Astronomija i astrofizika II

MASIVNE ZVIJEZDE I SUPERNOVE

LUMINOZNE PLAVE PROMJENJIVE ZVIJEZDE (LBV) CARINAE - Vrlo aktivna zvijezda - Mijenja sjaj (2-4 mag): 1837. velika erupcija nagli porast sjaja do -1 mag - Udaljenost 2300 pc - Nakon 1856. pad sjaja P Cygni: povećanje sjaja 1600., 1655. S Doradus: Veliki Magellanov oblak (LMC) - Bipolarna struktura ekspanzija 650 km/s, materijal procesuiran u CNO ciklusu - Disk

Carinae (N. Smith, J. A. Morse (U. Colorado) et al., NASA)

CARINAE - M~10 3 M Sun /god - Izbačeno do sada oko 1-3 M Sun - Luminozitet: 5 000 000 L Sun 20 000 000 L Sun - T eff 30 000 K - M 120 M Sun - Većina zračenja emitirana u UV, ali reemitirana u IR zbog prisustva prašine LBV - T eff 15 000-30 000 K - L > 10 6 L Sun - Post-MS zvijezde - Tranzijentan objekt

LBV - Vrlo blizu Eddingtonove granice luminoziteta: L Edd = 4πGC M κ - Zbog ovisnosti κ o temperaturi: pad temperature povećanje opaciteta pad Eddingtonovog luminoziteta - Eddingtonov luminozitet postaje niži od luminoziteta zvijezde tlak zračenja dominira snažan GUBITAK MASE - Pulsacije mogu uzrokovati gubitak mase: nepravilne nelinearne pulsacije velikih amplituda - Velika rotacijska brzina smanjenje efektivne gravitacije na ekvatoru formiranje diska - Dvojni sustav

WOLF-REYET ZVIJEZDE - Vrlo vruće zvijezde: 25 000 100 000 K - Snažne proširene emisijske linije - Gubitak mase M > 10 5 M Sun /god - Brzina zvjezdanog vjetra 800 3000 km/s - Velike rotacijske brzine 300 km/s LBV: M > 85 M Sun WR: M = 20 85 M Sun Vrste WR zvijezda: WN (emisijske linije He, N) WC (emisijske linije He, C) WO (emisijske linije O) Vrste WR zvijezda su POSLJEDICA GUBITKA MASE: WN: izgubile su vodikovu ovojnicu, vidljiv je materijal u jezgri iz CNO ciklusa

WR 124 (Hubble Legacy Archive, NASA, ESA - Processing & Licence: Judy Schmidt)

WOLF-REYET ZVIJEZDE WC: gubitak mase je izbacio i materijal iz CNO ciklusa, vidljiv je proizvod gorenja helija ugljik WO: gubitak mase je izbacio i sloj ugljika preostao je kisik iz samog središta (vrlo rijetke zvijezde)

EVOLUCIJSKA SHEMA RAZVOJA MASIVNIH ZVIJEZDA P. Conti (1976) Massey (2003) M > 85 M Sun : O Of LBV WN WC SN M = 40 85 M Sun : O Of WN WC SN M = 25 40 M Sun : O RSG WN WC SN M = 20 25 M Sun : O RSG WN SN M = 10 20 M Sun : O RSG BSG SN Meynet Maeder modeli

Meynet & Maeder, 2003, Astron. Astrophys., 404, 975

- Vrlo masivne zvijezde nikada ne prolaze kroz RSG fazu: Humphreys-Davidsonova granica - Masivne zvijezde su vrlo rijetke značajan utjecaj na dinamičku i kemijsku evoluciju ISM: formiranje masivnih zvijezda zaustavlja nastanak drugih zvijezda manjih masa - Snažan izvor ionizacijskog UV zračenja u svemiru - Obogaćivanje ISM metalima nastanak novih zvijezda bogatih metalima

SUPERNOVE Supernova 1006 (SN1006): 30.4.1006. m V = -6 SN 1054: RAKOVA MAGLICA d 2 kpc; SN II SN1572: TYCHEOVA SUPERNOVA SN1604: KEPLEROVA SUPERNOVA SN1987A Veliki Magellanov oblak (d 50 kpc) - kolaps plavog superdiva (BSG) - Vrlo rijetki događaji: jednom u 100 godina u prosječnoj galaksiji

