Eine Supernova (hat SN, Mehrzahl-SNe danach supernovae abgekürzt), ist eine Sternexplosion, die energischer ist als ein nova. Es wird mit dem Mehrzahlsupernovae oder den Supernova ausgesprochen. Supernovae sind äußerst leuchtend und verursachen einen Ausbruch von Radiation, die häufig kurz eine komplette Milchstraße, vor dem Verblassen von der Ansicht im Laufe mehrerer Wochen oder Monate überstrahlt. Während dieses kurzen Zwischenraums kann eine Supernova so viel Energie ausstrahlen, wie, wie man erwartet, die Sonne über seine komplette Lebensdauer ausstrahlt. Die Explosion vertreibt viel oder das ganze Material eines Sterns an einer Geschwindigkeit bis zu (10 % der Geschwindigkeit des Lichtes), eine Stoß-Welle ins interstellare Umgebungsmedium steuernd. Diese Stoß-Welle kehrt eine dehnbare Schale von Benzin auf, und Staub hat einen Supernova-Rest genannt.

Nova (Mehrzahlnovae) hat "neu" in Latein vor, sich darauf beziehend, was scheint, ein sehr heller neuer Stern zu sein, der im himmlischen Bereich scheint; das Präfix "super -" unterscheidet supernovae von gewöhnlichen novae, die auch einen Stern einschließen, der in die Helligkeit, obwohl in einem kleineren Ausmaß und durch einen verschiedenen Mechanismus zunimmt. Die Wortsupernova wurde von Walter Baade und Fritz Zwicky 1931 ins Leben gerufen. Mehrere Typen von supernovae bestehen. Typen I und II können auf eine von zwei Weisen, entweder das Abbiegen oder plötzlich Anmachen der Produktion der Energie durch die Kernfusion ausgelöst werden. Nachdem der Kern eines massiven Alterssterns aufhört, Energie von der Kernfusion zu erzeugen, kann es plötzlichen Gravitationskollaps in einen Neutronenstern oder schwarzes Loch erleben, potenzielle Gravitationsenergie veröffentlichend, die heizt und die Außenschichten des Sterns vertreibt. Wechselweise kann ein weißer Zwergstern genügend Material von einem Sternbegleiter (entweder durch die Zunahme oder über eine Fusion) ansammeln, um seinen Kern Temperatur genug zu erheben, um Kohlenstoff-Fusion zu entzünden, an dem Punkt es flüchtige Kernfusion erlebt, völlig es störend. Sternkerne, deren Brennöfen Zusammenbruch dauerhaft ausgegangen sind, wenn ihre Massen die Grenze von Chandrasekhar überschreiten, während sie sich weiß vereinigen, ragen über entzünden sich, weil sie sich dieser Grenze (ungefähr 1.38mal die Sonnenmasse) nähern. Weiß ragt über sind auch einem verschiedenen, viel kleineren Typ der thermonuklearen Explosion unterworfen, die durch Wasserstoff auf ihren Oberflächen angetrieben ist, genannt einen nova. Einsame Sterne (wie die Sonne) mit einer Masse unter etwa 9 Sonnenmassen, entwickeln Sie sich zum Weiß ragt über, ohne jemals supernovae zu werden.

Obwohl keine Supernova in der Milchstraße seit 1604 beobachtet worden ist, supernovae Reste zeigen an, dass durchschnittlich das Ereignis über so alle 50 Jahre in der Milchstraße vorkommt. Sie spielen eine bedeutende Rolle im Anreichern des interstellaren Mediums mit höheren Massenelementen. Außerdem können die dehnbaren Stoß-Wellen von Supernova-Explosionen die Bildung von neuen Sternen auslösen.

Beobachtungsgeschichte

Das Interesse von Hipparchus an den festen Sternen kann durch die Beobachtung einer Supernova (gemäß Pliny) begeistert worden sein. Die frühste registrierte Supernova, SN 185, wurde von chinesischen Astronomen in 185 n.Chr. angesehen. Die hellste registrierte Supernova war der SN 1006, der im Detail von chinesischen und islamischen Astronomen beschrieben wurde. Die weit beobachtete Supernova SN 1054 hat den Krabbe-Nebelfleck erzeugt. Supernovae SN 1572 und SN 1604, das mit dem bloßen Auge in der Milchstraße-Milchstraße zu beobachtende letzte, hatte bemerkenswerte Effekten auf die Entwicklung der Astronomie in Europa, weil sie verwendet wurden, um gegen die Aristotelische Idee zu argumentieren, dass das Weltall außer dem Mond und den Planeten unveränderlich war. Johannes Kepler hat begonnen, SN 1604 am 17. Oktober 1604 zu beobachten. Es war die zweite Supernova, die in einer Generation (nach SN 1572 zu beobachten ist, der von Tycho Brahe in Cassiopeia gesehen ist).

Seit der Entwicklung des Fernrohrs hat sich das Feld der Supernova-Entdeckung bis zu andere Milchstraßen ausgestreckt, mit der 1885-Beobachtung der Supernova S Andromedae in der Milchstraße von Andromeda anfangend. Supernovae geben wichtige Auskunft über kosmologische Entfernungen. Während des zwanzigsten Jahrhunderts wurden erfolgreiche Modelle für jeden Typ der Supernova, und das Verständnis von Wissenschaftlern der Rolle von supernovae im Sternbildungsprozess entwickelt. Amerikanische Astronomen Rudolph Minkowski und Fritz Zwicky haben das moderne Supernova-Klassifikationsschema entwickelt, das 1941 beginnt.

