Fövqəlnovanın ölümü yoxsa yeni həyatın başlanğıcıdır? Fövqəlnovanın doğulması və ölümü.

Ulduzlar əbədi yaşamır. Onlar da doğulur və ölürlər. Bəziləri, Günəş kimi, bir neçə milyard ildir mövcuddur, sakitcə qocalığa çatır və sonra yavaş-yavaş yox olur. Digərləri daha qısa və daha təlatümlü ömür sürürlər və eyni zamanda fəlakətli ölümə məhkumdurlar. Onların varlığı nəhəng partlayışla kəsilir və sonra ulduz fövqəlnovaya çevrilir. Fövqəlnovanın işığı kosmosu işıqlandırır: onun partlayışı milyardlarla işıq ili məsafəsində görünür. Birdən səmada bir ulduz görünür, orada əvvəllər heç nə yox idi. Buna görə də ad. Qədimlər inanırdılar ki, belə hallarda əslində yeni bir ulduz yanır. Bu gün biz bilirik ki, əslində ulduz doğulmur, ölür, amma adı eyni, supernova olaraq qalır.

SUPERNOVA 1987A

1987-ci il fevralın 23-dən 24-nə keçən gecə bizə ən yaxın qalaktikalardan birində. Yalnız 163.000 işıq ili uzaqlıqdakı Böyük Magellan Buludunda, Doradus bürcündə fövqəlnova peyda oldu. O, hətta çılpaq gözlə də görünməyə başladı, may ayında görünən böyüklük +3-ə çatdı və sonrakı aylarda teleskop və ya durbin olmadan yenidən görünməz hala gələnə qədər tədricən parlaqlığını itirdi.

İndiki və keçmiş

Supernova 1987A, adından da göründüyü kimi, 1987-ci ildə müşahidə edilən və teleskop dövrünün başlanğıcından bəri adi gözlə görünən ilk fövqəlnova idi. Məsələ burasındadır ki, Qalaktikamızda sonuncu fövqəlnova partlayışı hələ teleskopun ixtira edilmədiyi 1604-cü ildə müşahidə edilib.

Lakin daha önəmlisi, ulduz* 1987A müasir aqronomlara nisbətən qısa məsafədə fövqəlnovanı müşahidə etmək üçün ilk fürsəti verdi.

Əvvəl nə var idi?

1987A fövqəlnova araşdırması onun II tip fövqəlnova olduğunu göstərdi. Yəni, səmanın bu hissəsinin əvvəlki fotoşəkillərində aşkar edilən ata ulduzu və ya sələfi ulduz, kütləsi Günəşin kütləsindən az qala 20 dəfə çox olan mavi supernəhəng olduğu ortaya çıxdı. Beləliklə, nüvə yanacağını tez qurtaran çox isti bir ulduz idi.

Nəhəng partlayışdan sonra qalan yeganə şey sürətlə genişlənən qaz buludu idi ki, onun içində hələ heç kim nəzəri olaraq görünüşü gözlənilən neytron ulduzunu ayırd edə bilmədi. Bəzi astronomlar ulduzun hələ də sərbəst buraxılan qazlarla örtüldüyünü iddia edir, digərləri isə ulduz əvəzinə qara dəliyin əmələ gəldiyini fərz edirlər.

ULDUZUN HƏYATI

Ulduzlar ulduzlararası maddə buludunun cazibə qüvvəsi ilə sıxılması nəticəsində yaranır, bu bulud qızdırıldıqda mərkəzi nüvəsini termonüvə reaksiyalarını başlatmaq üçün kifayət qədər temperatura çatdırır. Artıq yanan ulduzun sonrakı inkişafı iki amildən asılıdır: ilkin kütlə və kimyəvi birləşmə, və birincisi, xüsusən də yanma sürətini təyin edir. Kütlələri daha böyük olan ulduzlar daha isti və yüngül olurlar, lakin buna görə də daha tez yanırlar. Beləliklə, kütləvi bir ulduzun ömrü aşağı kütləli bir ulduzla müqayisədə daha qısadır.

Qırmızı nəhənglər

Hidrogeni yandıran ulduzun "ilkin fazada" olduğu deyilir. Hər hansı bir ulduzun həyatının çox hissəsi bu mərhələyə təsadüf edir. Məsələn, Günəş 5 milyard ildir əsas fazadadır və uzun müddət orada qalacaq və bu dövr bitdikdən sonra ulduzumuz qısa bir qeyri-sabitlik mərhələsinə keçəcək, bundan sonra yenidən sabitləşəcək, bu dəfə qırmızı nəhəng şəklində. Qırmızı nəhəng əsas fazadakı ulduzlardan müqayisə olunmayacaq dərəcədə böyük və parlaqdır, həm də daha soyuqdur. Scorpius bürcündəki Antares və ya Orion bürcündəki Betelgeuse qırmızı nəhənglərin əsas nümunələridir. Onların rəngi hətta çılpaq gözlə də dərhal tanınır.

Günəş qırmızı nəhəngə çevrildikdə, onun xarici təbəqələri Merkuri və Venera planetlərini "udacaq" və Yerin orbitinə çatacaq. Qırmızı nəhəng fazada ulduzlar öz atmosferinin xarici təbəqələrinin əhəmiyyətli hissəsini itirir və bu təbəqələr M57, Lira bürcündə Üzük dumanlığı və ya M27, Vulpekula bürcündə Dumbbell dumanlığı kimi planetar dumanlıq əmələ gətirir. Hər ikisi teleskopunuzla baxmaq üçün əladır.