Rakova maglica

SN 1604

SN 1987A

SN1994

KLASIFIKACIJA TIP I SN - izostanak vodika u spektru - dijele se na: Ia - jaka Si II linija na 615 nm Ib - prisustvo helijevih linija - odsustvo helijevih linija Ic TIP II SN - prisustvo vodika u spektru

Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson (Thomas Matheson, NOAO)

KLASIFIKACIJA TIP I SN - izostanak vodikove ovojnice!! - Ia, Ib, Ic različiti fizikalni mehanizmi: Ia: nastaje u svim vrstama galaksija, čak i u eliptičnim u kojima nema nastanka novih zvijezda Ib, Ic: nastaje samo u spiralnim galaksijama, u blizini područja nastanka novih zvijezda vjerojatno uključuje kratko živuće masivne zvijezde!

Doggett & Branch, 1985, Astron. J., 90, 2303

TIP I SN - Tipične svjetlosne krivulje, slično ponašanje za sve podtipove - M B = -18.4 za tip Ia - 1.5 2 mag slabijeg sjaja tipovi Ib i Ic - Nakon 50 dana brzina opadanja sjaja se smanjuje Tip I SN: SN1006 SN1572 Tycho SN1604 Kepler TIP II SN - Brz porast sjaja, 1.5 mag manje sjajne od tipa Ia - Sporo smanjenje sjaja - Brza ekspanzija (P Cyg profil linija)

Tip II SN: SN1054 Rakova maglica SN1987A TIP II SN: TIP II-P (plato) učestalija TIP II-L (linear) rijetke - Tip II može preći u tip Ib slični FIZIKALNI MEHANIZAM Tip Ia je fundamentalno različita od preostalih tipova supernova!

SUPERNOVE S KOLAPSOM JEZGRE - Ogromna količina oslobođene energije 10 46 J u tip II SN: - 1% u obliku kinetičke energije izbačenog materijala - < 0.01% u obliku fotona! - ostatak (99%) se oslobađa putem neutrina! Zadatak: - Željezo se ne formira u eksploziji supernove! - Željezo je vrlo važno u drugom pogledu

MEHANIZAM KOLAPSA SUPERNOVE M > 8 M Sun - Vrlo visoka temperatura u središtu gorenje ugljika i kisika - Rezultat: kataklizmička eksplozija! - Nedovoljno poznat mehanizam kolapsa masivne razvijene jezgre - Sličan mehanizam za tipove Ib, Ic i II - Helijeva ljuska stvara ugljik i kisik raste CO jezgra CO jezgra se kontrahira započinje gorenje ugljika: 12 6C + 4 2 He 16 8 O + γ 16 8O + 4 2 He 20 10 Ne + γ 12 6C + 12 6 C 16 8 O + 2 4 2 He 20 Ne + 4 2 He 10

MEHANIZAM KOLAPSA SUPERNOVE 12 6C + 12 6 C 16 8 O + 2 4 2 He 10 20 Ne + 4 2 He 23 Na + p + 11 12 23 Mg + n 24 Mg + γ - Stvara se struktura LJUSKE LUKA - Nakon završetka gorenja ugljika u središtu započinje gorenje kisika u ONe jezgri nastaje 28 14 Si - Na T 3 10 9 K započinje gorenje silicija: 14 28 Si + 4 2 He 32 16 S + γ 16 32 S + 4 2 He 36 18 Ar + γ... 12 52 Cr + 4 2 He 56 28 Ni + γ 12

Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson

- Rezultat gorenja silicija: niz jezgara sličnih 56 28 Fe (najveća energija vezanja po nukleonu) ŽELJEZNA JEZGRA - Sve se manje energije oslobađa po jedinici mase u nuklearnim reakcijama - Vrijeme gorenja se sve više skraćuje: 20 M Sun : vodik 10 7 godina helij 10 6 godina ugljik 300 godina kisik 200 dana silicij 2 dana

