สาเหตุของการเกิดซุปเปอร์โนวา
ซูเปอร์โนวาคือการระเบิดอย่างรุนแรงของดาวฤกษ์ที่เกิดขึ้นภายใต้สถานการณ์หลักสองสถานการณ์ ประการแรกคือ ดาวแคระขาว ดาว ซึ่งเป็นส่วนที่เหลือของดาวฤกษ์มวลต่ำที่ใช้เชื้อเพลิงนิวเคลียร์จนหมดได้รับการระเบิดเทอร์โมนิวเคลียร์หลังจากมวลของมันเพิ่มขึ้นเกินกว่า ขีด จำกัด Chandrasekhar โดยการสะสมมวลเชื้อเพลิงนิวเคลียร์จากดาวคู่หูที่กระจายตัวมากขึ้น (โดยปกติคือ ดาวยักษ์แดง ) ซึ่งอยู่ในวงโคจรทวิภาค
ผลที่เกิดจากการสังเคราะห์นิวคลีโอซิสติกส์ที่หลบหนีได้ทำลายดาวฤกษ์อย่างสมบูรณ์และขับมวลของมันออกสู่อวกาศ สถานการณ์ที่สองและโดยทั่วไปประมาณสามเท่าเกิดขึ้นเมื่อดาวฤกษ์มวลมาก (มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 12–35 เท่า) โดยปกติจะเป็น supergiant ในเวลาวิกฤตถึง นิกเกิล -56 ในกระบวนการหลัก นิวเคลียร์ฟิวชัน (หรือการเผาไหม้) หากไม่มีพลังงานคายความร้อนจากการหลอมรวมแกนกลางของดาวมวลมากก่อนซูเปอร์โนวาจะสูญเสียความร้อนที่จำเป็นสำหรับการรองรับแรงกดและพังทลายลงเนื่องจากแรงดึงดูดที่รุนแรง การถ่ายโอนพลังงานจากการยุบตัวของแกนกลางทำให้เกิดการแสดงซูเปอร์โนวา
ไอโซโทป นิกเกิล -56 มีพลังงานยึดเหนี่ยว ที่ใหญ่ที่สุดแห่งหนึ่ง ต่อนิวคลีออนของไอโซโทปทั้งหมดและเป็น ดังนั้นไอโซโทปสุดท้ายที่มีการสังเคราะห์ระหว่างแกน การเผาไหม้ของซิลิกอน จะปล่อยพลังงานโดย นิวเคลียร์ฟิวชั่น , โดยคายความร้อน พลังงานยึดเหนี่ยวต่อนิวคลีออนจะลดลงสำหรับน้ำหนักอะตอมที่หนักกว่า A = 56 ซึ่งเป็นการสิ้นสุดประวัติศาสตร์ของฟิวชั่นในการจัดหาพลังงานความร้อนให้กับดาว พลังงานความร้อนที่ปล่อยออกมาเมื่อเสื้อคลุมซูเปอร์โนวาที่ผิดพลาดกระทบกับแกนกึ่งแข็งนั้นมีขนาดใหญ่มากประมาณ 10 ergs พลังงานประมาณร้อยเท่าของพลังงานที่ปล่อยออกมาจากซูเปอร์โนวาเป็นพลังงานจลน์ของมวลที่พุ่งออกมา งานวิจัยหลายสิบฉบับได้รับการตีพิมพ์เพื่ออธิบายถึงการเปลี่ยนแปลงทางอุทกพลศาสตร์ของการที่พลังงานที่ผิดพลาดเพียงหนึ่งเปอร์เซ็นต์ถูกส่งไปยังเสื้อคลุมที่วางอยู่บนพื้นผิวที่ต่อเนื่องไปยังแกนกลาง ความไม่แน่นอนดังกล่าวยังคงอยู่ในรายละเอียดทั้งหมดของซูเปอร์โนวาที่ยุบตัวของแกนกลาง
ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันที่สร้างองค์ประกอบที่หนักกว่าเหล็กจะดูดซับพลังงานนิวเคลียร์และกล่าวว่าเป็นปฏิกิริยา ความร้อนใต้ความร้อน เมื่อเกิดปฏิกิริยาดังกล่าวอุณหภูมิภายในที่รองรับชั้นนอกของดาวจะลดลง เนื่องจากซองภายนอกไม่ได้รับการรองรับอย่างเพียงพอจากความดันการแผ่รังสีอีกต่อไปแรงโน้มถ่วงของดาวจึงดึงเสื้อคลุมเข้าด้านในอย่างรวดเร็ว เมื่อดาวฤกษ์พังทลายลงเสื้อคลุมนี้จะชนกันอย่างรุนแรงกับแกนของดาวฤกษ์ที่ไม่สามารถบีบอัดที่กำลังเติบโตซึ่งมีความหนาแน่นเกือบเท่ากับนิวเคลียสของอะตอมทำให้เกิดคลื่นกระแทกที่สะท้อนออกไปด้านนอกผ่านวัสดุที่ไม่ได้ใช้ของเปลือกนอก การเพิ่มขึ้นของอุณหภูมิโดยทางผ่านของคลื่นกระแทกนั้นเพียงพอที่จะทำให้เกิดการหลอมรวมในวัสดุนั้นซึ่งมักเรียกว่าการสังเคราะห์นิวคลีโอซินที่ระเบิดได้ พลังงานที่ถูกฝากไว้โดยคลื่นกระแทกนำไปสู่การระเบิดของดาวโดยกระจายสสารหลอมรวมในเสื้อคลุมเหนือแกนกลางเข้าสู่ อวกาศระหว่างดวงดาว .
