Největší kosmické exploze ve vesmíru, termonukleární supernovy Ia jako standardní svíčky a kolapsové supernovy rodící neutronové hvězdy.

Obsah hesla

[Rejstřík]

1.Dva hlavní mechanismy zániku
1.1Termonukleární supernovy (Typ Ia)
1.2Kolapsové supernovy (Typ II, Ib, Ic – Core-Collapse)
2.Pozorování z dějin: Hvězdy, které změnily filosofii
3.Zbytky supernov a obohacení vesmíru

Supernovy: Gigantické kosmické exploze a kolébky prvků

Supernova je jednou z nejvelkolepějších a energeticky nejničivějších událostí ve vesmíru. Jde o gigantickou explozi, která završuje život určitých typů hvězd. Během několika sekund uvolní supernova tolik energie, kolik naše Slunce vyzáří za celou svou desetimiliardovou existenci.

V maximu své jasnosti dokáže jediná supernova na nočním nebi přezářit celou svou domovskou galaxii složenou ze stovek miliard hvězd. Pro lidstvo a život na Zemi mají supernovy zcela zásadní význam: v jejich žáru vznikla většina těžkých chemických prvků (železo, vápník, nikl, křemík) a tlakové vlny z jejich explozí rozsévaly tento materiál do mezihvězdného prostoru, kde z něj mohly vzniknout nové hvězdy, planety a nakonec i živé organismy. Jsme doslova stvořeni z hvězdného prachu vyvrženého supernovami.

1. Dva hlavní mechanismy zániku #

Navzdory tomu, že všechny supernovy vypadají jako oslnivé záblesky, astrofyzika rozlišuje dva zcela odlišné fyzikální mechanismy:

1. Termonukleární supernovy (Typ Ia) #

Kdo exploduje: Uhlíko-kyslíkový bílý trpaslík v těsném binárním systému s druhou hvězdou.
Průběh: Bílý trpaslík vysává plyn ze svého společníka, až dosáhne kritické Chandrasekharovy meze ( $1,44 M_\odot$ ). V ten okamžik se v jeho nitru nekontrolovatelně zažehne fúze uhlíku. Během několika sekund termonukleární plamen promění bílého trpaslíka v gigantickou termonukleární bombu, která jej kompletně rozmetá – nezůstane po něm vůbec žádný zbytek.
Standardní svíčky: Protože k explozi dochází vždy při dosažení stejné kritické hmotnosti, svítí všechny supernovy typu Ia téměř identickým jasem. Astronomové je proto používají jako dokonalá „kosmická měřítka“ pro měření vzdáleností ve vesmíru (právě díky nim bylo v roce 1998 objeveno zrychlující se rozpínání vesmíru a temná energie!).

2. Kolapsové supernovy (Typ II, Ib, Ic – Core-Collapse) #

Kdo exploduje: Osamocená masivní hvězda o hmotnosti větší než $8\text{ až }10 M_\odot$ .
Průběh: Hvězda v pokročilé fázi červeného veleobra vyčerpá veškeré jaderné palivo a vytvoří železné jádro. Železo již fúzovat nemůže, jádro podlehne gravitaci a během pouhých $0,1\text{ sekundy}$ se zhroutí z koule o velikosti Země do objektu o průměru 20 km! Plyn padající na zkolabované jádro se odrazí rázovou vlnou hnanou gigantickým tokem neutrin a roztrhá vnější vrstvy hvězdy na kusy.
Zbytek: Na místě zániku zůstane neutronová hvězda nebo černá díra.

