Supernove su eksplozije masivnih
zvezda, retki događaji koji
oslobađaju ogromnu količinu energije tokom vise meseci i koji su
posmatrani jos u antičko doba. Počev od 1930. godine,
sistematsko posmatranje stotina supernovih u udaljenim
galaksijama, posebno ono koje je vrsio F. Cviki, omogućilo je
bolje razumevanje njihovog svojstva, kao i mehanizma njihove
eksplozije. Godine 1987. pojava jedne supernove u Velikom
Magelanovom oblaku u velikoj meri je potvrdila teorije o
eksploziji masivnih zvezda, ali i pokazala mnogo neslućene
strane fenomena -
supernova.
Vrste
supernova
Po spektralnim osobinama supernove su razvrstane u dve glavne
kategorije: tip I (SNI) i tip II (SNII). Spektri SNII imaju
apsorpcione linije karakteristične za vodonik, sto nije slučaj
kod SNI, tipa I supernove. Inače, klasa SNI je i sama podeljena
na:
(koju odlikuje jaka linija Si),
(bez
Si, ali sa jakim linijama He) i
(s linijama Ca, Fe i drugih posredno nastalih
elemenata). Ove spektralne osobine pokazuju se tokom prvih
nedelja nakon eksplozije. Nekoliko meseci kasnije dolazi do
prelaza ovih apsorpcionih linija (nastalih u neprozračnoj
atmosferi) u emisione linije (nastalih u sredini koja je
uglavnom prozračna za zračenje), tada npr. SNIa pokazuju
emisione linije elemenata u oblasti gvozđa (Fe, Co, itd.). Taj
prelaz apsorpcionih u emisione linije karakterističan je za
atmosferu koja se siri i sve vise razređuje. Spektralni profil
tih linija nam omogućava da merimo brzinu sirenja (Vexp
~ 5000 - 10000 Km/s za SNII i ~ 15000 - 20000 Km/s za SNIa).
Supernove odlikuje i njihova
kriva sjaja (varijacija luminozne emisije sa
vremenom). Supernove tipa SNIa imaju vrlo tipične krive sjaja,
sa brzim rastom posle eksplozije, istu maksimalnu luminoznost
(1036
J/s, 10 milijardi puta veća od maksimalne luminoznosti Sunca) i
pravilan i brz prvi period preiod opadanja (na polovinu za dve
nedelje1), praćen periodom sporijeg opadanja (na
polovinu svakih 11 nedelja1). Maksimum
luminoznosti drugih dipova supernova je 5 do 10 puta manji1 od
maksimuma SNIa, dok im se krive sjaja znatno razlikuju. Tokom
meseci nakon eksplozije supernova SNIa izrači ukupno ~ 1042 J ,
sto je samo 1 procenat od ukupne energije. Ostalih 99% se
oslobađa u obliku kinetičke energije, s tim sto jedan deo
energije odnose i neutrini. Procenti se mogu primeniti i na SNII
tip supernove, kod koje je ukupna energija ~ 1046 J.
Gravitacione
supernove
Gravitacionim supernovama se naziva većina supernovih, dok se one tipa
SNIa nazivaju
termonuklearnim supernovama.
Kod gravitacionih supernova, mehanizam eksplozije stupa u pogon
kad se njeno jezgro, sfera poluprečnika ~4000 km1 i mase ~ 1-2 mase Sunca, pretvori u gvozđe. Uprkos njenoj velikoj
gustini (~1011kg/m3), degenerisani gas ultrarelativističkih elektrona ne moze da
podnese tezinu jezgra koje implodira u deliću sekunde.
Unutrasnji deo sfere, koji sadrzi ~ 0,8 mase Sunca, urusava se u
komadu, dok ostatak sledi sa
mali zakasnjenjem. Kad gustina dostigne 1013
kg/m3, jezgra atoma zahvataju elektrone, pri čemu se sa protonima
transformisu u neutrone, sto vodi postepenoj neutralizaciji
jezgra. Urusavanje se zaustavlja nakon nekoliko milisekundi, kad
poluprečnika dostigne ~ 30Km, a njegova gustina 1017
kg/m3. Usled izvenredno velikog pritiska degenerisanog nuklearnog gasa
jezgro se ponovo siri i počinje da vibrira. Tako nastaje udarni
talas koji se prostire ka spoljasnjosti, ali on nailazi na svom
putu nailazi na spoljjasnje slojeve gvozđa koji se urusavaju
ogromnom brzinom (~70000 km/s). Pokazuje se da udarni talas
dospeva do zvezdanog omotača sa energijom koja je dovoljna da ga
odbaci u svemir, pod uslovom da gvozdeno jezgro u početku nije
imalo preveliku masu (MFe
<1,2 Ms).
