dzięki utracie masy, a następnie, Gwiazdy o masach startowych do co najmniej 8 Msun (a może nawet więcej) prawdopodobnie kończą swoje życie jako białe karły. Ale wiemy, że gwiazdy mogą mieć masy tak duże, jak 150 (lub więcej) MSun. Mają dla nich inny rodzaj śmierci. Jak zobaczymy, te gwiazdy umierają z hukiem.

fuzja jądrowa ciężkich pierwiastków

Po wyczerpaniu się helu w jądrze (zobacz ewolucję masywniejszych gwiazd), ewolucja masywnej gwiazdy przebiega znacznie inaczej niż w przypadku gwiazd o mniejszej masie. W masywnej gwieździe masa zewnętrznych warstw jest wystarczająca, aby zmusić jądro węglowe do kurczenia się, aż stanie się wystarczająco gorące, aby połączyć węgiel w tlen, neon i magnez. Ten cykl skurczu, nagrzewania, oraz zapłonu innego paliwa jądrowego powtarza się jeszcze kilka razy. Po wyczerpaniu każdego z możliwych paliw jądrowych, rdzeń kurczy się ponownie, aż osiągnie nową temperaturę wystarczająco wysoką, aby połączyć jeszcze cięższe jądra. Produkty fuzji węglowej mogą być dalej przekształcane w krzem, siarkę, wapń i argon. A te elementy, po podgrzaniu do jeszcze wyższej temperatury, mogą się łączyć, aby wytworzyć żelazo. Masywne gwiazdy przechodzą przez te etapy bardzo, bardzo szybko. W naprawdę masywnych gwiazdach niektóre etapy fuzji pod sam koniec mogą trwać tylko miesiące, a nawet dni! Jest to dalekie od milionów lat spędzonych na scenie głównej.

na tym etapie swojej ewolucji masywna gwiazda przypomina cebulę z żelaznym jądrem. Gdy oddalamy się od centrum, znajdujemy skorupy o obniżającej się temperaturze, w których reakcje jądrowe obejmują jądra o coraz niższej masie—krzem i siarkę, tlen, neon, węgiel, Hel i wreszcie Wodór (ryc. 1).

Rysunek 1: Struktura starej masywnej gwiazdy. Tuż przed ostatecznym zapadnięciem grawitacyjnym jądro masywnej gwiazdy przypomina cebulę. Żelazny rdzeń otoczony jest warstwami krzemu i siarki, tlenu, neonu, węgla zmieszanego z tlenem, helem i wreszcie Wodorem. Poza jądrem, skład to głównie wodór i hel. (Zauważ, że ten diagram nie jest dokładnie skalowany, ale ma na celu przekazanie ogólnej idei, jaka byłaby taka gwiazda.) (źródło: modyfikacja prac eso, Digitized Sky Survey)

ale istnieje ograniczenie co do tego, jak długo ten proces budowania elementów przez fuzję może trwać. Fuzja krzemu w żelazo okazuje się ostatnim krokiem w sekwencji produkcji pierwiastków nieeksplozyjnych. Do tego momentu każda reakcja syntezy jądrowej wytwarzała energię, ponieważ jądro każdego produktu syntezy jądrowej było nieco bardziej stabilne niż jądra, które je utworzyły. Jak omówiono w słońcu: W elektrowni jądrowej, lekkie jądra rezygnują z energii wiązania w procesie fuzji w bardziej ściśle związane, cięższe jądra. To właśnie ta uwolniona energia utrzymuje zewnętrzne ciśnienie w jądrze, aby gwiazda nie zapadła się. Ale ze wszystkich znanych jąder, żelazo jest najbardziej ściśle związane i tym samym najbardziej stabilne.

