Supernova

Keplers supernovarest, SN 1604 .

En supernova (av latin nova , «ny») er en stjerneeksplosjon som kan manifestere seg på en svært bemerkelsesverdig måte i verdensrommet, selv med det blotte øye, på steder på himmelsfæren hvor ingenting spesielt var blitt oppdaget tidligere. Av denne grunn ble hendelser av denne art opprinnelig kalt stellae novae (" nye stjerner ") eller ganske enkelt novae . Over tid ble forskjellen gjort mellom tilsynelatende like fenomener, men med svært forskjellig iboende lysstyrke; de mindre lysende fortsatte å bli kalt novae ( novae ), mens begrepet supernova ble laget av Walter Baade og Fritz Zwicky i 1931 for å navngi de mer lysende ved å legge til prefikset « super- ».

Denne astronomiske hendelsen skjer under de senere evolusjonsstadiene til en massiv stjerne eller når en hvit dverg utløses til løpende kjernefysisk fusjon. Det opprinnelige objektet, kalt forelderen, kollapser til en nøytronstjerne eller et sort hull , eller blir fullstendig ødelagt.

Det mer arkaiske begrepet har blitt brukt siden antikken for å indikere eksplosjonen av en rød superkjempestjerne i de ytre lagene, som produserer en lysstyrke som kan øke 100 000 ganger dens opprinnelige lysstyrke. Denne lysstyrken varer noen dager og kan noen ganger sees med det blotte øye fra jorden . Da mennesker så en ny glød på himmelen, trodde de at en ny stjerne hadde dukket opp. Året etter Fritz Zwickys død, i august 1975 , dukket det opp en nova som kunne observeres med det blotte øye fra jorden i noen dager. Denne novaen oppsto fra eksplosjonen av en rød kjempe . ]

Supernovaer produserer ekstremt intense lysglimt som kan vare fra flere uker til flere måneder. De er preget av en rask økning i lysstyrke til en absolutt styrke som er større enn resten av galaksen. Deretter avtar lysstyrken mer eller mindre jevnt til den forsvinner helt.

Ulike scenarier har blitt foreslått for opprinnelsen. De kan være massive stjerner som ikke lenger kan utvikle termonukleære reaksjoner i kjernen, og som ikke er i stand til å opprettholde seg selv på grunn av degenerasjonstrykket til elektronene , noe som fører til at de plutselig trekker seg sammen (kollapser) og genererer, i prosessen, en sterk utslipp av energi. En annen enda mer voldelig prosess, som er i stand til å generere enda mer intense blink, kan oppstå når et hvitt dvergmedlem av et lukket binært system mottar nok masse fra sin følgesvenn til å overskride Chandrasekhar-grensen og fortsette til umiddelbar sammensmelting av alle dets komponenter. Dette utløser en termonukleær eksplosjon som driver ut det meste, om ikke alt, av materialet som utgjør den.

Supernovaeksplosjonen fører til at stjernens ytre lag kastes ut av kraftige sjokkbølger, og beriker det omkringliggende rommet med tunge elementer . Avfallet utgjør til slutt skyer av støv og gass . Når bølgefronten til eksplosjonen når andre nærliggende skyer av gass og støv, komprimerer den dem og kan utløse dannelsen av nye soltåker som etter en viss tid oppstår nye stjernesystemer (kanskje med planeter , ettersom tåkene er beriket med elementer fra eksplosjonen).

Disse ekspanderende stjerneavfall kalles rester og kan ha eller ikke ha en kompakt gjenstand inni. Nevnte rest vil ende opp i oppløsning i det interstellare mediet etter millioner av år. Et eksempel er RCW 86 .

Supernovaer kan frigjøre 10 ⁴⁴  J energi flere ganger . Dette har resultert i at fienden (10 ⁴⁴  J) ble tatt i bruk som standard energienhet i studiet av supernovaer.

Den 20. september 2016 ble en amatørastronom ved navn Víctor Buso den første personen i historien som fotograferte fødselen til en supernova 86 millioner lysår unna, i spiralgalaksen NGC 613, da stjernen ved navn SN eksploderte. 2016gkg. ]

Klassifisering av supernovaer

Hubble Space Telescope -bilde som viser supernova 1994D nederst til venstre og galaksen NGC 4526

Klassifiseringen av supernovaer har historiske årsaker, og ble født fra de første forsøkene fra astronomer på å forstå dem; Dette er hvordan de begynte å bli gruppert i henhold til absorpsjonslinjene til forskjellige kjemiske elementer som vises i spektrene deres .

Den første nøkkelen til deling er tilstedeværelsen eller fraværet av hydrogen . Hvis spekteret til en supernova ikke inneholder en hydrogenlinje, er den klassifisert som type I ; ellers er den klassifisert som type II .

