Supernova jenis II

**Supernova jenis&nbsp;II** atau **SNII** () terhasil daripada letupan ganas suatu bintang berjisim besar selepas keruntuhan pantas terasnya. Sesebuah bintang mesti mempunyai sekurang-kurangnya lapan kali, tetapi tidak melebihi kira-kira 40 hingga 50 kali, jisim Matahari () untuk mengalami letupan jenis ini. Supernova jenis&nbsp;II dibezakan daripada jenis supernova lain melalui kehadiran hidrogen dalam spektrumnya. Ia biasanya diperhatikan di lengan berpilin galaksi dan di rantau H&nbsp;II, tetapi tidak di galaksi elips; galaksi jenis ini lazimnya terdiri daripada bintang tua berjisim rendah, dengan sedikit bintang muda yang sangat berjisim yang diperlukan untuk menghasilkan supernova.

Bintang menjana tenaga melalui pelakuran nuklear unsur. Tidak seperti Matahari, bintang berjisim besar mempunyai jisim yang mencukupi untuk melakurkan unsur yang mempunyai jisim atom lebih besar daripada hidrogen dan helium, walaupun pada suhu dan tekanan yang semakin tinggi, menyebabkan jangka hayat bintang yang semakin pendek. Tekanan degenerasi elektron dan tenaga yang dijana oleh tindak balas pelakuran ini cukup untuk menentang daya graviti dan menghalang bintang daripada runtuh, sekali gus mengekalkan keseimbangan bintang. Bintang tersebut melakurkan unsur yang semakin berat, bermula dengan hidrogen kemudian helium, seterusnya bergerak melalui jadual berkala sehingga teras besi dan nikel terbentuk. Pelakuran besi atau nikel tidak menghasilkan keluaran tenaga bersih, maka pelakuran selanjutnya tidak dapat berlaku, menjadikan teras nikel–besi itu lengai. Disebabkan ketiadaan keluaran tenaga yang menghasilkan tekanan terma ke luar, teras tersebut mengecut akibat graviti sehingga berat lapisan atas bintang disokong terutamanya oleh tekanan degenerasi elektron.

Apabila jisim termampat teras lengai itu melebihi had Chandrasekhar kira-kira , degenerasi elektron tidak lagi mencukupi untuk menentang mampatan graviti. Suatu ledukan teras secara dahsyat berlaku dalam masa beberapa saat. Tanpa sokongan daripada teras dalaman yang kini telah runtuh, teras luar jatuh ke dalam akibat graviti dan mencapai halaju sehingga 23% daripada kelajuan cahaya, dan mampatan mendadak itu meningkatkan suhu teras dalaman sehingga kira-kira 100&nbsp;bilion kelvin. Neutron dan neutrino terbentuk melalui pereputan beta songsang, melepaskan kira-kira 1046&nbsp;joule (100&nbsp;foe) dalam letusan selama sepuluh saat. Keruntuhan teras dalaman dihentikan oleh daya nuklear tolakan dan degenerasi neutron, menyebabkan implosi itu memantul dan melantun ke luar. Tenaga gelombang kejutan yang mengembang ini cukup untuk memusnahkan bahan bintang di bahagian atas dan mempercepatkannya hingga mencapai halaju lepas, lalu membentuk letupan supernova. Gelombang kejutan serta suhu dan tekanan yang amat tinggi ini cepat meresap, tetapi kekal cukup lama untuk membolehkan suatu tempoh singkat apabila
penghasilan unsur yang lebih berat daripada besi berlaku. Bergantung kepada jisim awal bintang tersebut, sisa teras akan membentuk sama ada bintang neutron atau lohong hitam. Disebabkan mekanisme asas ini, supernova yang terhasil juga digambarkan sebagai supernova keruntuhan teras.

Terdapat beberapa kategori letupan supernova jenis&nbsp;II yang diklasifikasikan berdasarkan lengkung cahaya yang terhasil—iaitu graf kekilauan berbanding masa—selepas letupan. Supernova jenis&nbsp;II-L menunjukkan penurunan (linear) yang berterusan pada lengkung cahaya selepas letupan, manakala jenis&nbsp;II-P memaparkan suatu tempoh penurunan yang lebih perlahan (suatu dataran atau *plateau*) pada lengkung cahayanya sebelum diikuti oleh pereputan biasa. Supernova jenis&nbsp;Ib dan Ic ialah sejenis supernova keruntuhan teras bagi bintang berjisim besar yang telah kehilangan sampul luar hidrogen dan (bagi jenis&nbsp;Ic) helium. Oleh itu, ia kelihatan seolah-olah tidak mengandungi unsur-unsur tersebut.

