Supernova

Vídeo educativo sobre explosões de supernovas da NASA

2007ck SN e SN 2007co na mesma galáxia

Multiwavelength De raios-X, infravermelhos e óptico imagem compilação de Kepler remanescente de supernova, SN 1604.

Uma supernova (SN abreviado, plural SNe após supernovas) é um estelar explosão que é mais enérgico do que um nova. É pronunciado pron .: / ˌ s u p ər n oʊ v ə / Com o supernovas plural / ˌ s u p ər n oʊ v Eu / Ou supernovas. Supernovas são extremamente luminosa e provocar uma explosão de radiação que muitas vezes ofusca brevemente toda uma galáxia , antes de desaparecer de vista sobre várias semanas ou meses. Durante este intervalo curto um supernova pode irradiar tanta energia como o Sun é esperado para emitir ao longo de toda sua vida útil. A explosão expele grande parte ou todo o material de uma estrela, com uma velocidade de até 30.000 km / s (10% da velocidade da luz ), a condução de um onda de choque em torno meio interestelar. Esta onda de choque varre acima um escudo de expansão do gás e da poeira chamados um remanescente de supernova.

Nova significa "novo" em latim , referindo-se o que parece ser uma nova estrela muito brilhante que brilha no esfera celeste; o prefixo "super" distingue supernovas de novae ordinária, que são muito menos luminosa. A palavra supernova foi cunhado por Walter Baade e Fritz Zwicky em 1931. As supernovas podem ser acionados em uma de duas maneiras: pela repentina de reignição a fusão nuclear em um estrela degenerada; ou pelo colapso do núcleo de uma estrela maciça. O núcleo de um envelhecimento estrela maciça pode sofrer súbita colapso gravitacional, liberando energia potencial gravitacional que pode criar uma explosão de supernova. Alternativamente, uma anã branca estrela pode acumular material suficiente de uma companheira estelar (quer através de acreção ou através de uma fusão) para aumentar a sua temperatura central o suficiente para inflamar fusão de carbono, em que ponto ele sofre fusão nuclear fugitivo, interrompendo-o completamente.

Embora nenhuma supernova foi observada na Via Láctea desde SN 1604, restos de supernovas indicam que, em média, o evento ocorre cerca de três vezes a cada século na Via Láctea. Eles desempenham um papel significativo no enriquecimento do meio interestelar com maior massa elementos . Além disso, as ondas de choque em expansão de explosões de supernovas pode desencadear a formação de novas estrelas.

Observação história

A Nebulosa do Caranguejo é um nebulosa de vento pulsar associado ao 1054 supernova

Hiparco interesse "nas estrelas fixas pode ter sido inspirada pela observação de uma supernova (de acordo com Plínio). O primeiro gravado Supernova, SN 185, foi vista por Astrônomos chineses em 185 AD. O mais brilhante supernova registrada foi a SN 1006, o qual foi descrito em detalhe por chinês e Astrônomos islâmicos. A supernova amplamente observado SN 1054 produziu a Nebulosa do Caranguejo . Supernovas SN 1572 e SN 1604, o mais tardar, para ser observado a olho nu na galáxia da Via Láctea, teve efeitos notáveis sobre o desenvolvimento da astronomia na Europa, porque eles foram usados para argumentar contra a aristotélico idéia de que o universo além da Lua e dos planetas era imutável. Johannes Kepler começou a observar SN 1604 em 17 de outubro de 1604. Foi a segunda supernova a ser observada em uma geração (após SN 1572 visto por Tycho Brahe em Cassiopeia).

Uma vez que o desenvolvimento do telescópio , o campo de descoberta Supernova estendeu-se a outras galáxias, começando com a observação de 1885 Supernova S Andromedae na galáxia de Andrômeda . Supernovas fornecer informações importantes sobre distâncias cosmológicas. Durante o século XX, foram desenvolvidos modelos de sucesso para cada tipo de supernova, e compreensão do papel das supernovas no processo de formação de estrelas dos cientistas está crescendo. Astrônomos norte-americanos Rudolph e Minkowski Fritz Zwicky desenvolveu o esquema moderno de classificação supernova começando em 1941.

Na década de 1960, astrônomos descobriram que as intensidades máximas de supernovas poderia ser usado como velas padrão, portanto, indicadores de distâncias astronômicas. Algumas das supernovas mais distante observada recentemente apareceu mais escuro do que o esperado. Isso apóia a visão de que a expansão do universo está se acelerando. Técnicas foram desenvolvidas para reconstruir explosões de supernovas que não possuem registros escritos de ser observado. A data do Cassiopeia A supernova foi determinada a partir luz ecoa nebulosa, enquanto a idade de remanescente de supernova RX J0852.0-4622 foi estimado a partir de medições de temperatura e o as emissões de raios gama a partir do decaimento de titânio-44. Em 2009, nitratos foram descobertos em depósitos de gelo da Antártida que combinavam com os tempos de eventos de supernovas passadas.

Descoberta

Os primeiros trabalhos sobre o que foi inicialmente pensado para ser simplesmente uma nova categoria de novae foi realizada na década de 1930 por Walter Baade e Fritz Zwicky em Mount Wilson Observatory. O nome de super-novae foi usado pela primeira vez durante 1931 palestras realizadas no Caltech por Baade e Zwicky, em seguida, utilizada publicamente em 1933 em uma reunião do American Physical Society. Em 1938, o hífen tinha sido perdido eo nome moderno estava em uso. Porque supernovas são eventos relativamente raros dentro de uma galáxia, que ocorrem uma vez a cada 50 anos na Via Láctea, a obtenção de uma boa amostra de supernovas para estudar requer um acompanhamento regular de muitas galáxias.

