Tip II süpernova - Type II supernova

Büyük Macellan Bulutu'ndaki tuhaf bir Tip II süpernova olan SN 1987A'nın genişleyen kalıntısı . NASA'nın görüntüsü.

Bir Tip II süpernova (çoğul: süpernovalar veya süpernovalar ) hızlı çöküşü ve büyük şiddetli patlama sonuçları yıldızı . Bir yıldızın bu tür bir patlamaya maruz kalması için Güneş'in kütlesinin ( M ☉ ) en az 8 katı, ancak 40 ila 50 katından fazla olmaması gerekir . Tip II süpernovalar, spektrumlarında hidrojen bulunmasıyla diğer süpernova türlerinden ayrılır . Genellikle gözlenir sarmal kolları arasında galaksiler ve Hu bölgeleri içinde, ancak eliptik gökada; bunlar genellikle daha yaşlı düşük kütleli yıldızlardan oluşur ve bir süpernovaya neden olmak için çok az sayıda genç yüksek kütleli yıldız gereklidir.

Yıldızlar , elementlerin nükleer füzyonuyla enerji üretir . Güneş'ten farklı olarak, büyük kütleli yıldızlar , giderek daha yüksek sıcaklık ve basınçlarda da olsa, atom kütlesi hidrojen ve helyumdan daha büyük olan elementleri kaynaştırmak için gereken kütleye sahiptir ve buna bağlı olarak daha kısa yıldız ömrüne neden olur. Dejenerasyon basınç elektron ve bu ürettiği enerji füzyon reaksiyonları yerçekimi kuvveti karşı yeterli ve yıldız denge muhafaza çökmesini yıldız engeller. Yıldız, hidrojen ve daha sonra helyum ile başlayarak , demir ve nikel bir çekirdek üretilene kadar periyodik tablo boyunca ilerleyen , giderek daha yüksek kütleli elementleri kaynaştırır . Demir veya nikelin füzyonu net enerji çıkışı üretmez, bu nedenle nikel-demir çekirdeği atıl bırakarak daha fazla füzyon gerçekleşemez. Dışa doğru termal basınç yaratan enerji çıkışı olmaması nedeniyle, yıldızın üstündeki ağırlığı büyük ölçüde elektron dejenerasyon basıncı ile destekleninceye kadar çekirdek yerçekimi nedeniyle büzülür.

Eylemsiz çekirdeğin sıkıştırılmış kütlesi yaklaşık 1,4  M ☉ olan Chandrasekhar sınırını aştığında , elektron dejenerasyonu artık yerçekimi sıkıştırmasına karşı koymak için yeterli değildir. Çekirdeğin felaketli bir patlaması saniyeler içinde gerçekleşir. Şimdi patlamış olan iç çekirdeğin desteği olmadan, dış çekirdek yerçekimi altında içe doğru çöker ve ışık hızının %23'üne kadar bir hıza ulaşır ve ani sıkıştırma iç çekirdeğin sıcaklığını 100 milyar kelvin'e kadar yükseltir . Nötronlar ve nötrinolar , on saniyelik bir patlamada yaklaşık 10 46  jul (100  düşman ) salan ters beta bozunması yoluyla oluşturulur . Ayrıca, iç çekirdeğin çöküşü, nötron dejenerasyonu tarafından durdurulur , bu da patlamanın geri tepmesine ve dışa doğru sıçramasına neden olur. Bu genişleyen şok dalgasının enerjisi , üstteki yıldız malzemesini bozmak ve bir süpernova patlaması oluşturarak hızdan kaçmak için hızlandırmak için yeterlidir. Şok dalgası ve aşırı yüksek sıcaklık ve basınç hızla dağılır, ancak demirden daha ağır elementlerin üretiminin meydana geldiği kısa bir süreye izin verecek kadar uzun süre mevcuttur . Yıldızın ilk kütlesine bağlı olarak, çekirdeğin kalıntıları bir nötron yıldızı veya bir kara delik oluşturur . Altta yatan mekanizma nedeniyle, ortaya çıkan süpernova aynı zamanda bir çekirdek çöküş süpernovası olarak da tanımlanır.

