Apakah kematian supernova atau awal dari kehidupan baru? Kelahiran dan kematian supernova.

Bintang tidak hidup selamanya. Mereka juga lahir dan mati. Beberapa di antaranya, seperti Matahari, telah ada selama beberapa miliar tahun, dengan tenang mencapai usia tua, dan kemudian perlahan menghilang. Yang lainnya menjalani kehidupan yang jauh lebih pendek dan lebih bergejolak dan juga ditakdirkan untuk mengalami kematian yang sangat parah. Keberadaan mereka terganggu oleh ledakan raksasa, dan kemudian bintang tersebut berubah menjadi supernova. Cahaya supernova menerangi ruang angkasa: ledakannya terlihat pada jarak miliaran tahun cahaya. Tiba-tiba sebuah bintang muncul di langit yang sebelumnya tampak tidak ada apa-apa. Maka nama. Orang dahulu percaya bahwa dalam kasus seperti itu, bintang baru akan menyala. Saat ini kita tahu bahwa sebenarnya bintang tidak lahir, melainkan mati, namun namanya tetap sama, supernova.

SUPERNOVA 1987A

Pada malam tanggal 23-24 Februari 1987, di salah satu galaksi terdekat dengan kita. Di Awan Magellan Besar, hanya berjarak 163.000 tahun cahaya, sebuah supernova muncul di konstelasi Doradus. Ia menjadi terlihat bahkan dengan mata telanjang, pada bulan Mei mencapai magnitudo tampak +3, dan pada bulan-bulan berikutnya secara bertahap kehilangan kecerahannya hingga menjadi tidak terlihat lagi tanpa teleskop atau teropong.

Sekarang dan masa lalu

Supernova 1987A, seperti namanya, merupakan supernova pertama yang diamati pada tahun 1987 dan pertama terlihat dengan mata telanjang sejak awal era teleskop. Faktanya adalah ledakan supernova terakhir di Galaksi kita diamati pada tahun 1604, ketika teleskop belum ditemukan.

Namun yang lebih penting, bintang* 1987A memberikan kesempatan pertama bagi ahli agronomi modern untuk mengamati supernova pada jarak yang relatif dekat.

Apa yang ada di sana sebelumnya?

Sebuah studi tentang supernova 1987A menunjukkan bahwa itu adalah supernova Tipe II. Artinya, bintang nenek moyang atau bintang pendahulunya, yang ditemukan pada foto-foto awal bagian langit ini, ternyata adalah bintang super raksasa berwarna biru, yang massanya hampir 20 kali massa Matahari. Jadi, bintang tersebut adalah bintang yang sangat panas yang dengan cepat kehabisan bahan bakar nuklirnya.

Satu-satunya yang tersisa setelah ledakan raksasa itu adalah awan gas yang berkembang pesat, di dalamnya belum ada seorang pun yang bisa melihat bintang neutron, yang kemunculannya secara teoritis seharusnya sudah diperkirakan. Beberapa astronom berpendapat bahwa bintang tersebut masih diselimuti gas yang dilepaskan, sementara yang lain berhipotesis bahwa yang terbentuk adalah lubang hitam, bukan bintang.

KEHIDUPAN SEBUAH BINTANG

Bintang lahir sebagai hasil kompresi gravitasi awan materi antarbintang, yang bila dipanaskan, akan membawa inti pusatnya ke suhu yang cukup untuk memulai reaksi termonuklir. Perkembangan selanjutnya dari bintang yang sudah menyala bergantung pada dua faktor: massa awal dan komposisi kimia, dan yang pertama, khususnya, menentukan laju pembakaran. Bintang dengan massa lebih besar lebih panas dan ringan, tapi itulah sebabnya mereka terbakar lebih awal. Dengan demikian, umur bintang masif lebih pendek dibandingkan bintang bermassa rendah.

Raksasa merah

Sebuah bintang yang membakar hidrogen dikatakan berada dalam “fase primer”. Sebagian besar kehidupan bintang mana pun bertepatan dengan fase ini. Misalnya, Matahari telah berada dalam fase utama selama 5 miliar tahun dan akan tetap berada di sana untuk waktu yang lama, dan ketika periode ini berakhir, bintang kita akan memasuki fase ketidakstabilan singkat, setelah itu akan stabil kembali, kali ini. dalam bentuk raksasa merah. Raksasa merah jauh lebih besar dan terang dibandingkan bintang-bintang di fase utama, tetapi juga jauh lebih dingin. Antares di konstelasi Scorpius atau Betelgeuse di konstelasi Orion adalah contoh utama raksasa merah. Warnanya bisa langsung dikenali meski dengan mata telanjang.

Saat Matahari berubah menjadi raksasa merah, lapisan terluarnya akan “menyerap” planet Merkurius dan Venus dan mencapai orbit Bumi. Dalam fase raksasa merah, bintang-bintang kehilangan sebagian besar lapisan luar atmosfernya, dan lapisan ini membentuk nebula planet seperti M57, Nebula Cincin di konstelasi Lyra, atau M27, Nebula Dumbbell di konstelasi Vulpecula. Keduanya bagus untuk dilihat melalui teleskop Anda.

