En supernova (flertall supernova , på latin supernovaer [1] [2] ; forkortet til SN eller SNe) er en stjerneeksplosjon som er mer energisk enn den til en nova . Supernovaer er svært lyse og forårsaker stråling som i korte perioder kan overstige en hel galakse .
Over en tidsperiode som kan variere fra noen uker til noen måneder, sender en supernova ut like mye energi som solen forventes å sende ut under hele sin eksistens, og når i omtrent femten sekunder en temperatur på hundre milliarder Kelvin. men for at dette skal skje, må stjernen ha en masse som er minst ni ganger større enn den til vår sol [3] . Eksplosjonen driver ut det meste av eller alt materialet som utgjør stjernen [4] med hastigheter som kan nå 30 000 km/s (10 % av lysets hastighet ), og produserer en sjokkbølge [5] som sprer seg i det interstellare mediet . Dette resulterer i en ekspanderende gassboble som kalles en supernova-rest .
Begrepet nova , som betyr "ny" på latin , refererer til det som ser ut til å være en lysende ny stjerne på himmelen . Prefikset "super-" skiller supernovaer fra vanlige ni som er mye mindre lyse. Ordet supernova ble først brukt av Walter Baade og Fritz Zwicky i 1931 [6] . Supernovaer kan utløses på to måter: enten ved plutselig gjentenning av kjernefysiske fusjonsprosesser i en degenerert stjerne eller ved kollaps av kjernen til en massiv stjerne.
Selv om ingen supernova har blitt observert i Melkeveien siden SN 1604 , indikerer eksisterende supernovarester at slike hendelser i gjennomsnitt skjer omtrent tre ganger hvert århundre i vår galakse [7] . De spiller en betydelig rolle i å berike det interstellare mediet med tunge kjemiske elementer [8] . Videre kan den ekspanderende gassboblen skapt av eksplosjonen føre til dannelse av nye stjerner [9] [10] [11] .
Hipparchus fra Nicaeas interesse for fiksestjerner kan ha blitt inspirert av observasjonen av en supernova, i det minste ifølge rapporter fra Plinius den eldre [12] . Den første skriftlige registreringen av en supernova gjelder SN 185 , som ble observert av kinesiske astronomer i 185 e.Kr. Den lyseste supernovaen som er kjent er SN 1006 , som ble beskrevet i detalj av kinesiske og islamske astronomer [13] . Supernova SN 1054 , også nøye observert, resulterte i krabbetåken . Supernovaene SN 1572 og SN 1604 , de siste som ble observert i Melkeveien, hadde en bemerkelsesverdig innvirkning på utviklingen av astronomiske teorier i Europa fordi de beviste at den aristoteliske ideen om at stjernehimmelen var noe uforanderlig var feil [14] . Giovanni Kepler begynte å observere SN 1604 17. oktober 1604 [15] : det var den andre supernovaen som kunne observeres i løpet av hans generasjon, etter at SN 1572 hadde blitt observert av Tycho Brahe i retning av stjernebildet Cassiopeia [12] . Etter forbedringen av teleskopkonstruksjonsteknikker begynte supernovaer som tilhørte andre galakser å bli observert, fra og med 1885 , da S Andromedae ble observert i Andromedagalaksen .
Navnet super-nova ble først brukt i 1931 av Walter Baade og Fritz Zwicky under et foredrag holdt på Caltech og deretter i 1933 under en kongress i American Physical Society [6] . I 1938 ble bindestreken droppet og det moderne navnet begynte å bli brukt [16] . Siden supernovaer er relativt sjeldne hendelser, selv innenfor en hel galakse (for eksempel innen Melkeveien tar det en omtrent hvert 30. år [7] ), for å samle inn et tilstrekkelig stort antall prøver, er det nødvendig å overvåke en rekke høye galakser .
En supernova kan ikke forutsies med tilstrekkelig nøyaktighet. Vanligvis, når de blir oppdaget, er eksplosjonen allerede i gang [17] . Mange av de vitenskapelige interessene som supernovaer har - for eksempel som standard avstandslys - krever at topp lysstyrke observeres. Det er derfor viktig å begynne å observere supernovaen før den topper seg. Ikke - profesjonelle astronomer , som er mye flere enn profesjonelle, spiller en viktig rolle i den tidlige oppdagelsen av supernovaer, spesielt ved å observere nærliggende galakser ved hjelp av optiske teleskoper og ved å sammenligne dem med tidligere bilder [18] .
Mot slutten av det tjuende århundre begynte astronomer i økende grad å bruke datastyrte teleskoper og CCD -er for å oppdage supernovaer. Selv om disse systemene er populære blant amatørastronomer, finnes det også profesjonelle installasjoner som Katzman Automatic Imaging Telescope [19] . Supernova Early Warning System ( SNEWS ) er i stedet et nettverk av nøytrino-detektorer designet for å gi et tidlig varsel om en supernova i vår galakse [20] [21] . Nøytrinoer er subatomære partikler som produseres massivt under eksplosjonen av en supernova [22] og som, som ikke interagerer nevneverdig med det interstellare mediet , ankommer jorden i store mengder.
Noen tidlige studier på det som den gang ble antatt å være en ny kategori av novaer ble utført på 1930-tallet av Walter Baade og Fritz Zwicky ved Mount Wilson Observatory [23] . Amerikanske astronomer Rudolph Minkowski og Fritz Zwicky fra 1941 begynte å utvikle ordningen med den moderne klassifiseringen av supernovaer [24] . I løpet av det 20. århundre har det blitt utviklet modeller for de forskjellige typene observerbare supernovaer, og forståelsen av deres betydning i stjernedannelsesprosesser vokser.
På 1960-tallet oppdaget astronomer at supernovaeksplosjoner kunne brukes som standard stearinlys, brukbare som indikatorer på astronomiske avstander [25] . Spesielt supernovaer gir viktig informasjon om kosmologiske avstander [26] . Noen av de fjernere supernovaene som er observert nylig ser svakere ut enn man kunne forvente. Dette støtter hypotesen om at ekspansjonen av universet akselererer [27] [28] .