Finala gedən yol

Bu andan ulduzun sonrakı taleyi istər-istəməz onun kütləsindən asılıdır. Əgər o, 1,4 günəş kütləsindən azdırsa, nüvə yanması bitdikdən sonra belə bir ulduz öz xarici təbəqələrindən azad olacaq və kiçik kütləli ulduzun təkamülünün son mərhələsi olan ağ cırtdana qədər kiçiləcək. Ta ki milyardlarla il keçəcək ağ cırtdan soyuyacaq və görünməz olacaq. Bunun əksinə olaraq, yüksək kütləli bir ulduz (Günəşdən ən azı 8 dəfə böyükdür) hidrogeni bitdikdən sonra, helium və karbon kimi hidrogendən daha ağır qazları yandıraraq sağ qalır. Bir sıra sıxılma və genişlənmə mərhələlərindən keçən belə bir ulduz bir neçə milyon ildən sonra fəlakətli fövqəlnova partlayışı yaşayır, öz maddəsinin nəhəng miqdarını kosmosa atır və fövqəlnova qalığına çevrilir. Təxminən bir həftə ərzində fövqəlnova öz qalaktikasındakı bütün ulduzların parlaqlığını üstələyir və sonra tez qaralır. Mərkəzdə bir cisim olan neytron ulduzu qalır kiçik ölçü, nəhəng sıxlığa malikdir. Əgər ulduzun kütləsi daha böyük olarsa, supernova partlayışı nəticəsində ulduzlar deyil, qara dəliklər meydana çıxır.

SUPERNOVA NÖVLƏRİ

Astronomlar fövqəlnovalardan gələn işığı tədqiq edərək, onların hamısının eyni olmadığını və spektrlərində təmsil olunan kimyəvi elementlərdən asılı olaraq təsnif edilə biləcəyini tapdılar. Hidrogen burada xüsusi rol oynayır: əgər fövqəlnovanın spektrində hidrogenin mövcudluğunu təsdiq edən xətlər varsa, o zaman II tip kimi təsnif edilir; belə xətlər olmadıqda I tip kimi təsnif edilir. I tip fövqəlnovalar spektrin digər elementləri nəzərə alınmaqla la, lb və l yarımsiniflərinə bölünür.

Partlayışların müxtəlif təbiəti

Növlərin və alt tiplərin təsnifatı partlayışın altında yatan mexanizmlərin müxtəlifliyini əks etdirir və fərqli növlər sələf ulduzları. SN 1987A kimi supernova partlayışları böyük kütləyə malik (Günəşin kütləsindən 8 dəfə çox) ulduzun son təkamül mərhələsində baş verir.

lb və lc tipli fövqəlnovalar güclü ulduz küləkləri və ya ikili sistemdə maddənin başqa bir ulduza ötürülməsi nəticəsində hidrogen zərfinin əhəmiyyətli hissəsini itirmiş kütləvi ulduzların mərkəzi hissələrinin dağılması nəticəsində yaranır.

Müxtəlif sələflər

lb, lc və II tipli bütün fövqəlnovalar populyasiya I ulduzlarından, yəni spiral qalaktikaların disklərində cəmləşmiş gənc ulduzlardan yaranır. Tip la fövqəlnovalar, öz növbəsində, köhnə Populyasiya II ulduzlarından yaranır və həm elliptik qalaktikalarda, həm də spiral qalaktikaların nüvələrində müşahidə edilə bilər. Bu tip fövqəlnova ikili sistemin bir hissəsi olan və qonşusundan material çəkən ağ cırtdandan gəlir. Ağ cırtdanın kütləsi sabitlik həddinə (Çandrasekhar həddi adlanır) çatdıqda, karbon nüvələrinin sürətli birləşməsi prosesi başlayır və partlayış baş verir, nəticədə ulduz kütləsinin çox hissəsini çölə atır.

Fərqli parlaqlıq

Fərqli fövqəlnova sinifləri bir-birindən təkcə spektrinə görə deyil, həm də partlayış zamanı əldə etdikləri maksimum parlaqlığa və zamanla bu parlaqlığın tam olaraq necə azalmasına görə fərqlənir. Tip I fövqəlnovalar ümumiyyətlə Tip II fövqəlnovalardan çox daha parlaqdır, lakin onlar həm də daha tez sönərlər. Tip I fövqəlnovalar ən yüksək parlaqlıqda bir neçə saatdan bir neçə günə qədər davam edir, II tip fövqəlnovalar isə bir neçə aya qədər davam edə bilər. Belə bir fərziyyə irəli sürülüb ki, kütləsi çox böyük olan ulduzlar (Günəşin kütləsindən bir neçə on dəfə çox) “hipernovalar” kimi daha da şiddətlə partlayır və onların nüvəsi qara dəliyə çevrilir.

TARİXDƏ SUPERNOVLAR

Astronomlar hesab edirlər ki, hər 100 ildən bir Qalaktikamızda orta hesabla bir fövqəlnova partlayır. Bununla belə, son iki minillikdə tarixən sənədləşdirilmiş fövqəlnovaların sayı 10-a belə çatmır. Bunun bir səbəbi fövqəlnovaların, xüsusilə II tipin, ulduzlararası tozun daha sıx olduğu və müvafiq olaraq spiral qollarda partlaması ola bilər. , parıltı fövqəlnovanı zəiflədə bilər.

İlk gördüyüm

Alimlər başqa namizədləri nəzərdən keçirsələr də, bu gün tarixdə fövqəlnova partlayışının ilk müşahidəsinin eramızın 185-ci ilə aid olduğu ümumi qəbul edilir. Bu, Çin astronomları tərəfindən sənədləşdirilib. Çində qalaktik fövqəlnova partlayışları da 386 və 393-də müşahidə olunub. Sonra 600 ildən çox vaxt keçdi və nəhayət, səmada daha bir fövqəlnova peyda oldu: 1006-cı ildə Wolf bürcündə yeni bir ulduz parladı, bu dəfə ərəb və avropalı astronomlar tərəfindən qeyd edildi. Bu ən parlaq ulduz (onun ən yüksək parlaqlığında görünən böyüklüyü -7,5-ə çatdı) bir ildən çox səmada göründü.
.
Crab Dumanlığı

1054-cü il fövqəlnovası da müstəsna dərəcədə parlaq idi (maksimum -6), lakin yenə də yalnız Çin astronomları və bəlkə də Amerika hinduları tərəfindən fərq edildi. Bu, yəqin ki, ən məşhur fövqəlnovadır, çünki onun qalığı Çarlz Mesyenin kataloquna 1 nömrə altında daxil olan Buğa bürcündəki Crab Dumanlığıdır.

