Smrt zvezda (1/2)

U zavisnoti od mase koju sadrži posle gubitka spoljnih slojeva pošto je ili istrošila gorivo ili sažimanjem nije u stanju da započne fuziju novog zvezda provodi poslednji stadijum života kao beli ptauljak, neutronska zvezda ili crna rupa.

Beli patuljci (M<1.4 MS)

Beli patuljci su ostaci zvezda čija je početna masa bila manja od 10 sunčevih masa, a krajnja masa manja od 1,4 mase sunca (Čandrasekarova granica) ili one najmanjih masa koje nisu ni dosegle stadijum crvenog džina. Kada takva zvezda istroši gorivo, naruši se ravnoteža sila i zvezda se pod dejstvom gravitacija obruši ka centru. Ovaj gravitacioni kolaps se zaustavlja degeneracijom materije. Pod visekim temperaturama atomi se razbijaju i materija gubi svoje hemijske osobine. Tako nastaje degenerisani gas u komesu atomska jezgra i slobodni elektroni na mnogo manjem međusobnom rastojanju nego u normalnoj materiji. Gustina postaje nezamislivo velika 10⁵ – 10⁸ g/cm³. Kada su slobodni elektroni pri izuzetno velikim gustinama sabijeni na mala međusobna rastojanja, oni moraju da se kreću relativističkim brzinama.

Kvantno-mehaničke sile koje potiču od gusto sabijenih relativističkih elektrona uravnotežavaju gravitaciju malomasivnih zvezda i zaustavljaju njihov kolaps. Tako beli patuljak ostaje zvezde u hidrostatičkoj ravnoteži i bez izvora energije.

Beli patuljci su tople zvezde velikih gustina (od 10⁵ – na površini do 10⁸g/cm3 u jezgru) i malih radijusa. Bez izvora energije vremenom hladeći se menjaju boju, zrače na sve većim talasnim dužinama i posle crvenog patuljka ostaju mala tamna tela koja više ne vidimo. Pretpostavlja se da će Sunce završiti život kao beli patuljak od ugljenika i kiseonika, koji će se vremenom hladiti i postati ogroman kristal.

Supernove

Supernove su eksplozije masivnih zvezda, retki događaji koji oslobađaju ogromnu količinu energije tokom više meseci i koji su posmatrani još u antičko doba. Počev od 1930. godine, sistematsko posmatranje stotina supernovih u udaljenim galaksijama omogućilo je bolje razumevanje njihovog svojstva, kao i mehanizma njihove eksplozije. Pojava jedne supernove u Velikom Magelanovom oblaku u velikoj meri je potvrdila teorije o eksploziji masivnih zvezda, ali i pokazala mnogo neslućene strane fenomena – supernova.

Vrste supernova

Po spektralnim osobinama supernove su razvrstane u dve glavne kategorije: tip I (SNI) i tip II (SNII). Spektri SNII imaju apsorpcione linije karakteristične za vodonik, što nije slučaj kod SNI, tipa I supernove. Inače, klasa SNI je i sama podeljena na: SNIa (koju odlikuje jaka linija Si), SNIb (bez Si, ali sa jakim linijama He) i SNIc (s linijama Ca, Fe i drugih posredno nastalih elemenata). Ove spektralne osobine pokazuju se tokom prvih nedelja nakon eksplozije. Nekoliko meseci kasnije dolazi do prelaza ovih apsorpcionih linija (nastalih u neprozračnoj atmosferi) u emisione linije (nastalih u sredini koja je uglavnom prozračna za zračenje), tada npr. SNIa pokazuju emisione linije elemenata u oblasti gvožđa (Fe, Co, itd.). Taj prelaz apsorpcionih u emisione linije karakterističan je za atmosferu koja se širi i sve više razređuje. Spektralni profil tih linija nam omogućava da merimo brzinu širenja.
Supernove odlikuje i njihova kriva sjaja (varijacija luminozne emisije sa vremenom). Supernove tipa SNIa imaju vrlo tipične krive sjaja, sa brzim rastom posle eksplozije, istu maksimalnu luminoznost i pravilan i brz prvi period opadanja (na polovinu za dve nedelje), praćen periodom sporijeg opadanja (na polovinu svakih 11 nedelja). Maksimum luminoznosti drugih tipova supernova je 5 do 10 puta manji od maksimuma SNIa, dok im se krive sjaja znatno razlikuju. Tokom meseci nakon eksplozije supernova SNIa izrači ukupno ~ 10⁴² J , što je samo 1% od ukupne energije. Ostalih 99% se oslobađa u obliku kinetičke energije, s tim što jedan deo energije odnose i neutrini. Procenti se mogu primeniti i na SNII tip supernove, kod koje je ukupna energija ~ 10⁴⁶ J.

