Nove i supernove zvijezde. Rođenje supernove

Astronomi su zvanično najavili jedan od najzanimljivijih događaja u naučnom svetu: 2022. godine, sa Zemlje golim okom, moći ćemo da vidimo jedinstvenu pojavu - jednu od najsjajnijih eksplozija supernove. Prema prognozama, svojom će svjetlošću zasjeniti sjaj većine zvijezda u našoj galaksiji.

Riječ je o bliskom binarnom sistemu KIC 9832227 u sazviježđu Labud, koje je od nas udaljeno 1800 svjetlosnih godina. Zvijezde u ovom sistemu nalaze se tako blizu jedna drugoj da imaju zajedničku atmosferu, a brzina njihove rotacije se stalno povećava (sada je period rotacije 11 sati).

O mogućem sudaru, koji se očekuje za oko pet godina (plus-minus godinu dana), rekao je na godišnjem sastanku Američkog astronomskog društva profesor Larry Molnar (Larry Molnar) sa koledža Calvin u Sjedinjenim Državama. Prema njegovim riječima, prilično je teško predvidjeti takve kosmičke katastrofe - za proučavanje je bilo potrebno nekoliko godina (astronomi su zvjezdani par počeli proučavati još 2013. godine).

Prvu takvu prognozu dao je Daniel Van Noord, istraživač u Molnaru (u to vrijeme još student).

“Proučavao je kako boja zvijezde korelira s njenim sjajem i sugerirao je da imamo posla sa dvostrukim objektom, štoviše, sa bliskim binarnim sistemom – onim u kojem dvije zvijezde imaju zajedničku atmosferu, kao dva zrna kikirikija ispod jedne ljuske, “ objašnjava Molnar u saopštenju za javnost.

Molnar je 2015. godine, nakon nekoliko godina posmatranja, rekao svojim kolegama o prognozi: astronomi će vjerovatno doživjeti eksploziju sličnu rođenju supernove V1309 u sazviježđu Škorpion 2008. godine. Nisu svi naučnici ozbiljno shvatili njegovu izjavu, ali sada, nakon novih zapažanja, Larry Molnar se ponovo dotaknuo ove teme, iznijevši još više podataka. Spektroskopska posmatranja i obrada više od 32 hiljade slika dobijenih sa različitih teleskopa isključili su druge scenarije razvoja događaja.

Astronomi vjeruju da će, kada se zvijezde sudare jedna u drugu, obje umrijeti, ali prije toga će emitovati mnogo svjetlosti i energije, formirajući crvenu supernovu i povećavajući sjaj binarne zvijezde deset hiljada puta. Supernova će biti vidljiva na nebu kao dio sazviježđa Labud i Sjeverni krst. Ovo će biti prvi put da će stručnjaci, pa čak i amateri, moći pratiti binarne zvijezde direktno u trenutku njihove smrti.

"Biće to veoma dramatična promjena na nebu i svako to može vidjeti. Neće vam trebati teleskop da mi kažete 2023. jesam li bio u pravu ili ne. Iako će me izostanak eksplozije razočarati, bilo kakav alternativni ishod neće biti ništa manje zanimljivo”, dodaje Molner.

Prema astronomima, prognoza se zaista ne može olako shvatiti: stručnjaci po prvi put imaju priliku da promatraju posljednjih nekoliko godina života zvijezda prije njihovog spajanja.

Buduća istraživanja će pomoći da se nauči mnogo o takvim binarnim sistemima i njihovim unutrašnjim procesima, kao i o posljedicama sudara velikih razmjera. "Eksplozije" ove vrste, prema statistikama, dešavaju se otprilike jednom u deset godina, ali ovo je prvi put da će se desiti sudar zvijezda. Prethodno su, na primjer, naučnici primijetili eksploziju.

Preprint mogućeg budućeg rada Molnara (PDF dokument) može se pročitati na web stranici Fakulteta.

Inače, astronomi ESA-e su 2015. godine otkrili jedinstvenu u maglini Tarantula, čije su orbite na nevjerovatno maloj udaljenosti jedna od druge. Naučnici su predvidjeli da će se u jednom trenutku takvo susjedstvo završiti tragično: nebeska tijela će se ili spojiti u jednu džinovsku zvijezdu, ili će doći do eksplozije supernove, koja će dovesti do binarnog sistema.

Podsjećamo i da smo ranije govorili o tome kako supernove eksplozije.

Njihova pojava je prilično rijedak kosmički fenomen. U proseku, tri supernove po veku buknu na otvorenim prostorima Univerzuma koji su dostupni posmatranju. Svaki takav bljesak je ogromna kosmička katastrofa, u kojoj se oslobađa nevjerovatna količina energije. Prema najgrubljim procjenama, ova količina energije mogla bi se proizvesti istovremenom eksplozijom mnogih milijardi hidrogenskih bombi.

Prilično rigorozna teorija supernova još nije dostupna, ali naučnici su iznijeli zanimljivu hipotezu. Oni su sugerisali, na osnovu najsloženijih proračuna, da tokom alfa fuzije elemenata, jezgro nastavlja da se smanjuje. Temperatura u njemu dostiže fantastičnu cifru - 3 milijarde stepeni. U takvim uslovima, različiti se značajno ubrzavaju u jezgru; kao rezultat toga, oslobađa se mnogo energije. Brza kontrakcija jezgra povlači jednako brzu kontrakciju omotača zvijezde.

Također je vrlo vruć, a nuklearne reakcije koje se u njemu dešavaju, zauzvrat, su znatno ubrzane. Tako se bukvalno u nekoliko sekundi oslobađa ogromna količina energije. To rezultira eksplozijom. Naravno, takvi uslovi se nikako ne postižu uvijek, pa stoga supernove bukte prilično rijetko.

To je hipoteza. Koliko su naučnici u pravu u svojim pretpostavkama, pokazaće budućnost. Ali sadašnjost je navela istraživače na apsolutno neverovatna nagađanja. Astrofizičke metode su omogućile da se prati kako se smanjuje sjaj supernova. I evo šta se pokazalo: u prvih nekoliko dana nakon eksplozije, osvjetljenje vrlo brzo opada, a zatim se ovo smanjenje (unutar 600 dana) usporava. Štaviše, svakih 55 dana sjaj oslabi tačno za polovinu. Sa stanovišta matematike, ovo smanjenje se dešava prema takozvanom eksponencijalnom zakonu. Dobar primjer takvog zakona je zakon radioaktivnog raspada. Naučnici su iznijeli hrabru pretpostavku: oslobađanje energije nakon eksplozije supernove uzrokovano je radioaktivnim raspadom izotopa nekog elementa s poluživotom od 55 dana.

Ali koji izotop i koji element? Ova potraga se nastavila nekoliko godina. "Kandidati" za ulogu takvih "generatora" energije bili su berilijum-7 i stroncijum-89. One su se prepolovile za samo 55 dana. Ali nisu uspjeli da polože ispit: proračuni su pokazali da je energija oslobođena tokom njihovog beta raspada premala. I drugi poznati radioaktivni izotopi nisu imali slično vrijeme poluraspada.

Novi kandidat se pojavio među elementima koji ne postoje na Zemlji. Ispostavilo se da je on predstavnik transuranijumskih elemenata koje su naučnici veštački sintetizirali. Podnosilac predstavke se zove Kalifornija, njegov redni broj je devedeset osam. Njegov izotop kalifornij-254 pripremljen je samo u količini od oko 30 milijarditih dela grama. Ali čak i ova zaista bestežinska količina bila je sasvim dovoljna za mjerenje poluživota izotopa. Ispostavilo se da je jednako 55 dana.

I iz ovoga je proizašla zanimljiva hipoteza: energija raspada kalifornija-254 daje neobično visok sjaj supernove tokom dvije godine. Do raspadanja kalifornija dolazi spontanom fisijom njegovih jezgara; kod ove vrste raspada, jezgro se, takoreći, razdvaja na dva fragmenta - jezgra elemenata u sredini periodnog sistema.

Ali kako se sintetiše sam kalifornij? Naučnici ovdje daju logično objašnjenje. Tokom kompresije jezgra, koja prethodi eksploziji supernove, nuklearna reakcija interakcije već poznatog neona-21 s alfa česticama se neobično ubrzava. Posljedica toga je pojava u prilično kratkom vremenskom periodu izuzetno snažnog fluksa neutrona. Proces hvatanja neutrona se ponovo javlja, ali ovaj put je brz. Jezgra imaju vremena da apsorbuju sljedeće neutrone prije nego što dođu do beta raspada. Za ovaj proces nestabilnost transbizmutnih elemenata više nije prepreka. Lanac transformacija se neće prekinuti, a kraj periodnog sistema će takođe biti popunjen. U ovom slučaju, očigledno, nastaju čak i takvi transuranski elementi koji još nisu dobiveni pod umjetnim uvjetima.

