Supernova - kematian atau awal dari kehidupan baru? Kelahiran dan kematian supernova.

Bintang tidak hidup selamanya. Mereka juga lahir dan mati. Beberapa dari mereka, seperti Matahari, ada selama beberapa miliar tahun, dengan tenang mencapai usia tua, dan kemudian perlahan menghilang. Lainnya hidup jauh lebih pendek dan lebih bergejolak dan juga ditakdirkan untuk kematian bencana. Keberadaan mereka terganggu oleh ledakan raksasa, dan kemudian bintang itu berubah menjadi supernova. Cahaya supernova menerangi kosmos: ledakannya terlihat pada jarak miliaran tahun cahaya. Tiba-tiba, sebuah bintang muncul di langit di mana, tampaknya, tidak ada apa-apa sebelumnya. Maka nama. Orang dahulu percaya bahwa dalam kasus seperti itu bintang baru benar-benar menyala. Hari ini kita tahu bahwa sebenarnya bintang tidak lahir, tetapi mati, tetapi namanya tetap sama, supernova.

SUPERNOVA 1987A

Pada malam 23-24 Februari 1987 di salah satu galaksi terdekat dengan kita. Awan Magellan Besar, yang hanya berjarak 163.000 tahun cahaya, telah mengalami supernova di konstelasi Dorado. Itu menjadi terlihat bahkan dengan mata telanjang, pada bulan Mei mencapai magnitudo terlihat +3, dan pada bulan-bulan berikutnya secara bertahap kehilangan kecerahannya sampai kembali menjadi tidak terlihat tanpa teleskop atau teropong.

Sekarang dan masa lalu

Supernova 1987A, yang namanya menunjukkan bahwa itu adalah supernova pertama yang diamati pada tahun 1987, juga yang pertama terlihat dengan mata telanjang sejak awal era teleskop. Faktanya adalah bahwa ledakan supernova terakhir di galaksi kita diamati pada tahun 1604, ketika teleskop belum ditemukan.

Lebih penting lagi, bintang* 1987A memberi agronomi modern kesempatan pertama untuk mengamati supernova pada jarak yang relatif pendek.

Apa yang ada sebelumnya?

Sebuah studi tentang supernova 1987A menunjukkan bahwa itu milik tipe II. Artinya, bintang induk atau bintang nenek moyang, yang ditemukan pada gambar sebelumnya dari bagian langit ini, ternyata adalah supergiant biru, yang massanya hampir 20 kali massa Matahari. Jadi, itu adalah bintang yang sangat panas yang dengan cepat kehabisan bahan bakar nuklirnya.

Satu-satunya yang tersisa setelah ledakan raksasa adalah awan gas yang berkembang pesat, di dalamnya belum ada yang bisa melihat bintang neutron, yang penampilannya secara teoritis diharapkan. Beberapa astronom mengklaim bahwa bintang ini masih diselimuti gas yang dikeluarkan, sementara yang lain berhipotesis bahwa lubang hitam yang terbentuk bukan bintang.

HIDUP SEBUAH BINTANG

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

raksasa merah

Sebuah bintang yang membakar hidrogen dikatakan dalam "fase utamanya". Sebagian besar kehidupan bintang mana pun bertepatan dengan fase ini. Misalnya, Matahari telah berada di fase utama selama 5 miliar tahun dan akan tetap berada di dalamnya untuk waktu yang lama, dan ketika periode ini berakhir, bintang kita akan masuk ke fase ketidakstabilan singkat, setelah itu akan stabil kembali, ini waktu dalam bentuk raksasa merah. Raksasa merah jauh lebih besar dan lebih terang daripada bintang-bintang di fase utama, tetapi juga jauh lebih dingin. Antares di konstelasi Scorpio atau Betelgeuse di konstelasi Orion adalah contoh utama dari raksasa merah. Warna mereka dapat langsung dikenali bahkan dengan mata telanjang.

Ketika Matahari berubah menjadi raksasa merah, lapisan luarnya akan "menelan" planet Merkurius dan Venus dan mencapai orbit Bumi. Pada fase raksasa merah, bintang-bintang kehilangan sebagian besar lapisan luar atmosfernya, dan lapisan-lapisan ini membentuk nebula planetary seperti M57, Nebula Cincin di konstelasi Lyra, atau M27, Nebula Dumbbell di konstelasi Vulpecula. Keduanya bagus untuk diamati melalui teleskop Anda.

