Supernova on joukko ilmiöitä, jotka johtuvat luhistuminen on tähti lopussa sen elämän , erityisesti jättimäinen räjähdys, joka on liitettävä lyhyt mutta uskomattoman suureen kasvuun sen kirkkaus . Nähtynä Maan , supernova siksi usein näkyy uusi tähti, kun se todellisuudessa vastaa katoaminen tähti.
Vaikka havaittavissa olevassa maailmankaikkeudessa on yksi kahden tai kolmen sekunnin välein , supernovat ovat harvinaisia tapahtumia ihmisen mittakaavassa: niiden nopeuden arvioidaan olevan Linnunradalla noin yhdestä kolmeen vuosisataa kohti .
Galaksissamme, Linnunradalla, ei ole havaittu supernovaa kaukoputken keksimisen jälkeen. Lähin havaittu sittemmin on SN 1987A , joka tapahtui viereisessä galaksissa, Suuressa Magellanic Cloudissa .
He ovat pelanneet ja silti on keskeinen rooli historiassa maailmankaikkeuden , koska se on yhteydessä sen räjähdys supernova että tähti vapauttaa alkuaineita että se on syntetisoitu aikana sen olemassaolon - ja sen aikana sen olemassaolon. Räjähdyksen itse - ovat sitten diffundoitui tähtienväliseen väliaineeseen . Lisäksi supernovan iskuaalto edistää uusien tähtien muodostumista aiheuttamalla tai nopeuttamalla tähtienvälisen väliaineen alueiden supistumista.
Supernovaan johtava prosessi on erittäin lyhyt: se kestää muutaman millisekunnin . Pysyvä valoilmiö voi kestää useita kuukausia. Räjähdyksen suurimmalla kirkkaudella tähden absoluuttinen suuruus voi saavuttaa -19, mikä tekee siitä kirkkaamman kohteen useita kertaluokkia enemmän kuin kirkkaimmat tähdet: Tänä aikana supernova voi "säteillä enemmän energiaa" (ja siksi on suurempi voima ) kuin yksi tai jopa useita kokonaisia galakseja . Tästä syystä omassa galaksissamme tai jopa läheisessä galaksissamme esiintyvä supernova on usein näkyvissä paljaalla silmällä, jopa päivänvalossa. Toisinaan on kuvattu useita historiallisia supernovoja , joskus hyvin vanhoja; nämä "uusien tähtien" esiintymiset tulkitaan nykyään supernoviksi.
On olemassa kaksi, itse asiassa aivan eri mekanismeja, jotka tuottavat supernova: ensimmäinen, termonukleaarisen supernova , tulokset termonukleaarisen räjähdys ruumis tähti kutsutaan valkoinen kääpiö , toinen, sydän-romahtaa supernova , seuraa on. Luhistumisen massiivisesta tähdestä, joka on edelleen ydinreaktioiden paikka räjähdyksen aikaan. Tämä räjähdys on vastuussa tähden ulkokerrosten siirtymisestä. Kolmas mekanismi, joka on edelleen epävarma, mutta liittyy toiseen, todennäköisesti esiintyy massiivisimpien tähtien sisällä. Se on supernova tuottamalla pareja . Historiallisesti supernovat luokiteltiin niiden spektroskooppisten ominaisuuksien mukaan . Tämä luokitus ei ollut kovin merkityksellinen fyysiseltä kannalta. Ainoastaan ns. Tyypin Ia supernovat (lausutaan ”1 a” ) ovat lämpöydintekijöitä, kaikki muut ovat sydämen vajaatoimintaa.
