Je supernova smrť alebo začiatok nového života? Zrodenie a smrť supernov.

Hviezdy nežijú večne. Tiež sa rodia a umierajú. Niektoré z nich, ako napríklad Slnko, existujú niekoľko miliárd rokov, pokojne dosiahnu starobu a potom pomaly vyblednú. Iní žijú oveľa kratšie a búrlivejšie a sú tiež odsúdení na katastrofickú smrť. Ich existenciu preruší obrovská explózia a potom sa hviezda zmení na supernovu. Svetlo supernovy osvetľuje priestor: jej výbuch je viditeľný vo vzdialenosti mnohých miliárd svetelných rokov. Zrazu sa na oblohe objaví hviezda, kde predtým, ako by sa zdalo, nebolo nič. Preto ten názov. Starovekí ľudia verili, že v takýchto prípadoch sa nová hviezda skutočne rozsvieti. Dnes vieme, že v skutočnosti sa hviezda nerodí, ale umiera, ale názov zostáva rovnaký, supernova.

SUPERNOVA 1987A

V noci z 23. na 24. februára 1987 v jednej z galaxií, ktoré sú nám najbližšie. Vo Veľkom Magellanovom oblaku vzdialenom len 163 000 svetelných rokov sa objavila supernova v súhvezdí Doradus. Stala sa viditeľnou aj voľným okom, v máji dosiahla viditeľnú magnitúdu +3 a v ďalších mesiacoch postupne strácala svoju jasnosť, až sa opäť stala neviditeľnou bez ďalekohľadu a ďalekohľadu.

Súčasnosť a minulosť

Supernova 1987A, ako už názov napovedá, bola prvou supernovou pozorovanou v roku 1987 a prvou, ktorá bola viditeľná voľným okom od úsvitu éry ďalekohľadov. Faktom je, že posledný výbuch supernovy v našej Galaxii bol pozorovaný v roku 1604, keď ešte nebol vynájdený ďalekohľad.

Čo je však dôležitejšie, hviezda* 1987A poskytla moderným agronómom prvú príležitosť pozorovať supernovu z relatívne krátkej vzdialenosti.

Čo tam bolo predtým?

Štúdia supernovy 1987A ukázala, že ide o supernovu typu II. To znamená, že predchodca alebo predchodca hviezdy, ktorý bol objavený na skorších fotografiách tejto časti oblohy, sa ukázal ako modrý supergiant, ktorého hmotnosť bola takmer 20-krát väčšia ako hmotnosť Slnka. Išlo teda o veľmi horúcu hviezdu, ktorej sa rýchlo minulo jadrové palivo.

Po gigantickom výbuchu zostal len rýchlo sa rozpínajúci oblak plynu, v ktorom ešte nikto nedokázal rozoznať neutrónovú hviezdu, ktorej vzhľad sa mal teoreticky očakávať. Niektorí astronómovia tvrdia, že hviezda je stále zahalená uvoľnenými plynmi, zatiaľ čo iní predpokladajú, že namiesto hviezdy vzniká čierna diera.

ŽIVOT HVIEZDY

Hviezdy sa rodia ako výsledok gravitačného stláčania oblaku medzihviezdnej hmoty, ktorá po zahriatí privedie jeho centrálne jadro na teploty dostatočné na spustenie termonukleárnych reakcií. Následný vývoj už zapálenej hviezdy závisí od dvoch faktorov: počiatočnej hmotnosti a chemické zloženie, a prvý, najmä určuje rýchlosť spaľovania. Hviezdy s väčšou hmotnosťou sú horúcejšie a ľahšie, ale preto skôr zhoria. Život masívnej hviezdy je teda kratší v porovnaní s hviezdou s nízkou hmotnosťou.

Červení obri

Hovorí sa, že hviezda, ktorá spaľuje vodík, je vo svojej „primárnej fáze“. Väčšina života akejkoľvek hviezdy sa zhoduje s touto fázou. Napríklad Slnko je v hlavnej fáze 5 miliárd rokov a zostane tam dlho a keď toto obdobie skončí, naša hviezda prejde do krátkej fázy nestability, po ktorej sa opäť stabilizuje, tentokrát v podobe červeného obra. Červený obor je v hlavnej fáze neporovnateľne väčší a jasnejší ako hviezdy, no zároveň je oveľa chladnejší. Antares v súhvezdí Škorpión alebo Betelgeuse v súhvezdí Orion sú hlavnými príkladmi červených obrov. Ich farbu je možné okamžite rozpoznať aj voľným okom.

Keď sa Slnko zmení na červeného obra, jeho vonkajšie vrstvy „absorbujú“ planéty Merkúr a Venušu a dosiahnu obežnú dráhu Zeme. Vo fáze červeného obra hviezdy strácajú významnú časť vonkajších vrstiev svojej atmosféry a tieto vrstvy vytvárajú planetárnu hmlovinu ako M57, Prstencová hmlovina v súhvezdí Lýra, alebo M27, hmlovina Činka v súhvezdí Vulpecula. Oba sú skvelé na pozorovanie cez váš ďalekohľad.

