Supernowa - śmierć czy początek nowego życia? Narodziny i śmierć supernowych.

Gwiazdy nie żyją wiecznie. One też się rodzą i umierają. Niektóre z nich, jak Słońce, istnieją przez kilka miliardów lat, spokojnie dochodzą do starości, a potem powoli zanikają. Inni żyją znacznie krócej i bardziej burzliwie, a także są skazani na katastrofalną śmierć. Ich istnienie przerywa gigantyczna eksplozja, po której gwiazda zamienia się w supernową. Światło supernowej oświetla kosmos: jej eksplozja jest widoczna z odległości wielu miliardów lat świetlnych. Nagle na niebie pojawia się gwiazda, gdzie, jak się wydawało, wcześniej nic nie było. Stąd nazwa. Starożytni wierzyli, że w takich przypadkach naprawdę zapala się nowa gwiazda. Dziś wiemy, że w rzeczywistości gwiazda nie rodzi się, ale umiera, ale nazwa pozostaje ta sama, supernowa.

SUPERNOWA 1987A

W nocy z 23 na 24 lutego 1987 roku w jednej z najbliższych nam galaktyk. Wielki Obłok Magellana, oddalony o zaledwie 163 000 lat świetlnych, doświadczył supernowej w konstelacji Dorado. Stał się widoczny nawet gołym okiem, w maju osiągnął widoczną wielkość +3, a w kolejnych miesiącach stopniowo tracił jasność, aż znów stał się niewidoczny bez teleskopu i lornetki.

Teraźniejszość i przeszłość

Supernowa 1987A, której nazwa sugeruje, że była to pierwsza supernowa zaobserwowana w 1987 roku, była również pierwszą widoczną gołym okiem od początku ery teleskopów. Faktem jest, że ostatnią eksplozję supernowej w naszej galaktyce zaobserwowano w 1604 roku, kiedy teleskop nie został jeszcze wynaleziony.

Co ważniejsze, gwiazda* 1987A dała współczesnym agronomom pierwszą możliwość zaobserwowania supernowej ze stosunkowo niewielkiej odległości.

Co tam było wcześniej?

Badanie supernowej 1987A wykazało, że należy ona do typu II. Oznacza to, że gwiazda macierzysta lub protoplasta, którą znaleziono na wcześniejszych zdjęciach tego fragmentu nieba, okazała się niebieskim nadolbrzymem, którego masa była prawie 20 razy większa od masy Słońca. Była to więc bardzo gorąca gwiazda, której paliwo jądrowe szybko się skończyło.

Jedyne, co pozostało po gigantycznej eksplozji, to gwałtownie rozszerzający się obłok gazu, wewnątrz którego nikt jeszcze nie był w stanie zobaczyć gwiazdy neutronowej, której pojawienia się teoretycznie należałoby się spodziewać. Niektórzy astronomowie twierdzą, że gwiazda ta wciąż jest pokryta wyrzuconymi gazami, podczas gdy inni postawili hipotezę, że zamiast gwiazdy powstaje czarna dziura.

ŻYCIE GWIAZDY

Gwiazdy powstają w wyniku grawitacyjnego ściskania chmury materii międzygwiazdowej, która po podgrzaniu doprowadza centralne jądro do temperatur wystarczających do rozpoczęcia reakcji termojądrowych. Dalszy rozwój już oświetlonej gwiazdy zależy od dwóch czynników: masy początkowej i skład chemiczny, to pierwsze, w szczególności określające szybkość spalania. Gwiazdy o większej masie są gorętsze i jaśniejsze, ale dlatego wcześniej wypalają się. Tak więc życie masywnej gwiazdy jest krótsze w porównaniu z gwiazdą o małej masie.

czerwone olbrzymy

Mówi się, że gwiazda spalająca wodór jest w swojej „głównej fazie”. Większość życia każdej gwiazdy zbiega się z tą fazą. Np. Słońce jest w fazie głównej od 5 miliardów lat i pozostanie w niej przez długi czas, a gdy ten okres się skończy, nasza gwiazda wejdzie w krótką fazę niestabilności, po której ponownie się ustabilizuje, to czas w postaci czerwonego olbrzyma. Czerwony olbrzym jest nieporównywalnie większy i jaśniejszy od gwiazd w fazie głównej, ale też znacznie zimniejszy. Antares w konstelacji Skorpiona lub Betelgeuse w konstelacji Oriona są najlepszymi przykładami czerwonych olbrzymów. Ich kolor można od razu rozpoznać nawet gołym okiem.

Kiedy Słońce zamieni się w czerwonego olbrzyma, jego zewnętrzne warstwy „połkną” planety Merkury i Wenus i dotrą na orbitę Ziemi. W fazie czerwonego olbrzyma gwiazdy tracą wiele ze swoich zewnętrznych warstw atmosfery, a warstwy te tworzą mgławicę planetarną, taką jak M57, Mgławica Pierścień w gwiazdozbiorze Liry lub M27, Mgławica Hantle w gwiazdozbiorze Liska. Oba są świetne do obserwacji przez teleskop.

