Свръхнова

от Уикипедия, свободната енциклопедия
Направо към: навигация, търсене
Супернова пренасочва насам. За филма от 2000 г. вижте Супернова (филм).

Остатък от свръхновата на Кеплер.
Свърхнова,заснета от космическият телескоп Хъбъл

В астрономията, свръхнова се отнася до няколко вида звездни експлозии, пораждащи изключително ярки обекти, които постепенно избледняват в течение на няколко седмици или месеци.

Възникване[редактиране | edit source]

Съществуват два начина за пораждане на свръхнова:

В двата типа експлозията изхвърля по-голямата част от материала на звездата в околното пространство с голяма скорост, пораждайки ударна вълна, която впоследствие формира видимия остатък от свръхновата. Известен остатък от свръхнова е SN 1604, чиято снимка е видна отдясно.

Експлозиите на свръхнови са източник на практически всички елементи във Вселената, по-тежки от кислорода и са единственият източник на елементи по-тежки от желязото. Експлозиите изхвърлят тези тежки елементи в междузвездното пространство, обогатявайки с нови елементи и сгъстявайки газовите облаци, които впоследствие образуват нови звезди. Химичният състав на Слънчевата система също включва примеси от предишни свръхнови, за някои от които се счита че директно са повлияли върху възможностите за развитие на живот на Земята.

„Нова“ (от латински) отразява внезапното появяване на нова ярка звезда на небосвода. Представката „свръх“ се използва за разграничаване от звезди чиято яркост понякога нараства чрез съществено отличаващи се механизми от свръхновата, но в много по-малка степен. Свръхновата всъщност не е нова звезда, а е по-скоро аналогична на края на съществуването на звездата (или бялото джудже).

Класификация[редактиране | edit source]

Свръхновите биват разделяни на два класа според техните спектрални линии (виж "Оптически спектри на свръхновите" от Филипенко (Годишен преглед на астрономията и Астрофизиката, Брой 35, 1997, страница 309-355) за подробно описание).

При установено наличие на водород свръхновата попада в Тип II, а в противен случай — в Тип I. Освен главните типове са налични и подтипове в зависимот от наличието на допълнителни спектрални линии и кривата на блясъка.

Обобщение[редактиране | edit source]

Тип I
Отсъствие на водород (Линия на Балмър)
Тип Ia
Линия на силиций II на дължина на вълната 615,0 nm
Тип Ib
Линия на хелий I на 587,6 nm
Тип Ic
Слаби или отсъстващи линии на хелия
Тип II
Има линии на водорода
Тип II-P
„Плато“ на кривата на блясъка
Тип II-L
Линейна крива на блясъка

Тип Ia[редактиране | edit source]

Остатък от свръхновата 1987A

При тип Ia супернови няма наличен хелий и водород, за сметка на поглъщащите линии на силиция. Теорията за произхода на тези свръхнови намираща най-широк прием е че те са резултат от натрупването на маса (акреция) върху повърхността на изградено предимно от въглерод и кислород бяло джудже в двойна система. Гравитация на джуджето прихваща материал от другата звезда (най-често червен гигант) до преминаването на границата на Чандрасекар.

Увеличаването на налягането повишава температурата в центъра на бялото джудже. В определен момент температурата става достатъчно висока, за да предизвика реакция на термоядрен синтез. Нейния фронт се разпространява дефлаграционно. „Пламъкът“ на фронта се разпространява с нарастваща скорост вследствие на нестабилността на Рейлей-Тейлър и взаимодействие с турболентността. Счита се че в определен момент фронта започва да се разпространява детонационно.

Общата енергия отделена при термоядрената реакция е около 1044 J, която причинава мащабна експлозия и поражда шокова вълна от материал движещ се със скорост над 10 000 km/s, както и значително повишаване на видимата величина. Енергията отделена при тип Ia супернова е най-голямата измежду всички видове свръхнови. Най-далечният наблюдаван обект (с изключение на галактиките) е тип Ia супернова.