2. Pozorování z dějin: Hvězdy, které změnily filosofii #

Před vynálezem dalekohledu se objev supernovy na pozemské obloze jevil jako zázrak – zdálo se, že se z ničeho nic zrodila „nová hvězda“ (stella nova):

Supernova roku 1054: Pozorována čínskými, arabskými a indiánskými astronomy. Byla tak jasná, že ji bylo možné spatřit na denní obloze po dobu 23 dní! Dnes na jejím místě pozorujeme slavnou Krabí mlhovinu (M1) v souhvězdí Býka s rotujícím Krabím pulsarem uprostřed.
Tychonova supernova (1572): Dánský astronom Tycho Brahe dokázal, že nová zářící hvězda v souhvězdí Kasiopeji nevykazuje žádnou denní paralaxu a musí ležet dále než Měsíc v nehybné sféře stálic. Tento objev zasadil smrtelnou ránu aristotelskému dogmatu o neměnnosti nebes.
Keplerova supernova (1604): Poslední pozorovaná supernova v naší vlastní Galaxii, kterou podrobně studoval Johannes Kepler v Praze.
Supernova 1987A: V únoru 1987 explodovala supernova ve Velkém Magellanově mračnu (vzdáleném $168,000$ světelných let). Šlo o první supernovu moderní éry pozorovanou teleskopy na Zemi, v kosmu a především detektory neutrin, které zachytily záblesk neutrin ještě před příchodem světla.

3. Zbytky supernov a obohacení vesmíru #

Rozpínající se plynná mračna vyvržená supernovou se nazývají zbytky supernov (Supernova Remnants – SNR). Ženou se mezihvězdným prostorem rychlostmi tisíců kilometrů za sekundu, narážejí do okolního plynu a obohacují jej o těžké prvky. Všechno železo v našem krevním hemoglobinu pochází ze supernov typu Ia a veškerý vápník v našich kostech a kyslík v našich plicích byl ukován v nitru masivních hvězd rozmetaných supernovami typu II.

Odborný astrofyzikální text včetně stavových rovnic, efemerid a spektrální klasifikace.

Profi režim

Nukleosyntéza a hydrodynamika rázových vln supernov: Kolaps železného jádra, neutrinový mechanismus a Phillipsův vztah SN Ia

Supernova představuje nerovnovážnou hydrodynamickou explozi hvězdy uvolňující gravitační nebo termonukleární energii v řádu $E_{\text{tot}} \sim 10^{44}-10^{46}\text{ J}$ ( $10^{51}-10^{53}\text{ erg}$ ).

1. Kolapsové supernovy (Core-Collapse, CCSN): Fyzika neutrinového odrazu #

U masivní hvězdy ( $M \ge 8 M_\odot$ ) dosáhne inertní železo-niklové jádro ( $^{56}\text{Fe}/^{56}\text{Ni}$ ) Chandrasekharovy meze $M_{\text{core}} \approx 1{,}4 M_\odot$ . Fúze železa je endotermická ( $\Delta Q < 0$ ).

Ke ztrátě stability vedou dva simultánní procesy:

Elektronový záchyt (neutronizace):

e^- + \, ^{56}\text{Fe} \to \, ^{56}\text{Mn} + \nu_e, \quad e^- + p \to n + \nu_e

Odčerpává degenerované elektrony zajišťující tlak, což snižuje efektivní adiabatický index pod kritickou mez $\Gamma < 4/3$ .
2. Fotodesintegrace jader železa:

^{56}\text{Fe} + \gamma \to 13 \, ^4\text{He} + 4 n, \quad \Delta Q = -124{,}4\text{ MeV}

^4\text{He} + \gamma \to 2 p + 2 n, \quad \Delta Q = -28{,}3\text{ MeV}

Endotermický rozpad masivně odebírá tepelnou energii.

Jádro kolabuje rychlostí až $70,000\text{ km/s}$ ( $\sim 0{,}23 c$ ) během $\tau_{\text{collapse}} \approx 100\text{ ms}$ . Když centrální hustota dosáhne supra-nukleární hodnoty $\rho_{\text{nuc}} \approx 2{,}7 \times 10^{14}\text{ g/cm}^3$ , odpudivá složka silné interakce jádro náhle zastaví (Core Bounce).

