Supernova typu II - Type II supernova

Rozšiřující se pozůstatek SN 1987A , zvláštní supernovy typu II ve Velkém Magellanově mračnu . Obrázek NASA .

Typu II supernova (množné číslo: supernovy nebo supernovy ) je výsledkem rychlé kolapsu a prudké explozi masivní hvězdy . Hvězda musí mít alespoň 8krát, ale ne více než 40 až 50krát hmotnost Slunce ( M ☉ ), aby podstoupila tento typ výbuchu. Supernovy typu II se odlišují od ostatních typů supernov přítomností vodíku v jejich spektrech . Obvykle jsou pozorovány v spirálních ramenech z galaxií a v oblastech H II , ale ne v eliptických galaxiích; ty se obvykle skládají ze starších hvězd s nízkou hmotností, přičemž k vytvoření supernovy je zapotřebí jen málo mladých vysoce hmotných hvězd.

Hvězdy generují energii jadernou fúzí prvků. Na rozdíl od Slunce mají hmotné hvězdy hmotnost potřebnou k roztavení prvků, které mají atomovou hmotnost větší než vodík a hélium, i když při stále vyšších teplotách a tlacích způsobují odpovídajícím způsobem kratší životnost hvězd. Tlak degenerace elektronů a energie generované těmito fúzními reakcemi jsou dostatečné k tomu, aby působily proti gravitační síle a zabránily kolapsu hvězdy a udržovaly hvězdnou rovnováhu. Hvězda spojuje stále vyšší hmotné prvky, počínaje vodíkem a poté héliem , postupuje nahoru periodickou tabulkou, dokud nevznikne jádro ze železa a niklu . Fúze železa nebo niklu neprodukuje žádný čistý energetický výdej, takže k další fúzi již nemůže dojít, takže jádro nikl -železo zůstane inertní. Kvůli nedostatku energetického výdeje vytvářejícího vnější tepelný tlak se jádro smršťuje v důsledku gravitace, dokud nadložnou hmotnost hvězdy může do značné míry podpořit tlak degenerace elektronů.

Když zhutněná hmotnost inertního jádra překročí Chandrasekharův limit asi 1,4  M ☉ , elektronová degenerace již nestačí k potlačení gravitační komprese. Kataklyzmatická imploze jádra proběhne během několika sekund. Bez podpory nyní implodovaného vnitřního jádra se vnější jádro pod gravitací zhroutí dovnitř a dosáhne rychlosti až 23% rychlosti světla a náhlá komprese zvýší teplotu vnitřního jádra až na 100 miliard kelvinů . Neutrony a neutrina se tvoří reverzním beta rozpadem a uvolňují asi 10 46  joulů (100  nepřátel ) v desetisekundovém výbuchu. Kolaps vnitřního jádra je také zastaven degenerací neutronů , což způsobí, že se imploze odrazí a odrazí se ven. Energie této expandující rázové vlny je dostačující na to, aby narušila překrývající se hvězdný materiál a urychlila jej tak, aby unikl rychlosti a vytvořil výbuch supernovy. Rázová vlna a extrémně vysoká teplota a tlak se rychle rozptýlí, ale jsou přítomny dostatečně dlouho, aby umožnily krátké období, během kterého dochází k produkci prvků těžších než železo. V závislosti na počáteční hmotnosti hvězdy tvoří zbytky jádra neutronovou hvězdu nebo černou díru . Výsledná supernova je kvůli základnímu mechanismu také popisována jako supernova s ​​kolapsem jádra.

Existuje několik kategorií výbuchů supernovy typu II, které jsou kategorizovány na základě výsledné světelné křivky - grafu svítivosti v závislosti na čase - po výbuchu. Supernovy typu II-L vykazují po výbuchu stálý ( lineární ) pokles světelné křivky, zatímco typ II-P zobrazuje ve své světelné křivce období pomalejšího poklesu (plató) následované normálním rozpadem. Supernovy typu Ib a Ic jsou typem supernovy s kolapsem jádra pro hmotnou hvězdu, která shodila svůj vnější obal z vodíku a (pro typ Ic) helia. V důsledku toho se zdá, že tyto prvky postrádají.

