| Pomračenje sunca| Asteroidi | Zvijezde |
 Dobrodošli

Osnovno o ...
- Crveni djinovi
- Smedji patuljci
- Supernova

- Galerija
- Kviz

Supernova


 

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

 

Vrhovac Borislav & Čegar Marko