Супернова

Супернова — моќна и светла експлозија на ѕвезда. Таа е екстремно светла и предизвикува сноп од зрачење кој може да ја засени целата галактика пред да исчезне по неколку недели или месеци. За време на оваа краткотрајна експлозија, суперновата може да испушти толку енергија колку што Сонцето ќе емитува вкупно за целиот свој век.
Супернова се јавува за време на последните еволутивни ѕвездени развои на масивна ѕвезда, или кога бело џуџе е активирано во јадрено соединување. Оригиналниот објект, наречен ''предок'', или колабира до неутронска ѕвезда или црна дупка, или е целосно уништен за да формира дифузна маглина. Врвната оптичка сјајност на супернова може да се спореди со онаа на цела галаксија пред да избледи во текот на неколку недели или месеци.
Последната супернова директно забележана на Млечниот Пат била Кеплеровата Супернова во 1604 година, која се појавила недолго по Тиховата Супернова во 1572 година. И двете биле видливи со голо око. Биле пронајдени остатоци од поновите супернови, а набљудувањата на суперновите во други галаксии сугерираат дека тие се случуваат во Млечниот Пат во просек околу три пати секој век. Супернова на Млечниот Пат речиси сигурно би можела да се набљудува преку современите астрономски телескопи. Најновата супернова со голо око била SN 1987A, која претставувала експлозија на сина суперџинова ѕвезда во Големиот Магеланов Облак, придружна галаксија на Млечниот Пат.
Теоретските проучувања покажуваат дека поголемиот дел од суперновите се активирани од еден од двата основни механизми: ненадејно повторно палење на јадреното соединување во бело џуџе или ненадеен гравитациски колапс на јадрото на масивната ѕвезда.
* При повторното палење на бело џуџе, температурата на објектот е доволно зголемена за да предизвика топлинско јадрено соединување, целосно попречувајќи ја ѕвездата. Можни причини се акумулација на материјал од бинарен придружник преку насобирање или со ѕвезден судир.
* Во случај на ненадејна имплозија на масивна ѕвезда, јадрото на масивната ѕвезда ќе претрпи ненадеен колапс штом не може да произведе доволно енергија од соединувањето за да се спротивстави на сопствената гравитација на ѕвездата, што мора да се случи штом ѕвездата ќе почне да спојува железо, но може да се случи за време на претходна фаза на соединување на металичност.
Суперновите можат да исфрлат неколку сончеви маси на материјал со брзина до неколку проценти од брзината на светлината. Ова придвижува експанзивен ударен бран во околната меѓуѕвездена средина, со што се шири обвивка од гас и прашина, забележана како остаток од супернова. Суперновите се главен извор на елементи во меѓуѕвездената средина од кислород до рубидиум. Растечките ударни бранови на супернови може да предизвикаат формирање на нови ѕвезди. Суперновите се главен извор на космички зраци. Тие исто така може да произведат гравитациски бранови.
1 Етимологија
Зборот ''супернова'' има множинска форма ''супернови'' и често се скратува како SN или SNe. Потекнува од латинскиот збор „''nova''“, што значи „''нова''“, што се однесува на она што изгледа како привремена нова сјајна ѕвезда. Додавањето на претставката „супер-“ ги разликува суперновите од обичните нови, кои се многу помалку светли. Зборот ''супернова'' бил измислен од Валтер Баде и Фриц Цвики, кои започнале да го користат на предавањата по астрофизика во 1931 година. Неговата прва употреба во напис во списание дошла следната година во публикација на Кнут Лундмарк, кој можеби ја измислил независно.
2 Историја на набљудување
Во споредба со целата историја на една ѕвезда, визуелниот изглед на супернова е многу краток, понекогаш трае неколку месеци, така што шансите да се набљудува со голо око се приближно еднаш во животот. Единствено мал дел од 100 милијарди ѕвезди во типична галаксија имаат капацитет да станат супернови, а способноста е ограничена на оние со голема маса и оние во ретки видови двојни ѕвездени системи со најмалку едно бело џуџе.
2.1 Рани откритија
Најраниот запис за можна супернова, познат како HB9, најверојатно бил забележан од непознат праисториски народ на Индискиот Потконтинент и забележан на резба на карпи во регионот Бурзахама во Кашмир, датиран на Подоцна, SN 185 бил документиран од кинеските астрономи во 185 н.е. Најсветлата забележана супернова била SN 1006, која била забележана во 1006 година од нашата ера во соѕвездието Волк. Овој настан бил опишан од набљудувачи во Кина, Јапонија, Ирак, Египет и Европа. Широко набљудуваната супернова SN 1054 ја создала Раковидната Маглина.
Суперновите SN 1572 и SN 1604, најновите супернови на Млечниот Пат кои биле набљудувани со голо око, имале значително влијание врз развојот на астрономијата во Европа бидејќи тие биле искористени во дебатата против аристотеловата идеја дека универзумот надвор од Месечината и планетите е статичен и непроменлив. Јоханес Кеплер започнал да ја набљудува SN 1604 на својот врв на 17 октомври 1604 година, и продолжил да прави проценки за нејзината сјајност додека не избледела со гледање преку голо око една година подоцна. Тоа било втора супернова која била забележана во една генерација, откако Тихо Брахе ја забележал SN 1572 во Касиопеја.
Постојат некои докази дека најмладата позната супернова во нашата галаксија, G1.9+0.3, се случила кон крајот на 19 век, значително поскоро од Касиопеја А од околу 1680 година. Ниту едната ниту другата не била забележана во тоа време. Во случајот со G1.9+0.3, големото зганување од прашина по рамнината на галактичкиот диск можело доволно да го затемни настанот за да остане незабележан. Ситуацијата за Касиопеја А е помалку јасна; Било откриено ехо од инфрацрвена светлина што покажува дека не била во регион со особено високо изумирање.
+Историски супернови во Месна група, година, забележано во, максимална привидна осветленост, можен SN
185, Соѕвездие Кентаур, −6<sup>m</sup>, можно SN, но може да биде комета
386, Соѕвездие Стрелец, +1.5<sup>m</sup>, непознато дали е SN или класична нова
393, Соѕвездие Скорпија, −3<sup>m</sup>, можна SN
1006, Соѕвездие Волк, −7.5<sup>m</sup>, можен: Остаток од супернова
1054, Соѕвездие Бик, −6<sup>m</sup>, можен: Остаток од супернова или пулсар
1181, Соѕвездие Касиопеја, −2<sup>m</sup>, веројатен тип Iax SN поврзан со остаток Pa30
1572, Соѕвездие Касиопеја, −4<sup>m</sup>, можен: Остаток од супернова
1604, Соѕвездие Змијоносец, −2<sup>m</sup>, можен: Остаток од супернова
1680?, Соѕвездие Касиопеја, +6<sup>m</sup>, можен: Остаток од супернова
1800–1900, Соѕвездие Стрелец, ?<sup>m</sup>, можен: Остаток од супернова, но не е набљудуван
1885, Андромеда, +6<sup>m</sup>, можно
1987, Голем Магеланов Облак, +3<sup>m</sup>, можно
2.2 Телескопски наоди
Со развојот на астрономскиот телескоп, станало можно набљудување и откривање на побледи и подалечни супернови. Првото такво набљудување било на SN 1885A во галаксијата Андромеда. Втората супернова, SN 1895B, била откриена во NGC 5253 една деценија подоцна. Раната работа на она што првично се верувало дека е едноставно нова категорија на нови било изведено во текот на 1920-тите. Овие тела биле различно наречени „Нови од висока класа“, „Хауптнови“ или „џиновски нови“. Се смета дека името „супернови“ било измислено од Валтер Баде и Цвики на предавањата во Калтек во 1931 година. Се користело и името како „супер-Новае“, во весник објавен од Кнут Лундмарк во 1933 година, и во труд од 1934 година на Баде и Цвики. До 1938 година, цртичката помеѓу двата збора повеќе не се користела и денес се користи современото име.
Американските астрономи Рудолф Минковски и Фриц Цвики ја развиле современата шема за класификација на супернови започнувајќи од 1941 година. Во текот на 1960-тите, астрономите откриле дека максималниот интензитет на супернови може да се користи како стандардни свеќи, па оттука и индикатори за астрономски растојанија. Некои од најоддалечените супернови кои биле забележани во 2003 година биле помрачни од очекуваното. Ова го поддржува ставот дека ширењето на универзумот се забрзува. Биле развиени техники за реконструкција на настани на супернови кои немаат пишани записи за набљудување. Датумот на настанот на Касиопеја Супернова бил одреден од светлосните ехо од маглините, додека староста на остатокот од супернова RX J0852.0-4622 бил проценет од мерењата на температурата и емисиите на гама зраци од радиоактивното распаѓање на титан -44.
Најсветлената супернова која досега била забележана е ASASSN-15lh, на растојание од 3,82 гига светлосни години. За прв пат била откриена во јуни 2015 година и го достигнала својот врв на , што е двојно поголема од болометриската сјајност од која било друга позната супернова. За природата на оваа супернова се дебатира и се предлагаат неколку алтернативни објаснувања, како што е плимното нарушување на ѕвезда од црна дупка.
