Novas και σουπερνόβα. Γέννηση ενός σουπερνόβα

Οι αστρονόμοι ανακοίνωσαν επίσημα ένα από τα πιο δημοφιλή γεγονότα επιστημονικό κόσμο: το 2022 από τη Γη γυμνό μάτιμπορούμε να δούμε μοναδικό φαινόμενο- μια από τις πιο φωτεινές εκρήξεις σουπερνόβα. Σύμφωνα με προβλέψεις, θα ξεπεράσει τη λάμψη των περισσότερων αστεριών στον γαλαξία μας.

Μιλάμε για κοντά διπλό σύστημα KIC 9832227 στον αστερισμό του Κύκνου, που απέχει 1800 έτη φωτός από εμάς. Τα αστέρια σε αυτό το σύστημα βρίσκονται τόσο κοντά το ένα στο άλλο που μοιράζονται μια κοινή ατμόσφαιρα και η ταχύτητα περιστροφής τους αυξάνεται συνεχώς (τώρα η τροχιακή περίοδος είναι 11 ώρες).

Ο καθηγητής Larry Molnar από το Calvin College των ΗΠΑ μίλησε για πιθανή σύγκρουση, η οποία αναμένεται σε περίπου πέντε χρόνια (δώστε ή πάρτε ένα χρόνο), στην ετήσια συνάντηση της Αμερικανικής Αστρονομικής Εταιρείας. Σύμφωνα με τον ίδιο, είναι αρκετά δύσκολο να προβλεφθούν τέτοιες κοσμικές καταστροφές - η έρευνα διήρκεσε αρκετά χρόνια (οι αστρονόμοι άρχισαν να μελετούν το αστρικό ζεύγος το 2013).

Ο πρώτος που έκανε μια τέτοια πρόβλεψη ήταν ο Daniel Van Noord, βοηθός ερευνητής του Molnar (τότε ήταν ακόμη φοιτητής).

«Μελέτησε πώς συσχετίζεται το χρώμα ενός αστεριού με τη φωτεινότητά του και πρότεινε ότι έχουμε να κάνουμε με ένα δυαδικό αντικείμενο, επιπλέον, με ένα στενό δυαδικό σύστημα - ένα όπου δύο αστέρια έχουν γενική ατμόσφαιρα, σαν να έχεις δύο πυρήνες φυστικιών κάτω από ένα κέλυφος», εξηγεί ο Μόλναρ σε ένα δελτίο τύπου.

Το 2015, μετά από αρκετά χρόνια παρατηρήσεων, ο Μόλναρ είπε στους συναδέλφους του για την πρόβλεψη: οι αστρονόμοι ήταν πιθανό να βιώσουν μια έκρηξη παρόμοια με τη γέννηση του σουπερνόβα V1309 στον αστερισμό του Σκορπιού το 2008. Δεν πήραν όλοι οι επιστήμονες στα σοβαρά τη δήλωσή του, αλλά τώρα, μετά από νέες παρατηρήσεις, ο Larry Molnar έθεσε ξανά αυτό το θέμα, παρουσιάζοντας ακόμη περισσότερα δεδομένα. Οι φασματοσκοπικές παρατηρήσεις και η επεξεργασία περισσότερων από 32 χιλιάδων εικόνων που ελήφθησαν από διαφορετικά τηλεσκόπια απέκλεισαν άλλα σενάρια για την εξέλιξη των γεγονότων.

Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι όταν τα αστέρια συγκρούονται μεταξύ τους, θα πεθάνουν και τα δύο, αλλά όχι πριν απελευθερώσουν πολύ φως και ενέργεια, σχηματίζοντας μια κόκκινη σουπερνόβα και αυξάνοντας τη φωτεινότητα του δυαδικού αστέρα κατά δέκα χιλιάδες φορές. Ο σουπερνόβα θα είναι ορατός στον ουρανό ως μέρος του αστερισμού του Κύκνου και του Βόρειου Σταυρού. Αυτή θα είναι η πρώτη φορά που ειδικοί, ακόμη και ερασιτέχνες, θα μπορούν να παρακολουθούν διπλά αστέρια απευθείας τη στιγμή του θανάτου τους.

«Θα είναι πολύ ξαφνική αλλαγήστον ουρανό και ο καθένας μπορεί να το δει. Δεν θα χρειαστείτε τηλεσκόπιο για να μου πείτε το 2023 αν είχα δίκιο ή λάθος. Ενώ η έλλειψη έκρηξης θα ήταν απογοητευτική, οποιοδήποτε εναλλακτικό αποτέλεσμα θα ήταν εξίσου ενδιαφέρον», προσθέτει ο Μόλνερ.

Σύμφωνα με τους αστρονόμους, η πρόβλεψη δεν μπορεί να ληφθεί σοβαρά υπόψη: για πρώτη φορά, οι ειδικοί έχουν την ευκαιρία να παρατηρήσουν τα τελευταία χρόνια της ζωής των αστεριών πριν από τη συγχώνευσή τους.

Η μελλοντική έρευνα θα αποκαλύψει πολλά για τέτοια δυαδικά συστήματα και τις εσωτερικές τους διαδικασίες, καθώς και τις συνέπειες μιας μεγάλης κλίμακας σύγκρουσης. «Εκρήξεις» αυτού του είδους, σύμφωνα με στατιστικά στοιχεία, συμβαίνουν περίπου μία φορά κάθε δέκα χρόνια, αλλά αυτή είναι η πρώτη φορά που θα συμβεί σύγκρουση αστεριών. Προηγουμένως, για παράδειγμα, οι επιστήμονες παρατήρησαν μια έκρηξη.

Μια προεκτύπωση του πιθανού μελλοντικού εγγράφου του Molnar (έγγραφο PDF) μπορεί να διαβαστεί στον ιστότοπο του Κολλεγίου.

Παρεμπιπτόντως, το 2015, οι αστρονόμοι της ESA ανακάλυψαν ένα μοναδικό στο νεφέλωμα του Ταραντούλα, του οποίου οι τροχιές βρίσκονται σε απίστευτα κοντινή απόσταση μεταξύ τους. Οι επιστήμονες έχουν προβλέψει ότι κάποια στιγμή μια τέτοια γειτονιά θα τελειώσει τραγικά: ουράνια σώματα είτε θα συγχωνευθούν σε ένα ενιαίο αστέρι γιγαντιαίου μεγέθους, είτε θα συμβεί μια έκρηξη σουπερνόβα, η οποία θα οδηγήσει σε ένα δυαδικό σύστημα.

Ας θυμηθούμε επίσης ότι νωρίτερα μιλήσαμε για το πώς οι εκρήξεις σουπερνόβα.

Η εμφάνισή τους είναι αρκετά σπάνια κοσμικό φαινόμενο. Κατά μέσο όρο, τρεις σουπερνόβα εκρήγνυνται ανά αιώνα στο παρατηρήσιμο σύμπαν. Κάθε τέτοια έκλαμψη είναι μια γιγαντιαία κοσμική καταστροφή, απελευθερώνοντας απίστευτη ποσότητα ενέργειας. Σύμφωνα με την πιο πρόχειρη εκτίμηση, αυτή η ποσότητα ενέργειας θα μπορούσε να παραχθεί από την ταυτόχρονη έκρηξη πολλών δισεκατομμυρίων βομβών υδρογόνου.

Δεν υπάρχει ακόμη αρκετά αυστηρή θεωρία για τις εκρήξεις σουπερνόβα, αλλά οι επιστήμονες έχουν υποβάλει μια ενδιαφέρουσα υπόθεση. Πρότειναν, με βάση πολύπλοκους υπολογισμούς, ότι κατά την άλφα σύνθεση των στοιχείων ο πυρήνας συνεχίζει να συρρικνώνεται. Η θερμοκρασία σε αυτό φτάνει σε ένα φανταστικό ποσοστό - 3 δισεκατομμύρια βαθμούς. Κάτω από τέτοιες συνθήκες, διάφορες διεργασίες στον πυρήνα επιταχύνονται σημαντικά. Ως αποτέλεσμα, απελευθερώνεται πολλή ενέργεια. Η ταχεία συμπίεση του πυρήνα συνεπάγεται εξίσου γρήγορη συμπίεση του κελύφους του άστρου.

Κάνει επίσης πολύ ζέστη, και η ροή σε αυτό πυρηνικές αντιδράσεις, με τη σειρά τους, επιταχύνονται πολύ. Έτσι, κυριολεκτικά μέσα σε λίγα δευτερόλεπτα, απελευθερώνεται μια τεράστια ποσότητα ενέργειας. Αυτό οδηγεί σε έκρηξη. Φυσικά, τέτοιες συνθήκες δεν επιτυγχάνονται πάντα, και ως εκ τούτου οι σουπερνόβα φουντώνουν αρκετά σπάνια.

