Supernovă de tip II: Diferență între versiuni

Conținut șters Conținut adăugat

Aliniat

Versiunea de la 30 octombrie 2009 17:51

O supernovă de tip II aparţine unei subcategorii de stele variabile cataclismice cunoscute sub denumirea de supernove cu colaps al miezului, ce rezultă din prăbuşirea internă şi explozia violentă a unei stele masive. Prezenţa hidrogenului în spectrul său este cea care distinge o supernovă de tip II de alte clase de supernove. O stea trebuie să aibă o masă de cel puţin 9 ori mai mare decât cea a Soarelui pentru a suferi acest tip de colaps.^[1]

Stelele masive generează energie prin fuziunea nucleară a elementelor. Spre deosebire de Soare, aceste stele posedă masa necesară pentru a fuziona elemente cu masă atomică mai mare decât hidrogenul şi heliul. Steaua evoluează pentru a favoriza fuziunea acestor elemente de masă mare, în permanentă acumulare, până când, în cele din urmă, se formează un miez de fier. Fuziunea nucleară a fierului nu produce energie suficientă pentru a susţine steaua, şi astfel miezul devine o masă inertă susţinută doar de presiunea de degenerare a electronilor. Această presiune se creează atunci când orice compresie suplimentară a stelei ar obliga electronii să ocupe aceeaşi stare cuantică, ceea ce nu este posibil pentru acest tip de particulă. (Vezi Principiul de excluziune.)

Când masa miezului de fier depăşeşte 1,44 mase solare (limita Chandrasekhar), se declanşează o implozie. Miezul se contractă rapid sub presiune, încălzindu-se, ceea ce duce la accelerarea reacţiilor nucleare din care rezultă formarea de neutroni şi neutrini. Colapsul este blocat de forţele pe distanţe mici ce acţionează între aceşti neutroni, ceea ce face forţa imploziei să se îndrepte spre exterior. Energia acestei unde de şoc în expansiune este suficientă pentru a detaşa materialul stelar din jurul miezului.^[2]

Există mai multe categorii de supernove de tip II, categorisite pe baza curbelor luminoase—grafice ale luminozităţii în raport cu timpul—din urma exploziei. Supernovele de tip II-L prezintă o scădere liniară a curbei luminoase, pe când cele de tip II-P prezintă o perioadă de scădere lentă (un „platou”), urmată de o scădere normală.

Formare

Stelele mult mai masive decât soarele evoluează în moduri mai complexe. În miezul Soarelui, atomii de hidrogen fuzionează transformându-se în heliu şi eliberând energie termică ce încălzeşte miezul Soarelui şi furnizează o presiune ce împiedică straturile superioare să se prăbuşească. Heliul produs în miez se acumulează acolo, întrucât temperaturile din miez nu sunt încă suficient de mari pentru a face atomii de heliu să fuzioneze. În cele din urmă, pe măsură ce hidrogenul din miez se epuizează, reacţiile de fuziune îşi reduc intensitatea şi gravitaţia cauzează contracţia miezului. Această contracţie duce la creşterea suficient de mare a temperaturii pentru a iniţia o fază scurtă de fuziune a heliului, care durează mai puţin de 10% din durata de viaţă a unei stele. În stelele mai mici de opt mase solare, carbonul produs de fuziunea heliului nu fuzionează mai departe, iar steaua se răceşte treptat, devenind o pitică albă.^[3]^[4] Piticele albe, dacă au o companioană apropiată, pot deveni apoi supernove de tip Ia.

