WikiDer > Supernova Typ II
EIN Supernova Typ II (Plural: Supernovae oder Supernovae) ist ein Supernova durch den schnellen Einsturz und die heftige Explosion eines schweren Star. Ein solcher Stern dient mindestens 8, aber nicht mehr als 40 bis 50 Mal, die Sonnenmasse (Symbol: ich☉), um diese Art von Explosion zu erzeugen. Supernovae vom Typ II unterscheiden sich von anderen Supernova-Typen durch das Vorhandensein von Wasserstoff in dem Spektrum. Sie finden sich normalerweise in der Spiralarme von Galaxien und in H-II-Bereiche, aber nicht in elliptische Galaxien.
Sterne erzeugen Energie durch Kernfusion. Das Sonne kann nur Wasserstoff zu Helium verschmelzen, aber größere und massereichere Sterne können auch Elemente mit höherem . enthalten Atommasse zu verschmelzen. Diese Sterne haben einen höheren Temperatur und ein höheres Druck in dem stärker, was auch bedeutet, dass sie eine kürzere Lebensdauer haben. Aufgrund des Gegendrucks von entartete Materie und die Energie aus der Kernfusion verhindert den Kollaps des Sterns durch die Schwerkraft: Die Sterne befinden sich in einem hydrostatisches Gleichgewicht. In solchen Sternen bilden sich im Laufe der Zeit schwerere Elemente, wenn Temperatur und Druck zunehmen. Sterne beginnen immer mit der Fusion von Wasserstoff, gefolgt von der Kernfusion von Helium. Dies könnte weiter steigen, wenn der Stern massiv genug ist, so die Periodensystem, bis eine Stärke von Eisen und Nickel entsteht. Hier stößt der Prozess auf eine Barriere: Die Kernfusion von Eisen oder Nickel produziert keine Energie mehr, sondern kostet Energie. Dadurch stoppt die Kernfusion im Kern und der nach außen gerichtete Wärmestrahlungsdruck nimmt ab. Der Stern schrumpft nun unter dem Einfluss der Schwerkraft, bis das umgebende Gewicht des Sterns durch den Gegendruck der entarteten Materie im Kern getragen werden kann.
Wenn die Menge der kompakten Masse der nicht verschmelzenden Sterne Chandrasekhar-Grenze von etwa 1,4 ich☉ überschreitet, reicht der Gegendruck der entarteten Materie nicht mehr aus, um die Gravitationskraft im Stern zurückzuhalten. In Sekunden eine katastrophale Implosion aus dem Kern. Nachdem nun der Gegendruck des inneren Kerns verschwunden ist, implodiert auch der äußere Kern aufgrund der Schwerkraft und dieser erreicht a Geschwindigkeit bis zu 23% der Lichtgeschwindigkeit. Diese plötzliche Kontraktion führt dazu, dass die Temperatur in den innersten Kernen auf 100 Milliarden ansteigt Kelvin. Neutronen und Neutrinos entstehen durch den Prozess von Elektroneneinfang, wobei in einem Zehn-Sekunden-Burst etwa 1046 Joule freigesetzt. Jetzt wird die Implosion des inneren Kerns durch degenerativen Neutronendruck gestoppt, wodurch die Implosion abprallt und explodiert. Die Energie dieser Ausdehnung Stoßwelle reicht aus, um die gesamte darüberliegende Sternmaterie zu sprengen und auf die Fluchtgeschwindigkeit zu beschleunigen. Dies ist das Supernova-Explosion. Die Stoßwelle, der enorme Druck und die extrem hohe Temperatur verflüchtigen sich schnell, sind aber lang genug, um für kurze Zeit zu bestehen Nukleosynthese stattfinden. In dieser Zeit entstehen unter anderem Elemente mit einer höheren Atommasse als Eisen im Universum. Abhängig von der Menge der Sternmasse gibt es auch a Neutronenstern oder ein stellares schwarzes Loch bilden sich zusammen mit den Supernova-Überrest.
Es gibt eine Reihe von Kategorien von Typ-II-Supernovae, die durch die resultierenden Lichtkurve - ein Diagramm der Leuchtkraft über der Zeit - nach der Explosion. Supernovae vom Typ II-L weisen eine feste linear Helligkeitsverlust nach der Explosion. Typ II-P zeigt einen langsameren Abfall mit einer stabilen Periode oder einem Plateau in der Lichtkurve, wonach ein normaler Abfall folgt. Typ Ib und Ic sind Typen von Supernovae, bei denen der massereiche Stern bereits seine äußeren Schichten voller Wasserstoff und Helium verloren hat und diese Primärelemente aus der Gleichung herausgelassen werden. Spektrum dieser Supernovae.