Innenfor disse to hovedgruppene er det også underinndelinger i henhold til tilstedeværelsen av andre linjer.

Indeks

Type I

Ingen hydrogen Balmer- linjer

Type Ia

Si II-linje ved 615,0 nm

Type Ib

He I line på 587,6 nm

Type IC

Ingen heliumlinjer

Type II

Med Balmer-linjer av hydrogen

Type II-P

Platå

Type II-L

lineær nedgang

Type Ia

Type Ia supernovaer er de klart kraftigste av alle, og kan sende ut en lysstyrke som er flere ganger høyere enn vertsgalaksen. (Kunstnerisk rekreasjon).

Type Ia supernovaer mangler helium og har i stedet en silisiumlinje i spekteret. Den mest aksepterte teorien om denne typen supernovaer antyder at de er et resultat av den relativt raske akkresjonen av masse av en hvit karbon - oksygendverg fra en følgestjerne , vanligvis en rød kjempe . Dette kan skje i svært nære binære stjernesystemer . Begge stjernene har samme alder og modellene indikerer at de nesten alltid vil ha lik masse. Men normalt er det alltid en mer massiv enn den andre, og små forskjeller i dette aspektet får den mer massive til å utvikle seg (forlate hovedsekvensen ) før den lavere massestjernen. En stjerne med mindre enn 8-9 solmasser utvikler seg på slutten av livet til en hvit dverg. Av denne grunn er det vanlig at et binært system i sluttfasen består av en hvit dverg og en rød kjempe med de ytre lagene sterkt utvidet (se: Stellar evolusjon: røde kjemper ).

Denne konvolutten, i utgangspunktet laget av hydrogen og helium , er ikke veldig sammenhengende gravitasjonsmessig, så den blir lett fanget av den hvite dvergen. Rundt hver stjerne er det en omkrets av påvirkning, avgrenset av en ekvipotensialoverflate kalt Roches lapp , der dens tyngdekraft dominerer . Hvis en del av den røde kjempens konvolutt, som alltid har en tendens til å øke i volum, invaderer den hvite dvergens lapp, vil den bli tiltrukket av den.

Materialet må avsettes raskt nok slik at overflatelaget av hydrogen ikke antennes (hvis dette skjer, er fenomenet kjent som en nova ). Hvis akkresjonshastigheten er riktig, når massen til den hvite dvergen snart Chandrasekhar-grensen , på hvilket tidspunkt de degenererte elektronene ikke lenger er i stand til å støtte objektet. Det økte trykket resulterer i at stjernen kollapser, hvis temperaturer skyter i været til det punktet at det starter karbonfusjon i kjernen. Denne tenningen når hele stjernen, starter i midten og sprer seg raskt til de ytterste lagene. Siden de har svært lite hydrogen på overflaten, ioniserer det raskt, og blir gjennomsiktig og uoppdagelig når man leser spektrene til disse lysglimtene. Måten eksplosjonens energi sprer seg inne i dvergen er fortsatt et spørsmål om debatt blant forskere. Selv om hovedenergikilden antas å være i sentrum, er det ukjent om det er andre samtidige antennelsespunkter som genererer konvergerende sjokkbølger som forbedrer ytelsen til eksplosjonen. Turbulensen generert av Rayleigh -Taylor-ustabiliteten ser ut til å være årsaken til en rask forplantning av tenningsfronten gjennom hele volumet til stjernen. Hvordan en slik tenning gjør overgangen fra subsonisk deflagrasjon til supersonisk detonasjon er ukjent.

Under detonasjonen forbrennes en mengde karbon i løpet av sekunder som ville tatt en normal stjerne århundrer. Denne enorme energien frigjør en kraftig sjokkbølge som ødelegger stjernen, og driver ut all massen dens med hastigheter på rundt 10 000 km/s. Energien som frigjøres i eksplosjonen forårsaker også en ekstrem økning i lysstyrken, noe som gjør disse supernovaene til de mest lysende av alle, og sender ut omtrent ¹⁰⁴⁴  J (1  fiende ). Vanligvis er det ingen spor etter stjernen som forårsaket katastrofen, bare rester av raskt ekspanderende overopphetet gass og støv. Forsvinningen av gravitasjonsfeltet til den hvite dvergen gir derfor en endring i banen til nabostjernen hvis den kunne overleve detonasjonen. Den andre blir ikke utsatt for tiltrekningskraften til den ødelagte stjernen, og den andre vil bli skutt i retningen den fulgte på tidspunktet for eksplosjonen, som om det var en "bølge". Disse løpsstjernene kan i prinsippet oppdages da de burde ha hastigheter mye høyere enn omgivelsene.