Naučnici su izračunali da u svakoj eksploziji supernove samo kalifornij-254 proizvodi fantastičnu količinu. Od ove količine moglo bi se napraviti 20 loptica od kojih bi svaka bila teška koliko i naša Zemlja. Kakva je sudbina supernove? Umire prilično brzo. Umjesto njegovog bljeska, ostala je samo mala, vrlo mutna zvijezda. Međutim, razlikuje se po neobično velikoj gustoći materije: kutija šibica napunjena njome težila bi desetinama tona. Takve zvijezde se zovu "". Šta će biti s njima dalje, još ne znamo.

Materija koja je izbačena u svetski prostor može se kondenzovati i formirati nove zvezde; oni će započeti novi dug put razvoja. Naučnici su do sada napravili samo opšte grube poteze slike porekla elemenata, slike rada zvezda - grandioznih fabrika atoma. Možda ovo poređenje općenito prenosi suštinu stvari: umjetnik skicira na platnu samo prve konture budućeg umjetničkog djela. Glavna ideja je već jasna, ali mnoge, uključujući bitne, detalje tek treba naslutiti.

Konačno rješenje problema porijekla elemenata zahtijevat će kolosalan rad naučnika različitih specijalnosti. Vjerovatno će se mnogo toga što nam se sada čini nesumnjivo u stvari pokazati krajnje približno, ako ne i potpuno pogrešno. Vjerovatno će se naučnici morati suočiti s obrascima koji su nam još uvijek nepoznati. Zaista, da bismo razumjeli najsloženije procese koji se dešavaju u Univerzumu, bez sumnje će biti potreban novi kvalitativni skok u razvoju naših ideja o njemu.

Supernova ili eksplozija supernove- fenomen tokom kojeg zvijezda naglo mijenja svoj sjaj za 4-8 redova magnitude (za desetak zvezdanih magnituda) nakon čega slijedi relativno sporo slabljenje bljeska. To je rezultat kataklizmičkog procesa koji se javlja na kraju evolucije nekih zvijezda i praćen je oslobađanjem ogromne energije.

Supernove se po pravilu posmatraju naknadno, odnosno kada se događaj već dogodio i kada je njegovo zračenje stiglo do Zemlje. Stoga je priroda supernova dugo vremena bila nejasna. Ali sada postoji dosta scenarija koji dovode do takvih izbijanja, iako su glavne odredbe već sasvim jasne.

Eksplozija je praćena izbacivanjem značajne mase materije iz vanjske ljuske zvijezde u međuzvjezdani prostor, a iz preostalog dijela materije jezgra eksplodirane zvijezde po pravilu se formira kompaktan objekt - neutronska zvijezda, ako je masa zvijezde prije eksplozije bila veća od 8 solarnih masa (M ☉), ili crna rupa s masom zvijezde preko 20 M ☉ (masa jezgra preostale nakon eksplozije je preko 5 M ☉). Zajedno formiraju ostatak supernove.

Sveobuhvatno proučavanje prethodno dobijenih spektra i svjetlosnih krivulja, u kombinaciji sa proučavanjem ostataka i mogućih zvijezda progenitora, omogućava izgradnju detaljnijih modela i proučavanje uslova koji su već postojali do trenutka izbijanja.

Između ostalog, materijal izbačen tokom izbijanja u velikoj mjeri sadrži produkte termonuklearne fuzije, koja se odvijala tokom cijelog života zvijezde. Zahvaljujući supernovama, svemir u cjelini i svaka galaksija posebno hemijski evoluiraju.

Naziv odražava povijesni proces proučavanja zvijezda, čiji se sjaj s vremenom značajno mijenja, takozvanih novih zvijezda.

Naziv se sastoji od etikete SN, nakon čega slijedi godina otkrića, koja se završava oznakom od jednog ili dva slova. Prvih 26 supernova tekuće godine dobijaju jednoslovne oznake, na kraju imena, velikim slovima od A prije Z. Preostale supernove dobijaju dvoslovne oznake malim slovima: aa, ab, i tako dalje. Nepotvrđene supernove su označene slovima PSN(eng. possible supernova) sa nebeskim koordinatama u formatu: Jhhmmssss+ddmmsss.

Velika slika

Moderna klasifikacija supernova

Klasa	Podklasa			Mehanizam
I Nedostaju vodonične linije	Jake linije jonizovanog silicijuma (Si II) na 6150	Ia		termonuklearna eksplozija
	Jake linije jonizovanog silicijuma (Si II) na 6150	Iax Pri maksimalnom osvjetljenju, imaju niži sjaj i, u poređenju, Ia		termonuklearna eksplozija
	Silikonske linije su slabe ili ih nema	Ib Prisutne su linije helijuma (He I).		Gravitacijski kolaps
	Silikonske linije su slabe ili ih nema	ic Linije helijuma su slabe ili ih nema
II Prisutne vodonične linije	II-P/L/N Spektar je konstantan	II-P/L Nema čvrstih linija	II-P Svjetlosna kriva ima plato
		II-P/L Nema čvrstih linija	II-L Magnituda se linearno smanjuje s vremenom
		IIn Postoje uske linije
	IIb Spektar se vremenom mijenja i postaje sličan Ib spektru.

svjetlosne krive

Krivulje svjetla za tip I su vrlo slične: 2-3 dana dolazi do oštrog porasta, zatim ga zamjenjuje značajan pad (za 3 magnitude) 25-40 dana, nakon čega slijedi lagano slabljenje, gotovo linearno u skali magnituda . Apsolutna magnituda maksimuma za Ia baklje je, u prosjeku, M B = − 19,5 m (\textstyle M_(B)=-19,5^(m)), za Ib\c - .

Ali krivulje svjetla tipa II su prilično raznolike. Za neke su krive ličile na one za tip I, samo sa sporijim i dužim padom svjetline do početka linearne faze. Drugi, nakon što su dostigli vrhunac, ostali su na njemu do 100 dana, a onda je sjaj naglo opao i dostigao linearni "rep". Apsolutna veličina maksimuma varira u širokom rasponu od − 20 m (\textstyle -20^(m)) prije − 13 m (\textstyle -13^(m)). Prosječna vrijednost za IIp - M B = − 18 m (\textstyle M_(B)=-18^(m)), za II-L M B = − 17 m (\textstyle M_(B)=-17^(m)).

Spectra

Gornja klasifikacija već sadrži neke od glavnih karakteristika spektra supernova različitih tipova, hajde da se zadržimo na onome što nije uključeno. Prva i vrlo važna karakteristika koja je dugo vremena ometala interpretaciju dobijenih spektra je da su glavne linije veoma široke.

Spektre supernove tipa II i Ib\c karakteriziraju:

Prisustvo uskih apsorpcionih karakteristika u blizini maksimalne svjetline i uskih nepomjerenih komponenti emisije.
Linije , , , uočene u ultraljubičastom zračenju.

Posmatranja izvan optičkog opsega

Frekvencija blica

Učestalost izbijanja zavisi od broja zvijezda u galaksiji ili, što je isto za obične galaksije, od svjetline. Općenito prihvaćena veličina koja karakterizira učestalost izbijanja u različitim tipovima galaksija je SNu:

1 S N u = 1 S N 10 10 L ⊙ (B) ∗ 100 y e a r (\displaystyle 1SNu=(\frac (1SN)(10^(10)L_(\odot )(B)*100 godina))),

gdje L ⊙ (B) (\textstyle L_(\odot )(B))- luminoznost Sunca u filteru B. Za različite vrste baklji njegova vrijednost je:

U ovom slučaju, supernove Ib/c i II gravitiraju prema spiralnim krakovima.

Posmatranje ostataka supernove

Kanonska shema mladog ostatka je sljedeća:

Mogući kompaktni ostatak; obično pulsar, ali moguće i crna rupa
Spoljni udarni talas koji se širi u međuzvezdanoj materiji.
Povratni val koji se širi u supstanci izbačene supernove.
Sekundarni, koji se širi u ugrušcima međuzvjezdanog medija iu gustom izbacivanju supernove.

Zajedno čine sljedeću sliku: iza prednjeg dijela vanjskog udarnog vala, plin se zagrijava do temperature T S ≥ 10 7 K i emituje u rendgenskom području s energijom fotona od 0,1-20 keV, slično, plin iza prednji deo povratnog talasa formira drugi region rendgenskog zračenja. Linije visoko jonizovanog Fe, Si, S, itd. ukazuju na termičku prirodu zračenja oba sloja.

Optičko zračenje mladog ostatka stvara plin u nakupinama iza prednjeg dijela sekundarnog vala. Budući da je brzina širenja u njima veća, što znači da se gas brže hladi i zračenje prelazi iz rendgenskog u optički. Udarno porijeklo optičkog zračenja potvrđuje relativni intenzitet linija.

Teorijski opis

Dekompozicija zapažanja

Priroda supernove Ia se razlikuje od prirode drugih baklji. O tome jasno svjedoči odsustvo baklji tipa Ib/c i tipa II u eliptičnim galaksijama. Iz općih podataka o potonjem, poznato je da plina i plavih zvijezda ima malo, a formiranje zvijezda je završeno prije 10 10 godina. To znači da su sve masivne zvijezde već završile svoju evoluciju, a postoje zvijezde čija je masa manja od Sunčeve, ne više. Iz teorije zvjezdane evolucije poznato je da je zvijezde ovog tipa nemoguće raznijeti, te je stoga potreban mehanizam produženja života za zvijezde s masama 1-2M ⊙ .

