4. decembra 2020
Supernova

Ako prebieha supernova

Supernovy nastávajú po poslednom štádiu života hmotných hviezd. Ako hviezdy fungujú počas svojho života? Sila, ktorá drží hviezdy pokope je gravitácia. Proti nej pôsobí tlak, ktorý zabraňuje kolapsu hviezdy. Hviezda končí život vtedy, keď v jadre dochádza materiál na jadrovú syntézu.

V tomto momente sa hviezda podobá skôr na dve hviezdy v sebe. Jedna vnútorná, ďalej označovaná ako jadro, je veľmi hustá a maličká. Tvorí asi tretinu hmotnosti a iba desatinu polomeru, teda tisícinu objemu. Jej štruktúra pripomína cibuľu a každý obal smerom dovnútra je tvorený ťažšími a ťažšími prvkami, až v samom vnútri je železo – prvok, z ktorého sa nedá získať energia ďalšou jadrovou syntézou. Druhá hviezda je okolo, nazývame ju obálka a je tvorená najmä vodíkom.

Gravitačná sila začne postupne vyhrávať. Je vytrvalá, zatiaľ čo tlak slabne potom, čo hviezda prestala syntetizovať prvky vo svojom vnútri. A navyše, aj energia zo syntézy je použitá najmä na dezintegráciu železa na hélium, protóny a neutróny. Toto je opačný jav tomu, čo hviezda celý čas robila, môže sa vyskytnúť až keď je v jadre veľmi vysoká teplota. Zvyšné sily, ktoré by mohli pôsobiť proti kolapsu, sú pri masívnej hviezde zanedbateľné a tak nastáva nevyhnutný kolaps.

Nekolabuje však celá hviezda, len vnútorné jadro a to z dôvodu, že kolaps je extrémne rýchly. Aj v rámci jadra sa rozdelí na rýchly kolaps železného jadra a pomalší kolaps zvyšku (kremíkový obal a ostatné). Kolabujúci materiál pôvodne železného jadra dosahuje rýchlosti vyše 30 000 km/s (desatina rýchlosti svetla). Tento rýchlo pohybujúci sa materiál sa zastaví až vtedy, keď sa hustota zvýši natoľko, že začnú dominovať odpudivé sily medzi neutrónmi (kvôli Pauliho vylučovaciemu princípu [3]). Malé jadro s veľkosťou pár kilometrov tvorené jadrovou hmotou má hmotnosť aj niekoľkých hmotností celého Slnka! Kvôli obrovskej hustote a teplote sa predpokladá, že pri týchto teplotách môže dochádzať k zachyteniu neutrín. Hustota jadra pri zachytení neutrín je rádovo 10^15 kg/m^3 a mala by stúpnuť maximálne až na 10^17 kg/m^3, kvôli stálemu pribúdaniu materiálu. Zachytenie neutrín sa podobá pohybu opitého námorníka okolo ktorého je kopa prekážok, po každom náraze sa pohybuje iným smerom. Vzhľadom na veľké množstvo prekážok sa cesta von hľadá veľmi ťažko a hlavne dlho. Plus, časť neutrín sa môže zachytiť aj v protónoch, čím vznikajú neutróny, toto je celkom zaujímavý proces ktorý sa bežne nestáva. Je to inverzný proces beta rozpadu. Priebeh týchto udalostí je veľmi rýchly, takže neutrína sú zachytené len na pár sekúnd. Udalosti sa dejú v týchto momentoch oveľa rýchlejšie, ako o nich čítate.

Materiál neustále dopadajúci na neutrónové jadro ho stláča a ohrieva. Stláčanie spôsobí, že v určitom momente sa tento materiál odrazí a začne sa pohybovať proti smeru padajúcemu materiálu. Pri tomto protipohybe sa extrémne zohrieva až na teploty cez 116 miliárd stupňov Celzia. Vzniknutá šoková vlna zastane približne po pätine sekundy, keďže stále kolabujúce jadro dopadá na šokovú vlnu. Šoková vtak zastala a ak by jej nič nedodalo ďalšiu energiu, tak by už – ako bývalá šoková vlna – putovala smerom naspäť a zvyšok hviezdy s ňou; kolabovali by do jedného bodu. To sa však, ako vieme, nestane – vďaka tomu pozorujeme supernovy. Teraz sa k slovu dostáva exotická fyzika.