Formace

Cibulové vrstvy masivní vyvinuté hvězdy těsně před kolapsem jádra. (Ne v měřítku.)

Hvězdy mnohem hmotnější než slunce se vyvíjejí složitými způsoby. V jádru hvězdy, vodík je fúzován do hélia , uvolňuje tepelná energie , která ohřívá jádro hvězdy a poskytuje vnější tlak, který podporuje vrstvy hvězdy proti rozpadu - situaci známou jako hvězdné nebo hydrostatické rovnováze . Hélium produkované v jádru se tam hromadí. Teploty v jádru ještě nejsou tak vysoké, aby došlo k jeho sloučení. Nakonec, když je vodík v jádru vyčerpán, fúze začne zpomalovat a gravitace způsobí smrštění jádra. Tato kontrakce zvyšuje teplotu dostatečně vysokou, aby umožnila kratší fázi fúze helia, která produkuje uhlík a kyslík , a představuje méně než 10% z celkové životnosti hvězdy.

U hvězd s méně než osmi slunečními hmotami se uhlík produkovaný fúzí hélia nespojí a hvězda se postupně ochlazuje, aby se z ní stal bílý trpaslík . Pokud akumulují více hmoty z jiné hvězdy nebo jiného zdroje, mohou se stát supernovy typu Ia . Ale mnohem větší hvězda je dostatečně hmotná, aby pokračovala ve fúzi i za tímto bodem.

Jádra těchto hmotných hvězd přímo vytvářejí teploty a tlaky potřebné k tomu, aby se uhlík v jádru začal spojovat, když se hvězda na konci fáze spalování helia stáhne. Jádro se postupně navrství jako cibule, jak se postupně ve středu hromadí těžší atomová jádra, přičemž vnější vrstva plynného vodíku obklopuje vrstvu vodíku tavícího se na hélium, obklopující vrstvu hélia tavícího se na uhlík prostřednictvím trojitého alfa proces , obklopující vrstvy, které se spojují s postupně těžšími prvky. Jak se tato hmota vyvíjí, prochází opakovanými fázemi, kde se fúze v jádru zastaví, a jádro se zhroutí, dokud tlak a teplota nejsou dostatečné k zahájení další fáze fúze, která se znovu vznítí, aby zastavila kolaps.

Fáze jaderné fúze spalující jádro pro hvězdu o hmotnosti 25 Sluncí
Proces Hlavní palivo Hlavní produkt 25  M ☉ hvězda
Teplota
( K ) 		Hustota
(g/cm 3 ) 		Doba trvání
spalování vodíku vodík hélium 7 × 10 7 10 10 7  let
trojitý alfa proces hélium uhlík , kyslík 2 × 10 8 2000 10 6  let
proces spalování uhlíku uhlík Ne , Na , Mg , Al 8 × 10 8 10 6 1000 let
proces hoření neonů neon O , Mg 1,6 × 10 9 10 7 3 roky
proces spalování kyslíku kyslík Si , S , Ar , Ca 1,8 × 10 9 10 7 0,3 roku
proces hoření křemíku křemík nikl (rozpadá se na železo ) 2,5 × 10 9 10 8 5 dní

Jádro kolaps

Faktorem omezujícím tento proces je množství energie uvolněné fúzí, které závisí na vazebné energii, která drží tato atomová jádra pohromadě. Každý další krok produkuje postupně těžší jádra, která při fúzi uvolňují postupně méně energie. Kromě toho, od spalování uhlí dále, ztráta energie prostřednictvím produkce neutrin se stává významnou, což vede k vyšší rychlosti reakce, než by se jinak uskutečnilo. To pokračuje, dokud se nevyrábí nikl-56 , který se během několika měsíců radioaktivně rozkládá na kobalt-56 a poté na železo-56 . Jelikož železo a nikl mají ze všech prvků nejvyšší vazebnou energii na nukleon, nelze energii v jádru vyrobit fúzí a jádro nikl-železo roste. Toto jádro je pod obrovským gravitačním tlakem. Protože neexistuje syntézy, čímž se další zvýšení teploty hvězdy podporovat to proti pádu, je podporován pouze degenerace tlakem z elektronů . V tomto stavu je hmota tak hustá, že další zhutnění by vyžadovalo, aby elektrony zabíraly stejné energetické stavy . To je však zakázáno pro identické částice fermionu , jako je elektron - jev nazývaný Pauliho vylučovací princip .