Odsustvo vodoničnih linija u spektru Ia \ Iax ukazuje da je on izuzetno mali u atmosferi originalne zvijezde. Masa izbačene materije je prilično velika - 1M ⊙ , uglavnom sadrži ugljenik, kiseonik i druge teške elemente. A pomaknute linije Si II ukazuju na to da se nuklearne reakcije aktivno odvijaju tokom izbacivanja. Sve to uvjerava da bijeli patuljak, najvjerovatnije ugljični kisik, djeluje kao zvijezda preteča.

Gravitacija prema spiralnim krakovima supernove tipa Ib\c i II ukazuje na to da su zvijezda progenitor kratkovječne O-zvijezde s masom od 8-10M ⊙ .

termonuklearna eksplozija

Jedan od načina oslobađanja potrebne količine energije je naglo povećanje mase tvari uključene u termonuklearno sagorijevanje, odnosno termonuklearnu eksploziju. Međutim, fizika pojedinačnih zvijezda to ne dozvoljava. Procesi u zvijezdama smještenim na glavnom nizu su u ravnoteži. Stoga svi modeli smatraju završnu fazu zvjezdane evolucije - bijele patuljke. Međutim, potonji je sam po sebi stabilna zvijezda i sve se može promijeniti tek kada se približi Chandrasekhar granici. Ovo dovodi do nedvosmislenog zaključka da je termonuklearna eksplozija moguća samo u višestrukim zvjezdanim sistemima, najvjerovatnije u takozvanim binarnim zvijezdama.

U ovoj shemi postoje dvije varijable koje utiču na stanje, hemijski sastav i konačnu masu supstance uključene u eksploziju.

Drugi pratilac je obična zvijezda, iz koje materija teče u prvu.
Drugi pratilac je isti bijeli patuljak. Ovaj scenario se naziva dvostruka degeneracija.

Eksplozija se dešava kada se prekorači granica od Chandrasekhara.
Pred njim se dogodi eksplozija.

Zajedničko za sve scenarije supernove Ia je da je eksplodirajući patuljak najvjerovatnije ugljični kisik. U udarnom talasu sagorevanja, koji ide od centra ka površini, teče reakcije:

12 C + 16 O → 28 S i + γ (Q = 16,76 M e V) (\displaystyle ^(12)C~+~^(16)O~\rightarrow ~^(28)Si~+~\gamma ~ (Q=16,76~MeV)), 28 S i + 28 S i → 56 N i + γ (Q = 10,92 M e V) (\displaystyle ^(28)Si~+~^(28)Si~\rightarrow ~^(56)Ni~+~\ gama ~(Q=10,92~MeV)).

Masa supstance koja reaguje određuje energiju eksplozije i, shodno tome, sjaj na svom maksimumu. Ako pretpostavimo da cijela masa bijelog patuljka ulazi u reakciju, tada će energija eksplozije biti 2,2 10 51 erg.

Dalje ponašanje krivulje svjetlosti uglavnom je određeno lancem raspadanja:

56 N i → 56 C o → 56 F e (\displaystyle ^(56)Ni~\rightarrow ~^(56)Co~\rightarrow ~^(56)Fe)

Izotop 56 Ni je nestabilan i ima poluživot od 6,1 dan. Dalje e-hvatanje dovodi do formiranja jezgra 56Co pretežno u pobuđenom stanju sa energijom od 1,72 MeV. Ovaj nivo je nestabilan, a prelazak elektrona u osnovno stanje je praćen emisijom kaskade γ-kvanta sa energijama od 0,163 MeV do 1,56 MeV. Ovi kvanti doživljavaju Comptonovo raspršenje, a njihova energija brzo opada na ~100 keV. Takvi kvanti su već efektivno apsorbirani fotoelektričnim efektom i, kao rezultat, zagrijavaju supstancu. Kako se zvijezda širi, gustoća materije u zvijezdi se smanjuje, broj sudara fotona se smanjuje, a materija na površini zvijezde postaje providna za zračenje. Kao što pokazuju teorijski proračuni, ova situacija se javlja otprilike 20-30 dana nakon što zvijezda dostigne svoj maksimalni sjaj.

Nakon 60 dana nakon početka, supstanca postaje prozirna za γ-zračenje. Na krivulji svjetlosti počinje eksponencijalni raspad. Do tog vremena, izotop 56Ni se već raspao, a energija se oslobađa zbog β-raspada 56Co do 56Fe (T 1/2 = 77 dana) sa energijama pobude do 4,2 MeV.

Kolaps gravitacionog jezgra

Drugi scenario za oslobađanje potrebne energije je kolaps jezgra zvezde. Njegova masa bi trebala biti točno jednaka masi njenog ostatka - neutronske zvijezde, zamjenom tipičnih vrijednosti dobijemo:

E t o t ∼ G M 2 R ∼ 10 53 (\displaystyle E_(tot)\sim (\frac (GM^(2))(R))\sim 10^(53)) erg,

gdje je M = 0 i R = 10 km, G je gravitaciona konstanta. Tipično vrijeme je:

τ f f ∼ 1 G ρ 4 ⋅ 10 − 3 ⋅ ρ 12 − 0 , 5 (\displaystyle \tau _(ff)\sim (\frac (1)(\sqrt (G\rho )))~4\cdot 10 ^(-3)\cdot \rho _(12)^(-0,5)) c,

gdje je ρ 12 gustina zvijezde, normalizirana na 10 12 g/cm 3 .

Dobivena vrijednost je dva reda veličine veća od kinetičke energije ljuske. Potreban je nosač koji, s jedne strane, mora odnijeti oslobođenu energiju, a s druge strane ne smije biti u interakciji sa supstancom. Neutrino je pogodan za ulogu takvog nosioca.

Za njihovo formiranje odgovorno je nekoliko procesa. Prvi i najvažniji za destabilizaciju zvijezde i početak kontrakcije je proces neutronizacije:

3 H e + e − → 3 H + ν e (\displaystyle ()^(3)He+e^(-)\to ()^(3)H+\nu _(e))

4 H e + e − → 3 H + n + ν e (\displaystyle ()^(4)He+e^(-)\to ()^(3)H+n+\nu _(e))

56 F e + e − → 56 M n + ν e (\displaystyle ()^(56)Fe+e^(-)\to ()^(56)Mn+\nu _(e))

Neutrini iz ovih reakcija odnose 10%. Glavnu ulogu u hlađenju imaju URCA procesi (neutrino hlađenje):

E + + n → ν ~ e + p (\displaystyle e^(+)+n\to (\tilde (\nu))_(e)+p)

E − + p → ν e + n (\displaystyle e^(-)+p\to \nu _(e)+n)

Umjesto protona i neutrona, mogu djelovati i atomska jezgra, sa stvaranjem nestabilnog izotopa koji prolazi kroz beta raspad:

E − + (A, Z) → (A, Z − 1) + ν e , (\displaystyle e^(-)+(A,Z)\to (A,Z-1)+\nu _(e) ,)

(A, Z − 1) → (A, Z) + e − + ν ~ e . (\displaystyle (A,Z-1)\do (A,Z)+e^(-)+(\tilde (\nu ))_(e).)

Intenzitet ovih procesa raste sa kompresijom, čime se ubrzava. Ovaj proces se zaustavlja rasipanjem neutrina degenerisanim elektronima, pri čemu se oni termoliziraju i zaključavaju unutar supstance. Dovoljna koncentracija degenerisanih elektrona se postiže pri gustinama ρ n u c = 2 , 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14)) g/cm3.

Imajte na umu da se procesi neutronizacije dešavaju samo pri gustinama od 10 11 /cm 3 , koje su ostvarljive samo u jezgru zvezde. To znači da je samo u njemu narušena hidrodinamička ravnoteža. Vanjski slojevi su u lokalnoj hidrodinamičkoj ravnoteži, a kolaps počinje tek nakon što se centralno jezgro skupi i formira čvrstu površinu. Odbijanje od ove površine omogućava izbacivanje omotača.

Model mladog ostatka supernove

Teorija evolucije ostatka supernove

Postoje tri faze u evoluciji ostatka supernove:

Širenje ljuske prestaje u trenutku kada pritisak ostatka gasa postane jednak pritisku gasa u međuzvjezdanom mediju. Nakon toga, ostatak počinje da se raspršuje, sudarajući se sa nasumično pokretnim oblacima. Vrijeme resorpcije dostiže:

T m a x = 7 E 51 0,32 n 0 0,34 P ~ 0 , 4 − 0,7 (\displaystyle t_(max)=7E_(51)^(0,32)n_(0)^(0,34)(\tilde (P))_( 0,4)^(-0,7)) godine

Teorija nastanka sinhrotronskog zračenja

Izrada detaljnog opisa

Potražite ostatke supernove

Potražite zvijezde preteče

Teorija supernove Ia

Pored nesigurnosti u gore opisanim teorijama supernove Ia, mehanizam same eksplozije izaziva mnogo kontroverzi. Najčešće se modeli mogu podijeliti u sljedeće grupe:

Trenutna detonacija
Odgođena detonacija
Pulsirajuća odložena detonacija
Turbulentno brzo sagorevanje

Barem za svaku kombinaciju početnih uslova, navedeni mehanizmi se mogu naći u jednoj ili drugoj varijanti. Ali raspon predloženih modela nije ograničen na ovo. Kao primjer možemo navesti modele kada dva bijela patuljka detoniraju odjednom. Naravno, to je moguće samo u onim scenarijima gdje su se obje komponente razvile.

