Supernova - Tod oder Beginn eines neuen Lebens? Geburt und Tod von Supernovae.

Sterne leben nicht ewig. Auch sie werden geboren und sterben. Einige von ihnen, wie die Sonne, existieren mehrere Milliarden Jahre, erreichen ruhig ein hohes Alter und verblassen dann langsam. Andere leben ein viel kürzeres und turbulenteres Leben und sind ebenfalls zu einem katastrophalen Tod verurteilt. Ihre Existenz wird durch eine riesige Explosion unterbrochen, und dann verwandelt sich der Stern in eine Supernova. Das Licht einer Supernova erhellt den Kosmos: Ihre Explosion ist in einer Entfernung von vielen Milliarden Lichtjahren sichtbar. Plötzlich erscheint ein Stern am Himmel, wo anscheinend vorher nichts war. Daher der Name. Die Alten glaubten, dass in solchen Fällen wirklich ein neuer Stern entzündet wird. Heute wissen wir, dass ein Stern tatsächlich nicht geboren wird, sondern stirbt, aber der Name bleibt gleich, Supernova.

SUPERNOVA 1987A

In der Nacht vom 23. auf den 24. Februar 1987 in einer der uns am nächsten stehenden Galaxien. Die nur 163.000 Lichtjahre entfernte Große Magellansche Wolke hat im Sternbild Dorado eine Supernova erlebt. Es wurde sogar mit bloßem Auge sichtbar, erreichte im Monat Mai eine sichtbare Helligkeit von +3 und verlor in den folgenden Monaten allmählich an Helligkeit, bis es ohne Teleskop oder Fernglas wieder unsichtbar wurde.

Gegenwart und Vergangenheit

Supernova 1987A, deren Name andeutet, dass es sich um die erste im Jahr 1987 beobachtete Supernova handelte, war auch die erste, die seit Beginn der Ära der Teleskope mit bloßem Auge sichtbar war. Tatsache ist, dass die letzte Supernova-Explosion in unserer Galaxie bereits 1604 beobachtet wurde, als das Teleskop noch nicht erfunden war.

Noch wichtiger ist, dass Star* 1987A modernen Agronomen die erste Gelegenheit gab, eine Supernova in relativ kurzer Entfernung zu beobachten.

Was war vorher da?

Eine Untersuchung der Supernova 1987A zeigte, dass sie zum Typ II gehört. Das heißt, der Mutterstern oder Vorläuferstern, der in früheren Bildern dieses Himmelsausschnitts gefunden wurde, entpuppte sich als blauer Überriese, dessen Masse fast das 20-fache der Sonnenmasse betrug. Es war also ein sehr heißer Stern, dem sein Kernbrennstoff schnell ausging.

Das einzige, was nach einer gigantischen Explosion übrig bleibt, ist eine sich schnell ausdehnende Gaswolke, in deren Inneren noch niemand einen Neutronenstern sehen konnte, mit dessen Erscheinen theoretisch zu rechnen wäre. Einige Astronomen behaupten, dass dieser Stern immer noch in ausgestoßene Gase gehüllt ist, während andere die Hypothese aufgestellt haben, dass sich anstelle eines Sterns ein Schwarzes Loch bildet.

LEBEN EINES STARS

Sterne werden als Ergebnis der Gravitationskompression einer Wolke aus interstellarer Materie geboren, die, wenn sie erhitzt wird, ihren zentralen Kern auf Temperaturen bringt, die ausreichen, um thermonukleare Reaktionen zu starten. Die weitere Entwicklung eines bereits beleuchteten Sterns hängt von zwei Faktoren ab: der Anfangsmasse und chemische Zusammensetzung, wobei ersteres insbesondere die Verbrennungsgeschwindigkeit bestimmt. Sterne mit größerer Masse sind heißer und heller, aber deshalb brennen sie früher aus. Daher ist die Lebensdauer eines massereichen Sterns kürzer im Vergleich zu einem Stern mit geringer Masse.

Rote Riesen

Ein Stern, der Wasserstoff verbrennt, soll sich in seiner „Hauptphase“ befinden. Der größte Teil des Lebens eines Sterns fällt mit dieser Phase zusammen. Zum Beispiel ist die Sonne seit 5 Milliarden Jahren in der Hauptphase und wird lange darin bleiben, und wenn diese Periode endet, wird unser Stern in eine kurze Phase der Instabilität gehen, danach wird er sich wieder stabilisieren, dies Zeit in Form eines roten Riesen. Der Rote Riese ist unvergleichlich größer und heller als die Sterne in der Hauptphase, aber auch viel kälter. Antares im Sternbild Skorpion oder Beteigeuze im Sternbild Orion sind Paradebeispiele für Rote Riesen. Ihre Farbe ist auch mit bloßem Auge sofort zu erkennen.

Wenn sich die Sonne in einen Roten Riesen verwandelt, werden ihre äußeren Schichten die Planeten Merkur und Venus „verschlucken“ und die Erdumlaufbahn erreichen. In der Phase des Roten Riesen verlieren Sterne einen Großteil ihrer äußeren Atmosphärenschichten, und diese Schichten bilden einen planetarischen Nebel wie M57, den Ringnebel im Sternbild Lyra, oder M27, den Hantelnebel im Sternbild Vulpecula. Beide eignen sich hervorragend für die Beobachtung durch Ihr Teleskop.