FOTODEZINTEGRACIJA - Vrlo visoka temperatura u jezgri - Velika energija fotona dezintegracija teških jezgri: 26 56 Fe + γ 13 4 2 He + 4n 2 4 He + γ 2p + + 2n - Endotermni proces JEZGRA SE HLADI! - Uklanja se termalna energija potrebna za održavanje ravnoteže: jezgra od 1.3 M Sun za 10 M Sun zvijezdu jezgra od 2.5 M Sun za 50 M Sun zvijezdu T c 8 10 9 K; c 10 13 kg/m 3 za 15 M Sun zvijezdu

FOTODEZINTEGRACIJA - Nestaju elektroni nužni za održavanje degeneracije: kroz sudare sa teškim jezgrama i protonima nastalim u dezintegraciji: p + + e n + ν e - Neutrini odnose značajne količine energije: za vrijeme gorenja silicija: fotoni: 4.4 10 31 W neutrini: 3.1 10 38 W FOTODEZINTEGRACIJA ŽELJEZA + UHVAT NEUTRONA NESTANAK ELEKTRONSKE DEGENERACIJE!! KOLAPS JEZGRE!

- Homologni kolaps unutarnjih dijelova jezgre brzina kolapsa je proporcionalna udaljenosti od središta: t ff = 3π 1 32 Gρ 0 SUPERSONIČNA VANJSKA JEZGRA: na nekoj udaljenosti od središta brzina kolapsa postaje veća od brzine zvuka razvija se UDARNI VAL, supersonična vanjska jezgra je odvojena od homologne unutrašnje jezgre - brzine 70 000 km/s 1/2 - Volumen Zemlje stisnut na 50 km u 1 sec!! Supersonični kolaps: vanjski slojevi nemaju informaciju što se događa u unutrašnjosti vanjski slojevi (kisikova, ugljikova i helijeva ljuska, vanjska ovojnica) "vise" nad kolapsirajućom jezgrom

Zaustavljanje homolognog kolapsa: 8 10 17 kg/m 3 (tri puta veće od gustoće atomske jezgre!) - Jaka nuklearna sila postaje ODBOJNA: Paulijev princip za neutrone - Zaustavlja se kolaps valovi tlaka se odbijaju i kreću prema površini, nailaze na materijal koji pada iz vanjske jezgre UDARNI VAL koji se širi prema površini - Sudar udarnog vala i vanjskog dijela željezne jezgre daljnja FOTODEZINTEGRACIJA udarni val gubi energiju: fotodezintegracija 0.1 M Sun željeza "troši" 1.7 10 44 J energije udarnog vala

Udarni val se zaustavlja: AKRECIJSKI UDAR materijal izvana pada na udarni val NEUTRINOSFERA: nastaje uslijed fotodezintegracije i uhvata elektrona - Vrlo velika gustoća, 5% energije neutrina zagrijava plin iza udarnog vala udarni val se nastavlja širiti prema površini - Vrlo osjetljiv mehanizam: konvekcija, fizika neutrina, zvučni valovi, rotacija, mag. polja - Udar 'gura' ovojnicu prema površini ukupna kinetička energija ekspandirajućeg materijala 10 44 J (1% energije neutrina) - Optički tanak plin na 100 AU 10 42 J energije u obliku fotona

MAKSIMALNI LUMINOZITET: 10 36 W 10 9 L Sun Razlike u tipovima SN: - sastav i masa ovojnice - radioaktivni materijal Tip II: RSG Tip Ib, Ic: izgubili su veliki dio svoje ovojnice (WR zvijezde)

OSTACI EKSPLOZIJE SUPERNOVE M < 25 M Sun : NEUTRONSKA ZVIJEZDA - ravnotežu održava tlak degeneriranog neutronskog plina M > 25 M Sun : CRNA RUPA - Degenerirani neutronski plin ne može održati ravnotežu potpuni kolaps u singularitet beskonačne gustoće - Većina energije odlazi u obliku energije neutrina: 3 10 46 J energija vezanja neutronske zvijezde

