Tipo II supernova - Type II supernova


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O remanescente em expansão de SN 1987A , um tipo de supernova II-P na Grande Nuvem de Magalhães . NASA imagem.

A supernova Tipo II (plural: supernovas ou supernovas ) resulta do rápido colapso e violenta explosão de uma enorme estrela . Uma estrela deve ter pelo menos 8 vezes, mas não mais do que 40 a 50 vezes, a massa do Sol ( M ) submeter-se a este tipo de explosão. Tipo II supernovas distinguem-se de outros tipos de supernovas pela presença de hidrogénio no seu espectro . Eles são geralmente observados nos braços em espiral de galáxias e em regiões H II , mas não em galáxias elípticas .

Estrelas gerar energia pela fusão nuclear de elementos. Ao contrário do Sol, estrelas maciças possuem a massa necessária para fundir os elementos que têm uma massa atómica superior à do hidrogénio e do hélio, embora em cada vez mais altas temperaturas e pressões , fazendo com que cada vez mais curtos períodos de vida estelar. A pressão de degeneração de electrões e a energia gerada por estas reacções de fusão são suficientes para contrariar a força de gravidade e impedir o colapso da estrela, manter o equilíbrio estelar. A estrela funde elementos de massa cada vez mais elevados, a partir de hidrogénio e, em seguida, hélio , progredindo através da tabela periódica, até que um núcleo de ferro e níquel é produzido. Fusão de ferro ou níquel não produz nenhuma saída de energia líquida, assim, não mais de fusão pode realizar-se, deixando o nleo inerte de níquel-ferro. Devido à falta de produção de energia térmica a criação de pressão para o exterior, os contratos de núcleo, devido à gravidade até que o peso sobrejacente da estrela pode ser suportado em grande parte pela pressão de degeneração de electrões.

Quando a massa compactada do núcleo inerte excede o limite de Chandrasekhar de cerca de 1,4  M , degeneração de electrões já não é suficiente para contrariar a compressão gravitacional. A cataclísmico implosão do núcleo ocorre dentro de segundos. Sem o suporte do núcleo interno agora-imploded, o núcleo externo entra em colapso para dentro por acção da gravidade e atinge uma velocidade de até 23% da velocidade da luz e a compressão súbita aumenta a temperatura do núcleo interno para até 100 milhões de Kelvin . Neutrões e neutrinos são formados através invertida decaimento beta , que libertam cerca de 10 46  joules (100  foe ) em um de dez segundos explosão. Além disso, o colapso do núcleo interior é interrompida por degenerescência de neutrões , fazendo com que a implosão para recuperar e saltar para fora. A energia desta expansão onda de choque é suficiente para romper o material estelar sobrejacente e acelerá-lo para a velocidade de escape, formando uma supernova. A onda de choque e extremamente alta temperatura e pressão dissipar rapidamente, mas estão presentes durante o tempo suficiente para permitir que por um breve período durante o qual a produção de elementos mais pesados do que ocorre ferro. Dependendo do tamanho inicial da estrela, os remanescentes do núcleo formar uma estrela de nêutrons ou um buraco negro . Por causa do mecanismo subjacente, a Supernova resultante é também descrito como uma super-núcleo colapso.

Existem várias categorias de Tipo II supernovas, que são classificados com base nas resultante curva de luz -a gráfico de luminosidade em função do tempo, após a explosão. Tipo II-G supernovas mostram uma constante ( linear declínio) da curva de luz após a explosão, enquanto que o tipo II-P exibir um período de declínio mais lento (um plateau) na sua curva de luz seguido de um decaimento normal. Supernova tipo Ib e Ic são um tipo de Supernova de colapso de núcleo para uma estrela maciça que tem lançar o seu invólucro externo de hidrogénio e hélio (para o tipo Ic). Como resultado, eles parecem estar faltando nestes elementos.

Formação

As camadas de cebola-como de um maciço, evoluiu estrela logo antes colapso do núcleo. (Não está à escala).

Estrelas mais massivas do que o Sol evoluir de formas mais complexas. No núcleo da estrela, o hidrogénio é fundido em hélio, libertando energia térmica que aquece o núcleo do sol e fornece para o exterior de pressão que suporta as camadas da sol contra o colapso de um processo conhecido como estelar ou equilíbrio hidrostático . O hélio produzido no núcleo acumula desde há temperaturas no núcleo não são ainda suficientemente elevada para fazer com que ele fundir. Eventualmente, como o hidrogénio no núcleo é esgotado, a fusão começa a abrandar, e a gravidade faz com que o núcleo se contrair. Esta contracção eleva a temperatura suficientemente elevada para iniciar uma fase mais curta de fusão do hélio, o qual é responsável por menos de 10% do tempo de vida total da estrela. Em estrelas com menos do que oito massas solares, o carbono produzido por fusão do hélio não se fundem, e a estrela gradualmente arrefece para se tornar um anão branco . Estrelas anãs brancas, se eles têm um próximo companheiro, pode então tornar-se Tipo Ia supernovas .

