Supernova

Supernova

Termín supernova nebo výbuch supernovy (exploze supernovy) se v astronomii vztahuje k několika typům hvězdných explozí, kterými vznikají extrémně jasné objekty složené z plazmatu, jejichž jasnost posléze v průběhu týdnů či měsíců opět o mnoho řádů klesá.

K explozi vedou dvě možné cesty: buďto se jedná o masívní hvězdu, která ve svém jádře syntetizovala takové množství železa nezpůsobilého jaderné fúze, že se gravitačně zhroutí pod silou své vlastní gravitace, jejíž působení již nevyrovná útlumená fúzní reakce, nebo o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal termonukleární explozi. V obou případech výsledná exploze supernovy rozmetá obrovskou silou většinu nebo všechnu hmotu hvězdy.

Exploze vytváří rázovou vlnu, která se šíří do okolního prostoru, interaguje se zbytky supernovy a mezihvězdnou hmotou. Nejznámějším příkladem tohoto procesu jsou zbytky SN 1604, které lze vidět na obrázku vpravo. Exploze supernov jsou hlavním zdrojem všech prvků těžších než železo ve vesmíru a u mnoha důležitých prvků zdrojem jediným. Například všechen vápník a všechno zlato, uran a další prvky byly syntetizovány při explozi supernov před miliardami let. Supernovy vnášejí do mezihvězdné hmoty těžké prvky a obohacují tak molekulární mračna, která jsou dějištěm tvorby nových hvězd. Činnost supernov významně ovlivnila složení sluneční soustavu a umožnila tak nakonec život na Zemi, jak ho známe. Výbuch supernovy je provázen obrovskými teplotami a za jistých podmínek mohou fúzní reakce během vrcholné fáze vyprodukovat některé z nejtěžších prvků, jako je kalifornium.

Podstatu jevu i samotný název "supernova" poprvé představili veřejnosti Fritz Zwicky a Walter Baade na přednášce na Stanfordově univerzitě 15. prosince 1933. Původní výraz nova (latinsky (stella) nova, "nová (hvězda)") označoval obdobný jev, který byl pozorován jako nově vzniklá jasná a krátce svítící hvězda na nebeské sféře. Zažitý termín nova se nezměnil ani po zjištění, že se nejedná o novou hvězdu, ale o fázi ve vývoji hvězdy na konci jejího života. Předpona "super" odráží skutečnost, že při výbuchu supernovy se uvolňuje mnohem více energie; přepokládané největší supernovy se nazývají hypernovy.

Klasifikace

Když se astronomové snažili porozumět explozím supernov, klasifikovali je podle čar různých chemických prvků objevujících se v jejich spektru. Dobrý popis těchto tříd poskytuje anglická publikace "Optická spektra supernov" od Filipenka (Annual Review of Astronomy and Astrophysics, Volume 35, 1997, pp. 309-355)

Základním prvkem rozdělení je přítomnost nebo nepřítomnost čáry vodíku. Pokud spektrum supernovy obsahuje čáru vodíku, je klasifikována jako typ II, jinak jde o typ I.

Kromě těchto skupin existují podrobnější dělení podle přítomnosti jiných čar nebo tvaru světelné křivky.

Shrnutí

Typ IaČára Si II na 615,0 nmTyp IbČára He I na 587,6 nmTyp IcSlabé nebo žádné čáry héliaTyp II-PPlochá světelná křivkaTyp II-LLineární pokles světelné křivky (závislost magnitudy na čase)Typ IŽádné Balmerovy čáry vodíkuTyp IIMá Balmerovy čáry vodíku

Typ Ia

Schematický nákres vzniku supernovy typu Ia

Supernovy typu Ia postrádají hélium a obsahují ve svém spektru absorpční čáru křemíku poblíž světelného vrcholu. Podle nejvíce akceptované teorie je tento typ supernov výsledkem procesu, při němž uhlíko-kyslíkový bílý trpaslík shromažďuje hmotu z blízkého hvězdného průvodce, obvykle rudého obra, až nakonec dosáhne Chandrasekharovy meze. Nárůst tlaku zvýší teplotu v okolí centra a začne perioda konvekce dlouhá asi 100 let. V jistém bodě této fáze slabého vření se zažehne deflagrační plamen živený termojadernou fúzí. Detaily jeho vzniku, umístění a počet bodů, v nichž započne, jsou stále neznámé. Dramatickému zrychlování šíření plamenu napomáhá Rayleighova-Taylorova nestabilita a interakce s turbulentními proudy. Předmětem velkých debat je stále otázka přeměny podzvukového šíření plamenu (deflagrace) do nadzvukové detonace. Energie, která se uvolní termonukleárním zážehem (~1044 J), způsobí prudkou explozi hvězdy a vznik rázové vlny. Vyvrhovaná hmota je urychlována na rychlosti v řádu 10 000 km/s. Energie uvolněná při explozi způsobí také extrémní zvýšení jasnosti.

Teorie zabývající se tímto typem supernov je podobná teorii nov, v níž bílý trpaslík nabírá hmotu mnohem pomaleji a nedosáhne Chandrasekharovy meze. V případě novy zapříčiní dopadající hmota fúzní reakci materiálu poblíž povrchu, nezpůsobí však kolaps hvězdy.

Supernovy typu Ia mají charakteristickou světelnou křivku (graf jasnosti po explozi jako funkce času). V okamžiku maximální jasnosti obsahuje spektrum čáry středně těžkých prvků od kyslíku po vápník; jsou to hlavní produkty fúze ve vnějších vrstvách hvězdy. Měsíce po explozi, když vnější vrstvy expandují natolik, že se stanou průhlednými, začne ve spektru dominovat světlo emitované materiálem poblíž jádra hvězdy: těžké prvky syntetizované při explozi, nejvýznamnějšími jsou prvky skupiny železa. Radioaktivní rozpad 56Ni přes 56Co na 56Fe produkuje vysokoenergetické fotony, které dominují energetickému výstupu vyvržené hmoty ve střednědobém i dlouhodobém horizontu.

Typ supernov Ia uvolňuje největší množství energie mezi všemi ostatními známými třídami supernov. Nejvzdálenější jednoduchý objekt, jaký kdy byl ve vesmíru detekován (galaxie a kulové hvězdokupy se nepočítají), byla právě supernova SN 1997ff typu Ia vzdálená více než 11 miliard světelných let (přes 100 yottametrů).

Na rozdíl od jiných typů supernov lze supernovy typu Ia zpravidla najít ve všech typech galaxií, včetně eliptických. Nezdá se, že by upřednostňovaly nějakou oblast dnešních hvězdných formací.

Podobnost tvarů profilů jasnosti všech známých supernov typu Ia vede k jejich užívání jako standardních svíček v extragalaktické astronomii. Jsou prakticky jediným nástrojem umožňujícím měření velkých intergalaktických vzdáleností. V roce 1998 dala pozorování supernov typu Ia neočekávaný výsledek - vypadá to, že vesmír prodělává zrychlující se expanzi.

Typ Ib a Ic

Raná spektra typů Ib a Ic neobsahují čáry vodíku ani výraznou křemíkovou absorpci poblíž 615 nanometrů. Za událostmi jako jsou supernovy typu II stojí pravděpodobně masívní hvězdy, které vyčerpaly palivo ve svých centrech; na rozdíl od nich původci typů Ib a Ic ztratily většinu svých obálek následkem silných hvězdných větrů popřípadě interakcí se svým průvodcem. Uvažuje se, že supernovy typu Ib jsou výsledkem zhroucení Wolfových-Rayetových hvězd. Existují jisté důkazy, že supernovy typu Ic mohou být původci některých typů gama záblesků, i když se zároveň soudí, že je může druhotně způsobit jakákoliv supernova v závislosti na geometrii exploze.

Typ II

Vyčerpání paliva pro fúz

Hvězdy mnohem hmotnější než naše Slunce se vyvíjejí o dost složitějšími způsoby. V jádru našeho Slunce se každou sekundu přemění 589 miliónů tun vodíku na 584 miliónů tun hélia, rozdíl hmotnosti 4,3 miliónů tun je přeměněn v čistou energii, která je vyzářena pryč. Hélium vyprodukované v jádře se zde hromadí, dokud se teploty v jádře nezvýší na úroveň, která dovolí fúzi hélia. Nakonec se vodík v jádře přeměnou na hélium a postupným rozředěním vznikajícím héliovým "popelem" vyčerpá, fúze se zpomalí, gravitace nabude převahu a začne jádro stlačovat. Smršťování jádra zvýší teplotu natolik, že se zahájí kratší fáze fúze hélia, která bude hrát roli po méně než 10 % života hvězdy. Ve hvězdách menších než 10 hmotností Slunce se uhlík produkovaný fúzí hélia dále nespaluje a hvězda se pak postupně ochlazuje, tvoří se degenerovaný elektronový plyn a vzniká bílý trpaslík. Bílí trpaslíci se mohou později stát supernovou typu I, jak bylo popsáno výše.

"Cibulovitá" struktura jádra hmotné hvězdy

Ještě větší hvězdy mají gravitaci dostatečně silnou k vytvoření teplot a tlaků umožňujících fúzi uhlíku v jádře poté, co se začne smršťovat. Jádra těchto masívních hvězd nabývají vrstevnaté struktury podobné cibuli, jak jsou postupně v centru vytvářena těžší a těžší atomová jádra. Vnější vrstva obsahuje vodíkový plyn, když se noříme dolů, míjíme vrstvu vodíku spojujícího se fúzí v hélium, vrstvu hélia, vrstvu hélia spojujícího se fúzí v uhlík, vrstvu uhlíku a vrstvu uhlíku měnícího se fúzí v těžší prvky. Tyto hvězdy procházejí postupnými stadii vývoje, při přechodu mezi nimi se jádro smršťuje, až začne vytvářet atomová jádra, jejichž fúze byla dříve nemožná, a nově uvolňovaná energie opět nastolí rovnováhu mezi tlakem plynu a gravitací. I v průběhu jednoho stadia se jasnost hvězdy nepravidelně mění - každý nový zážeh fúze vytlačuje prvky z fúzujícího jádra do toho, co nazýváme "hvězdnou obálkou," reakce se ztlumí, dovolí gravitaci vmáčknout hmotu zpět do aktivního jádra a začít tak nový cyklus.

Limitujícím faktorem v tomto procesu je množství energie uvolněné fúzí, které závisí na vazebné energii v atomových jádrech. Každý následný krok produkuje postupně těžší a těžší prvky, které jsou stále těsněji svázány silnou interakcí, což znamená, že uvolňují při fúzi méně energie, než by uvolňovala lehčí jádra.

Nejtěsnější vazby v celém atomovém jádře má železo, chemickým symbolem Fe. Představuje "dno údolí nuklidů," lehčí prvky uvolňují energii při termojaderné fúzi a těžší při štěpení (jako při štěpné reakci). Když se v jádře hvězdy začne hromadit železný "popel," gravitace do aktivní oblasti tlačí více a více hmoty, která postupně projde všemi stupni fúze: vodík na hélium proton-protonovým cyklem, hélium na uhlík 3-alfa reakcí, uhlík s héliem na kyslík, kyslík na neon, neon na hořčík, hořčík na křemík a křemík na železo.