Çin astronomlarına 1181-ci ildə Kassiopiya bürcündə fövqəlnovanın meydana çıxması haqqında məlumat da borcluyuq. Orada başqa bir fövqəlnova partladı, bu dəfə 1572-ci ildə. Bu fövqəlnova Avropa astronomları, o cümlədən Tycho Brahe tərəfindən də diqqət çəkdi, o, həm görünüşünü, həm də parlaqlığının sonrakı dəyişməsini "Yeni Ulduzda" kitabında təsvir etdi və adı bu cür ulduzları təyin etmək üçün istifadə olunan terminə səbəb oldu. .

Supernova Sakit

32 il sonra, 1604-cü ildə səmada daha bir fövqəlnova peyda oldu. Tycho Brahe bu məlumatı tələbəsi Yohannes Keplerə ötürdü, o, “yeni ulduzu” izləməyə başladı və “Ophiuchusun ətəyindəki yeni ulduzda” kitabını ona həsr etdi. Qalileo Qaliley tərəfindən də müşahidə edilən bu ulduz bu gün Qalaktikamızda partlayan adi gözlə görünən son fövqəlnova olaraq qalır.

Bununla belə, Süd Yolunda, yenə də Kassiopeia bürcündə (üç qalaktik fövqəlnova rekordunu saxlayan bürc) başqa bir fövqəlnovanın partladığı şübhə doğurmur. Bu hadisənin əyani sübutu olmasa da, astronomlar ulduzun qalığını tapıblar və onun 1667-ci ildə baş vermiş partlayışa uyğun olması lazım olduğunu hesablayırlar.

Süd Yolu xaricində, 1987A fövqəlnovaya əlavə olaraq, astronomlar Andromeda qalaktikasında partlayan ikinci fövqəlnovanı, 1885-i də müşahidə etdilər.

Supernova Müşahidəsi

Fövqəlnovayaların ovlanması səbr və düzgün üsul tələb edir.

Birincisi lazımdır, çünki heç kim ilk axşam fövqəlnovanı kəşf edə biləcəyinizə zəmanət vermir. Əgər vaxt itirmək istəmirsinizsə və həqiqətən də fövqəlnovanı kəşf etmək şansınızı artırmaq istəyirsinizsə, ikincisi olmadan edə bilməzsiniz. Əsas problem ondan ibarətdir ki, uzaq qalaktikalardan birində fövqəlnova partlayışının nə vaxt və harada baş verəcəyini təxmin etmək fiziki cəhətdən mümkün deyil. Beləliklə, bir supernova ovçusu hər gecə səmanı skan etməli, bu məqsədlə diqqətlə seçilmiş onlarla qalaktikanı yoxlamalıdır.

Nə etməliyik

Ən çox yayılmış üsullardan biri teleskopu müəyyən bir qalaktikaya yönəltmək və onun görünüşünü əvvəlki təsvirlə (rəsm, fotoşəkil, rəqəmsal şəkil) müqayisə etməkdir. ideal müşahidələrin aparıldığı teleskopla təxminən eyni böyüdücü ilə. Əgər orada fövqəlnova peyda olubsa, o, dərhal gözünüzü oxşayacaq. Bu gün bir çox həvəskar astronomlar birbaşa rəqəmsal formatda ulduzlu səmanın fotoşəkillərini çəkməyə imkan verən kompüterlə idarə olunan teleskoplar və CCD kameralar kimi peşəkar rəsədxanaya layiq avadanlıqlara malikdirlər. Ancaq bu gün də bir çox müşahidəçilər sadəcə olaraq teleskopu müəyyən bir qalaktikaya yönəltməklə və oxuyardan baxaraq, başqa bir ulduzun haradasa görünüb-görünmədiyini görmək ümidi ilə fövqəlnovaları axtarırlar.

Supernova

Fövqəlnovalar- ulduzlar təkamülünü fəlakətli bir partlayış prosesində bitirir.

"Supernovalar" termini "yenilər" adlanan ulduzlardan daha güclü (böyüklük sırası ilə) alovlanan ulduzları təsvir etmək üçün istifadə edilmişdir. Əslində, nə biri, nə də digəri fiziki olaraq yeni deyil, həmişə alovlanır; Ancaq bir sıra tarixi hallarda səmada əvvəllər praktiki və ya tamamilə görünməyən ulduzlar alovlandı və bu, yeni bir ulduzun görünməsi effektini yaratdı. Fövqəlnovanın növü məşəl spektrində hidrogen xətlərinin olması ilə müəyyən edilir. Əgər oradadırsa, o, II tip supernovadır;