O stea mult mai mare, însă, poate crea temperaturi şi presiuni suficiente pentru a determina declanşarea fuziunii carbonului în miez odată ce steaua începe să se contracte din nou la sfârşitul etapei de fuziune a heliului. Miezurile acestor stele masive ajung să aibă mai multe straturi pe măsură ce se acumulează nuclee atomice din ce în ce mai grele în centru. Stratul cel mai exterior rămâne din hidrogen gazos şi înconjoară un strat de hidrogen care continuă să fuzioneze transformându-se în heliu; sub acest strat se află un alt strat de heliu care se transformă în carbon, şi aşa mai departe, până la miez fiind mai multe straturi în care fuzionează elemente din ce în ce mai grele. Pe parcursul evoluţiei unei stele atât de masive, ea trece prin mai multe etape în care fuziunea din miez încetează, şi miezul se prăbuşeşte până când presiunea şi temperatura sa sunt suficiente pentru a declanşa următoarea etapă de fuziune, care, odată începută, se opune prăbuşirii.^[3]^[4]

Etape de fuziune nucleară în miezul unei stele de 25 de mase solare
Proces	Combustibil principal	Produşi principali	Stea de 25 M_☉^[5]
Proces	Combustibil principal	Produşi principali	Temperatură (Kelvin)	Densitate (g/cm³)	Durată
Fuziunea hidrogenului	hidrogen	heliu	7×10⁷	10	10⁷ ani
Procesul triplu alfa	heliu	carbon, oxigen	2×10⁸	2000	10⁶ ani
Fuziunea carbonului	carbon	Ne, Na, Mg, Al	8×10⁸	10⁶	10³ ani
Fuziunea neonului	neon	O, Mg	1.6×10⁹	10⁷	3 ani
Fuziunea oxigenului	oxigen	Si, S, Ar, Ca	1.8×10⁹	10⁷	0.3 ani
Fuziunea siliciului	siliciu	nichel (se dezintegrează în fier)	2.5×10⁹	10⁸	5 zile

Prăbuşirea miezului

Factorul limitator al acestui proces este cantitatea de energie eliberată prin fuziune, care depinde de energia de legătură ce ţine împreună aceste nuclee atomice. Fiecare pas adiţional produce nuclee din ce în ce mai grele, care eliberează din ce în ce mai puţină energie prin procesul de fuziune. Aceasta continuă până când se produce nichel-56 (care se dezintegrează formând fier-56). Întrucât fierul şi nichelul au cea mai mare energie de legătură per nucleon din toate elementele,^[6] nu se mai poate produce energie în miez prin fuziune, şi miezul din nichel-fier creşte.^[4]^[7] Acest miez suferă o presiune gravitaţională uriaşă. Întrucât nu există niciun proces de fuziune care să crească şi mai mult temperatura stelei pentru a o împiedica să se prăbuşească spre centrul său, ea este susţinută doar de presiunea de degenerare a electronilor. În această stare, materia este atât de densă încât orice compresie suplimentară ar face ca mai mulţi electroni să ocupe aceeaşi stare cuantică. Principiul de excluziune Pauli împiedică fermionii (clasă de particule din care fac parte şi electronii) să facă aceasta.

Când masa miezului depăşeşte limita Chandrasekhar, presiunea de degenerare nu o mai poate susţine, şi are loc un colaps catastrofal.^[8] Partea exterioară a miezului ajunge să se prăbuşească spre centrul stelei cu viteze de până la 70.000 km/s (23% din viteza luminii).^[9] Miezul în plină comprimare se încălzeşte, producând radiaţii gamma de mari energii care duc la descompunerea nucleelor de fier în nuclee de heliu şi neutroni liberi (prin fotodezintegrare). Pe măsură ce densitatea miezului creşte, el devine propice din punct de vedere energetic pentru fuziunea dintre electroni şi protoni (printr-un proces invers dezintegrării beta), care duce la crearea de neutroni şi de particule elementare denumite neutrini. Întrucât neutrinii interacţionează rareori cu materia normală, ei pot ieşi din miez, transportând energie şi accelerând şi mai mult prăbuşirea, care are loc pe o durată de câteva milisecunde. Pe măsură ce miezul se detaşează de stratele exterioare ale stelei, unii dintre aceşti neutrini sunt absorbiţi de aceste straturi exterioare, declanşând supernova.^[10]

