Supernove - stele a căror luminozitate este crescut de zeci de magnitudini pe zi. Pentru o perioadă mică de timp explodează supernovă poate fi mai strălucitoare decât toate stelele din galaxia de origine.
Supernova Există două tipuri: de tip I și tip II. Se crede că de tip II este etapa finală în evoluția unei singure stele cu masă M *> 10 ± 3Msun. Tipul I este conectat, se pare, cu sistemul dual, în care unul dintre stelele piticei albe, care este concreșterea a doua stea (mai multe detalii aici). În continuare, considerăm doar supernovelor de tip II, ca etapă finală în evoluția unei singure stele.
Nucleul unui masiv, a evoluat stea profund este format din elemente din fier-vârf. Deoarece nucleul atomului de fier este pe „punctul de inflexiune“ între unirea și nucleele de divizare cu energie, steaua nu poate fi alocată energie datorită sintezei de noi nuclee. Cu toate acestea, în centrul unei stele masive reacții nucleare vor continua din cauza temperaturilor foarte ridicate. Cu toate acestea, reacția în continuare a consuma energie din miez la o astfel de temperatură ridicată și densitate fotoni gamma prezenți în miez, au suficientă energie, care ar distruge nucleele grele produse în reacțiile anterioare, de exemplu:
+ 56 Fe 13 aprilie El + 4n
Acest proces, numit fotodezintegrare încalcă echilibrul hidrostatic care a existat în stea. Rezultatul este un colaps dezastruos al nucleului. Dacă masa miezului 1.4Msun fier <Мядра <3Мsun . то коллапс приводит к нейтронной звезде. при Мядра>3Msun - o gaură neagră.
Foarte simplistă spargere supernovă poate fi descrisă după cum urmează: atunci când nucleul atinge dimensiunea de ordinul a 10 km, iar densitatea de 800 de milioane de tone / cm 3. Presiunea gazului de electroni degenerată devine incapabil să reziste în continuare la comprimare și conectați electronii liberi și protonii și neutronii ce formează neutrini care emit:
Neutrinii, care sunt emise direct de nucleu, contribuie la pierderea de energie în continuare și este chiar mai rapid colaps. Nucleul se prăbușește atât de rapid (într-un timp de ordinul a unei a doua), care straturile exterioare ale stelei în spatele ei. Când miezul este redus la aproximativ 10 km dimensiune, gaz de neutroni devine degenerat și se oprește brusc în continuare la comprimare. Sprijinindu acțiune materie coajă undă test de șoc îndreptate spre exterior. Această undă de șoc atrage materialul rămas pentru o coajă, comprimarea și încălzirea acestuia. Rezultatul final va fi formarea unei stea neutronică sau o gaură neagră în miez și ruptura completă stea a eliberării energiei reziduurilor de aproximativ 10 până la 53 de neutrino erg și 10 la 51 la energia cinetică și lumină erg. (Energia luminoasă este echivalentă cu faptul că soarele va afișa pentru tot timpul vieții sale pe secvența principală, adică pentru o perioadă de aproximativ 10 până la 10 ani).