Det er verdt å understreke igjen at mekanismen som produserer type Ia-supernovaer er noe lik den til novaer , men i disse samler den hvite dvergen opp materie langsommere, og antenner overflaten før den totale massen når grensen til Chandrasekhar. Dette fenomenet forårsaker vanligvis ikke kollapsen av den hvite dvergen , så det kan gjenta seg, noe som ikke er tilfelle med supernovaer.

Type Ia supernovaer er svært sjeldne fenomener da de krever svært strenge krav til dannelsen. For det første ville de bare forekomme i binære systemer sammensatt av mellom- og lavmassestjerner. Disse systemene er i prinsippet ganske vanlige, men det er fortsatt flere begrensninger. Summen av massene til begge stjernene må være større enn massen til Chandrasekhar (1,44 M _Sol ). De må være nær nok til at Roche-lappene deres kan bli invadert av den ekspanderende røde kjempens konvolutt. Hvis det er mulig, bør gigantens konvolutt oppsluke den hvite dvergen, noe som ville sikre rask absorpsjon av materialet og bremse ned på grunn av friksjon med stjernegassen. Dette vil ytterligere lukke binæren, noe som vil øke akkresjonshastigheten. Hvis absorpsjonen var for langsom og satt på pause, ville det nevnte fenomenet periodisk nova oppstå.

Det kan også være en type Ia-supernova generert ved sammenslåing av to hvite dverger fra det samme binære systemet. Det kan være at ingen av dem alene kan samle nok masse til å generere en supernova, men sammen kan de overstige Chandrasekhars masse. To roterende hvite dverger sender ut gravitasjonsbølger , og over tid kommer banene deres nærmere og raskere, noe som igjen setter fart på bølgeutslippet og går tilbake til prosessen. Det kan komme en tid da en av de to dvergene (den mindre massive), går i oppløsning og danner en torus (smultringform) rundt den andre stjernen. Etterpå begynner skivematerialet å falle ned på overflaten. Tempoet bør heller ikke være for lavt eller for høyt, da begge tilfeller vil føre til for tidlig forbrenning av karbonet ved overflaten.

Lyskurve av en type Ia supernova. Dens utslippsmaksimum er den største blant alle typer supernovaer. Utslippsfasen av nikkel som er differensiert fra den for kobolt, kan forstås perfekt. Jo raskere lyset avtar, jo mindre er maksimum. Dette faktum tillater bruk av disse gjenstandene som presisjonsstandardlys.

Type Ia supernovaer har en karakteristisk lyskurve . Nær øyeblikket med maksimal lysstyrke inneholder spekteret linjer med elementer med mellommasse som strekker seg fra oksygen til kalsium (tilstede i de ytre lagene av stjernen). Måneder etter eksplosjonen har disse elementene blitt helt gjennomsiktige og lyset som dominerer er det som kommer fra de tyngre elementene som kommer fra kjernen. Ved utslippsmaksimum er lyset som sendes ut av nikkel -56 konsentrert. Dette forfaller av radioaktivitet til kobolt -56, også radioaktivt. Til enhver tid domineres lysutslippet av kobolt, hvis høyenergifotoner jevner ut kurven for lysstyrkeforringelse. Lysstyrken ender med konvertering av all kobolt til jern -56, som vil avgi de siste linjene på grunn av sin ioniserte tilstand.

I motsetning til andre typer supernovaer, finnes Type Ia-supernovaer i alle typer galakser, inkludert elliptiske . På samme måte viser de heller ingen preferanse for stjernedannende regioner . Dette er slik fordi hendelsene som fører til en supernova Ia kan vare lenge i stjernetermer, spesielt tilnærmingen til de to kroppene. I tillegg kommer de ikke fra veldig massive stjerner, så de trenger ikke å være lokalisert i områder med nyere stjernedannelse (hvor de blå kjempene finnes ), så de kan forekomme i de eldste områdene av galaksene. Denne særegenheten gjør det mulig å finne dem ser på hvilken som helst del av himmelen, med en homogen fordeling med konstant sannsynlighet uansett hvor det er galakser.