Механизмът на акреция предполага, че бялото джудже натрупва маса (главно от водород или хелий по повърхността си) бавно и слоя от леки елементи се нагрява от гравитационното свиване. В резултат от нагряването настъпват периодични „запалвания“ на материала на повърхността, без това да предизвика цялостна експлозия. Такова термоядренно запалване отделя по-малко енергия и се нарича избухване на нова звезда. Част от продуктите на горенето остават върху джуджето и увеличават масата му. Възможно е след няколко такива запалвания (които настъпват средно през 50-100 години) джуджето да натрупа достатъчно въглерод и кислород за да увеличи масата си над границата на Чандрасекар и да избухне. Все още няма наблюдаван такъв преход.

Свръхновите от тип Ia имат крива на блясъка (зависимост на блясъка от времето) при която близо до максимална яркост спектърът им съдържа линии на елементи по атомно тегло разположени между кислорода и калция, които са основните изграждащи елементи на външните слоеве на звездата. Месеци след експлозията когато външните слоеве са се раздули до такава степен че са прозрачни, спектърът бива наситен със светлина от материал в близкост до ядрото на звездата: тежки елементи синтезирани по време на експлозията — най-вече елементи от групата на желязото. Радиоактивният разпад на никел-56 през кобалт-56 в желязо-56 отделя високоенергийни протони.

За разлика от другите видове свръхнови, тип Ia свръхновите се наблюдават във всички видове галактики, дори в елиптичните, като липсват и определени райони на звездна формация в който да се наблюдават по-често както с другите типове.

Сходството на формата на профилите на яркостта на всички известни тип Ia свръхнови е довело до тяхното използване в качеството на стандартни свещи на галактическата астрономия. Все още не са установени точните причини за това сходство. В края на 90 те години на 20 век при наблюдения на тип Ia свръхнови беше установено че Вселената се разширява с ускоряващо се темпо.

Тип Ib и Ic[редактиране | edit source]

В началите фази на свръхнови от типове Ib и Ic в спектрите отсъстват линии на водород и поглъщащи линии на силиция на 615 nanometers. За разлика от свръхновите от тип Ia, при Ib и Ic звездата е загубила по-голямта част от външните си слоеве вследствие на интензивен слънчев вятър и/или гравитационни въздействия с другата звезда от двойна звездна система (ако звездата е двойна). За сврънхновите от тип Ib се счита че са резултат от сгъстяване на звезда на Волф-Райе

Тип II[редактиране | edit source]

Звезди значително по-масивни от Слънцето еволюират по значително по-сложен начин. В ядрото на Слънцето всяка секунда 589 милиона тона водород се превръщат в 584 милиона тона хелий чрез термоядрена реакция на сливане. Липсващите приблизително 4,26 милиона тона материя всъщност се превръщат в чиста енергия по закона на Айнщайн E=mc^2 която бива излъчвана в околното пространство.

Полученият хелий се натрупва в ядрото, и докато звездата има достатъчно запас от водород нейната температура не е достатъчно висока за да предизвика термоядрена реакция на сливане на хелия. Впоследствие обаче звездата изчерпва наличния водород в ядрото си, термоядрените реакции отслабват и звезда започва да се свива под действието на собствената си гравитация. Сгъстяването води до повишаване на температурата, достатъчно за преминаване към следващият, сравнитено по-кратък период (по малко от 10%) от общия живот на звездата през който хелият се превръща във въглерод.

Ако звездата има маса по-малка от около 10 слънчеви маси, тя не е достатъчно масивна за да позволи превръщане на въглерода в други елементи, и той се натрупва в ядрото ѝ. Термоядрените процеси постепенно затихват, плътността на ядрото се повишава значително и звездата се превръща в бяло джудже. От своя страна белите джуджета могат да избухнат като тип Ia свръхнови.

