Süpernova
Süpernova- yıldızların evrimleri yıkıcı bir patlama süreciyle sona eriyor.
"Süpernova" terimi, "nova" olarak adlandırılanlardan çok daha güçlü bir şekilde (büyüklük sırasına göre) parıldayan yıldızları tanımlamak için kullanıldı. Aslında ne biri ne de diğeri fiziksel olarak yenidir; mevcut yıldızlar her zaman parlar. Ancak bazı tarihsel durumlarda, daha önce gökyüzünde pratik olarak veya tamamen görünmez olan yıldızlar parladı ve bu da görünümün etkisini yarattı. nova. Süpernovanın türü, parlama spektrumundaki hidrojen çizgilerinin varlığına göre belirlenir. Eğer varsa tip II süpernovadır; yoksa tip I süpernovadır.
Süpernova fiziği
Tip II süpernova
Modern kavramlara göre termonükleer füzyon, zamanla yıldızın iç bölgelerinin bileşiminin ağır elementlerle zenginleşmesine yol açar. Termonükleer füzyon ve ağır elementlerin oluşumu sürecinde yıldız büzülür ve merkezindeki sıcaklık artar. (Dejenere olmayan maddenin çekiminin negatif ısı kapasitesinin etkisi.) Yıldızın çekirdeğinin kütlesi yeterince büyükse (1,2 ila 1,5 güneş kütlesi), o zaman termonükleer füzyon süreci ulaşır mantıklı sonuç demir ve nikel çekirdeklerinin oluşumu ile. Silikon kabuğun içinde bir demir çekirdek oluşmaya başlar. Böyle bir çekirdek bir gün içinde büyür ve Chandrasekhar sınırına ulaştığında 1 saniyeden daha kısa bir sürede çöker. Çekirdek için bu sınır 1,2 ila 1,5 güneş kütlesi arasındadır. Madde yıldızın içine düşer ve elektronların itilmesi bu düşüşü durduramaz. Merkezi çekirdek giderek daha fazla sıkıştırılır ve bir noktada basınç nedeniyle içinde nötronizasyon reaksiyonları oluşmaya başlar - protonlar elektronları emerek nötronlara dönüşmeye başlar. Bu, ortaya çıkan nötrinolar tarafından taşınan hızlı bir enerji kaybına neden olur (nötrino soğuması olarak adlandırılır). Madde, atom çekirdeğinin nükleonları (protonlar, nötronlar) arasındaki itme etkisini göstermeye başlayana kadar hızlanmaya, düşmeye ve sıkışmaya devam eder. Kesin olarak konuşursak, sıkıştırma bu sınırın ötesinde bile gerçekleşir: düşen madde, atalet nedeniyle, nükleonların esnekliği nedeniyle denge noktasını% 50 oranında aşar (“maksimum sıkıştırma”). Merkezi çekirdeğin çökme süreci o kadar hızlıdır ki çevresinde bir seyrekleşme dalgası oluşur. Daha sonra çekirdeği takip eden kabuk da yıldızın merkezine doğru koşar. Bundan sonra “sıkıştırılmış lastik top geri verir” ve şok dalgası 30.000 ila 50.000 km/s hızla yıldızın dış katmanlarına doğru çıkar. Yıldızın dış kısımları her yöne doğru uçar ve patlayan bölgenin merkezinde kompakt bir nötron yıldızı veya kara delik kalır. Bu olaya Tip II süpernova patlaması denir. Bu patlamalar güç ve diğer parametreler açısından farklılık gösterir, çünkü farklı kütlelere ve farklı kimyasal bileşimlere sahip yıldızlar patlar. Tip II süpernova patlaması sırasında, tip I patlamadan çok daha fazla enerjinin açığa çıkmadığına dair kanıtlar vardır, çünkü enerjinin orantılı bir kısmı kabuk tarafından emilir, ancak bu her zaman böyle olmayabilir.
Açıklanan senaryoda bir takım belirsizlikler var. Sırasında astronomik gözlemler Devasa yıldızların gerçekten patlayarak genişleyen bulutsuların oluşmasına neden olduğu, merkezde hızla dönen bir nötron yıldızı bıraktığı ve düzenli radyo dalgaları (pulsar) darbeleri yaydığı tespit edilmiştir. Ancak teori, dışarıya doğru şok dalgasının atomları nükleonlara (protonlar, nötronlar) bölmesi gerektiğini gösteriyor. Bunun için enerji harcanmalı, bunun sonucunda şok dalgasının çıkması gerekir. Ancak bazı nedenlerden dolayı bu gerçekleşmez: Şok dalgası birkaç saniye içinde çekirdeğin yüzeyine, ardından yıldızın yüzeyine ulaşır ve maddeyi uçurur. Farklı kitleler için çeşitli hipotezler değerlendiriliyor, ancak bunlar ikna edici görünmüyor. Belki "maksimum sıkıştırma" durumunda veya bir şok dalgasının düşmeye devam eden madde ile etkileşimi sırasında, temelde yeni ve bizim için bilinmeyen bazı şeyler yürürlüğe girer. fiziksel yasalar. Ayrıca bir süpernova kara delik oluşumuyla patladığında şu sorular ortaya çıkıyor: Patlamadan sonra neden madde kara delik tarafından tamamen emilmiyor; dışa doğru bir şok dalgası var mı ve neden yavaşlamıyor ve "maksimum sıkıştırmaya" benzer bir şey var mı?
Tip Ia süpernova
Tip Ia süpernovalarının (SN Ia) patlama mekanizması biraz farklı görünüyor. Bu, patlama mekanizması yıldızın yoğun karbon-oksijen çekirdeğindeki termonükleer füzyon sürecine dayanan, termonükleer süpernova olarak adlandırılan bir süpernovadır. SN Ia'nın ataları, kütleleri Chandrasekhar sınırına yakın olan beyaz cücelerdir. Bu tür yıldızların, ikili yıldız sisteminin ikinci bileşeninden madde akışıyla oluşabileceği genel olarak kabul edilir. Bu, sistemin ikinci yıldızı Roche lobunun ötesine geçerse veya süper yoğun yıldız rüzgarına sahip yıldızlar sınıfına aitse meydana gelir. Beyaz cücenin kütlesi arttıkça yoğunluğu ve sıcaklığı da giderek artar. Son olarak, sıcaklık yaklaşık 3x108 K'ye ulaştığında, karbon-oksijen karışımının termonükleer ateşlenmesi için koşullar ortaya çıkar. Yanma cephesi, yanma ürünlerini (demir grubu çekirdekleri) geride bırakarak merkezden dış katmanlara yayılmaya başlar. Yanma cephesinin yayılması yavaş bir parlama modunda meydana gelir ve çeşitli türler rahatsızlıklar. En yüksek değer Arşimet kuvvetinin yoğun karbon-oksijen kabuğuna kıyasla hafif ve daha az yoğun yanma ürünleri üzerindeki etkisi nedeniyle ortaya çıkan Rayleigh-Taylor kararsızlığına sahiptir. Yoğun büyük ölçekli konvektif süreçler başlar, termonükleer reaksiyonların daha da yoğunlaşmasına ve süpernova kabuğunun (~10 51 erg) fırlatılması için gerekli enerjinin salınmasına yol açar. Yanma cephesinin hızı artar, alevin türbülansa girmesi ve yıldızın dış katmanlarında şok dalgası oluşması mümkündür.