Zhroucení jádra

Železné (Fe) jádro hvězdy je pod obrovským gravitačním tlakem a protože zde již není další fúze, nemůže vzdorovat tlakem plynu, jak je obvyklé, a místo něj nastupuje tlak elektronové degenerace - odpor elektronů proti stlačování k jiným elektronům. Pokud se dosáhne Chandrasekharovy meze, při níž se přesáhne degenerační tlak, železné jádro se začne hroutit. Hroutící se jádro produkuje vysoce enegetické gama paprsky, které rozbíjejí některá železná jádra na 13 He a 4 neutrony v procesu známém jako fotodisociace. Žádná jaderná reakce s jádrem železa však nemůže uvolnit energii; může ji jen absorbovat. Ačkoliv reakce v jádře po milióny let vyzařovaly energii ven a udržovaly hvězdu v rovnováze proti gravitaci, náhle začínají naopak energii pohlcovat, pomáhají gravitaci, takže se jádro, masívní struktura velikosti Slunce, zhroutí ve zlomku sekundy.

Jak se hustota hroutícího se jádra prudce zvyšuje, elektrony a protony jsou tlačeny k sobě, dokud jejich elektrické přitahování nepřekoná vzájemné vnitřní jaderné odpuzování. Při této reakci, obráceném beta-rozpadu, je elektron vtlačen do protonu, uvolní se neutrino a vznikne neutron. Únik neutrina z jádra a odčerpávání energie dále urychluje kolaps, následkem čehož oddělení hvězdného jádra od vnějších vrstev a dosažení hustoty atomového jádra trvá pouhé milisekundy. Při této hustotě brání dalšímu stlačování vzájemný odpor neutronů způsobený jejich kvantovými vlastnostmi (jde o fermiony podléhající vylučovacímu principu). V tomto okamžiku je neutronový degenerační tlak dostatečný k vyrovnání gravitace; jádro však ve skutečnosti přesáhne bod rovnováhy a podléhá nepatrnému pružení, vytvářejíce rázové vlny, které narážejí do kolabujících vnějších vrstev hvězdy. Pokud je zárodek neutronové hvězdy, který se z jádra zformoval, dostatečně masívní, pokračuje v kolapsu a skončí buď přímo jako černá díra nebo se v závislosti na hmotnosti kolaps zastaví v některém z teorií předpovězených stabilních mezistavů. Takovým přechodem může být hypotetická hyperonová hvězda, jejíž neutronový plyn byl stlačením dále degenerován a neutrony vybuzeny do stavu hyperonů. Pokud ani degenerační tlak hyperonového plazmatu není s to odolat gravitaci, může se kolaps zastavit ještě ve stádiu kvarkové hvězdy skládající se z kvark-gluonového plazmatu. Kvarky jsou opět fermiony a díky Pauliho vylučovacímu principu by měly být schopné vyrovnat gravitační tlak vytvořením degenerovaného plynu podobně jako elektrony v případě bílých trpaslíků a neutrony v neutronových hvězdách. Existence kvarkových hvězd ale zatím[kdy?] nebyla dostatečně podložena pozorováním.

Přenos energie kolapsu do exploze

Víme, že fáze kolapsu jádra hvězdy je tak rychlá a energetická, že pouze neutrina jsou schopna jej v té chvíli opustit. Většina gravitační potenciální energie kolapsu je přeměněna na 10 sekundový záblesk neutrin, při němž se uvolní 1046 J. Část této energie, asi 1044 J je reabsorbována explodující hvězdou. Energie připadající na částici v supernově je typicky desítky až stovky MeV (1 až 150 pJ). Neutrina produkovaná supernovou byla skutečně pozorována v případě supernovy 1987A a ubezpečila astronomy, že základní obraz kolapsu je v principu správný. Několik souběžně pracujících detektorů neutrin založilo SNEWS, systém varování před supernovami (Supernova Early Warning System), který má zabezpečit včasné upozornění komunity astronomů na přicházející explozi supernovy v naší Galaxii.

Energie částic je poměrně malá, takže standardní model částicové fyziky se zdá být v zásadě v pořádku, vyšší hustoty si však mohou vynutit jeho korekce. Pozemské akcelerátory jsou schopny vytvořit interakce částic, jejichž energie je mnohem vyšší, než byla pozorována u supernov, tyto experimenty však zahrnují pouze jednotlivé částice interagující s jinými jednotlivými částicemi, je proto možné, že za vysokých hustot uvnitř supernovy vznikají neočekávané efekty. Interakce mezi neutriny a jinými částicemi uvnitř supernovy jsou určovány slabou interakcí, jejíž modelování je dobře zvládnuto. Naproti tomu interakce mezi protony a neutrony jsou ovlivněny především silnou interakcí, u které jsou výpočetní modely mnohem složitější.

Hlavním nevyřešeným problémem supernov typu II je, že nerozumíme, jak záblesky neutrin přenášejí energii na zbytek hvězdy a vytvářejí rázovou vlnu, způsobující její explozi. Z předchozího plyne, že na vznik exploze je nutné pouhé jedno procento vyzářené energie, ale objasnit jeho získání se ukazuje být velmi obtížným. V roce 1990 jeden z modelů vysvětloval tento fakt mj. mechanismem zvrácení konvekce, kde předpokládal, že konvekce, ať už neutrin zevnitř, tak i padající hmoty shora, dokončí proces destrukce původní hvězdy. Během exploze jsou zachycováním neutronů vytvářeny prvky těžší než železo a díky tlaku neutrin na okraje "neutrinosféry" je okolní prostor obohacen oblaky plynu a prachu bohatšími na těžší prvky, než byla hvězda, z níž původně pocházely.

Neutrinová fyzika, založená na standardním modelu, je k pochopení tohoto procesu klíčová. Další rozhodující oblastí výzkumů je magnetohydrodynamika plazmatu (MHD), z níž je vytvořena umírající hvězda, její chování během hroucení jádra, jak se vytváří "rázová vlna," kdy a jak se "zastaví" a znovu načerpá energii. Počítačové modely jsou úspěšné ve výpočtech chování supernov typu II pouze od chvíle, kdy je rázová vlna již vytvořena. Pokud ignorujeme první sekundu exploze a předpokládáme, že exploze již začala, astrofyzikové jsou schopni detailně předpovědět prvky produkované supernovou a její očekávanou světelnou křivku.

Zbývající jádro hvězdy se může v závislosti na své hmotnosti stát buď neutronovou hvězdou, černou dírou, případně i dosud pouze hypotetickou hyperonovou nebo kvarkovou hvězdou, protože však mechanismu kolapsu supernovy málo rozumíme, hraniční hmotnosti neznáme.

Podtypy supernov typu II

Supernovy typu II lze ještě rozdělit podle tvaru jejich světelných křivek na typy II-P a II-L. Typ II-P obsahuje ve své světelné křivce "plošinu" (francouzsky plateau), zatímco II-L v ní má "lineární" pokles (anglicky linear, lineární v závislosti magnitudy na čase, exponenciální v závislosti jasnosti na čase). Má se za to, že toto rozdílné chování má původ v obálce těchto hvězd. Supernovy Typu II-P mají velkou vodíkovou obálku, která zachytí energii vyslanou ve formě gama paprsků a pomalu ji uvolňuje, zatímco u typu II-L se předpokládají mnohem menší obálky přeměňující méně gama záření do viditelného světla.

Supernovy typu II je možné také dále rozdělit podle jejich spektra. Zatímco většina supernov typu II se vyznačuje velmi širokými emisními čarami, což znamená expanzní rychlosti mnoha tisíc km/s, některé z nich mají relativně úzké rysy, což může být způsobeno interakcí obálky s mezihvězdným materiálem; nazýváme je typ IIn, kde "n" znamená "úzký" (anglicky narrow).

U několika supernov, jako například SN 1987K a 1993J, se zdá, že změnily typ: zpočátku vykazovaly čáry vodíku, pak však, v průběhu týdnů či měsíců, začaly dominovat čáry hélia. Pro popis této kombinace rysů typů II a Ib se užívá termín "typ IIb." Jedná se nejspíš o masívní hvězdy, které ztratily téměř celý, ale nikoliv všechen vodíkový obal. Jak zbytky supernovy expandují, vodíková vrstva se rychle stane opticky průsvitnou a odhalí hlubší vrstvy.

Existují spekulace, že některé výjimečně velké hvězdy mohou místo toho před svým zánikem vytvořit "hypernovu." V navrženém mechanismu hypernovy se jádro extrémně masívní hvězdy hroutí přímo do černé díry a dva extrémně energetické výtrysky plazmatu jsou vymrštěny takřka světelnou rychlostí z pólů její rotace. Tyto výtrysky emitují intenzívní gama paprsky a patří mezi několik kandidátů na vysvětlení gama záblesků.

Pojmenování supernov

Objevy supernov jsou oznamovány na Centrálu astronomických telegramů Mezinárodní astronomické unie, která vydá oběžník s přiděleným názvem. Název se skládá z roku objevu a jedno nebo dvoupísmenného označení. Prvních 26 supernov v roce dostává písmena od A do Z. Po Z se začíná s aa, ab, atd.

Významné supernovy

Krabí mlhovina je expandující oblak plynu vytvořený supernovou z roku 1054.

Zde uvedené letopočty představují okamžik prvního pozorování na Zemi. Událost samotná nastala ve vzdálenostech stovek nebo tisíců světelných let od Země a tomu odpovídá doba, kterou světlu překonání této vzdálenosti muselo zabrat.

• 1006 - SN 1006 - Nejjasnější zaznamenaná supernova s hvězdnou velikostí −7,5±0,5 mag; záznamy dokládají pozorování v Egyptě, Iráku, Itálii, Švýcarsku, Číně, Japonsku a pravděpodobně i Francii a Sýrii.
• 1054 - SN 1054 - počátek formování Krabí mlhoviny, zaznamenaný čínskými astronomy a možná i původními obyvateli Ameriky.
• 1181 - SN 1181 - zaznamenaná čínskými a japonskými astronomy, supernova v Kasiopei, jejím pozůstatkem je pravděpodobně podivná hvězda 3C 58.
• 1572 - SN 1572 - supernova v Kasiopei, pozorovaná Tycho Brahem, jehož kniha De Nova Stella dala podobným objektům název "nova".
• 1604 - SN 1604 - supernova v Hadonoši, pozorovaná Johannem Keplerem; poslední supernova pozorovaná v Mléčné dráze.
• 1885 - S Andromeda v galaxii Andromeda, objevená Ernstem Hartwigem.
• 1987 - SN 1987A ve Velkém Magellanově mračnu, byla pozorována hodinu po hodině od svého počátku, představovala první možnost otestování moderních teorií formování supernov.
• - Kasiopea A - supernova v Kasiopei, nepozorovaná ze Země, odhaduje se však, že je ~300 let stará. Je to nejjasnější zbytek supernovy v rádiovém oboru.

Supernovu z roku 1604 použil italský učenec a astronom Galileo jako důkaz neplatnosti aristotelovského dogmatu o naprosté neměnnosti nebes.

Supernovy jako příčiny vymírání druhů

Supernovy po sobě často zanechávají zbytky; studiem těchto objektů o nich získáváme další cenné vědomosti. Supernovy z dávných dob jsou řazeny mezi teorie o možných příčinách velkých hromadných vymírání na Zemi, například vymírání na konci křídy, při kterém byli před 66 miliony let vyhubeni dinosauři a mnoho dalších skupin tehdejších organismů. S takovou teorií přišli například kanadští astrofyzici Victor A. Hughes a David Routledge v 70. letech 20. století. Zatím ale není pro žádnou takovou událost dostatek přesvědčivých důkazů.