Cesta do finále

Od tohto momentu ďalší osud hviezdy nevyhnutne závisí od jej hmotnosti. Ak je to menej ako 1,4 hmotnosti Slnka, potom sa takáto hviezda po ukončení jadrového spaľovania uvoľní zo svojich vonkajších vrstiev a zmrští sa na bieleho trpaslíka, čo je konečná fáza vývoja hviezdy s malou hmotnosťou. Uplynú miliardy rokov biely trpaslík vychladne a stane sa neviditeľným. Naproti tomu hviezda s vysokou hmotnosťou (najmenej 8-krát hmotnejšia ako Slnko), keď jej dôjde vodík, prežije spaľovaním plynov ťažších ako vodík, ako je hélium a uhlík. Po niekoľkých fázach kompresie a expanzie takáto hviezda po niekoľkých miliónoch rokov zažije katastrofickú explóziu supernovy, ktorá vyvrhne obrovské množstvo vlastnej hmoty do vesmíru a zmení sa na zvyšok supernovy. Asi do týždňa supernova zažiari všetky hviezdy vo svojej galaxii a potom rýchlo stmavne. V strede zostáva neutrónová hviezda, objekt malá veľkosť, ktorý má gigantickú hustotu. Ak je hmotnosť hviezdy ešte väčšia, v dôsledku výbuchu supernovy nevznikajú hviezdy, ale čierne diery.

TYPY SUPERNOV

Štúdiom svetla pochádzajúceho zo supernov astronómovia zistili, že nie sú všetky rovnaké a možno ich klasifikovať v závislosti od chemických prvkov zastúpených v ich spektrách. Vodík tu zohráva osobitnú úlohu: ak spektrum supernovy obsahuje čiary potvrdzujúce prítomnosť vodíka, potom je klasifikovaná ako typ II; ak takéto čiary nie sú, je klasifikovaný ako typ I. Supernovy typu I sú rozdelené do podtried la, lb a l, pričom sa berú do úvahy ostatné prvky spektra.

Rôzna povaha výbuchov

Klasifikácia typov a podtypov odráža rôznorodosť mechanizmov, ktoré sú základom výbuchu a odlišné typy hviezdy predchodcov. Výbuchy supernov ako SN 1987A sa vyskytujú v poslednom evolučnom štádiu hviezdy s veľkou hmotnosťou (viac ako 8-násobok hmotnosti Slnka).

Supernovy typu lb a lc vznikajú kolapsom centrálnych častí masívnych hviezd, ktoré stratili značnú časť svojho vodíkového obalu v dôsledku silného hviezdneho vetra alebo v dôsledku presunu hmoty na inú hviezdu v dvojhviezdnom systéme.

Rôzni predchodcovia

Všetky supernovy typu lb, lc a II pochádzajú z hviezd populácie I, teda z mladých hviezd sústredených v diskoch špirálových galaxií. Supernovy typu la zase pochádzajú zo starých hviezd populácie II a možno ich pozorovať v eliptických galaxiách aj v jadrách špirálových galaxií. Tento typ supernovy pochádza z bieleho trpaslíka, ktorý je súčasťou binárneho systému a sťahuje materiál od svojho suseda. Keď hmotnosť bieleho trpaslíka dosiahne hranicu stability (nazývanú Chandrasekharov limit), začne rýchly proces fúzie uhlíkových jadier a dôjde k výbuchu, v dôsledku ktorého hviezda vyhodí väčšinu svojej hmoty.

Rôzna svietivosť

Rôzne triedy supernov sa od seba líšia nielen svojim spektrom, ale aj maximálnou svietivosťou, ktorú pri výbuchu dosahujú, a tým, ako presne táto svietivosť časom klesá. Supernovy typu I sú vo všeobecnosti oveľa jasnejšie ako supernovy typu II, ale tiež oveľa rýchlejšie stmavnú. Supernovy typu I vydržia pri maximálnej jasnosti niekoľko hodín až niekoľko dní, zatiaľ čo supernovy typu II môžu trvať až niekoľko mesiacov. Bola predložená hypotéza, podľa ktorej hviezdy s veľmi veľkou hmotnosťou (niekoľko desiatok násobkov hmotnosti Slnka) explodujú ešte prudšie ako „hypernovy“ a ich jadro sa zmení na čiernu dieru.

SUPERNOVY V HISTÓRII

Astronómovia sa domnievajú, že v našej Galaxii vybuchne v priemere jedna supernova každých 100 rokov. Historicky doložený počet supernov za posledné dve tisícročia však nedosahuje ani 10. Jedným z dôvodov môže byť skutočnosť, že supernovy, najmä typu II, explodujú v špirálových ramenách, kde je medzihviezdny prach oveľa hustejší, a preto , môže stlmiť žiariacu supernovu.

Prvý, ktorý som videl

Hoci vedci zvažujú aj iných kandidátov, dnes sa všeobecne uznáva, že prvé pozorovanie výbuchu supernovy v histórii sa datuje do roku 185 nášho letopočtu. Zdokumentovali to čínski astronómovia. V Číne boli v rokoch 386 a 393 pozorované aj výbuchy galaktických supernov. Potom prešlo viac ako 600 rokov a napokon sa na oblohe objavila ďalšia supernova: v roku 1006 zažiarila nová hviezda v súhvezdí Vlka, ktorú tentoraz zaznamenali okrem iného aj arabskí a európski astronómovia. Táto najjasnejšia hviezda (ktorej zdanlivá magnitúda na vrchole jasnosti dosiahla -7,5) zostala viditeľná na oblohe viac ako rok.
.
Krabia hmlovina

Supernova z roku 1054 bola tiež mimoriadne jasná (maximálna magnitúda -6), ale opäť si ju všimli len čínski astronómovia a možno aj americkí Indiáni. Ide zrejme o najznámejšiu supernovu, keďže jej pozostatkom je Krabia hmlovina v súhvezdí Býka, ktorú Charles Messier zaradil do svojho katalógu pod číslom 1.

