Da li je supernova smrt ili početak novog života? Rođenje i smrt supernova.

Zvijezde ne žive vječno. Oni se takođe rađaju i umiru. Neki od njih, poput Sunca, postoje nekoliko milijardi godina, mirno dođu do starosti, a zatim polako nestaju. Drugi žive mnogo kraće i turbulentnije i takođe su osuđeni na katastrofalnu smrt. Njihovo postojanje prekida džinovska eksplozija, a zatim se zvijezda pretvara u supernovu. Svjetlost supernove obasjava svemir: njena eksplozija vidljiva je na udaljenosti od mnogo milijardi svjetlosnih godina. Odjednom se na nebu pojavljuje zvijezda gdje prije, čini se, nije bilo ničega. Otuda i naziv. Stari su vjerovali da u takvim slučajevima nova zvijezda zaista svijetli. Danas znamo da se u stvari zvezda ne rađa, već umire, ali ime ostaje isto, supernova.

SUPERNOVA 1987A

U noći sa 23. na 24. februar 1987. u jednoj od nama najbližih galaksija. U Velikom Magelanovom oblaku, udaljenom samo 163.000 svjetlosnih godina, pojavila se supernova u sazviježđu Doradus. Postao je vidljiv čak i golim okom, u maju je dostigao vidljivu magnitudu +3, a u narednim mjesecima postepeno je gubio sjaj dok ponovo nije postao nevidljiv bez teleskopa ili dvogleda.

Sadašnjost i prošlost

Supernova 1987A, kao što joj i samo ime govori, bila je prva supernova uočena 1987. i prva koja je bila vidljiva golim okom od početka ere teleskopa. Činjenica je da je posljednja eksplozija supernove u našoj galaksiji uočena davne 1604. godine, kada još nije bio izumljen teleskop.

Ali što je još važnije, zvezda* 1987A dala je modernim agronomima prvu priliku da posmatraju supernovu na relativno maloj udaljenosti.

Šta je bilo prije?

Studija supernove 1987A pokazala je da je to supernova tipa II. Odnosno, zvijezda progenitor ili zvijezda prethodnica, koja je otkrivena na ranijim fotografijama ovog dijela neba, pokazala se kao plavi supergigant, čija je masa bila skoro 20 puta veća od mase Sunca. Dakle, to je bila vrlo vruća zvijezda kojoj je brzo ponestalo nuklearno gorivo.

Jedino što je ostalo nakon gigantske eksplozije bio je oblak plina koji se brzo širio, unutar kojeg još niko nije mogao razaznati neutronsku zvijezdu, čiju je pojavu teoretski trebalo očekivati. Neki astronomi tvrde da je zvijezda još uvijek obavijena ispuštenim plinovima, dok su drugi pretpostavili da se umjesto zvijezde formira crna rupa.

ŽIVOT ZVIJEZDE

Zvijezde se rađaju kao rezultat gravitacijske kompresije oblaka međuzvjezdane materije, koja, kada se zagrije, dovodi svoje centralno jezgro do temperature dovoljne da pokrene termonuklearne reakcije. Naknadni razvoj već upaljene zvijezde ovisi o dva faktora: početnoj masi i hemijski sastav, a prvi, posebno, određuje brzinu sagorijevanja. Zvijezde veće mase su toplije i lakše, ali zato ranije pregore. Stoga je život masivne zvijezde kraći u odnosu na zvijezdu male mase.

Crveni giganti

Kaže se da je zvijezda koja sagorijeva vodonik u svojoj "primarnoj fazi". Veći dio života bilo koje zvijezde poklapa se s ovom fazom. Na primjer, Sunce je u glavnoj fazi 5 milijardi godina i tu će ostati još dugo, a kada se ovaj period završi, naša zvijezda će prijeći u kratku fazu nestabilnosti, nakon čega će se ponovo stabilizirati, ovaj put u obliku crvenog diva. Crveni džin je neuporedivo veći i sjajniji od zvijezda u glavnoj fazi, ali i mnogo hladniji. Antares u sazviježđu Škorpion ili Betelgeza u sazviježđu Orion su vrhunski primjeri crvenih divova. Njihova boja se može odmah prepoznati čak i golim okom.

Kada se Sunce pretvori u crvenog diva, njegovi vanjski slojevi će "apsorbirati" planete Merkur i Veneru i doći do Zemljine orbite. U fazi crvenog diva, zvijezde gube značajan dio vanjskih slojeva svoje atmosfere, a ovi slojevi formiraju planetarnu maglicu poput M57, Prsten magline u sazviježđu Lira, ili M27, maglicu Bučica u sazviježđu Vulpecula. Oba su odlična za gledanje kroz teleskop.