Αυτή είναι η υπόθεση. Το μέλλον θα δείξει πόσο σωστοί έχουν οι επιστήμονες στις υποθέσεις τους. Αλλά το παρόν έχει οδηγήσει επίσης τους ερευνητές σε απολύτως εκπληκτικές εικασίες. Οι αστροφυσικές μέθοδοι κατέστησαν δυνατό να εντοπίσουμε πώς μειώνεται η φωτεινότητα των σουπερνόβα. Και αυτό αποδείχθηκε: τις πρώτες μέρες μετά την έκρηξη, η φωτεινότητα μειώνεται πολύ γρήγορα και στη συνέχεια αυτή η μείωση (μέσα σε 600 ημέρες) επιβραδύνεται. Επιπλέον, κάθε 55 ημέρες η φωτεινότητα εξασθενεί ακριβώς στο μισό. Από μαθηματική άποψη, αυτή η μείωση συμβαίνει σύμφωνα με τον λεγόμενο εκθετικό νόμο. Ένα καλό παράδειγμαΈνας τέτοιος νόμος είναι ο νόμος της ραδιενεργής διάσπασης. Οι επιστήμονες έχουν κάνει μια τολμηρή υπόθεση: η απελευθέρωση ενέργειας μετά από έκρηξη σουπερνόβα οφείλεται στη ραδιενεργή διάσπαση ενός ισοτόπου ενός στοιχείου με χρόνο ημιζωής 55 ημερών.

Ποιο ισότοπο όμως και ποιο στοιχείο; Αυτές οι έρευνες συνεχίστηκαν για αρκετά χρόνια. Το βηρύλλιο-7 και το στρόντιο-89 ήταν «υποψήφιοι» για το ρόλο τέτοιων «παραγωγών» ενέργειας. Διαλύθηκαν στο μισό σε μόλις 55 ημέρες. Αλλά δεν είχαν την ευκαιρία να περάσουν τις εξετάσεις: οι υπολογισμοί έδειξαν ότι η ενέργεια που απελευθερώθηκε κατά τη διάσπαση βήτα τους ήταν πολύ μικρή. Και άλλοι είναι διάσημοι ραδιομετάδοσηδεν είχε παρόμοιο χρόνο ημιζωής.

Ένας νέος διεκδικητής έχει εμφανιστεί ανάμεσα σε στοιχεία που δεν υπάρχουν στη Γη. Αποδείχθηκε ότι ήταν ένας εκπρόσωπος στοιχείων υπερουρανίου που συντέθηκαν τεχνητά από επιστήμονες. Το όνομα του αιτούντος είναι Καλιφορνέζος, δικό του σειριακός αριθμός- ενενήντα οκτώ. Το ισότοπό του Californium-254 παρασκευάστηκε σε ποσότητα μόνο περίπου 30 δισεκατομμυριοστών του γραμμαρίου. Αλλά αυτή η πραγματικά αβαρής ποσότητα ήταν αρκετή για να μετρήσει τον χρόνο ημιζωής του ισοτόπου. Αποδείχθηκε ότι ήταν ίσο με 55 ημέρες.

Και από εδώ προέκυψε μια περίεργη υπόθεση: είναι η ενέργεια διάσπασης του California-254 που εξασφαλίζει την ασυνήθιστα υψηλή φωτεινότητα ενός σουπερνόβα για δύο χρόνια. Η αποσύνθεση του καλιφορνίου συμβαίνει μέσω της αυθόρμητης σχάσης των πυρήνων του. Με αυτόν τον τύπο διάσπασης, ο πυρήνας φαίνεται να χωρίζεται σε δύο θραύσματα - τους πυρήνες των στοιχείων στη μέση του περιοδικού πίνακα.

Πώς όμως συντίθεται το ίδιο το καλιφόρνιο; Οι επιστήμονες δίνουν και εδώ μια λογική εξήγηση. Κατά τη συμπίεση του πυρήνα που προηγείται της έκρηξης του σουπερνόβα, η πυρηνική αντίδραση της αλληλεπίδρασης του ήδη οικείου νέον-21 με τα σωματίδια άλφα επιταχύνεται ασυνήθιστα. Συνέπεια αυτού είναι η εμφάνιση μέσα σε ένα αρκετά σύντομο χρονικό διάστημα μιας εξαιρετικά ισχυρής ροής νετρονίων. Η διαδικασία σύλληψης νετρονίων εμφανίζεται ξανά, αλλά αυτή τη φορά είναι γρήγορη. Οι πυρήνες καταφέρνουν να απορροφήσουν τα επόμενα νετρόνια πριν υποστούν βήτα διάσπαση. Για αυτή τη διαδικασία, η αστάθεια των στοιχείων τρανσβισμούθου δεν αποτελεί πλέον εμπόδιο. Η αλυσίδα των μετασχηματισμών δεν θα σπάσει και το τέλος του περιοδικού πίνακα θα γεμίσει επίσης. Σε αυτή την περίπτωση, προφανώς, σχηματίζονται ακόμη και στοιχεία υπερουρανίου που δεν έχουν ακόμη ληφθεί υπό τεχνητές συνθήκες.

Οι επιστήμονες έχουν υπολογίσει ότι κάθε έκρηξη σουπερνόβα παράγει μια φανταστική ποσότητα Καλιφόρνια-254 μόνο. Από αυτή την ποσότητα θα ήταν δυνατό να γίνουν 20 μπάλες, καθεμία από τις οποίες θα ζύγιζε όσο η Γη μας. Ποια είναι η περαιτέρω μοίρα του σουπερνόβα; Πεθαίνει αρκετά γρήγορα. Στο σημείο της εστίας του, έχει απομείνει μόνο ένα μικρό, πολύ αχνό αστέρι. Είναι διαφορετικό, αλλά ασυνήθιστο υψηλής πυκνότηταςουσίες: γεμάτο με αυτό Σπιρτόκουτοθα ζύγιζε δεκάδες τόνους. Τέτοια αστέρια ονομάζονται "". Δεν ξέρουμε ακόμα τι θα τους συμβεί στη συνέχεια.

Η ύλη που εκτοξεύεται στο διάστημα μπορεί να συμπυκνωθεί και να σχηματίσει νέα αστέρια. θα ξεκινήσουν μια νέα μακρά πορεία ανάπτυξης. Οι επιστήμονες έχουν κάνει μέχρι στιγμής μόνο γενικές πρόχειρες πινελιές της εικόνας της προέλευσης των στοιχείων, μια εικόνα της δουλειάς των αστεριών - μεγάλα εργοστάσια ατόμων. Ίσως αυτή η σύγκριση μεταφέρει γενικά την ουσία του θέματος: ο καλλιτέχνης σκιαγραφεί στον καμβά μόνο τα πρώτα περιγράμματα του μελλοντικού έργου τέχνης. Η κύρια ιδέα είναι ήδη ξεκάθαρη, αλλά πολλές, συμπεριλαμβανομένων των σημαντικών, λεπτομέρειες πρέπει ακόμα να μαντέψουμε.

Η τελική λύση στο πρόβλημα της προέλευσης των στοιχείων θα απαιτήσει τεράστια εργασία από επιστήμονες διαφόρων ειδικοτήτων. Είναι πιθανό ότι πολλά από αυτά που τώρα μας φαίνονται αναμφισβήτητα θα αποδειχθούν στην πραγματικότητα κατά προσέγγιση, ή ακόμη και εντελώς λανθασμένα. Οι επιστήμονες πιθανότατα θα πρέπει να αντιμετωπίσουν μοτίβα που είναι ακόμα άγνωστα σε εμάς. Πράγματι, για να κατανοήσουμε τις πιο σύνθετες διεργασίες που συμβαίνουν στο Σύμπαν, αναμφίβολα θα υπάρξει ανάγκη για ένα νέο ποιοτικό άλμα στην ανάπτυξη των ιδεών μας για αυτό.

Supernova ή έκρηξη σουπερνόβα- ένα φαινόμενο κατά το οποίο ένα αστέρι αλλάζει απότομα τη φωτεινότητά του κατά 4-8 τάξεις μεγέθους (μια ντουζίνα μεγέθη) που ακολουθείται από μια σχετικά αργή εξασθένηση της έκλαμψης. Είναι το αποτέλεσμα μιας κατακλυσμικής διαδικασίας που συμβαίνει στο τέλος της εξέλιξης ορισμένων άστρων και συνοδεύεται από την απελευθέρωση τεράστιας ενέργειας.

Κατά κανόνα, οι σουπερνόβα παρατηρούνται εκ των υστέρων, όταν δηλαδή το γεγονός έχει ήδη συμβεί και η ακτινοβολία του έχει φτάσει στη Γη. Ως εκ τούτου, η φύση των σουπερνόβα ήταν ασαφής για μεγάλο χρονικό διάστημα. Τώρα όμως προτείνονται πολλά σενάρια που οδηγούν σε εξάρσεις αυτού του είδους, αν και οι κύριες διατάξεις είναι ήδη αρκετά σαφείς.