## Pembentukan
Faktor yang mengehadkan proses ini ialah jumlah tenaga yang dilepaskan melalui pelakuran, yang bergantung kepada tenaga pengikatan yang menyatukan nukleus atom tersebut. Setiap langkah tambahan menghasilkan nukleus yang semakin berat, yang membebaskan tenaga yang semakin berkurangan apabila berlakunya pelakuran. Selain itu, bermula daripada proses pembakaran karbon, kehilangan tenaga melalui penghasilan neutrino menjadi ketara, menyebabkan kadar tindak balas yang lebih tinggi daripada yang sepatutnya berlaku. Proses ini berterusan sehingga nikel-56 dihasilkan, yang kemudiannya mereput secara radioaktif menjadi kobalt-56 dan seterusnya besi-56 dalam tempoh beberapa bulan. Oleh kerana besi dan nikel mempunyai tenaga pengikatan tertinggi bagi setiap nukleon antara semua unsur, tenaga tidak lagi dapat dihasilkan di teras melalui pelakuran, lalu teras nikel–besi terbentuk dan semakin membesar. Teras ini berada di bawah tekanan graviti yang amat besar. Oleh kerana tiada pelakuran untuk terus meningkatkan suhu bintang bagi menyokongnya daripada runtuh, ia hanya disokong oleh tekanan degenerasi elektron. Dalam keadaan ini, jirim menjadi begitu tumpat sehingga pemampatan selanjutnya memerlukan elektron menduduki aras tenaga yang sama. Walau bagaimanapun, keadaan ini dilarang bagi zarah fermion yang serupa seperti elektron, iaitu suatu fenomena yang dikenali sebagai prinsip pengecualian Pauli.

Apabila jisim teras melebihi had Chandrasekhar kira-kira , tekanan degenerasi tidak lagi mampu menyokongnya, lalu keruntuhan bencana berlaku. Bahagian luar teras mencapai halaju sehingga  (23% daripada kelajuan cahaya) ketika ia runtuh menuju pusat bintang. Teras yang mengecut dengan pantas ini menjadi sangat panas, menghasilkan sinar gama berenergi tinggi yang memecahkan nukleus besi kepada nukleus helium dan neutron bebas melalui photodisintegration. Apabila ketumpatan teras meningkat, menjadi lebih menguntungkan secara tenaga untuk elektron dan proton bergabung melalui pereputan beta songsang, menghasilkan neutron dan zarah asas yang dikenali sebagai neutrino. Memandangkan neutrino jarang berinteraksi dengan jirim biasa, ia boleh terlepas daripada teras sambil membawa keluar tenaga dan mempercepatkan lagi keruntuhan yang berlaku dalam skala masa milisaat. Apabila teras terpisah daripada lapisan luar bintang, sebahagian neutrino ini diserap oleh lapisan luar bintang, sekali gus memulakan letupan supernova.

Bagi supernova jenis&nbsp;II, keruntuhan ini akhirnya dihentikan oleh interaksi tolakan jarak dekat antara neutron–neutron yang dimediasi oleh daya kuat, serta oleh tekanan degenerasi neutron, pada ketumpatan yang sebanding dengan nukleus atom. Apabila keruntuhan berhenti, jirim yang jatuh ke dalam melantun semula, menghasilkan gelombang kejutan yang merambat ke luar. Tenaga daripada kejutan ini memecahkan unsur berat dalam teras. Hal ini mengurangkan tenaga gelombang kejutan, yang boleh menyebabkan letupan terhenti dalam bahagian luar teras.