Weg ins Finale

Von diesem Moment an hängt das weitere Schicksal des Sterns unweigerlich von seiner Masse ab. Wenn es weniger als 1,4 Sonnenmassen sind, dann wird ein solcher Stern nach dem Ende der nuklearen Verbrennung von seinen äußeren Schichten befreit und schrumpft zu einem Weißen Zwerg, dem letzten Stadium in der Entwicklung eines Sterns mit geringer Masse. Milliarden von Jahren werden vergehen weißer Zwerg abkühlen und unsichtbar werden. Im Gegensatz dazu überlebt ein Stern mit einer großen Masse (mindestens 8-mal so massiv wie die Sonne), wenn ihm der Wasserstoff ausgeht, indem er Gase verbrennt, die schwerer als Wasserstoff sind, wie Helium und Kohlenstoff. Nachdem ein solcher Stern eine Reihe von Kontraktions- und Expansionsphasen durchlaufen hat, erlebt er nach mehreren Millionen Jahren eine katastrophale Supernova-Explosion, bei der eine große Menge seiner eigenen Materie in den Weltraum geschleudert wird, und verwandelt sich in einen Supernova-Überrest. Etwa eine Woche lang überstrahlt die Supernova alle Sterne in ihrer Galaxie und verdunkelt sich dann schnell. Im Zentrum bleibt ein Neutronenstern, ein Objekt kleine Größe, die eine gigantische Dichte hat. Wenn die Masse des Sterns noch größer ist, entstehen infolge einer Supernova-Explosion keine Sterne, sondern schwarze Löcher.

ARTEN VON SUPERNOVA

Durch die Untersuchung des Lichts von Supernovae fanden Astronomen heraus, dass nicht alle gleich sind und sie je nach den in ihren Spektren vorhandenen chemischen Elementen klassifiziert werden können. Wasserstoff spielt dabei eine besondere Rolle: Gibt es Linien im Spektrum einer Supernova, die das Vorhandensein von Wasserstoff bestätigen, dann wird sie als Typ II klassifiziert; wenn keine solchen Linien vorhanden sind, wird sie dem Typ I zugeordnet. Supernovae vom Typ I werden unter Berücksichtigung anderer Elemente des Spektrums in die Unterklassen la, lb und l unterteilt.

Unterschiedliche Art von Explosionen

Die Klassifizierung von Typen und Untertypen spiegelt die Vielfalt der Mechanismen wider, die der Explosion zugrunde liegen, und verschiedene Typen Vorläufersterne. Supernova-Explosionen wie SN 1987A ereignen sich im letzten Evolutionsstadium eines Sterns mit großer Masse (mehr als das Achtfache der Sonnenmasse).

Supernovae vom Typ lb und lc entstehen durch den Kollaps der zentralen Teile massereicher Sterne, die durch starke Sternwinde oder durch die Übertragung von Materie auf einen anderen Stern in einem Doppelsternsystem einen erheblichen Teil ihrer Wasserstoffhülle verloren haben .

Diverse Vorgänger

Alle Supernovae vom Typ lb, lc und II stammen von Sternen der Population I, dh von jungen Sternen, die in den Scheiben von Spiralgalaxien konzentriert sind. Supernovae vom La-Typ wiederum stammen von alten Sternen der Population II und können sowohl in elliptischen Galaxien als auch in den Kernen von Spiralgalaxien beobachtet werden. Diese Art von Supernova stammt von einem Weißen Zwerg, der Teil eines Doppelsternsystems ist und seinem Nachbarn Materie entzieht. Wenn die Masse eines Weißen Zwergs die Stabilitätsgrenze (Chandrasekhar-Grenze genannt) erreicht, beginnt ein schneller Prozess der Verschmelzung von Kohlenstoffkernen, und es kommt zu einer Explosion, wodurch der Stern den größten Teil seiner Masse abgibt.

unterschiedliche Leuchtkraft

Verschiedene Klassen von Supernovae unterscheiden sich nicht nur in ihrem Spektrum, sondern auch in der maximalen Leuchtkraft, die sie bei einer Explosion erreichen, und darin, wie genau diese Leuchtkraft mit der Zeit abnimmt. Typ-I-Supernovae neigen dazu, viel heller zu sein als Typ-II-Supernovae, aber sie verdunkeln sich auch viel schneller. Bei Typ-I-Supernovae dauert die Spitzenhelligkeit einige Stunden bis mehrere Tage, während Typ-II-Supernovae bis zu mehreren Monaten andauern können. Es wurde eine Hypothese aufgestellt, nach der Sterne mit einer sehr großen Masse (mehrere zehnmal größer als die Masse der Sonne) noch heftiger wie "Hypernovae" explodieren und ihr Kern sich in ein Schwarzes Loch verwandelt.

SUPERNOVA IN DER GESCHICHTE

Astronomen glauben, dass in unserer Galaxie im Durchschnitt alle 100 Jahre eine Supernova explodiert. Die Zahl der in den letzten zwei Jahrtausenden historisch dokumentierten Supernovae liegt jedoch unter 10. Ein Grund dafür mag darin liegen, dass Supernovae, insbesondere vom Typ II, in Spiralarmen explodieren, in denen interstellarer Staub viel dichter ist und dementsprechend kann das Strahlen verdunkeln Supernova.

Zum ersten Mal gesehen

Obwohl Wissenschaftler andere Kandidaten in Betracht ziehen, ist es heute allgemein anerkannt, dass die erste Beobachtung einer Supernova-Explosion auf das Jahr 185 n. Chr. datiert. Es wurde von chinesischen Astronomen dokumentiert. In China wurden auch Explosionen galaktischer Supernovae in den Jahren 386 und 393 festgestellt. Dann vergingen mehr als 600 Jahre, und schließlich erschien eine weitere Supernova am Himmel: 1006 leuchtete ein neuer Stern im Sternbild Wolf, diesmal aufgezeichnet, unter anderem von arabischen und europäischen Astronomen. Dieser hellste Stern (dessen scheinbare Helligkeit am Helligkeitsgipfel -7,5 erreichte) blieb mehr als ein Jahr lang am Himmel sichtbar.
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Krebsnebel

Die Supernova von 1054 war ebenfalls außergewöhnlich hell (maximale Magnitude -6), wurde aber wiederum nur von chinesischen Astronomen und vielleicht sogar Indianern bemerkt. Dies ist wahrscheinlich die berühmteste Supernova, da ihr Überbleibsel der Krebsnebel im Sternbild Stier ist, den Charles Messier als Nummer 1 katalogisierte.

