Amri Wandel: La Hebrea Universitato de Jerusalemo, Isrealo
Verŝajne la organizantoj de la UK en Pekino ne konsciis pri speciala datreveno: antaŭ 950 jaroj la ĉinoj observis kaj dokumentis "novan stelon" - unu el la plej famaj stelaj eksplodoj nun nomataj "supernovaoj". La ĉinoj nomis tiun fenomenon "gasta stelo", kaj la supernovao observita de ili en la jaro 1054 estas unu el la unuaj dokumentitaj supernovaoj, kies restaĵo nun videblas kiel la kraba nebulozo. En la lasta jarmilo oni observis nur kvar supernovaojn en nia galaksio, la plej lastan en la jaro 1987. Kio estas tiu fenomeno? Evidentiĝas ke temas pri unu el la plej potencaj eksplodoj en la kosmo, mililiardoble pli brilaj ol la Suno. Kiel supernovaoj, la spektaklaj mortoj de steloj, fariĝas fonto de vivo kaj kemiaj elementoj por novaj steloj kaj planedoj? Kio restas post supernovao-eksplodo: nebulozoj, neŭtronaj steloj, pulsaroj kaj nigraj truoj. Kiel per observo de la plej foraj supernovaoj astronomoj en la lastaj jaroj konkludas pri ke la universa ekspansio akceladas kaj sugestas la ekziston de malhela energio? Ĉu la Tero, la vivo sur ĝi kaj la homo ekzistas dank' al supernovao kiu okazis antaŭ 5 miliardoj da jaroj? Fine ni konkludas ke ni ĉiuj estas gefiloj de supernovao.
Supernovao observita apud nia galaksio en la jaro 1987.
La steloj estas eternaj - almenaŭ tiel diras proverbo. Jam la antikvuloj konstatis ke la steloj brilas ĉiam same. Tamen, astronomoj rimarkis ke tre malofte okazas ke stelo heliĝas miloble kaj pli ene de kelkaj tagoj kaj poste, dum kelkaj monatoj, iom post iom malheliĝas ĝis kiam ĝi revenas al sia antaŭa stato. Tiujn stelojn oni nomis "novaoj" - kvazaŭ ili estus "novaj steloj". Tre malofte oni oservis alispecajn novajn stelojn kiuj heliĝas multe pli ol novaoj - miliardoble pli de ilia antaŭa brilo. Pro tio ili nomiĝas "super-novaoj". Supernovaoj estas tiom malofta fenomeno, ke en nia galaksio videblas supernovao nur unu fojon en pluraj jarcentoj. Ni estis bonŜancaj spekti proksiman supernovao en nia generacio, en la jaro 1987, sed en la kvar antaŭaj jarcentoj oni vidis eĉ ne unu supernovaon en nia Galaksio.
La unua skriba atesto pri apero de supernovao venas de ĉianj astronomoj, kiuj en la jaro 185 pK vidis "novan stelon" kiun ili nomis "gasta stelo". En la jaro1054 ĉinaj astronomoj observis kaj dokumentis supernovaon en la konstelacio Taŭro. Dum kelkaj semajnoj ĝi estis la plej brila stelo en la ĉielo, videbla eĉ dumtage.
La sekvantaj supernovaoj en nia galaksio estis spektitaj en la jaro 1572 de la fama astronomo Tiho Brahe kaj en 1604 de lia disĉiplo Johano Kepler. Por la venonta supernovao en nia galaksio la homaro devis atendi preskaŭ 400 jarojn. Ĝi estis la unua proksima supernovao en la moderna epoko, vidita en februaro 1987. Fakte tiu ne estis la dato de la eksplodo mem, sed kiam la lumo de la ekspodo atingis la Teron. Ĝi efektive eksplodis antaŭ 160,000 jeroj ne en nia galaksio sed en apuda nana satelita galaksio nomata la Granda Nubo de Magelano, je distanco de 160,000 da lum-jaroj.
En la moderna epoko astronomoj povas vidi per teleskopoj supernovaojn en aliaj galaksioj, ofte tre foraj. Kvankam en certa galaksio supernaovao okazas tre malofte (eble unu fojon en jarcento), en miliardoj da galaksioj ĉiujare astronomoj observas dekojn da supernovaoj en foraj galaksioj. Ilia maksimuma brilo povas superi la brilon de tuta galaksio.