Diğer süpernova türleri
Öncüleri tek yıldız olan SN II'nin aksine, ikili sistemlerde öncüleri büyük yıldızlar olan SN Ib ve Ic de vardır.
Süpernova teorisi
Henüz tam bir süpernova teorisi yok. Önerilen tüm modeller basitleştirilmiştir ve gerekli patlama resmini elde etmek için ayarlanması gereken serbest parametrelere sahiptir. Şu anda, yıldızlarda meydana gelen ve parlamanın gelişimi için önemli olan tüm fiziksel süreçleri sayısal modellerde hesaba katmak mümkün değildir. Ayrıca yıldızların evrimine ilişkin eksiksiz bir teori de yoktur.
Tip II süperdev olarak sınıflandırılan ünlü süpernova SN 1987A'nın öncülünün, 1987'den önce SN II modellerinde varsayıldığı gibi kırmızı değil, mavi bir süperdev olduğunu unutmayın. Ayrıca geri kalanının tipinde kompakt bir nesneden yoksun olması da muhtemeldir. nötron yıldızı veya gözlemlerden görülebileceği gibi bir kara delik.
Süpernovanın Evrendeki Yeri
Çok sayıda araştırmaya göre, Evrenin doğuşundan sonra yalnızca hafif maddelerle (hidrojen ve helyum) doluydu. Diğer tüm kimyasal elementler ancak yıldızların yanması sırasında oluşabiliyordu. Bu, gezegenimizin (ve sen ve ben) tarih öncesi yıldızların derinliklerinde oluşan ve bir zamanlar süpernova patlamalarıyla dışarı atılan maddeden oluştuğu anlamına gelir.
Bilim adamlarının hesaplamalarına göre, her tip II süpernova, alüminyumun aktif izotopunun (26Al) yaklaşık 0,0001 güneş kütlesini üretiyor. Bu izotopun bozunması, uzun süredir gözlemlenen sert radyasyon oluşturur ve yoğunluğundan, bu izotopun Galaksideki içeriğinin üç güneş kütlesinden az olduğu hesaplanmıştır. Bu da Galakside tip II süpernovaların yüzyılda ortalama iki kez patlaması gerektiği anlamına geliyor ki bu gözlemlenmiyor. Muhtemelen, son yüzyıllarda bu tür patlamaların çoğu fark edilmedi (kozmik toz bulutlarının arkasında meydana geldiler). Bu nedenle süpernovaların çoğu diğer galaksilerde gözlenir. Teleskoplara bağlı otomatik kameralar kullanılarak yapılan derin gökyüzü araştırmaları artık gökbilimcilerin yılda 300'den fazla parlama keşfetmesine olanak tanıyor. Her durumda, bir süpernovanın patlama zamanı gelmiştir...
Bilim adamlarının hipotezlerinden birine göre, bir süpernova patlaması sonucu ortaya çıkan kozmik toz bulutu, uzayda yaklaşık iki veya üç milyar yıl kalabilir!
Süpernova gözlemleri
Süpernovaları belirlemek için gökbilimciler şunları kullanır: aşağıdaki sistem: SN harfleri ilk önce yazılır (Latince'den Süst N ova), ardından açılış yılı ve ardından Latin harfleriyle - seri numarası yılın süpernovası. Örneğin, SN 1997cj 26 * 3 keşfedilen bir süpernovayı belirtir ( C) + 10 (J) = 1997'de 88'inci.
En ünlü süpernova
- Süpernova SN 1604 (Kepler Süpernovası)
- Süpernova G1.9+0.3 (Galaksimizdeki En Genç)
Galaksimizdeki tarihsel süpernova (gözlenen)
| Süpernova | Salgın tarihi | takımyıldız | Maks. parlamak | Mesafe (st. yıl) | Flaş türü | Görünürlük süresi | Kalan | Notlar |
| SN 185 | 7 Aralık | Sentor | -8 | 3000 | Evet? | 8 - 20 ay | G315.4-2.3 (RCW 86) | Çin kayıtları: Alpha Centauri yakınlarında gözlemlendi. |
| SN 369 | Bilinmeyen | Bilinmeyen | Bilinmeyen | Bilinmeyen | 5 ay | Bilinmeyen | Çin kronikleri: Durum çok az biliniyor. Galaktik ekvatorun yakınındaysa büyük olasılıkla bir süpernovaydı; değilse büyük ihtimalle yavaş bir novaydı. | |
| SN 386 | yay Burcu | +1.5 | 16,000 | II? | 2-4 ay | |||
| SN 393 | Akrep | 0 | 34000 | Bilinmeyen | 8 ay | birkaç aday | Çin kronikleri | |
| SN1006 | , 1 Mayıs | Kurt | -7,5 | 7200 | Ia | 18 ay | SNR1006 | İsviçreli rahipler, Arap bilim adamları ve Çinli gökbilimciler. |
| SN 1054 | , 4 Temmuz | Boğa burcu | -6 | 6300 | II | 21 ay | Yengeç Bulutsusu | Ortada ve Uzak Doğu(İrlanda manastır kroniklerindeki belirsiz ipuçları dışında Avrupa metinlerinde yer almıyor). |
| SN 1181 | , Ağustos | Cassiopeia | -1 | 8500 | Bilinmeyen | 6 ay | Muhtemelen 3C58 (G130.7+3.1) | Paris Üniversitesi profesörü Alexandre Nequem'in çalışmaları, Çince ve Japonca metinler. |
| SN 1572 | 6 Kasım | Cassiopeia | -4 | 7500 | Ia | 16 ay | Süpernova kalıntısı Tycho | Bu olay, genç Tycho Brahe'nin kayıtları da dahil olmak üzere birçok Avrupa kaynağında kayıtlıdır. Doğru, parlayan yıldızı yalnızca 11 Kasım'da fark etti, ancak onu bir buçuk yıl boyunca takip etti ve bu konuyla ilgili ilk astronomik çalışma olan "De Nova Stella" ("Yeni Yıldızda") kitabını yazdı. |
| SN 1604 | 9 Ekim | Yılancı | -2.5 | 20000 | Ia | 18 ay | Kepler süpernova kalıntısı | 17 Ekim'den itibaren gözlemlerini ayrı bir kitapta özetleyen Johannes Kepler bunu incelemeye başladı. |
| SN 1680 | 16 Ağustos | Cassiopeia | +6 | 10000 | IIb | bilinmiyor (en fazla bir hafta) | Süpernova kalıntısı Cassiopeia A | Flamsteed tarafından fark edilen yıldız, kataloğunda 3 Cas olarak listelendi. |
Ayrıca bakınız
Bağlantılar
- Pskovski Yu. Novalar ve süpernovalar- nova ve süpernova hakkında bir kitap.
