Ia. Faza supermi�kka moŻe
przyjmowa� jedną z trzech postaci, w zaleŻnoĘci od charakteru
gwiazdy towarzyszącej. JeĘli jest to zwyczajna gwiazda na ciasnej
orbicie, moŻe przela� si� przez swój p"at Roche a i scedowa� w"a-
dz� nad swymi zewn�trznymi warstwami na bia"ego kar"a. Ten
przypadek zosta" przedstawiony na piątym ma"ym obrazku (5a).
Ilustracje w dolnym rz�dzie przedstawiają inne moŻliwoĘci. JeĘli to-
warzysz jest czerwonym olbrzymem o dostatecznie duŻych rozmia-
rach, takŻe przelewa si� przez swój p"at Roche a (5b). Wreszcie je-
Ęli jest to czerwony olbrzym o mniejszych rozmiarach albo krąŻy po
rozleglejszej orbicie, moŻe zasila� supermi�kkie ęród"o za pomocą
silnego wiatru ze swej powierzchni (5c). Nie wszystkie supermi�k- P�AT ROCHE A
kie ęród"a wybuchają, lecz czyni to wystarczająca ich liczba, by wy-
t"umaczy� obserwowane tempo wybuchów supernowych.
54 �WIAT NAUKI Kwiecieł
1999
JASNO�� WIZUALNA
(ZLICZENIA NA SEKUNDó)
(WIELKO�� GWIAZDOWA)
JASNO�� PROMIENIOWANIA X
BRYAN CHRITIE; ęród"o: KLAUS REINSCH U
niwersytet
w Getyndze (z lewej)
i STEFAN G. SCHAEIDT
Max-Planck-
-Institut f�r extraterrestrische Physik (z prawej
)
im. M. Kopernika w Warszawie. Wed"ug tych analiz wodór, dzialną. W"aĘnie tak zachowuje si� ęród"o supermi�kkie o na-
który osadzi" si� na powierzchni bia"ego kar"a, rzeczywiĘcie zwie RXJ0513.9-6951, które odkry" Stefan G. Schaeidt z Max-
moŻe si� pali� i to w sposób zaleŻny od tempa akrecji. JeĘli -Planck-Institut. Przez kilka tygodni emituje ono promienio-
jest ono dostatecznie niskie, poniŻej 0.003 masy Ziemi na rok, wanie rentgenowskie, po czym gaĘnie na kilka miesi�cy. Ta
synteza termojądrowa zachodzi w sposób wybuchowy. No- w"ączająca i wy"ączająca si� emisja intrygowa"a astronomów
wo osadzony wodór pozostaje bierny, cz�sto przez tysiące aŻ do roku 1996, kiedy to Karen A. Southwell wraz z kolegami
lat, aŻ gromadząc si�, przekroczy pewną mas� krytyczną. z University of Oxford zauwaŻyli, Że odpowiednik optyczny
W tym momencie zostają gwa"townie zapoczątkowane reak- tej gwiazdy takŻe podlega" fluktuacjom. Gdy widzialna gwiaz-
cje termojądrowe. Nast�pującą wówczas eksplozj� obserwu- da jest s"aba, ęród"o rentgenowskie jest jasne, i na odwrót [ilu-
je si� jako nową. stracja u góry na poprzedniej stronie]. Uk"ad charakteryzuje si�
JeĘli tempo akrecji jest nieznacznie wyŻsze, fuzja przebie- takŻe wyst�powaniem dwóch strug materii wyp"ywających
ga cyklicznie, lecz nie w sposób wybuchowy. Wraz ze wzro- w przeciwnych kierunkach z przybliŻoną pr�dkoĘcią 4000
stem tego tempa odst�py pomi�dzy cyklami spalania skra- 6000 km/s. Takie strugi pojawiają si� zazwyczaj tam, gdzie
cają si� i powyŻej pewnej wartoĘci progowej zaczyna si� dysk akrecyjny zrzuca na gwiazd� wi�cej materii, niŻ zdo"a
stabilne spalanie. Dla bia"ych kar"ów o masie jednej masy ona poch"oną�. Jej nadmiar tryska w kierunku prostopad"ym
S"oł
ca próg ten wynosi oko"o 0.03 masy Ziemi na rok. W sy- do dysku, skąd nie nap"ywa materia blokująca wyp"yw. Przy-
mulacjach komputerowych fuzja daje w"aĘnie taką jasnoĘ� puszczalna pr�dkoĘ� wyp"ywu dorównuje pr�dkoĘci ucieczki
w zakresie mi�kkich promieni X, jaką obserwuje si� w przy- z powierzchni gwiazdy. W przypadku RXJ0513.9-6951 uzy-
padku supermi�kkich ęróde". skano pr�dkoĘ� wynoszącą w przybliŻeniu tyle co pr�dkoĘ�
JeĘli tempo akrecji jest jeszcze wyŻsze  ponad 0.12 masy ucieczki z bia"ego kar"a  moŻna to uzna� za kolejne potwier-
Ziemi na rok  nap"ywający gaz nie osiada na powierzchni, dzenie, Że ęród"a supermi�kkie są bia"ymi kar"ami.