Gitt likheten i formene og størrelsen på lyskurvene til alle type Ia-supernovaer som er observert til dags dato, brukes de som et standardmål for lysstyrke i ekstragalaktisk astronomi, som i astrofysiske termer kalles en standard candela. ; i dette tilfellet kan de kalibreres til en tiendedel av en størrelsesorden. Fordelene i forhold til de andre standardlysene, for eksempel de klassiske Cepheidene , er at deres høye lysstyrke gjør at de kan oppdages i svært fjerne galakser, noe som hjelper til med å utlede avstander til objekter som ellers ville vært umulig å beregne. Årsaken til likheten mellom lysstyrkekurvene er fortsatt et spørsmål om debatt, men det ser ut til å være delvis relatert til det faktum at de opprinnelige forholdene som disse fenomenene genereres i er nesten identiske. Disse svært gunstige egenskapene har revolusjonert kosmologien , slik at den akselererte utvidelsen av universet kan avsløres takket være deres statistiske bruk.

I Melkeveien er den mest kjente kandidaten for denne typen supernova IK Pegasi (HR 8210), som ligger bare 150  lysår unna . Dette binære systemet består av en hovedsekvensstjerne og en hvit dverg , atskilt med bare 31 millioner km . Dvergen har en estimert masse på 1,15 ganger solens masse . Det antas at det ville gå flere milliarder år før den hvite dvergen nådde den kritiske massen som er nødvendig for å bli en Type Ia-supernova. ]

Type Ib og Ic

Spektrene til type Ib og Ic supernovaer viser ikke silisiumlinjen tilstede i Ia-spektrene; det antas at dette er stjerner på slutten av livet (som type II), men at de mistet alt hydrogenet i tidligere stadier, så linjene til dette grunnstoffet vises ikke i spektrene deres. Spesielt antas supernovaer av type Ib å være et resultat av kollapsen av en Wolf-Rayet-stjerne som har drevet ut hele hydrogenkonvolutten sin av de intense vindene som er typiske for disse stjernene. Flere slike supernovaer er også kjent i binære systemer : i dette tilfellet kan følgestjernen bidra til å gravitasjonsmessig løsne gassen fra konvolutten til den andre stjernen, som ikke trenger å være så massiv som en isolert Wolf-Rayet. I ekstreme tilfeller, når ikke bare hydrogen, men også helium slipper ut, kan karbonkjernen bli eksponert, og dette ville være scenariet for en Ic-supernova. Prosessen med eksplosjonen av disse supernovaene er i hovedsak den samme som for de typiske gravitasjonskollapssupernovaene, type II.

Type II

Type II supernovaer er et resultat av manglende evne til å produsere energi når stjernen har nådd kjernefysisk statistisk likevekt med en tett kjerne av jern og nikkel . Disse elementene kan ikke lenger smeltes sammen for å gi mer energi, i stedet krever de energi for å smelte sammen til tyngre elementer. Den potensielle barrieren til kjernene deres er for sterk til at fusjonen er lønnsom, slik at den inerte stjernekjernen slutter å støtte seg selv og lagene over den. Den endelige destabiliseringen av stjernen skjer når massen til jernkjernen når Chandrasekhar-grensen , noe som normalt tar bare noen få dager . Det er i det øyeblikket dens vekt overvinner trykket fra de degenererte elektronene i kjernen og den kollapser. Kjernen varmes opp til 3 milliarder grader, og da sender stjernen ut fotoner med så høy energi at de til og med er i stand til å desintegrere jernatomer til alfapartikler og nøytroner i en prosess som kalles fotodisintegrasjon ; disse partiklene blir i sin tur ødelagt av andre fotoner, og genererer dermed et snøskred av nøytroner i sentrum av stjernen.

${}^{{56}}{\mathrm {Fe}}+\gamma \rightarrow 13\;{}^{4}{\mathrm {He}}+4\;n$
${}^{{4}}{\mathrm {He}}+\gamma \rightarrow 2\;p+2\;n$

Disse reaksjonene er endoterme , så de hjelper ikke med å holde kjernen kompakt og den fortsetter å kollapse, og sender ut flere og flere nøytroner hver gang. Faktisk forårsaker de en avkjøling av kjernen, noe som oversetter seg til et lavere trykk og dermed en akselerasjon av prosessen. Jernatomene selv fanger opp noe av den enorme nøytronfluksen, og forvandles til tyngre grunnstoffer gjennom et fenomen som kalles nøytronfangst , eller r-prosessen .

Kjernen krymper så raskt at den etterlater et nesten tomt rom med lav tetthet mellom den og resten av stjernen. Konvolutten, på sin side, begynner å falle på kjernen, og bremser ned av en sperring av fotoner med ekstrem frekvens, som fotodisintegrerer de innerste lagene av nevnte konvolutt. Denne kjerneødeleggelsen overfører ikke bare momentum , men produserer også en fluks av nøytroner og protoner som vil bli fanget opp av påfølgende lag for å danne tyngre grunnstoffer. Samtidig gjør de enorme tetthetene som nås i "suppen" av tunge kjerner og elektroner som den superkomprimerte kjernen har blitt en ny reaksjon mulig. Elektronene til stjernekjernen begynner å falle på atomkjernene, og reagerer med protonene for å danne nøytroner i en prosess som kalles elektronfangst, slik at kjernen litt etter litt blir en hypertett masse av nøytroner kalt nøytronium . Prosessene med fotodisintegrasjon og elektronfangst akselererer sammenbruddet av stjernen enda mer, siden i tillegg mister degenerasjonstrykket nå også raskt styrke.