Supernovaoj estas ligitaj al la lastaj evoluaj etapoj de steloj. Por kompreni supernovaojn kaj kiel ili okazas, necesas iomete koni la evoluan procezon de steloj. Steloj kiel la Suno naskiĝas el la interstela gaso, kiam parto de gasa nebulaĵo kolapsas kaj ekŝrumpas pro la propra gravito. La ŝrumanta nebulaĵo pli kaj pli varmiĝas. Tiu ŝrumpado daŭras ĝis kiam la centro de la estiĝanta stelo fariĝas sufiĉe varma kaj densa por nuklea brulado de hidrogeno: kvar nukleoj de hidrogeno (protonoj) kunfandiĝas kaj fariĝas unu nukleo de la elemento heliumo, liberigante amason da energio.
La supernovao-nebulozo de la Krabo, postrestaĵo de la supernovao de 1054.
En tiu fazo la ŝrumpado haltas ĉar la stelo atingas ekvilibron inter la premo de la gravito de ĝiaj eksteraj tavoloj kaj la premo de la varmega gaso pro la nuklea brulado de hidrogeno en la centro. La brulado de hidrogeno produktas heliumon kiu akumuliĝas en la centro de la stelo. Post longa tempo (miliardoj da jaroj por steloj similaj al la Suno) la hidrogeno en la centro elĉerpiĝas, la stela kerno kiu nun konsistas el heliumo plu ŝrumpas kaj pli varmiĝas, dum la eksteraj tavoloj de la stelo ŝvelas. La stelo fariĝas ruĝa giganto, dek ĝis centoble pli granda ol la suno.
Kiam la centro atingas temperaturon de cent milionoj da gradoj ĝi estas sufiĉe varma por nuklea brulado de heliumo. Tiam la stelo denove atingas ekvilibron per brulado de heliumo kiu transformiĝas en pli pezajn elementojn - karbono kaj oksigeno. En tiu fazo la stelo fariĝas ruĝa supergiganta stelo kiu povas plenigi la tutan orbiton de la tero, kiu estas preskaŭ nur maldensa hidrogena korpo, kun tre malgranda kereno (simila al la grandeco de la Tero) kiu konsistas el ŝelo de brulanta hidrogeno, ŝelo de brulanta heliumo kaj kerno de karbono kaj oksigeno. Fine la ankaŭ la heliumo en la centro elĉerpiĝas. En tiu fazo la evolua vojo de steloj disiĝas en du branĉojn, depende de la maso de la stelo.
Relative malgrandaj steloj, kun maso ĝis okoble la maso de nia Suno, ne havas sufiĉan premom por bruligi pli pezajn elementojn ol heliumo. Dum la brulado de heliumo estiĝas sufiĉe granda premo por forĵeti la eksterajn tavolojn de la stelo. La forpuŝata materio kreas ekspnasiantan ŝelon da varma kaj maldensa gaso ĉirkaŭ varmega densa kerno kiu tamen ne povas plu bruli. Tiu fazo nomiĝas planeda nebulozo.
Fine restas nur la kerno kiu plu ŝrumpas kaj fariĝas tre densa, ĝis kiam nova speco de premo - la premo de elektrona gaso - kontraŭas la pezon de la gravito kaj haltigas la ŝrumpadon. En tiu fazo la stelo estas tre malgranda (proksimume kiel la Tero, nome centoble pli malgranda ol tipa stelo kiel la Suno) sed ĝia surfaco aspektas arde blanka, sekve ĝi nomiĝas blanka nano. La materio de blankaj nanoj estas plej parte heliumo karbono kaj oksigeno, milionoble pli densa ol akvo: unu kulereto tiu materio povas pezi pli ol elefanto. Ni vidos ke blanka nano kiu estas membro de stela duopo povas fariĝi novao aŭ supernovao (ĉi lasta nomata supernovao de la speco I).
Planeda nebulozo "Helikso".
Steloj sufiĉe grandaj, kun maso pli ol okoble la maso nia Suno, ne fariĝas balankaj nanoj sed sekvas alian sorton. Ilia pli granda gravito sufiĉas por bruligi elementojn pli pezajn ol heliumo, kiel sulfuro, magnezio kaj silikono, ĝis kiam la stelo fine kreas feran nukleon ĉirkaŭitan kiel bulbo per seloj de pli malpezaj elementoj: ekstere heliumo, poste karbono, neono, oksigeno ktp, ĝis silikono.
