A szupernóva azon jelenségek összessége, amelyek egy csillag élettartama végén bekövetkező robbantásából származnak , különös tekintettel egy gigantikus robbanásra, amelyet fényességének rövid, de fantasztikusan nagy növekedése kísér . A Földről nézve a szupernóva ezért gyakran új csillagként jelenik meg, míg valójában egy csillag eltűnésének felel meg.
Noha a Megfigyelhető Univerzumban két-három másodpercenként egy van , a szupernóvák emberi léptékben ritkák: a Tejútrendszerben évente évente körülbelül háromra becsülik a sebességüket .
A teleszkóp feltalálása óta nem figyeltek meg szupernóvát galaxisunkban, a Tejútrendszerben. A legközelebb azóta megfigyelt SN 1987A , amely egy szomszédos galaxisban, a Nagy Magellán Felhőben fordult elő .
Játszottak és ma is alapvető szerepet játszanak az Univerzum történetében , mert a csillag egy szupernóva-robbanása során engedi szabadon azokat a kémiai elemeket, amelyeket fennállása során - és létezése során - maga a robbanás - szintetizált. majd diffundál a csillagközi közegbe . Ezenkívül a szupernóva által okozott lökéshullám elősegíti az új csillagok kialakulását azáltal, hogy felgyorsítja vagy felgyorsítja a csillagközi közeg régióinak összehúzódását.
A szupernóvához vezető folyamat rendkívül rövid: néhány milliszekundumig tart . Ami a tartósan világító jelenséget illeti, több hónapig is eltarthat. A robbanás maximális fényerejénél a csillag abszolút nagysága elérheti a -19 értéket, ami több nagyságrenddel fényesebb objektummá teszi, mint a legfényesebb csillagok: ebben az időszakban a szupernóva "több energiát sugározhat" (és ezért van egy nagyobb erő ), mint egy, vagy akár több egész galaxist . Ez az oka annak, hogy a saját galaxisunkban, vagy akár egy közeli galaxisban előforduló szupernóva gyakran látható szabad szemmel, még világos nappal is. Több történelmi szupernóvát írtak le időnként, néha nagyon régieket; az "új csillagok" ezen megjelenéseit ma szupernóvának értelmezik.
Két, valójában meglehetősen különböző mechanizmusok, amelyek termelnek egy szupernóva: az első, a termonukleáris szupernóva , az eredmények a termonukleáris robbanás egy hulla egy csillag nevű fehér törpe , a második, a szív-összeomló szupernóva , a következő. Az összeroppanás egy hatalmas csillag, amely még mindig a nukleáris reakciók helyszíne az implantáció idején. Ez az implózió felelős a csillag külső rétegeinek elmozdulásáért. Egy harmadik, még bizonytalan, de a másodikkal kapcsolatos mechanizmus valószínűleg a legmasszívabb csillagok között fordul elő. Ez a szupernóva párok előállításával . Történelmileg a szupernóvákat spektroszkópiai jellemzőik szerint osztályozták . Ez a besorolás fizikai szempontból nem volt túl releváns. Csak az úgynevezett Ia típusú szupernóvák (ejtsd: „1 a” ) termonukleárisak, a többi pedig szívelégtelenség.
A szupernóva által kiűzött anyag az űrbe tágul, és egyfajta ködöt képez, amelyet szupernóva perjelnek neveznek . Az ilyen típusú köd élettartama viszonylag korlátozott, az anyag nagyon nagy sebességgel (másodpercenként több ezer kilométer) kidobódik, a maradék csillagászati méretekben viszonylag gyorsan, néhány százezer év alatt eloszlik. A fogíny köd vagy a Hattyúfűző példák a szupernóva maradványaira ebben a nagyon előrehaladott hígítási állapotban a csillagközi közegben. A Rák-köd egy példa a fiatalos utánvilágításra: a robbanás ragyogása, amely megszülte, kevesebb mint ezer évvel ezelőtt jutott el a Földre.