$p+e^{-}\høyrepil n+\nu e$

Men elektronfangst resulterer ikke bare i produksjon av nøytroner, men også produksjon av nøytrinoer . Fangsten skjer med en slik hastighet at det genereres en eksplosiv fluks av nøytrinoer som blir dratt av kollapsen, inntil deres økende overflod får dem til å degenerere og dermed blokkere fangsten av nye elektroner. I korte øyeblikk kan elektronene ikke engang fortsette å kombinere med protonene siden det ikke er noe sted i faserommet for å plassere nøytrinoene som ville resultere, siden disse allerede er degenerert . Men dette tar ikke lang tid å løse siden, som et resultat av denne pluggingen, finner en rømming av nøytrinoene fra kjernen sted, som tar en stor mengde energi, som reaktiverer fangstene og mater tilbake nøytrinobølgefrontene som ekspanderer veldig raskt ... Nøytrinoutslippet vil vare i omtrent 10 sekunder.

De ytre lagene av materiale som faller mot kjernen møter sjokkfronten til nøytrinoskredet, også kalt nøytrinosfæren . Gjennom en prosess som ennå ikke er fullstendig avslørt, overføres noe av energien som frigjøres i nøytrinoeksplosjonen til de ytre lagene av stjernen. Det antas at, som man kan se fra formelen nedenfor, er nøytrinoer i stand til å generere fotoner ved den omvendte prosessen med generering av fotonøytriner (se: Termiske nøytrinoer ).

Når sjokkbølgen når stjernens overflate flere timer senere, skjer det en enorm økning i lysstyrken . Hvis massen til den kollapsende kjernen er liten nok, mellom 1,5 og 2,5 solmasser, vil nøytronene selv kunne stoppe kollapsen; hvis ikke, vil den fortsette å trekke seg sammen til all materie er konsentrert i en singularitet , og dermed danne et svart hull . Denne grensen mellom nøytronstjerne og sort hull er ikke godt definert på grunn av manglende forståelse av prosessene for supernovakollaps.

$\nu e }+{\bar {\nu e}}}\høyrepil e^{+}+e^{-}\høyrepil γ$

Når det gjelder supernovaer som genererer nøytronstjerner, kolliderer de ytre skallene knapt med overflaten til den kompakte kjernen. Det er mulig at de ikke engang når det og tidligere har blitt revet med av nøytrinofluxen. I de som havner i sorte hull, dannes det i utgangspunktet en nøytronstjerne, men skallet har så mye masse og skyvekraft at mye av det faller på nøytronstjernen og får den til å overskride den maksimale massen på omtrent 2,5 solmasser, selv om denne grensen er heller ikke kjent nøyaktig.

Lyskurver til SNII-P og SNII-L. Førstnevnte har en "platå"-fase der den ioniserte gassen avkjøles når den utvider seg, og rekombinerer til den blir gjennomsiktig. Denne prosessen kompenserer for reduksjonen i lys og opprettholder lysstyrken til den blir nøytral, og da avtar den igjen. I det andre tilfellet er det knapt noen ytre lag, som sannsynligvis gikk tapt gjennom interaksjon med en nabostjerne. Det er også observert at den har en betydelig mindre uttalt topp enn SNIa.

Energien utviklet av en typisk type II-supernova er omtrent 10 ⁴⁶  J (omtrent 100 fiender) som sendes ut i 10-sekunders utbruddet av nøytrinoflux. Av all denne energien er det bare én fiende som absorberes av materialet, og sendes ut på nytt som den kinetiske energien til det ekspanderende materialet. Mellom 0,01 og 1 fiender sendes ut som lysenergi. Sistnevnte er den optisk detekterbare energien. De beste supernovaene er de som etterlater nøytronstjerner som rester siden, i dette tilfellet, er prosentandelen av massen som kastes ut maksimalt. Når det gjelder de som forlater et sort hull, vil utvidelsen være mindre effektiv fordi mye av energien til eksplosjonen vil bli fanget i det. I alle fall vil kollapsende supernovaer neppe komme i nærheten av den fulle fienden som slippes ut av type Ia-supernovaer.