lecz tworzy wokó" bia"ego kar"a grubą otoczk�. Cho� na po-
wierzchni kar"a nadal zachodzi ciąg"e spalanie wodoru, po- Gwiazda ugotowana na mi�kko
woduje ono degradacj� promieniowania rentgenowskiego do
ultrafioletu i Ęwiat"a widzialnego. Z ostatnio przeprowadzo- Nie kaŻdy uk"ad podwójny moŻe dostarcza� materii w tem-
nych obliczeł
wynika, Że promieniowanie jest tak silne, iŻ wy- pie koniecznym do powstania supermi�kkiego ęród"a. JeĘli
wiera na gaz otoczki ciĘnienie skierowane na zewnątrz, powo- gwiazda towarzysząca ma mniejszą mas� od bia"ego kar"a,
dując jej cz�Ęciowy wyp"yw w postaci wiatru gwiazdowego. co obserwuje si� zazwyczaj w uk"adach, w których wyst�pu-
JeĘli tempo akrecji oscyluje wokó" 0.12 masy Ziemi na rok, ją wybuchy nowych, najszybsze tempo dostarczania materii
uk"ad moŻe przeskakiwa� pomi�dzy fazą rentgenowską a wi- wynosi 0.0003 masy Ziemi na rok. Ograniczenie to jest kon-
123 45a6
Para zwyczajnych Jednej z nich Orbita zacieĘnia si�; Olbrzym traci Karze" wykrada gaz Karze" osiąga
gwiazd pali wodór wyczerpuje si� paliwo olbrzym otacza zewn�trzne warstwy; z drugiej gwiazdy mas� krytyczną
w swych jądrach w jądrze; staje si� drugą gwiazd� staje si� bia"ym kar"em i emituje mi�kkie i wybucha
czerwonym olbrzymem promienie X
5b
BIA�Y KARZE�
DYSK AKRECYJNY
WIATR GWIAZDOWY
GWIAZDA
TOWARZYSZŃCA
�WIAT NAUKI Kwiecieł
1999 55
BRYAN CHRISTIE
ALFRED T. KAMAJIAN
sekwencją prawa zachowania orbitalnego momentu p�du. nie charakteryzujące nowe z emisją supermi�kkiego promie-
Podczas utraty masy przez ma"ą gwiazd� towarzyszącą jej niowania rentgenowskiego, co wyjaĘniają m.in. d"ugoletnie
orbita si� poszerza, a tempo przep"ywu masy ustala na powyŻ- okresy spokojnego  dopalania pomi�dzy wybuchami.
szym poziomie.