Droga do finału

Od tego momentu dalszy los gwiazdy nieuchronnie zależy od jej masy. Jeśli ma mniej niż 1,4 masy Słońca, to po zakończeniu spalania jądrowego taka gwiazda uwolni się od swoich zewnętrznych warstw i skurczy się do białego karła, ostatniego etapu ewolucji gwiazdy o małej masie. Mijają miliardy lat biały karzeł ochłodzić się i stać się niewidzialnym. Z kolei gwiazda o dużej masie (co najmniej 8 razy masywniejszej od Słońca), gdy zabraknie jej wodoru, przetrwa, spalając gazy cięższe od wodoru, takie jak hel i węgiel. Po przejściu przez szereg faz kurczenia się i rozszerzania, taka gwiazda po kilku milionach lat doświadcza katastrofalnej eksplozji supernowej, wyrzucając w przestrzeń ogromną ilość własnej materii i zamieniając się w pozostałość po supernowej. Przez około tydzień supernowa przyćmiewa wszystkie gwiazdy w swojej galaktyce, a następnie szybko ciemnieje. W centrum pozostaje gwiazda neutronowa, obiekt mały rozmiar, który ma gigantyczną gęstość. Jeśli masa gwiazdy jest jeszcze większa, w wyniku wybuchu supernowej pojawiają się nie gwiazdy, ale czarne dziury.

RODZAJE SUPERNOWY

Badając światło pochodzące od supernowych, astronomowie odkryli, że nie wszystkie z nich są takie same i można je sklasyfikować w zależności od pierwiastków chemicznych obecnych w ich widmach. Szczególną rolę odgrywa tutaj wodór: jeśli w widmie supernowej występują linie potwierdzające obecność wodoru, to jest on klasyfikowany jako typ II; jeśli nie ma takich linii, przypisywana jest do typu I. Supernowe typu I dzielą się na podklasy la, lb i l, z uwzględnieniem pozostałych elementów widma.

Inny charakter wybuchów

Klasyfikacja typów i podtypów odzwierciedla różnorodność mechanizmów leżących u podstaw wybuchu, oraz różne rodzaje gwiazdy prekursora. Eksplozje supernowych, takie jak SN 1987A, pojawiają się na ostatnim etapie ewolucji gwiazdy o dużej masie (ponad 8 mas Słońca).

Supernowe typu lb i lc powstają w wyniku kolapsu centralnych części masywnych gwiazd, które straciły znaczną część swojej otoczki wodorowej z powodu silnych wiatrów gwiazdowych lub z powodu przeniesienia materii do innej gwiazdy w układzie podwójnym .

Różni poprzednicy

Wszystkie supernowe typu lb, lc i II pochodzą z gwiazd populacji I, to znaczy z młodych gwiazd skupionych w dyskach galaktyk spiralnych. Z kolei supernowe typu La pochodzą ze starych gwiazd populacji II i mogą być obserwowane zarówno w galaktykach eliptycznych, jak iw jądrach galaktyk spiralnych. Ten rodzaj supernowej pochodzi od białego karła, który jest częścią układu podwójnego i wyciąga materię od swojego sąsiada. Kiedy masa białego karła osiągnie granicę stabilności (zwaną granicą Chandrasekhara), rozpoczyna się szybki proces syntezy jąder węgla i następuje eksplozja, w wyniku której gwiazda wyrzuca większość swojej masy.

inna jasność

Różne klasy supernowych różnią się od siebie nie tylko widmem, ale także maksymalną jasnością, jaką osiągają podczas eksplozji, a także tym, jak ta jasność zmniejsza się w czasie. Supernowe typu I wydają się być znacznie jaśniejsze niż supernowe typu II, ale również ciemnieją znacznie szybciej. W supernowych typu I szczytowa jasność trwa od kilku godzin do kilku dni, podczas gdy supernowe typu II mogą trwać nawet kilka miesięcy. Postawiono hipotezę, zgodnie z którą gwiazdy o bardzo dużej masie (kilkadziesiąt razy większej od masy Słońca) eksplodują jeszcze gwałtowniej, jak „hipernowe”, a ich jądro zamienia się w czarną dziurę.

SUPERNOWA W HISTORII

Astronomowie uważają, że w naszej galaktyce średnio co 100 lat wybucha jedna supernowa. Jednak historycznie udokumentowana liczba supernowych w ciągu ostatnich dwóch tysiącleci jest mniejsza niż 10. Jednym z powodów tego może być fakt, że supernowe, zwłaszcza typu II, eksplodują w ramionach spiralnych, gdzie pył międzygwiazdowy jest znacznie gęstszy, a co za tym idzie, jest w stanie przyciemnić blask supernowej.

Pierwszy widziany

Chociaż naukowcy rozważają innych kandydatów, dziś powszechnie przyjmuje się, że pierwsza w historii obserwacja wybuchu supernowej pochodzi z 185 r. n.e. Zostało to udokumentowane przez chińskich astronomów. W Chinach wybuchy galaktycznych supernowych odnotowano również w 386 i 393 roku. Potem minęło ponad 600 lat i wreszcie na niebie pojawiła się kolejna supernowa: w 1006 r. w konstelacji Wilka zabłysła nowa gwiazda, tym razem zarejestrowana m.in. przez astronomów arabskich i europejskich. Ta najjaśniejsza gwiazda (której jasność obserwowana w szczycie jasności osiągnęła -7,5) była widoczna na niebie przez ponad rok.
.
mgławica krab

Supernowa z 1054 była również wyjątkowo jasna (maksymalna wielkość -6), ale ponownie została zauważona tylko przez chińskich astronomów, a być może nawet przez amerykańskich Indian. Jest to prawdopodobnie najsłynniejsza supernowa, ponieważ jej pozostałością jest Mgławica Krab w gwiazdozbiorze Byka, którą Charles Messier skatalogował jako numer 1.