Jalan menuju final

Mulai saat ini, nasib bintang selanjutnya pasti bergantung pada massanya. Jika massanya kurang dari 1,4 massa matahari, maka setelah pembakaran nuklir berakhir, bintang tersebut akan terbebas dari lapisan terluarnya dan akan menyusut menjadi katai putih, tahap akhir dari evolusi bintang bermassa kecil. Miliaran tahun akan berlalu sampai katai putih akan menjadi dingin dan menjadi tidak terlihat. Sebaliknya, bintang bermassa tinggi (setidaknya 8 kali lebih besar dari Matahari), setelah kehabisan hidrogen, bertahan hidup dengan membakar gas yang lebih berat daripada hidrogen, seperti helium dan karbon. Setelah melalui serangkaian fase kompresi dan ekspansi, bintang seperti itu setelah beberapa juta tahun mengalami ledakan supernova yang dahsyat, mengeluarkan sejumlah besar materinya sendiri ke luar angkasa, dan berubah menjadi sisa supernova. Dalam waktu sekitar satu minggu, supernova tersebut melebihi kecerahan semua bintang di galaksinya, dan kemudian dengan cepat menjadi gelap. Sebuah bintang neutron tetap berada di tengah, sebuah objek ukuran kecil, yang memiliki kepadatan sangat besar. Jika massa bintang semakin besar, akibat ledakan supernova yang muncul bukanlah bintang, melainkan lubang hitam.

JENIS-JENIS SUPERNOVA

Dengan mempelajari cahaya yang berasal dari supernova, para astronom menemukan bahwa mereka tidak semuanya sama dan dapat diklasifikasikan berdasarkan unsur kimia yang terwakili dalam spektrumnya. Hidrogen memainkan peran khusus di sini: jika spektrum supernova mengandung garis-garis yang mengkonfirmasi keberadaan hidrogen, maka ia diklasifikasikan sebagai tipe II; jika tidak ada garis seperti itu, maka diklasifikasikan sebagai tipe I. Supernova tipe I dibagi menjadi subkelas la, lb dan l, dengan mempertimbangkan elemen spektrum lainnya.

Sifat ledakan yang berbeda

Klasifikasi tipe dan subtipe mencerminkan keragaman mekanisme yang mendasari ledakan dan jenis yang berbeda bintang pendahulunya. Ledakan supernova seperti SN 1987A terjadi pada tahap evolusi terakhir sebuah bintang bermassa besar (lebih dari 8 kali massa Matahari).

Supernova tipe lb dan lc terjadi akibat runtuhnya bagian tengah bintang masif yang kehilangan sebagian besar selubung hidrogennya karena angin bintang yang kuat atau karena perpindahan materi ke bintang lain dalam sistem biner.

Berbagai pendahulu

Semua supernova tipe lb, lc dan II berasal dari bintang Populasi I, yaitu dari bintang muda yang terkonsentrasi pada piringan galaksi spiral. Supernova tipe la, pada gilirannya, berasal dari bintang-bintang Populasi II tua dan dapat diamati di galaksi elips dan inti galaksi spiral. Supernova jenis ini berasal dari katai putih yang merupakan bagian dari sistem biner dan menarik materi dari tetangganya. Ketika massa katai putih mencapai batas kestabilannya (disebut batas Chandrasekhar), proses fusi inti karbon yang cepat dimulai dan terjadi ledakan, akibatnya bintang tersebut mengeluarkan sebagian besar massanya.

Luminositas berbeda

Kelas supernova yang berbeda berbeda satu sama lain tidak hanya dalam spektrumnya, tetapi juga dalam luminositas maksimum yang dicapainya dalam ledakan, dan bagaimana tepatnya luminositas ini menurun seiring waktu. Supernova Tipe I umumnya jauh lebih terang daripada supernova Tipe II, tetapi supernova tipe I juga meredup lebih cepat. Supernova tipe I bertahan selama beberapa jam hingga beberapa hari pada kecerahan puncak, sedangkan supernova Tipe II dapat bertahan hingga beberapa bulan. Sebuah hipotesis diajukan yang menyatakan bahwa bintang-bintang dengan massa yang sangat besar (beberapa puluh kali massa Matahari) meledak lebih dahsyat, seperti “hipernova”, dan intinya berubah menjadi lubang hitam.

SUPERNOVASI DALAM SEJARAH

Para astronom percaya bahwa rata-rata satu supernova meledak di Galaksi kita setiap 100 tahun. Namun, jumlah supernova yang tercatat secara historis dalam dua milenium terakhir bahkan tidak mencapai 10. Salah satu alasannya mungkin karena supernova, khususnya tipe II, meledak dalam lengan spiral, di mana debu antarbintang jauh lebih padat dan, karenanya, menjadi lebih padat. , dapat meredupkan cahaya supernova.

Yang pertama saya lihat

Meskipun para ilmuwan sedang mempertimbangkan kandidat lain, saat ini secara umum diterima bahwa pengamatan pertama ledakan supernova dalam sejarah terjadi pada tahun 185 Masehi. Hal ini didokumentasikan oleh astronom Tiongkok. Di Tiongkok, ledakan supernova galaksi juga diamati pada tahun 386 dan 393. Kemudian lebih dari 600 tahun berlalu, dan akhirnya, supernova lain muncul di langit: pada tahun 1006, sebuah bintang baru bersinar di konstelasi Wolf, kali ini antara lain dicatat oleh para astronom Arab dan Eropa. Bintang paling terang ini (yang magnitudo tampak pada kecerahan puncaknya mencapai -7,5) tetap terlihat di langit selama lebih dari satu tahun.
.
Nebula Kepiting

Supernova tahun 1054 juga sangat terang (magnitudo maksimum -6), tetapi sekali lagi hanya diketahui oleh para astronom Tiongkok, dan mungkin juga oleh orang Indian Amerika. Ini mungkin supernova paling terkenal, karena sisa-sisanya adalah Nebula Kepiting di konstelasi Taurus, yang dimasukkan Charles Messier ke dalam katalognya dengan nomor 1.

