Este o moarte supernovă sau începutul unei noi vieți? Nașterea și moartea supernovelor.

Stelele nu trăiesc pentru totdeauna. De asemenea, se nasc și mor. Unele dintre ele, precum Soarele, există de câteva miliarde de ani, ajung calm la bătrânețe și apoi dispar încet. Alții duc vieți mult mai scurte și mai tulburi și sunt, de asemenea, sortiți morții catastrofale. Existența lor este întreruptă de o explozie uriașă, iar apoi steaua se transformă într-o supernovă. Lumina unei supernove luminează spațiul: explozia sa este vizibilă la o distanță de multe miliarde de ani lumină. Deodată apare o stea pe cer unde înainte, s-ar părea, nu era nimic. De aici și numele. Anticii credeau că în astfel de cazuri o nouă stea chiar se aprinde. Astăzi știm că de fapt o stea nu se naște, ci moare, dar numele rămâne același, supernova.

SUPERNOVA 1987A

În noaptea de 23-24 februarie 1987, într-una dintre galaxiile cele mai apropiate de noi. În Marele Nor Magellanic, la doar 163.000 de ani lumină distanță, o supernova a apărut în constelația Doradus. A devenit vizibil chiar și cu ochiul liber, în mai a atins magnitudinea vizibilă +3, iar în lunile următoare și-a pierdut treptat din luminozitate până când a devenit din nou invizibil fără telescop sau binoclu.

Prezent și trecut

Supernova 1987A, după cum sugerează și numele, a fost prima supernovă observată în 1987 și prima care a fost vizibilă cu ochiul liber încă de la începutul erei telescopului. Cert este că ultima explozie de supernovă din galaxia noastră a fost observată în 1604, când telescopul nu fusese încă inventat.

Dar, mai important, steaua* 1987A le-a oferit agronomilor moderni prima oportunitate de a observa o supernova la o distanta relativ scurta.

Ce a fost înainte?

Un studiu al supernovei 1987A a arătat că era o supernovă de tip II. Adică, steaua progenitoare sau steaua predecesoră, care a fost descoperită în fotografiile anterioare ale acestei părți a cerului, s-a dovedit a fi o supergigantă albastră, a cărei masă era de aproape 20 de ori masa Soarelui. Astfel, a fost o stea foarte fierbinte care a rămas rapid fără combustibil nuclear.

Singurul lucru rămas după explozia gigantică a fost un nor de gaz în expansiune rapidă, în interiorul căruia nimeni nu a putut discerne încă o stea neutronică, a cărei apariție teoretic ar fi trebuit așteptată. Unii astronomi susțin că steaua este încă învăluită în gaze eliberate, în timp ce alții au emis ipoteza că se formează o gaură neagră în locul unei stele.

Viața unei vedete

Stelele se nasc ca urmare a comprimării gravitaționale a unui nor de materie interstelară, care, atunci când este încălzită, își aduce miezul central la temperaturi suficiente pentru a iniția reacții termonucleare. Dezvoltarea ulterioară a unei stele deja luminate depinde de doi factori: masa inițială și compozitia chimica, iar primul, în special, determină viteza de ardere. Stelele cu mase mai mari sunt mai fierbinți și mai ușoare, dar de aceea se ard mai devreme. Astfel, viața unei stele masive este mai scurtă în comparație cu o stea de masă mică.

Giganți roșii

Se spune că o stea care arde hidrogen se află în „faza primară”. Cea mai mare parte a vieții oricărei stele coincide cu această fază. De exemplu, Soarele se află în faza principală de 5 miliarde de ani și va rămâne acolo mult timp, iar când se va termina această perioadă, steaua noastră va intra într-o fază scurtă de instabilitate, după care se va stabiliza din nou, de data aceasta. sub forma unui gigant roșu. Gigantul roșu este incomparabil mai mare și mai strălucitor decât stelele din faza principală, dar și mult mai rece. Antares din constelația Scorpius sau Betelgeuse din constelația Orion sunt exemple principale de giganți roșii. Culoarea lor poate fi recunoscută imediat chiar și cu ochiul liber.

Când Soarele se transformă într-o gigantă roșie, straturile sale exterioare vor „absorbi” planetele Mercur și Venus și vor ajunge pe orbita Pământului. În faza de gigantă roșie, stelele pierd o parte semnificativă din straturile exterioare ale atmosferei lor, iar aceste straturi formează o nebuloasă planetară precum M57, Nebuloasa Inel din constelația Lyra sau M27, Nebuloasa Gantera din constelația Vulpecula. Ambele sunt grozave pentru vizualizare prin telescop.

