Ostatnia Supernowa

 Supernowa to potężne wydarzenie. Przez krótką chwilę gwiazda świeci jasno jak galaktyka, rozpadając się w ostatniej, desperackiej próbie walki z grawitacją. Chociaż postrzegamy supernowe jako rzadkie i cudowne rzeczy, są one dość powszechne. Na podstawie obserwacji izotopów w naszej galaktyce wiemy, że w Drodze Mlecznej co tysiąc lat pojawia się około dwudziestu supernowych. Te wspaniałe kosmiczne błyski wypełniają wszechświat ciężkimi pierwiastkami, a ich pozostałości pyłu stanowią prawie wszystko, co widzimy wokół nas. Ale supernowe nie będą się zdarzać wiecznie. W pewnym momencie w odległej przyszłości wszechświat zobaczy ostatnią supernową.

Pojawienie się ostatniej supernowej jest tematem nowego artykułu. Korzystając z tego, co wiemy o astrofizyce, oblicza, kiedy nastąpi ostatnie „interesujące” zdarzenie astrofizyczne. Supernowe, jak widzimy je dzisiaj, są spowodowane przez masywne gwiazdy. Ponieważ nie cały materiał gwiazdy jest wyrzucany przez supernową, liczba potencjalnych olbrzymów zmniejsza się z każdym pokoleniem. W ciągu następnych 100 miliardów lat duże gwiazdy przestaną się formować, a pierwsza era supernowych dobiegnie końca.

Obraz w świetle widzialnym, w podczerwieni i promieniowaniu rentgenowskim pozostałości po supernowej Keplera (SN 1604) znajdującej się około 13 000 lat świetlnych od nas. Źródło: NASA, ESA, R. Sankrit i W. Blair (Johns Hopkins University).

Ale mniejsze gwiazdy, takie jak czerwone karły, nadal będą płonąć. Mogą świecić przez biliony lat, ale nawet one wyczerpią swoje paliwo o około 10 14 lat. Do tego czasu pozostaną już tylko szczątkowe jądra martwych gwiazd, zapadnięte w białe karły, gwiazdy neutronowe lub czarne dziury, w zależności od ich masy. Pozostałości większe niż około dwie masy Słońca zapadną się w czarne dziury. Te o masach od 1,4 do 2,2 masy Słońca staną się gwiazdami neutronowymi, a reszta stanie się białymi karłami.

Czarne dziury i gwiazdy neutronowe są efektywnie stabilne. Czarne dziury to materia, która zapadła się do granic możliwości, a gwiazdy neutronowe są utrzymywane wbrew grawitacji dzięki oddziaływaniu silnych sił między nukleonami. Ale białe karły to inna historia.

Schemat przedstawiający białego karła. Źródło: Mohamed Ibrahim Nouh.

Biały karzeł jest utrzymywany wbrew grawitacji pod wpływem degeneracyjnego ciśnienia elektronów. Subrahmanyan Chandrasekhar obliczył ich górną granicę masy na 1,4 masy Słońca w latach trzydziestych XX wieku i doszedł do wniosku, że każda pozostałość mniejsza od tego stopnia stopniowo ostygnie i stanie się czarnym karłem. Ale teraz wiemy, że sprawy nie są takie proste. Cięższe pierwiastki wewnątrz białego karła opadną, tworząc rdzeń z tlenu, neonu i magnezu. Gdy biały karzeł stygnie i zamieni się w czarnego karła, atomy w rdzeniu będą zbliżać się do siebie.

W końcu będą na tyle blisko, że może dojść do dziwnego rodzaju fuzji. Zwykłe stapianie zachodzi w bardzo wysokich temperaturach. Jądra uderzają tak blisko siebie, że mogą tunelować kwantowo, aby połączyć się w cięższe pierwiastki. Nie ma minimalnej odległości do wystąpienia tunelowania kwantowego; jest to po prostu niezwykle rzadkie na większych odległościach. Ale stanie się to w sercu czarnego karła. Po odpowiednim czasie elementy w rdzeniu stopią się z żelazem.