Uma estrela muito maior, no entanto, é grande o suficiente para criar temperaturas e pressões necessárias para fazer com que o carbono no núcleo para começar a fundir quando os contratos de estrela no final da fase de queima de hélio. Os núcleos destas estrelas maciças tornar-se em camadas como cebolas como progressivamente mais pesados atómica núcleos construir-se no centro, com uma camada mais externa de gás hidrogénio, em torno de uma camada de fusão de hidrogénio em hélio, em torno de uma camada de fusão hélio em carbono através da tripla processo alfa , camadas envolventes que se fundem para elementos mais pesados progressivamente. Como uma estrela esta evolui maciças, que se submete fases onde fusão no núcleo pára repetido, e o núcleo cai até que a pressão e temperatura são suficientes para iniciar a fase seguinte de fusão, reigniting para deter colapso.

Estágios de fusão nuclear para um 25- queima-Core massa solar estrela
Processo principal combustível Produtos Principais 25  M estrela
Temperatura
( K )
Densidade
(g / cm 3 )
Duração
queima de hidrogênio hidrogênio hélio 7 × 10 7 10 10 7  anos
processo de tripla-alfa hélio carbono , oxigénio 2 × 10 8 2000 10 6  anos
processo de queima de carbono carbono Ne , Na , Mg , Al 8 × 10 8 10 6 1000 anos
processo de queima de neon néon S , Mg 1,6 × 10 9 10 7 3 anos
processo de queima de oxigênio oxigênio Si , S , Ar , Ca 1,8 × 10 9 10 7 0,3 anos
processo de queima de silício silício níquel (decai em ferro ) 2,5 × 10 9 10 8 5 dias

colapso do núcleo

O factor limitante deste processo é a quantidade de energia que é libertada por meio de fusão, que é dependente da energia de ligação que une estes núcleos atómicos. Cada passo adicional produz núcleos progressivamente mais pesados, que liberam progressivamente menos energia quando a fusão. Além disso, a partir de carbono de queima em diante, a perda de energia através de neutrino produção torna-se significativa, conduzindo a uma maior taxa de reacção do que seria de outro modo ter lugar. Isto continua até que o níquel-56 é produzido, o qual decai radioactivamente em cobalto-56 e, em seguida, ferro-56 ao longo de alguns meses. Como ferro e níquel têm a maior energia de ligação por núcleo de todos os elementos, a energia não pode ser produzida no núcleo por fusão, e um núcleo de níquel-ferro cresce. Este núcleo está sob enorme pressão gravitacional. Como não há fusão para aumentar ainda mais a temperatura da estrela a suportá-la contra o colapso, que é suportado apenas pela pressão de degeneração de electrões . Neste estado, a matéria é tão densa que ainda compactação exigiria elétrons para ocupar os mesmos estados de energia . No entanto, esta é vedada por idênticos fermion partículas, tais como a de electrões - um fenómeno chamado princípio de exclusão de Pauli .

Quando a massa do núcleo excede o limite de Chandrasekhar de cerca de 1,4  M , pressão de degeneração já não pode apoiar-lo, e colapso catastrófico segue. A parte exterior do núcleo atinge velocidades de até 70 000  km / s (23% da velocidade da luz ), uma vez que entra em colapso para o centro da estrela. O núcleo que diminui rapidamente aquece-se, produzindo-alta energia raios gama que se decomponham ferro núcleos em núcleos de hélio e livres neutrões através fotodesintegração . Como o núcleo de densidade aumenta, torna-se energeticamente favorável para electrões e protões para fundir através inversa decaimento beta , que produzem neutrões e partículas elementares chamadas neutrinos . Porque neutrinos raramente interagem com a matéria normal, eles podem escapar do núcleo, levando embora energia e acelerando ainda mais o colapso, que procede sobre uma escala de tempo de milissegundos. À medida que o núcleo se destaca a partir das camadas mais externas da estrela, alguns destes neutrinos são absorvidos por camadas exteriores da estrela, começando a explosão Supernova.