Supernovan karkotettu aine laajenee avaruuteen muodostaen tyypin sumun, jota kutsutaan supernovan kauttaviivaksi . Tämäntyyppisen sumun elinikä on suhteellisen rajallinen, asia poistuu hyvin suurella nopeudella (useita tuhansia kilometrejä sekunnissa), jäännös hajoaa suhteellisen nopeasti tähtitieteellisessä mittakaavassa muutamassa sadassa tuhannessa vuodessa. Gum Nebula tai Swan Nauhat ovat esimerkkejä supernovajäänne tässä hyvin pitkälle edenneessä laimennus tähtienvälinen aine. Rapusumu on esimerkki nuorekkaan iltarusko: loisteessa räjähdyksen, joka synnytti se saavutti Maan alle tuhat vuotta sitten.
Termi "supernova" tulee termistä "nova", joka on otettu latinankielisestä adjektiivista nova , joka tarkoittaa "uusi". Historiallisesti länsimaailma havaitsi vuonna 1572 ja sitten vuonna 1604, että "uusia tähtiä" ilmestyi joskus rajoitetuksi ajaksi taivaan holviin . Tycho Brahe ja Johannes Kepler kuvasivat näitä tapahtumia vastaavasti latinankielisissä kirjoituksissa käyttäen termiä stella nova (ks. Esimerkiksi De Stella Nova, Pede Serpentarii , Kepler, julkaistu vuonna 1606). Myöhemmin uusien tähtien väliaikaista esiintymistä kutsuttiin termiksi "nova". Nämä tapahtumat itse asiassa piilota kaksi erillistä luokkaa ilmiöitä: se voi olla joko Lämpöydinpommin tapahtuvan räjähdyksen on pinta tähti, kun se on kertyneen aineksen toinen tähti, ilman että räjähdys tuhoaa tähti, joka on sen istuin, tai täydellinen räjähdys tähti. Näiden kahden ilmiön välinen ero tehtiin 1930-luvulla, joista
ensimmäinen oli paljon vähemmän energinen kuin edellinen, se on ensimmäinen, joka säilytti aiemmin käytetyn novan nimen , kun taas toinen otti supernovan nimen. Itse termiä itse käyttivät Walter Baade ja Fritz Zwicky vuonna 1933 tai 1934 American Physical Societyn vuosikokouksessa . Se oli alun perin kirjoitettu "super-nova", ennen kuin se kirjoitettiin vähitellen ilman yhdysmerkkiä. Vanhempi kirjoitukset puhuen havainto supernoville käyttää termiä nova: tämä on esimerkiksi tapauksessa havainto raportit viimeisen supernova havaittu, vuonna 1885 että Andromedan galaksi , SN 1885A (katso viitteet vastaavassa artikkelissa).
Historiallisesti supernovat on luokiteltu niiden spektrin mukaan kahden tyypin mukaan, jotka on merkitty roomalaisilla numeroilla I ja II, jotka sisältävät useita alatyyppejä:
Tyypin I supernovojen joukossa on kolme alaluokkaa:
Tyypin II supernovojen osalta otetaan huomioon spektri noin kolme kuukautta räjähdyksen alkamisen jälkeen:
Lisäksi läsnäollessa spektroskooppinen erityispiirteet, The pieni kirjain "p" (mahdollisesti edeltää viiva, alatyyppi on läsnä) lisätään, että Englanti erikoinen . Viimeinen lähellä oleva supernova, SN 1987A, oli tässä tapauksessa. Sen spektroskooppinen tyyppi on IIp.
Tämä luokitus on oikeastaan melko kaukana näiden esineiden taustalla olevasta todellisuudesta. On olemassa kaksi fyysistä mekanismia, jotka aiheuttavat supernovan:
Tähden loppua merkitsevä kataklysmaattinen tapahtuma, supernova voi johtua kahdesta hyvin erityyppisestä tapahtumasta:
Tähtitieteilijät ovat jakaneet supernovat eri luokkiin niiden sähkömagneettisessa spektrissä esiintyvien elementtien mukaan .
Luokittelun pääelementti on vedyn läsnäolo tai puuttuminen . Jos supernovan spektri ei sisällä vetyä, se luokitellaan tyypiksi I, muuten tyypiksi II. Näillä ryhmillä itsellään on alajaotuksia.