Put do finala

Od ovog trenutka dalje, dalja sudbina zvijezde neizbježno zavisi od njene mase. Ako je manja od 1,4 solarne mase, tada će se nakon završetka nuklearnog izgaranja takva zvijezda osloboditi svojih vanjskih slojeva i skupiti se u bijeli patuljak, završnu fazu evolucije zvijezde s malom masom. Milijarde godina će proći dok bijeli patuljakće se ohladiti i postati nevidljiv. Nasuprot tome, zvijezda velike mase (najmanje 8 puta masivnija od Sunca), kada joj ponestane vodonika, preživljava sagorijevanjem plinova težih od vodonika, poput helijuma i ugljika. Prošavši kroz niz faza kompresije i širenja, takva zvijezda nakon nekoliko miliona godina doživljava katastrofalnu eksploziju supernove, izbacujući ogromnu količinu vlastite materije u svemir, i pretvarajući se u ostatak supernove. Za otprilike nedelju dana, supernova premašuje sjaj svih zvezda u svojoj galaksiji, a zatim brzo potamni. Neutronska zvijezda ostaje u centru, objekt mala velicina, koji ima gigantsku gustinu. Ako je masa zvijezde još veća, kao rezultat eksplozije supernove ne pojavljuju se zvijezde, već crne rupe.

VRSTE SUPERNOVA

Proučavajući svjetlost koja dolazi od supernova, astronomi su otkrili da nisu sve iste i da se mogu klasificirati ovisno o kemijskim elementima predstavljenim u njihovim spektrima. Vodik ovde igra posebnu ulogu: ako spektar supernove sadrži linije koje potvrđuju prisustvo vodonika, onda se ona klasifikuje kao tip II; ako nema takvih linija, klasificira se kao tip I. Supernove tipa I se dijele na podklase la, lb i l, uzimajući u obzir druge elemente spektra.

Različita priroda eksplozija

Klasifikacija tipova i podtipova odražava raznolikost mehanizama koji su u osnovi eksplozije i različite vrste zvijezde prethodnika. Eksplozije supernove kao što je SN 1987A dešavaju se u posljednjoj evolucijskoj fazi zvijezde velike mase (više od 8 puta veće od mase Sunca).

Supernove tipa lb i lc su rezultat kolapsa centralnih dijelova masivnih zvijezda koje su izgubile značajan dio vodoničnog omotača zbog jakih zvjezdanih vjetrova ili zbog prijenosa materije na drugu zvijezdu u binarnom sistemu.

Razni prethodnici

Sve supernove tipa lb, lc i II potiču od zvijezda Populacije I, odnosno od mladih zvijezda koncentrisanih u diskovima spiralnih galaksija. Supernove tipa la potiču od starih zvijezda Populacije II i mogu se promatrati i u eliptičnim galaksijama i u jezgrima spiralnih galaksija. Ova vrsta supernove dolazi od bijelog patuljka koji je dio binarnog sistema i vuče materijal od svog susjeda. Kada masa bijelog patuljka dostigne svoju granicu stabilnosti (koja se zove Chandrasekharova granica), počinje brzi proces fuzije jezgri ugljika i dolazi do eksplozije, uslijed koje zvijezda izbacuje većinu svoje mase.

Različita osvetljenost

Različite klase supernova razlikuju se jedna od druge ne samo po svom spektru, već i po maksimalnom sjaju koji postižu u eksploziji, i po tome kako se ta svjetlost vremenom smanjuje. Supernove tipa I su generalno mnogo svetlije od supernove tipa II, ali takođe mnogo brže zatamnjuju. Supernove tipa I traju nekoliko sati do nekoliko dana na vrhuncu sjaja, dok supernove tipa II mogu trajati i do nekoliko mjeseci. Iznesena je hipoteza prema kojoj zvijezde s vrlo velikom masom (nekoliko desetina puta većom od mase Sunca) eksplodiraju još jače, poput "hipernova", a njihovo jezgro se pretvara u crnu rupu.

SUPERNOVE U ISTORIJI

Astronomi vjeruju da u prosjeku jedna supernova eksplodira u našoj galaksiji svakih 100 godina. Međutim, broj supernova istorijski dokumentovanih u posljednja dva milenijuma ne dostiže ni 10. Jedan od razloga za to može biti činjenica da supernove, posebno tipa II, eksplodiraju u spiralnim krakovima, gdje je međuzvjezdana prašina mnogo gušća i, shodno tome, , može prigušiti sjaj supernove.

Prvi koji sam video

Iako naučnici razmatraju druge kandidate, danas je opšte prihvaćeno da prvo posmatranje eksplozije supernove u istoriji datira iz 185. godine nove ere. To su dokumentovali kineski astronomi. U Kini su eksplozije galaktičke supernove također primijećene 386. i 393. godine. Zatim je prošlo više od 600 godina i konačno se na nebu pojavila još jedna supernova: 1006. godine u sazviježđu Vuk zasjala je nova zvijezda, koju su ovaj put snimili, između ostalog, arapski i evropski astronomi. Ova najsjajnija zvijezda (čija je prividna magnituda na svom vrhuncu sjaja dostigla -7,5) ostala je vidljiva na nebu više od godinu dana.
.
Rakova maglina

Supernova 1054 je takođe bila izuzetno sjajna (maksimalna magnituda -6), ali su je opet primetili samo kineski astronomi, a možda i američki Indijanci. Ovo je vjerovatno najpoznatija supernova, budući da je njen ostatak Rakova maglina u sazviježđu Bika, koju je Charles Messier uvrstio u svoj katalog pod brojem 1.

