Supernova je množina jevů, které vedou od imploze na hvězdy na konci své životnosti , zejména gigantické explozi, která je doprovázena krátkou, ale fantasticky velké zvýšení jeho svítivost . Při pohledu ze Země se proto supernova často jeví jako nová hvězda, zatímco ve skutečnosti odpovídá zmizení hvězdy.
Přestože ve Pozorovatelném vesmíru existuje jedna každé dvě nebo tři sekundy , supernovy jsou v lidském měřítku vzácnými událostmi: jejich rychlost se v Mléčné dráze odhaduje na přibližně jednu až tři za století .
Od objevu dalekohledu nebyla v naší galaxii, Mléčné dráze, pozorována žádná supernova. Nejbližší pozorovanou od té doby je SN 1987A , ke kterému došlo v sousední galaxii, Velkém Magellanově mračnu .
Hrají a stále hrají zásadní roli v historii vesmíru , protože právě během jeho exploze v supernově uvolňuje hvězda chemické prvky, které syntetizovala během své existence - a během své existence. pak difundoval do mezihvězdného média . Kromě toho je tlaková vlna od supernovy podporuje tvorbu nových hvězd vyvolání nebo urychlení kontrakci oblastí mezihvězdného média.
Proces vedoucí k supernově je extrémně krátký: trvá několik milisekund . Pokud jde o přetrvávající světelný jev, může trvat několik měsíců. Při maximálním jasu exploze může absolutní velikost hvězdy dosáhnout -19, což z ní činí o několik řádů jasnější objekt než nejjasnější hvězdy: během tohoto období může supernova „vyzařovat více energie“ (a proto mít větší sílu ) než jedna, nebo dokonce několik celých galaxií . To je důvod, proč je supernova vyskytující se v naší vlastní galaxii nebo dokonce v blízké galaxii často viditelná pouhým okem, dokonce i za bílého dne. Několik historických supernov bylo někdy popsáno, někdy velmi starých; tato zjevení „nových hvězd“ jsou dnes interpretována jako supernovy.
Existují dva, ve skutečnosti zcela odlišné, mechanismy, které produkují supernovu: první, termonukleární supernova , je výsledkem termonukleárního výbuchu mrtvoly hvězdy zvané bílý trpaslík , druhý, supernova kolabující srdce , následuje imploze. hmotné hvězdy, která je v době imploze stále místem jaderných reakcí. Tato imploze je zodpovědná za dislokaci vnějších vrstev hvězdy. Třetí mechanismus, který je stále nejistý, ale souvisí s druhým, se pravděpodobně vyskytne uvnitř nejhmotnějších hvězd. Jedná se o supernovu produkcí párů . Historicky byly supernovy klasifikovány podle jejich spektroskopických charakteristik . Tato klasifikace nebyla z fyzikálního hlediska příliš relevantní. Pouze takzvané supernovy typu Ia (vyslovované „1 a“ ) jsou termonukleární, všechny ostatní jsou srdečním selháním.
Hmota vyloučená supernovou expanduje do vesmíru a vytváří typ mlhoviny zvané lomítko supernovy . Životnost tohoto typu mlhoviny je relativně omezená, hmota je vymrštěna velmi vysokou rychlostí (několik tisíc kilometrů za sekundu), zbytek se v astronomickém měřítku za několik stovek tisíc let poměrně rychle rozptýlí. Gum mlhovina nebo Swan krajky jsou příklady zbytků supernov v této velmi pokročilém stavu ředění mezihvězdného média. Krabí mlhovina je příkladem mladistvého dosvitu: záře exploze, která způsobila zrod k němu dospělo na Zemi méně než před tisíci lety.