Kita juga berhutang informasi kepada astronom Tiongkok tentang kemunculan supernova di konstelasi Cassiopeia pada tahun 1181. Supernova lain meledak di sana, kali ini pada tahun 1572. Supernova ini juga diketahui oleh para astronom Eropa, termasuk Tycho Brahe, yang menggambarkan kemunculannya dan perubahan kecerahannya dalam bukunya “On the New Star,” yang namanya memunculkan istilah yang umum digunakan untuk menyebut bintang-bintang tersebut. .

Supernova Tenang

32 tahun kemudian, pada tahun 1604, supernova lain muncul di langit. Tycho Brahe menyampaikan informasi ini kepada muridnya Johannes Kepler, yang mulai melacak “bintang baru” dan mendedikasikan buku “Tentang Bintang Baru di Kaki Ophiuchus” untuk itu. Bintang ini, juga diamati oleh Galileo Galilei, hingga saat ini tetap menjadi supernova terakhir yang terlihat dengan mata telanjang yang meledak di Galaksi kita.

Namun, tidak ada keraguan bahwa supernova lain telah meledak di Bima Sakti, lagi-lagi di konstelasi Cassiopeia (rasi bintang yang memegang rekor tiga supernova galaksi). Meskipun tidak ada bukti visual mengenai peristiwa ini, para astronom telah menemukan sisa-sisa bintang tersebut dan menghitung bahwa itu pasti berhubungan dengan ledakan yang terjadi pada tahun 1667.

Di luar Bima Sakti, selain supernova 1987A, para astronom juga mengamati supernova kedua, 1885, yang meledak di galaksi Andromeda.

Pengamatan Supernova

Berburu supernova membutuhkan kesabaran dan cara yang tepat.

Yang pertama penting, karena tidak ada yang menjamin bahwa Anda akan dapat menemukan supernova pada malam pertama. Anda tidak dapat melakukannya tanpa yang kedua jika Anda tidak ingin membuang waktu dan benar-benar ingin meningkatkan peluang Anda menemukan supernova. Masalah utamanya adalah secara fisik tidak mungkin untuk memprediksi kapan dan di mana ledakan supernova akan terjadi di salah satu galaksi jauh. Jadi seorang pemburu supernova harus memindai langit setiap malam, memeriksa lusinan galaksi yang dipilih dengan cermat untuk tujuan ini.

Apa yang harus kita lakukan

Salah satu teknik yang paling umum adalah mengarahkan teleskop ke galaksi tertentu dan membandingkan penampakannya dengan gambar sebelumnya (gambar, foto, gambar digital), di ideal dengan perbesaran yang kira-kira sama dengan teleskop yang digunakan untuk mengamati. Jika supernova muncul di sana, itu akan langsung menarik perhatian Anda. Saat ini, banyak astronom amatir yang memiliki peralatan layaknya observatorium profesional, seperti teleskop yang dikendalikan komputer dan kamera CCD yang memungkinkan mereka mengambil foto langit berbintang secara langsung dalam format digital. Namun bahkan saat ini, banyak pengamat yang memburu supernova hanya dengan mengarahkan teleskop ke galaksi tertentu dan melihat melalui lensa mata, berharap melihat apakah bintang lain muncul di suatu tempat.

Supernova

Supernova- bintang mengakhiri evolusinya dalam proses ledakan yang dahsyat.

Istilah “supernova” digunakan untuk menggambarkan bintang-bintang yang berkobar jauh lebih kuat (berdasarkan urutan besarnya) daripada apa yang disebut “nova”. Faktanya, tidak satu pun bintang yang secara fisik baru ada yang selalu menyala. Namun dalam beberapa kasus sejarah, bintang-bintang tersebut berkobar yang sebelumnya hampir atau sama sekali tidak terlihat di langit, sehingga menimbulkan efek munculnya bintang baru. Jenis supernova ditentukan oleh keberadaan garis hidrogen pada spektrum suar. Jika ada, maka itu adalah supernova tipe II; jika tidak, maka itu adalah supernova tipe I.