Jalan menuju final

Sejak saat itu, nasib bintang selanjutnya tak terhindarkan bergantung pada massanya. Jika kurang dari 1,4 massa matahari, maka setelah akhir pembakaran nuklir, bintang seperti itu akan dibebaskan dari lapisan luarnya dan akan menyusut menjadi katai putih, tahap terakhir dalam evolusi bintang dengan massa kecil. Miliaran tahun akan berlalu katai putih mendingin dan menjadi tidak terlihat. Sebaliknya, bintang dengan massa besar (setidaknya 8 kali lebih besar dari Matahari), setelah kehabisan hidrogen, bertahan dengan membakar gas yang lebih berat daripada hidrogen, seperti helium dan karbon. Setelah melalui serangkaian fase kontraksi dan ekspansi, bintang seperti itu mengalami ledakan supernova yang dahsyat setelah beberapa juta tahun, mengeluarkan sejumlah besar materinya sendiri ke luar angkasa, dan berubah menjadi sisa-sisa supernova. Selama sekitar seminggu, supernova mengalahkan semua bintang di galaksinya, dan kemudian dengan cepat menjadi gelap. Sebuah bintang neutron tetap berada di tengah, sebuah objek ukuran kecil, yang memiliki kepadatan yang sangat besar. Jika massa bintang lebih besar, sebagai akibat dari ledakan supernova, bukan bintang, tetapi lubang hitam yang muncul.

JENIS SUPERNOVA

Dengan mempelajari cahaya yang berasal dari supernova, para astronom menemukan bahwa tidak semuanya sama dan mereka dapat diklasifikasikan berdasarkan unsur-unsur kimia yang ada dalam spektrumnya. Hidrogen memainkan peran khusus di sini: jika ada garis dalam spektrum supernova yang mengkonfirmasi keberadaan hidrogen, maka itu diklasifikasikan sebagai tipe II; jika tidak ada garis seperti itu, itu ditetapkan ke 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 berbagai mekanisme yang mendasari ledakan, dan jenis yang berbeda bintang pendahulu. Ledakan supernova seperti SN 1987A terjadi pada tahap evolusi terakhir dari bintang bermassa besar (Lebih dari 8 kali massa Matahari).

Supernova tipe lb dan lc muncul sebagai akibat runtuhnya bagian tengah bintang masif yang telah kehilangan sebagian besar selubung hidrogennya karena angin bintang yang kuat atau karena transfer 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 di piringan galaksi spiral. Supernova tipe-La, pada gilirannya, berasal dari bintang Populasi II tua dan dapat diamati di galaksi elips dan inti galaksi spiral. Jenis supernova ini berasal dari katai putih yang merupakan bagian dari sistem biner dan menarik materi dari tetangganya. Ketika massa katai putih mencapai batas stabilitas (disebut batas Chandrasekhar), proses cepat fusi inti karbon dimulai, dan ledakan terjadi, akibatnya bintang membuang sebagian besar massanya.

luminositas berbeda

Kelas supernova yang berbeda berbeda satu sama lain tidak hanya dalam spektrumnya, tetapi juga dalam luminositas maksimum yang mereka capai dalam ledakan, dan bagaimana luminositas ini berkurang seiring waktu. Supernova tipe I cenderung jauh lebih terang daripada supernova Tipe II, tetapi mereka juga meredup lebih cepat. Pada supernova Tipe I, kecerahan puncak berlangsung dari beberapa jam hingga beberapa hari, sedangkan supernova Tipe II dapat bertahan hingga beberapa bulan. Sebuah hipotesis diajukan, yang menurutnya bintang-bintang dengan massa yang sangat besar (beberapa puluh kali lebih besar dari massa Matahari) meledak lebih keras, seperti "hipernova", dan intinya berubah menjadi lubang hitam.

SUPERNOVA DALAM SEJARAH

Para astronom percaya bahwa di galaksi kita, rata-rata, satu supernova meledak setiap 100 tahun. Namun, jumlah supernova yang didokumentasikan secara historis dalam dua milenium terakhir kurang dari 10. Salah satu alasannya mungkin karena fakta bahwa supernova, terutama tipe II, meledak di lengan spiral, di mana debu antarbintang jauh lebih padat dan, karenanya, mampu menggelapkan pancaran supernova.

Pertama kali melihat

Meskipun para ilmuwan sedang mempertimbangkan kandidat lain, hari ini secara umum diterima bahwa pengamatan pertama ledakan supernova terjadi pada tahun 185 Masehi. Ini telah didokumentasikan oleh para astronom Cina. Di Cina, ledakan supernova galaksi juga tercatat pada 386 dan 393. Kemudian lebih dari 600 tahun berlalu, dan akhirnya, supernova lain muncul di langit: pada 1006, sebuah bintang baru bersinar di konstelasi Wolf, kali ini dicatat, termasuk oleh para astronom Arab dan Eropa. Bintang paling terang ini (yang magnitudonya terlihat pada puncak kecerahannya mencapai -7,5) tetap terlihat di langit selama lebih dari setahun.
.
nebula kepiting

Supernova 1054 juga sangat terang (magnitudo maksimum -6), tetapi sekali lagi hanya diperhatikan oleh astronom Cina, dan mungkin bahkan orang Indian Amerika. Ini mungkin supernova paling terkenal, karena sisa-sisanya adalah Nebula Kepiting di konstelasi Taurus, yang dikatalogkan oleh Charles Messier sebagai nomor 1.