Wir verdanken chinesischen Astronomen auch Informationen über das Auftreten einer Supernova im Sternbild Kassiopeia im Jahr 1181. Dort explodierte auch eine weitere Supernova, diesmal im Jahr 1572. Diese Supernova wurde auch von europäischen Astronomen bemerkt, darunter Tycho Brahe, der sowohl ihr Aussehen als auch die weitere Änderung ihrer Helligkeit in seinem Buch On a New Star beschrieb, dessen Name zu dem Begriff führte, der zur Bezeichnung solcher Sterne verwendet wird.

Supernova Tycho

32 Jahre später, im Jahr 1604, erschien eine weitere Supernova am Himmel. Tycho Brahe gab diese Information an seinen Schüler Johannes Kepler weiter, der begann, dem „neuen Stern“ auf die Spur zu kommen und ihr das Buch „Vom neuen Stern im Bein des Ophiuchus“ widmete. Dieser Stern, der auch von Galileo Galilei beobachtet wurde, ist bis heute die letzte der mit bloßem Auge sichtbaren Supernovae, die in unserer Galaxie explodierte.

Es besteht jedoch kein Zweifel, dass eine weitere Supernova in der Milchstraße explodiert ist, wiederum im Sternbild Cassiopeia (dieses rekordbrechende Sternbild hat drei galaktische Supernovae). Obwohl es keinen sichtbaren Beweis für dieses Ereignis gibt, fanden Astronomen einen Überrest des Sterns und berechneten, dass er mit der Explosion von 1667 übereinstimmen muss.

Außerhalb der Milchstraße beobachteten Astronomen zusätzlich zur Supernova 1987A auch eine zweite Supernova, 1885, die in der Andromeda-Galaxie explodierte.

Supernova-Beobachtung

Die Jagd nach Supernovas erfordert Geduld und die richtige Methode.

Ersteres ist notwendig, da niemand garantiert, dass Sie am ersten Abend eine Supernova entdecken können. Der zweite ist unverzichtbar, wenn Sie keine Zeit verlieren und Ihre Chancen auf die Entdeckung einer Supernova wirklich erhöhen möchten. Das Hauptproblem besteht darin, dass es physikalisch unmöglich ist, vorherzusagen, wann und wo eine Supernova-Explosion in einer der fernen Galaxien stattfinden wird. Daher muss ein Supernova-Jäger jede Nacht den Himmel scannen und Dutzende von Galaxien überprüfen, die sorgfältig für diesen Zweck ausgewählt wurden.

Was müssen wir machen

Eine der gebräuchlichsten Techniken besteht darin, das Teleskop auf eine bestimmte Galaxie zu richten und ihr Aussehen mit einem früheren Bild (Zeichnung, Foto, digitales Bild) zu vergleichen Ideal bei ungefähr der gleichen Vergrößerung wie das zur Beobachtung verwendete Teleskop. Wenn dort eine Supernova aufgetreten ist, fällt sie sofort ins Auge. Viele Amateurastronomen verfügen heute über eine Ausrüstung, die einer professionellen Sternwarte würdig ist, wie computergesteuerte Teleskope und CCD-Kameras, mit denen sofort digitale Himmelsaufnahmen gemacht werden können. Aber auch heute jagen viele Beobachter nach Supernovae, indem sie einfach ihr Teleskop auf die eine oder andere Galaxie richten und durch das Okular schauen, in der Hoffnung zu sehen, ob woanders ein anderer Stern erscheint.

Supernova

Supernovae- Sterne, die ihre Entwicklung in einem katastrophalen explosiven Prozess beenden.

Der Begriff "Supernovae" wurde verwendet, um Sterne zu beschreiben, die viel (um Größenordnungen) stärker aufflammten als die sogenannten "neuen Sterne". Tatsächlich ist weder das eine noch das andere physisch neu, bereits existierende Sterne leuchten immer wieder auf. Aber in mehreren historischen Fällen flammten jene Sterne auf, die zuvor am Himmel fast oder vollständig unsichtbar waren, was den Effekt des Erscheinens eines neuen Sterns erzeugte. Die Art der Supernova wird durch das Vorhandensein von Wasserstofflinien im Flare-Spektrum bestimmt. Wenn ja, dann eine Supernova vom Typ II, wenn nicht, dann eine Supernova vom Typ I.