Fisika supernova

Supernova tipe II

Menurut konsep modern, fusi termonuklir seiring waktu mengarah pada pengayaan komposisi wilayah internal bintang dengan unsur-unsur berat. Selama proses fusi termonuklir dan pembentukan unsur-unsur berat, bintang berkontraksi, dan suhu di pusatnya meningkat. (Pengaruh kapasitas panas negatif dari gravitasi materi non-degenerasi.) Jika massa inti bintang cukup besar (dari 1,2 hingga 1,5 massa matahari), maka proses fusi termonuklir mencapai kesimpulan logisnya dengan pembentukan besi dan inti nikel. Inti besi mulai terbentuk di dalam cangkang silikon. Inti seperti itu tumbuh dalam satu hari dan runtuh dalam waktu kurang dari 1 detik, segera setelah mencapai batas Chandrasekhar. Untuk inti, batasnya adalah 1,2 hingga 1,5 massa matahari. Materi jatuh ke dalam bintang, dan gaya tolak menolak elektron tidak dapat menghentikan kejatuhannya. Inti pusat semakin terkompresi, dan pada titik tertentu, karena tekanan, reaksi neutronisasi mulai terjadi di dalamnya - proton mulai menyerap elektron, berubah menjadi neutron. Itu menyebabkan kerugian cepat energi terbawa oleh neutrino yang dihasilkan (disebut pendinginan neutrino). Zat tersebut terus mengalami percepatan, penurunan, dan kompresi hingga gaya tolak menolak antara nukleon inti atom (proton, neutron) mulai berlaku. Sebenarnya, kompresi terjadi bahkan melampaui batas ini: materi yang jatuh, secara inersia, melebihi titik kesetimbangan karena elastisitas nukleon sebesar 50% (“kompresi maksimum”). Proses keruntuhan inti pusat berlangsung sangat cepat sehingga terbentuk gelombang penghalusan di sekitarnya. Kemudian, mengikuti inti, cangkang juga bergegas menuju pusat bintang. Setelah itu, “bola karet yang terkompresi akan terlepas kembali,” dan gelombang kejut keluar ke lapisan luar bintang dengan kecepatan 30.000 hingga 50.000 km/s. Bagian luar bintang terbang ke segala arah, dan bintang neutron kompak atau lubang hitam tetap berada di tengah wilayah yang meledak. Fenomena ini disebut ledakan supernova Tipe II. Ledakan ini berbeda dalam kekuatan dan parameter lainnya, karena bintang-bintang dengan massa berbeda dan komposisi kimia berbeda meledak. Terdapat bukti bahwa selama ledakan supernova tipe II, tidak lebih banyak energi yang dilepaskan dibandingkan ledakan tipe I, karena sebagian energi diserap oleh cangkang, tetapi hal ini tidak selalu terjadi.

Ada sejumlah ambiguitas dalam skenario yang dijelaskan. Pengamatan astronomi telah menunjukkan bahwa bintang-bintang masif benar-benar meledak, menghasilkan pembentukan nebula yang meluas, meninggalkan bintang neutron yang berputar cepat di pusatnya, memancarkan gelombang gelombang radio (pulsar) yang teratur. Namun teori menunjukkan bahwa gelombang kejut yang keluar seharusnya memecah atom menjadi nukleon (proton, neutron). Energi harus dikeluarkan untuk ini, akibatnya gelombang kejut harus padam. Namun karena alasan tertentu hal ini tidak terjadi: gelombang kejut mencapai permukaan inti dalam beberapa detik, kemudian ke permukaan bintang dan menghempaskan materi. Beberapa hipotesis dipertimbangkan untuk massa yang berbeda, namun tampaknya tidak meyakinkan. Mungkin, dalam keadaan "kompresi maksimum" atau selama interaksi gelombang kejut dengan materi yang terus turun, beberapa hal yang pada dasarnya baru dan tidak kita ketahui mulai berlaku. hukum fisika. Selain itu, ketika supernova meledak dengan terbentuknya lubang hitam, timbul pertanyaan berikut: mengapa materi setelah ledakan tidak terserap seluruhnya oleh lubang hitam; apakah ada gelombang kejut ke luar dan mengapa tidak diperlambat dan apakah ada analogi dengan “kompresi maksimum”?

Supernova Tipe Ia

Mekanisme ledakan supernova tipe Ia (SN Ia) terlihat agak berbeda. Inilah yang disebut supernova termonuklir, yang mekanisme ledakannya didasarkan pada proses fusi termonuklir di inti padat karbon-oksigen bintang. Nenek moyang SN Ia adalah katai putih dengan massa mendekati batas Chandrasekhar. Secara umum diterima bahwa bintang-bintang tersebut dapat dibentuk oleh aliran materi dari komponen kedua sistem bintang biner. Hal ini terjadi jika bintang kedua dari sistem tersebut melampaui lobus Roche atau termasuk dalam kelas bintang dengan angin bintang yang sangat kuat. Ketika massa katai putih bertambah, kepadatan dan suhunya meningkat secara bertahap. Akhirnya, ketika suhu mencapai sekitar 3×10 8 K, timbul kondisi untuk penyalaan termonuklir dari campuran karbon-oksigen. Bagian depan pembakaran mulai menyebar dari pusat ke lapisan luar, meninggalkan produk pembakaran - inti golongan besi. Perambatan bagian depan pembakaran terjadi dalam mode deflagrasi yang lambat dan tidak stabil berbagai jenis gangguan. Nilai tertinggi memiliki ketidakstabilan Rayleigh-Taylor, yang timbul karena aksi gaya Archimedean pada produk pembakaran yang ringan dan kurang padat, dibandingkan dengan cangkang karbon-oksigen yang padat. Proses konvektif skala besar yang intens dimulai, yang mengarah pada intensifikasi reaksi termonuklir yang lebih besar dan pelepasan energi yang diperlukan untuk mengeluarkan cangkang supernova (~10 51 erg). Kecepatan bagian depan pembakaran meningkat, turbulisasi api dan pembentukan gelombang kejut di lapisan luar bintang mungkin terjadi.