SN 2013fs била забележана три часа по настанот на супернова на 6 октомври 2013 година, од страна на Intermediate Palomar Transient Factory. Ова е една од најраните супернови забележани по детонацијата, и е најраната за која се добиени спектри, почнувајќи шест часа по вистинската експлозија. Ѕвездата се наоѓа во спирална галаксија наречена NGC 7610, 160 милиони светлосни години од Земјата, во соѕвездието Пегаз.
Суперновата SN 2016gkg била откриена од аматерскиот астроном Виктор Бусо од Росарио, Аргентина, на 20 септември 2016 година. Тоа било првпат да се забележи првичниот „шоковен излив“ од оптичка супернова. Ѕвездата „предок“ била идентификувана на снимките од вселенскиот телескоп „Хабл“ од пред нејзиниот колапс. Астрономот Алекс Филипенко забележал: „''Набљудувањата на ѕвездите во првите моменти кога почнуваат да експлодираат даваат информации што не можат директно да се добијат на кој било друг начин''“.
Вселенскиот телескоп „Џејмс Веб“ (ЏВВТ) значително го унапредил нашето разбирање за суперновите со идентификување на околу 80 нови примероци преку својата програма JWST Advanced Deep Extragalactic Survey (Напредно длабоко вонгалактичко истражување). Ова ја вклучува најоддалечената спектроскопски потврдена супернова со поместување на црвено од 3,6, што покажува дека нејзината експлозија се случила кога универзумот бил стар само 1,8 милијарди години. Овие наоди нудат клучни сознанија за ѕвездениот развој на раниот универзум и фреквенцијата на суперновите за време на нејзините формативни години.
2.3 Програми за откривање
Бидејќи суперновите се релативно ретки настани во галаксијата, кои се случуваат околу три пати во векот на Млечниот Пат, за добивање добар примерок од супернови за проучување потребно е редовно следење на голем број на галаксии. Денес, аматерите и професионалните астрономи наоѓаат неколку стотици секоја година, некои со максимална осветленост, други на стари астрономски фотографии или плочи. Суперновите во другите галаксии не можат да се предвидат со никаква значајна точност. Нормално кога ќе се откријат веќе истите се во тек. За да се користат суперновите како стандардни свеќи за мерење на растојанието, потребно е набљудување на нивната најголема сјајност. Затоа е важно да се откријат добро пред да го достигнат својот максимум. Љубителските астрономи, кои значително ги надминуваат професионалните астрономи, одиграле важна улога во пронаоѓањето на супернови, обично со гледање на некои од поблиските галаксии преку оптички телескоп и споредувајќи ги со претходните фотографии.
Кон крајот на 20 век, астрономите сè повеќе се вртеле кон компјутерски контролирани телескопи и CCD за пронаоѓање на супернови. Додека таквите системи се популарни кај аматерите, постојат и професионални инсталации како што е автоматскиот телескоп за сликање „Кацман“. Проектот Систем за рано предупредување за супернова (СРПН) користи мрежа на детектори за неутрино за да даде рано предупредување за супернова во галаксијата Млечен Пат. Неутрините се субатомски честички кои се произведуваат во големи количини од супернова, а тие не се значително насобрани од меѓуѕвездениот гас и прашината на галактичкиот диск.
Пребарувањата за супернова спаѓаат во две класи: оние кои се фокусирани на релативно блиски настани и оние кои може да се гледаат подалеку. Поради ширењето на вселената, растојанието до оддалечен објект со познат емисиоен спектар може да се процени со мерење на неговото доплерско поместување (или црвено поместување); во просек, подалечните објекти се повлекуваат со поголема брзина од оние во близина, и затоа имаат поголемо поместување на црвено. Така, пребарувањето е поделено помеѓу високо црвено поместување и ниско црвено поместување, при што границата паѓа околу опсегот на поместување на црвено од z=0,1–0,3, каде што z е бездимензионална мерка за поместување на фреквенцијата на спектарот.
Пребарувањата за супернови со големо црвено поместување обично вклучуваат набљудување на кривините на светлината на суперновата. Овие податоци се корисни за стандардни или калибрирани свеќи за да генерираат Хаблови дијаграми и да прават космолошки предвидувања. Спектроскопијата на супернова, која се користи за проучување на физиката и опкружувањето на суперновите, е попрактична при ниско отколку при големо црвено поместување. Набљудувањата со ниско црвено поместување, исто така, го закотвуваат крајот на ниското растојание на Хабловата крива, што е заплет на растојание наспроти црвено поместување за видливи галаксии.
Бидејќи програмите за истражување многу бргу го зголемуваат бројот на откриени супернови, биле собрани збирки на набљудувања (криви на распаѓање на светлината, астрометрија, набљудувања пред супернова, спектроскопија). Комплетот податоци „Пантеон“, кој бил составен во 2018 година, детализирал 1048 супернови. Во 2021 година, овој сет на податоци бил проширен на 1701 светлосни криви за 1550 супернови земени од 18 различни истражувања, што претставува зголемување од 50% за помалку од 3 години.
3 Конвенција за именување
Откритијата за супернова биле пријавени до Централното биро за астрономски телеграми на Меѓународниот астрономски сојзу, кое испраќа циркулар со името што и го доделува на таа супернова. Името било создадено од претставката ''SN'', проследено со годината на откривање, со суфикс со ознака со една или две букви. Првите 26 супернови од годината се означени со голема буква од ''A'' до ''Z.'' Следно, се користат парови мали букви: ''aa'', ''ab'' и така натаму. Оттука, на пример, ''SN 2003C'' ја означува третата супернова пријавена во 2003 година. Последната супернова од 2005 година, SN 2005nc, била 367-та (14 × 26 + 3 = 367). Од 2000 година, професионалните и аматерски астрономи пронаоѓаат неколку стотици супернови секоја година (572 во 2007 година, 261 во 2008 година, 390 во 2009 година; 231 во 2013 година).
Историските супернови се познати по годината кога истите се случиле: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (наречена ''Тихонова'') и SN 1604 ( ''Кеплерова ѕвезда''). Од 1885 година се користи дополнително прибележување на буквите, дури и доколку таа година била откриена само една супернова (на пример, SN 1885A, SN 1907A итн.); ова последен пат се случило со SN 1947A. ''SN'', за SuperNova, е стандардна претставка. До 1987 година, ознаките со две букви ретко биле потребни; од 1988 година станале потребни секоја година. Од 2016 година, зголемениот број откритија редовно доведува до дополнителна употреба на ознаки со три букви. После zz доаѓа aaa, aab, aac, итн. На пример, последната супернова зачувана во Каталогот на супернови „Азијаго“ кога е прекинат на 31 декември 2017 година ја носи ознаката SN 2017jzp.
4 Класификација
Астрономите ги класифицираат суперновите според нивните светлосни криви и спектрални линии на различни хемиски елементи кои се појавуваат во нивните спектри. Доколку спектарот на супернова содржи линии на водород (познати како Балмерова низа во визуелниот дел од спектарот), таа е класифицирана како ''Тип II''; во спротивно таа е ''тип I.'' Во секој од овие два типа постојат поделби според присуството на линии од други елементи или обликот на кривата на светлината (график на привидната големина на суперновата во функција на времето).
+Таксономија на супернова , Тип IБез водород, Тип IaПретставува линија на единечно јонизиран силикон (Si II) на 615,0 nm (нанометри), блиску до врвна светлина, Топлинско бегство
Тип Ib/cСлаба или никаква карактеристика на насобирање на силициум, Тип IbПокажува нејонизирана линија на хелиум (He I) на 587,6 nm, Колапс на јадрото
Тип IcСлаб или без хелиум
Тип IIПокажува водород, Тип II-P/-L/nТип II спектар низ, Тип II-P/LБез тесни линии, Тип II-PДостигнува „плато“ во својата светлосна крива
Тип II-LПрикажува „линеарно“ намалување на нејзината светлосна крива (линеарно по големина наспроти време) <ref>
Тип IInНекои тесни линии
Тип IIb
4.1 Тип I
Суперновите од типот I се поделени врз основа на нејзините спектри, при што типот Ia покажува силна линија на насобирање на јонизиран силициум. Суперновите од типот I без оваа силна линија се класифицирани како типови Ib и Ic, при што типот Ib покажува силни неутрални линии на хелиум, а типот Ic ги нема. Историски гледано, светлосните кривини на суперновите од типот I се гледале како нашироко слични, премногу за да се направат некакви разлики. Додека варијациите во светлосните криви биле проучувани, класификацијата продолжува да се прави на спектрална основа наместо на форма на светлосна крива.
Мал број супернови од типот Ia покажуваат необични карактеристики, како што се нестандардна осветленост или проширени криви на светлината, и тие обично се категоризираат со упатување на најраниот пример кој покажува слични карактеристики. На пример, подпрозрачнната SN 2008ha често се нарекува како SN 2002cx или класа Ia-2002cx.
Мал дел од суперновите од типот Ic покажуваат високо проширени и измешани емисиони линии кои се земаат за да укажат на многу високи брзини на експанзија за исфрлањето. Овие се класифицирани како тип Ic-BL или Ic-bl.