Drumul spre finală

Din acest moment, soarta ulterioară a stelei depinde inevitabil de masa ei. Dacă are mai puțin de 1,4 mase solare, atunci după încheierea arderii nucleare o astfel de stea va fi eliberată de straturile sale exterioare și se va micșora la o pitică albă, stadiul final al evoluției unei stele cu o masă mică. Vor trece miliarde de ani până când pitică albă se va răci și va deveni invizibil. În schimb, o stea cu masă mare (de cel puțin 8 ori mai masivă decât Soarele), odată ce rămâne fără hidrogen, supraviețuiește prin arderea gazelor mai grele decât hidrogenul, cum ar fi heliul și carbonul. După ce a trecut printr-o serie de faze de compresie și expansiune, o astfel de stea, după câteva milioane de ani, experimentează o explozie catastrofală de supernovă, ejectând o cantitate gigantică din propria sa materie în spațiu și se transformă într-o rămășiță de supernovă. În aproximativ o săptămână, supernova depășește luminozitatea tuturor stelelor din galaxia sa și apoi se întunecă rapid. O stea neutronică rămâne în centru, un obiect dimensiuni mici, care are o densitate gigantică. Dacă masa stelei este și mai mare, ca urmare a exploziei supernovei, nu apar stelele, ci găurile negre.

TIPURI DE SUPERNOVA

Studiind lumina provenită din supernove, astronomii au descoperit că acestea nu sunt toate la fel și pot fi clasificate în funcție de elementele chimice reprezentate în spectrele lor. Hidrogenul joacă aici un rol special: dacă spectrul unei supernove conține linii care confirmă prezența hidrogenului, atunci este clasificat ca tip II; dacă nu există astfel de linii, este clasificată ca tip I. Supernovele de tip I sunt împărțite în subclase la, lb și l, ținând cont de alte elemente ale spectrului.

Natura diferită a exploziilor

Clasificarea tipurilor și subtipurilor reflectă diversitatea mecanismelor care stau la baza exploziei și diferite tipuri stele predecesoare. Exploziile de supernove precum SN 1987A au loc în ultimul stadiu evolutiv al unei stele cu o masă mare (de peste 8 ori masa Soarelui).

Supernovele de tip lb și lc rezultă din prăbușirea părților centrale ale stelelor masive care și-au pierdut o parte semnificativă din anvelopa lor de hidrogen din cauza vântului stelar puternic sau din cauza transferului de materie către o altă stea într-un sistem binar.

Diversi predecesori

Toate supernovele de tipuri lb, lc și II provin din stele din populația I, adică din stele tinere concentrate în discurile galaxiilor spirale. Supernovele de tip la, la rândul lor, provin din stele vechi din populația II și pot fi observate atât în ​​galaxiile eliptice, cât și în nucleele galaxiilor spirale. Acest tip de supernova provine de la o pitică albă care face parte dintr-un sistem binar și trage material de la vecinul său. Când masa unei pitice albe atinge limita de stabilitate (numită limită Chandrasekhar), începe un proces rapid de fuziune a nucleelor ​​de carbon și are loc o explozie, în urma căreia steaua își aruncă cea mai mare parte a masei sale.

Luminozitate diferită

Diferitele clase de supernove diferă unele de altele nu numai prin spectrul lor, ci și prin luminozitatea maximă pe care o obțin în explozie și prin modul în care exact această luminozitate scade în timp. Supernovele de tip I sunt în general mult mai luminoase decât supernovele de tip II, dar se estompează și mult mai repede. Supernovele de tip I durează de la câteva ore până la câteva zile la luminozitate maximă, în timp ce supernovele de tip II pot dura până la câteva luni. A fost înaintată o ipoteză conform căreia stelele cu o masă foarte mare (de câteva zeci de ori masa Soarelui) explodează și mai violent, ca „hipernovele”, iar miezul lor se transformă într-o gaură neagră.

SUPERNOVĂ ÎN ISTORIE

Astronomii cred că, în medie, o supernova explodează în galaxia noastră la fiecare 100 de ani. Cu toate acestea, numărul de supernove documentat istoric în ultimele două milenii nu ajunge nici măcar la 10. Un motiv pentru aceasta se poate datora faptului că supernovele, în special de tipul II, explodează în brațe spiralate, unde praful interstelar este mult mai dens și, în consecință. , poate estompa supernova strălucitoare.

Primul pe care l-am văzut

Deși oamenii de știință iau în considerare alți candidați, astăzi este general acceptat că prima observație a exploziei unei supernove din istorie datează din anul 185 d.Hr. A fost documentat de astronomii chinezi. În China, exploziile de supernove galactice au fost observate și în 386 și 393. Apoi au trecut mai bine de 600 de ani și, în cele din urmă, pe cer a apărut o altă supernovă: în 1006, o nouă stea a strălucit în constelația Lup, de data aceasta înregistrată, printre altele, de astronomii arabi și europeni. Această stea cea mai strălucitoare (a cărei magnitudine aparentă la luminozitatea sa maximă a atins -7,5) a rămas vizibilă pe cer mai mult de un an.
.
Nebuloasa Crabului

Supernova din 1054 a fost, de asemenea, excepțional de strălucitoare (magnitudinea maximă -6), dar din nou a fost observată doar de astronomii chinezi, și poate și de indienii americani. Aceasta este probabil cea mai faimoasă supernova, deoarece rămășița ei este Nebuloasa Crabului din constelația Taur, pe care Charles Messier a inclus-o în catalogul său sub numărul 1.