- Tsvetkov D. Yu. Süpernovalar - modern inceleme süpernovalar.
- Alexey Levin Uzay Bombaları- "Popüler Mekanik" dergisindeki makale
- Gözlemlenen tüm süpernova patlamalarının listesi - Süpernova Listesi, IAU
- Uzayın Keşfi ve Geliştirilmesi Öğrencileri -
Süpernova- en görkemli kozmik olaylardan biri. Kısacası, bir süpernova, kütlesinin çoğunun (ve bazen tamamının) 10.000 km/s'ye varan hızlarda uçup gittiği ve geri kalanının süper yoğun bir nötron yıldızına büzüldüğü (çöktüğü) bir yıldızın gerçek bir patlamasıdır. Kara delik. Süpernovalar oynuyor önemli rol yıldızların evriminde. Kütlesi 8-10 güneşten fazla olan, nötron yıldızları ve kara delikleri doğuran, yıldızlararası ortamı ağır maddelerle zenginleştiren yıldızların yaşamının finalidir. kimyasal elementler. Demirden daha ağır olan tüm elementler, daha hafif elementlerin çekirdeklerinin etkileşimi sonucu oluşmuştur. temel parçacıklar büyük yıldızların patlaması sırasında. İnsanoğlunun yıldızlara duyduğu sonsuz özlemin cevabı burada değil mi? Sonuçta, canlı maddenin en küçük hücresinde, büyük bir yıldızın ölümü sırasında sentezlenen demir atomları vardır. Ve bu anlamda insanlar Andersen'in masalındaki kardan adama benziyor: sıcak sobaya karşı tuhaf bir sevgi duyuyordu, çünkü maşa onun çerçevesiydi...
Bilim insanları eliptik galaksilerde (yani sarmal yapıya sahip olmayan, çok düşük yıldız oluşum oranına sahip, çoğunlukla düşük kütleli kırmızı yıldızlardan oluşan galaksiler) sadece tip 1 süpernovaların patladığını fark ettiler. Galaksimiz Samanyolu'nun da ait olduğu sarmal galaksilerde her iki tür süpernova da meydana gelir. Bu durumda 2. tip temsilciler sarmal kollara doğru yoğunlaşırlar. aktif süreç yıldız oluşumu ve birçok genç büyük yıldız. Bu özellikler, iki tür süpernovanın farklı doğasını akla getiriyor.
Artık herhangi bir süpernovanın patlaması sırasında güvenilir bir şekilde tespit edilmiştir. büyük miktar enerji - yaklaşık 10 46 J! Patlamanın ana enerjisi fotonlar tarafından değil, nötrinolar (çok az, hatta sıfır dinlenme kütlesine sahip hızlı parçacıklar) tarafından taşınıyor. Nötrinolar maddeyle son derece zayıf etkileşime girer ve onlar için yıldızın içi oldukça şeffaftır.
Kompakt bir kalıntının oluşması ve dış kabuğun fırlatılmasıyla ilgili eksiksiz bir süpernova patlaması teorisi, bu süreç sırasında meydana gelen tüm olayları dikkate almanın aşırı zorluğu nedeniyle henüz oluşturulmamıştır. fiziksel süreçler. Ancak tüm kanıtlar, tip 2 süpernovaların büyük kütleli yıldızların çekirdeklerinin çökmesi sonucu patladığını gösteriyor. Yıldızın yaşamının farklı aşamalarında termal nükleer reaksiyonlar, ilk önce hidrojenin helyuma, sonra helyumun karbona dönüştürüldüğü ve bu şekilde “demir zirvesi” elementlerinin (demir, kobalt ve nikel) oluşumuna kadar devam etti. Bu elementlerin atom çekirdekleri parçacık başına maksimum bağlanma enerjisine sahiptir. Atom çekirdeğine, örneğin demire yeni parçacıkların eklenmesinin, önemli miktarda enerji harcaması gerektireceği ve bu nedenle demir zirvesindeki elementlerde termonükleer yanmanın "duracağı" açıktır.
Demir çekirdek yeterince büyük hale geldiğinde (yaklaşık 1,5 güneş kütlesi) yıldızın merkez kısımlarının stabilitesini kaybetmesine ve çökmesine neden olan şey nedir? Günümüzde stabilite kaybı ve çökmeye yol açan iki ana faktör bilinmektedir. Birincisi, bu, demir çekirdeklerinin fotonların emilmesiyle 13 alfa parçacığına (helyum çekirdeği) "parçalanmasıdır" - demirin foto ayrışması denir. İkincisi, bir maddenin nötronizasyonu, nötron oluşumuyla elektronların protonlar tarafından yakalanmasıdır. Her iki süreç de, evrimin sonunda yıldızın merkezinde oluşan yüksek yoğunluklarda (1 t/cm3'ün üzerinde) mümkün hale gelir ve her ikisi de, aslında kütleçekim kuvvetinin sıkıştırma etkisine direnen maddenin "esnekliğini" etkili bir şekilde azaltır. kuvvetler. Sonuç olarak çekirdek stabilitesini kaybeder ve büzülür. Bu durumda maddenin nötronizasyonu sırasında çok sayıda nötrino açığa çıkarak çöken çekirdekte depolanan ana enerjiyi alıp götürür.
Teorik olarak yeterince ayrıntılı olarak geliştirilen yıkıcı çekirdek çöküşü sürecinin aksine, yıldız zarfının fırlatılmasının (patlamanın kendisi) açıklanması o kadar kolay değildir. Büyük olasılıkla nötrinolar bu süreçte önemli bir rol oynuyorBilgisayar hesaplamalarının gösterdiği gibi, çekirdeğe yakın yoğunluk o kadar yüksektir ki, maddeyle zayıf etkileşime giren nötrinolar bile bir süre yıldızın dış katmanları tarafından "kilitlenir". Ancak yerçekimi kuvvetleri kabuğu çekirdeğe doğru çeker ve su gibi daha yoğun bir sıvıyı, gazyağı veya yağ gibi daha az yoğun bir sıvının üzerine dökmeye çalışırken ortaya çıkan duruma benzer bir durum ortaya çıkar. (Deneyimlerden iyi bilinmektedir ki hafif sıvı ağır olanın altından "ortaya çıkma" eğilimindedir - Rayleigh-Taylor kararsızlığı denilen yer burasıdır.) Bu mekanizma devasa konvektif hareketlere neden olur ve sonunda nötrino momentumu dış kabuğa aktarıldığında, çevredeki boşluğa atıldı.