Jenis supernova lainnya

Ada juga SN Ib dan Ic, yang prekursornya adalah bintang masif dalam sistem biner, berbeda dengan SN II, yang prekursornya adalah bintang tunggal.

teori supernova

Belum ada teori lengkap tentang supernova. Semua model yang diusulkan disederhanakan dan memiliki parameter bebas yang harus disesuaikan untuk mendapatkan gambaran ledakan yang diperlukan. Saat ini, tidak mungkin untuk memperhitungkan dalam model numerik semua proses fisik yang terjadi di bintang yang penting untuk perkembangan suar. Juga belum ada teori lengkap tentang evolusi bintang.

Perhatikan bahwa pendahulu supernova terkenal SN 1987A, yang diklasifikasikan sebagai supergiant tipe II, adalah supergiant biru, dan bukan supergiant merah, seperti yang diasumsikan sebelum tahun 1987 pada model SN II. Kemungkinan juga sisa-sisanya tidak mengandung objek kompak seperti bintang neutron atau lubang hitam, seperti yang terlihat dari pengamatan.

Tempat terjadinya supernova di Alam Semesta

Menurut banyak penelitian, setelah kelahiran Alam Semesta, ia hanya diisi dengan zat ringan - hidrogen dan helium. Semua unsur kimia lainnya hanya dapat terbentuk selama pembakaran bintang. Artinya, planet kita (dan Anda dan saya) terdiri dari materi yang terbentuk di kedalaman bintang prasejarah dan pernah dikeluarkan dalam ledakan supernova.

Menurut perhitungan para ilmuwan, setiap supernova tipe II menghasilkan sekitar 0,0001 massa matahari dari isotop aktif aluminium (26Al). Peluruhan isotop ini menimbulkan radiasi keras yang diamati dalam waktu lama, dan dari intensitasnya dihitung kandungan isotop ini di Galaksi kurang dari tiga massa matahari. Ini berarti supernova tipe II akan meledak di Galaksi rata-rata dua kali dalam satu abad, dan hal ini tidak teramati. Mungkin, dalam beberapa abad terakhir, banyak ledakan serupa yang tidak diperhatikan (terjadi di balik awan debu kosmik). Oleh karena itu, sebagian besar supernova dapat diamati di galaksi lain. Ulasan Mendalam Langit yang menggunakan kamera otomatis yang terhubung ke teleskop kini memungkinkan para astronom menemukan lebih dari 300 suar per tahun. Bagaimanapun, ini adalah saat yang tepat bagi supernova untuk meledak...

Menurut salah satu hipotesis para ilmuwan, awan debu kosmik akibat ledakan supernova dapat bertahan di luar angkasa selama sekitar dua atau tiga miliar tahun!

Pengamatan supernova

Untuk menunjuk supernova, para astronom menggunakan sistem berikut: pertama-tama huruf SN ditulis (dari bahasa Latin S atas N ova), lalu tahun pembukaan, dan kemudian dengan huruf latin- nomor seri supernova pada tahun tersebut. Misalnya, SN 1997cj menunjukkan supernova yang ditemukan 26 * 3 ( C) + 10 (J) = ke-88 pada tahun 1997.

Supernova paling terkenal

• Supernova SN 1604 (Kepler Supernova)
• Supernova G1.9+0.3 (Yang termuda di Galaksi kita)

Supernova bersejarah di Galaksi kita (diamati)

Lihat juga

Tautan

• Pskovsky Yu. Nova dan supernova- Buku tentang nova dan supernova.
• Tsvetkov D.Yu. Supernova - ulasan modern supernova.
• Alexei Levin Bom Luar Angkasa- artikel di majalah "Mekanika Populer"
• Daftar semua ledakan supernova yang diamati - Daftar Supernova, IAU
• Siswa untuk Eksplorasi dan Pengembangan Luar Angkasa -

Supernova adalah ledakan bintang-bintang yang sangat besar yang mati dengan pelepasan energi yang sangat besar, satu triliun kali lipat energi Matahari. Supernova dapat menerangi seluruh galaksi, dan cahaya yang dikirim oleh bintang tersebut akan mencapai tepi Alam Semesta. Jika salah satu bintang tersebut meledak pada jarak 10 tahun cahaya dari Bumi, maka Bumi akan terbakar habis akibat pelepasannya. energi dan radiasi.

Supernova

Supernova tidak hanya menghancurkan, tapi juga mengisi kembali elemen yang diperlukan ke luar angkasa: besi, emas, perak dan lain-lain. Segala sesuatu yang kita ketahui tentang alam semesta tercipta dari sisa-sisa supernova yang pernah meledak. Supernova adalah salah satu objek terindah dan menarik di alam semesta. Ledakan terbesar di alam semesta meninggalkan sisa-sisa yang istimewa dan teraneh di alam semesta:

Bintang neutron

Neutron adalah benda yang sangat berbahaya dan aneh. Ketika sebuah bintang raksasa mengalami supernova, intinya menyusut hingga seukuran kota metropolitan di Bumi. Tekanan di dalam inti begitu besar sehingga atom-atom di dalamnya pun mulai meleleh. Ketika atom-atom dikompresi sedemikian rupa sehingga tidak ada ruang tersisa di antara mereka, energi yang sangat besar terakumulasi dan ledakan dahsyat terjadi. Ledakan tersebut meninggalkan Bintang Neutron yang sangat padat. Satu sendok teh bintang Neutron akan memiliki berat 90 juta ton.