De asemenea, datorăm astronomilor chinezi informații despre apariția unei supernove în constelația Cassiopeia în 1181. O altă supernovă a explodat acolo, de data aceasta în 1572. Această supernova a fost observată și de astronomii europeni, inclusiv de Tycho Brahe, care a descris atât aspectul ei, cât și schimbarea ulterioară a luminozității sale în cartea sa „On the New Star”, al cărei nume a dat naștere termenului care este folosit în mod obișnuit pentru a desemna astfel de stele. .

Supernova Liniște

32 de ani mai târziu, în 1604, o altă supernovă a apărut pe cer. Tycho Brahe a transmis aceste informații elevului său Johannes Kepler, care a început să urmărească „noua stea” și i-a dedicat cartea „Despre noua stea de la poalele lui Ophiuchus”. Această stea, observată și de Galileo Galilei, rămâne astăzi ultima supernovă vizibilă cu ochiul liber care a explodat în Galaxia noastră.

Cu toate acestea, nu există nicio îndoială că o altă supernovă a explodat în Calea Lactee, din nou în constelația Cassiopeia (constelația care deține recordul pentru trei supernove galactice). Deși nu există dovezi vizuale ale acestui eveniment, astronomii au găsit o rămășiță a stelei și calculează că trebuie să corespundă unei explozii care a avut loc în 1667.

În afara Căii Lactee, pe lângă supernova 1987A, astronomii au observat și o a doua supernovă, 1885, care a explodat în galaxia Andromeda.

Observarea supernovei

Vânătoarea de supernove necesită răbdare și metoda potrivită.

Prima este necesară, deoarece nimeni nu vă garantează că veți putea descoperi o supernova chiar în prima seară. Nu te poți lipsi de cel de-al doilea dacă nu vrei să pierzi timpul și vrei cu adevărat să-ți crești șansele de a descoperi o supernovă. Problema principală este că este imposibil din punct de vedere fizic de prezis când și unde va avea loc o explozie de supernovă într-una dintre galaxiile îndepărtate. Așa că un vânător de supernove trebuie să scaneze cerul în fiecare noapte, verificând zeci de galaxii atent selectate în acest scop.

Ce să fac

Una dintre cele mai comune tehnici este de a îndrepta un telescop către o anumită galaxie și de a compara aspectul său cu o imagine anterioară (desen, fotografie, imagine digitală), în ideal cu aproximativ aceeași mărire ca și telescopul cu care se fac observațiile. Dacă o supernova a apărut acolo, îți va atrage imediat privirea. Astăzi, mulți astronomi amatori au echipamente demne de un observator profesionist, precum telescoape controlate de computer și camere CCD care le permit să facă fotografii ale cerului înstelat direct în format digital. Dar chiar și astăzi, mulți observatori vânează supernove doar îndreptând un telescop către o anumită galaxie și privind prin ocular, sperând să vadă dacă o altă stea apare undeva.

Supernova

Supernove- stele care își încheie evoluția într-un proces exploziv catastrofal.

Termenul „supernove” a fost folosit pentru a descrie stelele care au izbucnit cu mult (în ordine de mărime) mai puternic decât așa-numitele „nove”. De fapt, nici una, nici alta nu sunt noi din punct de vedere fizic; Dar, în mai multe cazuri istorice, s-au aprins acele stele care anterior erau practic sau complet invizibile pe cer, ceea ce a creat efectul apariției unei noi stele. Tipul de supernovă este determinat de prezența liniilor de hidrogen în spectrul de flare. Dacă este acolo, atunci este o supernovă de tip II, dacă nu, atunci este o supernovă de tip I.

