• Artykuły
  • Forum
  • Ciekawostki
  • Encyklopedia
  • Kolapsar

    Przeczytaj także...
    Promieniowanie gamma – wysokoenergetyczna forma promieniowania elektromagnetycznego. Za promieniowanie gamma uznaje się promieniowanie o energii kwantu większej od 50 keV. Zakres ten częściowo pokrywa się z zakresem promieniowania rentgenowskiego. W wielu publikacjach rozróżnienie promieniowania gamma oraz promieniowania X (rentgenowskiego) opiera się na ich źródłach, a nie na długości fali. Promieniowanie gamma wytwarzane jest w wyniku przemian jądrowych albo zderzeń jąder lub cząstek subatomowych, a promieniowanie rentgenowskie – w wyniku zderzeń elektronów z elektronami powłok wewnętrznych lub ich rozpraszaniu w polu jąder atomu. Promieniowanie gamma jest promieniowaniem jonizującym i przenikliwym. Promieniowania gamma oznacza się grecką literą γ, analogicznie do korpuskularnego promieniowania alfa (α) i beta (β).Uniwersytet Kalifornijski (University of California) – główny i najbardziej prestiżowy publiczny uniwersytet amerykańskiego stanu Kalifornia, de facto złożony z dziesięciu uniwersytetów i określany jako ich system. Wraz z systemem California State University i Community Colleges tworzy trójgałęziowy system publicznego szkolnictwa wyższego Kalifornii.
    GRB 030329 – rozbłysk gamma odkryty 29 marca 2003 roku przez detektor HETE-2 w gwiazdozbiorze Lwa; trwał ponad 25 sekund.
    Eta Carinae, kandydatka na przyszłą hipernową

    Hipernowa (kolapsar) – hipotetyczny rodzaj wysokoenergetycznej supernowej powstający, gdy wyjątkowo masywna gwiazda zapada się na skutek ustania w niej reakcji termojądrowych.

    Początkowo nazwa ta odnosiła się do eksplozji o energii przekraczającej stukrotnie jasność zwykłej supernowej (czyli powyżej 10 dżuli). Później terminem tym zaczęto wyróżniać wybuchy gwiazd najbardziej masywnych, o masach kilkadziesiąt razy przekraczających masę Słońca. Dokładna wartość wyjściowej masy gwiazdy przed kolapsem (na ciągu głównym), potrzebna do tego, aby jej wybuch spowodował hipernową, nie jest znana, zaś astrofizycy szacują ją na co najmniej kilkadziesiąt mas Słońca, w oparciu o teoretyczne modele budowy i ewolucji gwiazd. Istotny wpływ ma tutaj procentowa zawartość helu i pierwiastków ciężkich w gwieździe, czyli jej metaliczność, przyjęty opis konwektywnego transportu energii we wnętrzu gwiazdy, a także tempo utraty masy wskutek wiatru gwiazdowego w ostatnich fazach jej życia.

    Wiatr gwiazdowy – strumień cząstek materii z zewnętrznych warstw atmosfery gwiazdy. Intensywny wiatr gwiazdowy może prowadzić do znacznej utraty masy przez gwiazdę w trakcie jej ewolucji. Zjawisko jest wywołane przez ciśnienie promieniowania emitowanego przez gwiazdę (por. jasność Eddingtona) i przez zjawiska magnetyczne zachodzące w jej atmosferze.Fala uderzeniowa – cienka warstwa, w której następuje gwałtowny wzrost ciśnienia gazu, rozchodząca się szybciej niż dźwięk. Fale uderzeniowe powstają podczas silnego wybuchu, ruchu ciała z prędkością ponaddźwiękową (np. samolot).

    Podczas wybuchu hipernowej jądro gwiazdy zapada się bezpośrednio do stadium czarnej dziury. Jeśli gwiazda ta szybko rotuje, to z okolic jej biegunów, wzdłuż osi rotacji, wyrzucane są dwa wysokoenergetyczne strumienie plazmy, poruszające się z prędkością bliską prędkości światła w postaci dżetów. Strumienie te emitują intensywne promieniowanie gamma i są jednym z możliwych źródeł potężnych błysków gamma.