Supernovas em outras galáxias não pode ser previsto com precisão significativa. Normalmente, quando são descobertos, eles já estão em andamento. A maioria interesse científico em supernovas, como velas padrão para medir a distância, por exemplo, exigem uma observação de seu pico de luminosidade. Portanto, é importante para descobrir-los bem antes de chegarem ao máximo. Astrônomos amadores, que superam muito os astrônomos profissionais, têm desempenhado um papel importante na busca de supernovas, normalmente, olhando para algumas das galáxias mais próximas através de um telescópio óptico e comparando-as com fotografias mais antigas.

Perto do fim dos astrônomos do século 20 cada vez mais voltado para telescópios controlados por computador e CCDs para caça supernovas. Embora tais sistemas são populares com os amadores, há também instalações profissionais, tais como a Imaging Telescope automática Katzman. Recentemente, o Supernova projecto Early Warning System (SNEWS) começou a usar uma rede de detectores de neutrinos para dar aviso antecipado de uma supernova na galáxia da Via Láctea. Neutrinos são partículas que são produzidas em grandes quantidades por uma explosão de supernova, e eles não são significativamente absorvidos pelo gás e poeira interestelar do disco galáctico.

Pesquisas de supernovas se dividem em duas classes: aqueles focados em eventos relativamente próximos e aqueles que procuram explosões mais longe. Por causa da expansão do universo, a distância a um objecto remoto com um espectro de emissão conhecido pode ser estimado medindo a sua Efeito Doppler (ou redshift ); em média, os objetos mais distantes recuar com maior velocidade do que aqueles nas proximidades, e por isso têm um redshift superior. Assim, a pesquisa é dividida entre alta e baixa redshift redshift, com o limite de queda em torno de um intervalo de redshift z = 0,1-0,3-onde z é uma medida adimensional da mudança de freqüência do espectro.

Pesquisas alto redshift para supernovas geralmente envolvem a observação de curvas de luz de supernovas. Estes são úteis para velas padrão ou calibrado para gerar diagramas de Hubble e fazer previsões cosmológicas. Espectroscopia Supernova, usado para estudar a física e ambientes de supernovas, é mais prático em baixa do que em alta redshift. Observações baixos redshift também ancorar o fim de baixa distância da curva de Hubble, que é um enredo de distância versus redshift de galáxias visíveis. (Veja também a lei de Hubble ).

Convenção de nomes

SN 1994D, uma supernova tipo Ia na Galáxia NGC 4526 (ponto brilhante no canto inferior esquerdo)

Descobertas do Supernova são relatadas ao União Astronômica Internacional do Central Bureau para telegramas astronômicos, que manda uma circular com o nome que atribui a essa supernova. O nome é o SN marcador seguido pelo ano de descoberta, seguido de uma designação de uma ou duas letras. Os primeiros 26 supernovae do ano são designados com uma letra maiúscula de A a Z. Depois tornarão pares de letras minúsculas são utilizados: aa, ab, e assim por diante. Assim, por exemplo, SN 2003C designa a terceira supernova notificados no ano de 2003. A última supernova de 2005 foi SN 2005nc, indicando que ele foi a supernova 367 encontrado em 2005. Desde 2000, os astrónomos profissionais e amadores encontrar várias centenas de supernovas cada ano (572 em 2007, 261 em 2008, 390 em 2009).

Supernovas históricas são conhecidos simplesmente por o ano em que ocorreu: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (chamado Nova de Tycho) e SN 1604 (a estrela de Kepler). Desde 1885 a notação de letra adicional tem sido usada, mesmo se havia somente um supernova descobriu que (1885A por exemplo, SN, SN 1907A, etc.) ano - esta última aconteceu com SN 1947A SN, para SuperNova, é um prefixo padrão.. Até 1987, as designações de duas letras eram raramente necessários; desde 1988, no entanto, eles foram necessários cada ano.

Classificação

Como parte da tentativa de compreender as supernovas, os astrônomos los classificadas segundo a sua curvas de luz e o linhas de absorção de elementos químicos diferentes que aparecem em seu Os espectros. O primeiro elemento de divisão, é a presença ou ausência de uma linha causada por hidrogénio . Se espectro de uma supernova contém linhas de hidrogénio (conhecido como o Série Balmer na parte visual do espectro) é do tipo II classificadas; caso contrário, é de tipo I. Em cada um destes dois tipos há subdivisões de acordo com a presença de linhas de outros elementos ou a forma da curva de luz (um gráfico das supernovas do magnitude aparente como uma função do tempo).

Tipo I

O supernovas do tipo I são subdivididos com base em seus espectros, com o tipo Ia, mostrando uma forte linha de absorção de silício ionizado. Tipo I supernova sem esta forte linha são classificados como tipos Ib e Ic, com o tipo Ib mostrando fortes linhas de hélio neutro e digite Ic falta deles. As curvas de luz são todos semelhantes, embora tipo Ia são geralmente mais brilhante no pico de luminosidade, mas a curva de luz não é importante para a classificação do tipo I supernovas.

Um pequeno número de supernovas tipo Ia exibem características incomuns, tais como luminosidade fora do padrão ou curvas de luz ampliaram, e estes são normalmente classificados consultando o exemplo mais antigo que mostra características semelhantes. Por exemplo, a sub-luminosa SN 2008ha é muitas vezes referida como SN 2002cx-like ou classe Ia-2002cx.

Tipo II

Curvas de luz são utilizados para classificar o tipo II-P e tipo II-G supernovas

O supernovas de Tipo II também podem ser sub-divididos com base no seu espectro. Enquanto a maioria supernova Tipo II show muito ampla linhas de emissão, que indicam as velocidades de expansão de muitos milhares de km por segundo, alguns, como SN 2005gl têm características relativamente estreitos em seus espectros. Estes são chamados de Tipo IIn, onde o 'n' significa 'estreita'.

Algumas, tais como supernovas SN e 1987K SN 1993J, parecem alterar os tipos: mostram linhas de hidrogénio no início dos tempos, mas, ao longo de um período de semanas a meses, ser dominada por linhas de hélio. O termo "Tipo Ilb" é usado para descrever a combinação de características normalmente associadas com tipos II e Ib.

