Supernova - død eller begynnelsen på et nytt liv? Fødsel og død av supernovaer.

Stjerner lever ikke evig. De blir også født og dør. Noen av dem, som solen, eksisterer i flere milliarder år, når rolig alderdom og forsvinner så sakte. Andre lever mye kortere og mer turbulente liv og er også dømt til en katastrofal død. Eksistensen deres blir avbrutt av en gigantisk eksplosjon, og så blir stjernen til en supernova. Lyset fra en supernova lyser opp kosmos: eksplosjonen er synlig i en avstand på mange milliarder lysår. Plutselig dukker det opp en stjerne på himmelen, der det ikke var noe før. Derav navnet. De gamle trodde at i slike tilfeller en ny stjerne virkelig antennes. I dag vet vi at en stjerne faktisk ikke blir født, men dør, men navnet forblir det samme, supernova.

SUPERNOVA 1987A

Natt til 23. til 24. februar 1987 i en av galaksene nærmest oss. Den store magellanske skyen, bare 163 000 lysår unna, har opplevd en supernova i stjernebildet Dorado. Den ble synlig selv for det blotte øye, i mai måned nådde den en synlig styrke på +3, og i de påfølgende månedene mistet den gradvis lysstyrken til den igjen ble usynlig uten teleskop eller kikkert.

Nåtid og fortid

Supernova 1987A, hvis navn antyder at det var den første supernovaen som ble observert i 1987, var også den første som var synlig for det blotte øye siden begynnelsen av teleskoptiden. Faktum er at den siste supernovaeksplosjonen i galaksen vår ble observert tilbake i 1604, da teleskopet ennå ikke var oppfunnet.

Enda viktigere, star* 1987A ga moderne agronomer den første muligheten til å observere en supernova på relativt kort avstand.

Hva var det før?

En studie av supernova 1987A viste at den tilhører type II. Det vil si at foreldrestjernen eller stamstjernen, som ble funnet i tidligere bilder av denne delen av himmelen, viste seg å være en blå superkjempe, hvis masse var nesten 20 ganger solens masse. Dermed var det en veldig varm stjerne som raskt gikk tom for kjernebrensel.

Det eneste som er igjen etter en gigantisk eksplosjon er en raskt ekspanderende gassky, der ingen ennå har kunnet se en nøytronstjerne, hvis utseende teoretisk sett bør forventes. Noen astronomer hevder at denne stjernen fortsatt er innhyllet i utdrevne gasser, mens andre har antatt at det dannes et svart hull i stedet for en stjerne.

LIVET TIL EN STJERNE

Stjerner blir født som et resultat av gravitasjonskompresjonen av en sky av interstellar materie, som når den varmes opp, bringer den sentrale kjernen til temperaturer som er tilstrekkelige til å starte termonukleære reaksjoner. Den påfølgende utviklingen av en allerede opplyst stjerne avhenger av to faktorer: startmassen og kjemisk oppbygning, førstnevnte, spesielt, bestemmer forbrenningshastigheten. Stjerner med større masse er varmere og lysere, men det er derfor de brenner ut tidligere. Dermed er levetiden til en massiv stjerne kortere sammenlignet med en stjerne med lav masse.

røde kjemper

En stjerne som brenner hydrogen sies å være i sin "hovedfase". Det meste av livet til enhver stjerne faller sammen med denne fasen. For eksempel har solen vært i hovedfasen i 5 milliarder år og vil forbli i den i lang tid, og når denne perioden slutter, vil stjernen vår gå inn i en kort fase med ustabilitet, hvoretter den vil stabilisere seg igjen, denne tid i form av en rød kjempe. Den røde kjempen er uforlignelig større og lysere enn stjernene i hovedfasen, men også mye kaldere. Antares i stjernebildet Skorpionen eller Betelgeuse i stjernebildet Orion er førsteklasses eksempler på røde kjemper. Fargen deres kan umiddelbart gjenkjennes selv med det blotte øye.

Når solen blir til en rød kjempe, vil dens ytre lag "sluke" planetene Merkur og Venus og nå jordens bane. I den røde kjempefasen mister stjerner mye av sine ytre atmosfærelag, og disse lagene danner en planetarisk tåke som M57, Ringtåken i stjernebildet Lyra, eller M27, Hanteltåken i stjernebildet Vulpecula. Begge er flotte for å observere gjennom teleskopet ditt.