Fizica supernovelor

Supernove de tip II

Conform conceptelor moderne, fuziunea termonucleară duce în timp la îmbogățirea compoziției regiunilor interne ale stelei cu elemente grele. În timpul procesului de fuziune termonucleară și de formare a elementelor grele, steaua se contractă, iar temperatura din centrul ei crește. (Efectul capacității termice negative a materiei gravitatoare nedegenerate.) Dacă masa nucleului stelei este suficient de mare (de la 1,2 la 1,5 mase solare), atunci procesul de fuziune termonucleară ajunge la concluzia sa logică cu formarea fierului și nuclee de nichel. Un miez de fier începe să se formeze în interiorul carcasei de siliciu. Un astfel de nucleu crește într-o zi și se prăbușește în mai puțin de 1 secundă, de îndată ce atinge limita Chandrasekhar. Pentru miez, această limită este de la 1,2 la 1,5 mase solare. Materia cade în stea, iar repulsia electronilor nu poate opri căderea. Miezul central este comprimat din ce în ce mai mult, iar la un moment dat, din cauza presiunii, în el încep să aibă loc reacții de neutronizare - protonii încep să absoarbă electroni, transformându-se în neutroni. Aceasta cauzează pierdere rapidă energia transportată de neutrinii rezultați (așa-numita răcire cu neutrini). Substanța continuă să accelereze, să cadă și să se comprima până când repulsia dintre nucleonii nucleului atomic (protoni, neutroni) începe să aibă efect. Strict vorbind, compresia are loc chiar și dincolo de această limită: materia în cădere, prin inerție, depășește punctul de echilibru datorită elasticității nucleonilor cu 50% („compresie maximă”). Procesul de colaps al nucleului central este atât de rapid încât se formează o undă de rarefacție în jurul acestuia. Apoi, urmând miezul, coaja se repezi și ea spre centrul stelei. După aceasta, „mingea de cauciuc comprimată dă înapoi”, iar unda de șoc iese în straturile exterioare ale stelei cu o viteză de 30.000 până la 50.000 km/s. Părțile exterioare ale stelei zboară în toate direcțiile și o stea neutronică compactă sau o gaură neagră rămâne în centrul regiunii explodate. Acest fenomen se numește explozie de supernovă de tip II. Aceste explozii diferă ca putere și alți parametri, deoarece stele de diferite mase și diferite compoziții chimice explodează. Există dovezi că în timpul exploziei unei supernove de tip II, nu se eliberează mult mai multă energie decât în ​​timpul unei explozii de tip I, deoarece o parte proporțională a energiei este absorbită de înveliș, dar acest lucru poate să nu fie întotdeauna cazul.

Există o serie de ambiguități în scenariul descris. Observațiile astronomice au arătat că stelele masive explodează de fapt, ducând la formarea de nebuloase în expansiune, lăsând în centru o stea neutronică care se rotește rapid, emițând impulsuri regulate de unde radio (pulsar). Dar teoria arată că unda de șoc exterior ar trebui să despartă atomii în nucleoni (protoni, neutroni). Pentru aceasta trebuie cheltuită energie, drept urmare unda de șoc trebuie să se stingă. Dar din anumite motive acest lucru nu se întâmplă: unda de șoc ajunge la suprafața miezului în câteva secunde, apoi la suprafața stelei și aruncă în aer materia. Sunt luate în considerare mai multe ipoteze pentru diferite mase, dar acestea nu par convingătoare. Poate că, într-o stare de „compresie maximă” sau în timpul interacțiunii unei unde de șoc cu materia care continuă să cadă, intră în vigoare unele fundamental noi și necunoscute nouă. legi fizice. În plus, atunci când o supernova explodează cu formarea unei găuri negre, apar următoarele întrebări: de ce materia după explozie nu este complet absorbită de gaura neagră; există o undă de șoc exterior și de ce nu este încetinită și există ceva analog cu „compresie maximă”?

Supernove de tip Ia

Mecanismul exploziilor supernovelor de tip Ia (SN Ia) arată oarecum diferit. Aceasta este o așa-numită supernovă termonucleară, al cărei mecanism de explozie se bazează pe procesul de fuziune termonucleară în miezul dens de carbon și oxigen al stelei. Progenitorii SN Ia sunt pitici albe cu mase apropiate de limita Chandrasekhar. Este în general acceptat că astfel de stele pot fi formate prin fluxul de materie din a doua componentă a unui sistem binar de stele. Acest lucru se întâmplă dacă a doua stea din sistem depășește lobul său Roche sau aparține clasei de stele cu un vânt stelar super-intens. Pe măsură ce masa unei pitici albe crește, densitatea și temperatura acesteia cresc treptat. În cele din urmă, când temperatura atinge aproximativ 3×108 K, apar condiții pentru aprinderea termonucleară a amestecului carbon-oxigen. Frontul de ardere începe să se răspândească din centru spre straturile exterioare, lăsând în urmă produse de ardere - nuclee de grup de fier. Propagarea frontului de ardere are loc într-un mod de deflagrație lentă și este instabilă la diverse tipuri tulburări. Cea mai mare valoare are instabilitate Rayleigh-Taylor, care apare din cauza acțiunii forței arhimediene asupra produselor de combustie ușoare și mai puțin dense, în comparație cu învelișul dens de carbon-oxigen. Încep procese convective intense la scară largă, care conduc la o intensificare și mai mare a reacțiilor termonucleare și la eliberarea energiei necesare pentru ejecția învelișului supernovei (~10 51 erg). Viteza frontului de ardere crește, este posibilă turbulizarea flăcării și formarea unei unde de șoc în straturile exterioare ale stelei.

Alte tipuri de supernove

Există, de asemenea, SN Ib și Ic, ai căror precursori sunt stele masive în sisteme binare, spre deosebire de SN II, ai cărui precursori sunt stele simple.