Historie pozorování

Hlavní článek: Historie pozorování supernovKrabí mlhovina je pulsar větrná mlhovina spojená s 1054 supernovaZvýrazněné pasáže odkazují na čínské pozorování SN 1054.

Ve srovnání s celou historií hvězdy je vizuální vzhled supernovy velmi krátký, možná trvá několik měsíců, takže šance na pozorování jednoho pouhým okem jsou zhruba jednou za život. Pouze malý zlomek ze 100 miliard hvězd v typické galaxii má schopnost stát se supernovou, omezenou buď na ty, které mají velkou hmotnost, nebo na mimořádně vzácné druhy dvojhvězd obsahujících bílé trpaslíky .

Nejdříve zaznamenanou supernovu, známou jako HB9, mohli zobrazit a zaznamenat neznámí indičtí pozorovatelé v roce 4500 ± 1 000 př . Později si SN 185 prohlédli čínští astronomové v roce 185 n. L. Nejjasnější zaznamenanou supernovou byl SN 1006 , který se objevil v roce 1006 našeho letopočtu v souhvězdí Lupa a popsali jej pozorovatelé v Číně, Japonsku, Iráku, Egyptě a Evropě. Široce pozorovaná supernova SN 1054 vytvořila Krabí mlhovinu . Supernovy SN 1572 a SN 1604, nejnovější pozorovatelné pouhým okem v galaxii Mléčná dráha, měly významné účinky na vývoj astronomie v Evropě, protože byly použity k argumentaci proti aristotelské myšlence, že vesmír za Měsícem a planetami je statický a neměnný. Johannes Kepler začal pozorovat SN 1604 na svém vrcholu 17. října 1604 a pokračoval v odhadech jeho jasu, dokud o rok později nezmizel pouhým okem. Byla to druhá supernova, kterou lze pozorovat za jednu generaci (po SN 1572, kterou viděl Tycho Brahe v Cassiopeii).

Existují určité důkazy, že nejmladší galaktická supernova, G1,9 + 0,3 , se objevila na konci 19. století, podstatně nověji než Cassiopeia A z doby kolem roku 1680. V té době nebyla ani jedna supernova zaznamenána. V případě G1.9 + 0,3 mohlo vysoké vyhynutí podél roviny galaxie událost dostatečně ztlumit, aby zůstalo bez povšimnutí. Situace pro Cassiopeia A je méně jasná. Byly detekovány ozvěny infračerveného světla, které ukazují, že se jednalo o supernovu typu IIb a nenacházela se v oblasti zvláště vysokého vyhynutí .

Pozorování a objevování extragalaktických supernov jsou nyní mnohem častější. První takové pozorování bylo o SN 1885A v galaxii Andromeda . Dnes amatérští a profesionální astronomové najdou každý rok několik stovek, některé s téměř jasem, jiné na starých astronomických fotografiích nebo deskách. Američtí astronomové Rudolph Minkowski a Fritz Zwicky vyvinuli moderní klasifikační schéma supernov počínaje rokem 1941. Během šedesátých let astronomové zjistili, že maximální intenzitu supernov lze použít jako standardní svíčky , tedy ukazatele astronomických vzdáleností. Některé z nejvzdálenějších supernov pozorovaných v roce 2003 vypadaly slabší, než se očekávalo. To podporuje názor, že rozpínání vesmíru se zrychluje . Byly vyvinuty techniky rekonstrukce událostí supernov, které nemají žádné písemné záznamy o jejich pozorování. Datum Cassiopeia A supernovy případě byla stanovena z lehkých ozvěn mimo mlhoviny , zatímco ve věku zbytek supernovy RX J0852.0-4622 byla odhadnuta z měření teploty a gama emisí z radioaktivního rozpadu titanu -44 .

SN Antikythera v kupě galaxií RXC J0949.8 + 1707. SN Eleanor a SN Alexander byli pozorováni ve stejné galaxii v roce 2011.

Nejsvětlejší supernova, která byla kdy zaznamenána, je ASASSN-15lh . Poprvé byla detekována v červnu 2015 a dosáhla vrcholu 570 miliard L , což je dvojnásobek bolometrické svítivosti jakékoli jiné známé supernovy. O povaze této supernovy se však nadále diskutuje a bylo navrženo několik alternativních vysvětlení, např. Přílivové narušení hvězdy černou dírou.

Mezi nejčasnější detekované od detonace, u nichž byla získána nejčasnější spektra (počínaje 6 hodin po skutečné explozi), je typ II SN 2013fs (iPTF13dqy), který byl zaznamenán 3 hodiny po události supernovy 6. října 2013 Intermediate Palomar Transient Factory (iPTF). Hvězda se nachází ve spirální galaxii s názvem NGC 7610 vzdálené 160 milionů světelných let v souhvězdí Pegase.

Dne 20. září 2016 testoval amatérský astronom Victor Buso z Rosario v Argentině svůj dalekohled. Při pořizování několika fotografií galaxie NGC 613 Buso narazil na supernovu, která se právě stala viditelnou na Zemi. Po prozkoumání snímků kontaktoval Instituto de Astrofísica de La Plata. "Bylo to vůbec poprvé, co někdo zachytil počáteční momenty" šokového úniku "z optické supernovy, která nebyla spojena s gama zářením nebo rentgenovým zábleskem." Podle astronomky Meliny Berstenové z Instituto de Astrofísica byla šance na zachycení takové události mezi jedním z deseti milionů až jednou ze sto milionů. Pozorovaná supernova Buso byl typ IIb vytvořený hvězdou dvacetinásobku hmotnosti Slunce. Astronom Alex Filippenko z Kalifornské univerzity poznamenal, že profesionální astronomové takovou událost hledali již dlouho. Uvedl: "Pozorování hvězd v prvních okamžicích, kdy začnou explodovat, poskytují informace, které nelze přímo získat jiným způsobem."

Obj

Hlavní článek: Historie pozorování supernov § Pozorování dalekohledem Zbytek supernovy SNR E0519-69.0 ve Velkém Magellanově mračnu

Raná práce na tom, o čem se původně věřilo, že je jednoduše nová kategorie nov, byla provedena ve 20. letech 20. století. Tito byli různě nazvaní "vyšší třída Novae", "Hauptnovae", nebo "obří novae". Předpokládá se, že název "supernovy" vymysleli Walter Baade a Fritz Zwicky na přednáškách na Caltech v roce 1931. Bylo použito jako "super-Novae" v časopise publikovaném Knutem Lundmarkem v roce 1933, a v dokumentu z roku 1934 Baade a Zwicky. Do roku 1938 byla pomlčka ztracena a moderní název se používal. Vzhledem k tomu, že supernovy jsou v galaxii relativně vzácnými událostmi, které se v Mléčné dráze vyskytují přibližně třikrát století, získání dobrého vzorku supernov ke studiu vyžaduje pravidelné sledování mnoha galaxií.

Supernovy v jiných galaxiích nelze předpovídat s žádnou smysluplnou přesností. Normálně, když jsou objeveny, již probíhají. Aby bylo možné použít supernovy jako standardní svíčky pro měření vzdálenosti, je nutné pozorovat jejich vrcholnou svítivost. Je proto důležité je dobře objevit dříve, než dosáhnou svého maxima. Amatérští astronomové , kteří výrazně převyšují počet profesionálních astronomů, hráli důležitou roli při hledání supernov, obvykle při pohledu na některé z bližších galaxií optickým dalekohledem a jejich porovnáním s předchozími fotografiemi.

Ke konci 20. století se astronomové stále častěji zaměřovali na počítačově řízené dalekohledy a CCD pro lov supernov. I když jsou takové systémy oblíbené u amatérů, existují i ​​profesionální instalace, jako je například automatický zobrazovací dalekohled Katzman . Projekt systému včasného varování Supernova (SNEWS) využívá síť detektorů neutrin k včasnému varování před supernovami v galaxii Mléčná dráha. Neutrina jsou částice, které jsou produkovány ve velkém množství supernovou a nejsou významně absorbovány mezihvězdným plynem a prachem galaktického disku.

"Hvězda, která exploduje", mlhovina SBW1 obklopuje mohutného modrého superobra v mlhovině Carina .

Hledání Supernovy spadá do dvou tříd: těch zaměřených na relativně blízké události a těch, kteří hledají dál. Vzhledem k expanzi vesmíru lze vzdálenost ke vzdálenému objektu se známým emisním spektrem odhadnout měřením jeho Dopplerova posunu (nebo červeného posunu ); vzdálenější objekty v průměru ustupují s větší rychlostí než ty v okolí, a proto mají vyšší červený posun. Hledání je tedy rozděleno mezi vysoký rudý posuv a nízký rudý posuv, přičemž hranice klesá kolem rozsahu rudého posuvu z = 0,1-0,3 - kde z je bezrozměrná míra frekvenčního posunu spektra.

Hledání supernov s vysokým červeným posuvem obvykle zahrnuje pozorování světelných křivek supernovy. Jsou užitečné pro standardní nebo kalibrované svíčky pro generování Hubbleových diagramů a vytváření kosmologických předpovědí. Spektroskopie supernovy, používaná ke studiu fyziky a prostředí supernov, je praktičtější při nízkém než při vysokém červeném posunu. Pozorování nízkého červeného posunu také zakotvují konec Hubbleovy křivky na nízké vzdálenosti , což je graf viditelnosti galaxií ve srovnání s červeným posunem.

Konvence pojmenování

Rentgenový , infračervený a optický kompilační snímek zbytku supernovy Kepler , SN 1604 s více vlnovými délkami

Supernov Objevy jsou hlášeny na International Astronomical Union 's centrální úřad pro astronomické telegramy , které vysílá oběžník s názvem připisuje té supernovy. Název je tvořen předponou SN , následovanou rokem objevu, doplněným jedno- nebo dvoupísmenným označením. První 26 supernov v roce jsou označeny velkým písmenem od A do Z . Poté se použijí dvojice malých písmen: aa , ab atd. Proto například SN 2003C označuje třetí supernovu hlášenou v roce 2003. Poslední supernova roku 2005, SN 2005nc, byla 367. (14 × 26 + 3 = 367). Přípona "nc" funguje jako bijektivní kódování základny-26 s a = 1, b = 2, c = 3, ... z = 26. Od roku 2000 najdou profesionální a amatérští astronomové každý rok několik stovek supernov. (572 v roce 2007, 261 v roce 2008, 390 v roce 2009; 231 v roce 2013).

Historické supernovy jsou známy jednoduše podle roku jejich vzniku: SN 185 , SN 1006 , SN 1054 , SN 1572 (nazývané Tychova Nova ) a SN 1604 ( Keplerova hvězda ). Od roku 1885 se používá doplňkový dopisní zápis, i když v tom roce byla objevena pouze jedna supernova (např. SN 1885A , SN 1907A atd.) - naposledy k tomu došlo u SN 1947A . SNpro SuperNova je standardní předpona. Do roku 1987 byla dvojpísmenová označení zřídka nutná; od roku 1988 jsou však každoročně potřebné. Od roku 2016 rostoucí počet objevů pravidelně vedl k dalšímu používání tříciferných označení.

Klasifikace

Umělecký dojem ze supernovy 1993 J.