Veien til finalen

Fra dette øyeblikket avhenger stjernens videre skjebne uunngåelig av massen. Hvis det er mindre enn 1,4 solmasser, vil en slik stjerne etter slutten av kjernefysisk forbrenning bli frigjort fra sine ytre lag og krympe til en hvit dverg, det siste stadiet i utviklingen av en stjerne med liten masse. Milliarder av år vil gå hvit dverg kjøle seg ned og bli usynlig. I motsetning til dette, overlever en stjerne med en stor masse (minst 8 ganger så massiv som Solen), når den går tom for hydrogen, ved å brenne gasser som er tyngre enn hydrogen, som helium og karbon. Etter å ha gått gjennom en rekke faser med sammentrekning og ekspansjon, opplever en slik stjerne en katastrofal supernovaeksplosjon etter flere millioner år, som skyter ut en enorm mengde av sin egen materie ut i rommet, og blir til en supernova-rest. I omtrent en uke overstråler supernovaen alle stjernene i galaksen, og blir deretter raskt mørkere. En nøytronstjerne forblir i sentrum, et objekt liten størrelse, som har en gigantisk tetthet. Hvis massen til stjernen er enda større, som et resultat av en supernovaeksplosjon, vises ikke stjerner, men sorte hull.

TYPER SUPERNOVA

Ved å studere lyset som kommer fra supernovaer, fant astronomer ut at ikke alle er like, og de kan klassifiseres avhengig av de kjemiske elementene som er tilstede i spektrene deres. Hydrogen spiller en spesiell rolle her: hvis det er linjer i spekteret til en supernova som bekrefter tilstedeværelsen av hydrogen, er det klassifisert som type II; hvis det ikke er slike linjer, er det tildelt type I. Supernovaer av type I er delt inn i underklasser la, lb og l, med hensyn til andre elementer i spekteret.

Ulik natur av eksplosjoner

Klassifiseringen av typer og undertyper gjenspeiler mangfoldet av mekanismer som ligger til grunn for eksplosjonen, og forskjellige typer forløperstjerner. Supernovaeksplosjoner som SN 1987A kommer på det siste utviklingsstadiet til en stjerne med stor masse (mer enn 8 ganger solens masse).

Supernovaer av typen lb og lc oppstår som et resultat av kollapsen av de sentrale delene av massive stjerner som har mistet en betydelig del av hydrogenkappen på grunn av sterk stjernevind eller på grunn av overføring av materie til en annen stjerne i et binært system .

Ulike forgjengere

Alle supernovaer av typen lb, lc og II stammer fra Populasjon I-stjerner, det vil si fra unge stjerner konsentrert i skivene til spiralgalakser. Supernovaer av La-typen stammer på sin side fra gamle Population II-stjerner og kan observeres i både elliptiske galakser og kjernene til spiralgalakser. Denne typen supernova kommer fra en hvit dverg som er en del av et binært system og trekker materie fra naboen. Når massen til en hvit dverg når stabilitetsgrensen (kalt Chandrasekhar-grensen), starter en rask prosess med fusjon av karbonkjerner, og det oppstår en eksplosjon, som et resultat av at stjernen kaster ut mesteparten av massen.

forskjellig lysstyrke

Ulike klasser av supernovaer skiller seg ikke bare fra hverandre i spekteret, men også i den maksimale lysstyrken de oppnår i en eksplosjon, og i nøyaktig hvordan denne lysstyrken avtar over tid. Type I supernovaer har en tendens til å være mye lysere enn Type II supernovaer, men de dimper også mye raskere. I supernovaer av type I varer topplysstyrken fra noen timer til flere dager, mens supernovaer av type II kan vare opptil flere måneder. En hypotese ble fremsatt, ifølge hvilken stjerner med en veldig stor masse (flere titalls ganger større enn solens masse) eksploderer enda voldsommere, som "hypernovaer", og deres kjerne blir til et svart hull.

SUPERNOVA I HISTORIEN

Astronomer tror at i vår galakse eksploderer i gjennomsnitt én supernova hvert 100. år. Imidlertid er antallet supernovaer historisk dokumentert de siste to årtusenene mindre enn 10. En årsak til dette kan skyldes at supernovaer, spesielt type II, eksploderer i spiralarmer, hvor interstellart støv er mye tettere og følgelig, er i stand til å mørke utstrålingen.supernova.

Først sett

Selv om forskere vurderer andre kandidater, er det i dag generelt akseptert at den første observasjonen noensinne av en supernovaeksplosjon dateres tilbake til 185 e.Kr. Det er dokumentert av kinesiske astronomer. I Kina ble det også registrert eksplosjoner av galaktiske supernovaer i 386 og 393. Så gikk mer enn 600 år, og til slutt dukket det opp en annen supernova på himmelen: i 1006 skinte en ny stjerne i stjernebildet Wolf, denne gangen registrert, inkludert av arabiske og europeiske astronomer. Denne klareste stjernen (hvis tilsynelatende styrke på toppen av lysstyrken nådde -7,5) forble synlig på himmelen i mer enn ett år.
.
krabbetåken

Supernovaen fra 1054 var også eksepsjonelt lyssterk (maksimal styrke -6), men den ble igjen bare lagt merke til av kinesiske astronomer, og kanskje til og med amerikanske indianere. Dette er sannsynligvis den mest kjente supernovaen, siden dens rest er Krabbetåken i stjernebildet Tyren, som Charles Messier katalogiserte som nummer 1.