การเผาไหม้ของซิลิกอน
หลังจากที่ดาวฤกษ์เสร็จสิ้นกระบวนการเผาไหม้ออกซิเจน แกนกลางประกอบด้วยซิลิคอนและกำมะถันเป็นหลัก ถ้ามันมีมวลสูงเพียงพอมันจะหดตัวต่อไปจนกว่าแกนของมันจะถึงอุณหภูมิในช่วง 2.7–3.5 พันล้าน เคลวิน (230–300 keV ) ที่อุณหภูมิเหล่านี้ซิลิกอนและไอโซโทปอื่น ๆ จะถูกฉายภาพของนิวคลีออนโดยโฟตอนความร้อนพลัง (γ) ที่ขับออกมาโดยเฉพาะอนุภาคอัลฟา (He) กระบวนการนิวเคลียร์ของการเผาซิลิกอนแตกต่างจากขั้นตอนการสังเคราะห์นิวคลีโอซิลิกอนก่อนหน้านี้ตรงที่ทำให้เกิดความสมดุลระหว่างการจับอนุภาคอัลฟาและการขับออกจากภาพถ่ายผกผันซึ่งสร้างความอุดมสมบูรณ์ขององค์ประกอบอนุภาคอัลฟาทั้งหมดตามลำดับต่อไปนี้ซึ่งการจับอนุภาคอัลฟาแต่ละครั้งที่แสดงคือ ตรงข้ามกับปฏิกิริยาผกผันของมันกล่าวคือการขับภาพของอนุภาคอัลฟาโดยโฟตอนความร้อนที่มีอยู่มากมาย:
Si + He ⇌ S + γ;
S + He ⇌ Ar + γ;
Ar + He ⇌ Ca + γ;
Ca + He ⇌ Ti + γ;
Ti + He ⇌ Cr + γ;
Cr + He ⇌ Fe + γ;
Fe + He ⇌ Ni + γ;
Ni + He ⇌ Zn + γ.