Kami juga berhutang informasi kepada astronom Cina tentang kemunculan supernova di konstelasi Cassiopeia pada tahun 1181. Supernova lain juga meledak di sana, kali ini pada tahun 1572. Supernova ini juga diperhatikan oleh para astronom Eropa, termasuk Tycho Brahe, yang menggambarkan baik penampilan maupun perubahan kecerahannya lebih lanjut dalam bukunya On a New Star, yang namanya memunculkan istilah yang digunakan untuk menyebut bintang-bintang tersebut.

Supernova Tycho

32 tahun kemudian, pada 1604, supernova lain muncul di langit. Tycho Brahe menyampaikan informasi ini kepada muridnya Johannes Kepler, yang mulai melacak "bintang baru" dan mendedikasikan buku "Di Bintang Baru di Kaki Ophiuchus" untuknya. Bintang ini, yang diamati oleh Galileo Galilei, tetap menjadi supernova terakhir yang terlihat dengan mata telanjang yang meledak di Galaksi kita hari ini.

Namun, tidak ada keraguan bahwa supernova lain telah meledak di Bima Sakti, sekali lagi di konstelasi Cassiopeia (rasi bintang pemecah rekor ini memiliki tiga supernova galaksi). Meskipun tidak ada bukti visual dari peristiwa ini, para astronom menemukan sisa-sisa bintang dan menghitung bahwa itu harus konsisten dengan ledakan yang terjadi pada 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 metode yang tepat.

Yang pertama diperlukan, karena tidak ada yang menjamin bahwa Anda akan dapat menemukan supernova pada malam pertama. Yang kedua sangat diperlukan jika Anda tidak ingin membuang waktu dan benar-benar ingin meningkatkan peluang Anda untuk menemukan supernova. Masalah utamanya adalah secara fisik tidak mungkin untuk memprediksi kapan dan di mana ledakan supernova akan terjadi di salah satu galaksi yang jauh. Oleh karena itu, 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 penampilannya dengan gambar sebelumnya (gambar, foto, gambar digital), di ideal pada perbesaran yang kira-kira sama dengan teleskop yang digunakan untuk mengamati. Jika supernova telah muncul di sana, itu akan segera menarik perhatian Anda. Saat ini, banyak astronom amatir memiliki peralatan yang layak untuk sebuah observatorium profesional, seperti teleskop yang dikendalikan komputer dan kamera CCD yang memungkinkan pengambilan foto digital langit dengan segera. Tetapi bahkan hari ini, banyak pengamat berburu supernova hanya dengan mengarahkan teleskop mereka ke satu galaksi atau yang lain dan melihat melalui lensa mata, berharap untuk melihat apakah bintang lain muncul di tempat lain.

supernova

supernova- bintang mengakhiri evolusi mereka dalam proses ledakan bencana.

Istilah "supernova" digunakan untuk merujuk pada bintang yang berkobar jauh (berdasarkan urutan besarnya) lebih kuat daripada yang disebut "bintang baru". Faktanya, tidak ada yang baru secara fisik, bintang yang sudah ada selalu menyala. Tetapi dalam beberapa kasus sejarah, bintang-bintang yang sebelumnya hampir atau sama sekali tidak terlihat di langit berkobar, yang menciptakan efek munculnya bintang baru. Jenis supernova ditentukan oleh keberadaan garis hidrogen dalam spektrum suar. Jika ya, maka supernova tipe II, jika tidak, maka supernova tipe I.