Vi skylder også kinesiske astronomer informasjon om utseendet til en supernova i stjernebildet Cassiopeia i 1181. En annen supernova eksploderte også der, denne gangen i 1572. Denne supernovaen ble også lagt merke til av europeiske astronomer, inkludert Tycho Brahe, som beskrev både utseendet og den videre endringen i lysstyrken i sin bok On a New Star, hvis navn ga opphav til begrepet som brukes for å betegne slike stjerner.

Supernova Tycho

32 år senere, i 1604, dukket enda en supernova opp på himmelen. Tycho Brahe ga denne informasjonen videre til sin elev Johannes Kepler, som begynte å spore den «nye stjernen» og dedikerte boken «On the New Star in the Leg of Ophiuchus» til henne. Denne stjernen, også observert av Galileo Galilei, er til dags dato den siste av supernovaene som er synlige for det blotte øye som eksploderte i galaksen vår.

Det er imidlertid ingen tvil om at en annen supernova har eksplodert i Melkeveien, igjen i stjernebildet Cassiopeia (dette rekordstore stjernebildet har tre galaktiske supernovaer). Selv om det ikke er noen visuelle bevis på denne hendelsen, fant astronomer en rest av stjernen og beregnet at den må samsvare med eksplosjonen som skjedde i 1667.

Utenfor Melkeveien, i tillegg til supernova 1987A, observerte astronomer også en andre supernova, 1885, som eksploderte i Andromeda-galaksen.

supernova observasjon

Jakt på supernovaer krever tålmodighet og riktig metode.

Den første er nødvendig, siden ingen garanterer at du vil kunne oppdage en supernova den første kvelden. Den andre er uunnværlig hvis du ikke vil kaste bort tid og virkelig ønsker å øke sjansene dine for å oppdage en supernova. Hovedproblemet er at det er fysisk umulig å forutsi når og hvor en supernovaeksplosjon vil skje i en av de fjerne galaksene. Derfor må en supernovajeger skanne himmelen hver natt og sjekke dusinvis av galakser som er nøye utvalgt for dette formålet.

Hva må vi gjøre

En av de vanligste teknikkene er å peke et teleskop mot en bestemt galakse og sammenligne utseendet med et tidligere bilde (tegning, fotografi, digitalt bilde), i ideelt med omtrent samme forstørrelse som teleskopet pleide å observere. Hvis en supernova har dukket opp der, vil den umiddelbart fange oppmerksomheten din. I dag har mange amatørastronomer utstyr som er verdig et profesjonelt observatorium, for eksempel datastyrte teleskoper og CCD-kameraer som lar digitale fotografier av himmelen tas umiddelbart. Men selv i dag jakter mange observatører på supernovaer ganske enkelt ved å peke teleskopet mot en eller annen galakse og se gjennom okularet, i håp om å se om en annen stjerne dukker opp et annet sted.

supernova

supernovaer- Stjerner avslutter sin utvikling i en katastrofal eksplosiv prosess.

Begrepet "supernovaer" ble brukt for å beskrive stjerner som blusset opp mye (i størrelsesordener) sterkere enn de såkalte "nye stjernene". Faktisk er verken det ene eller det andre fysisk nye, allerede eksisterende stjerner blusser alltid opp. Men i flere historiske tilfeller blusset de stjernene som tidligere var nesten eller helt usynlige på himmelen opp, noe som skapte effekten av utseendet til en ny stjerne. Typen supernova bestemmes av tilstedeværelsen av hydrogenlinjer i fakkelspekteret. Hvis det er det, så en type II supernova, hvis ikke, så en type I supernova.