Pulsar adalah sisa-sisa ledakan supernova. Benda yang massa dan kepadatannya mirip dengan bintang neutron. Berputar dengan kecepatan tinggi, pulsar melepaskan semburan radiasi ke luar angkasa dari kutub utara dan selatan. Kecepatan putarannya bisa mencapai 1000 putaran per detik.

Ketika sebuah bintang yang berukuran 30 kali lipat Matahari kita meledak, maka akan tercipta sebuah bintang yang disebut Magnetar. Magnetar menciptakan kekuatan Medan magnet mereka bahkan lebih aneh dari bintang Neutron dan Pulsar. Medan magnet Magnitar beberapa ribu kali lebih besar dari medan magnet bumi.

Lubang hitam

Setelah matinya hipernova, bintang-bintang bahkan lebih besar dari superstar, yang paling misterius dan tempat berbahaya Ada lubang hitam di alam semesta. Setelah kematian bintang tersebut, lubang hitam mulai menyerap sisa-sisanya. Lubang hitam memiliki terlalu banyak materi untuk diserap dan melemparkan sisa-sisa bintang kembali ke luar angkasa, membentuk 2 berkas radiasi gamma.

Sedangkan Matahari kita, tentu saja, tidak memiliki massa yang cukup untuk menjadi lubang hitam, pulsar, magnetar, atau bahkan bintang saraf. Berdasarkan standar kosmik, bintang kita sangat kecil untuk mengakhiri hidupnya. Para ilmuwan mengatakan bahwa setelah bahan bakar habis, ukuran bintang kita akan bertambah beberapa puluh kali lipat, yang memungkinkannya menyerap planet-planet terestrial: Merkurius, Venus, Bumi, dan mungkin Mars.

Supernova- salah satu fenomena kosmik paling megah. Singkatnya, supernova adalah ledakan sebenarnya dari sebuah bintang, ketika sebagian besar massanya (dan terkadang seluruhnya) terbang menjauh dengan kecepatan hingga 10.000 km/s, dan sisanya berkontraksi (runtuh) menjadi bintang neutron yang sangat padat atau lubang hitam. Supernova memainkan peran penting dalam evolusi bintang. Mereka adalah akhir dari kehidupan bintang-bintang dengan massa lebih dari 8-10 massa matahari, melahirkan bintang-bintang neutron dan lubang hitam serta memperkaya medium antarbintang dengan bahan-bahan berat. unsur kimia. Semua unsur yang lebih berat dari besi terbentuk sebagai hasil interaksi inti unsur yang lebih ringan dan partikel elementer selama ledakan bintang masif. Bukankah di sinilah letak jawaban atas keinginan abadi umat manusia akan bintang? Memang, di dalam sel terkecil makhluk hidup terdapat atom besi yang disintesis selama kematian sebuah bintang masif. Dan dalam pengertian ini, orang-orang mirip dengan manusia salju dari dongeng Andersen: dia merasakan kecintaan yang aneh pada kompor panas, karena poker berfungsi sebagai bingkainya...

Para ilmuwan telah memperhatikan bahwa di galaksi elips (yaitu, galaksi tanpa struktur spiral, dengan laju pembentukan bintang yang sangat rendah, yang sebagian besar terdiri dari bintang merah bermassa rendah), hanya supernova tipe 1 yang meledak. Di galaksi spiral, tempat Galaksi kita berada, Bima Sakti, kedua jenis supernova terjadi. Dalam hal ini, perwakilan tipe ke-2 berkonsentrasi pada lengan spiral, di mana ada proses aktif pembentukan bintang dan banyak bintang masif muda. Ciri-ciri ini menunjukkan perbedaan sifat kedua jenis supernova tersebut.

Kini telah diketahui secara pasti bahwa ledakan supernova melepaskan energi dalam jumlah besar - sekitar 10 46 J! Energi utama ledakan tidak dibawa oleh foton, tetapi oleh neutrino - partikel cepat dengan massa diam yang sangat sedikit atau bahkan nol. Neutrino berinteraksi sangat lemah dengan materi, dan bagi mereka, bagian dalam bintang cukup transparan.

Teori lengkap tentang ledakan supernova dengan pembentukan sisa padat dan pelepasan kulit terluar belum tercipta karena sangat rumitnya memperhitungkan semua proses fisik yang terjadi selama proses ini. Namun, semua bukti menunjukkan bahwa supernova tipe 2 meletus akibat runtuhnya inti bintang masif. Pada berbagai tahap kehidupan bintang, reaksi termonuklir terjadi di inti, di mana hidrogen pertama-tama diubah menjadi helium, kemudian helium menjadi karbon, dan seterusnya hingga terbentuknya unsur-unsur “puncak besi” - besi, kobalt, dan nikel. Inti atom unsur-unsur ini memiliki energi ikat maksimum per partikel. Jelas bahwa penambahan partikel baru ke inti atom, misalnya, besi akan membutuhkan pengeluaran energi yang signifikan, dan oleh karena itu pembakaran termonuklir “berhenti” pada unsur-unsur puncak besi.

