Super Nova

Supernova 1994D na galáxia NGC 4526 (ponto brilhante abaixo à esquerda)

O Remanescente da Supernova 1987A (março de 2005)

Supernova 1987A ( HST 2007)

Uma supernova (do latim stella nova, super , 'nova estrela, além' ; supernova no plural ) é o breve e brilhante lampejo de uma estrela massiva no final de sua vida por meio de uma explosão na qual a própria estrela original é destruída. A luminosidade da estrela aumenta de milhões a bilhões de vezes, por um curto período de tempo ela se torna tão brilhante quanto uma galáxia inteira .

No processo, cerca de um Inimigo de energia observável é liberado em segundos . Isso corresponde a um valor de ≈ 3 · 10 ²⁸ TWh ( Tera watt-hora ). Para comparação: se o sol tivesse sua luminosidade atual durante toda a sua vida, ele liberaria 3,827 · 10 ²⁶ W × 3,1536 · 10 ⁷ s / ano × 10 ¹⁰ anos ≈ 1,2 inimigo de energia.

Existem dois mecanismos básicos pelos quais as estrelas podem se tornar supernovas:

1. Estrelas massivas com uma massa inicial (veja a formação de estrelas ) de mais de cerca de oito massas solares , cujo núcleo entra em colapso no final de sua evolução e depois que seu combustível nuclear se esgota. Isso pode resultar em um objeto compacto, como uma estrela de nêutrons ( pulsar ) ou um buraco negro . Este processo é conhecido como colapso ou supernova hidrodinâmica .
2. A massa inferior da estrela, que em seu estágio preliminar como material de anã branca (. Por exemplo, por um assistente em um sistema binário ) se acumula , por autogravidade para colapsar e, portanto, por processo de queima de carbono incipiente será rasgada. Este fenômeno é conhecido como supernova termonuclear ou supernova tipo Ia .

As supernovas bem conhecidas são a Supernova 1987A na Grande Nuvem de Magalhães e a Supernova de Kepler (1604) . Este último em particular e a Supernova de Tycho Brahe (1572) deram asas à astronomia , já que finalmente refutou a visão clássica da imutabilidade da esfera estelar fixa . O mais famoso remanescente de supernova é a Nebulosa do Caranguejo ( Supernova 1054 ) na constelação de Touro .

história

O nome da nova remonta ao nome que Tycho Brahe cunhou para a observação de uma estrela em 1572 . Refere-se ao súbito aparecimento de um objeto parecido com uma estrela anteriormente invisível no firmamento . Até meados do século 20, uma nova era entendida como qualquer tipo de surto de brilho de uma estrela com um aumento ao máximo em um período de dias a anos e um retorno ao brilho anterior em semanas ou décadas (ver curva de luz ). Quando a causa astrofísica das erupções foi reconhecida, o termo mudou para a definição atual, na qual uma supernova não é mais uma nova em seu significado original.

No início do século 20 ainda não havia explicação para o surgimento de estrelas novas ou temporárias , como as supernovas eram então chamadas. Havia várias hipóteses , incluindo uma de Hugo von Seeliger , segundo a qual a entrada de um corpo sólido em uma nuvem cósmica de matéria finamente distribuída (com a qual um espaço imaginado foi preenchido) leva a um forte aquecimento da superfície desse corpo e portanto, para um brilho. As mudanças observadas no espectro das novas estrelas foram interpretadas como uma indicação de que a formação de sua densa casca deve ter ocorrido em alguns dias.

designação

As supernovas são nomeadas com o prefixo “SN”, seu ano de descoberta e uma adição alfabética. Originalmente, essa adição consistia em uma letra maiúscula, que foi atribuída alfabeticamente na ordem de descoberta. Assim foi a SN 1987A , a primeira supernova descoberta em 1987. Em 1954 (em galáxias distantes) mais de 26 supernovas foram descobertas em um ano pela primeira vez. Desde então, letras pequenas duplas (de “aa” a “zz”) têm sido usadas a partir da 27ª supernova de um ano. Com grandes telescópios modernos e programas de pesquisa especiais , várias centenas de supernovas foram descobertas por ano na década de 2000: em 2005, foram 367 (até SN 2005nc), em 2006 foram 551 (até SN 2006ue) e em 2007 até 572 ( até SN2007uz). Hoje, são bem mais de mil por ano.

frequência

A frequência com que as supernovas aparecem em uma galáxia depende de quantas estrelas foram recém-formadas nela. Isso ocorre porque estrelas muito massivas que terminam em supernovas têm apenas um curto período de vida de dezenas de milhões de anos de acordo com padrões de tempo astronômicos. Para a Via Láctea , estima-se em torno de 20 ± 8 supernovas por milênio, das quais seis foram observadas no último milênio. Cerca de dois terços das supernovas galácticas permaneceram ocultas pela extinção do disco galáctico; o resto das supernovas observadas foram encontradas em outras galáxias.

