Supernova - typ II
Vyčerpání paliva pro fúzi
Hvězdy mnohem hmotnější než naše Slunce se vyvíjejí o dost složitějšími způsoby. V jádru našeho Slunce se každou sekundu přemění 589 miliónů tun vodíku na 584 miliónů tun hélia, rozdíl hmotnosti 4,3 miliónů tun je přeměněn v čistou energii, která je vyzářena pryč. Hélium vyprodukované v jádře se zde hromadí, dokud se teploty v jádře nezvýší na úroveň, která dovolí fúzi hélia. Nakonec se vodík v jádře přeměnou na hélium a postupným rozředěním vznikajícím héliovým „popelem“ vyčerpá, fúze se zpomalí, gravitace nabude převahu a začne jádro stlačovat. Smršťování jádra zvýší teplotu natolik, že se zahájí kratší fáze fúze hélia, která bude hrát roli po méně než 10 % života hvězdy. Ve hvězdách menších než 10 hmotností Slunce se uhlík produkovaný fúzí hélia dále nespaluje a hvězda se pak postupně ochlazuje, tvoří se degenerovaný elektronový plyn a vzniká bílý trpaslík. Bílí trpaslíci se mohou později stát supernovou typu I, jak bylo popsáno výše.
„Cibulovitá“ struktura jádra hmotné hvězdy
Ještě větší hvězdy mají gravitaci dostatečně silnou k vytvoření teplot a tlaků umožňujících fúzi uhlíku v jádře poté, co se začne smršťovat. Jádra těchto masívních hvězd nabývají vrstevnaté struktury podobné cibuli, jak jsou postupně v centru vytvářena těžší a těžší atomová jádra. Vnější vrstva obsahuje vodíkový plyn, když se noříme dolů, míjíme vrstvu vodíku spojujícího se fúzí v hélium, vrstvu hélia, vrstvu hélia spojujícího se fúzí v uhlík, vrstvu uhlíku a vrstvu uhlíku měnícího se fúzí v těžší prvky. Tyto hvězdy procházejí postupnými stadii vývoje, při přechodu mezi nimi se jádro smršťuje, až začne vytvářet atomová jádra, jejichž fúze byla dříve nemožná, a nově uvolňovaná energie opět nastolí rovnováhu mezi tlakem plynu a gravitací. I v průběhu jednoho stadia se jasnost hvězdy nepravidelně mění — každý nový zážeh fúze vytlačuje prvky z fúzujícího jádra do toho, co se nazývá „hvězdnou obálkou,“ reakce se ztlumí, dovolí gravitaci vmáčknout hmotu zpět do aktivního jádra a začít tak nový cyklus.
Limitujícím faktorem v tomto procesu je množství energie uvolněné fúzí, které závisí na vazebné energii v atomových jádrech. Každý následný krok produkuje postupně těžší a těžší prvky, které jsou stále těsněji svázány silnou interakcí, což znamená, že uvolňují při fúzi méně energie, než by uvolňovala lehčí jádra.
Nejtěsnější vazby v celém atomovém jádře má železo, chemickým symbolem Fe. Představuje „dno údolí nuklidů,“ lehčí prvky uvolňují energii při termojaderné fúzi a těžší při štěpení (jako při štěpné reakci). Když se v jádře hvězdy začne hromadit železný „popel,“ gravitace do aktivní oblasti tlačí více a více hmoty, která postupně projde všemi stupni fúze: vodík na hélium proton-protonovým cyklem, hélium na uhlík 3-alfa reakcí, uhlík s héliem na kyslík, kyslík na neon, neon na hořčík, hořčík na křemík a křemík na železo.
Zhroucení jádra
Železné (Fe) jádro hvězdy je pod obrovským gravitačním tlakem a protože zde již není další fúze, nemůže vzdorovat tlakem plynu, jak je obvyklé, a místo něj nastupuje tlak elektronové degenerace — odpor elektronů proti stlačování k jiným elektronům. Pokud se dosáhne Chandrasekharovy meze, při níž se přesáhne degenerační tlak, železné jádro se začne hroutit. Hroutící se jádro produkuje vysoce energetické gama paprsky, které rozbíjejí některá železná jádra na 13 He a 4 neutrony v procesu známém jako fotodisociace. Žádná jaderná reakce s jádrem železa však nemůže uvolnit energii; může ji jen absorbovat. Ačkoliv reakce v jádře po milióny let vyzařovaly energii ven a udržovaly hvězdu v rovnováze proti gravitaci, náhle začínají naopak energii pohlcovat, pomáhají gravitaci, takže se jádro, masívní struktura velikosti Slunce, zhroutí ve zlomku sekundy.