For å rekonstruere datoene der supernovaer fant sted, som det ikke er noen skriftlig bevis på, er det utviklet flere teknikker: datoen for Cassiopeia A ble bestemt av det lysende ekkoet produsert av eksplosjonen [29] mens alderen til supernova RX-resten J0852 .0-4622 ble estimert ved målinger knyttet til dens temperatur [30] og til utslipp av gammastråler produsert av nedbrytningen av titan-44 [31] . I 2009 ble nitrater oppdaget i den antarktiske isen og avsatt i samsvar med utseendet til tidligere supernovaer [32] [33] .
Forskningsprogrammene for supernovaer er av to typer: den første er rettet mot relativt nære hendelser, den andre mot mer fjerne hendelser. På grunn av universets utvidelse kan avstanden til fjerntliggende objekter bli kjent ved å måle Doppler-effekten som vises av deres spektrum (dvs. deres røde skift ): i gjennomsnitt trekker fjernere objekter seg tilbake med større hastigheter og har derfor et større rødt skift. Forskningen er derfor delt mellom store eller små rødforskyvningssupernovaer; delingen mellom disse to klassene faller mer eller mindre i forskyvningsområdet mellom z = 0,1–0,3 [34] .
Forskning på store rødforskyvningssupernovaer fokuserer vanligvis på å beskrive lyskurvene deres ; de er nyttige som standard lys for å lage kosmologiske spådommer. For analyse av spekteret til en supernova er det i stedet mer nyttig å rette oppmerksomheten mot supernovaer med en liten rødforskyvning [35] [36] . Sistnevnte er også viktige for å beskrive delen nær opprinnelsen til Hubble-diagrammet , som relaterer rødforskyvningen til avstanden til de synlige galaksene [37] [38] .
Oppdagelsen av en ny supernova blir formidlet til Central Bureau for Astronomical Telegrams of the International Astronomical Union, som sirkulerer et rundskriv der den er tildelt et navn. Den består av initialene SN etterfulgt av oppdagelsesåret og et suffiks på en eller to bokstaver. Årets første 26 supernovaer får store bokstaver fra A til Å ; påfølgende er angitt med suffikser av to små bokstaver: aa , ab og så videre. For eksempel betegner SN 2003C den tredje supernovaen som ble annonsert i 2003 [39] . Den siste supernovaen i 2012 var SN 2012ik, dvs. den var den 245. som ble oppdaget [40] . Siden 2000 har profesjonelle og amatørastronomer oppdaget hundrevis av supernovaer hvert år (390 i 2009 , 341 i 2010 , 290 i 2011 ) [41] .
Supernovaene som er observert i historiske epoker har ingen suffiks, men etterfølges bare av oppdagelsesåret: SN 185 , SN 1006 , SN 1054 , SN 1572 (kalt Nova of Tycho ) og SN 1604 ( Keplers stjerne ). Siden 1885 er en bokstav lagt til notasjonen, selv om bare en supernova ble observert i det året (for eksempel SN 1885A, SN 1907A, etc.). Suffikser på to bokstaver var sjelden nødvendig før 1987 , men siden 1988 har de alltid vært nødvendig.
Supernovaer har blitt klassifisert på grunnlag av egenskapene til lyskurven deres og absorpsjonslinjene til de forskjellige kjemiske elementene som vises i deres spektre . En første deling utføres på grunnlag av tilstedeværelse eller fravær av hydrogenlinjene . Hvis supernovaspekteret har slike linjer (kalt Balmer-serien i den synlige delen av spekteret), er det klassifisert som Type II ; ellers er det Type I. Hver av disse to klassene er igjen delt i henhold til tilstedeværelsen av andre kjemiske elementer eller etter formen på lyskurven (dvs. grafen som representerer objektets tilsynelatende størrelse som funksjon av tid) [42] [43]
Type I Hydrogen ikke til stede |
Type Ia Presenter linjen med ionisert silisium én gang (Si II) med en lengde på 615,0 nm under lysstyrketoppen | |||
Type Ib / c Ingen silisiumlinje eller veldig svak linje |
Type Ib presenterer den ikke-ioniserte heliumlinjen ved bølgelengden 587,6 nm | |||
Type Ic Ingen heliumlinje eller veldig svak | ||||
Type II Hydrogen tilstede |
Type II-P / L / N Type II for varigheten av arrangementet |
Type II-P / L Utvidede hydrogenlinjer |
Type II-P Lyskurven viser en karakteristisk utflating | |
Type II-L De viser en jevn nedgang i lysstyrke [45] | ||||
Type IIn Fine linjer av hydrogen | ||||
Type IIb Spekteret endres og blir til Type Ib |
Type I supernovaer er delt inn etter deres spektre: type IA supernovaer viser silisiumabsorpsjonslinjer i spektrene , type IB og IC gjør det ikke. Type IB supernovaer viser klare nøytrale heliumlinjer , i motsetning til Type IC supernovaer. Lyskurvene er like, selv om de av type IA er lysere på topp. Uansett anses ikke lyskurven som en viktig faktor i klassifiseringen av type I supernovaer.
Et lite antall type IA-supernovaer viser uvanlige egenskaper som lysstyrker som er forskjellige fra de til andre supernovaer i deres klasse eller langstrakte lyskurver. Vanligvis blir disse supernovaene referert til ved å knytte dem til det første eksemplaret som viste anomalier. For eksempel er den mindre lyssterke supernovaen SN 2008ha klassifisert som SN 2002cx , siden sistnevnte supernova var den første av de som ble observert som viste disse egenskapene.
Type II supernovaer kan også deles inn i henhold til deres spektre. De fleste av dem viser faktisk svært utvidede hydrogenutslippslinjer , noe som indikerer svært høye ekspansjonshastigheter, i størrelsesorden tusenvis av kilometer per sekund ; noen, som for eksempel SN 2005gl , har imidlertid spektre med tynne hydrogenlinjer og kalles Type IIn supernovaer, hvor n forkorter det engelske ordet narrow , som betyr "smal".
De som har forstørrede hydrogenlinjer blir igjen delt inn på grunnlag av lyskurven deres. De av den mer vanlige typen har en karakteristisk utflatning av kurven, kort tid etter toppen; dette indikerer at lysstyrken deres forblir nesten uendret i noen måneder før den til slutt avtar. Disse supernovaene er betegnet med initialene II-P, der P forkorter ordet platå , som betyr "platå". Mindre vanlig viser supernovaer med utvidede hydrogenlinjer en jevn nedgang i lysstyrke etter toppen. De er betegnet med forkortelsen II-L, der L forkorter ordet lineær , selv om lyskurven egentlig ikke er en rett linje .