Astronomové klasifikují supernovy podle jejich světelných křivek a absorpčních linií různých chemických prvků, které se objevují v jejich spektrech . Pokud spektrum supernovy obsahuje linie vodíku ( ve vizuální části spektra známé jako Balmerova řada ), je klasifikováno jako typ II ; jinak je typ I . V každém z těchto dvou typů existují dělení podle přítomnosti linií od jiných prvků nebo tvaru světelné křivky (graf zjevné velikosti supernovy jako funkce času).

Taxonomie supernovy

Typ I
Bez vodíku Typ Ia
Představuje linii jednotlivě ionizovaného křemíku (Si II) při 615,0 nm (nanometrech), blízko špičkového světla Tepelný útěk
Typ Ib / c
Slabá nebo žádná funkce absorpce křemíku Typ Ib
Zobrazuje neionizovanou linii helia (He I) při 587,6 nm Kolaps jádra
Typ Ic
Slabé nebo žádné hélium
Typ II
Ukazuje vodík
Spektrum typu II-P / -L / n typu II v celém rozsahu Typ II-P / L
Žádné úzké čáry Typ II-P
Dosáhne "plošiny" ve své světelné křivce
Typ II-L
Zobrazí "lineární" pokles jeho světelné křivky (lineární ve velikosti proti času).
Typ IIn
Některé úzké čárySpektrum typu IIb se změní na typ Ib

Typ I

Supernovy typu I se dělí na základě jejich spekter, přičemž typ Ia vykazuje silnou absorpční linii ionizovaného křemíku . Supernovy typu I bez této silné linie jsou klasifikovány jako typ Ib a Ic, přičemž typ Ib vykazuje silné neutrální heliové linie a typ Ic je postrádá. Světelné křivky jsou si podobné, i když typ Ia jsou obecně jasnější ve špičkové svítivosti, ale světelná křivka není pro klasifikaci supernov typu I důležitá.

Malý počet supernov typu Ia vykazuje neobvyklé vlastnosti, jako je nestandardní svítivost nebo rozšířené světelné křivky, a ty se obvykle klasifikují odkazem na nejranější příklad, který ukazuje podobné vlastnosti. Například podsvícená SN 2008ha se často označuje jako SN 2002cx -like nebo třída Ia-2002cx.

Malý podíl supernov typu Ic vykazuje vysoce rozšířené a smíšené emisní čáry, které slouží k označení velmi vysokých expanzních rychlostí pro ejecta. Ty byly klasifikovány jako typ Ic-BL nebo Ic-bl.

Typ II

Světelné křivky se používají ke klasifikaci supernov typu II-P a typu II-L.

Supernova typu II lze také rozdělit na základě jejich spekter. Zatímco většina supernov typu II vykazuje velmi široké emisní čáry, které naznačují rychlosti expanze mnoha tisíc kilometrů za sekundu , některé, například SN 2005gl , mají ve svých spektrech relativně úzké rysy. Říká se jim typ IIn, kde "n" znamená "úzký".

Zdá se , že několik supernov, jako je SN 1987K a SN 1993J , mění typy: vykazují vodíkové linie v raných dobách, ale během několika týdnů až měsíců jim dominují linie helia. Termín "typ IIb" se používá k popisu kombinace znaků normálně spojených s typy II a Ib.

Supernovy typu II s normálními spektry, v nichž dominují široké vodíkové linie, které zůstávají po celou dobu úpadku, jsou klasifikovány na základě jejich světelných křivek. Nejběžnější typ vykazuje výraznou "plošinu" ve světelné křivce krátce po špičkovém jasu, kde vizuální svítivost zůstává relativně konstantní několik měsíců před obnovením poklesu. Tito se nazývají typ II-P s odkazem na náhorní plošinu. Méně časté jsou supernovy typu II-L, které postrádají výraznou náhorní plošinu. "L" znamená "lineární", i když světelná křivka není ve skutečnosti přímka.

Supernovy, které nezapadají do běžné klasifikace, se označují jako zvláštní nebo "pec".

Typy III, IV a V

Fritz Zwicky definoval další typy supernov na základě několika příkladů, které čistě neodpovídaly parametrům supernov typu I nebo typu II. SN 1961i v NGC 4303 byl prototypem a jediným členem třídy supernov typu III, který se vyznačoval maximem široké světelné křivky a širokými vodíkovými Balmerovými liniemi, které se ve spektru vyvíjely pomalu. SN 1961f v NGC 3003 byl prototypem a jediným členem třídy typu IV se světelnou křivkou podobnou supernově typu II-P, s liniemi absorpce vodíku, ale se slabými liniemi emise vodíku . Třída typu V byla vytvořena pro SN 1961V v NGC 1058, neobvyklá slabá supernova nebo podvodník supernovy s pomalým nárůstem jasu, maximem trvajícím mnoho měsíců a neobvyklým emisním spektrem. Byla zaznamenána podobnost SN 1961V s Eta Carinae Great Outburst. Supernovy typu M101 (1909) a M83 (1923 a 1957) byly rovněž navrženy jako možné supernovy typu IV nebo V.

Všechny tyto typy by nyní byly považovány za zvláštní supernovy typu II (IIpec), z nichž bylo objeveno mnoho dalších příkladů, přestože se stále diskutuje o tom, zda SN 1961V byla skutečná supernova po výbuchu LBV nebo podvodníkovi.

Aktuální modely

Sekvence ukazuje rychlé zjasnění a pomalejší blednutí supernovy v galaxii NGC 1365 (jasná tečka blízko a mírně nad středem galaxie). [52]

Kódy typu supernov, jak jsou popsány výše, jsou taxonomické : číslo typu popisuje světlo pozorované ze supernovy, nemusí nutně být její příčinou. Například supernovy typu Ia jsou produkovány fúzí uprchlíků zapálenou na degenerovaných bílých trpasličích předcích, zatímco spektrálně podobný typ Ib / c se vyrábí z masivních předků Vlka - Rayeta zhroucením jádra. Následující text shrnuje to, co je v současné době považováno za nejpravděpodobnější vysvětlení supernov.

Tepelný útěk

Hlavní článek: Supernova typu Ia Vznik supernovy typu Ia

Bílý trpasličí hvězda může akumulovat dostatek materiálu od hvězdného společníka, aby zvýšil teplotu jádra natolik, aby zapálil fúzi uhlíku , a v tomto okamžiku podstoupí uprchlou jadernou fúzi, což jej úplně rozruší. Existují tři cesty, kterými se tato detonace teoretizuje: stabilní narůstání materiálu od společníka, srážka dvou bílých trpaslíků nebo narůstání, které způsobí vznícení ve skořápce, která pak zapálí jádro. Dominantní mechanismus, kterým se vyrábějí supernovy typu Ia, zůstává nejasný. Navzdory této nejistotě v tom, jak se vyrábějí supernovy typu Ia, mají supernovy typu Ia velmi jednotné vlastnosti a jsou užitečné standardní svíčky na mezigalaktické vzdálenosti. Některé kalibrace jsou vyžadovány pro kompenzaci postupné změny vlastností nebo různých frekvencí abnormálních světelných supernov při vysokém červeném posuvu a pro malé odchylky jasu identifikované tvarem světelné křivky nebo spektrem.

Normální typ Ia

Existuje několik způsobů, jakými může vzniknout supernova tohoto typu, ale sdílejí společný základní mechanismus. Pokud by bílý trpaslík uhlík - kyslík nashromáždil dostatek hmoty, aby dosáhl limitu Chandrasekhar asi 1,44 sluneční hmoty ( M ) (pro nerotující hvězdu), už by nebyl schopen podporovat většinu své hmoty skrz tlak degenerace elektronů a začal by se hroutit. Současný názor je však takový, že tohoto limitu se běžně nedosáhne; rostoucí teplota a hustota uvnitř jádra zapálí fúzi uhlíku jak se hvězda blíží hranici (do přibližně 1% ) před zahájením kolapsu. Pro jádro primárně složené z kyslíku, neonu a hořčíku bude kolabující bílý trpaslík typicky tvořit neutronovou hvězdu . V tomto případě bude během kolapsu vyhozen pouze zlomek hmotnosti hvězdy.

Během několika sekund podstoupí podstatná část hmoty bílého trpaslíka jadernou fúzi a uvolní dostatek energie (1-2 × 10 44 J ) k rozpojení hvězdy v supernově. Vytváří se navenek se rozšiřující rázová vlna , přičemž hmota dosahuje rychlostí řádově 5 000-20 000 km / s , neboli zhruba 3% rychlosti světla. Došlo také k výraznému nárůstu svítivosti, dosahující absolutní velikosti -19,3 (neboli 5 miliardkrát jasnější než Slunce), s malými odchylkami.

Modelem pro vytvoření této kategorie supernovy je systém blízkých binárních hvězd . Větší ze dvou hvězd je první, která se vyvinula z hlavní sekvence , a rozšiřuje se, aby vytvořila červeného obra . Obě hvězdy nyní sdílejí společnou obálku, což způsobuje zmenšení jejich vzájemné oběžné dráhy. Obří hvězda poté odhodí většinu svého obalu a ztrácí hmotu, dokud již nebude moci pokračovat v jaderné fúzi . V tomto okamžiku se z ní stává bílá trpasličí hvězda složená převážně z uhlíku a kyslíku. Sekundární hvězda se nakonec vyvine z hlavní sekvence a vytvoří červeného obra. Hmota z obra je nahromaděna bílým trpaslíkem, což způsobí, že druhý hmota přibývá. Přes široké přijetí základního modelu jsou přesné podrobnosti zahájení a těžkých prvků vzniklých při katastrofické události stále nejasné.

Supernovy typu Ia sledují po události charakteristickou světelnou křivku - graf světelnosti jako funkci času. Tato svítivost je generován radioaktivního rozpadu z niklu -56 až kobaltu -56 do železa -56. Vrcholová svítivost světelné křivky je extrémně konzistentní napříč normálními supernovami typu Ia a má maximální absolutní velikost asi −19,3. Je to proto, že supernovy typu Ia vznikají z konzistentního typu progenitorové hvězdy postupným získáváním hmoty a explodují, když získávají konzistentní typickou hmotnost, což vede k velmi podobným podmínkám a chování supernov. To umožňuje jejich použití jako sekundární standardní svíčka pro měření vzdálenosti k jejich hostitelským galaxiím.

Nestandardní typ Ia

Další model pro vytvoření supernov typu Ia zahrnuje sloučení dvou bílých trpasličích hvězd, přičemž kombinovaná hmota na okamžik překročí limit Chandrasekhar .V tomto typu události existuje mnoho variací a v mnoha případech nemusí existovat vůbec žádná supernova, v takovém případě budou mít širší a méně světelnou křivku světla než normálnější typ SN typu Ia .

K abnormálně jasným supernovám typu Ia dochází, když bílý trpaslík již má hmotu vyšší než Chandrasekharův limit . případně dále vylepšený asymetrií , ale vyvržený materiál bude mít méně než normální kinetickou energii.

Pro nestandardní supernovy typu Ia neexistuje žádná formální subklasifikace. Bylo navrženo, aby skupina sub-světelných supernov, ke kterým dochází, když se helium naroste na bílého trpaslíka, měla být klasifikována jako typ Iax .Tento typ supernovy nemusí vždy úplně zničit bílého trpasličího předka a mohl by po sobě zanechat zombie hvězdu .