SVJETLOSNE KRIVULJE I RADIOAKTIVNI RASPAD Tip II-P: - Najčešća supernova - Plato nastaje zbog vodika kojeg ionizira udarni val: dugotrajna rekombinacija na konst. temp. 5000 K RADIOAKTIVNI RASPAD: zadržavanje energije u ovojnici pri nastanku radioaktivnih izotopa u udarnom valu NUKLEOSINTEZA radioaktivnih izotopa: 28 56 Ni τ 1/2 = 6.1 dan 27 57 Co τ 1/2 = 271 dana 11 22 Na τ 1/2 = 2.6 godina 44 Ti τ 1/2 47 godina 22

Izotopi doprinose sporom oslobađanju energije i svjetlosnoj krivulji. 28 56 Ni 56 27 Co + e + + ν e + γ - Energija oslobođena u radioaktivnom raspadu se odlaže u optički debelu ekspandirajuću ovojnicu i zatim zrači - Nakon što se raspala većina 56 28 Ni: 27 56 Co 56 26 Fe + e + + ν e + γ Tip II-P: - Manje vodika - Radioaktivni raspad vidljiv u svjetlosnoj krivulji - Prvo dominira raspad 56 28 Ni a zatim 56 27 Co dn dt = λn N t = N 0 e λt λ = ln 2 τ 1/2

Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson

Suntzeff et al., 1992, Ap. J. Lett., 384, L33

Brzina kojom se energija radioaktivnog raspada odlaže u ekspandirajuću ljusku je proporcionalna brzini raspada dn/dt NAGIB svjetlosne krivulje: d log 10 L = 0.434 λ dt dm bol = 1.086 λ dt - Nagib krivulje određuje vrsta radioaktivnog izotopa SN1987A - Anomalija sjaja: niži maksimum sjaja od očekivanog za tip II BSG umjesto većeg RSG veća gustoća termalna energija se pretvorila u mehaničku za podizanje ovojnice iz dubljeg gravitacijskog potencijala - Brzina izbačaja: 30 000 km/s - M ZAMS 20 M Sun - M core 1.4 1.6 M Sun

SN1987A - Evolucija RSG BSG: - masa ne smije biti puno veća od 20 M Sun - siromašna metalima - mali gubitak mase OSTACI SUPERNOVA RAKOVA MAGICA: - brzina ekspanzije 1450 km/s - L 8 10 7 L Sun - polarizirano sinkrotronsko zračenje - pulsar, snažno magnetsko polje SN1987A: - složena struktura: 3 prstena - unutarnji prsten (20 000 god. prije SN) - dva vanjska prstena

Rakova maglica

SN1987A - Evolucija RSG BSG: - masa ne smije biti puno veća od 20 M Sun - siromašna metalima - mali gubitak mase OSTACI SUPERNOVA RAKOVA MAGICA: - brzina ekspanzije 1450 km/s - L 8 10 7 L Sun - polarizirano sinkrotronsko zračenje - pulsar, snažno magnetsko polje SN1987A: - složena struktura: 3 prstena - unutarnji prsten (20 000 god. prije SN) - dva vanjska prstena

Supernova 1987A

SN1987A: - 1996: udarni val supernove je dostigao unutarnji prsten sjajne nakupine u prstenu! DETEKCIJA NEUTRINA SA SN1987A: - Potvrdio teoriju kolapsa jezgre - Detekcija 3 sata prije dolaska fotona: Kamiokande II (Japan) - Brzina neutrina bliska brzini svjetlosti masa mirovanja m e 16 ev

Supernova 1987A Herschel svemirski teleskop Supernova je stvorila prašinu mase 150 000 250 000 M Earth (oko 0.5 0.8 M Sun ) Prašina je iznimno hladna: 20 25 K Spitzer svemirski teleskop: Cassiopea A 10 000 M Earth

