Original: https://faculty.wcas.northwestern.edu/~infocom/The%20Website/other%20super.html

Universum on hämmastav koht, mistõttu pole ime, et supernoova saamiseks on kaks võimalust. Need kaks tüüpi tehti kindlaks 20. sajandi alguses, kui astronoomid märkisid väga omapärase asja: supernoova plahvatuste korral kas nende spektrites on palju vesinikku või pole neid üldse. See teine tähelepanek on üsna omapärane. Tähtede plahvatuse korral võiksite oodata palju vesinikku, sest tähtedel on palju vesinikku. Äsja arutatud supernoovad väljutavad kindlasti suures koguses vesinikku. Toonased astronoomid polnud veel päris kindlad, mida sellest teha, nii et nad otsustasid luua mõned sildid: nad nimetasid kujutlusvõimeliselt plahvatused ilma I vesinikuta ja (normaalsemad) II tüüpi vesinikuga.

Oleme just näinud, kuidas II tüübi supernoova tekib. Nüüd arutame I tüüpi.

Meie Päike on juhtumisi üks täht. Meie arutelu tähe evolutsiooni üle on toimunud vaikiva eelduse kohaselt, et kõik tähed on sarnaselt isoleeritud. See kehtib paljude tähtede kohta – aga. Tähtede sündides saab ühe tähe ainult siis, kui gaasipilv sümmeetriliselt kokku variseb. Kui pilv variseb kokku tükiliselt või pikliku kujuga, siis tavaliselt jõuate mitme tärniga süsteemini. Mitmesüsteemi kõige levinum vorm on binaarne ehk kahetäheline süsteem, kus tähed pöörlevad üksteise ümber pigem nagu hantli mõlemas otsas olevad kaalud. Mitmed süsteemid, mis hõlmavad kolme, nelja, isegi kuut tähte, pole siiski haruldased. Päikese naabruses on 148 tähest teadaolevalt 22,7 valgusaasta raadiuses (kui arvestada pruuni kääbuseid) 73 üksikut tähte, 23 kaksiktähte, 8 kolmekordset tähte ja üks viiekordne täht, mis annab kokku 75 tähte mitmes süsteemis. Teisisõnu pole teiste tähtede ümber tiirlevad tähed haruldased. Tegelikult on neid rohkem kui üksikuid tähti!

Mis on sellel pistmist tähe evolutsiooniga? Enamiku mitme süsteemi jaoks pole midagi. Kaugused topelttähtede vahel võivad olla tohutult erinevad – nii kaugel asuvatest tähtedest, et kaugust tuleb mõõta valgusnädalatena (ühe orbiidi läbimiseks võib kuluda miljoneid aastaid) kuni nii lähestikku asuvate tähtedeni, et nende atmosfäär tegelikult kattub! (Viimaseid nimetatakse arusaadavatel põhjustel kontaktkahendfailideks.) Kuid tavaliselt paiknevad topelttähed üksteisest nagu Päikese ja väliste planeetide vaheline kaugus. See vastab umbes 20 AU kaugusele. (Üks AU on kaugus Maast Päikeseni ehk 93 miljonit miili.) Sellistel vahemaadel võib iga täht läbida oma normaalse evolutsiooni, justkui teist poleks, ja nii käituvad nad nagu oleksid üksikud. Sellesse kategooriasse kuuluvad kõik mitmetähelised süsteemid umbes 40 valgusaasta jooksul Maast.

Kuid nüüd ja siis võib leida topelttähti, mida eraldab vaid mõni kümnendik AU-st. Nagu eelmisel lehel arutleti, muutuvad tähed oma punase hiiglasliku faasi saavutamiseks puhutud begemootideks, mis on umbes sama suured kui Maa orbiit, mis on üks AU. See tähendab, et saate tähti, mis on suuremad kui binaarsüsteem, milles nad asuvad, ja tulemus on keeruline. Teemal on kirjutatud terved väga paksu raamatute raamatukogud, kitsaste veeriste ja väikeste tüüpidega ning me ei mõista endiselt lähedasi binaarfaile nii hästi. Ülisuure detaili massi asemel lubage mul välja tuua paar “esinduslikku” stsenaariumi, mis kajastavad juhtunu maitset.