Jeden specifický typ nestandardní supernovy typu Ia vyvíjí vodík a další, emisní linie a dává vzhled směsi mezi normální supernovou typu Ia a typu IIn. Příkladem jsou SN 2002ic a SN 2005gj . Tyto supernovy byly nazvány typ Ia / IIn , typ Ian , typ IIa a typ IIan .

Sbalení jádra

Vrstvy hmotné, vyvinuté hvězdy těsně před kolapsem jádra (ne v měřítku)

Velmi hmotné hvězdy mohou podstoupit kolaps jádra, když jaderná fúze nebude schopna udržet jádro proti své vlastní gravitaci; překročení této prahové hodnoty je příčinou všech typů supernovy kromě typu Ia. Kolaps může způsobit prudké vyloučení vnějších vrstev hvězdy, což vede k supernově, nebo může být nedostatečné uvolnění gravitační potenciální energie a hvězda se může s malou vyzařovanou energií zhroutit do černé díry nebo neutronové hvězdy .

Kolaps jádra může být způsoben několika různými mechanismy: elektronový záchyt ; překročení limitu Chandrasekhar ; nestabilita párů ; nebo fotodisintegrace .

• Když se u masivní hvězdy vyvine železné jádro větší než hmota Chandrasekharu, nebude se již moci podporovat tlakem degenerace elektronů a zhroutí se dále k neutronové hvězdě nebo černé díře.
• Zachycování elektronů hořčíkem v degenerovaném jádru O / Ne / Mg způsobuje gravitační kolaps následovaný explozivní fúzí kyslíku s velmi podobnými výsledky.
• Produkce párů elektron-pozitron ve velkém jádru po heliu odstraňuje termodynamickou podporu a způsobuje počáteční zhroucení následované fúzí na útěku, což vede k supernově nestability páru.
• Dostatečně velké a horké hvězdné jádro může generovat gama paprsky dostatečně energetické na to, aby přímo zahájilo fotodezintegraci, což způsobí úplné zhroucení jádra.

Níže uvedená tabulka uvádí známé důvody kolapsu jádra u hmotných hvězd, typy hvězd, ve kterých se vyskytují, jejich přidružený typ supernovy a vzniklý zbytek. Metallicity je podíl jiných prvků než vodík nebo helium, v porovnání s Sun. Počáteční hmotnost je hmotnost hvězdy před událostí supernovy, daná v násobcích hmotnosti Slunce, i když hmotnost v době supernovy může být mnohem nižší.

Supernovy typu IIn nejsou v tabulce uvedeny. Mohou být produkovány různými typy kolapsu jádra v různých hvězdách předků, možná dokonce zapálením bílých trpaslíků typu Ia, i když se zdá, že většina bude z kolapsu jádra železa ve světelných supergiantech nebo hypergigantech (včetně LBV ). Úzké spektrální čáry, pro které jsou pojmenovány, se vyskytují proto, že se supernova rozpíná do malého hustého mraku cirkulárního materiálu. Ukazuje se, že významnou část předpokládaných supernov typu IIn tvoří podvodníci supernov , masivní erupce hvězd podobných LBV podobné Velké erupci Eta Carinae. V těchto událostech materiál dříve vyhozen z hvězdy vytváří úzké absorpční linie a způsobí rázovou vlnu interakcí s nově vyhozeným materiálem.

Scénáře kolapsu jádra podle hmotnosti a metalicity

Příčina kolapsu Progenitorová hvězda přibližná počáteční hmotnost ( sluneční hmoty ) Typ supernovy Zbytek
Zachycení elektronů v degenerovaném jádru O + Ne + Mg 9-10 Slabý II-P Neutronová hvězda
Zhroucení železného jádra 10-25 Slabý II-P Neutronová hvězda
25-40 s nízkou nebo sluneční metalízou Normální II-P Černá díra po pádu materiálu na počáteční neutronovou hvězdu
25-40 s velmi vysokou metalicitou II-L nebo II-b Neutronová hvězda
40-90 s nízkou metalicitou Žádný Černá díra
≥ 40 s téměř sluneční solí Slabý Ib / c nebo hypernova s výbuchem gama záření (GRB) Černá díra po pádu materiálu na počáteční neutronovou hvězdu
≥40 s velmi vysokou metalicitou Ib / c Neutronová hvězda
≥ 90 s nízkou metalicitou Žádné, možné GRB Černá díra
Nestabilita párů 140-250 s nízkou metalicitou II-P, někdy hypernova, možná GRB Žádný zbytek
Photodisintegration ≥ 250 s nízkou metalicitou Žádná (nebo světelná supernova?), Možná GRB Masivní černá díra
Typy supernov podle počáteční hromadné metalicity Zbytky jednotlivých hmotných hvězd V hmotné vyvinuté hvězdě (a) prošly fúze vrstev cibule s vrstvami prvků a vytvořily železné jádro (b), které dosáhlo hmoty Chandrasekhar a začalo se hroutit. Vnitřní část jádra je stlačena na neutrony (c), což způsobí, že se odvalující materiál odrazí (d) a vytvoří ven se šířící přední část šoku (červená). Šok se začne zastavovat (e), ale je znovu oživen procesem, který může zahrnovat interakci neutrin. Okolní materiál je odstřelen pryč (f) a zůstane zde jen zdegenerovaný zbytek.

Když hvězdné jádro již není podporováno proti gravitaci, zhroutí se do sebe s rychlostmi dosahujícími 70 000 km / s (0,23 c ) což vede k rychlému nárůstu teploty a hustoty. To, co následuje dále, závisí na hmotnosti a struktuře kolabujícího jádra, přičemž degenerovaná jádra s nízkou hmotností tvoří neutronové hvězdy, jádra s vyšší hmotností se zhroutí většinou úplně na černé díry a nedegenerovaná jádra procházejí splynutím.

Počáteční zhroucení zdegenerovaných jader je urychleno rozpadem beta , fotodistegrací a elektronovým záchytem, ​​což způsobuje výbuch elektronových neutrin . Jak se zvyšuje hustota, emise neutrin se odříznou, jakmile se zachytí v jádru. Vnitřní jádro nakonec dosáhne obvykle průměru 30 km a hustoty srovnatelné s hustotou atomového jádra a tlak neutronové degenerace se pokusí zastavit kolaps. Pokud je hmotnost jádra větší než asi 15 M . potom je neutronová degenerace nedostatečná k zastavení kolapsu a přímo se vytvoří černá díra bez supernovy.

V jádrech s nižší hmotností je kolaps zastaven a nově vytvořené neutronové jádro má počáteční teplotu asi 100 miliard kelvinů , což je 6 000násobek teploty slunečního jádra. Při této teplotě se neutrino-antineutrinové páry všech příchutí účinně tvoří tepelnou emisí . Tato tepelná neutrina jsou několikrát hojnější než neutrina s elektronovým záchytem. Asi 10 joulů, přibližně 10% klidové hmotnosti hvězdy, se přemění na desetisekundový výbuch neutrin, který je hlavním výstupem události. Náhle zastavený kolaps jádra se odrazí a vytvoří rázovou vlnukterý se zastaví během milisekund ve vnějším jádru, protože energie se ztrácí disociací těžkých prvků. Proces, který není jasně pochopen, je nezbytný, aby se umožnilo vnějším vrstvám jádra reabsorbovat kolem 10 joulů (1 nepřítel ) z neutrinového pulzu, čímž se vytvoří viditelný jas, i když existují i ​​jiné teorie, jak napájet výbuch.

Část materiálu z vnějšího obalu padá zpět na neutronovou hvězdu a pro jádra s velikostí větší než přibližně 8 M existuje dostatečný záložní pro vytvoření černé díry. Tato náhrada sníží vytvořenou kinetickou energii a hmotnost vypuzeného radioaktivního materiálu, ale v některých situacích může také generovat relativistické proudy, které vedou k záblesku gama záření nebo výjimečně světelné supernově.

Kolaps masivního nedegenerovaného jádra podnítí další fúzi. Když je kolaps jádra iniciován nestabilitou páru, začíná fúze kyslíku a kolaps může být zastaven. U hmot jádra 40-60 M se kolaps zastaví a hvězda zůstane neporušená, ale ke kolapsu dojde znovu, až se vytvoří větší jádro. Pro jádra kolem 60-130 M je fúze kyslíku a těžších prvků tak energetická, že je narušena celá hvězda, což způsobí supernovu. Na horním konci hmotnostního rozsahu je supernova neobvykle světelná a extrémně dlouhá díky mnoha slunečním hmotám vystřelených Ni. U ještě větších hmot jádra se teplota jádra stává dostatečně vysokou, aby umožnila fotodezintegraci, a jádro se úplně zhroutí do černé díry.

Typ II

Hlavní článek: Supernova typu II Atypický subluminózní typ II SN 1997D

Hvězdy s počáteční hmotností menší než asi 8 M nikdy rozvíjí hlavní dostatečně velká ke zhroucení a oni nakonec ztratí svou atmosféru, aby se stal bílí trpaslíci. Hvězdy s 9 M (možná až 12 M ) se vyvíjejí komplexním způsobem a postupně pálí těžší prvky při teplejších teplotách ve svých jádrech. Hvězda se navrství jako cibule a ke spalování snášenlivějších prvků dochází ve větších skořápkách. Ačkoli se lidově označuje jako cibule se železným jádrem, nejméně masivní progenitoři supernov mají pouze jádra kyslík-neon (hořčík). Tyto super AGBhvězdy mohou tvořit většinu supernov zhroucení jádra, i když méně světelné a tak méně běžně pozorované než ty od hmotnějších předků.

Pokud dojde ke kolapsu jádra během fáze superobr, kdy má hvězda stále vodíkovou obálku, výsledkem je supernova typu II. Rychlost ztráty hmoty pro světelné hvězdy závisí na metalicitě a svítivosti. Extrémně světelné hvězdy v blízkosti sluneční metalicity ztratí veškerý vodík, než dosáhnou zhroucení jádra, a tak nevytvoří supernovu typu II. Při nízké metalicitě všechny hvězdy dosáhnou kolapsu jádra s vodíkovou obálkou, ale dostatečně hmotné hvězdy se zhroutí přímo do černé díry, aniž by vytvořily viditelnou supernovu.

Hvězdy s počáteční hmotou až asi 90krát vyšší než slunce, nebo o něco méně při vysoké metalicitě, vedou k supernově typu II-P, která je nejčastěji pozorovaným typem. Při střední až vysoké metalicitě ztratí hvězdy poblíž horního konce tohoto hmotnostního rozsahu většinu svého vodíku, když dojde ke kolapsu jádra a výsledkem bude supernova typu II-L. Při velmi nízké metalicitě hvězdy kolem 140-250 M dosáhnou kolapsu jádra nestabilitou párů, zatímco stále mají vodíkovou atmosféru a kyslíkové jádro a výsledkem bude supernova s ​​charakteristikami typu II, ale s velmi velkou hmotou vymrštěného. Ni a vysoká svítivost.