При по-масивна звезда гравитацията е достатъчно голяма за да сгъсти материала достатъчно за да могат да протекат реакции превръщащи въглерод в по-тежки елементи. В ядрото на такава звезда подобно на глава лук се обособяват слоеве от химически елементи с нарастваща атомна маса по посока на центъра. За такава звезда е характерна нестабилността на отделянето на енергия, като ядрото периодично се свива и сгъстява след изчерпване на запаса на даден елемент, докато достигне температура достатъчна за реакцията на следващия по-тежък елемент, след което се раздува поради интензивното протичане на реакциите. Такива звезди биват наричани променливи. Всеки пореден цикъл на разширение и свиване води до загуба на част от най-външните слоеве на звездата в междузвездното пространство.

С нарастването на атомната маса на елементите участващи в термоядрения синтез, като цяло намалява отделената енергия, тъй като ядрата на по-тежките елементи (но не по-тежки от желязото) имат по-висока свързваща енергия, която ги прави по-стабилни в енергиен план от леките елементи.

Елементът с най-висока свързваща енергия е желязото (Fe). Този елемент се явява своеобразна преграда за понататъшното протичане на ядрените реакции на разпад в посока към по-леките елементи и термоядрените реакции на синтез в посока към по-тежките.

За типична масивна звезда са характерни следните слоеве на протичане на термоядрените реакции: водород в хелий по протонната верига, хелий във въглерод по тройния алфа процес, въглерод и хелий в кислород, кислород в неон, неон в магнезий, магнезий в силиций и силиций в желязо. В самият център на звездата желязото се натрупва и поради гореспоменатите причини не участва в по-нататъшни реакции.

Желязното ядро се намира под огромно налягане под действието на гравитацията на външните слоеве. Тъй като в него не протичат термоядрени реакции то не може да бъде поддържано в равновесие от плазменото налягане, а е поддържано от електронното налягане по принципа на Паули. Ако масата на желязното ядро надхвърли границата на Чандрасекар то понататъшното свиване е неизбежно и електоните в ядрото се сливат с протоните, образувайки плътен обект наречен неутронна звезда, съставен единствено от неутрони. В процеса на сливане се отделя интензивно гама лъчение което разгражда част от железните ядра във 13 хелиеви и 4 неутрона по процеса на фотодисасоциация. Този процес е ендотермичен.

При сливането на един електрон и протон се образува неутрон и се отделя неутрино, което отнася част от освободената енергия, ускорявайки по-нататъшното сгъстяване на ядрото. То приключва със сгъстяването си за време от порядъка на няколко хилядни от секундата, толкова бързо че се отделя от външните слоеве на звездата, които се сгъстяват по-бавно. Така ядрото на звездата придобива плътността на неутрон, въпреки че може да има размери от няколко километра в диаметър. Един кубичен сантиметър от такъв материал би тежал няколко милиарда тона. Ядрото е поддържано срещу действието на гравитацията от неутронното налягане по принципа на Паули, при пъвроначалното си сгъстяване е подминало точката на равновесие и е преминава през серия осцилации, които създават ударни вълни, сблъскващи се сгъстяващия се върху ядрото материал от въшните слоеве, докато най накрая то не се установи в равновесното си положение.

Ако ядрото обаче е по-масивно от около 10 слънчеви маси, дори неутронното налягане не е способно да противодейства на сгъстяването под действието на гравитацията и неутронната звезда се превръща в черна дупка. Някои учени считат че съществува междинна фаза наречена кваркова звезда, при която липсват елементарни частици, а материята се намира по формата на кварки.

Неутронната звезда е толкова плътна, че единствено неутринотата са способни да преодолеят нейната гравитация. По-голямата част от гравитационната потенциална енергия на звездата се превръща в поток от неутрино с продължителност от около 10 секунди при който се отделят до 1046 джаула. От тази енергия около 1044 J бива погълната от звездата. Типичната енергия на една частица след експлозията на свръхновата е от 1 до 150 пикоджаула (десетки GeV). Неутринота породени от свръхнова са регистрирани при Свръхнова 1987A, потвърждавайки верността на теоретичните модели.

По време на свръхновата, взаимодействията между неутринотата и другите елементарни частици е предимно чрез добре разработеното теоретически електрослабото взаимодействие, за разлика от тези между протоните и неутроните, които са предимно чрез по-малко познатото силно взаимодействие.