Fysikk til supernovaer

Type II supernovaer

I følge moderne konsepter fører termonukleær fusjon til slutt til berikelse av sammensetningen av stjernens indre områder med tunge elementer. I prosessen med termonukleær fusjon og dannelsen av tunge elementer, trekker stjernen seg sammen, og temperaturen i sentrum stiger. (Effekten av den negative varmekapasiteten til graviterende ikke-degenerert materie.) Hvis massen til stjernens kjerne er stor nok (fra 1,2 til 1,5 solmasser), kommer prosessen med termonukleær fusjon til sin logiske konklusjon med dannelsen av jern- og nikkelkjerner. En jernkjerne begynner å dannes inne i silisiumskallet. En slik kjerne vokser på en dag og kollapser på mindre enn 1 sekund når den når Chandrasekhar-grensen. For kjernen er denne grensen fra 1,2 til 1,5 solmasser. Materie faller inne i stjernen, og frastøtingen av elektroner kan ikke stoppe fallet. Den sentrale kjernen trekker seg mer og mer sammen, og på et tidspunkt, på grunn av trykk, begynner nøytroniseringsreaksjoner å finne sted i den - protoner begynner å absorbere elektroner og blir til nøytroner. Det fører til raskt tap energi båret bort av de resulterende nøytrinoene (den såkalte nøytrinokjølingen). Stoffet fortsetter å akselerere, falle og krympe inntil frastøtingen mellom nukleonene i atomkjernen (protoner, nøytroner) begynner å påvirke. Strengt tatt skjer kompresjonen enda mer enn denne grensen: det fallende stoffet ved treghet overskrider likevektspunktet på grunn av elastisiteten til nukleonene med 50 % ("maksimal klemning"). Prosessen med kollaps av den sentrale kjernen er så rask at det dannes en sjeldenhetsbølge rundt den. Deretter, etter kjernen, skynder skallet også til midten av stjernen. Etter det rekylerer den "komprimerte gummikulen", og sjokkbølgen kommer inn i de ytre lagene av stjernen med en hastighet på 30 000 til 50 000 km/s. De ytre delene av stjernen sprer seg i alle retninger, og en kompakt nøytronstjerne eller sort hull forblir i sentrum av det eksploderte området. Dette fenomenet kalles en type II supernovaeksplosjon. Disse eksplosjonene er forskjellige i kraft og andre parametere, fordi. Eksploderende stjerner med ulik masse og ulik kjemisk sammensetning. Det er bevis på at i en type II supernovaeksplosjon frigjøres mye mer energi enn i en type I-eksplosjon, pga. en proporsjonal del av energien absorberes av skallet, men dette er kanskje ikke alltid tilfelle.

Det er en rekke uklarheter i det beskrevne scenariet. I løpet av astronomiske observasjoner ble det funnet at massive stjerner virkelig eksploderer, noe som resulterer i dannelsen av ekspanderende tåker, og i sentrum er det en raskt roterende nøytronstjerne som sender ut regelmessige pulser av radiobølger (en pulsar). Men teorien viser at den utgående sjokkbølgen bør splitte atomene i nukleoner (protoner, nøytroner). Det må brukes energi på dette, som følge av at sjokkbølgen må ut. Men av en eller annen grunn skjer ikke dette: i løpet av noen få sekunder når sjokkbølgen overflaten av kjernen, deretter - overflaten av stjernen og blåser bort saken. Flere hypoteser for ulike masser vurderes, men de virker ikke overbevisende. Det er mulig at i tilstanden "maksimal klem" eller i løpet av samspillet mellom sjokkbølgen og stoffet som fortsetter å falle, trer noen fundamentalt nye og ukjente i kraft. fysiske lover. I tillegg, under eksplosjonen av en supernova med dannelsen av et sort hull, oppstår følgende spørsmål: hvorfor saken etter eksplosjonen ikke blir fullstendig absorbert av det sorte hullet; er det en utgående sjokkbølge og hvorfor bremses den ikke og er det noe som ligner på "maksimal klem"?

Type Ia supernovaer

Mekanismen for utbrudd av type Ia (SN Ia) supernovaer ser noe annerledes ut. Dette er den såkalte termonukleære supernovaen, hvis eksplosjonsmekanisme er basert på prosessen med termonukleær fusjon i den tette karbon-oksygenkjernen til en stjerne. Forløperne til SN Ia er hvite dverger med masser nær Chandrasekhar-grensen. Det er generelt akseptert at slike stjerner kan dannes når materie strømmer fra den andre komponenten i et dobbeltstjernesystem. Dette skjer hvis den andre stjernen i systemet går utover Roche-loben eller tilhører klassen av stjerner med en superintens stjernevind. Når massen til en hvit dverg øker, øker dens tetthet og temperatur gradvis. Til slutt, når temperaturen når ca. 3×10 8 K, oppstår det forhold for termonukleær antennelse av karbon-oksygenblandingen. Fra midten til de ytre lagene begynner forbrenningsfronten å spre seg, og etterlater seg forbrenningsprodukter - kjernene til jerngruppen. Utbredelsen av forbrenningsfronten skjer i et sakte deflagrasjonsregime og er ustabil overfor forskjellige typer forstyrrelser. Høyeste verdi har Rayleigh-Taylor ustabilitet, som oppstår på grunn av virkningen av den arkimedeiske kraften på lettere og mindre tette forbrenningsprodukter, sammenlignet med et tett karbon-oksygenskall. Intensive konveksjonsprosesser i stor skala begynner, som fører til en enda større intensivering av termonukleære reaksjoner og frigjøring av supernovaenergi (~ 10 51 erg) som er nødvendig for utstøting av skallet. Hastigheten på forbrenningsfronten øker, turbulens i flammen og dannelsen av en sjokkbølge i de ytre lagene av stjernen er mulig.

Andre typer supernovaer

Det er også SN Ib og Ic hvis forløpere er massive stjerner i binære systemer, i motsetning til SN II hvis forløpere er enkeltstjerner.