Physik von Supernovae

Typ-II-Supernovae

Nach modernen Vorstellungen führt die thermonukleare Fusion schließlich zur Anreicherung der Zusammensetzung der inneren Regionen des Sterns mit schweren Elementen. Bei der thermonuklearen Fusion und der Bildung schwerer Elemente zieht sich der Stern zusammen und die Temperatur in seinem Zentrum steigt. (Der Effekt der negativen Wärmekapazität der Gravitation nicht entarteter Materie.) Wenn die Masse des Sternkerns groß genug ist (von 1,2 bis 1,5 Sonnenmassen), dann kommt der Prozess der thermonuklearen Fusion mit der Bildung von zu seinem logischen Abschluss Eisen- und Nickelkerne. Innerhalb der Siliziumhülle beginnt sich ein Eisenkern zu bilden. Ein solcher Kern wächst an einem Tag und kollabiert in weniger als 1 Sekunde, sobald er die Chandrasekhar-Grenze erreicht. Für den Kern liegt diese Grenze zwischen 1,2 und 1,5 Sonnenmassen. Materie fällt in den Stern, und die Abstoßung von Elektronen kann den Fall nicht aufhalten. Der zentrale Kern zieht sich immer mehr zusammen, und irgendwann beginnen aufgrund des Drucks Neutronisierungsreaktionen darin stattzufinden - Protonen beginnen, Elektronen zu absorbieren und werden zu Neutronen. Es verursacht schneller Verlust Energie, die von den entstehenden Neutrinos abgeführt wird (die sogenannte Neutrinokühlung). Die Substanz beschleunigt, fällt und schrumpft weiter, bis die Abstoßung zwischen den Nukleonen des Atomkerns (Protonen, Neutronen) zu wirken beginnt. Streng genommen tritt die Stauchung noch über dieser Grenze auf: Die durch Trägheit fallende Materie überschreitet den Gleichgewichtspunkt aufgrund der Elastizität der Nukleonen um 50 % ("maximales Zusammendrücken"). Der Kollapsprozess des zentralen Kerns ist so schnell, dass sich um ihn herum eine Verdünnungswelle bildet. Dann eilt auch die Schale dem Kern folgend in die Mitte des Sterns. Danach prallt der „gepresste Gummiball“ zurück und die Schockwelle dringt mit einer Geschwindigkeit von 30.000 bis 50.000 km/s in die äußeren Schichten des Sterns ein. Die äußeren Teile des Sterns streuen in alle Richtungen, und im Zentrum der explodierten Region verbleibt ein kompakter Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Dieses Phänomen wird als Supernova-Explosion vom Typ II bezeichnet. Diese Explosionen unterscheiden sich in Kraft und anderen Parametern, weil. Explodierende Sterne unterschiedlicher Masse und unterschiedlicher chemischer Zusammensetzung. Es gibt Hinweise darauf, dass bei einer Supernova-Explosion vom Typ II viel mehr Energie freigesetzt wird als bei einer Explosion vom Typ I, weil. Ein proportionaler Teil der Energie wird von der Hülle absorbiert, aber dies muss nicht immer der Fall sein.

Das beschriebene Szenario weist einige Unklarheiten auf. Im Zuge astronomischer Beobachtungen wurde festgestellt, dass massereiche Sterne wirklich explodieren, was zur Bildung von expandierenden Nebeln führt, und im Zentrum befindet sich ein schnell rotierender Neutronenstern, der regelmäßige Radiowellenimpulse (einen Pulsar) aussendet. Aber die Theorie zeigt, dass die ausgehende Stoßwelle die Atome in Nukleonen (Protonen, Neutronen) spalten sollte. Dafür muss Energie aufgewendet werden, wodurch die Stoßwelle ausgehen muss. Aber aus irgendeinem Grund passiert das nicht: In wenigen Sekunden erreicht die Stoßwelle die Oberfläche des Kerns, dann - die Oberfläche des Sterns und bläst die Materie weg. Mehrere Hypothesen für verschiedene Massen werden in Betracht gezogen, aber sie scheinen nicht überzeugend. Es ist möglich, dass im Zustand der "maximalen Quetschung" oder im Zuge der Wechselwirkung der Stoßwelle mit dem weiter fallenden Stoff einiges grundlegend Neues und uns Unbekanntes in Kraft tritt. physikalische Gesetze. Darüber hinaus stellen sich bei der Explosion einer Supernova mit Entstehung eines Schwarzen Lochs folgende Fragen: Warum wird die Materie nach der Explosion nicht vollständig vom Schwarzen Loch absorbiert; Gibt es eine ausgehende Stoßwelle und warum wird sie nicht gebremst und gibt es so etwas wie "maximales Quetschen"?

Supernovae vom Typ Ia

Der Mechanismus von Ausbrüchen von Supernovae vom Typ Ia (SN Ia) sieht etwas anders aus. Dabei handelt es sich um die sogenannte thermonukleare Supernova, deren Explosionsmechanismus auf dem Prozess der thermonuklearen Fusion im dichten Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern eines Sterns beruht. Die Vorläufer von SN Ia sind Weiße Zwerge mit Massen nahe der Chandrasekhar-Grenze. Es ist allgemein anerkannt, dass solche Sterne entstehen können, wenn Materie aus der zweiten Komponente eines Doppelsternsystems fließt. Dies geschieht, wenn der zweite Stern des Systems über seinen Roche-Lappen hinausgeht oder zur Klasse der Sterne mit superintensivem Sternwind gehört. Wenn die Masse eines Weißen Zwergs zunimmt, nehmen seine Dichte und Temperatur allmählich zu. Wenn schließlich die Temperatur etwa 3 × 10 8 K erreicht, stellen sich Bedingungen für eine thermonukleare Zündung des Kohlenstoff-Sauerstoff-Gemisches ein. Von der Mitte zu den äußeren Schichten beginnt sich die Verbrennungsfront auszubreiten und hinterlässt Verbrennungsprodukte - die Kerne der Eisengruppe. Die Ausbreitung der Verbrennungsfront erfolgt in einem langsamen Verpuffungsregime und ist dazu instabil verschiedene Arten Störungen. Höchster Wert hat eine Rayleigh-Taylor-Instabilität, die aufgrund der Wirkung der archimedischen Kraft auf leichtere und weniger dichte Verbrennungsprodukte im Vergleich zu einer dichten Kohlenstoff-Sauerstoff-Hülle entsteht. Intensive großräumige Konvektionsprozesse setzen ein, die zu einer noch stärkeren Intensivierung thermonuklearer Reaktionen und zur Freisetzung von Supernovaenergie (~ 10 51 erg) führen, die für den Auswurf der Hülle notwendig ist. Die Geschwindigkeit der Verbrennungsfront nimmt zu, Turbulenzen der Flamme und die Bildung einer Schockwelle in den äußeren Schichten des Sterns sind möglich.

