Tyypin II supernovat:
Aivan evoluutionsa loppuvaiheessa olevien massiivisten tähtien rakenne on sipulimainen. Sisin osa tähteä koostuu tällöin raudasta, jota ympäröi eri alkuaineista koostuvat kerrokset. Fuusioprosessit ytimessä pysähtyvät rautaan sillä raudalla on alkuainesta suurin sidosenergia, joten fuusioituminen raskaammiksi alkuaineiksi ei "vapauttaisi" energiaa vaan päinvastoin fuusio rautaa raskaimmaksi alkuaineiksi vaatisi energiaa. Rautaytimen yläpuolella fuusioprosessit jatkuvat kerroksittain tuottaen tähteen lisää rautaa ja kasvattaen samalla rautaytimen massaa. Tämä vaihe tähden evoluutiossa on erittäin nopea. Ytimen tiheys vastaa jo valkoisten kääpiöiden tiheyttä, ja ytimen paine ja lämpötila kasvavat vastustaen näin lisääntyvää gravitaation aiheuttamaa voimaa.
Kun ytimen massa lähestyy Chandrasekharin massaa rautaytimen lämpötila kasvaa jo niin suureksi, että gammasäteet alkavat hajoittaa rauta-atomeita alfa-partikkeleiksi (helium-ytimiksi) ja neutroneiksi. Tätä prosessia kutsutaan photodesintegraatioksi ja se pienentää ytimen paineen aikaansaamaa voimaa, sillä osa gammasäteilystä nyt ei enää anna kontribuutiota ytimen paineeseen. Huomaa että ytimen paine aiheutuu siinä olevan kaasun ja säteilyn paineen summasta. Nyt gravitaatiovoima ylittää ytimen paineen aiheuttaman voiman ja ydin alkaa kutistumaan samalla kasvattaen sen lämpötilaa ja tiheyttä.
Tämän prosessin alettua tähden kohtalo on sinetöity. Ytimen kutistumisen aikaansaama lämpötilan nousu kiihdyttää photodesintegraatiota ja myös elektroni-positroni parien muodostus alkaa pienentämään säteilypaineen aikaan saamaa voimaa. Luhistuminen kiihtyy ja atomien neutronisaatio tuottaa aiheuttaa erittäin suuren neutriinojen vuon. Neutronisaatiolla tarkoitetaan elektronin ja protonin pysyvää yhdistymistä neutroniksi. Tässä prosessissa syntyvät neutriinot kuljettavat suurimman osan supernovaräjähdyksen energiasta ja myös vaikuttavat tähden ulko-osien räjähtämiseen.
Koko edellämainittu tapahtumasarja kestää vain sekunteja ja se päättyy kunnes luhistuneen tähden ytimen tiheys on saavuttanut atomiytimen tiheyden, jolloin rauta-ytimestä on muodostunut neutronitähti, joka koostuu 10^57 neutronista. On myös huomattava, että kaikki edellä mainitut prosessit tapahtuvat samanaikaisesti. Eli ei siten että rauta-atomeista syntyy photodesintegraation ja neutronisaation takia neutroneita ja tämän jälkeen neutroneista koostuva ydin luhistuu atomiytimen tiheyteen vaan kaikki edellä mainitut prosessit vaikuttavat toisiinsa ja tapahtuvat samanaikaisesti.
Kuva 31: Supernovan synty tähden ytimen luhistumisen seurauksena (Credit; www.astro.cornell.edu)
Luhistuminen pysähtyy kun luhistuva ydin on muuttunut neutronitähdeksi ja on saavuttanut atomiytimen tiheyden. Tällöin degeneroituneen neutronikaasun paine on gravitaatiota vastustavana voimana. Luhistuneen ytimen yläpuolella olevat kaasukerrokset kuitenkin puristavat syntyneen neutronitähden atomiytimen tiheyttäkin tiiviimmäksi johon neutronitähti reagoi viritetyn jousen tapaan valtavan voimakkaana ulospäin suuntautuneena sykäyksenä (core bounce). Tässä sykäyksessä syntyvän shokkiaallon, valtavan neutriinovuon sekä muiden voimien vaikutuksesta luhistuneen ytimen ulkopuoliset kerrokset sinkoituvat avaruuteen huikealla 10000-15000 km/h nopeudella, joka nähdään kirkkaana supernovaräjähdyksenä.
Kaikkien yli 10:n auringon massaisten tähtien (jotka eivät ole osana kaksoistähtijärjestelmää) evoluution päätepisteenä on tyypin II supernovaräjähdys. Mikäli tähden alkuperäinen massa on yli 30 auringon massaa, luhistuvan ytimen massa voi kasvaa niin suureksi, että edes degeneroituneen neutronikaasun painkaan voi vastustaa gravitaatiovoimaa ja ydin luhistuu suoraan mustaksi aukoksi.
Tyypin II supernovilla on kaksi alaluokkaa perustuen niiden räjähdyksen jälkeisten supernovajäänteiden valokäyrien muotoon. Tyypin II-L (Linear) supernovien valokäyrät himmenevät tasaisesti niiden saavutettua maksimaalisen kirkkautensa kun taas tyypin II-P (Plateau) tapauksessa havaitaan aluksi tasainen valokäyrä. Syy valokäyrien muotoon selitetään supernovajäännöksiä käsittelevässä osiossa.
Lähteet (Charles, Seward; Exploring the X-ray Universe), (Carroll, Ostlie ; Modern astrophysics), (Postnov K. ; Luentomateriaali kurssiin: Advanced stellar evolution)
|