Gravitacione supernove

Gravitacionim supernovama se naziva većina supernovih, dok se one tipa SNIa nazivaju termonuklearnim supernovama.
Kod gravitacionih supernova, mehanizam eksplozije stupa u pogon kad se njeno jezgro, mase 1-2 mase sunca, pretvori u gvožđe. Uprkos njenoj velikoj gustini (~10¹¹g/cm³), degenerisani gas ultrarelativističkih elektrona ne može da podnese težinu jezgra koje implodira u deliću sekunde. Unutrašnji deo sfere, koji sadrži ~ 0,8 mase Sunca, urušava se u komadu, dok ostatak sledi sa mali zakašnjenjem. Kada gustina dostigne 10¹³ kg/m³, jezgra atoma zahvataju elektrone, pri čemu se sa protonima transformišu u neutrone, što vodi postepenoj neutralizaciji jezgra. Urušavanje se zaustavlja nakon nekoliko milisekundi, kad poluprečnik dostigne ~ 30Km, a njegova gustina 10¹⁷ g/cm³. Usled velikog pritiska degenerisanog nuklearnog gasa jezgro se ponovo širi i počinje da vibrira. Tako nastaje udarni talas koji se prostire ka spoljašnjosti, ali on nailazi na svom putu nailazi na spoljašnje slojeve gvožđa koji se urušavaju ogromnom brzinom. Pokazuje se da udarni talas dospeva do zvezdanog omotača sa energijom koja je dovoljna da ga odbaci u svemir, pod uslovom da gvozdeno jezgro u početku nije imalo preveliku masu (MFe <1,4 Ms). U masivnijim zvezdama, koje imaju veće gvozdeno jezgro, dolazi do urušavanja jezgra i omotača i obrazovanje crne rupe, jer čak ni pritisak degenerisanog nuklearnog gasa ne može da održi na okupu masu vecu od dve mase Sunca.

Eksploziju masivnijih zvezda izaziva drugačiji mehanizam. Zarobljeni tokom nekoliko sekundi u krajnje gustom jezgru, neutrini, koji ne tako visokim temperaturama nastaju u izobilju, na kraju prolaze kroz jezgro. Neutrini odnosi tako gotovo svu energiju urušavanja i prolazi kroz zonu u kojoj udarni talas troši energiju na podizanje gvožđa koje brzo pada ka centru. Dovoljno je da se samo 1% energije neutrina prenese u materiji u toj oblasti da bi tako osvežen udarni talas dospeo do dna omotača i da bi došlo do eksplozije. Jedino ovakve eksplozije mogu da izazovu eksploziju zvezda masivnijih od 15 MS.
Udarni talas pogađa dno zvezdanog omotača desetak sekundi nakon napuštanja jezgra, podiže ga i baca u svemir. Udarni talas stiže do površine zvezde za nekoliko sati ili nekoliko dana nakon urušavanja jezgra u zavisnosti od veličine mase.

Mehanizam eksplozije je kod SNIb i SNIc u suštini isti kao i za prethodni,SNII, – reč je o urušavanju gvozdenog jezgra masivne zvezde.Raznovrsnost njihovih spektara i krivih sjaja pripisuje se različitim svojstvima njihovih omotača. Zvezde koje svoj život završavaju eksplozijom supernove tipa II sačuvale su svoj prošireni omotač od vodonika, dok su ga one sa tipom SNIb i SNIc izgubile, čime se objašnjava prisustvo teških elemenata u njihovim spektrima. Taj gubitak omotača je izazvan ili jakim zvezdanim vertom (Volf-Rajeove zvezde) ili privlačnim dejstvom druge komponente u paru (u slučaju tesno dvojnih sistema zvezda).

Eksplozije masivnih vezda ostavljaju na mestu urušenog gvozdenog omotača jedan izuzetno kompaktan ostatak: neutronsku zvezdu ili crnu rupu, u zavisnosti od svoje mase. (Tabela 1.)