Termín „supernova“ pochází z termínu „nova“, převzatého z latinského adjektiva nova , což znamená „nový“. Historicky to bylo v roce 1572 a poté v roce 1604, kdy západní svět objevil, že „nové hvězdy“ se někdy na omezenou dobu objevily na nebeské klenbě . Tyto události popsali Tycho Brahe a Johannes Kepler v latinských spisech používajících termín stella nova (viz například De Stella Nova in Pede Serpentarii , autor Kepler, publikovaný v roce 1606). Následně byl dočasný výskyt nových hvězd nazýván termínem „nova“. Tyto události ve skutečnosti skrývají dvě odlišné třídy jevů: může to být buď termonukleární exploze vyskytující se na povrchu hvězdy poté, co nahromadila hmotu z jiné hvězdy, aniž by výbuch zničil hvězdu, která je jejím sídlem, nebo úplná exploze hvězdy. Rozdíl mezi těmito dvěma jevy byl učiněn v průběhu 30. let.
První byl mnohem méně energický než ten poslední, první zachoval dříve používaný název nova , druhý převzal název supernova. Samotný termín poprvé použili Walter Baade a Fritz Zwicky v roce 1933 nebo 1934 na výročním zasedání Americké fyzické společnosti . Původně se psalo „supernova“, poté se postupně psalo bez pomlčky. Starší spisy hovořící o pozorování supernov používají termín nova: to je například případ pozorovacích zpráv poslední pozorované supernovy v roce 1885 v galaxii Andromeda , SN 1885A (viz odkazy v příslušném článku).
Historicky byly supernovy klasifikovány podle jejich spektra , podle dvou typů, označených římskými číslicemi I a II, které obsahují několik podtypů:
Mezi supernovami typu I existují tři podtřídy:
Pokud jde o supernovy typu II, uvažujeme spektrum asi tři měsíce po začátku výbuchu:
Navíc, za přítomnosti spektroskopických zvláštností, je pro anglické zvláštnosti přidáno malé písmeno „p“ (které může předcházet pomlčka, pokud je přítomen podtyp) . Poslední blízká supernova, SN 1987A, byla v tomto případě. Jeho spektroskopický typ je IIp.
Tato klasifikace je ve skutečnosti docela daleko od základní reality těchto objektů. Existují dva fyzikální mechanismy, které vedou k supernově:
Kataklyzmatická událost podepisující konec hvězdy, supernova může být výsledkem dvou velmi odlišných typů událostí:
Astronomové rozdělili supernovy do různých tříd v závislosti na prvcích, které se objevují v jejich elektromagnetickém spektru .
Hlavním prvkem klasifikace je přítomnost nebo nepřítomnost vodíku . Pokud spektrum supernovy neobsahuje vodík, je klasifikováno jako typ I, jinak typ II. Samotné tyto skupiny mají další členění.
Supernovy typu Ia (SNIa) neobsahují ve svém spektru helium, ale křemík . Vzhledem k tomu, že kolísání jasu hvězdy během supernovy typu Ia je extrémně pravidelné, lze SNIa použít jako kosmické svíčky . V roce 1998 fyzici objevením SNIa ve vzdálených galaxiích zjistili, že se rozpínání vesmíru zrychluje .
Obecně se předpokládá, že se Snia pochází z explozi bílého trpaslíka blíží nebo které dosáhly hranice Chandrasekhar o narůstání hmoty.
Jedním z možných scénářů vysvětlujících tento jev je bílý trpaslík obíhající kolem středně hmotné hvězdy. Trpaslík přitahuje hmotu od svého druha, dokud nedosáhne limitu Chandrasekhar. Poté, co se vnitřní tlak hvězdy stal nedostatečným k vyrovnání vlastní gravitace , se trpaslík začal hroutit. Tento kolaps umožňuje zapálení fúze atomů uhlíku a kyslíku, které tvoří hvězdu. Protože tato fúze již není regulována zahříváním a rozpínáním hvězdy, stejně jako u hvězd hlavní sekvence (tlak hvězdy je tlak jejích degenerovaných elektronů, počítáno Fermi ), dochází k nekontrolovaným fúzním reakcím, které rozpadá trpaslíka v gigantickém termonukleárním výbuchu. To se liší od mechanismu formování novy , ve kterém bílý trpaslík nedosahuje limitu Chandrasekhar, ale začíná jadernou fúzi hmoty nahromaděné a stlačené na povrchu. Zvýšení světelnosti je v důsledku energie uvolněné při explozi a udržuje se po dobu nezbytnou pro kobalt k rozpadu do železa .