Η έκρηξη συνοδεύεται από την εκτίναξη μιας σημαντικής μάζας ύλης από το εξωτερικό κέλυφος του άστρου μέσα διαστρικός χώρος, και από το υπόλοιπο τμήμα της ύλης του πυρήνα ενός εκραγμένου αστέρα, κατά κανόνα, σχηματίζεται ένα συμπαγές αντικείμενο - ένα αστέρι νετρονίων, εάν η μάζα του άστρου πριν από την έκρηξη ήταν μεγαλύτερη από 8 ηλιακές μάζες (M ☉), ή μια μαύρη τρύπα με μάζα του αστεριού πάνω από 20 M ☉ (η μάζα του αστεριού που απομένει μετά τους πυρήνες της έκρηξης - πάνω από 5 M ☉). Μαζί σχηματίζουν ένα κατάλοιπο σουπερνόβα.

Μια ολοκληρωμένη μελέτη φασμάτων και καμπυλών φωτός που ελήφθησαν προηγουμένως σε συνδυασμό με τη μελέτη υπολειμμάτων και πιθανών προγονικών αστεριών καθιστά δυνατή τη δημιουργία πιο λεπτομερών μοντέλων και τη μελέτη των συνθηκών που υπήρχαν τη στιγμή της έκρηξης.

Μεταξύ άλλων, το υλικό που εκτοξεύτηκε κατά τη διάρκεια της έκλαμψης περιέχει σε μεγάλο βαθμό προϊόντα θερμοπυρηνικής σύντηξης που συνέβη σε όλη τη διάρκεια της ζωής του άστρου. Είναι χάρη στους σουπερνόβα που το Σύμπαν ως σύνολο και κάθε γαλαξίας ειδικότερα εξελίσσεται χημικά.

Το όνομα αντικατοπτρίζει την ιστορική διαδικασία της μελέτης των αστεριών των οποίων η φωτεινότητα αλλάζει σημαντικά με την πάροδο του χρόνου, τα λεγόμενα novae.

Το όνομα αποτελείται από την ετικέτα SN, ακολουθούμενο από το έτος έναρξης, ακολουθούμενο από έναν προσδιορισμό με ένα ή δύο γράμματα. Οι πρώτες 26 σουπερνόβα τρέχον έτοςλαμβάνουν ονομασίες με ένα γράμμα, στο τέλος του ονόματος, από κεφαλαία γράμματααπό ΕΝΑπριν Ζ. Οι υπόλοιπες σουπερνόβα λαμβάνουν ονομασίες δύο γραμμάτων από πεζά γράμματα: αα, αβ, και ούτω καθεξής. Οι μη επιβεβαιωμένες σουπερνόβα χαρακτηρίζονται με γράμματα PSN(αγγλ. πιθανή σουπερνόβα) με ουράνιες συντεταγμένες στη μορφή: Τζχμμςςς+δμμμσσς.

Η μεγάλη εικόνα

Σύγχρονη ταξινόμησησουπερνόβα

Τάξη	Υποδιαίρεση τάξεως			Μηχανισμός
Εγώ Χωρίς γραμμές υδρογόνου	Ισχυρές γραμμές ιονισμένου πυριτίου (Si II) στο 6150	Ια		Θερμοπυρηνική έκρηξη
	Ισχυρές γραμμές ιονισμένου πυριτίου (Si II) στο 6150	Ιαξ Στη μέγιστη φωτεινότητα έχουν χαμηλότερη φωτεινότητα και χαμηλότερη Ia σε σύγκριση		Θερμοπυρηνική έκρηξη
	Οι γραμμές πυριτίου είναι αδύναμες ή απουσιάζουν	Ib Υπάρχουν γραμμές ηλίου (He I).		Βαρυτική κατάρρευση
	Οι γραμμές πυριτίου είναι αδύναμες ή απουσιάζουν	Ic Οι γραμμές ηλίου είναι αδύναμες ή απουσιάζουν
II Υπάρχουν γραμμές υδρογόνου	II-P/L/N Το φάσμα είναι σταθερό	II-P/L Χωρίς στενές γραμμές	ΙΙ-Ρ Η καμπύλη φωτός έχει ένα πλάτωμα
		II-P/L Χωρίς στενές γραμμές	II-L Το μέγεθος μειώνεται γραμμικά με το χρόνο
		IIn Παρουσιάζονται στενές γραμμές
	IIβ Το φάσμα αλλάζει με την πάροδο του χρόνου και γίνεται παρόμοιο με το φάσμα Ib.

Ελαφριά καμπύλες

Καμπύλες φωτός για τον τύπο Ι υψηλός βαθμόςείναι παρόμοια: υπάρχει μια απότομη αύξηση για 2-3 ημέρες, στη συνέχεια αντικαθίσταται από μια σημαντική πτώση (κατά 3 μεγέθη) για 25-40 ημέρες, ακολουθούμενη από μια αργή εξασθένηση, σχεδόν γραμμική στην κλίμακα μεγέθους. Το μέσο απόλυτο μέγεθος του μέγιστου για τις εκλάμψεις Ia είναι M B = − 19,5 m (\textstyle M_(B)=-19,5^(m)), για Ib\c - .

Αλλά οι καμπύλες φωτός τύπου II είναι αρκετά ποικίλες. Για ορισμένους, οι καμπύλες έμοιαζαν με αυτές του τύπου Ι, μόνο με μια πιο αργή και μεγαλύτερη μείωση της φωτεινότητας μέχρι να ξεκινήσει το γραμμικό στάδιο. Άλλοι, έχοντας φτάσει σε ένα απόγειο, παρέμειναν σε αυτό για έως και 100 ημέρες, και στη συνέχεια η φωτεινότητα έπεσε απότομα και έφτασε σε μια γραμμική «ουρά». Το απόλυτο μέγεθος του μέγιστου ποικίλλει ευρέως από − 20 m (\textstyle -20^(m))πριν − 13 m (\textstyle -13^(m)). Μέση τιμή για IIp - M B = − 18 m (\textstyle M_(B)=-18^(m)), για II-L M B = − 17 m (\textstyle M_(B)=-17^(m)).

Φάσματα

Η παραπάνω ταξινόμηση περιέχει ήδη ορισμένα βασικά χαρακτηριστικά των φασμάτων σουπερνόβα. διάφοροι τύποι, ας σταθούμε σε αυτά που δεν συμπεριλήφθηκαν. Το πρώτο και πολύ σημαντικό χαρακτηριστικό, που για μεγάλο χρονικό διάστημα εμπόδιζε την ερμηνεία των λαμβανόμενων φασμάτων, είναι ότι οι κύριες γραμμές είναι πολύ ευρείες.

Τα φάσματα των σουπερνόβα τύπου II και Ib\c χαρακτηρίζονται από:

Η παρουσία στενών χαρακτηριστικών απορρόφησης κοντά στο μέγιστο φωτεινότητας και στενών μη μετατοπισμένων στοιχείων εκπομπής.
Γραμμές , , , που παρατηρούνται στην υπεριώδη ακτινοβολία.

Παρατηρήσεις εκτός οπτικού εύρους

Ρυθμός φλας

Η συχνότητα των εκλάμψεων εξαρτάται από τον αριθμό των αστεριών στον γαλαξία ή, που είναι το ίδιο για τους συνηθισμένους γαλαξίες, τη φωτεινότητα. Μια γενικά αποδεκτή ποσότητα που χαρακτηρίζει τη συχνότητα των εκλάμψεων σε διαφορετικούς τύπους γαλαξιών είναι το 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)*100year))),

Οπου L ⊙ (B) (\textstyle L_(\odot )(B))- η φωτεινότητα του Ήλιου στο φίλτρο Β. Για διαφορετικούς τύπους εκλάμψεων η τιμή του είναι:

Σε αυτή την περίπτωση, οι σουπερνόβα Ib/c και II έλκονται προς τους σπειροειδείς βραχίονες.

Παρατήρηση υπολειμμάτων σουπερνόβα

Το κανονικό σχήμα του νεαρού υπολοίπου έχει ως εξής:

Πιθανό συμπαγές υπόλοιπο. συνήθως ένα πάλσαρ, αλλά πιθανώς μια μαύρη τρύπα
Εξωτερικό κρουστικό κύμα που διαδίδεται στη διαστρική ύλη.
Ένα κύμα επιστροφής που διαδίδεται στο υλικό εκτίναξης σουπερνόβα.
Δευτερεύουσα, που διαδίδεται σε συστάδες του διαστρικού μέσου και σε πυκνές εκπομπές σουπερνόβα.

Μαζί σχηματίζουν την εξής εικόνα: πίσω από το μπροστινό μέρος του εξωτερικού κρουστικό κύματο αέριο θερμαίνεται σε θερμοκρασίες T S ≥ 10 7 K και εκπέμπει στην περιοχή ακτίνων Χ με ενέργεια φωτονίου 0,1-20 keV· ομοίως, το αέριο πίσω από το μέτωπο του κύματος επιστροφής σχηματίζει μια δεύτερη περιοχή ακτινοβολίας ακτίνων Χ. Οι γραμμές υψηλά ιονισμένου Fe, Si, S, κ.λπ. δείχνουν θερμική φύσηακτινοβολία και από τα δύο στρώματα.