Fövqəlnovaların fizikası

II tip fövqəlnovalar

Müasir konsepsiyalara görə, termonüvə sintezi zaman keçdikcə ulduzun daxili bölgələrinin tərkibinin ağır elementlərlə zənginləşməsinə gətirib çıxarır. Termonüvə sintezi və ağır elementlərin əmələ gəlməsi prosesi zamanı ulduz büzülür və onun mərkəzindəki temperatur yüksəlir. (Qravitasiya edən tənəzzülə uğramayan maddənin mənfi istilik tutumunun təsiri.) Əgər ulduz nüvəsinin kütləsi kifayət qədər böyükdürsə (1,2-dən 1,5-ə qədər günəş kütləsi), onda termonüvə sintezi prosesi dəmirin əmələ gəlməsi ilə məntiqi sonluğa çatır və nikel nüvələri. Silikon qabığın içərisində dəmir nüvəsi əmələ gəlməyə başlayır. Belə bir nüvə bir gün ərzində böyüyür və Çandrasekhar həddinə çatan kimi 1 saniyədən az müddətdə çökür. Nüvə üçün bu hədd 1,2 ilə 1,5 günəş kütləsi arasındadır. Materiya ulduzun içinə düşür və elektronların itməsi düşməni dayandıra bilməz. Mərkəzi nüvə getdikcə daha çox sıxılır və müəyyən bir nöqtədə təzyiqə görə orada neytronlaşma reaksiyaları baş verməyə başlayır - protonlar neytronlara çevrilərək elektronları udmağa başlayır. Səbəb olur tez itki meydana gələn neytrinolar tərəfindən daşınan enerji (neytrino soyutma adlanır). Atom nüvəsinin nuklonları (protonlar, neytronlar) arasındakı itələmə qüvvəyə minənə qədər maddə sürətlənməyə, düşməyə və sıxılmaya davam edir. Düzünü desək, sıxılma hətta bu həddən kənarda da baş verir: düşən maddə, ətalətlə, nuklonların elastikliyinə görə tarazlıq nöqtəsini 50% üstələyir (“maksimum sıxılma”). Mərkəzi nüvənin dağılması prosesi o qədər sürətlə gedir ki, onun ətrafında nadirləşmə dalğası əmələ gəlir. Sonra nüvənin ardınca qabıq da ulduzun mərkəzinə doğru qaçır. Bundan sonra "sıxılmış rezin top geri verir" və zərbə dalğası 30.000-50.000 km/s sürətlə ulduzun xarici təbəqələrinə çıxır. Ulduzun xarici hissələri bütün istiqamətlərə uçur və partlamış bölgənin mərkəzində yığcam neytron ulduzu və ya qara dəlik qalır. Bu fenomen II tip supernova partlayışı adlanır. Bu partlayışlar güc və digər parametrlərə görə fərqlənir, çünki müxtəlif kütləli və müxtəlif kimyəvi tərkibli ulduzlar partlayır. Sübut var ki, II tip fövqəlnova partlayışı zamanı I tip partlayışdan daha çox enerji buraxılmır, çünki enerjinin mütənasib bir hissəsi qabıq tərəfindən udulur, lakin bu, həmişə belə olmaya bilər.

Təsvir edilən ssenaridə bir sıra qeyri-müəyyənliklər var. Astronomik müşahidələr göstərdi ki, kütləvi ulduzlar həqiqətən partlayır, nəticədə genişlənən dumanlıqlar əmələ gəlir və mərkəzdə sürətlə fırlanan neytron ulduzu qalır və müntəzəm radio dalğaları (pulsar) impulsları verir. Lakin nəzəriyyə göstərir ki, xarici zərbə dalğası atomları nuklonlara (protonlara, neytronlara) parçalamalıdır. Bunun üçün enerji sərf edilməlidir, nəticədə şok dalğası sönməlidir. Amma nədənsə bu baş vermir: zərbə dalğası bir neçə saniyə ərzində nüvənin səthinə, daha sonra ulduzun səthinə çatır və maddəni uçurur. Müxtəlif kütlələr üçün bir neçə fərziyyə nəzərdə tutulur, lakin onlar inandırıcı görünmür. Ola bilsin ki, "maksimum sıxılma" vəziyyətində və ya bir zərbə dalğasının düşməyə davam edən maddə ilə qarşılıqlı təsiri zamanı bəzi əsaslı yeni və bizə məlum olmayan qüvvəyə minir. fiziki qanunlar. Bundan əlavə, supernova qara dəliyin əmələ gəlməsi ilə partladıqda belə suallar ortaya çıxır: partlayışdan sonrakı maddə niyə qara dəlik tərəfindən tam udulmur; xarici şok dalğası varmı və niyə yavaşlamır və "maksimum sıxılma" ilə oxşar bir şey varmı?

Tip Ia fövqəlnova

Ia tipli supernovaların (SN Ia) partlayışlarının mexanizmi bir qədər fərqli görünür. Bu, partlama mexanizmi ulduzun sıx karbon-oksigen nüvəsində termonüvə birləşmə prosesinə əsaslanan sözdə termonüvə fövqəlnovasıdır. SN Ia-nın əcdadları Çandrasekhar həddinə yaxın kütlələri olan ağ cırtdanlardır. Ümumiyyətlə qəbul edilir ki, belə ulduzlar ikili ulduz sisteminin ikinci komponentindən maddə axını ilə yarana bilər. Bu, sistemin ikinci ulduzu Roche lobundan kənara çıxarsa və ya super güclü ulduz küləyi ilə ulduzlar sinfinə aiddirsə baş verir. Ağ cırtdanın kütləsi artdıqca onun sıxlığı və temperaturu tədricən artır. Nəhayət, temperatur təxminən 3×10 8 K-ə çatdıqda, karbon-oksigen qarışığının termonüvə alovlanması üçün şərait yaranır. Yanma cəbhəsi yanma məhsullarını - dəmir qrupunun nüvələrini geridə qoyaraq, mərkəzdən xarici təbəqələrə yayılmağa başlayır. Yanma cəbhəsinin yayılması yavaş deflagrasiya rejimində baş verir və qeyri-sabitdir müxtəlif növlər pozuntular. Ən yüksək dəyər sıx karbon-oksigen qabığı ilə müqayisədə yüngül və daha az sıx yanma məhsullarına Arximed qüvvəsinin təsiri nəticəsində yaranan Rayleigh-Taylor qeyri-sabitliyinə malikdir. Güclü genişmiqyaslı konvektiv proseslər başlayır, bu da termonüvə reaksiyalarının daha da intensivləşməsinə və fövqəlnova qabığının atılması üçün lazım olan enerjinin sərbəst buraxılmasına səbəb olur (~10 51 erg). Yanma cəbhəsinin sürəti artır, alovun turbulizasiyası və ulduzun xarici təbəqələrində zərbə dalğasının əmələ gəlməsi mümkündür.

Fövqəlnovanın digər növləri

Həmçinin sələfləri tək ulduz olan SN II-dən fərqli olaraq ikili sistemlərdə kütləvi ulduzlar olan SN Ib və Ic var.