In den 1960er Jahren haben Astronomen gefunden, dass die maximalen Intensitäten von Supernova-Explosionen als Standardkerzen, folglich Hinweise von astronomischen Entfernungen verwendet werden konnten. Einige der entferntesten supernovae haben kürzlich beobachtet ist dunkler geschienen als erwartet. Das unterstützt die Ansicht, dass sich die Vergrößerung des Weltalls beschleunigt. Techniken wurden entwickelt, um Supernova-Explosionen wieder aufzubauen, die keine schriftlichen Aufzeichnungen davon haben, beobachtet zu werden. Das Datum des Cassiopeia Ein Supernova-Ereignis wurde von leichten Echos von Nebelflecken bestimmt, während das Alter des Supernova-Rests RX J0852.0-4622 von Temperaturmaßen und den Gammastrahl-Emissionen vom Zerfall des Titans 44 geschätzt wurde. 2009 wurden Nitrate in Antarktischen Eisablagerungen entdeckt, die die Zeiten von vorigen Supernova-Ereignissen verglichen haben.

Entdeckung

Wie man

ursprünglich glaubte, war frühe Arbeit worauf einfach eine neue Kategorie von novae wurde während der 1930er Jahre von Walter Baade und Fritz Zwicky an Gestell Wilson Sternwarte durchgeführt. Der Name super-novae wurde zuerst während 1931 Vorträge verwendet, die an Caltech von Baade und Zwicky gehalten sind, hat dann öffentlich 1933 auf einer Sitzung der amerikanischen Physischen Gesellschaft verwendet. Vor 1938 war der Bindestrich verloren worden, und der moderne Name war im Gebrauch. Weil supernovae relativ seltene Ereignisse innerhalb einer Milchstraße sind, über so alle 50 Jahre in der Milchstraße vorkommend, verlangt das Erhalten einer guten Probe von supernovae, um zu studieren, regelmäßige Überwachung von vielen Milchstraßen.

Supernovae in anderen Milchstraßen kann mit keiner bedeutungsvollen Genauigkeit vorausgesagt werden. Normalerweise, wenn sie entdeckt werden, sind sie bereits im Gange. Der grösste Teil wissenschaftlichen Interesses an supernovae — als Standardkerzen, um Entfernung zum Beispiel zu messen — verlangen eine Beobachtung ihrer Maximallichtstärke. Es ist deshalb wichtig, sie zu entdecken, kurz bevor sie ihr Maximum erreichen. Amateurastronomen, die außerordentlich Berufsastronomen zahlenmäßig überlegen sind, haben eine wichtige Rolle in der Entdeckung supernovae normalerweise gespielt, indem sie auf einige der näheren Milchstraßen durch ein optisches Fernrohr schauen und sie mit früheren Fotographien vergleichen.

Zum Ende der Astronomen des 20. Jahrhunderts hat sich zunehmend computergesteuerten Fernrohren und CCDs zugewandt, um supernovae zu jagen. Während solche Systeme bei Dilettanten populär sind, gibt es auch Berufsinstallationen wie das Katzman Automatische Bildaufbereitungsfernrohr. Kürzlich hat das Supernova-Frühwarnsystem (SNEWS) Projekt begonnen, ein Netz von Neutrino-Entdeckern zu verwenden, um Frühwarnung einer Supernova in der Milchstraße-Milchstraße zu geben. Neutrinos sind Partikeln, die in großen Mengen durch eine Supernova-Explosion erzeugt werden, und sie vom interstellaren Benzin und Staub der galaktischen Platte nicht bedeutsam gefesselt sind.

Supernova sucht Fall in zwei Klassen: Diejenigen, die relativ nahe gelegene Ereignisse und diejenigen konzentriert sind, die nach Explosionen weiter weg suchen. Wegen der Vergrößerung des Weltalls kann die Entfernung zu einem entfernten Gegenstand mit einem bekannten Emissionsspektrum durch das Messen seiner Verschiebung von Doppler (oder Rotverschiebung) geschätzt werden; durchschnittlich treten entferntere Gegenstände mit der größeren Geschwindigkeit zurück als diejenigen in der Nähe, und so haben Sie eine höhere Rotverschiebung. So wird die Suche zwischen hoher Rotverschiebung und niedriger Rotverschiebung mit der Grenze gespalten, die um eine Rotverschiebungsreihe von z = 0.1-0.3 fällt —, wo z ein ohne Dimension Maß der Frequenzverschiebung des Spektrums ist.

Hohe Rotverschiebungssuchen supernovae sind gewöhnlich mit der Beobachtung von Supernova-Licht-Kurven verbunden. Diese sind für normale oder kalibrierte Kerzen nützlich, um Diagramme von Hubble zu erzeugen und kosmologische Vorhersagen zu machen. Supernova-Spektroskopie, verwendet, um die Physik und Umgebungen von supernovae zu studieren, ist an niedrig praktischer als an der hohen Rotverschiebung. Niedrige Rotverschiebungsbeobachtungen verankern auch das Ende der niedrigen Entfernung der Kurve von Hubble, die ein Anschlag der Entfernung gegen die Rotverschiebung für sichtbare Milchstraßen ist. (Siehe auch das Gesetz von Hubble).