La supernovele de tip II, prăbuşirea este în cele din urmă oprită de interacţiunile de respingere neutron-neutron la nivel micro (intermediate de forţa nucleară tare), precum şi de presiunea de degenerare a neutronilor, la o densitate comparabilă cu cea a unui nucleu atomic. Odată prăbuşirea oprită, materia care cade spre miez ricoşează, producând o undă de şoc ce se propagă spre exterior. Energia acestui şoc disociază elementele grele din miez. Aceasta reduce energia şocului, care poate bloca explozia în partea exterioară a miezului.^[11]

În faza de prăbuşire, miezul are o denistate şi o energie atât de mare încât doar neutrinii pot ieşi. Pe măsură ce protonii şi electronii se combină formând neutroni, se produc neutrini electronici. Într-o supernovă tipică de tip II, miezul de neutroni format are o temperatură iniţială de aproximativ 100 de miliarde de kelvini; de 10⁵ ori mai mare decât temperatura miezului soarelui. Mare parte din această energie termică trebuie disipată pentru formarea unei stele neutronice stabile (altfel neutronii ar „fierbe”), ceea ce se realizează printr-o nou degajare de neutrini.^[12] Aceşti neutrini „termici” formează perechi neutrino-antineutrino de toate tipurile, într-un număr de câteva ori mai mare decât neutrinii emişi prin capturarea electronilor de către protoni.^[13] Cele două mecanisme de producere a neutrinilor convertesc energia potenţială gravitaţională a colapsului într-o emisie de neutrini cu durata de zece secunde, prin care se eliberează 10⁴⁶ jouli.^[14]

Printr-un proces care nu este încă bine înţeles, aproximativ 10⁴⁴ jouli sunt reabsorbiţi de şocul blocat, ducând la producerea unei explozii.^[a]^[11] Neutrinii generaţi de o supernovă au fost observaţi în cazul supernovei 1987A, ceea ce i-a făcut pe astronomi să concluzioneze că această imagine a prăbuşirii miezului este, în esenţă, corectă. Instrumentele cu apă Kamiokande II şi IMB au detectat antineutrini de origine termică,^[12] în timp ce instrumentul pe bază de galim-71 Baksan a detectat şi neutrini de origine termică.

Când steaua generatoare are dimensiunea mai mică de 20 mase solare (în funcţie de puterea exploziei şi de cantitatea de material care cade înapoi), rămăşiţa degenerată a prăbuşirii miezului este o stea neutronică.^[9] Peste această masă, rămăşiţa se prăbuşeşte formând o gaură neagră.^[4]^[15] Masa-limită teoretică pentru acest tip de scenariu al prăbuşirii miezului este de aproximativ 40–50 mase solare. Dacă masa este mai mare, se crede că o stea ar putea să devină direct gaură neagră fără faza de supernovă,^[16] deşi calculele acestor limite sunt nesigure din cauza incertitudinilor modelelor existente pentru supernove.

Modele teoretice

Modelul Standard din fizica particulelor este o teorie ce descrie trei dintre cele patru interacţiuni fundamentale între particulele elementare care constituie materia. Această teorie permite realizarea de predicţii asupra felului în care interacţionează particulele în multe condiţii. Energia per particulă într-o supernovă este de regulă între unul şi o sută cincizeci de picojouli (zeci–sute de MeV).^[17] Energia per particulă implicată într-o supernovă este suficient de mică pentru ca predicţiile ce rezultă din Modelul Standard al fizicii particulelor să fie suficient de corecte. Dar densităţile mari ar putea impune corecţii ale Modelului Standard.^[18] În particular, acceleratoarele de particule de pe Pământ pot produce interacţii între particule de energie mult mai mare decât cele găsite în supernove,^[19] dar aceste experimente implică interacţiuni între particule individuale, şi este posibil ca la densităţile foarte mari din supernove efectele să fie foarte diferite. Interacţiunile dintre neutrini şi alte particule din supernove au loc prin intermediul forţei nucleare slabe, despre care se consideră că este bine înţeleasă. Pe de altă parte, interacţiunea dintre protoni şi neutroni implică forţa nucleară tare, care nu este înţeleasă în suficientă profunzime.^[20]