Na Via Láctea, as últimas supernovas que podiam ser vistas a olhos abertos foram observadas por Brahe em 1572 e por Kepler em 1604 . Um muito distante surgiu em 1680 , mas só era visível através de um telescópio . Para a astrofísica moderna , entretanto, o SN 1885A na Galáxia de Andrômeda e especialmente aquele de 1987 na relativamente próxima Grande Nuvem de Magalhães tornou-se significativo .

classificação

Historicamente, existem aproximadamente dois tipos de supernovas. A classificação é baseada no critério se as linhas espectrais de hidrogênio são ou não visíveis em sua luz nos estágios iniciais da supernova . Por um lado, há o tipo I, em que não há linhas de hidrogênio visíveis, com os subgrupos Ia, Ib e Ic; e por outro lado o tipo II com linhas de hidrogênio (ver tabela). As designações de tipo bruto foram introduzidas por Rudolph Minkowski em 1939 e foram refinadas desde então.

Esta divisão em Tipo I e Tipo II não coincide com os dois mecanismos físicos mencionados na introdução que podem levar a uma supernova. Em vez disso, apenas as supernovas do subtipo Ia são termonucleares.

Supernovas termonucleares do tipo Ia

Versão resumida: 4 etapas de um SN tipo Ia
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Desenvolvimento do antecessor do SN Tipo Ia (da esquerda para a direita e de cima para baixo)

Uma supernova tipo Ia é criada de acordo com um modelo comum em sistemas estelares binários cataclísmicos consistindo em uma anã branca e uma companheira. Com o tempo, a anã branca acumula gás da extensa concha de sua companheira, o que pode levar a vários surtos de nova . Durante esses surtos, o hidrogênio do gás agregado se funde, os produtos da fusão permanecem até que o núcleo da anã branca na frente da supernova contenha grandes quantidades de carbono contaminado com oxigênio, comparável a um diamante gigante . A densidade média prevalecente sob alta pressão gravitacional é normalmente em torno de 3 t por cm³. À medida que o núcleo se aproxima do Chandrahsekharmasse por meio de mais processos de acreção e combustão nas conchas , ele se torna cada vez mais instável. Quanto mais massa é alimentada, menor é o seu raio, a densidade aumenta para mais de 1000 t por cm³. De acordo com Pauldrach, neste estado ela é mais uma cruzadora de fronteira do que uma estrela, que não tem mais um raio especificável. Quando o limite de massa é atingido, o carbono não se inflama devido ao aumento da temperatura, mas sim devido ao aumento adicional da densidade. A estrela degenerada só percebe o aumento resultante na temperatura quando atinge um estado térmico normal não degenerado novamente em torno de 10 bilhões de K. Todo o suprimento de carbono é queimado em ferro e níquel em uma fração de segundo e a estrela pode reagir normalmente ao cenário novamente, ou seja, ou seja, ele explode em uma supernova termonuclear do tipo Ia.

Uma segunda rota para cruzar a fronteira de Chandrasekhar pode ser as fontes de raios-X supermacias . Aqui, a taxa de transferência de massa para a anã branca é alta o suficiente para resultar na queima permanente de hidrogênio .

No entanto, este modelo padrão ficou sob pressão devido às observações feitas pelo telescópio de raios-X Chandra. Medições em seis galáxias selecionadas mostraram que a radiação de raios-X suave é 50 vezes menor do que o valor esperado se as fontes de raios-X Novae e Super Soft fossem as fontes dominantes para explosões de Supernova-Ia. Desde então, também houve especulação sobre outras estrelas precursoras:

1. um sistema estelar binário em que uma anã branca acrescenta gás da concha de uma gigante vermelha
2. duas anãs brancas giratórias e finalmente fundidas
3. a estrela central de uma nebulosa planetária

O segundo modelo explicativo também é conhecido como “ cenário degenerado duplo ”. Um sistema estelar binário próximo de anãs brancas começa a trocar matéria (as chamadas estrelas AM-Canum-Venaticorum ). Qualquer uma das estrelas cruza o limite de Chandrasekhar (como com as estrelas duplas cataclísmicas) ou a explosão da supernova é causada pela fusão das duas anãs brancas.