Aby tempo przep"ywu by"o wyŻsze, gwiazda dostarczają- ZaląŻki supernowych
ca materi� musi mie� mas� wi�kszą od bia"ego kar"a. Wówczas
z zachowania momentu p�du wynika warunek zacieĘniania or- Z wielkoĘci mas towarzyszy wymaganych w przypadku
bity podczas przep"ywu masy. Gwiazdy zbliŻają si� do siebie supermi�kkich ęróde" o krótkich okresach orbitalnych wyni-
tak bardzo, Że rozpoczyna si� grawitacyjny bój o przeciągni�- ka, Że są to uk"ady stosunkowo m"ode (w porównaniu z na-
cie na swoją stron� zewn�trznych warstw gwiazdy dawczyni. szą Galaktyką). Gwiazdy o odpowiednich masach Żyją naj-
Materia znajdująca si� wewnątrz pewnej obj�toĘci zwanej p"a- wyŻej kilka miliardów lat i ulokowane są zawsze w pobliŻu
tem Roche a pozostaje pod wp"ywem grawitacji gwiazdy daw- zasiedlonej m"odymi gwiazdami centralnej p"aszczyzny Ga-
czyni, natomiast poza tym obszarem Ęciągana jest przez bia- laktyki. Niestety, po"oŻenie takie sprawia, Że znajdują si� one
"ego kar"a. Wydaje si� to paradoksalne, lecz dawczyni sama w obszarach bogatych w ob"oki gazu mi�dzygwiazdowego,
dąŻy do zguby. Podczas gdy traci mas� z powierzchni, iloĘ� który blokuje rozchodzenie si� mi�kkiego promieniowania
energii powstająca w procesie syntezy termojądrowej w jej ją- rentgenowskiego. Z tego powodu obserwowana populacja
drze nie ulega w znacznej mierze zmianie. Nieprzerwany stru- stanowi jedynie czubek góry lodowej. Ekstrapolując znaną
mieł
ciep"a wywiera od spodu ciĘnienie na zewn�trzne war- liczb� supermi�kkich ęróde", oszacowaliĘmy ich wyst�powa-
stwy, prowadząc do odtworzenia pierwotnego kszta"tu nie w naszej Galaktyce na kilka tysi�cy jednoczeĘnie. W cią-
gwiazdy. CiĘnienie to powoduje uzupe"nienie materii ode- gu tysiąca lat rodzi si� ich kilka, a kilka innych umiera.
rwanej przez bia"ego kar"a, podobnie jak z wype"nionego po Co dzieje si�, gdy odchodzą z tego Ęwiata? Fuzja materii
brzegi garnka na rozgrzany piec ciągle b�dzie si� wylewa"o przejmowanej od towarzysza powoduje oczywiĘcie wzrost
wrzące mleko. Sytuacja stabilizuje si� dopiero w momencie, masy bia"ego kar"a. MoŻe on wówczas osiągną� tzw. granic�
gdy wp"yw utraty masy odczuje samo jądro. Aby gwiazda Chandrasekhara, oko"o 1.4 masy S"oł
ca  to maksymalna ma-
o początkowej masie dwóch mas S"oł
ca powróci"a do rów- sa bia"ego kar"a. Poza tą granicą za"amują si� si"y kwantowe
nowagi  a w rezultacie zaprzesta"a emisji supermi�kkiego utrzymujące go. W zaleŻnoĘci od początkowego sk"adu che-
promieniowania  potrzeba oko"o 7 mln lat od chwili, gdy za- micznego i masy moŻliwe są dwa scenariusze: kolaps do
czą" si� rabunek jej materii. Przez ten czas gwiazda kurczy si� gwiazdy neutronowej lub zag"ada w postaci jądrowej kuli
do jednej piątej swej początkowej masy i w uk"adzie podwój- ognistej. Kar"y, którym brakuje w�gla lub mają początkową
nym staje si� mniej masywna. �rednie tempo akrecji na bia- mas� ponad 1.1 masy S"oł
ca, zapadają si�. Taki bieg wydarzeł

"ego kar"a wynosi w ciągu ca"ego tego okresu oko"o 0.04 masy analizowa"o wielu teoretyków, m. in. Ramón Canal i Javier
Ziemi na rok. Labay z Uniwersytetu w Barcelonie, Jordi Isern z Instytutu
Zgodnie z tym rozumowaniem przewidzieliĘmy w 1991 ro- Badał
Kosmicznych w Katalonii, Stan E. Woosley i Frank
ku, Że wiele supermi�kkich ęróde" okaŻe si� bia"ymi kar"ami Timmes z University of California w Santa Cruz, Hitoshi
krąŻącymi na ciasnych orbitach (o okresach krótszych niŻ kil- Yamaoka z Uniwersytetu Kiusiu oraz Nomoto.