Jesteśmy również winni chińskim astronomom informację o pojawieniu się supernowej w gwiazdozbiorze Kasjopei w 1181 roku. Tam też eksplodowała kolejna supernowa, tym razem w 1572 roku. Ta supernowa została również zauważona przez europejskich astronomów, w tym Tycho Brahe, który opisał zarówno jej wygląd, jak i dalszą zmianę jej jasności w swojej książce On a New Star, której nazwa dała początek terminowi używanemu do oznaczania takich gwiazd.

Supernowa Tycho

32 lata później, w 1604 roku, na niebie pojawiła się kolejna supernowa. Tycho Brahe przekazał tę informację swojemu uczniowi Johannesowi Keplerowi, który zaczął śledzić „nową gwiazdę” i zadedykował jej książkę „O nowej gwieździe w nodze Wężownika”. Ta gwiazda, również obserwowana przez Galileo Galilei, pozostaje do dziś ostatnią z supernowych widocznych gołym okiem, które eksplodowały w naszej galaktyce.

Nie ma jednak wątpliwości, że kolejna supernowa wybuchła w Drodze Mlecznej, ponownie w gwiazdozbiorze Kasjopei (w tym rekordowym gwiazdozbiorze występują trzy galaktyczne supernowe). Chociaż nie ma żadnych wizualnych dowodów na to wydarzenie, astronomowie znaleźli pozostałość gwiazdy i obliczyli, że musi ona pasować do eksplozji, która miała miejsce w 1667 roku.

Poza Drogą Mleczną, oprócz supernowej 1987A, astronomowie zaobserwowali także drugą supernową, 1885, która eksplodowała w galaktyce Andromedy.

obserwacja supernowej

Polowanie na supernowe wymaga cierpliwości i odpowiedniej metody.

Pierwsza jest konieczna, ponieważ nikt nie gwarantuje, że już pierwszego wieczoru odkryjesz supernową. Drugi jest niezbędny, jeśli nie chcesz tracić czasu i naprawdę chcesz zwiększyć swoje szanse na odkrycie supernowej. Główny problem polega na tym, że fizycznie niemożliwe jest przewidzenie, kiedy i gdzie wybuch supernowej nastąpi w jednej z odległych galaktyk. Dlatego łowca supernowych musi każdej nocy skanować niebo, sprawdzając dziesiątki galaktyk starannie wybranych do tego celu.

Co mamy robić

Jedną z najczęstszych technik jest skierowanie teleskopu na konkretną galaktykę i porównanie jej wyglądu z wcześniejszym obrazem (rysunek, fotografia, obraz cyfrowy), w ideał w przybliżeniu w tym samym powiększeniu, co teleskop używany do obserwacji. Jeśli pojawiła się tam supernowa, natychmiast przyciągnie twoją uwagę. Obecnie wielu astronomów amatorów dysponuje sprzętem godnym profesjonalnego obserwatorium, takim jak sterowane komputerowo teleskopy i kamery CCD, które umożliwiają natychmiastowe wykonywanie cyfrowych zdjęć nieba. Ale nawet dzisiaj wielu obserwatorów poluje na supernowe, kierując swój teleskop na tę czy inną galaktykę i patrząc przez okular, mając nadzieję zobaczyć, czy inna gwiazda pojawi się gdzie indziej.

supernowa

supernowe- gwiazdy kończące swoją ewolucję w katastrofalnym procesie wybuchowym.

Terminu „supernowe” używano do opisania gwiazd, które rozbłysły znacznie (o rzędy wielkości) silniej niż tak zwane „nowe gwiazdy”. W rzeczywistości ani jedna, ani druga nie są fizycznie nowe, już istniejące gwiazdy zawsze rozbłyskują. Ale w kilku historycznych przypadkach gwiazdy, które wcześniej były prawie lub całkowicie niewidoczne na niebie, rozbłysły, co stworzyło efekt pojawienia się nowej gwiazdy. Rodzaj supernowej zależy od obecności linii wodorowych w widmie rozbłyskowym. Jeśli tak, to supernowa typu II, jeśli nie, to supernowa typu I.

