Stelele variabile, novele si supernovele, constituie un capitol important al
astrofizicii. Observarea lor a pus in evidenta corelatii importante intre
anumiti parametri caracteristici ai acestor obiecte cosmice si structura interna
a Galaxiei, fapt care a condus la obtinerea unor rezultate pretioase cu privire
la studiul sistemelor stelare -; roiuri si galaxii. De asemenea, analiza
si interpretarea variatiilor anumitor parametri fizici conduc la dezlegarea
unora dintre cele mai captivante probleme ale astrofizicii contemporane. Prezentarea
celor mai imporatnte probleme privind stelele variabile, novele si supernovele,
presupune cunoasterea principalelor notiuni de astrofizica si astronomie stelara. b1y5yz
Stralucirea stelelor este parametrul cel mai accesibil observatiilor noastre,
iar modul spectacular in care aceasta poate sa varieze a condus pe astronomi
la introducerea notiunii de stea variabila.
M
Novele reprezinta o categorie de stele variabile care se caracterizeaza printr-o
crestere brusca a luminozitatii si, prin urmare, o crestere considerabila a
stralucirii corespunzatoare. In astfel de cazuri, luminozitatea creste
cu un factor de ordinul de marime al sutelor de mii fata de luminozitatea avuta
mai inainte, care era putin variabila sau chiar constanta. Observatiile
arata ca in timpul aparitiei fenomenului de nova, stralucirea stelei respective
creste cu aproximativ 12 sau 13 magnitudini stelare. Aceasta crestere se produce
in mod brusc, circa 2 zile, ramane aproape constanta in faza
de maxim (cateva zile) pentru a reveni apoi la stralucirea avuta inainte
de eruptie. Descresterea stralucirii se produce mult mai lent decat cresterea
ei; revenirea de la maxim spre minim se realizeaza in decursul catorva
saptamani, luni sau chiar ani.
Fara a se cunoaste cauzele care stau la baza fenomenului de nova pe baza datelor
observationale ale acestora, ele au fost asemanate cu niste explozii. Astazi
se stie ca nu este vorba de o explozie a intregii stele, ci de o eruptie
care se produce in straturile ei superficiale. In decursul unei
eruptii o nova elibereaza o energie de aproximativ 10 la puterea 36 -;
10 la puterea 37 J.
Inainte si dupa eruptie, novele sunt stele subpitice fierbinti (pitice
ultraviolete) care, in general sunt membre ale unor stele duble stranse.
La maximul de stralucire nova are magnitudinea absoluta cuprinsa intre
-;6 si -;9, iar in timpul descresterii stralucirii, in
curba de lumina se pot observa diferite oscilatii.
In general, fiecare nova are caracteristicile sale proprii, care marcheaza
individualitatea stelei respective, totusi in linii mari novele au trasaturi
specifice intregului grup de astfel de obiecte.
In timpul declinului, atat curba de lumina, cat si spectrul
corespunzator prezinta o complexitate considerabila. Datele fotometrice, prin
modificarile indicilor de culoare, iar datele spectroscopice prin modificarea
vitezelor radiale scot in evidenta faptul ca in momentul eruptiei
unei nove se produce e ejectie de masa din straturile superficiale si nicidecum
o exapnsiune a intregii stele. Stratul de materie ejectata se extinde
repede si se manifesta ca o fotosfera intinsa.
Urmarirea observationala a novelor, pe un interval mai mare de timp, pune in
evidenta faptul ca unele dintre aceste eruptii se repeta, adica exista nove
cu repetitie. De altfel, se pare ca daca s-ar urmari activitatea unor astfel
de obiecte pe un timp mai indelungat, la toate sau aproape toate, fenomenul
de eruptie se repeta.
Scurt istoric privind observarea novelor
Stelele nove erau considerate ca stele noi care “apar” brusc pe
bolta cereasca acolo unde inainte nu se vedea nici-o stea cu ochiul liber.
In acest sens pot fi amintite mai multe obiecte de acest tip care au fost
observate de-a lungul secolelor.
La 4 iulie 1054 a fost observata cu ochiul liber aparitia unei nove, adica a
fost inregistrata explozia unei stele care pe bolta cereasca era situata
in apropierea stelei Tauri. Stralucirea acesteia a devenit mai mare decat
aceea a planetei Venus si a fost chiar mai mare decat stralucirea tuturor
stelelor vizibile luate la un loc. Ea a fost inregistrata in cronicile
chineze si japoneze si a fost numita “Steaua musafir”. Apoi, pe
masura ce treceau lunile, aceasta stea a devenit din ce in ce mai slaba
pana cand n-a mai fost vizibila cu ochiul liber. In locul
in care a avut loc explozia respectiva, astazi se gaseste Nebuloasa Crab.
Acest obiect face parte din clasa supernovelor.
Este foarte probabil ca inceputul studiului novelor coincide cu data de
11 noiembrie 1572, cand Tycho Brahe a observat explozia unei stele in
Constelatia Cassiopeea. Aceasta supernova, a carei stralucire in timpul
exploziei a fost asemanatoare cu aceea a planetei Venus, a putut fi vazuta in
timpul zilei. Dupa aproape trei luni ea a ajuns la magnitudinea 1, pentru ca
in martie 1574 sa devina invizibila pentru ochiul liber.