Apa yang menyebabkan bagian tengah bintang kehilangan stabilitas dan runtuh segera setelah inti besinya menjadi cukup masif (sekitar 1,5 massa matahari)? Saat ini, ada dua faktor utama yang diketahui menyebabkan hilangnya stabilitas dan keruntuhan. Pertama, ini adalah “pecahnya” inti besi menjadi 13 partikel alfa (inti helium) dengan penyerapan foton - yang disebut fotodisosiasi besi. Kedua, neutronisasi suatu zat adalah penangkapan elektron oleh proton dengan terbentuknya neutron. Kedua proses tersebut menjadi mungkin ketika kepadatan tinggi(lebih dari 1 t/cm3), terbentuk di pusat bintang pada akhir evolusi, dan keduanya secara efektif mengurangi “elastisitas” materi, yang sebenarnya menolak efek tekan gaya gravitasi. Akibatnya, inti kehilangan stabilitas dan menyusut. Dalam hal ini, selama neutronisasi suatu zat, sejumlah besar neutrino, membawa energi utama yang tersimpan dalam inti yang runtuh.

Perhitungan komputer menunjukkan bahwa kepadatan di dekat inti sangat tinggi sehingga bahkan neutrino yang berinteraksi lemah dengan materi “terkunci” selama beberapa waktu oleh lapisan luar bintang. Namun gaya gravitasi menarik cangkang ke arah inti, dan situasi yang muncul serupa dengan yang terjadi ketika mencoba menuangkan cairan yang lebih padat, seperti air, di atas cairan yang kurang padat, misalnya minyak tanah atau minyak. (Dari pengalaman diketahui bahwa cairan ringan cenderung “mengambang” dari bawah cairan berat - di sinilah apa yang disebut ketidakstabilan Rayleigh-Taylor terwujud.) Mekanisme ini menyebabkan gerakan konvektif raksasa, dan ketika momentum neutrino akhirnya ditransfer ke kulit terluar, itu dibuang ke ruang sekitarnya.

Mungkin gerakan konvektif neutrino-lah yang menyebabkan terganggunya simetri bola ledakan supernova. Dengan kata lain, muncul arah di mana sebagian besar materi dikeluarkan, dan kemudian residu yang dihasilkan menerima impuls mundur dan mulai bergerak di ruang angkasa secara inersia dengan kecepatan hingga 1000 km/s. Kecepatan spasial yang tinggi telah diamati pada bintang neutron muda - pulsar radio.

Gambaran skema ledakan supernova tipe 2 yang dijelaskan memungkinkan kita untuk memahami fitur observasi utama dari fenomena ini. Dan prediksi teoretis berdasarkan model ini (terutama mengenai energi total dan spektrum ledakan neutrino) ternyata sepenuhnya sesuai dengan denyut neutrino yang tercatat pada tanggal 23 Februari 1987, yang berasal dari supernova di Awan Magellan Besar.

Sekarang beberapa kata tentang supernova tipe 1. Tidak adanya cahaya hidrogen dalam spektrumnya menunjukkan bahwa ledakan terjadi pada bintang yang tidak memiliki cangkang hidrogen. Sekarang diyakini bahwa ini bisa jadi merupakan ledakan katai putih atau akibat runtuhnya sebuah bintang. Tipe Serigala-Rayet(sebenarnya ini adalah inti bintang masif, kaya akan helium, karbon, dan oksigen).

Bagaimana katai putih bisa meledak? Bagaimanapun, reaksi nuklir tidak terjadi di bintang yang sangat padat ini, dan gaya gravitasi dilawan oleh tekanan gas padat yang terdiri dari elektron dan ion (yang disebut gas elektron yang mengalami degenerasi). Alasannya sama dengan runtuhnya inti bintang masif - penurunan elastisitas materi bintang seiring dengan peningkatan kepadatannya. Hal ini sekali lagi disebabkan oleh “penekanan” elektron menjadi proton untuk membentuk neutron, serta beberapa efek relativistik.

Mengapa kepadatan katai putih meningkat? Ini tidak mungkin jika masih lajang. Tetapi jika katai putih adalah bagian dari sistem biner yang cukup dekat, maka di bawah pengaruh gaya gravitasi, gas dari bintang tetangga dapat mengalir ke katai putih (seperti dalam kasus nova). Pada saat yang sama, massa dan kepadatannya akan meningkat secara bertahap, yang pada akhirnya akan menyebabkan keruntuhan dan ledakan.

Lain varian yang mungkin yang lebih eksotis, namun tak kalah nyata, adalah tabrakan dua katai putih. Bagaimana ini bisa terjadi, karena kemungkinan dua katai putih bertabrakan di ruang angkasa dapat diabaikan, karena jumlah bintang per satuan volume dapat diabaikan - paling banyak beberapa bintang berukuran 100 pc3. Dan di sini (sekali lagi!) bintang ganda yang “disalahkan”, tetapi sekarang terdiri dari dua katai putih.

Sebagai berikut dari teori umum Menurut relativitas Einstein, setiap dua massa yang mengorbit satu sama lain cepat atau lambat pasti bertabrakan karena penghilangan energi yang konstan, meskipun sangat kecil, dari sistem tersebut oleh gelombang gravitasi - gelombang gravitasi. Misalnya, Bumi dan Matahari, jika Matahari hidup tanpa batas waktu, akan bertabrakan sebagai akibat dari efek ini, meskipun setelah waktu yang sangat lama, beberapa kali lipat lebih besar dari usia Alam Semesta. Diperkirakan bahwa dalam kasus sistem biner dekat dengan massa bintang di sekitar massa matahari (2 · 10 30 kg), penggabungannya akan terjadi dalam waktu lebih muda dari usianya Alam Semesta - sekitar 10 miliar tahun. Perkiraan menunjukkan bahwa di galaksi pada umumnya peristiwa seperti itu terjadi setiap beberapa ratus tahun sekali. Energi raksasa yang dilepaskan selama proses bencana ini cukup untuk menjelaskan fenomena supernova.