Supernova nəzəriyyəsi

Fövqəlnovanın tam nəzəriyyəsi hələ yoxdur. Bütün təklif olunan modellər sadələşdirilmişdir və tələb olunan partlayış şəklini əldə etmək üçün tənzimlənməli olan sərbəst parametrlərə malikdir. Hal-hazırda ədədi modellərdə ulduzlarda baş verən və parlamanın inkişafı üçün vacib olan bütün fiziki prosesləri nəzərə almaq mümkün deyil. Ulduzların təkamülünün tam nəzəriyyəsi də yoxdur.

Qeyd edək ki, II tip supernəhəng kimi təsnif edilən məşhur supernova SN 1987A-nın sələfi SN II modellərində 1987-ci ildən əvvəl nəzərdə tutulduğu kimi qırmızı deyil, mavi supernəhəngdir. Müşahidələrdən göründüyü kimi, onun qalığının tərkibində neytron ulduzu və ya qara dəlik kimi yığcam bir obyekt olmadığı da ehtimal edilir.

Fövqəlnovaların Kainatdakı yeri

Çoxsaylı araşdırmalara görə, Kainat yarandıqdan sonra o, yalnız yüngül maddələrlə - hidrogen və heliumla dolduruldu. Bütün digər kimyəvi elementlər yalnız ulduzların yanması zamanı əmələ gələ bilərdi. Bu o deməkdir ki, planetimiz (və siz və mən) tarixdən əvvəlki ulduzların dərinliklərində əmələ gələn və bir dəfə fövqəlnova partlayışları zamanı atılan materiyadan ibarətdir.

Alimlərin hesablamalarına görə, hər II növ supernova alüminiumun aktiv izotopunun (26Al) təxminən 0,0001 günəş kütləsi istehsal edir. Bu izotopun parçalanması uzun müddət müşahidə olunan sərt şüalanma yaradır və onun intensivliyindən hesablanmışdır ki, bu izotopun Qalaktikada tərkibi üç günəş kütləsindən azdır. Bu o deməkdir ki, II tip fövqəlnovalar Qalaktikada orta hesabla əsrdə iki dəfə partlamalıdır ki, bu da müşahidə olunmur. Yəqin ki, son əsrlərdə bir çox belə partlayışlar müşahidə edilmədi (onlar kosmik toz buludlarının arxasında baş verdi). Buna görə də ən çox fövqəlnova digər qalaktikalarda müşahidə olunur. Dərin Baxışlar Teleskoplara qoşulmuş avtomatik kameralardan istifadə edən səma indi astronomlara ildə 300-dən çox məşəl aşkar etməyə imkan verir. Hər halda, artıq supernovanın partlama vaxtıdır...

Alimlərin fərziyyələrindən birinə görə, fövqəlnova partlayışı nəticəsində yaranan kosmik toz buludu kosmosda təxminən iki və ya üç milyard il qala bilər!

Supernova müşahidələri

Fövqəlnovaları təyin etmək üçün astronomlar aşağıdakı sistemdən istifadə edirlər: əvvəlcə SN hərfləri yazılır (latın dilindən. S yuxarı N ova), sonra açılış ili və sonra latın hərfləri ilə- ildə fövqəlnovanın seriya nömrəsi. Misal üçün, SN 1997cj kəşf edilmiş fövqəlnovanı bildirir 26 * 3 ( c) + 10 (j) = 1997-ci ildə 88-ci.

Ən məşhur supernovalar

• Supernova SN 1604 (Kepler Supernova)
• Supernova G1.9+0.3 (Qalaktikamızın ən gənci)

Qalaktikamızda tarixi fövqəlnovalar (müşahidə olunur)

həmçinin bax

Bağlantılar

• Pskovski P. Novalar və supernovalar- yeni və fövqəlnovalar haqqında kitab.
• Tsvetkov D.Yu. Supernovalar - müasir baxış fövqəlnovalar.
• Aleksey Levin Kosmik Bombalar- "Popular Mechanics" jurnalında məqalə
• Bütün müşahidə edilən fövqəlnova partlayışlarının siyahısı - Supernovaların siyahısı, IAU
• Kosmosun Tədqiqi və İnkişafı üçün Tələbələr -

Fövqəlnova, Günəşin enerjisindən trilyon dəfə çox böyük enerji buraxan çox böyük ulduzların partlamasıdır. Fövqəlnova bütün qalaktikanı işıqlandıra bilər və ulduzun göndərdiyi işıq Kainatın kənarına çatarsa, bu ulduzlardan biri Yerdən 10 işıq ili uzaqlıqda partlayarsa, Yer tamamilə yanacaq. enerji və radiasiya.

Supernova

Supernovalar təkcə məhv etmir, həm də doldurur zəruri elementlər kosmosa: dəmir, qızıl, gümüş və s. Kainat haqqında bildiyimiz hər şey bir vaxtlar partlamış fövqəlnovanın qalıqlarından yaradılmışdır. Fövqəlnova kainatın ən gözəl və maraqlı obyektlərindən biridir. Kainatdakı ən böyük partlayışlar Kainatda xüsusi, ən qəribə qalıqlar qoyur:

Neytron ulduzları

Neytronlar çox təhlükəli və qəribə cisimlərdir. Nəhəng bir ulduz fövqəlnovaya gedəndə onun nüvəsi Yer metropolunun ölçüsünə qədər kiçilir. Nüvənin içindəki təzyiq o qədər böyükdür ki, hətta içindəki atomlar da əriməyə başlayır. Atomlar aralarında boşluq qalmayacaq qədər sıxıldığı zaman nəhəng enerji toplanır və güclü partlayış baş verir. Partlayış arxada inanılmaz dərəcədə sıx bir Neytron Ulduzu qoyur. Bir çay qaşığı neytron ulduzunun çəkisi 90 milyon ton olacaq.

Pulsar fövqəlnova partlayışının qalıqlarıdır. Neytron ulduzunun kütləsi və sıxlığına bənzəyən cisim. Böyük sürətlə fırlanan pulsarlar şimal və cənub qütblərindən kosmosa radiasiya partlayışları buraxırlar. Fırlanma sürəti saniyədə 1000 dövrəyə çata bilər.