A "szupernóva" kifejezés a "nova" kifejezésből származik, amely a latin nova jelzőből származik , vagyis "új". Történelmileg 1572-ben, majd 1604-ben fedezte fel a nyugati világ, hogy néha korlátozott ideig "új csillagok" jelentek meg az égi boltozaton . Ezeket az eseményeket Tycho Brahe és Johannes Kepler írták le latin írásokban a stella nova kifejezés használatával (lásd például De Stella Nova in Pede Serpentarii , Kepler, megjelent 1606-ban). Ezt követően az új csillagok ideiglenes megjelenését "nova" kifejezésnek nevezték. Ezek az események valójában két különböző jelenségosztályt rejtenek: lehet akár egy termonukleáris robbanás, amely a csillag felszínén következik be , miután anyagot gyűjtött egy másik csillagtól, anélkül, hogy a robbanás elpusztítaná a csillagot, amely a székhelye, vagy a teljes robbanás egy csillag. E két jelenség megkülönböztetésére az 1930-as években került sor: az
első sokkal kevésbé energikus, mint az előző, ez az első, amely megtartotta a korábban használt nova nevét , míg a második a szupernóva nevet vette fel. Magát a kifejezést először Walter Baade és Fritz Zwicky használta 1933-ban vagy 1934-ben az American Physical Society éves ülésén . Eleinte "szuper-nova" -nak írták, mielőtt fokozatosan kötőjel nélkül írták volna. A szupernóvák megfigyeléséről szóló régebbi írások a nova kifejezést használják: ez a helyzet például az utolsó megfigyelt szupernóva megfigyelési jelentéseiről, 1885-ben az Andromeda galaxisban , az SN 1885A-ban (lásd a megfelelő cikkben található hivatkozásokat).
Történelmileg a szupernóvákat spektrumuk szerint osztályozták , két típus szerint, amelyeket az I. és II. Római szám jelöl, amelyek több altípust tartalmaznak:
Az I. típusú szupernóvák között három alosztály található:
A II. Típusú szupernóvákkal kapcsolatban a robbanás kezdete után három hónappal figyelembe vesszük a spektrumot:
Ezenkívül spektroszkópiai sajátosságok jelenlétében a "p" kisbetűt (esetleg kötőjel előtt, ha van egy altípus) egészítenek ki, az angol sajátosság . Az utolsó közeli szupernóva, az SN 1987A volt ebben az esetben. Spektroszkópikus típusa a IIp.
Ez a besorolás valójában meglehetősen távol áll ezen objektumok mögöttes valóságától. Két szupernóva létrejöttét lehetővé tevő fizikai mechanizmus létezik:
A csillag végét jelző kataklizmikus esemény, a szupernóva két nagyon különböző típusú eseményből származhat:
A csillagászok az elektromágneses spektrumukban megjelenő elemektől függően különböző osztályokba osztották a szupernóvákat .
Az osztályozás fő eleme a hidrogén jelenléte vagy hiánya . Ha a szupernóva spektruma nem tartalmaz hidrogént, akkor az I., egyébként a II. Ezeknek a csoportoknak maguk is vannak felosztásaik.
Az Ia típusú szupernóvák (SNIa) spektrumában nem hélium található, hanem szilícium . Mivel az Ia típusú szupernóva során a csillag fényességének változása rendkívül szabályos, az SNIa kozmikus gyertyaként használható . 1998-ban a távoli galaxisokban az SNIa megfigyelésével fedezték fel a fizikusok, hogy az Univerzum tágulása felgyorsul .
Általában úgy vélik, hogy a Snia származik a robbanás egy fehér törpe megközelíti vagy amelyek elérték a Chandrasekhar-határ által akkréciós az anyag.
Az egyik lehetséges forgatókönyv, amely ezt a jelenséget magyarázza, egy közepesen masszív csillag körül keringő fehér törpe. A törpe addig vonzza az anyagot párjától, amíg el nem éri a csandrasekhar határt. Ezt követően, amikor a csillag belső nyomása elégtelenné vált a saját gravitációjának ellensúlyozására , a törpe összeomlik. Ez az összeomlás lehetővé teszi a csillagot alkotó szén- és oxigénatomok fúziójának meggyulladását . Mivel ezt a fúziót már nem szabályozza a csillag felmelegedése és tágulása, mint a fő szekvencia csillagjainál (a csillag nyomása degenerált elektronjainak nyomása, Fermi számításával ), akkor futó fúziós reakciók következnek be, amelyek felbomlik a törpe egy óriási termonukleáris robbanásban. Ez különbözik a nova képződésének mechanizmusától , amelyben a fehér törpe nem éri el a csandrasekhári határt, hanem megkezdi a felszínen felhalmozódott és összenyomott anyag magfúzióját. A fényesség növekedése annak köszönhető, hogy a felszabaduló energia a robbanás, és megmarad a szükséges időt a kobalt pusztulás a vas .