En liten del av Type II-supernovaer, som SN 1987K og SN 1993J , kan endre type: det vil si at de først viser hydrogenlinjer, men etter noen uker eller måneder domineres spekteret deres av helium. Begrepet Type IIb brukes for å betegne disse supernovaene da de kombinerer egenskapene til Type II og Type Ib supernovaer [43] .
Noen supernovaer, som ikke kan tilskrives noen av de tidligere klassene, er betegnet med akronymet pec , forkortelse av peculiar , som betyr "rart", "uvanlig" [43] .
Nomenklaturen beskrevet ovenfor er bare taksonomisk og beskriver bare egenskapene til lyset som sendes ut av supernovaer, ikke årsakene deres. For eksempel har supernovaer av type I forskjellige stamfader: type Ia produseres ved akkresjon av materiale på en hvit dverg , mens type I/c produseres ved kollaps av kjernen til massive Wolf-Rayet-stjerner . De følgende avsnittene beskriver de vitenskapelige modellene for de mest sannsynlige årsakene til en supernova.
En hvit dverg kan motta materiale fra en ledsager ved akkresjon eller ved sammensmelting av de to komponentene. Mengden materiale som mottas kan være slik at temperaturen i kjernen heves til smeltepunktet for karbon . På dette tidspunktet utløses en termisk løping som fullstendig forstyrrer den hvite dvergen. I de fleste tilfeller skjer prosessen gjennom den langsomme veksten av den hvite dvergen av materiale som hovedsakelig består av hydrogen og minimalt av helium. Siden smeltepunktet nås av stjerner med nesten identisk masse og svært lik kjemisk sammensetning, har supernovaer av type Ia svært like egenskaper og brukes som standardlys for å måle intergalaktiske avstander. Imidlertid kreves det ofte en form for korreksjon som tar hensyn til anomaliene i spekteret på grunn av det store røde skiftet til de fjernere supernovaene eller de små variasjonene i lysstyrke som kan identifiseres av formen på lyskurven eller av spekteret [46] [47] .
Type Ia standardDet er flere måter en supernova av denne typen kan dannes på, men de deler den samme grunnleggende mekanismen. Hvis en karbon - oksygen hvit dverg [48] øker nok materiale til å nå Chandrasekhar-grensen på 1,44 M ☉ [49] , slik at den ikke lenger vil være i stand til å opprettholde sin termodynamiske likevekt gjennom trykket fra degenererte elektroner [50 ] [51 ] vil den begynne å kollapse. Gjeldende teorier hevder imidlertid at grensen i virkeligheten aldri nås i standardtilfeller: kjernen når faktisk forhold med temperatur og tetthet som er tilstrekkelig til å utløse detonasjon av karbon når 99 % av Chandrasekhar-grensen er nådd [52] og derfor før kollapsen begynner [49] . I løpet av sekunder smelter en betydelig brøkdel av stoffet som utgjør den hvite dvergen , og frigjør nok energi (1–2 × 10 44 joule ) [53] til å forstyrre stjernen til en supernova [54] . Det produseres en sjokkbølge som forplanter seg med hastigheter i størrelsesorden 5 000–20 000 km/s , omtrent 3 % av lysets hastighet. Videre øker lysstyrken til stjernen enormt, og når den absolutte størrelsen −19,3 (5 milliarder ganger solens lysstyrke), med små variasjoner fra en supernova til en annen [55] . Dette gjør at disse supernovaene kan brukes som sekundære standardlys [56] for å måle intergalaktiske avstander [57] .
Modellen for dannelsen av denne kategorien supernovaer forutsier et smalt binært system der den mer massive av de to komponentene har utviklet seg ut av hovedsekvensen og blitt en gigant [58] . Dette innebærer at de to stjernene deler samme gasskonvolutt, med et påfølgende forfall av banen . Den gigantiske stjernen mister på dette tidspunkt de fleste overflatelagene, som etterlater kjernen, som hovedsakelig består av karbon og oksygen, avdekket. Stjernen ble dermed til en hvit dverg [59] [60] . Den andre stjernen utvikler seg senere også, og blir en gigantisk stjerne på sin side. Gitt nærheten mellom de to komponentene, overføres en del av gigantens gass til den hvite dvergen, og øker massen. Selv om denne generelle modellen er allment akseptert, er de nøyaktige detaljene om karbonantenningen og de tunge elementene produsert i eksplosjonen fortsatt uklare.
Type Ia supernovaer følger en karakteristisk lyskurve - grafen som viser lysstyrke som funksjon av tid - etter eksplosjonen. Lysstyrken produseres ved radioaktivt nedbrytning av nikkel -56 til kobolt -56 og av dette til jern -56 [55] .
Type Ia ikke-standardEn annen modell for dannelsen av Type Ia-supernovaer er sammenslåingen av to hvite dverger, hvis samlede masse overskrider Chandrasekhar-grensen [61] . Eksplosjonene som produseres av denne formasjonsmekanismen er svært forskjellige fra hverandre [62] og i noen tilfeller fører det ikke engang til dannelsen av en supernova, men det antas at når en supernova produseres, er den mindre lyssterk, men har et mer langstrakt lys enn Type Ia supernovaer forårsaket av standardmekanismen.
Eksepsjonelt lyse Type Ia-supernovaer kan oppstå når den hvite dvergen har en masse større enn Chandrasekhar-grensen [63] . Når dette skjer er eksplosjonen asymmetrisk [64], men det utstøpte materialet har lavere kinetisk energi .
Det er ingen formell klassifisering for ikke-standard Type Ia supernovaer.
Stjerner med en begynnelsesmasse som er minst ni ganger Solens utvikler seg på en kompleks måte, og smelter gradvis tyngre og tyngre grunnstoffer ved stadig høyere temperaturer i kjernene deres [65] [66] . Stjernen utvikler en rekke overlappende skjell som blir løklignende, der de tyngre elementene samler seg i de innerste lagene [67] [68] . Den indre kjernen til disse stjernene kan kollapse når kjernefysiske fusjonsprosesser blir utilstrekkelige til å kompensere for tyngdekraften : dette er årsaken til alle typer supernovaer unntatt Ia. Kollapsen kan forårsake voldsom utstøting av stjernens overflatelag og dermed utløse en supernova, eller frigjøring av potensiell gravitasjonsenergi kan være utilstrekkelig og stjernen kan bli en nøytronstjerne eller sort hull med beskjeden energistråling.