No entanto, não há o suficiente dos dois primeiros cenários para explicar o número de supernovas do Tipo Ia observadas e - no caso da fusão de anãs brancas - supernovas sobre Chandrasekharmasse seriam esperadas.

O ponto de partida no terceiro cenário são os gigantes vermelhos no ramo gigante assintótico de massa suficiente. Depois de liberar a camada externa (a última Nebulosa Planetária), essas estrelas centrais se desenvolvem em anãs brancas com uma massa acima do limite de Chandrasekhar, que queimam hidrogênio e hélio em suas camadas externas sobre um núcleo de carbono e oxigênio. Assim que os processos de combustão nas conchas produziram carbono suficiente e o depositaram no núcleo compacto de modo que ultrapassasse a massa limite, o carbono no núcleo se inflama e a estrela explode em uma supernova do tipo Ia.

De acordo com diferentes modelos teóricos, a fusão nuclear pode ocorrer tanto como detonação quanto como deflagração . De acordo com trabalhos recentes, muito debatidos entre os especialistas, o cenário mais provável é uma deflagração inicial que se transforma em detonação. Outras teorias falam de campos magnéticos dos quais a energia da explosão é retirada.

A energia liberada de tal explosão de supernova está dentro de limites definidos, uma vez que o alcance da massa crítica e a composição das anãs brancas são conhecidos. Por causa dessa propriedade, ela é chamada de vela padrão e é adequada para determinar distâncias (veja abaixo).

Em uma explosão de supernova tipo Ia, nenhum objeto compacto é deixado - toda a matéria da anã branca é jogada no espaço como um remanescente de supernova . A estrela companheira se torna a chamada estrela “em fuga”, pois voa na velocidade orbital - normalmente alta - com a qual orbitou sua estrela parceira até agora.

Colapso do núcleo ou supernova hidrodinâmica

Estrela precursora

De acordo com a agora geralmente aceita teoria do colapso gravitacional , que foi proposta pela primeira vez por Fritz Zwicky em 1938 , uma supernova desse tipo ocorre no final da “vida” de uma estrela massiva, quando ela esgotou completamente seu combustível nuclear . Estrelas com massas iniciais em torno de 8 a 10 a cerca de 30 massas solares terminam sua existência como estrelas em uma explosão do tipo II, estrelas com maior massa explodem como do tipo Ib / c. As supernovas do tipo Ib ou Ic passam por uma fase estelar Wolf-Rayet antes da explosão , na qual repelem suas camadas externas, ainda ricas em hidrogênio, na forma de um vento estelar .

No caso de uma estrutura estelar aproximadamente esférica simétrica , a seguinte sequência resulta: Assim que o hidrogênio no núcleo da estrela é fundido ao hélio ( queima de hidrogênio ), a pressão interna da estrela gerada pela energia de fusão cai e o estrela então entra em colapso sob a influência de sua gravidade. Isso aumenta a temperatura e a densidade , e começa outro estágio de fusão , o processo três-alfa , no qual o hélio se funde em carbono por meio do produto intermediário berílio ( queima do hélio ). O processo (exaustão do combustível nuclear, contração, próximo estágio de fusão) é repetido e a queima do carbono cria o néon . Estágios de fusão adicionais ( queima de neon , queima de oxigênio e queima de silício ) permitem que a estrela que está encolhendo funda elementos sempre novos. Se um combustível secou no núcleo da estrela, a reação de fusão muda a casca esférica que fica acima do núcleo e continua lá como a queima da casca , enquanto o produto da fusão no núcleo que encolhe se torna o novo "combustível". No entanto, cada estágio de fusão libera menos energia do que seu antecessor e funciona mais rápido. Enquanto uma estrela massiva com cerca de oito massas solares passa dezenas de milhões de anos no estágio de queima de hidrogênio, a queima de hélio subsequente leva "apenas" alguns milhões de anos, enquanto o carbono queima apenas cerca de 50.000 anos. O último estágio de fusão da queima de silício pode ser medido em horas a dias. Como cada estágio de fusão anterior também dura mais na queima da casca do que os estágios de fusão subsequentes na estrela, a estrela desenvolve uma espécie de estrutura de cebola com várias cascas de fusão: No último estágio, o silício queima no núcleo e o oxigênio, o néon e o carbono no as camadas acima, hélio e queima de hidrogênio ocorrem (nas estrelas Wolf-Rayet , no entanto, a concha de hidrogênio está faltando, e às vezes o hélio também). Devido à duração extremamente curta dos estágios de fusão após a queima do carbono, os últimos estágios de fusão praticamente não têm influência nos parâmetros da estrela externamente visíveis - a energia gerada no interior não chega à superfície até o colapso final. Esta é também a razão pela qual as supernovas podem aparentemente ocorrer sem qualquer aviso em qualquer supergigante que pareça ser normal externamente (ou seja, não há uma mudança anormal na luminosidade nem uma mudança no diâmetro, temperatura, espectro, etc.). O "bulbo de fusão" no centro da supergigante moribunda é minúsculo em relação ao diâmetro da estrela.