Tip II süpernova patlamalarının birkaç kategorisi vardır ve bunlar, patlamanın ardından ortaya çıkan ışık eğrisine (parlaklığın zamana karşı bir grafiği) dayalı olarak kategorize edilir . Tip II-L süpernovalar , patlamanın ardından ışık eğrisinde sabit ( doğrusal ) bir düşüş gösterirken, Tip II-P, ışık eğrilerinde daha yavaş bir düşüş (plato) ve ardından normal bir bozulma gösterir. Tip Ib ve Ic süpernovaları , hidrojen ve (Tip Ic için) helyumdan oluşan dış zarfını döken devasa bir yıldız için bir tür çekirdek çöken süpernovadır. Sonuç olarak, bu unsurlardan yoksun görünüyorlar.

oluşum

Çekirdek çöküşünden hemen önce devasa, evrimleşmiş bir yıldızın soğan benzeri katmanları. (Ölçekli değildir.)

Güneşten çok daha büyük kütleli yıldızlar karmaşık şekillerde evrimleşirler. Yıldız çekirdeğinde, hidrojen olduğu kaynaşık içine helyum serbest, termik enerji yıldızın çekirdeğini ısıtır ve dışarı doğru içerir basıncı olduğunu destekler çökmesine karşı yıldızın katmanları - yıldız ya da bilinen bir durum hidrostatik bir denge . Çekirdekte üretilen helyum orada birikir. Çekirdekteki sıcaklıklar henüz erimesine neden olacak kadar yüksek değil. Sonunda, çekirdekteki hidrojen tükendikçe füzyon yavaşlamaya başlar ve yerçekimi çekirdeğin büzülmesine neden olur. Bu büzülme, sıcaklığı karbon ve oksijen üreten daha kısa bir helyum füzyonu fazına izin verecek kadar yükseltir ve yıldızın toplam ömrünün %10'undan daha azını oluşturur.

Sekizden az güneş kütlesine sahip yıldızlarda, helyum füzyonunun ürettiği karbon kaynaşmaz ve yıldız yavaş yavaş soğuyarak beyaz bir cüce olur . Başka bir yıldızdan veya başka bir kaynaktan daha fazla kütle biriktirirlerse, Tip Ia süpernova olabilirler . Ancak çok daha büyük bir yıldız, bu noktadan sonra füzyona devam edecek kadar kütlelidir.

Bu devasa yıldızların çekirdekleri, helyum yakma aşamasının sonunda yıldız kasıldığında çekirdekteki karbonun erimeye başlaması için gereken sıcaklıkları ve basınçları doğrudan yaratır. Çekirdek yavaş yavaş bir soğan gibi katmanlaşır, merkezde giderek daha ağır atom çekirdekleri oluşur, en dışta bir hidrojen gazı katmanı bulunur, helyumla kaynaşan bir hidrojen katmanını çevreleyen, üçlü alfa yoluyla karbona füzyon yapan bir helyum katmanını çevreleyen süreç , giderek daha ağır elementlere kaynaşan çevreleyen katmanlar. Bu kütleli bir yıldız olarak evrimleşirken, çekirdekteki füzyonun durduğu ve çekirdeğin, füzyonun bir sonraki aşamasına başlamak için yeterli olana kadar çöktüğü ve çöküşü durdurmak için yeniden alevlendiği tekrarlanan aşamalardan geçer.