Günəşimizdən 30 dəfə böyük olan ulduz partlayanda Maqnetar adlı bir ulduz əmələ gətirir. Maqnitarlar güclü yaradır maqnit sahələri onlar Neytron ulduzlarından və Pulsarlardan da qəribədirlər. Magnitarın maqnit sahəsi Yerdən bir neçə min dəfə böyükdür.

Qara dəliklər

Hipernovaların ölümündən sonra bir super ulduzdan da böyük ulduzlar, ən sirli və təhlükəli yer Kainatda qara dəlik var. Belə bir ulduzun ölümündən sonra qara dəlik onun qalıqlarını udmağa başlayır. Qara dəliyin udmaq üçün çoxlu materialı var və o, ulduzun qalıqlarını yenidən kosmosa atır və 2 qamma şüası əmələ gətirir.

Bizimkilərə gəlincə, Günəşin, təbii ki, qara dəliyə, pulsar, maqnitar və hətta neyron ulduza çevrilmək üçün kifayət qədər kütləsi yoxdur. Kosmik standartlara görə, ulduzumuz ömrünün belə bir sonu üçün çox kiçikdir. Alimlər bildirirlər ki, yanacaq tükəndikdən sonra ulduzumuz bir neçə on dəfə ölçüdə böyüyəcək və bu da onun yer planetlərini: Merkuri, Venera, Yer və ola bilsin ki, Marsı udmağa imkan verəcək.

Fövqəlnovalar- ən möhtəşəm kosmik hadisələrdən biridir. Qısaca desək, supernova bir ulduzun həqiqi partlamasıdır, onun kütləsinin böyük hissəsi (bəzən də hamısı) 10.000 km/s sürətlə uçduqda, qalan hissəsi isə super-sıx neytron ulduzuna çevrildikdə (yıxılır). qara dəlik. Supernovalar ulduzların təkamülündə mühüm rol oynayır. Onlar 8-10 günəşdən çox kütləsi olan ulduzların həyatının finalıdır, neytron ulduzları və qara dəliklər yaradır və ulduzlararası mühiti ağır elementlərlə zənginləşdirir. kimyəvi elementlər. Dəmirdən daha ağır olan bütün elementlər daha yüngül elementlərin nüvələrinin qarşılıqlı təsiri nəticəsində əmələ gəlmişdir. elementar hissəciklər kütləvi ulduzların partlayışları zamanı. Bəşəriyyətin ulduzlara olan sonsuz həvəsinin cavabı burada deyilmi? Axı canlı maddənin ən kiçik hüceyrəsində hansısa kütləvi ulduzun ölümü zamanı sintez edilmiş dəmir atomları var. Və bu mənada insanlar Andersenin nağılındakı qar adamına bənzəyirlər: o, isti sobaya qəribə bir sevgi hiss edirdi, çünki poker onun çərçivəsi kimi xidmət edirdi...

Alimlər müşahidə ediblər ki, elliptik qalaktikalarda (yəni spiral quruluşu olmayan, ulduz əmələgəlmə sürəti çox aşağı olan, əsasən aşağı kütləli qırmızı ulduzlardan ibarət qalaktikalarda) yalnız 1-ci tip fövqəlnovalar partlayır. Qalaktikamızın aid olduğu spiral qalaktikalarda süd Yolu, hər iki növ supernova meydana gəlir. Bu vəziyyətdə, 2-ci növün nümayəndələri olduğu yerlərdə spiral qollara doğru cəmləşirlər aktiv proses ulduz formalaşması və bir çox gənc kütləvi ulduzlar. Bu xüsusiyyətlər iki növ fövqəlnovanın fərqli təbiətini göstərir.

İndi etibarlı şəkildə müəyyən edilmişdir ki, hər hansı bir fövqəlnovanın partlaması böyük miqdarda enerji buraxır - təxminən 10 46 J! Partlayışın əsas enerjisini fotonlar deyil, neytrinolar - çox az, hətta sıfır istirahət kütləsi olan sürətli hissəciklər aparır. Neytrinolar maddə ilə son dərəcə zəif qarşılıqlı əlaqədədirlər və onlar üçün ulduzun daxili hissəsi kifayət qədər şəffafdır.

Kompakt qalığın əmələ gəlməsi və xarici qabığın atılması ilə fövqəlnova partlayışının tam nəzəriyyəsi bu proses zamanı baş verən bütün fiziki proseslərin nəzərə alınmasının həddindən artıq mürəkkəbliyi səbəbindən hələ yaradılmamışdır. Bununla belə, bütün sübutlar 2-ci tip fövqəlnovanın kütləvi ulduzların nüvələrinin dağılması nəticəsində püskürdüyünü göstərir. Ulduzun həyatının müxtəlif mərhələlərində nüvədə termonüvə reaksiyaları baş verdi, burada əvvəlcə hidrogen heliuma, sonra helium karbona çevrildi və s. "dəmir zirvəsi" elementləri - dəmir, kobalt və nikel əmələ gələnə qədər. Bu elementlərin atom nüvələri hər bir hissəcik üçün maksimum bağlanma enerjisinə malikdir. Yeni hissəciklərin əlavə edildiyi aydındır atom nüvəsi məsələn, dəmir əhəmiyyətli enerji xərcləri tələb edəcək və buna görə də dəmir zirvəsinin elementlərində termonüvə yanması "dayanır".