Η οπτική ακτινοβολία από το νεαρό υπόλειμμα δημιουργεί αέριο σε συστάδες πίσω από το μπροστινό μέρος του δευτερεύοντος κύματος. Δεδομένου ότι η ταχύτητα διάδοσης σε αυτά είναι μεγαλύτερη, πράγμα που σημαίνει ότι το αέριο ψύχεται γρηγορότερα και η ακτινοβολία περνά από την περιοχή των ακτίνων Χ στην οπτική περιοχή. Η αρχή κρούσης της οπτικής ακτινοβολίας επιβεβαιώνεται από τη σχετική ένταση των γραμμών.

Θεωρητική περιγραφή

Αποσύνθεση παρατηρήσεων

Η φύση των σουπερνόβα Ia είναι διαφορετική από τη φύση άλλων εστιών. Αυτό αποδεικνύεται ξεκάθαρα από την απουσία εκλάμψεων τύπου Ib\c και τύπου II σε ελλειπτικούς γαλαξίες. Από γενικές πληροφορίες για το τελευταίο, είναι γνωστό ότι υπάρχουν λίγα αέρια και μπλε αστέρια εκεί και ο σχηματισμός των αστεριών τελείωσε πριν από 10 10 χρόνια. Αυτό σημαίνει ότι όλα τα τεράστια αστέρια έχουν ήδη ολοκληρώσει την εξέλιξή τους, και παραμένουν μόνο αστέρια με μάζα μικρότερη από την ηλιακή μάζα, και όχι περισσότερα. Από τη θεωρία της αστρικής εξέλιξης είναι γνωστό ότι τα αστέρια παρόμοιου τύπουείναι αδύνατο να εκραγεί, και επομένως χρειάζεται ένας μηχανισμός επέκτασης της ζωής για αστέρια με μάζες 1-2M ⊙.

Η απουσία γραμμών υδρογόνου στα φάσματα Ia\Iax δείχνει ότι υπάρχει εξαιρετικά λίγο υδρογόνο στην ατμόσφαιρα του αρχικού αστέρα. Η μάζα της ουσίας που εκτοξεύεται είναι αρκετά μεγάλη - 1M ⊙, περιέχει κυρίως άνθρακα, οξυγόνο και άλλα βαριά στοιχεία. Και οι μετατοπισμένες γραμμές Si II δείχνουν ότι οι πυρηνικές αντιδράσεις συμβαίνουν ενεργά κατά τη διάρκεια της εκτίναξης. Όλα αυτά πείθουν ότι το αστέρι του προκατόχου είναι ένας λευκός νάνος, πιθανότατα άνθρακας-οξυγόνο.

Η έλξη προς τους σπειροειδείς βραχίονες των σουπερνόβα τύπου Ib\c και τύπου II υποδεικνύει ότι το προγονικό αστέρι είναι βραχύβια αστέρια Ο με μάζα 8-10M ⊙ .

Θερμοπυρηνική έκρηξη

Ένας από τους τρόπους απελευθέρωσης της απαιτούμενης ποσότητας ενέργειας είναι η απότομη αύξηση της μάζας της ουσίας που εμπλέκεται στη θερμοπυρηνική καύση, δηλαδή θερμοπυρηνική έκρηξη. Ωστόσο, η φυσική των μεμονωμένων αστέρων δεν το επιτρέπει. Οι διεργασίες στα αστέρια που βρίσκονται στην κύρια ακολουθία βρίσκονται σε ισορροπία. Επομένως, όλα τα μοντέλα θεωρούν το τελικό στάδιο της αστρικής εξέλιξης - τους λευκούς νάνους. Ωστόσο, το ίδιο το τελευταίο είναι ένα σταθερό αστέρι και όλα μπορούν να αλλάξουν μόνο όταν πλησιάζετε το όριο Chandrasekhar. Αυτό οδηγεί στο αδιαμφισβήτητο συμπέρασμα ότι μια θερμοπυρηνική έκρηξη είναι δυνατή μόνο σε συστήματα πολλαπλών αστέρων, πιθανότατα στα λεγόμενα διπλά αστέρια.

Σε αυτό το σχήμα, υπάρχουν δύο μεταβλητές που επηρεάζουν την κατάσταση, τη χημική σύνθεση και την τελική μάζα της ουσίας που εμπλέκεται στην έκρηξη.

Ο δεύτερος σύντροφος είναι ένα συνηθισμένο αστέρι, από το οποίο η ύλη ρέει προς το πρώτο.
Ο δεύτερος σύντροφος είναι ο ίδιος λευκός νάνος. Αυτό το σενάριο ονομάζεται διπλός εκφυλισμός.

Μια έκρηξη συμβαίνει όταν ξεπεραστεί το όριο Chandrasekhar.
Η έκρηξη γίνεται μπροστά του.

Αυτό που έχουν όλα τα σενάρια σουπερνόβα Ia κοινό είναι ότι ο νάνος που εκρήγνυται είναι πιθανότατα άνθρακας-οξυγόνο. Στο εκρηκτικό κύμα καύσης που ταξιδεύει από το κέντρο προς την επιφάνεια, συμβαίνουν οι ακόλουθες αντιδράσεις:

12 C + 16 O → 28 S i + γ (Q = 16,76 M e V) (\displaystyle ^(12)C~+~^(16)O~\δεξιό βέλος ~^(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~\δεξιό βέλος ~^(56)Ni~+~\ γάμμα ~(Q=10,92~MeV)).

Η μάζα της ουσίας που αντιδρά καθορίζει την ενέργεια της έκρηξης και, κατά συνέπεια, τη μέγιστη φωτεινότητα. Αν υποθέσουμε ότι ολόκληρη η μάζα του λευκού νάνου αντιδρά, τότε η ενέργεια της έκρηξης θα είναι 2,2 10 51 erg.

Η περαιτέρω συμπεριφορά της καμπύλης φωτός καθορίζεται κυρίως από την αλυσίδα διάσπασης:

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

Το ισότοπο 56 Ni είναι ασταθές και έχει χρόνο ημιζωής 6,1 ημέρες. Περαιτέρω μι-η σύλληψη οδηγεί στο σχηματισμό ενός πυρήνα 56 Co κυρίως σε διεγερμένη κατάσταση με ενέργεια 1,72 MeV. Αυτό το επίπεδο είναι ασταθές και η μετάβαση του ηλεκτρονίου στη θεμελιώδη κατάσταση συνοδεύεται από την εκπομπή ενός καταρράκτη γ κβαντών με ενέργειες από 0,163 MeV έως 1,56 MeV. Αυτά τα κβάντα βιώνουν τη σκέδαση Compton και η ενέργειά τους μειώνεται γρήγορα στα ~ 100 keV. Τέτοια κβάντα απορροφώνται ήδη αποτελεσματικά από το φωτοηλεκτρικό φαινόμενο και, ως αποτέλεσμα, θερμαίνουν την ουσία. Καθώς το αστέρι διαστέλλεται, η πυκνότητα της ύλης στο αστέρι μειώνεται, ο αριθμός των συγκρούσεων φωτονίων μειώνεται και το υλικό στην επιφάνεια του αστέρα γίνεται διαφανές στην ακτινοβολία. Όπως δείχνουν οι θεωρητικοί υπολογισμοί, αυτή η κατάσταση συμβαίνει περίπου 20-30 ημέρες αφότου το αστέρι φτάσει στη μέγιστη φωτεινότητά του.

60 ημέρες μετά την έναρξη, η ουσία γίνεται διαφανής στην ακτινοβολία γ. Η καμπύλη φωτός αρχίζει να αποσυντίθεται εκθετικά. Μέχρι αυτή τη στιγμή, το ισότοπο 56 Ni έχει ήδη αποσυντεθεί και η απελευθέρωση ενέργειας οφείλεται στην β-διάσπαση του 56 Co σε 56 Fe (T 1/2 = 77 ημέρες) με ενέργειες διέγερσης έως και 4,2 MeV.

Κατάρρευση βαρυτικού πυρήνα

Το δεύτερο σενάριο για την απελευθέρωση της απαραίτητης ενέργειας είναι η κατάρρευση του πυρήνα του άστρου. Η μάζα του πρέπει να είναι ακριβώς ίση με τη μάζα του υπολοίπου του - ενός αστέρα νετρονίων, αντικαθιστώντας τις τυπικές τιμές παίρνουμε:

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

όπου M = 0 και R = 10 km, G είναι η σταθερά της βαρύτητας. Ο χαρακτηριστικός χρόνος για αυτό είναι:

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))ντο,

όπου ρ 12 είναι η πυκνότητα του αστέρα, κανονικοποιημένη στα 10 12 g/cm 3 .

Η τιμή που προκύπτει είναι δύο τάξεις μεγέθους μεγαλύτερη από την κινητική ενέργεια του κελύφους. Χρειάζεται ένας φορέας, ο οποίος πρέπει αφενός να παρασύρει την εκλυόμενη ενέργεια και αφετέρου να μην αλληλεπιδρά με την ουσία. Τα νετρίνα είναι κατάλληλα για το ρόλο ενός τέτοιου φορέα.

