sterontploffing From Wikipedia, the free encyclopedia
’n Supernova is die ontploffing van ’n ster wat vir ’n tyd helderder is as die hele sterrestelsel waarin dit voorkom. Dit straal soveel energie uit as wat die Son, of enige gewone ster, deur sy hele bestaan uitstraal voordat dit oor verskeie weke of maande wegkwyn.[1] Die uiters helder uitbarsting skiet die meeste van die ster, of al die ster, se materiaal weg[2] teen ’n spoed van tot 30 000 km/s (10% van die ligsnelheid), en dit veroorsaak ’n skokgolf[3] in die omringende interstellêre medium wat ’n ring van gas en stof laat uitkring, en dit word ’n supernova-oorblyfsel genoem.
Supernovas stel meer energie vry as novas. Nova beteken "nuwe" in Latyn en verwys na wat lyk soos ’n helder nuwe ster in die ruimte; die voorvoegsel "super-" onderskei supernovas van gewone novas, wat baie dowwer is.
Supernovas kan op twee maniere gevorm word: deurdat die kern van ’n baie swaar ster inplof onder sy eie swaartekrag, of deurdat ’n witdwergster materiaal van ’n metgeselster aantrek totdat dit die Chandrasekhar-limiet oorskry en ’n kernontploffing ondergaan. Anders as wat die naam aandui, is ’n nova of supernova dus eintlik die gevolg van ’n dooie ster, en nie ’n nuwe ster nie.
In die eerste geval veroorsaak die inploffing van die kern ’n skokgolf wat die res van die ster laat ontplof; laasgenoemde vorm ’n ring van gas wat ’n supernova-oorblyfsel vorm. ’n Bekende voorbeeld hiervan is die oorblyfsel van die supernova SN 1604. Supernova-ontploffings is die hoofbron van die swaarder elemente in die heelal. ’n Groot deel van die kalsium en yster in ons liggaam is byvoorbeeld miljarde jare gelede deur supernovas vrygestel. Supernovas stuur hierdie swaar elemente in die interstellêre medium in en verryk so die molekulêre wolke, waar stervorming plaasvind. Hierdie verrykingsproses het die samestelling van die Sonnestelsel 4,5 miljard jaar gelede bepaal, en daarmee saam die chemiese boustene vir lewe op aarde.
Die mees onlangse supernova in die Melkweg wat regstreeks waargeneem is, was Kepler se ster van 1604 (SN 1604); die oorblyfsels van twee meer onlangse supernovas is ná die tyd ontdek.[4] Waarnemings in ander sterrestelsels dui daarop dat ’n supernova gemiddeld sowat drie keer per eeu in die Melkweg moet plaasvind, en dat enige sodanige supernova amper vir seker met moderne sterrekundige instrumente sigbaar behoort te wees.[5] Supernovas speel ’n groot rol in die verryking van die interstellêre medium met swaarder elemente.[6] Die skokgolwe wat deur supernovas veroorsaak word, kan ook stervorming aanhelp.[7][8]
Supernovas word geklassifisseer volgens die spektraallyne van verskillende chemiese elemente wat in hul spektrums voorkom. Die eerste onderskeiding is tussen die teenwoordigheid of afwesigheid van ’n lyn vir waterstof. As ’n supernova se spektrum ’n waterstoflyn bevat, word dit as tipe II geklassifiseer, andersins as tipe I.
| Tipe I Geen waterstoflyne |
Tipe Ia Het ’n enkel geïoniseerde silikon (Si II)-lyn by 615,0 nm (nanometer) |
Termiese wegholeffek | ||||||
| Tipe Ib/c Swak of geen silikon-absorpsielyne |
Tipe Ib Het ’n ongeïoniseerde helium (He I)-lyn by 587,6 nm |
Kerninploffing | ||||||
| Tipe Ic Swak of geen heliumlyne | ||||||||
| Tipe II Waterstoflyne |
Tipe II-P/L/N Tipe II-spektrum regdeur |
Type II-P/L Geen smal lyne |
Tipe II-P Bereik ’n "plato" in sy ligkurwe | |||||
| Tipe II-L Toon ’n "lineêre" afname in sy ligkurwe (lineêr in magnitude teenoor tyd).[11] | ||||||||
| Tipe IIn ’n Paar smal lyne | ||||||||
| Tipe IIb Spektrum verander om soos tipe Ib te word | ||||||||
Tipe Ia-supernovas bevat nie helium nie en toon ’n silikon-absorpsielyn in hul spektrums naby maksimum helderheid. Die mees algemeen aanvaarde teorie oor dié tipe is dat hulle ontstaan weens die aantrekking deur ’n witdwerg van die materiaal van ’n metgeselster, gewoonlik ’n rooireus, totdat dit die Chandrasekhar-limiet oorskry. Die hoofbestanddele van die witdwerg is gewoonlik suurstof en stikstof. Die toename in druk laat die temperatuur naby die kern styg en ’n tydperk van konveksie begin wat ongeveer 100 jaar duur. In ’n stadium vind ’n opvlamming plaas vanweë kernfusie. Dit neem drasties toe vanweë die Rayleigh-Taylor-onstabiliteit en wisselwerkings met turbulensie. Die energie wat vrygestel word, veroorsaak dat die ster gewelddadig ontplof en ’n skokgolf veroorsaak waarin materie teen snelhede van sowat 10 000 km/s weggeskiet word. Die energie veroorsaak ook ’n geweldige toename in ligsterkte.