Spørsmålet om hvordan supernovaer klarer å sende ut all den energien er fortsatt dårlig forstått. Datamodeller gir faktisk ingen eksplosjon, eller hvis de gjør det, er det veldig marginalt. Det har vært spekulasjoner om en hel rekke faktorer som kan påvirke kraften til eksplosjonen, eller at de til og med kan være avgjørende for at den skal skje. For det første kan det være sentrifugalkraften , som er maksimal i ekvatorialplanet og som uten tvil har et positivt bidrag ved å hjelpe materialet til å rømme. Med kompresjonen av stjernen bør denne kraften fremheves ved å bevare stjernens vinkelmoment . På den annen side er det magnetfeltene som også skal bidra med sitt magnetiske trykk. Disse to aspektene er utelatt fra modellene fordi de verken har sfærisk symmetri og heller ikke kan fikses på riktig måte da størrelsen deres er ukjent, som derimot må være forskjellig for hver stjerne.

Type II supernovaer kan deles inn i undertyper II-P og II-L. Type II-P når et platå i lyskurven mens Type II-L har en lineær nedgang i kurven. Årsaken til dette antas å være forskjeller i stjernenes konvolutt. Type II-P supernovaer har en stor konvolutt av hydrogen som fanger energien som frigjøres i form av gammastråler og frigjør den ved lavere frekvenser, mens Type II-L antas å ha mye mindre konvolutter, og konverterer mindre mengde gammastråleenergi i synlig lys.

Massene til stjernene som gir opphav til supernovaer varierer fra rundt 10 solmasser til 40 eller 50. Utenfor denne øvre grensen (som heller ikke er nøyaktig kjent), er stjernens siste øyeblikk fullstendige implosjoner i at ingenting slipper unna det svarte. hull som dannes, raskt og direkte, som oppsluker alt før en enkelt lysstråle kan komme ut. Disse stjernene forsvinner bokstavelig talt når de dør.

Det har blitt spekulert i at noen eksepsjonelt massive stjerner kan produsere hypernovaer ved utryddelse. Det foreslåtte scenariet for et slikt fenomen sier at etter den plutselige transformasjonen av kjernen til et svart hull, vil to relativistiske plasmastråler spire fra polene. Disse intense utslippene vil forekomme i gammastrålefrekvensbåndet og kan være en plausibel forklaring på de gåtefulle gammastråleutbruddene .

Den første fasen av supernovaen er en rask kollaps av kjernen som ikke klarer å opprettholde seg selv. Dette fører til en sterk utslipp av fotoner og nøytroner som absorberes av de indre lagene, og dermed bremser sammenbruddet. Samtidig genereres en nøytrinosjokkfront under nøytroniseringen av den kompakte kjernen. Til slutt kolliderer nøytrinosfæren med skallet og overfører momentumet, driver ut skjellene og produserer supernovaeksplosjonen.

.

Supernova-rester

Resten eller supernova-resten er en tåkete struktur dannet fra eksplosjonen. Denne resten er omgitt av en eksplosjonsstøtbølge som sveiper alt rundt den og kolliderer mens den passerer. Stjernen, uten energi i kjernen, imploderer i henhold til tyngdekraften, og forårsaker en av de to mulige rutene for en supernova: En nøytronstjerne eller et svart hull. Men ikke alt blir ødelagt i en supernovaeksplosjon, snarere gjenstår kjernen av stjernen. Denne kjernen, rik på jern, vil fortsette å synke. Senkingen vil stoppe eller omvendt fortsette på ubestemt tid avhengig av massen til kjernen etter eksplosjonen.

Supernovafunn rapporteres til IAU ( International Astronomical Union ), som distribuerer et rundskriv med det nylig tildelte navnet. Navnet er dannet av oppdagelsesåret og betegnelsen på en eller to bokstaver. Årets første 26 supernovaer bærer bokstaver fra A til Å (f.eks . Supernova 1987A ); følgende fører til aa, ab, etc.

nøytronstjernen

Også kalt Pulsarer, de dannes når synkingen av kjernen stopper som et resultat av nøytroner, som beveger seg målløst på grunn av høye temperaturer, og forårsaker at materie desintegreres til protoner, nøytroner og elektroner. Nøytronstjerner eller pulsarer har et veldig stort magnetfelt, som induserer den progressive emisjonen av elektromagnetisk stråling i form av pulser, som beveger seg med jevne mellomrom i henhold til rotasjonsperioden.

svart hull

På den annen side, når kjernen som gjenstår under supernovaeksplosjonen har en masse som overskrider grensen, det vil si massen til omtrent tre soler, er kollapsen uunngåelig. Dette fører til at tettheten til stjernen er utrolig høy, og får den til å kollapse, hvorfra det dannes sorte hull. Jo mer lystetthet det er, jo større vil det sorte hullet være, så stort at alt som er i nærheten av dem vil bli fanget på grunn av dets intense gravitasjonskraft.