Αρκετές διεργασίες είναι υπεύθυνες για το σχηματισμό τους. Το πρώτο και πιο σημαντικό για την αποσταθεροποίηση ενός άστρου και την αρχή της συμπίεσης είναι η διαδικασία του ουδετερονισμού:

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))

Τα νετρίνα από αυτές τις αντιδράσεις απομακρύνουν το 10%. Ο κύριος ρόλος στην ψύξη παίζεται από τις διεργασίες URKA (ψύξη με νετρίνο):

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)

Αντί για πρωτόνια και νετρόνια, μπορούν επίσης να δράσουν ατομικούς πυρήνες, παράγοντας ένα ασταθές ισότοπο που υφίσταται βήτα διάσπαση:

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 . (\style display (A,Z-1)\to (A,Z)+e^(-)+(\tilde (\nu ))_(e).)

Η ένταση αυτών των διεργασιών αυξάνεται με τη συμπίεση, επιταχύνοντάς την. Αυτή η διαδικασία διακόπτεται από τη σκέδαση των νετρίνων σε εκφυλισμένα ηλεκτρόνια, κατά την οποία θερμολύονται και κλειδώνονται μέσα στην ουσία. Σε πυκνότητες επιτυγχάνεται επαρκής συγκέντρωση εκφυλισμένων ηλεκτρονίων ρ n u c = 2, 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14)) g/cm 3.

Σημειώστε ότι οι διαδικασίες ουδετεροποίησης συμβαίνουν μόνο σε πυκνότητες 10 11 /cm 3, που μπορούν να επιτευχθούν μόνο στον αστρικό πυρήνα. Αυτό σημαίνει ότι η υδροδυναμική ισορροπία διαταράσσεται μόνο σε αυτό. Τα εξωτερικά στρώματα βρίσκονται σε τοπική υδροδυναμική ισορροπία και η κατάρρευση αρχίζει μόνο μετά κεντρικό πυρήναθα συρρικνωθεί και θα σχηματίσει μια σκληρή επιφάνεια. Η ανάκαμψη από αυτή την επιφάνεια εξασφαλίζει την απελευθέρωση του κελύφους.

Μοντέλο ενός νεαρού υπολείμματος σουπερνόβα

Θεωρία εξέλιξης υπολειμμάτων σουπερνόβα

Υπάρχουν τρία στάδια στην εξέλιξη του υπολείμματος σουπερνόβα:

Η διαστολή του κελύφους σταματά τη στιγμή που η πίεση του αερίου στο υπόλοιπο ισούται με την πίεση του αερίου στο διαστρικό μέσο. Μετά από αυτό, το υπόλειμμα αρχίζει να διαχέεται, συγκρουόμενο με χαοτικά κινούμενα σύννεφα. Ο χρόνος απορρόφησης φτάνει:

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))χρόνια

Θεωρία εμφάνισης ακτινοβολίας σύγχροτρον

Κατασκευή αναλυτικής περιγραφής

Αναζήτηση για υπολείμματα σουπερνόβα

Αναζήτηση για πρόδρομα αστέρια

Θεωρία Supernova Ia

Εκτός από τις αβεβαιότητες στις θεωρίες της υπερκαινοφανούς Ia που περιγράφηκαν παραπάνω, ο ίδιος ο μηχανισμός της έκρηξης υπήρξε πηγή πολλών διαφωνιών. Τις περισσότερες φορές, τα μοντέλα μπορούν να χωριστούν στις ακόλουθες ομάδες:

Άμεση έκρηξη
Καθυστερημένη έκρηξη
Παλλόμενη καθυστερημένη έκρηξη
Τυρβώδης γρήγορη καύση

Τουλάχιστον για κάθε συνδυασμό αρχικών συνθηκών, οι αναφερόμενοι μηχανισμοί μπορούν να βρεθούν με τη μία ή την άλλη παραλλαγή. Αλλά η γκάμα των προτεινόμενων μοντέλων δεν περιορίζεται σε αυτό. Ένα παράδειγμα είναι ένα μοντέλο όπου δύο λευκοί νάνοι εκρήγνυνται ταυτόχρονα. Φυσικά, αυτό είναι δυνατό μόνο σε σενάρια όπου και τα δύο στοιχεία έχουν εξελιχθεί.

Χημική εξέλιξη και επίδραση στο διαστρικό μέσο

Χημική εξέλιξη του Σύμπαντος. Προέλευση στοιχείων με ατομικό αριθμό μεγαλύτερο από τον σίδηρο

Οι εκρήξεις σουπερνόβα είναι η κύρια πηγή αναπλήρωσης του διαστρικού μέσου με στοιχεία ατομικοί αριθμοίπερισσότερα (ή όπως λένε πιο βαρύ) Αυτός . Ωστόσο, οι διαδικασίες που τους οδήγησαν για διάφορες ομάδεςστοιχεία και ακόμη και τα δικά τους ισότοπα.

διαδικασία R

r-διαδικασίαείναι η διαδικασία σχηματισμού βαρύτερων πυρήνων από ελαφρύτερους μέσω της διαδοχικής σύλληψης νετρονίων κατά τη διάρκεια ( n,γ) αντιδράσεις και συνεχίζεται έως ότου ο ρυθμός δέσμευσης νετρονίων είναι υψηλότερος από τον ρυθμό διάσπασης β- του ισοτόπου. Με άλλα λόγια, ο μέσος χρόνος σύλληψης n νετρονίων τ(n,γ)θα πρέπει να είναι:

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

όπου τ β είναι ο μέσος χρόνος β-διάσπασης των πυρήνων που σχηματίζουν μια αλυσίδα της διαδικασίας r. Αυτή η συνθήκη επιβάλλει έναν περιορισμό στην πυκνότητα των νετρονίων, επειδή:

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

Οπου (σ n γ , v n) ¯ (\displaystyle (\overline ((\sigma _(n\gamma),v_(n)))))- προϊόν της διατομής της αντίδρασης ( n,γ) στην ταχύτητα νετρονίων σε σχέση με τον πυρήνα στόχο, που υπολογίζεται κατά μέσο όρο στο φάσμα Maxwellian της κατανομής της ταχύτητας. Λαμβάνοντας υπόψη ότι η διαδικασία r συμβαίνει σε βαρείς και μεσαίους πυρήνες, 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 \περίπου 2\cdot 10^(17))νετρόνια/cm 3 .

Τέτοιες συνθήκες επιτυγχάνονται σε:

ν-διαδικασία

Κύριο άρθρο: ν-διαδικασία

ν-διαδικασίαείναι μια διαδικασία πυρηνοσύνθεσης μέσω της αλληλεπίδρασης των νετρίνων με τους ατομικούς πυρήνες. Μπορεί να ευθύνεται για την εμφάνιση των ισοτόπων 7 Li, 11 B, 19 F, 138 La και 180 Ta

Επιπτώσεις στη δομή μεγάλης κλίμακας του διαστρικού αερίου του γαλαξία

Ιστορικό παρατήρησης

Το ενδιαφέρον του Ίππαρχου για τα σταθερά αστέρια μπορεί να εμπνεύστηκε από την παρατήρηση ενός σουπερνόβα (σύμφωνα με τον Πλίνιο). Το παλαιότερο αρχείο ταυτοποιήθηκε ως σουπερνόβα SN 185 (Αγγλικά), κατασκευάστηκε από Κινέζους αστρονόμους το 185 μ.Χ. Ο λαμπρότερος γνωστός σουπερνόβα, SN 1006, έχει περιγραφεί λεπτομερώς από Κινέζους και Άραβες αστρονόμους. Ο σουπερνόβα SN 1054, που γέννησε το Νεφέλωμα του Καβουριού, παρατηρήθηκε καλά. Οι σουπερνόβα SN 1572 και SN 1604 ήταν ορατές με γυμνό μάτι και είχαν μεγάλη σημασία για την ανάπτυξη της αστρονομίας στην Ευρώπη, καθώς χρησιμοποιήθηκαν ως επιχείρημα ενάντια στην αριστοτελική ιδέα ότι υπήρχε ένας κόσμος πέρα από τη Σελήνη και ηλιακό σύστημααμετάβλητος. Ο Johannes Kepler άρχισε να παρατηρεί το SN 1604 στις 17 Οκτωβρίου 1604. Αυτή ήταν η δεύτερη σουπερνόβα που καταγράφηκε στο στάδιο της αυξανόμενης φωτεινότητας (μετά το SN 1572, που παρατηρήθηκε από τον Tycho Brahe στον αστερισμό της Κασσιόπης).

Με την ανάπτυξη των τηλεσκοπίων, κατέστη δυνατή η παρατήρηση σουπερνόβα σε άλλους γαλαξίες, ξεκινώντας με τις παρατηρήσεις του σουπερνόβα S Andromeda στο νεφέλωμα της Ανδρομέδας το 1885. Κατά τη διάρκεια του εικοστού αιώνα, αναπτύχθηκαν επιτυχημένα μοντέλα για κάθε τύπο σουπερνόβα και η κατανόηση του ρόλου τους στο σχηματισμό άστρων αυξήθηκε. Το 1941, οι Αμερικανοί αστρονόμοι Rudolf Minkowski και Fritz Zwicky ανέπτυξαν ένα σύγχρονο σύστημα ταξινόμησης για τους σουπερνόβα.