25 güneş kütleli bir yıldız için çekirdek yakan nükleer füzyon aşamaları
İşlem Ana yakıt Ana Ürünler 25  M ☉ yıldız
Sıcaklık
( K ) 		Yoğunluk
(g/cm 3 ) 		Süre
hidrojen yanması hidrojen helyum 7 × 10 7 10 10 7  yıl
üçlü alfa süreci helyum karbon , oksijen 2 × 10 8 2000 10 6  yıl
karbon yakma işlemi karbon Ne , Na , Mg , Al 8 × 10 8 10 6 1000 yıl
neon yakma işlemi neon O , mg 1,6 × 10 9 10 7 3 yıl
oksijen yakma işlemi oksijen Si , S , Ar , Ca 1.8 × 10 9 10 7 0,3 yıl
silikon yakma işlemi silikon nikel ( demire bozunur ) 2.5 × 10 9 10 8 5 gün

çekirdek çöküşü

Bu süreci sınırlayan faktör, bu atom çekirdeklerini bir arada tutan bağlanma enerjisine bağlı olan füzyon yoluyla salınan enerji miktarıdır . Her ek adım, kaynaşma sırasında giderek daha az enerji açığa çıkaran giderek daha ağır çekirdekler üretir. Ek olarak, karbon yanmasından itibaren, nötrino üretimi yoluyla enerji kaybı önemli hale gelir ve aksi takdirde gerçekleşecek olandan daha yüksek bir reaksiyon hızına yol açar. Bu , birkaç ay içinde radyoaktif olarak kobalt-56'ya ve ardından demir-56'ya bozunan nikel-56 üretilene kadar devam eder . Demir ve nikel , tüm elementlerin nükleon başına en yüksek bağlanma enerjisine sahip olduğundan , çekirdekte füzyonla enerji üretilemez ve bir nikel-demir çekirdeği büyür. Bu çekirdek büyük bir yerçekimi baskısı altındadır. Ayrıca zam çöküşü karşı bunu destekleyecek yıldızın sıcaklığı hiçbir füzyon bulunmadığından, bu tarafından desteklenir dejenerasyon basıncı arasında elektronların . Bu durumda, madde o kadar yoğundur ki, daha fazla sıkıştırma elektronların aynı enerji durumlarını işgal etmesini gerektirecektir . Bununla birlikte, elektron gibi özdeş fermiyon parçacıkları için bu yasaktır - Pauli dışlama ilkesi adı verilen bir fenomen .

Tabakanın toplu aştığında Chandrasekhar limiti yaklaşık 1.4 arasında  M ☉ dejenerasyon, basınç artık destekleyebilir ve yıkıcı çökme meydana gelir. Çekirdeğin dış kısmı maksimum hızlara ulaşır.70 000  km / s (23% ışık hızına o yıldızın merkezine doğru çöker gibi). Hızla küçülen çekirdek ısınır ve demir çekirdekleri fotoparçalanma yoluyla helyum çekirdeklerine ve serbest nötronlara ayrıştıran yüksek enerjili gama ışınları üretir . Çekirdeğin yoğunluğu arttıkça, elektronların ve protonların ters beta bozunması yoluyla birleşmesi , nötronlar ve nötrinolar olarak adlandırılan temel parçacıklar üretmesi için enerjik olarak uygun hale gelir . Nötrinolar normal madde ile nadiren etkileşime girdiğinden, çekirdekten kaçarak enerjiyi uzaklaştırabilir ve milisaniyelik bir zaman ölçeğinde ilerleyen çöküşü daha da hızlandırabilirler. Çekirdek yıldızın dış katmanlarından ayrıldığında, bu nötrinoların bir kısmı yıldızın dış katmanları tarafından emilir ve süpernova patlaması başlar.

Tip II süpernova için, çöküş, bir atom çekirdeğinin yoğunluğuna benzer bir yoğunlukta , güçlü kuvvetin aracılık ettiği kısa menzilli itici nötron-nötron etkileşimleri ve ayrıca nötronların dejenerasyon basıncı tarafından nihayetinde durdurulur . Çökme durduğunda, düşen madde geri döner ve dışa doğru yayılan bir şok dalgası üretir . Bu şoktan gelen enerji, çekirdek içindeki ağır elementleri ayrıştırır. Bu, dış çekirdek içinde patlamayı durdurabilecek şokun enerjisini azaltır.

