Siêu tân tinh là gì?

Siêu tân tinh là gì?

Bức ảnh chụp X-quang Chandra này cho thấy Cassiopeia A (viết tắt là Cas A), tàn tích siêu tân tinh trẻ nhất trong Dải Ngân hà. (Tín dụng hình ảnh: NASA / CXC / MIT / UMass Amherst / M.D.Stage et al.)



Một ngôi sao sáng chói mắt bùng lên trong tầm nhìn ở một góc của bầu trời đêm - nó không phải ở đó chỉ vài giờ trước, nhưng bây giờ nó bùng cháy như một ngọn hải đăng.

Ngôi sao sáng đó không thực sự là một ngôi sao, ít nhất là không còn nữa. Điểm rực rỡ của ánh sáng là vụ nổ của một ngôi sao đã kết thúc vòng đời của nó, hay còn được gọi là siêu tân tinh.





Siêu tân tinh có thể chiếu nhanh hơn toàn bộ thiên hà trong một thời gian ngắn và tỏa ra nhiều năng lượng hơn mặt trời của chúng ta trong toàn bộ thời gian tồn tại của nó. Chúng cũng là nguồn chính của các nguyên tố nặng trong vũ trụ. Dựa theo NASA , siêu tân tinh là 'vụ nổ lớn nhất diễn ra trong không gian.'

Lịch sử quan sát siêu tân tinh

Các nền văn minh khác nhau đã ghi lại các siêu tân tinh rất lâu trước khi kính thiên văn được phát minh. Các siêu tân tinh lâu đời nhất được ghi lại là RCW 86 , mà các nhà thiên văn Trung Quốc đã nhìn thấy vào năm 185 SCN. Hồ sơ của họ cho thấy 'ngôi sao khách' này đã ở trên bầu trời trong 8 tháng, theo NASA.



Trước đầu thế kỷ 17 (khi kính thiên văn ra đời), chỉ có bảy siêu tân tinh được ghi lại , theo Encyclopedia Britannica.

Những gì chúng ta biết ngày nay là Tinh vân Con cua là siêu tân tinh nổi tiếng nhất trong số các siêu tân tinh này. Các nhà thiên văn học Trung Quốc và Hàn Quốc đã ghi lại vụ nổ ngôi sao này trong hồ sơ của họ vào năm 1054, và những người Mỹ bản địa phía tây nam cũng có thể đã nhìn thấy nó (theo các bức tranh đá nhìn thấy ở Arizona và New Mexico). Siêu tân tinh hình thành nên Tinh vân Con cua sáng đến mức các nhà thiên văn có thể nhìn thấy nó vào ban ngày.



Các siêu tân tinh khác được quan sát trước khi kính thiên văn được phát minh xảy ra vào các năm 393, 1006, 1181, 1572 (được nghiên cứu bởi nhà thiên văn học nổi tiếng Tycho Brahe) và 1604. Brahe đã viết về những quan sát của mình về 'ngôi sao mới' trong cuốn sách của mình, 'De nova stella, 'đã tạo ra cái tên' nova. ' Tuy nhiên, một nova khác với một siêu tân tinh. Theo Encyclopedia Britannica, cả hai đều là sự bùng phát độ sáng đột ngột khi các khí nóng bị thổi ra ngoài, nhưng đối với một siêu tân tinh, vụ nổ có tính chất đại hồng thủy và báo hiệu sự kết thúc vòng đời của ngôi sao, theo Encyclopedia Britannica.

Thuật ngữ 'siêu tân tinh' không được sử dụng cho đến những năm 1930. Lần đầu tiên sử dụng nó là bởi Walter Baade và Fritz Zwicky tại Đài quan sát Mount Wilson, những người đã sử dụng nó liên quan đến một sự kiện nổ mà họ quan sát được, được gọi là S Andromedae (còn được gọi là SN 1885A). Nó nằm trong Thiên hà Tiên nữ. Họ cũng gợi ý rằng siêu tân tinh xảy ra khi các ngôi sao bình thường sụp đổ thành sao neutron.

Trong kỷ nguyên hiện đại, một trong những siêu tân tinh nổi tiếng hơn là SN 1987A từ năm 1987, điều này vẫn đang được các nhà thiên văn học nghiên cứu vì họ có thể thấy một siêu tân tinh tiến hóa như thế nào trong vài thập kỷ đầu tiên sau vụ nổ.

Sao chết

Trung bình, một siêu tân tinh sẽ xảy ra vào khoảng 50 năm một lần trong một thiên hà có kích thước bằng Dải Ngân hà. Nói cách khác, một ngôi sao sẽ nổ mỗi giây hoặc lâu hơn ở một nơi nào đó trong vũ trụ, và một số ngôi sao trong số đó không quá xa Trái đất. Khoảng 10 triệu năm trước, một đám sao siêu mới được tạo ra Bong bóng cục bộ, một bong bóng khí hình hạt lạc dài 300 năm ánh sáng trong môi trường giữa các vì sao bao quanh hệ mặt trời.

Chính xác cách một ngôi sao chết phụ thuộc một phần vào khối lượng của nó. Ví dụ, mặt trời của chúng ta không có đủ khối lượng để phát nổ như một siêu tân tinh (mặc dù tin tức cho Trái đất vẫn không tốt, bởi vì một khi mặt trời hết nhiên liệu hạt nhân, có lẽ trong vài tỷ năm nữa, nó sẽ phồng lên thành một Người khổng lồ đỏ điều đó có thể sẽ làm thế giới của chúng ta bốc hơi, trước khi nguội dần thành sao lùn trắng). Nhưng với khối lượng phù hợp, một ngôi sao có thể bùng cháy trong một vụ nổ rực lửa.