Hemijska evolucija i utjecaj na međuzvjezdani medij

Hemijska evolucija Univerzuma. Porijeklo elemenata s atomskim brojem većim od željeza

Eksplozije supernove glavni su izvor nadopunjavanja međuzvjezdanog medija elementima s većim atomskim brojem (ili kako kažu teže) On . Međutim, procesi koji su ih doveli su različiti za različite grupe elemenata, pa čak i za izotope.

R proces

r-proces- ovo je proces formiranja težih jezgara iz lakših uzastopnim hvatanjem neutrona tokom ( n,γ) reakcije i nastavlja se sve dok je brzina hvatanja neutrona veća od brzine β − raspada izotopa. Drugim riječima, prosječno vrijeme hvatanja za n neutrona τ(n,γ) treba biti:

τ (n , γ) ≈ 1 n τ β (\displaystyle \tau (n,\gamma)\približno (\frac (1)(n))\tau _(\beta ))

gdje je τ β prosječno vrijeme β-raspada jezgara koje formiraju lanac r-procesa. Ovaj uslov nameće ograničenje na gustinu neutrona, jer:

τ (n, γ) ≈ (ρ (σ n γ, v n) ¯) − 1 (\displaystyle \tau (n,\gamma)\približno \levo(\rho (\overline ((\sigma _(n\gamma) ),v_(n))))\desno)^(-1))

gdje (σ n γ , v n) ¯ (\displaystyle (\overline ((\sigma _(n\gamma ),v_(n))))) je proizvod poprečnog presjeka reakcije ( n,γ) o brzini neutrona u odnosu na ciljno jezgro, usrednjenoj na Maxwellovom spektru raspodjele brzina. S obzirom da se r-proces odvija u teškim i srednjim jezgrima, 0,1 s< τ β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 10 9 , получим характерную плотность

ρ ≈ 2 ⋅ 10 17 (\displaystyle \rho \približno 2\cdot 10^(17)) neutrona/cm 3 .

Ovakvi uslovi se postižu u:

ν-proces

Glavni članak: ν-proces

ν-proces- Ovo je proces nukleosinteze, kroz interakciju neutrina sa atomskim jezgrima. Možda je odgovoran za pojavu izotopa 7 Li, 11 B, 19 F, 138 La i 180 Ta

Utjecaj na strukturu velikih razmjera međuzvjezdanog plina galaksije

Istorija posmatranja

Hiparhovo interesovanje za nepokretne zvezde možda je bilo inspirisano posmatranjem supernove (prema Pliniju). Najraniji zapis identifikovan kao zapis posmatranja supernove SN 185 (engleski), snimili su kineski astronomi 185. godine nove ere. Najsjajniju poznatu supernovu, SN 1006, detaljno su opisali kineski i arapski astronomi. Supernova SN 1054, iz koje je nastala Rakova maglina, dobro je uočena. Supernove SN 1572 i SN 1604 bile su vidljive golim okom i imale su veliki značaj u razvoju astronomije u Evropi, jer su korištene kao argument protiv Aristotelove ideje da je svijet izvan Mjeseca i Sunčevog sistema nepromijenjen. Johannes Kepler počeo je posmatrati SN 1604 17. oktobra 1604. godine. Bila je to druga supernova koja je registrovana u fazi povećanja sjaja (nakon SN 1572, koju je Ticho Brage posmatrao u sazvežđu Kasiopeja).

Razvojem teleskopa postalo je moguće posmatrati supernove u drugim galaksijama, počevši od posmatranja supernove S Andromede u maglini Andromeda 1885. Tokom dvadesetog veka razvijeni su uspešni modeli za svaku vrstu supernove, a razumevanje njihove uloge u procesu formiranja zvezda se povećalo. Godine 1941. američki astronomi Rudolf Minkowski i Fritz Zwicky razvili su modernu klasifikacijsku shemu za supernove.

U 1960-im, astronomi su shvatili da se maksimalni luminozitet eksplozija supernove može koristiti kao standardna svijeća, a samim tim i mjera astronomskih udaljenosti. Supernove sada pružaju važne informacije o kosmološkim udaljenostima. Najudaljenije supernove pokazale su se slabijim od očekivanog, što, prema modernim konceptima, pokazuje da se širenje Univerzuma ubrzava.

Razvijene su metode za rekonstrukciju istorije eksplozija supernove koje nemaju pisane zapise o zapažanjima. Datum pojave supernove Kasiopeje A određen je svetlosnim ehoom iz magline, dok je starost ostatka supernove RX J0852.0-4622 (engleski) procijenjeno mjerenjem temperature i γ-emisije od raspada titanijuma-44. Godine 2009. pronađeni su nitrati u ledu na Antarktiku, u skladu sa vremenom eksplozije supernove.

Dana 23. februara 1987. godine, u Velikom Magelanovom oblaku na udaljenosti od 168.000 svjetlosnih godina od Zemlje, bljesnula je supernova SN 1987A, najbliža Zemlji uočena od izuma teleskopa. Po prvi put je zabilježen tok neutrina iz baklje. Bljesak je intenzivno proučavan uz pomoć astronomskih satelita u ultraljubičastom, rendgenskom i gama opsegu. Ostatak supernove je proučavan pomoću ALMA, Hubble i Chandra. Još nisu otkrivene ni neutronska zvijezda ni crna rupa, koja bi, prema nekim modelima, trebala biti na mjestu izbijanja.

22. januara 2014. godine, supernova SN 2014J eksplodirala je u galaksiji M82, koja se nalazi u sazviježđu Velikog medvjeda. Galaksija M82 nalazi se na udaljenosti od 12 miliona svjetlosnih godina od naše galaksije i ima prividnu zvjezdanu magnitudu nešto ispod 9. Ova supernova najbliža je Zemlji od 1987. (SN 1987A).

Najpoznatije supernove i njihovi ostaci

Supernova SN 1604 (Keplerova supernova)
Supernova G1.9+0.3 (najmlađa poznata u našoj galaksiji)

Istorijske supernove u našoj galaksiji (opaženo)

supernova	Datum izbijanja	Constellation	Max. sijati	Razdaljina yanie (St. godine)	Tip blica shki	Dužina Tel- vidljivost mostovi	Ostatak	Bilješke
SN 185	, 7. decembar	Centaurus	−8	3000	Ia?	8-20 mjeseci	G315.4-2.3 (RCW 86)	Kineske hronike: primećeno u blizini Alfe Centauri.
SN 369		nepoznato	ne od- poznato	ne od- poznato	ne od- poznato	5 mjeseci	nepoznato	Kineske hronike: situacija je vrlo slabo poznata. Ako je bila blizu galaktičkog ekvatora, velika je vjerovatnoća da je bila supernova; ako nije, najvjerovatnije je bila spora nova.
SN 386		Strijelac	+1,5	16 000	II?	2-4 mjeseca	G11.2-0.3	Kineske hronike
SN 393		Škorpion	0	34 000	ne od- poznato	8 mjeseci	nekoliko kandidata	Kineske hronike
SN 1006	, 1. maja	Vuk	−7,5	7200	Ia	18 mjeseci	SNR 1006	Švicarski monasi, arapski naučnici i kineski astronomi.
SN 1054	, 4. jula	Bik	−6	6300	II	21 mjesec	Rakova maglina	na Bliskom i Dalekom istoku (ne pojavljuje se u evropskim tekstovima, osim nejasnih aluzija u irskim monaškim hronikama).
SN 1181	, avgust	Kasiopeja	−1	8500	ne od- poznato	6 mjeseci	Moguće 3C58 (G130.7+3.1)	radovi profesora Pariskog univerziteta Aleksandra Nekema, kineski i japanski tekstovi.
SN 1572	, 6. novembar	Kasiopeja	−4	7500	Ia	16 mjeseci	Remnant Supernova Tiho	Ovaj događaj je zabilježen u mnogim evropskim izvorima, uključujući i zapise mladog Tycho Brage. Istina, blještavu zvijezdu je primijetio tek 11. novembra, ali ju je pratio čitavu godinu i po dana i napisao knjigu “De Nova Stella” (“O novoj zvijezdi”) - prvi astronomski rad na ovu temu.
SN 1604	, 9. oktobar	Ophiuchus	−2,5	20000	Ia	18 mjeseci	Keplerov ostatak supernove	Od 17. oktobra počeo je proučavati Johannes Kepler, koji je svoja zapažanja iznio u posebnoj knjizi.
SN 1680	, 16. avgust	Kasiopeja	+6	10000	IIb	ne od- poznato (ne više od nedelju dana)	Ostatak supernove Kasiopeja A	vjerovatno ga je primijetio Flamsteed i katalogiziran kao 3 Cassiopei.