Egy másik, 2011-ben közzétett forgatókönyv arra a következtetésre jut, hogy a PTF10ops szupernóva esete körül az SNIa két fehér törpe ütközésének köszönhető.
Valójában az Ia típusú szupernóvák négy csoportját különböztethetjük meg: "NUV-kék", "NUV-piros", "MUV-kék" és "szabálytalan" . A NUV-kék és a NUV-vörös SNIa (a két legnagyobb csoport) relatív bősége megváltozott az elmúlt egymilliárd évben, ami megnehezítheti a kozmikus terjeszkedés jelzőiként való használatukat.
Egy hatalmas csillag (több mint nyolc naptömeg ) életének utolsó fázisa akkor kezdődik, amikor az 56 vas és nikkel magját a magfúziós reakciók egymást követő fázisai felépítették. Ezek az elemek a legstabilabbak, a fúziós reakciók, mint a vas maghasadása, energiát fogyasztanak ahelyett, hogy előállítanák. Körülbelül nyolc és tíz naptömeg között az egymást követő egyesülések leállnak, miközben a szív oxigénből , neonból és magnéziumból áll , de az alábbiakban ismertetett forgatókönyv továbbra is érvényes.
A vasolvadási fázis végén a mag eléri azt a sűrűséget, amelynél az elektron degeneráció nyomása dominál (~ 1 t / cm 3 ). A szívet közvetlenül körülvevő, inerté vált réteg továbbra is vasat és nikkelt termel a szív felületén. Tömege így tovább növekszik, amíg el nem éri a "Csandrasekhar-tömeget" (kb. 1,4 naptömeg ). Ebben a pillanatban túllépik az elektronok degenerációs nyomását. A szív összehúzódik és összeomlik önmagában. Ezenkívül megkezdődik egy neutronizációs fázis, amely csökkenti az elektronok számát és ezáltal degenerációs nyomását. Az elektronok által rögzített protonok, generál egy hatalmas fluxus 10 58 elektron neutrínók , és átalakítja a mag egy neutron csillag 10-20 km átmérőjű, és a sűrűsége atommag (> 500 Mt / cm 3 ).
A neutronizáló mag és a szomszédos belső rétegek ezen gravitációs összehúzódása adja ki a szupernóva-robbanás összes energiáját. Ez egy robbanás felszabadulása miatt az energiát a gravitációs potenciál, amely növeli ez alatt az összeomlás, meghaladó több alkalommal a teljes nukleáris potenciálját hidrogénatom vas (megközelítőleg 0,9% a tömeg energia ). Ezt az energiát különféle jelenségek, például lökéshullám, az anyag felmelegedése és különösen a neutrínók áramlása adja át.
Ha a sűrűség meghaladja a sűrűsége egy atommag , a nukleáris erő lesz nagyon visszataszító. A szív külső rétege a fénysebesség 10-20% -án ugrál. A visszapattanásból származó lökéshullám továbbterjed a külső rétegekbe, és verseng a befelé zuhanó anyaggal, így 100-200 km- re stabilizálódik a központtól. A neutrínók másodpercek alatt szétszóródnak a szívből, és töredékük felmelegíti a palást területét a lökéshullám belsejében (az úgynevezett „erősítési régiónak”). A többit az űrbe engedik, a szupernóva teljes energiájának 99% -át elveszi. Ma úgy gondolják, hogy a neutrino-erősítési régió felmelegítésével a lökéshullám energiája a kulcsfontosságú elem a szupernóva robbanásáért.
Hatalmas csillagokban a robbanás utolsó pillanataiban a magas hőmérséklet (> 10 9 K ) lehetővé teheti a nukleoszintézis robbanásveszélyes formáját, az úgynevezett „r folyamatot”: a neutronok nagy sűrűsége (10 20 n / cm 3 ) lehetővé teszi, hogy elkapják őket az atommag gyorsabb, mint a β - radioaktív bomlás , mert ez néhány másodperc alatt bekövetkezik. Így fog neutrongazdag izotópok atomi száma jóval magasabb, mint a vas ( N = 26 ), és ez magyarázza a létezését nehéz atommagok az univerzumban , mint a tórium és urán , mindig jelen van a Föld óta felezési ideje van a rend a naprendszer korának .
