1  2  3  4  5  6  7  8  9  10  11  12  13  14 15 16 17 18  >

9. Supernove

Supernove su eksplozije masivnih zvezda, retki događaji koji oslobađaju ogromnu količinu energije tokom više meseci i koji su posmatrani još u antičko doba. Počev od 1930. godine, sistematsko posmatranje stotina supernovih u udaljenim galaksijama, posebno ono koje je vršio 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.

9.1 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, što nije slučaj kod SNI, tipa I supernove. Inače, klasa SNI je i sama podeljena na: SNIa (koju odlikuje jaka linija Si), SNIb (bez Si, ali sa jakim linijama He) i SNIc (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 gvožđa (Fe, Co, itd.). Taj prelaz apsorpcionih u emisione linije karakterističan je za atmosferu koja se širi i sve više razređuje. Spektralni profil tih linija nam omogućava da merimo brzinu širenja (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 , što je samo 1 procenat od ukupne energije. Ostalih 99% se oslobađa u obliku kinetičke energije, s tim što jedan deo energije odnose i neutrini. Procenti se mogu primeniti i na SNII tip supernove, kod koje je ukupna energija ~ 1046 J.

9.2 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 gvožđe. Uprkos njenoj velikoj gustini (~1011kg/m3), degenerisani gas ultrarelativističkih elektrona ne može da podnese težinu jezgra koje implodira u deliću sekunde. Unutrašnji deo sfere, koji sadrži ~ 0,8 mase Sunca, urušava se u komadu, dok ostatak sledi sa mali zakašnjenjem. Kad gustina dostigne 1013 kg/m3, jezgra atoma zahvataju elektrone, pri čemu se sa protonima transformišu u neutrone, što vodi postepenoj neutralizaciji jezgra. Urušavanje 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 širi i počinje da vibrira. Tako nastaje udarni talas koji se prostire ka spoljašnjosti, ali on nailazi na svom putu nailazi na spoljjašnje slojeve gvožđa koji se urušavaju 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 urušavanja jezgra i omotača i obrazovanje crne rupe, jer čak ni pritisak degenerisanog nuklearnog gasa ne može da održi 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 urušavanja (~1046 J) i prolazi kroz zonu u kojoj udarni talas troši energiju na podizanje gvožđa koje brzo pada ka centru. Dovoljno je da se samo ~1% energije neutrina prenese u materiji u toj oblasti da bi tako osvežen udarni talas dospeo do dna omotača i da bi došlo 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 napuštanja jezgra, podiže ga i baca u svemir. Sledeći slojevi koji sačinjavaju jezgro naglo se zagrevaju do temperatura od više 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 stiže do površine zvezde za nekoliko sati ili nekoliko dana nakon urušavanja jezgra (u zavisnosti od veličine omotača, koja zavisi od prethodnog gubitka mase). Površinski slojevi zagrevaju se do stotinak hiljada stepeni i tada eksplozija postaje vidljiva za spoljnji svet usled snažnog bljeska X i UV zraka koji su sjajni kao deset hiljada sunaca. Dalja evolucija luminoznosti supernove zavisiće od odnosa njenog širenja (koje povećava emisionu površinu, 4pR2) i njenog hlađenja (koje smanjuje snagu izračenu po jedinici površine, σT4). Na kraju preovladava hlađenje, ali neminovno smanjivanje luminoznosti može 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, što potpuno objašnjava pravilno opadanje krivih sjaja kod SNII tokom više meseci nakon eksplozije.

Mehanizam eksplozije je kod SNIb i SNIc u suštini isti kao i za prethodni,SNII, - reč je o urušavanju gvozdenog jezgra masivne zvezde.Raznovrsnost njihovih spektara i krivih sjaja pripisuje se različitim svojstvima njihovih omotača. Zvezde koje svoj život završavaju eksplozijom supernove tipa II sačuvale su svoj prošireni omotač od vodonika, dok su ga one sa tipom SNIb i SNIc izgubile, čime se objašnjava prisustvo teških 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 urušenog gvozdenog omotača jedan izuzetno kompaktan ostatak: neutronsku zvezdu ili crnu rupu, u zavisnosti od svoje mase. (Tabela 1.)

9.3 Termonuklearne supernove

Za razliku od grvitacionih supernovih, mehanizam termonuklearnih supernovih umnogome zavisi od prethodne istorije tesno dvojnog sistema čiji je deo. Masivnije zvezda jednog takvog sistema prva stiže do kraja života i preobražava se u belog patuljka mase približno mase Sunca, ako je početna masa te zvezda bila manja od 10 sunčevih masa. Druga zvezda u sistemu preobražava se u crvenog džina i njen prošireni omotač počiva da biva odvlačen gravitacionim poljem belog patuljka. Sloj vodonika sa njene površine počinje da gori, mirno ili eksplozivno, u zavisnosti od toga da li je njegovo prikupljanje bilo bilo sporo ili brzo. Eksplozija nove se povremeno može desiti na površini belog patuljka, što je prilično burna pojava, mada hiljadama puta manje intenzivna i nogo češća nego supernova. U svim slučajevima ostaci od sagorevanja vodonika nagomilavaju se na površini belog patuljka čija se masa postepno povećava.

Kad masa belog patuljka premaši 1,4 mase Sunca, pritisak degenerisanog gasa ultrarelativističkih elektrona ne može više da nosi težinu zvezde. Ona se naglo urušava, a njena temperatura raste do nekoliko stotina miliona kelvina. Na 500 miliona K počinje fuzija jezgara ugljenika, olakšana velikom gustinom. Energija oslobođena tim sagorevanjem zagreva sredinu, ali ovaj gas, za razliku od idealnog, ne reaguje širenjem (što bi ga ohladilo) jer njegov pritisak ne zavisi od temperature. Naprotiv, temperatura sve brže raste i rasplamsavaju se nuklearne reakcije – termonuklearno gorivo u degenerisanoj sredini brzo postaje eksplozivno. Temperatura skače na 10 milijardi kelvina i unutrašnjost belog patuljka gori proizvodeći jezgra atomskog broja nešto nižeg od gvožđa. Prema modelima, polovina Čandrasekarove mase se pretvara u nikal. Manje teška jezgra kalcijuma i silicijuma nastaju u spoljnjim slojevima koje zagreva front paljenja koji stiže od površine za manje od jedne sekunde. Oslobođena termonuklearna energija potpuno razara belog ptuljka.

1  2  3  4  5  6  7  8  9  10 11  12  13  14  15 16 17 18 >
 

(februar 2004.)

vrh