Ĉe fero la ĉeno de nuklea kunfandiĝo ĉesas, ĉar la atoma nukleo de fero ne povas bruli (pli precize, nuklea kunfandiho de fero ne liberigas sed konsumas energion). Sen sufiĉa gasa premo por ekvilibri la graviton la fera nukleo ŝrumpas ĝis la premo de elektrona gaso provizore subtenas la pezon de la supraj tavoloj. Tamen, pro la brulado en la supraj ŝeloj la fera kerno daŭre kreskas, ĝis ĝi atingas limon ĉe kiu elektrona gaso ne plu povas subteni la graviton kaj kolapsas. La kolapso okazas tre rapide, dum malpli de sekundo, kaj kreas multegan energion en la formo de partikloj senŝarĝaj kaj preskaŭ senmasaj nomataj neŭtrinoj. La valideco de tiu prognozo estis pruvita kiam neŭtrinoj de la supernovao de 1987 estis mezuritaj sur la Tero.
La materio de la fera nukleo transformiĝas al alia formo, konsistanta preskaŭ nur el neŭtronoj, kun altega denseco, simila la denseco en la atoma nukleo: ĉirkaŭ milion-milionoble la denseco de akvo. En tiu alta denseco aperas nova forto - la forta nuklea forto. Tiu forto haltigas la kolapson kaj renversas ĝin: la kolapsita nukleo, kiel giganta risorto, eksplode reekspansias disrompnte la tutan stelon. La rezulto de tiu eksplodo estas grandega heliĝo- dum malmultaj sekundoj liberiĝas pli da energio ol nia Suno radiadas dum miliardoj da jaroj. Tiu eksplodo estas supernovao de speco II.
Unue la distingo inter la du specoj de supernovo estis laŭ la spektro - disigo de la lumo per prismo kaj studado de la konsisto laŭ la spuroj de diversaj elementoj. Astronomoj notis ke kelkaj supernovaoj havis fortan signon da hidrogeno en ilia spektro, dum ĉe aliaj tute mankis hidrogeno sed estis fortaj linioj da heliumo. Ili nomis la unuan, hidrogenan-riĉan specon "supernovao de la speco II" kaj la duan, sen-hidrogenan "supernovao de la speco I".
Nur meze de la dudeka jarcento oni komprenis la fizikan mekanismon malantaŭ la supernova fenomeno, kaj la kialoj por la diferenco inter la du specoj. Efektive, ambaŭ specoj de supernovaoj okazas pro la kolapso de stelo (aŭ kerno de stelo) ĉar ĝia maso superas la limon de Chandrasekhar [Ĉandrasekar]. Chandrasekhar estis hinda astrofizikisto kiu montris ke la maksimuma maso de blanka nano estas 1.4 foje la maso de la Suno. Tio estas la maksimuma maso kiun povas subteni la premo de elektrona gaso. La sama limo aplikas por ĉiu sufiĉe densa astro en kiu la propra gravito estas subtenata per elektrona gaso, do ankaŭ la fera nukleo de pezaj steloj. La diferenco inter la du specoj estas ke supernovao de la speco I okazas kiam blanka nano altiras materion de apuda tre proksima stelo, dum la speco II okazas kiam la fera nukleo de evoluiĝinta granda stelo superas la limon de Chandrasekhar. Tio klarigas ankaŭ la diferencon en la spektro: ĉe supernovaoj de la speco I mankas signoj de hidrogeno ĉar ili okazas nur en blankaj nanoj, kiuj ne plu havas hidrogenon (nur heliumo ekster kaj karbono kaj oksigeno interne). Kontraŭe, en la spektro de supernovaoj de la speco II estas fortaj signoj de hidrogeno ĉar ili okazas en evoluiĝintaj pezaj steloj, en kies eksteraj tavoloj restas multe da hidrogeno.