Możesz myśleć o sytuacji w ten sposób: wszystkie mniejsze jądra chcą „dorosnąć”, aby być jak żelazo, i są gotowi zapłacić (produkować energię), aby przejść do tego celu. Ale żelazo jest dojrzałym jądrem z dobrą samooceną, doskonale zadowolonym z bycia żelazem; wymaga zapłaty (musi absorbować energię), aby zmienić swoją stabilną strukturę jądrową. Jest to dokładne przeciwieństwo tego, co działo się do tej pory w każdej reakcji jądrowej: zamiast dostarczać energii do zrównoważenia przyciągania grawitacyjnego do wewnątrz, wszelkie reakcje jądrowe z udziałem żelaza usuwałyby pewną ilość energii z jądra gwiazdy.

nie mogąc wygenerować energii, gwiazda stoi teraz w obliczu katastrofy.

rozpada się w kulę neutronów

gdy reakcje jądrowe ustają, jądro masywnej gwiazdy jest wspierane przez zdegenerowane elektrony, tak jak biały karzeł. W przypadku gwiazd, które zaczynają swoją ewolucję z masami co najmniej 10 MSun, rdzeń ten jest prawdopodobnie wykonany głównie z żelaza. (W przypadku gwiazd o początkowych masach w zakresie od 8 do 10 MSun jądro prawdopodobnie składa się z tlenu, neonu i magnezu, ponieważ gwiazda nigdy nie jest wystarczająco gorąca, aby tworzyć pierwiastki tak ciężkie jak żelazo. Dokładny skład rdzeni gwiazd w tym zakresie mas jest bardzo trudny do określenia ze względu na złożone właściwości fizyczne rdzeni, szczególnie przy bardzo wysokich gęstościach i temperaturach.) W naszej dyskusji skupimy się na bardziej masywnych rdzeniach żelaznych.

podczas gdy w jądrze białego karła nie wytwarza się żadna energia, fuzja nadal zachodzi w skorupach otaczających jądro. Gdy powłoki kończą reakcje fuzji i przestają wytwarzać energię, popiół ostatniej reakcji spada na rdzeń białego karła, zwiększając jego masę. Jak pokazuje śmierć gwiazd o małej masie, większa masa oznacza mniejsze jądro. Rdzeń może się kurczyć, ponieważ nawet zdegenerowany gaz jest nadal w większości pustą przestrzenią. Elektrony i jądra atomowe są przecież niezwykle małe. Elektrony i jądra w jądrze gwiazdy mogą być zatłoczone w porównaniu z powietrzem w twoim pokoju, ale wciąż jest między nimi dużo miejsca.

elektrony początkowo opierają się stłoczeniu bliżej siebie, więc rdzeń kurczy się tylko w niewielkiej ilości. Ostatecznie jednak żelazne jądro osiąga masę tak dużą, że nawet zdegenerowane elektrony nie są już w stanie go utrzymać. Kiedy gęstość osiąga 4 × 1011 g / cm3 (400 miliardów razy gęstość wody), niektóre elektrony są faktycznie wciskane do jąder atomowych, gdzie łączą się z protonami, tworząc neutrony i neutrina. Ta transformacja nie jest czymś znanym z codziennego życia, ale staje się bardzo ważna, ponieważ tak masywny rdzeń Gwiazdy się zapada.

niektóre elektrony zniknęły, więc jądro nie może już oprzeć się miażdżącej masie warstw pokrywających się z gwiazdą. Rdzeń zaczyna się gwałtownie kurczyć. Coraz więcej elektronów jest teraz wpychanych do jąder atomowych, które ostatecznie stają się tak nasycone neutronami, że nie mogą ich utrzymać.

w tym momencie neutrony są wyciskane z jąder i mogą wywierać nową siłę. Podobnie jak w przypadku elektronów, okazuje się, że neutrony silnie opierają się przebywaniu w tym samym miejscu i poruszaniu się w ten sam sposób. Siła, która może być wywierana przez takie zdegenerowane neutrony, jest znacznie większa niż ta wytwarzana przez zdegenerowane elektrony, więc jeśli jądro nie jest zbyt masywne, mogą one ostatecznie powstrzymać zapadanie się.