Belki de bir süpernova patlamasının küresel simetrisinin ihlaline yol açan nötrino konvektif hareketleridir. Başka bir deyişle, maddenin ağırlıklı olarak dışarı atıldığı bir yön ortaya çıkıyor ve ardından ortaya çıkan kalıntı bir geri tepme darbesi alıyor ve 1000 km/s'ye varan hızlarla ataletle uzayda hareket etmeye başlıyor. Bu tür yüksek uzaysal hızlar genç nötron yıldızlarında (radyo pulsarlarında) gözlemlenmiştir.
Tip 2 süpernova patlamasının açıklanan şematik resmi, bu olgunun ana gözlemsel özelliklerini anlamamızı sağlar. Ve bu modele dayanan teorik tahminlerin (özellikle nötrino patlamasının toplam enerjisi ve spektrumuyla ilgili), 23 Şubat 1987'de Büyük Macellan Bulutu'ndaki bir süpernovadan gelen nötrino darbesiyle tamamen uyumlu olduğu ortaya çıktı.
Şimdi tip 1 süpernova hakkında birkaç kelime. Spektrumlarında hidrojen parıltısının bulunmaması, patlamanın hidrojen zarfı olmayan yıldızlarda meydana geldiğini düşündürmektedir. Artık bunun bir beyaz cücenin patlaması ya da bir yıldızın çökmesi sonucu olabileceğine inanılıyor. Wolf-Rayet tipi(aslında bunlar helyum, karbon ve oksijen açısından zengin, büyük yıldızların çekirdekleridir).
Beyaz bir cüce nasıl patlayabilir? Sonuçta, bu çok yoğun yıldızda nükleer reaksiyonlar meydana gelmez ve yerçekimi kuvvetleri, elektronlardan ve iyonlardan oluşan yoğun bir gazın (sözde dejenere elektron gazı) basıncıyla dengelenir. Buradaki sebep, büyük yıldızların çekirdeklerinin çökmesiyle aynıdır; yoğunluğunun artmasıyla birlikte yıldızın maddesinin esnekliğinin azalması. Bunun nedeni yine elektronların protonlara "bastırılması" ve nötronların oluşması ve bazı göreceli etkilerdir.
Beyaz cücenin yoğunluğu neden artıyor? Eğer tek ise bu imkansızdır. Ancak eğer bir beyaz cüce yeterince yakın bir sistemin parçasıysa çift sistem daha sonra yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında komşu bir yıldızdan gelen gaz beyaz cüceye akabilir (yeni bir yıldızda olduğu gibi). Aynı zamanda kütlesi ve yoğunluğu giderek artacak ve bu da sonuçta çökmeye ve patlamaya yol açacaktır.
 |
Bir diğer olası değişken daha egzotik ama daha az gerçek olmayan iki beyaz cücenin çarpışmasıdır. Bu nasıl olabilir ki, uzayda iki beyaz cücenin çarpışması olasılığı ihmal edilebilir, çünkü birim hacim başına düşen yıldız sayısı ihmal edilebilir - en fazla 100 pc3 büyüklüğünde birkaç yıldız. Ve burada (bir kez daha!) çift yıldızlar "suçludur", ancak şimdi iki beyaz cüceden oluşmaktadır.
Einstein'ın genel görelilik teorisinden de anlaşılacağı gibi, birbirinin etrafında dönen herhangi iki kütle, yerçekimi dalgaları - yerçekimi dalgaları tarafından böyle bir sistemden sürekli, çok önemsiz de olsa, enerjinin uzaklaştırılması nedeniyle er ya da geç çarpışmak zorundadır. Örneğin, Dünya ve Güneş, eğer Güneş sonsuza kadar yaşasaydı, bu etkinin bir sonucu olarak, Evren'in yaşından çok daha büyük büyüklükte bir süre sonra da olsa çarpışırlardı. Güneş çevresinde yıldız kütlelerine (2 10 30 kg) sahip yakın ikili sistemler durumunda, bunların birleşmesinin Evren'in yaşından daha kısa bir sürede - yaklaşık 10 milyar yıl - gerçekleşmesi gerektiği hesaplanmaktadır. Tahminler, tipik bir galakside bu tür olayların birkaç yüz yılda bir meydana geldiğini göstermektedir. Bu felaket sürecinde açığa çıkan devasa enerji, süpernova olayını açıklamaya fazlasıyla yetiyor.
Bu arada, beyaz cücelerin kütlelerinin yaklaşık eşitliği, birleşmelerini birbirine "benzer" kılar; bu, patlamanın ne zaman ve hangi galakside meydana geldiğine bakılmaksızın, tip 1 süpernovaların özelliklerinin aynı görünmesi gerektiği anlamına gelir. Bu nedenle süpernovaların görünen parlaklığı, gözlemlendikleri galaksilere olan uzaklıkları yansıtır. Tip 1 süpernovanın bu özelliği şu anda bilim adamları tarafından aşağıdakileri elde etmek için kullanılmaktadır: bağımsız değerlendirme En önemli kozmolojik parametre, Evrenin genişleme oranının niceliksel bir ölçüsü olarak hizmet eden Hubble sabitidir. Sadece Evrende meydana gelen ve optik aralıkta gözlemlenen en güçlü yıldız patlamalarından bahsettik. Süpernova durumunda, patlamanın ana enerjisi ışık tarafından değil nötrinolar tarafından taşındığından, nötrino astronomi yöntemlerini kullanarak gökyüzünü incelemek ilginç olasılıklara sahiptir. Gelecekte, ışığa opak olan devasa madde kalınlıkları tarafından gizlenen bir süpernovanın "cehennemine" "bakmaya" olanak tanıyacak. Yakın gelecekte bize çift beyaz cücelerin, nötron yıldızlarının ve kara deliklerin birleşmesinin görkemli olaylarını anlatacak olan yerçekimsel dalga astronomisi daha da şaşırtıcı keşifler vaat ediyor.
Açık bir günde gökyüzü, genel olarak oldukça sıkıcı ve monoton bir tablo sunar: Güneş'in sıcak bir topu ve bazen bulutlarla veya nadir bulutlarla süslenmiş berrak, sonsuz bir genişlik.