Dié soort supernovas is soortgelyk aan novas, waar ’n witdwerg materie stadiger aantrek en nie die Chandrasekhar-limiet oorskry nie. In so ’n geval veroorsaak die versamelde materie ’n kernfusiereaksie naby die oppervlak van die witdwerg, maar dit veroorsaak nie dat die ster ontplof nie.
Tipe Ia-supernovas het ’n kenmerkende ligkurwe. Naby die tydstip van maksimum ligsterkte bevat die spektraallyne elemente van suurstof tot kalsium; dit is die hoofbestanddele van die buitenste lae van die ster. Maande ná die ontploffing, wanneer die buitenste lae uitgekring het totdat dit deursigtig is, word die spektrum oorheers deur lig wat van naby die kern van die ster uitgestraal word, dus van swaarder elemente.
Anders as ander tipes supernovas, word tipe Ia in die algemeen in alle soorte sterrestelsels, insluitende elliptiese sterrestelsels, aangetref. Hulle stel die grootste hoeveelhede energie vry van alle soorte supernovas.
Die vroeë spektrums van tipes Ib en Ic toon nie waterstoflyne nie en ook nie die eienskap van sterk silikonabsorpsie naby 615 nanometer nie. Hierdie verskynsels is, soos tipe II-supernovas, waarskynlik baie swaar sterre waarvan die brandstof in hul kerns opgeraak het. Die sterre wat tipes Ib- en Ic-supernovas tot gevolg het, het die meeste van hul buitenste lae verloor vanweë sterk sterwinde of wisselwerking met ’n metgesel. Tipe Ib-supernovas word gereken as die gevolg van die ineenstorting van ’n Wolf-Rayetster. Daar is aanduidings dat tipe Ic die bron van gammastraaluitbarstings kan wees, hoewel dit ook by ander supernovas kan voorkom.
Sterre met ’n baie groter massa as die Son (tussen 8 en 40-50 sonmassas)[12] ontwikkel op baie meer komplekse maniere. In die kern van ons Son ondergaan sowat 589 miljoen ton waterstof elke sekonde kernfusie (samesmelting van atoomkerns) en sit om in 584 miljoen ton helium; die ekstra massa van 5 miljoen ton word in suiwer energie omskep wat na buite uitgestraal word. Die ontaardingsdruk van elektrone en die energie wat vrygestel word deur die kernfusiereaksies is groot genoeg om ’n teenwig te vorm vir swaartekrag. Dit veroorsaak dus ’n ewewig en verhoed dat die ster onder die swaartekrag inplof.
Die helium wat in die kern van ’n mediumgrootte-ster soos die Son vervaardig word, versamel daar aangesien temperature nog nie hoog genoeg is vir heliumkernfusie nie. Uiteindelik, wanneer die waterstof in die kern opgebruik is, dus as feitlik alles in helium verander het, begin kernfusie afneem en veroorsaak swaartekrag dat die kern saamgepers word weens die laer kernfusie-energie. Hierdie samepersing laat die temperatuur hoog genoeg styg om ’n kort fase van heliumkernfusie te begin wat minder as 10% van die ster se algehele leeftyd beslaan. In sterre van minder as ongeveer 10 sonmassas ondergaan die koolstof wat deur die heliumkernfusie vervaardig word nie ook kernfusie nie omdat die temperatuur nie hoog genoeg is nie. Wanneer die helium opgebruik is, sal die druk in die kern dus weer toeneem en die buitenste lae van die ster wegstoot totdat net die kern oorbly; dit word ’n witdwerg genoem. Witdwerge kan tipe I-supernovas word soos hierbo beskryf as hulle deel van ’n dubbelster is en dus ’n metgeselster het.