Supernova 1987A

Supernova 1987A ALMA radio teleskop Prašina snimljena u milimetarskom području

ZASTUPLJENOST ELEMENATA U SVEMIRU - Evolucija zvijezda mora objasniti zastupljenost elemenata u svemiru! Kemijski sastav Sunčeve atmosfere VODIK primordijalan, nastao u Velikom prasku HELIJ uglavnom primordijalan, ali nastao i u središtima zvijezda LITIJ, BERILIJ, BOR mala zastupljenost nisu konačni produkti nuklearnih reakcija sudari s protonima i uništavanje: litij: T 2.7 10 6 K berilij: T 3.5 10 6 K Meteoriti sastav jednak sastavu primordijalne Sunčeve maglice

Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson (Data from Grevesse & Sauval, 1998, Space. Sci. Rev., 85, 161)

- Zastupljenost litija u meteoritima veća nego danas na Suncu litij se u Suncu uništava: konvekcijska zona dovoljno duboka za uništavanje litija ali ne i berilija PROBLEM SUNČEVOG LITIJA: konvektivna zona je preplitka!! s- i r-procesi Neutroni slobodno međudjeluju s teškim jezgrama za razliku od protona i čestica: A ZX + n A+1 Z X + γ - Vrlo često nestabilne jezgre: - raspad: A+1 ZX A+1 Z+1 X + e + e e + γ Ako je vremenska skala za uhvat neutrona puno duža od vremena - raspad SPORI (s) PROCESI

Ako je vremenska skala za uhvat neutrona puno kraća od vremena - raspad BRZI (r) PROCESI Uzastopan uhvat velikog broja neutrona, nastanak teških jezgri bogatih neutronima - Potreban izvor neutrona: supernova!

PROVALE GAMA ZRAČENJA (GRB) GAMMA-RAY BURSTS Vojni satelit Vela: opažanje iznenadne provale gama zračenja zemaljskog porijekla uslijed nuklearnih pokusa nadzor pridržavanja sporazuma o zabrani nuklearnih pokusa 1967 opažene provale gama zračenja iz svemira! - Učestalost 1 dnevno - Nasumičan položaj na nebu

- Trajanje 10-2 10 3 s, brz rast 10-4 s - Kompleksni profili s više vrhova BATSE Team, NASA COMPTON GAMMA-RAY OBSERVATORY (CGRO): 1991. BATSE instrument (Burst and Transient Experiment)

PORIJEKLO IZVORA PROVALA GAMA ZRAČENJA Do kraja 90-ih: problem određivanja udaljenosti izvora GRB-a: - Sunčev sustav - Mliječni put - ekstragalaktički kozmološki izvori Bez poznavanja udaljenosti nepoznata energija izvora nepoznati fizikalni proces GRB-a FLUENCA: ukupno primljena energija po jediničnoj površini detektora tijekom provale S = 10-12 10 7 J/m 2 1994: 90 minuta, energije fotona 18 GeV!!

Primjer: S = 10-7 J/m2 Koliko iznosi ukupna oslobođena energija ako je izvor izotropan i nalazi se u Sunčevom sustavu na udaljenosti 50 000 AU? E = 4πr 2 S = 7 10 25 J Ako je izvor u dalekoj galaksiji udaljenoj 1 Gpc? E = 1 10 45 J Iznos usporediv s energijom oslobođenoj u supernovi tipa II 20 redova veličine razlike!! Karakteristična dužina pojave ct 30 km NEUTRONSKA ZVIJEZDA??? - Emisijske linije 350 500 kev e + e - anihilacija na površini neutronske zvijezde: e + + e 2γ (511 ev)

- 20-60 kev ciklotronsko zračenje elektrona u magnetskom polju neutronske zvijezde Zaključak: Neutronske zvijezde u debelom disku galaksije?? Problem: Jednolika raspodjela provala na cijelom nebu!! IZOTROPNA RASPODJELA PROVALA GAMA ZRAČENJA

BATSE Team, NASA

Izostanak homogene raspodjele po udaljenosti: Izvor na udaljenosti r s energijom E: S = E 4πr 2 r S = E 1/2 4πS Pretpostavka: svi izvori su jednake intrinzične energije E - Za neku fluencu S 0, svi izvori unutar udaljenosti r(s 0 ) imat će fluencu S S 0 - Za n provala po jediničnom volumenu broj izvora s fluencom S S 0 : N S = 4 3 πnr3 S = 4 3/2 3 πn E 4πS - Za jednoliku raspodjelu provala po udaljenosti: N S S 3/2