Kineskim astronomima dugujemo i informaciju o pojavi supernove u sazviježđu Kasiopeja 1181. godine. Tu je eksplodirala još jedna supernova, ovog puta 1572. Ovu supernovu su primijetili i evropski astronomi, uključujući Tycho Brahea, koji je opisao i njen izgled i naknadnu promjenu njenog sjaja u svojoj knjizi "Na novoj zvijezdi", čije ime je dovelo do izraza koji se obično koristi za označavanje takvih zvijezda. .

Supernova Quiet

32 godine kasnije, 1604. godine, na nebu se pojavila još jedna supernova. Tycho Brahe je prenio ovu informaciju svom učeniku Johanesu Kepleru, koji je počeo pratiti "novu zvijezdu" i posvetio joj knjigu "O novoj zvijezdi u podnožju Zmijonika". Ova zvijezda, koju je također promatrao Galileo Galilei, i danas je posljednja supernova vidljiva golim okom koja je eksplodirala u našoj galaksiji.

Međutim, nema sumnje da je još jedna supernova eksplodirala u Mliječnom putu, opet u sazviježđu Kasiopeja (sazviježđe koje drži rekord za tri galaktičke supernove). Iako ne postoje vizuelni dokazi o ovom događaju, astronomi su pronašli ostatak zvijezde i izračunali da mora odgovarati eksploziji koja se dogodila 1667. godine.

Izvan Mliječnog puta, pored supernove 1987A, astronomi su primijetili i drugu supernovu, 1885, koja je eksplodirala u galaksiji Andromeda.

Supernova Observation

Lov na supernove zahtijeva strpljenje i pravi metod.

Prvo je neophodno, jer niko ne garantuje da ćete moći da otkrijete supernovu već prve večeri. Ne možete bez drugog ako ne želite gubiti vrijeme i zaista želite povećati svoje šanse da otkrijete supernovu. Glavni problem je što je fizički nemoguće predvidjeti kada i gdje će se dogoditi eksplozija supernove u nekoj od udaljenih galaksija. Dakle, lovac na supernove mora svake noći skenirati nebo, provjeravajući desetine galaksija pažljivo odabranih za tu svrhu.

Šta treba da radimo

Jedna od najčešćih tehnika je usmjeravanje teleskopa na određenu galaksiju i upoređivanje njenog izgleda sa ranijom slikom (crtež, fotografija, digitalna slika), u idealan sa približno istim uvećanjem kao i teleskop kojim se vrše opažanja. Ako se tamo pojavi supernova, odmah će vam zapasti za oko. Danas mnogi astronomi amateri imaju opremu dostojnu profesionalne opservatorije, kao što su kompjuterski kontrolisani teleskopi i CCD kamere koje im omogućavaju da fotografišu zvezdano nebo direktno u digitalnom formatu. Ali čak i danas, mnogi posmatrači love supernove tako što jednostavno usmjere teleskop na određenu galaksiju i gledaju kroz okular, nadajući se da će vidjeti da li se negdje pojavljuje još jedna zvijezda.

Supernova

Supernove- zvijezde završavaju svoju evoluciju u katastrofalnom eksplozivnom procesu.

Izraz "supernove" korišten je za opisivanje zvijezda koje su planule mnogo (po redovima veličine) snažnije od takozvanih "nove". U stvari, ni jedna ni druga nisu fizički nove postojeće zvijezde. No, u nekoliko povijesnih slučajeva planule su one zvijezde koje su ranije bile praktički ili potpuno nevidljive na nebu, što je stvorilo efekat pojave nove zvijezde. Tip supernove je određen prisustvom vodoničnih linija u spektru baklje. Ako je tu, onda je supernova tipa II, ako nije, onda je supernova tipa I.