    GRB 060218 – nietypowy rozbłysk gamma, wykryty przez satelitę Swift, 18 lutego 2006 roku. Jego źródło znajdowało się w gwiazdozbiorze Byka w odległości około 440 milionów lat świetlnych od Ziemi. O wyjątkowości GRB 060218 stanowił wyjątkowo długi czas jego trwania (około 33 minut) oraz lokalizacja źródła, znacznie bliższa Ziemi niż większości odkrywanych zjawisk tego typu. Ponadto rozbłysk niósł ze sobą znacznie mniejszą energię. Była ona na tyle mała, że gdyby pochodził z obszarów oddalonych o miliardy lat świetlnych, skąd zwykle dochodzą do nas podobne błyski, nie zostałby wykryty. Zjawisko, które przyczyniło się do powstania GRB 060218 nie jest jeszcze do końca znane. Odkryta poświata w świetle widzialnym, sugeruje, iż najprawdopodobniej był to wybuch supernowej.Biegun geograficzny – jeden z dwóch punktów na powierzchni obracającego się ciała niebieskiego, przez które przechodzi oś obrotu danego ciała. Punkty te są jednocześnie najbardziej oddalone od równika, zbiegają się w nich wszystkie południki, a równoleżniki mają wartość 90°.

    Ponieważ gwiazdy dostatecznie duże, by zapaść się bezpośrednio do czarnej dziury, występują dość rzadko, również eksplozje hipernowych powinny być niezwykle rzadkim zjawiskiem. Część naukowców zaproponowała oddalonego o ponad 7,5 tysięcy lat świetlnych olbrzyma Eta Carinae jako kandydata na hipernową w naszej Galaktyce w ciągu najbliższego miliona lat.

    Eksplozja – gwałtowny wybuch powodujący powstanie fali uderzeniowej rozchodzącej się z prędkością powyżej 400 m/s – ale poniżej maksymalnej prędkości możliwej dla danego materiału wybuchowego.Galaktyki nieregularne (Irr – od ang. Irregular) – są galaktykami, które nie mają określonego symetrycznego kształtu. Stanowią ok. 5% populacji wszystkich galaktyk.

    Hipernowe a rozbłyski gamma[]

    Hipernowe, zwane tez kolapsarami, odpowiadają prawdopodobnie za zjawisko długich błysków gamma. Nazwę tę, w odniesieniu do błysków gamma, zaproponował Polak Bohdan Paczyński, aczkolwiek sam termin w odniesieniu do supernowych był już wcześniej znany. Terminu „kolapsar” używa się na określenie końcowego produktu w procesie zapadania się grawitacyjnego, czyli czarnej dziury. Termin ten w odniesieniu do błysków gamma oznacza również, w węższym zakresie, konkretny model masywnej, rotującej gwiazdy, której jądro zapada się do czarnej dziury.

    Hel (He, łac. helium) – pierwiastek chemiczny o liczbie atomowej 2, z grupy helowców (gazów szlachetnych) w układzie okresowym. Jest po wodorze drugim najbardziej rozpowszechnionym pierwiastkiem chemicznym we wszechświecie, jednak na Ziemi występuje wyłącznie w śladowych ilościach (4×10% w górnych warstwach atmosfery).Żelazo (Fe, łac. ferrum) – metal z VIII grupy pobocznej o dużym znaczeniu gospodarczym, znane od czasów starożytnych.

    Model ten, zaproponowany przez Stanforda Woosleya z Uniwersytetu Kalifornijskiego w Santa Cruz, ma wyjaśniać mechanizm powstawania błysku gamma, a właściwie centralnego „silnika”, operującego przez wystarczająco długi czas i zasilającego błysk. Masywne jądro szybko rotującej gwiazdy Wolfa-Rayeta zapada się, tworząc czarną dziurę. Większość otoczki gwiazdy zostaje odrzucona, natomiast jej pewna część opada z powrotem.

    Konwekcja – proces przekazywania ciepła związany z makroskopowym ruchem materii w gazie, cieczy bądź plazmie, np. powietrzu, wodzie, plazmie gwiazdowej. Czasami przez konwekcję rozumie się również sam ruch materii związany z różnicami temperatur, który prowadzi do przenoszenia ciepła. Ruch ten precyzyjniej nazywa się prądem konwekcyjnym.Masa Słońca M ⊙ {displaystyle M_{odot }} – pozaukładowa jednostka używana w astronomii do określania mas obiektów astronomicznych (gwiazd, gromad, galaktyk itp.).

    W wyniku szybkiej rotacji materia z tej otoczki nie może wpaść bezpośrednio do nowo powstałej czarnej dziury, lecz wiruje w płaszczyźnie równikowej, tworząc dysk akrecyjny. Okolice biegunów opróżniają się, umożliwiając powstanie lejów wzdłuż osi rotacji gwiazdy. Proces akrecji materii na czarną dziurę dostarcza energii niezbędnej do wyrzucenia dżetów, czyli relatywistycznie pędzących strug materii o bardzo małej gęstości. Po przebiciu się przez otoczkę gwiazdy dżety te rozpędzają się, a ich energia kinetyczna jest wyświecana w postaci promieniowania gamma.