Marea problemă nerezolvată a supernovelor de tip II este aceea că nu se înţelege cum îşi transferă explozia de neutrini energia restului stelei, producând unda de şoc care face steaua să explodeze. Din discuţia de mai sus, pentru a produce o explozie, trebuie transferat doar un procent din energie, dar explicarea felului în care are loc transferul acelui procent s-a dovedit a fi foarte dificilă, deşi interacţiunile între particule sunt destul de bine înţelese. Unul dintre modelele anilor 1990 pentru aceasta implica noţiunea de răsturnare convectivă, care sugerează că procesul de distrugere a stelei este dus la îndeplinire de convecţie, fie de la neutrinii veniţi dinspre centru, fie din materia ce cade dinspre exterior. În timpul acestei explozii se formează elemente mai grele prin captura neutronilor, şi din cauza presiunii neutrinilor asupra limitei „neutrinosferei”, îmbogăţind spaţiul înconjurător cu un nor de gaz şi praf mai bogat în elemente grele decât cel în care s-a format iniţial steaua.^[21]

Fizica neutrinilor, modelată pe baza Modelului Standard, este crucială pentru înţelegerea acestui proces.^[18] Cealaltă arie importantă de cercetare este hidrodinamicz plasmei care constituie steaua; felul în care se comportă ea în timpul prăbuşirii miezului determină când şi cum se formează unda de şoc şi cum se frânează şi se reactivează ea.^[22] Modelele computerizate au reuşit să calculeze comportamentul supernovelor de tip II după formarea undei de şoc. Ignorând prima secundă a exploziei, şi presupunând că ea este declanşată, astrofizicienii au făcut predicţii detaliate privind elementele ce se produc într-o supernovă şi privind curba luminoasă aşteptată a acesteia.^[23]^[24]^[25]

Curbele luminoase şi spectrele neobişnuite

Acest grafic al luminozităţii (în raport cu Soarele) ca funcţie de timp arată formele caracteristice ale curbelor luminoase ale supernovelor de tip II-L şi II-P.

La examinarea spectrului unei supernove de tip II, el prezintă linii de absorbţie Balmer—frecvenţe caracteristice la care absorb energie atomii de hidrogen. Cu ajutorul prezenţei acestor linii, se face distincţia între această categorie de supernove şi supernovele de tip Ia.

Când se trasează graficul unei supernove de tip II, el prezintă o creştere caracteristică până la o strălucire maximă, urmată de un declin. Aceste curbe luminoase au o viteză medie de scădere de 0,008 magnitudini pe zi, mult mai mică decât viteza de scădere a supernovelor de tip Ia. Cele de tip II se împart mai departe în două clase, în funcţie de forma curbei luminoase. Curba luminoasă a unei supernove de tip II-L prezintă o scădere liniară imediat după atingerea strălucirii maxime. Curba de lumină a unei supernove de tip II-P are o porţiune plată (denumită platou) în timpul scăderii; ea reprezintă o perioadă în care luminozitatea scade cu viteză mai mică. Viteza netă de scădere a luminozităţii este mai mică, la 0,0075 magnitudini pe zi la tipul II-P, spre deosebire de 0,012 magnitudini pe zi pentru tipul II-L.^[26]

Se crede că diferenţa de formă a curbelor de lumină este cauzată, în cazul supernovelor de tip II-L, de degajarea a mare parte din învelişul de hidrogen al stelei originale.^[26] Faza de platou de la supernovele de tip II-P se datorează unei schimbări a opacităţii stratului exterior. Unda de şoc ionizează hidrogenul din stratul exterior—îndepărtând electronul din atomul de hidrogen—ceea ce are ca rezultat o creştere semnificativă a opacităţii. Aceasta împiedică fotonii din părţile interioare ale exploziei să mai iasă. După ce hidrogenul se răceşte suficient de mult pentru a se recombina, stratul exterior devine transparent.^[27]