Çekirdek çökme aşaması o kadar yoğun ve enerjiktir ki sadece nötrinolar kaçabilir. Protonlar ve elektronlar, elektron yakalama yoluyla nötronları oluşturmak üzere birleştikçe , bir elektron nötrinosu üretilir. Tipik bir Tip II süpernovada, yeni oluşan nötron çekirdek 100 milyar civarında olan bir başlangıç sıcaklığına sahiptir Kelvin , 10 4 Güneşin çekirdeğinin katı sıcaklığında. Kararlı bir nötron yıldızının oluşması için bu termal enerjinin çoğunun dökülmesi gerekir, aksi takdirde nötronlar "kaynayarak uzaklaşır". Bu, nötrinoların daha fazla serbest bırakılmasıyla gerçekleştirilir. Bu 'termal' nötrinolar, tüm tatların nötrino-antinötrino çiftleri olarak oluşur ve toplam elektron yakalayan nötrinoların sayısının birkaç katıdır. İki nötrino üretim mekanizması , çöküşün yerçekimi potansiyel enerjisini on saniyelik bir nötrino patlamasına dönüştürür ve yaklaşık 10 46 jul (100  düşman ) serbest bırakır .

Açıkça anlaşılmayan bir süreçle,  salınan enerjinin ( nötrinolar biçiminde) yaklaşık %1'i veya 10 44 jul (1 düşman) durmuş şok tarafından yeniden emilerek süpernova patlaması meydana gelir. Bir süpernova tarafından üretilen nötrinolar , Supernova 1987A örneğinde gözlemlendi ve astrofizikçilerin çekirdek çöküşü tablosunun temelde doğru olduğu sonucuna varmalarına yol açtı. Su bazlı Kamiokande II ve IMB cihazları termal kaynaklı antinötrinoları tespit ederken, galyum -71 bazlı Baksan cihazı termal veya elektron yakalama kaynaklı nötrinoları ( lepton sayısı = 1) tespit etti .

Devasa, evrimleşmiş bir yıldız içinde (a) soğan katmanlı element kabukları füzyona uğrar, bir nikel-demir çekirdek oluşturur (b) Chandrasekhar kütlesine ulaşır ve çökmeye başlar. Çekirdeğin iç kısmı nötronlara (c) sıkıştırılır, bu da düşen malzemenin sıçramasına (d) ve dışa doğru yayılan bir şok cephesi (kırmızı) oluşturmasına neden olur. Şok durmaya başlar (e), ancak nötrino etkileşimi ile yeniden canlanır. Çevreleyen malzeme püskürtülür (f), geriye sadece dejenere bir kalıntı kalır.

Progenitör yıldız yaklaşık 20 M ☉'nin altında  olduğunda - patlamanın gücüne ve geriye düşen malzeme miktarına bağlı olarak - bir çekirdek çöküşünün yozlaşmış kalıntısı bir nötron yıldızıdır . Bu kütlenin üzerinde kalan kısım çökerek bir kara delik oluşturur . Çekirdek çökme Bu tür bir senaryoda teorik sınırlayıcı kütle 40-50 yaklaşık  M ☉ . Bu kütlenin üzerinde, bir yıldızın bir süpernova patlaması oluşturmadan doğrudan bir kara deliğe çöktüğüne inanılır, ancak süpernova çöküşü modellerindeki belirsizlikler bu sınırların hesaplanmasını belirsiz kılar.

teorik modeller

Standart model arasında parçacık fiziğinin dört bilinen üç tanımlayan bir teori temel etkileşimleri arasında elementel parçacıklarının tüm oluşturan madde . Bu teori, parçacıkların birçok koşulda nasıl etkileşeceği hakkında tahminlerde bulunulmasına olanak tanır. Bir süpernovada parçacık başına enerji tipik olarak 1-150 pikojoule'dür (onlarca ila yüzlerce MeV ). Bir süpernovada yer alan parçacık başına enerji, parçacık fiziğinin Standart Modelinden elde edilen tahminlerin temelde doğru olması için yeterince küçüktür. Ancak yüksek yoğunluklar Standart Modelde düzeltmeler gerektirebilir. Özellikle, Dünya tabanlı parçacık hızlandırıcılar , süpernovalarda bulunandan çok daha yüksek enerjili parçacık etkileşimleri üretebilir, ancak bu deneyler, bireysel parçacıklarla etkileşime giren bireysel parçacıkları içerir ve süpernova içindeki yüksek yoğunlukların yeni etkiler üretmesi muhtemeldir. . Nötrinolar ve süpernovadaki diğer parçacıklar arasındaki etkileşimler , iyi anlaşıldığına inanılan zayıf nükleer kuvvetle gerçekleşir . Bununla birlikte, protonlar ve nötronlar arasındaki etkileşimler , çok daha az anlaşılan güçlü nükleer kuvveti içerir .