Tipo II supernovas com espectros normais dominadas pelas linhas amplas de hidrogénio que permanecem para a vida do declínio são classificados com base nas suas curvas de luz. O tipo mais comum mostra um "plateau" distintivo na curva de luz logo após o pico de brilho, onde a luminosidade visuais permanece relativamente constante durante vários meses antes do declínio recomeça. Estes são chamados tipo II-P referindo-se ao patamar. Menos comuns são do tipo II-L supernovas que carecem de um platô distinta. O "L" significa "linear", embora a curva de luz não é realmente uma linha reta.

Supernovas que não se enquadram nas classificações normais são designados peculiar, ou "pec".

Os modelos atuais

Os códigos do tipo descrito acima que os astrônomos dão para supernovas são taxonômico na natureza: o número do tipo descreve a luz observada a partir do supernova, não necessariamente sua causa. Por exemplo, as supernovas do tipo Ia são produzidos a partir degenerados anãs brancas progenitores por acreção de material, enquanto o espectro semelhante tipo Ib / c são produzidos a partir maciças progenitores Wolf-Rayet por colapso do núcleo. O quadro abaixo resume o que os astrônomos acreditam atualmente são as explicações mais plausíveis para supernovas.

Térmico fugitivo

Formação de uma supernova tipo Ia

Uma estrela anã branca pode acumular material suficiente de uma companheira estelar (quer através de acreção ou através de uma fusão) para aumentar a sua temperatura central o suficiente para inflamar fusão de carbono, em que ponto ele sofre fusão nuclear fugitivo, interrompendo-o completamente. A grande maioria são pensados para ser produzida pela gradual acréscimo de hidrogênio e hélio alguns. Porque este tipo de ignição supernova sempre ocorre em estrelas com massa quase idêntica e composição química muito semelhante, supernovas de Tipo Ia têm propriedades muito uniformes e são úteis como velas padrão ao longo de distâncias intergalácticas. Algumas calibrações são necessários para compensar a mudança gradual em propriedades ou diferentes frequências de supernovas luminosidade anormal de alto desvio para o vermelho, e para as pequenas variações no brilho identificadas pela forma da curva de luz ou espectro.

Normal Tipo Ia

Existem vários meios pelos quais uma supernova desse tipo podem se formar, mas eles compartilham um mecanismo subjacente comum. Se um carbono - oxigênio anã branca acrescidos matéria suficiente para alcançar a Chandrasekhar limite de cerca de 1,38 massas solares (para uma estrela não rotativo), ele já não seria capaz de suportar a maior parte do seu plasma através de elétron pressão de degeneração e começaria a entrar em colapso. No entanto, a visão atual é que este limite não é normalmente alcançada; o aumento da temperatura e densidade no interior do núcleo inflamar fusão de carbono como a estrela se aproxima do limite (para dentro de cerca de 1%), antes de colapso é iniciada. Dentro de poucos segundos, uma fração substancial da matéria na anã branca passa por fusão nuclear, liberando bastante energia (1-2 × 10 ⁴⁴ joules) para desvincular a estrela em uma explosão de supernova. Uma expansão para o exterior onda de choque é gerada, com a matéria atingindo velocidades da ordem de 5,000-20,000 km / s, ou seja, aproximadamente 3% da velocidade da luz. Há também um aumento significativo na luminosidade, atingindo um magnitude absoluta de -19,3 (ou 5 bilhões de vezes mais brilhante do que o Sol), com pouca variação.

O modelo para a formação desta categoria de supernova é uma fechada estrela binária do sistema. A maior das duas estrelas é o primeiro a evoluir fora da seqüência principal, e ele se expande para formar uma gigante vermelha . As duas estrelas agora compartilham um envelope comum, fazendo com que sua órbita mútua a encolher. A estrela gigante, em seguida, lança a maioria de seu envelope, perdendo massa até que ela não pode mais continuar fusão nuclear. Neste ponto, torna-se uma estrela anã branca, composta principalmente de carbono e oxigênio. Eventualmente, a estrela secundária também evolui fora da sequência principal para formar uma gigante vermelha. Matéria do gigante é acrescido da anã branca, fazendo com que o último a aumentar em massa. Apesar da aceitação generalizada do modelo básico, os detalhes exatos de início e de elementos pesados produzidos na explosão ainda não são claras.

Supernovas Tipo Ia seguir uma característica luz curva-o gráfico de luminosidade em função do tempo após a explosão. Esta luminosidade é gerado pela decaimento radioativo de níquel -56 através de cobalto -56 a ferro -56. A luminosidade pico da curva de luz é extremamente consistente em supernovas Tipo Ia normais, tendo um máximo magnitude absoluta de cerca de -19,3. Isto permite-lhes serem usados como um secundário vela padrão para medir a distância às suas hospedeiras galáxias .

Não-padrão do Tipo Ia

Outro modelo para a formação de uma explosão de Tipo Ia envolve a fusão de duas estrelas anãs brancas, com a massa combinada momentaneamente exceder o limite de Chandrasekhar. Há muitas variações neste tipo de explosão, e em muitos casos, pode não haver Supernova de todo, mas espera-se que eles têm uma curva de luz mais amplo e menos brilhantes do que o tipo mais normal Ia explosões.

Anormalmente brilhante tipo Ia supernovas são esperados quando a anã branca já tem uma massa maior do que o limite de Chandrasekhar, possivelmente reforçada pela assimetria, mas o material ejetado terá menos de energia cinética normal.

Não há sub-classificação formal para o não-padrão tipo Ia supernovas.