Fisika supernova

Supernova tipe II

Menurut konsep modern, fusi termonuklir pada akhirnya mengarah pada pengayaan komposisi daerah bagian dalam bintang dengan unsur-unsur berat. Dalam proses fusi termonuklir dan pembentukan unsur-unsur berat, bintang berkontraksi, dan suhu di pusatnya naik. (Efek dari kapasitas panas negatif gravitasi materi non-degenerasi.) Jika massa inti bintang cukup besar (dari 1,2 hingga 1,5 massa matahari), maka proses fusi termonuklir sampai pada kesimpulan logisnya dengan pembentukan inti besi dan nikel. Inti besi mulai terbentuk di dalam cangkang silikon. Inti seperti itu tumbuh dalam sehari dan runtuh dalam waktu kurang dari 1 detik setelah mencapai batas Chandrasekhar. Untuk inti, batas ini adalah 1,2 hingga 1,5 massa matahari. Materi jatuh di dalam bintang, dan tolakan elektron tidak dapat menghentikan jatuhnya. Inti pusat semakin berkontraksi, dan pada titik tertentu, karena tekanan, reaksi neutronisasi mulai terjadi di dalamnya - proton mulai menyerap elektron, berubah menjadi neutron. Itu menyebabkan kehilangan cepat energi terbawa oleh neutrino yang dihasilkan (yang disebut pendinginan neutrino). Zat tersebut terus mengalami percepatan, jatuh dan menyusut hingga gaya tolak menolak antara nukleon-nukleon inti atom (proton, neutron) mulai berpengaruh. Sebenarnya, kompresi terjadi bahkan lebih dari batas ini: materi yang jatuh dengan inersia melebihi titik kesetimbangan karena elastisitas nukleon sebesar 50% ("perasan maksimum"). Proses keruntuhan inti pusat begitu cepat sehingga gelombang penghalusan terbentuk di sekitarnya. Kemudian, mengikuti inti, cangkang juga bergegas ke pusat bintang. Setelah itu, "bola karet terkompresi mundur", dan gelombang kejut memasuki lapisan luar bintang dengan kecepatan 30.000 hingga 50.000 km/s. Bagian terluar dari bintang tersebut tersebar ke segala arah, dan sebuah bintang neutron kompak atau lubang hitam tetap berada di tengah daerah ledakan. Fenomena ini disebut ledakan supernova tipe II. Ledakan ini berbeda dalam kekuatan dan parameter lainnya, karena. Bintang-bintang yang meledak dengan massa yang berbeda dan komposisi kimia yang berbeda. Ada bukti bahwa dalam ledakan supernova tipe II, lebih banyak energi yang dilepaskan daripada ledakan tipe I, karena. bagian proporsional dari energi diserap oleh kulit, tetapi hal ini mungkin tidak selalu terjadi.

Ada sejumlah ambiguitas dalam skenario yang dijelaskan. Selama pengamatan astronomi, ditemukan bahwa bintang-bintang masif benar-benar meledak, menghasilkan pembentukan nebula yang meluas, dan di tengahnya ada bintang neutron yang berputar cepat yang memancarkan gelombang radio (pulsar) secara teratur. Tetapi teori menunjukkan bahwa gelombang kejut yang keluar seharusnya memecah atom menjadi nukleon (proton, neutron). Energi harus dihabiskan untuk ini, akibatnya gelombang kejut harus padam. Tetapi untuk beberapa alasan ini tidak terjadi: dalam beberapa detik, gelombang kejut mencapai permukaan inti, kemudian - permukaan bintang dan menerbangkan materi. Beberapa hipotesis untuk massa yang berbeda sedang dipertimbangkan, tetapi tampaknya tidak meyakinkan. Mungkin, dalam keadaan "memeras maksimum" atau selama interaksi gelombang kejut dengan zat yang terus turun, beberapa yang pada dasarnya baru dan tidak kita kenal mulai berlaku. hukum fisika. Selain itu, selama ledakan supernova dengan pembentukan lubang hitam, muncul pertanyaan berikut: mengapa materi setelah ledakan tidak sepenuhnya diserap oleh lubang hitam; apakah ada gelombang kejut yang keluar dan mengapa tidak diperlambat dan apakah ada yang mirip dengan "pemerasan maksimum"?

Supernova tipe Ia

Mekanisme ledakan supernova tipe Ia (SN Ia) terlihat agak berbeda. Inilah yang disebut supernova termonuklir, mekanisme ledakannya didasarkan pada proses fusi termonuklir di inti karbon-oksigen bintang yang padat. Prekursor SN Ia adalah katai putih dengan massa mendekati batas Chandrasekhar. Secara umum diterima bahwa bintang-bintang seperti itu dapat terbentuk ketika materi mengalir dari komponen kedua sistem bintang biner. Ini terjadi jika bintang kedua dari sistem melampaui lobus Roche atau termasuk dalam kelas bintang dengan angin bintang yang sangat kuat. Saat massa katai putih meningkat, kerapatan dan suhunya meningkat secara bertahap. Akhirnya, ketika suhu mencapai sekitar 3 × 108 K, kondisi muncul untuk pengapian termonuklir dari campuran karbon-oksigen. Dari tengah ke lapisan luar, bagian depan pembakaran mulai menyebar, meninggalkan produk pembakaran - inti dari kelompok besi. Perambatan bagian depan pembakaran terjadi dalam mode deflagrasi lambat dan tidak stabil untuk berbagai jenis gangguan. Nilai tertinggi memiliki ketidakstabilan Rayleigh-Taylor, yang muncul karena aksi gaya Archimedean pada produk pembakaran yang lebih ringan dan kurang padat, dibandingkan dengan cangkang karbon-oksigen yang padat. Proses konveksi intensif skala besar dimulai, yang mengarah ke intensifikasi reaksi termonuklir yang lebih besar dan pelepasan energi supernova (~ 1051 erg) yang diperlukan untuk pengusiran cangkang. Kecepatan bagian depan pembakaran meningkat, turbulensi nyala api dan pembentukan gelombang kejut di lapisan luar bintang dimungkinkan.