Sammenbruddet av kjernen kan skje gjennom forskjellige mekanismer: overskridelse av Chandrasekhar-grensen, elektronfangst , parustabilitet eller fotodisintegrasjon [69] [70] . Når en massiv stjerne syntetiserer en jernkjerne med en masse større enn Chandrasekhar-grensen, er ikke trykket til de degenererte elektronene lenger i stand til å motvirke tyngdekraften og kjernen kollapser til en nøytronstjerne eller et sort hull. Innfanging av et elektron av magnesium i en degenerert kjerne som består av oksygen, neon og magnesium forårsaker en gravitasjonskollaps som resulterer i oksygensmelting og lignende sluttresultater. Dreiemomentproduksjonen av et elektron og et positron etter kollisjoner mellom atomkjerner og gammastråler forårsaker en reduksjon i det termiske trykket inne i kjernen med påfølgende trykkfall og delvis kollaps etterfulgt av utløsningen av en imponerende termonukleær løping som fullstendig splitter stjernen. En tilstrekkelig massiv og varm stjernekjerne kan generere gammastråler så energiske at de utløser fotodisintegrasjonsprosesser, det vil si dekomponering av tunge atomkjerner til lettere kjerner, med påfølgende kollaps av stjernen.
ResterMåten kjernen kollapser på, typen supernova som produseres og arten til supernovaresten avhenger i hovedsak av to faktorer: stjernens begynnelsemasse og metallisitet. Sistnevnte bestemmer faktisk massetapet som stjernen vil gjennomgå under sin eksistens på grunn av stjernevinden : stjerner med lav metallisitet lider mindre massetap og har derfor mer massive heliumkjerner og hydrogenkonvolutter på slutten av deres eksistens. . Stjerner med en begynnelsesmasse på mindre enn ~ 9 M ☉ antas å ikke ha tilstrekkelig masse til at kjernen deres kan kollapse på slutten av deres eksistens og er derfor bestemt til å bli hvite dverger [69] . Stjerner med en startmasse på ~ 9-10 M ☉ utvikler en degenerert kjerne av oksygen og neon, som enten kan kollapse til en nøytronstjerne ved elektronfangst eller bli en oksygen-neon-magnesium hvit dverg . Over de innledende 10 M ☉ , er sammenbruddet av kjernen det eneste alternativet. Det er tre mulige utfall av denne kollapsen: enten en nøytronstjerne eller en nøytronstjerne etterfulgt av et svart hull eller direkte et svart hull. Hvilken av disse mulighetene som realiseres bestemmes av massen til stjernen ved slutten av dens eksistens: jo mer massiv stjernen var i utgangspunktet og jo mindre masse den mistet under utviklingen, desto mer massiv vil den være ved slutten av eksistensen. . Stjerner med stor masse ved sammenbruddstidspunktet vil direkte danne et sort hull, mens de med mindre masse vil danne det først etter å ha passert gjennom stadiet med nøytronstjerner, til de når stjerner som ikke produserer et sort hull i det hele tatt, men bare en nøytronstjerne [69] .
Når det gjelder stjerner med svært lav metallisitet, kollapser de med en ZAMS -masse mellom 10 og 140 M ☉ fordi de utvikler en jernkjerne på slutten av deres eksistens hvis masse overskrider Chandrasekharl-grensen . Sammenbruddet har imidlertid forskjellige utfall avhengig av stjernens begynnelsemasse. Stjerner med masse mellom 10 og 25 M ☉ avslutter sin eksistens som nøytronstjerner, de med masse mellom 25 og 40 M ☉ gir liv til svarte hull først etter å ha blitt nøytronstjerner, mens de med masse mellom 40 og 140 M ☉ kollapser direkte til svarte hull hull [69] .
Stjerner med svært lav metallisitet med en ZAMS-masse større enn 140 M ☉ utvikler i stedet ekstremt massive heliumkjerner (~ 65 M ☉ ), innenfor hvilke gammastrålingen er så intens at den gir opphav til dreiemomentustabilitet og forårsaker eksplosjon av stjernen uten etterlater seg rester. For stjerner med enda høyere masse (≥260 M ☉ ), er mekanismen som griper inn i de siste stadiene av stjernens eksistens mekanismen med fotodisintegrasjon, som direkte produserer veldig massive sorte hull (≥100 M ☉ ) [69] .
Jo høyere den opprinnelige metallisiteten er, jo mer mister stjernen masse i løpet av sin eksistens. En veldig massiv stjerne ved ZAMS (≥260 M ☉ ), for eksempel, hvis den viser et visst nivå av metallisitet, vil miste nok masse til ikke lenger å produsere fotodisintegrasjonsmekanismer, men vil avslutte sin eksistens som en par-ustabil supernova . Ved høyere metallisiteter vil den ikke utvikle en tilstrekkelig massiv kjerne til å produsere dreiemomentustabilitet, men den vil kollapse til et sort hull. Ved en litt lavere metallisitet enn Solen vil den produsere et sort hull først etter å ha passert gjennom nøytronstjernestadiet. Til slutt, med metallisitet høyere enn Solens, vil den miste en mengde masse som er tilstrekkelig til ikke lenger å produsere et svart hull, men til å kollapse til en nøytronstjerne [69] .