Typ Ib a Ic

Hlavní článek: Supernovy typu Ib a Ic SN 2008D, supernova typu Ib zobrazená rentgenem (vlevo) a viditelným světlem (vpravo) na vzdáleném horním konci galaxie

Tyto supernovy, stejně jako supernovy typu II, jsou hmotné hvězdy, které procházejí kolapsem jádra. Hvězdy, které se stávají supernovy typu Ib a Ic, však ztratily většinu svých vnějších (vodíkových) obalů kvůli silným hvězdným větrům nebo jinde z interakce se společníkem. Tyto hvězdy jsou známé jako hvězdy Wolf - Rayeta vyskytují se při střední až vysoké metalicitě, kde větry poháněné kontinuem způsobují dostatečně vysokou míru úbytku hmoty. Pozorování supernovy typu Ib / c neodpovídají pozorovanému ani očekávanému výskytu hvězd Wolf - Rayet a alternativní vysvětlení tohoto typu zhroucení jádra zahrnují hvězdy zbavené vodíku binárními interakcemi. Binární modely poskytují lepší shodu pro pozorované supernovy s podmínkou, že nikdy nebyly pozorovány žádné vhodné hvězdy binárního hélia. Jelikož supernova může nastat, kdykoli je hmotnost hvězdy v době zhroucení jádra dostatečně nízká, aby nezpůsobila úplný únik do černé díry, může každá hmotná hvězda vyústit v supernovu, pokud ztratí dostatek hmoty před zhroucením jádra .

Supernovy typu Ib jsou častější a jsou výsledkem hvězd Wolf-Rayet typu WC, které mají ve svých atmosférách stále hélium. Pro úzký rozsah hmot se hvězdy vyvíjejí dále, než dosáhnou kolapsu jádra, aby se staly hvězdami WO s velmi malým množstvím zbývajícího hélia, což jsou předci supernov typu Ic.

Několik procent supernov typu Ic je spojeno s výboji gama záření (GRB), ačkoli se také věří, že jakákoli supernova typu Ib nebo Ic zbavená vodíku by mohla produkovat GRB, v závislosti na okolnostech geometrie. Mechanismem pro výrobu tohoto typu GRB jsou trysky produkované magnetickým polem rychle se otáčejícího magnetaru vytvořeného u kolabujícího jádra hvězdy. Proudy by také přenášely energii do rozpínajícího se vnějšího pláště a vytvářely tak super-světelnou supernovu .

Ultra-svlékl supernovy nastanou, když byla explodující hvězda svlečena (téměř) až do kovového jádra, a to hromadným přenosem v blízkém binárním souboru. Ve výsledku je z explodující hvězdy vyvrženo velmi málo materiálu (asi 0,1 M ). V nejextrémnějších případech se mohou ultra-svléknuté supernovy vyskytovat v nahých kovových jádrech, sotva nad hmotnostním limitem Chandrasekhar. SN 2005ek může být pozorovacím příkladem ultra-svlékl supernovy, což vede k relativně slabé a rychle se rozpadající světelné křivce. Povahou ultra-svléknutých supernov může být jak zhroucení železného jádra, tak supernovy s elektronovým záchytem, ​​v závislosti na hmotnosti kolabujícího jádra.

Selhala supernova

Hlavní článek: Selhala supernova

Zhroucení jádra některých hmotných hvězd nemusí vést k viditelné supernově. Hlavním modelem pro to je dostatečně masivní jádro, které kinetická energie nestačí k obrácení infall vnějších vrstev do černé díry. Tyto události je obtížné odhalit, ale velké průzkumy odhalily možné kandidáty.Červený superobr N6946-BH1 v NGC 6946 prošel mírným výbuchem v březnu 2009, než zmizel z dohledu. V místě hvězdy zůstává jen slabý infračervený zdroj.

Světelné křivky

Srovnávací světelné křivky typu supernovy

Historická hádanka se týkala zdroje energie, který dokáže udržet záři optické supernovy měsíce. I když je energie, která narušuje každý typ supernov, dodávána okamžitě, světelným křivkám dominuje následné radioaktivní zahřívání rychle se rozšiřujícího ejecta. Někteří uvažovali o rotační energii z centrálního pulzaru. Plyny z ejecty by rychle stmívaly bez jakéhokoli přívodu energie, aby byly horké. Intenzivně radioaktivní povaha ejektových plynů, o které je nyní známo, že je správná pro většinu supernov, byla poprvé vypočítána na základě zdravé nukleosyntézy na konci 60. let. Přímé pozorování čar gama záření jednoznačně identifikovalo hlavní radioaktivní jádra až v roce SN 1987A .

Nyní je známo přímým pozorováním, že velká část světelné křivky (graf světelnosti jako funkce času) po výskytu supernovy typu II , jako je SN 1987A, je vysvětlena těmito předpovězenými radioaktivními rozpady . I když se světelná emise skládá z optických fotonů, je to radioaktivní energie absorbovaná vystřelenými plyny, která udržuje zbytek dostatečně horký, aby vyzařoval světlo. Radioaktivní rozpad z Ni prostřednictvím svých dcer Co se Fe produkuje gama fotony, primárně 847keV a 1238keV, které jsou absorbovány a dominují ohřevu, a tím i svítivosti ejecty v mezilehlých (několik týdnů) až pozdních (několik měsíců). Energie pro vrchol světelné křivky SN1987A byla poskytována rozpadem Ni na Co (poločas rozpadu 6 dní), zatímco energie zejména pro pozdější světelnou křivku velmi úzce odpovídala poločasu rozpadu 77,3 dne z Co se rozkládá k Fe. Pozdější měření vesmírných gama dalekohledů malého zlomku . Co a Co gama paprsků, které unikly SN 1987Azbytek bez absorpce potvrdil dřívější předpovědi, že tato dvě radioaktivní jádra jsou zdroji energie.

Messier 61 se supernovou SN2020jfo, pořízený amatérským astronomem v roce 2020

Křivky vizuálního světla různých typů supernov závisí v poslední době na radioaktivním ohřevu, ale liší se tvarem a amplitudou kvůli základním mechanismům, způsobu, jakým je produkováno viditelné záření, epochě jeho pozorování a průhlednosti vysunutý materiál. Světelné křivky se mohou výrazně lišit na jiných vlnových délkách. Například na ultrafialových vlnových délkách existuje časný extrémně světelný vrchol trvající jen několik hodin, který odpovídá propuknutí šoku vyvolaného počáteční událostí, ale tento propust je stěží opticky detekovatelný.

Světelné křivky pro typ Ia jsou většinou velmi uniformní, s konzistentním maximálním absolutním rozsahem a relativně strmým poklesem svítivosti. Jejich výstup optické energie je řízen radioaktivním rozpadem vymrštěného niklu-56 (poločas rozpadu 6 dní), který se pak rozpadá na radioaktivní kobalt-56 (poločas rozpadu 77 dnů). Tyto radioizotopy vzrušují okolní materiál k žhavení. Studie kosmologie se dnes opírají o 56 Ni radioaktivity poskytující energii pro optický jas supernov typu Ia, což jsou "standardní svíčky" kosmologie, ale jejichž diagnostické gama paprsky 847keV a 1238keV byly poprvé detekovány až v roce 2014. Počáteční fáze světelné křivky prudce klesá s tím, jak se zmenšuje efektivní velikost fotosféry a zachycené elektromagnetické záření je vyčerpáno. Světelná křivka nadále klesá v pásmu B, zatímco ve vizuálu může vykazovat malé rameno asi za 40 dní, ale to je jen náznak sekundárního maxima, které se vyskytuje v infračervené oblasti, protože určité ionizované těžké prvky se rekombinují a produkují infračervené záření a ejecta se pro něj stanou průhlednými. Křivka vizuálního světla nadále klesá rychlostí o něco větší, než je rychlost rozpadu radioaktivního kobaltu (který má delší poločas rozpadu a řídí pozdější křivku), protože vyvržený materiál se stává více rozptýleným a méně schopným převádět vysokou energii záření do vizuálního záření. Po několika měsících světelná křivka opět změní svoji rychlost poklesu jakopozitronová emise se stává dominantní ze zbývajícího kobaltu-56, ačkoli tato část světelné křivky byla málo studována.

Světelné křivky typu Ib a Ic jsou v zásadě podobné typu Ia, i když s nižší průměrnou špičkovou svítivostí. Vizuální světelný výstup je opět způsoben přeměnou radioaktivního záření na vizuální záření, ale vytvořeného niklu-56 je mnohem méně. Vrcholová svítivost se značně liší a dokonce existují občasné řádové hodnoty supernov Ib / c řádově stále méně a méně světelně než normálně. Nejsvětlejší supernovy typu Ic se označují jako hypernovy a kromě zvýšené špičkové svítivosti mají sklon k rozšíření světelných křivek. Zdrojem extra energie jsou myšlenky relativistické proudy poháněné tvorbou rotující černé díry, které také produkují záblesky gama záření .

Světelné křivky supernov typu II se vyznačují mnohem pomalejším poklesem než u typu I, řádově 0,05 magnitud za den,kromě fáze plató. Vizuálnímu světelnému výstupu dominuje spíše kinetická energie než radioaktivní rozpad po dobu několika měsíců, a to především kvůli existenci vodíku v ejectu z atmosféry hvězdy superobra. Při počáteční destrukci se tento vodík zahřívá a ionizuje. Většina supernov typu II vykazuje ve svých světelných křivkách prodlouženou náhorní plošinu, protože se tento vodík rekombinuje, vyzařuje viditelné světlo a stává se průhlednějším. Poté následuje klesající světelná křivka poháněná radioaktivním rozpadem, i když pomalejší než u supernov typu I, kvůli účinnosti přeměny na světlo veškerým vodíkem.

U typu II-L náhorní plošina chybí, protože progenitorovi v jeho atmosféře zbylo relativně málo vodíku, což je dostatečné pro to, aby se objevilo ve spektru, ale nedostatečné pro vytvoření znatelné náhorní plošiny ve světelném výkonu. U supernov typu IIb je vodíková atmosféra progenitora tak vyčerpaná (předpokládá se, že je to způsobeno přílivovým odizolováním doprovodnou hvězdou), že světelná křivka je blíže supernově typu I a vodík po několika týdnech dokonce zmizí ze spektra.

Supernovy typu IIn jsou charakterizovány dalšími úzkými spektrálními liniemi vytvářenými v husté skořápce z okolního materiálu. Jejich světelné křivky jsou obecně velmi široké a rozšířené, příležitostně také extrémně světelné a označované jako superluminózní supernova. Tyto světelné křivky jsou vytvářeny vysoce účinnou přeměnou kinetické energie ejecta na elektromagnetické záření interakcí s hustou skořápkou materiálu. K tomu dochází pouze tehdy, když je materiál dostatečně hustý a kompaktní, což naznačuje, že byl vyroben samotnou progenitorovou hvězdou jen krátce před výskytem supernovy.

Velké množství supernov bylo katalogizováno a klasifikováno, aby poskytly distanční svíčky a testovací modely. Průměrné charakteristiky se poněkud liší podle vzdálenosti a typu hostitelské galaxie, ale lze je obecně určit pro každý typ supernovy.

Fyzikální vlastnosti supernov podle typu

Zadejte Průměrná špička absolutní velikosti Přibližná energie ( nepřítel ) Dny k dosažení maximální svítivosti Dny od vrcholu do 10% svítivosti
IA -19 1 Cca. 19 kolem 60
Ib / c (slabý) kolem -15 0,1 15-25 neznámý
Ib kolem -17 1 15-25 40-100
Ic kolem -16 1 15-25 40-100
Ic (jasný) až -22 nad 5 zhruba 25 zhruba 100
II-b kolem -17 1 kolem 20 kolem 100
II-L kolem -17 1 kolem 13 kolem 150
II-P (slabý) kolem -14 0,1 zhruba 15 neznámý
II-P kolem -16 1 kolem 15 Plošina pak kolem 50
IIn kolem -17 1 12-30 nebo více 50-150
IIn (jasný) až -22 nad 5 nad 50 nad 100

Poznámky:

• A. ^ Slabé typy mohou být odlišnou podtřídou. Světlé typy mohou být kontinuem od mírně nadsvětlených po hypernovy.
• b. ^ Tyto veličiny se měří v pásmu R. Měření v pásmech V nebo B jsou běžná a pro supernovy budou asi o polovinu jasnější.
• C. ^ Pořadí kinetické energie o velikosti . Celková elektromagneticky vyzařovaná energie je obvykle nižší, (teoretická) energie neutrin mnohem vyšší.
• d. ^ Pravděpodobně heterogenní skupina, jakýkoli jiný typ vložený do mlhoviny.

