Supernova
Supernova – sprogstanti žvaigždė; paskutinioji žvaigždės gyvavimo ciklo stadija.
Perėjus į supernovos stadiją, žvaigždės sukaupta energija staiga atpalaiduojama, materija plinta iki 30 000 km/s arba 10% šviesos greičio, šviesumas padidėja kelis šimtus milijonų kartų arba daugiau kaip 20 ryškių.
Apie 1940 m. pagal spektrą buvo išskirtos I ir II tipo supernovos. Tuo metu nebuvo žinoma, ar skirtingi spektrai reiškia skirtingo tipo sprogimą. Apie 1960 m. pradėta mąstyti, jog galimi ne tik masyvių žvaigždžių, bet ir baltųjų nykštukių sprogimai.[1]
I tipo supernovos pikas intensyvesnis ir trunka iki kelių dienų, II tipo – trunka 2–3 mėnesius ir blėsta staigiau. Blėstantis blyksnis bei įvairios spinduliuotės pliūpsnis stebimas dar 6–12 mėnesių.[2]
Baltosios nykštukės sprogimas (Ia tipo supernova) Keisti
Ia tipo supernova yra baltosios nykštukės sprogimas. Šių supernovų spektre nėra vandenilio linijų.[3]
Tokia supernova gali įvykti dvinarėje sistemoje, kurios viena komponentė – baltoji nykštukė. Jei kita žvaigždė (paprastai raudonoji milžinė) išmeta daug medžiagos, dalis šios patenka į nykštukę, kurios masė didėja. Kai ji viršija 1,44 M☉ (Čandrasekaro riba), temperatūra pakyla tiek, jog prasideda vis dar galimos branduolinės reakcijos, nes baltosios nykštukės kuras nėra visiškai išeikvotas. Šios reakcijos būna labai audringos ir neretai išskiria pakankamai energijos visai žvaigždei išsklaidyti (angl. unbind the star) – sprogimo vietoje nelieka nieko.[1]
„Per didelė“ baltoji nykštukė taip pat gali susidaryti susijungus dviems žvaigždėms. Trečias kelias yra laipsniškas helio apvalkalo aplink nykštukę susikaupimas ir vėlesnis jo sprogimas.[4]
Ia tipo supernovų pasitaiko visų tipų galaktikose ir panašiai dažnai tiek naujų žvaigždžių susidarymo srityse, tiek ir visur kitur. Tai patvirtina, jog sprogsta senos ar vidutinio amžiaus žvaigždės. Visos kitos supernovos sutinkamos tik žvaigždžių formavimosi regionuose, kur būna jaunų, bet labai masyvių žvaigždžių.[3]
Ia tipo supernovų absoliutiniai ryškiai yra palyginus labai vienodi, todėl jos naudojamos kaip standartiniai žinomo šviesio šaltiniai atstumams iki kitų galaktikų nustatyti.[1]
Ib ir Ic supernovos nėra baltųjų nykštukių sprogimai ir (kaip ir visi kiti likę tipai) vyksta, kuomet masyvios žvaigždės geležinis branduolys susitraukią į neutroninę žvaigždę arba juodąją bedugnę.[3] Jų spektre irgi nėra vandenilio linijų, tačiau taip pat nėra ir Ia tipui būdingų silicio linijų.[5]
Geležies branduolio susitraukimas (Ib, Ic ir II tipo supernovos) Keisti
Masyvesnės nei 8 M☉ žvaigždės pereina laipsniškas vandenilio, helio, neono, deguonies ir silicio degimo stadijas. Kiekvienai sekančiai reakcijai reikalinga vis aukštesnė temperatūra. Vienos stadijos kurui pasibaigus, žvaigždė kiek susitraukia, temperatūra pakyla ir prasideda po jos sekančio etapo kuro degimas. Kai kurios šių stadijų trunka milijonus metų, tačiau sudegus heliui, tolimesnės reakcijos labai pagreitėja dėl neutrinų praradimo. Temperatūrai pakylus iki milijono laipsnių ir daugiau, atsiranda dideli kiekiai elektronų bei pozitronų. Elektronui susidūrus su pozitronu, jie virsta neutrino bei antineutrino pora. Skirtingai nuo atomų branduolių ar elektronų, šios dalelės lengvai palieka žvaigždę, nusinešdamos daug energijos. Paskutinė stadija (silicio degimas) tetrunka daugiausia savaites.[3]