Meegan et al., 1992, Nature, 355, 143 - Za mali S narušavanje proporcionalnosti udaljeni izvori slabog sjaja

Kraj raspodjele izvori provala se ne protežu beskonačno daleko u svemir! BeppoSAX (1997.) određen točan položaj provale i pronađen izvor u X i optičkom području: UDALJENA GALAKSIJA GRB = KOZMOLOŠKI EKSTRAGALAKTIČKI IZVORI - Fenomen najviših energija u svemiru supernova s kolapsom jezgre

VRSTE GRB-a 1. t > 2 s: LONG-SOFT GRB supernove 2. t < 2 s: SHORT-HARD GRB stapanje dvonih sustava (sustav neutronskih zvijezdi, neutronska zvijezda + crna rupa) Veza GRB supernova: GRB980425 i SN 1998bw (tip Ib ili Ic, jezgra od 3 M Sun, udaljenost 40 Mpc) MEHANIZAM PROVALA Usmjeravanje visoko relativističke materije RELATIVISTIČKI MLAZEVI - Nema izotropne provale, puno manje energije nego u izotropnoj provali

Kut provale: θ 1 γ ; γ = 1 1 u 2 /c 2 1 100 energija je za 1/ 2 = 10 000 puta manja nego za izotropnu provalu! Kolapsar model (S. Wooseley) ili hipernova model - Granična masa nerotirajuće neutronske zvijezde: 2.2 M Sun - Granična masa rotirajuće neutronske zvijezde: 2.9 M Sun Dovoljno masivna (Wolf-Reyet) zvijezda kolaps u crnu rupu s diskom efekt diska i magnetskih polja: mlaz iz središta supernove - Prolaskom kroz ovojnicu relativistički mlaz stvara gama zračenje Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson

Supranova model: supermasivna rotirajuća neutronska zvijezda 2.2 2.9 M Sun nastala nakon kolapsa usporava i ponovno kolapsira ali u crnu rupu crna rupa + disk uz nastanak relativističkih mlazeva Carroll, B.W., Ostlie, D.A., 2006, 'Introduction to Modern Astrophysics', Pearson (Weiqun Zhang & Stan Woosley)

KOZMIČKE ZRAKE Victor Hess (1912.): 'zračenje' opaženo iz balona Nabijene čestice: elektroni, pozitroni, protoni, muoni, jezgre atoma (C, O, Ne, Mg, Si, Fe, Ni) Energije: 10 7 ev 3 10 20 ev IZVORI KOZMIČKIH ZRAKA 1. SUNCE: - Sunčeve kozmičke zrake (Sunčev vjetar, koronalni izbačaji mase) - Male energije (ev do MeV) 2. SUPERNOVE: - visoke energije (E 10 16 ev)

Cronin et al., 1997, Sci. Amer., 276, 44

Veličina područja vezanja kozmičkih zraka uz magnetsko polje: F = q E v B F B = qvb Kružno gibanje čestica oko silnica magnetskog polja: γmv 2 = qvb r Larmortov polumjer: r = γmv qb v c r = γmc2 qcb = E qcb Primjer: Ako je Larmorov polumjer puno veći od područja magnetskog polja čestica postaje SLOBODNA! Međuzvjezdani prostor: B 10-10 T Proton s E = 10 15 ev r = 3 10 16 m = 1 pc - Polumjer veličine ostatka supernove

- Za energije E > 10 15 ev kozmičke čestice nisu vezane za ostatke supernove Ubrzanje kozmičkih čestica u supernovi - Uzastopni sudari s udarnim valom supernove zbog vezanja čestice u magnetskom polju čestica postiže dovoljnu energiju da napusti magnetsko polje E < 10 15 ev - supernove 10 15 10 19 ev - ubrzanje u blizini neutronske zvijezde ili crne rupe E > 10 19 ev - aktivna galaktička središta (AGN) sa supermasivnim crnim rupama