’n Baie swaarder ster het egter genoeg hitte vir die kernfusie van swaarder elemente. Die ster vorm lae soos dié van ’n ui met al hoe swaarder elemente na binne wat kernfusie ondergaan. In dié lae sal waterstof in helium omskep word, helium in koolstof, koolstof in sink ensovoorts, tot waar yster en nikkel in die kern van die ster vervaardig word. Yster en nikkel stel nie energie vry wanneer hulle kernfusie ondergaan nie en daarom vind geen verdere kernfusie in die ster se kern plaas nie. Namate yster en nikkel dus ophoop omdat dit nie verbrand nie, word die kern al hoe swaarder. Weens die verlies van kernfusie-energie in die kern word die ewewig van die ster ook versteur.
Wanneer die kern so swaar word dat dit die Chandrasekhar-limiet oorskry (sowat 1,4 sonmassas), is elektronontaarding nie meer genoeg om ’n teenwig vir swaartekrag te vorm en die ewewig te handhaaf nie. ’n Kataklismiese inploffing van die kern vind binne sekondes plaas – die buitenste kern bereik ’n inwaartse snelheid van tot 23% dié van die ligsnelheid en die binneste kern se temperatuur styg tot 100 miljard kelvin. Neutrone en neutrino's vorm deur middel van omgekeerde betaverval en stel sowat 1046 joules vry in ’n uitbarsting van 10 sekondes. Die inploffing word stopgesit deur neutronontaarding, en dit veroorsaak dat die inploffing na buite terugplof. Die energie van die skokgolf wat ontstaan, is genoeg om die ster te laat ontplof in ’n supernova.[13]
Die oorblywende kern vorm dan ’n neutronster, of as die ster se aanvanklike massa groot genoeg was, ’n swartkolk. So ’n supernova verskil van ander omdat daar waterstof in die spektrum voorkom. Tipe II-supernovas kom veral voor in die spiraalarms van sterrestelsels en in H II-gebiede, maar nie in elliptiese stelsels nie.
Tipe II-supernovas kan verder in tipe II-P- en tipe II-L geklassifiseer word volgens hul ligkurwes (’n grafiek van ligsterkte teenoor tyd) ná die ontploffing. Tipe II-L toon ’n bestendige (lineêre) afname van die ligkurwe, terwyl tipe II-P ’n stadiger afname (plato) toon, gevolg deur ’n normale afname. Dit is vermoedelik die gevolg van verskille in die buitenste lae van sterre.
Supernovas wat ontdek word, word by die Internasionale Astronomiese Unie (IAU) se Sentale Buro vir Astronomiese Telegramme aangemeld. Die buro stuur dan ’n omsendbrief uit met die naam wat hy aan die supernova toeken.
Die naam bestaan uit die letters SN, gevolg deur die jaar van ontdekking en ’n toevoeging van nog een of twee letters. Die eerste 26 supernovas van die jaar kry ’n hoofletter van A tot Z by. Daarna word pare kleinletters gebruik soos aa, ab ensovoorts. Die naam SN 2003C dui dus op die derde supernova wat in die jaar 2003 aangemeld is.[14] Die laaste supernova wat in 2005 aangemeld is, is SN 2005nc: dit was die 367ste een. Sedert 2000 ontdek professionele en amateursterrekundiges ’n paar honderd supernovas per jaar (byvoorbeeld 572 in 2007, 261 in 2008, 390 in 2009 en 231 in 2013).[15][16]
Histories het supernovas net die jaartal by die letters SN gekry (byvoorbeeld SN 185, SN 1006 en SN 1604). Die bykomende letters word sedert 1885 gebruik, selfs al is daar net een supernova in dié jaar ontdek (byvoorbeeld SN 1885A en SN 1907A). Voor 1987 was selde twee bykomende letters nodig; sedert 1988 word hulle egter elke jaar gebruik.
Die jaartalle in die naam van supernovas verwys na die jaar waarin hulle vir die eerste keer op aarde waargeneem is. Die supernovas self is honderde of duisende ligjare van die aarde af; daarom duur dit weens die beperkte snelheid van lig baie lank voor dit van hier af sigbaar is.
SN 1604 is deur Galileo gebruik as getuienis teen die Aristoteliaanse dogma van sy tyd dat die hemelruim nooit verander nie.
Supernovas verryk die omliggende interstellêre medium met metale (in sterrekunde is metale al die elemente swaarder as helium). Elke stergenerasie het meer metale as vorige generasies. Aanvanklik het sterre net uit waterstof en helium bestaan, maar hulle het oor die bestaan van die heelal al hoe metaalryker geword.
Die verskillende chemiese verspreidings het ’n belangrike invloed op die ster se lewe en speel ook ’n rol in die waarskynlikheid dat dit planete het.
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.