Tip II süpernovalarla ilgili çözülmemiş en büyük sorun, nötrino patlamasının enerjisini yıldızın geri kalanına nasıl aktardığının, yıldızın patlamasına neden olan şok dalgasını üreterek anlaşılmamasıdır . Yukarıdaki tartışmadan, bir patlama üretmek için enerjinin yalnızca yüzde birinin aktarılması gerekir, ancak söz konusu parçacık etkileşimlerinin iyi anlaşıldığına inanılmasına rağmen, aktarımın yüzde birinin nasıl gerçekleştiğini açıklamanın son derece zor olduğu kanıtlanmıştır. 1990'larda, bunu yapmak için bir model, konvektif devrilmeyi içeriyordu ; bu, ya aşağıdan nötrinolardan ya da yukarıdan düşen maddeden gelen konveksiyonun, progenitör yıldızı yok etme sürecini tamamladığını öne sürüyor . Bu patlama sırasında, nötron yakalaması ve nötrinoların basıncının "nötrinosfer" sınırına baskı yapmasıyla demirden daha ağır elementler oluşur ve çevredeki alanı, ağır elementler açısından malzemeden daha zengin bir gaz ve toz bulutu ile tohumlar. yıldızın başlangıçta oluştuğu yer.

Standart Model tarafından modellenen nötrino fiziği , bu sürecin anlaşılması için çok önemlidir. Diğer önemli araştırma alanı , ölmekte olan yıldızı oluşturan plazmanın hidrodinamiğidir ; çekirdek çökmesi sırasında nasıl davranacağı, şok dalgasının ne zaman ve nasıl oluştuğunu ve ne zaman ve nasıl durduğunu ve yeniden enerji kazanacağını belirler.

Aslında, bazı teorik modeller, "Duran Toplanma Şok Kararsızlığı" (SASI) olarak bilinen durmuş şokta bir hidrodinamik kararsızlık içerir. Bu kararsızlık, durmuş şoku sallayarak onu deforme eden küresel olmayan pertürbasyonların bir sonucu olarak ortaya çıkar. SASI, durmuş şoka yeniden enerji vermek için bilgisayar simülasyonlarında genellikle nötrino teorileriyle birlikte kullanılır.

Bilgisayar modelleri , şok oluştuğunda Tip II süpernova davranışını hesaplamada çok başarılı olmuştur. Astrofizikçiler , patlamanın ilk saniyesini göz ardı ederek ve bir patlamanın başladığını varsayarak , süpernova tarafından üretilen elementler ve süpernovadan beklenen ışık eğrisi hakkında ayrıntılı tahminlerde bulunabildiler .

Tip II-L ve Tip II-P süpernova için ışık eğrileri

Parlaklığın zamanın bir fonksiyonu olarak bu grafiği, Tip II-L ve II-P süpernova için ışık eğrilerinin karakteristik şekillerini gösterir.

Tüm spektrum Tip II üstnovanın incelendiğinde, normal olarak gösterir Balmer emme hatları - özelliklerine en akı düşük frekanslarda hidrojen atomu enerji emer. Bu çizgilerin varlığı, bu süpernova kategorisini bir Tip I süpernovadan ayırt etmek için kullanılır .