Oletame, et loome kahetärnide süsteemi, mis koosneb meie Päikesest ja teisest suuremast tähest, mida ma nimetan “Jumboks”. Anname Jumbole 3,2 päikese massi. Selle massi põhijada tähe valgepinna temperatuur on umbes 4000 K° Päikesest kuumem, raadius umbes 3,3 korda suurem ja see on umbes sada korda heledam. Asetame need kaks tähte üksteise ümber orbiidile 0,1 AU ehk 9,3 miljoni miili kaugusele, mis on umbes veerand Päikese ja Merkuuri planeedi vahelisest kaugusest. See pole kaugeltki nii lähedal kui tähed võivad olla, kuid meie eesmärkide jaoks on see piisavalt lähedal. Kuna nad on moodustatud samast udukogust, on mõlemad tähed täpselt sama vanad ja sama keemilise koostisega.

Alguses käituvad kaks tähte nagu oleksid üksikud. Kui sellest valmistataks mudel, kus Päikest esindab neljatolline pall, oleks Jumbo 13-tolline pall, mis asetseb kolme ja poole meetri kaugusel. See on üksteisest piisavalt kaugel, et nende struktuure saaks täielikult kindlaks määrata tavalise hüdrostaatilise tasakaalu järgi. Välja arvatud nende liikumine ruumis, ei oma need kaks tähte üksteisele märkimisväärset mõju. Nad tiirlevad kiiresti vaid viie ja poole päeva jooksul.

Kolmesaja miljoni aasta lõpus õnnelik kooselu siiski lõpeb. Jumbo palju suurem heledus tähendab, et selle keskne tuum on juba läbi põlenud, kuigi Päikese elu on vaevu alanud. Jumbo hakkab põhijärjestusest lahkuma ja punastest hiiglaslikest redelitest üles tõusma. Kuid erinevalt ühest tähest ei saa Jumbo lihtsalt luua imelist planeedi udukogu ja taanduda hämarusse. Kui tema paisunud atmosfäär laieneb väljapoole, peab ta jõudma Päikese orbiidile ja siis hakkab Päike seda sisse tõmbama.

Järgmised paarsada miljonit aastat on pööraselt keerulised. Alguses neelab Päike kogu temasse jõudva gaasi, kuid lõpuks vallutab Jumbo atmosfääri laienemise kiirus Päikese ja mõlemad tähed ümbritsevad ühe pastillikujulise pilve. Selles konfiguratsioonis tõmmatakse osa Jumbo atmosfäärist välja, keerutatakse ringi ja lõpuks viiakse see lõpuks sügavale kosmosesse. Võimalikud tüsistused, mis sellises binaarsüsteemis võivad tekkida, hõlmavad võnkeid või lainetusi gaasipilves, tolmu tõttu pilve ebaühtlast kuumenemist, päikesetormidest tingitud häireid tähtedel ja edasi ja edasi. Kaos ja segadus kestavad seni, kuni Jumbo läbib heeliumi välgu, mille ajal tema atmosfäär järsult kokku variseb ja seejärel massiülekanne peatub. Kuni Jumbo laieneb oma järgmises punase hiiglase faasis uuesti, kui see kõik kordub. Rohkem või vähem.

Me ei saa sellest protsessist eriti hästi aru. Vaatlused näitavad siiski, et sellises süsteemis võtab Päike endasse tõenäoliselt umbes kaks kolmandikku temani jõudvast vesiniku/heeliumi atmosfäärist. Selle ülekande põhjustatud impulsimuutus surub esmalt kaks tähte üksteisele lähemale, kuid kui Päike jõuab Jumboga samasse massi, muudab ta suuna ja tegutseb nende eraldamiseks. Samal ajal vähendab süsteemist välja puhutud gaas gravitatsioonilist atraktiivsust kahe tähe vahel, muutes need ka spiraaliks üksteisest kaugemale. Sellele jõuliselt vastu seistes toimivad kahe tähe magnetväljad kuuma gaasipilvega nagu vees keerlevad mõlad, mis toimivad pidurina, mis aeglustab nende pöörlemist ja kutsub neid seega spiraalselt üksteisele lähemale. Ehkki detailid võivad olla hämarad, pole kahtlustki, et paljudel juhtudel satuvad tähed massiülekande lõpus üksteisele palju lähemale kui alguses. Kuna see on täpselt see stsenaarium, mis meid huvitab, uurime seda.