U masivnijim zvezdama, koje imaju veće gvozdeno jezgro, dolazi
do urusavanja jezgra i omotača i obrazovanje crne rupe, jer čak
ni pritisak degenerisanog nuklearnog gasa ne moze da odrzi na
okupu masu vecu od dve mase Sunca.
Eksploziju masivnijih zvezda izaziva drugačiji mehanizam.
Zarobljeni tokom nekoliko sekundi u krajnje gustom jezgru,
neutrini, koji ne tako visokim temperaturama nastaju u izobilju,
na kraju prolaze kroz jezgro. Oko 1058 neutrina odnosi tako gotovo svu energiju
urusavanja (~1046 J) i prolazi kroz zonu u kojoj udarni talas trosi energiju na
podizanje gvozđa koje brzo pada ka centru. Dovoljno je da se
samo ~1% energije neutrina prenese u materiji u toj oblasti da
bi tako osvezen udarni talas dospeo do dna omotača i da bi doslo
do eksplozije. Izgleda da je mehanizam ovakve eksplozije uz
pomoć neutrina jedini kadar da izazove eksploziju zvezda
masivnijih od 15 masa Sunca.
Udarni talas pogađa dno zvezdanog omotača desetak sekundi nakon
napustanja jezgra, podize ga i baca u svemir. Sledeći slojevi
koji sačinjavaju jezgro naglo se zagrevaju do temperatura od
vise milijardi. Tokom tih nekoliko sekundi,
eksplozivna nukleosinteza
menja hemijski sastav slojeva proizvodeći manje
stabilna jezgra od onih koje je zvezda ranije sintetisala.
Među tim jezgrima posebno treba istaći prisustvo
28Ni56, radiaktivnog jezgra nastalog u silicijumovom
sloju, na dnu zvezdanog omotača.
Udarni talas stize do povrsine zvezde za nekoliko sati ili
nekoliko dana nakon urusavanja jezgra (u zavisnosti od veličine
omotača, koja zavisi od prethodnog gubitka mase). Povrsinski
slojevi zagrevaju se do stotinak hiljada stepeni i tada
eksplozija postaje vidljiva za spoljnji svet usled snaznog
bljeska X i UV zraka koji su sjajni kao deset hiljada sunaca.
Dalja evolucija luminoznosti supernove zavisiće od odnosa njenog
sirenja (koje povećava emisionu povrsinu, 4pR2) i njenog hlađenja (koje smanjuje snagu
izračenu po jedinici povrsine, σT4). Na kraju preovladava hlađenje, ali neminovno
smanjivanje luminoznosti moze kasniti usle uplitanja tzv.
»spore« energije - reč je o radioaktivnosti nestabilnih jezgara
nastalih u eksploziji poput
27Co56
koji je nastao brzim raspadanjem
28Ni56. Raspadanje samog
27Co56 u
26Fe56 tokom preioda od oko 11 nedelja polako
oslobađa energiju koja zagreva ostatke supernov, sto potpuno
objasnjava pravilno opadanje krivih sjaja kod SNII tokom vise
meseci nakon eksplozije.
Mehanizam eksplozije je kod SNIb i SNIc u sustini isti kao i za
prethodni,SNII, - reč je o urusavanju gvozdenog jezgra masivne
zvezde.Raznovrsnost njihovih spektara i krivih sjaja pripisuje
se različitim svojstvima njihovih omotača. Zvezde koje svoj
zivot zavrsavaju eksplozijom supernove tipa II sačuvale su svoj
prosireni omotač od vodonika, dok su ga one sa tipom SNIb i SNIc
izgubile, čime se objasnjava prisustvo teskih elemenata u
njihovim spektrima. Taj gubitak omotača je izazvan ili jakim
zvezdanim vertom (Volf-Rajeove zvezde) ili privlačnim dejstvom
druge komponente u paru (u slučaju tesno dvojnih sistema zvezda).
Eksplozije masivnih vezda ostavljaju na mestu urusenog gvozdenog
omotača jedan izuzetno kompaktan ostatak:
neutronsku zvezdu
ili
crnu rupu, u zavisnosti od svoje mase. (Tabela 1.)
Početna masa Končan objekat na kraju
(u masama Sunca) zivota zvezde |
<0,01 Planeta
0,01 - 0,084 Braon patuljak
0,084 - 0,25 Beli patuljak ugl. od He
0,25 - 8-10 Beli patuljak ugl. od C i O
8-10 - 12 Beli patuljak ugl. od O,Ne,Mg
12 - 40 Supernova, neutronska zvezda
>40 Supernova, crna rupa |
Tabela 1: Zvezde gube veliki deo svoje mase i
zavrsavaju svoj zivot. U
zavisnosti od početne mase i gubitka mase, dati su
objekti na kraju
zivota zvezde |
|