oznacza to, że zapadające się jądro może osiągnąć stan stabilny jako zmiażdżona kula zbudowana głównie z neutronów, którą astronomowie nazywają gwiazdą neutronową. Nie mamy dokładnej liczby („granica Chandrasekhara”) dla maksymalnej masy gwiazdy neutronowej, ale obliczenia mówią nam, że górna granica masy ciała zbudowanego z neutronów może wynosić tylko około 3 MSun. Gdyby więc masa jądra była większa, to nawet degeneracja neutronów nie byłaby w stanie powstrzymać dalszego zapadania się jądra. Umierająca gwiazda musi skończyć jako coś jeszcze bardziej ekstremalnie skompresowanego, co do niedawna uważano za jeden możliwy typ obiektu-stan ostatecznego zagęszczenia znany jako czarna dziura (co jest tematem naszego następnego rozdziału). Nie przypuszczano bowiem, aby istniała żadna siła, która mogłaby powstrzymać upadek poza stadium gwiazdy neutronowej.

upadek i eksplozja

Kiedy zapadanie się jądra gwiazdy o dużej masie zostaje zatrzymane przez zdegenerowane neutrony, jądro zostaje uratowane przed dalszym zniszczeniem, ale okazuje się, że reszta gwiazdy jest dosłownie rozerwana na strzępy. Oto jak to się dzieje.

załamanie, które ma miejsce, gdy elektrony są wchłaniane do jąder jest bardzo szybkie. W mniej niż sekundę rdzeń o masie około 1 MSun, który pierwotnie był w przybliżeniu wielkości Ziemi, zapada się do średnicy mniejszej niż 20 kilometrów. Prędkość, z jaką materiał spada do wewnątrz, osiąga jedną czwartą prędkości światła. Upadek zatrzymuje się tylko wtedy, gdy gęstość jądra przekracza gęstość jądra atomowego (który jest najgęstszą formą materii, jaką znamy). Typowa gwiazda neutronowa jest tak skompresowana, że aby powielić jej gęstość, musielibyśmy wycisnąć wszystkich ludzi na świecie w jedną kostkę cukru! To da nam wartość jednej kostki cukru (jeden centymetr sześcienny) gwiazdy neutronowej.

zdegenerowane jądro neutronu silnie opiera się dalszej kompresji, gwałtownie zatrzymując zapadanie się. Szok nagłego wstrząsu inicjuje falę uderzeniową, która zaczyna się rozprzestrzeniać na zewnątrz. Jednak sam ten szok nie wystarczy do wywołania eksplozji Gwiazdy. Energia wytwarzana przez wypływającą materię jest szybko absorbowana przez jądra atomowe w gęstych, leżących na nich warstwach gazu, gdzie rozpada jądra na pojedyncze neutrony i protony.

nasze rozumienie procesów jądrowych wskazuje (jak wspomniano powyżej), że za każdym razem, gdy elektron i proton w jądrze Gwiazdy łączą się, tworząc neutron, połączenie uwalnia neutrino. Te upiorne cząstki subatomowe, wprowadzone do Słońca: Elektrownia jądrowa, przenoszą część energii jądrowej. To ich obecność powoduje ostateczną katastrofalną eksplozję Gwiazdy. Całkowita energia zawarta w neutrinach jest ogromna. W pierwszej sekundzie eksplozji Gwiazdy, moc przenoszona przez neutrina (1046 watów) jest większa niż moc emitowana przez wszystkie gwiazdy w ponad miliardzie galaktyk.

podczas gdy neutrina zwykle nie oddziałują zbytnio ze zwykłą materią (wcześniej zarzucaliśmy im, że są wręcz antyspołeczne), materia w pobliżu centrum zapadającej się gwiazdy jest tak gęsta, że neutrina oddziałują z nią do pewnego stopnia. Odkładają część tej energii w warstwach Gwiazdy tuż poza jądrem. Ten ogromny, nagły napływ energii odwraca nieomylność tych warstw i wypycha je wybuchowo Na Zewnątrz. Większość masy gwiazdy (z wyjątkiem masy, która trafiła do gwiazdy neutronowej w jądrze) jest następnie wyrzucana na zewnątrz w Przestrzeń Kosmiczną. Jak widzieliśmy wcześniej, taka eksplozja wymaga Gwiazdy o masie co najmniej 8 MSun, a gwiazda neutronowa może mieć masę co najwyżej 3 MSun. W konsekwencji, co najmniej pięć razy większa masa naszego Słońca jest wyrzucana w Przestrzeń Kosmiczną w każdym takim wybuchowym zdarzeniu!

powstały wybuch nazywany jest supernową (ryc. 2). Kiedy te eksplozje zdarzają się w pobliżu, mogą być jednymi z najbardziej spektakularnych niebiańskich wydarzeń, O czym omówimy w następnej sekcji. (W rzeczywistości istnieją co najmniej dwa różne rodzaje wybuchów supernowych: rodzaj, który opisaliśmy, czyli upadek masywnej gwiazdy, nazywany jest, ze względów historycznych, supernową typu II. Opiszemy czym różnią się typy w dalszej części tego rozdziału).

