Supernova

Z Wikina

Přejít na: navigace, hledání

Výbuch hvězdy, při němž její jasnost na krátkou dobu vzroste mnohomiliardkrát. Velká část hvězdy je vyvržena rychlostmi přesahujícími 10 000 km s–1. Kinetická energie vyvržených plynů přesahuje o jeden až dva řády jejich celkovou zářivou energii. Avšak nejvíce energie supernova uvolňuje ve formě neutrin, asi 1000× více než energie zářivé. Neutrina ze supernovy 1987A byla zaregistrována na Zemi, a tím byla potvrzena správnost našich představ o výbuchu supernovy. V naší Galaxii dojde k výbuchu supernovy přibližně jednou za 30 let. Podle starých záznamů z Číny, Japonska, Korei, Arábie a Evropy bylo od narození Krista pozorováno deset supernov – těch bližších. Většina supernov zůstává skryta za vrstvou mezihvězdného prachu při galaktické rovině.

Několik desítek tisíc let po výbuchu se vyvržené plyny řítí mezihvězdným prostorem a září jako zbytky supernovy. Zhroucené jádro hvězdy je buď neutronová hvězda (pulzar) nebo černá díra. Teoretici povazují za možný i přechodný objekt hustší než neutronová hvězda: hyperonovou hvězdu nebo ještě hustší kvarkovou hvězdu.

Obsah

Exploze

Obecně výbuchem (explozí) rozumíme okamžité uvolnění velkého množství nahromaděné potenciální energie. Nejen na Zemi, ale i v obrovském měřítku při explozi supernovy (nebo jiné kataklyzmické proměnné), či v nesmírném kosmickém měřítku při velké explozi (velkém třesku). Na výbuchu supernovy se podílí především potenciální energie gravitační, ale též potenciální energie jaderná (která nebyla vyčerpána v minulém životě hvězdy).

Termonukleární fáze

Termonukleární fáze vývoje hvězd podobných našemu Slunci (nebo s větší hmotností) končí jako červený obr (nebo veleobr), tj. vyhořelé velmi husté degenerované jádro hvězdy velikosti Země, které je obklopené rozsáhlým řídkým obalem plazmatu (viz asymptotická větev obrů). Tedy bílý trpaslík zabalený do mohutné vrstvy plazmatu. Pokud nepřesáhne hmotnost degenerovaného jádra 1,4 Mo (Chandrasekharova mez), červený obr se zbaví obalu a odhalí své žhavé jádro. Jinými slovy: přemění se v planetární mlhovinu, v jejímž středu je žhavá degenerovaná budící hvězda. To vychládá a stává se normálním bílým trpaslíkem. Takových hvězdných proměn se událo jen v naší Galaxii na deset miliard. Bílý trpaslík pak září z energie našetřené v minulosti (řekli bychom obrazně, že je „hvězdným důchodcem“). Vychládá, mění se v infračerveného a posléze ve studeného černého trpaslíka. To je osud hvězd srovnatelných se Slunce.

Překročení Chandrasekharovy meze

Ne každé degenerované jádro ve středu hvězdy skončí jako bílý trpaslík a ne každý bílý trpaslík skončí jako vychladlý černý trpaslík. Jsou dvě možnosti k překročení Chandrasekharovy meze a obě končí explozí supernovy:

Odhad uvolněné energie

Odhad uvolněné energie. Pomocí Newtonova gravitačního zákona odhadneme potenciální gravitační energii hvězdy o hmotnosti M a poloměru R : – G M2/ R , kde G je gravitační konstanta 6 × 10–11N m2kg–2. Dosazením za poloměr neutronové hvězdy (104 m) a za její hmotnost (1030 kg), dostaneme zhruba 6 × 1045 J. Znaménko mínus znamená, ze tuto energii pozbyla hmota neutronové hvězdy za celý vývoj od globule (kdy její potenciální energie byla takměř nulová). Jen tisícina z toho (asi 6× 1042 J) se vyčerpala po stadium bílého trpaslíka, a téměř všechno až při jeho gravitačním kolapsu.

SN I SN II
Mmax –19 mag –17 mag
výskyt ve všech typech galaxií (vč. eliptických) jen ve spirálních ramenech (spirálních galaxií)
světelné křivky navzájem podobné rozmanitý průběh
průběh rychlý pokles prvý měsíc, potom 0,014mag za den často: prudký pokles, stabilizace, pokles
presupernova bílý trpaslík v těsné dvojhvězdě s akrecí veleobr s hmotností > 8 Mo
rychlost exploze 11 000 km s–1 5000 km s–1
spektrum bez vodíku(Si Ii, Ca II, Mg II, O I) vodík (Ca II, Na I, Fe II, Ti II, Sc II)

Odkazy

Reference

Velká encyklopedie vesmíru

Související témata

Literatura

Internetové odkazy

Osobní nástroje
Jmenné prostory
Varianty
Akce
Navigace
Stránky
Nástroje
[CNW:Counter]