Fenomenul observat de Tycho Brahe a produs un efect extraordinar asupra modului
de gandire al oamenilor constituind unul din cele mai puternice argumente
prin care se combatea ideea imuabilitatii sferei ceresti.
In constelatia Lebada (Cygnus) a fost observata o stea de magnitudine
3 care a explodat in anul 1600. Aceasta “nova” a devenit de
magnitudinea 5 in anul 1715 si a ramas astfel, fiind cunoscuta sub denumirea
P Cygni, care este reprezentanta unei categorii de stele variabile cu invelis
in expansiune.
O alta supernova a fost observata de Kepler (Steaua lui Kepler). Ea a explodat
in anul 1604 in Constelatia Ophiuchus si a avut la maxim o stralucire
asemanatoare cu aceea a lui Jupiter, pentru ca mai tarziu, sa devina invizibila.
La inceput novele si supernovele formau o singura categorie de obiecte
cunoscute sub numele de stele noi. Mai tarziu, datorita diferentei de
luminozitate in timpul maximei de stralucire, astronomii le-au clasificat
in doua grupe distincte: nove si supernove.
O nova de magnitudine 3 a fost descoperita in anul 1669 in Constelatia
Vulpecula. Aceasta a avut un maxim secundar in anul 1671, iar in
1672 a devenit invizibila.
Pe la inceputul anului 1848, observatiile de nove erau efectuate izolat
si cu totul intamplator ; abia dupa acest an se intreprinde
un plan in vederea cercetarii sistematice a unor astfel de obiecte.
In anul 1860 au fost observate novele V 841 Ophiuchi si T Scorpii, iar
in 1876 este descoperita nova T Coronae Borealis, primul obiect de acest
fel observat vizual si spectroscopic.
In 1876 este observata nova Q Cygni.
In 1885 se observa prima supernova extragalactica S Andromedae, iar in
1891 se efectueaza primele observatii fotografice ale novei T Aurigae.
In prima jumatate a secolului al XX-lea au fost observate cinci stele
ale caror straluciri au crescut pana la magnitudinea 1 sau mai mult.
O stea nova poate fi notata prin cuvantul “nova”, urmat de
numele la cazul genitiv al constelatiei in care a avut loc aparitia respectiva,
dupa care se scrie anul in care s-a efectuat observatia.
Printre novele descoperite in secolul nostru, un loc deosebit il
ocupa Nova Aquilae 1918, a carei stralucire a crescut cu 13 magnitudini.
Nova Herculis 1934 care apartine unei stele duble stranse in care
componentele respective se eclipseaza reciproc cu o perioada de 4h si 39 minute.
CLASIFICAREA NOVELOR
Dupa modul de variatie a stralucirii se pot deosebi urmatoarele tipuri de nove:
Nove ordinare, a caror stralucire creste cu 12-13 magnitudini intr-un
interval de timp cu cateva ore sau chiar zile. Caracteristicile acestei
clase de nove sunt asemanatoare cu cele ale novei tipice Nova Aquilae 1918.
Aceasta stea era cunoscuta ca o stea ordinara de clasa spectrala A pana
in anul 1918, cand stralucirea ei a crescut cu aproximativ 13 magnitudini.
De pe o serie de fotografii efectuate timp de aproape zece ani, s-a pus in
evidenta existenta unui strat care se indeparta in toate directiile
in raport cu steaua centrala. Din masuratorile efectuate pe aceste placi
s-a dedus ca stratul respectiv se deplaseaza cu o secunda de arc pe an, iar
luminozitatea stelei in timpul eruptiei a crescut de la +5 la -;8
magnitudini. Dupa ce a atins stralucirea maxima, luminozitatea novei a scazut
brusc de-a lungul unei curbe aproape exponentiale.
Din datele inregistrate se constata ca stralucirea unei nove ordinare
descreste destul de rapid in primele zile care urmeaza dupa faza maxima,
pe urma declinul este mult mai lent, iar dupa cativa ani nova revine la
stralucirea avuta inainte de eruptie. In primele opt zile dupa maxim
stralucirea stelei Nova Aquilae 1918 scade cu 3 magnitudini.
Faptul ca in timpul eruptiei unei nove se produce o ejectie “radiala”
de materie gazoasa se deduce nu numai din masuratorile efectuate pe placa fotografica,
ci si din variatiile observate in spectrul corespunzator. Astfel, de exemplu,
la Nova Aquilae 1918 s-a observat un invelis verzui care inconjura
steaua. In anul 1940 invelisul respectiv avea o expansiune radiala
de doua secunde de arc pe an.