Typer av supernovaerNår tyngdekraften ikke er tilstrekkelig motbalansert i kjernen til en massiv stjerne, kollapser den på seg selv med hastigheter som kan nå 70 000 km/s (0,23 c ) [71] ; dette øker raskt temperaturen og tettheten til kjernen, og produserer fenomener som fotodisintegrasjon, beta-forfall og elektronfangst, som forårsaker frigjøring av store mengder elektronnøytrinoer . Men når tettheten blir veldig høy, stopper utslippet av nøytrinoer, fordi de forblir fanget i kjernen. Når den indre kjernen når en diameter på rundt 30 km [65] og en tetthet som kan sammenlignes med atomkjernene , prøver de degenererte nøytronene å stoppe kollapsen. Hvis massen til heliumkjernen er større enn 15 M ☉ er trykket til de degenererte nøytronene utilstrekkelig til å stoppe kollapsen og et sort hull dannes direkte uten noen supernovaeksplosjon [69] . Men i noen tilfeller fortsetter saken om stjernen som ikke deltok i dannelsen av det sorte hullet å falle ut tiltrukket av det og (i tilfelle stamstjernen har hatt en stor rotasjonshastighet) begynner å virvle rundt den, danner en akkresjonsskive med høy tetthet . Når materialet til skiven faller inn i det sorte hullet, dannes to stråler langs rotasjonsaksen (retningen med lavere tetthet), mot stjernens poler med en hastighet nær lysets, og utspringer av en relativistisk sjokkbølge . Hvis stjernen ikke er innhyllet i en tykk sky av diffust hydrogen, bryter dette materialet ut fra stjerneoverflaten. Når den når overflaten bryter sjokkbølgen ut i verdensrommet, hvor det meste av energien frigjøres i form av gammastråler [72] . Denne mekanismen er sannsynligvis opphavet til gammastråleutbrudd [73] .
Hvis heliumkjernen til den døende stjernen er mellom 8 og 15 M ☉ , kan den indre kjernen til degenererte nøytroner midlertidig stoppe kollapsen: "rebound" produsert av denne arrestasjonen produserer en sjokkbølge som begynner å utløse en supernova. Imidlertid faller en mengde materiale fra det ytre skallet på nøytronstjernen og dette gir en kollaps i et svart hull [69] . Nedfallet av materialet i det sorte hullet reduserer den kinetiske energien til eksplosjonen og massen til det utkastede radioaktive materialet, noe som gir opphav til supernovaer med beskjeden lysstyrke; men som med mer massive kjerner, kan nedfallet av materialet produsere relativistiske stråler og veldig lyse gammastråler [69] .
Til slutt, hvis heliumkjernen er mindre enn 8 M ☉ , er den indre kjernen til degenererte nøytroner i stand til å stoppe kollapsen. Den har i utgangspunktet en temperatur på rundt 100 milliarder K, 6000 ganger kjernetemperaturen til Solen [74] . Bråstoppen av kollapsen produserer en sjokkbølge i motsatt retning som treffer lagene rett over den begynnende nøytronstjernen. Imidlertid er denne sjokkbølgen ikke, ifølge mange forskere, den ultimate årsaken til supernovaen, fordi den i de fleste tilfeller stopper i løpet av noen få millisekunder [75] og dens energi blir spredt i dissosiasjonen av tunge grunnstoffer. Utløsningen av eksplosjonen er i stedet produsert ved avkjøling av nøytronprotostjernen som sprer energien sin gjennom dannelsen av nøytrino - antinøytrinopar av alle smaker . Nøytrinoene som produseres ved avkjøling av nøytronprotostjernen er i mye større mengder enn de som produseres av elektronfangstprosessen inne i stjernekjernen , hvorved protonene blir til nøytroner [76] . Energien som overføres gjennom produksjonen av nøytrinoer utgjør omtrent 10 46 joule, tilsvarende omtrent 10 % av den gjenværende massen til stjernen [65] [77] . Lagene rett over stjernekjernen absorberer en liten prosentandel av energien til nøytrinoene som produseres (omtrent 10 44 joule [77] , dvs. 1 fiende ) og dette reaktiverer sjokkbølgen som produserer eksplosjonen [78] . Hele prosessen, fra begynnelsen av kollapsen til eksplosjonen, tar omtrent 10 sekunder. Selv om den som er beskrevet er den mest aksepterte teorien om den eksakte mekanismen som forårsaker eksplosjonen, er den ikke den eneste [65] .
Hvilken type supernova som produseres avhenger av utviklingen stjernen gjennomgikk [69] . Hvis den ikke har gjennomgått for store massetap på grunn av stjernevinden og har beholdt en hydrogenomhylling større enn 2 M ☉ , produseres en Type II-P supernova; hvis hydrogenhylsen er mindre enn 2 M ☉ , vil en Type II-L supernova oppstå eller, hvis konvolutten er spesielt tynn, Type Ib. Til slutt, hvis hydrogenkonvolutten har gått helt tapt på grunn av stjernevinden, vil en Type Ib eller Ic supernova oppstå. Type Ib-supernovaer er mer vanlige enn Ic-supernovaer og stammer fra WC-type Wolf-Rayet-stjerner, som fortsatt har helium i atmosfæren [69] . I et lite antall tilfeller fører evolusjonen til at stjernen også mister heliumlaget og blir en WO-type Wolf-Rayet før den eksploderer i en Type Ic supernova. Mengden resthydrogen ved slutten av stjernens eksistens avhenger først og fremst av dens begynnelsesmasse og metallisitet: jo større stjernens begynnelsemasse og jo større metallisitet, desto større er intensiteten til stjernevinden og den påfølgende sannsynligheten for at hydrogenkonvolutten er tynn eller til og med ikke-eksisterende [69] .
Type IIn-supernovaer produseres av forskjellige typer stamstjerner, kanskje noen ganger til og med av hvite dverger, selv om det ser ut til at de mesteparten av tiden er forårsaket av kollapsen av jernkjernen til supergigantiske eller hypergigantiske stjerner , inkludert LBV-variablene . De tynne spektrallinjene som de har fått navnet sitt fra, stammer fra det faktum at supernovaen utvider seg til en tett sky av sirkumstellart materiale [79] .
Et unntak fra bildet skissert ovenfor er representert av stjerner med lav metallisitet og begynnelsesmasse mellom 140 og 260 M ☉ , som selv om de utvikler veldig massive kjerner, ikke kollapser til sorte hull slik det skjer med mer massive stjerner og mindre massive. Som nevnt blir disse stjernene faktisk fullstendig forstyrret av en eksplosjon som følger sammenbruddet av kjernen utløst av dreiemomentustabiliteten. Når heliumkjernen til disse stjernene når 40-60 M ☉ , setter dreiemomentustabiliteten i gang kollapsen, som imidlertid kan stoppes midlertidig når oksygenfusjonen utløses. Men når massen til kjernen når 60-130 M ☉ , er fusjonen av oksygen og tyngre grunnstoffer så energisk at den bryter opp hele stjernen og forårsaker en supernova. For stjerner med kjerner nær 130 M ☉ kan supernovaen være usedvanlig lyssterk og vare veldig lenge på grunn av syntetiseringen av omtrent 40 M ☉ radioaktiv Ni 56 under eksplosjonen [80] .