Fizika supernova

Supernove tipa II

Prema modernim konceptima, termonuklearna fuzija s vremenom dovodi do obogaćivanja sastava unutrašnjih područja zvijezde teškim elementima. Tokom procesa termonuklearne fuzije i formiranja teških elemenata, zvijezda se skuplja, a temperatura u njenom centru raste. (Efekat negativnog toplotnog kapaciteta gravitirajuće nedegenerisane materije.) Ako je masa jezgra zvezde dovoljno velika (od 1,2 do 1,5 solarne mase), tada proces termonuklearne fuzije dolazi do svog logičnog završetka formiranjem gvožđa i jezgra nikla. Gvozdeno jezgro počinje da se formira unutar silikonske ljuske. Takvo jezgro raste u roku od jednog dana i kolabira za manje od 1 sekunde, čim dostigne Chandrasekhar granicu. Za jezgro ova granica je od 1,2 do 1,5 solarne mase. Materija pada u zvijezdu, a odbijanje elektrona ne može zaustaviti pad. Centralno jezgro se sve više sabija, a u nekom trenutku zbog pritiska u njemu počinju da se odvijaju reakcije neutronizacije - protoni počinju da apsorbuju elektrone, pretvarajući se u neutrone. To uzrokuje brz gubitak energiju koju nose nastali neutrini (tzv. hlađenje neutrina). Supstanca nastavlja da se ubrzava, pada i sabija sve dok odbijanje između nukleona atomskog jezgra (protona, neutrona) ne počne djelovati. Strogo govoreći, kompresija se dešava čak i iznad ove granice: padajuća materija, po inerciji, premašuje tačku ravnoteže zbog elastičnosti nukleona za 50% („maksimalna kompresija“). Proces kolapsa centralnog jezgra je toliko brz da se oko njega formira talas razrjeđivanja. Zatim, prateći jezgro, školjka također juri ka centru zvijezde. Nakon toga, "komprimirana gumena lopta se vraća", a udarni val izlazi u vanjske slojeve zvijezde brzinom od 30.000 do 50.000 km/s. Spoljašnji dijelovi zvijezde odlijeću u svim smjerovima, a kompaktna neutronska zvijezda ili crna rupa ostaje u središtu eksplodiranog područja. Ovaj fenomen se naziva eksplozija supernove tipa II. Ove eksplozije se razlikuju po snazi ​​i drugim parametrima, jer zvijezde različite mase i različitog hemijskog sastava eksplodiraju. Postoje dokazi da se tokom eksplozije supernove tipa II ne oslobađa mnogo više energije nego tokom eksplozije tipa I, jer proporcionalni dio energije apsorbira školjka, ali to možda nije uvijek slučaj.

Postoji niz nejasnoća u opisanom scenariju. Astronomska zapažanja su pokazala da masivne zvijezde zapravo eksplodiraju, što rezultira stvaranjem maglina koje se šire, ostavljajući iza sebe brzo rotirajuću neutronsku zvijezdu u centru, emitujući pravilne impulse radio valova (pulsar). Ali teorija pokazuje da bi vanjski udarni val trebao podijeliti atome na nukleone (protone, neutrone). Na to se mora potrošiti energija, zbog čega se udarni val mora ugasiti. Ali iz nekog razloga se to ne događa: udarni val za nekoliko sekundi dosegne površinu jezgre, zatim površinu zvijezde i odnese materiju. Razmatra se nekoliko hipoteza za različite mase, ali one ne izgledaju uvjerljivo. Možda, u stanju "maksimalne kompresije" ili tokom interakcije udarnog vala sa materijom koja nastavlja da pada, stupaju na snagu neki fundamentalno novi i nama nepoznati fizički zakoni. Osim toga, kada supernova eksplodira sa formiranjem crne rupe, postavljaju se sljedeća pitanja: zašto materija nakon eksplozije nije u potpunosti apsorbirana u crnu rupu; postoji li vanjski udarni val i zašto nije usporen i postoji li nešto analogno "maksimalnoj kompresiji"?

Supernove tipa Ia

Mehanizam eksplozija supernove tipa Ia (SN Ia) izgleda nešto drugačije. Ovo je takozvana termonuklearna supernova, čiji je mehanizam eksplozije zasnovan na procesu termonuklearne fuzije u gustom ugljenično-kiseoničnom jezgru zvezde. Progenitori SN Ia su bijeli patuljci s masama blizu Chandrasekhar granice. Općenito je prihvaćeno da se takve zvijezde mogu formirati protokom materije iz druge komponente binarnog sistema zvijezda. To se dešava ako druga zvijezda sistema ide dalje od svog Rocheovog režnja ili pripada klasi zvijezda sa super-intenzivnim zvjezdanim vjetrom. Kako se masa bijelog patuljka povećava, njegova gustina i temperatura postepeno rastu. Konačno, kada temperatura dostigne oko 3×10 8 K, nastaju uslovi za termonuklearno paljenje mešavine ugljenika i kiseonika. Front sagorijevanja počinje se širiti od središta prema vanjskim slojevima, ostavljajući za sobom produkte izgaranja - jezgre željezne grupe. Širenje fronta sagorevanja odvija se u režimu spore deflagracije i nestabilno je na razne vrste smetnje. Najviša vrijednost ima Rayleigh-Taylorovu nestabilnost, koja nastaje djelovanjem Arhimedove sile na lagane i manje guste produkte sagorijevanja, u odnosu na gustu ljusku ugljik-kiseonik. Počinju intenzivni konvektivni procesi velikih razmjera koji dovode do još većeg intenziviranja termonuklearnih reakcija i oslobađanja energije potrebne za izbacivanje ljuske supernove (~10 51 erg). Povećava se brzina fronta izgaranja, moguća je turbulizacija plamena i stvaranje udarnog vala u vanjskim slojevima zvijezde.

Druge vrste supernova

Tu su i SN Ib i Ic, čiji su prethodnici masivne zvijezde u binarnim sistemima, za razliku od SN II, čiji su prethodnici pojedinačne zvijezde.