    Dżet, inaczej struga – skolimowany strumień plazmowej materii wyrzucany z relatywistycznymi prędkościami z biegunów jądra galaktyki lub gwiazdy. Pierwszy dżet został zaobserwowany przez H. Curtisa w roku 1918 w galaktyce eliptycznej M87 w gromadzie Panny, jako jasny promień świetlny połączony z jądrem galaktyki. W latach 1960 obserwacje radiowe wielu galaktyk pokazały istnienie rozciągłych struktur radiowych, w skład których wchodzi zwarte jądro, radioobłoki oraz łączące je dżety.Supernowa – w astronomii termin określający kilka rodzajów kosmicznych eksplozji, które powodują powstanie na niebie niezwykle jasnego obiektu, który już po kilku tygodniach bądź miesiącach staje się niemal niewidoczny. Istnieją dwie możliwe drogi prowadzące do takiego wybuchu: w jądrze masywnej gwiazdy przestały zachodzić reakcje termojądrowe i pozbawiona ciśnienia promieniowania gwiazda zaczyna zapadać się pod własnym ciężarem, lub też biały karzeł tak długo pobierał masę z sąsiedniej gwiazdy, aż przekroczył masę Chandrasekhara, co spowodowało eksplozję termojądrową. W obydwu przypadkach, następująca eksplozja supernowej z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń większość lub całą materię gwiazdy. Utworzona w ten sposób mgławica jest bardzo nietrwała i ulega całkowitemu zniszczeniu już po okresie kilkudziesięciu tysięcy lat, znikając zupełnie bez śladu. Z tego powodu w Drodze Mlecznej znamy obecnie zaledwie 265 pozostałości po supernowych, choć szacunkowa liczba tego rodzaju wybuchów w ciągu ostatnich kilku miliardów lat jest rzędu wielu milionów.

    Model ten został, nieco przewrotnie, określony przez Woosleya mianem „nieudanej supernowej” (ang. failed supernova) ze względu na fakt, że fala uderzeniowa jest zbyt słaba, aby wyrzucić całą otoczkę gwiazdy na zewnątrz i jej fragment opada z powrotem, tworząc dysk akrecyjny.

    SN 2003dh – supernowa typu Ic-pec odkryta 31 marca 2003 roku w galaktyce A104450+2131. W momencie odkrycia miała maksymalną jasność 16,20.Droga Mleczna – galaktyka spiralna z poprzeczką, w której znajduje się m.in. nasz Układ Słoneczny. Droga Mleczna nazywana jest też po prostu Galaktyką. Ale wtedy dla odróżnienia od innych galaktyk pisana wielką literą "G". Zawiera od 100 (według starszych szacunków) do 400 miliardów (według nowszych szacunków) gwiazd. Ma średnicę około 100 000 lat świetlnych i grubość ok. 1000 lat świetlnych.

    Model kolapsara wymaga, aby gwiazda będąca progenitorem błysku gamma spełniła jednocześnie co najmniej trzy warunki. Po pierwsze, musi być bardzo masywna, tak aby jej jądro zapadło się podczas wybuchu supernowej do czarnej dziury, a nie tylko do gwiazdy neutronowej. Po drugie, gwiazda musi bardzo szybko rotować, aby w jej wnętrzu utrzymał się przez wystarczająco długi czas dysk akrecyjny, zasilający dżety. Po trzecie, gwiazda musi podczas swego życia pozbyć się większości swej otoczki wodorowej, tak aby dżety mogły przebić się na zewnątrz kolapsara. Utrata ta mogła nastąpić przed kolapsem, w wyniku wiatru lub oddziaływania gwiazdy z jej towarzyszem w układzie podwójnym. Prawdopodobnie, gwiazda powinna być też silnie namagnesowana, gdyż dużą rolę w przekazywaniu energii między dyskiem akrecyjnym a dżetem może odgrywać pole magnetyczne.