Čínskym astronómom vďačíme aj za informácie o výskyte supernovy v súhvezdí Cassiopeia v roku 1181. Ďalšia supernova tam vybuchla, tentoraz v roku 1572. Túto supernovu si všimli aj európski astronómovia, vrátane Tycha Braheho, ktorý opísal jej vzhľad aj následnú zmenu jasnosti vo svojej knihe „O novej hviezde“, ktorej názov viedol k vzniku termínu, ktorý sa bežne používa na označenie takýchto hviezd. .

Supernova Tichá

O 32 rokov neskôr, v roku 1604, sa na oblohe objavila ďalšia supernova. Tycho Brahe odovzdal túto informáciu svojmu študentovi Johannesovi Keplerovi, ktorý začal „novú hviezdu“ sledovať a venoval jej knihu „O novej hviezde na úpätí Ophiucha“. Táto hviezda, ktorú pozoroval aj Galileo Galilei, zostáva dnes poslednou voľným okom viditeľnou supernovou, ktorá explodovala v našej Galaxii.

Niet však pochýb o tom, že v Mliečnej dráhe vybuchla ďalšia supernova, opäť v súhvezdí Cassiopeia (súhvezdie, ktoré drží rekord troch galaktických supernov). Hoci neexistuje žiadny vizuálny dôkaz tejto udalosti, astronómovia našli pozostatok hviezdy a vypočítali, že musí zodpovedať výbuchu, ku ktorému došlo v roku 1667.

Mimo Mliečnej dráhy astronómovia okrem supernovy 1987A pozorovali aj druhú supernovu 1885, ktorá explodovala v galaxii Andromeda.

Pozorovanie supernovy

Lov supernov si vyžaduje trpezlivosť a správnu metódu.

Prvý je potrebný, pretože nikto nezaručuje, že budete môcť objaviť supernovu hneď v prvý večer. Bez druhého sa nezaobídete, ak nechcete strácať čas a naozaj chcete zvýšiť svoje šance na objavenie supernovy. Hlavným problémom je, že je fyzicky nemožné predpovedať, kedy a kde dôjde k výbuchu supernovy v jednej zo vzdialených galaxií. Takže lovec supernov musí každú noc skenovať oblohu a kontrolovať desiatky galaxií starostlivo vybraných na tento účel.

Čo musíme urobiť

Jednou z najbežnejších techník je nasmerovať ďalekohľad na konkrétnu galaxiu a porovnať jej vzhľad so skorším obrázkom (kresba, fotografia, digitálny obrázok), napr. ideálne s približne rovnakým zväčšením ako má ďalekohľad, ktorým sa pozorovania vykonávajú. Ak sa tam objavila supernova, okamžite vám padne do oka. Dnes má mnoho amatérskych astronómov vybavenie hodné profesionálneho observatória, ako sú počítačom riadené teleskopy a CCD kamery, ktoré im umožňujú fotografovať hviezdnu oblohu priamo v digitálnom formáte. Ale aj dnes mnohí pozorovatelia hľadajú supernovy tak, že jednoducho namieria ďalekohľad na konkrétnu galaxiu a pozerajú sa cez okulár v nádeji, že sa niekde objaví ďalšia hviezda.

Supernova

supernovy- hviezdy končiace svoj vývoj v katastrofickom výbušnom procese.

Termín „supernovy“ sa používal na opis hviezd, ktoré vzplanuli oveľa (rádovo) silnejšie ako takzvané „novy“. V skutočnosti ani jedna, ani druhá nie sú fyzicky nové, existujúce hviezdy vždy vzplanú. Ale v niekoľkých historických prípadoch vzplanuli tie hviezdy, ktoré boli predtým prakticky alebo úplne neviditeľné na oblohe, čo vytvorilo efekt vzhľadu novej hviezdy. Typ supernovy je určený prítomnosťou vodíkových čiar v spektre vzplanutia. Ak tam je, potom je to supernova typu II, ak nie, potom je to supernova typu I.