Das Namengeben der Tagung

Supernova-Entdeckungen werden dem Hauptbüro der Internationalen Astronomischen Vereinigung für Astronomische Telegramme berichtet, das ein Rundschreiben mit dem Namen verbreitet, den es dieser Supernova zuteilt. Der Name ist der Anschreiber SN, der vom Jahr der Entdeckung, suffixed mit derjenigen oder zweistelliger Benennung gefolgt ist. Die ersten 26 supernovae des Jahres werden mit einem Großbuchstaben von bis Z benannt. Später werden Paare von Kleinbuchstaben verwendet: aa, ab, und so weiter. Folglich, zum Beispiel, benennt SN 2003C die dritte Supernova hat das Jahr 2003 berichtet. Die letzte Supernova von 2005 war SN 2005nc, anzeigend, dass es die 367. 2005 gefundene Supernova war. Seit dem Jahr 2000 finden Berufs- und Amateurastronomen mehrere hundert von supernovae jedes Jahr (572 2007, 261 2008, 390 2009).

Historische supernovae sind einfach vor dem Jahr bekannt sie sind vorgekommen: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (hat Nova von Tycho genannt), und SN 1604 (der Stern von Kepler). Seit 1885 ist die zusätzliche Brief-Notation verwendet worden, selbst wenn es nur eine Supernova entdeckt in diesem Jahr gab (z.B. SN 1885A, SN 1907A, usw.) — das dauert zufällig mit SN 1947A. SN, für SuperNova, ist ein Standardpräfix. Bis 1987 waren zweistellige Benennungen selten erforderlich; seit 1988, jedoch, sind sie jedes Jahr erforderlich gewesen.

Klassifikation

Als ein Teil des Versuchs, supernovae zu verstehen, haben Astronomen sie gemäß den Absorptionslinien von verschiedenen chemischen Elementen klassifiziert, die in ihren Spektren erscheinen. Das erste Element für eine Abteilung ist die Anwesenheit oder Abwesenheit einer durch Wasserstoff verursachten Linie. Wenn ein Spektrum einer Supernova eine Linie von Wasserstoff enthält (bekannt als die Reihe von Balmer im Sehteil des Spektrums), ist es klassifizierter Typ II; sonst ist es Typ I. Unter jenen Typen gibt es Unterteilungen gemäß der Anwesenheit von Linien von anderen Elementen und der Gestalt der leichten Kurve (ein Graph des offenbaren Umfangs der Supernova als eine Funktion der Zeit).

Der supernovae des Typs II kann auch gestützt auf ihren Spektren unterteilt werden. Während der grösste Teil der Supernova-Show des Typs II sehr breite Emissionslinien, die Vergrößerungsgeschwindigkeiten von vielen tausend von Kilometern pro Sekunde anzeigen, einige relativ schmale Eigenschaften haben. Diese werden Typ IIn genannt, wo der 'n' 'schmal' eintritt. Supernovae, die die normalen Klassifikationen nicht einbauen, werden eigenartig, oder 'pec' benannt.

Einige supernovae, wie SN 1987K und SN 1993J, scheinen, Typen zu ändern: Sie zeigen Linien von Wasserstoff in frühen Zeiten, aber über eine Zeitdauer von Wochen zu Monaten, werden beherrscht durch Linien von Helium. Der Begriff "Typ-IIB" wird gebraucht, um die Kombination von Eigenschaften zu beschreiben, die normalerweise mit Types II und Ib vereinigt sind.

Aktuelle Modelle

Die Typ-Codes, die darüber beschrieben sind, das Astronomen Supernova geben, sind in der Natur taxonomisch: Die Typ-Zahl beschreibt das Licht, das von der Supernova, nicht notwendigerweise seiner Ursache beobachtet ist. Der folgende fasst zusammen, was Astronomen zurzeit glauben, sind die plausibelsten Erklärungen für Supernova.

Typ Ia

Es gibt mehrere Mittel, durch die sich eine Supernova dieses Typs formen kann, aber sie teilen einen allgemeinen zu Grunde liegenden Mechanismus. Wenn ein Kohlenstoff-Sauerstoff weißer Zwerg hat genug Sache anwachsen lassen, um die Grenze von Chandrasekhar von ungefähr 1.38 Sonnenmassen (für einen nichtrotierenden Stern) zu erreichen, es nicht mehr im Stande sein würde, den Hauptteil seines Plasmas durch den Elektronentartungsdruck zu unterstützen, und beginnen würde zusammenzubrechen. Jedoch besteht die aktuelle Ansicht darin, dass diese Grenze nicht normalerweise erreicht wird; die Erhöhung der Temperatur und Dichte innerhalb des Kerns entzündet Kohlenstoff-Fusion, weil sich der Stern der Grenze (zu innerhalb von ungefähr 1 %) nähert, bevor Zusammenbruch begonnen wird. Innerhalb von ein paar Sekunden erlebt ein wesentlicher Bruchteil der Sache im weißen Zwerg Kernfusion, genug Energie veröffentlichend (1-2 × 10 Joule), um den Stern in einer Supernova-Explosion loszubinden. Eine äußerlich dehnbare Stoß-Welle, wird mit Sache-Erreichen-Geschwindigkeiten auf der Ordnung von 5.000-20.000 km/s oder ungefähr 3 % der Geschwindigkeit des Lichtes erzeugt. Es gibt auch eine bedeutende Zunahme in der Lichtstärke, einen absoluten Umfang 19.3 (oder 5 Milliarden Male heller erreichend, als die Sonne) mit wenig Schwankung.