Fasa keruntuhan teras adalah begitu padat dan bertenaga sehingga hanya neutrino mampu terlepas keluar. Apabila proton dan elektron bergabung membentuk neutron melalui electron capture, neutrino elektron dihasilkan. Dalam supernova jenis&nbsp;II yang tipikal, teras neutron yang baru terbentuk mempunyai suhu awal sekitar 100&nbsp;bilion kelvin, iaitu 104 kali suhu teras Matahari. Sebahagian besar tenaga haba ini mesti dilepaskan supaya bintang neutron yang stabil dapat terbentuk; jika tidak, neutron akan “mendidih keluar”. Hal ini dicapai melalui pelepasan neutrino yang seterusnya. Neutrino “terma” ini terbentuk sebagai pasangan neutrino–antineutrino bagi semua perisa dan jumlahnya beberapa kali ganda bilangan neutrino tangkapan elektron. Kedua-dua mekanisme penghasilan neutrino ini menukarkan tenaga keupayaan graviti daripada keruntuhan kepada suatu letusan neutrino selama sepuluh saat, melepaskan kira-kira 1046 joule (100&nbsp;foe).

Melalui suatu proses yang belum difahami sepenuhnya, kira-kira 1%, atau 1044&nbsp;joule (1&nbsp;foe), daripada tenaga yang dilepaskan (dalam bentuk neutrino) diserap semula oleh gelombang kejutan yang terhenti, lalu menghasilkan letupan supernova. Neutrino yang dijana oleh supernova telah diperhatikan dalam kes Supernova 1987A, yang membawa ahli astrofizik kepada kesimpulan bahawa gambaran keruntuhan teras ini pada asasnya adalah tepat. Instrumen berasaskan air Kamiokande II dan IMB mengesan antineutrino yang berasal daripada proses terma, manakala instrumen Baksan berasaskan galium-71 mengesan neutrino (nombor lepton = 1) yang berasal sama ada daripada proses terma atau tangkapan elektron.

Apabila bintang progenitor mempunyai jisim kurang daripada kira-kira  – bergantung kepada kekuatan letupan dan jumlah bahan yang jatuh semula – sisa terdegenerasi daripada keruntuhan teras ialah bintang neutron. Bagi jisim yang lebih tinggi daripada ini, sisa tersebut runtuh membentuk lohong hitam. Had jisim teori bagi senario keruntuhan teras jenis ini adalah kira-kira . Melebihi jisim tersebut, sesuatu bintang dipercayai runtuh secara langsung menjadi lohong hitam tanpa menghasilkan letupan supernova, walaupun ketidakpastian dalam model keruntuhan supernova menjadikan pengiraan had ini masih belum pasti.

## Model teori
Model Piawai dalam fizik zarah ialah suatu teori yang menghuraikan tiga daripada empat interaksi asas yang diketahui antara zarah asas yang membentuk semua jirim. Teori ini membolehkan ramalan dibuat tentang bagaimana zarah akan berinteraksi dalam pelbagai keadaan. Tenaga per zarah dalam supernova lazimnya ialah 1–150 pikojoule (puluhan hingga ratusan MeV). Tenaga per zarah yang terlibat dalam supernova adalah cukup kecil sehingga ramalan yang diperoleh daripada Model Piawai fizik zarah berkemungkinan besar pada asasnya adalah betul. Namun, ketumpatan yang tinggi mungkin memerlukan pembetulan terhadap Model Piawai. Secara khusus, pemecut zarah berasaskan Bumi boleh menghasilkan interaksi zarah yang jauh lebih bertenaga daripada yang terdapat dalam supernova, namun eksperimen ini melibatkan zarah individu yang berinteraksi dengan zarah individu, dan berkemungkinan bahawa ketumpatan tinggi dalam supernova akan menghasilkan kesan baharu. Interaksi antara neutrino dan zarah lain dalam supernova berlaku melalui daya nuklear lemah, yang dipercayai telah difahami dengan baik. Walau bagaimanapun, interaksi antara proton dan neutron melibatkan daya nuklear kuat, yang jauh kurang difahami.

