POWRÓT SUPERNOWEJ

W końcu lutego 1987 roku wybuchła supernowa, która przeszła do historii pod nazwą Supernowej 1987A (SN1987A). Zdarzyło się to w pobliskiej galaktyce, znanej jako Wielki Obłok Magellana i położonej około 160 tys. lat świetlnych od Słońca. W maksimum blasku SN1987A świeciła na tyle jasno, że mógł ją dostrzec obserwator znajdujący się w dużym mieście (dorównywała najsłabszym gwiazdom umieszczanym na mapkach Nieba za oknem). Była najjaśniejszą i najbliższą z supernowych, jakie zaobserwowano w ciągu ostatnich trzech stuleci (dokładnie ­ od 1604 roku).

Supernowa 1987A i jej trzy pierścienie (stan z początku 1994 roku). Jasne obiekty dotykające zewnętrznych pierścieni i najjaśniejszy punkt wewnętrznego pierścienia to cztery gwiazdy znajdujące się w tym samym kierunku, co supernowa, lecz znacznie od niej oddalone

Wybuch supernowej kończy ewolucję gwiazd o masach większych od około 10 mas Słońca. Dochodzi do niego z chwilą, gdy w centralnym obszarze gwiazdy (tzw. jądrze lub rdzeniu) wyczerpują się zapasy paliwa jądrowego. Równowaga między rozdymającym jądro ciśnieniem oraz ściskającą je grawitacją zostaje wtedy wyraźnie zachwiana na korzyść grawitacji. Prowadzi to do błyskawicznej zapaści jądra, podczas której wyzwalają się olbrzymie ilości energii grawitacyjnej. Jądro o masie nie przekraczającej około 1.5 masy Słońca zapada się dopóty, dopóki jego rozmiary nie zmniejszą się mniej więcej 500-krotnie, po czym przekształca w gwiazdę neutronową. Jądro o masie wyraźnie większej od 1.5 masy Słońca zapada się natomiast niepowstrzymanie i przekształca w czarną dziurę. Szybko wirującą i obdarzoną silnym polem magnetycznym gwiazdę neutronową można w jakiś czas po wybuchu zaobserwować jako źródło regularnych pulsów radiowych (pulsar), natomiast czarna dziura nie daje takiej możliwości.

Energia wyzwolona podczas zapaści jądra rozgrzewa zewnętrzne warstwy supernowej (tzw. otoczkę) do kilkuset milionów stopni i rozpędza je do kilkunastu tysięcy kilometrów na sekundę. Dorównuje ona energii, jaką nasze Słońce wyświeci w ciągu całego swego życia, stanowi jednak nie więcej niż 1% całkowitej energii wybuchu. Pozostałe 99% unoszą neutrina (cząstki elementarne o znikomo małej masie), które rozbiegają się we wszystkie strony od miejsca wybuchu z prędkością niemal równą prędkości światła. W pierwszych chwilach po zapadnięciu się jądra w gęstej jeszcze i bardzo gorącej otoczce zachodzą reakcje jądrowe, których produktami są pierwiastki i izotopy niewytwarzane nigdzie indziej we Wszechświecie (w tym izotopy radioaktywne).

W miarę rozszerzania się i stygnięcia otoczki blask supernowej słabnie. Po upływie kilku tygodni do kilku miesięcy od chwili wybuchu jest on podtrzymywany już tylko dzięki energii jądrowej wyzwalanej podczas rozpadu wytworzonych uprzednio izotopów radioaktywnych. Po dalszych kilkudziesięciu lub kilkuset latach otoczka rozgrzewa się ponownie ­ wskutek zderzenia z obłokami materii międzygwiazdowej znajdującymi się w otoczeniu supernowej ­ i może być obserwowana jeszcze przez tysiące lat w postaci efektownej, kolorowej mgławicy. Po upływie około 30 tys. lat od chwili wybuchu mgławica ta całkowicie zlewa się z materią międzygwiazdową, by w jeszcze dalszej przyszłości posłużyć jako budulec dla następnych pokoleń gwiazd i planet.