Entstehungsprozess
Im Kern eines Sterns auf dem Hauptfolge verschmilzt Wasserstoff zu Helium. Dadurch wird Wärmeenergie freigesetzt, die den Kern aufheizt und einen Druck nach außen erzeugt, der verhindert, dass der Stern aufgrund der Schwerkraft weiter schrumpft. Dies ist das hydrostatische Gleichgewicht. Das so erzeugte Helium reichert sich im Kern an. Für die Kernfusion sind die Temperaturen noch nicht hoch genug. Irgendwann wird der Wasserstoff ausgehen, wodurch sich der Kernfusionsprozess verlangsamt; jetzt bekommt Schwere obsiegen und der Stern wird zusammenzucken. Durch diese Kompression steigt die Temperatur weiter an und es kann eine Kernfusion von Helium stattfinden. Dieses Lebensstadium der Heliumfusion in den Sternen dauert nur 10 % des gesamten Lebens eines solchen Sterns. Wenn ein Stern weniger als 8 Sonnenmassen hat, kann die durch Kernfusion gebildete Heliumfusion Kohlenstoff nie verschmelzen. Ein solcher Stern kühlt dann langsam ab und wird schließlich zu einem weißer Zwerg. Sollte ein solcher Weißer Zwerg Teil von a Doppelsternsystem, es kann immer noch in einer Supernova vom Typ Ia explodieren.
Sterne, die viel massereicher sind als die Sonne, entwickeln sich auf komplexere Weise. Sie werden eine ausreichende Masse haben, um ein Temperatur- und Druckniveau zu erreichen, bei dem die Kernfusion von Kohlenstoff in den Kernen möglich ist. Dies geschieht, wenn sich der Stern am Ende der Kernfusion des verfügbaren Heliums zusammenzieht. Die Kerne dieser riesigen Sterne nehmen Materieschichten an, wie Schalen in einer Zwiebel, während aus verschiedenen Kernfusionsprozessen immer schwerere Atomkerne entstehen. Die äußerste Schicht oder Sternhülle hat die leichtesten Atomkerne aus Wasserstoff, der zu Helium verschmilzt. Deeper folgt der Heliumschicht, die über die zu Kohlenstoff verschmilzt Triple-Alpha-Prozess. Jede tiefere Schicht darunter hat ein Element mit zunehmend schwererer Atommasse. Während der Entwicklung dieser massereichen Sterne finden aufeinanderfolgende Phasen statt, in denen die Kernfusion im Sternkern stoppt, der Kern sich auf sein Druckniveau zusammenzieht und die Temperatur so weit ansteigt, dass das nächste Element fusionieren kann. Die erneute Kernfusion wird wieder genügend Gegendruck erzeugen, um das Zucken zu stoppen.
Phasen der Kernfusion in einem 25 ich☉ Star Kernfusion Treibstoff Hauptprodukte) Stern von 25 ich☉ Temperatur
(k)Dichte
(g/cm²3)Zeitspanne Kohlenstoff-Stickstoff-Kreislauf Wasserstoff Helium 7 × 107 10 107 Jahr Triple-Alpha-Prozess Helium Kohlenstoff, Sauerstoff 2 × 108 2000 106 Jahr Kohlenstofffusion Kohlenstoff Ne, Nach dem, mg, Bereits 8 × 108 106 1000 Jahre Neon brennen Neon- Ö, mg 1,6 × 109 107 3 Jahre Sauerstoff verbrennen Sauerstoff Si, so, Ar, ca 1,8 × 109 107 0,3 Jahre silikon verbrennen Silizium Nickel (gültig bis Eisen) 2,5 × 109 108 5 Tage
Zusammenbruch der Sterne
Die Entstehung immer schwererer Elemente in der Sternentwicklung hängt von der Energie ab, die vom Stern freigesetzt wird Bindungsenergie dieser Atomkerne wird erhalten. Während immer intensivere Formen der Kernfusion schwerere Elemente machen, wird bei der Kernfusion immer weniger Energie aus den Teilchen freigesetzt. Darüber hinaus wird der Energieverlust durch die Kohlenstofffusion und darüber hinaus erheblich durch Neutrino-Produktion. Dies nimmt weiter zu, bis Nickel-56 entsteht, das sich durch radioaktiven Zerfall in Kobalt-56 und dann bis Eisen, im Laufe einiger Monate. Da Eisen und Nickel von allen Elementen die höchste Bindungsenergie pro Nukleon aufweisen, kann mit der Verschmelzung in den Stärken dieser Elemente keine Energie mehr gewonnen werden, während der Kern von Eisen und Nickel größer wird. Dieser Kern ist einem gigantischen Schwerkraftdruck ausgesetzt. Der Stern kann nun mit Kernfusion keine Wärme erzeugen, um dafür Gegendruck zu schaffen, der Kern erhält sich nun durch degenerativen Druck von Elektronen. In diesem Zustand der entarteten Materie ist die Materie so kompakt, dass bei einer weiteren Zunahme der Dichte die Elektronen gleich bleiben würden Energielevel besitzen sollte. Dies ist für identische Fermionen wie ein Elektron jedoch nach dem Pauli .'s Ausschlussprinzip unmöglich.