Durante suas longas vidas, todas essas estrelas passam por várias cadeias de fusão de liberação de energia em seu núcleo até a síntese de ferro , o elemento com número atômico  26. É aqui que termina a cadeia de fusão, uma vez que os núcleos atômicos de ferro têm os mais altos energia de ligação por núcleo de todos os núcleos atômicos. As fusões para elementos mais pesados ​​requerem energia externa e não liberam mais.

A velocidade com que uma estrela converte o combustível em seu interior depende da temperatura e da densidade e, portanto, indiretamente da pressão gravitacional em seu núcleo. Uma consequência importante dessa relação é que uma estrela consiste em camadas nas quais a velocidade de transposição diminui para o exterior. Mesmo que a queima do hélio já tenha começado no núcleo , a queima do hidrogênio ainda ocorre nas camadas superiores. A taxa absoluta de fusão no núcleo aumenta com a massa estelar fortemente para. Enquanto uma estrela com massa solar precisa de cerca de 10 bilhões de anos para passar pela cadeia de fusão em seu núcleo até chegar a uma paralisação, a vida útil de estrelas extremamente pesadas com cerca de 100 massas solares é de apenas alguns milhões de anos. Veja os estágios finais da evolução estelar para uma visão geral mais detalhada.

Colapso do núcleo

Cenário de colapso do núcleo:
a) camadas desenvolvidas de elementos, núcleo de ferro no centro
b) núcleo de ferro começa a colapsar, setas pretas: camadas externas em velocidade supersônica, setas brancas: núcleo interno em velocidade subsônica
c) conversão do núcleo em nêutrons, radiação da energia de ligação na forma de neutrinos
d) matéria incidente é refletida no núcleo, vermelho: onda de choque resultante indo para fora
e) conversão de energia em processos nucleares, onda de choque acaba, neutrinos aceleram massa novamente
f) matéria externa é ejetada , resíduo degenerado permanece

O ferro, as “cinzas” da queima nuclear, permanece no centro da estrela. Assim que não ocorrem mais fusões, toda a radiação termina, o que neutralizou a gravitação com sua pressão externa e inflou a estrela. Dois outros processos intensificam esse efeito: primeiro, os fótons da radiação gama de alta energia destroem os núcleos atômicos de ferro por meio de foto-desintegração . Isso cria partículas α e nêutrons ; as partículas α, por sua vez, podem ser decompostas em seus componentes principais, prótons e nêutrons, por esses fótons . Devido à alta estabilidade dos núcleos de ferro, é necessário usar energia para esse processo. Em segundo lugar, no chamado decaimento beta inverso ( captura de elétrons ), os elétrons livres são capturados pelos prótons. Isso cria mais nêutrons e libera neutrinos (Jerry Cooperstein e Edward A. Baron, 1990). Tanto a perda de energia por foto-desintegração quanto a perda de elétrons livres causam uma redução adicional na pressão externa que neutraliza a gravitação.

Agora a gravidade pode ter seu efeito total. Eventualmente, o núcleo cruza a fronteira de Chandrasekhar e entra em colapso.