ka dni) wokó" gwiazdy towarzyszącej, której masa początko- Bia"e kar"y nie spe"niające któregoĘ z tych kryteriów po pro-
wa wynosi"a 1.2 2.5 masy S"oł
ca. Istotnie, CAL 83 i 87 po- stu wybuchają. Powoli gromadzą hel, aŻ w koł
cu dojdą do
twierdzają te przypuszczenia. Od 1992 roku zmierzono okresy granicy Chandrasekhara i eksplodują; inna moŻliwoĘ� to
orbitalne jeszcze czterech ęróde" supermi�kkich  wszystkie przedwczesne osiągni�cie przez warstw� helową masy kry-
wynosi"y mniej niŻ kilka dni. WyjaĘnienie to moŻe stosowa� tycznej i jej wybuchowy zap"on. W tym ostatnim przypadku
si� takŻe do klasy nowopodobnych uk"adów podwójnych gwiazdą wstrząsają fale uderzeniowe, co powoduje zap"on
zwanych gwiazdami typu V Strza"y, których pulsująca jasnoĘ� w�gla w jądrze. A palenie w�gla, gdy si� juŻ zacznie, przera-
wprawia"a w zak"opotanie astronomów juŻ od prze"omu wie- dza si� w g�stej napr�Żonej materii kar"a w proces nie kon-
ków. W zesz"ym roku Joseph Patterson z Columbia Universi- trolowany. W ciągu kilku sekund gwiazda przekszta"ca si�
ty wraz ze wspó"pracownikami oraz niezaleŻnie Joao E. Steiner g"ównie w nikiel, jak równieŻ inne pierwiastki uk"adu okreso-
i Marcos P. Diaz z Krajowego Laboratorium Astrofizyki w wego pomi�dzy krzemem a Żelazem. Nikiel, rozproszony
Itajub� w Brazylii wykazali, Że pierwowzór tej klasy obiek- w przestrzeni, rozpada si� w ciągu kilkuset dni na kobalt, a na-
tów ma w"aĘciwą mas� i okres orbitalny. st�pnie Żelazo.
Jest jeszcze jedna grupa uk"adów gwiazdowych mogących Tak si� sk"ada, Że astronomowie przypisali juŻ rodzaj eks-
dawa� początek supermi�kkim ęród"om: to tzw. symbiotycz- plozji do Ęmierci bogatych w w�giel kar"ów  są to superno-
ne uk"ady podwójne, w których bia"y karze" krąŻy po rozle- we typu Ia. W widmie takiej supernowej brakuje jakichkol-
g"ej orbicie wokó" czerwonego olbrzyma. Czerwone olbrzy- wiek oznak wyst�powania wodoru i helu, jest to jeden z
my są ch�tnymi dawcami. Rozd�te przez wiek mają sto- czynników odróŻniających ją od supernowych innych typów
sunkowo s"abą grawitacj� powierzchniową i same juŻ tracą (Ib, Ic i II), które prawdopodobnie powstają na skutek im-
materi� w silnym wietrze gwiazdowym. W 1994 roku jeden plozji i nast�pującej po niej eksplozji masywnej gwiazdy
z nas (Kahabka), Hasinger i Wolfgang Pietsch z Max-Planck- [patrz: J. Craig Wheeler i Robert P. Harkness,  Helium-Rich
-Institut odkryli supermi�kki symbiotyczny uk"ad podwój- Supernovas ; Scientific American, listopad 1987]. Sądzi si�, Że
ny w Ma"ym Ob"oku Magellana, innej galaktyce satelitarnej supernowe typu Ia są g"ównym we WszechĘwiecie, w tym
Drogi Mlecznej. Od tamtej pory znaleziono kilka dalszych takŻe na Ziemi, ęród"em Żelaza i pokrewnych pierwiastków.