A különböző típusoknak is vannak minimális variációi, olyan megnevezésekkel, mint II-P és II-L , de egyszerűen leírják a változó fényerő viselkedését (II-P egy fennsíkot figyel, míg II-L nem), és nem alapvető adatokat.
Az Ib és Ic típusú szupernóvák spektrumukban nem mutatnak szilíciumot, keletkezésük mechanizmusa még nem ismert. Az Ic típusú szupernóvák szintén nem mutatnak héliumot a spektrumukban. Úgy gondolják, hogy életük végén megfelelnek a csillagoknak (mint a II. Típus), és amelyek már kimerítették hidrogénjüket, így az nem jelenik meg a spektrumukban. Az Ib típusú szupernóvák bizonyosan egy Wolf-Rayet csillag összeomlásának következményei . Úgy tűnik, hogy kapcsolat áll fenn a hosszú gamma-sugárzásokkal .
Néhány kivételesen hatalmas csillag " hipernovát " eredményezhet, amikor összeomlik. Ez a fajta robbanás azonban csak elméletileg ismert, megfigyelések még nem erősítették meg.
Egy hipernovában a csillag szíve közvetlenül a fekete lyukba omlik, mert masszívabbá vált, mint a "neutroncsillagok" határa. Két rendkívül energikus plazmasugár bocsátódik ki a csillag forgástengelye mentén, közel a fénysebességhez . Ezek a sugárzók intenzív gammasugarakat bocsátanak ki, és megmagyarázhatják a gammasugárzás keletkezését . Valójában, ha a megfigyelő a sugárzás tengelyében van (vagy ahhoz közel van), akkor kap egy jelet, amelyet fel lehet venni az Univerzum mélységéből ( kozmológiai horizont ).
Az I. típusú szupernóvák, mindent figyelembe véve, lényegesen fényesebbek, mint a II. Típusú szupernóvák . Ez elektromágneses fényességben .
Ezzel szemben a II. Típusú szupernóvák természetüknél fogva energikusabbak, mint az I. típusú. A mag-összeomló (II. Típusú) szupernóvák energiájuk legnagyobb részét, ha nem is csaknem, neutrin- sugárzás formájában bocsátják ki .
A 400 év alatt megfigyelt legfényesebb szupernóvát 1987-ben észlelték a Tarantula-köd hatalmas gázfelhőiben , a Nagy Magellán Felhőben .
A szupernóva felfedezéseket jelentik a Nemzetközi Csillagászati Unió Központi Csillagászati Távirati Irodájának , amely elektronikus táviratot bocsát ki a szupernóvához rendelt megnevezéssel. Ez a megnevezés az SN YYYYA vagy SN YYYYaa formátumot követi , ahol SN a szupernóva rövidítése, YYYY a felfedezés éve, A latin nagybetű és az aa két kisbetűs latin betű. Az év első 26 szupernóvájának betűje A és Z között van; Z után kezdődnek aa, ab, stb. Például az SN 1987A , a modern idők vitathatatlanul leghíresebb szupernóvája, amelyet megfigyeltek1987. február 23a Magellán felhőben , ez volt az első felfedezés abban az évben. 1982- ben volt szükség az első kétbetűs jelölésre ( SN 1982aa , NGC 6052-ben ). Az évente felfedezett szupernóvák száma folyamatosan nőtt.
Jelentős növekedést tapasztalt 1997-től, az ezen objektumok, különösen a termonukleáris szupernóvák felfedezésére szánt programok létrehozásának dátumától. Az első nagyszabású szakmai programok voltak a Supernova kozmológia Project által vezetett Saul Perlmutter , és a Nagy-Z Szupernóvák Search csapat , vezette Brian P. Schmidt . Ez a két program 1998-ban tette lehetővé az Univerzum tágulásának felgyorsulását .
Ezt követően más speciális programok jelentek meg , például az ESSENCE (szintén Brian P. Schmitt rendezte) vagy az SNLS . Nagy felmérések, például a Sloan Digital Sky Survey , szintén nagyszámú szupernóva felfedezéséhez vezettek. A felfedezett szupernóvák száma így 1996-ban 96-ról 1997-re 163-ra nőtt. 2006-ban 551 volt; az utolsó felfedezés abban az évben az SN 2006ue volt .
A szupernovák látványos, de ritka események. Az írás feltalálása óta többen szabad szemmel láthatók, és megfigyelésük bizonyítéka ránk jutott:
Néhány további figyelemreméltó szupernóváról számos tanulmány készült, többek között:
Népszerűsítés