Asymetrie

Pulsar v Krabí mlhovině se pohybuje rychlostí 375 km / s vzhledem k mlhoviny. [107]

Dlouhotrvající hádanka obklopující supernovy typu II je důvod, proč zbývající kompaktní objekt přijímá velkou rychlost od epicentra;pulzarů , a tedy neutronových hvězd, je pozorováno, že mají vysoké rychlosti a černé díry pravděpodobně také, i když je mnohem těžší je pozorovat izolovaně. Počáteční popud může být podstatný a pohánět objekt o hmotnosti větší než sluneční hmoty rychlostí 500 km / s nebo vyšší. To naznačuje asymetrii expanze, ale mechanismus, kterým se hybnost přenáší na kompaktní objekt, zůstává záhadou. Navrhovaná vysvětlení tohoto kopu zahrnují konvekci v kolabující hvězdě a produkci paprsků během formování neutronových hvězd .

Jedním z možných vysvětlení této asymetrie je rozsáhlá konvekce nad jádrem. Konvekce může vytvářet variace v lokálním množství prvků, což má za následek nerovnoměrné spalování jader během kolapsu, odskoku a výsledné expanze.

Dalším možným vysvětlením je, že narůstání plynu na centrální neutronovou hvězdu může vytvořit disk, který pohání vysoce směrové paprsky, pohánějící hmotu z hvězdy vysokou rychlostí a způsobující příčné rázy, které hvězdu úplně rozruší. Tyto trysky mohou hrát rozhodující roli ve výsledné supernově. (Podobný model je nyní upřednostňován pro vysvětlení dlouhých záblesků gama záření .)

Počáteční asymetrie byly také potvrzeny u supernov typu Ia pozorováním. Tento výsledek může znamenat, že počáteční svítivost tohoto typu supernovy závisí na úhlu pohledu. Expanze se však postupem času stává symetrickější. Rané asymetrie jsou detekovatelné měřením polarizace vyzařovaného světla.

Energetický výkon

Radioaktivní rozpady niklu-56 a kobaltu-56, které vytvářejí křivku viditelného světla supernovy

Ačkoli jsou supernovy primárně známé jako světelné události, elektromagnetické záření, které uvolňují, je téměř vedlejším účinkem. Zejména v případě supernov zhroucení jádra je emitované elektromagnetické záření malým zlomkem celkové energie uvolněné během události.

Existuje zásadní rozdíl mezi bilancí výroby energie u různých typů supernovy. U detonací trpaslíků typu Ia je většina energie směrována do syntézy těžkých prvků a kinetické energie ejecty. U supernov zhroucení jádra je drtivá většina energie směrována do neutrinové emise, a zatímco část z toho zjevně pohání pozorovanou destrukci, 99% + neutrin uniká z hvězdy během několika prvních minut po začátku zhroucení.

Supernovy typu Ia získávají svou energii z uprchlé jaderné fúze bílého trpaslíka uhlík-kyslík. Podrobnosti o energetice stále nejsou plně pochopeny, ale konečným výsledkem je vyvržení celé hmoty původní hvězdy při vysoké kinetické energii. Přibližně polovina sluneční hmoty z této hmoty je Ni generovaných při spalování křemíku . Ni je radioaktivní a rozkládá do Co od beta navíc rozpadu (s poločasem šesti dnů) a záření gama. Samotné se rozpadá cestou beta plus ( pozitron ) s poločasem 77 dnů na stabilní Fe. Tyto dva procesy jsou odpovědné za elektromagnetické záření ze supernov typu Ia. V kombinaci s měnící se průhledností vyvrženého materiálu vytvářejí rychle klesající světelnou křivku.

Supernovy kolapsu jádra jsou v průměru vizuálně slabší než supernovy typu Ia, ale celková uvolněná energie je mnohem vyšší. U těchto typů supernov se gravitační potenciální energie přeměňuje na kinetickou energii, která stlačí a zhroutí jádro, zpočátku produkující elektronová neutrina z rozpadajících se nukleonů, následovaná všemi příchutěmi tepelných neutrin z přehřátého neutronového hvězdného jádra. Přibližně 1% těchto neutrin se předpokládá, že ukládají dostatek energie do vnějších vrstev hvězdy, aby poháněly výslednou katastrofu, ale opět nelze v současných modelech přesně reprodukovat podrobnosti. Kinetické energie a výtěžky niklu jsou o něco nižší než u supernov typu Ia, tedy nižší vrcholová vizuální svítivost supernov typu II, ale energie z de-ionizace mnoha solárních hmot zbývajícího vodíku může přispět k mnohem pomalejšímu poklesu svítivosti a vytvořit fázi plató pozorovanou u většiny supernov zhroucení jádra.

Energetika supernov

Supernova Přibližná celková energie
10 44 joulů ( nepřítel ) Vyhození Ni
(sluneční hmoty) Neutrinová energie
(nepřítel) Kinetická energie
(nepřítel) Elektromagnetické záření
(nepřítel)
Typ Ia 1.5 0,4 - 0,8 0,1 1.3 - 1.4 ~ 0,01
Sbalení jádra 100 (0,01) - 1 100 1 0,001 - 0,01
Hypernova 100 ~ 1 1-100 1-100 ~ 0,1
Nestabilita párů 5-100 0,5 - 50 nízký? 1-100 0,01 - 0,1

U některých supernov zhroucení jádra pohání úder na černou díru relativistické trysky, které mohou produkovat krátký energetický a směrový výbuch gama paprsků a také přenášet podstatnou další energii do vyhozeného materiálu. Toto je jeden scénář pro výrobu supernov s vysokou svítivostí a je považován za příčinu hypernovae typu Ic a dlouhotrvajících gama záblesků . Pokud jsou relativistické proudy příliš krátké a nedokáží proniknout do hvězdné obálky, může dojít ke vzniku gama záblesku s nízkou svítivostí a supernova může být podsvícená.

Když se supernova objeví uvnitř malého hustého mraku cirkulárního materiálu, vytvoří rázovou vlnu, která může účinně převádět velkou část kinetické energie na elektromagnetické záření. I když byla počáteční energie zcela normální, výsledná supernova bude mít vysokou svítivost a delší dobu trvání, protože se nespoléhá na exponenciální radioaktivní rozpad. Tento typ události může způsobit hypernovy typu IIn.

Ačkoli supernovy párové nestability jsou supernovy s kolapsem jádra se spektry a světelnými křivkami podobnými typu II-P, povaha po kolapsu jádra je spíše podobná typu obřího typu Ia s neutuchající fúzí uhlíku, kyslíku a křemíku. Celková energie uvolněná událostmi s nejvyšší hmotností je srovnatelná s jinými supernovami kolapsu jádra, ale produkce neutrin je považována za velmi nízkou, proto uvolněná kinetická a elektromagnetická energie je velmi vysoká. Jádra těchto hvězd jsou mnohem větší než kterýkoli bílý trpaslík a množství radioaktivního niklu a dalších těžkých prvků vyvržených z jejich jader může být řádově vyšší, s následnou vysokou vizuální svítivostí.

Progenitor

"> V tomto zrychleném umělcově dojmu je ukázána sbírka vzdálených galaxií, příležitostná supernova je vidět. Každá z těchto explodujících hvězd krátce soupeří s jasem hostitelské galaxie.

Typ klasifikace supernov je úzce spjat s typem hvězdy v době kolapsu. Výskyt každého typu supernovy dramaticky závisí na metaličnosti, a tedy na věku hostitelské galaxie.

Supernovy typu Ia jsou vyráběny z bílých trpasličích hvězd v binárních systémech a vyskytují se ve všech typech galaxií . Supernovy kolapsu jádra se vyskytují pouze v galaxiích, které procházejí současnou nebo velmi nedávnou tvorbou hvězd, protože jsou výsledkem krátkodobých hmotných hvězd. Nejčastěji se vyskytují ve spirálách typu Sc , ale také v ramenech jiných spirálních galaxií a v nepravidelných galaxiích , zejména v galaxiích s hvězdným výbojem .

Předpokládá se, že supernovy typu Ib / c a II-L a pravděpodobně většiny supernov typu IIn jsou vyráběny pouze z hvězd, které mají téměř sluneční solární metalitu, což vede k vysokému úbytku hmotnosti z hmotných hvězd, a proto jsou méně časté u starších, více- vzdálené galaxie. Tabulka ukazuje progenitor hlavních typů supernovy kolapsu jádra a přibližné proporce, které byly pozorovány v místním sousedství.

Frakce typů supernov zhroucených v jádře progenitorem

Typ Progenitorová hvězda Zlomek
Ib WC Vlk - Rayet nebo heliová hvězda 9,0%
Ic WO Wolf - Rayet 17,0%
II-P Superobr 55,5%
II-L Supergiant s ochuzeným vodíkovým pláštěm 3,0%
IIn Supergiant v hustém oblaku vypuzeného materiálu (například LBV ) 2,4%
IIb Supergiant s vysoce ochuzeným vodíkem (zbavený společníkem?) 12,1%
IIpec Modrý superobr 1,0%

Existuje celá řada obtíží se sladěním modelovaného a pozorovaného hvězdného vývoje vedoucího ke zhroucení supernov jádra. Červené supergianty jsou předky drtivé většiny supernov zhroucení jádra a tyto byly pozorovány, ale pouze při relativně nízkých hmotnostech a světelnostech, pod asi 18 M , respektive 100 000 L . Většina předků supernov typu II není detekována a musí být podstatně slabší a pravděpodobně méně masivní. Nyní se navrhuje, aby červené supergianty s vyšší hmotností nevybuchly jako supernovy, ale místo toho se vyvinuly zpět k teplejším teplotám. Bylo potvrzeno několik předků supernov typu IIb, a to supergianty K a G plus jeden superobr A. Progenitory žluté supernovy typu IIb nebo LBV jsou navrhovány jako předci pro supernovy typu IIb a téměř všechny supernovy typu IIb dostatečně blízko k pozorování tyto předky vykazovaly.

Izolovaná neutronová hvězda v Malém Magellanově mračnu

Ještě před několika desítkami let se nepokládalo za pravděpodobné, že by explodovaly horké supergianty, ale pozorování ukázala něco jiného. Modré supergianty tvoří neočekávaně vysoký podíl potvrzených předků supernov, částečně kvůli jejich vysoké svítivosti a snadné detekci, zatímco dosud nebyl jednoznačně identifikován jediný předek Wolf-Rayet. Modely měly potíže ukázat, jak modré supergianty ztrácejí dostatek hmoty, aby dosáhly supernovy, aniž by pokročily do jiného vývojového stadia. Jedna studie ukázala možnou cestu ke zhroucení post-červených supergiantních světelných modrých proměnných s nízkou svítivostí, pravděpodobně jako supernova typu IIn. Bylo zjištěno několik příkladů horkých světelných předků supernov typu IIn: SN 2005gya SN 2010jl byly oba zjevně hmotné světelné hvězdy, ale jsou velmi vzdálené; a SN 2009ip měl velmi světelného předka, který pravděpodobně byl LBV , ale je to zvláštní supernova, jejíž přesná povaha je sporná.