Nove rapide si nove lente. Desi curbele de lumina ale novelor sunt foarte asemanatoare
in privinta caracteristicilor generale, totusi aceste obiecte se pot imparti
in doua categorii : nove rapide si nove lente, dupa cum este mai scurt sau mai
lung intervalul de timp in care o nova trece printre prin toate fazele,
de la prenova pana la postnova. Novele rapide isi modifica stralucirea
intr-un interval de timp de cateva luni sau cel mult cativa
ani. Cresterea spre maxim are loc in cateva ore sau zile. Dupa maxim,
stralucirea scade lin si abia dupa cateva zile ajunge la 3 magnitudini
sub maxim, iar pe urma descresterea stralucirii poate fi insotita si de
anumite fluctuatii. Exemple de astfel de stele sunt: Nova Aquilae 1918 si Nova
Herculis 1934.
Novele lente isi pot desfasura faza de crestere a stralucirii mult mai
incet, aceasta faza putand sa dureze cateva luni. Intreg
tabloul de variatie a stralucirii poate dura ani sau chiar secole. In
general aceste nove sunt cu circa 1 sau 2 magnitudini mai putin stralucitoare
la maxim decat novele rapide. Curbele de lumina ale novelor lente prezinta
o scadere a stralucirii care poate fi insotita de mai multe fluctuatii
cu amplitudini de ordinul a 1 sau 2 magnitudini. Printre aceste stele amintim
Nova Aquilae 1936 si Nova RS Ophiuchi ale caror curbe de lumina au o serie de
neregularitati.
Nove recurente. Din datele observationale s-a constatat ca exista o categorie
de stele la care fenomenul de nova se repeta ; sunt asa-numitele nove cu repetitie
sau nove recurente. Ele sunt caracterizate printr-o crestere rapida a stralucirii
si un declin mai lent, amplitudinea acestor cresteri fiind de circa 8 magnitudini
stelare, adica au variatii de stralucire cu aproximativ 4 magnitudini mai mici
decat acelea ale novelor ordinare. Aceste eruptii, cu amplitudini mai
mici, se repeta dupa cateva zeci de ani, ciclul mediu fiind de aproximativ
treizeci de ani.
Unii astronomi considera ca fenomenul de nova trebuie sa se repete si la novele
ordinare, numai ca perioada acestora este foarte lunga, de ordinul miilor de
ani.
Mult timp T Pyxidis a fost unica nova recurenta cunoscuta. Astazi se cunosc
cel putin cinci nove recurente. T Coronae Borealis, RS Ophiuchi, T Pyxidis,
WZ Sagittae si U Scorpii.
In literatura astronomica se cunoaste o grupa de stele care sunt asemanatoare
cu novele, dar la care fenomenul de eruptie se desfasoara la o scara mai mica,
este vorba de asa-numitele stele variabile de tipul U Geminorum.
Din observatiile efectuate asupra stelelor variabile care se aseamana cu novele,
s-a constatat ca, exista o corelatie intre amplitudine si durata unui
ciclu: cu cat intervalul de timp dintre doua eruptii succesive este mai
lung, cu atat eruptia este mai puternica. Aceasta inseamna ca cu
cat o stea de tipul U Geminorum sta mai mult in starea de “liniste”,
cu atat energia radiata in timpul unei eruptii va fi mai mare, deoarece
in acest timp se poate acumula o cantitate mai mare de energie. Aceasta
corelatie poate fi extinsa si la novele recurente care-si maresc de mii de ori
luminozitatea de-a lungul catorva decenii. Daca vom extinde aceasta corelatie
si la novele ordinare, care nu sunt recurente, se poate trage concluzia ca acea
crestere a stralucirii de circa 12 magnitudini se poate realiza in urma
unor acumulari de energie interna de-a lungul unui interval de timp de cateva
mii de ani. Iata de ce se poate considera ca in realitate toate novele
ar trebui sa fie recurente.
Intre eruptii, stelele amintite mai sus sunt observate ca niste obiecte
fierbinti.
DATE OBSERVATIONALE
Observatii fotometrice
Datele observationale au fost obtinute in domeniul spectral-optic.
Curbele de lumina ale novelor dezvaluie o mare varietate cand sunt prezentate
la aceeasi scara de timp, deoarece atunci apar in evidenta diferentele
dintre novele rapide si cele lente. Dar daca scara de timp este mult comprimata,
curbele de lumina devin foarte asemanatoare deoarece se pierd anumite caracteristici
fine. La scara de timp destul de mare se constata ca, la unele nove, curba de
lumina are o ascensiune neteda pana la maxim, in timp ce pe ramura
corespunzatoare descresterii stralucirii apar oscilatii destul de puternice.
Pentru aputea urmari cat mai detaliat caracteristicile generale pe care
le poate avea curba de lumina a unei nove, in anul 1936, McLaughin a propus
ca pentru dezvoltarea unei nove tipice sa fie acceptate noua etape.
Observatii spectroscopice
Cu toate ca datele fotometrice ofera informatii pretioase cu privire la desfasurarea
activitatii unei nove, spectroscopia pune la dispozitie un mijloc mult mai bogat
de informare asupra proceselor fizice care se produc in timpul unei eruptii.
Pe cale spectroscopica s-au obtinut unele din putinele date asupra stadiului
de prenova ale unei nove ordinare. Se stie astfel ca in aceasta faza predomina
domeniul albastru al unui spectru continuu.
