- ZŠ - základní škola(vhodné pro žáky základních škol)
- SŠ - střední škola(vhodné pro studenty středních škol)
- VŠ - vysoká škola(rozšířené informace pro studenty vysokých škol)
- bez omezení
Tato funkce je na stránkách Astronomia nová a texty zatím nejsou označené obtížností...
- Otázky nejsou bohužel zadané...zkuste jiný projekt.
Tato funkce je na stránkách Astronomia nová, testové otázky jsou přidávány postupně...
Supernovy
Supernova je hvězdné stádium, při kterém je výbuchem uvolněno velké množství nahromaděné energie. Při výbuchu hvězdy dochází k nukleosyntéze, přičemž vzrůstá miliardkrát jasnost hvězdy. Rychlost, kterou je odvržena obálka hvězdy do mezihvězdného prostoru, může přesahovat hodnotu 10 000 km.s-1. Po výbuchu zůstává na místě původní hvězdy její zhroucené jádro. Toto jádro může být buď neutronovou hvězdou nebo černou dírou. Podmínkou pro výbuch supernovy je, když hmotnost degenerovaného jádra hvězdy přesáhne Chandrasekharovu mez 1,4 MSlunce.
Tato mez může být ve hvězdě překročena dvěma způsoby. Buď se v těsné dvojhvězdě nachází bílý trpaslík, který získává hmotu od svého hvězdného společníka přes Lagrangeův librační bod L1 (supernova typu I). Další možnost je, když hmotnost hvězdy je větší než 8 MSlunce, a tak je schopna dosáhnout Chandrasekharovu mez (supernova typu II).
Vlastnosti supernov
| SN I | SN II | |
| Mmax | -19 mag | -17 mag |
| výskyt | ve všech typech galaxií | jen v ramenech spirálních galaxií |
| světelné křivky | navzájem podobné | rozmanitý průběh |
| průběh | první měsíc rychlý pokles, poté 0,014 mag za den | většinou rychlý pokles, poté stabilizace a opět pokles |
| presupernova | bílý trpaslík v těsné dvojhvězdě s akrecí | hmotná hvězda (veleobr) s hmotností > 8MSlunce |
| rychlost exploze | 11 000 km.s-1 | 5 000 km.s-1 |
| spektrum | bez H (SiII, CaII, MgII, OII) | s H (CaII, NaI, FeII, TiII, ScII) |
Klasifikace
Klasifikační třídění typů supernov vychází ze vzhledu optického spektra a stáří supernovy.
Rozdělení supernov podle spektra v maximální jasnosti
|
Rozdělení supernov podle spektra – 6 měsíců po výbuchu
|
Třída supernov běžně závisí na spektru světla. Základním rozdílem ve vlastnostech spektra je, zda obsahuje čáry vodíku. Jestliže je obsahuje, pak je supernova klasifikována jako supernova typu II, a pokud spektrální čáry vodíku neobsahuje, pak jde o typ I.
Na základě světelných křivek byl dále rozčleněn typ II na typ II-P, který je charakteristický mírnějšími změnami světelných křivek. Dalším je typ II-L, který má téměř lineární časový pokles magnitudy vrcholů světelných křivek.
Se vznikem supernovy 1987A byl zařazen mezi typy supernov další typ běžně označovaný jako SN 1987A. Světelné křivky SN 1987A byly velmi rozdílné od očekávaných křivek, a to tak, že byly posunuty směrem k modré části spektra. V tomto typu jsou jisté znaky typu II-P. Jako typ SN 1987A můžeme označit supernovy 1909A, 1923A, 1948B, které mají stejný charakter světelných křivek.
Tradiční supernovy II-L a II-P mají blízko světelného maxima téměř „čisté“ kontinuum, což nastává asi týden nebo dva po výbuchu. Na rozdíl od toho mají supernovy typu SN 1987A v prvních dnech výrazné Balmerovy čáry.
(Fritz Zwicky vytvořil další typ V pro supernovu 1961V, která má okrajové vodíkové absorpční čáry. Je variantou typu II.)
Rozdělení supernov typu I podle jejich spektra je odvozeno od přítomnosti nebo nepřítomnosti absorpčních čar SiII. Klasický typ Ia má výrazné křemíkové čáry. Další podtyp I má absenci křemíkových čar blízko světelného maxima, a tak může být dále rozlišen přítomností čar HeI. Tento typ, u kterého se křemík nevyskytuje blízko světelného maxima, ale zato má spektrální čáry HeI, je označován jako Ib. Jako typ Ic je označována supernova, kdy se v blízkosti světelného maxima nevyskytují čáry vodíku nebo křemíku, ale pouze slabý náznak heliových čar. Typy Ib a Ic mají v obálkách přibližně stejně velké koncentrace helia a kyslíku. Zástupci typu Ic jsou supernovy 1983N a 1984L.