Fizyka supernowych

Supernowe typu II

Zgodnie ze współczesnymi koncepcjami, fuzja termojądrowa ostatecznie prowadzi do wzbogacenia składu wewnętrznych obszarów gwiazdy ciężkimi pierwiastkami. W procesie syntezy termojądrowej i tworzenia ciężkich pierwiastków gwiazda kurczy się, a temperatura w jej centrum wzrasta. (Wpływ ujemnej pojemności cieplnej grawitującej niezdegenerowanej materii.) Jeśli masa jądra gwiazdy jest wystarczająco duża (od 1,2 do 1,5 mas Słońca), to proces syntezy termojądrowej dochodzi do logicznego zakończenia wraz z powstaniem jądra żelaza i niklu. Wewnątrz krzemowej powłoki zaczyna tworzyć się żelazny rdzeń. Taki rdzeń rośnie w ciągu jednego dnia i zapada się w mniej niż 1 sekundę po osiągnięciu limitu Chandrasekhara. W przypadku jądra limit ten wynosi od 1,2 do 1,5 mas Słońca. Materia wpada do wnętrza gwiazdy, a odpychanie elektronów nie może zatrzymać upadku. Centralny rdzeń kurczy się coraz bardziej, aw pewnym momencie pod wpływem ciśnienia zaczynają w nim zachodzić reakcje neutronizacji - protony zaczynają absorbować elektrony, zamieniając się w neutrony. Wywołuje szybka strata energia odprowadzona przez powstałe neutrina (tzw. chłodzenie neutrin). Substancja nadal przyspiesza, opada i kurczy się, aż zacznie oddziaływać odpychanie między nukleonami jądra atomowego (protony, neutrony). Ściśle mówiąc, kompresja występuje nawet powyżej tej granicy: opadająca materia przez bezwładność przekracza punkt równowagi ze względu na elastyczność nukleonów o 50% („maksymalne ściskanie”). Proces zapadania się jądra centralnego jest tak szybki, że wokół niego tworzy się fala rozrzedzenia. Następnie, podążając za rdzeniem, powłoka również pędzi do środka gwiazdy. Następnie „skompresowana gumowa kulka odskakuje”, a fala uderzeniowa wnika w zewnętrzne warstwy gwiazdy z prędkością od 30 000 do 50 000 km/s. Zewnętrzne części gwiazdy rozpraszają się we wszystkich kierunkach, a zwarta gwiazda neutronowa lub czarna dziura pozostaje w centrum eksplodowanego obszaru. Zjawisko to nazywa się wybuchem supernowej II typu. Te eksplozje różnią się mocą i innymi parametrami, ponieważ. Eksplodujące gwiazdy o różnych masach i składzie chemicznym. Istnieją dowody na to, że w wybuchu supernowej typu II uwalniane jest znacznie więcej energii niż w wybuchu typu I, ponieważ. proporcjonalna część energii jest pochłaniana przez powłokę, ale nie zawsze tak jest.

W opisywanym scenariuszu istnieje szereg niejasności. W trakcie obserwacji astronomicznych odkryto, że masywne gwiazdy naprawdę eksplodują, w wyniku czego powstają rozszerzające się mgławice, a w centrum znajduje się szybko obracająca się gwiazda neutronowa emitująca regularne impulsy fal radiowych (pulsar). Jednak teoria pokazuje, że wychodząca fala uderzeniowa powinna rozszczepić atomy na nukleony (protony, neutrony). Trzeba na to wydać energię, w wyniku której fala uderzeniowa musi wygasnąć. Ale z jakiegoś powodu tak się nie dzieje: w ciągu kilku sekund fala uderzeniowa dociera do powierzchni jądra, a następnie - do powierzchni gwiazdy i zdmuchuje materię. Rozważa się kilka hipotez dotyczących różnych mas, ale nie wydają się one przekonujące. Być może w stanie „maksymalnego ściskania” lub w trakcie oddziaływania fali uderzeniowej z wciąż opadającą substancją, wchodzą w życie jakieś fundamentalnie nowe i nieznane nam. prawa fizyczne. Ponadto podczas wybuchu supernowej z utworzeniem czarnej dziury pojawiają się następujące pytania: dlaczego materia po wybuchu nie jest całkowicie pochłaniana przez czarną dziurę; czy jest wychodząca fala uderzeniowa i dlaczego nie jest ona spowolniona i czy jest coś podobnego do „maksymalnego ściskania”?

Supernowe typu Ia

Nieco inaczej wygląda mechanizm wybuchów supernowych typu Ia (SN Ia). Jest to tak zwana supernowa termojądrowa, której mechanizm wybuchu opiera się na procesie fuzji termojądrowej w gęstym rdzeniu węglowo-tlenowym gwiazdy. Prekursorami SN Ia są białe karły o masach zbliżonych do granicy Chandrasekhara. Powszechnie przyjmuje się, że takie gwiazdy mogą powstawać, gdy materia wypływa z drugiego składnika układu podwójnego gwiazd. Dzieje się tak, gdy druga gwiazda układu wychodzi poza swój płat Roche'a lub należy do klasy gwiazd o superintensywnym wietrze gwiezdnym. Wraz ze wzrostem masy białego karła stopniowo wzrasta jego gęstość i temperatura. Wreszcie, gdy temperatura osiągnie około 3×108 K, powstają warunki do termojądrowego zapłonu mieszaniny węgiel-tlen. Od środka do warstw zewnętrznych front spalania zaczyna się rozszerzać, pozostawiając produkty spalania - rdzenie grupy żelaza. Propagacja frontu spalania odbywa się w powolnym reżimie deflagracji i jest niestabilna różne rodzaje zakłócenia. Najwyższa wartość ma niestabilność Rayleigha-Taylora, która powstaje w wyniku działania siły Archimedesa na lżejsze i mniej gęste produkty spalania, w porównaniu do gęstej powłoki węglowo-tlenowej. Rozpoczynają się intensywne, wielkoskalowe procesy konwekcyjne, prowadzące do jeszcze większej intensyfikacji reakcji termojądrowych i uwolnienia energii supernowej (~10 51 erg) niezbędnej do wyrzucenia powłoki. Zwiększa się prędkość frontu spalania, możliwa jest turbulencja płomienia i powstanie fali uderzeniowej w zewnętrznych warstwach gwiazdy.

Inne rodzaje supernowych

Istnieją również SN Ib i Ic, których prekursorami są masywne gwiazdy w układach podwójnych, w przeciwieństwie do SN II, których prekursorami są pojedyncze gwiazdy.