Supernovateori

Det er ingen fullstendig teori om supernovaer ennå. Alle foreslåtte modeller er forenklet og har frie parametere som må justeres for å oppnå ønsket eksplosjonsmønster. For tiden er det umulig å ta hensyn til alle de fysiske prosessene som skjer i stjerner og er viktige for utviklingen av en fakkel i numeriske modeller. Det er heller ingen fullstendig teori om stjernenes evolusjon.

Merk at forløperen til den velkjente supernovaen SN 1987A, tildelt den andre typen, er en blå superkjempe, og ikke en rød, slik det ble antatt før 1987 i SN II-modeller. Det er også sannsynlig at det ikke er noe kompakt objekt som en nøytronstjerne eller et svart hull i restene, som man kan se fra observasjoner.

Stedet for supernovaer i universet

I følge en rekke studier, etter universets fødsel, var det bare fylt med lette stoffer - hydrogen og helium. Alle andre kjemiske grunnstoffer kan kun dannes i prosessen med å brenne stjerner. Dette betyr at planeten vår (og du og meg) består av materie dannet i dypet av forhistoriske stjerner og kastet ut en gang i supernovaeksplosjoner.

Ifølge forskere produserer hver type II supernova en aktiv isotop av aluminium (26Al) om lag 0,0001 solmasser. Forfallet av denne isotopen skaper hard stråling, som har blitt observert i lang tid, og det er beregnet ut fra dens intensitet at forekomsten av denne isotopen i galaksen er mindre enn tre solmasser. Dette betyr at type II supernovaer bør eksplodere i galaksen i gjennomsnitt to ganger i århundret, noe som ikke er observert. Sannsynligvis, i de siste århundrene, ble mange slike eksplosjoner ikke lagt merke til (oppstod bak skyer av kosmisk støv). Derfor er de fleste supernovaer observert i andre galakser. Dype anmeldelser Himmelen på automatiske kameraer koblet til teleskoper lar nå astronomer oppdage mer enn 300 fakler i året. Uansett er det på høy tid for en supernova å eksplodere...

Ifølge en av forskernes hypoteser kan en kosmisk sky av støv, som dukket opp som et resultat av en supernovaeksplosjon, oppholde seg i verdensrommet i omtrent to eller tre milliarder år!

supernova observasjoner

For å utpeke supernovaer bruker astronomer følgende system: først skrives bokstavene SN (fra latin Søvre N egg), deretter åpningsåret og deretter med latinske bokstaver er serienummeret til supernovaen i året. For eksempel, SN 1997cj betegner en supernova oppdaget 26 * 3 ( c) + 10 (j) = 88. i rekken i 1997.

De mest kjente supernovaene

• Supernova SN 1604 (Keplers Supernova)
• Supernova G1.9+0.3 (den yngste i vår galakse)

Historiske supernovaer i galaksen vår (observert)

se også

Lenker

• Pskovskiy Yu.P. Nye og supernovaer- en bok om nye stjerner og supernovastjerner.
• Tsvetkov D. Yu. Supernovastjerner - moderne anmeldelse supernovaer.
• Alexey Levin Rombomber- artikkel i magasinet "Popular Mechanics"
• Liste over alle observerte supernovaer - Liste over supernovaer, IAU
• Studenter for utforskning og utvikling av verdensrommet -

En supernova er en eksplosjon av døende veldig store stjerner med et enormt energiuttak, en billion ganger energien til solen. En supernova kan lyse opp hele galaksen, og lyset som sendes av stjernen vil nå kantene av universet Hvis en av disse stjernene eksploderer i en avstand på 10 lysår fra jorden, vil jorden brenne fullstendig ut av energi og stråling utslipp.

Supernova

Supernovaer ødelegger ikke bare, de fyller også på nødvendige elementer ut i verdensrommet: jern, gull, sølv og andre. Alt vi vet om universet ble skapt fra restene av en supernova som en gang eksploderte. En supernova er en av de vakreste og mest interessante gjenstandene i universet. De største eksplosjonene i universet etterlater spesielle, merkeligste rester i universet:

nøytronstjerner

Nøytron veldig farlige og merkelige kropper. Når en gigantisk stjerne blir supernova, krymper kjernen til størrelsen på en jordmetropol. Trykket inne i kjernen er så stort at selv atomene inni begynner å smelte. Når atomene er så komprimert at det ikke er plass igjen mellom dem, samler det seg enorm energi og det skjer en kraftig eksplosjon. Etter eksplosjonen står en utrolig tett nøytronstjerne igjen. En teskje av en nøytronstjerne vil veie 90 millioner tonn.