Para supernovas Tipo II, o colapso é eventualmente interrompido por interacções de neutrões-neutrões repulsivas de curto alcance, que são mediados pela força forte , bem como pela pressão de degeneração de neutrões, a uma densidade comparável à de um núcleo atómico. Quando o colapso pára, o infalling importa rebotes, produzindo uma onda de choque que se propaga para fora. A energia desse choque dissocia elementos pesados dentro do núcleo. Isso reduz a energia do choque, que pode parar a explosão no interior do núcleo exterior.

A fase de colapso do núcleo é tão denso e energético que só neutrinos são capazes de escapar. À medida que os protões e electrões combinam-se para formar neutrões por meios de captura de electrões , um neutrino de electrões é produzida. Num típico Supernova Tipo II, o núcleo de neutrões recém-formado tem uma temperatura inicial de cerca de 100 mil milhões graus Kelvin , 10 4 vezes a temperatura do núcleo do Sol. Grande parte desta energia térmica deve ser derramado por uma estrela de nêutrons estável para formar, caso contrário, os nêutrons seria "evaporar". Isto é conseguido por uma libertação adicional de neutrinos. Estes neutrinos 'térmicos' formam como pares neutrino-antineutrino de todos os sabores e totais várias vezes o número de neutrinos por captura de electrões. Os dois mecanismos de produção de neutrinos converter o gravitacional energia potencial do colapso em uma de dez segundos neutrino explosão, libertando cerca de 10 46 joules (100  foe ).

Através de um processo que não é claramente entendida, cerca de 1%, ou 10 44  joules (1 inimigo), da energia libertada (sob a forma de neutrinos) é reabsorvido pelo choque estagnado, produzindo a explosão Supernova. Neutrinos gerado por uma super foram observados no caso da Supernova 1987A , levando astrophysicists concluir que a imagem de colapso do núcleo é basicamente correcta. A à base de água Kamiokande II e IMB instrumentos detectado antineutrinos de origem térmica, enquanto que o gálio -71 baseado no Baksan instrumento detectado neutrinos ( número leptão = 1), quer de origem térmica ou por captura de electrões.

Dentro de um maciço, evoluiu estrela (a) as cascas de cebola camadas de elementos sofrer fusão, formando um núcleo de níquel-ferro (b) que atinge Chandrasekhar-massa e começa a entrar em colapso. A parte interna do núcleo é comprimido em neutrões (c), fazendo com que o material em queda para saltar (d) e formar uma frente de choque para fora-de propagação (vermelho). O choque começa a falhar (e), mas é re-avigorado por interacção neutrino. O material circundante é soprado distância (f), deixando apenas um remanescente degenerada.

Quando a estrela progenitora é inferior a cerca de 20  M - dependendo da força da explosão e a quantidade de material que cai de volta - o remanescente degenerada de um colapso do núcleo é uma estrela de neutrões . Acima dessa massa, o resto cai para formar um buraco negro . A massa teórica limitante para esse tipo de cenário colapso do núcleo é cerca de 40-50  M . Acima dessa massa, acredita-se que uma estrela em colapso diretamente em um buraco negro sem formar uma explosão de supernova, embora incertezas em modelos de colapso supernova fazer cálculo desses limites incertos.

Os modelos teóricos

O Modelo Padrão da física de partículas é uma teoria que descreve três dos quatro conhecidos interações fundamentais entre as partículas elementares que compõem toda a matéria . Esta teoria permite previsões a serem feitas sobre como as partículas interagem em muitas condições. A energia por partícula numa Supernova é tipicamente 1-150 picojoules (dezenas a centenas de MeV ). A energia per-partícula envolvido em uma supernova é pequeno o suficiente para que as previsões obtidas a partir do Modelo Padrão da física de partículas tendem a ser basicamente correta. Mas as altas densidades pode exigir correcções ao Modelo Padrão. Em particular, com base na Terra aceleradores de partículas pode produzir interacções entre partículas que são de energia muito mais elevadas do que são encontrados em supernovas, mas estas experiências envolvem partículas individuais que interagem com as partículas individuais, e é provável que as altas densidades dentro da Supernova irá produzir novos efeitos . As interacções entre neutrinos e as outras partículas na Supernova ter lugar com a força nuclear fraca , o que acredita-se ser bem compreendido. No entanto, as interacções entre os protões e neutrões envolvem a força nuclear forte , que é muito menos bem compreendido.