Tabela 1: Zvezde gube veliki deo svoje mase i završavaju svoj život. U zavisnosti od početne mase i gubitka mase, dati su objekti na kraju života zvezde

Termonuklearne supernove

Za razliku od grvitacionih supernovih, mehanizam termonuklearnih supernovih umnogome zavisi od prethodne istorije tesno dvojnog sistema čiji je deo. Masivnija zvezda jednog takvog sistema prva stiže do kraja života i preobražava se u belog patuljka mase približno mase sunca, ako je početna masa te zvezda bila manja od 10 sunčevih masa. Druga zvezda u sistemu preobražava se u crvenog džina i njen prošireni omotač počiva da biva odvlačen gravitacionim poljem belog patuljka. Sloj vodonika sa njene površine počinje da gori, mirno ili eksplozivno, u zavisnosti od toga da li je njegovo prikupljanje bilo sporo ili brzo. Eksplozija nove se povremeno može desiti na površini belog patuljka, što je prilično burna pojava, mada hiljadama puta manje intenzivna i mnogo češća nego supernova. U svim slučajevima ostaci od sagorevanja vodonika nagomilavaju se na površini belog patuljka čija se masa postepno povećava.

Kada masa belog patuljka premaši 1,4 mase sunca, pritisak degenerisanog gasa ultrarelativističkih elektrona ne može više da nosi težinu zvezde. Ona se naglo urušava, a njena temperatura raste do nekoliko stotina miliona kelvina. Počinje fuzija jezgara ugljenika, olakšana velikom gustinom. Energija oslobođena tim sagorevanjem zagreva sredinu, ali ovaj gas, za razliku od idealnog, ne reaguje širenjem (što bi ga ohladilo) jer njegov pritisak ne zavisi od temperature. Naprotiv, temperatura sve brže raste i rasplamsavaju se nuklearne reakcije – termonuklearno gorivo u degenerisanoj sredini brzo postaje eksplozivno. Temperatura skače na 10 milijardi kelvina i unutrašnjost belog patuljka gori proizvodeći jezgra atomskog broja nešto nižeg od gvožđa. Prema modelima, polovina Čandrasekarove mase se pretvara u Ni. Manje teška jezgra Ca i Si nastaju u spoljnjim slojevima koje zagreva front paljenja koji stiže od površine za manje od jedne sekunde. Oslobođena termonuklearna energija potpuno razara belog ptuljka.

Neutronske zvezde (1.4MS < M ≤ 3MS).

To je poslednja faza u evoliciji brojne populacije koju čine zvezde srednjih masa. Te zvezde više puta prolaze kroz stabilna stanja i pri tom stare dok u sve gušćem i toplijem jezgru sve teži elementi postaju termonuklearno gorivo. Ako se formira gvozdeno jezgro ono ne proizvodi nuklearnu energiju. Na temperaturi od oko 5x109K ogromna količina γ fotona dovodi do fotodezintegracije gvožđa (endotermna reakcija) dovodi do hlađenja i do veoma brze implozije – kolapsa jezgra. Oslobođena gravitaciona potencijalna energija ubrzava eletrone do ultrarelativističkih brzina proizvodeći reakciju tipa:

e + p → n + υ

Ultrarelativistički elektroni razbijaju atomska jezgra i sa protonima daju elektrone (koji mogu da se sabiju na znatno manju zapreminu nego atomska jergra) i neutrine koji bez sudara napuštaju zvezdu. Iščezavanjem relativističkih elektrona nastaje njihov kvantno-mehanički pritisak koji se suprostavkha gravitaciji. Kolapsom, gustina u jezgru dobija vrednost reda 10¹²-12¹⁴ g/cm³.

Pritisak degenerisanog neutronskog gasa preuzima ulogu koju je imao pritisak relativističkih elektrona kod belih patuljaka. Zaustavlja kolaps jezgrai pri padu zvezdanog omotača nakompaktno degenerisano jezgro formira se udarni talas koji uz ogromnu eksploziju raznese omotač u okolni prostor. Ta zvezdana katastrofa naziva se supernova. Mada izuzetno kratko traje supernova je prelazna etapa između normalne zvezde i male neutronske zvezde koja ostaje od njenog jezgra veoma malog radijusa (R≈10km).

Iako bez izvora energije neztronska zvezda je stabilna i njena gravitacija je uravnotežena kvantno-mehaničkim silama koje potiču od gusto sabijenih neutrona. Neutronska zvezde se može formirati i akrecijomu tesno dvojnom sistemu.