Další scénář, publikovaný v roce 2011, uzavírá kolem případu supernovy PTF10ops , že SNIa může být způsobena kolizí dvou bílých trpaslíků.
Ve skutečnosti můžeme rozlišovat čtyři skupiny supernov typu Ia: „NUV-modrá“, „NUV-červená“, „MUV-modrá“ a „nepravidelná“ . Relativní množství NUV-modré a NUV-červené SNIa (dvě nejpočetnější skupiny) se za poslední miliardu let změnilo, což by mohlo komplikovat jejich použití jako markerů kosmické expanze.
Konečná fáze života hmotné hvězdy (více než osm hmot Slunce ) začíná poté, co jádro ze železa a niklu 56 bylo postaveno následnými fázemi reakcí jaderné fúze. Tyto prvky, které jsou nejstabilnější, reakce fúze, jako je jaderné štěpení železa, spotřebovávají energii, místo aby ji produkovaly. Mezi asi osmi a deseti slunečními hmotami se postupné fúze zastaví, zatímco srdce se skládá z kyslíku , neonů a hořčíku , ale scénář popsaný níže zůstává platný.
Na konci fáze tání železa dosáhne jádro hustoty, při které dominuje tlak degenerace elektronů (~ 1 t / cm 3 ). Vrstva přímo obklopující srdce, která se stala inertní, nadále produkuje železo a nikl na povrchu srdce. Jeho hmotnost se tedy stále zvyšuje, dokud nedosáhne „hmoty Chandrasekhar“ (přibližně 1,4 sluneční hmoty ). V tomto okamžiku je překročen degenerační tlak elektronů. Srdce se smrští a zhroutí na sebe. Kromě toho začíná fáze neutronizace, která snižuje počet elektronů a tím i jejich degenerační tlak. Elektrony jsou zachyceny protony, tvořit masivní tok 10 58 elektronů neutrin a transformace jádro do neutronové hvězdy 10-20 km v průměru a hustotě atomového jádra (> 500 Mt / cm 3 ).
Právě tato gravitační kontrakce neutronizujícího jádra a kontraktů sousedních vnitřních vrstev uvolňuje veškerou energii výbuchu supernovy. Jde o výbuch způsobený uvolněním energie z gravitačního potenciálu, který se během tohoto kolapsu zvyšuje a několikanásobně překračuje celkový jaderný potenciál z vodíku na železo (přibližně 0,9% hmotné energie ). Tato energie se přenáší na vnější stranu podle různých jevů, jako je rázová vlna, ohřev hmoty a zejména tok neutrin.
Když hustota překročí hustotu atomového jádra , jaderná síla začne být velmi odpudivá. Vnější vrstvy srdce se odrážejí 10-20% rychlosti světla. Rázová vlna z odrazu se šíří do vnějších vrstev a soutěží s padajícím materiálem dovnitř, takže se stabilizuje přibližně 100-200 km od středu. Neutrina se během několika vteřin rozptýlí ze srdce a zlomek z nich zahřeje oblast pláště uvnitř rázové vlny (tzv. „Oblast zisku“). Zbytek se uvolní do vesmíru a odebírá 99% celkové energie supernovy. Nyní se věří, že vstup energie do rázové vlny zahříváním oblasti zisku neutrina je klíčovým prvkem odpovědným za explozi supernovy.
V hmotných hvězdách mohly během posledních okamžiků výbuchu vysoké teploty (> 10 9 K ) umožnit výbušnou formu nukleosyntézy zvanou „proces r“: vysoká hustota neutronů (10 20 n / cm 3 ) umožňuje jejich zachycení jádry je rychlejší než β - radioaktivní rozpad , protože k tomu dojde za několik sekund. Bude tedy produkovat izotopy bohaté na neutrony s atomovým číslem mnohem vyšším než železo ( N = 26 ), což vysvětluje existenci těžkých radioaktivních jader ve vesmíru jako thorium a uran , které jsou vždy přítomny na Zemi, protože jejich poločasy jsou řádové věku sluneční soustavy .