Στη δεκαετία του 1960, οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ότι η μέγιστη φωτεινότητα των εκρήξεων σουπερνόβα θα μπορούσε να χρησιμοποιηθεί ως τυπικό κερί, επομένως ως μέτρο των αστρονομικών αποστάσεων. Οι σουπερνόβα παρέχουν τώρα σημαντικές πληροφορίες για τις κοσμολογικές αποστάσεις. Οι πιο μακρινοί σουπερνόβα αποδείχτηκαν πιο αμυδροί από το αναμενόμενο, κάτι που, σύμφωνα με τις σύγχρονες ιδέες, δείχνει ότι η διαστολή του Σύμπαντος επιταχύνεται.

Έχουν αναπτυχθεί μέθοδοι για την ανασύσταση της ιστορίας των εκρήξεων σουπερνόβα που δεν έχουν γραπτά αρχεία παρατήρησης. Η ημερομηνία του σουπερνόβα Cassiopeia A προσδιορίστηκε από την φωτεινή ηχώ από το νεφέλωμα, ενώ η ηλικία του υπολείμματος σουπερνόβα RX J0852.0-4622 (Αγγλικά)υπολογίζεται με τη μέτρηση της θερμοκρασίας και των εκπομπών γ από τη διάσπαση του τιτανίου-44. Το 2009 σε πάγος της Ανταρκτικήςανακαλύφθηκαν νιτρικά άλατα που αντιστοιχούν στο χρονοδιάγραμμα της έκρηξης του σουπερνόβα.

Στις 23 Φεβρουαρίου 1987, ο σουπερνόβα SN 1987A, ο πλησιέστερος στη Γη που παρατηρήθηκε μετά την εφεύρεση του τηλεσκοπίου, εξερράγη στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου σε απόσταση 168 χιλιάδων ετών φωτός από τη Γη. Για πρώτη φορά καταγράφηκε η ροή νετρίνων από την έκλαμψη. Η έκλαμψη μελετήθηκε εντατικά χρησιμοποιώντας αστρονομικούς δορυφόρους στο φάσμα των υπεριωδών ακτίνων, των ακτίνων Χ και των ακτίνων γάμμα. Το υπόλειμμα σουπερνόβα μελετήθηκε χρησιμοποιώντας ALMA, Hubble και Chandra. Ούτε ένα αστέρι νετρονίων ούτε μια μαύρη τρύπα, η οποία, σύμφωνα με ορισμένα μοντέλα, θα έπρεπε να βρίσκεται στο σημείο της έκρηξης, δεν έχει ανακαλυφθεί ακόμη.

22 Ιανουαρίου 2014 στον γαλαξία M82, που βρίσκεται στον αστερισμό Μεγάλη άρκτος, ο σουπερνόβα SN 2014J εξερράγη. Ο Γαλαξίας M82 βρίσκεται 12 εκατομμύρια έτη φωτός από τον γαλαξία μας και έχει φαινομενικό μέγεθος λίγο λιγότερο από 9. Αυτός ο σουπερνόβα είναι ο πλησιέστερος στη Γη από το 1987 (SN 1987A).

Οι πιο διάσημοι σουπερνόβα και τα απομεινάρια τους

Supernova SN 1604 (Kepler Supernova)
Supernova G1.9+0.3 (Το νεότερο γνωστό στον Γαλαξία μας)

Ιστορικοί σουπερνόβα στον Γαλαξία μας (παρατηρήθηκε)

Supernova	Ημερομηνία έκρηξης	σχηματισμού	Μέγιστη. λάμψη	Απόσταση yaniye (αγία χρόνια)	Τύπος φλας shki	Μήκος τηλ- ορατότητα γέφυρες	Υπόλοιπο	Σημειώσεις
SN 185	, 7 Δεκεμβρίου	Κένταυρος	−8	3000	Ια;	8-20 μηνών	G315.4-2.3 (RCW 86)	Κινεζικά αρχεία: παρατηρήθηκαν κοντά στον Άλφα Κενταύρου.
SN 369		άγνωστος	όχι από- γνωστός	όχι από- γνωστός	όχι από- γνωστός	5 μήνες	άγνωστος	Κινεζικά χρονικά: η κατάσταση είναι πολύ ελάχιστα γνωστή. Αν βρισκόταν κοντά στον γαλαξιακό ισημερινό, ήταν πολύ πιθανό να ήταν σουπερνόβα, αν όχι, πιθανότατα ήταν αργός νέος.
SN 386		Τοξότης	+1,5	16 000	II;	2-4 μηνών	G11.2-0.3	Κινεζικά χρονικά
SN 393		Σκορπιός	0	34 000	όχι από- γνωστός	8 μήνες	αρκετούς υποψηφίους	Κινεζικά χρονικά
SN 1006	, 1η Μάη	Λύκος	−7,5	7200	Ια	18 μηνών	SNR 1006	Ελβετοί μοναχοί, Άραβες επιστήμονες και Κινέζοι αστρονόμοι.
SN 1054	, 4η Ιουλίου	Ταύρος	−6	6300	II	21 μηνών	Νεφέλωμα καβουριού	στη Μέση και Απω Ανατολή(δεν εμφανίζεται σε ευρωπαϊκά κείμενα, εκτός από ασαφείς υπαινιγμούς στα ιρλανδικά μοναστικά χρονικά).
SN 1181	, Αύγουστος	Κασσιόπη	−1	8500	όχι από- γνωστός	6 μήνες	Πιθανώς 3C58 (G130.7+3.1)	έργα του καθηγητή του Πανεπιστημίου του Παρισιού Alexandre Nequem, κινέζικα και ιαπωνικά κείμενα.
SN 1572	, 6 Νοεμβρίου	Κασσιόπη	−4	7500	Ια	16 μηνών	Supernova Remnant Quiet	Αυτό το γεγονός καταγράφεται σε πολλές ευρωπαϊκές πηγές, συμπεριλαμβανομένων των αρχείων του νεαρού Tycho Brahe. Είναι αλήθεια ότι παρατήρησε το αστέρα που φλέγεται μόνο στις 11 Νοεμβρίου, αλλά το ακολούθησε για ενάμιση ολόκληρο χρόνο και έγραψε το βιβλίο "De Nova Stella" ("Στο νέο αστέρι") - το πρώτο αστρονομικό έργο σχετικά με αυτό το θέμα.
SN 1604	, 9 Οκτωβρίου	Οφιούχου	−2,5	20000	Ια	18 μηνών	Απομεινάρι σουπερνόβα του Κέπλερ	Από τις 17 Οκτωβρίου άρχισε να το μελετά ο Johannes Kepler, ο οποίος περιέγραψε τις παρατηρήσεις του σε ξεχωριστό βιβλίο.
SN 1680	, 16 Αυγούστου	Κασσιόπη	+6	10000	IIβ	όχι από- γνωστό (όχι περισσότερο από μια εβδομάδα)	Απομεινάρι σουπερνόβα Κασσιόπη Α	πιθανώς δει από το Flamsteed και καταλογίστηκε ως 3 Cassiopeiae.

Απομεινάρι σουπερνόβα Κέπλερ

Μια έκρηξη σουπερνόβα ή σουπερνόβα είναι ένα φαινόμενο κατά το οποίο η φωτεινότητά του αλλάζει απότομα κατά 4-8 τάξεις μεγέθους (δώδεκα μεγέθη) ακολουθούμενη από μια σχετικά αργή εξασθένηση της εστίας. Είναι το αποτέλεσμα μιας κατακλυσμικής διαδικασίας, που συνοδεύεται από την απελευθέρωση τεράστιας ενέργειας και προκύπτει στο τέλος της εξέλιξης ορισμένων άστρων.

Απομεινάρι σουπερνόβα RCW 103 με αστέρι νετρονίων 1E 161348-5055 στο κέντρο

Κατά κανόνα, οι σουπερνόβα παρατηρούνται εκ των υστέρων, δηλαδή όταν το γεγονός έχει ήδη συμβεί και η ακτινοβολία τους έχει φτάσει στο . Ως εκ τούτου, η φύση τους ήταν ασαφής για αρκετό καιρό. Τώρα όμως προτείνονται πολλά σενάρια που οδηγούν σε εξάρσεις αυτού του είδους, αν και οι κύριες διατάξεις είναι ήδη αρκετά σαφείς.

Η έκρηξη συνοδεύεται από την εκτίναξη μιας σημαντικής μάζας αστρικής ύλης στο διαστρικό χώρο και από το υπόλοιπο τμήμα της ύλης του εκρηκνόμενου άστρου, κατά κανόνα, σχηματίζεται ένα συμπαγές αντικείμενο - ένα αστέρι νετρονίων ή μαύρη τρύπα. Μαζί σχηματίζουν ένα κατάλοιπο σουπερνόβα.