Colapso do núcleo

As camadas de cebola-como de uma enorme, evoluiu estrelar pouco antes de colapso de núcleo (sem escala)

Estrelas muito maciças pode sofrer colapso do núcleo quando a fusão nuclear de repente se torna incapaz de sustentar o núcleo contra sua própria gravidade; esta é a causa de todos os tipos de supernova Tipo Ia, exceto. O colapso pode provocar a expulsão violenta das camadas mais externas da estrela, resultando em uma supernova, ou a liberação da energia potencial gravitacional pode ser insuficiente ea estrela pode entrar em colapso em um buraco negro ou estrela de nêutrons com pouca energia irradiada.

Colapso do núcleo pode ser causada por vários mecanismos diferentes: captura de elétrons; superior a Limite de Chandrasekhar; par-instabilidade; ou fotodesintegração. Quando uma estrela maciça desenvolve um núcleo de ferro maior do que a massa de Chandrasekhar que não será mais capaz de se sustentar por elétron pressão de degeneração e entrará em colapso na sequência de uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. Captura de elétrons por magnésio em um degenerado O / NE / Mg causas fundamentais colapso gravitacional seguida pela fusão explosiva de oxigênio, com resultados muito semelhantes. Produção de pares elétron-pósitron em um grande núcleo de pós-queima hélio remove o suporte termodinâmico e causa colapso inicial, seguido de fusão fugitivo, resultando em uma supernova par-instabilidade. Um núcleo estelar suficientemente grande e quente pode gerar raios gama com energia suficiente para iniciar fotodesintegração diretamente, o que causará um colapso completo do núcleo.

A tabela abaixo lista as razões conhecidas para colapso do núcleo de estrelas de grande massa, os tipos de estrelas que eles ocorrem em, seu tipo de supernova associado, eo restante produzido. O metallicity é a proporção de outros elementos que não o hidrogénio ou hélio, em comparação com o Sol A massa inicial, é a massa da estrela antes do evento Supernova, dada em múltiplos de massa do Sol, embora a massa no momento da Supernova pode ser muito menor. Tipo IIn supernovas não são listados na tabela. Eles podem potencialmente ser produzida por vários tipos de colapso do núcleo em diferentes estrelas progenitoras, possivelmente, até mesmo por tipo Ia ignições anãs brancas, embora pareça que a maioria vai ser de ferro núcleo colapso na luminosa supergigantes ou hipergigantes (incluindo LBVs). As linhas espectrais estreitas para que são nomeados ocorrer porque a supernova está se expandindo em uma pequena nuvem densa de material circumstellar.

Dentro de uma massa, evoluiu estrela (a) as cascas de cebola camadas de elementos sofrem fusão, formando um núcleo de 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 de propagação de ida (vermelho). O choque começa a parar (e), mas é revigorada por um processo que pode incluir a interação do neutrino. O material circundante é um tiro de distância (f), deixando apenas um remanescente degenerado.

Quando um núcleo estelar já não é suportada contra a gravidade que colapsa sobre si mesma com velocidades atingindo 70.000 km / s (0,23 c ), o que resulta em um aumento rápido na temperatura e densidade. O que vem a seguir depende da massa e da estrutura do núcleo em colapso, com estrelas de baixa massa núcleos degenerados formando nêutrons, maiores núcleos degenerados massa principalmente em colapso completamente a buracos negros, e núcleos não-degenerados submetidos a fusão do fugitivo.

O colapso inicial de núcleos degenerados é acelerada por decaimento beta, fotodesintegração e captura de elétrons, o que provoca uma explosão de elétron neutrinos. Como a densidade aumenta, emissão neutrino é cortado à medida que ficam presas no núcleo. O núcleo interior, eventualmente, atinge tipicamente 30 km de diâmetro e uma densidade comparável à de um núcleo atómico , e de neutrões pressão de degeneração tenta impedir o colapso. Se a massa do núcleo é mais do que cerca de 15 massas solares, em seguida, de nêutrons degenerescência é insuficiente para parar o colapso e se forma um buraco negro diretamente com nenhuma explosão supernova.

Em núcleos de massa mais baixos do colapso está parado eo núcleo de nêutrons recém-formado tem uma temperatura inicial de cerca de 100 mil milhões de kelvin , 6000 vezes a temperatura do núcleo do sol. Forma neutrinos 'Thermal' como pares de neutrinos-antineutrino de tudo sabores, e no total várias vezes o número de neutrinos de captura de elétrons. Cerca de 10 ⁴⁶ joules, aproximadamente 10% de massa de repouso da estrela, é convertido em um de dez segundos explosão de neutrinos que é a saída principal do evento. O colapso do núcleo de repente parou rebotes e produz um onda de choque que barracas dentro milissegundos no núcleo externo de energia é perdida através da dissociação de elementos pesados. Um processo que não seja claramente compreendido é necessário para permitir que as camadas exteriores do núcleo de reabsorver a cerca de 10 ⁴⁴ joules (1 inimigo) a partir do pulso de neutrinos, produzindo a explosão visível, embora haja também outras teorias sobre como ligar a explosão.

Algum material do envelope exterior cai de volta na estrela de nêutrons, e para além de cerca de oito núcleos de massas solares há fallback suficiente para formar um buraco negro. Este recuo reduz a energia cinética da explosão e a massa de material radioactivo expulso, mas em algumas situações pode também gerar jactos relativistas que resultam em uma explosão de raios gama ou um Supernova excepcionalmente luminosa.

Colapso de grandes núcleos não-degenerados vai inflamar ainda mais a fusão. Quando o colapso do núcleo é iniciada por par instabilidade, fusão de oxigênio começa eo colapso pode ser interrompida. Para massas do núcleo de 40-60 massas solares, o colapso pára ea estrela permanece intacta, mas colapso do núcleo irá ocorrer novamente quando um núcleo maior formou. Para núcleos de cerca de 60-130 massas solares, a fusão de oxigênio e elementos mais pesados é tão enérgico que toda a estrela é interrompido, causando uma supernova. Na extremidade superior da gama de massas, a Supernova é invulgarmente luminosa e extremamente longa duração devido a muitas massas solares de Ni ₅₆ ejectado. Para ainda maiores massas do núcleo, a temperatura do núcleo torna-se alto o suficiente para permitir fotodesintegração eo núcleo entra em colapso completamente em um buraco negro.

