Siêu tân tinh
Các mô hình hiện nay > Biểu đồ cường độ ánh sáng

Có một câu hỏi mang tính lịch sử về nguồn gốc năng lượng nào giúp duy trì sự phát sáng quang học ở siêu tân tinh trong hàng tháng. Mặc dù năng lượng từ mỗi loại siêu tân tinh phát ra trong một thời gian ngắn, đường cong cường độ ánh sáng hầu hết chiếm bởi sự làm nóng bằng phóng xạ hạt nhân đối với vật chất bắn ra đang giãn nở ở giai đoạn sau. Một số nhà thiên văn coi năng lượng từ chùm tia phát ra bởi sao xung ở trung tâm là nguồn cấp cho ánh sáng muộn này. Các khí phóng ra từ vụ nổ sẽ mờ đi nhanh chóng nếu không có nguồn năng lượng giữ chúng tiếp tục nóng. Một cơ chế khác là các khí phóng ra chứa những hạt nhân có tính phóng xạ mạnh, mà hiện nay được biết đến là đúng đối với hầu hết các siêu tân tinh, đã được đề cập tính toán đầu tiên dựa trên cơ sở của lý thuyết tổng hợp hạt nhân vào cuối thập niên 1960. Cho đến tận khi SN 1987A được quan sát trực tiếp với các tia gamma là đặc trưng không thể nhầm lẫn của các hạt nhân phóng xạ chính phóng ra từ vụ nổ.
Bằng cách quan sát trực tiếp mà các nhà thiên văn học biết rằng phần lớn đường cong cường độ ánh sáng (vẽ trên biểu đồ độ sáng theo thời gian) đo sau khi xuất hiện siêu tân tinh loại II, ví dụ như của SN 1987A, được giải thích bằng quá trình phân rã của các hạt nhân phóng xạ. Mặc dù bức xạ phát sáng có chứa các photon với năng lượng trong phổ khả kiến, năng lượng phóng xạ đã bị hấp thụ bởi khí bắn ra và lớp khí này giữ cho tàn tích siêu tân tinh đủ nóng để phát xạ ánh sáng. Quá trình phân rã phóng xạ của 56Ni thành các hạt nhân con 56Co rồi đến 56Fe tạo ra các photon tia gamma, chủ yếu có năng lượng bằng 847keV và 1238keV, mà bị hấp thụ và là nguồn nung nóng chủ yếu và do vậy làm sáng vật chất phóng ra ở thời điểm trung bình (sau vài tuần) cho đến lúc cuối (sau vài tháng) siêu tân tinh. Năng lượng đối với đỉnh cực đại của đường cong cường độ ánh sáng của SN1987A được cung cấp bởi sự phân rã của 56Ni thành 56Co (thời gian bán rã 6 ngày) trong khi năng lượng cho giai đoạn sau của đường cong ánh sáng lại khớp đặc biệt rất gần với sự phân rã của 56Co (thời gian bán rã 77,3 ngày) thành 56Fe. Những đo lường về sau bằng các kính thiên văn không gian tia gamma về phần nhỏ của tia gamma 56Co và 57Co thoát ra từ tàn tích của SN 1987A mà không có sự hấp thụ đã xác nhận tiên đoán trước đó về hai hạt nhân phóng xạ này là nguồn cấp năng lượng chính cho bức xạ ánh sáng muộn.
Đường cong cường độ ánh sáng biểu kiến của các loại siêu tân tinh khác nhau tất cả phụ thuộc vào thời điểm cuối của sự làm nóng bởi hạt nhân phóng xạ, nhưng chúng cho hình dạng và biên độ biến đổi đang dạng bởi vì cơ chế nằm sau ở mỗi vụ nổ siêu tân tinh, cách mà bức xạ khả kiến được tạo ra, kỷ nguyên quan sát nó và mức độ trong suốt của vật liệu giải phóng ra. Đường cong ánh sáng có thể rất khác nhau tại những bước sóng khác nhau. Ví dụ, tại bước sóng tử ngoại có một đỉnh chiếu sáng cực mạnh diễn ra chỉ trong vài giờ tương ứng với sự xuyên thủng của làn sóng xung kích phát ra từ vụ nổ ban đầu, nhưng sự xuyên thủng này rất khó xác định trong bước sóng khả kiến.