Energetická bilance a neutrinový trapping #

Celková gravitační vazebná energie uvolněná zformováním proto-neutronové hvězdy o poloměru $R_{\text{PNS}} \approx 10-15\text{ km}$ :

E_{\text{bind}} \approx \frac{3}{5} \frac{G M_{\text{NS}}^2}{R_{\text{NS}}} \sim 3 \times 10^{46}\text{ J} \quad (3 \times 10^{53}\text{ erg})

Rozdělení energie:

$99,%$ energie ( $3 \times 10^{46}\text{ J}$ ) je vyzářeno ve formě všech tří generací neutrin ( $\nu_e, \bar{\nu}$ ) během difuzního času $\sim 10\text{ s}$ (ověřeno detekcí 19 neutrin ze SN 1987A detektory Kamiokande II a IMB).
$1,%$ energie ( $10^{44}\text{ J} = 1\text{ foe}$ ) se transformuje do kinetické energie expanze vyvrženin ( $v \sim 10,000\text{ km/s}$ ).
Pouhých $0{,}01,%$ energie ( $10^{42}\text{ J}$ ) tvoří elektromagnetické viditelné záření fotosféry.

2. Termonukleární supernovy (Typ Ia): Radioaktivní rozpad niklu-56 a Phillipsův vztah #

V supernovách typu Ia je celá hmota bílého trpaslíka ( $1{,}4 M_\odot$ ) během sekund syntetizována na prvky železného píku, dominantně nestabilní izotop niklu $^{56}Ni$ ( $M_{^{56}\text{Ni}} \approx 0{,}5-0{,}8 M_\odot$ ).

Světelná křivka je v post-maximální fázi plně napájena kaskádním radioaktivním rozpadem:

^{56}\text{Ni} \xrightarrow{\tau_{1/2} = 6{,}075\text{ d}} \, ^{56}\text{Co} + e^+ + \gamma \quad (Q = 2{,}13\text{ MeV})

^{56}\text{Co} \xrightarrow{\tau_{1/2} = 77{,}233\text{ d}} \, ^{56}\text{Fe} + e^+ + \gamma \quad (Q = 4{,}57\text{ MeV})

Exponenciální pokles zářivosti v pozdní fázi přesně kopíruje rozpadový poločas kobaltu $^{56}Co$ ( $77\text{ dní}$ ):

L(t) \propto e^{-t / \tau_{Co}}

Phillipsův vztah pro kosmologické standardní svíčky #

V roce 1993 Mark M. Phillips objevil empirickou korelaci mezi maximální absolutní magnitudou $M_{\text{max}}(B)$ a rychlostí poklesu jasnosti během prvních 15 dnů po maximu $\Delta m_{15}(B)$ :

M_{\text{max}}(B) \approx -21{,}726 + 2{,}698 \, \Delta m_{15}(B)

Jasnější supernovy typu Ia produkují více $^{56}Ni$ , mají vyšší opacitu, a proto chladnou a pohasínají pomaleji (menší $\Delta m_{15}$ ). Standardizací světelných křivek touto relací klesá rozptyl vzdáleností pod $7,%$ , což v roce 1998 umožnilo týmům Riess et al. (High-Z Supernova Search Team) a Perlmutter et al. (Supernova Cosmology Project) změřit akceleraci expanze vesmíru.

3. Vědecké reference a primární literatura #

[1] Baade, W., & Zwicky, F. (1934). On Super-novae. Proceedings of the National Academy of Sciences, 20(5), 254–259.
[2] Bethe, H. A. (1990). Supernova mechanisms. Reviews of Modern Physics, 62(4), 801–866.
[3] Phillips, M. M. (1993). The absolute magnitudes of Type IA supernovae. The Astrophysical Journal Letters, 413, L105.
[4] Riess, A. G., et al. (1998). Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant. The Astronomical Journal, 116(3), 1009–1038.
[5] Perlmutter, S., et al. (1999). Measurements of $\Omega$ and $\Lambda$ from 42 High-Redshift Supernovae. The Astrophysical Journal, 517(2), 565–586.

