Супернові
Супернова, або супернові в множині, означає катастрофічний вибух зірки. Ці космічні спектаклі є ключовими для нашого розуміння Галактики, оскільки вони активізують міжзоряне середовище, поширюють важкі елементи на великі відстані та прискорюють космічні промені. Але які механізми змушують зірку детонувати так сильно? Чи існують різні види супернових?
Звісно, існує два основних класифікації супернових: ті, які викликані одною масивною зіркою, та ті, що ініковані через перехід маси на білу карликову зірку в подвійній системі. Проте основна різниця полягає виключно в початковому стимулі, що призвів до вибуху.
Супернові від одноосібних масивних зірок
Зірки, що мають масу вісім разів більшу, ніж наше Сонце, завершають своє життя неймовірним чином: вони переживають подію супернової. Початок цього вибуху зумовлений виснаженням пального, необхідного для процесу термоядерного синтезу в ядрі зірки, що створює зовнішній тиск, необхідний для компенсування вгнутого гравітаційного зусилля, яке походить від величезної маси зірки. Зірка спочатку розширюється в червоного супергіганта — принаймні зовні. Всередині переважає гравітація, що призводить до стискання ядра. Як цей процес стискання прогресує, температура та щільність ядра зростають. Виникає нова послідовність ядерних реакцій, яка тимчасово зупиняє колапс ядра.
На жаль, ця відстрочка є недовгою. Коли ядро в основному складається з заліза, воно досягає стану, в якому термоядерний синтез стає неможливим. (Через ядерні властивості заліза, спроба зливати залізо не приносить енергії.) Відповідно, виробництво енергії припиняється, і зірка втягується в швидкий гравітаційний колапс. За мить температура в ядрі зростає понад 100 мільярдів градусів, стискаючи залізні ядра. Гравітаційна сила перемагає, змушуючи ядро стиснутися, а потім відскочити. Це відскочення передає енергію зовнішній оболонці зірки, що призводить до масового вибуху та утворення інтенсивної ударної хвилі. Коли ця ударна хвиля стикається з матеріалом у зовнішніх шарах зірки, вона викликає термоядерний синтез, виробляючи нові елементи та радіоактивні ізотопи. Це виверження матерії те, що ми зараз називаємо залишком супернової.
Те, що залишається від оригінальної зірки, — це мінімальне, гіперщільне ядро, переважно з нейтронів — нейтронна зірка. Якщо оригінальна зірка має надзвичайно велику масу (п’ятнадцять разів або більше маси Сонця), навіть нейтрони не можуть витримати колапс ядра, створюючи чорну діру.
Летючі речовини, викинуті під час вибуху супернової, включаючи радіоактивні ізотопи та вільні електрони, що кружляють у потужному магнітному полі нейтронної зірки, генерують X-промені та гамма-промені. Астрофізики використовують ці високоенергетичні фотони для більш глибокого розуміння нейтронних зірок і феномену супернової.
Біла карликова зірка переходить до термоядерного вибуху
Інший вид супернової виникає з раптового вибуху білої карликової зірки в подвійній зоряній системі. Біла карликова зірка є останнім еволюційним етапом для зірок з масою до близько восьми разів більшої, ніж у Сонця. Цей залишок має масу менш ніж 1,4 рази більше, ніж у Сонця, але його розміри можуть бути порівнянні з розмірами Землі.
У контексті подвійної системи типовою супутньою зіркою для білої карликової зірки є часто червоний гігант. Якщо ці зоряні тіла розташовані близько, величезний об’єм червоного гіганта може дозволити перенесення матеріалу на білу карликову зірку.
Якщо накопичена маса від супутньої зірки підвищить загальну масу білої карликової зірки до приблизно 1,4 рази маси Сонця — межі, яка називається межею Чандрасекара, названа на честь вченого, який її пояснив — тиск у ядрі перевищить критичну точку, необхідну для вуглецевих та кисневих ядер, щоб вступити у безладний термоядерний синтез. Це викликає термоядерний вибух, який знищує всю зірку. Після цього величезного вивільнення енергії практично нічого не залишається, крім залишкових елементів від білої карликової зірки або тих, що синтезовані під час люті супернової. Серед побічних продуктів є радіоактивний нікель, який випромінює величезні кількості енергії, включаючи видиме світло. Отже, еволюційні шляхи цих супернових демонструють значні подібності.