En pulsar er restene av en supernovaeksplosjon. Et legeme som ligner massen og tettheten til en nøytronstjerne. Pulsarene roterer med en enorm hastighet og slipper ut strålingsutbrudd i verdensrommet fra nord- og sørpolen. Rotasjonshastigheten kan nå 1000 omdreininger per sekund.

Når en stjerne som er 30 ganger så stor som solen eksploderer, skaper den en stjerne kalt Magnetar. Magneter skaper kraftige magnetiske felt de er enda merkeligere enn nøytronstjerner og pulsarer. Magnitars magnetiske felt overskrider jordens med flere tusen ganger.

Svarte hull

Etter døden av hypernovaer, stjerner enda større enn en superstjerne, den mest mystiske og farlig sted universet er et svart hull. Etter døden til en slik stjerne begynner det sorte hullet å absorbere restene. Det sorte hullet har for mye materiale for absorpsjon, og det kaster restene av stjernen tilbake i verdensrommet, og danner 2 stråler med gammastråling.

Når det gjelder vår, har ikke solen nok masse til å bli et svart hull, en pulsar, en magnetar eller til og med en nevrale stjerne. Etter kosmiske standarder er stjernen vår veldig liten for en slik finale i livet hennes. Forskere sier at etter uttømming av drivstoff vil stjernen vår øke i størrelse med flere titalls ganger, noe som vil tillate den å absorbere de jordiske planetene: Merkur, Venus, Jorden og muligens Mars.

supernovaer- et av de mest grandiose kosmiske fenomenene. Kort sagt er en supernova en ekte eksplosjon av en stjerne, når det meste av massen (og noen ganger hele) flyr fra hverandre med en hastighet på opptil 10 000 km/s, og resten komprimeres (kollapser) til en supertett nøytronstjerne eller inn i svart hull. Supernovaer spiller en viktig rolle i utviklingen av stjerner. De er det siste livet til stjerner med en masse på mer enn 8-10 solmasser, som føder nøytronstjerner og sorte hull og beriker det interstellare mediet med tunge kjemiske elementer. Alle grunnstoffer tyngre enn jern ble dannet som et resultat av samspillet mellom kjernene til lettere grunnstoffer og elementærpartikler i eksplosjonene av massive stjerner. Er ikke her nøkkelen til menneskehetens evige tiltrekning til stjernene? Faktisk, i den minste cellen av levende materie er det jernatomer syntetisert under døden til en massiv stjerne. Og i denne forstand er folk beslektet med en snømann fra Andersens eventyr: han hadde en merkelig kjærlighet til en varm komfyr, fordi en poker fungerte som en ramme for ham ...

Forskere har lagt merke til at i elliptiske galakser (det vil si galakser uten spiralstruktur, med svært lav stjernedannelseshastighet, hovedsakelig bestående av røde stjerner med lav masse), er det bare type 1-supernovaer som blusser opp. I spiralgalakser, som vår galakse tilhører - Melkeveien, forekommer begge typer supernovaer. Samtidig konsentrerer representanter for 2. type seg mot spiralarmene, hvor aktiv prosess stjernedannelse og mange unge massive stjerner. Disse funksjonene antyder den forskjellige naturen til de to typene supernovaer.

Nå er det pålitelig fastslått at eksplosjonen av enhver supernova frigjør en enorm mengde energi - omtrent 10 46 J! Hovedenergien til eksplosjonen bæres ikke av fotoner, men av nøytrinoer - raske partikler med en veldig liten eller til og med null hvilemasse. Nøytrinoer samhandler ekstremt svakt med materie, og for dem er det indre av en stjerne helt gjennomsiktig.

En fullstendig teori om en supernovaeksplosjon med dannelse av en kompakt rest og utstøting av det ytre skallet er ennå ikke opprettet på grunn av den ekstreme kompleksiteten ved å ta hensyn til alle de fysiske prosessene som skjer i dette tilfellet. Alle bevis tyder imidlertid på at supernovaer av type 2 blusser som et resultat av kollapsen av kjernene til massive stjerner. På forskjellige stadier av livet til en stjerne fant det sted termonukleære reaksjoner i kjernen, der først hydrogen ble til helium, deretter helium til karbon, og så videre til dannelsen av "jerntopp"-elementene - jern, kobolt og nikkel . Atomkjernene til disse grunnstoffene har maksimal bindingsenergi per partikkel. Det er klart at tilsetning av nye partikler til atomkjernen jern vil for eksempel kreve betydelige energikostnader, og derfor "stopper" termonukleær forbrenning ved elementene i jerntoppen.