Teorija supernove

Još ne postoji potpuna teorija supernova. Svi predloženi modeli su pojednostavljeni i imaju slobodne parametre koji se moraju podesiti da bi se dobila potrebna slika eksplozije. Trenutno je nemoguće uzeti u obzir u numeričkim modelima sve fizičke procese koji se dešavaju u zvijezdama koji su važni za razvoj baklje. Također ne postoji potpuna teorija evolucije zvijezda.

Imajte na umu da je prethodnik čuvene supernove SN 1987A, klasifikovane kao superdžin tipa II, plavi superdžin, a ne crveni, kao što se pretpostavljalo pre 1987. u modelima SN II. Također je vjerovatno da njegov ostatak ne sadrži kompaktan objekt poput neutronske zvijezde ili crne rupe, kao što se može vidjeti iz posmatranja.

Mjesto supernove u svemiru

Prema brojnim istraživanjima, nakon rođenja Univerzuma, on je bio ispunjen samo lakim materijama - vodonikom i helijumom. Svi ostali hemijski elementi mogu nastati samo tokom sagorevanja zvezda. To znači da se naša planeta (i vi i ja) sastoji od materije koja je nastala u dubinama praistorijskih zvijezda i jednom izbačena u eksplozijama supernove.

Prema proračunima naučnika, svaka supernova tipa II proizvodi oko 0,0001 solarne mase aktivnog izotopa aluminijuma (26Al). Raspadom ovog izotopa nastaje tvrdo zračenje, koje je dugo uočeno, a iz njegovog intenziteta je izračunato da je sadržaj ovog izotopa u Galaksiji manji od tri solarne mase. To znači da bi supernove tipa II trebalo da eksplodiraju u Galaksiji u proseku dva puta u veku, što se ne primećuje. Vjerovatno u posljednjim stoljećima mnoge takve eksplozije nisu primijećene (dogodile su se iza oblaka kosmičke prašine). Stoga se većina supernova uočava u drugim galaksijama. Detaljni pregledi Nebo pomoću automatskih kamera povezanih s teleskopima sada omogućava astronomima da otkriju više od 300 baklji godišnje. U svakom slučaju, krajnje je vrijeme da supernova eksplodira...

Prema jednoj od hipoteza naučnika, kosmički oblak prašine nastao eksplozijom supernove može trajati u svemiru oko dvije ili tri milijarde godina!

Opservacije supernove

Za označavanje supernova, astronomi koriste sljedeći sistem: prvo se pišu slova SN (iz latinskog S uper N ova), zatim godina otvaranja, a zatim sa latiničnim slovima- serijski broj supernove u godini. Na primjer, SN 1997cj označava otkrivenu supernovu 26 * 3 ( c) + 10 (j) = 88. u 1997.

Najpoznatije supernove

• Supernova SN 1604 (Kepler Supernova)
• Supernova G1.9+0.3 (najmlađa u našoj galaksiji)

Istorijske supernove u našoj galaksiji (posmatrano)

vidi takođe

Linkovi

• Pskovsky Yu P. Nove i supernove- knjiga o novim i supernovama.
• Tsvetkov D. Yu. Supernove - moderna recenzija supernove.
• Alexey Levin Svemirske bombe- članak u časopisu "Popularna mehanika"
• Spisak svih uočenih eksplozija supernova - Lista supernova, IAU
• Studenti za istraživanje i razvoj svemira -

Supernova je eksplozija umirućih vrlo velikih zvijezda s ogromnim oslobađanjem energije, trilion puta više od energije Sunca. Supernova može osvijetliti cijelu galaksiju, a svjetlost koju šalje zvijezda će doći do ruba svemira Ako jedna od ovih zvijezda eksplodira na udaljenosti od 10 svjetlosnih godina od Zemlje, Zemlja će potpuno izgorjeti od oslobađanja. energije i zračenja.

Supernova

Supernove ne samo da uništavaju, već i obnavljaju neophodni elementi u svemir: gvožđe, zlato, srebro i dr. Sve što znamo o Univerzumu stvoreno je od ostataka supernove koja je jednom eksplodirala. Supernova je jedan od najljepših i najzanimljivijih objekata u svemiru. Najveće eksplozije u Univerzumu ostavljaju za sobom posebne, najčudnije ostatke u Univerzumu:

Neutronske zvijezde

Neutroni su vrlo opasna i čudna tijela. Kada džinovska zvijezda postane supernova, njeno jezgro se smanjuje na veličinu zemaljske metropole. Pritisak unutar jezgra je toliki da se čak i atomi unutra počinju topiti. Kada su atomi toliko komprimirani da između njih nema prostora, akumulira se kolosalna energija i dolazi do snažne eksplozije. Eksplozija iza sebe ostavlja nevjerovatno gustu neutronsku zvijezdu. Kašičica neutronske zvijezde će biti teška 90 miliona tona.

Pulsar je ostatak eksplozije supernove. Tijelo koje je slično masi i gustoći neutronske zvijezde. Rotirajući velikom brzinom, pulsari oslobađaju rafale radijacije u svemir sa sjevernog i južnog pola. Brzina rotacije može doseći 1000 okretaja u sekundi.