Bir Tip II süpernovanın parlaklığı belirli bir süre boyunca çizildiğinde, en yüksek parlaklığa kadar karakteristik bir yükseliş ve ardından bir düşüş gösterir. Bu ışık eğrileri, günde 0.008 büyüklüklük bir ortalama bozulma oranına sahiptir  ; Tip Ia süpernova için bozunma hızından çok daha düşük. Tip II, ışık eğrisinin şekline bağlı olarak iki sınıfa ayrılır. Tip II-L süpernova için ışık eğrisi , tepe parlaklığın ardından sabit ( doğrusal ) bir düşüş gösterir . Buna karşılık, Tip II-P süpernovanın ışık eğrisi , düşüş sırasında belirgin bir düz gerilmeye ( plato olarak adlandırılır ) sahiptir; parlaklığın daha yavaş azaldığı bir dönemi temsil eder. Net parlaklık azalma oranı, Tip II-P için günde 0,0075 kadirde, Tip II-L için günde 0,012 kadirde daha düşüktür.

Işık eğrilerinin şeklindeki farklılığın, Tip II-L süpernova durumunda, progenitör yıldızın hidrojen zarfının çoğunun dışarı atılmasından kaynaklandığına inanılmaktadır. Tip II-P süpernovadaki plato evresi , dış katmanın opaklığındaki bir değişiklikten kaynaklanır . Şok dalgası iyonize önemli bir artış ile sonuçlanır - hidrojen atomu, elektron sıyırma - dış zarfa hidrojen opaklık . Bu, patlamanın iç kısımlarından gelen fotonların kaçmasını önler. Hidrojen yeniden birleşecek kadar soğuduğunda, dış katman şeffaf hale gelir.

Tip II süpernova

"n", spektrumda dar veya orta genişlikte hidrojen emisyon çizgilerinin varlığını gösteren dar anlamına gelir. Ara genişlik durumunda, patlamadan çıkan ejecta, yıldızın etrafındaki gazla - yıldız çevresindeki ortamla - güçlü bir şekilde etkileşime giriyor olabilir. Gözlemsel özellikleri açıklamak için gereken tahmini çevre yoğunluğu, standart yıldız evrim teorisinden beklenenden çok daha yüksektir. Genel olarak, yüksek çevresel yoğunluğun, Tip IIn atalarının yüksek kütle kaybı oranlarından kaynaklandığı varsayılır. Tahmini kütle kaybı oranları tipik olarak daha yüksektir.10 −3  M ☉ yılda. Patlamadan önce büyük kütle kayıpları olan parlak mavi değişkenlere benzer yıldızlar olarak ortaya çıktıklarına dair işaretler var . SN 1998S ve SN 2005gl , Tip IIn süpernova örnekleridir; Son derece enerjik bir süpernova olan SN 2006gy başka bir örnek olabilir.

Tip IIb süpernova

Bir Tip IIb süpernova, ilk spektrumunda zayıf bir hidrojen çizgisine sahiptir, bu nedenle Tip II olarak sınıflandırılır. Bununla birlikte, daha sonra H emisyonu saptanamaz hale gelir ve ayrıca ışık eğrisinde Tip Ib süpernovaya daha çok benzeyen bir spektruma sahip ikinci bir tepe noktası vardır . Progenitör, dış katmanlarının çoğunu dışarı atan devasa bir yıldız olabilir ya da ikili sistemdeki bir yoldaşıyla etkileşimler nedeniyle hidrojen zarfının çoğunu kaybetmiş ve neredeyse tamamen helyumdan oluşan çekirdeği geride bırakmış olabilir. Tip IIb'nin püskürmesi genişledikçe, hidrojen tabakası hızla daha şeffaf hale gelir ve daha derindeki tabakaları ortaya çıkarır. Tip IIb süpernovanın klasik örneği SN 1993J iken diğer bir örnek Cassiopeia A'dır . IIb sınıfı ilk olarak (teorik bir kavram olarak) Woosley ve diğerleri tarafından tanıtıldı. 1987'de sınıf kısa sürede SN 1987K ve SN 1993J'ye uygulandı .

Ayrıca bakınız

Referanslar

Dış bağlantılar