Andere Arten von Supernovae

Es gibt auch SN Ib und Ic, deren Vorläufer massereiche Sterne in Doppelsternsystemen sind, im Gegensatz zu SN II, dessen Vorläufer Einzelsterne sind.

Supernova-Theorie

Es gibt noch keine vollständige Theorie der Supernovae. Alle vorgeschlagenen Modelle sind vereinfacht und haben freie Parameter, die angepasst werden müssen, um das erforderliche Explosionsmuster zu erhalten. Derzeit ist es unmöglich, alle physikalischen Prozesse, die in Sternen ablaufen und für die Entstehung eines Flares wichtig sind, in numerischen Modellen zu berücksichtigen. Es gibt auch keine vollständige Theorie der Sternentwicklung.

Beachten Sie, dass der Vorläufer der bekannten Typ-2-Supernova SN 1987A ein blauer Überriese ist und kein roter Überriese, wie man vor 1987 bei SN-II-Modellen annahm. Es ist auch wahrscheinlich, dass es in seinem Überrest kein kompaktes Objekt wie einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch gibt, wie aus Beobachtungen hervorgeht.

Der Ort der Supernovae im Universum

Zahlreichen Studien zufolge war es nach der Geburt des Universums nur mit leichten Substanzen gefüllt - Wasserstoff und Helium. Alle anderen chemischen Elemente konnten nur beim Verbrennen von Sternen gebildet werden. Das bedeutet, dass unser Planet (und Sie und ich) aus Materie besteht, die in den Tiefen prähistorischer Sterne entstanden ist und irgendwann bei Supernova-Explosionen herausgeschleudert wird.

Wissenschaftlern zufolge produziert jede Typ-II-Supernova ein aktives Isotop von Aluminium (26Al) mit etwa 0,0001 Sonnenmassen. Der Zerfall dieses Isotops erzeugt harte Strahlung, die seit langem beobachtet wird, und aus ihrer Intensität wird berechnet, dass die Häufigkeit dieses Isotops in der Galaxie weniger als drei Sonnenmassen beträgt. Das bedeutet, dass Supernovae vom Typ II in der Galaxie im Durchschnitt zweimal pro Jahrhundert explodieren sollten, was nicht beobachtet wird. Wahrscheinlich wurden in den letzten Jahrhunderten viele solcher Explosionen nicht bemerkt (sie traten hinter Wolken aus kosmischem Staub auf). Daher werden die meisten Supernovae in anderen Galaxien beobachtet. Tiefe Bewertungen Der Himmel auf automatischen Kameras, die mit Teleskopen verbunden sind, ermöglicht es Astronomen jetzt, mehr als 300 Eruptionen pro Jahr zu entdecken. Auf jeden Fall ist es höchste Zeit, dass eine Supernova explodiert...

Einer der Hypothesen der Wissenschaftler zufolge kann eine kosmische Staubwolke, die infolge einer Supernova-Explosion entstanden ist, etwa zwei oder drei Milliarden Jahre im Weltraum verbleiben!

Supernova-Beobachtungen

Um Supernovae zu bezeichnen, verwenden Astronomen das folgende System: Zuerst werden die Buchstaben SN geschrieben (aus dem Lateinischen S oben n Eizellen), dann das Jahr der Eröffnung und dann mit lateinischen Buchstaben ist die Seriennummer der Supernova im Jahr. Zum Beispiel, SN 1997cj bezeichnet eine entdeckte Supernova 26 * 3 ( C) + 10 (J) = 88. in Folge im Jahr 1997.

Die berühmtesten Supernovae

• Supernova SN 1604 (Keplers Supernova)
• Supernova G1.9+0.3 (Die jüngste in unserer Galaxie)

Historische Supernovae in unserer Galaxis (beobachtet)

siehe auch

Verknüpfungen

• Pskowskij Yu. P. Neu und Supernovae- ein Buch über neue Sterne und Supernovae.
• Tsvetkov D. Yu. Supernova-Sterne - moderne Rezension Supernovae.
• Alexey Levin Weltraumbomben- Artikel in der Zeitschrift "Popular Mechanics"
• Liste aller beobachteten Supernovae - Liste der Supernovae, IAU
• Studenten für die Erforschung und Entwicklung des Weltraums -

Eine Supernova ist eine Explosion sterbender sehr großer Sterne mit einer enormen Freisetzung von Energie, das Billionenfache der Energie der Sonne. Eine Supernova kann die gesamte Galaxie erleuchten, und das vom Stern gesendete Licht erreicht die Ränder des Universums.Wenn einer dieser Sterne in einer Entfernung von 10 Lichtjahren von der Erde explodiert, brennt die Erde vollständig aus Energie und Strahlung Emissionen.

Supernova

Supernovae zerstören nicht nur, sie ergänzen auch notwendige Elemente in den Weltraum: Eisen, Gold, Silber und andere. Alles, was wir über das Universum wissen, entstand aus den Überresten einer Supernova, die einst explodierte. Eine Supernova ist eines der schönsten und interessantesten Objekte im Universum. Die größten Explosionen im Universum hinterlassen besondere, seltsamste Überreste im Universum:

Neutronensterne

Neutron sehr gefährliche und seltsame Körper. Wenn ein Riesenstern zur Supernova wird, schrumpft sein Kern auf die Größe einer Erdmetropole. Der Druck im Inneren des Kerns ist so groß, dass sogar die Atome darin zu schmelzen beginnen. Wenn die Atome so komprimiert werden, dass zwischen ihnen kein Platz mehr ist, sammelt sich enorme Energie und es kommt zu einer gewaltigen Explosion. Nach der Explosion bleibt ein unglaublich dichter Neutronenstern zurück. Ein Teelöffel eines Neutronensterns wiegt 90 Millionen Tonnen.