Суперновите богати со калциум се редок вид на многу брзи супернови со невообичаено силни калциумови линии во нивните спектри. Моделите сугерираат дека тие се појавуваат кога материјалот се насобира од придружник богат со хелиум наместо од ѕвезда богата со водород. Поради хелиумовите линии во нивните спектри, тие можат да личат на супернови од типот Ib, но се смета дека имаат многу различни „предци“.
4.2 Тип II
Суперновите од типот II, исто така, може дополнително да се поделат врз основа на нивните спектри. Додека повеќето супернови од типот II покажуваат многу широки спектрални линии кои укажуваат на брзини на експанзија од многу илјадници километри во секунда, некои, како што е SN 2005gl, имаат релативно тесни карактеристики во нивните спектри. Тие се нарекуваат тип IIn, каде што „n“ значи „тесен“.
Неколку супернови, како што се SN 1987K и SN 1993J, се смета дека го менуваат типот: тие покажуваат водородни линии во раните времиња, но, во период од недели до месеци, стануваат доминирани од хелиумовите линии. Терминот „тип IIb“ се користи за да се опише комбинацијата на карактеристики што вообичаено се поврзуваат со типовите II и Ib.
Суперновите од типот II со нормални спектри доминирани од широки водородни линии кои остануваат до крајот на распадот се класифицирани врз основа на нивните светлосни криви. Најчестиот тип покажува карактеристично „плато“ во кривата на светлината кратко по врвната осветленост каде што визуелната сјајност останува релативно константна неколку месеци пред да продолжи распадот. Тие се нарекуваат тип II-P што се однесува на платото. Поретки се суперновите од типот II-L на кои им недостасува посебно плато. „L“ означува дека е „линеарна“ иако кривата на сјајност всушност не е права линија.
Суперновите кои не се вклопуваат во нормалните класификации биле означени како чудни.
4.3 Типови III, IV и V
Цвики дефинирал дополнителни типови на супернови врз основа на многу малку примери кои не одговараат на параметрите за супернови од типот I или тип II. SN 1961i во NGC 4303 бил прототипот и единствениот член на класата на супернови од типот III, познат по максимумот на кривата на широката светлина и широките водородни балмерови линии кои бавно се развивале во спектарот. SN 1961f во NGC 3003 претставувал прототипот и единствениот член на класата тип IV, со светлосна крива слична на супернова од типот II-P, со линии на апсорпција на водород, но со слаби линии на емисија на водород. Класата од типот V била измислена за SN 1961V во NGC 1058, необична бледа супернова или лажна супернова со бавен пораст до осветленоста, максимум кој трае многу месеци и необичен спектар на емисија. Забележана е сличноста на SN 1961V со Големиот испад на Ета Кобилица. Суперновите во M101 (1909) и M83 (1923 и 1957) исто така биле предложени како можни супернови тип IV или тип V.
Денес сите овие типови ќе се третираат како чудни супернови од типот II (IIpec), од кои се откриени уште многу примери, иако сè уште се дебатира дали SN 1961V била вистинска супернова по излив на сјајна сина променлива ѕвезда или лажна.
5 Тековни модели
Шифрите од типот на супернова, како што е сумирано во табелата погоре, се ''таксономски'': бројот на типот се заснова на светлината која била забележана од суперновата. На пример, суперновите од типот Ia се произведени со побегнато соединување запалено на изродени бели џуџести предци, додека спектрално сличниот тип Ib/c се произведени од масивни соголени ѕвезди-предци со колапс на јадрото.
5.1 Топлинско бегство
Ѕвездата од бело џуџе може да насобере доволно материјал од ѕвездениот придружник за да ја подигне температурата на средината доволно за да ја запали јаглеродното соединување, во тој момент таа е подложена на побегнато јадрено соединување, целосно пореметувајќи ја. Постојат три начини преку кои се теоретизира дека ќе се случи оваа детонација: стабилно собирање материјал од придружник, судир на две бели џуџиња или насобирање кое се предизвикува преку палење во школка што потоа го запалува јадрото. Доминантниот механизам со кој се произведуваат суперновите од типот Ia останува непознат. И покрај оваа несигурност во тоа како се создаваат суперновите од типот Ia, суперновите од типот Ia имаат многу униформни својства и се корисни стандардни свеќи на меѓугалактички растојанија. Потребни се некои калибрации за да се компензира постепената промена во својствата или различните фреквенции на суперновите со абнормална сјајност при големо црвено поместување и за малите варијации во осветленоста идентификувани со обликот или спектарот на кривата на светлината.
5.1.1 Нормален тип Ia
Постојат неколку начини со кои може да се формира супернова од овој тип, но тие имаат заеднички механизам. Доколку едно јаглеродно - кислородно бело џуџе акредитира доволно материја за да ја достигне Чандрасекаровата граница од околу 1,44 сончеви маси (за ѕвезда што не се врти), повеќе нема да може да го поддржи најголемиот дел од својата маса преку притисокот на дегенерација на електрони и би почнала да се урива. Сепак, сегашниот став е дека оваа граница вообичаено не се постигнува; зголемувањето на температурата и густината внатре во јадрото ја активира јаглеродното соединување како што ѕвездата се приближува до границата (до околу 1%) пред да започне колапсот. Спротивно на тоа, за јадрото кое примарно е составено од кислород, неон и магнезиум, белото џуџе што се распаѓа обично ќе формира неутронска ѕвезда. Во овој случај, единствено дел од масата на ѕвездата ќе се исфрли за време на колапсот.
Во рок од неколку секунди по колапсот, значителен дел од материјата во белото џуџе се подложува на јадрено соединување, ослободувајќи доволно енергија (1–2×10<sup>44</sup> J) за да се одврзе ѕвездата во супернова. Се создава надворешно проширување на ударниот бран, при што материјата достигнува брзини од редот на 5.000-20.000 км/сек., или приближно 3% од брзината на светлината. Исто така, има значително зголемување на сјајноста, достигнувајќи апсолутна величина од -19,3 (или 5 милијарди пати посветло од Сонцето), со мали варијации.
Моделот за формирање на оваа категорија на супернова е близок двоен ѕвезден систем. Поголемата од двете ѕвезди е првата што еволуирала од главната низа и таа се шири и формира црвен џин. Двете ѕвезди веќе делат заедничка обвивка, поради што нивната меѓусебна орбита се намалува. Џиновската ѕвезда потоа го отфрла најголемиот дел од својата обвивка, губејќи ја масата додека повеќе не може да продолжи со јадрено соединување. Во тој момент, таа станува бела џуџеста ѕвезда, составена првенствено од јаглерод и кислород. На крајот, секундарната ѕвезда исто така еволуира од главната низа за да формира црвен џин. Материјата од џинот се акредитира од белото џуџе, предизвикувајќи ова последното да се зголеми во маса. Точните детали за иницијацијата и за тешките елементи произведени во катастрофалниот настан остануваат непознати.
Суперновите од типот Ia произведуваат карактеристична светлосна крива - графиконот на сјајноста во функција на времето - по настанот. Оваа сјајност е генерирана од радиоактивното распаѓање на никел -56 преку кобалт -56 до железо -56. Врвната осветленост на кривата на светлината е крајно конзистентна кај суперновите од нормален тип Ia, со максимална апсолутна величина од околу -19,3. Ова е затоа што типичните супернови од типот Ia произлегуваат од конзистентен тип на ѕвезди-предци со постепено стекнување на маса и експлодираат кога ќе добијат конзистентна типична маса, што доведува до многу слични услови и однесување на супернова. Ова им овозможува да се користат како секундарни стандардни свеќи за мерење на растојанието до нивните домаќински галаксии.
Вториот модел за формирање на супернова од типот Ia вклучува спојување на две бели џуџести ѕвезди, при што комбинираната маса моментално ја надминува Чандрасекаровата граница. Ова понекогаш се нарекува двојно изроден модел, бидејќи и двете ѕвезди се изродени бели џуџиња. Поради можните комбинации на масата и хемискиот состав на двојката, постојат многу варијации во овој тип на настани, и, во многу случаи, можеби нема воопшто супернова, во тој случај тие ќе имаат помалку прозрачна светлина крива од понормалниот SN тип Ia.
5.1.2 Нестандарден тип Ia
Абнормално светлите супернови од типот Ia се појавуваат кога белото џуџе веќе има маса поголема од Чандрасекаровата граница, веројатно дополнително зголемена со асиметрија, но исфрлениот материјал ќе има помала кинетичка енергија од нормалното. Ова сценарио за суперчандрасекарова маса може да се случи, на пример, кога дополнителната маса е поддржана со диференцијално вртење.
Не постои формална подкласификација за супернови од нестандарден тип Ia. Било предложено дека групата на подсјајни супернови кои се појавуваат кога хелиумот се натрупува на бело џуџе треба да се класифицира како тип Iax . Овој тип на супернова не секогаш може целосно да го уништи родното бело џуџе и може да остави зад себе зомби ѕвезда.
Еден специфичен тип на супернова потекнува од експлодирачки бели џуџиња, како типот Ia, но содржи водородни линии во нивните спектри, веројатно затоа што белото џуџе е опкружено со обвивка од околуѕвезден материјал богат со водород. Овие супернови се наречени тип Ia/IIn, тип Ian, тип IIa и тип IIan.
Четирикратната ѕвезда HD 74438, која припаѓа на расеаното јато IC 2391 во соѕвездието Едро , се предвидува дека ќе стане супернова од нестандарден тип Ia.