Keplerov ostatak supernove

Supernova ili eksplozija supernove je pojava tokom koje se njen sjaj naglo menja za 4-8 redova magnitude (za desetak magnituda) nakon čega sledi relativno sporo slabljenje bljeska. To je rezultat kataklizmičkog procesa, praćenog oslobađanjem ogromne energije i koji nastaje na kraju evolucije nekih zvijezda.

Ostatak supernove RCW 103 s neutronskom zvijezdom 1E 161348-5055 u centru

Supernove se po pravilu posmatraju naknadno, odnosno kada se događaj već dogodio i njihovo zračenje je dostiglo . Stoga njihova priroda dugo nije bila jasna. Ali sada postoji dosta scenarija koji dovode do takvih izbijanja, iako su glavne odredbe već sasvim jasne.

Eksplozija je praćena izbacivanjem značajne mase materije zvijezde u međuzvjezdani prostor, a od preostalog dijela materije eksplodirane zvijezde po pravilu nastaje kompaktni objekt - neutronska zvijezda ili crna rupa. Zajedno formiraju ostatak supernove.

Između ostalog, materijal izbačen tokom baklje uglavnom sadrži proizvode termonuklearne fuzije, koja se odvijala tokom života zvijezde. Zahvaljujući supernovi općenito i svakoj posebno, kemijski evoluira.

Naziv odražava istorijski proces proučavanja zvijezda čiji se sjaj s vremenom značajno mijenja, takozvanih novih zvijezda. Slično, među supernovama, sada se izdvaja podklasa - hipernove.

Ime se sastoji od oznake SN, iza koje slijedi godina otkrića, koja se završava oznakom od jednog ili dva slova. Prvih 26 supernova tekuće godine dobijaju jednoslovne oznake, na kraju imena, od velikih slova od A do Z. Preostale supernove dobijaju dvoslovne oznake malim slovima: aa, ab, itd. Nepotvrđene supernove su označene slovima PSN (moguća supernova) sa nebeskim koordinatama u formatu: Jhhmmssss+ddmmsss.

Gornja klasifikacija već sadrži neke od glavnih karakteristika spektra supernova različitih tipova; zadržimo se na onome što nije uključeno. Prva i vrlo važna karakteristika koja je dugo vremena ometala interpretaciju dobijenih spektra je da su glavne linije veoma široke.

Spektre supernove tipa II i Ib\c karakteriziraju:
Prisustvo uskih apsorpcionih karakteristika u blizini maksimalne svjetline i uskih nepomjerenih komponenti emisije.
Linije , , , uočene u ultraljubičastom zračenju.

Učestalost izbijanja zavisi od broja zvijezda u galaksiji ili, što je isto za obične galaksije, od svjetline.

U ovom slučaju, supernove Ib/c i II gravitiraju prema spiralnim krakovima.

Rakova maglina (slika na rendgenskom snimku), unutrašnji udarni talas je jasno vidljiv, vetar koji se slobodno širi, kao i mlaz

Kanonska shema mladog ostatka je sljedeća:

Mogući kompaktni ostatak; obično pulsar, ali moguće i crna rupa
Spoljni udarni talas koji se širi u međuzvezdanoj materiji.
Povratni val koji se širi u supstanci izbačene supernove.
Sekundarni, koji se širi u ugrušcima međuzvjezdanog medija iu gustom izbacivanju supernove.

Zajedno čine sljedeću sliku: iza prednjeg dijela vanjskog udarnog vala, plin se zagrijava do temperature TS ≥ 107 K i emituje u rendgenskom području s energijom fotona od 0,1-20 keV, slično, plin iza front povratnog talasa formira drugu oblast rendgenskog zračenja. Linije visoko jonizovanog Fe, Si, S, itd. ukazuju na termičku prirodu zračenja oba sloja.

Vlakna u Kasiopeji A jasno pokazuju da porijeklo nakupina materije može biti dvostruko. Takozvana brza vlakna se raspršuju brzinom od 5000-9000 km/s i zrače samo u linijama O, S, Si - to jest, to su snopovi nastali u trenutku eksplozije supernove. Stacionarne kondenzacije, s druge strane, imaju brzinu od 100–400 km/s i u njima se uočava normalna koncentracija H, N, O. To zajedno ukazuje da je ova supstanca izbačena mnogo prije eksplozije supernove i da je kasnije zagrejan spoljnim udarnim talasom.

Sinhrotronska radio-emisija iz relativističkih čestica u jakom magnetnom polju je glavni opservacijski potpis za cijeli ostatak. Područje njegove lokalizacije su frontalna područja vanjskih i povratnih valova. Sinhrotronsko zračenje se takođe primećuje u rendgenskom opsegu.

Priroda supernove Ia se razlikuje od prirode drugih baklji. O tome jasno svjedoči odsustvo baklji tipa Ib/c i tipa II u eliptičnim galaksijama. Iz općih podataka o potonjem, poznato je da plina i plavih zvijezda ima malo, a formiranje zvijezda je završeno prije 1010 godina. To znači da su sve masivne zvijezde već završile svoju evoluciju, a postoje zvijezde čija je masa manja od Sunčeve, ne više. Iz teorije zvjezdane evolucije je poznato da je nemoguće raznijeti zvijezde ovog tipa, te je stoga potreban mehanizam za produženje života za zvijezde s masama 1-2M⊙.

Odsustvo vodoničnih linija u spektru Ia \ Iax ukazuje da je on izuzetno mali u atmosferi originalne zvijezde. Masa izbačene materije je prilično velika - 1M⊙, uglavnom sadrži ugljenik, kiseonik i druge teške elemente. A pomaknute linije Si II ukazuju na to da se nuklearne reakcije aktivno odvijaju tokom izbacivanja. Sve to uvjerava da bijeli patuljak, najvjerovatnije ugljični kisik, djeluje kao zvijezda preteča.

Gravitacija prema spiralnim krakovima supernove tipa Ib\c i II ukazuje na to da su zvijezda progenitor kratkovječne O-zvijezde s masom od 8-10M⊙.

Dominantni scenario

Jedan od načina oslobađanja potrebne količine energije je naglo povećanje mase tvari uključene u termonuklearno sagorijevanje, odnosno termonuklearnu eksploziju. Međutim, fizika pojedinačnih zvijezda to ne dozvoljava. Procesi u zvijezdama smještenim na glavnom nizu su u ravnoteži. Stoga svi modeli smatraju završnu fazu zvjezdane evolucije - bijele patuljke. Međutim, potonji je sam po sebi stabilna zvijezda, sve se može promijeniti tek kada se približi Chandrasekhar granici. To dovodi do nedvosmislenog zaključka da je termonuklearna eksplozija moguća samo u zvjezdanim sistemima, najvjerovatnije u takozvanim binarnim zvijezdama.

U ovoj shemi postoje dvije varijable koje utiču na stanje, hemijski sastav i konačnu masu supstance uključene u eksploziju.

Drugi pratilac je obična zvijezda iz koje materija teče do prve.
Drugi pratilac je isti bijeli patuljak. Ovaj scenario se naziva dvostruka degeneracija.

Eksplozija se događa kada je granica Chandrasekhara prekoračena.
Pred njim se dogodi eksplozija.

Zajedničko za sve scenarije supernove Ia je da je eksplodirajući patuljak najvjerovatnije ugljični kisik.

Dalje ponašanje krivulje svjetlosti uglavnom je određeno lancem raspadanja.

Izotop 56Ni je nestabilan i ima poluživot od 6,1 dan. Dalje, e-hvatanje dovodi do formiranja jezgra 56Co pretežno u pobuđenom stanju sa energijom od 1,72 MeV. Ovaj nivo je nestabilan i prelazak elektrona u osnovno stanje je praćen emisijom kaskade γ-kvanta sa energijama od 0,163 MeV do 1,56 MeV. Ovi kvanti doživljavaju Comptonovo raspršenje i njihova energija se brzo smanjuje na ~100 keV. Takvi kvanti su već efektivno apsorbirani fotoelektričnim efektom i kao rezultat zagrijavaju supstancu. Kako se zvijezda širi, gustoća materije u zvijezdi se smanjuje, broj sudara fotona se smanjuje, a materija na površini zvijezde postaje providna za zračenje. Kao što pokazuju teorijski proračuni, ova situacija se događa otprilike 20-30 dana nakon što zvijezda dostigne svoj maksimalni sjaj.

Nakon 60 dana nakon početka, supstanca postaje prozirna za γ-zračenje. Na krivulji svjetlosti počinje eksponencijalni raspad. Do tog vremena, 56Ni se već raspao i oslobađanje energije nastaje zbog β-raspada 56Co do 56Fe (T1/2 = 77 dana) sa energijama pobude do 4,2 MeV.