Ein Pulsar ist der Überrest einer Supernova-Explosion. Ein Körper, der der Masse und Dichte eines Neutronensterns ähnelt. Pulsare rotieren mit enormer Geschwindigkeit und setzen Strahlungsstöße vom Nord- und Südpol ins All frei. Die Rotationsgeschwindigkeit kann 1000 Umdrehungen pro Sekunde erreichen.

Wenn ein Stern explodiert, der 30 Mal so groß ist wie unsere Sonne, entsteht ein Stern namens Magnetar. Magnetare erschaffen mächtig Magnetfelder sie sind sogar noch seltsamer als Neutronensterne und Pulsare. Das Magnetfeld von Magnitar übertrifft das der Erde um mehrere tausend Mal.

Schwarze Löcher

Nach dem Tod von Hypernovae, Sterne noch größer als ein Superstar, die mysteriösesten und gefährlicher Ort das universum ist ein schwarzes loch. Nach dem Tod eines solchen Sterns beginnt das Schwarze Loch, seine Überreste zu absorbieren. Das Schwarze Loch hat zu viel Material, um es zu absorbieren, und es wirft die Überreste des Sterns zurück in den Weltraum, wodurch zwei Strahlen Gammastrahlung entstehen.

Was unsere betrifft, so hat die Sonne sicherlich nicht genug Masse, um ein Schwarzes Loch, ein Pulsar, ein Magnetar oder sogar ein Neuralstern zu werden. Nach kosmischen Maßstäben ist unser Stern für ein solches Finale ihres Lebens sehr klein. Wissenschaftler sagen, dass unser Stern nach der Erschöpfung des Brennstoffs um das Zehnfache an Größe zunehmen wird, wodurch er die Planeten der Erdgruppe aufnehmen kann: Merkur, Venus, Erde und möglicherweise Mars.

Supernovae- eines der grandiosesten kosmischen Phänomene. Kurz gesagt, eine Supernova ist eine echte Explosion eines Sterns, wenn der größte Teil seiner Masse (und manchmal alle) mit einer Geschwindigkeit von bis zu 10.000 km / s auseinander fliegt und der Rest zu einem superdichten Neutronenstern komprimiert (kollabiert) oder wird hinein schwarzes Loch. Supernovae spielen eine wichtige Rolle in der Entwicklung von Sternen. Sie sind das letzte Leben von Sternen mit einer Masse von mehr als 8-10 Sonnenmassen, die Neutronensterne und Schwarze Löcher hervorbringen und das interstellare Medium mit Schwerlast bereichern chemische Elemente. Alle Elemente, die schwerer als Eisen sind, wurden durch die Wechselwirkung der Kerne leichterer Elemente und gebildet Elementarteilchen in den Explosionen massereicher Sterne. Ist hier nicht der Schlüssel zur ewigen Anziehungskraft der Menschheit zu den Sternen? Tatsächlich gibt es in der kleinsten Zelle lebender Materie Eisenatome, die während des Todes eines massereichen Sterns synthetisiert werden. Und in diesem Sinne ähneln die Menschen einem Schneemann aus Andersens Märchen: Er hatte eine seltsame Vorliebe für einen heißen Ofen, weil ihm ein Schürhaken als Rahmen diente ...

Wissenschaftler haben festgestellt, dass in elliptischen Galaxien (also Galaxien ohne Spiralstruktur, mit einer sehr niedrigen Sternentstehungsrate, die hauptsächlich aus massearmen roten Sternen bestehen) nur Typ-1-Supernovae aufflammen. In Spiralgalaxien, zu denen unsere Galaxie gehört - die Milchstrasse, treten beide Arten von Supernovae auf. Gleichzeitig konzentrieren sich Vertreter des 2. Typs auf die Spiralarme, wo aktiver Prozess Sternentstehung und viele junge massereiche Sterne. Diese Merkmale deuten auf die unterschiedliche Natur der beiden Arten von Supernovae hin.

Jetzt ist zuverlässig festgestellt, dass die Explosion einer Supernova eine riesige Menge an Energie freisetzt - etwa 10 46 J! Die Hauptenergie der Explosion wird nicht von Photonen weggetragen, sondern von Neutrinos - schnellen Teilchen mit einer sehr kleinen oder sogar null Ruhemasse. Neutrinos wechselwirken extrem schwach mit Materie, und für sie ist das Innere eines Sterns völlig durchsichtig.

Eine vollständige Theorie einer Supernova-Explosion mit Bildung eines kompakten Überrests und Auswurf der Außenhülle ist aufgrund der extremen Komplexität der Berücksichtigung aller dabei ablaufenden physikalischen Prozesse noch nicht erstellt worden. Alle Beweise deuten jedoch darauf hin, dass Supernovae vom Typ 2 als Folge des Zusammenbruchs der Kerne massereicher Sterne aufflammen. In verschiedenen Stadien des Lebens eines Sterns fanden im Kern thermonukleare Reaktionen statt, bei denen zuerst Wasserstoff zu Helium wurde, dann Helium zu Kohlenstoff und so weiter bis zur Bildung der "Eisenspitzen" -Elemente - Eisen, Kobalt und Nickel . Die Atomkerne dieser Elemente haben die maximale Bindungsenergie pro Teilchen. Es ist klar, dass die Zugabe von neuen Partikeln zu Atomkern Beispielsweise erfordert Eisen erhebliche Energiekosten, und daher „stoppt“ die thermonukleare Verbrennung an den Elementen der Eisenspitze.