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 pola ledakan yang diperlukan. Saat ini, tidak mungkin untuk memperhitungkan semua proses fisik yang terjadi di bintang dan penting untuk pengembangan suar dalam model numerik. Juga tidak ada teori lengkap tentang evolusi bintang.

Perhatikan bahwa prekursor supernova tipe 2 yang terkenal SN 1987A adalah supergiant biru dan bukan supergiant merah, seperti yang diasumsikan sebelum 1987 dalam model SN II. Kemungkinan juga tidak ada benda padat seperti bintang neutron atau lubang hitam di sisa-sisanya, seperti yang terlihat dari pengamatan.

Tempat supernova di alam semesta

Menurut banyak penelitian, setelah kelahiran Semesta, itu hanya diisi dengan zat ringan - hidrogen dan helium. Semua unsur kimia lainnya hanya dapat terbentuk dalam proses pembakaran bintang. Ini berarti bahwa planet kita (dan Anda dan saya) terdiri dari materi yang terbentuk di kedalaman bintang prasejarah dan kadang-kadang dibuang dalam ledakan supernova.

Menurut para ilmuwan, setiap supernova tipe II menghasilkan isotop aktif aluminium (26Al) sekitar 0,0001 massa matahari. Peluruhan isotop ini menciptakan radiasi keras, yang telah diamati sejak lama, dan dihitung dari intensitasnya bahwa kelimpahan isotop ini di Galaksi kurang dari tiga kali massa matahari. Ini berarti bahwa supernova tipe II seharusnya meledak di Galaksi rata-rata dua kali dalam satu abad, yang tidak teramati. Mungkin, dalam beberapa abad terakhir, banyak ledakan seperti itu tidak diperhatikan (terjadi di balik awan debu kosmik). Oleh karena itu, sebagian besar supernova diamati di galaksi lain. Ulasan mendalam Langit pada kamera otomatis yang terhubung ke teleskop sekarang memungkinkan para astronom menemukan lebih dari 300 suar setahun. Bagaimanapun, sudah saatnya supernova meledak...

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

pengamatan supernova

Untuk menunjuk supernova, astronom menggunakan sistem berikut: pertama, huruf SN ditulis (dari bahasa Latin S atas N ova), lalu tahun pembukaan, dan kemudian dengan huruf latin adalah nomor seri supernova pada tahun tersebut. Sebagai contoh, SN 1997cj menunjukkan supernova ditemukan 26 * 3 ( c) + 10 (j) = ke-88 berturut-turut pada tahun 1997.

Supernova paling terkenal

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

Supernova bersejarah di Galaksi kita (diamati)

Lihat juga

Tautan

• Pskovskiy Yu.P. Baru dan supernova- buku tentang bintang baru dan supernova.
• Tsvetkov D.Yu. Bintang Supernova - ulasan modern supernova.
• Alexey Levin Bom Luar Angkasa- artikel di majalah "Mekanika Populer"
• Daftar semua supernova yang diamati - Daftar Supernova, IAU
• Mahasiswa Eksplorasi dan Pengembangan Luar Angkasa -

Supernova adalah ledakan bintang yang sangat besar yang sekarat dengan pelepasan energi yang sangat besar, satu triliun kali energi Matahari. Sebuah supernova dapat menerangi seluruh galaksi, dan cahaya yang dikirim oleh bintang akan mencapai tepi alam semesta.Jika salah satu dari bintang-bintang ini meledak pada jarak 10 tahun cahaya dari Bumi, Bumi akan terbakar habis dari energi dan radiasi. emisi.

supernova

Supernova tidak hanya menghancurkan, mereka juga mengisi kembali elemen yang diperlukan ke luar angkasa: besi, emas, perak dan lain-lain. Segala sesuatu yang kita ketahui tentang alam semesta diciptakan dari sisa-sisa supernova yang pernah meledak. Supernova adalah salah satu objek paling indah dan menarik di alam semesta. Ledakan terbesar di alam semesta meninggalkan sisa-sisa khusus dan paling aneh di alam semesta:

bintang neutron

Neutron sangat berbahaya dan benda aneh. Ketika sebuah bintang raksasa menjadi supernova, intinya menyusut seukuran kota metropolis Bumi. Tekanan di dalam nukleus begitu besar sehingga bahkan atom-atom di dalamnya pun mulai meleleh. Ketika atom dikompresi sehingga tidak ada ruang tersisa di antara mereka, energi yang sangat besar terakumulasi dan ledakan kuat terjadi. Setelah ledakan, sebuah bintang neutron yang sangat padat tetap ada. Satu sendok teh Bintang Neutron akan memiliki berat 90 juta ton.