Model mehanizma gravitacionog kolapsa

Drugi scenario za oslobađanje potrebne energije je kolaps jezgra zvezde. Njegova masa mora biti tačno jednaka masi njenog ostatka - neutronske zvijezde.

Potreban je nosač koji, s jedne strane, mora odnijeti oslobođenu energiju, a s druge strane ne smije biti u interakciji sa supstancom. Neutrino je pogodan za ulogu takvog nosioca.

Za njihovo formiranje odgovorno je nekoliko procesa. Prvi i najvažniji za destabilizaciju zvijezde i početak kompresije je proces neutronizacije.

Neutrini iz ovih reakcija odnose 10%. Glavnu ulogu u hlađenju imaju URCA procesi (neutrino cooling).

Umjesto protona i neutrona mogu djelovati i atomska jezgra, uz formiranje nestabilnog izotopa koji prolazi kroz beta raspad.

Imajte na umu da se procesi neutronizacije dešavaju samo pri gustinama od 1011/cm3, koje su dostižne samo u jezgru zvezde. To znači da je samo u njemu narušena hidrodinamička ravnoteža. Vanjski slojevi su u lokalnoj hidrodinamičkoj ravnoteži, a kolaps počinje tek nakon što se centralno jezgro skupi i formira čvrstu površinu. Odbijanje od ove površine omogućava izbacivanje omotača.

Postoje tri faze u evoluciji ostatka supernove:

Slobodno širenje.
Adijabatsko širenje (Sedov stupanj). Eksplozija supernove u ovoj fazi je predstavljena kao eksplozija jake tačke u mediju sa konstantnim toplotnim kapacitetom. Sedovo automodalno rješenje, testirano na nuklearnim eksplozijama u Zemljinoj atmosferi, primjenjivo je na ovaj problem.
Faza intenzivnog osvjetljenja. Počinje kada temperatura iza prednje strane dostigne maksimum na krivulji gubitka radijacije.

Pored nesigurnosti u gore opisanim teorijama supernove Ia, mehanizam same eksplozije izaziva mnogo kontroverzi. Najčešće se modeli mogu podijeliti u sljedeće grupe:

Trenutna detonacija
Odgođena detonacija
Pulsirajuća odložena detonacija
Turbulentno brzo sagorevanje

Barem za svaku kombinaciju početnih uslova, navedeni mehanizmi se mogu naći u jednoj ili drugoj varijanti. Ali raspon predloženih modela nije ograničen na ovo. Primjer su modeli kada se dva detoniraju odjednom. Naravno, to je moguće samo u onim scenarijima gdje su se obje komponente razvile.

Eksplozije supernove glavni su izvor nadopunjavanja međuzvjezdanog medija elementima s atomskim brojevima većim od (ili, kako kažu, težim) He. Međutim, procesi koji su ih doveli su različiti za različite grupe elemenata, pa čak i za izotope.

Gotovo svi elementi teži od He i do Fe rezultat su klasične termonuklearne fuzije, koja se događa, na primjer, u unutrašnjosti zvijezda ili tokom eksplozija supernove tokom p-procesa. Ovdje je vrijedno napomenuti da je izuzetno mali dio ipak dobiven u toku primarne nukleosinteze.
Svi elementi teži od 209Bi su rezultat r-procesa
Poreklo ostalih je predmet rasprave; s-, r-, ν- i rp-procesi su predloženi kao mogući mehanizmi.

Struktura i procesi nukleosinteze u pret-supernovoj iu sljedećem trenutku nakon izbijanja za zvijezdu od 25M☉, ne u mjerilu.

r-proces je proces formiranja težih jezgara iz lakših uzastopnim hvatanjem neutrona u toku (n,γ) reakcija i nastavlja se sve dok je brzina hvatanja neutrona veća od brzine β-raspada izotopa.

ν-proces je proces nukleosinteze, kroz interakciju neutrina sa atomskim jezgrama. Možda je odgovoran za pojavu izotopa 7Li, 11B, 19F, 138La i 180Ta.

Rakova maglina kao ostatak Supernove SN 1054

Hiparhovo interesovanje za nepokretne zvezde možda je bilo inspirisano posmatranjem supernove (prema Pliniju). Najraniji zapis, koji je identifikovan kao zapis posmatranja supernove SN 185, napravili su kineski astronomi 185. godine nove ere. Najsjajniju poznatu supernovu, SN 1006, detaljno su opisali kineski i arapski astronomi. Supernova SN 1054, iz koje je nastala Rakova maglina, dobro je uočena. Supernove SN 1572 i SN 1604 bile su vidljive golim okom i bile su od velikog značaja u razvoju astronomije u Evropi, jer su korištene kao argument protiv Aristotelove ideje da je svijet izvan Mjeseca i Sunčevog sistema nepromijenjen. Johannes Kepler počeo je posmatrati SN 1604 17. oktobra 1604. godine. Ovo je bila druga supernova koja je snimljena u fazi osvetljavanja (nakon SN 1572 Tycho Brahea u sazvežđu Kasiopeja).

Razvojem teleskopa postalo je moguće posmatrati supernove u drugim galaksijama, počevši od posmatranja supernove S Andromeda u maglini Andromeda 1885. godine. Tokom dvadesetog veka razvijeni su uspešni modeli za svaku vrstu supernove, a razumevanje njihove uloge u procesu formiranja zvezda se povećalo. Godine 1941. američki astronomi Rudolf Minkowski i Fritz Zwicky razvili su modernu šemu klasifikacije za supernove.

U 1960-im, astronomi su shvatili da se maksimalni luminozitet eksplozija supernove može koristiti kao standardna svijeća, dakle mjera astronomskih udaljenosti. Supernove sada pružaju važne informacije o kosmološkim udaljenostima. Najudaljenije supernove pokazale su se slabijim od očekivanog, što, prema modernim konceptima, pokazuje da se širenje Univerzuma ubrzava.

Razvijene su metode za rekonstrukciju istorije eksplozija supernove koje nemaju pisane zapise o zapažanjima. Datum pojave supernove Kasiopeje A određen je iz svetlosnog eha iz magline, dok je starost ostatka supernove RX J0852.0-4622 procenjena na osnovu merenja temperature i γ-emisije raspada titanijuma-44. Godine 2009. u antarktičkom ledu pronađeni su nitrati koji odgovaraju vremenu eksplozije supernove.

Supernova SN 2014J eksplodirala je 22. januara 2014. u galaksiji M82, koja se nalazi u sazviježđu Velikog medvjeda. Galaksija M82 nalazi se na udaljenosti od 12 miliona svjetlosnih godina od naše galaksije i ima prividnu zvjezdanu magnitudu nešto ispod 9. Ova supernova najbliža je Zemlji od 1987. (SN 1987A).

Jedno od važnih dostignuća 20. stoljeća bilo je razumijevanje činjenice da se gotovo svi elementi teži od vodonika i helijuma formiraju u unutrašnjim dijelovima zvijezda i ulaze u međuzvjezdani medij kao rezultat eksplozija supernove, jedne od najmoćnijih pojava. u svemiru.

Na slici: Briljantne zvijezde i pramenovi plina pružaju pozadinu koja oduzima dah samouništenju masivne zvijezde nazvane Supernova 1987A. Njegovu eksploziju su posmatrali astronomi na južnoj hemisferi 23. februara 1987. godine. Ova Hubbleova slika prikazuje ostatak supernove okružen unutrašnjim i vanjskim prstenovima materije u difuznim oblacima plina. Ova slika u tri boje sastavljena je od nekoliko fotografija supernove i susjednog područja snimljenih u septembru 1994., februaru 1996. i julu 1997. Brojne svijetloplave zvijezde u blizini supernove su masivne zvijezde, od kojih je svaka stara oko 12 miliona godina i 6 puta teža od Sunca. Svi pripadaju istoj generaciji zvijezda kao i ona koja je eksplodirala. Prisustvo sjajnih gasnih oblaka još je jedan znak mladosti ovog kraja, koji je još uvijek plodno tlo za rađanje novih zvijezda.

U početku su sve zvijezde čiji se sjaj naglo povećao za više od 1000 puta nazivane nove. Trepćući, takve zvijezde su se iznenada pojavile na nebu, razbijajući uobičajenu konstelaciju sazviježđa, i povećale svoj sjaj na maksimum, nekoliko hiljada puta, zatim je njihov sjaj počeo naglo opadati, a nakon nekoliko godina postale su slabe kao što su bile. Prije izbijanja. Ponavljanje baklji, tokom svake od kojih zvijezda velikom brzinom izbacuje do hiljaditi dio svoje mase, karakteristično je za nove zvijezde. Pa ipak, uz svu veličinu fenomena takvog bljeska, on nije povezan ni s radikalnom promjenom strukture zvijezde, niti s njenim uništenjem.