Bulutsuz bir gecede gökyüzü başka bir konudur. Genellikle hepsi parlak yıldız kümeleriyle doludur. Gece gökyüzünde çıplak gözle 3 ila 4,5 bin gece armatürü görebileceğiniz dikkate alınmalıdır. Ve hepsi de güneş sistemimizin bulunduğu Samanyolu'na ait.
Modern kavramlara göre yıldızlar, derinliklerinde helyum çekirdeklerinin hidrojen çekirdeklerinden termonükleer füzyonunun meydana geldiği ve muazzam miktarda enerji açığa çıkardığı sıcak gaz toplarıdır. Yıldızların parlaklığını sağlayan da budur.
Bize en yakın yıldız, uzaklığı 150 milyon kilometre olan Güneşimizdir. Ancak ondan sonraki en uzak yıldız Proxima Centauri bizden 4,25 ışıkyılı uzaklıkta, yani Güneş'ten 270 bin kat daha uzakta bulunuyor.
Bu göstergede Güneş'ten yüzlerce kat daha büyük ve ondan aynı sayıda daha düşük yıldızlar var. Ancak yıldızların kütleleri, Güneş kütlesinin on ikide birinden kütlesinin 100'üne kadar çok daha mütevazı sınırlar içinde değişir. Yarıdan fazla görünür yıldızlar ikili ve bazen üçlü sistemlerdir.
Genel olarak, Evrende görebildiğimiz yıldızların sayısı, on bir sıfırla birlikte 125.000.000.000 sayısıyla belirlenebilir.
Artık sıfırlarla karışıklığı önlemek için gökbilimciler artık tek tek yıldızların değil, tüm galaksilerin kayıtlarını tutuyorlar ve her birinde ortalama 100 milyar yıldız olduğuna inanıyorlar.
Amerikalı gökbilimci Fritz Zwicky ilk olarak süpernovaları hedefli bir şekilde aramaya başladı.
1996 yılında bilim insanları Dünya'dan 50 milyar galaksinin görülebildiğini tespit etmişti. Dünya atmosferinden gelen müdahalelere maruz kalmayan Hubble Orbital Teleskobu hizmete girdiğinde görünür galaksilerin sayısı 125 milyara çıktı.
Sayesinde her şeyi gören göz Gökbilimciler bu teleskopla o kadar evrensel derinliklere indiler ki, Evrenimizi doğuran Büyük Patlama'dan sadece bir milyar yıl sonra ortaya çıkan galaksileri gördüler.
Yıldızları karakterize etmek için çeşitli parametreler kullanılır: parlaklık, kütle, yarıçap ve kimyasal bileşim atmosfer ve sıcaklığı. Ve bir yıldızın bir takım ek özelliklerini kullanarak onun yaşını da belirleyebilirsiniz.
Her yıldız doğan, büyüyen ve belli bir yaşa geldikten sonra sessizce ölen dinamik bir yapıdır. Ama aynı zamanda aniden patladığı da olur. Bu olay, patlayan yıldızın bitişiğindeki alanda büyük ölçekli değişikliklere yol açıyor.
Böylece, bu patlamayı takip eden karışıklık devasa bir hızla yayılıyor ve onbinlerce yıl boyunca yıldızlararası ortamda devasa bir alanı kaplıyor. Bu bölgede sıcaklık keskin bir şekilde birkaç milyon dereceye kadar yükseliyor ve kozmik ışınların yoğunluğu ve manyetik alan gücü önemli ölçüde artıyor.
Patlayan bir yıldızın fırlattığı malzemenin bu özellikleri, onun yeni yıldızlar ve hatta tüm gezegen sistemleri oluşturmasına olanak tanır.
Bu nedenle hem süpernovalar hem de kalıntıları astrofizikçiler tarafından çok yakından incelenmektedir. Sonuçta, bu fenomenin incelenmesi sırasında elde edilen bilgiler, normal yıldızların evrimi, nötron yıldızlarının doğumu sırasında meydana gelen süreçler hakkındaki bilgileri genişletebilir ve ağır elementlerin oluşumuyla sonuçlanan reaksiyonların ayrıntılarını açıklığa kavuşturabilir. , kozmik ışınlar vb.
Bir zamanlar parlaklığı beklenmedik bir şekilde 1000 kattan fazla artan yıldızlara gökbilimciler tarafından yeni deniyordu. Beklenmedik bir şekilde gökyüzünde belirdiler ve takımyıldızların olağan konfigürasyonunda değişiklikler yaptılar. Aniden maksimum birkaç bin kat artan parlaklıkları, bir süre sonra keskin bir şekilde azaldı ve birkaç yıl sonra parlaklıkları patlamadan önceki kadar zayıfladı.
Bir yıldızın kütlesinin binde birinden kurtulduğu ve muazzam bir hızla uzaya fırlatıldığı patlamaların periyodikliğinin, yeni yıldızların doğuşunun ana işaretlerinden biri olarak kabul edildiğini belirtmekte fayda var. Ancak aynı zamanda, garip bir şekilde, yıldızların patlamaları, yapılarında önemli değişikliklere, hatta yok olmalarına yol açmıyor.
Galaksimizde bu tür olaylar ne sıklıkla oluyor? Yalnızca parlaklığı 3. büyüklüğü aşmayan yıldızları hesaba katarsak, tarihi kayıtlara ve gökbilimcilerin gözlemlerine göre beş bin yıl boyunca 200'den fazla parlak parlama gözlemlenmedi.
Ancak diğer galaksilerle ilgili çalışmalar başladığında, uzayın bu köşelerinde ortaya çıkan yeni yıldızların parlaklığının çoğu zaman bu yıldızların göründüğü tüm galaksinin parlaklığına eşit olduğu ortaya çıktı.
Elbette yıldızların bu kadar parlak bir şekilde ortaya çıkması olağanüstü bir olaydır ve sıradan yıldızların doğuşundan kesinlikle farklıdır. Bu nedenle, 1934'te Amerikalı gökbilimciler Fritz Zwicky ve Walter Baade, maksimum parlaklığı sıradan galaksilerin parlaklığına ulaşan yıldızların ayrı bir süpernova sınıfı olarak sınıflandırılmasını ve en çok parlak yıldızlar. Süpernova patlamalarının olduğu akılda tutulmalıdır. mevcut durum Galaksimiz son derece nadir görülen bir olgudur ve her 100 yılda bir defadan fazla meydana gelmez. Çin ve Japon incelemelerinde kaydedilen en çarpıcı salgınlar 1006 ve 1054'te meydana geldi.
Beş yüz yıl sonra, 1572'de, seçkin gökbilimci Tycho Brahe, Cassiopeia takımyıldızında bir süpernova patlamasını gözlemledi. 1604 yılında Johannes Kepler, Yılancı takımyıldızında bir süpernovanın doğuşunu gördü. Ve o zamandan beri Galaksimizde bu tür görkemli olaylar kutlanmadı.