Kui tolm on settinud (või võib-olla peaksin ütlema, kui gaas on puhastatud), on Jumbo eemaldatud madalalt valgest kääbusest umbes 0,7 päikesemassiga. Päikest on pumbatud kuni 1,5 korda suuremaks kui tema esialgne mass ja seega on ta liikunud mööda põhijada täiesti erinevasse täheklassi. Selle pinnatemperatuur on nüüd 1000 ° K kuumem kui varem ja nüüd lõõmab see endise heleduse enam kui neli korda. Selle uue süsteemi mõõtkavas kasutataks Päikese tähistamiseks viietollist palli, sellel lehel olevast punktist väiksem täpp nüüd üsna halvasti nimetatud “Jumbo” tähistamiseks ja need oleksid ehk jala kaugusel. Päike ja Jumbo keerlevad nüüd teineteise ümber vaid kahe päevaga.

Umbes järgmise kahe miljardi aasta jooksul lepivad nad taas koduse rahuga ja lihtsalt tiirlevad. Kuna nende orbiidiperiood on nii lühike, on neil aega umbes 360 miljardi tsükli läbimiseks (võrreldes tühise 4,4 miljardi tsükliga, mille Maa on seni Päikese ümber läbinud), seega on üsna omamoodi öelda, et sellised kahetärnilised süsteemid on ebastabiilsed või lühiajalised. Sellegipoolest tiksub kell.

Kaks miljardit aastat on umbes 1,5 päikese massiga tähe käsutuses, enne kui ta oma tuumvesiniku ära kasutab ja punaseks hiiglaseks arenema hakkab. Täpselt seda teeb meie kahendsüsteemi “Päike”. Kuid pöördumine on aus mäng ja kui Päike laieneb ja tema välimine atmosfäär jõuab valge kääbuseni, hakkab kääbuse intensiivne raskusjõud tolmuimejana gaasi sisse tõmbama. Astronoomide rõõmuks on kõikjal nii palju teid, et praegusel hetkel võib minna topeltsüsteem, et tõenäoliselt suudaksime detailide väljatöötamise abil kõiki järgmise kahekümne aasta jooksul hõivata astrofirmas. Väga peened tegurid, sealhulgas nende täpne eraldatus, kahe tähe täpne mass, nende orbiidi ekstsentrilisus, nende pöörlemiskiirused ja isegi nende magnetväljade tugevused, võivad põhjustada dramaatilisi muutusi tähtede suhtluses.

Lubage mul välja tuua paar äärmuslikumat (ja seetõttu hõlpsamini mõistetavat) võimalust. Kui valge kääbus satub just punase hiiglase atmosfääri välisserva, võib tal tekkida pöörlev akretsiooniketas, kus vesinik keerleb aeglaselt alla ja “pehmelt maandub” valge kääbuse pinnal – meenutab väga vett keerlevat vett. kanalisatsiooni, kuigi füüsika on palju erinev. (Parempoolne illustratsioon on kunstniku ettekujutus protsessist.) Kääbuse tohutu pinna gravitatsioon surub vesiniku ülitihedaks “ookeaniks”, mis on vaid mõne meetri sügavune, kuid kaalub 50 tonni kvartalis. Ookean katab sujuvalt kogu tähe.