5.2 Колапс на јадрото
Голем број на масивни ѕвезди може да претрпат колапс на јадрото кога јадреното соединување ќе стане неспособна да го одржи јадрото против сопствената гравитација; минувањето на овој праг е причина за сите видови супернови освен типот Ia. Колапсот може да предизвика насилно протерување на надворешните слоеви на ѕвездата што резултира со супернова. Меѓутоа, доколку ослободувањето на гравитационата потенцијална енергија е недоволно, ѕвездата наместо тоа може да се сруши во црна дупка или неутронска ѕвезда со малку прозрачна енергија.
Колапсот на јадрото може да биде предизвикан од неколку различни механизми: надминување на Чандрасекаровата граница; електронски зафат; парова нестабилност; или фотодезинтеграција.* Кога масивна ѕвезда ќе развие железно јадро поголемо од Чандрасекаровата маса, таа повеќе нема да може да се издржува од притисокот на дегенерација на електрони и ќе се сруши понатаму до неутронска ѕвезда или црна дупка.
* Заробувањето на електрони со магнезиум во изродено јадро O/Ne/Mg (ѕвезда од 8–10 сончева маса) ја отстранува поддршката и предизвикува гравитациски колапс проследен со експлозивно соединување на кислород, со многу слични резултати.
* Производството на парот електрон-позитрон во големо јадро што согорува пост-хелиум ја отстранува термодинамичката поддршка и предизвикува почетен колапс проследен со побегнато соединување, што резултира со супернова со нестабилност на парот.
* Доволно големо и врело ѕвездено јадро може да генерира гама-зраци доволно енергични за директно да иницира фотодезинтеграција, што ќе предизвика целосен колапс на јадрото.
Табелата подолу ги наведува познатите причини за колапсот на јадрото кај масивните ѕвезди, типовите на ѕвезди во кои тие се појавуваат, нивниот поврзан тип на супернова и остатокот што е произведен. Металичноста е пропорција на други елементи освен водород или хелиум, во споредба со Сонцето. Почетната маса е ѕвездената маса пред настанот на суперновата, дадена во множители на сончевата маса, иако масата во моментот на суперновата може да биде многу помала.
Суперновите од типот IIn не се наведени во табелата. Тие можат да бидат произведени од различни типови преи колапс на јадрото кај различни ѕвезди-предци, можеби дури и со загревање на бело џуџе од типот Ia, иако се смета дека повеќето ќе бидат од колапс на железното јадро кај светлечките суперџинови или хиперџинови (вклучувајќи LBV). Тесните спектрални линии по кои се именувани се јавуваат бидејќи суперновата се шири во мал густ облак од околуѕвезден материјал. Се смета дека значителен дел од наводните супернови од типот IIn се измамници на супернова, масивни ерупции на ѕвезди слични на LBV слични на Големата ерупција на Ета Кобилица. Во овие настани, материјалот претходно исфрлен од ѕвездата создава тесни линии на насобирање и предизвикува ударен бран преку интеракција со ново исфрлениот материјал.
+Основни сценарија за колапс по маса и металичност, Причина за колапс, Предокна ѕвезда приближна почетна маса (сончеви маси ), Тип на супернова, Остаток
Зафаќање на електрони во изродено јадро O+Ne+Mg, 9–10, Слаба II-P, Неутронска ѕвезда
Колапс на железното јадро, 10–25, Слаба II-P, Неутронска ѕвезда
25–40 со мала или сончева металчност, Нормална II-P, Црна дупка по враќањето на материјалот на почетната неутронска ѕвезда
25–40 со многу висока металчност, II-L или II-б, Неутронска ѕвезда
40–90 со мала металност, Никоја, Црна дупка
≥ 40 со речиси сончева металичност, Слаба Ib/c, или хипернова со излив на гама-зраци (GRB), Црна дупка по враќањето на материјалот на почетната неутронска ѕвезда
≥ 40 со многу висока металчност, Ib/c, Неутронска ѕвезда
≥ 90 со ниска металчност, Никоја, можна GRB, Црна дупка
Нестабилност на парот, 140–250 со мала металчност, II-P, понекогаш хипернова, можна GRB, Нема остаток
Фотодезинтеграција, ≥ 250 со мала металчност, Ниту една (или светла супернова?), можна GRB, Масивна црна дупка
5.2.1 Детален процес
Кога ѕвезденото јадро повеќе не е поддржано против гравитацијата, тоа се урива само по себе со брзини кои достигнуваат 70.000 км/сек. (0,23 ''c''), што резултира со брзо зголемување на температурата и густината. Она што следува зависи од масата и структурата на јадрото што се распаѓа, при што изродените јадра со мала маса формираат неутронски ѕвезди, изродените јадра со поголема маса главно целосно се колабираат до црните дупки, а неизродените јадра се подложени на побегнато соединување.
Почетниот колапс на изродените јадра се забрзува преку бета распаѓање, фотодезинтеграција и заробување на електрони, што предизвикува излив на електронски неутрина. Како што се зголемува густината, емисијата на неутрино се прекинува бидејќи тие се заглавуваат во јадрото. Внатрешното јадро на крајот достигнува обично 30 км во пречник со густина споредлива со онаа на атомското јадро и притисокот на дегенерација на неутрони се обидува да го запре колапсот. Доколку масата на јадрото е повеќе од околу 15 сончеви маси, тогаш неутронската дегенерација е недоволна за да се запре колапсот и директно се формира црна дупка без супернова.
Во јадрата со помала маса колапсот е запрен и новоформираното неутронско јадро има почетна температура од околу 100 милијарди келвини, 6.000 пати поголема од температурата на Сончевото јадро. На оваа температура, паровите неутрино-антинеутрино ефикасно се формираат со топлинска емисија. Овие топлински неутрина се неколку пати пообилни од неутрините кои заробуваат електрони. Околу 10 <sup>46</sup> џули, приближно 10% од масата на мирување на ѕвездата, се претвораат во излив на неутрина од десет секунди, што е главниот излез од настанот. Ненадејно запрениот колапс на јадрото се враќа и произведува ударен бран кој застојува во надворешното јадро во рок од милисекунди додека енергијата се губи преку дисоцијација на тешките елементи. Процес што е нецелосно познат, е неопходен за да се дозволи надворешните слоеви на јадрото да се реапсорбираат околу 10<sup>44</sup> џули (1 Foe) од пулсот на неутрино, создавајќи видлив сјај, иако постојат и други теории кои би можеле да ја поттикнат експлозијата.
Некои материјали од надворешната обвивка паѓаат назад на неутронската ѕвезда и за јадра над околу , има доволно резерва за да се формира црна дупка. Овој резервен ефект ќе ја намали создадената кинетичка енергија и масата на исфрлениот радиоактивен материјал, но во некои ситуации, може да генерира и релативистички млазови што резултираат со експлозија на гама-зраци или исклучително сјајна супернова.
Колапсот на масивно неизродено јадро ќе доведе понатамошно соединување. Кога колапсот на јадрото е инициран од нестабилноста на парот ( фотоните се претвораат во парови електрон - позитрон, со што се намалува притисокот на зрачењето) започнува соединувањето на кислородот и колапсот може да се запре. За основни маси од , колапсот запира и ѕвездата останува недопрена, но колапсот ќе се случи повторно кога ќе се формира поголемо јадро. За јадра од околу , соединувањето на кислородот и потешките елементи е толку енергична што целата ѕвезда е нарушена, предизвикувајќи супернова. На горниот крај од опсегот на масата, суперновата е невообичаено светла и екстремно долготрајна поради многуте сончеви маси од исфрлени <sup>56</sup> Ni. За уште поголеми маси на јадрото, температурата на јадрото станува доволно висока за да овозможи фотодезинтеграција и јадрото целосно колабира во црна дупка.=
4.2 Тип II
=
Ѕвезди со почетна маса помала од околу никогаш не развиваат доволно големо јадро за да се срушат и на крајот да ја губат својата атмосфера за да станат бели џуџиња. Ѕвезди со најмалку (можеби дури ) еволуираат на комплексен начин, прогресивно согорувајќи ги потешките елементи на потопли температури во нивните јадра. Ѕвездата станува слоевита како кромид, при што согорувањето на полесно споените елементи се случува во поголемите слоеви. Иако популарно се опишува како „кромид“ со железно јадро, најмалку масивните предци на супернова имаат единствено кислород- неонски (- магнезиумски) јадра. Овие супер-АСЏ ѕвезди може да го формираат најголемиот дел од суперновите со колапс на јадрото, иако помалку светлечки и толку поретко забележани од оние од помасивните предци.
Ѕвездите со почетна маса до околу 90 пати поголема од сончевата маса, или малку помала со висока металичност, резултираат со супернова од типот II-P, која е најчесто набљудуваниот тип. При умерена до висока металичност, ѕвездите блиску до горниот крај од тој опсег на маса ќе го изгубат најголемиот дел од својот водород кога ќе се случи колапс на јадрото и резултатот ќе биде супернова од типот II-L. Со многу ниска металичност, ѕвезди од околу ќе достигнат колапс на јадрото со нестабилност на парови додека тие сè уште имаат атмосфера на водород и кислородно јадро, а резултатот ќе биде супернова со карактеристики од типот II, но многу голема маса на исфрлени <sup>56</sup> Ni и висока осветленост.