ęróde" tego rodzaju. W galaktyce takiej jak Droga Mleczna wyst�puje ich prze-
Niektóre supermi�kkie ęród"a trudniej rozpozna�, gdyŻ ci�tnie cztery na kaŻde 1000 lat.
tempo ich akrecji zmienia si� w czasie. Jedno ze ęróde" w na- Zanim odkryto supermi�kkie ęród"a promieni X, astrono-
szej Galaktyce ma 40-letni cykl, jeĘli chodzi o rodzaj emisji: na mowie nie byli pewni co do szczegó"ów procesu pojawiania
przemian rentgenowskiej i widzialnej, co moŻna dostrzec na si� supernowych typu Ia. WyjaĘniano je g"ówne albo istnie-
archiwalnych kliszach fotograficznych. Kilka obiektów, takich niem pewnych gwiazd symbiotycznych (w szczególnoĘci
jak nowa Muchy 1983 i nowa �ab�dzia 1992, "ączą zachowa- rzadko wyst�pujących nowych powrotnych), albo zlewa-
56 �WIAT NAUKI Kwiecieł
1999
0.3
STABILNE PALENIE, ROZBUDOWUJE SIó
GAZOWA OTOCZKA I WIATR
JEDNOSTAJNE PALENIE
(SUPERMIóKKIE ŁRÓD�A)
0.03
CYKLICZNE PALENIE NIEWYBUCHOWE
0.003
CYKLICZNE PALENIE WYBUCHOWE
(NOWE)
0.6 0.8 1.0 1.2 1.4
MASA BIA�EGO KAR�A (W MASACH S�OĄCA)
PRZEBIEG SYNTEZY TERMOJŃDROWEJ na powierzchni bia"ego kar"a zaleŻy od jego masy (oĘ pozioma) oraz od tempa, w jakim poch"a-
nia on swego gwiezdnego towarzysza (oĘ pionowa). JeĘli tempo akrecji jest dostatecznie niskie, synteza (którą astronomowie nieco mylą-
co nazywają  paleniem ) zachodzi zrywami, "agodnie albo wybuchowo. W przeciwnym razie nast�puje w sposób ciąg"y. Wykres ten po-
kazuje, Że zjawiska niegdyĘ uwaŻane za odr�bne  takie jak wybuchy nowych i supermi�kkie ęród"a  są ze sobą ĘciĘle związane.
niem si� ze sobą dwóch bogatych w w�giel bia"ych kar"ów. soprzestrzeł
 ; �wiat Nauki, marzec br.]. Drobne zmiany w ja-
Lecz ten ostatni scenariusz jest obecnie kwestionowany. Ni- snoĘci mogą by� odpowiedzialne za wszystkie przeciwstaw-
gdy nie zaobserwowano uk"adu podwójnego bia"ych kar- ne wnioski dotyczące początków i koł
ca WszechĘwiata. Cią-
"ów o niezb�dnej masie i okresie orbitalnym, a obliczenia g"ym utrapieniem kosmologów by"o to, Że drobne b"�dy
przeprowadzone ostatnio przez Nomoto i jego koleg� Ha- systematyczne  wynikające zapewne z braku pe"nego zro-
deyuki Saio pokaza"y, Że takie po"ączenie by"oby zbyt "agod- zumienia procesów, które prowadzą w gwiazdach do po-
ne, by wywo"a� eksplozj� termojądrową. Rozwiązaniem mo- wstania supernowych  mog"yby by� uwaŻane za rzeczywi-
gą by� supermi�kkie ęród"a i inne kar"y spalające wodór na ste zmiany. Znaczenie odkrycia ęróde" supermi�kkich dla
powierzchni. Ich umieralnoĘ� zgadza si� w przybliŻeniu z ob- kosmologii musi zosta� jeszcze dok"adnie przebadane.