Masalah utama yang masih belum terungkai bagi supernova jenis&nbsp;II ialah bagaimana letusan neutrino memindahkan tenaganya kepada seluruh bintang lalu menghasilkan gelombang kejutan yang menyebabkan bintang itu meletup. Daripada perbincangan di atas, hanya satu peratus daripada tenaga tersebut perlu dipindahkan untuk menghasilkan letupan, tetapi menjelaskan bagaimana pemindahan satu peratus itu berlaku terbukti amat sukar, walaupun interaksi zarah yang terlibat dipercayai telah difahami dengan baik. Pada tahun 1990-an, satu model untuk menjelaskan hal ini melibatkan pembalikan perolakan, yang mencadangkan bahawa perolakan, sama ada daripada neutrino dari bawah atau jirim yang jatuh dari atas, melengkapkan proses pemusnahan bintang progenitor. Unsur yang lebih berat daripada besi terbentuk semasa letupan ini melalui tangkapan neutron, dan daripada tekanan neutrino yang menekan masuk ke sempadan "sfera neutrino", lalu menyemai ruang sekeliling dengan awan gas dan debu yang lebih kaya dengan unsur berat berbanding bahan asal pembentukan bintang tersebut.

Fizik neutrino, yang dimodelkan oleh Model Piawai, amat penting untuk memahami proses ini. Satu lagi bidang penyelidikan yang penting ialah hidrodinamik plasma yang membentuk bintang yang sedang mati; bagaimana ia bertindak semasa keruntuhan teras menentukan bila dan bagaimana gelombang kejutan terbentuk serta bila dan bagaimana ia terhenti dan dihidupkan semula.

Malah, beberapa model teori memasukkan ketakstabilan hidrodinamik dalam gelombang kejutan yang terhenti yang dikenali sebagai "Ketidakstabilan Kejutan Tokokan Berdiri" (*Standing Accretion Shock Instability*, SASI). Ketakstabilan ini berlaku akibat gangguan yang tidak berbentuk sfera yang menyebabkan gelombang kejutan terhenti itu berayun lalu mengubah bentuknya. SASI sering digunakan bersama teori neutrino dalam simulasi komputer untuk menghidupkan semula gelombang kejutan yang terhenti.

Model komputer telah menunjukkan kejayaan besar dalam mengira tingkah laku supernova jenis&nbsp;II apabila gelombang kejutan telah terbentuk. Dengan mengabaikan saat pertama letupan, dan mengandaikan bahawa letupan telah pun bermula, para astrofizik dapat membuat ramalan terperinci tentang unsur-unsur yang dihasilkan oleh supernova serta lengkung cahaya yang dijangkakan daripada supernova tersebut.

## Lengkung cahaya bagi supernova jenis&nbsp;II-L dan jenis&nbsp;II-P

Apabila spektrum suatu supernova jenis&nbsp;II diperiksa, ia lazimnya memaparkan garis serapan Balmer – pengurangan fluks pada frekuensi ciri di mana atom hidrogen menyerap tenaga. Kehadiran garis ini digunakan untuk membezakan kategori supernova ini daripada supernova jenis&nbsp;I.

Apabila kekilauan supernova jenis&nbsp;II diplotkan terhadap masa, ia menunjukkan peningkatan ciri sehingga mencapai kecerahan maksimum sebelum menurun. Lengkung cahaya ini mempunyai kadar pereputan purata sebanyak 0.008&nbsp;magnitud sehari; jauh lebih rendah berbanding kadar pereputan bagi supernova jenis&nbsp;Ia. Jenis&nbsp;II dibahagikan kepada dua kelas bergantung kepada bentuk lengkung cahayanya. Lengkung cahaya bagi supernova jenis&nbsp;II-L menunjukkan penurunan (linear) yang berterusan selepas kecerahan maksimum. Sebaliknya, lengkung cahaya bagi supernova jenis&nbsp;II-P mempunyai bahagian mendatar yang ketara (dikenali sebagai plateau) semasa fasa penurunan; ini mewakili tempoh di mana kekilauan merosot pada kadar yang lebih perlahan. Kadar pereputan kekilauan bersih adalah lebih rendah, iaitu 0.0075&nbsp;magnitud sehari bagi jenis&nbsp;II-P berbanding 0.012&nbsp;magnitud sehari bagi jenis&nbsp;II-L.