Proksimume duono de la steloj troviĝas en paroj, aŭ duoblaj steloj. Se unu membro de la duopo estas blanka nano, kaj la dua estas ordinara stelo sufiĉe proksima, hidrogeno de la surfaco ordinara stelo povas esti altirita al la blanka nano. Tiu procezo okazas kiam la ordinara stelo atingas la stadion de ŝvelita ruĝa giganto. La hidrogeno kiu fluas al la blanka nano akumuliĝas sur ĝia surfaco, varmiĝas kaj densiĝas, ĝis kiam ekokazas nuklea brulado. Pro la specialaj kondiĉoj sur la surfaco de blankaj nanoj, tiu brulado okazas eksplode kaj la stelo heliĝas miloble kaj pli dum malmultaj horoj. Tiu fenomeno nomiĝas novao. Post la elĉerpiĝo de la hidrogena tavolo sur la surfaco la novao malheliĝas kaj revenas al la brilo de la blanka nano antaŭ la eksplodo. La procezo povas ripetiĝi kiam akumuliĝas nova tavolo de hidrogeno sur la blanka nano. Se la alverŝo de maso estas pli rapida, aŭ novao-fazoj ripetiĝas plurfoje, okazas ke la maso de la blanka nano superas la limon de Chandrasekhar. Tiam la blanka nano kolapsas rapide, ĝia materio ege varmiĝas kaj transiras rapidan nuklean ekbruladon. Tre rapide la pli malpezajn elementojn heliumo, karbono kaj oksigeno bruleksplodas kaj transformiĝas al pli pezaj elementoj ĝis fine granda parto de la materio transformiĝas al fero kaj nikelo. La nikelo produktita estas nestabila radioaktiva izotopo, kiu dum monatoj transformiĝas al fero ellasante multan energion. Tiu estas la ĉefa fonto de energio de la supernovao en la post la unuaj tagoj. Pro tio ĉiuj supernovaoj de la speco I havas la saman formon de malheliĝo, kaj ankaŭ la saman absolutan brilon - ĉar ĉiuj okazas sammaniere, kiam blanka nano kun maso de 1.4 oble la mason de la Suno kolapsas.
La simileco de la absoluta brilo de ĉiuj supernovaoj de la speco I montriĝos tre grava por la uzo de supernovoj por mezuri la universon: en la profesia lingvaĵo oni diras ke supernovaoj de la speco I (aŭ pli precize, I-a) estas standataj kandelo. Kiam oni observas supernovaon de la speco Ia oni tuj scias kiom brila ĝi estas origine. Komparante la originan brilon al la osbservita brilo oni povas kalkuli la distancon, laŭ la rilato distanco =kvadrata radiko de ( (observita brilo)/(origina brilo) ). Kiam oni mezuris la distancojn al tre foraj supernovaoj, oni unue konfirmis la konatan bildon ke malproksimaj galaksioj malproksimiĝas de ni (kaj unu de la alia), ju pli malproksimaj, des pli rapide ili malproksimiĝas. Tio konata rezulto nomiĝas la leĝo de Hubble (Habl). Laŭ la teorio de la Pra-Eksplodo, la ekspansia rapideco malkreskas kun la tempo, ĉar la ekspansio de la universo estas bremsita pro la gravita altiro. Estis granda surprizo kiam detalaj mezuroj de foraj supernovaoj Ia donis la inversan rezulton, nome ke la ekspansiado de la universo AKCELAS, kvazu estas nekonata forto kiu forpuŝas la galaksiojn unu for de la alia. Oni povas priskribi tiun forton kiel "negativa premo" aŭ "malhela energio", kaj signas ĝin per la kosmologia faktoro en la ekvacioj de Einstein.
Dum la supernovao eksplodo liberiĝas ene de kelkaj sekundoj energio egala al proksimume la energio kiun la Suno elradias dum miliardoj da jaroj. Tiu energio sendas ŝok-ondojn tra la stelo kiu disĵetas la plimulton de la stelo. La stela materio ekspansias je rapideco de pli ol dek mil kilometrojn en sekundo kaj kreas varmegan nebulozon de ionizita gaso. Fama ekzemplo de supernovao-nebulozoj estas la Krabo-nebulozo en la konstelacio Taŭro, la rezulto de preskaŭ mil jaroj de ekspansio de la supernovao de la jaro 1054. Malsame al planedaj nebulozoj, kiuj rezultas el la relative kvitaj finaj stadioj de nuklea brulado kaj sekve havas pli malpli rondan simetrian formon, supernovao-nebulozoj estas neregulaj, rezulto de la arbitra eksploda procezo. Supernovao-nebulozoj povas atingi grandecon de dekoj da lumjaroj, kaj ili riĉigas la interstelan spacon per la pli pezaj elementoj kreitaj dum la nuklea brulado en la steloj.
Tamen, ne la tuta stelo estas disĵetita. La kolapsita nukleo postrestas, sed pro la grandega premo de la kolapso ĝia materio transformiĝas al nova formo: la protonoj en la kernoj de la atomoj kunfandiĝas kun la elektronoj kaj fariĝas neŭtronoj. La tuta stelo nun konsistas el neŭtronoj, kaj estas ege densa. Tio estas neŭtrona stelo. La maso de neŭtrona stelo povas esti du ĝis trioble la maso de la Suno, sed ĝia diametro estas nur dek kilometroj.