Selv om supernovaer først og fremst er kjent som svært lyse hendelser, er elektromagnetisk stråling bare en sekundær effekt av eksplosjonen. Spesielt når det gjelder supernovaer som er et resultat av sammenbruddet av kjernen, representerer den utsendte elektromagnetiske strålingen bare en liten brøkdel av den totale energien til hendelsen.
Det er betydelige forskjeller i balansen av energi produsert av de forskjellige typene supernovaer. I supernovaer av type Ia kanaliseres mesteparten av energien inn i nukleosyntesen av tunge grunnstoffer og akselerasjonen av utstøtt materiale. På den annen side, i supernovaer der kjernen kollapser, overføres mesteparten av energien i utslipp av nøytrinoer , og selv om noen av dem gir energi til eksplosjonen, blir mer enn 99 % av dem kastet ut fra stjernen i minuttene etter kollapse..
Type Ia-supernovaer henter energien sin fra fusjonen av karbon og oksygen i den hvite dvergen. Detaljene er ennå ikke modellert, men resultatet er utstøting av hele massen til den opprinnelige stjernen i svært høye hastigheter. Av den utkastede massen består ca. 0,5 M ☉ av nikkel -56, generert ved sammensmelting av silisium . Nikkel-56 er radioaktivt med en halveringstid på seks dager; gjennom beta-forfall, pluss genererer den kobolt -56, og sender ut gammastråler . Kobolt-56 forfaller i sin tur i den stabile Fe-56 med en halveringstid på 77 dager. Disse to prosessene er ansvarlige for elektromagnetiske utslipp i Type Ia-supernovaer og, i kombinasjon med den økende gjennomsiktigheten til det utkastede materialet, ligger til grunn for den raske nedgangen i lyskurven som er karakteristisk for denne typen supernovaer [81] .
Supernovaer som følge av kjernekollaps er generelt mindre lyse enn Type Ia supernovaer, men den totale energien som frigjøres er større. Den stammer i utgangspunktet fra gravitasjonspotensialet energi som frigjøres fra materialet som kollapser i kjernen i form av elektroniske nøytrinoer som stammer fra oppløsningen av atomkjerner ; deretter sendes energien ut i form av termiske nøytrinoer av alle smaker som stammer fra den nylig dannede veldig varme nøytronstjernen. Den kinetiske energien og den som følge av nedbrytningen av nikkel-56 er lavere enn de som frigjøres av Type Ia supernovaer, og dette gjør denne typen supernovaer mindre lyssterke, selv om energien som følge av ioniseringen av det gjenværende hydrogenet, som noen ganger utgjør mange solenergi masser , kan bidra til å bremse nedgangen av lyskurven og gi en karakteristisk utflating.
Supernova | Gjennomsnittlig total energi ( fiende ) |
Utstøpt nikkel ( solmasser ) |
Nøytrinenergi (fiende) |
Kinetisk energi (fiende) |
Elektromagnetisk stråling (fiende) |
---|---|---|---|---|---|
Type Ia [81] [82] [83] | 1.5 | 0,4 - 0,8 | 0,1 | 1,3 - 1,4 | ~ 0,01 |
Kjernekollaps [84] [85] | 100 | (0,01) - 1 | 100 | 1 | 0,001 - 0,01 |
Hypernova | 100 | ~ 1 | 100 | 1 | ~ 0,1 |
Momentustabilitet [80] | 5–100 | 0,5 - 50 | lav? | 1–100 | 0,01 - 0,1 |
I noen supernovaer forårsaket av sammenbruddet av kjernen, forårsaker tilbakefallet av det utstøttede materialet inn i det nydannede sorte hullet relativistiske stråler som resulterer i overføring av en betydelig del av energien til det utkastede materialet.
I Type IIn-supernovaer skjer eksplosjonen inne i en tett sky av gass, som omgir stjernen, og produserer sjokkbølger som forårsaker effektiv konvertering av en stor del av den kinetiske energien til elektromagnetisk stråling. Selv om den første eksplosjonen er en normal supernova, viser disse hendelsene seg å være veldig lyse og langvarige ettersom de ikke får sin lysstyrke utelukkende fra radioaktivt forfall.
Selv om par-ustabile supernovaer er et resultat av kjernekollaps og har lignende spektre og lysstyrke som Type IIP, er eksplosjonens natur mer lik den til en gigantisk Type Ia supernova med fusjon av karbon, oksygen og silisium produsert fra den termiske rømningen. Den totale energien som frigjøres av disse hendelsene er sammenlignbar med den for andre typer supernovaer, men produksjonen av nøytrinoer er estimert til å være svært lav, og følgelig er den kinetiske og elektromagnetiske energien som frigjøres veldig høy. Kjernene til disse stjernene er mye større enn en hvit dverg, så nikkelen som produseres kan være flere størrelsesordener større enn den som vanligvis kastes ut med påfølgende eksepsjonell lysstyrke.
Lyskurvene til de ulike typene supernovaer varierer i form og amplitude avhengig av mekanismene som førte til eksplosjonen, måten den synlige strålingen produseres på og gjennomsiktigheten til det utkastede materialet. Videre varierer lyskurvene betydelig avhengig av bølgelengden tatt i betraktning: for eksempel i det ultrafiolette båndet og generelt i de kortere bølgelengdene, en ekstremt lys topp med en varighet på noen timer, tilsvarende sjokket av innledende eksplosjon, som imidlertid er nesten usynlig ved andre bølgelengder.