In ceea ce priveste faza initiala de crestere a stralucirii, datele spectroscopice
sunt de asemenea foarte sarace. In timpul cresterii stralucirii spectrul
ramane aproape nemodificat, de unde se trage concluzia ca desi atmosfera
este in expansiune rapida, ea este inca intacta si destul de densa
pentru a da nastere caracteristicilor de absorbtie.
In timp ce stralucirea novei se apropie de maxim, spectrul devine asemanator
cu acela al unei supergigante. Imediat dupa faza de stralucire maxima incepe
declinul insotit de modificari esentiale in spectru -; apare
un spectru “tipic de nova”, care este caracterizat prin linii puternice
de emisie, largi si simetrice fata de pozitiile normale. Sunt caracteristice
liniile de emisie care corespund hidrogenului, calciului ionizat si azotului
neutru. In zona lungimilor de unda scurta se pot vedea si linii de absorbtie.
Spectrul se numeste “spectru principal” si are o deplasare spre
ultraviolet mult mai mare decat aceea a spectrului din faza de stralucire
maxima.
Aceste caracteristici spectrale sunt determinate de expansiunea substantei gazoase
care devine foarte rarefiata si emite liniile stralucitoare. Deplasarea spre
violet este provocata de miscarea spre noi a stratului care se afla intre
noi si steaua centrala.
Cele doua feluri de linii -; de emisie si absorbtie -; coexista putin
timp. Liniile luminoase care coexista cu absorbtia principala sunt cele ale
hidrogenului si metalelor la care se mai adauga liniile interzise de emisie
ale oxigenului neutru si mai tarziu se adauga liniile interzise ale azotului
ionizat.
Cand stratul gazos se extinde suficient, spectrul continuu aproape ca
dispare si raman numai linii de emisie, printre care sunt proeminente
liniile verzi nebulare interzise ale oxigenului dublu ionozat, liniile interzise
ale neonului dublu ionizat, liniile interzise ale heliului odata ionizat si
liniile interzise ale nichelului odata ionizat. Acestea sunt linii interzise
si sunt emise numai din cauza ca gazele din stratul care se dilata sunt atat
de rarefiate incat ciocnirile dintre atomi sunt foarte rare. Desi
spectrul continuu nu mai este evident, el este inca prezent, deoarece
corpul principal al stelei continua sa emita radiatii.
In general, se presupune ca in timpul eruptiei unei nove masa stratului
in expansiune este ejectata imediat inaintea aparitiei spectrului
principal. Cand stralucirea novei a scazut cu o magnitudine sub maxim,
apare un al treilea spectru de absorbtie care este si mai puternic deplasat
spre ultraviolet. La inceput liniile sunt largi si difuze pentru ca mai
tarziu sa se intensifice si sa se divida in componente separate.
Cele mai proeminente sunt liniile hidrogenului si incep sa apara liniile
fierului odata ionizat si ale altor metale ionizate. Acest spectru a fost numit
“spectrul difuz intensificat”.
Din examinarea spectrului novei DQ Herculis, M.Walker a constatat ca aceasta
stea este compusa din doua obiecte dintre care unul a suferit fenomenul de nova.
In urma acestei descoperiri, R. Kraft examinand spectrogramele a
zece nove a demonstrat ca cel putin sapte dintre ele sunt sisteme de stele duble
stranse spectroscopice cu perioada de 1 h 22 minute pentru WZ Sagittae
si 127,6 zile pentru T Coronae Borealis. De aici a aparut ideea ca o nova trebuie
sa fie o stea componenta a unei stele duble.
Teoria novelor
O teorie asupra novelor pentru a putea fi acceptata trebuie sa se explice:
fenomenele care se manifesta intr-o stea albastra care este membra a unui
sistem binar rosu-albastru.
In literatura de specialitate se cunosc multe incercari de a explica
originea novelor. Dintre acestea retinem teoria care se bazeaza pe ipoteza ca
novele sunt componente ale unor sisteme duble stranse cu perioadele orbitale
de numai cateva ore, una din componente fiind o pitica alba fierbinte,
iar cealalta o stea mare, “rece”, de culoare rosie.
Din punct de vedere al evolutiei stelare, steaua mai fierbinte este mult mai
avansata, ea a ajuns in faza de pitica alba, fiind alcatuita in
mare parte din gaz degenerat si numai in apropiere de suprafata a mai
ramas un strat foarte subtire de hidrogen.
Steaua mai “rece” este mai putin evoluata, se gaseste in faza
cand, datoria reactiilor termonucleare din interiorul ei s-a dilatat pana
la limita Roche, astfel ca sistemul respectiv apare ca un sistem semidetasat.
Componenta mai rosie (mai rece) nu se mai poate dilata, deoarece materialul
care atinge aceasta limita este obligat sa se scurga spre componenta mai fierbinte.
In functie de conditiile fizice din interiorul stelei mai reci, materialul
poate, fie sa cada pe pitica alba, fie sa circule in jurul celor doua
componente sau sa paraseasca definitiv sistemul respectiv.