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

Ketika sebuah bintang berukuran 30 kali ukuran Matahari kita meledak, ia menciptakan sebuah bintang yang disebut Magnetar. Magnetar membuat kuat Medan magnet mereka bahkan lebih aneh dari bintang neutron dan pulsar. Medan magnet Magnitar melebihi bumi beberapa ribu kali.

Lubang hitam

Setelah kematian hypernova, bintang bahkan lebih besar dari superstar, yang paling misterius dan tempat berbahaya alam semesta adalah lubang hitam. Setelah kematian bintang seperti itu, lubang hitam mulai menyerap sisa-sisanya. Lubang hitam memiliki terlalu banyak bahan untuk diserap dan melemparkan sisa-sisa bintang kembali ke luar angkasa, membentuk 2 sinar radiasi gamma.

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

supernova- salah satu fenomena kosmik paling megah. Singkatnya, supernova adalah ledakan nyata sebuah bintang, ketika sebagian besar massanya (dan kadang-kadang semuanya) terbang terpisah dengan kecepatan hingga 10.000 km / s, dan sisanya dikompresi (runtuh) menjadi bintang neutron superpadat atau ke dalam lubang hitam. Supernova memainkan peran penting dalam evolusi bintang. Mereka adalah kehidupan terakhir bintang dengan massa lebih dari 8-10 massa matahari, melahirkan bintang neutron dan lubang hitam dan memperkaya medium antarbintang dengan berat. unsur kimia. Semua unsur yang lebih berat dari besi terbentuk sebagai hasil interaksi inti unsur yang lebih ringan dan partikel dasar dalam ledakan bintang masif. Bukankah di sini kunci daya tarik abadi umat manusia terhadap bintang-bintang? Memang, dalam sel terkecil dari materi hidup ada atom besi yang disintesis selama kematian beberapa bintang masif. Dan dalam hal ini, orang-orang mirip dengan manusia salju dari dongeng Andersen: dia memiliki cinta yang aneh untuk kompor panas, karena poker berfungsi sebagai bingkai untuknya ...

Para ilmuwan telah memperhatikan bahwa di galaksi elips (yaitu, galaksi tanpa struktur spiral, dengan tingkat pembentukan bintang yang sangat rendah, terutama terdiri dari bintang merah bermassa rendah), hanya supernova tipe 1 yang menyala. Di galaksi spiral, yang menjadi milik Galaksi kita - Bima Sakti, kedua jenis supernova terjadi. Pada saat yang sama, perwakilan dari tipe ke-2 berkonsentrasi ke arah lengan spiral, di mana proses aktif pembentukan bintang dan banyak bintang masif muda. Fitur-fitur ini menunjukkan sifat yang berbeda dari dua jenis supernova.

Sekarang dapat dipastikan bahwa ledakan supernova mana pun melepaskan sejumlah besar energi - sekitar 10 46 J! Energi utama ledakan terbawa bukan oleh foton, tetapi oleh neutrino - partikel cepat dengan massa diam yang sangat kecil atau bahkan nol. Neutrino berinteraksi sangat lemah dengan materi, dan bagi mereka bagian dalam bintang benar-benar transparan.

Teori lengkap ledakan supernova dengan pembentukan sisa padat dan pengusiran kulit terluar belum dibuat karena kompleksitas ekstrem memperhitungkan semua proses fisik yang terjadi dalam kasus ini. Namun, semua bukti menunjukkan bahwa supernova tipe 2 menyala sebagai akibat dari runtuhnya inti bintang masif. Pada berbagai tahap kehidupan bintang, reaksi termonuklir terjadi di inti, di mana hidrogen pertama berubah menjadi helium, kemudian helium menjadi karbon, dan seterusnya hingga pembentukan elemen "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 biaya energi yang signifikan, dan oleh karena itu pembakaran termonuklir "berhenti" di elemen puncak besi.

