Supernowa: Jak Gwieździa Masywna Rozpadnie się i Wbuchnie

Fuzja do żelaza, a potem nic

Gwieździa o masie około 8 lub większej spępują swoje życie fuzjując powolniej i powolniej coraz cięższe elementy w jądrze, gdy każda mniejsza paliwo się kończy: hydrogen do helu, potem helium do karbonu i oksenu, a następnie poprzez neon, oksyg i siarkę. Każdego razu fuzja jest szybsza i cieplejsza niż poprzednia. Ten stopniowiec zatrzymuje się na żelżu. Fuzja żelaza nie przekształca energii — żelz-56 znajduje się na szczycie wiązalności jądrowej w odniesieniu do nukleona, więc fuzja jego atomów kosztuje energię zamiast jej wydzielania. Jądro tworzy nieaktywne kuliste ciało żelza bez dalszego paliwa do spępużenia.

Zapadnięcie w ciągu sekundy

Bez fuzji wytworzającej zewnątrz oddziałującą siłę, jądro zbudowane z rtęci jest utrzymywane tylko przez siłę deformacji elektronów — efekt kwantowy wynikający z przepisu Pauliego o izolacji spinu, niezależny od temperatury. Ta wsparcie ma jednak swój limit: granicę Chandrasekhar’a, około 1,4 masę Słońca. Gdy jądro przekroczy tę granicę, elektrony są zmuszone do połączenia się z protonami (zachwyt elektronowy, powodujący produkcję neutronów i neutrino), co usuwa samą siłę utrzymującą jądro. Jądro zapadnie się katastroficznie w około czwartego sekundy, od wielkości Ziemi do kulki o średnicy kilkudziesięciu kilometrów.

Odbiornik i silnik neutralinowy

Zapadanie zatrzymuje się nagle, gdy jądro osiąga gęstość atomowej, gdzie ciśnienie degeneraujące neutronów i siła silna nagle staje się mocniejsze — wewnętrzne jądro odbija się jak comprimowany sprężynowy, wysyłając dźwiękowę zewnetrznie do nadal zapadających się warstw zewnętrznego. Samo to odbiornikowe dźwiękowę zwykle zatrzymuje, stracając energię na rozpadanie się jąder rtęciowych, które się wlecą. W modelu prowadzącym, ono odzyskuje siłę dzięki ogromnej burzy neutralinów wydzielonej przez ciepłą proto-neutronową gwiazdę; mała część tego strumienia neutralinów jest ponownie pochłonięta tuż za zatrzymanym dźwiękowem, ogrzewając je na tyle, aby mogło ponownie wysyłać i wyrzucić zewnętrzne warstwy gwiazdy podczas widocznej eksplozji.

Co zostaje zaopatrzone

Los core zwiędłego zależy od ilości masy, która końcowo się w niego zapadnie. Poniżej około 2 do 3 mas słońca, ciśnienie degeneracji neutronów na zawsze utrzymuje neutronową gwiazdę. Powyżej tej wartości żaden znany siła nie może przeszkodzić w dalszej zwiędności i pozostałość staje się czarnym dziurem. W tym czasie wyeliminowane warstwy zewnętrzne, poruszające się z tysiące kilometrów na sekundę, wpadają w styk z otaczającą ją gazem przestrzennym przez wieki i tworzą rozszerzający się resztę supernawy, siłując otaczający medium nowo syntezyzowanymi ciężkimi elementami.

Krzywa światłowodowa: dwa bardzo różne zegary

Jasność wybuchu w czasie nie jest oparta na jednym procesie całościowo. Pierwsza błyskawica pochodzi od przebijania się impulsu szoku — powrotnej falki szokowej dotykającej powierzchnię gwiazdy — a następnie następuje oszczep, który jest dominowany przez rozszerzającą się, radioaktywnie ogrzewaną warstwę, która stała się przejrzysta. Długa, łagodnie opadająca ogon, trwająca miesiące, jest oparta na łańcuchu rozpadu radioaktywnego syntezowanego podczas wybuchu:

Ni-56 --(półkońcówka ≈ 6.1 dni)--> Co-56 --(półkońcówka ≈ 77 dni)--> Fe-56 (stały) Rozpad kobaltu-56, z jego półkońcówką wynoszącą 77 dni, ustawia wolny, bliski do wykładniczego opadanie widoczne na krzywej światłowodowej wielokrotnie po osiągnięciu maksymalnej jasności — bezpośredni, obserwowalny znak świeżo zrobionego radioaktywnego niklu i kobulta, a nie samego impulsu szoku ani samego upadku.

Ni-56  --(half-life ≈ 6.1 days)-->   Co-56  --(half-life ≈ 77 days)-->   Fe-56 (stable)

Często zadawane pytania

Wypróbuj na żywo

Wszystko powyżej działa bezpośrednio w Twojej przeglądarce — otwórz Supernova i zmieniaj parametry podczas działania. Nic nie jest instalowane ani przesyłane na serwer, cały model działa w jednej karcie.