In cazul cand de la componenta mai rece se transfera spre pitica
alba (mai fierbinte) material bogat in hidrogen, care ajunge pe suprafata
ei, se produce o crestere a temperaturii care va declansa arderea termonucleara
a hidrogenului de la suprafata. Se va produce o instabilitate termica din cauza
gradientului de temperatura, care va face ca steaua sa devina instabila pulsatoriu,
fapt care va determina expansiunea invelisului exterior. Prin urmare,
instabilitatea temperaturii duce la instabilitatea razei -; pulsatia invelisului
exterior.
In timp ce steaua sufera aceasta instabilitate, se va elibera o cantitate
mare de energie care determina ejectia unor mase de gaz in spatiu, iar
cresterea temperaturii superficiale duce la marirea luminozitatii si, prin aceasta,
la cresterea considerabila a stralucirii care poate explica astfel fenomenul
de nova.
Bazat pe aceste idei, in anul 1968, Rose a elaborat un model de nova in
care a considerat ca steaua fierbinte se gaseste in contractie si evolueaza
spre faza de pitica alba. In centrul piticei hidrogenul este consumat
in intregime, iar modelul este astfel calculat incat
numai un strat subtire de la suprafata sa fie afectat de eruptie. Acest fapt
concorda cu rezltatele obtinute pe cale spectroscopica.
Evolutia spre faza de postnova se datoreaza faptului ca straturile exterioare
se racesc mult mai rapid decat se realizeaza transportul de energie din
interior spre exterior.
Din analiza datelor observationale si compararea lor cu unele consideratii teoretice
se poate spune ca detinem informatii valoroase cu privire la fenomenul de nova.
Problema originii si evolutiei novelor ramane insa deschisa.
M
Supernovele sunt obiecte cosmice supuse celor mai violente explozii cunoscute
pana acum in natura. Ele sunt stele a caror luminozitate devine
de sute de milioane de ori mai mare decat luminozitatea Soarelui si sunt
de mii de ori mai luminoase decat novele ordinare. In faza de supernova
steaua respectiva emite atata energie cata emit toate celelalte
stele, luate la un loc, dintr-o anumita galaxie. Aceasta emisie determina cresterea
considerabila a luminozitatii si, prin aceasta, o crestere enorma a stralucirii.
La maximum de stralucire, o supernova poate ajunge pana la magnitudinea
absoluta cuprinsa intre -;19 si -;21 , fapt care ne arata ca
un astfel de fenomen este legat de explozia unei stele care se afla in
etapa finala a evolutiei sale.
Denumirea de supernova a fost introdusa de catre Baade si Zwicky intre
anii 1935 -; 1937 cu scopul de a marca eruptiile stelare care sunt mult
mai violente decat in cazul unor nove obisnuite. Pana in
prezent se cunosc peste trei sute de supernove, dintre care cinci au fost observate
in Galaxia noastra, restul in alte galaxii si mai cu seama in
roiurile de galaxii. Astfel, in roiul din Constelatia Virgo se cunosc
douazeci de supernove, in cel din Ursa Major noua supernove, iar in
roiurile din constelatiile Coma Berenices si Cancer s-au observat noua, respectiv
cinci astfel de obiecte.
Intre 6 septembrie 1936 si 1 ianuarie 1940, astronomii au urmarit frecventa
aparitiei supernovelor in 840 de galaxii. Din prelucrarea datelor obtinute,
in anul 1942 Zwicky ajunge la concluzia ca in fiecare galaxie explodeaza
o supernova o data la 360 de ani.
Se considera ca frecventa supernovelor este de aproximativ o supernova intr-o
galaxie o data la o suta de ani. Desigur, la aceasta problema este greu de dat
un raspuns definitiv deoarece se descopera mereu noi galaxii si se observa noi
supernove in ele.
Pana acum 40 de ani in Galaxia noastra erau cunoscute trei explozii
de supernove, care au avut loc respectiv in Constelatiile Taurus, Cassiopeea
si Ophiuchus.
Supernova din Constelatia Taurus, observata in anul 1054 a avut la maximul
de stralucire magnitudinea aparenta -;5 si a fost vizibila cu ochiul liber
in timpul zilei. Ramasitele acestei supernove sunt cunoscute sub numele
de Nebuloasa Crab.
Supernova care a explodat in anul 1572 in Constelatia Cassiopeea,
a fost observata in renumitul astronom Tycho Brahe asupra caruia a produs
o impresie deosebit de puternica. Iata ce scria Tycho Brahe in legatura
cu aceasta aparitie: “Intr-o seara, cand priveam ca de obicei
bolta cereasca, al carei aspect imi este atat de familiar, vazui
cu o uimire de nespus, aproape de zenit, in Cassiopeea, o stea stralucitoare
de o marime extraordinara. Surprins, nu stiam daca trebuie sa-mi cred ochilor.
Ca sa ma conving ca nu era o iluzie si sa culeg si marturia altor persoane ii
chemai pe lucratorii din laboratorul meu si-i intrebai, ca si pe toti
trecatorii de altfel, daca vedeau ca si mine steaua care aparuse dintr-odata”.