Wenn die Gesamtmasse des Hecks de Chandrasekhar-Grenze überschreitet von plus minus 1,4 ich☉, kann der degenerative Druck es nicht mehr aufrechterhalten, was einen katastrophalen Kollaps verursacht. Der äußere Teil des Kerns erreicht Geschwindigkeiten von bis zu 70.000 Kilometern pro Sekunde (das sind 23% der Lichtgeschwindigkeit), während er zum Zentrum des Sterns kollabiert. Der nun stark schrumpfende Kern erwärmt sich, wodurch hochenergetische gamma Strahlen verhindert. Diese Strahlung wird Atomkerne von Eisen in Heliumkerne zerlegen und freigeben Neutronen, durch Lichtzerfall. Wenn die Dichte des Kerns zunimmt, wird er für Elektronen energetisch anziehend und Protonen zu kombinieren über Betazerfall. Dabei Neutronen und sind Neutrinoist gemacht. Da das Neutrino kaum mit „normaler“ Materie reagiert, fliegt es leicht aus den Sternen heraus. Dadurch wird Energie aus dem Kern abgeleitet und der Millisekunden-Kollaps beschleunigt. Wenn sich die äußersten Schichten des Sterns von den Sternen lösen, werden einige dieser Neutrinos von der Sternhülle absorbiert. Dies ist der Beginn der Supernova-Explosion.
Der kollabierte Sternkern hat eine so enorme Dichte und so viel Energie, dass ihm nur Neutrinos entkommen können. Beim Kombinieren von Elektronen und Protonen durch Elektroneneinfang wird es sein Elektron-Neutrino produziert. In einer typischen Supernova vom Typ II haben die neu gebildeten Neutronenkerne eine Anfangstemperatur von etwa 100 Milliarden Kelvin, 104 mal die Temperatur des Sonnenkerns. Ein Großteil dieser thermischen Energie muss verloren gehen, bevor sich ein stabiler Neutronenstern bilden kann, sonst würden die Neutronen „auskochen“. Dies geschieht durch noch mehr Verlust von Neutrinos. Diese 'thermischen' Neutrinos bilden sich als Neutrino-Antineutrino-Paare von alle geschmacksrichtungen. Der Neutrino-Produktionsmechanismus wandelt die potenzielle Energie der Schwerkraft vom Kollaps bis zu einer 10-Sekunden-Explosion von Neutrinos. Dies fügt etwa 10 . hinzu46 Joule frei.
Wie der Prozess genau funktioniert, ist nicht bekannt, aber ungefähr 1% oder 1044 Joule, der freigesetzten Energie (in Form von Neutrinos) wird von der Stoßfront absorbiert, wodurch die Supernova-Explosion entsteht. In der Tat, während der wichtigen letzten Supernova 1987A Neutrino-Produktion hat definitiv stattgefunden. Diese seltene, heimatnahe Supernova hat den Astrophysikern bewiesen, dass ihr Modell des Sternkollapses mehr oder weniger richtig ist. Das Unterwasserobservatorium Kamioka in Japan und das unterirdische Experiment Irvine-Michigan-Brookhaven in Amerika entdeckten einige Antineutrinos thermischen Ursprungs. Auch es an Gallium-71 Baksan Neutrino Observatorium im damaligen Sovietunion nachgewiesene Neutrinos (Leptonenzahl = 1) einen thermischen oder Elektroneneinfangursprung.