Μεταξύ άλλων, η ουσία που εκτοξεύτηκε κατά τη διάρκεια της έκλαμψης περιέχει σε μεγάλο βαθμό προϊόντα θερμοπυρηνικής σύντηξης που συνέβη σε όλη τη διάρκεια της ζωής του άστρου. Χάρη στους σουπερνόβα γενικά και στο καθένα ειδικότερα, εξελίσσονται χημικά.

Το όνομα αντικατοπτρίζει την ιστορική διαδικασία της μελέτης των αστεριών των οποίων η φωτεινότητα αλλάζει σημαντικά με την πάροδο του χρόνου, τα λεγόμενα novae. Ομοίως, μεταξύ των σουπερνόβα υπάρχει τώρα μια υποκατηγορία - υπερκαινοφανείς.

Το όνομα αποτελείται από την ετικέτα SN, ακολουθούμενη από το έτος ανοίγματος, που τελειώνει με τον προσδιορισμό ενός ή δύο γραμμάτων. Οι πρώτες 26 σουπερνόβα του τρέχοντος έτους λαμβάνουν ονομασίες με ένα γράμμα, στο τέλος του ονόματός τους, από τα κεφαλαία γράμματα Α έως Ζ. Οι υπόλοιπες σουπερνόβα λαμβάνουν ονομασίες δύο γραμμάτων από πεζά γράμματα: aa, ab, και ούτω καθεξής. Οι μη επιβεβαιωμένες σουπερνόβα χαρακτηρίζονται με τα γράμματα PSN (πιθανή σουπερνόβα) με ουράνιες συντεταγμένες στη μορφή: Jhhmmssss+ddmmsss.

Οι καμπύλες φωτός για τον τύπο Ι είναι πολύ παρόμοιες: υπάρχει μια απότομη αύξηση για 2-3 ημέρες, στη συνέχεια αντικαθίσταται από μια σημαντική πτώση (κατά 3 μεγέθη) για 25-40 ημέρες, ακολουθούμενη από μια αργή εξασθένηση, σχεδόν γραμμική στο κλίμακα μεγέθους.

Αλλά οι καμπύλες φωτός τύπου II είναι αρκετά διαφορετικές. Για ορισμένους, οι καμπύλες έμοιαζαν με αυτές του τύπου Ι, μόνο με μια πιο αργή και μεγαλύτερη μείωση της φωτεινότητας μέχρι να ξεκινήσει το γραμμικό στάδιο. Άλλοι, έχοντας φτάσει σε ένα απόγειο, παρέμειναν σε αυτό για έως και 100 ημέρες, και στη συνέχεια η φωτεινότητα έπεσε απότομα και έφτασε σε μια γραμμική «ουρά». Το απόλυτο μέγεθος του μέγιστου ποικίλλει πολύ.

Η παραπάνω ταξινόμηση περιέχει ήδη ορισμένα βασικά χαρακτηριστικά των φασμάτων των σουπερνόβα διαφόρων τύπων· ας σταθούμε σε αυτά που δεν περιλαμβάνονται. Το πρώτο και πολύ σημαντικό χαρακτηριστικό, που για μεγάλο χρονικό διάστημα εμπόδιζε την ερμηνεία των λαμβανόμενων φασμάτων, είναι ότι οι κύριες γραμμές είναι πολύ ευρείες.

Τα φάσματα των σουπερνόβα τύπου II και Ib\c χαρακτηρίζονται από:
Η παρουσία στενών χαρακτηριστικών απορρόφησης κοντά στο μέγιστο φωτεινότητας και στενών μη μετατοπισμένων στοιχείων εκπομπής.
Γραμμές , , , που παρατηρούνται στην υπεριώδη ακτινοβολία.

Η συχνότητα των εκλάμψεων εξαρτάται από τον αριθμό των αστεριών στον γαλαξία ή, που είναι το ίδιο για τους συνηθισμένους γαλαξίες, τη φωτεινότητα.

Σε αυτή την περίπτωση, οι σουπερνόβα Ib/c και II έλκονται προς τους σπειροειδείς βραχίονες.

Νεφέλωμα Καβουριού (εικόνα σε ακτινογραφίες), το εσωτερικό κρουστικό κύμα, ο άνεμος που διαδίδεται ελεύθερα και ο πίδακας είναι ευδιάκριτα

Το κανονικό σχήμα του νεαρού υπολοίπου έχει ως εξής:

Πιθανό συμπαγές υπόλοιπο. συνήθως ένα πάλσαρ, αλλά πιθανώς μια μαύρη τρύπα
Ένα εξωτερικό κρουστικό κύμα που διαδίδεται στη διαστρική ύλη.
Ένα κύμα επιστροφής που διαδίδεται στο υλικό εκτίναξης σουπερνόβα.
Δευτερεύουσα, που διαδίδεται σε συστάδες του διαστρικού μέσου και σε πυκνές εκπομπές σουπερνόβα.

Μαζί σχηματίζουν την ακόλουθη εικόνα: πίσω από το μπροστινό μέρος του εξωτερικού κρουστικού κύματος, το αέριο θερμαίνεται σε θερμοκρασίες TS ≥ 107 K και εκπέμπεται στην περιοχή ακτίνων Χ με ενέργεια φωτονίου 0,1-20 keV· ομοίως, το αέριο πίσω από το μπροστά από το κύμα επιστροφής σχηματίζει μια δεύτερη περιοχή ακτινοβολίας ακτίνων Χ. Γραμμές υψηλά ιονισμένου Fe, Si, S, κ.λπ. δείχνουν τη θερμική φύση της ακτινοβολίας και από τα δύο στρώματα.

Η οπτική εκπομπή από το νεαρό υπόλειμμα δημιουργεί αέριο σε συστάδες πίσω από το μέτωπο του δευτερεύοντος κύματος. Δεδομένου ότι η ταχύτητα διάδοσης σε αυτά είναι μεγαλύτερη, πράγμα που σημαίνει ότι το αέριο ψύχεται γρηγορότερα και η ακτινοβολία περνά από την περιοχή των ακτίνων Χ στην οπτική περιοχή. Η αρχή κρούσης της οπτικής ακτινοβολίας επιβεβαιώνεται από τη σχετική ένταση των γραμμών.

Οι ίνες στην Κασσιόπη Α καθιστούν σαφές ότι η προέλευση των συστάδων ύλης μπορεί να είναι διπλή. Τα λεγόμενα γρήγορα νήματα πετούν μακριά με ταχύτητα 5000-9000 km/s και εκπέμπουν μόνο στις γραμμές O, S, Si - δηλαδή, αυτές είναι συστάδες που σχηματίζονται τη στιγμή της έκρηξης του σουπερνόβα. Οι σταθερές συμπυκνώσεις έχουν ταχύτητα 100-400 km/s και σε αυτές παρατηρούνται κανονικές συγκεντρώσεις H, N, O. Μαζί, αυτό δείχνει ότι αυτή η ουσία εκτοξεύτηκε πολύ πριν από την έκρηξη σουπερνόβα και αργότερα θερμάνθηκε από ένα εξωτερικό κρουστικό κύμα .

Η ραδιοεκπομπή σύγχροτρον από σχετικιστικά σωματίδια σε ισχυρό μαγνητικό πεδίο είναι η κύρια παρατηρητική υπογραφή για ολόκληρο το υπόλοιπο. Η περιοχή εντόπισής του είναι οι μετωπικές περιοχές των εξωτερικών και των κυμάτων επιστροφής. Η ακτινοβολία σύγχροτρον παρατηρείται επίσης στο εύρος των ακτίνων Χ.

Η φύση των σουπερνόβα Ia είναι διαφορετική από τη φύση άλλων εστιών. Αυτό αποδεικνύεται ξεκάθαρα από την απουσία εκλάμψεων τύπου Ib\c και τύπου II σε ελλειπτικούς γαλαξίες. Από γενικές πληροφορίες για το τελευταίο, είναι γνωστό ότι υπάρχουν λίγα αέρια και μπλε αστέρια εκεί και ο σχηματισμός των αστεριών τελείωσε πριν από 1010 χρόνια. Αυτό σημαίνει ότι όλα τα τεράστια αστέρια έχουν ήδη ολοκληρώσει την εξέλιξή τους, και παραμένουν μόνο αστέρια με μάζα μικρότερη από την ηλιακή μάζα, και όχι περισσότερα. Από τη θεωρία της αστρικής εξέλιξης είναι γνωστό ότι τα αστέρια αυτού του τύπου δεν μπορούν να εκραγούν, και επομένως απαιτείται ένας μηχανισμός επέκτασης της ζωής για αστέρια με μάζες 1-2M⊙.

Η απουσία γραμμών υδρογόνου στα φάσματα Ia\Iax δείχνει ότι υπάρχει εξαιρετικά λίγο υδρογόνο στην ατμόσφαιρα του αρχικού αστέρα. Η μάζα της ουσίας που εκτοξεύεται είναι αρκετά μεγάλη - 1M⊙, που περιέχει κυρίως άνθρακα, οξυγόνο και άλλα βαριά στοιχεία. Και οι μετατοπισμένες γραμμές Si II δείχνουν ότι οι πυρηνικές αντιδράσεις συμβαίνουν ενεργά κατά τη διάρκεια της εκτίναξης. Όλα αυτά μας πείθουν ότι ο προκάτοχος αστέρας είναι ένας λευκός νάνος, πιθανότατα άνθρακας-οξυγόνο.