Fyzika supernov

Supernovy typu II

Podľa moderných koncepcií vedie termonukleárna fúzia časom k obohateniu zloženia vnútorných oblastí hviezdy o ťažké prvky. Počas procesu termonukleárnej fúzie a tvorby ťažkých prvkov sa hviezda sťahuje a teplota v jej strede sa zvyšuje. (Vplyv negatívnej tepelnej kapacity gravitujúcej nedegenerovanej hmoty.) Ak je hmotnosť jadra hviezdy dostatočne veľká (od 1,2 do 1,5 hmotnosti Slnka), potom proces termonukleárnej fúzie dospeje k svojmu logickému záveru tvorbou železa a jadrá niklu. Vo vnútri kremíkového obalu sa začne vytvárať železné jadro. Takéto jadro vyrastie do jedného dňa a zrúti sa za menej ako 1 sekundu, akonáhle dosiahne Chandrasekharovu hranicu. Pre jadro je táto hranica od 1,2 do 1,5 hmotnosti Slnka. Hmota padá do hviezdy a odpudzovanie elektrónov nemôže zastaviť pád. Centrálne jadro sa stále viac stláča a v určitom momente v ňom vplyvom tlaku začnú prebiehať neutronizačné reakcie – protóny začnú pohlcovať elektróny a menia sa na neutróny. Spôsobuje rýchla strata energiu odvádzanú vzniknutými neutrínami (tzv. ochladzovanie neutrín). Látka sa ďalej zrýchľuje, klesá a stláča, až kým nezačne pôsobiť odpudzovanie medzi nukleónmi atómového jadra (protóny, neutróny). Presne povedané, kompresia nastáva aj za touto hranicou: padajúca hmota zotrvačnosťou prekročí rovnovážny bod v dôsledku elasticity nukleónov o 50 % („maximálna kompresia“). Proces kolapsu centrálneho jadra je taký rýchly, že sa okolo neho vytvorí vlna riedenia. Potom, po jadre, sa škrupina tiež ponáhľa do stredu hviezdy. Potom sa „stlačená gumová guľa vráti“ a rázová vlna vystúpi do vonkajších vrstiev hviezdy rýchlosťou 30 000 až 50 000 km/s. Vonkajšie časti hviezdy odlietajú všetkými smermi a v strede explodovanej oblasti zostáva kompaktná neutrónová hviezda alebo čierna diera. Tento jav sa nazýva výbuch supernovy typu II. Tieto výbuchy sa líšia výkonom a ďalšími parametrami, pretože hviezdy rôznej hmotnosti a rôzneho chemického zloženia explodujú. Existujú dôkazy, že počas výbuchu supernovy typu II sa neuvoľní oveľa viac energie ako pri výbuchu typu I, pretože úmerná časť energie je absorbovaná plášťom, ale nemusí to tak byť vždy.

V popísanom scenári je množstvo nejasností. Astronomické pozorovania ukázali, že masívne hviezdy skutočne explodujú, čo vedie k vytvoreniu rozpínajúcich sa hmlovín, pričom v strede zanecháva rýchlo rotujúcu neutrónovú hviezdu, ktorá vysiela pravidelné pulzy rádiových vĺn (pulzar). Ale teória ukazuje, že vonkajšia rázová vlna by mala rozdeliť atómy na nukleóny (protóny, neutróny). Na to treba vynaložiť energiu, v dôsledku čoho musí rázová vlna zhasnúť. Ale z nejakého dôvodu sa to nestane: rázová vlna dosiahne povrch jadra za niekoľko sekúnd, potom povrch hviezdy a odfúkne hmotu. Pre rôzne masy sa uvažuje o niekoľkých hypotézach, no nezdajú sa byť presvedčivé. Možno v stave „maximálnej kompresie“ alebo počas interakcie rázovej vlny s hmotou, ktorá naďalej klesá, vstúpia do platnosti niektoré zásadne nové a pre nás neznáme fyzikálne zákony. Okrem toho, keď supernova vybuchne s vytvorením čiernej diery, vyvstanú nasledujúce otázky: prečo hmota po výbuchu nie je úplne pohltená čiernou dierou; existuje vonkajšia rázová vlna a prečo nie je spomalená a existuje niečo podobné ako „maximálna kompresia“?

Supernovy typu Ia

Mechanizmus výbuchov supernov typu Ia (SN Ia) vyzerá trochu inak. Ide o takzvanú termonukleárnu supernovu, ktorej mechanizmus výbuchu je založený na procese termonukleárnej fúzie v hustom uhlíkovo-kyslíkovom jadre hviezdy. Progenitori SN Ia sú bieli trpaslíci s hmotnosťou blízkou Chandrasekharovmu limitu. Všeobecne sa uznáva, že takéto hviezdy môžu vzniknúť tokom hmoty z druhej zložky dvojhviezdneho systému. To sa stane, ak druhá hviezda systému prekročí svoj lalok Roche alebo patrí do triedy hviezd so super intenzívnym hviezdnym vetrom. S rastúcou hmotnosťou bieleho trpaslíka sa postupne zvyšuje jeho hustota a teplota. Nakoniec, keď teplota dosiahne asi 3 × 10 8 K, nastanú podmienky pre termonukleárne zapálenie zmesi uhlík-kyslík. Čelo spaľovania sa začína šíriť od stredu k vonkajším vrstvám a zanecháva za sebou produkty spaľovania – zárodky skupiny železa. Šírenie čela spaľovania prebieha v režime pomalého deflagrácie a je nestabilné rôzne druhy poruchy. Najvyššia hodnota má Rayleigh-Taylorovu nestabilitu, ktorá vzniká pôsobením Archimedovej sily na ľahké a menej husté produkty spaľovania, v porovnaní s hustým uhlíkovo-kyslíkovým plášťom. Začínajú sa intenzívne rozsiahle konvekčné procesy, ktoré vedú k ešte väčšiemu zintenzívneniu termonukleárnych reakcií a uvoľneniu energie potrebnej na vyvrhnutie obalu supernovy (~10 51 erg). Rýchlosť čela spaľovania sa zvyšuje, je možná turbulizácia plameňa a vznik rázovej vlny vo vonkajších vrstvách hviezdy.

Iné typy supernov

Existujú tiež SN Ib a Ic, ktorých prekurzormi sú masívne hviezdy v binárnych systémoch, na rozdiel od SN II, ktorých prekurzormi sú jednotlivé hviezdy.