Předci supernov typu Ib / c nejsou vůbec pozorováni a omezení jejich možné svítivosti jsou často nižší než omezení známých hvězd WC. Hvězdy WO jsou extrémně vzácné a vizuálně relativně slabé, takže je obtížné říci, zda tito předci chybí nebo je ještě třeba pozorovat. Velmi světelní progenitorové nebyli bezpečně identifikováni, a to navzdory četným supernovám pozorovaným dostatečně blízko na to, aby byli tito progenitorové jasně zobrazeni. Populační modelování ukazuje, že pozorovaný supernovový typ Ib / c lze reprodukovat směsí jednotlivých hmotných hvězd a hvězd ve svléklém obalu z interagujících binárních systémů. Přetrvávající nedostatek jednoznačné detekce předků pro normální supernovy Ib a Ic může být způsoben tím, že většina hmotných hvězd se zhroutí přímo do černé díry bez výbuchu supernovy . Většina z těchto supernov se poté vyrábí z heliových hvězd s nízkou hmotností a nízkou svítivostí v binárních systémech. Malý počet by pocházel z rychle rotujících hmotných hvězd, pravděpodobně odpovídajících vysokoenergetickým událostem Ic-BL, které jsou spojeny s dlouhodobými záblesky gama záření .

Další dopady

Zdroj těžkých prvků

Hlavní články: Stellar nucleosynthesis a Supernova nucleosynthesis Periodická tabulka ukazující zdroj každého prvku v mezihvězdném médiu

Supernovy jsou hlavním zdrojem prvků v mezihvězdném prostředí od kyslíku až po rubidium, ačkoli teoretické množství prvků vyprodukovaných nebo pozorovaných ve spektrech se významně liší v závislosti na různých typech supernov. Supernovy typu Ia produkují hlavně křemík a prvky s vrcholem železa, kovy, jako je nikl a železo. Supernovy s kolapsem jádra vylučují mnohem menší množství prvků s vrcholem železa než supernovy typu Ia, ale větší množství lehkých alfa prvků, jako je kyslík a neon, a prvků těžších než zinek. To platí zejména u supernov zachycujících elektrony. Převážná část materiálu vyvrženého supernovami typu II je vodík a hélium. Těžké prvky jsou produkovány: jadernou fúzí pro jádra do S; přesmyk křemíkové fotodisintegrace a kvazibalibrium během hoření křemíku pro jádra mezi Ar a Ni; a rychlé zachycení neutronů ( r-proces ) během kolapsu supernovy pro prvky těžší než železo. R-proces produkuje vysoce nestabilní jádra , které jsou bohaté na neutrony a že se rychle rozpadu betado stabilnějších forem. V supernovách jsou reakce r-procesu zodpovědné za přibližně polovinu všech izotopů prvků mimo železo ačkoli sloučení neutronových hvězd může být hlavním astrofyzikálním zdrojem pro mnoho z těchto prvků.

V moderním vesmíru jsou hvězdy staré asymptotické obří větve (AGB) dominantním zdrojem prachu z prvků s-procesu , oxidů a uhlíku. Avšak v raném vesmíru, dříve než se vytvořily hvězdy AGB, mohly být hlavním zdrojem prachu supernovy.

Role ve hvězdné evoluci

Hlavní článek: zbytek supernovy

Zbytky mnoha supernov se skládají z kompaktního objektu a rychle se rozšiřující rázové vlny materiálu. Tento oblak materiálu zametá okolní mezihvězdné médium během fáze volné expanze, která může trvat až dvě století. Vlna pak postupně prochází obdobím adiabatické expanze a bude pomalu ochlazovat a mísit se s okolním mezihvězdným médiem po dobu asi 10 000 let.

Zbytek N 63A po supernově leží ve shlukové oblasti plynu a prachu ve Velkém Magellanově mračnu

Velký třesk vyrábí vodík , helium a stopy lithia , zatímco všechny těžší prvky jsou syntetizovány v hvězdy a supernovae. Supernovy mají tendenci obohacovat okolní mezihvězdné médium o jiné prvky než vodík a hélium, které astronomové obvykle označují jako " kovy ".

Tyto injektované prvky nakonec obohacují molekulární mračna, která jsou místem vzniku hvězd. Každá hvězdná generace má tedy mírně odlišné složení, od téměř čisté směsi vodíku a helia po složení bohatší na kovy. Supernovy jsou dominantním mechanismem pro distribuci těchto těžších prvků, které se formují ve hvězdě během období jaderné fúze. Různá množství prvků v materiálu, který tvoří hvězdu, mají důležitý vliv na život hvězdy a mohou rozhodujícím způsobem ovlivnit možnost obíhat planety .

Kinetická energie z rozšiřující supernovy může vyvolat vznik hvězd stlačením okolí, husté molekulární mraky ve vesmíru. Zvýšení turbulentního tlaku může také zabránit vzniku hvězd, pokud mrak není schopen ztratit přebytečnou energii

Důkazy z dceřiných produktů krátkotrvajících radioaktivních izotopů ukazují, že blízká supernova pomohla určit složení sluneční soustavy před 4,5 miliardami let a mohla dokonce spustit vznik této soustavy.

Dne 1. června 2020 astronomové oznámili zúžení zdroje Fast Radio Bursts (FRB), který nyní může věrohodně zahrnovat " fúze kompaktních objektů a magnetary vznikající z normálních zhroucení supernov".

Kosmické paprsky

Předpokládá se, že zbytky supernovy urychlují velkou část primárních galaktických kosmických paprsků , ale přímé důkazy o produkci kosmického záření byly nalezeny pouze u malého počtu zbytků. Gama paprsky z pion- rozpadu byly detekovány ze zbytků supernovy IC 443 a W44. Ty se vytvářejí, když zrychlené protony z SNR dopadají na mezihvězdný materiál.

Gravitační vlny

Supernovae jsou potenciálně silné galaktičtí zdroje gravitačních vln , ale žádný z nich dosud detekovány. Jediné dosud zjištěné gravitační vlny jsou ze sloučení černých děr a neutronových hvězd, pravděpodobných zbytků supernov.

Vliv na Zemi

Hlavní článek: Blízko Země supernova

Téměř Earth supernova je supernova dost blízko k Zemi mít citelný vliv na jeho biosféry . V závislosti na typu a energii supernovy by to mohlo být až 3000 světelných let daleko. V roce 1996 se předpokládalo, že na Zemi mohou být detekovatelné stopy minulých supernov ve formě kovových izotopových podpisů ve vrstvách hornin . Obohacení železem 60 bylo později hlášeno v hlubinných horninách Tichého oceánu .V roce 2009 byly v antarktickém ledu nalezeny zvýšené hladiny dusičnanových iontů, které se shodovaly se supernovami 1006 a 1054. Gama paprsky z těchto supernov mohly zvýšit hladinu oxidů dusíku, které se zachytily v ledu.

Supernovy typu Ia jsou považovány za potenciálně nejnebezpečnější, pokud se vyskytují dostatečně blízko Země. Protože tyto supernovy vznikají z matných, běžných bílých trpasličích hvězd v binárních systémech, je pravděpodobné, že supernova, která může ovlivnit Zemi, se bude vyskytovat nepředvídatelně a ve hvězdném systému, který není dobře studován. Nejbližší známý kandidát je IK Pegasi (viz níže). Nedávné odhady předpovídají, že supernova typu II by musela být blíže než osm parseků (26 světelných let), aby zničila polovinu ozonové vrstvy Země, a neexistují žádní takoví kandidáti blíž než 500 světelných let.

Kandidáti na Mléčnou dráhu

Hlavní článek: Seznam kandidátů na supernovy Mlhovina kolem Vlk-Rayetova hvězda WR124, který se nachází ve vzdálenosti asi 21000 světelných let

Další supernova v Mléčné dráze bude pravděpodobně detekovatelná, i když k ní dojde na opačné straně galaxie. Je pravděpodobné, že bude způsobeno zhroucením nepozorovatelného červeného velikána a je velmi pravděpodobné, že již bude katalogizován v infračervených průzkumech, jako je 2MASS. Existuje menší šance, že další supernova kolapsu jádra bude produkována jiným typem hmotné hvězdy, jako je žlutá hyperobr, světelná modrá proměnná nebo Vlk - Rayet. Šance na to, že další supernova bude typem Ia produkovaným bílým trpaslíkem, se počítá asi na třetinu šancí na supernovu s kolapsem jádra. Mělo by to být znovu pozorovatelné, ať se vyskytne kdekoli, ale je méně pravděpodobné, že by předek někdy byl pozorován. Není ani přesně známo, jak vypadá systém progenitorů typu Ia, a je obtížné je detekovat nad rámec několika parseků. Celková rychlost supernov v naší galaxii se odhaduje na 2 až 12 za století, ačkoli jsme ji ve skutečnosti několik století nepozorovali.

Statisticky je pravděpodobné, že příští supernova bude vyrobena z jinak nepostřehnutelného červeného superobra, ale je těžké určit, kteří z těchto supergiantů jsou v závěrečných fázích fúze těžkých prvků ve svých jádrech a kterým zbývají miliony let. Nejmohutnější červení supergianti vrhli svoji atmosféru a vyvinuli se na hvězdy Wolf-Rayet, než se jejich jádra zhroutila. Všechny hvězdy Wolf - Rayet končí svůj život z fáze Wolf - Rayet zhruba za milion let, ale opět je těžké identifikovat ty, které jsou nejblíže zhroucení jádra. Očekává se, že jednou třídou, která nebude explodovat déle než několik tisíc let, jsou hvězdy WO Wolf - Rayet, o nichž je známo, že vyčerpaly své jádro hélia. Je známo pouze osm z nich a pouze čtyři z nich jsou v Mléčné dráze.

Jako možné kandidáty na zhroucení jádra byla identifikována řada blízkých nebo dobře známých hvězd: červené supergianty Antares a Betelgeuse ; žlutý hyperobr Rho Cassiopeiae ;světelná modrá proměnná Eta Carinae , která již vytvořila podvodníka supernovy ; a nejjasnější složka, hvězda Wolf-Rayet , v systému Regor nebo Gamma Velorum . Jiní si získali proslulost, jak je to možné, i když to není příliš pravděpodobné, progenitory záblesku gama; například WR 104 .

Identifikace kandidátů na supernovu typu Ia je mnohem spekulativnější. Jakýkoli binární soubor s narůstajícím bílým trpaslíkem by mohl vytvořit supernovu, přestože přesný mechanismus a časový rámec jsou stále diskutovány. Tyto systémy jsou slabé a obtížně identifikovatelné, ale nové a opakující se nové jsou takové systémy, které se pohodlně inzerují. Jedním z příkladů je U Scorpii . Nejbližším známým kandidátem na supernovu typu Ia je IK Pegasi (HR 8210), který se nachází ve vzdálenosti 150 světelných let, ale pozorování naznačují, že bude trvat několik milionů let, než bílý trpaslík dokáže nabrat požadované kritické množství stát se supernovou typu Ia.