Supernova din 1572 a fost situata langa steaua Cassiopeea, fiind observata
din mai multe tari europene si din Orientul Indepartat. Aparitia ei a
fost mentionata si in cronicile romanesti.
Primele observatii notate de Tycho Brahe sunt efectuate la data de 11 noiembrie
1572. La maximul de stralucire supernova a avut magnitudinea aparenta -;4,
culoarea “alba” si a fost mai stralucitoare decat Sirius si
Jupiter. Cand cerul era perfect senin, ea putea fi observata si in timpul
zilei.
Descresterea stralucirii supernovei din 1572 s-a produs mult mai lent decat
cresterea respectiva. Astfel, la inceputul anului 1574 ea avea magnitudinea
aparenta +5,5 si se gasea la limita de vizibilitate a ochiului liber.
Supernova care a aparut in anul 1604 in Constelatia Ophiuchus (steaua
lui Kepler) a fost descoperita “oficial” la 10 octombrie 1604 de
catre J. Brunowski, la Praga. Timpul nefavorabil a ingreunat observarea
acestui obiect, primele observatii fiind efectuate de catre Kepler la 17 octombrie
1604. De la Kepler ne-au ramas o serie de informatii pretioase asupra acestei
supernove, care, de altfel, ii poarta si numele. Exista marturii ca aceasta
supernova a fost observata si de pe teritoriul tarii noastre.
Cercetarile din ultimul an au dus la descoperirea a inca cel putin doua resturi
de supernove care au explodat in Galaxia noastra : este vorba despre supernova
din anul 1006 si sursa radio Cassiopeea A.
Identificarea restului acestei supernove a fost efectuata cu ajutorul radiotelescoapelor.
La maximul de stralucire supernova a avut magnitudinea intre -;8
si -;10 si s-a aflat la o departare de trei mii de ani lumina fata de noi.
Apartenenta sursei radio Cassiopeea A., la grupa supernovelor a fost stabilta
mai tarziu.
Dintre supernovele extragalactice amintim steaua S Andromedae a carei explozie
a avut loc in anul 1885. Ea se gaseste in galaxia cunoscuta sub denumirea
de Marea Nebuloasa din Andromeda. Magnitudinea aparenta a acesteia, la maximul
de stralucire a fost +6, fiind tot atat de stralucitoare ca insasi
nebuloasa respectiva. Dupa aproximativ 6 luni, luminozitatea ei s-a redus de
circa 10000 de ori, incetand sa mai fie vizibila. Este prima supernova
descoperita intr-un sistem extragalactic.
Cantitatea de energie radiata in timpul exploziei unei supernove este de aproximativ
10 la puterea 42 J, iar liniile spectrale arata ca, in timpul unei explozii
de supernova, steaua respectiva ejecteaza, cu o viteza de 10,000 de kilometri
pe secunda, pana la 10 procente din masa totala. Explozia de supernova
afecteaza straturile mai adanci ale stelei respectve, fapt care, determina
pierederea unei parti importante din masa sa.
Dupa explozie, masele imense de gaze ejectate formeza o nebuloasa ce inconjoara
nucleul rezidual, care, in anumite conditii poate deveni o stea neutronica.
Asa s-a intamplat si in cazul Nebuloasei Crab si al restului de supernova
din Constelatia Vela.
Daca se admite ca temperatura la suprafata unei supernove este de 10,000 de
grade Kelvin, asa cum rezulta din observatii spectroscopice, atunci, avand
in vedere faptul ca luminozitatea este proportionala cu patratul razei, rezulta
ca in faza de maxim, o supenova are o raza de aproximativ 3 x 10 la puterea
15 cm. Raza Soarelui este de 7x10 la puterea 10 cm. !
Clasificarea supernovelor
Pe baza datelor observationale, supernovele pot fi clasificate in doua
mari categorii : supernove de tipul I si supernove de tipul II. De fapt, se
presupune ca exista cinci tipuri de supernove, insa obiectele de tipurile
III -; V sunt atat de putin cunoscute incat, practic,
se poate vorbi numai despre tipurile I si II.
Supernovele de tipul I sunt aproximativ tot atat de numeroase ca si cele
de tipul II. Caracteristicile prin care se deosebesc cele doua tipuri sunt indicate
de curbele de lumina corespunzatoare, energia eliberata in timpul exploziei,
spectrele si populatia din care fac parte.
Supernovele de tipul I se caracterizeaza prin curbe de lumina si spectre foarte
asemanatoare. Dupa o crestere brusca spre maximul de stralucire, curbele de
lumina raman stabile timp de cateva zile, iar apoi urmeaza o descrestere
care poate sa dureze mai bine de un an.
O caracteristica generala a curbelor de lumina corespunzatoare supernovelor
de tipul I este faptul ca dupa 2-3 ani luminozitatea respectiva devine stabila.