Teória supernovy

Úplná teória supernov zatiaľ neexistuje. Všetky navrhované modely sú zjednodušené a majú voľné parametre, ktoré je potrebné upraviť na získanie požadovaného obrazu výbuchu. V súčasnosti nie je možné v numerických modeloch zohľadniť všetky fyzikálne procesy vyskytujúce sa vo hviezdach, ktoré sú dôležité pre vznik erupcie. Neexistuje ani úplná teória hviezdneho vývoja.

Všimnite si, že predchodca slávnej supernovy SN 1987A, klasifikovaný ako supergiant typu II, je modrý supergiant a nie červený, ako sa predpokladalo pred rokom 1987 v modeloch SN II. Je tiež pravdepodobné, že jeho pozostatok neobsahuje kompaktný objekt, akým je neutrónová hviezda alebo čierna diera, ako možno vidieť z pozorovaní.

Miesto supernov vo vesmíre

Podľa početných štúdií bol po zrode Vesmíru naplnený iba ľahkými látkami – vodíkom a héliom. Všetky ostatné chemické prvky mohli vzniknúť len pri horení hviezd. To znamená, že naša planéta (a vy a ja) pozostáva z hmoty sformovanej v hlbinách pravekých hviezd a raz vyvrhnutej pri výbuchoch supernov.

Podľa výpočtov vedcov každá supernova typu II produkuje približne 0,0001 solárnych hmôt aktívneho izotopu hliníka (26Al). Rozpadom tohto izotopu vzniká tvrdé žiarenie, ktoré bolo dlho pozorované a z jeho intenzity sa vypočítalo, že obsah tohto izotopu v Galaxii je menší ako tri hmotnosti Slnka. To znamená, že supernovy typu II by mali v Galaxii explodovať v priemere dvakrát za storočie, čo nie je pozorované. Pravdepodobne v posledných storočiach nebolo veľa takýchto výbuchov zaznamenaných (vyskytli sa za oblakmi kozmického prachu). Preto je väčšina supernov pozorovaná v iných galaxiách. Hĺbkové recenzie Obloha pomocou automatických kamier pripojených k teleskopom teraz umožňuje astronómom objaviť viac ako 300 erupcií ročne. V každom prípade je najvyšší čas, aby supernova vybuchla...

Podľa jednej z hypotéz vedcov môže kozmický oblak prachu, ktorý je výsledkom výbuchu supernovy, vo vesmíre vydržať asi dve až tri miliardy rokov!

Pozorovania supernovy

Na označenie supernov používajú astronómovia nasledujúci systém: najprv sa píšu písmená SN (z lat S horný N ova), potom prvý rok a potom s latinskými písmenami- poradové číslo supernovy v roku. Napríklad, SN 1997cj označuje objavenú supernovu 26 * 3 ( c) + 10 (j) = 88. v roku 1997.

Najznámejšie supernovy

• Supernova SN 1604 (Kepler Supernova)
• Supernova G1.9+0.3 (najmladšia v našej galaxii)

Historické supernovy v našej galaxii (pozorované)

pozri tiež

Odkazy

• Pskovský Ju. Novy a supernovy- kniha o novách a supernovách.
• Tsvetkov D. Yu. supernovy - moderná recenzia supernovy.
• Alexej Levin Vesmírne bomby- článok v časopise "Populárna mechanika"
• Zoznam všetkých pozorovaných výbuchov supernov - Zoznam supernov, IAU
• Študenti pre prieskum a rozvoj vesmíru -

Supernova je výbuch umierajúcich veľmi veľkých hviezd s obrovským uvoľnením energie, ktorá je biliónkrát väčšia ako energia Slnka. Supernova môže osvetliť celú galaxiu a svetlo vyslané hviezdou dosiahne okraj vesmíru. Ak jedna z týchto hviezd vybuchne vo vzdialenosti 10 svetelných rokov od Zeme, Zem úplne zhorí. energie a žiarenia.

Supernova

Supernovy nielen ničia, ale aj dopĺňajú potrebné prvky do vesmíru: železo, zlato, striebro a iné. Všetko, čo vieme o vesmíre, bolo vytvorené z pozostatkov supernovy, ktorá kedysi explodovala. Supernova je jedným z najkrajších a najzaujímavejších objektov vo vesmíre. Najväčšie výbuchy vo vesmíre zanechávajú vo vesmíre zvláštne, najpodivnejšie pozostatky:

Neutrónové hviezdy

Neutróny sú veľmi nebezpečné a zvláštne telesá. Keď sa obrovská hviezda stane supernovou, jej jadro sa zmenší na veľkosť zemskej metropoly. Tlak vo vnútri jadra je taký veľký, že dokonca aj atómy vo vnútri sa začnú topiť. Keď sú atómy tak stlačené, že medzi nimi nezostane priestor, nahromadí sa kolosálna energia a dôjde k silnému výbuchu. Výbuch zanechá za sebou neuveriteľne hustú neutrónovú hviezdu. Čajová lyžička neutrónovej hviezdy bude vážiť 90 miliónov ton.

Pulzar je pozostatkom výbuchu supernovy. Teleso, ktoré je svojou hmotnosťou a hustotou podobné neutrónovej hviezde. Pulzary rotujúce veľkou rýchlosťou uvoľňujú do vesmíru výbuchy žiarenia zo severného a južného pólu. Rýchlosť otáčania môže dosiahnuť 1000 otáčok za sekundu.