O colapso da área central acontece tão rapidamente - em milissegundos - que a velocidade de incidência já ultrapassa a velocidade local do som do meio a uma distância de 20 a 50 km do centro . As camadas internas só podem transportar as informações de impressão com rapidez suficiente por causa de sua alta densidade. As camadas externas caem no centro como uma onda de choque . Assim que a parte interna do núcleo atinge densidades no nível nuclear, ela já consiste quase inteiramente de nêutrons, porque os elétrons são pressionados contra os prótons (reversão do decaimento beta ). As coleções de nêutrons também têm uma massa limite superior ( limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff , dependendo do modelo de cerca de 2,7 a 3 massas solares), acima da qual ocorre um buraco negro. Aqui, a massa agora é menor para considerar o outro caso. O núcleo se torna incompressível devido às regras da mecânica quântica ( pressão de degenerescência ), e o colapso é interrompido quase repentinamente. Isso causa um aumento gigantesco de pressão e densidade no centro, de modo que mesmo os neutrinos não podem mais escapar sem obstáculos. Essa informação de pressão é refletida no núcleo de nêutrons e agora segue para fora, por sua vez. A onda de pressão atinge rapidamente áreas com velocidade de som muito baixa que ainda estão na incidência. Outra onda de choque é criada, mas agora está se movendo para fora. O material atravessado pela frente de choque é fortemente comprimido, e como resultado atinge temperaturas muito altas (Bethe, 1990). Uma grande parte da energia é consumida por posterior foto-desintegração ao passar pelo núcleo externo de ferro. Uma vez que a energia de ligação nuclear de todo o ferro é aproximadamente igual à energia da onda de choque, ela não sairia da estrela e não causaria uma explosão sem uma renovação. Como correção, os neutrinos também são considerados uma fonte adicional de energia e momentum . Normalmente, os neutrinos dificilmente interagem com a matéria. No entanto, as densidades de neutrinos na frente de colisão são tão altas que a interação dos neutrinos com a matéria não pode mais ser desprezada. Como a grande maioria da energia total da supernova vai para os neutrinos, uma absorção relativamente baixa é suficiente para reacender o choque e deixá-lo escapar do núcleo de ferro em colapso. Depois de deixar o núcleo de ferro, quando a temperatura cai o suficiente, a onda de pressão ganha energia adicional por meio de novas reações de fusão.

As camadas de gás extremamente altamente aquecidas, o material rico em nêutrons das regiões externas da referida região central rasgam com ele, assim erbrüten no chamado processo r ( r de Engl. Rápido, "rápido") elementos pesados ​​além do ferro, como cobre , germânio , prata , ouro ou urânio . Cerca de metade dos elementos nos planetas além do ferro se originam dessas explosões de supernova, enquanto a outra metade foi incubada no processo por estrelas com menos massa e lançada no espaço em sua fase gigante .

As massas de gás aquecidas se expandem rapidamente atrás da frente de choque. O gás ganha velocidade de saída. Poucas horas após o colapso da área central, a superfície da estrela é alcançada e as massas de gás são lançadas na explosão de supernova, agora visível. A casca da supernova atinge velocidades de milhões de quilômetros por hora. Além da energia emitida como radiação, a maior parte de 99% da energia liberada durante o colapso é emitida na forma de neutrinos. Eles deixam a estrela imediatamente após a densidade da frente de colisão inicialmente impenetrável ter se tornado suficientemente pequena. Como se movem quase à velocidade da luz , podem ser medidos por detectores terrestres algumas horas antes da supernova óptica, como a supernova 1987A .

Outro "sinal de alerta precoce" para o acendimento de uma supernova em colapso do núcleo é o que é conhecido como explosão de raios - X . Isso ocorre quando as ondas da frente de choque atingem a superfície da estrela e se propagam para o meio interestelar - dias antes do início do brilho ser observado na luz visível. Esse sinal de raios-X foi observado pela primeira vez em janeiro de 2008 com o satélite Swift da NASA durante a Supernova 2008D .

As supernovas, com exceção do tipo Ia, também são chamadas de supernovas hidrodinâmicas , pois são causadas pelo colapso da área central . O cenário apresentado é baseado no consenso amplamente difundido na ciência de que as explosões de supernovas de estrelas massivas, em princípio, ocorrem dessa maneira. No entanto, ainda não existe um modelo físico completo e funcional de uma explosão de supernova com o qual todos os cientistas envolvidos concordem.

Supernova tipos II-L e II-P

Supernovas de tipo II, distinguem-se pelo critério, se o brilho do Super Nova com o tempo, em vez l diminuições inear (SN tipo II-G), ou durante o decaimento de um P lateauphase passagens (tipo II SN-P). Os valores de pico do brilho absoluto com SN II-P mostram uma ampla distribuição, enquanto a maioria do SN II-L tem quase o mesmo brilho máximo. O brilho médio na faixa espectral azul de SN II-P atinge −17,0 mag com um desvio padrão de 1,1 mag, enquanto SN II-L é principalmente −17,6 ± 0,4 mag. A existência de fases de platô é explicada pelo fato de que a massa ejetada e, portanto, a velocidade do envelope da supernova são muito grandes. A diminuição do brilho devido ao resfriamento é compensada pela rápida expansão da casca devido ao aumento da área de superfície e a curva de luz é descrita por um platô. O brilho máximo depende do raio da estrela anterior, o que explica a grande dispersão nos brilhos máximos do SN II-P. As supernovas do tipo II-L têm uma taxa de expansão mais lenta, de modo que seu brilho já é determinado nos estágios iniciais dos processos radioativos. Como resultado, há menos dispersão dos brilhos máximos (Young, Branch, 1989). O Supernova SN 1979C é um exemplo do Tipo II-L. Aqui, no entanto, apenas o brilho na luz visível diminuiu; Na faixa de raios-X , a supernova brilha tanto hoje quanto brilhava quando foi descoberta em 1979. O mecanismo que causa esse brilho persistente ainda não foi totalmente explorado.