Tyypin Ia supernova (SNIa) ei sisällä heliumia spektrissään, vaan piitä . Koska tähden kirkkauden vaihtelu tyypin Ia supernovan aikana on erittäin säännöllinen, SNIa: ta voidaan käyttää kosmisina kynttilöinä . Vuonna 1998 fyysikot huomasivat SNIa: n havaitsemisen kaukaisissa galakseissa, että maailmankaikkeuden laajeneminen kiihtyi .
On yleisesti uskotaan, että SNIA peräisin räjähdys valkoinen kääpiö lähestyy tai jotka ovat saavuttaneet chandrasekharin raja , jonka vesijättö asia.
Yksi mahdollinen skenaario selittää tämän ilmiön on valkoinen kääpiö, joka kiertää kohtalaisen massiivista tähteä. Kääpiö houkuttelee ainetta kaveriltaan, kunnes se saavuttaa Chandrasekhar-rajan. Myöhemmin, kun tähden sisäinen paine on muuttunut riittämättömäksi vastustamaan omaa painovoimaa , kääpiö alkaa romahtaa. Tämä romahdus sallii tähden muodostavien hiili- ja happiatomien fuusion syttymisen . Koska tätä fuusiota ei enää säätele tähden kuumeneminen ja laajeneminen, kuten pääsekvenssin tähtien kohdalla (tähden paine on sen degeneroituneiden elektronien paine, laskee Fermi ), tapahtuu sitten karkaavia fuusioreaktioita, jotka hajottaa kääpiön jättiläismäisessä ydinräjähdyksessä. Tämä eroaa novan muodostumismekanismista , jossa valkoinen kääpiö ei saavuta Chandrasekhar-rajaa, mutta aloittaa pinnalle kertyneen ja puristuneen aineen ydinfuusion. Kasvu kirkkaus johtuu energia vapautuu räjähdys ja pidetään yllä tarvittavaa aikaa koboltti rappeutuminen osaksi rautaa .
Toinen vuonna 2011 julkaistu skenaario päättelee PTF10ops- supernovan tapauksen ympärillä , että SNIa voi johtua kahden valkoisen kääpiön törmäyksestä.
Itse asiassa voimme erottaa neljä tyypin Ia supernovojen ryhmää: "NUV-sininen", "NUV-punainen", "MUV-sininen" ja "epäsäännöllinen" . NUV-sinisen ja NUV-punaisen SNIa: n (kaksi lukuisinta ryhmää) suhteellinen runsaus on muuttunut viimeisen miljardin vuoden aikana, mikä voi vaikeuttaa niiden käyttöä kosmisen laajenemisen merkkeinä.
Massiivisen tähden (yli kahdeksan aurinkomassan ) elämän viimeinen vaihe alkaa sen jälkeen, kun rauta- ja nikkeli-56- ydin on rakennettu ydinfuusioreaktioiden peräkkäisillä vaiheilla. Nämä elementit ovat vakaimpia, fuusion reaktiot, kuten raudan ydinfissio, kuluttavat energiaa sen sijaan, että tuottaisivat sitä. Noin kahdeksan ja kymmenen aurinkomassan välillä peräkkäiset sulautumiset pysähtyvät, kun sydän koostuu hapesta , neonista ja magnesiumista , mutta alla kuvattu skenaario pysyy voimassa.
Raudan sulamisvaiheen lopussa ydin saavuttaa tiheyden, jolla elektronidegeneraation paine hallitsee (~ 1 t / cm 3 ). Sydämestä suoraan ympäröivä kerros, josta on tullut inertti, tuottaa edelleen rautaa ja nikkeliä sydämen pinnalla. Sen massa kasvaa siis edelleen, kunnes se saavuttaa "Chandrasekhar-massan" (noin 1,4 aurinkomassaa). Tällä hetkellä elektronien rappeutumispaine ylitetään. Sydän supistuu ja romahtaa itseensä. Lisäksi alkaa neutronisaatiovaihe, joka vähentää elektronien lukumäärää ja siten niiden degeneraatiopaineita. Elektronit sieppaavat protonit, jolloin syntyy massiivinen 10 58 elektroni- neutriinovuon virta ja muuntamalla ydin neutronitähdeksi , jonka halkaisija on 10-20 km ja atomituuman tiheys (> 500 Mt / cm 3 ).