Asymmetri

Pulsaren i krabbetåken reiser med 375 km/s i forhold til tåken . ]

En langvarig hodepine om Type II supernovaer er grunnen til at den kompakte gjenstanden som ble etterlatt etter eksplosjonen, tar opp en høy hastighet langt fra episenteret; Pulsarer , og derfor nøytronstjerner, er observert å ha høye hastigheter. Antagelig gjelder det samme for sorte hull, selv om de er mye vanskeligere å observere isolert. Den første økningen kan være betydelig, og gir et objekt med mer enn én solmasse hastigheten på 500 km/s eller enda høyere. Dette indikerer en asymmetri i eksplosjonen, men mekanismen som momentum overføres til den kompakte gjenstanden forblir ukjent.

En mulig forklaring på asymmetrien i eksplosjonen er storskala konveksjon over kjernen. Konveksjon kan skape variasjoner i lokal forekomst av element, noe som fører til uregelmessig kjernefysisk brenning under kollaps, tilbakeslag og påfølgende eksplosjon. ]

En annen mulig forklaring er at akkumulering av gass i den sentrale nøytronstjernen kan skape en skive som driver ut svært retningsbestemte jetfly som driver materie i svært høye hastigheter ut av stjernen og forårsaker tverrkollisjoner som fullstendig ødelegger stjernen. Disse jetflyene kan spille en avgjørende rolle i den resulterende supernovaeksplosjonen. (En lignende modell er foreløpig foretrukket for å forklare store gammastråleutbrudd .)

Gjennom observasjon har disse innledende asymmetriene i type Ia supernovaeksplosjoner også blitt bekreftet. Dette resultatet kan bety at den opprinnelige lysstyrken til denne typen supernovaer avhenger av synsvinkelen. Imidlertid blir eksplosjonen mer symmetrisk over tid. De første tegnene på asymmetri kan detekteres ved å måle polarisasjonen av det utsendte lyset. ]

Utvalgte supernovaer

Røntgenbilde av supernovaen SN 1006 , tatt av ASCA, en NASA-satellitt for studiet av kosmiske stråler .

Nedenfor er en liste over de viktigste supernovaene sett fra jorden i historisk tid. Datoene som er oppgitt indikerer øyeblikket de ble observert. I virkeligheten skjedde eksplosjonene mye tidligere, ettersom lyset deres har tatt hundrevis eller tusenvis av år å nå jorden.

• 185 – SN 185 – referanser i Kina og muligens Roma. Analyse av røntgendata tatt av Chandra -observatoriet antyder at restene av supernova RCW 86 tilsvarer denne historiske hendelsen.
• 1006 – SN 1006 – Veldig lyssterk supernova; referanser funnet i Egypt, Irak, Italia, Sveits, Kina, Japan og muligens Frankrike og Syria.
• 1054 - SN 1054 - Det var den som oppsto den nåværende krabbetåken , den er referert til av kinesiske astronomer og, sikkert, av indianere.
• 1181 – SN 1181 – Kinesiske og japanske astronomer rapporterer det. Supernovaen eksploderer i Cassiopeia og etterlater seg nøytronstjernen 3C 58 som er en kandidat for å være en merkelig stjerne .
• 1572 – SN 1572 – Supernova i Cassiopeia, observert av Tycho Brahe og Jerónimo Muñoz , beskrevet i førstnevntes bok De Nova Stella hvor begrepet "nova" brukes for første gang.
• 1604 – SN 1604 – Supernova i Ophiuchus , observert av Johannes Kepler ; det er den siste supernovaen som er sett i Melkeveien .
• 1885 – S Andromedae i Andromedagalaksen , oppdaget av Ernst Hartwig .
• 1987 - Supernova 1987A i den store magellanske skyen , observert noen timer etter eksplosjonen, var den første muligheten til å teste moderne teorier om supernovadannelse gjennom direkte observasjoner.
• – Cassiopeia A – Supernova i Cassiopeia, ikke observert på jorden, men anslått å ha eksplodert for rundt 300 år siden. Det er den lyseste resten i radiobandet .
• 2005 - 2005ap - Denne supernovaen av type II er den klart lyseste som noen gang er observert. Den var opptil åtte ganger lysere enn Melkeveien. Dette gjør den nesten dobbelt så stor som SN 2006gy .
• 2006 – SN 2006gy i kjernen til galaksen NGC 1260 , den er den nest største som har blitt observert til dags dato, fem ganger mer lysende enn tidligere observerte supernovaer, dens lysstyrke var 50 000 millioner ganger Solens lysstyrke. en stjerne på 150 solmasser.