Tipo II

O atípica subluminous tipo II SN 1997d

Estrelas com massas iniciais menos de cerca de oito vezes o sol, nunca desenvolvem um núcleo grande o suficiente para entrar em colapso e que, eventualmente, perder suas atmosferas para se tornar anãs brancas. Estrelas com pelo menos nove massas solares de material de evoluir de uma forma complexa, queimando progressivamente elementos mais pesados em temperaturas mais quentes em seus núcleos. A estrela torna-se em camadas como uma cebola, com a queima de elementos mais facilmente fundidos que ocorrem em conchas maiores.

Quando colapso do núcleo ocorre durante a fase de supergigante quando a estrela ainda tem um envelope de hidrogênio, o resultado é uma supernova Tipo II. A taxa de perda de massa de estrelas luminosas depende do metallicity e luminosidade. Extremamente estrelas luminosas no próximo metalicidade solar irá perder todo o seu hidrogênio antes que eles atinjam colapso do núcleo e assim não formará um tipo II supernova. Em baixa metalicidade, todas as estrelas chegará colapso do núcleo com um envelope de hidrogênio mas suficientemente maciço estrelas colapso diretamente para um buraco negro sem produzir uma supernova visível.

Estrelas com uma massa inicial de até cerca de 90 vezes o sol, ou um pouco menos a alta metalicidade, deverão resultar em um tipo II-P supernova que é o tipo mais comumente observada. Em moderada a alta metalicidade, estrelas perto da extremidade superior da faixa de massa que terá perdido a maior parte de sua hidrogénio quando colapso do núcleo ocorre eo resultado será um tipo II-L supernova. A muito baixa metalicidade, estrelas de cerca de 140-250 massas solares chegará colapso do núcleo por par instabilidade enquanto eles ainda têm uma atmosfera de hidrogénio e um núcleo de oxigênio eo resultado será uma supernova com características do tipo II, mas uma grande massa de ejetado Ni ₅₆ e alta luminosidade.

Escreva Ib e Ic

SN 2008d, um tipo Ib supernova, mostrado na Raio-X (esquerda) e luz visível (à direita) na extremidade superior da galáxia

Estas supernovas, como os de Tipo II, são estrelas massivas que sofrem colapso do núcleo. No entanto, as estrelas que se tornam Tipos Ib e Ic supernovas perderam a maioria de seus exteriores (hidrogênio) envelopes, devido à forte ventos estelares ou então a partir da interação com um companheiro. Estas estrelas são conhecidos como Wolf-Rayet estrelas, e elas ocorrem em moderada a alta metalicidade onde os ventos contínuos impulsionado causar suficientemente altas taxas de perda de massa. Observações do tipo Ib / c supernova não correspondem a ocorrência observado ou esperado de Lobo Rayet e explicações alternativas para este tipo de colapso de núcleo supernova envolvem estrelas despojado de seu hidrogênio pelas interações binárias. Modelos binários proporcionar uma melhor correspondência para o supernovas observado, com a condição de que não há estrelas hélio binários adequados nunca foram observados. Desde a explosão da supernova pode ocorrer sempre que a massa da estrela no momento do colapso do núcleo é baixa o suficiente para não causar fallback completo para um buraco negro, qualquer estrela maciça pode resultar em uma supernova se perde massa suficiente antes de ocorrer o colapso do núcleo.

Tipo IB supernovas são as mais comuns e resultam de Wolf-Rayet do tipo WC que ainda têm de hélio em suas atmosferas. Para um intervalo estreito de massas, estrelas evoluir ainda mais antes de atingir colapso do núcleo para se tornar WO estrelas com muito pouco de hélio remanescente e estes são os progenitores de supernovas do tipo Ic.

Uma pequena percentagem das supernovas Tipo Ic estão associados com explosões de raios gama (GRB), embora também se crê que qualquer tipo Ib ou Ic Supernova separada de hidrogénio poderia produzir uma GRB, dependendo da geometria da explosão.

Curvas de luz

Curvas de luz do tipo supernova comparativa

As curvas de luz visuais dos diferentes tipos de supernovas variar na forma e amplitude, com base nos mecanismos subjacentes da explosão, a maneira que a radiação visível é produzida, e a transparência do material ejectado. As curvas de luz pode ser significativamente diferentes a outros comprimentos de onda. Por exemplo, a comprimentos de onda UV e mais curtas não existe um pico extremamente luminosa durando apenas algumas horas, o que corresponde a fuga de choque da explosão inicial, que é dificilmente detectável a comprimentos de onda mais longos.

As curvas de luz para o tipo Ia são na sua maioria muito uniforme, com uma magnitude absoluta máxima consistente e um declínio relativamente acentuado em luminosidade. A produção de energia é accionado por decaimento radioactivo de níquel-56 (meia vida 6 dias), que, em seguida, decai para radioactivo de cobalto-56 (semi-vida de 77 dias). Estes radioisótopos de material ejetado na explosão excite material circundante à incandescência. As fases iniciais do declínio íngreme curva de luz como o tamanho efetivo da fotosfera diminui e radiação eletromagnética preso está esgotada. A curva de luz continua a diminuir na banda B, embora possa mostrar um pequeno ombro no visual em cerca de 40 dias, mas esta é apenas uma dica de um máximo secundário que ocorre nas infra-vermelho como certos elementos pesados ionizados recombinam para produzir radiação infra-vermelho e do material ejetado tornar transparente a ele. A curva de luz visível continua a diminuir a uma taxa ligeiramente maior do que a velocidade de decaimento radioactivo de cobalto (que tem a meia-vida mais longa e controla a curva superior), porque o material ejectado torna-se mais difusa e menos capaz de converter a radiação de alta energia em radiação visual. Depois de vários meses, a curva de luz muda sua taxa de declínio novamente como de emissão de positrões torna-se dominante do remanescente cobalto-56, embora esta parte da curva de luz tem sido pouco estudado.