Apa yang menyebabkan bagian tengah bintang kehilangan stabilitas dan runtuh segera setelah inti besi menjadi cukup besar (sekitar 1,5 massa matahari)? Saat ini, dua faktor utama yang menyebabkan hilangnya stabilitas dan keruntuhan diketahui. Pertama, ini adalah "disintegrasi" inti besi menjadi 13 partikel alfa (inti helium) dengan penyerapan foton - yang disebut fotodisosiasi besi. Kedua, neutronisasi materi adalah penangkapan elektron oleh proton dengan pembentukan neutron. Kedua proses mungkin terjadi ketika kepadatan tinggi(lebih dari 1 t/cm 3 ), yang terbentuk di pusat bintang pada akhir evolusi, dan keduanya secara efektif mengurangi "elastisitas" zat, yang sebenarnya menahan aksi tekan gaya gravitasi. Akibatnya, inti kehilangan stabilitas dan menyusut. Dalam hal ini, selama neutronisasi zat, sejumlah besar neutrino membawa energi utama yang tersimpan dalam inti yang runtuh.

Seperti yang ditunjukkan oleh perhitungan komputer, kepadatan di dekat inti sangat tinggi sehingga bahkan neutrino yang berinteraksi secara lemah dengan materi untuk beberapa waktu "dikunci" oleh lapisan luar bintang. Tetapi gaya gravitasi menarik cangkang ke arah inti, dan situasi muncul serupa dengan yang terjadi ketika mencoba menuangkan cairan yang lebih padat, seperti air, ke atas cairan yang kurang padat, seperti minyak tanah atau minyak. (Dari pengalaman diketahui bahwa cairan ringan cenderung "mengambang" dari bawah cairan yang berat - di sini yang disebut ketidakstabilan Rayleigh-Taylor memanifestasikan dirinya.) Mekanisme ini menyebabkan gerakan konvektif raksasa, dan ketika momentum neutrino akhirnya ditransfer ke kulit terluar, itu dibuang ke ruang sekitarnya.

Mungkin gerakan konvektif neutrino yang mengarah pada pelanggaran simetri bola ledakan supernova. Dengan kata lain, suatu arah muncul di mana zat itu sebagian besar dikeluarkan, dan kemudian residu yang dihasilkan menerima momentum mundur dan mulai bergerak di ruang angkasa dengan inersia dengan kecepatan hingga 1000 km/s. Kecepatan spasial yang tinggi seperti itu telah dicatat pada bintang neutron muda - pulsar radio.

Gambar skematis yang dijelaskan dari ledakan supernova tipe 2 memungkinkan untuk memahami fitur pengamatan utama dari fenomena ini. Dan prediksi teoretis berdasarkan model ini (terutama mengenai energi total dan spektrum ledakan neutrino) ternyata sepenuhnya sesuai dengan pulsa neutrino yang terdaftar pada 23 Februari 1987, yang berasal dari supernova di Awan Magellan Besar.

Sekarang beberapa kata tentang supernova tipe 1. Tidak adanya emisi hidrogen dalam spektrumnya menunjukkan bahwa ledakan terjadi pada bintang yang tidak memiliki kulit hidrogen. Seperti yang diyakini sekarang, ini mungkin ledakan katai putih atau akibat runtuhnya sebuah bintang. Tipe Wolf-Rayet(Faktanya, ini adalah inti dari bintang masif yang kaya akan helium, karbon, dan oksigen).

Bagaimana katai putih bisa meledak? Memang, di bintang yang sangat padat ini, reaksi nuklir tidak terjadi, dan gaya gravitasi dilawan oleh tekanan gas padat yang terdiri dari elektron dan ion (yang disebut gas elektron terdegenerasi). Alasannya di sini sama dengan keruntuhan inti bintang masif - penurunan elastisitas materi bintang dengan peningkatan kepadatannya. Ini sekali lagi karena "penekanan" elektron menjadi proton untuk membentuk neutron, serta beberapa efek relativistik.

Mengapa kepadatan katai putih meningkat? Ini tidak mungkin jika 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 bintang baru). Pada saat yang sama, massa dan kepadatannya akan meningkat secara bertahap, yang pada akhirnya akan menyebabkan keruntuhan dan ledakan.

Lain kemungkinan varian lebih eksotis, tetapi tidak kalah nyata, adalah tabrakan dua katai putih. Bagaimana ini bisa terjadi, karena kemungkinan dua katai putih bertabrakan di luar angkasa dapat diabaikan, karena jumlah bintang per satuan volume dapat diabaikan - paling banyak beberapa bintang dalam 100 pc3. Dan di sini (untuk kesekian kalinya!) Bintang ganda "bersalah", tetapi sekarang terdiri dari dua katai putih.

