- Supernovy - eruptívne premenné hviezdy, pri ktorých vzplanutí často
dochádza k ich deštrukcii, jasnosť v maxime je porovnateľná s jasnosťou
celej Galaxie, Vmax = -18 až -20 magnitúd
- Pri vzplanutí dochádza k ejekcii obálky, ktorá interaguje s
medzihviezdnym prostredím, vzniká SNR, ktorý je dlho po vzplanutí
pozorovateľný nielen vo vizuálnej ale aj v rádiovej a rentgenovej
oblasti, pritom dochádza k expanzii SNR rýchlosťami až niekoľko
1000 km/s ešte dlho po vzplanutí - Krabia hmlovina
- Nukleosyntéza - supernovy sú zdrojom ťažkých prvkov, prvky s atómovým
číslom väčším ako 209 = bizmut sú vytvárané výhradne len pri výbuchu
supernovy, čo obohacuje neskoršie hviezdne populácie o kovy
- Celkovo je známych viac ako 900 supernov najmä v cudzích galaxiách
- V našej Galaxii je historicky zdokladovaných 5 supernov:
SN 1006 vo Vlkovi, SN 1054 = Krabia hmlovina, SN 1181 - pozorovaná v Číne
a Japonsku, SN 1572 - Tychova supernova, SN 1604 - Keplerova supernova,
bol zistený ešte zvyšok supernovy, ktorá vybuchla v druhej polovici 17.
storočia, totožný s rádiovým zdrojom Cas A
- Riasy v Labuti sú SNR starý zhruba 100000 rokov
- Explózia supernovy je sprevádzaná rýchlou expanziou plynu s hmotnosťou
od niekoľko desatín do niekoľko hmotností Slnka s počiatočnými
rýchlosťami 10000 - 20000 km.s-1, expandujúca obálka supernovy
pritom stláča a zahrieva medzihviezdny plyn
- Gyrácia vysokoenergetických častíc v galaktickom magnetickom poli vedie
k vyžarovaniu synchrotrónového žiarenia väčšinou v rádiovej oblasti,
keďže spektrálne rozloženie tohto žiarenia sa líši od žiarenia plynu,
tak sa dá poznať zbytok supernovy SNR, rádiové žiarenie je málo pohlcované
preto SNR je možné pozorovať aj blízkosti roviny Galaxie, pričom sa
pozoruje silná koncentrácia k stredu Galaxie
- Ak je progenitor supernovy masívna hviezda často po explózii zostane jej
jadro - pulzar, časť SNR však neobsahuje pulzar vôbec - napr. Tycheho
a Keplerova supernova
- SNR závisí najmä na hmotnosti progenitora: ak je málo hmotný žiadna
centrálna hviezda nezostane, progenitor strednej hmotnosti vedie k vzniku
pulzaru, masívne progenitory vedú k vzniku čiernych dier, v prípade, že
SN bola zložkou dvojhviezdy môže dôjsť k jej rozpadu, pričom obe zložky
sa môžu rýchlo vzdialiť od miesta výbuchu
- SNR je pri časti SN pulzar, ktorý je pozorovateľný v rádiovej niekedy
aj vo vizuálnej oblasti, vyžarovaním energie nastáva úbytok momentu
hybnosti pulzaru a jeho rotačná perióda sa skracuje, vek SNR je preto
možné odhadnúť na základe predlžovania sa periódy pulzov
|
(56) |
- Pulzar=rotujúca neutrónová hviezda, s silným magnetickým poľom,
urýchľovaním nabitých častíc v jeho okolí sa stráca jeho rotačná energia
- Zdrojom energie supernov je s vysokou pravdepodobnosťou gravitačná
energia kolabujúcej hviezdy, niekedy je to len energia vyhoreného jadra
masívnej hviezdy
- Pre gravitačnú energiu hviezdy platí:
|
(57) |
kde ,
a 10 km.s-1.