Literatura a vědecké reference

Baade & Zwicky: On Super-novae. Proceedings of the National Academy of Sciences, Vol 20, pp. 254–259 (1934)[online]
Phillips, M. M.: The absolute magnitudes of Type IA supernovae. The Astrophysical Journal Letters, Vol 413, L105 (1993)[online]
Riess et al.: Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe. The Astronomical Journal, Vol 116, pp. 1009–1038 (1998)[online]

Typ	Kataklyzmatická hvězdná exploze
Hlavni tridy	Typ Ia (termonukleární rozpad bílého trpaslíka), Typ II/Ib/Ic (kolaps jádra masivní hvězdy)
Uvolnena energie	10^44 J (kinetická a zářivá), 10^46 J (neutrina)
Jasnost v maximu	Až 10^9 až 10^10 L_Sun (přezáří celou galaxii)
Pozustatky	Zbytek supernovy (mlhovina) + neutronová hvězda / černá díra (u Typu II); nic (u Typu Ia)
Vyznam pro zivot	Syntéza a rozptyl prvků těžších než helium (Fe, Ca, O, Si) do vesmíru
Slavne historicke	SN 1054 (Krabí mlhovina), SN 1572 (Tycho), SN 1604 (Kepler), SN 1987A

Energie vazby jaderne	E_bind ≈ 3/5 G M_NS² / R_NS ~ 3 × 10⁵³ erg (99 % odneseno neutriny)
Radioaktivni rozpad Ia	⁵⁶Ni (τ_1/2 = 6,1 d) -> ⁵⁶Co (τ_1/2 = 77,2 d) -> ⁵⁶Fe
Phillipsuv vztah	M_max(B) ≈ -21,726 + 2,698 Δm_15(B) (standardizace kosmických svíček)
Neutronizace	e⁻ + p -> n + ν_e (při ρ > 10¹¹ g/cm³)
Fotodesintegrace	⁵⁶Fe + γ -> 13 ⁴He + 4 n (ΔQ = -124,4 MeV)
Rychlost vyvrzenin	v_ejecta ~ 10 000 až 30 000 km/s (0,03–0,1 c)

Supernovy

Supernovy

Obsah hesla

Supernovy: Gigantické kosmické exploze a kolébky prvků

1. Dva hlavní mechanismy zániku #

1. Termonukleární supernovy (Typ Ia) #

2. Kolapsové supernovy (Typ II, Ib, Ic – Core-Collapse) #

2. Pozorování z dějin: Hvězdy, které změnily filosofii #

3. Zbytky supernov a obohacení vesmíru #

Nukleosyntéza a hydrodynamika rázových vln supernov: Kolaps železného jádra, neutrinový mechanismus a Phillipsův vztah SN Ia

1. Kolapsové supernovy (Core-Collapse, CCSN): Fyzika neutrinového odrazu #

Energetická bilance a neutrinový trapping #

2. Termonukleární supernovy (Typ Ia): Radioaktivní rozpad niklu-56 a Phillipsův vztah #

Phillipsův vztah pro kosmologické standardní svíčky #

3. Vědecké reference a primární literatura #

Literatura a vědecké reference

AstroHub Podpora

Váš nákupní košík

Supernovy

Obsah hesla

Supernovy: Gigantické kosmické exploze a kolébky prvků

1. Dva hlavní mechanismy zániku #

1. Termonukleární supernovy (Typ Ia) #

2. Kolapsové supernovy (Typ II, Ib, Ic – Core-Collapse) #

2. Pozorování z dějin: Hvězdy, které změnily filosofii #

3. Zbytky supernov a obohacení vesmíru #

Nukleosyntéza a hydrodynamika rázových vln supernov: Kolaps železného jádra, neutrinový mechanismus a Phillipsův vztah SN Ia

1. Kolapsové supernovy (Core-Collapse, CCSN): Fyzika neutrinového odrazu #

Energetická bilance a neutrinový trapping #

2. Termonukleární supernovy (Typ Ia): Radioaktivní rozpad niklu-56 a Phillipsův vztah #

Phillipsův vztah pro kosmologické standardní svíčky #

3. Vědecké reference a primární literatura #

Literatura a vědecké reference

Související hesla v AstroWiki

AstroHub Podpora

Váš nákupní košík