Kada zvijezda 30 puta veća od našeg Sunca eksplodira, stvara se zvijezda koja se zove Magnetar. Magnetari stvaraju moćne magnetna polja oni su čak čudniji od neutronskih zvijezda i pulsara. Magnitarovo magnetno polje je nekoliko hiljada puta veće od Zemljinog.

Crne rupe

Nakon smrti hipernove, zvijezde čak i veće od superzvijezde, najmisterioznije i opasno mesto U Univerzumu postoji crna rupa. Nakon smrti takve zvijezde, crna rupa počinje upijati njene ostatke. Crna rupa ima previše materijala za apsorpciju i izbacuje ostatke zvijezde natrag u svemir, formirajući 2 snopa gama zračenja.

Što se našeg tiče, Sunce, naravno, nema dovoljno mase da postane crna rupa, pulsar, magnetar ili čak neuronska zvijezda. Po kosmičkim standardima, naša zvijezda je vrlo mala za takav završetak svog života. Naučnici kažu da će se naša zvijezda, nakon što se gorivo potroši, povećati nekoliko desetina puta, što će joj omogućiti da apsorbira zemaljske planete: Merkur, Veneru, Zemlju i, moguće, Mars.

Supernove- jedan od najgrandioznijih kosmičkih fenomena. Ukratko, supernova je prava eksplozija zvijezde, kada većina njene mase (a ponekad i sva) odleti brzinom do 10.000 km/s, a ostatak se skupi (kolapsira) u super gustu neutronsku zvijezdu ili crna rupa. Supernove igraju važnu ulogu u evoluciji zvijezda. Oni su završnica života zvijezda s masom većom od 8-10 solarnih, rađajući neutronske zvijezde i crne rupe i obogaćujući međuzvjezdani medij teškim hemijski elementi. Svi elementi teži od gvožđa nastali su kao rezultat interakcije jezgara lakših elemenata i elementarne čestice prilikom eksplozija masivnih zvijezda. Nije li tu odgovor na vječnu žudnju čovječanstva za zvijezdama? Uostalom, u najmanjoj ćeliji žive tvari postoje atomi željeza sintetizirani tijekom smrti neke masivne zvijezde. I u tom smislu ljudi su slični snjegoviću iz Andersenove bajke: osjećao je čudnu ljubav prema vrućoj peći, jer mu je žarač služio kao okvir...

Naučnici su primijetili da u eliptičnim galaksijama (to jest, galaksijama bez spiralne strukture, s vrlo niskom stopom formiranja zvijezda, koje se sastoje uglavnom od crvenih zvijezda male mase), eksplodiraju samo supernove tipa 1. U spiralnim galaksijama, kojima pripada naša Galaksija, mliječni put, javljaju se oba tipa supernova. U ovom slučaju, predstavnici 2. tipa koncentrišu se prema spiralnim krakovima, gdje ih ima aktivni proces formiranje zvijezda i mnoge mlade masivne zvijezde. Ove karakteristike ukazuju na različitu prirodu dva tipa supernova.

Sada je pouzdano utvrđeno da eksplozija bilo koje supernove oslobađa ogromnu količinu energije - oko 10 46 J! Glavnu energiju eksplozije ne nose fotoni, već neutrini - brze čestice s vrlo malo ili čak nultom masom mirovanja. Neutrini izuzetno slabo stupaju u interakciju s materijom i za njih je unutrašnjost zvijezde prilično prozirna.

Potpuna teorija eksplozije supernove sa formiranjem kompaktnog ostatka i izbacivanjem vanjske ljuske još nije stvorena zbog izuzetne složenosti uzimanja u obzir svih fizičkih procesa koji se dešavaju tokom ovog procesa. Međutim, svi dokazi sugeriraju da supernove tipa 2 eruptiraju kao rezultat kolapsa jezgara masivnih zvijezda. U različitim fazama života zvijezde, u jezgri su se odvijale termonuklearne reakcije u kojima se prvo vodik pretvarao u helij, zatim helij u ugljik, i tako dalje do formiranja elemenata "gvozdenog vrha" - željeza, kobalta i nikla. Atomska jezgra ovih elemenata imaju maksimalnu energiju vezivanja po čestici. Jasno je da dodavanje novih čestica u atomsko jezgro, na primjer, željezo će zahtijevati značajan utrošak energije, pa se termonuklearno sagorijevanje "zaustavlja" na elementima željeznog vrha.