Když hmota jádra překročí Chandrasekharovu hranici asi 1,4  M ☉ , degenerativní tlak ji už nemůže podporovat a následuje katastrofický kolaps. Vnější část jádra dosahuje rychlosti až70 000  km/s (23% rychlosti světla ), jak se hroutí směrem ke středu hvězdy. Rychle se smršťování jádra ohřívá, produkovat vysoce energetické paprsky gama , které se rozkládají železa jádra do jádra hélia a volných neutronů prostřednictvím photodisintegration . Jak se hustota jádra zvyšuje, stává se energeticky příznivým pro sloučení elektronů a protonů prostřednictvím inverzního rozpadu beta za vzniku neutronů a elementárních částic nazývaných neutrina . Protože neutrina jen zřídka interagují s normální hmotou, mohou uniknout z jádra, odnášet energii a dále urychlovat kolaps, který probíhá v časovém rozmezí milisekund. Jak se jádro odděluje od vnějších vrstev hvězdy, jsou některá z těchto neutrin absorbována vnějšími vrstvami hvězdy a začíná výbuch supernovy.

U supernov typu II je kolaps nakonec zastaven odpudivými interakcemi neutronů a neutronů krátkého dosahu, zprostředkovanými silnou silou , stejně jako tlakem degenerace neutronů, při hustotě srovnatelné s atomovým jádrem. Když kolaps přestane, odvalující se hmota se odrazí zpět a vytvoří rázovou vlnu, která se šíří ven. Energie z tohoto šoku disociuje těžké prvky uvnitř jádra. To snižuje energii nárazu, který může zastavit výbuch ve vnějším jádru.

Fáze zhroucení jádra je tak hustá a energetická, že uniknout mohou pouze neutrina. Jak se protony a elektrony spojují a vytvářejí neutrony pomocí elektronového záchytu , vzniká elektronové neutrino. V typické supernovy typu II, nově vytvořená neutron jádro má počáteční teplotu asi 100 miliard Kelvinů , 10 4 -násobku teploty jádra Slunce. Aby se vytvořila stabilní neutronová hvězda, je třeba velkou část této tepelné energie zbavit, jinak by se neutrony „vyvařily“. Toho je dosaženo dalším uvolňováním neutrin. Tato „tepelná“ neutrina se tvoří jako páry neutrin a antineutrin všech příchutí a jejich celkový počet je několikanásobek počtu neutrin zachycujících elektrony. Dva mechanismy produkce neutrin přeměňují gravitační potenciální energii kolapsu na desetisekundový výbuch neutrin, přičemž uvolní asi 10 46 joulů (100  nepřátel ).

Prostřednictvím procesu, který není jasně pochopen, je asi 1%nebo 10 44  joulů (1 nepřítel) uvolněné energie (ve formě neutrin ) reabsorbováno zablokovaným šokem za vzniku výbuchu supernovy. V případě Supernovy 1987A byla pozorována neutrina generovaná supernovou , což vedlo astrofyziky k závěru, že obraz kolapsu jádra je v zásadě správný. Přístroje Kamiokande II a IMB na vodní bázi detekovaly antineutrina tepelného původu, zatímco Baksanův přístroj na bázi galia -71 detekoval neutrina ( leptonové číslo = 1) buď s tepelným nebo elektronovým záchytem.

V hmotné, vyvinuté hvězdě (a) skořápky prvků s cibulovou vrstvou procházejí fúzí a vytvářejí nikl-železné jádro (b), které dosáhne hmoty Chandrasekhar a začne se hroutit. Vnitřní část jádra je stlačena na neutrony (c), což způsobí, že se padající materiál odrazí (d) a vytvoří vnější šířící se přední část (červená). Šok se začne zastavovat (e), ale je znovu oživen interakcí neutrin. Okolní materiál je odstřelen (f) a zanechá pouze degenerovaný zbytek.