Keď hviezda 30-krát väčšia ako naše Slnko exploduje, vytvorí hviezdu nazývanú Magnetar. Magnetary vytvárajú silu magnetické polia sú ešte zvláštnejšie ako neutrónové hviezdy a pulzary. Magnetické pole Magnitaru je niekoľko tisíckrát väčšie ako magnetické pole Zeme.

Čierne diery

Po smrti hypernov hviezdy ešte väčšie ako superstar, najzáhadnejšie a nebezpečné miesto Vo vesmíre je čierna diera. Po smrti takejto hviezdy začne čierna diera pohlcovať jej zvyšky. Čierna diera má príliš veľa materiálu na pohltenie a vrhá zvyšky hviezdy späť do vesmíru, pričom vytvára 2 lúče gama žiarenia.

Pokiaľ ide o naše, Slnko, samozrejme, nemá dostatočnú hmotnosť na to, aby sa stalo čiernou dierou, pulzarom, magnetarom alebo dokonca neurónovou hviezdou. Podľa kozmických štandardov je naša hviezda na takéto ukončenie života veľmi malá. Vedci tvrdia, že po vyčerpaní paliva sa naša hviezda zväčší niekoľko desiatok krát, čo jej umožní absorbovať pozemské planéty: Merkúr, Venušu, Zem a možno aj Mars.

supernovy- jeden z najveľkolepejších kozmických javov. Stručne povedané, supernova je skutočný výbuch hviezdy, keď väčšina jej hmoty (a niekedy aj celá) odletí rýchlosťou až 10 000 km/s a zvyšok sa zmrští (zrúti) do superhustej neutrónovej hviezdy resp. čierna diera. Supernovy hrajú dôležitú úlohu vo vývoji hviezd. Sú finále života hviezd s hmotnosťou väčšou ako 8-10 slnečných, rodiacich neutrónové hviezdy a čierne diery a obohacujúce medzihviezdne médium ťažkými chemické prvky. Všetky prvky ťažšie ako železo vznikli v dôsledku interakcie jadier ľahších prvkov a elementárne častice pri výbuchoch masívnych hviezd. Nie je to miesto, kde leží odpoveď na večnú túžbu ľudstva po hviezdach? Koniec koncov, v najmenšej bunke živej hmoty sú atómy železa syntetizované počas smrti nejakej masívnej hviezdy. A v tomto zmysle sú ľudia podobní snehuliakovi z Andersenovej rozprávky: cítil zvláštnu lásku k horúcej piecke, pretože ako rám mu slúžil poker...

Vedci si všimli, že v eliptických galaxiách (teda galaxiách bez špirálovej štruktúry, s veľmi nízkou mierou tvorby hviezd, pozostávajúcich najmä z červených hviezd s nízkou hmotnosťou) explodujú iba supernovy 1. typu. V špirálových galaxiách, ku ktorým patrí naša Galaxia, mliečna dráha sa vyskytujú oba typy supernov. V tomto prípade sa zástupcovia 2. typu sústreďujú smerom k špirálovým ramenám, kde je aktívny proces vznik hviezd a mnoho mladých masívnych hviezd. Tieto vlastnosti naznačujú rozdielnu povahu týchto dvoch typov supernov.

Teraz sa už spoľahlivo zistilo, že pri výbuchu akejkoľvek supernovy sa uvoľní obrovské množstvo energie – asi 10 46 J! Hlavnú energiu výbuchu neodnášajú fotóny, ale neutrína - rýchle častice s veľmi malou alebo dokonca nulovou pokojovou hmotnosťou. Neutrína interagujú s hmotou extrémne slabo a vnútro hviezdy je pre nich celkom priehľadné.

Kompletná teória výbuchu supernovy s vytvorením kompaktného zvyšku a vymrštením vonkajšieho obalu ešte nebola vytvorená z dôvodu extrémnej zložitosti zohľadnenia všetkých fyzikálnych procesov vyskytujúcich sa počas tohto procesu. Všetky dôkazy však naznačujú, že supernovy typu 2 vybuchnú v dôsledku kolapsu jadier masívnych hviezd. V rôznych fázach života hviezdy prebiehali v jadre termonukleárne reakcie, pri ktorých sa najprv vodík premenil na hélium, potom hélium na uhlík atď., až kým nevznikli prvky „železného vrcholu“ - železo, kobalt a nikel. Atómové jadrá týchto prvkov majú maximálnu väzbovú energiu na časticu. Je zrejmé, že pridanie nových častíc do atómové jadro, napríklad železo bude vyžadovať značné energetické výdavky, a preto sa termonukleárne spaľovanie „zastaví“ na prvkoch železného vrcholu.

Čo spôsobuje, že centrálne časti hviezdy stratia stabilitu a zrútia sa, len čo sa železné jadro stane dostatočne masívnym (asi 1,5 hmotnosti Slnka)? V súčasnosti sú známe dva hlavné faktory vedúce k strate stability a kolapsu. Po prvé, ide o „rozpad“ železných jadier na 13 alfa častíc (héliových jadier) s absorpciou fotónov – takzvaná fotodisociácia železa. Po druhé, neutronizácia látky je zachytenie elektrónov protónmi s tvorbou neutrónov. Oba procesy budú možné vtedy, keď vysoké hustoty(nad 1 t/cm3), usadených v strede hviezdy na konci evolúcie a obe účinne znižujú „elasticitu“ látky, ktorá v skutočnosti odoláva tlakovému pôsobeniu gravitačných síl. V dôsledku toho jadro stráca stabilitu a kontrahuje sa. V tomto prípade sa počas neutronizácie látky uvoľňuje veľké množstvo neutrína, ktoré odnášajú hlavnú energiu uloženú v kolabujúcom jadre.