5.2.3 Тип Ib и Ic
Овие супернови, како оние од типот II, се масивни ѕвезди кои подлежат на колапс на јадрото. За разлика од предците на суперновите од типот II, ѕвездите кои стануваат типови Ib и Ic супернови го изгубиле најголемиот дел од своите надворешни (водородни) обвивки поради силните ѕвездени ветрови или на друго место од заемно дејство со придружник. Овие ѕвезди се познати како Волф-Рајеови ѕвезди и тие се појавуваат при умерена до висока металичност каде ветровите управувани од континуитет предизвикуваат доволно високи стапки на загуба на маса. Набљудувањата на супернова од типот Ib/c не се совпаѓаат со набљудуваната или очекуваната појава на Волф-Рајеовите ѕвезди. Алтернативните објаснувања за овој тип на супернова со колапс на јадрото вклучуваат ѕвезди одземени од нивниот водород поради бинарни интеракции. Двојните модели обезбедуваат подобро совпаѓање со набљудуваните супернови, со услов дека никогаш не биле забележани соодветни двојни ѕвезди на хелиум.
Суперновите од типот Ib се почести и произлегуваат од Волф-Рајеовите ѕвезди од типот WC кои сè уште имаат хелиум во нивната атмосфера. За тесен опсег на маси, ѕвездите еволуираат понатаму пред да стигнат до колапс на јадрото за да станат ѕвезди на WO со многу малку преостанат хелиум, а тоа се предците на суперновите од типот Ic.
Неколку проценти од суперновите од типот Ic се поврзани со експлозии на гама-зраци (ЕГЗ), иако исто така се верува дека секоја супернова од типот Ib или Ic без водород може да произведе ЕГЗ, во зависност од околностите на геометријата. Механизмот за производство на овој тип на ЕГЗ се млазовите произведени од магнетното поле на брзо вртечкиот магнетар формиран во јадрото на ѕвездата што се распаѓа. Млазовите, исто така, ќе пренесат енергија во надворешната обвивка што се шири, создавајќи суперсветла супернова.
Ултра-соголените супернови се појавуваат кога ѕвездата што експлодира е соголена (речиси) сè до металното јадро, преку пренос на маса во блиска бинарност. Како резултат на тоа, многу малку материјал се исфрла од ѕвездата што експлодира (околу ). Во најекстремните случаи, ултрасоголените супернови може да се појават во голи металични јадра, едвај над границата на Чандрасехаровата маса. SN 2005ek можеби е првиот набљудувачки пример на ултра-соголена супернова, што доведува до релативно слаба и брзо распаѓачка светлосна крива. Природата на ултра-соголените супернови може да биде и супернови со колапс на железо и заробување електрони, во зависност од масата на јадрото што се распаѓа. Се верува дека ултра-соголените супернови се поврзани со втората експлозија на супернова во двоен систем, што на пример продуцира цврст систем со двојни неутронски ѕвезди.
Во 2022 година, тим од астрономи предводени од истражувачи од Вајцмановиот институтот за наука, ја објавиле првата експлозија на супернова која покажува директни докази за зачетна Волф-Рајеова ѕвезда. SN 2019hgp била супернова од типот Icn и исто така е првата во која е откриен елементот неон.
5.2.4 Супернови со заробување електрони
Во 1980 година, „трет тип“ на супернова бил предвиден од Кеничи Номото од Универзитетот во Токио, наречена супернова за заробување електрони. Таа би се појавила кога ѕвезда „во преодниот опсег (~ 8 до 10 сончеви маси) помеѓу формирањето бело џуџе и суперновите со колапс на железото“, и со изродено јадро O+Ne+Mg, ќе имплодира откако нејзиното јадро побегнало надвор од јадреното гориво, предизвикувајќи гравитацијата да ги компресира електроните во јадрото на ѕвездата во нивните атомски јадра, што доведува до експлозија на супернова и оставајќи зад себе неутронска ѕвезда. Во јуни 2021 година, еден труд во списанието ''Nature Astronomy'' објавил дека суперновата SN 2018zd од 2018 година (во галаксијата NGC 2146, оддалечена околу 31 милиони светлосни години од Земјата) се смета дека е првата опсервација на супернова која заробува електрони. Се сметало дека експлозијата на супернова од 1054 година, која ја создала Раковидната Маглина во нашата галаксија, е најдобриот кандидат за супернова за заробување електрони, а трудот од 2021 година ја зголемува веројатноста дека тоа е точно.
5.3 Неуспешни супернови
Колапсот на јадрото на некои масивни ѕвезди може да не резултира со видлива супернова. Ова се случува доколку почетниот колапс на јадрото не може да се врати назад со механизмот што предизвикува експлозија, обично затоа што јадрото е премногу масивно. Овие настани тешко се откриваат, но големите истражувања откриле можни кандидати. Црвениот суперџин N6946-BH1 во NGC 6946 претрпел скромен излив во март 2009 година, пред да згасне од погледот. Останува само слаб инфрацрвен извор на местоположбата на ѕвездата.
5.4 Светлосни кривини
Исфрлените гасови многу бргу би се затемниле без внесување на енергија за да бидат жешки. Изворот на оваа енергија - кој може да го одржува сјајот на оптичката супернова со месеци, на почетокот претставувало загатка. Некои ја сметале вртежната енергија од средишниот пулсар како извор. Иако енергијата што првично го напојува секој тип на супернови се испорачува веднаш, во кривите на светлината доминира последователното радиоактивно загревање на брзорастечкиот ејект. Интензивно радиоактивната природа на ејектните гасови за прв пат била пресметана на основа на звучна нуклеосинтеза кон крајот на 1960-тите, и оттогаш тоа се покажало како точно за повеќето супернови. Дури во SN 1987A, директното набљудување на линиите на гама-зраците недвосмислено ги идентификувала главните радиоактивни јадра.
Денес е познато со директно набљудување дека голем дел од кривата на светлината (графикот на осветленоста во функција на времето) по појавата на супернова од типот II, како што е SN 1987A, се објаснува со тие предвидени радиоактивни распаѓања. Иако светлосната емисија се состои од оптички фотони, радиоактивната моќ што ја насобираат исфрлените гасови е таа што го одржува остатокот доволно жежок за да зрачи светлина. Радиоактивното распаѓање на <sup>56</sup>Ni преку неговите ќерки <sup>56</sup>Co до <sup>56</sup>Fe произведува фотони со гама-зраци, првенствено со енергија од и keV, кои се апсорбираат и доминираат во загревањето, а со тоа и на сјајноста на исфрлањето во средно време (неколку недели) до доцни времиња (неколку месеци). Енергијата за врвот на светлосната крива на SN1987A била обезбедена со распаѓањето на 56 Ni до <sup>56</sup>Co (полуживот 6 денови), додека енергијата за подоцнежната светлосна крива особено се вклопувала многу блиску со полуживотот од 77,3 денови од 56 Cо се распаѓа до <sup>56</sup>Fe. Подоцнежните мерења со вселенски телескопи со гама-зраци на малиот дел од гама зраците <sup>56</sup>Co и <sup>57</sup>Co кои побегнале од остатокот од SN 1987A без насобирање, ги потврдиле претходните предвидувања дека тие две радиоактивни јадра биле изворите на енергија.
Доцната фаза на распаѓање на кривите на визуелната светлина за различни типови на супернова зависи од радиоактивното загревање, но тие се разликуваат во форма и амплитуда поради основните механизми, начинот на кој се произведува видливото зрачење, периодот на нејзиното набљудување и проѕирноста на исфрлениот материјал. Кривите на светлината може да бидат значително различни на други бранови должини. На пример, на ултравиолетовите бранови должини постои ран екстремно прозрачен пик кој трае само неколку часа што одговара на избивањето на ударот добиен од првичниот настан, но ова избивање е оптичко тешко забележливо.
Светлосните криви за типот Ia се главно многу униформни, со конзистентна максимална апсолутна величина и релативно голем пад на сјајноста. Нивниот излез на оптичка енергија е поттикнат од радиоактивното распаѓање на исфрлениот никел-56 (полуживот 6 денови), кој потоа се распаѓа на радиоактивен кобалт-56 (полуживот 77 денови). Овие радиоизотопи го возбудуваат околниот материјал до блескавост. Современите иследувања за космологија се потпираат на радиоактивност од <sup>56</sup>Ni обезбедувајќи енергија за оптичката осветленост на суперновите од типот Ia, кои се „стандардни свеќи“ на космологијата, но чии дијагностички и keV гама зраците за прв пат биле откриени дури во 2014 година. Почетните фази на кривата на светлината нагло опаѓаат бидејќи делотворната големина на фотосферата се намалува и заробеното електромагнетно зрачење се намалува. Кривата на светлината продолжува да опаѓа во опсегот В додека може да покаже мало рамо во визуелното околу 40 денови, но ова е само навестување на секундарен максимум што се јавува во инфрацрвеното светло бидејќи одредени јонизирани тешки елементи се рекомбинираат за да создадат инфра-црвено зрачење и ејектот станува проѕирен за него. Кривата на визуелната светлина продолжува да се намалува со брзина малку поголема од стапката на распаѓање на радиоактивниот кобалт (кој има подолг полуживот и ја контролира подоцнежната крива), бидејќи исфрлениот материјал станува подифузен и помалку способен да ја претвори високата енергија зрачење во визуелно зрачење. По неколку месеци, кривата на светлината повторно ја менува својата стапка на опаѓање бидејќи емисијата на позитрон од преостанатиот кобалт-56 станува доминантна, иако овој дел од кривата на светлината е малку проучен.