Tipo Ib e Ic curvas de luz são basicamente similar ao tipo Ia embora com um menor pico de luminosidade média. A saída de luz visível é mais uma vez devido ao decaimento radioactivo a ser convertido em radiação visual, mas há uma muito menor massa do níquel-56 produzido nestes tipos de explosão. A luminosidade pico varia consideravelmente e há mesmo tipo ocasionais ordens Ib / c supernovas de magnitude mais e menos luminosas do que a norma. O tipo mais luminosa Ic supernovas são referidos como hipernovas e tendem a ter curvas de luz alargado para além do pico de luminosidade aumenta. A fonte de energia adicional está pensado para ser accionado por jactos de relativísticas a formação de um buraco negro em rotação, que também produzem explosões de raios gama.

As curvas de luz para supernovas tipo II caracterizam-se por um declínio muito mais lento do tipo I, na ordem de 0,05 magnitudes por dia, excluindo a fase de platô. A saída de luz visual é dominado pela energia cinética, em vez de decaimento radioativo por vários meses, devido principalmente à existência de hidrogênio no material ejetado da atmosfera da estrela supergigante progenitor. Na explosão inicial deste hidrogénio torna-se aquecido e ionizado. A maioria das supernovas Tipo II mostrar um platô prolongada em suas curvas de luz como esta hidrogênio recombina, emitindo luz visível e tornar-se mais transparente. Este é, então, seguido por um declínio da curva de luz conduzida por decaimento radioactivo, embora mais lento do que no tipo I supernovas, devido à eficiência de conversão em luz por todo o hidrogénio.

No tipo II-G do planalto está ausente, porque o progenitor tiveram relativamente pouco hidrogénio deixado na sua atmosfera, suficiente para aparecer no espectro de mas insuficiente para produzir um planalto visível na saída de luz. No tipo IIb supernovas a atmosfera de hidrogénio a progenitora é tão reduzida (provavelmente devido à remoção das marés de uma estrela companheira) que a curva de luz está mais perto de um eu Supernova tipo e o hidrogénio até desaparecer do espectro após várias semanas.

Tipo IIn supernovas são caracterizados por linhas espectrais estreitas adicionais produzidos em uma concha de material denso circumstellar. Suas curvas de luz são geralmente muito amplo e alargado, de vez em quando também extremamente luminosa e referido como um hypernova. Estas curvas de luz são produzidos pela conversão altamente eficiente da energia cinética do material ejectado em radiação electromagnética por interacção com o invólucro de material denso. Isso só ocorre quando o material é suficientemente denso e compacto, o que indica que é foi produzido pela estrela progenitora si, pouco tempo antes de ocorrer a supernova.

Um grande número de supernovas foram catalogados e classificados para fornecer velas à distância e modelos de teste. Características médias variam um pouco com a distância e tipo de galáxia hospedeira, mas amplamente podem ser especificados para cada tipo de supernova.

Notas:

Assimetria

O pulsar nanebulosa Caranguejoestá viajando a 375 km / s em relação à nebulosa.

Um puzzle longa circundante supernovas Tipo II é por isso o objecto compacto remanescente após a explosão, é dada uma grande velocidade para fora do núcleo. (As estrelas de nêutrons são observadas, como pulsares, a ter altas velocidades; buracos negros, presumivelmente, fazer bem, mas são muito mais difíceis de observar de forma isolada.) O ímpeto inicial pode ser substancial, impulsionando um objeto de mais de uma massa solar, a uma velocidade de 500 km / s ou superior. Este deslocamento indica uma assimetria na explosão, mas o mecanismo pelo qual esta força é transferida para o objecto compacto permanece um enigma. Explicações propostas para este pontapé incluem convecção na produção colapso estrela e jet durante a formação de estrela de nêutrons.

Uma possível explicação para a assimetria na explosão é em larga escala de convecção por cima do núcleo. A convecção pode criar variações nas abundâncias locais de elementos, resultando em queima nuclear irregular durante o colapso, salto e resultando explosão.

Outra explicação possível é que acreção de gás na estrela de nêutrons central pode criar um disco que impulsiona jatos altamente direcionais, impulsionando a matéria em alta velocidade para fora da estrela, e dirigir choques transversais que perturbam completamente a estrela. Esses jatos podem desempenhar um papel crucial na explosão de supernova resultante. (Um modelo semelhante está agora favorecido para explicar longas explosões de raios gama.)

Assimetrias iniciais também foram confirmados em explosões de supernovas Tipo Ia através da observação. Este resultado pode significar que a luminosidade inicial deste tipo de Supernova depende do ângulo de visão. No entanto, a explosão torna-se mais simétrica com a passagem do tempo. Assimetrias iniciais são detectáveis ​​através da medição da polarização da luz emitida.

Produção de energia

Os decaimentos radioativos de níquel e cobalto-56-56 que produzem uma curva de luz supernova visível

Embora estejamos acostumados a pensar em supernovas principalmente como eventos visíveis luminosas, a radiação eletromagnética que produzem é quase um efeito colateral menor da explosão. Particularmente no caso de colapso do núcleo de supernovas, a radiação eletromagnética emitida é uma pequena fração do total de energia evento.

Há uma diferença fundamental entre o equilíbrio da produção de energia nos diferentes tipos de supernova. Em tipo Ia detonações anão branco, a maioria da energia da explosão é direcionado para a síntese de elemento pesado e energia cinética do material ejetado. No núcleo colapso de supernovas, a grande maioria da energia é dirigida para emissão de neutrinos, e enquanto alguns destes poderes aparentemente o principal explosão de 99% + da fuga neutrinos nos primeiros minutos após o início do colapso.