Juuri tämä neutronisoivan ytimen ja viereisten sisäisten kerrosten gravitaatiokokoonpano vapauttaa kaiken supernovaräjähdyksen energian. Se on räjähdys, joka johtuu energian vapautumisesta gravitaatiopotentiaalista, joka lisääntyy tämän romahduksen aikana ylittäen useita kertoja vetystä rautaan liittyvän ydinvoiman kokonaismäärän (noin 0,9% massaenergiasta ). Tämä energia välittyy ulkopuolelle useiden ilmiöiden, kuten iskuaallon, aineen kuumenemisen ja erityisesti neutriinojen virtauksen, mukaan.
Kun tiheys ylittää atomiytimen tiheyden , ydinvoimasta tulee hyvin vastenmielinen. Sydämen ulkokerrokset palautuvat 10-20%: iin valon nopeudesta. Palauman iskuaalto etenee ulommille kerroksille ja kilpailee putoavan materiaalin kanssa sisäänpäin niin, että se vakautuu noin 100-200 km keskustasta. Neutriinot hajoavat sydämestä muutamassa sekunnissa, ja murto-osa heistä lämmittää vaipan alueen iskuaallon sisällä (kutsutaan ”vahvistusalueeksi”). Loput vapautuu avaruuteen viemällä 99% supernovan kokonaisenergiasta. Uskotaan nyt, että energian syöttö iskuaaltoon lämmittämällä neutriinon vahvistusaluetta on avainelementti, joka on vastuussa supernovan räjähdyksestä.
Massiivinen tähdet, viime hetkillä räjähdyksen, korkeita lämpötiloja (> 10 9 K ) saattaa antaa räjähtävä muodossa nukleosynteesi nimeltään ”r prosessi”: suuri tiheys neutronien (10 20 n / cm 3 ) tekee, että niiden talteenotto ydin on nopeampi kuin β - radioaktiivinen hajoaminen , koska tämä tapahtuu muutamassa sekunnissa. Näin tuottaa neutroni-rikas isotooppeja järjestysluku paljon suurempi kuin rauta ( N = 26 ), ja joka selittää olemassaolo raskaiden radioaktiivisten ytimien maailmankaikkeuden kuin torium ja uraani , aina läsnä maan päällä , koska niiden puoliintumisaika on luokkaa aurinkokunnan iästä .
Näitä erityyppisiä muunnelmia on myös vähän, nimityksillä kuten II-P ja II-L , mutta ne yksinkertaisesti kuvaavat kirkkauden muutosta (II-P havaitsee tasangon, kun taas II-L ei) eikä perustietoja.
Tyypin Ib ja Ic supernovojen spektrissä ei ole piitä, eikä niiden muodostumisen mekanismia vielä tunneta. Tyypin Ic supernovat eivät myöskään näytä heliumia spektrissään. Uskotaan, että ne vastaavat eliniän lopussa olevia tähtiä (kuten tyyppi II) ja jotka ovat jo kuluttaneet vetyään, joten se ei ilmesty niiden spektrille. Tyypin Ib supernovat ovat varmasti seurausta Wolf-Rayet-tähden romahduksesta . Yhteys pitkiin gammasäteilyyn näyttää olevan luotu.
Muutama poikkeuksellisen massiivinen tähti voi tuottaa " hypernovan ", kun ne romahtavat. Tämän tyyppinen räjähdys tunnetaan kuitenkin vain teoreettisesti, sitä ei ole vielä vahvistettu havainnoilla.