Galop susidaro maždaug 1,5 M☉ geležinis branduolys. Geležis turi didžiausią ryšio energiją, todėl jos degimas energijos žvaigždei nebeduoda. Be neutronų srautų, dėl itin didelių temperatūrų bei slėgių šio metu prasideda dar du daug energijos atimantys procesai – atomų branduoliai pradeda sugerti elektronus (daliai protonų virstant neutronais) bei geležis pradeda virsti atgal į helį (fotodezintegracija). Greitai geležinis branduolys ima kristi į savo paties centrą apie ketvirčiu šviesos greičio. Kol nukleonų sąveikos stūmos komponentas pagaliau pristabdo traukimąsi, žvaigždės branduolio tankis jau būna dukart viršijęs įprastinį atomo branduolio tankį.[3]
Labai daug energijos išspinduliojama neutrinų pavidalu. Nėra labai akivaizdu, kaip atsiranda stebimas galingas šviesos žybsnis.[3]
Žymėjimas Keisti
Supernovos žymimos raidėmis SN, po to – atradimo metai ir dviejų lotyniškų skaičių kombinacija, reiškiančia supernovos atradimo eilės numerį: SN1987cj.
Žymesnių sprogusių supernovų sąrašas
| Žvaigždynas | Žybsnio metai | Didžiausias ryškis žybsnio metu |
Nuotolis (šm) |
| Kentauras | 185 | -6? | < 6 500 |
| Šaulys | 386 | 1 | > 16 000 |
| Skorpionas | 393 | -1 | > 20 000 |
| Vilkas | 1006 | -8 – -10 | ~3 000 |
| Tauras | 1054 | -6 | ~5 800 |
| Kasiopėja | 1181 | 0 | ~26 000 |
| Kasiopėja | 1572 | -4 | ~10 000 |
| Gyvatnešis | 1604 | -2,5 | ~15 000 |
| Kasiopėja | 1667 | ? | ~9000 |
Išnašos Keisti
- ↑ 1,0 1,1 1,2 Hillebrandt, W.; Niemeyer, J. C. (2000). „Type IA Supernova Explosion Models“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 38 (1): 191–230. Bibcode:2000ARA&A..38..191H. arXiv:astro-ph/0006305. doi:10.1146/annurev.astro.38.1.191.
- ↑ How Long Does Supernova Stage Last (angl.)
- ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 Woosley, S.; Janka, T. (2006). „The physics of core collapse supernovae“. Nature Physics 1 (3): 147–154. Bibcode:2005NatPh...1..147W. arXiv:astro-ph/0601261. doi:10.1038/nphys172. pdf
- ↑ Piro, A. L.; Thompson, T. A.; Kochanek, C. S. (2014). „Reconciling 56Ni production in Type Ia supernovae with double degenerate scenarios“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 438 (4): 3456. Bibcode:2014MNRAS.438.3456P. arXiv:1308.0334. doi:10.1093/mnras/stt2451.
- ↑ Bianco, F. B.; Modjaz, M.; Hicken, M.; Friedman, A.; Kirshner, R. P.; Bloom, J. S.; Challis, P.; Marion, G. H.; Wood-Vasey, W. M.; Rest, A. (2014). „Multi-color Optical and Near-infrared Light Curves of 64 Stripped-envelope Core-Collapse Supernovae“. The Astrophysical Journal Supplement 213 (2): 19. Bibcode:2014ApJS..213...19B. arXiv:1405.1428. doi:10.1088/0067-0049/213/2/19.
|
Šis straipsnis apie žvaigždę yra nebaigtas. Jūs galite prisidėti prie Vikipedijos papildydami šį straipsnį. |