Rysunek 2: Pięć wybuchów supernowych w innych galaktykach. Strzałki w górnym rzędzie obrazów wskazują na supernowe. Dolny rząd pokazuje galaktyki gospodarza przed lub po wybuchu gwiazd. Każda z tych supernowych eksplodowała między 3,5 a 10 miliardów lat temu. Zauważ, że supernowe, kiedy po raz pierwszy eksplodują, mogą być tak jasne, jak cała galaktyka. (źródło: modyfikacja prac NASA, ESA i A. Riess (STScI))

Tabela 1 podsumowuje dotychczasową dyskusję na temat tego, co dzieje się z gwiazdami i obiektami substellar o różnych masach początkowych pod koniec ich życia. Podobnie jak wiele z naszego naukowego zrozumienia, ta lista stanowi sprawozdanie z postępów: jest to najlepsze, co możemy zrobić z naszymi obecnymi modelami i obserwacjami. Limity masy odpowiadające różnym rezultatom mogą ulec zmianie w miarę ulepszania modeli. Jest wiele, czego jeszcze nie rozumiemy o szczegółach tego, co dzieje się, gdy Gwiazdy umierają.

supernowa daje i odbiera supernową

po wybuchu supernowej życie masywnej gwiazdy dochodzi do koniec. Ale śmierć każdej masywnej gwiazdy jest ważnym wydarzeniem w historii jej galaktyki. Pierwiastki powstałe w wyniku fuzji podczas życia gwiazdy są teraz „Recyklowane” w kosmos przez eksplozję, dzięki czemu są dostępne do wzbogacenia gazu i pyłu, które tworzą nowe gwiazdy i planety. Ponieważ te ciężkie pierwiastki wyrzucane przez supernowe są krytyczne dla powstawania planet i powstania życia, można śmiało powiedzieć, że bez utraty masy przez supernowe i mgławice planetarne nie istnialiby ani autorzy, ani czytelnicy tej książki.

ale eksplozja supernowej ma jeszcze jeden twórczy wkład, o którym wspominaliśmy w gwiazdach od młodości do starości, kiedy zapytaliśmy, skąd pochodzą Atomy w waszej biżuterii. Wybuch supernowej powoduje powódź energetycznych neutronów, które przenikają przez rozprężający się materiał. Neutrony te mogą być absorbowane przez żelazo i inne jądra, gdzie mogą przekształcić się w protony. W ten sposób budują elementy bardziej masywne niż żelazo, w tym takie ziemskie ulubione jak złoto i srebro. Jest to jedyne miejsce, w którym możemy wytworzyć takie cięższe Atomy jak ołów czy uran. Następnym razem, gdy założysz złotą biżuterię (lub podarujesz ją ukochanej), pamiętaj, że te złote Atomy były kiedyś częścią eksplodującej Gwiazdy!

Kiedy supernowe eksplodują, te elementy (jak również te, które Gwiazda stworzyła w bardziej stabilnych czasach) są wyrzucane do istniejącego gazu między gwiazdami i mieszane z nim. W związku z tym supernowe odgrywają kluczową rolę w wzbogacaniu swojej galaktyki o cięższe pierwiastki, pozwalając, między innymi, pierwiastkom chemicznym, które tworzą planety podobne do ziemi i budulcom życia, aby stały się bardziej powszechne w miarę upływu czasu (ryc. 3).