Teoria supernovei

Nu există încă o teorie completă a supernovelor. Toate modelele propuse sunt simplificate și au parametri liberi care trebuie ajustați pentru a obține imaginea de explozie necesară. În prezent, este imposibil să se ia în considerare în modelele numerice toate procesele fizice care au loc în stele care sunt importante pentru dezvoltarea unei erupții. De asemenea, nu există o teorie completă a evoluției stelare.

Rețineți că predecesorul celebrei supernove SN 1987A, clasificată ca o supergigantă de tip II, este o supergigantă albastră, nu una roșie, așa cum se presupunea în modelele SN II înainte de 1987. De asemenea, este probabil ca rămășița sa să nu conțină un obiect compact, cum ar fi o stea neutronică sau o gaură neagră, așa cum se poate observa din observații.

Locul supernovelor în Univers

Potrivit numeroaselor studii, după nașterea Universului, acesta a fost umplut doar cu substanțe ușoare - hidrogen și heliu. Toate celelalte elemente chimice s-au putut forma numai în timpul arderii stelelor. Aceasta înseamnă că planeta noastră (și tu și eu) constă din materie formată în adâncurile stelelor preistorice și aruncată odată în exploziile de supernove.

Conform calculelor oamenilor de știință, fiecare supernova de tip II produce aproximativ 0,0001 mase solare ale izotopului activ al aluminiului (26Al). Dezintegrarea acestui izotop creează radiații dure, care au fost observate mult timp, iar din intensitatea sa s-a calculat că conținutul acestui izotop în Galaxie este mai mic de trei mase solare. Aceasta înseamnă că supernovele de tip II ar trebui să explodeze în Galaxie în medie de două ori pe secol, ceea ce nu este observat. Probabil, în ultimele secole, multe astfel de explozii nu au fost observate (au avut loc în spatele norilor de praf cosmic). Prin urmare, majoritatea supernovelor sunt observate în alte galaxii. Recenzii aprofundate Cerul, folosind camere automate conectate la telescoape, permite acum astronomilor să descopere mai mult de 300 de erupții pe an. În orice caz, este timpul ca o supernova să explodeze...

Potrivit uneia dintre ipotezele oamenilor de știință, un nor cosmic de praf rezultat în urma exploziei unei supernove poate rezista în spațiu aproximativ două sau trei miliarde de ani!

Observații de supernova

Pentru a desemna supernove, astronomii folosesc următorul sistem: mai întâi sunt scrise literele SN (din latină S superior N ovule), apoi anul de deschidere și apoi cu litere latine- numărul de serie al supernovei în anul. De exemplu, SN 1997cj denotă o supernova descoperită 26 * 3 ( c) + 10 (j) = locul 88 în 1997.

Cele mai faimoase supernove

• Supernova SN 1604 (Kepler Supernova)
• Supernova G1.9+0.3 (Cea mai tânără din galaxia noastră)

Supernove istorice din galaxia noastră (observate)

Vezi de asemenea

Legături

• Pskovsky Yu P. Nova și supernove- o carte despre nove și supernove.
• Tsvetkov D. Yu. Supernove - recenzie modernă supernove.
• Alexey Levin Bombe spațiale- articol în revista „Mecanica populară”
• Lista tuturor exploziilor supernovelor observate - Lista supernovelor, IAU
• Studenți pentru explorarea și dezvoltarea spațiului -

O supernovă este o explozie de stele foarte mari muribunde, cu o eliberare uriașă de energie, de un trilion de ori energia Soarelui. O supernovă poate ilumina întreaga galaxie, iar lumina trimisă de stea va ajunge la marginea Universului Dacă una dintre aceste stele explodează la o distanță de 10 ani lumină de Pământ, Pământul va arde complet de la eliberarea lui. energie și radiații.

Supernova

Supernovele nu numai că distrug, ci și reaprovizionează elementele necesareîn spațiu: fier, aur, argint și altele. Tot ceea ce știm despre Univers a fost creat din rămășițele unei supernove care a explodat cândva. O supernova este unul dintre cele mai frumoase și interesante obiecte din Univers. Cele mai mari explozii din Univers lasă în urmă vestigii speciale, cele mai ciudate din Univers:

Stele neutronice

Neutronii sunt corpuri foarte periculoase și ciudate. Când o stea uriașă devine supernovă, miezul ei se micșorează la dimensiunea unei metropole terestre. Presiunea din interiorul nucleului este atât de mare încât până și atomii din interior încep să se topească. Când atomii sunt atât de comprimați încât nu mai rămâne spațiu între ei, se acumulează energie colosală și are loc o explozie puternică. Explozia lasă în urmă o stea neutronică incredibil de densă. O linguriță de stea neutronică va cântări 90 de milioane de tone.

Un pulsar este rămășițele unei explozii de supernovă. Un corp care este similar cu masa și densitatea unei stele neutronice. Rotindu-se cu viteză mare, pulsarii eliberează rafale de radiații în spațiu de la polii nord și sud. Viteza de rotație poate atinge 1000 de rotații pe secundă.

