Mi az a Szupernova?

observatory

A szupernóvák hatalmas robbanások, amelyekben egy egész csillag robban. Leginkább távoli galaxisokban láthatók, mint „új” csillagok, amelyek annak a galaxisnak a közelében jelennek meg, amelynek tagjai. Rendkívül fényesek, néhány napig rivalizálnak a galaxis összes többi csillagának együttes fénykibocsátásával.

Mivel a legtöbb szupernóva nagyon távoli galaxisokban fordul elő, még a nagy teleszkópok számára is túl halványak ahhoz, hogy nagyon részletesen tanulmányozhassák őket. Alkalmanként a közeli galaxisokban fordulnak elő, és ezután számos különféle hullámsávban lehetséges a részletes tanulmányozás.

A galaxisunkban látott utolsó szupernóvát, a Tejútrendszert 1604-ben látta Kepler, a híres csillagász. Azóta a legfényesebb az 1987A szupernóva volt, a Nagy Magellán Felhőben, a Tejútrendszer kis műholdas galaxisában. Az északi égbolt 20 év legfényesebb szupernóvája az 1993J szupernóva volt az M81 galaxisban, amelyet először 1993. március 26-án láthattunk.

A szupernóvákat különböző evolúciótörténetük szerint két különböző típusba sorolják. Az I. típusú szupernóvák egy fehér törpecsillagból és egy fejlődő óriáscsillagból álló bináris rendszeren belüli tömegtranszferből származnak. A II. Típusú szupernóvák általában hatalmas, egyedi csillagok, amelyek nagyon látványos módon elérik életük végét.

Először a II. Típusú szupernóvákról, majd röviden az I. típusról beszélünk.


Miért fordulnak elő a II. Típusú szupernóvák?

Az összes csillag szerkezetét a gravitáció és a belső energiatermelésből eredő sugárzási nyomás harca határozza meg. A csillag evolúciójának korai szakaszában a központjában az energiatermelés a hidrogén héliummá történő átalakulásából származik. A Nap tömegének körülbelül tízszeres tömegével rendelkező csillagok esetében ez körülbelül tízmillió évig tart.

Ezen idő elteltével az ilyen csillag közepén lévő összes hidrogén kimerül, és a hidrogén „égése” csak a héliummag körüli héjban folytatódhat. A mag gravitáció alatt összehúzódik, amíg a hőmérséklete nem elég magas ahhoz, hogy a hélium szénné és oxigénné "égjen". A hélium „beégési” fázisa körülbelül egymillió évig tart, de végül a csillag közepén lévő hélium kimerül, és a hidrogénhez hasonlóan tovább héjában ég. A mag ismét összehúzódik, amíg elég forró ahhoz, hogy a szenet neonná, nátriumrá és magnéziummá alakítsa. Ez körülbelül 10 000 évig tart.

A magok kimerülésének, összehúzódásának és a rétegek „égésének” ez a mintája megismétlődik, amikor a neon oxigénné és magnéziumgá alakul (kb. 12 évig), az oxigén szilíciumzá és kénné alakul (kb. 4 év), végül a szilícium fordul kb. egy hét alatt.

Miután a mag elérte a vasat, fúzióval nem lehet több energiát előállítani, így nincs olyan sugárzási nyomás, amely kiegyensúlyozná a gravitációs erőt. Az összeomlás akkor következik be, amikor a vastömeg eléri az 1,4 naptömeget. A gravitációs kompresszió egy olyan pontig melegíti a magot, ahol endotermikusan neutronokká bomlik. A mag a Föld átmérőjének felétől körülbelül 100 km-re összeomlik néhány tizedmásodperc alatt, és körülbelül egy másodperc alatt 10 km átmérőjű neutroncsillaggá válik. Ez hatalmas mennyiségű potenciális energiát szabadít fel, főként neutrínók formájában, amelyek az energia körülbelül 99% -át hordozzák.

Lökéshullám keletkezik, amely két órán belül áthalad a csillag külső rétegein, fúziós reakciókat idézve elő. Ezek alkotják a nehéz elemeket. Különösen a szilícium és a kén, amely nem sokkal az összeomlás előtt keletkezik, radioaktív nikkelt és kobaltot állít elő, amelyek felelősek a fénygörbe alakjáért az első két hét után.

Amikor a lökéshullám eléri a csillag felszínét, a hőmérséklet eléri a 200 000 fokot, és a csillag körülbelül 15 000 km/sec sebességgel robban. Ezt a gyorsan táguló burkolatot a fényesség kezdeti gyors növekedésének tekintik. Inkább egy hatalmas tűzgömbre hasonlít, amely gyorsan tágul és elvékonyodik, lehetővé téve, hogy a sugárzást belsejéből, az eredeti csillag közepe közelében láthassa. Ezt követően a fény legnagyobb része a robbanás során keletkező kobalt és nikkel radioaktív bomlásával felszabaduló energiából származik.


I. típusú szupernóvák:

Az I. típusú szupernóvák még világosabb objektumok, mint a II. Típusú szupernóvák. Bár a robbanás mechanizmusa némileg hasonló, az ok egészen más.

Az I. típusú szupernóva eredete egy ősi, kialakult bináris rendszer, amelyben legalább egy komponens fehér törpecsillag.
A fehér törpék nagyon kicsi, kompakt csillagok, amelyek a Nap méretének körülbelül egytizedéig omlottak össze. Ezek képviselik az összes alacsony tömegű csillag utolsó evolúciós szakaszát. A fehér törpe elektronjaira kvantummechanikai korlátozások vonatkoznak (az anyagot degenerátumnak nevezik), és ez az állapot csak a Nap tömegének körülbelül 1,4-szeresnél kisebb csillagtömegénél tartható fenn.

A csillagpár elveszíti a szögletét, amíg olyan közel vannak, hogy a társcsillagból származó anyag egy vastag korongra kerül a fehér törpe körül, és a fehér törpe fokozatosan beépíti.
Az óriási csillagból átvitt tömeg növeli a fehér törpe tömegét a kritikus értéknél lényegesen magasabb értékre, és ennek következtében az egész csillag összeomlik, és a szén és az oxigén nukleáris „égése” nikkellé termel elegendő energia a csillag darabokra fújására. Az ezt követően felszabaduló energia, mint a II. Típus esetében, a nikkel radioaktív bomlásából származik kobalton keresztül vasakká.