Rysunek 3: Kepler Supernova Remant. Ten obraz pokazuje rozszerzające się pozostałości po wybuchu supernowej, który po raz pierwszy został zaobserwowany około 400 lat temu przez obserwatorów nieba, w tym słynnego astronoma Johannesa Keplera. Osłona gazu i pyłu w kształcie bąbelków ma teraz 14 lat świetlnych szerokości i rozwija się z prędkością 2000 kilometrów na sekundę (4 miliony mil na godzinę). Pozostałość emituje energię w długościach fal od promieni rentgenowskich (pokazanych na niebiesko i Zielono) do światła widzialnego (żółtego) i do podczerwieni (czerwonego). Rozszerzająca się skorupa jest bogata w żelazo, które powstało w eksplodującej gwieździe. Główny obraz łączy pojedyncze jednokolorowe obrazy widoczne na dole w jeden obraz o wielu długościach fali. (źródło: modyfikacja prac NASA, ESA, R. Sankrit i W. Blair (Johns Hopkins University))

supernowe są również uważane za źródło wielu wysokoenergetycznych cząstek promieniowania kosmicznego omawianych w promieniowaniu kosmicznym. Uwięzione przez pole magnetyczne galaktyki cząstki z eksplodowanych gwiazd nadal krążą wokół rozległej spirali Drogi Mlecznej. Naukowcy spekulują, że szybkie promieniowanie kosmiczne uderzające w materiał genetyczny organizmów ziemskich przez miliardy lat mogło przyczynić się do stałych mutacji—subtelnych zmian w kodzie genetycznym—które napędzają ewolucję życia na naszej planecie. We wszystkich aspektach, o których wspomnieliśmy, supernowe odegrały rolę w rozwoju nowych generacji gwiazd, planet i życia.

ale supernowe też mają ciemną stronę. Załóżmy, że forma życia ma nieszczęście rozwijać się wokół gwiazdy, która zdarza się leżeć w pobliżu masywnej gwiazdy, która ma stać się supernową. Takie formy życia mogą zostać zgaszone, gdy ostre promieniowanie i wysokoenergetyczne cząstki z eksplozji sąsiedniej Gwiazdy dotrą do ich świata. Jeśli, jak spekulują niektórzy astronomowie, życie może rozwijać się na wielu planetach wokół długo żyjących (o mniejszej masie) gwiazd, to przydatność własnej gwiazdy i planety tego życia może nie być wszystkim, co ma znaczenie dla jego długoterminowej ewolucji i przetrwania. Życie mogło uformować się wokół kilku przyjemnie stabilnych gwiazd tylko po to, aby zostać wymazanym, ponieważ masywna pobliska gwiazda nagle stała się supernową. Tak jak dzieci urodzone w strefie wojny mogą znaleźć się niesprawiedliwymi ofiarami ich brutalnego sąsiedztwa, życie zbyt blisko gwiazdy, która przechodzi w supernową, może padać ofiarą, że urodziły się w niewłaściwym miejscu w niewłaściwym czasie.

jaka jest bezpieczna odległość od wybuchu supernowej? Wiele zależy od przemocy konkretnej eksplozji, rodzaju supernowej (patrz Ewolucja podwójnych systemów gwiezdnych) i poziomu zniszczenia, który jesteśmy gotowi zaakceptować. Obliczenia sugerują, że supernowa oddalona od nas o mniej niż 50 lat świetlnych z pewnością zakończy życie na ziemi, a nawet odległa o 100 lat świetlnych miałaby drastyczne konsekwencje dla poziomu promieniowania tutaj. Jedno niewielkie wymarcie stworzeń morskich około 2 miliony lat temu na Ziemi mogło być spowodowane przez supernową w odległości około 120 lat świetlnych.

dobrą wiadomością jest to, że obecnie nie ma masywnych gwiazd, które obiecują stać się supernowymi w odległości 50 lat świetlnych od Słońca. (Dzieje się tak częściowo dlatego, że rodzaje masywnych gwiazd, które stają się supernowymi, są ogólnie dość rzadkie.) Masywna gwiazda znajdująca się najbliżej nas, Spica (w gwiazdozbiorze Panny), znajduje się około 260 lat świetlnych od nas, prawdopodobnie w bezpiecznej odległości, nawet jeśli w niedalekiej przyszłości wybuchnie jako supernowa.