Главният неразрешен проблем на свръхновите от тип II, се състои в начина на прехвърляне на енергия между неутринотата и останалата част от звездата, посредством което се образува ударната вълна на експлозията. Счита се че около 1% от общата енергия е необходимо да се отдаде от неутринотата, но дори тази малка част поражда проблеми в теоретичен план. През 90-те години е разработен модела на конвекционното преобръщане, който описва конвекция на неутринота или на сгъстяваща се материя от външните слоеве на звездата.

Елементи по-тежки от желязото се формират по време на експлозията посредством прихващане на неутрони и последващ радиоактивен разпад към елемент с по-голям пореден номер в периодичната система. В междузвездното пространство под налягането на неутринотата бива разпръснат материал обогатен на тежки елементи в по-голяма степен отколкото първоначалния състав на облакът от газ и прах дал начало на звездата.

Неутриновата физика описвана от стандартния модел и хидродинамиката играят ключова роля за разбирането на процесите протичащи при избухване на една свръхнова. Успешно биват приложени компютърни модели на свръхнови от тип II, но от първата секунда след експлозията нататък. Процесите в първата секунда на взрива все още не са описани с нужната точност. Учените могат успешно да предскажат типът на елементите получение от свръхновата и очакваната крива на блясъка.

Тип II свръхнови могат да бъдат разделени на класове в зависимост от кривите им на блясъка. При тип II-P свръхнови се наблюдава „плато“ на кривата, докато при тип II-L величината намалява линейно (яркостта намалява експоненциално). Смята се че свръхновите от тип II-P имат значителна външна обвивка от водород която превръща значителна част от гама лъчението на експлозията във видима светлина, докато тип II-L нямат такава обвивка.

Свръхновите могат също да бъдат разделени според вида на техния спектър. При повечето свръхнови от тип II се наблюдават широки линии на излъчване издаващи голямата скорост на раздуване на ударната вълна, докато малка част имат определени тесни линии за които се счита че са породени от взаимодействията на ударната вълна с околозвезден материал. Такива свръхнови с тесни линии се наричат тип IIn.

Някои свръхнови като SN 1987K и 1993J променят типа си: първоначално се наблюдават линии на водород, но след няколко седмици до няколко месеца те отстъпват място на хелиеви линии. Типът IIb се използва за означаване на свръхнови със черти, принадлежащи на класовете II и Ib. Такива експлозии вероятно са породени от масивни звезди изгубили повечето, но не цялото количество водород във външните си слоеве. След разширяване на фронта на експлозията водородният слой изтънява и става прозрачен.

Спекулира се че някои от най-големите зведи могат да избухнат в хипернова, превръщайки ядрото си направо в черна дупка. При този процес два потока от високоенергийна плазма се отделят от полюсите на звездата със скорост почти равна на тази на светлината. Тези потоци отделят интензивно гама лъчение и са едни от „заподозрените“ явления обясняващи избухванията на гама лъчи.

Именуване на свръхнови[редактиране | edit source]

Новооткритите свръхнови биват докладвани на Международния астрономически съюз в централното бюро за астрономически телеграми. Бюрото оповестява името, което се състои от годината на откриване и означение от една или две букви. На първите 26 свръхнови за една календарна година биват давани последователно латинските букви от A до Z, а в случай на повече от 26 означенията се продължават с AA, AB и така нататък.

Известни свръхнови[редактиране | edit source]

Ракообразната мъглявина е разширяващ се облак от газ породен от експлозията на свръхновата наблюдавана през 1054 г.

Свръхновата от 1604 г. е използвана от Галилео Галилей за оборването на Аристотеловата догма, че небосводът никога не се променя.

Роля на свръхновите в звездната еволюция[редактиране | edit source]

Свръхновите обогатяват междузвездното пространство с метали (астрономите наричат метали всички елементи по-тежки от хелий). По този начин всяко следващо поколение звезди има различен състав спрямо по-ранните. Наличието на тежки елементи влияе значително върху наличието и вида на планетните системи, които биват образувани около дадена звезда.

Виж още[редактиране | edit source]

Външни препратки[редактиране | edit source]