Светлосните криви од типот Ib и Ic се слични на типот Ia иако со помала просечна врвна осветленост. Излезот на визуелната светлина повторно се должи на радиоактивното распаѓање кое се претвора во визуелно зрачење, но има многу помала маса на создадениот никел-56. Максималната осветленост значително варира и има дури и повремени типови на супернови од типот Ib/c редови на големина се повеќе и помалку светлечки од нормата. Најсјајните супернови од типот Ic се нарекуваат хипернови и имаат тенденција да имаат проширени сјајни криви покрај зголемената врвна осветленост. Изворот на дополнителната енергија се смета дека се релативистички млазови кои се поттикнати од формирањето на вртежна црна дупка, кои исто така произведува изливи на гама-зраци.
Светлосните криви за супернови од типот II се карактеризираат со многу побавно опаѓање од типот I, од редот на 0,05 величини дневно. На излезот на визуелната светлина доминира кинетичка енергија наместо радиоактивно распаѓање во период од неколку месеци, пред се поради постоењето на водород во исфрлањето од атмосферата на суперџинската ѕвезда-предок. Во првичното уништување овој водород се загрева и јонизира. Поголемиот дел од суперновите тип II покажуваат продолжено плато во нивните светлосни кривини додека овој водород се рекомбинира, емитувајќи видлива светлина и станува попроѕирен. Потоа следи опаѓачка светлосна крива поттикната од радиоактивното распаѓање, иако побавно отколку кај суперновите тип I, поради ефикасноста на претворањето во светлина од целиот водород.
Во типот II-L платото е отсутно затоа што на предокот му останало релативно малку водород во неговата атмосфера, доволно за да се појави во спектарот, но недоволно за да произведе забележително плато при излезот на светлината. Во суперновата од типот IIb, водородната атмосфера на предокот е толку исцрпена (се смета дека се должи на плимното соголување од придружната ѕвезда) што светлосната крива е поблиску до супернова од типот I, а водородот дури и исчезнува од спектарот по неколку недели.
Суперновите од типот IIn се карактеризираат со дополнителни тесни спектрални линии произведени во густа обвивка од околуѕвезден материјал. Нивните светлосни криви се генерално многу широки и продолжени, понекогаш и екстремно светли и се нарекуваат суперсјајни супернови. Овие светлосни криви се создаваат со високо ефективно претварање на кинетичката енергија на исфрлањето во електромагнетно зрачење преку интеракција со густата обвивка од материјалот. Ова се случува единствено кога материјалот е доволно густ и компактен, што покажува дека е произведен од самата ѕвезда-предок кратко пред да се појави суперновата.
Голем број на супернови се каталогизирани и класифицирани за да обезбедат свеќи за далечина и тест модели. Просечните карактеристики донекаде варираат во зависност од растојанието и типот на галаксијата-домаќин, но нашироко може да се специфицираат за секој тип на супернова.
+Физички својства на супернови по тип, Тип, Просечен врв апсолутна величина, Просечна енергија (foe), Денови до врвна осветленост, Денови од врвот до 10% осветленост
Ia, −19, 1, околу 19, околу 60
Ib/c (faint), околу −15, 0.1, 15–25, непознато
Ib, околу −17, 1, 15–25, 40–100
Ic, околу −16, 1, 15–25, 40–100
Ic (bright), до −22, повеќе од 5, грубо околу 25, грубо околу 100
II-b, околу −17, 1, околу 20, околу 100
II-L, околу −17, 1, околу 13, околу 150
II-P (faint), околу −14, 0,1, грубо околу 15, непознато
II-P, околу −16, 1, околу 15, околу 50
IIn, околу −17, 1, 12–30 или повеќе, 50–150
IIn (bright), to −22, повеќе од 5, повеќе од 50, повеќе од 100
Белешки:
5.5 Асиметрија
Долгогодишната загатка околу суперновата од тип II е причината зошто преостанатиот компактен објект добива голема брзина подалеку од епицентарот; пулсарите, а со тоа и неутронските ѕвезди, биле забележани дека имаат високи необични брзини, а веројатно и црните дупки имаат исто така, иако е многу потешко да се набљудуваат изолирано. Почетниот поттик може да биде значителен, придвижувајќи објект од повеќе од сончева маса со брзина од 500 км/сек. или повеќе. Ова укажува на асиметрија на проширување, но механизмот со кој моментумот се пренесува на компактниот објект сè уште останува загатка. Предложените објаснувања за овој удар вклучуваат конвекција во ѕвездата што се распаѓа, асиметрично исфрлање на материја при формирање на неутронска ѕвезда и асиметрични емисии на неутрино.
Едно можно објаснување за оваа асиметрија е струењето од големи размери над јадрото. Тоа може да создаде варијации во месното изобилство на елементи, што резултира со нерамномерно јадрено согорување за време на колапсот, отскокнувањето и како резултат на ширење. Друго можно објаснување е дека акредицијата на гас на средишната неутронска ѕвезда може да создаде насобирачки диск што придвижува високо насочени млазови, придвижувајќи ја материја со голема брзина надвор од ѕвездата и предизвикувајќи попречни удари кои целосно ја нарушуваат ѕвездата. Овие млазови може да играат главна улога во настанатата супернова. (Сличен модел се користи за објаснување на долгите изливи на гама-зраци.) Доминантниот механизам може да зависи од масата на ѕвездата-предок.
Иницијалните асиметрии биле потврдени и кај суперновите од типот Ia преку набљудување. Овој резултат може да значи дека почетната сјајност на овој тип на супернова зависи од аголот на гледање. Сепак, проширувањето станува посиметрично со текот на времето. Раните асиметрии се откриваат со мерење на поларизацијата на емитираната светлина.
5.6 Излез на енергија
Иако суперновите првенствено се познати како светлечки настани, електромагнетното зрачење кои тие го ослободуваат претставува речиси помал несакан ефект. Особено во случај на колапс на јадрото на супернови, емитираното електромагнетно зрачење е мал дел од вкупната енергија ослободена за време на настанот.
Постои фундаментална разлика помеѓу билансот на производството на енергија кај различните типови на супернови. Во детонации на бело џуџе од типот Ia, поголемиот дел од енергијата се насочува кон синтезата на тешките елементи и кинетичката енергија. Во суперновите со колапс на јадрото, огромното мнозинство од енергијата се насочува кон емисиите на неутрино, и додека дел од ова очигледно го поттикнува набљудуваното уништување, 99% + од неутрината бегаат од ѕвездата во првите неколку минути по почетокот на колапсот.
Стандардните супернови од типот Ia ја црпат својата енергија од побегнатата јадрено соединување на бело џуџе од јаглерод-кислород. Деталите за енергетиката сè уште не се целосно разбрани, но резултатот е исфрлање на целата маса на првобитната ѕвезда со висока кинетичка енергија. Околу половина сончева маса од таа маса е <sup>56</sup>Ni генерирана од согорувањето на силициумот. <sup>56</sup>Ni е радиоактивен и се распаѓа на <sup>56</sup>Co со бета плус распаѓање (со полуживот од шест денови) и гама зраци. Самиот <sup>56</sup>Co се распаѓа по патеката бета плус (позитрон) со полуживот од 77 денови во стабилен <sup>56</sup>Fe. Овие два процеси се одговорни за електромагнетното зрачење од суперновите од типот Ia. Во комбинација со променливата проѕирност на исфрлениот материјал, тие создаваат светлосна крива што бргу се намалува.
Суперновите со колапс на јадрото се во просек визуелно послаби од суперновите од типот Ia, но вкупната ослободена енергија е далеку поголема, како што е наведено во следната табела.
+Енергетика на супернови, Супернова, Приближна вкупна енергија x10 <sup>44</sup> џули (foe), Исфрлен Ni, Неутрино енергија(foe), Кинетичка енергија(foe), Електромагнетно зрачење(foe)
Тип Ia <ref>, 1.5, 0,4 – 0,8, 0.1, 1,3 – 1,4, ~ 0,01
Колапс на јадрото <ref>, 100, (0,01) – 1, 100, 1, 0,001 - 0,01
Хипернова, 100, ~ 1, 1–100, 1–100, ~ 0,1
Нестабилност на парот, 5–100, 0,5 – 50, ниско?, 1–100, 0,01 – 0,1
Во некои супернови со колапс на јадрото, враќањето во црна дупка придвижува релативистички млазови кои може да произведат краток енергетски и насочен излив на гама зраци и исто така пренесува значителна дополнителна енергија во исфрлениот материјал. Ова е едно сценарио за производство на супернови со висока осветленост и се смета дека е причина за хипернови од типот Ic и долготрајни изливи на гама-зраци. Доколку релативистичките млазови се премногу кратки и не успеат да навлезат во ѕвездената обвивка, тогаш може да се произведе експлозија на гама-зраци со ниска осветленост, а суперновата може да биде подпрозрачна.