Teoria supernowych

Nie ma jeszcze pełnej teorii supernowych. Wszystkie proponowane modele są uproszczone i posiadają dowolne parametry, które należy dostosować, aby uzyskać wymagany schemat wybuchu. Obecnie niemożliwe jest uwzględnienie wszystkich procesów fizycznych zachodzących w gwiazdach i mających znaczenie dla rozwoju rozbłysku w modelach numerycznych. Nie ma też pełnej teorii ewolucji gwiazd.

Należy zauważyć, że prekursorem dobrze znanej supernowej SN 1987A, przypisanej do drugiego typu, jest niebieski nadolbrzym, a nie czerwony, jak zakładano przed 1987 rokiem w modelach SN II. Jest również prawdopodobne, że w jego pozostałości nie ma żadnego zwartego obiektu, takiego jak gwiazda neutronowa lub czarna dziura, co widać z obserwacji.

Miejsce supernowych we wszechświecie

Według licznych badań po narodzinach Wszechświata wypełniały go jedynie lekkie substancje – wodór i hel. Wszystkie inne pierwiastki chemiczne mogły powstać tylko w procesie płonących gwiazd. Oznacza to, że nasza planeta (a ty i ja) składa się z materii uformowanej w głębinach prehistorycznych gwiazd i wyrzuconej kiedyś w wybuchach supernowych.

Według naukowców każda supernowa typu II wytwarza aktywny izotop glinu (26Al) o masie około 0,0001 mas Słońca. Rozpad tego izotopu wytwarza twarde promieniowanie, które obserwowane jest od dawna, a z jego intensywności wyliczono, że liczebność tego izotopu w Galaktyce wynosi mniej niż trzy masy Słońca. Oznacza to, że supernowe typu II powinny eksplodować w Galaktyce średnio dwa razy na wiek, czego nie obserwuje się. Prawdopodobnie w ostatnich stuleciach wielu takich eksplozji nie zauważono (nastąpiły za chmurami kosmicznego pyłu). Dlatego większość supernowych obserwuje się w innych galaktykach. Głębokie recenzje Niebo na automatycznych kamerach podłączonych do teleskopów pozwala teraz astronomom odkryć ponad 300 rozbłysków rocznie. W każdym razie najwyższy czas, aby wybuchła supernowa...

Według jednej z hipotez naukowców kosmiczny obłok pyłu, który pojawił się w wyniku wybuchu supernowej, może pozostać w kosmosie przez około dwa lub trzy miliardy lat!

obserwacje supernowych

Aby oznaczyć supernowe, astronomowie używają następującego systemu: najpierw zapisuje się litery SN (z łac. S górny N komórki jajowej), następnie rok otwarcia, a następnie z literami łacińskimi to numer seryjny supernowej w roku. Na przykład, SN 1997cj oznacza odkrytą supernową 26 * 3 ( c) + 10 (j) = 88. z rzędu w 1997 r.

Najsłynniejsze supernowe

• Supernowa SN 1604 (Supernowa Keplera)
• Supernowa G1.9+0.3 (najmłodsza w naszej Galaktyce)

Historyczne supernowe w naszej Galaktyce (obserwowane)

Zobacz też

Spinki do mankietów

• Pskowskij Yu.P. Nowe i supernowe- książka o nowych i supernowych gwiazdach.
• Tsvetkov D. Yu. Gwiazdy supernowej - nowoczesna recenzja supernowe.
• Aleksiej Levin Bomby kosmiczne- artykuł w czasopiśmie „Mechanika Popularna”
• Lista wszystkich zaobserwowanych supernowych - Lista supernowych, IAU
• Studenci dla Eksploracji i Rozwoju Przestrzeni Kosmicznej -

Supernowa to eksplozja umierających bardzo dużych gwiazd z ogromnym uwolnieniem energii, bilion razy większej od energii Słońca. Supernowa może oświetlić całą galaktykę, a światło wysłane przez gwiazdę dotrze do krawędzi Wszechświata.Jeśli jedna z tych gwiazd eksploduje w odległości 10 lat świetlnych od Ziemi, Ziemia całkowicie wypali się z energii i promieniowania emisje.

Supernowa

Supernowe nie tylko niszczą, ale także uzupełniają niezbędne elementy w kosmos: żelazo, złoto, srebro i inne. Wszystko, co wiemy o wszechświecie, powstało z pozostałości supernowej, która kiedyś eksplodowała. Supernowa to jeden z najpiękniejszych i najbardziej interesujących obiektów we wszechświecie. Największe eksplozje we wszechświecie pozostawiają po sobie specjalne, najdziwniejsze pozostałości we wszechświecie:

gwiazdy neutronowe

Neutron bardzo niebezpieczne i dziwne ciała. Kiedy gigantyczna gwiazda staje się supernową, jej jądro kurczy się do rozmiarów ziemskiej metropolii. Ciśnienie wewnątrz jądra jest tak duże, że nawet atomy w środku zaczynają się topić. Kiedy atomy są tak ściśnięte, że nie ma między nimi przestrzeni, gromadzi się ogromna energia i następuje potężna eksplozja. Po wybuchu pozostaje niesamowicie gęsta gwiazda neutronowa. Łyżeczka gwiazdy neutronowej waży 90 milionów ton.