O grande problema não resolvido com o Tipo II supernovas é que ele não é compreendido como a explosão de neutrinos transfere sua energia para o resto da estrela produzir a onda de choque que faz com que a estrela a explodir. A partir da discussão acima, apenas um por cento da energia tem de ser transferido para produzir uma explosão, mas explicando como que um por cento da transferência ocorre provou ser muito difícil, embora as interações de partículas envolvidas são acreditados para ser bem compreendida. Na década de 1990, um modelo para fazer isso envolver reviravolta convectiva , o que sugere que a convecção, quer a partir de neutrinos de baixo, ou matéria em queda de cima, conclui o processo de destruir a estrela progenitora. Elementos mais pesados do que o ferro são formadas durante esta explosão através de captura de neutrões, e a partir da pressão das neutrinos pressionando para dentro do contorno do "neutrinosphere", semeando o espaço circundante com uma nuvem de gás e pó que é mais rica em elementos pesados do que o material de a partir do qual a estrela originalmente formada.

Física de neutrinos , que é modelado pelo modelo padrão , é crucial para a compreensão deste processo. A outra área crucial da investigação é a hidrodinâmica do plasma que compõe a estrela que está morrendo; como ele se comporta durante o colapso do núcleo determina quando e como os shockwave formas e quando e como barracas e é reenergized.

Na verdade, alguns modelos teóricos incorporar uma instabilidade hidrodinâmica no choque parado conhecido como o "Standing Accretion Choque Instabilidade" (SASI). Esta instabilidade surge como uma consequência de perturbações não-esféricos oscilantes o choque parado, assim, deformando-a. O SASI é frequentemente usado em conjunto com teorias de neutrinos em simulações de computador para re-energizar o choque parado.

Os modelos de computador têm sido muito bem sucedido em calcular o comportamento do Tipo II supernovas quando o choque foi formado. Ignorando o primeiro segundo de explosão, e assumindo que uma explosão é iniciado, astrophysicists têm sido capazes de fazer previsões detalhadas sobre os elementos produzidos pela Supernova e do esperado curva de luz a partir da Supernova.

Curvas de luz para o Tipo II-G e tipo II-P supernovas

Este gráfico da luminosidade como uma funo do tempo mostra os formatos característicos das curvas de luz para um II-G e Tipo II-P Supernova.

Quando o espectro de uma super Tipo II é examinada, é normalmente exibe linhas de absorção Balmer - fluxo reduzido nas característicos frequências onde os átomos de hidrogénio absorvem energia. A presença destas linhas é usado para distinguir esta categoria de Supernova de um tipo I supernova .

Quando a luminosidade de uma super Tipo II é representada graficamente ao longo de um período de tempo, que mostra um aumento característico para um brilho de pico seguido por uma diminuição. Estas curvas de luz têm uma taxa média de decaimento de 0,008  magnitudes por dia; muito menor do que a taxa de decaimento de supernovas de tipo Ia. Tipo II é subdividida em duas classes, dependendo da forma da curva de luz. A curva de luz para um tipo II-G Supernova mostra uma constante ( linear declínio) seguindo o brilho máximo. Por contraste, a curva de luz de um Tipo II-P Supernova tem um trecho plano distinto (chamado um planalto ) durante o declínio; representando um período em que a luminosidade decai a uma taxa mais lenta. A taxa de luminosidade decaimento líquido é inferior, em 0,0075 magnitudes por dia para o Tipo II-P, em comparação com 0,012 magnitudes por dia para o Tipo II-G.

Acredita-se que a diferença na forma das curvas de luz para ser causado, no caso do Tipo II-G supernovas, pela expulsão da maior parte do envelope de hidrogénio da estrela progenitora. A fase de plateau no Tipo II-P supernovas é devido a uma alteração na opacidade da camada exterior. A onda de choque ioniza o hidrogénio dentro do envelope exterior - extracção do electrão de um átomo de hidrogénio - o que resulta em um aumento significativo na opacidade . Isto impede que os fotões de partes internas da explosão de escapar. Quando o hidrogénio arrefece suficientemente para recombinar, a camada exterior torna-se transparente.

Tipo de supernovas IIn

O "n" indica a estreita, o que indica a presença de linhas estreitas ou intermediários de emissão de largura de hidrogénio nos espectros. No caso largura intermédia, o material ejectado a partir da explosão podem ser interagir fortemente com gás à volta da estrela - o meio circunstelar. A densidade circunstelar estimado necessário para explicar as propriedades de observação é muito mais elevado do que o esperado a partir da teoria evolução estelar padrão. É geralmente assumido que a alta densidade circunstelar é devido às altas taxas de perda de massa do tipo IIN progenitores. As taxas de perda de massa estimados são tipicamente maior do que 10 -3  M por ano. Há indícios de que são originários de estrelas semelhantes ao variáveis azuis luminosas com grandes perdas de massa antes de explodir. SN 1998S e 2005gl SN são exemplos de Tipo IIn supernovas; SN 2006gy , um Supernova extremamente enérgico, pode ser um outro exemplo.