Din supernovele de tip II cu trăsături neobişnuite în spectru, cele de tip IIn pot fi produse de interacţiunea materiei degajate cu materialul circumstelar.^[28] Supernovele de tip IIb sunt foarte probabil stele masive care şi-au pierdut mare parte din învelişul de hidrogen (dar nu în întregime) din cauza gravitaţiei unei stele-companion. Pe măsură ce materia eliminată de o supernovă de tip IIb se îndepărtează, stratul de hidrogen devine rapid mai transparent şi încep să se vadă prin el straturile din profunzime.^[29]

Hipernove

Există stele care sunt atât de mari încât colapsul miezului nu poate fi oprit. Presiunea de degenerare şi interacţiunile de respingere neutron-neutron pot susţine doar o stea neutronică a cărei masă nu depăşeşte limita Tolman-Oppenheimer-Volkoff de aproximativ 4 mase solare.^[30] Peste această limită, colapsul miezului are ca efect formarea directă a unei găuri negre,^[16] probabil producând o (încă teoretică) hipernovă. În mecanismul teoretic al hipernovei, se emit două jeturi de plasmă cu energie extrem de mare din polii de rotaţie ai stelei la viteză apropiată de cea a luminii. Aceste jeturi emit radiaţii gamma intense, şi constituie una dintre posibilele explicaţii pentru exploziile de radiaţii gamma.^[31]

Bibliografie

^ Gilmore, Gerry.
^ Staff (7 septembrie 2006). „Introduction to Supernova Remnants”. NASA Goddard/SAO. Accesat în 1 mai 2007.
^ ^a ^b Richmond, Michael. „Late stages of evolution for low-mass stars”. Rochester Institute of Technology. Accesat în 4 august 2006.
^ ^a ^b ^c ^d Hinshaw, Gary (23 august 2006). „The Life and Death of Stars”. NASA Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Mission. Accesat în 1 septembrie 2006.
^ Woosley, S. (2006-01-12). „The Physics of Core-Collapse Supernovae”. Nature Physics. 1 (3): 147–154. doi:10.1038/nphys172. Accesat în 18 octombrie 2008. Verificați datele pentru: |year= / |date= mismatch (ajutor)
^ Fewell, M. P.
^ Fleurot, Fabrice. „Evolution of Massive Stars”. Laurentian University. Accesat în 13 august 2007.
^ Lieb, E. H.
^ ^a ^b Fryer, C. L. (24 ianuarie 2006). „Gravitational Waves from Gravitational Collapse”. Max Planck Institute for Gravitational Physics. Accesat în 14 decembrie 2006.
^ Hayakawa, Takehito, Hayakawa, T.;.
^ ^a ^b Fryer, C. L. (24 ianuarie 2006). „Gravitational Waves from Gravitational Collapse, section 3.1”. Los Alamos National Laboratory. Accesat în 9 decembrie 2006.
^ ^a ^b Mann, Alfred K. Mentenanță CS1: Text în plus (link)
^ Gribbin, John R.; Gribbin, Mary. Mentenanță CS1: Text în plus (link)
^ Barwick, S. (29 octombrie 2004). „APS Neutrino Study: Report of the Neutrino Astrophysics and Cosmology Working Group” (PDF). American Physical Society. Accesat în 12 decembrie 2006.
^ Michael, Chris L.
^ ^a ^b Fryer, Chris L.
^ Izzard, R. G.
^ ^a ^b Rampp, M. (11 d.Hr.). „Core-collapse supernova simulations: Variations of the input physics”. Proceedings of the 11th Workshop on "Nuclear Astrophysics". Ringberg Castle, Tegernsee, Germania. pp. 119–125. Accesat în 14 decembrie 2006.
^ The OPAL Collaboration; Ackerstaff, K.; et al.
^ Staff (5 octombrie 2004). „The Nobel Prize in Physics 2004”. Nobel Foundation. Accesat în 30 mai 2007.
^ Stover, Dawn.
^ Janka, H.-Th.
^ Blinnikov, S.I.
^ Young, Timothy R.
^ Heger, A. (4 d.Hr.). „Nucleosynthesis in Massive Stars Using Extended Adaptive Nuclear Reaction Networks”. AIP Conference Proceedings. 561. Tours, France: American Institute of Physics. p. 44. ISBN 1-56396-996-3. Accesat în 13 decembrie 2006.
^ ^a ^b Doggett, J. B.
^ „Type II Supernova Light Curves”. Swinburne University of Technology. Accesat în 17 martie 2007.
^ Pastorello, A.
^ Utrobin, V. P.
^ Bombaci, I.
^ „Cosmological Gamma-Ray Bursts and Hypernovae Conclusively Linked”. European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO). 18 iunie 2003. Accesat în 30 octombrie 2006.