Za pet hiljada godina sačuvane su informacije o više od 200 sjajnih izbijanja zvijezda, ako se ograničimo na one koje nisu premašile sjaj 3. magnitude. Ali kada je utvrđena ekstragalaktička priroda maglina, postalo je jasno da nove koje su u njima bljesnule po svojim karakteristikama nadmašuju obične nove, jer se često pokazalo da je njihov sjaj jednak sjaju cijele galaksije u kojoj su bljesnule. Neobična priroda takvih pojava navela je astronome na ideju da su takvi događaji nešto sasvim drugačije od običnih novih zvijezda, pa su stoga 1934. godine, na prijedlog američkih astronoma Fritza Zwickyja i Waltera Baadea, one zvijezde čiji bljeskovi dosežu sjaj normalne galaksije pri svom maksimalnom sjaju izolovane su u zasebnu, najsjajniju po sjaju i retku klasu supernova.

Za razliku od izbijanja običnih novih zvijezda, izbijanja supernove u trenutnom stanju naše Galaksije su izuzetno rijetka, ne više od jednom u 100 godina. Najupečatljivije epidemije bile su 1006. i 1054. godine; informacije o njima nalaze se u kineskim i japanskim raspravama. Izuzetni astronom Tycho Brahe je 1572. godine primijetio izbijanje takve zvijezde u sazviježđu Kasiopeje, dok je Johannes Kepler posljednji pratio supernovu u sazviježđu Zmijonik 1604. godine. Tokom četiri veka "teleskopske" ere u astronomiji, takve baklje nisu primećene u našoj galaksiji. Položaj Sunčevog sistema u njemu je takav da su nam opažanja supernova optički dostupna u otprilike polovini njegovog volumena, a u ostatku je sjaj izbijanja prigušen međuzvjezdanom apsorpcijom. IN AND. Krasovski i I.S. Šklovski je izračunao da se eksplozije supernove u našoj galaksiji dešavaju u prosjeku jednom u 100 godina. U drugim galaksijama ovi se procesi odvijaju s približno istom frekvencijom, stoga su glavne informacije o supernovima u fazi optičkog izbijanja dobivene promatranjem istih u drugim galaksijama.

Shvativši važnost proučavanja tako moćnih fenomena, astronomi W. Baade i F. Zwicky, koji su radili u Opservatoriji Palomar u SAD-u, započeli su sistematsku sistematsku potragu za supernovama 1936. godine. Na raspolaganju su imali teleskop Schmidt, koji je omogućavao fotografisanje područja od nekoliko desetina kvadratnih stepeni i davao vrlo jasne slike čak i slabih zvijezda i galaksija. Tokom tri godine, otkrili su 12 eksplozija supernove u različitim galaksijama, koje su potom proučavane fotometrijom i spektroskopijom. Kako se tehnologija opservacije poboljšavala, broj novootkrivenih supernova se stalno povećavao, a naknadno uvođenje automatizirane pretrage dovelo je do lavinskog povećanja broja otkrića (više od 100 supernova godišnje, sa ukupnim brojem od 1.500). Poslednjih godina veliki teleskopi su takođe počeli da tragaju za veoma udaljenim i slabim supernovama, jer njihova istraživanja mogu dati odgovore na mnoga pitanja o strukturi i sudbini čitavog Univerzuma. U jednoj noći posmatranja ovakvim teleskopima može se otkriti više od 10 udaljenih supernova.

Kao rezultat eksplozije zvijezde, koja se promatra kao fenomen supernove, oko nje se formira maglina koja se širi ogromnom brzinom (oko 10.000 km/s). Visoka stopa ekspanzije je glavna karakteristika po kojoj se ostaci supernove razlikuju od drugih maglina. U ostacima supernova sve govori o eksploziji ogromne snage, koja je raspršila vanjske slojeve zvijezde i dala ogromne brzine pojedinim dijelovima izbačene školjke.

rakova maglina

Niti jedan svemirski objekt nije dao astronomima toliko vrijednih informacija kao relativno mala Rakova maglina uočena u sazviježđu Bika i koja se sastoji od plinovite difuzne tvari koja se širi velikom brzinom. Ova maglina, koja je ostatak supernove uočene 1054. godine, bila je prvi galaktički objekat sa kojim je identifikovan radio izvor. Ispostavilo se da priroda radio-emisije nema nikakve veze sa toplotnim zračenjem: njen intenzitet sistematski raste sa talasnom dužinom. Ubrzo je bilo moguće objasniti prirodu ovog fenomena. Mora postojati jako magnetsko polje u ostatku supernove, koje drži kosmičke zrake (elektrone, pozitrone, atomska jezgra) koje stvara, a koje imaju brzine bliske brzini svjetlosti. U magnetskom polju zrače elektromagnetnu energiju uskom snopu u smjeru kretanja. Otkriće netermalne radio emisije iz Rakovine maglice potaklo je astronome da potraže ostatke supernove upravo na ovoj osnovi.

Maglina koja se nalazi u sazviježđu Kasiopeja pokazala se posebno moćnim izvorom radio-emisije; na metarskim valnim dužinama, fluks radio emisije iz nje je 10 puta veći od fluksa iz Rakovine maglice, iako je mnogo dalje od potonje. U optičkim snopovima ova maglina koja se brzo širi je vrlo slaba. Vjeruje se da je maglina Kasiopeja ostatak eksplozije supernove koja se dogodila prije oko 300 godina.

Sistem filamentoznih maglina u sazvežđu Labud je takođe pokazao radio emisiju karakterističnu za ostatke stare supernove. Radio astronomija je pomogla u pronalaženju mnogih drugih netermalnih radio izvora, za koje se pokazalo da su ostaci supernova različite starosti. Dakle, zaključeno je da se ostaci supernove, čak i prije nekoliko desetina hiljada godina, izdvajaju među ostalim maglinama svojom moćnom netermalnom radio emisijom.

Kao što je već spomenuto, Rakova maglina bila je prvi objekat u kojem je otkrivena emisija X-zraka. Godine 1964. bilo je moguće otkriti da je izvor rendgenskog zračenja koje izlazi iz njega proširen, iako su njegove ugaone dimenzije 5 puta manje od ugaonih dimenzija same Rakovice magline. Iz čega se zaključilo da rendgenske zrake ne emituje zvijezda koja je nekada eruptirala kao supernova, već sama maglina.

Uticaj supernove

23. februara 1987. eksplodirala je supernova u našoj susjednoj galaksiji, Veliki Magelanov oblak, koji je postao izuzetno važan za astronome jer je bio prvi koji su, naoružani modernim astronomskim instrumentima, mogli detaljno proučiti. I ova zvijezda je dala potvrdu čitavog niza predviđanja. Istovremeno sa optičkim bljeskom, specijalni detektori instalirani u Japanu i Ohaju (SAD) registrovali su tok neutrina - elementarnih čestica koje se rađaju na veoma visokim temperaturama tokom kolapsa jezgra zvezde i lako prodiru kroz njen omotač. Ova zapažanja su potvrdila raniju pretpostavku da se oko 10% mase zvezdanog jezgra u kolapsu emituje kao neutrino u trenutku kada se samo jezgro sruši u neutronsku zvezdu. Kod vrlo masivnih zvijezda, tokom eksplozije supernove, jezgra se sabijaju do još veće gustine i vjerovatno se pretvaraju u crne rupe, ali su vanjski slojevi zvijezde i dalje odbačeni. Posljednjih godina pojavile su se indikacije da su neki kosmički gama-zraci povezani sa supernovama. Moguće je da je priroda kosmičkih eksplozija gama zraka povezana s prirodom eksplozija.

Eksplozije supernove imaju snažan i raznolik uticaj na okolni međuzvjezdani medij. Oklop supernove, koji je odbačen ogromnom brzinom, skuplja i sabija gas koji ga okružuje, što može dati podsticaj formiranju novih zvijezda iz oblaka plina. Tim astronoma predvođen dr. Johnom Hughesom sa Univerziteta Rutgers, koristeći zapažanja NASA-ine rendgenske opservatorije Chandra, napravio je važno otkriće koje baca svjetlo na to kako se silicijum, gvožđe i drugi elementi formiraju u eksplozijama supernove. Rendgenski snimak ostatka supernove Kasiopeje A (Cas A) otkriva nakupine silicijuma, sumpora i gvožđa izbačene iz unutrašnjosti zvezde tokom eksplozije.

Visok kvalitet, jasnoća i informativni sadržaj slika ostatka supernove Cas A koje je dobila opservatorija Chandra omogućila je astronomima ne samo da odrede hemijski sastav mnogih čvorova ovog ostatka, već i da saznaju gdje su točno nastali ovi čvorovi. Na primjer, najkompaktniji i najsjajniji čvorovi se uglavnom sastoje od silicija i sumpora s vrlo malo željeza. To ukazuje da su se formirali duboko unutar zvijezde, gdje su temperature dostigle tri milijarde stepeni tokom kolapsa koji je završio eksplozijom supernove. U drugim čvorovima astronomi su otkrili vrlo visok sadržaj željeza s primjesama određene količine silicija i sumpora. Ova supstanca je nastala još dublje u onim delovima gde je temperatura tokom eksplozije dostizala veće vrednosti od četiri do pet milijardi stepeni. Poređenje rasporeda u ostatku supernove Cas A, kako svijetlih čvorova bogatih silicijumom, tako i slabijih čvorova bogatih željezom, otkrilo je da se "gvozdene" karakteristike koje potiču iz najdubljih slojeva zvijezde nalaze na vanjskim rubovima ostatka. To znači da je eksplozija odbacila "gvozdene" čvorove dalje od svih ostalih. Čak i sada, čini se da se brže udaljuju od središta eksplozije. Proučavanje podataka koje je dobio Chandra omogućit će da se zadržimo na jednom od nekoliko mehanizama koje su predložili teoretičari koji objašnjavaju prirodu eksplozije supernove, dinamiku procesa i porijeklo novih elemenata.