- Pri explózii supernovy sa táto energia rozdelí na kinetickú energiu
expandujúcej obálky, energiu neutrín a EM energiu
- Kolaps väčšinou trvá menej ako jednu sekundu, neutrína sú vyžiarené za
niekoľko sekúnd
- Presný priebeh kolapsu nie je doteraz známy, počas kolapsu časť hmoty
dosiahne nukleonóve hustoty, zvyšok je pri kolapse odrazený od tuhého
jadra a expanduje v podobe obálky, počas
kolapsu zo supernovy uniknú len neutrína, nárast jasnosti supernovy
zodpovedá vyžarovaniu pseudo-fotosféry vytvorenej expandujúcou obálkou,
farebné indexy tejto fotosféry zodpovedajú obrím hviezdam a indikujú
rýchly pokles teploty, proces expanzie je podobný expanzii
obálok nov, avšak rýchlosť expanzie je zhruba 10 krát vyššia
- Vo všeobecnosti sa rozlišujú 2 príp. 3 triedy supernov:
- 1.
- Ia - chýbajú čiary H a He, v okolí maxima sa pozorujú silne rozšírené
čiary kovov: Ca II, Si II
- 2.
- Ib - chýba H ale pozoruje sa He
- 3.
- Ic - podobné ako Ib ale nepozorujú sa čiary Si II 615 a He 587.6
- 4.
- II - viditeľné čiary H aj He, P Cygni profily a He I
- Supernovy typu I sú vo všeobecnosti 1.5 až 2 magnitúdy jasnejšie ako
supernovy typu II, platí
Typ Ia,
Typ Ib a
Typ II
- Supernovy typu I majú do veľkej miery rovnaké svetelné krivky a malý
rozptyl maximálnej jasnosti, všetky podtypy Ia, Ib aj Ic majú prakticky
rovnaké LC
- Svetelné krivky všetkých supernov vykazujú po počiatočnom náraste a
poklese jasnosti fázu lineárneho poklesu jasnosti - v magnitúdach, u SN
typu I sa pozoruje 40 dní po maxime jasnosti, u typu II 80-100 dní
- Tento exponenciálny pokles jasnosti zodpovedá rádioaktívnemu rozpadu
niklu 56, pričom dochádza k rozpadu
(stabilný izotop), polčasy rozpadu sú pritom 6
a 77 dní, čo zodpovedá poklesu jasnosti, energia žiarenia je teda daná
energiou uvolnenou pri radioaktívnom rozpade
- Supernovy, podobne ako cefeidy, slúžia ako štandardné sviečky na
zisťovanie kozmologických vzdialeností
- Frekvencia supernov v jednej galaxii je pomerne nízka 1 supernova za
50 až 150 rokov, pritom najviac supernov sa produkuje v špirálových
galaxiách
- Výskyt supernov v galaxii - supernovy typu II sa vyskytujú v podstate len
v špirálových galaxiách v blízkosti ich ramien, pritom väčšina supernov
má súvis s HII oblasťami, kde dochádza k tvorbe hviezd, ich progenitori
sú masívne hviezdy, ktorých vývoj na HP prebieha rýchlo a pri kolapse
jadra zostáva na vodík bohatá obálka, minimálna hmotnosť progenitora
podľa teoretických modelov je zhruba 8 M
- Frekvencia výskytu supernov v galaxiách závisí nielen na ich type ale aj na
sklone roviny galaxie a na počte hviezd, výberové efekty
- Progenitori supernov typu Ib patria k mladej populácii, sú to
pravdepodobne Wolf-Rayetove hviezdy, ktoré silným hviezdnym vetrom
stratili vodíkovú obálku sú však bohaté na hélium, ich hmotnosť pred
výbuchom dosahuje 4-8 M
- Progenitori supernov Ia patria pravdepodobne k starej populácii,
najpravdepodobnejším scenárom je explózia akreujúceho bieleho trpaslíka
v dvojhviezde, akréciou hmoty môže jeho hmota presiahnúť Chandrasekharov
limit 1.44 M, pričom dôjde k strate stability a po výbuchu
nezostane SNR, druhou možnosťou je spojenie dvoch WD v tesnej dvojhviezde
- Dôležitou bola supernova v LMC, ktorá vybuchla v roku 1987, bola to
najjasnejšia supernova od 1604, okamih kolapsu tu bol presne zaznamenaný
príchodom neutrín, maximálna absolútna jasnosť dosiahla len -15.5 mag,
bola to supernova typu II, progenitorom sa ukázal byť modrý nadobor
B3 Ia s absolútnou jasnosťou -6.5 mag, v rozpore s dovtedy uznávanou
teóriou