[science304-1] Gilmore, Gerry.

[2] Staff (7 septembrie 2006). „Introduction to Supernova Remnants”. NASA Goddard/SAO. Accesat în 1 mai 2007.

[late_stages-3] Richmond, Michael. „Late stages of evolution for low-mass stars”. Rochester Institute of Technology. Accesat în 4 august 2006.

[hinshaw-4] Hinshaw, Gary (23 august 2006). „The Life and Death of Stars”. NASA Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Mission. Accesat în 1 septembrie 2006.

[WoosleyJanka-5] Woosley, S. (2006-01-12). „The Physics of Core-Collapse Supernovae”. Nature Physics. 1 (3): 147–154. doi:10.1038/nphys172. Accesat în 18 octombrie 2008. Verificați datele pentru: |year= / |date= mismatch (ajutor)

[6] Fewell, M. P.

[7] Fleurot, Fabrice. „Evolution of Massive Stars”. Laurentian University. Accesat în 13 august 2007.

[Chandrasekhar-8] Lieb, E. H.

[grav_waves-9] Fryer, C. L. (24 ianuarie 2006). „Gravitational Waves from Gravitational Collapse”. Max Planck Institute for Gravitational Physics. Accesat în 14 decembrie 2006.

[hayakawa-10] Hayakawa, Takehito, Hayakawa, T.;.

[collapse_scenario-11] Fryer, C. L. (24 ianuarie 2006). „Gravitational Waves from Gravitational Collapse, section 3.1”. Los Alamos National Laboratory. Accesat în 9 decembrie 2006.

[akmann-12] Mann, Alfred K. Mentenanță CS1: Text în plus (link)

[13] Gribbin, John R.; Gribbin, Mary. Mentenanță CS1: Text în plus (link)

[APS_study-14] Barwick, S. (29 octombrie 2004). „APS Neutrino Study: Report of the Neutrino Astrophysics and Cosmology Working Group” (PDF). American Physical Society. Accesat în 12 decembrie 2006.

[15] Michael, Chris L.

[fryer-16] Fryer, Chris L.

[izzard-17] Izzard, R. G.

[cc_sims-18] Rampp, M. (11 d.Hr.). „Core-collapse supernova simulations: Variations of the input physics”. Proceedings of the 11th Workshop on "Nuclear Astrophysics". Ringberg Castle, Tegernsee, Germania. pp. 119–125. Accesat în 14 decembrie 2006.

[19] The OPAL Collaboration; Ackerstaff, K.; et al.

[20] Staff (5 octombrie 2004). „The Nobel Prize in Physics 2004”. Nobel Foundation. Accesat în 30 mai 2007.

[pop-sci-dec-2006-21] Stover, Dawn.

[22] Janka, H.-Th.

[23] Blinnikov, S.I.

[24] Young, Timothy R.

[25] Heger, A. (4 d.Hr.). „Nucleosynthesis in Massive Stars Using Extended Adaptive Nuclear Reaction Networks”. AIP Conference Proceedings. 561. Tours, France: American Institute of Physics. p. 44. ISBN 1-56396-996-3. Accesat în 13 decembrie 2006.

[comparative_study-26] Doggett, J. B.

[27] „Type II Supernova Light Curves”. Swinburne University of Technology. Accesat în 17 martie 2007.

[28] Pastorello, A.

[29] Utrobin, V. P.

[30] Bombaci, I.

[31] „Cosmological Gamma-Ray Bursts and Hypernovae Conclusively Linked”. European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO). 18 iunie 2003. Accesat în 30 octombrie 2006.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[a]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]