    Dysk akrecyjny – wirująca struktura uformowana przez pył i gaz, opadający (poprzez zjawisko akrecji) na silne źródło grawitacji. Obiektem centralnym przyciągającym grawitacyjnie wirującą materię jest najczęściej czarna dziura, gwiazda neutronowa, biały karzeł bądź młoda gwiazda. Dyski akrecyjne różnią się od struktury typu pierścieni Saturna opadaniem materii ku centrum grawitacyjnemu w wyniku działania lepkości. Siły lepkie są niezbędne, aby materia obdarzona momentem pędu i znajdująca się na orbicie w przybliżeniu kołowej mogła zacieśnić orbitę.Czarna dziura – obszar czasoprzestrzeni, którego, z uwagi na wpływ grawitacji, nic, łącznie ze światłem, nie może opuścić. Zgodnie z ogólną teorią względności, do jej powstania niezbędne jest nagromadzenie dostatecznie dużej masy w odpowiednio małej objętości. Czarną dziurę otacza matematycznie zdefiniowana powierzchnia nazywana horyzontem zdarzeń, która wyznacza granicę bez powrotu. Nazywa się ją "czarną", ponieważ pochłania całkowicie światło trafiające w horyzont, nie odbijając niczego, zupełnie jak ciało doskonale czarne w termodynamice. Mechanika kwantowa przewiduje, że czarne dziury emitują promieniowanie jak ciało doskonale czarne o niezerowej temperaturze. Temperatura ta jest odwrotnie proporcjonalna do masy czarnej dziury, co sprawia, że bardzo trudno je zaobserwować w wypadku czarnych dziur o masie gwiazdowej bądź większych.

    W związku z tymi ograniczeniami, błyski gamma występują znacznie rzadziej niż zwykłe supernowe, dla których jedynym warunkiem zapadnięcia się jądra jest duża masa gwiazdy, wymagana do przeprowadzenia przez nią syntezy jądrowej kolejnych pierwiastków od helu aż po żelazo.

    Obserwacje potwierdzające model kolapsara[]

    Model kolapsara potwierdzają dwa typy obserwacji. Po pierwsze, długie błyski gamma rejestrowane są w obszarach o intensywnej działalności gwiazdotwórczej, takich jak galaktyki nieregularne lub ramiona galaktyk spiralnych. Wskazuje to, że za pochodzenia błysków odpowiadają gwiazdy masywne, które szybko ewoluują i umierają w ciągu kilkuset milionów lat.

    SN 2006aj – supernowa typu Ib/c odkryta 28 lutego 2006 roku w galaktyce A032139+1652. Jej maksymalna jasność wynosiła 17,40.Plazma – zjonizowana materia o stanie skupienia przypominającym gaz, w którym znaczna część cząstek jest naładowana elektrycznie. Mimo że plazma zawiera swobodne cząstki naładowane, to w skali makroskopowej jest elektrycznie obojętna.

    Po drugie, w kilku wypadkach bezpośrednio po błysku gamma udało się zaobserwować towarzyszącą mu supernową. Przykładem może być supernowa SN 1998bw, utożsamiana z błyskiem gamma o nazwie GRB 980425. Została ona zaklasyfikowana jako supernowa typu Ic, ze względu na swe charakterystyczne cechy widmowe. Widma charakterystyczne dla supernowych typu I b/c zostały również zarejestrowane w wypadku błysków GRB 030329 (SN 2003dh) oraz GRB 060218 (SN 2006aj). Ponadto kilka bardziej odległych błysków, dla których dokładna spektroskopia ewentualnej supernowej była zbyt trudna do wykonania ze względu na zbyt słabą emisję, wykazało jednak charakterystyczne pojaśnienia w krzywych blasku poświaty, prawdopodobnie związane z przebijającym się blaskiem supernowej.

    Gwiazda – kuliste ciało niebieskie stanowiące skupisko powiązanej grawitacyjnie materii w stanie plazmy bądź zdegenerowanej. Przynajmniej przez część swojego istnienia gwiazda w sposób stabilny emituje powstającą w jej jądrze w wyniku procesów syntezy jądrowej atomów wodoru energię w postaci promieniowania elektromagnetycznego, w szczególności światło widzialne. Gwiazdy zbudowane są głównie z wodoru i helu, prawie wszystkie atomy innych cięższych pierwiastków znajdujące się we Wszechświecie powstały w efekcie zachodzących w nich przemian jądrowych lub podczas wieńczących ich istnienie wybuchów.Gwiazda Wolfa-Rayeta – duże i bardzo gorące gwiazdy charakteryzujące się występowaniem szerokich linii w widmach emisyjnych, obecnych zamiast wąskich linii absorpcyjnych, typowych dla zwykłych populacji gwiazdowych. Tłumaczy się to przyjmując, że gwiazdy te mają bardzo rozległą i rozrzedzoną powłokę gazową, rozszerzającą się z dużą prędkością (od 1000 km/s do nawet 3000 km/s). Hipoteza ta została sformułowana przez kanadyjskiego astronoma C.S. Bealsa oraz niezależnie od niego amerykańskiego astronoma Menzela.