serwowaną cz�stoĘcią wyst�powania supernowych. Zgod- Gdy po raz pierwszy je wykryto, nikt nie spodziewa" si�, Że
noĘ� ta czyni z jasnych podwójnych ęróde" supermi�kkiego prace nad nimi zakoł
czą si� uj�ciem tak wielu zjawisk w jed-
promieniowania rentgenowskiego pierwszą zidentyfikowa- ną spójną teori�. DziĘ jest juŻ jasne, Że przyprawiające nie-
ną z ca"ą pewnoĘcią klas� obiektów, po których moŻemy rze- gdyĘ o zawrót g"owy bogactwo wielu rodzajów gwiazd
czywiĘcie si� spodziewa�, Że zakoł
czą swój Żywot jako su- zmiennych, nowych i supernowych to jedynie róŻne warian-
pernowe typu Ia. ty tego samego podstawowego uk"adu: zwyk"ej gwiazdy krą-
Ta nowa interpretacja daje szans� na precyzyjniejsze po- Żącej wokó" reanimowanego bia"ego kar"a. WszechĘwiat wy-
miary kosmologiczne, w których okreĘlanie odleg"oĘci zale- daje si� o wiele bardziej zrozumia"y.
Ży od tych supernowych [patrz: Craig J. Hogan, Robert P.
T"umaczy"
Kirshner i Nicolas B. Suntzeff,  Supernowe odmierzają cza- Zbigniew Loska
Informacje o autorach Literatura uzupe"niająca
PETER KAHABKA, EDWARD P. J. van den HEUVEL i SAUL A. LUMINOUS SUPERSOFT X-RAY SOURCES AS PROGENITORS OF TYPE IA
RAPPAPORT przyznają, Że nigdy nie sądzili, iŻ supermi�kkie ęród"a SUPERNOVAE. Rosanne Di Stefano, Supersoft X-ray Sources. Red. Jo-
dadzą si� wyjaĘni� za pomocą bia"ych kar"ów. UĘwiadomili sobie to chen Greiner; Springer-Verlag, 1996. Preprint dost�pny w Interne-
przypadkowo podczas warsztatów naukowych, które van den Heu- cie pod adresem: xxx.lanl.gov/abs/astroph/9701199
vel i Rappaport zorganizowali na ca"kiem inny temat: gwiazd neu- LUMINOUS SUPERSOFT X-RAY SOURCES. P. Kahabka i E. P. J. van den Heu-
tronowych. Dwa lata póęniej ci weterani astronomii spotkali Kahab- vel, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 35, ss. 69-100,
k�, który b�dąc cz"onkiem zespo"u ROSAT, bra" udzia" w odkryciu Annual Reviews, 1997.
wielu supermi�kkich ęróde". DziĘ Kahabka pracuje na stanowisku SNEIA: ON THE BINARY PROGENITORS AND EXPECTED STATISTICS. Pilar Ruiz-
adiunkta w Instytucie Astronomicznym Uniwersytetu w Amsterda- -Lapuente, Ramon Canal i Andreas Burkert, Thermonuclear Super-
mie. Van den Heuvel jest dyrektorem tego instytutu, a takŻe laure- novae. Red. Ramon Canal, Pilar Ruiz-Lapuente i Jordi Isern; Kluwer,
atem Nagrody Spinozy z 1995 roku, najwyŻszego wyróŻnienia na- 1997. Preprint dost�pny w Internecie pod adresem: xxx.lanl.gov/
ukowego przyznawanego w Holandii. Jako archeolog amator zgro- abs/astro-ph/9609078
madzi" bogatą kolekcj� narz�dzi z wczesnej epoki kamiennej. Rappa- TYPE IA SUPERNOVAE: THEIR ORIGIN AND POSSIBLE APPLICATIONS IN
port jest profesorem fizyki w Massachusetts Institute of Technology. COSMOLOGY. Ken ichi Nomoto, Koichi Iwamoto i Nobuhiro Kishi-
W latach siedemdziesiątych by" jednym z pionierów astronomii pro- moto, Science, vol. 276, ss. 1378-1382; 30 V 1997. Preprint dost�pny
mieniowania rentgenowskiego. w Internecie pod adresem: xxx/lanl.gov/abs/astro-ph/9706007
�WIAT NAUKI Kwiecieł
1999 57
TEMPO AKRECJI (W MASACH ZIEMI NA ROK)
BRYAN CHRISTIE; ęród"o: ICKO IBEN,
University of Illinois