Supernove SN I imaju vrlo slične spektre (bez vodoničnih linija) i oblike svjetlosnih krivulja, dok SN II spektri sadrže svijetle vodonične linije i razlikuju se po raznim spektrima i svjetlosnim krivuljama. U ovom obliku, klasifikacija supernova postojala je do sredine 1980-ih. A s početkom široke upotrebe CCD prijemnika, količina i kvaliteta materijala za promatranje značajno su porasli, što je omogućilo dobivanje spektrograma za ranije nedostupne blijede objekte, određivanje intenziteta i širine linija s mnogo većom preciznošću, kao i snimanje slabije linije u spektru. Kao rezultat toga, očigledno uspostavljena binarna klasifikacija supernova počela je brzo da se mijenja i postaje složenija.

Supernove se također razlikuju po vrstama galaksija u kojima bukte. U spiralnim galaksijama bukte supernove oba tipa, ali u eliptičnim galaksijama, gdje međuzvjezdanog medija gotovo da i nema i proces formiranja zvijezda je završen, uočavaju se samo supernove tipa SN I, očito, prije eksplozije to su vrlo stare zvijezde, čije su mase bliske sunčevoj. A budući da su spektri i svjetlosne krive supernova ovog tipa vrlo slični, to znači da iste zvijezde eksplodiraju u spiralnim galaksijama. Prirodni kraj evolucijskog puta zvijezda s masama bliskim suncu je transformacija u bijelog patuljka uz istovremeno formiranje planetarne magline. Gotovo da nema vodonika u sastavu bijelog patuljka, jer je on krajnji proizvod evolucije normalne zvijezde.

Svake godine se u našoj galaksiji formira nekoliko planetarnih maglina, stoga većina zvijezda takve mase tiho završava svoj život, a samo jednom u stotinu godina eksplodira supernova tipa SN I. Koji razlozi određuju vrlo poseban završetak, koji nije sličan sudbini drugih zvijezda iste vrste? Čuveni indijski astrofizičar S. Chandrasekhar pokazao je da će u slučaju da bijeli patuljak ima masu manju od oko 1,4 solarne mase, mirno "doživjeti" svoj život. Ali ako se nalazi u dovoljno bliskom binarnom sistemu, njegova snažna gravitacija je u stanju da "povuče" materiju iz zvezde pratioca, što dovodi do postepenog povećanja mase, a kada ona pređe dozvoljenu granicu, dolazi do snažne eksplozije koja dovodi do smrt zvezde.

Supernove SN II jasno su povezane s mladim, masivnim zvijezdama, u čijim je školjkama vodonik prisutan u velikim količinama. Eksplozije ove vrste supernova smatraju se završnom fazom u evoluciji zvijezda s početnom masom većom od 810 solarnih masa. Općenito, evolucija takvih zvijezda se odvija prilično brzo, za nekoliko miliona godina sagorevaju svoj vodik, zatim helijum, koji se pretvara u ugljik, a zatim se atomi ugljika počinju transformirati u atome s većim atomskim brojem.

U prirodi se transformacije elemenata sa velikim oslobađanjem energije završavaju gvožđem, čija su jezgra najstabilnija, a prilikom njihovog spajanja ne oslobađa se energija. Dakle, kada jezgro zvijezde postane željezo, oslobađanje energije u njoj prestaje, ona se više ne može oduprijeti gravitacijskim silama i stoga počinje brzo da se skuplja, odnosno urušava.

Procesi koji se dešavaju tokom kolapsa još uvijek su daleko od potpunog razumijevanja. Međutim, poznato je da ako se sva materija jezgra pretvori u neutrone, onda se može oduprijeti silama privlačenja jezgro zvijezde se pretvara u "neutronsku zvijezdu", a kolaps prestaje. U tom slučaju se oslobađa ogromna energija koja ulazi u školjku zvijezde i izaziva širenje, što vidimo kao eksploziju supernove.

Iz ovoga bi se očekivala genetska veza između eksplozija supernove i formiranja neutronskih zvijezda i crnih rupa. Ako se evolucija zvijezde prije toga dogodila "tiho", tada bi njena školjka trebala imati radijus stotine puta veći od radijusa Sunca, a također bi zadržala dovoljno vodonika da objasni spektar SN II supernove.

Supernove i pulsari

Činjenica da su nakon eksplozije supernove, osim ekspandirajuće ljuske i raznih vrsta zračenja, ostali i drugi objekti, postalo je poznato 1968. godine zbog činjenice da su godinu dana ranije radio astronomi otkrili pulsare - radio izvore čije zračenje koncentrisan je u odvojenim impulsima, koji se ponavljaju nakon strogo određenog vremenskog perioda. Naučnici su bili zapanjeni strogom periodičnošću impulsa i kratkim periodima. Najviše pažnje privukao je pulsar čije su koordinate bile bliske koordinatama astronomima vrlo zanimljive magline, smještene u južnom sazviježđu Jedra, a koja se smatra ostatkom eksplozije supernove, njen period je bio samo 0,089 sekundi. A nakon otkrića pulsara u centru Rakovine magline (njegov period je bio 1/30 sekunde), postalo je jasno da su pulsari nekako povezani s eksplozijama supernove. U januaru 1969. pulsar iz Rakovine magline identificiran je sa slabom zvijezdom 16. magnitude koja mijenja svoj sjaj sa istim periodom, a 1977. pulsar u sazviježđu Jedra je također identificiran sa zvijezdom.

Periodičnost emisije pulsara povezana je sa njihovom brzom rotacijom, ali nijedna obična zvijezda, pa čak ni bijeli patuljak, ne bi mogla rotirati s periodom karakterističnim za pulsare odmah bi ga rastrgale centrifugalne sile, a samo neutronska zvijezda, vrlo gust i kompaktan, mogao je stajati pred njima. Kao rezultat analize mnogih opcija, znanstvenici su došli do zaključka da su eksplozije supernove praćene formiranjem neutronskih zvijezda, kvalitativno nove vrste objekata, čije je postojanje predviđala teorija evolucije zvijezda velike mase.

Supernove i crne rupe

Prvi dokaz direktne veze između eksplozije supernove i formiranja crne rupe dobili su španski astronomi. Kao rezultat proučavanja zračenja koje emituje zvijezda koja kruži oko crne rupe u binarnom sistemu Nova Scorpii iz 1994. godine, otkriveno je da sadrži velike količine kisika, magnezija, silicija i sumpora. Postoji pretpostavka da je ove elemente uhvatio kada se obližnja zvijezda, nakon što je preživjela eksploziju supernove, pretvorila u crnu rupu.

Supernove (posebno supernove tipa Ia) su među najsjajnijim zvjezdanim objektima u svemiru, tako da se čak i oni najudaljeniji mogu istražiti trenutno dostupnom opremom. Mnoge supernove tipa Ia otkrivene su u relativno obližnjim galaksijama. Dovoljno precizne procjene udaljenosti do ovih galaksija omogućile su određivanje sjaja supernova koje su izbile u njima. Ako pretpostavimo da udaljene supernove imaju istu prosječnu svjetlinu, tada se posmatrana veličina pri maksimalnom sjaju također može koristiti za procjenu udaljenosti do njih. Poređenje udaljenosti do supernove sa brzinom uklanjanja (crvenog pomaka) galaksije u kojoj je eksplodirala omogućava određivanje glavne veličine koja karakteriše širenje Univerzuma, takozvane Hubble konstante.

Još prije 10 godina dobivene su vrijednosti za njega koje su se gotovo dva puta razlikovale od 55 do 100 km/s Mpc, danas je tačnost značajno povećana, zbog čega je prihvaćena vrijednost od 72 km/s Mpc (sa greškom od oko 10%). Za udaljene supernove, čiji je crveni pomak blizu 1, odnos između udaljenosti i crvenog pomaka također omogućava određivanje količina koje zavise od gustoće materije u Univerzumu. Prema Ajnštajnovoj opštoj teoriji relativnosti, gustina materije je ta koja određuje zakrivljenost prostora, a samim tim i buduću sudbinu univerzuma. Naime: hoće li se beskonačno širiti ili će se taj proces ikada zaustaviti i zamijeniti kontrakcijom. Nedavne studije supernova su pokazale da je najvjerovatnije gustina materije u svemiru nedovoljna da zaustavi širenje i da će se ono nastaviti. A da bi se potvrdio ovaj zaključak, potrebna su nova opažanja supernova.