Was führt dazu, dass die zentralen Teile des Sterns an Stabilität verlieren und zusammenbrechen, sobald der Eisenkern massiv genug wird (etwa 1,5 Sonnenmassen)? Derzeit sind zwei Hauptfaktoren bekannt, die zu Stabilitätsverlust und Kollaps führen. Das ist zum einen der „Zerfall“ von Eisenkernen in 13 Alpha-Teilchen (Heliumkerne) unter Aufnahme von Photonen – die sogenannte Photodissoziation von Eisen. Zweitens ist die Neutronisierung von Materie das Einfangen von Elektronen durch Protonen unter Bildung von Neutronen. Beide Prozesse sind möglich, wenn hohe Dichten(über 1 t/cm 3 ), die sich am Ende der Evolution im Zentrum des Sterns etablieren, und beide reduzieren effektiv die "Elastizität" der Substanz, die eigentlich der Druckwirkung der Gravitationskräfte widersteht. Dadurch verliert der Kern seine Stabilität und schrumpft. In diesem Fall wird während der Neutronisierung des Stoffes große Menge Neutrinos tragen die im kollabierenden Kern gespeicherte Hauptenergie weg.

Wie Computerberechnungen zeigen, ist die Dichte nahe des Kerns so hoch, dass selbst Neutrinos, die schwach mit Materie wechselwirken, für einige Zeit von den äußeren Schichten des Sterns "eingesperrt" werden. Aber Gravitationskräfte ziehen die Schale zum Kern hin, und es entsteht eine ähnliche Situation wie beim Versuch, eine dichtere Flüssigkeit, wie Wasser, über eine weniger dichte Flüssigkeit, wie Kerosin oder Öl, zu gießen. (Aus Erfahrung ist bekannt, dass eine leichte Flüssigkeit dazu neigt, unter einer schweren "herauszuschwimmen" - hier manifestiert sich die sogenannte Rayleigh-Taylor-Instabilität.) Dieser Mechanismus verursacht riesige Konvektionsbewegungen, und wenn der Neutrino-Impuls schließlich übertragen wird zur Außenhülle wird es in den umgebenden Raum abgeladen.

Vielleicht sind es Konvektionsbewegungen von Neutrinos, die zur Verletzung der sphärischen Symmetrie der Supernova-Explosion führen. Mit anderen Worten, es erscheint eine Richtung, in der die Substanz überwiegend ausgestoßen wird, und dann erhält der resultierende Rückstand einen Rückstoßimpuls und beginnt sich durch Trägheit mit einer Geschwindigkeit von bis zu 1000 km/s im Weltraum zu bewegen. Solche hohen Raumgeschwindigkeiten wurden bei jungen Neutronensternen - Radiopulsaren - festgestellt.

Das beschriebene schematische Bild einer Supernova-Explosion vom Typ 2 ermöglicht es, die wichtigsten Beobachtungsmerkmale dieses Phänomens zu verstehen. Und die auf diesem Modell basierenden theoretischen Vorhersagen (insbesondere bezüglich der Gesamtenergie und des Spektrums eines Neutrino-Ausbruchs) erwiesen sich als vollständig übereinstimmend mit dem am 23. Februar 1987 registrierten Neutrino-Impuls, der von einer Supernova in der Großen Magellanschen Wolke stammte.

Nun ein paar Worte zu Supernovae vom Typ 1. Das Fehlen einer Wasserstoffemission in ihren Spektren weist darauf hin, dass die Explosion in Sternen ohne Wasserstoffhülle auftritt. Wie jetzt angenommen wird, könnte dies die Explosion eines Weißen Zwergs oder das Ergebnis des Kollapses eines Sterns sein. Wolf-Rayet-Typ(Tatsächlich sind dies die Kerne massereicher Sterne, die reich an Helium, Kohlenstoff und Sauerstoff sind).

Wie kann ein Weißer Zwerg explodieren? Tatsächlich finden in diesem sehr dichten Stern keine Kernreaktionen statt, und den Schwerkraftkräften wirkt der Druck eines dichten Gases entgegen, das aus Elektronen und Ionen besteht (dem sogenannten entarteten Elektronengas). Der Grund hier ist der gleiche wie beim Zusammenbruch der Kerne massereicher Sterne - eine Abnahme der Elastizität der Materie des Sterns mit zunehmender Dichte. Dies ist wiederum auf das „Einpressen“ von Elektronen in Protonen zur Bildung von Neutronen sowie auf einige relativistische Effekte zurückzuführen.

Warum nimmt die Dichte eines Weißen Zwergs zu? Dies ist nicht möglich, wenn es sich um einen Single handelt. Aber wenn ein Weißer Zwerg Teil eines ausreichend engen Doppelsternsystems ist, dann kann unter dem Einfluss von Gravitationskräften Gas von einem benachbarten Stern auf einen Weißen Zwerg strömen (wie im Fall eines neuen Sterns). Gleichzeitig nehmen seine Masse und Dichte allmählich zu, was schließlich zu einem Zusammenbruch und einer Explosion führen wird.

Andere mögliche Variante Exotischer, aber nicht weniger real, ist die Kollision zweier Weißer Zwerge. Wie kann das sein, denn die Wahrscheinlichkeit, dass zwei Weiße Zwerge im Weltraum kollidieren, ist vernachlässigbar, da die Anzahl der Sterne pro Volumeneinheit vernachlässigbar ist – höchstens ein paar Sterne in 100 pc3. Und hier sind (zum x-ten Mal!) Doppelsterne „schuld“, die jetzt aber aus zwei Weißen Zwergen bestehen.

Wie folgt aus Allgemeine Theorie Einsteins Relativitätstheorie, müssen zwei beliebige Massen, die sich umkreisen, früher oder später kollidieren aufgrund der ständigen, wenn auch sehr unbedeutenden, Mitnahme von Energie aus einem solchen System durch Gravitationswellen - Gravitationswellen. Zum Beispiel wären die Erde und die Sonne, wenn letztere unendlich lange gelebt hätte, infolge dieses Effekts kollidiert, allerdings nach einer kolossalen Zeit, die viele Größenordnungen länger ist als das Alter des Universums. Es wurde berechnet, dass bei nahen Doppelsternsystemen mit Sternmassen nahe der Sonnenmasse (2 10 30 kg) ihre Verschmelzung in der Zeit erfolgen muss weniger als das Alter Universum - in etwa 10 Milliarden Jahren. Schätzungen zufolge treten solche Ereignisse in einer typischen Galaxie einmal alle hundert Jahre auf. Die gigantische Energie, die bei diesem katastrophalen Prozess freigesetzt wird, reicht völlig aus, um das Supernova-Phänomen zu erklären.