Perbezaan bentuk lengkung cahaya ini dipercayai berpunca, dalam kes supernova jenis&nbsp;II-L, daripada pelontaran sebahagian besar sampul hidrogen bintang progenitor. Fasa dataran dalam supernova jenis&nbsp;II-P pula disebabkan oleh perubahan dalam kelegapan lapisan luarnya. Gelombang kejutan akan mengionkan hidrogen dalam sampul luar – menanggalkan elektron daripada atom hidrogen – yang menyebabkan peningkatan ketara dalam kelegapan. Keadaan ini menghalang foton dari bahagian dalam letupan daripada terlepas keluar. Apabila hidrogen menyejuk secukupnya untuk bergabung semula, lapisan luar menjadi telus.

## Supernova jenis&nbsp;IIn
Huruf "n" merujuk kepada *narrow* (sempit), yang menunjukkan kehadiran garis pancaran hidrogen yang sempit atau berlebar perantaraan dalam spektrum. Dalam kes garis berlebar perantaraan, bahan lontaran daripada letupan mungkin berinteraksi secara kuat dengan gas di sekitar bintang – iaitu medium sekeliling bintang. Ketumpatan medium sekeliling bintang yang dianggarkan bagi menjelaskan sifat pemerhatian ini adalah jauh lebih tinggi daripada yang dijangkakan oleh teori piawai evolusi bintang. Secara umum diandaikan bahawa ketumpatan medium sekeliling bintang yang tinggi ini berpunca daripada kadar kehilangan jisim yang tinggi bagi progenitor jenis&nbsp;IIn. Kadar kehilangan jisim yang dianggarkan biasanya lebih tinggi daripada  setahun. Terdapat petunjuk bahawa ia berasal daripada bintang yang serupa dengan luminous blue variable yang mengalami kehilangan jisim yang besar sebelum meletup.  SN&nbsp;1998S dan SN&nbsp;2005gl ialah contoh supernova jenis&nbsp;IIn; SN&nbsp;2006gy, iaitu supernova yang amat bertenaga, mungkin juga merupakan satu contoh.

Sebahagian supernova jenis&nbsp;IIn menunjukkan interaksi dengan medium sekeliling bintang, yang menyebabkan peningkatan suhu habuk sirkumbintang. Habuk yang menjadi panas ini dapat diperhatikan sebagai peningkatan kecerahan dalam cahaya inframerah pertengahan. Jika medium sekeliling bintang memanjang lebih jauh daripada supernova, peningkatan kecerahan inframerah pertengahan ini boleh menghasilkan gema inframerah, menyebabkan kecerahan tersebut berterusan lebih daripada 1000 hari. Jenis supernova ini tergolong dalam supernova jarang yang menyerupai 2010jl, dinamakan sempena contoh arketaipnya SN 2010jl. Kebanyakan supernova yang menyerupai 2010jl ditemui menggunakan Teleskop Angkasa Spitzer yang kini telah ditamatkan operasinya serta Penjelajah Tinjauan Inframerah Medan Lebar (contohnya SN 2014ab, SN 2017hcc).

## Supernova jenis&nbsp;IIb
Supernova jenis&nbsp;IIb mempunyai garis hidrogen yang lemah dalam spektrum awalnya, sebab itulah ia diklasifikasikan sebagai jenis&nbsp;II. Namun kemudian, pancaran H menjadi tidak lagi dapat dikesan, dan terdapat juga puncak kedua dalam lengkung cahaya yang mempunyai spektrum yang lebih menyerupai supernova jenis&nbsp;Ib. Bintang progenitor mungkin merupakan bintang besar yang telah melontarkan sebahagian besar lapisan luarnya, atau bintang yang kehilangan kebanyakan sampul hidrogennya akibat interaksi dengan pasangan dalam sistem dedua, lalu meninggalkan teras yang hampir keseluruhannya terdiri daripada helium. Apabila bahan lontaran bagi supernova jenis&nbsp;IIb mengembang, lapisan hidrogen dengan cepat menjadi lebih telus secara optik dan mendedahkan lapisan yang lebih dalam.

Contoh klasik supernova jenis&nbsp;IIb ialah SN&nbsp;1993J, manakala satu lagi contoh ialah Cassiopeia A. Kelas IIb mula diperkenalkan (sebagai konsep teori) oleh Woosley et al. pada tahun 1987, dan kelas ini kemudiannya segera digunakan kepada SN&nbsp;1987K serta SN&nbsp;1993J.

## Lihat juga
* Sejarah pemerhatian supernova
* Sisa supernova

## Rujukan

## Pautan luar
* 
* 
*