Když je progenitorová hvězda pod asi 20  M ☉ - v závislosti na síle výbuchu a množství materiálu, který padá zpět - je degenerovaným zbytkem kolapsu jádra neutronová hvězda . Nad touto hmotou se zbytek zhroutí a vytvoří černou díru . Teoretická mezní hmotnost pro tento typ scénáře kolapsu jádra je asi 40–50  M ☉ . Věří se, že nad touto hmotou se hvězda zhroutí přímo do černé díry, aniž by vytvořila výbuch supernovy, ačkoli nejistoty v modelech kolapsu supernovy činí výpočet těchto mezí nejistým.

Teoretické modely

Standardní model z fyziky částic je teorie, která popisuje tři ze čtyř známých základních interakcí mezi elementárními částicemi , které tvoří celou hmotu . Tato teorie umožňuje předpovědi, jak budou částice interagovat za mnoha podmínek. Energie na částici v supernově je typicky 1–150 pikojoulů (desítky až stovky MeV ). Energie na částice obsažená v supernově je dostatečně malá, aby byly předpovědi získané ze standardního modelu částicové fyziky v zásadě správné. Vysoká hustota však může vyžadovat opravy standardního modelu. Zejména urychlovače částic na Zemi mohou produkovat interakce částic, které mají mnohem vyšší energii, než jaké se nacházejí v supernovách, ale tyto experimenty zahrnují interakci jednotlivých částic s jednotlivými částicemi a je pravděpodobné, že vysoká hustota uvnitř supernovy vyvolá nové efekty . Interakce mezi neutriny a ostatními částicemi v supernově probíhají se slabou jadernou silou , o které se věří, že je dobře pochopena. Interakce mezi protony a neutrony však zahrnují silnou jadernou sílu , která je mnohem méně dobře pochopena.

Hlavním nevyřešeným problémem supernov typu II je to, že není jasné, jak výbuch neutrin přenáší svou energii na zbytek hvězdy a vytváří rázovou vlnu, která způsobuje výbuch hvězdy. Z výše uvedené diskuse je třeba k vytvoření exploze přenést pouze jedno procento energie, ale vysvětlení, jak k tomuto procentu přenosu dochází, se ukázalo jako extrémně obtížné, přestože se předpokládá, že zúčastněné interakce částic jsou dobře srozumitelné. V devadesátých letech jeden model, jak toho dosáhnout, zahrnoval konvektivní převrácení , což naznačuje, že konvekce, buď z neutrin zespodu, nebo z padající hmoty shora, dokončuje proces ničení předkové hvězdy. Při této explozi vznikají těžší prvky než železo zachycením neutronů a z tlaku neutrin, která tlačí na hranici „neutrinosféry“, vysévá okolní prostor oblak plynu a prachu, který je bohatší na těžké prvky než materiál ze kterého hvězda původně vznikla.

Fyzika neutrin , která je modelována standardním modelem , je zásadní pro pochopení tohoto procesu. Další klíčovou oblastí zkoumání je hydrodynamika plazmy, která tvoří umírající hvězdu; to, jak se chová během kolapsu jádra, určuje, kdy a jak se rázová vlna vytvoří a kdy a jak se zastaví a znovu se zapne.

Ve skutečnosti některé teoretické modely obsahují hydrodynamickou nestabilitu v zastaveném šoku známou jako „nestabilita šokové zátěže ve stoje“ (SASI). Tato nestabilita vzniká jako důsledek nesférických poruch oscilujících zablokovaný šok, čímž dochází k jeho deformaci. SASI se často používá v tandemu s neutrinovými teoriemi v počítačových simulacích k opětovné aktivaci zastaveného šoku.

Počítačové modely byly velmi úspěšné při výpočtu chování supernov typu II, když byl vytvořen šok. Ignorováním první sekundy výbuchu a za předpokladu, že výbuch byl zahájen, byli astrofyzici schopni provést podrobné předpovědi o prvcích produkovaných supernovou a očekávané světelné křivce ze supernovy.