Din analiza modului de descrestere a stralucirii unei supernove, se constata
ca timpul de injumatatire a intensitatii este de circa 55 de zile, fapt
care poate sugera ideea ca emisia optica ar fi legata de dezintegrarea radioactiva
a anumitor izotopi al caror timp de injumatatire este de 30 - 100 de zile.
In general supernovele sunt explozii de stele care se produc in
galaxii indepartate si de aceea, cu toate ca luminozitatea lor este foarte
mare, observarea lor este dificila. In acest scop, cel mai frecvent sunt
utilizate observatiile fotografice. Pe aceasta cale, cunoscand distanta
galaxiei in care explodeaza o supernova si determinand magnitudinea
aparenta a supernovei la maximul de stralucire, se poate calcula magnitudinea
absoluta -;19, iar variatia stralucirii lor sa depaseasca 15 magnitudini
stelare. Acest tip de supernove este legat de stelele a caror masa este de ordinul
de marime a unei mase solare. Spectrele supernovelor de tipul I sunt caracterizate
prin liniile de emisie ale unor elemente grele, fapt care arata ca aceste obiecte
se afla intr-o faza avansata de evolutie. Hidrogenul este reprezentat
prin mai putin de 10 % din masa stelei. Din modul de distibutie al supernovelor
de tipul I intr-o galaxie -; galaxie sferica -; si datorita faptului
ca ele sunt obiecte de varsta inaintata, s-a ajuns la concluzia
ca aceste obiecte apartin populatiei stelare de tipul II. Ca exemplu de supernova
de tipul I, amintim Supernova 1970 j, descoperita de L. Rosino in Galaxia NGC
7619. Ea este cel mai stralucitor membru al rolului de galaxii din Constelatia
Pegasus. Maximul de stralucire in domeniul albastru, pentru supernova
1970j, a avut loc in 7 sau 8 octombrie 1970, cand s-a determinat
magnitudinea aparenta de +14,5. Au obtinute trei spectre : la sase zile inainte
de maxim, o zi inainte de maxim si la 25 de zile dupa maximul de stralucire.
Supernovele de tipul II elibereaza o cantitate de energie de aproximativ 10
la puterea 44- 10 la puterea 45J. Curbele de lumina sunt mai largi la maxim
decat cele ale supernovelor de tipul I, magnitudinea absoluta la maximul
de stralucire fiind de circa -;17. Dupa o scadere initiala de circa 1,5
magnitudini, in aproximativ 30 de zile, curbele de lumina prezinta un
fel de “umar” care este succedat de un declin rapid. Variatia stralucirii
in timp este diferita de la un obiect la altul, asa ca pentru acest tip
de supernove este destul de greu sa se determine marimile caracteristice corespunzatoare
tipului II.
In general, supernovele de tipul II sunt rezultatul unei evolutii rapide
a stelelor tinere, dar foarte masive, ce apartin populatiei I, eruptia acestora
putand implica ejectia unei mase mai mari decat o masa solara. Un
exemplu de supernova de tipul II este Supernova 1957 a din Galaxia NGC 2841.
Supernove de alte tipuri. Cercetarea curbelor de lumina a mai multor supernove
a dus la concluzia ca in anumite cazuri aspectele curbelor sunt atat
de diferite de acelea ale supernovelor de tipurile I si II, incat
se presupun posibile si alte tipuri de supernove. Astfel, Zwicky considera ca
ar mai putea exista supernove de tipurile III, IV si V, dar obiectele care ar
putea fi incluse in aceste tipuri sunt foarte rare si este greu de admis
ca niste supernove cu caracteristici diferite de cele corespunzatoare tipurilor
I si II ar trebui considerate ca reprezentante ale unor noi tipuri de supernove.
Supernovele prezinta o importanta deosebit de mare nu numai pentru astrofizicieni,
ci si pentru fizicieni. In urma lor, supernovele lasa anumite resturi
care sunt de o mare importanta pentru cercetarea materiei in conditii
cu totul diferite de conditiile care se pot realiza in laboratoarele terestre.
In urma acestor explozii apar surse de radiatii X, surse de radiatii cosmice
de inalta energie care “bombardeaza” continuu planeta noastra,
se formeaza anumite elemente grele, apar nebuloasele care se dilata in
mod spectaculos si care sunt printre cele mai frumoase obiecte de pe bolta cereasca,
se nasc surse de radiatie radio etc.
Iata de ce supernovele sunt urmarite cu atentie deosebita, atat din punct
de vedere observational, cat si teoretic.
In cursul evolutiei, in stea, ard elemente din ce in ce mai
grele, necesitand temperaturi tot mai mari. Reziduurile acestor reactii
se vor distribui in paturi concentrice, discontinue (model “foaie
de ceapa”) cu densitati care cresc spre interior.
Odata inceput colapsul gravitational, aceasta dureaza cateva secunde,
pana cand este atinsa configuratia de echilibru a stelei neutronice.
Deoarece ultima supernova observata in Galaxia noastra a fost cea din
1604, marea majoritate a materialului informational s-a obtinut prin observarea
supernovelor din alte galaxii, incepand cu cea din Nebuloasa Andromeda,
din anul 1885. Daca fenomenul de supernova este un stadiu final al unui proces
evolutiv al stelelor, ar insemna ca frecventa de producere a acestuia
trebuie sa fie destul de mare, avand in vedere abundenta stelelor
masive in Galaxia noastra si in alte glaxii.