Ako ukazujú počítačové výpočty, hustota v blízkosti jadra je taká vysoká, že dokonca aj neutrína, ktoré slabo interagujú s hmotou, sú na nejaký čas „uzamknuté“ vonkajšími vrstvami hviezdy. Ale gravitačné sily ťahajú škrupinu smerom k jadru a nastáva situácia podobná tej, ktorá nastáva pri pokuse naliať hustejšiu kvapalinu, ako je voda, na menej hustú kvapalinu, povedzme petrolej alebo olej. (Zo skúseností je dobre známe, že ľahká kvapalina má tendenciu „vyplávať“ spod ťažkej – tu sa prejavuje tzv. Rayleigh-Taylorova nestabilita.) Tento mechanizmus spôsobuje gigantické konvekčné pohyby a keď hybnosť neutrín sa nakoniec prenesie do vonkajšieho obalu, vysype sa do okolitého priestoru.

Možno sú to neutrínové konvekčné pohyby, ktoré vedú k narušeniu sférickej symetrie výbuchu supernovy. Inými slovami, objaví sa smer, pozdĺž ktorého je hmota prevažne vyvrhnutá, a potom výsledný zvyšok dostane impulz spätného rázu a začne sa pohybovať v priestore zotrvačnosťou rýchlosťou až 1000 km/s. Takéto vysoké priestorové rýchlosti boli pozorované u mladých neutrónových hviezd – rádiových pulzarov.

Opísaný schematický obrázok výbuchu supernovy typu 2 nám umožňuje pochopiť hlavné pozorovacie črty tohto javu. A teoretické predpovede založené na tomto modeli (najmä čo sa týka celkovej energie a spektra neutrínového vzplanutia) sa ukázali byť v plnej zhode s neutrínovým impulzom zaznamenaným 23. februára 1987, pochádzajúcim zo supernovy vo Veľkom Magellanovom oblaku.

Teraz pár slov o supernovách typu 1. Neprítomnosť vodíkovej žiary v ich spektrách naznačuje, že k výbuchu dochádza vo hviezdach bez vodíkového obalu. Teraz sa verí, že by to mohol byť výbuch bieleho trpaslíka alebo výsledok kolapsu hviezdy. typu Wolf-Rayet(v skutočnosti ide o jadrá masívnych hviezd bohatých na hélium, uhlík a kyslík).

Ako môže biely trpaslík explodovať? V tejto veľmi hustej hviezde totiž neprebiehajú jadrové reakcie a proti gravitačným silám pôsobí tlak hustého plynu pozostávajúceho z elektrónov a iónov (tzv. degenerovaný elektrónový plyn). Dôvod je rovnaký ako v prípade kolapsu jadier masívnych hviezd - zníženie elasticity hmoty hviezdy so zvýšením jej hustoty. Je to opäť spôsobené „lisovaním“ elektrónov do protónov za vzniku neutrónov, ako aj niektorými relativistickými efektmi.

Prečo sa hustota bieleho trpaslíka zvyšuje? To je nemožné, ak je single. Ale ak je biely trpaslík súčasťou dostatočne blízkej dvojhviezdnej sústavy, tak pod vplyvom gravitačných síl môže k bielemu trpaslíkovi prúdiť plyn zo susednej hviezdy (ako v prípade novu). Zároveň sa bude postupne zvyšovať jeho hmotnosť a hustota, čo v konečnom dôsledku povedie ku kolapsu a výbuchu.

Ďalší možný variant exotickejšia, no nie menej reálna je zrážka dvoch bielych trpaslíkov. Ako je to možné, keďže pravdepodobnosť zrážky dvoch bielych trpaslíkov vo vesmíre je mizivá, keďže počet hviezd na jednotku objemu je zanedbateľný - nanajvýš niekoľko hviezd o veľkosti 100 pc3. A tu (opäť!) sú „na vine“ dvojité hviezdy, ale teraz pozostávajúce z dvoch bielych trpaslíkov.

Ako vyplýva z všeobecná teória Podľa Einsteinovej relativity sa akékoľvek dve hmoty obiehajúce okolo seba musia skôr či neskôr zraziť kvôli neustálej, aj keď veľmi nepatrnej strate energie z takéhoto systému gravitačnými vlnami – gravitačnými vlnami. Napríklad Zem a Slnko, ak by Slnko žilo nekonečne dlho, by sa v dôsledku tohto efektu zrazili, aj keď po kolosálnom čase, o mnoho rádov väčšom ako je vek vesmíru. Počíta sa, že v prípade blízkych binárnych systémov s hmotami hviezd okolo hmotnosti Slnka (2 10 30 kg) by k ich zlúčeniu malo dôjsť v čase mladší ako vek Vesmír - približne 10 miliárd rokov. Odhady ukazujú, že v typickej galaxii sa takéto udalosti vyskytujú raz za niekoľko sto rokov. Gigantická energia uvoľnená počas tohto katastrofického procesu úplne stačí na vysvetlenie javu supernovy.