นิวเคลียสของอนุภาคอัลฟา Ti และสิ่งที่มีมวลมากกว่าในปฏิกิริยาห้าประการสุดท้ายที่ระบุไว้นั้นล้วน แต่มีกัมมันตภาพรังสี แต่สลายตัวไปหลังจากการระเบิดของซูเปอร์โนวากลายเป็นไอโซโทปจำนวนมากของ Ca, Ti, Cr, Fe และ Ni กัมมันตภาพรังสีหลังซูเปอร์โนวานี้มีความสำคัญอย่างยิ่งต่อการเกิดขึ้นของดาราศาสตร์แนวรังสีแกมมา
ในสถานการณ์ทางกายภาพเหล่านี้ของปฏิกิริยาที่ต่อต้านอย่างรวดเร็ว ได้แก่ การจับอนุภาคอัลฟาและการขับภาพถ่ายของอนุภาคแอลฟาจำนวนมาก ไม่ได้กำหนดโดยส่วนตัดขวางของการจับอนุภาคอัลฟา ค่อนข้างจะถูกกำหนดโดยค่าที่ความอุดมสมบูรณ์ต้องถือว่าเพื่อปรับสมดุลความเร็วของกระแสปฏิกิริยาที่เป็นปฏิปักษ์อย่างรวดเร็ว ความอุดมสมบูรณ์แต่ละอย่างใช้ค่าคงที่ซึ่งทำให้เกิดความสมดุลนั้น ภาพนี้เรียกว่านิวเคลียร์ quasiequilibrium ตัวอย่างเช่นการคำนวณทางคอมพิวเตอร์จำนวนมากโดยใช้อัตราตัวเลขของแต่ละปฏิกิริยาและปฏิกิริยาย้อนกลับแสดงให้เห็นว่า quasiequilibrium ไม่แน่นอน แต่แสดงลักษณะของจำนวนที่คำนวณได้ดี ดังนั้นภาพ quasiequilibrium จึงแสดงภาพที่เข้าใจได้ว่าเกิดอะไรขึ้นจริง นอกจากนี้ยังเติมเต็มความไม่แน่นอนในทฤษฎีของ Hoyle ในปี 1954 quasiequilibrium buildup ปิดตัวลงหลังจาก Ni เนื่องจากการจับอนุภาคอัลฟาจะช้าลงในขณะที่การขับออกจากนิวเคลียสที่หนักกว่าจะเร็วกว่า นิวเคลียสที่ไม่ใช่อนุภาคแอลฟาเข้าร่วมโดยใช้โฮสต์ของปฏิกิริยาที่คล้ายกับโฟตอน Ar + นิวตรอน⇌ Ar + และผกผันของมันซึ่งตั้งค่าความอุดมสมบูรณ์ของไอโซโทปที่ไม่ใช่อนุภาคแอลฟาซึ่งความหนาแน่นอิสระของโปรตอนและนิวตรอนก็เช่นกัน
จัดตั้งขึ้นโดย quasiequilibrium อย่างไรก็ตามความอุดมสมบูรณ์ของนิวตรอนอิสระยังเป็นสัดส่วนกับจำนวนนิวตรอนที่มากเกินกว่าโปรตอนในองค์ประกอบของดาวมวลมาก ดังนั้นความอุดมสมบูรณ์ของ Ar โดยใช้เป็นตัวอย่างจึงมีมากกว่าในการขับออกจากดาวมวลสูงเมื่อเร็ว ๆ นี้มากกว่าจากดาวดวงแรกที่มีเพียง H และ He; ดังนั้น Cl ซึ่ง Ar จะสลายตัวหลังจากการสังเคราะห์นิวคลีโอซิสต์จึงเรียกว่า “ไอโซโทปรอง” การเผาไหม้ของซิลิกอนในดาวจะดำเนินไปตามลำดับชั่วคราวของควาซิอิควิลิเบรียนิวเคลียร์ดังกล่าวซึ่งความอุดมสมบูรณ์ของ Si ลดลงอย่างช้าๆและของ Ni เพิ่มขึ้นอย่างช้าๆ จำนวนนี้ทำให้ความอุดมสมบูรณ์ของนิวเคลียร์เปลี่ยน 2 Si≫ Ni ซึ่งอาจคิดว่าเป็นการเผาไหม้ของซิลิกอนเป็นนิกเกิลในความหมายนิวเคลียร์