Când o stea de 30 de ori mai mare decât Soarele nostru explodează, creează o stea numită Magnetar. Magnetarii creează puternic câmpuri magnetice sunt chiar mai străini decât stelele neutronice și pulsari. Câmpul magnetic al lui Magnitar este de câteva mii de ori mai mare decât cel al Pământului.

Găuri negre

După moartea hipernovelor, stele chiar mai mari decât un superstar, cele mai misterioase și loc periculos Există o gaură neagră în Univers. După moartea unei astfel de stele, o gaură neagră începe să-și absoarbă rămășițele. Gaura neagră are prea mult material de absorbit și aruncă rămășițele stelei înapoi în spațiu, formând 2 fascicule de radiații gamma.

Cât despre al nostru, Soarele, desigur, nu are suficientă masă pentru a deveni o gaură neagră, pulsar, magnetar sau chiar o stea neuronală. După standardele cosmice, steaua noastră este foarte mică pentru un astfel de sfârșit al vieții sale. Oamenii de știință spun că, după epuizarea combustibilului, steaua noastră va crește în dimensiune de câteva zeci de ori, ceea ce îi va permite să absoarbă planetele terestre: Mercur, Venus, Pământul și, eventual, Marte.

Supernove- unul dintre cele mai grandioase fenomene cosmice. Pe scurt, o supernova este o adevărată explozie a unei stele, când cea mai mare parte a masei sale (și uneori toată) zboară cu viteze de până la 10.000 km/s, iar restul se contractă (se prăbușește) într-o stea neutronică super-densă sau gaura neagra. Supernovele joacă un rol important în evoluția stelelor. Ele reprezintă finalul vieții stelelor cu o masă de peste 8-10 solare, dând naștere stelelor neutronice și găurilor negre și îmbogățind mediul interstelar cu elemente grele. elemente chimice. Toate elementele mai grele decât fierul s-au format ca urmare a interacțiunii nucleelor ​​elementelor mai ușoare și particule elementareîn timpul exploziilor de stele masive. Nu aici se află răspunsul la dorința eternă a omenirii de stele? La urma urmei, în cea mai mică celulă a materiei vii există atomi de fier sintetizați în timpul morții unei stele masive. Și în acest sens, oamenii sunt asemănători cu omul de zăpadă din basmul lui Andersen: a simțit o dragoste ciudată pentru o sobă încinsă, pentru că un poker îi servea drept cadru...

Oamenii de știință au observat că în galaxiile eliptice (adică galaxiile fără structură în spirală, cu o rată foarte scăzută de formare a stelelor, constând în principal din stele roșii de masă mică), doar supernovele de tip 1 explodează. În galaxiile spirale, cărora le aparține galaxia noastră, Calea lactee, apar ambele tipuri de supernove. În acest caz, reprezentanții tipului 2 se concentrează spre brațele spiralate, acolo unde există proces activ formarea stelelor și multe stele tinere masive. Aceste caracteristici sugerează natura diferită a celor două tipuri de supernove.

Acum a fost stabilit în mod fiabil că explozia oricărei supernove eliberează o cantitate imensă de energie - aproximativ 10 46 J! Energia principală a exploziei este transportată nu de fotoni, ci de neutrini - particule rapide cu masă de repaus foarte mică sau chiar zero. Neutrinii interacționează extrem de slab cu materia, iar pentru ei interiorul unei stele este destul de transparent.

O teorie completă a exploziei unei supernove cu formarea unui rest compact și ejecția învelișului exterior nu a fost încă creată din cauza complexității extreme a luării în considerare a tuturor proceselor fizice care au loc în timpul acestui proces. Cu toate acestea, toate dovezile sugerează că supernovele de tip 2 erup ca urmare a prăbușirii nucleelor ​​stelelor masive. În diferite etape ale vieții stelei, au avut loc reacții termonucleare în miez, în care mai întâi hidrogenul a fost transformat în heliu, apoi heliu în carbon și așa mai departe până la formarea elementelor „vârf de fier” - fier, cobalt și nichel. Nucleele atomice ale acestor elemente au energie de legare maximă per particulă. Este clar că adăugarea de noi particule la nucleul atomic, de exemplu, fierul va necesita cheltuieli energetice semnificative și, prin urmare, arderea termonucleară „se oprește” pe elementele vârfului de fier.