Omong-omong, perkiraan persamaan massa katai putih membuat penggabungan mereka “mirip” satu sama lain, yang berarti bahwa supernova tipe 1 akan terlihat sama dalam karakteristiknya terlepas dari kapan dan di galaksi mana ledakan terjadi. Oleh karena itu, kecerahan supernova mencerminkan jarak ke galaksi tempat supernova diamati. Sifat supernova tipe 1 ini saat ini digunakan oleh para ilmuwan untuk mendapatkan perkiraan independen terhadap parameter kosmologis terpenting - konstanta Hubble, yang berfungsi sebagai ukuran kuantitatif laju ekspansi Alam Semesta. Kami hanya berbicara tentang ledakan bintang paling kuat yang terjadi di Alam Semesta dan diamati dalam jangkauan optik. Karena dalam kasus supernova energi utama ledakan dibawa oleh neutrino dan bukan oleh cahaya, mempelajari langit menggunakan metode astronomi neutrino memiliki prospek yang menarik. Hal ini akan memungkinkan di masa depan untuk “melihat” ke dalam “neraka” supernova, yang tersembunyi oleh ketebalan materi yang sangat besar yang tidak tembus cahaya. Penemuan yang lebih menakjubkan lagi dijanjikan oleh astronomi gelombang gravitasi, yang dalam waktu dekat akan memberi tahu kita tentang fenomena megah penggabungan katai putih ganda, bintang neutron, dan lubang hitam.

Ledakan bintang, yang dikenal sebagai supernova, bisa sangat terang sehingga melebihi galaksi yang menampungnya.

Menyukai Cinta Ha ha Wow Sedih Marah

Saat mengamati sisa-sisa supernova yang meledak enam tahun lalu, para astronom terkejut menemukan bintang baru di lokasi ledakan, menerangi awan material yang mengelilinginya. Temuan para ilmuwan disajikan dalam jurnal AstrofisikaJurnalSurat .

“Sebelumnya kita belum pernah melihat ledakan jenis ini tetap terang dalam waktu lama kecuali terjadi interaksi dengan hidrogen yang dikeluarkan oleh bintang sebelum peristiwa bencana tersebut terjadi. Namun tidak ada tanda-tanda hidrogen dalam pengamatan supernova ini,” kata Dan Milisavljevic, penulis utama studi dari Universitas Purdue (AS).

Tidak seperti kebanyakan ledakan bintang yang memudar, SN 2012au terus bersinar berkat pulsar kuat yang baru lahir. Kredit: NASA, ESA, dan J. DePasquale

Ledakan bintang, yang dikenal sebagai supernova, bisa sangat terang sehingga melebihi galaksi yang menampungnya. Mereka biasanya “menghilang” sepenuhnya dalam beberapa bulan atau tahun, namun terkadang sisa-sisa ledakan “runtuh” menjadi awan gas kaya hidrogen dan menjadi cerah kembali. Tapi bisakah mereka bersinar kembali tanpa campur tangan pihak luar?

Sebagai bintang besar meledak, bagian dalamnya “runtuh” hingga semua partikel menjadi neutron. Jika bintang neutron yang dihasilkan memiliki medan magnet dan berputar cukup cepat, maka dapat menjadi nebula angin pulsar. Kemungkinan besar, inilah yang terjadi pada SN 2012au yang terletak di galaksi NGC 4790 di arah konstelasi Virgo.

“Ketika nebula pulsar cukup terang, ia akan bertindak seperti bola lampu, menerangi emisi luar dari ledakan sebelumnya. Kita tahu bahwa supernova menghasilkan rotasi yang cepat bintang neutron, namun belum pernah mendapat bukti langsung mengenai peristiwa unik tersebut,” tambah Dan Milisavljevic.

Gambar pulsar Parus diambil oleh Observatorium Chandra NASA. Kredit: NASA

SN 2012au awalnya ternyata tidak biasa dan aneh dalam banyak hal. Meskipun ledakannya tidak cukup terang untuk diklasifikasikan sebagai supernova "superluminal", ledakan tersebut sangat energik dan bertahan lama.

“Jika pulsar tercipta di pusat ledakan, maka ia dapat mendorong keluar bahkan mempercepat gas tersebut, sehingga dalam beberapa tahun kita bisa melihat gas kaya oksigen “keluar” dari lokasi ledakan SN 2012au,” jelas Dan. Milisavljevic.

Detak jantung Nebula Kepiting. Di tengahnya terdapat sebuah pulsar. Kredit: NASA/ESA

Supernova superluminal adalah topik yang hangat diperdebatkan dalam astronomi. Mereka berpotensi menjadi sumber gelombang gravitasi, serta ledakan sinar gamma dan ledakan radio cepat. Namun memahami proses di balik peristiwa ini menghadapi kesulitan observasi, dan hanya teleskop generasi berikutnya yang akan membantu para astronom mengungkap misteri suar ini.