Кога ќе се појави супернова во мал густ облак од околуѕвезден материјал, таа ќе произведе ударен бран кој може ефикасно да претвори голем дел од кинетичката енергија во електромагнетно зрачење. Иако првичната енергија била сосема нормална, добиената супернова ќе има висока сјајност и продолжено времетраење бидејќи не се потпира на експоненцијално радиоактивно распаѓање. Овој тип на настан може да предизвика хипернови од типот IIn.
Иако суперновите со нестабилност на парови се супернови со колапс на јадрото со спектри и светлосни криви слични на типот II-P, природата по колапсот на јадрото е повеќе слична на онаа на џиновски тип Ia со побегнато соединување на јаглерод, кислород и силициум. Вкупната енергија ослободена од настаните со најголема маса може да се спореди со другите супернови со колапс на јадрото, но се смета дека производството на неутрино е многу ниско, па оттука ослободената кинетичка и електромагнетна енергија е многу висока. Јадрата на овие ѕвезди се многу поголеми од кое било бело џуџе и количината на радиоактивен никел и други тешки елементи исфрлени од нивните јадра може да биде со поголема величина, со следствено висока визуелна сјајност.
5.7 Предок
Типот на класификација на супернова е тесно поврзан со типот на ѕвездата-предок во моментот на колапсот. Појавата на секој тип на супернова зависи од металичноста на ѕвездата, бидејќи тоа влијае на јачината на ѕвездениот ветер, а со тоа и на брзината со која ѕвездата ја губи својата маса.
Суперновите од типот Ia се произведени од бели џуџести ѕвезди во двојни ѕвездени системи и се појавуваат во сите типови галаксии. Суперновите со колапс на јадрото се наоѓаат единствено во галаксиите кои се подложени на тековно или многу неодамнешно формирање на ѕвезди, бидејќи тие се резултат на краткотрајните масивни ѕвезди. Тие најчесто се наоѓаат во спиралите од типот Sc, но исто така и во краците на други спирални галаксии и во неправилни галаксии, особено во ѕвездородни галаксии.
Суперновите од типот Ib и Ic се претпоставува дека настанале со колапс на јадрото на масивни ѕвезди кои го изгубиле својот надворешен слој од водород и хелиум, или преку силни ѕвездени ветрови или преку пренесување на масата на придружникот. Тие обично се појавуваат во областите на формирање на нови ѕвезди и се исклучително ретки во елиптичните галаксии. Предците на суперновите од типот IIn исто така имаат високи стапки на губење на маса во периодот непосредно пред нивните експлозии. Било забележано дека суперновите од типот Ic се појавуваат во региони кои се побогати со метали и имаат повисоки стапки на формирање ѕвезди од просекот за нивните галаксии домаќини. Табелата го прикажува предокот за главните типови на супернова со колапс на јадрото и приближните пропорции кои биле забележани во местното соседство.
+Дел од типови на супернови со колапс на јадрото според предок, Тип, Предок, %
Ib, WC Волф-Рајеова или хелиумска ѕвезда, 9,0%
Ic, WO Волф-Рајеова ѕвезда, 17,0%
II-P, Суперџин, 55,5%
II-L, Суперџин со осиромашена водородна обвивка, 3,0%
IIn, Суперџин во густ облак од исфрлен материјал, 2,4%
IIb, Суперџин со многу осиромашен водород (одземен од придружник?), 12,1%
IIpec, Син суперџин, 1,0%
Постојат голем број тешкотии при усогласување на моделираниот и набљудувачки ѕвезден развој што води до колапс на јадрото на суперновите. Црвените суперџинови се предци на огромното мнозинство на супернови со колапс на јадрото, и тие се забележани, но единствено со релативно ниски маси и сјајности, под околу и , соодветно. Повеќето предци на супернови тип II не се откриени и мора да бидат значително послаби и веројатно помалку масивни. Ова несовпаѓање се нарекува проблем на црвениот суперџин. За прв пат бил опишан во 2009 година од Стивен Смарт, кој исто така го измислилч и терминот. По извршувањето на обемно ограничено пребарување за супернови, Смарт и неговите соработници откриле дека долната и горната граница на масата за формирање на супернова од типот II-P е и , соодветно. Првата е конзистентна со очекуваните горните граници на масата за формирање на предците на бело џуџе, но втората не е конзистентна со масивните населенија на ѕвезди во локалната група. Горната граница за црвените суперџинови кои произведуваат видлива експлозија на супернова е пресметана на .
Се смета дека црвените суперџинови со поголема маса не експлодираат како супернови, туку развиваат назад кон повисоки температури. Потврдени се неколку предци на супернови од типот IIb, а тоа биле суперџиновите К и G, плус еден суперџин А. Жолтите хиперџинови се предложени предци на супернови од типот IIb, и скоро сите супернови од типот IIb доволно блиску за набљудување покажале такви предци.
Сините суперџинови формираат неочекувано висок процент на потврдени предци на супернова, делумно поради нивната висока сјајност и лесно откривање, додека сè уште не е јасно идентификуван ниту еден Волф-Рајеов предок. Моделите имале потешкотии да покажат како сините суперџинови губат доволно маса за да стигнат до супернова без да напредуваат во различна развојна фаза. Едно истражување покажало можна рута за колапсирање на пост-црвените суперџинови, светло сини променливи со ниска осветленост, најверојатно како супернова од типот IIn. Биле откриени неколку примери на жешки светлечки предци од типот IIn супернови: SN 2005gy и SN 2010jl биле обете навидум масивни светлечки ѕвезди, но се многу далечни; и SN 2009ip имал многу светлечки предок, но е чудна супернова чија точна природа е спорна.
Предците на суперновите од типот Ib/c воопшто не биле забележани, а ограничувањата за нивната можна сјајност често се пониски од оние на познатите Волф-Рајевои ѕвезди. Волф-Рајевоите ѕвезди се исклучително ретки и визуелно релативно слаби, па затоа е тешко да се каже дали таквите предци недостасуваат или допрва треба да се набљудуваат. Многу светлински предци не се сигурно идентификувани, и покрај тоа што бројните супернови биле забележани доволно блиску што таквите предци би биле јасно снимени. Моделирањето на населението покажува дека набљудуваните супернови од типот Ib/c би можеле да се репродуцираат со мешавина од единечни масивни ѕвезди и ѕвезди со соголени обвивки од интерактивни двојни системи. Постојаниот недостаток на недвосмислено откривање на предци за супернови од нормален тип Ib и Ic може да се должи на повеќето масивни ѕвезди кои директно се уриваат во црна дупка без неуспешна супернова. Поголемиот дел од овие супернови потоа се произведуваат од хелиумски ѕвезди со помала маса со ниска осветленост во двојни системи. Мал број би бил од брзо ротирачки масивни ѕвезди, што веројатно одговара на настаните од високо енергетскиот тип Ic-BL кои се поврзани со долготрајни изливи на гама зраци.
6 Надворешно влијание
Настаните на супернови генерираат потешки елементи кои се расфрлани низ околната меѓуѕвездена средина. Растечкиот ударен бран од супернова може да предизвика формирање на ѕвезди. Галактичките космички зраци се генерираат од експлозии на супернова.
6.1 Извор на тешки елементи
Суперновите претставуваат главен извор на елементи во меѓуѕвездената средина од кислород до рубидиум, иако теоретското изобилство на елементите произведени или видени во спектрите значително варираат во зависност од различните типови на супернови. Суперновите од типот Ia произведуваат главно силициум и елементи со железо и метали како никел и железо. Суперновите со колапс на јадрото исфрлаат многу помали количества на елементите со врвност на железо од суперновите од типот Ia, но поголеми маси на лесни алфа елементи како што се кислородот и неонот и елементите потешки од цинкот. Последново е особено точно кај суперновите за заробување на електрони. Најголемиот дел од материјалот исфрлен од суперновите тип II е водород и хелиум. Тешките елементи се произведуваат преку: соединување за јадра до <sup>34</sup>S; преуредување на силициумската фотодезинтеграција и квазирамнотежа при согорување на силициум за јадра помеѓу <sup>36</sup>Ar и <sup>56</sup>Ni; и брзо заробување на неутрони (т.н. r-процес) за време на колапсот на суперновата за елементи потешки од железото. R-процесот произведува високо нестабилни јадра кои се богати со неутрони и кои брзо се распаѓаат во постабилни форми. Во суперновите, реакциите на r-процесот се одговорни за околу половина од сите изотопи на елементи надвор од железото, иако спојувањето на неутронските ѕвезди може да биде главниот астрофизички извор за многу од овие елементи.
Во современиот универзум, старите асимптотични гранки на џиновски (АЏГ) ѕвезди се доминантен извор на прашина од оксидите, јаглеродот и елементите на s-процесот. Сепак, во раниот универзум, пред да се формираат АЏГ ѕвездите, суперновите можеби биле главниот извор на прашина.
6.2 Улога во ѕвездената еволуција
Остатоците од многу супернови се состојат од компактен објект и брзорастечки ударен брановит материјал. Овој облак ја зафаќа околната меѓуѕвездена околина за време на фазата на слободно проширување, која може да трае до два векови. Бранот потоа постепено поминува низ период на адијабатско проширување и полека ќе се олади и ќе се помеша со околната меѓуѕвездена средина во период од околу 10.000 години.