Tak oto w dużym skrócie przedstawiała się 10 lat temu teoria supernowych. Wybuch SN1987A był od dawna wyczekiwaną okazją do jej sprawdzenia. Już w pierwszych tygodniach po wybuchu astronomowie mogli sobie pogratulować: zgadzało się niemal wszystko! Jako pierwsza dotarła na Ziemię wiązka neutrin o spodziewanym natężeniu. W kilka godzin później (tyle właśnie czasu potrzeba według teorii na rozgrzanie całej otoczki) zaobserwowano rozbłysk świetlny. W dobrej zgodności z teorią zmieniał się blask supernowej, a w rozszerzającej się otoczce wykryto wymagane ilości różnych izotopów radioaktywnych. Do pełnego sukcesu brakowało jedynie dwóch rzeczy: pulsara i... koloru gwiazdy, która wybuchła (presupernowej).

Z teorii wynika, że presupernowa, powinna być czerwonym olbrzymem (rozdętą do rozmiarów orbity Marsa gwiazdą o niskiej temperaturze powierzchni i czerwonawej barwie światła). Przeszukawszy wykonane dawniej zdjęcia Wielkiego Obłoku Magellana, stwierdzono jednak niezbicie, że jako Supernowa 1987A wybuchła gwiazda znacznie mniejsza i dużo gorętsza, której światło miało kolor niebieski. Niewykrycie pulsara można było tłumaczyć dużą nieprzezroczystością otoczki supernowej lub niekorzystnym usytuowaniem Ziemi względem osi obrotu gwiazdy neutronowej (puls radiowy jest emitowany w postaci wąskiej wiązki fal, która omiata przestrzeń niczym snop światła latarni morskiej i może w Ziemię po prostu nie trafiać). Nie można też było wykluczyć, że zamiast gwiazdy neutronowej w centrum SN1987A powstała trudna do zaobserwowania czarna dziura. Kolor i rozmiar presupernowej były natomiast niewytłumaczalne. Stało się jasne, iż teoria późnych etapów ewolucji gwiazd masywnych miała znaczące braki.

Pierwsze wskazówki naprowadzające na właściwe rozwiązanie zagadki otrzymano w maju 1987 roku. Satelita IUE (International Ultraviolet Explorer), który obserwował widmo SN1987A w ultrafiolecie, wykrył w nim linie wytworzone przez poruszającą się z niewielką prędkością materię o składzie chemicznym charakterystycznym dla atmosfer czerwonych olbrzymów. Sugerowało to, że niebieska gwiazda była kiedyś czerwonym olbrzymem, którego rozległa atmosfera odpłynęła w przestrzeń międzygwiazdową i otoczyła presupernową niemal przezroczystą kurtyną. Na potwierdzenie tej hipotezy przyszło jednak poczekać ponad dwa lata.

Te same obiekty oglądane przez obserwatora znajdującego się w płaszczyźnie wyznaczonej przez najmniejszy pierścień

W grudniu 1989 roku nowo uruchomiony przez Europejskie Obserwatorium Południowe teleskop NTT (New Technology Telescope) zaobserwował wokół SN1987A gazowy pierścień, którego pierwszą wyraźną fotografię otrzymał kilka miesięcy później Kosmiczny Teleskop Hubble'a. Ponieważ spodziewano się, że kurtyna ma kształt kulisty, była to prawdziwa niespodzianka. Średnica pierścienia wynosiła 1.5 roku świetlnego, co w połączeniu ze znaną jeszcze z obserwacji IUE prędkością ekspansji pozwalało ocenić jego wiek na oko-
ło 20 tys. lat. W 1990 roku SN1987A gwałtownie zwiększyła swą emisję w zakresie radiowym, a dwa lata później ­ w zakresie rentgenowskim. Dokładne obserwacje wykazały, że źródłem fal radiowych była nie sama supernowa, lecz obszar położony między miejscem wybuchu a wewnętrzną krawędzią pierścienia. Promieniowanie radiowe i rentgenowskie o zaobserwowanych charakterystykach powstaje podczas zderzeń między szybko poruszającymi się względem siebie obłokami. Zaobserwowawszy je, uzyskano, zatem dowód, że najszybsze fragmenty otoczki supernowej zderzają się z materią, która tysiące lat przed wybuchem opuściła, presupernową pod postacią wiatru gwiazdowego. Zjawisko to było niewidoczne w świetle widzialnym ze względu na wysoką temperaturę i niską gęstość gazu w obszarze zderzenia.

