Какво е супернова?

sn2012id

Суперновите са огромни експлозии, при които цяла звезда експлодира. Те се наблюдават най-често в далечни галактики като „нови“ звезди, които изглеждат близо до галактиката, в която членуват. Те са изключително ярки, съперничещи си за няколко дни, комбинираното излъчване на светлина от всички останали звезди в галактиката.

Тъй като повечето свръхнови се срещат в много отдалечени галактики, те са твърде слаби, дори за големи телескопи, за да могат да учат с много подробности. Понякога те се срещат в близките галактики и тогава е възможно подробно проучване в много различни вълнови ленти.

Последната супернова, видяна в нашата галактика, системата Млечен път, е видяна през 1604 г. от Кеплер, известният астроном. Оттогава най-ярката беше свръхнова 1987A, в Големия магеланов облак, малка спътникова галактика на Млечния път. Най-ярката свръхнова в северното небе от 20 години беше свръхнова 1993J, в галактика M81, която беше видяна за първи път на 26 март 1993 г.

Свръхновите се класифицират в два различни типа според различната им еволюционна история. Свръхновите от тип I са резултат от пренос на маса в бинарна система, състояща се от бяла джудже и развиваща се гигантска звезда. Свръхновите тип II като цяло са масивни отделни звезди, които достигат до края на живота си по много зрелищен начин.

Първо ще обсъдим свръхнови тип II, а след това накратко тип I.


Защо възникват супернови тип II?

Структурата на всички звезди се определя от битката между гравитацията и радиационното налягане в резултат на вътрешното генериране на енергия. В ранните етапи на еволюцията на звездата, генерирането на енергия в центъра й идва от превръщането на водорода в хелий. За звезди с маси около 10 пъти повече от тази на Слънцето, това продължава около десет милиона години.

След това времето целият водород в центъра на такава звезда се изчерпва и „изгарянето“ на водорода може да продължи само в черупка около хелиевото ядро. Ядрото се свива под гравитацията, докато температурата му стане достатъчно висока, за да може да се получи „изгарянето“ на хелия във въглерод и кислород. Фазата на "изгаряне" на хелий продължава около милион години, но в крайна сметка хелийът в центъра на звездата се изчерпва и продължава, подобно на водорода, да "изгаря" в черупка. Ядрото отново се свива, докато стане достатъчно горещо, за да превърне въглерода в неон, натрий и магнезий. Това продължава около 10 000 години.

Този модел на изчерпване на сърцевината, свиване и „изгаряне“ на слоевете се повтаря, тъй като неонът се превръща в кислород и магнезий (за около 12 години), кислородът се превръща в силиций и сяра (около 4 години) и накрая силиция се превръща в желязо, за около седмица.

Не може повече енергия да се получи чрез синтез, след като сърцевината достигне желязото, така че няма радиационно налягане, което да балансира силата на гравитацията. Срутването настъпва, когато желязната маса достигне 1,4 слънчеви маси. Гравитационната компресия загрява ядрото до точка, в която ендотермично се разпада на неутрони. Ядрото се срутва от половината диаметър на Земята до около 100 км за няколко десети от секундата и за около секунда се превръща в неутронна звезда с диаметър 10 км. Това освобождава огромно количество потенциална енергия, главно под формата на неутрино, които носят около 99% от енергията.

Произвежда се ударна вълна, която преминава в рамките на два часа през външните слоеве на звездата, причинявайки реакции на синтез. Те образуват тежките елементи. По-специално, силиций и сяра, образувани малко преди колапса, се комбинират, за да произведат радиоактивен никел и кобалт, които са отговорни за формата на кривата на светлината след първите две седмици.

Когато ударната вълна достигне повърхността на звездата, температурата достига 200 000 градуса и звездата експлодира с около 15 000 км/сек. Тази бързо разширяваща се обвивка се разглежда като първоначално бързо покачване на блясъка. По-скоро прилича на огромна огнена топка, която бързо се разширява и изтънява, което ви позволява да виждате лъчението по-навътре, близо до центъра на оригиналната звезда. Впоследствие по-голямата част от светлината идва от енергията, освободена от радиоактивното разпадане на кобалт и никел, произведени по време на експлозията.


Свръхнови тип I:

Свръхновите тип I са дори по-ярки обекти от свръхновите тип II. Въпреки че механизмът на експлозията е донякъде сходен, причината е съвсем различна.

Произходът на свръхнова тип I е древна, еволюирала двоична система, в която поне един компонент е бяла джудже звезда.
Белите джуджета са много малки, компактни звезди, които са се срутили до около една десета от размера на Слънцето. Те представляват последния еволюционен етап на всички звезди с ниска маса. Електроните в бяло джудже са подложени на квантово-механични ограничения (материята се нарича дегенерирана) и това състояние може да се поддържа само за звездни маси, по-малки от около 1,4 пъти това на Слънцето.

Двойката звезди губи ъгловия импулс, докато не са толкова близо, че материята от спътниковата звезда се прехвърля на дебел диск около бялото джудже и постепенно се включва от бялото джудже.
Масата, пренесена от гигантската звезда, увеличава масата на бялото джудже до стойност, значително по-висока от критичната стойност, и в резултат на това цялата звезда се срутва и ядреното „изгаряне“ на въглерод и кислород в никел произвежда достатъчно енергия да взриви звездата на парчета. Впоследствие освободената енергия е, както в случая с тип II, от радиоактивното разлагане на никела чрез кобалт в желязо.