Hva får de sentrale delene av stjernen til å miste stabilitet og kollapse så snart jernkjernen blir massiv nok (ca. 1,5 solmasser)? For tiden er to hovedfaktorer som fører til tap av stabilitet og kollaps kjent. For det første er dette "oppløsningen" av jernkjerner til 13 alfapartikler (heliumkjerner) med absorpsjon av fotoner - den såkalte fotodissosiasjonen av jern. For det andre er nøytronisering av materie fangst av elektroner av protoner med dannelse av nøytroner. Begge prosessene er mulige når høye tettheter(over 1 t/cm 3 ), som etableres i sentrum av stjernen ved slutten av evolusjonen, og begge reduserer effektivt «elastisiteten» til stoffet, som faktisk motstår tyngdekraftens trykkvirkning. Som et resultat mister kjernen stabiliteten og krymper. I dette tilfellet, under nøytroniseringen av stoffet, et stort nummer av nøytrinoer som frakter bort hovedenergien som er lagret i den kollapsende kjernen.

Ifølge databeregninger er tettheten nær kjernen så høy at selv nøytrinoer som samhandler svakt med materie i noen tid blir "låst" av stjernens ytre lag. Men gravitasjonskrefter trekker skallet mot kjernen, og det oppstår en situasjon som ligner på den som oppstår når man prøver å helle en tettere væske, som vann, over en mindre tett væske, som parafin eller olje. (Det er velkjent av erfaring at en lett væske har en tendens til å "flyte" fra under en tung - her manifesterer den såkalte Rayleigh-Taylor-ustabiliteten seg.) Denne mekanismen forårsaker gigantiske konveksjonsbevegelser, og når nøytrino-momentumet til slutt overføres til det ytre skallet, blir det dumpet i det omkringliggende rommet.

Kanskje er det nøytrino-konvektive bevegelser som fører til brudd på den sfæriske symmetrien til supernovaeksplosjonen. Med andre ord dukker det opp en retning langs hvilken stoffet overveiende blir kastet ut, og deretter får den resulterende resten et rekylmomentum og begynner å bevege seg i rommet ved treghet med en hastighet på opptil 1000 km/s. Slike høye romlige hastigheter har blitt registrert i unge nøytronstjerner - radiopulsarer.

Det beskrevne skjematiske bildet av en type 2 supernovaeksplosjon gjør det mulig å forstå de viktigste observasjonstrekkene ved dette fenomenet. Og de teoretiske spådommene basert på denne modellen (spesielt angående den totale energien og spekteret til en nøytrino-utbrudd) viste seg å være i full overensstemmelse med nøytrinopulsen registrert 23. februar 1987, som kom fra en supernova i den store magellanske skyen.

Nå noen få ord om type 1 supernovaer. Fraværet av hydrogenutslipp i spektrene deres indikerer at eksplosjonen skjer i stjerner som er blottet for en hydrogenkonvolutt. Det antas nå at dette kan være eksplosjonen av en hvit dverg eller resultatet av kollapsen av en stjerne. Wolf-Rayet type(faktisk er dette kjernene til massive stjerner rike på helium, karbon og oksygen).

Hvordan kan en hvit dverg eksplodere? Faktisk, i denne svært tette stjernen finner ikke kjernefysiske reaksjoner sted, og tyngdekreftene motvirkes av trykket fra en tett gass bestående av elektroner og ioner (den såkalte degenererte elektrongassen). Årsaken her er den samme som i sammenbruddet av kjernene til massive stjerner - en reduksjon i elastisiteten til stjernens materie med en økning i dens tetthet. Dette er igjen på grunn av "pressing" av elektroner til protoner med dannelse av nøytroner, samt noen relativistiske effekter.

Hvorfor øker tettheten til en hvit dverg? Dette er ikke mulig hvis det er singel. Men hvis en hvit dverg er en del av et tilstrekkelig nært binært system, vil gass fra en nabostjerne under påvirkning av gravitasjonskrefter kunne strømme inn på en hvit dverg (som i tilfellet med en ny stjerne). Samtidig vil massen og tettheten gradvis øke, noe som til slutt vil føre til kollaps og eksplosjon.

En annen mulig variant mer eksotisk, men ikke mindre ekte, er kollisjonen mellom to hvite dverger. Hvordan kan dette være, fordi sannsynligheten for at to hvite dverger kolliderer i rommet er ubetydelig, siden antall stjerner per volumenhet er ubetydelig - på det meste noen få stjerner i 100 pc3. Og her (for femtende gang!) er dobbeltstjerner "skyldige", men består nå av to hvite dverger.

Som følger av generell teori Einsteins relativitetsteori, alle to masser som går i bane rundt hverandre må før eller siden kollidere på grunn av den konstante, om enn svært ubetydelige, inndragning av energi fra et slikt system av gravitasjonsbølger - gravitasjonsbølger. For eksempel ville Jorden og Solen, hvis sistnevnte levde på ubestemt tid, ha kollidert som et resultat av denne effekten, men etter en kolossal tid, mange størrelsesordener større enn universets alder. Det er beregnet at i tilfelle av nære binære systemer med stjernemasser nær solmassen (2 10 30 kg), må deres sammenslåing skje i tiden mindre enn alder Universet - om omtrent 10 milliarder år. Estimater viser at i en typisk galakse skjer slike hendelser en gang hvert flere hundre år. Den gigantiske energien som frigjøres under denne katastrofale prosessen er nok til å forklare supernovafenomenet.