Wenn der Stern weniger als etwa 20 . beträgt ich☉ existiert - je nach Explosionskraft und zurückfallender Materiemenge - wird der entartete Überrest eines nuklearen Kollapses ein Neutronenstern sein. Wenn ein Stern noch mehr Masse hat, kollabiert der Sternrest zu a schwarzes Loch. Die theoretische extreme Grenze für einen solchen Sternkollaps liegt bei etwa 40 bis 50 ich☉. Wenn ein Stern noch mehr Masse hat, glauben Wissenschaftler, dass ein Stern sofort zu einem Schwarzen Loch kollabiert, ohne dass eine Supernova-Explosion stattfindet. Es gibt jedoch noch zu viele Unsicherheiten bei der Berechnung von Supernova-Kollaps, um wirklich genau zu sein.
Theoretische Modelle
Es Standardmodell der Teilchenphysik ist die Theorie, dass drei der vier bekannten Grundkräfte der Natur beschreibt, zwischen den Elementarteilchen von denen alle bekannt Angelegenheit existiert. Dank dieser Theorie können wir Vorhersagen darüber treffen, wie sich Teilchen unter verschiedenen Bedingungen verhalten werden. Die Energiemenge pro Teilchen in einer Supernova beträgt normalerweise 1 bis 150 picoJoule (Zehner bis Hunderter MeV). Dieses Energieniveau von Teilchen in einer Supernova ist klein genug, um die Vorhersagen unseres Standardmodells gut zu halten. Die Bedingungen der enormen Dichte führen jedoch wahrscheinlich zu unbekannten Reaktionen. So können wir Teilchenbeschleuniger Teilchenwechselwirkungen auf der Erde erzeugen, die Teilchen mit einem viel höheren Energieniveau als in einer Supernova erzeugen. Dies betrifft jedoch Experimente mit einzelnen Teilchen, die mit einzelnen Teilchen kollidieren. In einer Supernova mit enormer Dichte wird es zweifellos unbekannte Effekte geben. Die Wechselwirkung zwischen Neutrinos und anderen Teilchen erfolgt über die schwache Kernkraftwas als gut verstanden gilt. Die Wechselwirkung zwischen Protonen und Neutronen ist jedoch eine andere Geschichte, denn unsere aktuelle Wissenschaft starke Kernkraft kann man kaum definieren.
Das Hauptproblem bei der Typ-II-Supernova besteht darin, dass wir nicht verstehen, wie der Neutrinos-Ausbruch seine Energie auf den Rest des Sterns überträgt, was darin besteht, die Stoßwelle zu erzeugen, die den Stern zur Explosion bringt. Der obige Text zeigt, dass nur 1 Prozent des Neutrino-Bursts die Energie übertragen muss, um eine Explosion auszulösen, aber die Erklärung dieser Übertragung hat sich als äußerst schwierig erwiesen, obwohl die Teilchenwechselwirkung als gut verstanden gilt. Dabei entstehen auch Atomkerne, die schwerer als Eisen sind Neutroneneinfang. Auch durch den Druck der Neutrinos, die gegen die Grenze der „Neutrinosphäre“ drücken, ist der Raum dort mit einer Gas- und Staubwolke übersät, die reicher an schwereren Elementen ist als das Material, aus dem der Stern ursprünglich entstand.
Die schwache Kernkraft aus dem Standardmodell der Teilchenphysik ist entscheidend für das Verständnis dieses Prozesses. Der andere entscheidende Teil, der für weitere Forschungen geeignet ist, ist die Strömungsmechanik des Plasmas, aus dem der sterbende Stern besteht; wie sich dies während des Zusammenbruchs verhält, wird bestimmen, wie die Stoßwelle erzeugt wird und auch wie sie abstürzt und wieder startet.
Computersimulationen haben sehr erfolgreich das Verhalten einer Typ-II-Supernova nach der Entstehung der Stoßwelle berechnet. So lange Astrophysiker ohne Berücksichtigung der ersten Explosionssekunde lassen sich präzise Vorhersagen über gebildete Elemente und die zu erwartende Lichtkurve der Supernova treffen.
Die Lichtkurven von Supernovae vom Typ II-P und II-L
Wenn es Spektrum einer Supernova vom Typ II untersucht wird, sieht man normalerweise normally Balmer-Absorptionslinien - reduzierter Fluss an der Kennlinie Frequenzen wo Wasserstoffatome Energie absorbieren. Das Vorhandensein dieser Linien wird verwendet, um zwischen einer Typ-II- und einer Typ-I-Supernova zu unterscheiden.