Ein Modell für die Bildung dieser Kategorie der Supernova ist ein nahes binäres Sternsystem. Der größere von den zwei Sternen ist erst, um sich von der Hauptfolge zu entwickeln, und sie breitet sich aus, um einen roten Riesen zu bilden. Die zwei Sterne teilen jetzt einen allgemeinen Umschlag, ihre gegenseitige Bahn veranlassend, zurückzuweichen. Der riesige Stern verschüttet dann den grössten Teil seines Umschlags, Masse verlierend, bis es Kernfusion nicht mehr fortsetzen kann. An diesem Punkt wird es ein weißer Zwergstern, zusammengesetzt in erster Linie aus Kohlenstoff und Sauerstoff. Schließlich entwickelt sich der sekundäre Stern auch von der Hauptfolge, um einen roten Riesen zu bilden. Die Sache vom Riesen wird vom weißen Zwerg anwachsen lassen, die Letzteren veranlassend, in der Masse zuzunehmen.

Ein anderes Modell für die Bildung eines Typs Ia Explosion schließt die Fusion von zwei weißen Zwergsternen mit der vereinigten Masse ein, die einen Augenblick lang die Grenze von Chandrasekhar überschreitet. Ein weißer Zwerg konnte auch Sache von anderen Typen von Begleitern, einschließlich eines Hauptfolge-Sterns anwachsen lassen (wenn die Bahn genug nah ist).

Typ Ia supernovae folgt einer charakteristischen leichten Kurve — dem Graphen der Lichtstärke als eine Funktion der Zeit — nach der Explosion. Diese Lichtstärke wird durch den radioaktiven Zerfall von Nickel 56 durch Kobalt 56 erzeugt, um 56 zu bügeln. Wie man glaubte, hat die Maximallichtstärke der leichten Kurve über den Typ Ia supernovae entsprochen (dessen große Mehrheit mit einer gleichförmigen Masse über den Akkretionsmechanismus begonnen werden), einen maximalen absoluten Umfang von ungefähr 19.3 habend. Das würde ihnen erlauben, als eine sekundäre Standardkerze verwendet zu werden, um die Entfernung zu ihren Gastgeber-Milchstraßen zu messen. Jedoch offenbaren neue Entdeckungen, dass es etwas Evolution im Durchschnitt lightcurve Breite, und so in der inneren Lichtstärke von supernovae gibt, obwohl bedeutende Evolution nur über eine große Rotverschiebungsgrundlinie gefunden wird.

Typ Ib und Ic

Diese supernovae, wie diejenigen des Typs II, sind wahrscheinlich massive Sterne, die an Brennstoff an ihren Zentren knapp werden; jedoch haben die Sterne, die Typen Ib und Ic supernovae werden, die meisten ihrer Außen(wasserstoff)-Umschläge wegen starker Sternwinde oder von der Wechselwirkung mit einem Begleiter verloren. Wie man denkt, ergibt sich Typ Ib supernovae aus dem Zusammenbruch von massiven Sternen von Wolf-Rayet. Es gibt einige Beweise, dass einiges Prozent des Typs Ic supernovae die Erzeuger von Gammastrahl-Brüchen (GRB) sein kann, obwohl es auch geglaubt wird, dass jede wasserstoffabgezogene Supernova von Type Ib oder Ic einen GRB abhängig von der Geometrie der Explosion erzeugen konnte.

Typ II

Sterne mit mindestens neun Sonnenmassen des Materials entwickeln sich auf eine komplizierte Mode. Im Kern des Sterns wird Wasserstoff in Helium verschmolzen, und die veröffentlichte Thermalenergie schafft einen äußeren Druck, der den Kern im hydrostatischen Gleichgewicht aufrechterhält und Zusammenbruch verhindert.

Wenn die Versorgung des Kerns von Wasserstoff erschöpft wird, wird dieser äußere Druck nicht mehr geschaffen. Der Kern beginnt, zusammenzubrechen, einen Anstieg der Temperatur und des Drucks verursachend, der groß genug wird, das Helium zu entzünden und einen Fusionszyklus des Heliums zum Kohlenstoff anzufangen, genügend äußeren Druck schaffend, um den Zusammenbruch zu halten. Der Kern breitet sich aus und wird ein bisschen, mit einer Wasserstofffusion Außenschicht, und ein heißerer, höherer Druck, Zentrum der Helium-Fusion kühl. (Andere Elemente wie Magnesium, Schwefel und Kalzium werden auch geschaffen und in einigen Fällen in diesen weiteren Reaktionen verbrannt.)

Dieser Prozess wiederholt sich mehrere Male; jedes Mal werden die Kernzusammenbrüche und der Zusammenbruch durch das Zünden eines weiteren Prozesses gehalten, der mit massiveren Kernen und höheren Temperaturen und Druck verbunden ist. Jede Schicht wird der Zusammenbruch durch die Hitze und den äußeren Druck des Fusionsprozesses in der folgenden Schicht nach innen gehindert; jede Schicht brennt auch heißer und schneller als die vorherige — die Endbrandwunde von Silikon zu Eisen verbraucht seinen Brennstoff in ein paar Wochen höchstens. Der Stern wird layered wie eine Zwiebel mit dem Brennen von leichter verschmolzenen Elementen, die in größeren Schalen vorkommen.