Ce face ca părțile centrale ale unei stele să-și piardă stabilitatea și să se prăbușească de îndată ce miezul de fier devine suficient de masiv (aproximativ 1,5 mase solare)? În prezent, sunt cunoscuți doi factori principali care duc la pierderea stabilității și la prăbușire. În primul rând, aceasta este „ruperea” nucleelor ​​de fier în 13 particule alfa (nuclee de heliu) cu absorbția fotonilor - așa-numita fotodisociere a fierului. În al doilea rând, neutronizarea unei substanțe este captarea electronilor de către protoni cu formarea de neutroni. Ambele procese devin posibile atunci când densități mari(peste 1 t/cm 3), stabilite în centrul stelei la sfârșitul evoluției, și ambele reduc efectiv „elasticitatea” substanței, care de fapt rezistă efectului compresiv al forțelor gravitaționale. Ca urmare, nucleul își pierde stabilitatea și se contractă. În acest caz, în timpul neutronizării substanței, număr mare neutrini, ducând energia principală stocată în miezul care se prăbușește.

După cum arată calculele computerizate, densitatea din apropierea nucleului este atât de mare încât chiar și neutrinii care interacționează slab cu materia sunt „blocați” pentru o perioadă de timp de straturile exterioare ale stelei. Dar forțele gravitaționale trag învelișul spre miez și apare o situație similară cu cea care apare atunci când se încearcă turnarea unui lichid mai dens, cum ar fi apa, peste un lichid mai puțin dens, să spunem kerosen sau ulei. (Este bine cunoscut din experiență că un lichid ușor tinde să „plutească în sus” de sub unul greu - aici se manifestă așa-numita instabilitate Rayleigh-Taylor.) Acest mecanism provoacă mișcări convective gigantice și atunci când impulsul neutrinului este transferat în cele din urmă în învelișul exterior, este aruncat în spațiul înconjurător.

Poate că mișcările convective ale neutrinolor duc la încălcarea simetriei sferice a exploziei unei supernove. Cu alte cuvinte, apare o direcție de-a lungul căreia materia este ejectată predominant, iar apoi reziduul rezultat primește un impuls de recul și începe să se miște în spațiu prin inerție cu o viteză de până la 1000 km/s. Astfel de viteze spațiale mari au fost observate la stele neutronice tinere - pulsari radio.

Imaginea schematică descrisă a unei explozii de supernove de tip 2 ne permite să înțelegem principalele caracteristici observaționale ale acestui fenomen. Iar predicțiile teoretice bazate pe acest model (în special în ceea ce privește energia totală și spectrul exploziei de neutrini) s-au dovedit a fi în deplin acord cu pulsul de neutrini înregistrat la 23 februarie 1987, provenit dintr-o supernova din Marele Nor Magellanic.

Acum câteva cuvinte despre supernovele de tip 1. Absența strălucirii hidrogenului în spectrele lor sugerează că explozia are loc în stele lipsite de un înveliș de hidrogen. Acum se crede că aceasta ar putea fi explozia unei pitici albe sau rezultatul prăbușirii unei stele. tip Wolf-Rayet(de fapt acestea sunt nucleele stelelor masive, bogate în heliu, carbon și oxigen).

Cum poate exploda o pitică albă? La urma urmei, reacțiile nucleare nu au loc în această stea foarte densă, iar forțele gravitaționale sunt contracarate de presiunea unui gaz dens format din electroni și ioni (așa-numitul gaz de electroni degenerați). Motivul aici este același ca și pentru prăbușirea nucleelor ​​stelelor masive - o scădere a elasticității materiei stelei cu o creștere a densității acesteia. Acest lucru se datorează din nou „presării” electronilor în protoni pentru a forma neutroni, precum și unor efecte relativiste.

De ce crește densitatea unei pitici albe? Acest lucru este imposibil dacă este singur. Dar dacă o pitică albă face parte dintr-un sistem binar suficient de apropiat, atunci sub influența forțelor gravitaționale, gazul de la o stea vecină poate curge către pitica albă (ca în cazul unei noi). În același timp, masa și densitatea acesteia vor crește treptat, ceea ce va duce în cele din urmă la colaps și explozie.

Altul opțiune posibilă mai exotică, dar nu mai puțin reală, este ciocnirea a două pitici albe. Cum se poate, din moment ce probabilitatea ca două pitice albe să se ciocnească în spațiu este neglijabilă, deoarece numărul de stele pe unitate de volum este neglijabil - cel mult câteva stele cu dimensiunea de 100 pc3. Și aici (încă o dată!) stelele duble sunt „de vină”, dar acum formate din două pitice albe.

După cum rezultă din teorie generală Potrivit relativității lui Einstein, oricare două mase care orbitează una în jurul celeilalte trebuie să se ciocnească mai devreme sau mai târziu din cauza pierderii constante, deși foarte nesemnificative, de energie dintr-un astfel de sistem de către undele gravitaționale - undele gravitaționale. De exemplu, Pământul și Soarele, dacă acesta din urmă ar trăi nelimitat, s-ar ciocni ca urmare a acestui efect, deși după un timp colosal, cu multe ordine de mărime mai mari decât vârsta Universului. Se calculează că în cazul sistemelor binare apropiate cu mase stelare în jurul masei solare (2 10 30 kg), fuziunea lor ar trebui să aibă loc în timp. mai putina varsta Univers - aproximativ 10 miliarde de ani. Estimările arată că într-o galaxie tipică astfel de evenimente au loc o dată la câteva sute de ani. Energia gigantică eliberată în timpul acestui proces catastrofal este suficientă pentru a explica fenomenul supernovei.