Vool sellele ookeanile võib jätkuda mõnest tuhandest aastast kuni mõnesaja tuhandeni, sõltuvalt sellest, kui kiiresti valge kääbus punase hiiglase atmosfäärist gaasi eraldab. Kuid on üks probleem: vesinik ei ole valge kääbuse tiheduseks kokku surudes stabiilne. Pühendasin eelmisel lehel terve lõigu selgitusele, kui keeruline on vesiniku sulandamist saavutada, kuid see on tavaolukorras. Valge päkapiku pind ei ole eriti tavaline koht. Tegelikult on vesiniku sulandumist valgele kääbusele üsna lihtne saavutada. Kui päkapiku elektrondegenereeritud vesiniku “ookean” jõuab umbes 200 meetri sügavusele, muutub rõhk põhjas nii suureks, et paratamatult algab kusagil planeedi suurusel tähel vesiniku sulamine iseenesest.

Nii nagu heeliumvälgu läbiva tähe südamik, ei saa valge kääbuse elektron-degenereerunud vesinik paisuda ja jahtuda. Niisiis, sulanduva vesiniku püütud soojus toimib ainult selleks, et reaktsioon kulgeks veelgi kiiremini ja enne kui võite öelda “vesiniku välk”, haarab tuuma tuletorm kogu tähe. Nagu bensiiniookeaniga planeet, tõuseb valge kääbus koheselt (tuumasünteesi) leekidesse. Nädalate jooksul põleb tuumapõletik, kusjuures kääbus hüppab suurejooneliselt Päikese heledusele 100 000 korda. Selliseid sündmusi nimetatakse novadeks, ladina keelest “uus”, sest Maalt vaadatuna näivad need olevat äkki ilmunud uued tähed. (Just novadelt saame nime nende veelgi suurematele nõbudele, supernoovadele.) Novad on üllatavalt levinud, sest erinevalt supernoovadest ei lase neid toomas kättetoimetamisauto ennast jooksu lõpus õhku. Kui tuletorm on kulgenud oma rada, ei mõjuta see valget kääbust praktiliselt ja novast on ainsaks märgiks jäänud väike, laienev kuuma gaasi kest. Gaas on vesinikookeani “tuhk”, mis on lõpuks kuumutatud punktini, kust see välja pääseb. Kuid punane hiiglane on endiselt väljas ja tema õhkkond keerleb kääbusel endiselt allapoole, nii et kogu protsess algab uuesti. Sõltuvalt süsteemi täpsetest parameetritest võivad punased hiiglaslikud/valged kääbusduublid mitme miljoni aasta jooksul plahvatada niimoodi tuhat korda.

Vastupidises äärmuses, kui tähtede vaheline gaasivool on väga suur, käitub vesinik pigem keevituspõleti kütusena kui vaikses ookeanis. Peamine tegur on see: põhjus, miks valge kääbuse poole voolav gaas moodustab kõigepealt akretsiooniketta, nagu eespool illustreeritud, tuleneb sellest, et selle kiirus on teistsugune kui kääbusel. Gaas üritab sisuliselt minna kääbuse ümber orbiidile. Üks suurimaid peavalusid, mis teoreetilistel astrofüüsikutel akretsioonikettadega on, on see, et ringis liikuvatel asjadel on palju hoogu ja te ei saa orbiidilt midagi alla tuua, kui te ei vähenda selle hoogu. (Isaac Newton on selles osas väga veendunud: hoog ei tohi lihtsalt ära kaduda.) Erinevalt kosmosesüstikust ei ole akretsioonikettad varustatud retro-rakettidega, seega tuleb pöördemomendi hajutamiseks ja kiiruse saamiseks kasutada muid mehhanisme. vesinik alla. Tavaline on hõõrdumine. Idee on selles, et kettas olev gaas liigub erineva kiirusega, olenevalt sellest, kui kaugel see kääbusest asub, ja voogude vaheline hõõrdumine võib gaasi aeglustada, et see saaks laskuda.