Neŭtronaj steloj estas subtenataj kontraŭ sia fortega gravita premo per la premo de neŭtronoj, analoga al la premo de elektrona gaso en blankaj nanoj. Tamen, simile al elektrona premo, ankaŭ la neŭtrona premo povas subteni nur limigitan mason. Se la maso de la neŭtrona stelo estas pli ol trioble la maso de la Suno (limo nomata la limo de Openhajmer-Volkof) ĝi kolapsas kaj fariĝas nigra truo. Tio okazas se la maso de la origina stelo estas pli ol dudekoble la maso de la Suno.
En la jaro 1967 britaj astronomoj malkovris tre regulajn rapidajn radiopulsojn el ekstertera fonto. Ili ripetiĝis 30 fojojn en unu sekundo, kaj ŝajne alvenis ne de radiostacio surtere sed de iu punkto ekstertere, en la direkto de la konstelacio Taŭro. Poste oni malkovris pliajn similajn pulsantajn radiofontojn. Dum kelka tempo ili estis mistero, kaj oni eĉ sugestis ke temas pri radio elsendoj de ekstertera civilizacio. Oni ŝerce nomis la strangajn kosmajn radiofontojn per la literoj LGM, kiuj estas mallongigo de la angla esprimo Little Green Men (malgrandaj verdaj homoj). Poste oni trovis pli naturan klarigon. Neŭtronaj steloj produktitaj en supernovao turniĝas tre rapide, kaj havas fortan magnetan kampon kaj du magnetajn polusojn. Tiu kombino kreas intensajn radio-ondojn. La ondojn ne estas emisiitaj egale en ĉiujn direktojn, sed kiel radioj el la polusoj de la neŭtrona stelo. Kiam tiu radio estas ĝuste en la direkto de la Tero ni vidas radio pulson. Pruvo de tiu teorio venis kiam oni pli precize lokigis la radiofonton LGM-1. Oni trovis ke ĝi situas meze de la nebulozo de la Krabo, la restaĵo de la supernovao de 1054.
Modelo de pulsaro"Helikso".
La kraba nebulozo kaj ĝia pulsaro (dekstre supre: dum pulso, sube: sen pulso)".
Supernovaoj havas gravan rolon en la produktado de novaj steloj. La ŝokaj ondoj kreitaj per la eksplodo plidensigas la interstelan materion kaj instigas ekkolapson kaj kreon de novaj steloj. La materio de la ekspodinta stelo disiĝas al tre grandaj distancoj kaj pliriĉigas la interstelan spacon per la elementoj kreitaj dum la stela evoluo. Tiuj elementoj ne troviĝas en la virga interstela materio, kiu konsistas preskaŭ nur el hidrogeno kaj heliumo. Heliumo estis produktita en la Pra-Eksplodo (angle: Big Bang) kiu kreis la universon. Pli pezaj elementoj kiel karbono kaj oksigeno ne povis esti kreitaj en la Pra-Eksplodo, sed en la kernoj de steloj. Tamen, nur supernovao eksplodoj kapablas liberiĝi tiujn elementojn de la stelaj kernoj kaj disigi ilin en la interstelan spacon, kie ili estos haveblaj al produktado de novaj generacioj de steloj.
Eĉ pli grava estas la rolo de tiuj elementoj por la kreado de vivo: ĉirkaŭ la novaj steloj povas estiĝi planedoj, kaj sur planedoj kiel la Tero povos aperi organikaj molekuloj kaj vivo, kondiĉe ke sufiĉe abundas la bazaj elementoj bezonataj por tio: karbono, nitrogeno kaj oksigeno.
Astronomoj sugestas ke la Suno mem estas rezulto de supernovao kiu eksplodis antaŭ ĉirkaŭ kvin miliardoj da jaroj. Tiun sugeston subtenas la fakto ke la suno kaj la apudaj steloj troviĝas en grandega kvazaŭ veziko de relative maldensa kaj varma gaso, la rezulto de antikva supenova eksplodo. Efektive, ĉiuj atomoj en nia korpo (krom hidrogeno) estis bakita en antikva stelo kiu eksplodis kiel supernovao.
Konkludo: ni ĉiuj estas infanoj de steloj kaj de supernovao!
Fonto: Internacia Kongresa Universitato 2004, Pekino, Ĉinio
Enretigo: Mihá Erika
Scienca kaj Teknika E-Biblioteko, STEB: http://www.eventoj.hu/steb