Yjet Supernova

Nga Wikipedia, enciklopedia e lirë
Shko te: navigacion, kërko

Supernova[1], është shpërthimi katastrofik i një ylli. Kur një yll fillon të konsumojë hidrogjenin e ndodhur në bërthamën e tij ai fillon të largohet nga sekuenca kryesore e diagramit HR.

Ylli fillon të konsumojë heliumin e pastaj karbonin. Nëse është një yll me masë të vogël, ai ka një energji të pamjaftueshme për të shkaktuar fuzionin (bashkimin) e bërthamave të rënda në sasi të mëdha.

Në rastin e yjeve masive situata është e ndryshme. Nëse masa e tyre është më e madhe se 8M, tërheqja gravitacionale është e mjaftueshme për të vazhduar transferimin e masës nga shtresat e ndërmjetme te bërthama e yllit gjatë kohës që kjo e fundit konsumon "lënde djegëse". Temperatura në rritje, që kalon vlerën e 10^8 K, është e mjaftueshme për të shkaktuar fuzionin e silicit, për të prodhuar pastaj, në fund hekurin (Hekuri ka energjinë specifike më të madhe nga të gjithë elementet e tabelës së Mendelejevit). Fuzioni i elementeve që janë mbi hekurin nuk prodhon energji ; në fakt kërkon energji. Prandaj, kur te bërthama e ylli ndodh fuzioni duke u transformuar në hekur, nuk ka rrugë tjetër për të realizuar reaksionet termobërthamore. Në mungesë të shtypjes kundërshtuese në dretimin për nga jashtë, që shkaktohet nga reaksionet bërthamore, tkurrja gravitacionale vazhdon ende më shpejt dhe bërthama e yllit vazhdon të ngrohet, derisa temperatura e saj arrin vlerën 10^9 K. Në këtë rast rrezatimi në brendësi të yllit është intensiv dhe bërthamat e hekurit pësojnë fotoshpërbërjen, duke u transformuar në bërthama heliumi dhe neutrone.

Gjatë këtij procesi ato përthithin energji nga bërthama e ylli duke e përshpejtuar kolapsin (shëmbejen) gravitacionale.

Më pas edhe bërthama e heliumit fillon të pësojë fotoshpërbërjen, duke konsumuar sasi të mëdha energjie për të mposhtur energjinë e lidhjes së heliumit :

Tani bërthama është në "rënie të lirë gravitacionale", duke ngjeshur protone dhe elektronet në neutrone me anë të zbërthimit β invers :

Ajo që ndodh ne mbështjellësen e yllit (lënda jashtë bërthamës qendrore), megjithëse nuk është e qartë teorikisht, në pamje është e qartë : e gjithë mbështjellësja shtyhet jashtë gjatë një eksplozioni jashtëzakonisht të fuqishëm. Kjo është një supernova. Supernovat janë shumë të rralla. Megjithatë shkencëtarët kanë pasur fatin të vrojtojnë një të tillë në 1987 në distancën 170.000 vite-drite nga Toka, në Renë e madhe të Magelanit : një galaktike e vogël, e çrregullt dhe konsiderohet një satelit i Galaktikës sonë. E emërtuar SN1987A është e para supernove që ndodhi kaq afër Tokës dhe që mund të shihej me sy të lirë, pas asaj të vitit 1604 kur, si Galileu, ashtu edhe Kepleri vrojtuan një të tillë. Dy të tjera u vrojtuan në 1006 dhe 1056 ; kjo e dyta e konstatuar nga astronomët kinezë është akoma e dukshme në mjegullnajën e Gaforres (Crab Nebula). Kjo mjegullnajë u quajt kështu me 1984 nga Lord Rosse, që e krahasoi në formë (të parë me teleskop), me një gaforre. Ajo ndodhet në konstelacionin e Demit (Taurus). Shumë supernova të tjera janë vrojtuar me teleskop.

Në ndriçueshmërine maksimale, një supernova është më e ndritshme se e gjithë galaktika ku ajo ndodhet. Spektrat e supernovave tregojnë për praninë e elementeve kimike nga e gjithë tabela e elementeve. Kjo tregon se një pjesë e energjisë që i merret bërthamës pas prodhimit të hekurit, përdoret për prodhimin e elementeve me numër atomik edhe me të madh. Supernova nxjerr jashtë në hapësirë një pjesë të kësaj lënde, e cila kontribuon ne formimin e një gjenerate të re yjesh dhe planetësh të tyre. Të tilla dukuri i paraprinë krijimit të Diellit dhe formimit të Tokës. Siç thënë "jemi krijuar me lënde të yjeve".

Ekzistojnë dy tipe supernovash : tipi ǀ dhe ǁ. Shpjegimet e mësipërme janë të vlefshme për supernovat e tipit ǁ. Supernovat e tipit ǀ janë të pranishme në yjet e popullimit të llojit ǁ, që kanë masë më të vogël. Kjo kontradiktë në lidhje me shpjegimin e mëparshëm të evolucionit të yjeve me masë të vogël, nuk ka gjetur ende një shpjegim teorik.

Referenca[redakto | redakto tekstin burimor]

<References>

  1. ^ PAUL A.TIPLER -Kursi i Fizikes