เพื่อประโยชน์ทางเศรษฐกิจการจัดเรียงตัวใหม่ของการแยกตัวของแสงและความสมดุลของนิวเคลียร์ที่ทำได้เรียกว่าการเผาซิลิกอน ลำดับการเผาไหม้ของซิลิกอนทั้งหมดใช้เวลาประมาณหนึ่งวันในแกนกลางของดาวมวลมหาศาลที่หดตัวและหยุดลงหลังจากที่ Ni กลายเป็นความอุดมสมบูรณ์ที่โดดเด่น การเผาไหม้ครั้งสุดท้ายเกิดขึ้นเมื่อซูเปอร์โนวาช็อกผ่านเปลือกที่เผาซิลิกอนกินเวลาเพียงไม่กี่วินาที แต่อุณหภูมิที่เพิ่มขึ้นประมาณ 50% ทำให้เกิดการเผาไหม้ของนิวเคลียร์อย่างรุนแรงซึ่งกลายเป็นตัวการสำคัญในการสังเคราะห์นิวคลีโอซินในช่วงมวล 28–60 ดาวฤกษ์ไม่สามารถปลดปล่อยพลังงานผ่านทางนิวเคลียร์ฟิวชันได้อีกต่อไปเนื่องจากนิวเคลียสที่มี 56 นิวคลีออนมีมวล ต่อ นิวคลีออน ต่ำสุดขององค์ประกอบทั้งหมดในลำดับ
ขั้นตอนต่อไปในห่วงโซ่อนุภาคอัลฟาคือ Zn ซึ่งมีมวลมากกว่าเล็กน้อยต่อนิวคลีออนจึงไม่เอื้ออำนวยต่ออุณหพลศาสตร์ Ni (ซึ่งมีโปรตอน 28 ตัว) มีครึ่งชีวิต เท่ากับ 6.02 วันและสลายตัวโดย βสลายตัว เป็น Co (27 โปรตอน) ซึ่งจะมีครึ่งชีวิต 77.3 วัน เมื่อมันสลายตัวเป็น Fe (26 โปรตอน) อย่างไรก็ตามมีเพียงไม่กี่นาทีเท่านั้นที่ Ni จะสลายตัวภายในแกนกลางของดาวมวลมาก สิ่งนี้กำหนดให้ Ni เป็นนิวเคลียสกัมมันตภาพรังสีที่มีมากที่สุดที่สร้างขึ้นด้วยวิธีนี้ กัมมันตภาพรังสีของมันกระตุ้นให้เกิดเส้นโค้งของแสง supernovaตอนปลาย และสร้างโอกาสที่แตกต่างสำหรับดาราศาสตร์แนวรังสีแกมมา ดู SN 1987A light curve สำหรับผลพวงของโอกาสนั้น เมื่อเร็ว ๆ นี้ Clayton และ Meyer ได้กล่าวถึงกระบวนการนี้โดยทั่วไปโดยสิ่งที่พวกเขาตั้งชื่อเครื่องซูเปอร์โนวาทุติยภูมิโดยอ้างถึงกัมมันตภาพรังสีที่เพิ่มขึ้นซึ่งกระตุ้นการแสดงซูเปอร์โนวาตอนปลายไปจนถึงการจัดเก็บพลังงานคูลอมบ์ที่เพิ่มขึ้นภายในนิวเคลียส quasiequilibrium ที่เรียกข้างต้นว่า quasiequilibria เปลี่ยนจาก Si เป็นหลัก ไปที่ Ni เป็นหลัก จอแสดงผลที่มองเห็นได้รับพลังจากการสลายตัวของพลังงานคูลอมบ์ส่วนเกินนั้น
ในช่วงนี้ของการหดตัวของแกนกลางพลังงานศักย์ของการบีบอัดแรงโน้มถ่วงจะทำให้ภายในร้อนขึ้นถึงประมาณสามพันล้านเคลวินซึ่งจะรักษาการรองรับแรงกดไว้ในเวลาสั้น ๆ และต่อต้านการหดตัวของแกนกลางอย่างรวดเร็ว อย่างไรก็ตามเนื่องจากไม่สามารถสร้างพลังงานความร้อนเพิ่มเติมได้จากปฏิกิริยาฟิวชันใหม่การหดตัวสุดท้ายที่ไม่ได้รับการสัมผัสจะเร่งอย่างรวดเร็วจนเกิดการยุบตัวโดยใช้เวลาเพียงไม่กี่วินาที ตอนนี้ส่วนตรงกลางของดาวถูกบดขยี้เป็น ดาวนิวตรอน หรือถ้าดาวมีมวลมากพอก็จะมี หลุมดำ ชั้นนอกของดาวถูกระเบิดออกจากการระเบิดที่เกิดจากการช็อกของซูเปอร์โนวาที่เคลื่อนที่ออกไปด้านนอกซึ่งเรียกว่าซูเปอร์โนวา Type II ซึ่งแสดงวันสุดท้ายถึงเดือน ส่วนที่หลบหนีของแกนซูเปอร์โนวาในขั้นต้นอาจมีนิวตรอนอิสระที่มีความหนาแน่นมากซึ่งอาจสังเคราะห์ได้ภายในเวลาประมาณหนึ่งวินาทีในขณะที่อยู่ภายในดาวโดยประมาณครึ่งหนึ่งขององค์ประกอบในจักรวาลที่หนักกว่าเหล็กผ่านกลไกการจับนิวตรอนอย่างรวดเร็ว เรียกว่า r-process ดูด้านล่าง