    Jako kontrprzykłady, podaje się dwa pobliskie błyski, GRB 060614 oraz GRB 060505, gdzie pomimo intensywnej kampanii obserwacyjnej nie udało się zarejestrować emisji supernowej. Zwolennicy modelu kolapsara sądzą jednak, że być może w tych przypadkach supernowa była już całkowicie „nieudana” i czarna dziura zdążyła połknąć całą otoczkę, zanim fala uderzeniowa supernowej dotarła do powierzchni gwiazdy.

    Bohdan Paczyński (ur. 8 lutego 1940 w Wilnie, zm. 19 kwietnia 2007 w Princeton) – polski astronom i astrofizyk. W swoich badaniach zajmował się głównie teorią ewolucji gwiazd, dysków akrecyjnych, mikrosoczewkowania grawitacyjnego oraz rozbłyskami gamma.Ewolucja gwiazdy – w astronomii sekwencje zmian, które gwiazda przechodzi podczas całego swojego życia, w ciągu milionów czy miliardów lat, emitując przy tym promieniowanie.

    Zobacz też[]

  • SN 1998bw



  • w oparciu o Wikipedię (licencja GFDL, CC-BY-SA 3.0, autorzy, historia, edycja)

    Warto wiedzieć że... beta

    Zjawisko, fenomen (gr. phainomenon obserwowany) – pojęcie filozoficzne oznaczające to, co dane jest w poznaniu zmysłowym, a więc obrazy, dźwięki, zapachy, smaki itd.
    Metaliczność w astronomii – zawartość pierwiastków cięższych od helu ("metali" w rozumieniu astronomicznym) w gwieździe względem ich zawartości w Słońcu. Miarą metaliczności jest logarytm ze stosunku względnych zawartości metali w danej gwieździe i Słońcu, oznaczany symbolem [m/H]. Najczęściej przyjmuje się podobną, prostszą miarę oznaczaną [Fe/H], opartą na zawartości żelaza:
    Galaktyka spiralna - duży grawitacyjnie związany układ gwiazd (przykładowo w Drodze Mlecznej może ich być około 500 miliardów ), pyłu i gazu międzygwiazdowego oraz niewidocznej ciemnej materii mający postać dysku z ramionami spiralnymi wychodzącymi ze środka zwanego zgrubieniem centralnym lub jądrem galaktyki. Przy spojrzeniu na dysk "z góry" wyraźnie widać jego spiralną strukturę. Galaktyki spiralne stanowią 75% jasnych galaktyk nieba. Galaktyki spiralne oznaczamy literą S i w zależności od stopnia rozwinięcia ramion dzielimy je na typy a, b, c. Typ Sa ma duże jądro i słabo rozwinięte ramiona. Typ Sc - na odwrót - małe jądro i bardzo silnie rozwinięte ramiona spiralne, typ Sb jest typem przejściowym pomiędzy poprzednimi dwoma. Rozróżniamy galaktyki spiralne z poprzeczką, bez poprzeczki oraz typ pośredni.
    Krzywa blasku – w astronomii termin określający zależność pomiędzy obserwowaną jasnością danego obiektu a czasem. Jasność ta jest mierzona w pewnym zakresie długości fal promieniowania, niekoniecznie w zakresie światła widzialnego.
    SN 1998bw - bardzo rzadka supernowa położona w galaktyce spiralnej ESO 184-G82. Nowa została zaobserwowana w 1998, w tym samym momencie wykryto także rozbłysk gamma GRB 980425. Związek rozbłysku gamma i wybuchu supernowej nie został jeszcze do końca wyjaśniony, według jednej z teorii, SN 1998bw mogła być kolapsarem.
    Ciąg główny na diagramie Hertzsprunga-Russella przedstawia krzywą, wzdłuż której zgrupowana jest większość gwiazd z okolic Słońca. Gwiazdy na niej położone nazywa się gwiazdami ciągu głównego lub karłami. Najzimniejsze z nich to czerwone karły.
    Reakcja termojądrowa, synteza jądrowa lub fuzja jądrowa – zjawisko polegające na złączeniu się dwóch lżejszych jąder w jedno cięższe. W wyniku fuzji mogą powstawać obok nowych jąder też wolne neutrony, protony, cząstki elementarne i cząstki alfa.

    Reklama

    Czas generowania strony: 0.041 sek.