Pulsar to pozostałość po wybuchu supernowej. Ciało podobne do masy i gęstości gwiazdy neutronowej. Obracające się z ogromną prędkością pulsary emitują w kosmos wybuchy promieniowania z bieguna północnego i południowego. Prędkość obrotowa może osiągnąć 1000 obrotów na sekundę.

Kiedy eksploduje gwiazda 30 razy większa od Słońca, tworzy gwiazdę o nazwie Magnetar. Magnetary tworzą potężne pola magnetyczne są jeszcze dziwniejsze niż gwiazdy neutronowe i pulsary. Pole magnetyczne Magnitara przewyższa pole magnetyczne Ziemi kilka tysięcy razy.

Czarne dziury

Po śmierci hipernowych gwiazdy nawet większe od supergwiazdy, najbardziej tajemnicze i niebezpieczne miejsce wszechświat jest czarną dziurą. Po śmierci takiej gwiazdy czarna dziura zaczyna wchłaniać jej szczątki. Czarna dziura ma zbyt dużo materiału do wchłonięcia i wyrzuca pozostałości gwiazdy z powrotem w kosmos, tworząc 2 wiązki promieniowania gamma.

Jeśli chodzi o nasze, Słońce z pewnością nie ma wystarczającej masy, aby stać się czarną dziurą, pulsarem, magnetarem, a nawet gwiazdą neuronową. Jak na kosmiczne standardy nasza gwiazda jest bardzo mała jak na taki finał swojego życia. Naukowcy twierdzą, że po wyczerpaniu się paliwa nasza gwiazda powiększy się kilkadziesiąt razy, co pozwoli jej wchłonąć ziemskie planety: Merkurego, Wenus, Ziemię i być może Marsa.

supernowe- jedno z najwspanialszych zjawisk kosmicznych. Krótko mówiąc, supernowa to prawdziwa eksplozja gwiazdy, gdy większość jej masy (a czasem cała) rozlatuje się z prędkością do 10 000 km / s, a reszta jest skompresowana (zapada się) w supergęstą gwiazdę neutronową lub do czarna dziura. Supernowe odgrywają ważną rolę w ewolucji gwiazd. Są ostatnim życiem gwiazd o masie ponad 8-10 mas Słońca, rodząc gwiazdy neutronowe i czarne dziury oraz wzbogacając ośrodek międzygwiazdowy ciężką pierwiastki chemiczne. Wszystkie pierwiastki cięższe od żelaza powstały w wyniku oddziaływania jąder lżejszych pierwiastków i cząstki elementarne w eksplozjach masywnych gwiazd. Czy nie jest to klucz do wiecznego przyciągania ludzkości do gwiazd? Rzeczywiście, w najmniejszej komórce żywej materii znajdują się atomy żelaza zsyntetyzowane podczas śmierci jakiejś masywnej gwiazdy. I w tym sensie ludzie są podobni do bałwana z bajki Andersena: miał dziwną miłość do gorącego pieca, ponieważ poker służył mu jako rama ...

Naukowcy zauważyli, że w galaktykach eliptycznych (tj. galaktykach bez struktury spiralnej, o bardzo niskim tempie powstawania gwiazd, składających się głównie z czerwonych gwiazd o małej masie), tylko supernowe typu 1 rozbłyskują. W galaktykach spiralnych, do których należy nasza Galaktyka - droga Mleczna, występują oba typy supernowych. W tym samym czasie przedstawiciele II typu koncentrują się na ramionach spiralnych, gdzie aktywny proces formacja gwiazd i wiele młodych, masywnych gwiazd. Cechy te sugerują odmienny charakter obu typów supernowych.

Teraz wiadomo, że eksplozja jakiejkolwiek supernowej uwalnia ogromną ilość energii - około 10 46 J! Główną energię wybuchu unoszą nie fotony, ale neutrina – szybkie cząstki o bardzo małej lub nawet zerowej masie spoczynkowej. Neutrina oddziałują wyjątkowo słabo z materią, a dla nich wnętrze gwiazdy jest całkowicie przezroczyste.

Kompletna teoria wybuchu supernowej z utworzeniem zwartej pozostałości i wyrzuceniem zewnętrznej powłoki nie została jeszcze stworzona ze względu na ekstremalną złożoność uwzględnienia wszystkich procesów fizycznych zachodzących w tym przypadku. Jednak wszystkie dowody sugerują, że supernowe typu 2 rozbłyskują w wyniku zapadania się jąder masywnych gwiazd. Na różnych etapach życia gwiazdy w jądrze zachodziły reakcje termojądrowe, w których najpierw wodór zamieniał się w hel, potem hel w węgiel i tak dalej, aż do powstania pierwiastków „szczytu żelaza” – żelaza, kobaltu i niklu . Jądra atomowe tych pierwiastków mają maksymalną energię wiązania na cząsteczkę. Oczywiste jest, że dodanie nowych cząstek do jądro atomowe na przykład żelazo będzie wymagało znacznych kosztów energii, a zatem spalanie termojądrowe „zatrzymuje się” na elementach szczytu żelaza.