Đồ thị cường độ ánh sáng của mỗi siêu tân tinh loại Ia rất đồng đều, với sự giống nhau trong cấp sao tuyệt đối cực đại và độ dốc nghiêng xuống của đoạn đường cong ánh sáng. Năng lượng quang học phát ra được cấp bởi quá trình phân rã phóng xạ của hạt nhân niken-56 (thời gian bán rã 6 ngày), mà sau đó phân rã thành coban-56 (thời gian bán rã 77 ngày). Các đồng vị phóng xạ này kích thích vật chất ở môi trường xung quanh trở lên nóng sáng. Nghiên cứu siêu tân tinh và vũ trụ học hiện nay dựa trên hoạt động phân rã phóng xạ của 56Ni mang lại năng lượng cho độ sáng quang học của siêu tân tinh loại Ia, mà là "ngọn nến chuẩn" của vũ trụ học nhưng các kết quả nghiên cứu mức năng lượng phóng xạ tia gamma 847keV và 1238keV chỉ mới thực hiện được lần đầu tiên vào năm 2014 nhờ quan sát SN 2014J. Những pha ban đầu tại đoạn đường cong cường độ ánh sáng nghiêng dốc xuống khi kích thước hữu hiệu của mặt cầu ánh sáng giảm và vùng bẫy bức xạ điện từ đã tiêu tan. Đường cong ánh sáng tiếp tục nghiêng xuống ở kênh B trong khi nó thể hiện ra một đoạn thẳng nhỏ trong bước sóng khả kiến ở thời điểm 40 ngày sau, nhưng đây chỉ là dấu hiện cho đỉnh cực đại thứ hai xảy ra trong bước sóng hồng ngoại khi một số các nguyên tố nặng bị ion hóa tái kết hợp lại để tạo thành bức xạ hồng ngoại và vật chất bắn ra trở lên trong suốt đối với bước sóng này. Đường cong ánh sáng biểu kiến tiếp tục đi dốc xuống ở độ nghiêng lớn hơn một chút so với tốc độ phân rã của đồng vị coban phóng xạ (mà có nửa thời gian phân rã lâu hơn và kiểm soát đường cong ánh sáng giai đoạn sau), do bởi vì vật liệu được giải phóng trở lên khuếch tán hơn và ít có khả năng biến đổi năng lượng bức xạ cao thành bức xạ khả kiến. Sau vài tháng, đường cong ánh sáng thay đổi tốc độ giảm một lần nữa khi sự phát xạ positron trở thành nổi trội so với coban-56 còn lại, mặc dù giai đoạn này của đường cong ánh sáng vẫn còn ít được nghiên cứu.
Đường đồ thị cường độ ánh sáng của siêu tân tinh loại Ib và Ic giống cơ bản với của loại Ia mặc dù đỉnh cường độ cực đại thấp hơn. Sự phát xạ quang học một lần nữa là do quá trình phân rã phóng xạ biến đổi thành bức xạ khả kiến, nhưng lượng hạt nhân niken-56 sinh ra có tổng khối lượng nhỏ hơn. Đỉnh cường độ sáng cực đại thay đổi đáng kể và thậm chí thỉnh thoảng độ sáng của siêu tân tinh loại Ib/c cao hoặc thấp hơn vài bậc độ lớn so với giá trị bình thường. Những siêu tân tinh loại Ic sáng nhất được coi như là các hypernova và thường có đường cong cường độ ánh sáng được nới rộng ngoài đặc điểm có đỉnh cường độ ánh sáng rất cao trên biểu đồ. Nguồn gốc của năng lượng siêu lớn như thế được cho là từ những chùm tia tương đối tính phát ra từ sự hình thành của một lỗ đen quay, mà cũng tạo ra chớp tia gamma.
Đường cong cường độ ánh sáng của siêu tân tinh loại II đặc trưng bởi sự giảm chậm hơn so với của siêu tân tinh loại I vào cỡ 0,05 bậc độ lớn trên một ngày, ngoại trừ giai đoạn đường đồ thị đi ngang (plateau). Ánh sáng biểu kiến phát ra cung cấp chủ yếu từ động năng hơn là từ phân rã phóng xạ kéo dài trong vài tháng, bởi sự tồn tại chính yếu của hiđrô trong vật chất bắn ra từ bầu khí quyển của ngôi sao siêu khổng lồ gốc. Ban đầu lớp khí hiđrô này trở lên nóng và bị ion hóa. Đoạn đồ thị cường độ ánh sáng của siêu tân tinh loại II đi ngang tương ứng với giai đoạn các ion hiđrô tái kết hợp trở thành trung hòa, phát ra ánh sáng khả kiến và trở lên trong suốt hơn. Giai đoạn tiếp theo đường cong cường độ ánh sáng nghiêng dốc xuống là do bởi quá trình phân rã phóng xạ mặc dù diễn ra chậm hơn so với siêu tân tinh loại I, bởi vì sự hiệu quả của quá trình chuyển đổi năng lượng thành ánh sáng của tất cả hiđrô.