Sebagai berikut dari teori umum Dalam relativitas Einstein, setiap dua massa yang mengorbit satu sama lain cepat atau lambat harus bertabrakan karena entrainment energi yang konstan, meskipun sangat tidak signifikan, dari sistem semacam itu oleh gelombang gravitasi - gelombang gravitasi. Misalnya, Bumi dan Matahari, jika yang terakhir hidup sangat lama, akan bertabrakan sebagai akibat dari efek ini, meskipun setelah waktu yang sangat lama, banyak urutan besarnya lebih besar dari usia Semesta. Telah dihitung bahwa dalam kasus sistem biner dekat dengan massa bintang dekat massa matahari (2 10 30 kg), penggabungan mereka harus terjadi dalam waktu kurang dari usia Alam semesta - dalam waktu sekitar 10 miliar tahun. Perkiraan menunjukkan bahwa di galaksi biasa, 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 kesetaraan 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 wabah itu terjadi. Oleh karena itu, kecerahan supernova yang tampak mencerminkan jarak ke galaksi tempat mereka diamati. Sifat supernova tipe 1 ini saat ini digunakan oleh para ilmuwan untuk mendapatkan perkiraan independen dari parameter kosmologis yang paling penting - konstanta Hubble, yang berfungsi sebagai ukuran kuantitatif tingkat ekspansi Semesta. Kami hanya berbicara tentang ledakan bintang paling kuat yang terjadi di Semesta dan diamati dalam rentang optik. Karena dalam kasus supernova energi utama ledakan dibawa oleh neutrino, dan bukan oleh cahaya, studi tentang langit dengan metode astronomi neutrino memiliki prospek yang sangat menarik. Ini akan memungkinkan di masa depan untuk "melihat" ke dalam "neraka" supernova, yang tersembunyi oleh ketebalan materi yang sangat besar yang tidak tembus cahaya. Astronomi gelombang gravitasi menjanjikan penemuan yang lebih menakjubkan, yang dalam waktu dekat akan memberi tahu kita tentang fenomena muluk penggabungan katai putih ganda, bintang neutron, dan lubang hitam.

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

Suka Cinta Ha ha wow Sedih Marah

Menyaksikan sisa-sisa supernova yang meletus enam tahun lalu, para astronom, secara mengejutkan, telah mengidentifikasi bintang baru di lokasi ledakan, menerangi awan material yang mengelilinginya. Temuan para ilmuwan disajikan dalam jurnal AstrofisikaJurnalsurat .

“Kami belum pernah melihat ledakan jenis ini tetap terang untuk waktu yang lama sebelumnya, jika tidak memiliki interaksi dengan hidrogen yang dikeluarkan oleh bintang sebelum peristiwa bencana. Tetapi tidak ada tanda-tanda hidrogen dalam pengamatan supernova ini,” kata Dan Milisavlevich, penulis utama studi dari Universitas Purdue (AS).

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

Ledakan bintang, yang dikenal sebagai supernova, bisa sangat terang sehingga mengungguli galaksi yang menampungnya. Mereka biasanya benar-benar "menghilang" dalam beberapa bulan atau tahun, tetapi kadang-kadang sisa-sisa ledakan "runtuh" ​​menjadi awan gas yang kaya hidrogen dan menjadi cerah kembali. Tapi bisakah mereka bersinar kembali tanpa gangguan dari luar?

Sebagai bintang besar meledak, interior mereka "menggulung" ke titik di mana semua partikel menjadi neutron. Jika bintang neutron yang dihasilkan memiliki medan magnet dan berputar cukup cepat, ia dapat berubah menjadi nebula angin pulsar. Kemungkinan besar inilah yang terjadi pada SN 2012au, yang terletak di galaksi NGC 4790 di arah konstelasi Virgo.

“Bila nebula pulsar cukup terang, ia bertindak seperti bola lampu, menerangi pancaran luar dari ledakan sebelumnya. Kami tahu bahwa supernova menghasilkan rotasi yang cepat bintang neutron, tetapi tidak pernah menerima bukti langsung dari peristiwa unik ini,” tambah Dan Milisavlevich.

Gambar pulsar di Sails yang diambil oleh Chandra Observatory 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 itu sangat energik dan berumur panjang.

“Jika sebuah pulsar tercipta di pusat ledakan, maka ia dapat mendorong keluar dan bahkan mempercepat gas, sehingga dalam beberapa tahun kita akan dapat melihat bagaimana gas yang kaya oksigen “lari” dari ledakan SN 2012au, Dan Milisavlevich menjelaskan.

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

Superluminal supernova adalah topik yang dibahas dalam astronomi. Mereka adalah sumber potensial gelombang gravitasi, serta ledakan sinar gamma dan ledakan radio cepat. Tetapi memahami proses di balik peristiwa ini menghadapi kompleksitas pengamatan, dan hanya teleskop generasi berikutnya yang akan membantu para astronom mengungkap misteri suar ini.