Co powoduje, że centralne części gwiazdy tracą stabilność i zapadają się, gdy tylko żelazne jądro staje się wystarczająco masywne (około 1,5 masy Słońca)? Obecnie znane są dwa główne czynniki prowadzące do utraty stabilności i upadku. Po pierwsze jest to „rozpad” jąder żelaza na 13 cząstek alfa (jądra helu) z absorpcją fotonów – tzw. fotodysocjacja żelaza. Po drugie, neutronizacja materii to wychwytywanie elektronów przez protony z utworzeniem neutronów. Oba procesy są możliwe, gdy wysokie gęstości(ponad 1 t/cm 3 ), które znajdują się w centrum gwiazdy pod koniec ewolucji i oba skutecznie zmniejszają „sprężystość” substancji, która w rzeczywistości opiera się ściskającemu działaniu sił grawitacyjnych. W efekcie rdzeń traci stabilność i kurczy się. W takim przypadku podczas neutronizacji substancji duża liczba neutrina odprowadzające główną energię zmagazynowaną w zapadającym się jądrze.

Według obliczeń komputerowych gęstość w pobliżu jądra jest tak duża, że ​​nawet neutrina słabo oddziałujące z materią są na jakiś czas „zablokowane” przez zewnętrzne warstwy gwiazdy. Jednak siły grawitacyjne ciągną powłokę w kierunku jądra i powstaje sytuacja podobna do tej, która ma miejsce podczas próby wylania gęstszej cieczy, takiej jak woda, na mniej gęstą ciecz, taką jak nafta lub ropa. (Dobrze wiadomo z doświadczenia, że ​​lekka ciecz ma tendencję do "unoszenia się" spod ciężkiej - tutaj objawia się tak zwana niestabilność Rayleigha-Taylora.) Mechanizm ten powoduje gigantyczne ruchy konwekcyjne, a kiedy ostatecznie następuje przeniesienie pędu neutrin do zewnętrznej powłoki jest zrzucany do otaczającej przestrzeni.

Być może to konwekcyjne ruchy neutrin prowadzą do naruszenia symetrii sferycznej wybuchu supernowej. Innymi słowy, pojawia się kierunek, wzdłuż którego substancja jest głównie wyrzucana, a następnie powstająca pozostałość otrzymuje pęd odrzutu i zaczyna poruszać się w przestrzeni bezwładności z prędkością do 1000 km/s. Tak duże prędkości przestrzenne zostały odnotowane w młodych gwiazdach neutronowych - pulsarach radiowych.

Opisany schematyczny obraz wybuchu supernowej typu 2 pozwala zrozumieć główne cechy obserwacyjne tego zjawiska. A przewidywania teoretyczne oparte na tym modelu (zwłaszcza dotyczące całkowitej energii i widma rozbłysku neutrinowego) okazały się w pełni zgodne z impulsem neutrinowym zarejestrowanym 23 lutego 1987 roku, który pochodził z supernowej w Wielkim Obłoku Magellana.

Teraz kilka słów o supernowych typu 1. Brak emisji wodoru w ich widmach wskazuje, że do eksplozji dochodzi w gwiazdach pozbawionych otoczki wodorowej. Jak się obecnie uważa, może to być eksplozja białego karła lub wynik zapadnięcia się gwiazdy. Typ Wolfa-Rayeta(w rzeczywistości są to jądra masywnych gwiazd bogatych w hel, węgiel i tlen).

Jak może wybuchnąć biały karzeł? Rzeczywiście, w tej bardzo gęstej gwieździe nie zachodzą reakcje jądrowe, a siłom grawitacji przeciwdziała ciśnienie gęstego gazu składającego się z elektronów i jonów (tzw. zdegenerowany gaz elektronowy). Powód jest tutaj taki sam, jak w przypadku zapadania się jąder masywnych gwiazd - spadek elastyczności materii gwiazdy wraz ze wzrostem jej gęstości. Wynika to ponownie z „wciskania” elektronów w protony, tworząc neutrony, a także z pewnych efektów relatywistycznych.

Dlaczego gęstość białego karła wzrasta? Nie jest to możliwe, jeśli jest singlem. Ale jeśli biały karzeł jest częścią wystarczająco bliskiego układu podwójnego, to pod wpływem sił grawitacyjnych gaz z sąsiedniej gwiazdy może napłynąć na białego karła (jak w przypadku nowej gwiazdy). Jednocześnie jego masa i gęstość będą stopniowo wzrastać, co ostatecznie doprowadzi do zawalenia się i eksplozji.

Jeszcze jeden możliwy wariant bardziej egzotyczne, ale nie mniej realne, jest zderzenie dwóch białych karłów. Jak to możliwe, skoro prawdopodobieństwo zderzenia dwóch białych karłów w kosmosie jest znikome, skoro liczba gwiazd na jednostkę objętości jest znikoma - najwyżej kilka gwiazd na 100 pc3. I tutaj (po raz enty!) Gwiazdy podwójne są „winne”, ale teraz składają się z dwóch białych karłów.

Jak wynika z ogólna teoria Teoria względności Einsteina, dowolne dwie krążące wokół siebie masy muszą prędzej czy później zderzyć się z powodu stałego, choć bardzo nieistotnego, porywania energii z takiego układu przez fale grawitacyjne - fale grawitacyjne. Na przykład Ziemia i Słońce, gdyby to drugie żyło nieskończenie długo, zderzyłoby się w wyniku tego efektu, chociaż po kolosalnym czasie, o wiele rzędów wielkości większym niż wiek Wszechświata. Obliczono, że w przypadku bliskich układów podwójnych o masach gwiazdowych w pobliżu masy Słońca (2 10 30 kg) ich połączenie musi nastąpić w czasie mniej niż wiek Wszechświat - za około 10 miliardów lat. Szacunki pokazują, że w typowej galaktyce takie zdarzenia zdarzają się raz na kilkaset lat. Gigantyczna energia uwolniona podczas tego katastrofalnego procesu wystarczy, aby wyjaśnić zjawisko supernowej.