Digite IIb supernovas

Uma supernova Tipo Ilb possui uma linha de hidrogénio fraco no seu espectro inicial, que é por isso que é classificado como um Tipo II. No entanto, mais tarde, a emissão H torna indetectável, e existe também um segundo pico na curva de luz que tem um espectro que se assemelha mais estreitamente um tipo IB Supernova . O progenitor poderia ter sido uma estrela massiva que a maioria de suas camadas exteriores, ou um que perderam a maior parte de seu envelope de hidrogênio expulso devido a interações com um companheiro em um sistema binário, deixando para trás o núcleo que consistia quase inteiramente de hélio. À medida que o material ejectado de um tipo IIB expande, a camada de hidrogénio rapidamente torna-se mais transparente e revela as camadas mais profundas. O exemplo clássico de uma super Tipo Ilb é SN 1993J , enquanto um outro exemplo é o Cassiopeia A . A classe IIb foi introduzido pela primeira vez (como um conceito teórico) por Woosley et al. em 1987, e a classe logo foi aplicado a SN 1987K e SN 1993J .

hipernovas

Hipernovas são um tipo raro de supernova substancialmente mais luminosa e energética do que supernovas padrão. Exemplos são SN 1997ef (tipo Ic) e SN 1997cy (tipo IIn). Hipernovas são produzidos por mais do que um tipo de evento: jactos relativistas durante a formação de um buraco negro de recuo do material para o núcleo de estrela de neutrões, o modelo colapsar; interacção com um envelope denso de material circunstelar, o modelo CSM; a massa mais elevada instabilidade supernovas par ; possivelmente, outros, tais como binário e estrela de quarks modelo.

Estrelas com massas iniciais entre cerca de 25 e 90 vezes o sol desenvolver núcleos grandes o suficiente para que depois de uma explosão de supernova, algum material vai cair de volta para o núcleo estrela de nêutrons e criar um buraco negro. Em muitos casos, esta reduz a luminosidade da Supernova, e acima de 90  M a estrela colapsa directamente num buraco negro sem uma supernova. No entanto, se o progenitor está a rodar de forma suficientemente rápida o material infalling gera jactos relativistas que emitem mais energia do que a explosão inicial. Eles também podem ser vistos diretamente, se irradiou para nós, dando a impressão de um objeto ainda mais luminosa. Em alguns casos, estes podem produzir explosões de raios gama , embora nem todas as explosões de raios gama são de supernovas.

Em alguns casos, uma supernova tipo II ocorre quando a estrela é cercada por uma nuvem muito densa de material, provavelmente expelido durante variáveis azuis luminosas erupções. Este material está chocado com a explosão e se torna mais luminosa do que uma supernova normal. É provável que haja uma gama de luminosidades para este tipo IIn supernovas apenas com a qualificação mais brilhante como um hypernova.

Par instabilidade supernovas ocorrer quando um núcleo de oxigénio em uma estrela extremamente maciça se torna suficientemente quente que espontaneamente raios gama produzir pares de electrão-positrão. Isto faz com que o núcleo a entrar em colapso, mas onde o colapso de um núcleo de ferro provoca endotérmico de fusão para os elementos mais pesados, o colapso de um núcleo de oxigénio cria fugitivo exotérmica fusão que libera totalmente a estrela. A energia total emitida depende da massa inicial, com a maior parte do núcleo a ser convertido em níquel-56 e, em seguida, ejectado que alimenta a Supernova por diversos meses. Para as estrelas extremidade inferior de cerca de 140  M produtos supernovas que são de longa duração, mas de outra forma típica, enquanto as maiores estrelas de massa de cerca de 250  M produzir supernovas que são extremamente luminosa e também muito longa vida; hipernovas. Estrelas mais massivas morrem por fotodesintegração . Somente população III estrelas, com muito baixa metalicidade, pode chegar a esta fase. Estrelas com mais elementos pesados são mais opacas e soprar as suas camadas exteriores até que eles são suficientemente pequeno para explodir como um tipo normal Ibc Supernova. Pensa-se que mesmo em nossa própria galáxia, as fusões de estrelas velhas baixa metalicidade pode formar estrelas de grande massa, capazes de criar uma supernova par instabilidade.

Veja também

Referências

links externos