Forresten, den omtrentlige likheten mellom massene av hvite dverger gjør at sammenslåingene deres "likner" hverandre, noe som betyr at supernovaer av type 1 skal se like ut i sine egenskaper, uavhengig av når og i hvilken galakse utbruddet skjedde. Derfor reflekterer den tilsynelatende lysstyrken til supernovaer avstandene til galaksene der de er observert. Denne egenskapen til supernovaer av type 1 brukes for tiden av forskere for å oppnå et uavhengig estimat av den viktigste kosmologiske parameteren - Hubble-konstanten, som fungerer som et kvantitativt mål på ekspansjonshastigheten til universet. Vi har bare snakket om de kraftigste eksplosjonene av stjerner som forekommer i universet og observeres i det optiske området. Siden i tilfellet med supernovaer blir hovedenergien til eksplosjonen båret bort av nøytrinoer, og ikke av lys, har studiet av himmelen ved metodene for nøytrino-astronomi svært interessante utsikter. Det vil tillate i fremtiden å "se" inn i selve "infernoet" til en supernova, skjult av enorme tykkelser av materie som er ugjennomsiktig for lys. Gravitasjonsbølgeastronomi lover enda flere fantastiske funn, som i nær fremtid vil fortelle oss om de grandiose fenomenene ved sammenslåingen av doble hvite dverger, nøytronstjerner og sorte hull.

Eksplosjoner av stjerner, kjent som supernovaer, kan være så lyse at de overstråler galaksene som inneholder dem.

Som Kjærlighet Ha ha wow lei seg Sint

Når astronomene så på restene av en supernova som brøt ut for seks år siden, ble de overrasket over å se en ny stjerne på eksplosjonsstedet, som belyste den omkringliggende skyen av materiale. Funnene til forskere presenteres i tidsskriftet AstrofysiskTidsskriftbokstaver .

"Vi har aldri sett en eksplosjon av denne typen forbli lyssterk i så lang tid før, hvis den ikke hadde noen interaksjon med hydrogenet som ble kastet ut av stjernen før den katastrofale hendelsen. Men det er ingen signatur av hydrogen i observasjonene av denne supernovaen, sier Dan Milisavlevich, hovedforfatter av studien fra Purdue University (USA).

I motsetning til de fleste stjerneeksplosjoner, som forsvinner, fortsetter SN 2012au å skinne takket være en kraftig nyfødt pulsar. Kreditt: NASA, ESA og J. DePasquale

Eksplosjoner av stjerner, kjent som supernovaer, kan være så lyse at de overstråler galaksene som inneholder dem. De "forsvinner" vanligvis helt i løpet av noen måneder eller år, men noen ganger "kollapser" restene av eksplosjonen til hydrogenrike gasskyer og blir lyse igjen. Men kan de skinne igjen uten innblanding utenfra?

Som store stjerner eksploderer, deres indre "ruller opp" til det punktet hvor alle partikler blir nøytroner. Hvis den resulterende nøytronstjernen har et magnetfelt og spinner raskt nok, kan den bli til en pulsarvindtåke. Dette er mest sannsynlig det som skjedde med SN 2012au, som ligger i galaksen NGC 4790 i retning stjernebildet Jomfruen.

"Når pulsartåken er lys nok, fungerer den som en lyspære, som lyser opp det ytre utkastet fra forrige eksplosjon. Vi visste at supernovaer produserte raskt roterende nøytronstjerner, men mottok aldri direkte bevis på denne unike hendelsen," la Dan Milisavlevich til.

Et bilde av pulsaren i Sails tatt av NASAs Chandra-observatorium. Kreditt: NASA

SN 2012au viste seg i utgangspunktet å være uvanlig og merkelig på mange måter. Selv om eksplosjonen ikke var kraftig nok til å bli klassifisert som en "superluminal" supernova, var den ekstremt energisk og langvarig.

"Hvis en pulsar dannes i sentrum av eksplosjonen, kan den skyve ut og til og med akselerere gass, så om noen år vil vi kunne se hvordan oksygenrik gass "løper bort" fra eksplosjonsstedet til SN 2012au ", forklarte Dan Milisavlevich.

Krabbetåkens bankende hjerte. I sentrum ligger en pulsar. Kreditt: NASA/ESA

Superluminale supernovaer er et diskutert tema innen astronomi. De er potensielle kilder til gravitasjonsbølger, så vel som gammastråleutbrudd og raske radioutbrudd. Men å forstå prosessene bak disse hendelsene står overfor kompleksiteten til observasjoner, og bare neste generasjon teleskoper vil hjelpe astronomer å avdekke mysteriene til disse faklene.