Supernovas Tipo Ia derivam sua energia a partir da fusão nuclear fugitivo de uma anã branca carbono-oxigênio. Detalhes da energética ainda não são totalmente modelados, mas o resultado final é o de ejecção de toda a massa da estrela original com alta energia cinética. Cerca de metade de uma massa solar isso é Ni ₅₆ gerado pela queima de silício. Ni ₅₆ é radioactivo e gera Co ₅₆ por mais decaimento beta com uma semi-vida de seis dias, mais raios gama. Co ₅₆ -se decompõe pelo caminho mais beta com uma semi-vida de 77 dias para Fe estável ₅₆ . Estes dois processos são responsáveis ​​para a radiação electromagnética do tipo Ia supernovas. Em combinação com a transparência em mudança do material ejetado, eles produzem a curva de luz em rápido declínio.

Supernovas colapso do núcleo são, em média visualmente mais fracas do que as supernovas tipo Ia, mas a energia total liberada é muito maior. Este é impulsionado por energia potencial gravitacional do colapso do núcleo, inicialmente produzindo neutrinos de elétrons de núcleos de desintegração, seguidas por todos os sabores de neutrinos térmicas do super-aquecida núcleo estrela de nêutrons. Cerca de 1% destes neutrinos são pensados ​​para depositar energia suficiente para as camadas exteriores da estrela de conduzir a explosão resultante, mas novamente os detalhes não pode ser reproduzida exactamente nos modelos actuais. Energias cinéticas e rendimentos de níquel são um pouco inferiores supernovas tipo Ia, portanto, a luminosidade reduzida visual, mas a partir da energia de ionização das muitas massas solares de hidrogénio restante pode contribuir para um declínio muito mais lento em luminosidade e produzir a fase de plateau visto na maioria de núcleo colapso supernovas.

Em alguns colapso supernovas núcleo, fallback para um buraco negro impulsiona jatos relativísticos que podem produzir uma breve explosão enérgico e direcional de raios gama e também transfere mais energia substancial no material ejetado. Este é um cenário para a produção de alta supernovas luminosidade e se pensa ser a causa de tipo Ic hipernovas e longa duração explosões de raios gama. Se os jatos relativísticos são muito breve e não conseguem penetrar o envelope estelar, em seguida, uma baixa luminosidade explosão de raios gama podem ser produzidas eo supernova pode ser sub-luminoso.

Quando uma supernova ocorre dentro de uma pequena nuvem densa de material circumstellar seguida, ela irá produzir uma onda de choque que pode converter eficientemente uma alta fração da energia cinética em radiação eletromagnética. Mesmo que a energia inicial explosão foi inteiramente normal a supernova resultante terá alta luminosidade e duração estendida, uma vez que não depende de decaimento radioativo exponencial. Este tipo de evento pode causar tipo IIn hipernovas.

Embora par-instabilidade supernovas são as supernovas colapso do núcleo com espectros de luz e curvas semelhantes ao tipo II-P, a natureza da explosão seguinte colapso do núcleo é mais parecido com um tipo gigante Ia com a fusão fugitivo de carbono, oxigênio e silício. A energia total liberada pelas mais altas eventos de massa é comparável a outras supernovas colapso do núcleo de produção de neutrinos, mas é pensado para ser muito baixo, daí a energia cinética e eletromagnética é muito alto. Os núcleos dessas estrelas são muito maiores do que qualquer anã branca ea quantidade de níquel radioactivos e outros elementos pesados ​​ejetados podem ser ordens de magnitude maior, com conseqüente alta luminosidade visual.

Progenitor

O tipo de classificação supernova está intimamente ligada ao tipo de estrela no momento da explosão. A ocorrência de cada tipo de supernova depende dramaticamente no metalicidade e, consequentemente, a idade da galáxia hospedeira.

Supernovas Tipo Ia são produzidos a partir anãs brancas estrelas em binários sistemas e ocorrem em todos os tipos de galáxias. Supernovas colapso do núcleo só são encontrados em galáxias em formação atual ou muito recente estrela, uma vez que resultam de estrelas maciças de vida curta. Eles são mais comumente encontrados em tipo SC espirais, mas também nos braços de outras galáxias espirais e em galáxias irregulares, especialmente galáxias starburst.

Escreva Ib / c e II-L, e possivelmente o mais digitar IIn, supernovas só estão pensado para ser produzido a partir de estrelas que têm níveis de metalicidade near-solares que resultam em elevada perda de massa de estrelas de grande massa, portanto, eles são menos comuns nas galáxias mais distantes mais velhos . A tabela mostra o progenitor esperado para os principais tipos de colapso do núcleo supernova, e as proporções aproximadas de cada na vizinhança local.

Há uma série de dificuldades em conciliar modelado e observado evolução estelar que conduz ao colapso do núcleo supernovas. Supergiants vermelhos são os progenitores esperados para a grande maioria de colapso do núcleo supernovas, e estes foram observados, mas apenas relativamente baixas massas. Propõe-se agora que supergigantes vermelhas de massa mais elevadas não explodem como supernovas, mas em vez evoluir de volta para supergigantes azuis.

Até poucas décadas atrás, supergigantes quentes não foram consideradas susceptíveis de explodir, mas as observações têm mostrado o contrário. Supergigantes azuis formam uma alta proporção de progenitores de supernovas confirmados, em parte devido à sua alta luminosidade, enquanto não um único progenitor Rayet do lobo ainda não foi confirmada. Os progenitores esperados de tipo Ib supernovas, estrelas luminosas WC, não são observadas em tudo. Em vez disso estrelas WC são encontrados em luminosidades mais baixos, aparentemente estrelas supergigantes pós-vermelhas. WO estrelas são extremamente raros e visualmente relativamente fraco, por isso é difícil dizer se tais progenitores estão ausentes ou apenas ainda para ser observado.