Dəmir nüvəsi kifayət qədər kütləvi (təxminən 1,5 günəş kütləsi) olan kimi ulduzun mərkəzi hissələrinin sabitliyini itirməsinə və çökməsinə səbəb nədir? Hazırda sabitliyin itirilməsinə və dağılmasına səbəb olan iki əsas amil məlumdur. Birincisi, bu, dəmir nüvələrinin fotonların udulması ilə 13 alfa hissəciklərinə (helium nüvələri) "parçalanması" - dəmirin fotodissosiasiyasıdır. İkincisi, bir maddənin neytronlaşması neytronların əmələ gəlməsi ilə elektronların protonlar tərəfindən tutulmasıdır. Hər iki proses o zaman mümkün olur yüksək sıxlıqlar(1 t/sm3-dən çox), təkamülün sonunda ulduzun mərkəzində qurulur və onların hər ikisi qravitasiya qüvvələrinin sıxıcı təsirinə faktiki müqavimət göstərən maddənin “elastikliyini” effektiv şəkildə azaldır. Nəticədə, nüvə sabitliyini itirir və büzülür. Bu zaman maddənin neytronlaşması zamanı çoxlu saydaçökən nüvədə saxlanılan əsas enerjini daşıyan neytrinolar.

Kompüter hesablamalarının göstərdiyi kimi, nüvənin yaxınlığındakı sıxlıq o qədər yüksəkdir ki, hətta maddə ilə zəif qarşılıqlı əlaqədə olan neytrinolar da ulduzun xarici təbəqələri tərəfindən bir müddət “bağlıdırlar”. Ancaq cazibə qüvvələri qabığı nüvəyə doğru çəkir və daha az sıx bir mayenin, məsələn, kerosin və ya yağın üzərinə su kimi daha sıx bir maye tökmək istəyərkən yaranan vəziyyətə bənzər bir vəziyyət yaranır. (Təcrübədən yaxşı məlumdur ki, yüngül maye ağır mayenin altından "yuxarı uçmağa" meyllidir - burada Reyleigh-Taylor qeyri-sabitliyi adlanır.) Bu mexanizm nəhəng konvektiv hərəkətlərə səbəb olur və neytrino impulsu sonda xarici qabığa köçürülür, ətrafdakı boşluğa atılır.

Bəlkə də fövqəlnova partlayışının sferik simmetriyasının pozulmasına səbəb olan neytrino konvektiv hərəkətləridir. Başqa sözlə, maddənin əsasən atıldığı bir istiqamət meydana çıxır və sonra yaranan qalıq geri çəkilmə impulsunu alır və kosmosda 1000 km / s-ə qədər sürətlə hərəkət etməyə başlayır. Belə yüksək fəza sürətləri gənc neytron ulduzlarında - radiopulsarlarda müşahidə edilmişdir.

2-ci tip fövqəlnova partlayışının təsvir edilmiş sxematik mənzərəsi bu hadisənin əsas müşahidə xüsusiyyətlərini anlamağa imkan verir. Və bu modelə əsaslanan nəzəri proqnozlar (xüsusən də neytrino partlamasının ümumi enerjisi və spektri ilə bağlı) Böyük Magellan Buludunda fövqəlnovadan gələn 23 fevral 1987-ci ildə qeydə alınan neytrino nəbzi ilə tam uyğun olduğu ortaya çıxdı.

İndi 1-ci tip supernova haqqında bir neçə söz. Onların spektrlərində hidrogen parıltısının olmaması, partlayışın hidrogen qabığı olmayan ulduzlarda baş verdiyini göstərir. İndi bunun ağ cırtdanın partlaması və ya ulduzun çökməsinin nəticəsi ola biləcəyinə inanılır. Wolf-Rayet növü(əslində bunlar helium, karbon və oksigenlə zəngin olan kütləvi ulduzların nüvələridir).

Ağ cırtdan necə partlaya bilər? Axı bu çox sıx ulduzda nüvə reaksiyaları baş vermir və cazibə qüvvələri elektron və ionlardan ibarət sıx bir qazın təzyiqi ilə (degenerasiya olunmuş elektron qazı adlanır) əks təsir göstərir. Buradakı səbəb kütləvi ulduzların nüvələrinin dağılması ilə eynidir - ulduzun materiyasının elastikliyinin azalması ilə sıxlığının artması. Bu, yenə neytronları əmələ gətirmək üçün elektronların protonlara “basılması” və bəzi relativistik təsirlərlə bağlıdır.

Ağ cırtdanın sıxlığı niyə artır? Əgər subay olarsa, bu mümkün deyil. Ancaq ağ cırtdan kifayət qədər yaxın olan ikili sistemin bir hissəsidirsə, cazibə qüvvələrinin təsiri altında qonşu bir ulduzdan gələn qaz ağ cırtdana (nova vəziyyətində olduğu kimi) axa bilər. Eyni zamanda, onun kütləsi və sıxlığı tədricən artacaq, bu da son nəticədə çökməyə və partlamağa səbəb olacaqdır.

Başqa mümkün variant daha ekzotik, lakin heç də az real olmayan iki ağ cırtdanın toqquşmasıdır. Bu necə ola bilər, çünki kosmosda iki ağ cırtdanın toqquşması ehtimalı cüzidir, çünki vahid həcmə düşən ulduzların sayı cüzidir - ən çoxu 100 pc3 ölçüsündə bir neçə ulduz. Və burada (bir daha!) ikiqat ulduzlar "günahkardır", lakin indi iki ağ cırtdandan ibarətdir.

Aşağıdakı kimi ümumi nəzəriyyə Eynşteynin nisbi nəzəriyyəsinə görə, bir-birinin ətrafında dövr edən hər hansı iki kütlə qravitasiya dalğaları - qravitasiya dalğaları tərəfindən belə bir sistemdən daimi, çox cüzi də olsa, enerji itkisi səbəbindən gec-tez toqquşmalıdır. Məsələn, Yer və Günəş, əgər sonuncu sonsuz yaşasaydı, bu təsir nəticəsində kainatın yaşından çox böyük bir müddətdən sonra da olsa, toqquşacaqdı. Hesablanmışdır ki, günəş kütləsi ətrafında (2 10 30 kq) ulduz kütlələri olan yaxın ikili sistemlər vəziyyətində onların birləşməsi zaman ərzində baş verməlidir. az yaş Kainat - təxminən 10 milyard il. Hesablamalar göstərir ki, tipik qalaktikada belə hadisələr bir neçə yüz ildən bir baş verir. Bu fəlakətli proses zamanı ayrılan nəhəng enerji fövqəlnova fenomenini izah etmək üçün kifayət qədərdir.