In den späteren Stufen erleben zunehmend schwerere Elemente mit der höheren Bindungsenergie Kernfusion. Fusion erzeugt progressiv weniger Energie, und auch am höheren Kernenergiephotozerfall, und Elektronfestnahme kommen vor, die weiteren Energieverlust im Kern verursachen, eine allgemeine Beschleunigung der Fusionsprozesse verlangend, hydrostatisches Gleichgewicht aufrechtzuerhalten. Diese Eskalation kulminiert mit der Produktion von Nickel 56, der unfähig ist, Energie durch die Fusion zu erzeugen (aber erzeugt wirklich Eisen 56 durch den radioaktiven Zerfall). Infolgedessen entwickelt sich ein Kern des Nickel-Eisens, der weiteren äußeren Druck auf die Skala nicht erzeugen kann, musste den Rest der Struktur unterstützen. Es kann nur die liegende Masse des Sterns durch den Entartungsdruck von Elektronen im Kern unterstützen. Wenn der Stern genug groß ist, wird der Eisennickel-Kern schließlich die Grenze von Chandrasekhar überschreiten (1.38 Sonnenmassen), an dem Punkt dieser Mechanismus katastrophal scheitert. Die Kräfte, die Atomkerne einzeln in der innersten Schicht des Kerns plötzlich halten, geben nach, der Kern implodiert unter seinem eigenen Ernst, und kein weiterer Fusionsprozess ist verfügbar, um Zusammenbruch dieses Mal zu entzünden und zu verhindern.

Kernzusammenbruch

Der Kern bricht in auf sich mit Geschwindigkeiten zusammen, die 70,000 km/s (0.23c) erreichen, auf eine Eskalation auf die Temperatur und Dichte hinauslaufend. Die Energieverlust-Prozesse, die im Kern funktionieren, hören auf, im Gleichgewicht zu sein. Durch den Photozerfall zersetzt Gammastrahlung Eisen in Helium-Kerne und freie Neutronen, fesselnde Energie, während sich Elektronen und Protone über die Elektronfestnahme verschmelzen, Neutronen und Elektron neutrinos erzeugend, die flüchten.

In einer typischen Supernova des Typs II hat der kürzlich gebildete Neutronkern eine Anfangstemperatur von ungefähr 100 Milliarden kelvin (100 GK), 6000mal die Temperatur des Kerns der Sonne. Eine weitere Ausgabe von neutrinos trägt viel von der Thermalenergie weg, einem stabilen Neutronenstern erlaubend, sich zu formen (würden die Neutronen weg "kochen", wenn dieses Abkühlen nicht vorkäme). Diese 'thermischen' neutrinos formen sich als Paare des Neutrino-Antineutrinos aller Geschmäcke, und ganz mehrere Male die Zahl der Elektronfestnahme neutrinos. Ungefähr 10 Joule der Gravitationsenergie — etwa 10 % der Rest-Masse des Sterns — werden in einen zehn Sekunde Ausbruch neutrinos umgewandelt, der die Hauptproduktion des Ereignisses ist. Diese tragen Energie vom Kern weg und beschleunigen den Zusammenbruch, während einige neutrinos von den Außenschichten des Sterns gefesselt sind und Energie der Supernova-Explosion zur Verfügung stellen.

Der innere Kern reicht schließlich normalerweise 30 km Diameter und eine Dichte, die mit diesem eines Atomkerns vergleichbar ist, und weiterer Zusammenbruch wird durch starke Kraft-Wechselwirkungen und durch den Entartungsdruck von Neutronen plötzlich angehalten. Die infalling Sache, plötzlich gehalten, Rückprälle, eine Stoß-Welle erzeugend, die sich äußer fortpflanzt. Computersimulationen zeigen an, dass dieser dehnbare Stoß die Supernova-Explosion nicht direkt verursacht; eher bleibt es innerhalb von Millisekunden im Außenkern stecken, weil Energie durch die Trennung von schweren Elementen verloren wird, und ein Prozess, der ist, notwendig ist, den Außenschichten des Kerns zu erlauben, ungefähr 10 Joule (1 Feind) der Energie wiederzuabsorbieren, die sichtbare Explosion erzeugend. Forschung konzentriert sich auf eine Kombination der Neutrino-Wiederheizung, magnetische und Rotationseffekten als die Basis für diesen Prozess.

Wenn der Ahn-Stern unter ungefähr 20 Sonnenmassen ist (je nachdem die Kraft der Explosion und der Betrag des Materials, das zurückweicht), ist der degenerierte Rest eines Kernzusammenbruchs ein Neutronenstern. Über dieser Masse bricht der Rest zusammen, um ein schwarzes Loch zu bilden. (Dieser Typ des Zusammenbruchs ist eine von vielen Kandidat-Erklärungen für Gammastrahl-Brüche, vielleicht einen großen Ausbruch von Gammastrahlung durch eine hypernova Explosion erzeugend.) Die theoretische Begrenzungsmasse für diesen Typ des Kernzusammenbruch-Drehbuches wurde ungefähr 40-50 Sonnenmassen geschätzt.

Über 50 Sonnenmassen, wie man glaubte, sind Sterne direkt in ein schwarzes Loch zusammengebrochen, ohne eine Supernova-Explosion zu bilden, obwohl Unklarheiten in Modellen des Supernova-Zusammenbruchs genaue Berechnung dieser Grenzen schwierig machen. Über ungefähr 140 Sonnenmassen können Sterne Paar-Instabilität supernovae werden, die keinen schwarzen Loch-Rest zurücklassen.