Hypernovassa tähden sydän romahtaa suoraan mustaan aukkoon, koska siitä on tullut massiivisempi kuin "neutronitähtien" raja. Kaksi erittäin energistä plasmasuihkua säteilee tähden pyörimisakselia pitkin lähellä valon nopeutta . Nämä suihkut lähettävät voimakkaita gammasäteitä ja voivat selittää gammasäteilyn puhkeamisen alkuperän . Todellakin, jos tarkkailija on suuttimien akselilla (tai lähellä sitä), hän saa signaalin, joka voitaisiin noutaa maailmankaikkeuden syvyydestä ( kosmologinen horisontti ).
Tyypin I supernoovat ovat kaiken kaikkiaan huomattavasti kirkkaampia kuin tyypin II supernovat . Tämä sähkömagneettisessa kirkkaudessa .
Sitä vastoin tyypin II supernovas ovat luonnostaan energinen kuin tyypin I Core-romahtaa (tyypin II) supernovas emit useimmat, jos ei lähes kaikki, niiden energian muodossa neutrin säteilyä .
Kirkkain supernova havaittu 400 vuotta bongattiin vuonna 1987 suurimmassa kaasupilvien n tarantellasumu vuonna Suuren Magellanin pilven .
Supernova löytöjä raportoidaan Kansainvälinen tähtitieteellinen unioni n Keski tähtitieteellinen sähke toimisto , joka laskee liikkeeseen sähköisen sähkeen , jonka nimike on antaa sen supernova. Tämä nimitys noudattaa muotoa SN YYYYA tai SN YYYYaa , jossa SN on lyhenne supernovasta, YYYY on löytövuosi , A on latinalaisen ison kirjaimen kirjain ja aa ovat kaksi pientä latinalaista kirjainta. Vuoden 26 ensimmäisellä supernovalla on kirjain A: n ja Z: n välillä; Z: n jälkeen ne alkavat aa: lla, ab: lla ja niin edelleen. Esimerkiksi SN 1987A , epäilemättä nykyajan tunnetuin supernova, jota havaittiin23. helmikuuta 1987vuonna Suuren Magellanin pilven , oli ensimmäinen havainto, että vuonna. Se oli vuonna 1982, jolloin tarvittiin ensimmäinen kaksikirjaiminen nimitys ( SN 1982aa , NGC 6052: ssa ). Joka vuosi löydettyjen supernovojen määrä on kasvanut tasaisesti.
Se kasvoi huomattavasti vuodesta 1997, jolloin perustettiin ohjelmia, jotka on tarkoitettu näiden esineiden, erityisesti lämpöydinsupernovien, löytämiseen. Ensimmäiset laajamittaiset asiantuntijaohjelmat olivat Supernovan kosmologiaprojekti , jota johti Saul Perlmutter , ja High-Z Supernovae -hakutiimi , jota johti Brian P.Schmidt . Nämä kaksi ohjelmaa mahdollistivat vuonna 1998 maailmankaikkeuden laajenemisen kiihtymisen .
Myöhemmin on syntynyt muita erikoistuneita ohjelmia, kuten ESSENCE (ohjannut myös Brian P.Schmitt ) tai SNLS . Suuret tutkimukset, kuten Sloan Digital Sky Survey , ovat myös johtaneet suuren määrän supernovojen löytämiseen. Löydettyjen supernovojen määrä kasvoi siten 96: sta vuonna 1996 163: een vuonna 1997. Se oli 551 vuonna 2006; viimeinen löytö sinä vuonna oli SN 2006ue .
Supernovat ovat näyttäviä, mutta harvinaisia tapahtumia. Useat ovat olleet näkyvissä paljaalla silmällä kirjoituksen keksimisen jälkeen, ja todisteet heidän havainnoistaan ovat tulleet meille:
Muutamia muita merkittäviä supernovoja on tutkittu lukuisissa tutkimuksissa, mukaan lukien:
Popularisointi