Supernova tipos Ib e Ic

No caso das supernovas do tipo Ib, o envelope de hidrogênio foi repelido antes da explosão, de forma que nenhuma linha espectral do hidrogênio pode ser observada durante a explosão. O tipo de explosão Ic ocorre quando a camada de hélio da estrela também foi repelida de forma que nenhuma linha espectral do hélio apareça. Essas explosões também são causadas por um colapso do núcleo e um objeto compacto permanece.

Um curso espectral semelhante ao tipo Ib - mas menos brilhante - ocorre com uma supernova transiente com gap rico em cálcio .

Remanescentes da supernova

Imagem em cores falsas da Nebulosa do Caranguejo, remanescente da supernova do ano 1054, as cores correspondem a diferentes áreas do espectro eletromagnético do infravermelho aos raios-X.

O material ejetado pela supernova forma uma nebulosa de emissão , a chamada " supernova remanescente " ( remanescente de supernova em inglês , SNR curto), em contraste com o remanescente do colapso do núcleo que pode surgir, que é referido como um "objeto compacto " em astrofísica . Provavelmente, o mais conhecido remanescente de supernova é a Nebulosa do Caranguejo , que foi ejetada quando o SN1054 explodiu . Esta supernova também deixou para trás um objeto compacto (um pulsar ).

Objetos compactos

A forma do remanescente deixado pela estrela depende de sua massa. Nem todas as camadas externas são jogadas fora na explosão da supernova. O gás restante se acumula no núcleo colapsado no centro, que consiste quase inteiramente de nêutrons. O gás em queda também é dividido em nêutrons pelos processos descritos acima, de modo que uma estrela de nêutrons é criada. Se a estrela ficar ainda mais pesada (mais de cerca de 3 massas solares) devido à queda do material, a força gravitacional também pode superar a contrapressão causada pelo princípio de Pauli , que em uma estrela de nêutrons separa os nêutrons uns dos outros e, assim, estabiliza (veja matéria degenerada ). Os restos da estrela finalmente entram em colapso e formam um buraco negro , de cujo campo de gravidade nenhum sinal pode escapar. Observações recentes sugerem que existe uma outra forma intermediária, as chamadas estrelas de quark , cuja matéria é composta de quarks puros .

Devido ao efeito de pirueta, as estrelas de nêutrons freqüentemente giram a uma velocidade muito alta de até 1000 rotações por segundo; isso já decorre da conservação do momento angular durante o colapso.

A alta velocidade de rotação gera um campo magnético que interage com as partículas da nebulosa de gás ejetado e, portanto, gera sinais que também podem ser registrados da terra . No caso das estrelas de nêutrons, fala-se de pulsares.

Supernova de instabilidade de par

Uma variante do cenário de colapso do núcleo é emparelhar supernova de instabilidade ( supernova de instabilidade de par, PISN), não entra em colapso quando a estrela em um objeto compacto, mas é completamente rasgada. As estrelas precursoras são particularmente pobres em elementos mais pesados ​​que o hélio. A pressão no núcleo não é alta o suficiente para formar elementos pesados ​​como o ferro, que é o pré-requisito para o colapso do núcleo. Nesta fase, após a queima do hélio, a estrela atinge faixas de temperatura e densidade nas quais as energias dos fótons levam à geração de pares elétron - pósitron . Isso leva a uma redução na pressão de radiação e, portanto, a um aumento ainda mais rápido na densidade - e, portanto, na temperatura - do núcleo, até que o oxigênio e a queima de silício comecem a explodir, o que cria uma nova contrapressão contra a pressão gravitacional. Dependendo da magnitude da pressão gravitacional - e, portanto, da massa do núcleo - esta explosão do núcleo pode desacelerar ou até mesmo prevenir um colapso posterior. No caso de um PISN, não há remanescente compacto, mas a estrela está completamente dilacerada. As energias liberadas são de até 100  inimigos (10 ⁴⁶  J ) por um fator de 100 acima daquelas de uma supernova de colapso de núcleo "normal".