Jak se hustota hroutícího se jádra prudce zvyšuje, elektrony a protony jsou tlačeny k sobě, dokud jejich elektrické přitahování nepřekoná vzájemné vnitřní jaderné odpuzování. Při této reakci, inverzním beta-rozpadu, je elektron vtlačen do protonu, uvolní se neutrino a vznikne neutron. Únik neutrina z jádra a odčerpávání energie dále urychluje kolaps, následkem čehož oddělení hvězdného jádra od vnějších vrstev a dosažení hustoty atomového jádra trvá pouhé milisekundy. Při této hustotě brání dalšímu stlačování vzájemný odpor neutronů způsobený jejich kvantovými vlastnostmi (jde o fermiony podléhající Pauliho vylučovacímu principu). V tomto okamžiku je neutronový degenerační tlak dostatečný k vyrovnání gravitace; jádro však ve skutečnosti přesáhne bod rovnováhy a podléhá nepatrnému pružení, vytvářejíc rázové vlny, které narážejí do kolabujících vnějších vrstev hvězdy. Pokud je zárodek neutronové hvězdy, který se z jádra zformoval, dostatečně masivní, pokračuje v kolapsu a skončí buď přímo jako černá díra nebo se v závislosti na hmotnosti kolaps zastaví v některém z teorií předpovězených stabilních mezistavů. Takovým přechodem může být hypotetická hyperonová hvězda, jejíž neutronový plyn byl stlačením dále degenerován a neutrony vybuzeny do stavu hyperonů. Pokud ani degenerační tlak hyperonového plazmatu není s to odolat gravitaci, může se kolaps zastavit ještě ve stádiu kvarkové hvězdy skládající se z kvark-gluonového plazmatu. Kvarky jsou opět fermiony a díky Pauliho vylučovacímu principu by měly být schopné vyrovnat gravitační tlak vytvořením degenerovaného plynu podobně jako elektrony v případě bílých trpaslíků a neutrony v neutronových hvězdách. Existence kvarkových hvězd ale zatím[kdy?] nebyla dostatečně podložena pozorováním.
Přenos energie kolapsu do exploze
Víme, že fáze kolapsu jádra hvězdy je tak rychlá a energetická, že pouze neutrina jsou schopna jej v té chvíli opustit. Většina gravitační potenciální energie kolapsu je přeměněna na 10 sekundový záblesk neutrin, při němž se uvolní 1046 J. Část této energie, asi 1044 J je reabsorbována explodující hvězdou. Energie připadající na částici v supernově je typicky desítky až stovky MeV (1 až 150 pJ). Neutrina produkovaná supernovou byla skutečně pozorována v případě supernovy 1987A a ubezpečila astronomy, že základní obraz kolapsu je v principu správný. Několik souběžně pracujících detektorů neutrin založilo SNEWS, systém varování před supernovami (Supernova Early Warning System), který má zabezpečit včasné upozornění komunity astronomů na přicházející explozi supernovy v naší Galaxii.
Energie částic je poměrně malá, takže standardní model částicové fyziky se zdá být v zásadě v pořádku, vyšší hustoty si však mohou vynutit jeho korekce. Pozemské akcelerátory jsou schopny vytvořit interakce částic, jejichž energie je mnohem vyšší, než byla pozorována u supernov, tyto experimenty však zahrnují pouze jednotlivé částice interagující s jinými jednotlivými částicemi, je proto možné, že za vysokých hustot uvnitř supernovy vznikají neočekávané efekty. Interakce mezi neutriny a jinými částicemi uvnitř supernovy jsou určovány slabou interakcí, jejíž modelování je dobře zvládnuto. Naproti tomu interakce mezi protony a neutrony jsou ovlivněny především silnou interakcí, u které jsou výpočetní modely mnohem složitější.