Licht biegt sich und ungewöhnliche Spektren

Die leichten Kurven für den Typ II supernovae sind durch die Anwesenheit von Wasserstoff Absorptionslinien von Balmer in den Spektren bemerkenswert. Diese leichten Kurven haben eine durchschnittliche Zerfall-Rate von 0.008 Umfängen pro Tag viel tiefer als die Zerfall-Quote für den Typ I supernovae. Typ II wird in zwei Klassen je nachdem unterteilt, ob es ein Plateau in ihrer leichten Kurve (Typ II-P) oder eine geradlinige Zerfall-Rate (Typ II-L) gibt. Die Nettozerfall-Rate ist an 0.012 Umfängen pro Tag für den Typ II-L im Vergleich zu 0.0075 Umfängen pro Tag für den Typ II-P höher. Wie man glaubt, wird der Unterschied in Form des Typs II-L supernovae leichte Kurve durch die Ausweisung des grössten Teiles des Wasserstoffumschlags des Ahn-Sterns verursacht.

Das Plateau führt Typ II-P supernovae stufenweise ein ist wegen einer Änderung in der Undurchsichtigkeit der Außenschicht. Die Stoß-Welle ionisiert den Wasserstoff im Außenumschlag, der außerordentlich die Undurchsichtigkeit vergrößert. Das verhindert Fotonen an den inneren Teilen der Explosion vom Entgehen. Sobald der Wasserstoff genug kühl wird, um sich wiederzuverbinden, wird die Außenschicht durchsichtig.

Des Typs II supernovae mit ungewöhnlichen Eigenschaften in ihren Spektren kann Typ IIn supernovae durch die Wechselwirkung des ejecta mit dem circumstellar Material erzeugt werden. Typ IIb supernovae ist wahrscheinlich massive Sterne, die am meisten, aber nicht alle ihrer Wasserstoffumschläge durch das Gezeitenabstreifen durch einen dazugehörigen Stern verloren haben. Als sich der ejecta eines Typs IIb ausbreitet, wird die Wasserstoffschicht schnell optisch dünn und offenbart die tieferen Schichten.

Der absolute Maximalumfang des Typs II supernovae ändert sich von einem bis einen anderen, aber sie sind dunkler als Typ Ia. Zum Beispiel hatte die niedrige Lichtstärke SN 1987A einen absoluten Maximalsehumfang 15.5 (offenbarer Umfang +3 für eine Entfernung von 51 kpc), verglichen mit den normalen 19.3 für den Typ Ia.

Typ der Paar-Instabilität

Die Kerntemperatur eines Sterns über ungefähr 140 Sonnenmassen kann so hoch werden, dass sich Fotonen spontan Elektronpositron-Paaren umwandeln, den Foton-Druck reduzierend, der die Außenschichten des Sterns unterstützt und einen Zusammenbruch auslöst, der zu einer Supernova-Explosion führt. Diese Supernova der Paar-Instabilität schafft eine größere Menge von Elementen, die schwerer sind als Helium ("Metalle") als andere Typen der Supernova, und verlässt kein schwarzes Loch als ein Rest. Sterne dieser Größe können sich nur von interstellarem Benzin mit dem sehr niedrigen Metallinhalt formen, der für das frühe Weltall charakteristisch ist, bevor der erste supernovae Metalle vom primordialen Wasserstoff und Helium erzeugt hat. Es wird geglaubt, dass Supernova SN 2007bi dieses Typs war; es war von anderem supernovae durch die sehr lange Dauer — 77 Tage bemerkenswert, um Helligkeit, hell genug zu kulminieren, um seit 555 Tagen — und Produktion von viel radioaktiverem Nickel zu beobachten. Die Supernova der Paar-Instabilität wurde von Gary S. Fraley 1968 vorausgesagt.

Asymmetrie

Ein langjähriger Rätsel-Umgebungstyp II supernovae ist, warum der Kompaktgegenstand, der nach der Explosion bleibt, eine große Geschwindigkeit vom Kern weggegeben wird. (Wie man beobachtet, haben Neutronensterne, als Pulsars, hohe Geschwindigkeiten; schwarze Löcher tun vermutlich ebenso, aber sind viel härter, in der Isolierung zu beobachten.) Der anfängliche Impuls kann wesentlich sein, einen Gegenstand mehr als einer Sonnenmasse an einer Geschwindigkeit von 500 km/s oder größer antreibend. Diese Versetzung zeigt eine Asymmetrie in der Explosion an, aber der Mechanismus, durch den dieser Schwung dem Kompaktgegenstand ein Rätsel übertragen wird. Vorgeschlagene Erklärungen für diesen Stoß schließen Konvektion in den zusammenbrechenden Stern und die Strahlproduktion während der Neutronenstern-Bildung ein.

Eine mögliche Erklärung für die Asymmetrie in der Explosion ist groß angelegte Konvektion über dem Kern. Die Konvektion kann Schwankungen im lokalen Überfluss an Elementen schaffen, auf das unebene Kernbrennen während des Zusammenbruchs, des Schlags und der resultierenden Explosion hinauslaufend.

Eine andere mögliche Erklärung besteht darin, dass die Zunahme von Benzin auf den Hauptneutronenstern eine Platte schaffen kann, die hoch gerichtete Strahlen steuert, Sache an einer hohen Geschwindigkeit aus dem Stern antreibend, und Querstöße steuernd, die völlig den Stern stören. Diese Strahlen könnten eine entscheidende Rolle in der resultierenden Supernova-Explosion spielen. (Ein ähnliches Modell wird jetzt bevorzugt, um lange Gammastrahl-Brüche zu erklären.)