Bunun nedeni Güneş sisteminin Galaksimizde gözlenebilecek kadar yer işgal etmesi olabilir. Optik enstrümanlar Dünya'dan süpernova patlamaları hacminin yalnızca yarısı kadar mümkündür. Bölgenin geri kalanında bu, ışığın yıldızlararası emilimi nedeniyle engelleniyor.
Ve diğer galaksilerde bu fenomenler yaklaşık olarak aynı sıklıkta meydana geldiğinden Samanyolu Patlama anında süpernovalarla ilgili temel bilgiler diğer galaksilerde yapılan gözlemlerden elde edildi...
Gökbilimciler W. Baade ve F. Zwicky ilk kez 1936'da süpernovaları hedef alarak araştırmaya başladılar. Farklı galaksilerde üç yıl süren gözlemler sırasında bilim adamları, daha sonra fotometri ve spektroskopi kullanılarak daha kapsamlı bir çalışmaya tabi tutulan 12 süpernova patlamasını keşfettiler.
Üstelik daha gelişmiş astronomik ekipmanların kullanılması, yeni keşfedilen süpernovaların listesinin genişletilmesini mümkün kıldı. Ve otomatik aramaların başlatılması, bilim adamlarının yılda yüzden fazla süpernova keşfetmesine yol açtı. Toplamda Kısa bir zaman Bu nesnelerden 1.500 tanesi kaydedildi.
İÇİNDE son yıllar kullanarak güçlü teleskoplar Bilim insanları bir gecelik gözlemlerde 10'dan fazla uzak süpernova keşfettiler!
Ocak 1999'da, Evrenin birçok "hilesine" alışkın olan modern gökbilimcileri bile şok eden bir olay meydana geldi: uzayın derinliklerinde, daha önce bilim adamları tarafından kaydedilenlerden on kat daha parlak bir flaş kaydedildi. New Mexico dağlarında otomatik kamerayla donatılmış iki araştırma uydusu ve bir teleskop tarafından fark edildi. Bu eşsiz olay Bootes takımyıldızında meydana geldi. Kısa bir süre sonra, aynı yılın Nisan ayında, bilim adamları salgına olan mesafenin dokuz milyar ışıkyılı olduğunu belirlediler. Bu, Evrenin yarıçapının neredeyse dörtte üçü kadardır.
Gökbilimciler tarafından yapılan hesaplamalar, patlamanın sürdüğü birkaç saniye içinde, Güneş'in beş milyar yıllık varoluşu boyunca ürettiğinden kat kat daha fazla enerjinin açığa çıktığını gösterdi. Böylesine inanılmaz bir patlamaya ne sebep oldu? Bu muazzam enerji salınımına hangi süreçler yol açtı? İki nötron yıldızının birleşmesi durumunda bu kadar büyük miktarda enerjinin ortaya çıkabileceği varsayımına rağmen bilim henüz bu sorulara spesifik olarak cevap veremiyor.
| <<< Назад
|
İleri >>> |
İnsanların süpernova gibi ilginç bir olayı gözlemleyebilmesi oldukça nadirdir. Ancak bu sıradan bir yıldız doğumu değil çünkü galaksimizde her yıl on kadar yıldız doğuyor. Süpernova yalnızca yüz yılda bir gözlemlenebilen bir olaydır. Yıldızlar çok parlak ve güzel bir şekilde ölüyor.
Bir süpernova patlamasının neden meydana geldiğini anlamak için yıldızın doğuşuna dönmemiz gerekiyor. Hidrojen uzayda uçuyor ve yavaş yavaş bulutlar halinde toplanıyor. Bulut yeterince büyüdüğünde merkezinde yoğunlaşmış hidrojen birikmeye başlar ve sıcaklık giderek artar. Yerçekiminin etkisi altında, gelecekteki yıldızın çekirdeği, sayesinde toplanır. yükselmiş sıcaklık ve yerçekiminin artmasıyla termonükleer füzyon reaksiyonu gerçekleşmeye başlar. Bir yıldızın kendine ne kadar hidrojen çekebileceği, onun kırmızı cüceden mavi deve kadar gelecekteki boyutunu belirler. Zamanla yıldızın işinde denge kurulur, dış katmanlar çekirdeğe baskı yapar ve termonükleer füzyon enerjisi nedeniyle çekirdek genişler.
Yıldız benzersizdir ve herhangi bir reaktör gibi, bir gün yakıtı, yani hidrojeni tükenecektir. Ancak bir süpernovanın nasıl patladığını görmemiz için biraz daha zaman geçmesi gerekiyor, çünkü reaktörde hidrojen yerine başka bir yakıt (helyum) oluştu ve yıldız bunu yakmaya başlayacak, onu oksijene ve sonra da oksijene dönüştürecek. karbon. Ve bu, yıldızın çekirdeğinde, termonükleer reaksiyon sırasında enerji salmayan, ancak onu tüketen demir oluşana kadar devam edecek. Bu koşullar altında bir süpernova patlaması meydana gelebilir.
Çekirdek ağırlaşır ve soğur, bu da daha hafif olan üst katmanların üzerine düşmesine neden olur. Füzyon yeniden başlıyor, ancak bu sefer normalden daha hızlı, bunun sonucunda yıldız patlıyor ve içindeki maddeyi çevredeki boşluğa saçıyor. Bilinenlere bağlı olarak arkasında da kalabilir - (inanılmaz derecede yüksek yoğunluğa sahip, çok yüksek ve ışık yayabilen bir madde). Bu tür oluşumlar çok sonra kalır büyük yıldızlarçok ağır elementlere termonükleer füzyon üretebildiler. Daha küçük yıldızlar, geride neredeyse hiç ışık yaymayan fakat aynı zamanda yüksek madde yoğunluğuna sahip olan nötron veya demir küçük yıldızları bırakır.
Novalar ve süpernovalar yakından ilişkilidir çünkü bunlardan birinin ölümü yenisinin doğuşu anlamına gelebilir. Bu süreç sonsuza kadar devam eder. Bir süpernova milyonlarca ton maddeyi çevredeki alana taşır, bunlar tekrar bulutlar halinde toplanır ve yeni bir maddenin oluşumu başlar. Gök cismi. Bilim adamları, vücudumuzda bulunan tüm ağır elementlerin Güneş Sistemi Güneş, doğumu sırasında bir zamanlar patlayan bir yıldızdan “çaldı”. Doğa muhteşemdir ve bir şeyin ölümü her zaman yeni bir şeyin doğuşu anlamına gelir. Madde uzayda parçalanıp yıldızlarda oluşuyor ve Evrenin büyük dengesini yaratıyor.