Galileo brukte supernovaen fra 1604 som bevis mot datidens rådende aristoteliske dogme , at himmelen var uforanderlig.

Supernovaer etterlater en stjernelevning bak seg; studiet av disse objektene bidrar i stor grad til å utvide kunnskapen om mekanismene som produserer dem.

Rollen til supernovaer i stjerneutviklingen

Supernovaer bidrar til å berike det interstellare mediet med metaller ("metall" for astronomer er ethvert grunnstoff som er tyngre enn helium ). Etter hver generasjon av stjerner (og følgelig av supernovaer), øker andelen tunge grunnstoffer i det interstellare mediet. Høyere metallforekomster har viktige effekter på stjernenes utvikling . Dessuten er det bare stjernesystemer med høy nok metallisitet som kan fortsette å utvikle planeter . En høyere metallisitet fører altså til høyere sannsynlighet for planetdannelse, men den bidrar også til dannelsen av stjerner med lavere masse. Dette er fordi gassen som samles opp av protostjernen er mer følsom for virkningene av stjernevinden jo flere tunge grunnstoffer den har, siden disse absorberer fotoner bedre.

Alex Filippenko og hans samarbeidspartnere postulerer at de største supernovaene (som SN 2005ap og SN 2006gy ) ville blitt produsert av veldig massive stjerner (på 100 eller flere solmasser, i tilfellene sitert 150 solmasser), og at stjerner med disse egenskapene de ville ha utgjort den første generasjonen stjerner i universet; når de eksploderte som gigantiske supernovaer, ville de ha spredt de kjemiske elementene i universet som de nye stjernene (og stjernene generelt) ble generert fra. Slike kjemiske elementer vil til slutt være de som utgjør alle kjente materielle enheter, og selvfølgelig inkludert alle levende vesener.

Se også

• hypernova
• gammastråleutstråling
• akselerert ekspansjon av universet
• Liste over supernova-rester

Bibliografi

• Bethe, Hans (oktober 1990). "Supernova-mekanismer". Anmeldelser av Modern Physics 62 ( 4). 
• Baron, E. (1990). "Supernovaer: Den direkte mekanismen og statsligningen". I Petschek, AG, red. Supernovaer (på engelsk) . Springer. 
• Domínguez Aguilera, Immaculate (november 1992). Type IA Supernova lyskurvemodeller . Mikrofitxades doktoravhandlinger (1438). Barcelona : Universitetet i Barcelona. Publikasjoner og utgaver. ISBN  978-84-7875-736-7 . 
• Gamezo, VN; Khokhlov, AM; Oran, ES (mai 2004). astro-ph/0406101 "Deflagrasjoner og detonasjoner i termonukleære supernovaer" . Physical Review Letters 92 ( 21). 211102 . 
• Leglu, Dominique (februar 1995). Supernova . Torrejon de Ardoz : Celeste Editions. ISBN  978-84-8211-011-0 . 
• Murdin, Pavy; Murdin, Lesley (1989). Supernova . Generell pådriver for studier. ISBN  84-86505-22-4 . 
• Richardson, dekan; gren, David; Casebeer, Darrin; Millard, Jennifer; Thomas, RC; Baron, E. (februar 2002). astro-ph/0112051 «A Comparative Study of the Absolute Magnitude Distributions of Supernovae» . The Astronomical Journal (på engelsk) 123 (2): 745-752. 
• Branch, D. (1989). Absolutte lyskurver av type II supernovaer . ApJ 342, L79-L82. 

Eksterne lenker

På spansk

• Supernovaer i AstroMía
• Supernovaene. Windows til universet.
• supernovabilder
• Supernova: når stjerner eksploderer
• Novaer og supernovaer

På engelsk

• Supernovaer produserer kosmiske stråler
• Liste over nyere supernovaer
• SNEWS ( SuperNova Early Warning System ) -prosjektet bruker nøytrino - detektorer for å bygge et nettverk som forventes å gi avanserte nyheter i tilfelle en supernovaeksplosjon.
• En oversiktsartikkel ( ødelagt lenke tilgjengelig på Internet Archive ; se historikk , første og siste versjon ). i SNEWS
• En teknisk gjennomgangsartikkel om Type Ia supernovaer.
• En vitenskapelig artikkel om mekanismen til type Ia supernovaeksplosjoner.
• Nok en god anmeldelse ( ødelagt lenke tilgjengelig på Internet Archive ; se historikk , første og siste versjon ). av hendelser knyttet til supernovaer.
• En artikkel om sammenhengen mellom supernovaer og nøytrinoer .