Šta uzrokuje da centralni dijelovi zvijezde izgube stabilnost i kolapsiraju čim gvozdeno jezgro postane dovoljno masivno (oko 1,5 solarne mase)? Trenutno su poznata dva glavna faktora koji dovode do gubitka stabilnosti i kolapsa. Prvo, to je "razbijanje" jezgara željeza na 13 alfa čestica (jezgri helijuma) uz apsorpciju fotona - takozvana fotodisocijacija željeza. Drugo, neutronizacija tvari je hvatanje elektrona protonima uz stvaranje neutrona. Oba procesa postaju moguća kada visoke gustine(preko 1 t/cm3), uspostavljene u centru zvijezde na kraju evolucije, a oba efektivno smanjuju “elastičnost” supstance koja se zapravo opire kompresivnom dejstvu gravitacionih sila. Kao rezultat toga, jezgro gubi stabilnost i skuplja se. U ovom slučaju, tokom neutronizacije supstance, veliki broj neutrina, koji odnose glavnu energiju pohranjenu u kolapsirajućem jezgru.

Kako pokazuju kompjuterski proračuni, gustina u blizini jezgra je toliko velika da su čak i neutrini koji slabo stupaju u interakciju s materijom na neko vrijeme "zaključani" vanjskim slojevima zvijezde. Ali gravitacijske sile vuku ljusku prema jezgru i nastaje situacija slična onoj koja nastaje kada se pokuša izliti gušća tekućina, poput vode, na manje gustu tekućinu, recimo kerozin ili ulje. (Dobro je poznato iz iskustva da laka tečnost ima tendenciju da „ispliva” ispod teške – tu se manifestuje tzv. Rayleigh-Taylor nestabilnost.) Ovaj mehanizam izaziva gigantske konvektivne pokrete, a kada se neutrinski moment se na kraju prenosi u vanjsku ljusku, baca se u okolni prostor.

Možda su neutrina konvektivna kretanja koja dovode do narušavanja sferne simetrije eksplozije supernove. Drugim riječima, pojavljuje se pravac duž kojeg se materija pretežno izbacuje, a zatim nastali ostatak prima povratni impuls i počinje se kretati u prostoru po inerciji brzinom do 1000 km/s. Tako velike prostorne brzine uočene su kod mladih neutronskih zvijezda - radio pulsara.

Opisana šematska slika eksplozije supernove tipa 2 omogućava nam da shvatimo glavne karakteristike posmatranja ovog fenomena. I teorijska predviđanja zasnovana na ovom modelu (posebno u vezi sa ukupnom energijom i spektrom neutrina) su se pokazala u potpunosti u skladu sa neutrinskim pulsom snimljenim 23. februara 1987. godine, koji dolazi iz supernove u Velikom Magelanovom oblaku.

Sada nekoliko riječi o supernovima tipa 1. Odsustvo sjaja vodika u njihovim spektrima sugerira da se eksplozija događa u zvijezdama bez vodonične ljuske. Sada se vjeruje da bi to mogla biti eksplozija bijelog patuljka ili rezultat kolapsa zvijezde. Wolf-Rayet tip(zapravo ovo su jezgra masivnih zvijezda, bogata helijumom, ugljikom i kisikom).

Kako bijeli patuljak može eksplodirati? Na kraju krajeva, nuklearne reakcije se ne odvijaju u ovoj vrlo gustoj zvijezdi, a gravitacijskim silama se suprotstavlja pritisak gustog plina koji se sastoji od elektrona i iona (tzv. degenerirani elektronski plin). Razlog je ovdje isti kao i za kolaps jezgara masivnih zvijezda - smanjenje elastičnosti tvari zvijezde s povećanjem njene gustoće. Ovo je opet zbog “pritiska” elektrona u protone kako bi se formirali neutroni, kao i nekih relativističkih efekata.

Zašto se povećava gustina bijelog patuljka? To je nemoguće ako je samac. Ali ako je bijeli patuljak dio dovoljno bliskog binarnog sistema, tada pod utjecajem gravitacijskih sila plin iz susjedne zvijezde može teći do bijelog patuljka (kao u slučaju nove). Istovremeno, njegova masa i gustina će se postepeno povećavati, što će na kraju dovesti do kolapsa i eksplozije.

Drugi moguća varijanta egzotičniji, ali ništa manje stvaran, je sudar dva bijela patuljka. Kako to može biti, pošto je vjerovatnoća sudara dva bijela patuljka u svemiru zanemarljiva, jer je broj zvijezda po jedinici volumena zanemarljiv - najviše nekoliko zvijezda veličine 100 pc3. I tu su (još jednom!) "krive" dvostruke zvijezde, ali se sada sastoje od dva bijela patuljka.

Kako slijedi iz opšta teorija Prema Ajnštajnovoj relativnosti, bilo koje dve mase koje kruže jedna oko druge moraju se pre ili kasnije sudariti zbog stalnog, iako vrlo neznatnog, gubitka energije iz takvog sistema gravitacionim talasima - gravitacionim talasima. Na primjer, Zemlja i Sunce, kada bi potonje živjeli neograničeno, sudarili bi se kao rezultat ovog efekta, iako nakon kolosalnog vremena, mnogo redova veličine veće od starosti Univerzuma. Računa se da bi u slučaju bliskih binarnih sistema sa zvezdanim masama oko Sunčeve (2 10 30 kg), njihovo spajanje trebalo da se desi u roku manje godina Univerzum - otprilike 10 milijardi godina. Procjene pokazuju da se u tipičnoj galaksiji takvi događaji događaju svakih nekoliko stotina godina. Ogromna energija oslobođena tokom ovog katastrofalnog procesa sasvim je dovoljna da objasni fenomen supernove.