Hlavním nevyřešeným problémem supernov typu II je, že nerozumíme, jak záblesky neutrin přenášejí energii na zbytek hvězdy a vytvářejí rázovou vlnu, způsobující její explozi. Z předchozího plyne, že na vznik exploze je nutné pouhé jedno procento vyzářené energie, ale objasnit jeho získání se ukazuje být velmi obtížným. V roce 1990 jeden z modelů vysvětloval tento fakt mj. mechanismem zvrácení konvekce, kde předpokládal, že konvekce, ať už neutrin zevnitř, tak i padající hmoty shora, dokončí proces destrukce původní hvězdy. Během exploze jsou zachycováním neutronů vytvářeny prvky těžší než železo a díky tlaku neutrin na okraje „neutrinosféry“ je okolní prostor obohacen oblaky plynu a prachu bohatšími na těžší prvky, než byla hvězda, z níž původně pocházely.
Neutrinová fyzika, založená na standardním modelu, je k pochopení tohoto procesu klíčová. Další rozhodující oblastí výzkumů je magnetohydrodynamika plazmatu (MHD), z níž je vytvořena umírající hvězda, její chování během hroucení jádra, jak se vytváří „rázová vlna,“ kdy a jak se „zastaví“ a znovu načerpá energii. Počítačové modely jsou úspěšné ve výpočtech chování supernov typu II pouze od chvíle, kdy je rázová vlna již vytvořena. Pokud ignorujeme první sekundu exploze a předpokládáme, že exploze již začala, astrofyzikové jsou schopni detailně předpovědět prvky produkované supernovou a její očekávanou světelnou křivku.
Zbývající jádro hvězdy se může v závislosti na své hmotnosti stát buď neutronovou hvězdou, černou dírou, případně i dosud pouze hypotetickou hyperonovou nebo kvarkovou hvězdou, protože však mechanismu kolapsu supernovy málo rozumíme, hraniční hmotnosti neznáme.
Podtypy supernov typu II
Supernovy typu II lze ještě rozdělit podle tvaru jejich světelných křivek na typy II-P a II-L. Typ II-P obsahuje ve své světelné křivce „plošinu“ (francouzsky plateau), zatímco II-L v ní má „lineární“ pokles (anglicky linear, lineární v závislosti magnitudy na čase, exponenciální v závislosti jasnosti na čase). Má se za to, že toto rozdílné chování má původ v obálce těchto hvězd. Supernovy Typu II-P mají velkou vodíkovou obálku, která zachytí energii vyslanou ve formě gama paprsků a pomalu ji uvolňuje, zatímco u typu II-L se předpokládají mnohem menší obálky přeměňující méně gama záření do viditelného světla.
Supernovy typu II je možné také dále rozdělit podle jejich spektra. Zatímco většina supernov typu II se vyznačuje velmi širokými emisními čarami, což znamená expanzní rychlosti mnoha tisíc km/s, některé z nich mají relativně úzké rysy, což může být způsobeno interakcí obálky s mezihvězdným materiálem; nazýváme je typ IIn, kde „n“ znamená „úzký“ (anglicky narrow).
U několika supernov, jako například SN 1987K a 1993J, se zdá, že změnily typ: zpočátku vykazovaly čáry vodíku, pak však, v průběhu týdnů či měsíců, začaly dominovat čáry hélia. Pro popis této kombinace rysů typů II a Ib se užívá termín „typ IIb.“ Jedná se nejspíš o masívní hvězdy, které ztratily téměř celý, ale nikoliv všechen vodíkový obal. Jak zbytky supernovy expandují, vodíková vrstva se rychle stane opticky průsvitnou a odhalí hlubší vrstvy.
Existují spekulace, že některé výjimečně velké hvězdy mohou místo toho před svým zánikem vytvořit „hypernovu.“ V navrženém mechanismu hypernovy se jádro extrémně masívní hvězdy hroutí přímo do černé díry a dva extrémně energetické výtrysky plazmatu jsou vymrštěny takřka světelnou rychlostí z pólů její rotace. Tyto výtrysky emitují intenzívní gama paprsky a patří mezi několik kandidátů na vysvětlení gama záblesků.