Supernovy

• Supernovy - eruptívne premenné hviezdy, pri ktorých vzplanutí často dochádza k ich deštrukcii, jasnosť v maxime je porovnateľná s jasnosťou celej Galaxie, V_max = -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

  
  

  $$\frac{dE}{dt} = \frac{-8\pi^2 MR^2}{5P^3} \frac{dP}{dt}$$ (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:

  
  

  $$E_g = q \frac{GM^2}{R} \approx 2.6~10^{46} J$$ (57)

  
  

  kde $q \approx 1$, $M \approx 1 M_{\odot}$ a $R \approx$ 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 $M_v^{max} \approx -19.2$ Typ Ia, $M_v^{max} \approx -17.7$ Typ Ib a $M_v^{max} \approx -17.1$ 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 $^{56}Ni \rightarrow ^{56}Co \rightarrow ^{56}Fe$ (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$_{\odot}$

• 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$_{\odot}$

• 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$_{\odot}$, 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