Zdawało się, że do skompletowania łamigłówki brakuje już tylko zidentyfikowania procesów, które ogniskowały wypływ gazu z presupernowej w ściśle określonej płaszczyźnie. Nowe zdjęcia, wykonane za pomocą teleskopu Hubble'a w maju 1994 roku, przyniosły jednak kolejną zagadkę. W okolicy SN1987A widniały na nich dwa dodatkowe, przecinające się pierścienie. Nowo odkryte pierścienie były niemal dwukrotnie większe od już znanego, a ich środki nie pokrywały się z centrum wybuchu. Szczęśliwym zbiegiem okoliczności fragment jednego z nich zakrywał supernową, co umożliwiło nie tylko otrzymanie jego widma (a co za tym idzie ­ poznanie jego składu chemicznego i zmierzenie jego prędkości), lecz także odtworzenie rzeczywistego przestrzennego usytuowania wszystkich czterech obiektów.

Rozbłysk fragmentu najmniejszego pierścienia Supernowej 1987 A (stan z początku lutego 1998 roku)

Zrozumiano, że ostatnie kilkadziesiąt tysięcy lat życia presupernowej można podzielić na dwa okresy, z których pierwszy zakończył się kilkanaście tysięcy lat przed wybuchem. Z presupernowej wypływał wtedy gęsty gaz o prędkości nieprzekraczającej kilkunastu kilometrów na sekundę. Wypływ był niejednorodny: gęstość gazu, wszędzie wysoka, zwiększała się dodatkowo w pobliżu płaszczyzny wyznaczonej dziś przez najmniejszy z pierścieni. W drugim okresie, trwającym prawdopodobnie aż do chwili wybuchu, gęstość wypływającego gazu zmalała, zaś jego prędkość wzrosła do kilkudziesięciu kilometrów na sekundę. W ten sposób presupernowa wydmuchała w gęstym gazie dziurę o kształcie klepsydry. Najmniejszy z pierścieni wyznacza obecnie przewężenie klepsydry, zaś większe pierścienie ­jej dna.

Odtworzywszy rozkład materii wokół SN1987A, można było oszacować czas, po którym zewnętrzne warstwy otoczki supernowej zaczną zderzać się z najmniejszym pierścieniem. Zamiast standardowych kilkudziesięciu do kilkuset lat otrzymano wartości wahające się od zaledwie kilku do kilkunastu lat! W połowie lutego br. grupa naukowców ze Space Telescope Science Institute ogłosiła, iż zderzenie już się rozpoczęło.

Na razie rozbłysnął tylko jeden niewielki fragment pierścienia, wygiętego w tym miejscu dość mocno w stronę miejsca wybuchu. Jednak już na początku lutego świecił on niemal tak jasno, jak dwie jaśniejsze gwiazdy widoczne na tle dużych pierścieni. Gdy za kilkanaście miesięcy rozbłyśnie cały pierścień, kompleks obiektów związanych z Supernową 1987A zwiększy swój blask ponad stukrotnie. Niestety, do obejrzenia tego zjawiska potrzebny będzie albo bardzo silny teleskop amatorski, albo wręcz teleskop profesjonalny.

Teraz, gdy spełniły się kolejne oczekiwania teoretyków, pozostaje już tylko wyjaśnić, dlaczego w wypływie z presupernowej istniała wyróżniona płaszczyzna. Najprawdopodobniej, presupernowa nie była gwiazdą samotną, lecz jednym ze składników układu podwójnego. W takim przypadku owa płaszczyzna byłaby po prostu płaszczyzną orbity. Zarówno hipotetyczny drugi składnik, jak i wytworzona podczas wybuchu gwiazda neutronowa lub czarna dziura są jednak nadal ukryte w gęstym i nieprzezroczystym wnętrzu otoczki supernowej.

---