Lyskurvene til Type Ia-supernovaer er for det meste ensartede, med et innledende veldig lyst maksimum og en påfølgende rask nedgang i lysstyrke. Som nevnt produseres energien ved radioaktivt nedbrytning av nikkel-56 og kobolt-56. Disse radioisotopene , kastet ut i eksplosjonen, eksiterer materialet rundt dem, og får det til å sende ut stråling. I startfasen avtar lyskurven raskt på grunn av reduksjonen av fotosfæren og strålingen som sendes ut. Deretter fortsetter lyskurven å synke i B-båndet , selv om den viser en nedgang i nedgangen rundt 40 dager etter eksplosjonen: det er den synlige manifestasjonen av et sekundært maksimum som oppstår i det infrarøde båndet som produseres når noen tunge elementer ionisert rekombinerer de ved å sende ut IR-stråling og når det utkastede materialet blir gjennomsiktig for det. Deretter fortsetter lyskurven å avta med en hastighet som er litt raskere enn tidspunktet for det radioaktive nedbrytningen av kobolt, ettersom det utkastede materialet sprer seg over større volumer og derfor omdannelsen av energien som følger av radioaktivt forfall til synlig lys blir hardere. Etter noen måneder endrer lyskurven form fordi positronutslipp blir den dominerende prosessen med strålingsproduksjon av den gjenværende kobolt-56, selv om denne delen av lyskurven er lite studert.
Kurvene til Type Ib og Ic supernovaer ligner de til Type Ia, selv om de har en gjennomsnittlig lysstyrketopp lavere. Synlig lys produseres også i dette tilfellet av radioaktivt forfall, som omdannes til synlig stråling, men massen av nikkel-56 som følge av eksplosjonen er mindre. Lyskurven varierer betydelig mellom episoder og av og til kan Type Ib/c-supernovaer forekomme noen få størrelsesordener lysere eller mindre lyssterke enn gjennomsnittet. De lyseste Type Ic-supernovaene kalles også hypernovaer og har en tendens til å ha større lyskurver, samt større topper. Kilden til overskuddsenergien stammer sannsynligvis fra relativistiske stråler som sendes ut av materialet som omgir det nydannede sorte hullet og som også kan produsere gammastråleutbrudd .
Lyskurvene til supernovaer av type II er preget av en mye mindre markert nedgang enn de for supernovaer av type I. De avtar i størrelsesorden 0,05 størrelser per dag, hvis vi ekskluderer fasen der nedgangen stopper [87] . Synlig stråling produseres av kinetisk energi i stedet for radioaktivt forfall, gitt eksistensen av hydrogen i materialet som skytes ut av moderstjernen. I startfasen bringes hydrogen til høye temperaturer og ioniseres. De fleste supernovaer av type II viser en forlenget utflating av lyskurven sin på grunn av rekombinasjonen av hydrogen som produserer synlig lys. Deretter domineres produksjonen av energi av radioaktivt forfall, selv om nedgangen er langsommere enn for type I supernovaer da hydrogen tillater en mer effektiv omdannelse av den utsendte strålingen til synlig lys [88] .
I supernovaer av type II-L er dalen fraværende fordi stamstjernen har lite hydrogen i atmosfæren, nok til å vises i spekteret, men utilstrekkelig til å bremse nedgangen i lysstyrke. Type IIb-supernovaer er så mangelfulle på hydrogen i atmosfæren at lyskurvene deres ligner de for type I-supernovaer, og hydrogen har til og med en tendens til å forsvinne fra spektrene deres etter noen uker [45] .
Type IIn-supernovaer er preget av ytterligere spektrallinjer produsert av den tette konvolutten av gass som omgir foreldrestjernen. Lyskurvene deres er generelt brede og utvidede, noen ganger veldig lyse (i så fall er de klassifisert som hypernovaer). Lysstyrken skyldes en effektiv konvertering av kinetisk energi til elektromagnetisk stråling forårsaket av samspillet mellom det utstøpte materialet og omhyllingen av gass. Dette skjer når konvolutten er tilstrekkelig tett og kompakt, noe som indikerer at den ble produsert av foreldrestjernen rett før eksplosjonen.
Type [91] | Gjennomsnitt av maksimum ( absolutt størrelse ) [92] | Energi frigjort ( fiende ) [93] | Dager før toppen | Dager etter toppen hvor 10 % av den opprinnelige lysstyrken er nådd |
---|---|---|---|---|
Ia | −19 | 1 | ca 19 | ca 60 |
Ib/c (svak) | ca -15 | 0,1 | 15-25 | ukjent |
Ib | ca -17 | 1 | 15-25 | 40-100 |
Ic | ca -16 | 1 | 15-25 | 40-100 |
Ic (lys) | opp til -22 | mer enn 5 | ca 25 | rundt 100 |
IIb | ca -17 | 1 | ca 20 | rundt 100 |
II-L | ca -17 | 1 | ca 13 | ca 150 |
II-P (svak) | ca -14 | 0,1 | ca 15 | ukjent |
II-P | ca -16 | 1 | ca 15 | 50 etter platået |
IIn [94] | ca -17 | 1 | 12–30 eller mer | 50-150 |
IIn (lys) | opp til -22 | mer enn 5 | mer enn 50 | mer enn 100 |
Forskere har lenge lurt på hvorfor det kompakte objektet som er igjen som resten av en Type II supernova ofte akselereres til høye hastigheter [96] : det har blitt observert at nøytronstjerner ofte har høye hastigheter og det antas at mange sorte hull også har det , selv om de er vanskelige å observere isolert. Den innledende skyvekraften må være betydelig siden den akselererer et objekt med en masse større enn solens til en hastighet større enn 500 km/s. Et slikt skyv må være forårsaket av en asymmetri i eksplosjonen, men den eksakte mekanismen for overføring av momentum til den kompakte gjenstanden er uklar. To av de foreslåtte forklaringene er eksistensen av konveksjonsmekanismer i den kollapsende stjernen og produksjonen av stråler under dannelsen av nøytronstjernen eller det sorte hullet.
I følge den første forklaringen utvikler stjernen i de siste stadiene av sin eksistens storskala konveksjonsmekanismer i lagene over kjernen. De kan forårsake en asymmetrisk fordeling av grunnstoffmengder som resulterer i ulik energiproduksjon under kollaps og eksplosjon [97]
En annen mulig forklaring er akkresjonen av gass rundt den nydannede nøytronstjernen, hvorfra jetfly går ut i svært høy hastighet og akselererer stjernen i motsatt retning. Slike jetfly kan også spille en rolle i de tidlige stadiene av selve eksplosjonen [98] .
Innledende asymmetrier har også blitt observert i de tidlige stadiene av Type Ia-supernovaer. Det følger at lysstyrken til denne typen supernovaer bør avhenge av vinkelen de observeres fra. Eksplosjonen blir imidlertid symmetrisk med tiden og de innledende asymmetriene kan oppdages ved å måle polarisasjonen til det utsendte lyset [99] .