Nawiasem mówiąc, przybliżona równość mas białych karłów sprawia, że ​​ich połączenia są „podobne” do siebie, co oznacza, że ​​supernowe typu 1 powinny wyglądać tak samo pod względem swoich cech, niezależnie od tego, kiedy i w której galaktyce doszło do wybuchu. Dlatego pozorna jasność supernowych odzwierciedla odległości do galaktyk, w których są obserwowane. Ta właściwość supernowych typu 1 jest obecnie wykorzystywana przez naukowców do niezależnego oszacowania najważniejszego parametru kosmologicznego - stałej Hubble'a, która służy jako ilościowa miara tempa ekspansji Wszechświata. Mówiliśmy tylko o najpotężniejszych eksplozjach gwiazd, które występują we Wszechświecie i są obserwowane w zakresie optycznym. Ponieważ w przypadku supernowych główna energia wybuchu jest przenoszona przez neutrina, a nie przez światło, badania nieba metodami astronomii neutrinowej mają bardzo ciekawe perspektywy. Pozwoli to w przyszłości „zajrzeć” w samo „piekło” supernowej, ukryte pod ogromnymi warstwami nieprzezroczystej dla światła materii. Astronomia fal grawitacyjnych zapowiada jeszcze więcej niesamowitych odkryć, które w niedalekiej przyszłości opowiedzą nam o imponującym zjawisku łączenia podwójnych białych karłów, gwiazd neutronowych i czarnych dziur.

Eksplozje gwiazd, znane jako supernowe, mogą być tak jasne, że przyćmiewają galaktyki, które je zawierają.

Lubić Miłość Ha ha wow Smutny Zły

Obserwując pozostałości supernowej, która wybuchła sześć lat temu, astronomowie, ku swemu zdziwieniu, zidentyfikowali nową gwiazdę w miejscu wybuchu, oświetlając otaczający ją obłok materii. W czasopiśmie przedstawiono wyniki badań naukowców AstrofizycznyDzienniklisty .

„Nigdy wcześniej nie widzieliśmy, aby eksplozja tego typu pozostawała jasna przez tak długi czas, gdyby nie miała żadnej interakcji z wodorem wyrzuconym przez gwiazdę przed katastrofalnym wydarzeniem. Ale w obserwacjach tej supernowej nie ma śladu wodoru” – mówi Dan Milisavlevich, główny autor badania z Purdue University (USA).

W przeciwieństwie do większości gwiezdnych eksplozji, które znikają, SN 2012au nadal świeci dzięki potężnemu nowo narodzonemu pulsarowi. Źródło: NASA, ESA i J. DePasquale

Eksplozje gwiazd, znane jako supernowe, mogą być tak jasne, że przyćmiewają galaktyki, które je zawierają. Zwykle całkowicie „znikają” po kilku miesiącach lub latach, ale czasami pozostałości po eksplozji „zapadają się” w bogate w wodór chmury gazu i znów stają się jasne. Ale czy mogą ponownie zabłysnąć bez ingerencji z zewnątrz?

Jak wielkie gwiazdy eksplodują, ich wnętrze "zawija się" do punktu, w którym wszystkie cząstki stają się neutronami. Jeśli powstała gwiazda neutronowa ma pole magnetyczne i wiruje wystarczająco szybko, może przekształcić się w mgławicę wiatru pulsarowego. Tak najprawdopodobniej stało się z SN 2012au, znajdującą się w galaktyce NGC 4790 w kierunku konstelacji Panny.

„Kiedy mgławica pulsar jest wystarczająco jasna, działa jak żarówka, oświetlając zewnętrzne wyrzuty z poprzedniej eksplozji. Wiedzieliśmy, że supernowe szybko się obracają gwiazdy neutronowe, ale nigdy nie otrzymał bezpośrednich dowodów tego wyjątkowego wydarzenia” – dodał Dan Milisavlevich.

Zdjęcie pulsara w Żaglach wykonane przez Obserwatorium Chandra NASA. Źródło: NASA

SN 2012au początkowo okazał się niezwykły i dziwny pod wieloma względami. Mimo że eksplozja nie była wystarczająco jasna, aby można ją było sklasyfikować jako supernową „nadświetlną”, była niezwykle energetyczna i długowieczna.

„Jeśli pulsar powstanie w centrum wybuchu, to może wypchnąć, a nawet przyspieszyć gaz, więc za kilka lat będziemy mogli zobaczyć, jak gaz bogaty w tlen „ucieka” z miejsca wybuchu SN 2012au ”- wyjaśnił Dan Milisavlevich.

Bijące serce Mgławicy Krab. W jego centrum znajduje się pulsar. Źródło: NASA/ESA

Supernowe superluminalne są przedmiotem dyskusji w astronomii. Są potencjalnymi źródłami fal grawitacyjnych, a także rozbłysków gamma i szybkich rozbłysków radiowych. Jednak zrozumienie procesów stojących za tymi zdarzeniami wiąże się ze złożonością obserwacji i dopiero nowa generacja teleskopów pomoże astronomom rozwikłać tajemnice tych rozbłysków.