Übrigens macht die ungefähre Gleichheit der Massen von Weißen Zwergen ihre Verschmelzungen „ähnlich“, was bedeutet, dass Typ-1-Supernovae in ihren Eigenschaften gleich aussehen sollten, unabhängig davon, wann und in welcher Galaxie der Ausbruch stattfand. Daher spiegelt die scheinbare Helligkeit von Supernovae die Entfernungen zu den Galaxien wider, in denen sie beobachtet werden. Diese Eigenschaft von Typ-1-Supernovae wird derzeit von Wissenschaftlern genutzt, um eine unabhängige Schätzung des wichtigsten kosmologischen Parameters zu erhalten – der Hubble-Konstante, die als quantitatives Maß für die Expansionsrate des Universums dient. Wir haben nur über die stärksten Explosionen von Sternen gesprochen, die im Universum auftreten und im optischen Bereich beobachtet werden. Da bei Supernovae die Hauptenergie der Explosion von Neutrinos und nicht von Licht weggetragen wird, hat die Erforschung des Himmels mit den Methoden der Neutrinoastronomie sehr interessante Perspektiven. Es wird es in Zukunft ermöglichen, in das eigentliche „Inferno“ einer Supernova zu „blicken“, das von riesigen Dicken lichtundurchlässiger Materie verdeckt wird. Die Gravitationswellenastronomie verspricht noch mehr erstaunliche Entdeckungen, die uns in naher Zukunft von den grandiosen Phänomenen der Verschmelzung von doppelten Weißen Zwergen, Neutronensternen und Schwarzen Löchern erzählen werden.

Explosionen von Sternen, bekannt als Supernovae, können so hell sein, dass sie die Galaxien, die sie enthalten, überstrahlen.

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Beim Beobachten der Überreste einer Supernova, die vor sechs Jahren ausbrach, haben Astronomen zu ihrer Überraschung einen neuen Stern am Ort der Explosion identifiziert, der die Materiewolke um ihn herum beleuchtet. Die Ergebnisse der Wissenschaftler werden in der Zeitschrift vorgestellt AstrophysikTagebuchBriefe .

„Wir haben noch nie gesehen, dass eine Explosion dieser Art so lange hell blieb, wenn sie vor dem katastrophalen Ereignis keine Wechselwirkung mit dem vom Stern ausgestoßenen Wasserstoff hatte. Aber es gibt keine Signatur von Wasserstoff in den Beobachtungen dieser Supernova“, sagt Dan Milisavlevich, Hauptautor der Studie von der Purdue University (USA).

Im Gegensatz zu den meisten Sternexplosionen, die verschwinden, leuchtet SN 2012au dank eines starken neugeborenen Pulsars weiter. Bildnachweis: NASA, ESA und J. DePasquale

Explosionen von Sternen, bekannt als Supernovae, können so hell sein, dass sie die Galaxien, die sie enthalten, überstrahlen. Normalerweise „verschwinden“ sie in einigen Monaten oder Jahren vollständig, aber manchmal „kollabieren“ die Überreste der Explosion zu wasserstoffreichen Gaswolken und werden wieder hell. Aber können sie ohne Eingriffe von außen wieder strahlen?

Als große Sterne explodieren, ihr Inneres „rollt“ sich so weit auf, dass alle Teilchen zu Neutronen werden. Wenn der resultierende Neutronenstern ein Magnetfeld hat und sich schnell genug dreht, kann er sich in einen Pulsarwindnebel verwandeln. Dies ist höchstwahrscheinlich mit SN 2012au passiert, das sich in der Galaxie NGC 4790 in Richtung des Sternbildes Jungfrau befindet.

„Wenn der Pulsarnebel hell genug ist, wirkt er wie eine Glühbirne und beleuchtet die äußeren Auswurfmassen der vorherigen Explosion. Wir wussten, dass Supernovae schnell rotierend produziert werden Neutronensterne, aber nie direkte Beweise für dieses einzigartige Ereignis erhalten“, fügte Dan Milisavlevich hinzu.

Ein Bild des Pulsars in Sails, aufgenommen vom Chandra-Observatorium der NASA. Bildnachweis: NASA

SN 2012au entpuppte sich zunächst in vielerlei Hinsicht als ungewöhnlich und kurios. Obwohl die Explosion nicht hell genug war, um als „superluminale“ Supernova klassifiziert zu werden, war sie extrem energiereich und langlebig.

„Wenn im Zentrum der Explosion ein Pulsar entsteht, dann kann er das Gas herausdrücken und sogar beschleunigen, sodass wir in ein paar Jahren sehen können, wie sauerstoffreiches Gas von der SN 2012au-Explosion „wegläuft“, “, erklärte Dan Milisavlevich.

Das schlagende Herz des Krebsnebels. In seinem Zentrum liegt ein Pulsar. Bildnachweis: NASA/ESA

Superluminale Supernovae sind ein heißes Thema in der Astronomie. Sie sind potenzielle Quellen von Gravitationswellen sowie von Gammastrahlenausbrüchen und schnellen Funkausbrüchen. Das Verständnis der Prozesse hinter diesen Ereignissen steht jedoch der Komplexität von Beobachtungen gegenüber, und nur die nächste Generation von Teleskopen wird den Astronomen helfen, die Geheimnisse dieser Eruptionen zu lüften.