Големата експлозија произвела водород, хелиум и траги од литиум, додека сите потешки елементи се синтетизираат во ѕвезди, супернови и судири помеѓу неутронски ѕвезди (така индиректно се должи на супернови). Суперновите имаат тенденција да ја збогатат околната меѓуѕвездена околина со други елементи освен водород и хелиум, кои обично астрономите ги нарекуваат „метали“. Овие исфрлени елементи на крајот ги збогатуваат молекуларните облаци кои се местата каде се формираат ѕвездите. Така, секоја ѕвездена генерација има малку поинаков состав, преминувајќи од речиси чиста мешавина на водород и хелиум до состав побогат со метал. Суперновите се доминантниот механизам за распространување на овие потешки елементи, кои се формираат во ѕвезда за време на нејзиниот период на јадрено соединување. Различните изобилства на елементи во материјалот што формира ѕвезда имаат важни влијанија врз животот на ѕвездата, и може да влијаат на можноста планетите да кружат околу неа: повеќе џиновски планети се формираат околу ѕвезди со поголема металичност.
Кинетичката енергија на остаток од супернова што се шири може да предизвика формирање на ѕвезди со компресирање на блиските, густи молекуларни облаци во вселената. Зголемувањето на турбулентниот притисок исто така може да го спречи формирањето на ѕвезди доколку облакот не може да го изгуби вишокот енергија.
Доказите од „ќерките“ производи на краткотрајните радиоактивни изотопи покажуваат дека блиската супернова помогнала да се одреди составот на Сончевиот Систем пред 4.5 милијарди години, а можеби дури и го активирал формирањето на овој систем.
Брзите радио рафали (БРР) се интензивни, минливи импулси на радио бранови кои обично траат не повеќе од милисекунди. Биле предложени голем беој на објаснувања за овие настани; магнетарите произведени од суперновите со колапс на јадрото се водечки кандидати.
6.3 Космички зраци
Се смета дека остатоците од супернова забрзуваат голем дел од галактичките примарни космички зраци, но директен доказ за производство на космички зраци бил пронајден единствено во мал број на остатоци. Гама зраците од распаѓањето на пионот биле откриени од остатоците од суперновата IC 443 и W44. Тие се создаваат кога се забрзани протони од преостанатиот удар врз меѓуѕвездениот материјал.
6.4 Гравитациски бранови
Суперновите претставуваат потенцијално силни галактички извори на гравитациските бранови, но ниту еден досега не бил откриен. Единствените настани од гравитациски бранови досебиле га откриени се од спојување на црни дупки и неутронски ѕвезди, веројатни остатоци од супернови. Како и емисиите на неутрино, гравитационите бранови произведени од супернова со колапс на јадрото се очекува да пристигнат без доцнење што влијае на светлината. Следствено, тие може да обезбедат информации за процесот на колапс на јадрото што е недостапен со други средства. Повеќето сигнали со гравитациски бранови предвидени од моделите на супернова се краткотрајни, траат помалку од една секунда, а со тоа и тешко се откриваат. Користењето на пристигнувањето на неутрино сигнал може да обезбеди активирање што може да го идентификува временскиот прозорец во кој се бара гравиравитацискиот , помагајќи да се разликува вториот од бучавата во позадина.
6.5 Ефект на Земјата
Супернова блиску до Земјата претставува супернова доволно блиску до Земјата за да има забележителни ефекти врз нејзината биосфера. Во зависност од видот и енергијата на суперновата, таа може да биде оддалечена дури 3.000 светлосни години. Во 1996 година било теоретизирано дека на Земјата може да се забележат траги од минати супернови во форма на потписи на метален изотоп во карпестите слоеви. Подоцна било пријавено збогатување со железо-60 во карпи во длабоко море на Тихиот Океан. Во 2009 година, во мразот на Антарктикот биле откриени покачени нивоа на нитратни јони, што се совпаднало со суперновите 1006 и 1054 година. Гама зраците од овие супернови можеле да ги зголемат атмосферските нивоа на азотни оксиди, кои останале заробени во мразот.
Историски гледано, блиските супернови можеби влијаеле на биодиверзитетот на животот на планетата. Геолошките записи сугерираат дека настаните од блиските супернови довеле до зголемување на космичките зраци, кои пак создале поладна клима. Поголемата температурна разлика помеѓу половите и екваторот создало посилни ветрови, зголемено мешање на океаните и резултирало со распространетост на хранливи материи во плитките води по должината континенталните прагови Ова довело до поголема биолошка разновидност.
Се смета дека суперновите од типот Ia се потенцијално најопасни доколку се појават доволно блиску до Земјата. Бидејќи овие супернови произлегуваат од затемнети, обични бели џуџести ѕвезди во двојните системи, веројатно е дека супернова која може да влијае на Земјата ќе се појави непредвидливо и во ѕвезден систем кој не е добро проучен. Најблиску познат кандидат е IK Пегаз (HR 8210), оддалечен околу 150 светлосни години, но набљудувањата сугерираат дека може да биде долг до 1,9 милијарди години пред белото џуџе да ја собере критичната маса потребна за да стане супернова од типот Ia.
Според проценката од 2003 година, супернова од типот II би требало да биде поблиску од 26 светлосни години за да уништи половина од озонската обвивка на Земјата, а такви кандидати нема поблиску од околу 500 светлосни години.
7 Кандидати за Млечниот Пат
Следната супернова на Млечниот Пат најверојатно ќе биде забележлива дури и доколку се појави на далечната страна на галаксијата. Веројатно ќе биде произведена од колапсот на незабележителен црвен суперџин, и многу е веројатно дека веќе ќе биде каталогизирана во инфрацрвените истражувања како што е 2MASS. Постојат помали шанси следната супернова со колапс на јадрото да биде произведена од различен тип на масивна ѕвезда како што е жолт хиперџин, светло сина променлива или Волф-Рајеова ѕвезда. Шансите следната супернова да биде тип Ia произведена од бело џуџе биле пресметани дека се околу една третина од оние за супернова со колапс на јадрото. Повторно треба да може да се набљудува каде и да се појави, но помала е веројатноста дека предокот некогаш бил забележан. Не е ни познато точно како изгледа зачетниот систем од типот Ia и тешко е да се детектираат повеќе од неколку парсеци. Вкупната стапка на супернова во Млечниот Пат се проценува дека е помеѓу 2 и 12 на век, иако една всушност не била забележана неколку векови.
Статистички, најчестата разновидност на супернова со колапс на јадрото е типот II-P, а предците од овој тип претставуваат црвени суперџинови. Тешко е да се распознае кои од тие суперџинови се во завршна фаза на соединување на тешки елементи во нивните јадра и на кои им преостануваат милиони години. Најмасивните црвени суперџинови ги отфрлаат своите атмосфери и се развиваат во Волф-Рајеови ѕвезди пред да се урнат нивните јадра. Сите Волф-Рајеови ѕвезди го завршуваат својот живот од фазата Волф-Раје во рок од околу милион години, но повторно е тешко да се распознаат оние кои се најблиску до колапс на јадрото. Една класа која се очекува да има не повеќе од неколку илјади години пред да експлодира се WO Волф-Рајеовите ѕвезди, за кои е познато дека го исцрпиле своето јадро на хелиум. Само осум од нив се познати, а само четири од нив се наоѓаат во Млечниот Пат.
Голем број блиски или добро познати ѕвезди биле препознаени како можни кандидати за супернова преку колапс на јадрото: сините ѕвезди со голема маса Спика и Ригел, црвените суперџинови Бетелгез, Антарес и VV Кефеј А; жолтиот хиперџин Ро Касиопеја; светлечката сина променлива Ета Кобилица која веќе произвела лажлива ѕвезда на супернова; и двете компоненти, синиот суперџин и Волф-Рајеова ѕвезда, од Регорскиот систем или Гама Едро. Мимоза и Алфа Јужен Крст, два светли ѕвездени системи во јужното соѕвездие Јужен Крст, секоја содржи сини ѕвезди со доволна маса за да експлодираат како супернови. Други се здобиле со озлогласеност што е можно повеќе, иако не многу веројатно, предци за излив на гама зраци; на пример WR 104.
Идентификацијата на кандидатите за супернова од типот Ia е многу пошпекулативна. Секое двојно бело џуџе може да произведе супернова, иако точниот механизам и временската рамка сè уште се дебатира. Овие системи се слаби и тешко се препознаваат, но новите и повторливите „нови“ се такви системи што погодно се истакнуваат. Еден пример е U Шкорпија.
8 Суперновата како тема во популарната култура
* „Супернова“ — кус расказ на македонската писателка Сања Михајловиќ-Костадиновска од 2018 година.* „Супернова“ — песна на српската група Дарквуд даб (''Darkwood Dub'') од 1998 година.* „Супернова на крајот од вселената“ (англиски: ''Supernova At The End Of The Universe'') — песна на британската техно-група ''The Orb'' од 1991 година.* „Супернова“ (англиски: ''Supernova'') — песна на американската рок-група Опал од 1987 година.
9 Поврзано
* Список на супернови
10 Дополнителна литература
****