Wenn die Leuchtkraft einer Typ-II-Supernova über einem Zeitraum aufgetragen wird, zeigt sie eine charakteristische Zunahme der Helligkeit und eine allmähliche Abnahme nach einem Peak. Diese Lichtkurven haben einen durchschnittlichen Zerfall von 0,008 Größen pro Tag; viel niedriger als die Zerfallsrate einer Typ-Ia-Supernova. Je nach Lichtkurve wird Typ II in zwei Kategorien eingeteilt. Eine Supernova vom Typ II-L zeigt eine stetige Abnahme (das L von linear) nachdem der Höhepunkt der Heftigkeit erreicht ist. Im Gegensatz dazu zeigen Supernovae vom Typ II-P eine charakteristische teilweise flache Linie (das P des Plateaus). Die Leuchtkraft nimmt beim Typ II-P durchschnittlich um 0,0075 Magnituden pro Tag und beim Typ II-L um 0,012 Magnituden pro Tag ab.
Es wird angenommen, dass der Unterschied in der Form der Lichtkurve im Fall von Supernovae vom Typ II-L durch das Herausspeien des größten Teils der Wasserstoffhülle des Sterns verursacht wird. Die Plateauphase in der Lichtkurve eines Typ II-P wird durch eine Änderung der Opazität dieser äußeren Schicht. Die Stoßwelle ionisiert der Wasserstoff in der äußeren Sternhülle - wodurch das Elektron aus dem Wasserstoffatom entfernt wird - was zu einer deutlichen Erhöhung der Opazität führt. Dies erlaubt Photonen aus dem Inneren der Explosion entkam nicht. Wenn der Wasserstoff ausreichend abgekühlt ist, um sich ausreichend zu rekombinieren, wird die äußere Schicht wieder transparenter.
Supernovae vom Typ IIn
Das "n" steht für schmal und zeigt das Vorhandensein von schmalen oder mittelbreiten Wasserstoffemissionslinien in den Spektren an. Bei mittlerer Breite wird erwartet, dass die aus der Explosion ausgestoßene Materie stark mit Gasen um den Stern reagiert hat. Die geschätzte erforderliche Dichte dieses zirkumstellaren Materials ist jedoch viel höher, als man von Standardtheorien zur Sternentwicklung erwarten würde. Es wird daher allgemein angenommen, dass diese hohe Dichte das Ergebnis hoher Massenverluste des Sterns vor der Supernova ist. Der geschätzte Wert für diesen Massenverlust beträgt normalerweise mehr als 10-3ich☉ pro Jahr. Es gibt Hinweise darauf, dass diese Supernovae auch aus hellblaue Variablen. Diese Stars sind bekannt für ihre Wildheit Sternenwind mit hohem Masseverlust. SN 1998S und SN 2005gl sind Beispiele für Supernovae vom Typ IIn; SN 2006gy, eine extrem energiereiche Supernova, könnte sich ebenfalls qualifizieren.
Supernovae vom Typ IIb
Eine Supernova vom Typ IIb hat im Anfangsspektrum eine schwache Wasserstoff-Emissionslinie, weshalb ihr ein Typ II gegeben wird. Die Wasserstoffemission verschwindet jedoch kurz danach. Es gibt auch einen zweiten Peak in der Lichtkurve mit einem Spektrum, das dem einer Supernova vom Typ Ib sehr ähnlich ist. Der ursprüngliche Stern könnte ein sehr massereicher Stern sein, der die meisten seiner äußeren Schichten abgestoßen hat; oder ein Stern, der seinen gesamten Wasserstoff verloren hat, indem er als Doppelstern wechselwirkt und nur einen Kern aus im Wesentlichen Helium allein übrig lässt. Da sich die Materie bei dieser Explosion ausdehnt, wird die Wasserstoffschicht transparenter um die tieferen Schichten aufzudecken. Das klassische Beispiel einer Supernova vom Typ IIb ist SN1993J, ein weiteres gutes Beispiel ist Cassiopeia A. Die IIb-Klasse wurde 1987 von Woosley et al. eingeführt und dann schnell für SN 1987K und SN 1993J verwendet.
Siehe auch
Quellen
Quellen, Anmerkungen und/oder Verweise
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