Anfängliche Asymmetrien sind auch im Typ Ia Supernova-Explosionen durch die Beobachtung bestätigt worden. Dieses Ergebnis kann bedeuten, dass die anfängliche Lichtstärke dieses Typs der Supernova vom Betrachtungswinkel abhängt. Jedoch wird die Explosion mehr symmetrisch mit dem Zeitablauf. Frühe Asymmetrien sind durch das Messen der Polarisation des ausgestrahlten Lichtes feststellbar.

Energieproduktion

Weil sie ein ähnliches funktionelles Modell, Typen Ib, Ic und verschiedene Typen haben, werden II supernovae Kernzusammenbruch supernovae insgesamt genannt. Ein grundsätzlicher Unterschied zwischen Typ Ia und Kernzusammenbruch supernovae ist die Energiequelle für die in der Nähe von der Spitze der leichten Kurve ausgestrahlte Radiation. Die Ahnen des Kernzusammenbruchs supernovae sind Sterne mit verlängerten Umschlägen, die einen Grad der Durchsichtigkeit mit relativ wenig Vergrößerung erreichen können. Der grösste Teil der Energie, die die Emission am Maximallicht antreibt, wird aus der Stoß-Welle abgeleitet, die heizt und den Umschlag vertreibt.

Die Ahnen des Typs Ia supernovae sind andererseits Kompaktgegenstände, viel kleiner (aber massiver) als die Sonne, die sich ausbreiten (und deshalb kühl werden muss) enorm vor dem durchsichtigen Werden. Die Hitze von der Explosion wird in der Vergrößerung zerstreut und ist für die leichte Produktion nicht verfügbar. Die Radiation, die durch den Typ Ia supernovae ausgestrahlt ist, ist so dem Zerfall von in der Explosion erzeugten Radionukliden völlig zuzuschreibend; hauptsächlich Nickel 56 (mit einer Halbwertzeit von 6.1 Tagen) und sein Tochter-Kobalt 56 (mit einer Halbwertzeit von 77 Tagen). Während dieses Kernzerfalls ausgestrahlte Gammastrahlung ist vom vertriebenen Material gefesselt, es zur Weißglut heizend.

Als sich das durch eine Kernzusammenbruch-Supernova vertriebene Material ausbreitet und kühl wird, übernimmt radioaktiver Zerfall schließlich als die Hauptenergiequelle für die Lichtemission in diesem Fall auch. Ein heller Typ Ia Supernova kann 0.5-1.0 Sonnenmassen von Nickel 56 vertreiben, während eine Kernzusammenbruch-Supernova wahrscheinlich näher an 0.1 Sonnenmasse von Nickel 56 Schleudersitz betätigt.

Interstellarer Einfluss

Quelle von schweren Elementen

Supernovae sind eine Schlüsselquelle von Elementen, die schwerer sind als Sauerstoff. Diese Elemente werden durch die Kernfusion (für Eisen 56 und leichtere Elemente), und durch nucleosynthesis während der Supernova-Explosion für Elemente erzeugt, die schwerer sind als Eisen. Supernovae, sind obwohl ziemlich umstritten, Kandidat-Seiten für den R-Prozess am wahrscheinlichsten, der eine schnelle Form von nucleosynthesis ist, der unter Bedingungen der hohen Temperatur- und hohen Speicherdichte von Neutronen vorkommt. Die Reaktionen erzeugen hoch nicht stabile Kerne, die an Neutronen reich sind. Diese Formen sind nicht stabil und schnell Beta-Zerfall in stabilere Formen.

Die R-Prozess-Reaktion, die wahrscheinlich im Typ II supernovae vorkommen wird, erzeugt ungefähr Hälfte des ganzen Element-Überflusses außer Eisen, einschließlich Plutoniums und Urans. Der einzige weitere sich bewerbende Hauptprozess, um Elemente zu erzeugen, die schwerer sind als Eisen, ist der S-Prozess in großen, alten roten riesigen Sternen, der diese Elemente viel langsamer erzeugt, und der Elemente nicht erzeugen kann, die schwerer sind als Leitung.

Rolle in der Sternevolution

Der Rest einer Supernova-Explosion besteht aus einem Kompaktgegenstand und einer schnell dehnbaren Stoß-Welle des Materials. Diese Wolke des Materials kehrt das interstellare Umgebungsmedium während einer freien Vergrößerungsphase auf, die seit bis zu zwei Jahrhunderten dauern kann. Die Welle erlebt dann allmählich eine Periode der adiabatischen Vergrößerung, und wird langsam kühl werden und sich mit dem interstellaren Umgebungsmedium über eine Zeitdauer von ungefähr 10,000 Jahren vermischen.

Der Urknall hat Wasserstoff, Helium und Spuren von Lithium erzeugt, während alle schwereren Elemente in Sternen und supernovae synthetisiert werden. Supernovae neigen dazu, das interstellare Umgebungsmedium mit Metallen — Elemente außer Wasserstoff und Helium zu bereichern.

Diese eingespritzten Elemente bereichern schließlich die molekularen Wolken, die die Seiten der Sternbildung sind. So hat jede Sterngeneration eine ein bisschen verschiedene Zusammensetzung, von einer fast reinen Mischung von Wasserstoff und Helium zu einer metallreicheren Zusammensetzung gehend. Supernovae sind der dominierende Mechanismus, um diese schwereren Elemente zu verteilen, die in einem Stern während seiner Periode der Kernfusion gebildet werden. Der verschiedene Überfluss an Elementen im Material, das einen Stern bildet, hat wichtige Einflüsse auf das Leben des Sterns, und kann die Möglichkeit entscheidend beeinflussen, Planeten zu haben, die ihn umkreisen.