Ở loại II-L không có đoạn đồ thị đi ngang bởi vì ở sao gốc có tương đối ít hiđrô còn lại trong bầu khí quyển của nó, đủ để xuất hiện vạch quang phổ của hiđrô nhưng không đủ để tạo thành giai đoạn đồ thị đi ngang đáng kể trong ánh sáng phát ra. Ở siêu tân tinh loại IIb khí quyển hiđrô của sao gốc gần như đã tiêu tan (được cho là bị tước bởi lực thủy triều của sao đồng hành) do vậy đường cong cường độ ánh sáng gần giống với siêu tân tinh loại I và thậm chí là vạch quang phổ hiđrô biến mất sau vài tuần kể từ vụ nổ.
Ở siêu tân tinh loại IIn được đặc trưng bởi có thêm các vạch quang phổ phát xạ hẹp tạo từ lớp vỏ đậm đặc của vật chất liên sao bao quanh sao gốc. Đồ thị cường độ ánh sáng của loại này nói chung rất mở rộng, thông thường cũng cực kỳ sáng và được coi như là những siêu tân tinh siêu sáng. Các đường cong cường độ ánh sáng được tạo ra bởi quá trình chuyển đổi hữu hiệu cao của động năng vật chất bắn ra thành bức xạ điện từ do tương tác với lớp vỏ vật chất đậm đặc liên sao. Điều này chỉ xảy ra khi vật chất đủ đậm đặc và compact, ám chỉ rằng lớp vỏ vật chất này mới chỉ được tạo ra trong thời gian ngắn bởi sao gốc trước khi nó phát nổ.
Một số lượng lớn siêu tân tinh đã được phân loại và xếp hạng để cung cấp một thước đo chuẩn khoảng cách vũ trụ cũng như làm dữ liệu để kiểm chứng các mô hình lý thuyết. Trên trung bình, các đặc điểm thay đổi theo khoảng cách và loại thiên hà chứa siêu tân tinh, nhưng đa phần là đặc trưng cho từng loại siêu tân tinh.
| Loại | Độ sáng tuyệt đối cực đại trung bình | Năng lượng xấp xỉ (foe) | Ngày đến lúc độ sáng cực đại | Ngày từ lúc độ sáng cực đại đến giảm còn 10% |
| --- | --- | --- | --- | --- |
| Ia | −19 | 1 | xấp xỉ 19 | khoảng 60 |
| Ib/c (mờ) | khoảng −15 | 0.1 | 15–25 | chưa biết |
| Ib | khoảng −17 | 1 | 15–25 | 40–100 |
| Ic | khoảng −16 | 1 | 15–25 | 40–100 |
| Ic (sáng) | đến −22 | trên 5 | gần 25 | gần 100 |
| II-b | khoảng −17 | 1 | khoảng 20 | khoảng 100 |
| II-L | khoảng −17 | 1 | khoảng 13 | khoảng 150 |
| II-P (mờ) | khoảng −14 | 0.1 | gần 15 | chưa biết |
| II-P | khoảng −16 | 1 | khoảng 15 | Đi ngang rồi khoảng 50 |
| IIn | khoảng −17 | 1 | 12–30 hoặc hơn | 50–150 |
| IIn (sáng) | đến −22 | trên 5 | trên 50 | trên 100 |
Ghi chú:
a. ^ Các loại mờ có thể là những loại con phân biệt. Các loại sáng có thể liên tục từ hơi sáng cao hơn cho đến hypernovae.
b. ^ Các độ lớn này được đo trong kênh R. Đo trong kênh V hoặc B là phổ biến và sẽ bằng khoảng một nửa bậc độ lớn sáng hơn cho các siêu tân tinh.
c. ^ Bậc độ lớn động năng. Tổng năng lượng bức xạ điện từ phát ra thường thấp hơn, năng lượng của các hạt neutrino (về mặt lý thuyết) cao hơn rất nhiều.
d. ^ Có thể là một nhóm không đồng nhất, bất kỳ một loại khác được cho nằm trong đám mây tinh vân.