Mimochodom, približná rovnosť hmotností bielych trpaslíkov spôsobuje, že ich fúzie sú si navzájom „podobné“, čo znamená, že supernovy typu 1 by mali vyzerať rovnako vo svojich charakteristikách bez ohľadu na to, kedy a v ktorej galaxii došlo k výbuchu. Zdanlivý jas supernov preto odráža vzdialenosti galaxií, v ktorých sú pozorované. Túto vlastnosť supernov typu 1 v súčasnosti využívajú vedci na získanie nezávislého odhadu najdôležitejšieho kozmologického parametra – Hubbleovej konštanty, ktorá slúži ako kvantitatívna miera rýchlosti expanzie vesmíru. Hovorili sme len o najsilnejších hviezdnych výbuchoch, ktoré sa vyskytujú vo vesmíre a sú pozorované v optickom dosahu. Keďže v prípade supernov je hlavná energia výbuchu unášaná neutrínami a nie svetlom, štúdium oblohy pomocou metód neutrínovej astronómie má zaujímavé vyhliadky. V budúcnosti umožní „nahliadnuť“ do samotného „pekla“ supernovy, skrytého obrovskými hrúbkami hmoty neprehľadnej pre svetlo. Ešte úžasnejšie objavy sľubuje astronómia gravitačných vĺn, ktorá nám v blízkej budúcnosti porozpráva o grandióznych javoch splynutia dvojitých bielych trpaslíkov, neutrónových hviezd a čiernych dier.

Výbuchy hviezd, známe ako supernovy, môžu byť také jasné, že prežiaria galaxie, ktoré ich obsahujú.

Páči sa mi to láska Haha Wow Smutný Nahnevaný

Pri pozorovaní zvyškov supernovy, ktorá vybuchla pred šiestimi rokmi, astronómov prekvapilo, že na mieste výbuchu našli novú hviezdu, ktorá osvetľovala oblak materiálu, ktorý ju obklopoval. Zistenia vedcov sú prezentované v časopise astrofyzikaDenníkListy .

"Nikdy predtým sme nevideli, že by výbuch tohto typu zostal jasný tak dlho, pokiaľ nemal nejakú interakciu s vodíkom vyvrhnutým hviezdou pred kataklyzmatickou udalosťou." Ale v pozorovaniach tejto supernovy nie je žiadny znak vodíka,“ hovorí Dan Milisavljevic, hlavný autor štúdie z Purdue University (USA).

Na rozdiel od väčšiny hviezdnych výbuchov, ktoré pominú, SN 2012au naďalej žiari vďaka silnému, novozrodenému pulzaru. Poďakovanie: NASA, ESA a J. DePasquale

Výbuchy hviezd, známe ako supernovy, môžu byť také jasné, že prežiaria galaxie, ktoré ich obsahujú. Zvyčajne v priebehu niekoľkých mesiacov alebo rokov úplne "zmiznú", ale niekedy sa zvyšky výbuchu "zrútia" do oblakov plynu bohatých na vodík a opäť sa rozjasnia. Môžu však opäť zažiariť bez akéhokoľvek vonkajšieho zásahu?

Ako veľké hviezdy explodujú, ich vnútro sa „zrúti“ do bodu, v ktorom sa všetky častice stanú neutrónmi. Ak má výsledná neutrónová hviezda magnetické pole a rotuje dostatočne rýchlo, môže sa stať veternou hmlovinou pulzar. S najväčšou pravdepodobnosťou sa presne toto stalo SN 2012au, ktorý sa nachádza v galaxii NGC 4790 v smere súhvezdia Panny.

„Keď je hmlovina pulzar dostatočne jasná, funguje ako žiarovka, ktorá osvetľuje vonkajšie emisie z predchádzajúcej explózie. Vedeli sme, že supernovy produkujú rýchlo rotujúce neutrónové hviezdy, ale nikdy nedostali priamy dôkaz o tejto jedinečnej udalosti,“ dodal Dan Milisavljevic.

Snímka pulzaru Parus, ktorú urobilo observatórium NASA Chandra. Poďakovanie: NASA

SN 2012au sa spočiatku ukázalo ako nezvyčajné a zvláštne v mnohých smeroch. Hoci výbuch nebol dostatočne jasný na to, aby bol klasifikovaný ako „superluminálna“ supernova, bol mimoriadne energický a dlhotrvajúci.

„Ak sa v strede výbuchu vytvorí pulzar, môže vytlačiť a dokonca urýchliť plyn, takže o niekoľko rokov by sme mohli vidieť, ako z miesta výbuchu SN 2012au „uniká“ plyn bohatý na kyslík,“ vysvetlil Dan. Milisavljevič.

Bijúce srdce Krabie hmloviny. V jeho strede leží pulzar. Poďakovanie: NASA/ESA

Superluminálne supernovy sú v astronómii veľmi diskutovanou témou. Sú potenciálnymi zdrojmi gravitačných vĺn, ako aj zábleskov gama žiarenia a rýchlych rádiových zábleskov. Pochopenie procesov, ktoré stoja za týmito udalosťami, však čelí ťažkostiam pri pozorovaní a iba ďalšia generácia ďalekohľadov pomôže astronómom odhaliť tajomstvá týchto erupcií.