Die kinetische Energie eines dehnbaren Supernova-Rests kann Sternbildung wegen der Kompression von nahe gelegenen, dichten molekularen Wolken im Raum auslösen. Die Zunahme im unruhigen Druck kann auch Sternbildung verhindern, wenn die Wolke unfähig ist, die Überenergie zu verlieren.

Beweise von Tochter-Produkten von kurzlebigen radioaktiven Isotopen zeigen, dass eine nahe gelegene Supernova geholfen hat, die Zusammensetzung des Sonnensystems vor 4.5 Milliarden Jahren zu bestimmen, und sogar die Bildung dieses Systems ausgelöst haben kann. Die Supernova-Produktion von schweren Elementen im Laufe astronomischer Zeitspannen hat schließlich die Chemie des Lebens auf der Erde möglich gemacht.

Wirkung auf die Erde

Eine erdnahe Supernova ist eine Supernova nahe genug zur Erde, um erkennbare Effekten auf seine Biosphäre zu haben. Abhängig von Typ und Energie der Supernova konnte es so weit 3000 Lichtjahre weg sein. Die Gammastrahlung von einer Supernova würde eine chemische Reaktion in der oberen Atmosphäre veranlassen, die molekularen Stickstoff in Stickstoff-Oxyde umwandelt, die Ozon-Schicht genug entleerend, um die Oberfläche zur schädlichen Sonnenstrahlung und Höhenstrahlung auszustellen. Das ist als die Ursache des Ordovician-silurischen Erlöschens vorgeschlagen worden, das auf den Tod von fast 60 % des ozeanischen Lebens auf der Erde hinausgelaufen ist.

1996 wurde es theoretisiert, dass Spuren der Vergangenheit supernovae auf der Erde in der Form von Metallisotop-Unterschriften in Felsen-Schichten feststellbar sein könnten. Eisen 60 Bereicherung wurde später im Tiefseefelsen des Pazifischen Ozeans berichtet. 2009 wurden Hochniveaus von Nitrat-Ionen im Antarktischen Eis gefunden, das mit den 1006 und 1054 supernovae zusammengefallen ist. Die Gammastrahlung von diesen supernovae könnte Niveaus von Stickstoff-Oxyden erhöht haben, die gefangen im Eis geworden sind.

Wie man

denkt, ist Typ Ia supernovae potenziell am gefährlichsten, wenn sie nahe genug zur Erde vorkommen. Weil diese supernovae aus dunklen, allgemeinen weißen Zwergsternen entstehen, ist es wahrscheinlich, dass eine Supernova, die die Erde betreffen kann, unvorhersehbar und in einem Sternsystem vorkommen wird, das nicht gut studiert wird. Eine Theorie weist darauf hin, dass ein Typ Ia Supernova würde näher sein müssen als eintausend parsecs (3300 Lichtjahre), um die Erde zu betreffen. Der nächste bekannte Kandidat ist IK Pegasi (sieh unten). Neue Schätzungen sagen voraus, dass eine Supernova des Typs II würde näher sein müssen als acht parsecs (26 Lichtjahre), um Hälfte der Ozon-Schicht der Erde zu zerstören.

Milchstraße-Kandidaten

Mehrere große Sterne innerhalb der Milchstraße sind als möglicher supernovae innerhalb der folgenden Million Jahre angedeutet worden. Diese schließen Rho Cassiopeiae, Eta Carinae, RS Ophiuchi, U Scorpii, VY Canis Majoris, Betelgeuse, Antares und Spica ein. Viele Sterne von Wolf-Rayet, wie Gamma Velorum, WR 104, und diejenigen in der Fünfling-Traube, werden auch als mögliche Vorgänger-Sterne zu einer Supernova-Explosion in 'fast' Zukunft betrachtet.

Der nächste Supernova-Kandidat ist IK Pegasi (Neue Tische 8210), gelegen in einer Entfernung von 150 Lichtjahren. Dieses nah umkreisende binäre Sternsystem besteht aus einem Hauptfolge-Stern und einem weißen 31 Millionen Kilometer entfernt Zwerg. Der Zwerg hat eine geschätzte Masse 1.15mal mehr als das der Sonne. Es wird gedacht, dass mehrere Millionen Jahre gehen werden, bevor der weiße Zwerg die kritische Masse anwachsen lassen kann, die erforderlich ist, ein Typ Ia Supernova zu werden.

Siehe auch

• Champagner-Supernova
• Ragen Sie nova über
• Gast-Stern (Astronomie)
• Liste von supernovae
• Liste von Supernova-Resten
• Quark nova
• Supernovae in der Fiktion
• Die Zeitachse des Weißes, ragt Neutronensterne und supernovae über
• Supernova impostor

Referenzen

Weiterführende Literatur

• Eine Rechnung der populären Wissenschaft.
• Ein Artikel, der geisterhafte Klassen von supernovae beschreibt.
• Eine gute Rezension von Supernova-Ereignissen.

Außenverbindungen

• Liste von Supernovae-zusammenhängenden Webseiten.
• Ein auffindbarer Katalog * Ein auffindbarer Katalog.
• Ein kurzes Zeichen auf SN 2011fe Supernova, die nächste Supernova nach 30 Jahren.
• Berufsrang-Supernova-Simulator des Typs II auf Wikiversity.