Cálculos de modelo para metalicidade evanescente e sem levar em consideração uma possível rotação ou campos magnéticos fornecem uma massa crítica do núcleo de hélio de 64 massas solares para o início da instabilidade do par. Se a massa do núcleo de hélio for maior do que 133 massas solares, a explosão nuclear não pode evitar um colapso posterior, que, portanto, continua a se desenvolver em um buraco negro. Se alguém extrapolar essas massas nucleares de hélio para a massa total necessária de uma estrela da sequência principal (negligenciando as perdas de massa), o PISN tem uma faixa de massa de cerca de 140 a 260 massas solares. Por isso, esse cenário é considerado extremamente raro no universo atual. É considerado principalmente para a primeira geração de estrelas da chamada População III . Lá, entretanto, esse mecanismo poderia ter desempenhado um papel importante no enriquecimento do meio intergaláctico com elementos mais pesados.

Curva de luz de SN 2006gy (curva superior) em comparação com as curvas de luz de outras supernovas

A supernova SN 2006gy na galáxia NGC 1260 é um caso especial , que foi descoberto em 18 de setembro de 2006 como parte da Busca de Supernovas do Texas : O brilho absoluto de SN 2006gy era mais de uma magnitude maior do que o de outras supernovas. Os descobridores, portanto, interpretam esta supernova, que está a cerca de 240 milhões de anos-luz de distância, como a primeira candidata para a qual o mecanismo de instabilidade do par é possível como uma explicação - no entanto, nem os dados anteriores nem os modelos teóricos são suficientes para ser capaz de fazer um decisão clara aqui.

O primeiro representante provavelmente certo de um PISN é a supernova SN 2007bi , que foi descoberta em 6 de abril de 2007 em uma galáxia anã na constelação de Virgem. Um grupo de astrônomos do Instituto Weizmann de Ciências usou os dois telescópios Keck , entre outras coisas , para observar os espectros e o curso do brilho por mais de um ano. As investigações revelaram que a estrela precursora do remanescente da estrela, a 1,7 bilhão de anos-luz de distância, era uma hipergigante incomumente maciça e pobre em metais, com presumivelmente 200 massas solares. Em um processo anormalmente lento, grandes quantidades de silício e níquel radioativo também foram liberadas.

Medições de distância com a ajuda de supernovas

Uma vez que a radiação, especialmente no curso posterior de uma supernova do tipo Ia, é amplamente alimentada pelo decaimento radioativo de ⁵⁶ Ni para ⁵⁶ Co e deste para ⁵⁶ Fe , as meias-vidas sendo de cerca de 6 e 77 dias respectivamente (esta teoria era proposto pela primeira vez por Fred Hoyle e William Alfred Fowler em 1960), a forma da curva de luz é sempre aproximadamente a mesma. Devido ao mecanismo, a quantidade de energia liberada também deve ser sempre aproximadamente a mesma, o que sempre resulta em aproximadamente a mesma luminosidade devido à estrutura aproximadamente idêntica. Essas características das explosões de vela padrão Supernova podem ser a base de tais medições de distância relativamente precisas no universo a serem feitas, e a escala de tempo da curva de luz, além das linhas espectrais para determinar o redshift pode ser usada, como no redshift z . B. 2 o tempo para o observador é estendido por este fator. A ideia para isso remonta a Fritz Zwicky . A expansão acelerada do universo (ver, por exemplo, a constante de Hubble ou o Supernova Cosmology Project ) pode ser comprovada medindo a distância das explosões de supernova, que ocorreram há cerca de 7 bilhões de anos . No entanto, para realmente usar supernovas como velas padrão, os mecanismos de explosão devem ser mais bem pesquisados ​​e compreendidos.

Simulações de computador de supernovas

Stirling Colgate e Richard White realizaram os primeiros cálculos numéricos hidrodinâmicos em supernovas no Laboratório Nacional Lawrence Livermore em 1966 e reconheceram a importância dos neutrinos para o mecanismo de explosão. James R. Wilson fez outros avanços importantes no início dos anos 1980. Outros cientistas bem conhecidos que lidaram com simulações de supernovas são W. David Arnett , Stanford E. Woosley , Wolfgang Hillebrandt e Fiona Harrison .