Kuid selliste mehhanismide toimimine võtab aega. Kui sissetulev gaasivool on liiga suur, saavutate väga kiiresti peatatud äravoolu galaktilise versiooni. Kui gaas koguneb akretsioonikettale kiiremini, kui see välja pääseb, muutub ketas üha paksemaks, massiivsemaks ja kuumemaks. Palju kuumem. Valge kääbuse metsik raskusjõud loob vägivaldselt turbulentse ketta, mille gaasivool liigub kiiremini kui 1000 miili sekundis. Tõeliselt galaktikaklassi hõõrdumine põhjustab ketta valguse kuumuse 15 000 K° kuma ja kohisema veelgi kuumemate kuumade kohtadega, mis võivad ulatuda 70 000 K°-ni. Roiling-gaasidest voolab rohkesti röntgenikiirgust ja tugevat ultraviolettkiirgust, mis annab astrofüüsika doktoritööde jaoks peaaegu piiramatu tooraine.

Vahepeal langeb selle kohal olevast kujuteldavast äikesetormist ülikuum, ülehelikiirusega tilk, valged kuumad tilgad hõõguvad kääbuse tohutu raskuse all püssikuuli kiirusega viis tuhat korda. Kuum vesinik süttib kokkupuutel praktiliselt, tekitades kogu päkapiku ekvaatori ümber tuumarõnga. Sellised valged kääbus-/akretsioonikettasüsteemid võivad “pulseerida” ja välja lülitada, või võivad nad poriseda ja ebakorrapäraselt köha või isegi tasakaalule jõuda ja üsna ühtlaselt särada (kõik on võimalik). Selliste kääbuste keskmine heledus kipub olema üsna kõrge, umbes 100 korda päikese käes, nii et nad on mõnikord heledamad kui punased hiidtähed, mis neid toidavad!

Kuid kurjakuulutavalt, kuna vesinik põleb saabumisel pidevalt, ei saa see koguneda elektroni degenereerunud ookeani ja plahvatada, visates oma heeliumi “tuhka” kosmosesse, nagu seda teeb nova. Kui kõik füüsikalised parameetrid on õiged ja kui punase hiiglase gaasivool jätkub, kaetakse valge kääbus stabiilselt üha raskema heeliummantliga.

Tulles korraks tagasi meie mudelisüsteemi juurde, tuletage meelde, et Jumbo on nüüd 0,7 päikesemassiga valge kääbus ja Päike on 1,5 päikesemassiga täht, kes üritab saada punaseks hiiglaseks. Või kui rõhuasetust teisiti panna, on Päike täht, kes üritab eraldada piisavalt gaasi, et liituda Jumboga valge kääbusena, sest see on punase hiiglase loomulik eesmärk. Üksiku tähena viiks Päikese evolutsioon ta välja planeedi udukogu massiga umbes 1,5 – 0,6 = 0,9 päikesemassi. Kuid topelttähena hõõgutab Jumbo gaasi, mis oleks moodustanud udukogu.

Gaasiülekande efektiivsus valgete kääbuste/tavaliste tähtede binaarides on peaaegu peaaegu 100%. Kui lisate 0,9 päikesemassi gaasi, mida Päike üritab vabastada, Jumbo 0,7 päikese massile – 1,6 päikesemassi. Mis on liiga palju.

Juba Marsi suuruseks ohtlikult kokkusurutud Jumbo ei suuda kogu Päikeselt keerutavat vesinikku endasse imada. Lõpuks peab see jõudma Chandrasekhari poolt 1931. aastal prognoositud 1,4 päikesemassi kriitilise piirini. Pärast sadu tuhandeid aastaid kestnud massilist aktsepteerimist peab saabuma päev, mil Jumbo laguneb lõpuks katastroofiliselt ja vähem kui aja jooksul, kui kulub küünalt.

Ja siis see peatub! Erinevalt punase supergigandi keskmest ei koosne Jumbo 1,4 päikesemassist rauast. Jumbo koosneb peaaegu täielikult heeliumist, süsinikust ja hapnikust, mis kõik (erinevalt rauast) on täiesti valmis sulandumisenergiat vabastama. Chandrasekhari varingu kohutav surve sütitab kogu tähe koheselt, justkui oleks see galaktika kõige raskem termotuumapomm – mis tegelikult ka on. Murdosa sekundist ripub asi tasakaalus, kui gravitatsioon üritab Jumbo purustada neutronitäheks ja tuumasünteesi raev üritab aurustada Jumbo hõõggaasiks.