Apropo, egalitatea aproximativă a maselor de pitice albe face ca fuziunile lor să fie „asemănătoare” între ele, ceea ce înseamnă că supernovele de tip 1 ar trebui să arate la fel în ceea ce privește caracteristicile lor, indiferent de când și în ce galaxie a avut loc explozia. Prin urmare, luminozitatea aparentă a supernovelor reflectă distanțele până la galaxiile în care sunt observate. Această proprietate a supernovelor de tip 1 este folosită în prezent de oamenii de știință pentru a obține o estimare independentă a celui mai important parametru cosmologic - constanta Hubble, care servește ca măsură cantitativă a ratei de expansiune a Universului. Am vorbit doar despre cele mai puternice explozii stelare care au loc în Univers și sunt observate în domeniul optic. Întrucât în ​​cazul supernovelor energia principală a exploziei este transportată de neutrini și nu de lumină, studierea cerului folosind metode de astronomie cu neutrini are perspective interesante. Va face posibilă în viitor „privirea” în chiar „iadul” unei supernove, ascunsă de grosimi uriașe de materie opace luminii. Descoperiri și mai uimitoare sunt promise de astronomia undelor gravitaționale, care în viitorul apropiat ne va vorbi despre fenomenele grandioase ale fuziunii piticelor albe duble, stelelor neutronice și găurilor negre.

Exploziile de stele, cunoscute sub numele de supernove, pot fi atât de strălucitoare încât eclipsează galaxiile care le conţin.

Ca Dragoste Haha Wow Trist Supărat

În timp ce observau rămășițele unei supernove care a explodat în urmă cu șase ani, astronomii au fost surprinși să găsească o nouă stea la locul exploziei, luminând un nor de material care o înconjoară. Descoperirile oamenilor de știință sunt prezentate în jurnal AstrofizicăJurnalScrisori .

„Nu am mai văzut până acum o explozie de acest tip să rămână strălucitoare atât de mult timp, cu excepția cazului în care a avut o anumită interacțiune cu hidrogenul ejectat de stea înainte de evenimentul cataclismic. Dar nu există nicio semnătură a hidrogenului în observațiile acestei supernove”, spune Dan Milisavljevic, autorul principal al studiului de la Universitatea Purdue (SUA).

Spre deosebire de majoritatea exploziilor stelare care dispar, SN 2012au continuă să strălucească datorită unui pulsar puternic, nou născut. Credit: NASA, ESA și J. DePasquale

Exploziile de stele, cunoscute sub numele de supernove, pot fi atât de strălucitoare încât eclipsează galaxiile care le conţin. De obicei, „dispar” complet în câteva luni sau ani, dar uneori rămășițele exploziei „se prăbușesc” în nori de gaz bogat în hidrogen și devin din nou strălucitoare. Dar pot ei să strălucească din nou fără nicio interferență exterioară?

Ca stele mari explodează, interioarele lor „se prăbușesc” până la punctul în care toate particulele devin neutroni. Dacă steaua de neutroni rezultată are un câmp magnetic și se rotește suficient de repede, poate deveni o nebuloasă de vânt pulsar. Cel mai probabil, exact asta s-a întâmplat cu SN 2012au, situată în galaxia NGC 4790 în direcția constelației Fecioarei.

„Când nebuloasa pulsar este suficient de strălucitoare, acționează ca un bec, luminând emisiile exterioare de la explozia anterioară. Știam că supernovele produc o rotație rapidă stele neutronice, dar nu am primit niciodată dovezi directe ale acestui eveniment unic”, a adăugat Dan Milisavljevic.

Imagine a pulsarului Parus realizată de Observatorul Chandra al NASA. Credit: NASA

SN 2012au sa dovedit inițial a fi neobișnuit și ciudat în multe privințe. Deși explozia nu a fost suficient de strălucitoare pentru a fi clasificată drept o supernova „superluminală”, a fost extrem de energică și de lungă durată.

„Dacă se creează un pulsar în centrul exploziei, acesta poate împinge și chiar accelera gazul, așa că în câțiva ani am putea vedea „scăparea” de gaz bogat în oxigen din locul exploziei SN 2012au”, a explicat Dan. Milisavljevic.

Inima care bate a Nebuloasei Crabului. În centrul său se află un pulsar. Credit: NASA/ESA

Supernovele superluminale sunt un subiect aprins dezbătut în astronomie. Sunt surse potențiale de unde gravitaționale, precum și explozii de raze gamma și explozii radio rapide. Dar înțelegerea proceselor din spatele acestor evenimente se confruntă cu dificultăți de observație și doar următoarea generație de telescoape îi va ajuta pe astronomi să dezlege misterele acestor erupții.