Supernovae: The Deaths of Massive Stars

Supernowe to najbardziej niszczycielskie rzeczy, które mogą przytrafić się gwiazdom masywniejszym niż Słońce. Kiedy dochodzi do tych katastrofalnych eksplozji, uwalniają wystarczająco dużo światła, aby przyćmić galaktykę, w której istniała gwiazda. Jest to dużo energii uwalnianej w postaci światła widzialnego i innego promieniowania! Mogą także rozerwać gwiazdę na strzępy.

Istnieją dwa znane rodzaje supernowych. Każdy typ ma swoją własną specyfikę i dynamikę. Przyjrzyjmy się, czym są supernowe i jak powstają w galaktyce.

Aby zrozumieć supernową, ważne jest, aby wiedzieć kilka rzeczy o gwiazdach. Większość życia spędzają w okresie aktywności zwanej przebywaniem w Internecie główna sekwencja. Zaczyna się kiedy fuzja nuklearna zapala się w rdzeniu gwiezdnym. Kończy się, gdy gwiazda wyczerpuje wodór potrzebny do podtrzymania tej fuzji i zaczyna stapiać cięższe pierwiastki.

Gdy gwiazda opuści główną sekwencję, jej masa określa, co będzie dalej. W przypadku supernowych typu I, które występują w układach podwójnych gwiazd, gwiazdy o masie około 1,4 razy większej od masy Słońca przechodzą kilka faz. Przechodzą od stopionego wodoru do stopionego helu. W tym momencie jądro gwiazdy nie ma wystarczająco wysokiej temperatury, aby stopić węgiel, a zatem wchodzi w fazę super czerwonego olbrzyma. Zewnętrzna otoczka gwiazdy powoli rozprasza się w otaczającym ośrodku i pozostawia białego karła (resztkowy rdzeń węglowo-tlenowy pierwotnej gwiazdy)

Zasadniczo biały karzeł ma silne przyciąganie grawitacyjne, które przyciąga materiał od swojego towarzysza. Te „gwiezdne rzeczy” gromadzą się w dysku wokół białego karła, znanym jako dysk akrecyjny. Gdy materiał narasta, spada na gwiazdę. To zwiększa masę białego karła. W końcu, gdy masa wzrośnie do około 1,38 razy masy Słońca, gwiazda wybuchnie w gwałtownej eksplozji znanej jako supernowa typu I.

Istnieją pewne odmiany tego tematu, takie jak połączenie dwóch białych karłów (zamiast narastania materiału z gwiazdy o głównej sekwencji na towarzyszącego mu karła).

W przeciwieństwie do supernowych typu I, supernowe typu II przytrafiają się bardzo masywnym gwiazdom. Kiedy jeden z tych potworów dobiegnie końca, wszystko idzie szybko. Podczas gdy gwiazdy takie jak nasze Słońce nie będą miały wystarczającej ilości energii w swoich rdzeniach, aby utrzymać syntezę węglową poza węglem, większe gwiazdy (ponad osiem razy większa od masy Słońca) ostatecznie połączą elementy aż do żelaza w Ziemi rdzeń. Fuzja żelaza wymaga więcej energii niż dostępna jest gwiazda. Gdy taka gwiazda próbuje stopić żelazo, katastrofalny koniec jest nieunikniony.

Gdy fuzja ustanie w rdzeniu, rdzeń skurczy się z powodu ogromnej grawitacji, a zewnętrzna część gwiazdy „spadnie” na rdzeń i odbije się, tworząc masową eksplozję. W zależności od masy rdzenia albo stanie się gwiazda neutronowa lub czarna dziura.

Jeśli masa rdzenia wynosi od 1,4 do 3,0 masy Słońca, rdzeń stanie się gwiazdą neutronową. Jest to po prostu duża kula neutronów, bardzo ściśle upakowana grawitacją. Dzieje się tak, gdy rdzeń kurczy się i przechodzi proces zwany neutronizacją. To tam protony w rdzeniu zderzają się z elektronami o bardzo wysokiej energii, tworząc neutrony. Gdy tak się dzieje, rdzeń sztywnieje i wysyła fale uderzeniowe przez materiał, który spada na rdzeń. Zewnętrzny materiał gwiazdy jest następnie wypychany do otaczającego ośrodka, tworząc supernową. Wszystko to dzieje się bardzo szybko.

Jeśli masa jądra umierającej gwiazdy będzie większa niż trzy do pięciu razy masa Słońca, wówczas jądro nie będzie w stanie utrzymać swojej ogromnej grawitacji i zapadnie się w czarną dziurę. Proces ten wytworzy również fale uderzeniowe, które wbijają materiał do otaczającego ośrodka, tworząc ten sam rodzaj supernowej, co rodzaj wybuchu, który tworzy gwiazdę neutronową.

W obu przypadkach, niezależnie od tego, czy powstanie gwiazda neutronowa, czy czarna dziura, rdzeń pozostanie jako pozostałość po wybuchu. Reszta gwiazdy jest wydmuchiwana w przestrzeń kosmiczną, zasiewając w pobliżu przestrzeń (i mgławice) ciężkimi pierwiastkami potrzebnymi do formowania innych gwiazd i planet.

• Supernowe występują w dwóch odmianach: typ 1 i typ II (z podtypami takimi jak Ia i IIa).
• Eksplozja supernowej często rozrywa gwiazdę, pozostawiając po sobie masywny rdzeń.
• Niektóre wybuchy supernowych powodują powstanie czarnych dziur o masie gwiazdowej.
• Gwiazdy takie jak Słońce NIE umierają jako supernowe.

Edytowane i zaktualizowane przez Carolyn Collins Petersen.