Yeri gəlmişkən, ağ cırtdanların kütlələrinin təxmini bərabərliyi onların birləşmələrini bir-birinə “oxşar” edir, bu isə o deməkdir ki, 1-ci tip fövqəlnova partlayışın nə vaxt və hansı qalaktikada baş verməsindən asılı olmayaraq öz xüsusiyyətlərinə görə eyni görünməlidir. Buna görə də fövqəlnovanın görünən parlaqlığı onların müşahidə olunduğu qalaktikalara olan məsafələri əks etdirir. 1-ci tip fövqəlnovaların bu xassəsindən hazırda elm adamları ən mühüm kosmoloji parametrin - Kainatın genişlənmə sürətinin kəmiyyət ölçüsü kimi xidmət edən Hubble sabitinin müstəqil qiymətləndirilməsini əldə etmək üçün istifadə olunur. Biz yalnız Kainatda baş verən və optik diapazonda müşahidə olunan ən güclü ulduz partlayışlarından danışdıq. Fövqəlnova vəziyyətində partlayışın əsas enerjisini işıq deyil, neytrinolar apardığı üçün neytrino astronomiya metodlarından istifadə edərək səmanı öyrənmək maraqlı perspektivlərə malikdir. O, gələcəkdə işığa qeyri-şəffaf olan nəhəng qalınlıqlarda gizlənən fövqəlnovanın çox “cəhənnəminə” “baxmağa” imkan verəcək. Qravitasiya dalğası astronomiyası daha heyrətamiz kəşflər vəd edir ki, bu da yaxın gələcəkdə bizə qoşa ağ cırtdanların, neytron ulduzların və qara dəliklərin birləşməsinin möhtəşəm hadisələri haqqında məlumat verəcəkdir.

Fövqəlnova kimi tanınan ulduzların partlayışları o qədər parlaq ola bilər ki, onları ehtiva edən qalaktikaları üstələyir.

Kimi sevgi Haha Heyrət! Vay Kədərli Qəzəbli

Altı il əvvəl partlamış fövqəlnovanın qalıqlarını müşahidə edərkən, astronomlar partlayış yerində onu əhatə edən material buludunu işıqlandıran yeni ulduz tapmağa təəccübləndilər. Alimlərin tapıntıları jurnalda təqdim olunur AstrofizikaJurnalMəktublar .

“Biz əvvəllər heç vaxt belə bir partlayışın, kataklizm hadisəsindən əvvəl ulduzun atdığı hidrogenlə bir qədər qarşılıqlı əlaqəsi olmasa, belə uzun müddət parlaq qaldığını görməmişdik. Lakin bu fövqəlnovanın müşahidələrində hidrogenin heç bir imzası yoxdur”, – Purdue Universitetindən (ABŞ) tədqiqatın aparıcı müəllifi Dan Milisavljevic deyir.

Sönən əksər ulduz partlayışlarından fərqli olaraq, SN 2012au güclü, yeni doğulmuş pulsar sayəsində parlamağa davam edir. Kredit: NASA, ESA və J. DePasquale

Fövqəlnova kimi tanınan ulduzların partlayışları o qədər parlaq ola bilər ki, onları ehtiva edən qalaktikaları üstələyir. Onlar adətən bir neçə ay və ya il ərzində tamamilə “yoxa çıxırlar”, lakin bəzən partlayışın qalıqları hidrogenlə zəngin qaz buludlarına “yıxılır” və yenidən parlaqlaşır. Bəs onlar heç bir kənar müdaxilə olmadan yenidən parlaya bilərlərmi?

kimi böyük ulduzlar partlayır, onların daxili hissələri bütün hissəciklərin neytronlara çevrildiyi nöqtəyə qədər "yıxılır". Yaranan neytron ulduzun maqnit sahəsi varsa və kifayət qədər sürətlə fırlanırsa, o, pulsar külək dumanlığına çevrilə bilər. Çox güman ki, NGC 4790 qalaktikasında Qız bürcü istiqamətində yerləşən SN 2012au ilə də məhz belə olub.

“Pulsar dumanlığı kifayət qədər parlaq olduqda, əvvəlki partlayışın xarici emissiyalarını işıqlandıran bir lampa kimi fəaliyyət göstərir. Biz bilirdik ki, supernovalar sürətlə fırlanan əmələ gəlir neytron ulduzları, lakin bu unikal hadisənin birbaşa sübutunu heç vaxt almamışam”, - Dan Milisavljevic əlavə edib.

NASA-nın Çandra Rəsədxanası tərəfindən çəkilmiş Parus pulsarının şəkli. Kredit: NASA

SN 2012au əvvəlcə bir çox cəhətdən qeyri-adi və qəribə oldu. Partlayış "superluminal" fövqəlnova kimi təsnif ediləcək qədər parlaq olmasa da, son dərəcə enerjili və uzunömürlü idi.

"Əgər partlayışın mərkəzində pulsar yaranarsa, o, qazı itələyə və hətta sürətləndirə bilər, beləliklə, bir neçə ildən sonra oksigenlə zəngin qazın SN 2012au partlayışı yerindən "qaçadığını" görə bilərik" dedi Dan. Milisavljevic.

Crab Dumanlığının döyünən ürəyi. Onun mərkəzində pulsar yerləşir. Kredit: NASA/ESA

Superluminal fövqəlnovalar astronomiyada qızğın müzakirə mövzusudur. Onlar qravitasiya dalğalarının, həmçinin qamma şüalarının və sürətli radio partlayışlarının potensial mənbələridir. Lakin bu hadisələrin arxasındakı prosesləri başa düşmək müşahidə çətinlikləri ilə üzləşir və yalnız gələcək nəsil teleskoplar astronomlara bu məşəllərin sirlərini açmağa kömək edəcək.