Bir süpernova patlaması (SN ile gösterilir), bir nova patlamasıyla kıyaslanamayacak kadar büyük ölçekte bir olgudur. Yıldız sistemlerinden birinde bir süpernovanın ortaya çıkışını gözlemlediğimizde, bu tek yıldızın parlaklığı bazen tüm yıldız sisteminin toplam parlaklığıyla aynı düzende olur. Böylece, 1885 yılında Andromeda Bulutsusu'nun merkezine yakın bir yerde parıldayan yıldız, nebulanın bütünsel parlaklığına eşitken, parlaklığına ulaştı; yani, süpernovadan gelen ışık akısı, Güneş'inkinden yalnızca dört kat daha az. bulutsudan gelen akış. İki durumda süpernovanın parlaklığının, süpernovanın ortaya çıktığı galaksinin parlaklığından daha büyük olduğu ortaya çıktı. Süpernovanın maksimumdaki mutlak büyüklüğü, sıradan bir novanın maksimum parlaklıktaki mutlak büyüklüğünden 600 kat daha parlaktır. Bireysel süpernovalar, Güneş'in parlaklığının on milyar katı olan bir maksimuma ulaşır.
Son bin yılda Galaksimizde güvenilir bir şekilde üç süpernova gözlemlendi: 1054'te (Toros'ta), 1572'de (Cassiopeia'da), 1604'te (Ophiuchus'ta). Görünen o ki, 1670 civarında Cassiopeia'daki süpernova patlaması da gözden kaçmış; geriye uçan gaz filamentleri ve güçlü radyo emisyonundan (Cas A) oluşan bir sistem kalıyor. Bazı galaksilerde 40 yıl boyunca üç hatta dört süpernova patladı (NGC 5236 ve 6946 bulutsularında). Ortalama olarak her 200 yılda bir her galakside bir süpernova patlar ve bu iki galaksi için bu aralık 8 yıla iner! Dört yılı aşkın (1957-1961) uluslararası işbirliği kırk iki süpernovanın keşfiyle sonuçlandı. Gözlemlenen süpernovaların toplam sayısı şu anda 500'ü aşıyor.
Parlaklıktaki değişimin özelliklerine göre süpernovalar iki türe ayrılır - I ve II (Şekil 129); Süpernovaları en düşük parlaklığa sahip bir tip III'ün de olması mümkündür.
Tip I süpernovalar, kısa ömürlü bir maksimum (yaklaşık bir hafta) ile ayırt edilir, bundan sonra 20-30 gün boyunca parlaklık bir gün oranında azalır. Daha sonra düşüş yavaşlar ve yıldız görünmez oluncaya kadar devam eder. sabit hız günlük. Yıldızın parlaklığı katlanarak azalıyor ve her 55 günde bir yarıya iniyor. Örneğin Boğa burcundaki Süpernova 1054 öyle bir parlaklığa ulaştı ki neredeyse bir ay boyunca gündüzleri görülebildi, çıplak gözle görülebilmesi ise iki yıl sürdü. Maksimum parlaklıkta, tip I süpernovanın mutlak büyüklüğü ortalamaya ulaşır ve patlamanın ardından genlik maksimumdan minimum parlaklığa ulaşır.
Tip II süpernovaların parlaklığı daha düşüktür: maksimumda genlik bilinmemektedir. Maksimuma yakın parlaklık bir miktar oyalanır, ancak maksimumdan 100 gün sonra tip I süpernovaya göre çok daha hızlı, yani 20 gün azalır.
Süpernovalar genellikle galaksilerin çevresinde patlar.
Tip I süpernovalar herhangi bir şekle sahip galaksilerde bulunurken, tip II süpernovalar yalnızca sarmal olanlarda bulunur. Her ikisi de sarmal gökadalarda çoğunlukla ekvator düzleminin yakınında, tercihen sarmalların kollarında bulunur ve muhtemelen gökadanın merkezinden kaçınır. Büyük olasılıkla düz bileşene (tip I popülasyon) aittirler.
Tip I süpernovaların spektrumları hiçbir şekilde novaların spektrumlarına benzemez. Bunlar ancak çok geniş emisyon bantları fikri terk edildikten sonra deşifre edildi ve karanlık boşluklar, 5000'den 20.000 km / yaklaşma hızlarına karşılık gelen DH değeriyle güçlü bir şekilde menekşe rengine kaydırılan çok geniş soğurma bantları olarak algılandı. S.
Pirinç. 129. Tip I ve II süpernovaların fotografik ışık eğrileri. Yukarıda, IC 4182 ve NGC 1003 bulutsularında 1937'de hemen hemen aynı anda patlayan iki tip I süpernovanın parlaklığındaki değişiklik görülmektedir. Jülyen günleri x ekseni üzerinde gösterilmektedir. Aşağıda üç Tip II süpernovanın sentetik bir ışık eğrisi bulunmaktadır; bu eğriler, tek tek ışık eğrilerinin büyüklük ekseni boyunca (etiketlenmemiş soldaki koordinat) uygun şekilde kaydırılmasıyla elde edilmiştir. Kesikli eğri, tip I süpernovanın parlaklığındaki değişimi temsil eder. Rastgele bir başlangıçtan itibaren günler x ekseni üzerinde işaretlenir
Bunlar süpernova kabuklarının genişleme oranları! Maksimumdan önce ve maksimumdan sonra ilk kez, bir süpernovanın spektrumunun, renk sıcaklığı yaklaşık 10.000 K veya daha yüksek olan bir süperdev spektrumuna benzer olduğu açıktır (ultraviyole fazlalığı yaklaşık );
Maksimumdan kısa süre sonra radyasyon sıcaklığı 5-6 bin Kelvin'e düşer. Ancak spektrum, başta CaII (hem ultraviyole ikili hem de kızılötesi üçlü) olmak üzere iyonize metal çizgileri açısından zengin olmaya devam ediyor, helyum (HeI) çizgileri iyi temsil ediliyor ve çok sayıda nitrojen (NI) çizgisi çok belirgin ve hidrojen çizgileri büyük bir belirsizlikle tanımlanıyor. Elbette parlamanın belirli aşamalarında spektrumda emisyon çizgileri de bulunur ancak bunlar kısa ömürlüdür. Absorbsiyon hatlarının çok geniş genişliği, fırlatılan gaz kovanlarındaki hızların büyük dağılımı ile açıklanmaktadır.
Tip II süpernovaların spektrumları sıradan novaların spektrumlarına benzer: mor tarafta emisyonlarla aynı genişliğe sahip soğurma çizgileri ile sınırlanan geniş emisyon çizgileri. Çok belirgin Balmer hidrojen çizgilerinin (açık ve koyu) varlığı karakteristiktir. Hareketli kabukta, yıldız ile gözlemci arasında kalan kısımda oluşan soğurma çizgilerinin geniş genişliği, hem kabuktaki hızların dağılımını hem de onun devasa boyutunu gösterir. Tip II süpernovalardaki sıcaklık değişiklikleri tip I'dekilere benzer ve genişleme hızları 15.000 km/s'ye kadar ulaşır.