Existují také minimální variace těchto různých typů s označeními jako II-P a II-L , ale jednoduše popisují chování měnícího se jasu (II-P pozoruje náhorní plošinu, zatímco II-L ne) a ne základní data.
Supernovy typu Ib a Ic nevykazují křemík ve svém spektru a mechanismus jejich vzniku není dosud znám. Supernovy typu Ic také nevykazují ve svém spektru helium. Předpokládá se, že odpovídají hvězdám na konci svého života (jako typ II) a které již vyčerpaly svůj vodík, takže se neobjevuje v jejich spektru. Supernovy typu Ib jsou jistě výsledkem zhroucení hvězdy Wolf-Rayet . Spojení s dlouhými záblesky gama záření se zdá být navázáno.
Několik výjimečně hmotných hvězd může při zhroucení vytvořit „ hypernovu “. Tento typ exploze je však známý pouze teoreticky, pozorováními to zatím nebylo potvrzeno.
V hypernově se srdce hvězdy zhroutí přímo do černé díry, protože je hmotnější než limit „neutronových hvězd“. Dva extrémně energetické plazmové paprsky jsou vyzařovány podél osy otáčení hvězdy rychlostí blízkou rychlosti světla . Tyto trysky vyzařují intenzivní gama paprsky a mohly by vysvětlit původ gama záblesků . Pokud je totiž pozorovatel v ose trysek (nebo blízko ní), obdrží signál, který lze zachytit z hlubin vesmíru ( kosmologický horizont ).
Supernovy typu I jsou podle všeho podstatně jasnější než supernovy typu II. To v elektromagnetické svítivosti .
Naproti tomu supernovy typu II jsou ze své podstaty energičtější než supernovy typu I. Supernovy s kolapsem jádra (typ II) emitují většinu, ne-li téměř veškerou, energii ve formě neutrinového záření .
Nejjasnější supernova pozorovaná za 400 let byla spatřena v roce 1987 v obrovských plynných mracích mlhoviny Tarantula ve Velkém Magellanově mračnu .
Supernov Objevy jsou hlášeny na Mezinárodní astronomické unie v centrální astronomické telegramu úřadu , který vydává elektronický telegram s označením připisuje supernovy. Toto označení odpovídá formátu SN RRRR nebo SN RRRR , kde SN je zkratka pro supernovu, RRRR je rokem objevu, A je latinské velké písmeno a aa jsou dvě malá latinská písmena. Prvních 26 supernov roku má dopis mezi A a Z; po Z začínají písmeny aa, ab atd. Například SN 1987A , pravděpodobně nejslavnější supernova moderní doby, která byla pozorována23. února 1987ve Velkém Magellanově mračnu , byl prvním objevem toho roku. Bylo to v roce 1982, kdy bylo zapotřebí první dvoupísmenné označení ( SN 1982aa , v NGC 6052 ). Počet supernov objevených každý rok se neustále zvyšuje.
Od roku 1997, kdy byly vytvořeny programy zaměřené na objev těchto objektů, zejména termonukleárních supernov, došlo k výraznému nárůstu. První rozsáhlé odborné programy patřily Supernova Cosmology Project , vedená Saul Perlmutter , a High-Z supernovy pátrací tým , vedený Brian P. Schmidt . Tyto dva programy umožnily v roce 1998 objevit zrychlení expanze vesmíru .
Následně se objevily další specializované programy, například ESSENCE (také režírovaný Brianem P. Schmittem) nebo SNLS . Velké průzkumy, jako je průzkum Sloan Digital Sky Survey , také vedly k objevu velkého počtu supernov. Počet objevených supernov se tak zvýšil z 96 v roce 1996 na 163 v roce 1997. V roce 2006 to bylo 551; posledním objevem toho roku bylo SN 2006ue .
Supernovy jsou velkolepé, ale vzácné události. Některé z nich byly od vynálezu psaní viditelné pouhým okem a důkazy o jejich pozorování se k nám dostaly:
Několik dalších pozoruhodných supernov bylo předmětem mnoha studií, včetně:
Popularizace