Một ngôi sao có thể đi siêu tân tinh theo một trong hai cách:

  • Siêu tân tinh loại I: ngôi sao tích tụ vật chất từ ​​một hàng xóm gần đó cho đến khi phản ứng hạt nhân bốc cháy.
  • Siêu tân tinh loại II: ngôi sao hết nhiên liệu hạt nhân và sụp đổ dưới lực hấp dẫn của chính nó.

Siêu tân tinh loại II

Trước tiên, hãy xem xét Type II thú vị hơn. Để một ngôi sao có thể phát nổ như một siêu tân tinh Loại II, nó phải có khối lượng lớn hơn nhiều lần so với mặt trời (ước tính có khối lượng từ 8 đến 15 lần khối lượng mặt trời). Giống như mặt trời, cuối cùng nó sẽ cạn kiệt hydro và sau đó là nhiên liệu heli ở lõi của nó. Tuy nhiên, nó sẽ có đủ khối lượng và áp suất để nung chảy cacbon. Đây là những gì sẽ xảy ra tiếp theo:

  • Dần dần các nguyên tố nặng hơn tích tụ ở trung tâm, và nó trở thành lớp giống như một củ hành, với các nguyên tố trở nên nhẹ hơn về phía bên ngoài ngôi sao.
  • Khi lõi của ngôi sao vượt qua một khối lượng nhất định ( Giới hạn Chandrasekhar ), ngôi sao bắt đầu nổ (vì lý do này, những siêu tân tinh này còn được gọi là siêu tân tinh sụp đổ lõi).
  • Phần lõi nóng lên và trở nên đặc hơn.
  • Cuối cùng vụ nổ bật trở lại lõi, đẩy vật chất sao vào không gian, hình thành siêu tân tinh.

Những gì còn lại là một vật thể siêu dày đặc gọi là sao neutron, một vật thể có kích thước bằng một thành phố có thể đóng gói khối lượng của mặt trời trong một không gian nhỏ.

Có các tiểu loại siêu tân tinh Loại II, được phân loại dựa trên đường cong ánh sáng của chúng. Ánh sáng của các siêu tân tinh Loại II-L giảm dần sau vụ nổ, trong khi ánh sáng của Loại II-P vẫn ổn định trong một thời gian trước khi giảm dần. Cả hai loại đều có dấu hiệu của hydro trong quang phổ của chúng.

Các ngôi sao lớn hơn nhiều so với mặt trời (khoảng 20 đến 30 lần khối lượng mặt trời) có thể không phát nổ như một siêu tân tinh, các nhà thiên văn học nghĩ. Thay vào đó, chúng sụp đổ để tạo thành các lỗ đen.

Siêu tân tinh loại I

Các siêu tân tinh loại I thiếu dấu hiệu hydro trong quang phổ ánh sáng của chúng.

Các siêu tân tinh loại Ia thường được cho là có nguồn gốc từ các ngôi sao lùn trắng trong một hệ nhị phân gần. Khi khí của ngôi sao đồng hành tích tụ vào sao lùn trắng, sao lùn trắng bị nén dần dần, và cuối cùng gây ra phản ứng hạt nhân bỏ chạy bên trong, cuối cùng dẫn đến vụ nổ siêu tân tinh đại hồng thủy.

Các nhà thiên văn học sử dụng các siêu tân tinh Loại Ia là ' nến tiêu chuẩn 'để đo khoảng cách vũ trụ bởi vì tất cả đều được cho là bùng cháy với độ sáng bằng nhau ở đỉnh của chúng.

Các siêu tân tinh Loại Ib và Ic cũng trải qua sự sụp đổ lõi giống như các siêu tân tinh Loại II, nhưng chúng đã mất hầu hết các lớp bao bọc hydro bên ngoài. Vào năm 2014, các nhà khoa học đã phát hiện ra ngôi sao đồng hành mờ nhạt, khó định vị của một siêu tân tinh Loại Ib. Cuộc tìm kiếm đã tiêu tốn trong hai thập kỷ, vì ngôi sao đồng hành tỏa sáng mờ hơn nhiều so với siêu tân tinh sáng.

Bắt quả tang

Các nghiên cứu gần đây đã phát hiện ra rằng các siêu tân tinh rung động như những chiếc loa khổng lồ và phát ra một tiếng vo ve có thể nghe được trước khi phát nổ.

Năm 2008, các nhà khoa học lần đầu tiên bắt gặp một siêu tân tinh đang phát nổ. Trong khi nhìn chằm chằm vào màn hình máy tính của mình, nhà thiên văn học Alicia Soderberg dự kiến ​​sẽ nhìn thấy vệt sáng nhỏ của một siêu tân tinh một tháng tuổi. Nhưng những gì cô và đồng nghiệp của cô nhìn thấy thay vào đó là một chùm tia X cực kỳ sáng chói, kéo dài 5 phút.

Với quan sát đó, họ đã trở thành những nhà thiên văn học đầu tiên bắt gặp một ngôi sao trong hành động bùng nổ . Siêu tân tinh mới được đặt tên là SN 2008D. Nghiên cứu sâu hơn đã chỉ ra rằng siêu tân tinh có một số đặc tính bất thường.

Paolo Mazzali, nhà vật lý thiên văn người Ý tại Đài quan sát Padova và Max- Viện Vật lý Thiên văn Planck nói với Space.com trong một cuộc phỏng vấn năm 2008.

Báo cáo bổ sung của Elizabeth Howell và Nola Taylor Redd, những người đóng góp cho Space.com

Tài nguyên bổ sung