Süpernova türleri ve galaksideki konumları veya galaksilerdeki oluşum sıklıkları arasında farklı şekillerÇok güçlü olmasa da bir korelasyon var. Tip I süpernovalar tercihen küresel bileşenin yıldız popülasyonu arasında ve özellikle eliptik galaksilerde bulunur ve tip II süpernovalar ise tam tersine disk popülasyonu arasında, spiral ve nadiren düzensiz bulutsularda bulunur. Ancak Büyük Macellan Bulutu'nda gözlemlenen tüm süpernovalar tip I idi. Diğer galaksilerdeki süpernovaların nihai ürünü genellikle bilinmemektedir. Diğer galaksilerde gözlenen yaklaşık süpernova büyüklüğündeki bir genlikle, minimum parlaklıkta nesneler olmalı, yani gözlem için tamamen erişilemez olmalıdır.
Tüm bu koşullar, ne tür yıldızların (süpernovaların habercisi) olabileceğinin anlaşılmasına yardımcı olabilir. Eliptik galaksilerde eski popülasyonlara sahip tip I süpernovaların ortaya çıkması, süpernova öncesi yıldızları tüm hidrojenlerini tüketmiş eski düşük kütleli yıldızlar olarak değerlendirmemize olanak tanır. Buna karşılık, esas olarak gaz bakımından zengin sarmal kollarda meydana gelen Tip II süpernovaların atalarının kolu geçmesi yaklaşık yıllar alır ve bu da onları yaklaşık yüz milyon yaşında yapar. Bu süre zarfında yıldızın, derinliklerindeki hidrojen yakıtı tükendiğinde ana diziden başlayarak onu terk etmesi gerekir. Düşük kütleli bir yıldızın bu aşamayı geçmek için zamanı olmayacaktır ve bu nedenle tip II süpernovanın öncüsünün kütlesi daha az olmamalı ve patlamaya kadar genç bir OB yıldızı olmalıdır.
Doğru, Büyük Macellan Bulutu'ndaki tip I süpernovaların yukarıda bahsedilen görünümü, açıklanan resmin güvenilirliğini bir şekilde ihlal ediyor.
Tip I süpernovanın öncüsünün, kütlesi yaklaşık 0,000 hidrojen olmayan bir beyaz cüce olduğunu varsaymak doğaldır. Ancak bu hale geldi çünkü daha büyük bir kırmızı devin maddesinden vazgeçtiği ikili sistemin bir parçasıydı. sel Böylece sonuçta ondan geriye dejenere bir çekirdek kalır - karbon-oksijen bileşiminden oluşan beyaz bir cüce ve eski uydunun kendisi bir dev haline gelir ve beyaz cüceye maddeyi geri göndermeye başlar ve H = He- oluşturur. orada kabuk. Sınıra (18.9) yaklaşıldığında kütlesi de artar ve merkezi sıcaklığı, karbonun "ateşlediği" 4-10 ° K'ye yükselir.
Sıradan bir yıldızda sıcaklık arttıkça üstteki katmanları destekleyen basınç da artar. Ancak dejenere bir gaz için basınç yalnızca yoğunluğa bağlıdır; sıcaklıkla birlikte artmaz ve üstteki katmanlar, artan sıcaklığı telafi etmek için genişlemek yerine merkeze doğru düşer. Çekirdek ve bitişik katmanlar çökecektir (çökecektir). Düşüş, artan sıcaklık yozlaşmayı ortadan kaldırıncaya kadar keskin bir şekilde hızlanarak ilerler ve ardından yıldız, bir karbon yanma dalgası boyunca yayılırken, "boş yere" stabilize olmak için genişlemeye başlar. Bu süreç bir veya iki saniye sürer, bu süre zarfında kütlesi Güneş'in kütlesinin yaklaşık bir katı olan ve bozunması (-kuantum ve pozitronların salınmasıyla) desteklenen bir maddeye dönüşür. Yüksek sıcaklık kabukta hızla onlarca a boyutuna genişliyor. e. Beyaz cücenin sonuna kadar yok olduğu miktarda ortaya çıktığı çürümeden (yarı ömürle) oluşur. Ancak nötron yıldızının oluşumunun belirgin bir nedeni yoktur. Bu arada, bir süpernova patlamasının kalıntılarında gözle görülür miktarda demir bulamıyoruz, ancak nötron yıldızlarını buluyoruz (aşağıya bakın). Bu gerçekler, sunulan tip I süpernova patlaması modelinin ana zorluğudur.
Ancak tip II süpernova patlamasının mekanizmasına ilişkin açıklamalar daha da büyük zorluklarla karşılaşıyor. Görünüşe göre selefi ikili sistemin bir parçası değil. Büyük bir kütleyle (daha fazla) bağımsız ve hızlı bir şekilde gelişir, H, He, C, O'nun Na ve Si'ye ve ayrıca Fe-Ni çekirdeğine doğru birbiri ardına yanma aşamalarını deneyimler. Her yeni aşama, bir önceki aşama tükendiğinde, yerçekimine karşı koyma yeteneğini kaybettiğinde, çekirdek çöktüğünde, sıcaklık yükseldiğinde ve bir sonraki aşama devreye girdiğinde etkinleştirilir. Fe-Ni fazına gelindiğinde demir çekirdeğin birçok parçacık üzerindeki yüksek enerjili fotonların etkisi altında yok olması nedeniyle enerji kaynağı ortadan kalkacaktır ve bu süreç endotermiktir. Çökmeye yardımcı olur. Ve artık kabuğun çökmesini durdurabilecek enerji de yok.
Ve çekirdek, reaksiyon yoluyla nötron yıldızı aşamasından kara delik durumuna (bkz. s. 289) geçme yeteneğine sahiptir.
Daha fazla gelişme fenomen çok belirsiz hale gelir. Pek çok seçenek önerildi, ancak bunlar çekirdek çöktüğünde kabuğun nasıl dışarı atıldığını açıklamıyor.
İşin tanımlayıcı yönüne gelince, mermi kütlesi ve yaklaşık 2000 km/s fırlatma hızı ile bunun için harcanan enerji 0,000'e ulaşıyor ve parlama sırasındaki radyasyon (çoğunlukla 70 gün) uzaklaşıyor.
Bir süpernova patlaması sürecini değerlendirmeye bir kez daha döneceğiz, ancak bunu salgınların kalıntılarını incelemenin yardımıyla yapacağız (bkz. § 28).