Cálculos mais recentes (a partir de 2016) que funcionam com métodos semelhantes aos que se provaram no cálculo da turbulência da chama em motores a gasolina e com base na descrição mais avançada da física de neutrino crucial em estrelas em colapso sem suposições de simetria forçada, fornecem resultados que representam um marco importante para a modelagem de supernovas. Eles confirmam a possibilidade fundamental de que o aquecimento de neutrinos desencadeie a explosão de estrelas massivas. Como já visto com os modelos bidimensionais anteriores (ou seja, rotacionalmente simétricos), os processos de fluxo não radial suportam o início da explosão e imprimem assimetrias na matéria em expansão, o que leva às assimetrias observáveis ​​posteriores nas supernovas.

A suposição de que muitas estrelas massivas terminam muito fracamente ou completamente sem explosão em uma chamada não-nova (como também assumido no colapso do núcleo do predecessor de Cygnus X-1 ) e, portanto, não explodem visivelmente, pode, no entanto , devido ao enorme tempo de computação exigido ainda não comprovado em uma simulação.

Os supercomputadores cada vez mais rápidos tornaram possível realizar cálculos de supernova sem suposições não naturais sobre simetria. Isso tornou as simulações muito mais realistas, uma vez que as físicas relevantes são levadas em conta nos modelos, principalmente no que diz respeito às interações altamente complexas dos neutrinos , tais simulações estão no limite absoluto do que é atualmente viável nos maiores supercomputadores disponíveis.

Em 2016, 16.000 núcleos de processador foram disponibilizados para uma equipe do Max Planck Institute for Astrophysics (MPA) no SuperMUC no Leibniz Computing Center (LRZ) em Garching e no MareNostrum no Barcelona Supercomputing Center (BSC). Mesmo quando esses 16.000 núcleos de processador são usados ​​em paralelo, uma simulação de modelo único de uma supernova em um tempo de desenvolvimento de cerca de 0,5 segundo ainda leva seis meses e consome cerca de 50 milhões de horas de computação.

Impacto na terra

O possível surto de uma supernova perto do sistema solar é conhecido como supernova próxima à Terra . Supõe-se que distâncias de menos de 100 anos-luz até a supernova  teriam efeitos perceptíveis na biosfera da Terra. Os raios gama de tal supernova podem desencadear reações químicas nas camadas superiores da atmosfera, durante as quais o nitrogênio é convertido em óxidos de nitrogênio . Isso poderia destruir completamente a camada de ozônio , expondo a Terra a radiações perigosas.

A extinção em massa no Ordoviciano Superior , no qual cerca de 50% das espécies oceânicas se extinguiram, é associada por alguns autores a essa supernova próxima à Terra. Alguns pesquisadores suspeitam que uma supernova passada próxima à Terra ainda pode ser detectada através de traços de certos isótopos de metal nas camadas de rocha. Enriquecimentos do isótopo ⁶⁰ Fe foram encontrados, por exemplo, em rochas profundas do oceano Pacífico .

As supernovas mais potencialmente perigosas são do Tipo Ia . Uma vez que emergem de um sistema estelar binário estreito e semi-separado que consiste em uma anã branca que se acumula tênue e uma companheira perdendo massa, as variáveis ​​cataclísmicas parecem bastante imperceptíveis e é concebível que os precursores de tal supernova permaneçam desconhecidos, mesmo em relativa proximidade com a Terra. ou são apenas insuficientemente estudados. Algumas previsões sugerem que tal supernova ainda pode afetar a Terra a distâncias de até 3.000 anos-luz. Como o candidato mais próximo conhecido para uma futura supernova desse tipo, IK Pegasi está a cerca de 150 anos-luz de distância.

As supernovas do tipo II, por outro lado, são consideradas menos perigosas. Estudos mais recentes (de 2003) assumem que tal supernova deve acender a uma distância de menos de 26 anos-luz para dobrar a radiação UV biologicamente eficaz na Terra.

Diversos

Em outubro de 2011, o Comitê Nobel concedeu aos três astrofísicos americanos Saul Perlmutter , Brian Schmidt e Adam Riess o Prêmio Nobel de Física por suas observações sobre supernovas . Na década de 1990 - ao contrário da doutrina prevalecente - eles descobriram que a energia escura está separando o universo em uma velocidade cada vez maior .

O SN 2016aps descoberto em 2016 foi classificado como a supernova mais luminosa até o momento (em abril de 2020) .

Veja também

• Lista de supernovas
• astrofísica nuclear
• Hypernova
• Supernova movida a interação
• Supernova Cosmology Project
• Supernova tipo Iax
• Supernova de captura de elétrons
• Nova vermelho brilhante

literatura

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Links da web

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Vídeos

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