Predpokladá sa, že pri týchto teplotách a hustotách sa neutrína, ktoré boli zachytené napriek náhodnému pohybu, dostali von z jadra. Niektoré z neutrín interagujú s látkou okolo šokovej vlny a dodajú jej potrebnú hybnosť a energiu na únik. Po rýchlej regenerácii sa šoková vlna začne znova pohybovať smerom von. Z výpočtov vyplýva, že stačí, aby 1% neutrín interagovalo s hmotou. Pre predstavu, 1% z 1% interakcie sa premení na žiarenie (supernovy), zvyšok je použitý na „pohyb“ šokovej vlny a materiálu. Keď šoková vlna začne prechádzať cez obálku začíname pozorovať supernovu. Približne desať sekúnd sa explózia schovávala pod hmotným a hustým jadrom, cez ktorý nemohol uniknúť ani fotón. Pre zaujímavosť: neutrína unikli pred fotónmi, keďže kolabujúce jadro pre ne nepredstavovalo dostatočne husté prostredie, tak ich môžeme pozorovať skôr – čo sa aj potvrdilo pozorovaniami [5].

Čo sa stane z neutrónovým jadrom (a materiálom pod šokovou vlnou) bez obálky? Je viacero faktorov, ktoré ovplyvnia jeho definitívny koniec. V skratke: ak jeho hmotnosť neprekročila 3 hmotnosti Slnka, tak sa takýto objekt nazýva neutrónovou hviezdou, keďže je zložený z neutrónov. Zaujímavosťou je, že obyčajnú neutrónovú hviezdu môžeme chápať ako obrovské atómové jadro, keďže je zložená len z neutrónov – hoci aj to je komplikovanejšie, ako sa zdá (neutróny sú inak usporiadané v strede jadre ako na povrchu). Typická veľkosť neutrónovej hviezdy je aj napriek obrovskej hmotnosti porovnateľná s veľkým mestom. V prípade, že hmotnosť prekročí istú hranicu (približne 3 hmotnosti Slnka), neexistuje známa sila ktorá by objekt stabilizovala a tak hviezda skolabuje do jedného bodu s názvom singularita a vzniká objekt známy ako čierna diera.

Šoková vlna, ktorá unikla a následne interagovala s obálkou putuje preč s rýchlosťami až 10 000 km/s a keďže vo vákuu skoro nie je trenie, tak sa hybnosť prakticky nemení. Po desiatkach rokov po tomto momente pokryje materiál z hviezdy obrovskú oblasť, čo môžeme pozorovať ako krásnu hmlovinu.

[Michal]
MUNI Brno

Ak ste sa dostali až sem tak ešte vysvetlím obrázky. Prvý (titulný) je náčrt mojej predstavy hviezdy pred a počas kolapsu. Vľavo je obrázok abstrakcie cibuľovej štruktúry, každá z vrstiev je tvorená iným prvkom. Šípky znamenajú smer pohybu. Druhý obrázok je trochu zložitejší na pochopenie, je to screenshot z programu MESA [2]. MESA je program na simuláciu života hviezdy, nepoužíva sa na simuláciu supernovy, ale na získanie štruktúry hviezdy pred kolapsom. Toto je konkrétne hviezda s hmotnosťou 13 hmotností Slnka a je tesne pred koncom horenia kyslíka okolo horčíkového jadra (železné jadro vznikne až neskôr). V obrázku v ľavom okne vidno pomer abundancí, t.j. chemických prvkov ku tlaku. V strednom okne na y-ovej osi je teplota, čiarkované čiary znamenajú nad aké hodnoty dochádza ku horeniu. Horenie je vyznačené žltou, oranžovou a najmä červeným obrysom okolo krivky, a to podľa množstva produkovanej energie. Tretie okno vpravo ukazuje miesto (červený krúžok) a históriu pohybu v grafe znázorňujúceho svietivosť ku teplote, čo je známe ako Hertzsprung-Russelov diagram [5]. Pre mňa osobne je to fascinujúci obrázok, keďže je to po prvýkrát čo som videl „reálnu“ cibuľovitú štruktúru (chemických prvkov) vo hviezde, nie len abstraktnú predstavu.

[1] https://doi.org/10.1016/j.physrep.2007.02.002

[2] http://ascl.net/1010.083

[3] https://sk.wikipedia.org/wiki/Pauliho_vylučovací_princíp

[4] https://sk.wikipedia.org/wiki/SN_1987A

[5] https://sk.wikipedia.org/wiki/Hertzsprungov-Russellov_diagram

Pridaj komentár