Modelos têm tido dificuldade em mostrar como azul supergigantes perdem massa suficiente para alcançar supernova sem progredir para um estágio evolutivo diferente. Um estudo demonstrou uma possível rota de baixa luminosidade supergigantes azuis luminosas variáveis ​​pós-vermelhos a entrar em colapso, muito provavelmente como um tipo IIn supernova. Muito recentemente, têm sido detectado um pequeno número de células progenitoras de supernovas supergigantes amarelo. Novamente estas são difíceis de explicar, exigindo inesperadamente elevadas taxas de perda de massa.

Impacto Interstellar

Papel na evolução estelar

O remanescente de uma explosão de supernova consiste em um objeto compacto e uma rápida expansão da onda de choque do material. Esta nuvem de material varre torno meio interestelar durante uma fase de expansão livre, o que pode durar até dois séculos. A onda depois, gradualmente, passa por um período de expansão adiabática, e irá arrefecer lentamente e misturar com o meio interestelar circundante ao longo de um período de cerca de 10.000 anos.

Remanescente de supernova N 63A encontra-se dentro de uma região clumpy de gás e poeira no Grande Nuvem de Magalhães.

O Big Bang produziu hidrogênio , hélio e traços de lítio , enquanto todos os elementos mais pesados ​​são sintetizados nas estrelas e supernovas. Supernovas tendem a enriquecer torno meio interestelar com metais -elements diferente de hidrogénio e hélio.

Estes elementos injetados em última análise, enriquecer as nuvens moleculares que são os locais de formação de estrelas. Assim, cada geração estelar tem uma composição ligeiramente diferente, indo de uma mistura quase puro de hidrogénio e hélio a uma composição mais rica em metal. Supernovas são o mecanismo dominante para distribuir estes elementos mais pesados, que são formadas em uma estrela durante o seu período de fusão nuclear. As diferentes abundâncias de elementos no material que forma uma estrela ter influências importantes na vida da estrela, e poderá influenciar decisivamente a possibilidade de ter planetas orbitando-lo.

A energia cinética de um remanescente de supernova em expansão pode desencadear a formação de estrelas devido à compressão nas proximidades, densas nuvens moleculares no espaço. O aumento da pressão turbulento também pode impedir a formação de estrelas se a nuvem é incapaz de perder o excesso de energia.

Evidências de produtos de filha de curta duração isótopos radioativos mostra que uma supernova nas proximidades ajudou a determinar a composição do sistema solar 4,5 bilhões de anos, e pode até mesmo ter provocado a formação deste sistema. Supernova produção de elementos pesados ​​durante períodos de tempo astronômico em última análise, feita a química da vida na Terra possível.

Efeito na Terra

Uma supernova próximo à Terra é uma supernova perto o suficiente da Terra para ter efeitos significativos sobre a sua biosfera . Dependendo do tipo e da energia da supernova, poderia ser tanto quanto 3000 anos-luz de distância. Os raios gama de uma supernova seria induzir uma reação química na parte superior atmosfera conversão molecular nitrogênio em óxidos de nitrogênio, esgotando a camada de ozono suficiente para expor a superfície até prejudicial energia solar e radiação cósmica. Isto tem sido proposto como a causa da extinção ordoviciano-siluriana, o que resultou na morte de cerca de 60% ​​da vida na Terra oceânica. Em 1996, foi a teoria de que os vestígios de supernovas passado pode ser detectável na Terra na forma de assinaturas de isótopos de metal em camadas de rocha. Ferro-60 enriquecimento mais tarde foi relatado em alto-mar rocha do Oceano Pacífico . Em 2009, os níveis elevados de íons nitrato foram encontrados no gelo da Antártida, que coincidiu com o supernovas 1006 e 1054. Os raios gama provenientes destes supernovas poderia ter impulsionado os níveis de óxidos de azoto, que ficou preso no gelo.

Supernovas Tipo Ia são considerados potencialmente mais perigosos se ocorrerem perto o suficiente da Terra. Porque estas supernovas surgem de dim, estrelas anãs brancas comuns, é provável que uma supernova que pode afetar a Terra irá ocorrer de forma imprevisível e em um sistema de estrelas que não está bem estudada. Uma teoria sugere que uma supernova Tipo Ia teria de estar mais perto do que mil parsecs (3300 anos-luz) para afetar a Terra. O candidato mais próximo é conhecido IK Pegasi (ver abaixo). Estimativas recentes prevêem que uma supernova Tipo II teria de ser mais perto do que oito parsecs (26 anos-luz) para destruir metade da camada de ozônio da Terra.

Candidatos Via Láctea

O nebulosa em torno deWolf-Rayet WR124 estrela, que está localizado a uma distância de cerca de 21.000anos-luz.

Vários grandes estrelas dentro daVia Lácteatêm sido sugeridos como possíveis supernovas dentro dos próximos milhões de anos. Estes incluem Rho Cassiopeiae,Eta Carinae,RS Ophiuchi,U Scorpii,VY Canis Majoris, Betelgeuse, Antares, eSpica. Muitos Wolf-Rayet estrelas, comoGamma Velorum,WR 104, e aqueles naQuintuplet Cluster, também são considerados possíveis estrelas precursor de uma explosão de supernova no futuro 'próximo'.

O candidato supernova mais próxima é IK Pegasi (HR 8210), localizado a uma distância de 150 anos-luz. Esta estreita colaboração orbitando sistema estelar binário consiste de uma estrela da sequência principal e um branco anão 31.000 mil quilômetros de distância. O anão tem um valor estimado de massa 1,15 vezes a do Sol Pensa-se que vários milhões de anos se passarão antes que a anã branca pode agregar a massa crítica necessária para se tornar uma supernova Tipo Ia.