Ja võitja on – tuumasüntees! Ühe apokalüptilise plahvatusega puruneb Jumbo täielikult ja lakkab olemast. Kogu tähe põhiosa muudetakse nii kuumaks radioaktiivseks pilveks, mis sõna otseses mõttes paistab 100 miljardi tähe valguses. Kogu gaas paisatakse kosmosesse kiirusega kümned tuhanded meetrid sekundis. Ligikaudu pool sellest on nüüd raud, sest see on osa tähest, mis suutis mõne sekundi jooksul plahvatuse käigus sulanduda kogu tuumakaevu põhja. (I tüüpi supernoovade tõttu on Maal võrreldes teiste metallidega nii palju rauda. II tüübi supernoovad purustavad seevastu suurema osa oma rauast neutronitähtedeks ega jaga seda ülejäänud galaktikaga.)

On tähelepanuväärne, et miski, mille läbimõõt on väiksem kui pool Maa, võib põhjustada sellise plahvatuse. Samuti on tähelepanuväärne, et I ja II tüüpi supernoovad on peaaegu võrdselt helendavad ja loovad pimestavad valgusetendused, mis kestavad peaaegu sama kaua, mistõttu sajandivahetuse astronoomid ajasid nad nii kergesti segadusse. Juhus on tähelepanuväärsem, kui peatute, kui arvestate, et II tüüpi supernoovad on tegelikult umbes 100 korda võimsamad kui I tüüpi supernoovad! Kuid kuna umbes 99% II tüüpi supernoova energiast eraldub nähtamatute neutriinodena, mis triibivad tähest eemale ja kihutavad kosmosesse, pole seda enam kunagi näha, on II tüübi tuvastatav energia peaaegu täpselt sama kui I tüüp. Need kaks tüüpi on isegi ligikaudu võrdse sagedusega: vaadeldud supernoovad koosnevad ligikaudu 60% I tüübist ja 40% II tüübist.

Mis viib meid tagasi küsimuse juurde, millest see alguse sai, salapärase erinevuse kahe supernoova tüübi vesinikuspektris. Kahtlemata on nutikas lugeja juba aru saanud, kuidas on nii, et I tüübi supernoovad võivad plahvatada ja spektromeetris siiski vesinikku näidata: varisevatel valgetel kääbustel neid pole. Termotuumasünteesienergiat tarnivad ainult heelium ja raskemad elemendid.¹

Mis puudutab Päikest, siis see on Jumbo priskest lahkumisest üllatavalt vaimustumata. Võib arvata, et nii raevukas plahvatus, mis võib varjutada terveid galaktikaid, toimudes sõna otseses mõttes väljaspool atmosfääri, aurustaks Päikese vaid mälestuseks. Kuid see pole nii. Tähed on väga massiivsed ja (juba) väga kuumad; isegi supernoova plahvatus nende kõrval ei saa muud teha kui puhuda natuke oma väliskeskkonnast. Päike kaotab oma massist vaid võib-olla 15% ja suurema osa sellest oleks ta punase hiiglasena oma elu viimastel etappidel nagunii kaotanud. Nii veider kui see ka ei tundu, ei plahvatus I tüüpi supernoova partnerstaari peaaegu ei mõjuta.

Välja arvatud see, et tal pole enam partnerit. Kui kõik keerulised gaasiülekande nähtused on lõppenud, korraldab Päike oma asjad ümber ja temast saab täiesti tavaline punase-hiiglase järgne täht. Lõpuks jääb ta pensionile kui vaoshoitud ja auväärne valge kääbus, mitte aga mainekas liik, kes plahvatab ja kaob.

1 – Tegelikult tähendab asjaolu, et I tüüpi supernoovades pole vesinikku üldse, tähendab, et see stsenaarium ei pruugi olla täiesti õige, sest isegi väike partneritähelt puhutud vesiniku kogus peaks olema tuvastatav. Üks teooria on, et partnerstaarilt võetakse enne supernoova plahvatust tegelikult kogu vesinik  ja lõplik riigipööre toimetatakse heeliumiga, mis voolab välja partnerstaari südamikust, mitte vesinikust.