Supernovaer spiller en nøkkelrolle i syntesen av kjemiske elementer som er tyngre enn oksygen [100] . Grunnstoffer lettere enn jern-56 produseres ved kjernefysisk fusjon, mens grunnstoffer tyngre enn jern-56 produseres ved nukleosyntese under supernovaeksplosjonen [101] . Selv om ikke alle er enige i denne påstanden, er supernovaer sannsynligvis der R-prosessen finner sted , en veldig rask type nukleosyntese som skjer under forhold med høy temperatur og høy nøytrontetthet . Reaksjonene produserer svært ustabile og nøytronrike atomkjerner , som forfaller raskt ved beta-forfall .
R-prosessen, som skjer i Type II supernovaer, produserer omtrent halvparten av grunnstoffene som er tyngre enn jern i universet, inkludert uran og plutonium [102] . Den andre prosessen som produserer grunnstoffer tyngre enn jern er S-prosessen , som forekommer i røde kjemper og som syntetiserer grunnstoffer opp til bly på betydelig lengre tid enn de som brukes av R-prosessen [103] .
En supernovarest består av et kompakt objekt og et raskt ekspanderende skall av materiale. Til å begynne med drar denne skyen, utvidende, det omkringliggende interstellare mediet med seg . Etter omtrent to hundre år gjennomgår skallet gradvis en fase med adiabatisk ekspansjon , der det sakte avkjøles og blandes med det omkringliggende interstellare mediet over en periode på omtrent 10 000 år [104] .
Big Bang forårsaket dannelsen av hydrogen, helium og spor av litium ; de andre grunnstoffene syntetiseres i stjernene og supernovaene. Sistnevnte beriker det interstellare mediet med metaller , altså grunnstoffer tyngre enn hydrogen og helium, som forurenser molekylskyene , der nye stjerner dannes [105] . Hver stjernegenerasjon har en litt forskjellig sammensetning, alt fra en nesten ren blanding av hydrogen og helium til svært metallrike sammensetninger. Supernovaer er hovedmekanismen for spredning av tunge grunnstoffer produsert av kjernefysiske fusjonsprosesser. De ulike forekomstene av grunnstoffer i materialet som danner stjernene har en betydelig innflytelse på stjernenes utvikling og har en avgjørende betydning for dannelsesmulighetene til planeter som går i bane rundt dem.
Den kinetiske energien til en ekspanderende supernovarest kan sette i gang stjernedannelsesprosesser på grunn av komprimering av nærliggende tette molekylære skyer [106] . Økt turbulens kan imidlertid også forhindre stjernedannelse hvis skyen ikke klarer å spre overflødig kinetisk energi [9] .
Tilstedeværelsen i solsystemet av radioaktive isotopprodukter med kort halveringstid viser at en nærliggende supernova bestemte dens kjemiske sammensetning for rundt 4,5 milliarder år siden og at den til og med kan ha utløst dannelsen av selve systemet [107] . Produksjonen av tunge grunnstoffer av denne supernovaen muliggjorde de biokjemiske prosessene som lå til grunn for livet på jorden .
En nær-jord-supernova er en supernova nær nok jorden til å ha merkbare effekter på biosfæren . Spesielt energiske supernovaer kan falle inn i denne kategorien selv om de er opptil 3000 lysår unna. Gamma-utbrudd fra en supernova kan indusere kjemiske reaksjoner i jordens øvre atmosfære som har effekten av å omdanne nitrogen til nitrogenoksider , og redusere ozonlaget nok til å utsette overflaten for sol- og kosmisk stråling . Det antas at dette skjedde sammen med Ordovicium-Silur-utryddelsen , som skjedde for rundt 450 millioner år siden som forårsaket døden til rundt 60 % av levende organismer på jorden [108] . I en studie fra 1996 ble det antatt at spor av tidligere supernovaer kunne oppdages på jorden ved å lete etter visse isotoper i bergartlagene : spesielt tilstedeværelsen av jern-60 , funnet i bergartene i Stillehavets bunn , kan tilskrives. til disse hendelsene [109] [110] [111] [112] . I 2009 ble det påvist et høyt nivå av nitrationer på et visst dyp i den antarktiske isen ved supernovaene 1006 og 1054. Gammastråler fra disse supernovaene kan ha produsert nitrogenoksider som ble fanget i isen [113] .
Type I supernovaer anses å være de mest potensielt farlige for jorden. Fordi de oppstår fra svake hvite dverger, kan de forekomme uforutsigbart i dårlig studerte stjernesystemer. Det har blitt foreslått at supernovaer av denne typen ikke må være mer enn 1000 parsecs (omtrent 3300 lysår) fra hverandre for å ha noen effekt på jorden [115] . Anslag som dateres tilbake til 2003 anslår at en Type II-supernova må være mindre enn 8 parsec (26 lysår) fra Jorden for å ødelegge halvparten av ozonlaget [116] .
Mange massive stjerner som tilhører Melkeveien har blitt foreslått som mulige supernova-forfedre i løpet av de neste millioner av år. Noen av dem er ρ Cassiopeiae [117] , η Carinae , [118] , RS Ophiuchi [119] [120] , U Scorpii [121] , VY Canis Majoris [122] , Betelgeuse , Antares og Spica [123] . Mange Wolf – Rayet-stjerner som γ Velorum [124] , WR 104 [125] og de som tilhører Quintuplet-hopen [126] har også blitt indikert som mulige supernova-forfedre i en relativt nær fremtid.
Den nærmeste kandidaten til Jorden er IK Pegasi ( HR 8210), omtrent 150 lysår unna. Denne smale dobbeltstjernen består av en hovedsekvensstjerne og en hvit dverg, 31 millioner km fra hverandre. Den hvite dvergen har en nåværende estimert masse på 1,15 M ☉ [127] og det antas at den i løpet av de neste millioner årene vil motta fra sin følgesvenn, som har blitt en rød kjempe , nok materiale til å nå den kritiske massen til å utløse eksplosjonen av en Type Ia supernova. På den avstanden kan eksplosjonen av en type Ia-supernova være farlig for Jorden, men siden den ikke er den viktigste som ennå går inn i det siste stadiet av utviklingen, vil dette skje i løpet av relativt lang tid, når systemet har betydelig beveget seg bort fra solen [128] [129] .