In Galaxia noastra au fost semnalate patru supernove numite “istorice”,
in anii 1006, 1054, 1572, 1604, dar exista certitudinea ca ulterior a
mai aparut una in Constelatia Cassiopeea. Deci in ultimul mileniu
s-au produs cinci supernove, ceea ce ar da o frecventa de aparitie de una la
doua sute de ani. Aceasta valoare trebuie corectata insa de anumite fenomene,
cum ar fi nesemnalarea unor supernove (nedescoperirea unor marturii scrise)
sau absorbtia mediului interstelar, care limiteaza distanta de la care o supernova
se poate observa vizual timp mai indelungat.
Evolutia stelelor cu masa de 15-70 magnitudine conduce, in general, la
formarea unui nucleu instabil de fier. Daca masa acestuia este sub limita superioara
de existenta a unei stele neutronoce, steaua va exploda, lasand in
urma o stea neutronica. Daca masa nucleului este putin mai mare, steaua se va
colapsa intr-o gaura neagra.
M
Multe stele nu sunt izolate in spatiu, ci formeaza stele duble, iar cateodata
triple sau sisteme multiple. Sirius este si ea o stea dubla. Numai ca a doua
componenta a acesteia este atat de slaba, incat nu poate fi
observata decat cu un telescop mare. Astronomii au descoperit ca satelitul
lui Sirius are o lumina aproape tot atat de alba ca si steaua principala.
Aceasta inseamna ca temperatura sa superficiala este aproape tot atat
de ridicata ca si aceea a lui Sirius. Satelitul lui Sirius da o lumina de 50.000
de mii de ori mai mica decat Sirius. Pe diagrama Hertzsprung-Russel locul
sau se afla mult mai jos de secventa principala. In felul acesta s-a descoperit
prima pitica alba. Stralucirea ei foarte mica se datoreaza dimensiunilor ei
mici. Aceasta stea este numai de doua ori mai mare ca Pamantul. Au mai
fost descoperite si alte pitice albe, dintre care cele mai mici sunt cam de
aceleasi dimensiuni cu planeta Mercur.
Se cunosc pitice albe, la care 1cm cub ar cantari cateva tone, datorita
densitatii foarte mari. Si totusi materia din care sunt constituite piticele
albe este gazoasa. Acest lucru necesita unele explicatii : un atom al unei substante
este format dintr-un nucleu incarcat pozitiv, in jurul caruia se
invart pe orbite electronii incarcati negativ. In imprejurari
normale, diferiti atomi pot sa se apropie intre ei atat de mult,
incat invelisurile electronilor exteriori sa vina in
contact. Deoarece electronii de pe traiectoriile exterioare se invart
relativ departe de nucleu, nucleele atomilor sunt relativ foarte departate intre
ele. Deoarece exista mult spatiu liber, la piticele albe electronii sunt “smulsi”
de nuclee, iar nucleele atomilor pot sa se apropie mult mai mult intre
ele. Chiar si asa tot mai exista intre ele suficient loc; ele se pot misca
liber si substanta se comporta ca un gaz. In felul acesta apar densitati
de neinchipuit, care la inceput nici nu erau crezute de astronomi.
Materia in interiorul stelelor pitice albe este insa foarte densa.
Astronomii au calculat de pilda ca in Constelatia Casiopeea se afla o
stea de opt ori mai mica decat Pamantul, dar un singur centimetru
cub din materia acestei stele ar cantari pe Pamant 36 de tone.
La piticele albe se produce foarte putina energie, cu toata marea lor densitate
si cu temperatura centrala asemanatoare aceleia a Soarelui. Pare sigur ca ele
nu au hidrogen in zonele centrale care trebuie sa fie constituite din
heliu si elemente grele. Numai la suprafata aceste stele ar fi acoperite de
o patura relativ subtire de hidrogen, care ar emite energia prin reactia proton-proton,
energie care s-ar adauga la energia gravitationala obtinuta prin contractia
inceata a stelei si ar da in total luminozitatea observata.
Piticele albe sunt considerate de astronomi ca stadiul final al evolutiei stelelor;
de aceea, ele prezinta o deosebita importanta ca si limita superioara de masa
ale stelelor degenerate.
Daca am umple o sticla de 1litru cu materie din pitica alba Sirius B si am transporta-o
pe Pamant ea ar cantari 240 de tone.
Fenomenul piticelor albe a fost explicat prin strivirea atomilor care, distrusi
de o presiune enorma, se reduc la nucleele si atomii lor, indesatii unii
intr-altii si formand un amestec care urmeaza legarea gazelor perfecte.
Stiind ca dimensiunile nucleelor sunt de ordinul de marime 10 la puterea -5
din dimensiunile atomilor, iar ale electronilor chiar mai mici,intelegem
de ce materia acestor stele ajunge, prin comprimare, la densitati atat
de mari.