Inače, približna jednakost masa bijelih patuljaka čini njihova spajanja "sličnim" jedno drugom, što znači da bi supernove tipa 1 po svojim karakteristikama trebale izgledati isto bez obzira kada i u kojoj galaksiji je došlo do eksplozije. Stoga, prividni sjaj supernova odražava udaljenosti do galaksija u kojima se one promatraju. Ovo svojstvo supernove tipa 1 naučnici trenutno koriste kako bi dobili nezavisnu procjenu najvažnijeg kosmološkog parametra - Hubble konstante, koja služi kao kvantitativna mjera brzine širenja Univerzuma. Govorili smo samo o najsnažnijim zvjezdanim eksplozijama koje se događaju u svemiru i koje se promatraju u optičkom rasponu. Budući da u slučaju supernova glavnu energiju eksplozije nose neutrini, a ne svjetlost, proučavanje neba metodom neutrina astronomije ima zanimljive izglede. To će omogućiti da se u budućnosti "pogleda" u sam "pakao" supernove, skriven ogromnim debljinama materije neprozirne za svjetlost. Još nevjerovatnija otkrića obećava astronomija gravitacijskih valova, koja će nam u bliskoj budućnosti govoriti o grandioznim fenomenima spajanja dvostrukih bijelih patuljaka, neutronskih zvijezda i crnih rupa.

Eksplozije zvijezda, poznatih kao supernove, mogu biti toliko sjajne da zasjaju galaksije koje ih sadrže.

Sviđa mi se Ljubav Haha Vau Tužan Ljut

Dok su posmatrali ostatke supernove koja je eksplodirala prije šest godina, astronomi su bili iznenađeni kada su pronašli novu zvijezdu na mjestu eksplozije, koja je osvjetljavala oblak materijala koji ga okružuje. Nalazi naučnika su predstavljeni u časopisu AstrofizikaJournalPisma .

“Nikada ranije nismo vidjeli da je eksplozija ovog tipa ostala svijetla tako dugo, osim ako nije imala neku interakciju s vodonikom koji je zvijezda izbacila prije kataklizmičkog događaja. Ali u posmatranju ove supernove nema potpisa vodonika“, kaže Dan Milisavljević, vodeći autor studije sa Univerziteta Purdue (SAD).

Za razliku od većine zvjezdanih eksplozija koje nestaju, SN 2012au nastavlja da sija zahvaljujući moćnom, tek rođenom pulsaru. Zasluge: NASA, ESA i J. DePasquale

Eksplozije zvijezda, poznatih kao supernove, mogu biti toliko sjajne da zasjaju galaksije koje ih sadrže. Obično potpuno "nestanu" u roku od nekoliko mjeseci ili godina, ali ponekad se ostaci eksplozije "kolapsiraju" u oblake plina bogate vodonikom i ponovo postanu svijetli. Ali mogu li oni ponovo zasjati bez ikakvog vanjskog uplitanja?

As velike zvezde eksplodiraju, njihova unutrašnjost se "kolapsira" do tačke u kojoj sve čestice postaju neutroni. Ako rezultirajuća neutronska zvijezda ima magnetsko polje i rotira dovoljno brzo, može postati pulsarna maglina vjetra. Najvjerovatnije se upravo to dogodilo sa SN 2012au, smještenom u galaksiji NGC 4790 u smjeru sazviježđa Djevica.

“Kada je pulsarna maglina dovoljno svijetla, ponaša se kao sijalica, osvjetljavajući vanjske emisije iz prethodne eksplozije. Znali smo da supernove proizvode brzo rotirajuće neutronske zvijezde, ali nikada nisu dobili direktne dokaze o ovom jedinstvenom događaju”, dodao je Dan Milisavljević.

Slika Parus pulsara snimljena NASA-inom opservatorijom Chandra. Kredit: NASA

SN 2012au je u početku ispao neobičan i čudan na mnogo načina. Iako eksplozija nije bila dovoljno jaka da se klasifikuje kao "superluminalna" supernova, bila je izuzetno energična i dugotrajna.

“Ako se pulsar stvori u središtu eksplozije, on može istisnuti, pa čak i ubrzati plin, tako da bismo za nekoliko godina mogli vidjeti kako plin bogat kisikom “bježi” s mjesta eksplozije SN 2012au”, objasnio je Dan Milisavljević.

Lupa srce Rakovine magline. U njegovom središtu leži pulsar. Zasluge: NASA/ESA

Superluminalne supernove su tema o kojoj se žestoko raspravlja u astronomiji. Oni su potencijalni izvori gravitacionih talasa, kao i rafala gama zraka i brzih radio talasa. Ali razumijevanje procesa iza ovih događaja suočava se s poteškoćama u opservaciji, a tek sljedeća generacija teleskopa pomoći će astronomima da otkriju misterije ovih baklji.