Světelné křivky pro supernovy typu II-L a typu II-P

Tento graf svítivosti jako funkce času ukazuje charakteristické tvary světelných křivek pro supernovu typu II-L a II-P.

Když je zkoumáno spektrum supernovy typu II, obvykle zobrazuje Balmerovy absorpční čáry - snížený tok na charakteristických frekvencích, kde atomy vodíku absorbují energii. Přítomnost těchto linií se používá pro odlišení této kategorie supernovy od typu I supernovy .

Když je svítivost supernovy typu II vykreslena po určitou dobu, ukazuje charakteristický vzestup ke špičkové jasnosti následovaný poklesem. Tyto světelné křivky mají průměrnou rychlost rozpadu 0,008  magnitud za den; mnohem nižší než rychlost rozpadu u supernov typu Ia. Typ II je rozdělen na dvě třídy v závislosti na tvaru světelné křivky. Světelná křivka supernovy typu II-L ukazuje ustálený ( lineární ) pokles po špičkovém jasu. Světelná křivka supernovy typu II-P má naopak během poklesu výrazný plochý úsek (nazývaný plošina ); představující období, kdy svítivost klesá pomaleji. Čistá míra rozpadu svítivosti je nižší, 0,0075 magnitud za den pro typ II-P, ve srovnání s 0,012 magnitudy za den pro typ II-L.

Předpokládá se, že rozdíl ve tvaru světelných křivek je v případě supernov typu II-L způsoben vypuzením většiny vodíkového obalu progenitorové hvězdy. Fáze náběhu u supernov typu II-P je způsobena změnou neprůhlednosti vnější vrstvy. Rázová vlna ionizuje vodík ve vnějším obalu - odizoluje elektron z atomu vodíku - což má za následek výrazné zvýšení neprůhlednosti . Tím se zabrání úniku fotonů z vnitřních částí výbuchu. Když se vodík dostatečně ochladí, aby rekombinoval, vnější vrstva se stane průhlednou.

Supernovy typu IIn

"N" označuje úzké, což naznačuje přítomnost úzkých nebo středních šířkových emisních čar vodíku ve spektrech. V případě střední šířky může ejecta z výbuchu silně interagovat s plynem kolem hvězdy - kolem hvězdného média. Odhadovaná hustota kolem hvězd potřebná k vysvětlení pozorovacích vlastností je mnohem vyšší, než se očekávalo od standardní teorie evoluce hvězd. Obecně se předpokládá, že vysoká hustota kolem hvězd je způsobena vysokými hmotnostními ztrátami progenitorů typu IIn. Odhadované míry ztráty hmotnosti jsou obvykle vyšší než10 −3  M ☉ za rok. Existují náznaky, že vznikají jako hvězdy podobné světelným modrým proměnným s velkými ztrátami hmoty před explozí. SN 1998S a SN 2005gl jsou příklady supernov typu IIn; SN 2006gy , extrémně energetická supernova, může být dalším příkladem.

Supernovy typu IIb

Supernova typu IIb má ve svém počátečním spektru slabou vodíkovou čáru, a proto je klasifikována jako typ II. Později se však emise H stane nedetekovatelnou a ve světelné křivce je také druhý vrchol, který má spektrum, které se více podobá supernově typu Ib . Předchůdcem mohla být hmotná hvězda, která vypudila většinu svých vnějších vrstev, nebo hvězda, která kvůli interakcím se společníkem v binárním systému ztratila většinu vodíkového obalu a zanechala za sebou jádro, které se skládalo téměř výhradně z helia. Jak se ejekce typu IIb rozpíná, vodíková vrstva se rychle stává transparentnější a odhaluje hlubší vrstvy. Klasickým příkladem typu IIb supernovy je SN 1993J , zatímco jiný příklad je Cassiopeia A . Třídu IIb poprvé představil (jako teoretický koncept) Woosley et al. v roce 1987 a třída byla brzy aplikována na SN 1987K a SN 1993J .

Viz také

Reference

externí odkazy