Κυρίαρχο σενάριο

Ένας από τους τρόπους απελευθέρωσης της απαιτούμενης ποσότητας ενέργειας είναι η απότομη αύξηση της μάζας της ουσίας που εμπλέκεται στη θερμοπυρηνική καύση, δηλαδή μια θερμοπυρηνική έκρηξη. Ωστόσο, η φυσική των μεμονωμένων αστέρων δεν το επιτρέπει. Οι διεργασίες στα αστέρια που βρίσκονται στην κύρια ακολουθία βρίσκονται σε ισορροπία. Επομένως, όλα τα μοντέλα θεωρούν το τελικό στάδιο της αστρικής εξέλιξης - τους λευκούς νάνους. Ωστόσο, το ίδιο το τελευταίο είναι ένα σταθερό αστέρι· όλα μπορούν να αλλάξουν μόνο όταν πλησιάζετε το όριο Chandrasekhar. Αυτό οδηγεί στο αδιαμφισβήτητο συμπέρασμα ότι μια θερμοπυρηνική έκρηξη είναι δυνατή μόνο σε αστρικά συστήματα, πιθανότατα στα λεγόμενα διπλά αστέρια.

Ο δεύτερος σύντροφος είναι ένα συνηθισμένο αστέρι από το οποίο η ύλη ρέει προς το πρώτο.
Ο δεύτερος σύντροφος είναι ο ίδιος λευκός νάνος. Αυτό το σενάριο ονομάζεται διπλός εκφυλισμός.

Μια έκρηξη συμβαίνει όταν ξεπεραστεί το όριο Chandrasekhar.
Η έκρηξη γίνεται μπροστά του.

Αυτό που έχουν όλα τα σενάρια σουπερνόβα Ia κοινό είναι ότι ο νάνος που εκρήγνυται είναι πιθανότατα άνθρακας-οξυγόνο.

Η περαιτέρω συμπεριφορά της καμπύλης φωτός καθορίζεται κυρίως από την αλυσίδα διάσπασης.

Το ισότοπο 56Ni είναι ασταθές και έχει χρόνο ημιζωής 6,1 ημέρες. Περαιτέρω, η ηλεκτρονική σύλληψη οδηγεί στο σχηματισμό ενός πυρήνα 56Co κυρίως σε διεγερμένη κατάσταση με ενέργεια 1,72 MeV. Αυτό το επίπεδο είναι ασταθές και η μετάβαση του ηλεκτρονίου στη θεμελιώδη κατάσταση συνοδεύεται από την εκπομπή ενός καταρράκτη γ-κβαντών με ενέργειες από 0,163 MeV έως 1,56 MeV. Αυτά τα κβάντα βιώνουν τη σκέδαση Compton και η ενέργειά τους μειώνεται γρήγορα στα ~ 100 keV. Τέτοια κβάντα απορροφώνται ήδη αποτελεσματικά από το φωτοηλεκτρικό φαινόμενο και ως αποτέλεσμα θερμαίνουν την ουσία. Καθώς το αστέρι διαστέλλεται, η πυκνότητα της ύλης στο αστέρι μειώνεται, ο αριθμός των συγκρούσεων φωτονίων μειώνεται και η επιφανειακή ύλη του αστέρα γίνεται διαφανής στην ακτινοβολία. Όπως δείχνουν οι θεωρητικοί υπολογισμοί, αυτή η κατάσταση συμβαίνει περίπου 20-30 ημέρες αφότου το αστέρι φτάσει στη μέγιστη φωτεινότητά του.

60 ημέρες μετά την έναρξη, η ουσία γίνεται διαφανής στην ακτινοβολία γ. Η καμπύλη φωτός αρχίζει να αποσυντίθεται εκθετικά. Μέχρι αυτή τη στιγμή, το 56Ni έχει ήδη αποσυντεθεί και η απελευθέρωση ενέργειας συμβαίνει λόγω της β-διάσπασης του 56Co σε 56Fe (T1/2 = 77 ημέρες) με ενέργειες διέγερσης έως και 4,2 MeV.

Μοντέλο του μηχανισμού βαρυτικής κατάρρευσης

Χρειάζεται ένας φορέας, ο οποίος πρέπει αφενός να παρασύρει την εκλυόμενη ενέργεια και αφετέρου να μην αλληλεπιδρά με την ουσία. Τα νετρίνα είναι κατάλληλα για το ρόλο ενός τέτοιου φορέα.

Αρκετές διεργασίες είναι υπεύθυνες για το σχηματισμό τους. Το πρώτο και σημαντικότερο για την αποσταθεροποίηση ενός άστρου και την αρχή της συμπίεσης είναι η διαδικασία του ουδετρονισμού.

Τα νετρίνα από αυτές τις αντιδράσεις απομακρύνουν το 10%. Τον κύριο ρόλο στην ψύξη παίζουν οι διεργασίες URKA (ψύξη με νετρίνο).

Αντί για πρωτόνια και νετρόνια, μπορούν επίσης να δράσουν ατομικοί πυρήνες, σχηματίζοντας ένα ασταθές ισότοπο που παρουσιάζει βήτα διάσπαση.

Σημειώστε ότι οι διεργασίες ουδετεροποίησης συμβαίνουν μόνο σε πυκνότητες 1011/cm3, που μπορούν να επιτευχθούν μόνο στον αστρικό πυρήνα. Αυτό σημαίνει ότι η υδροδυναμική ισορροπία διαταράσσεται μόνο σε αυτό. Τα εξωτερικά στρώματα βρίσκονται σε τοπική υδροδυναμική ισορροπία και η κατάρρευση αρχίζει μόνο αφού συστέλλεται ο κεντρικός πυρήνας και σχηματίζει μια συμπαγή επιφάνεια. Η ανάκαμψη από αυτή την επιφάνεια εξασφαλίζει την απελευθέρωση του κελύφους.

Υπάρχουν τρία στάδια στην εξέλιξη του υπολείμματος σουπερνόβα:

Δωρεάν πτήση.
Αδιαβατική διαστολή (στάδιο Sedov). Μια έκρηξη σουπερνόβα σε αυτό το στάδιο εμφανίζεται ως ισχυρή έκρηξη σε ένα μέσο με σταθερή θερμοχωρητικότητα. Η αυτο-τροπική λύση του Sedov, δοκιμασμένη πυρηνικές εκρήξειςστην ατμόσφαιρα της γης.
Στάδιο έντονου φωτισμού. Ξεκινά όταν η θερμοκρασία πίσω από το μπροστινό μέρος φτάσει στο μέγιστο στην καμπύλη απώλειας ακτινοβολίας.

Άμεση έκρηξη
Καθυστερημένη έκρηξη
Παλλόμενη καθυστερημένη έκρηξη
Τυρβώδης γρήγορη καύση

Τουλάχιστον για κάθε συνδυασμό αρχικών συνθηκών, οι αναφερόμενοι μηχανισμοί μπορούν να βρεθούν με τη μία ή την άλλη παραλλαγή. Αλλά η γκάμα των προτεινόμενων μοντέλων δεν περιορίζεται σε αυτό. Ως παράδειγμα, μπορούμε να αναφέρουμε μοντέλα όταν δύο εκρήγνυνται ταυτόχρονα. Φυσικά, αυτό είναι δυνατό μόνο σε σενάρια όπου και τα δύο στοιχεία έχουν εξελιχθεί.

Οι εκρήξεις σουπερνόβα είναι η κύρια πηγή αναπλήρωσης του διαστρικού μέσου με στοιχεία με ατομικό αριθμό μεγαλύτερο (ή, όπως λένε, βαρύτερο) He. Ωστόσο, οι διεργασίες που τις προκάλεσαν είναι διαφορετικές για διαφορετικές ομάδες στοιχείων και ακόμη και ισότοπα.

Σχεδόν όλα τα στοιχεία βαρύτερα από τον He και μέχρι το Fe είναι το αποτέλεσμα της κλασικής θερμοπυρηνικής σύντηξης, που συμβαίνει, για παράδειγμα, στο εσωτερικό των άστρων ή κατά τις εκρήξεις σουπερνόβα κατά τη διαδικασία p. Αξίζει να αναφέρουμε εδώ ότι ένα εξαιρετικά μικρό μέρος ελήφθη κατά την πρωτογενή πυρηνοσύνθεση.
Όλα τα στοιχεία βαρύτερα από 209Bi είναι το αποτέλεσμα της διαδικασίας r
Η προέλευση των άλλων είναι αντικείμενο συζήτησης· ως πιθανοί μηχανισμοί προτείνονται οι διαδικασίες s-, r-, ν- και rp.

Η δομή και οι διαδικασίες της πυρηνοσύνθεσης στην προ-σούπερνόβα και στην επόμενη στιγμή μετά το ξέσπασμα για ένα αστέρι 25M☉, όχι σε κλίμακα.

r-διαδικασία είναι η διαδικασία σχηματισμού περισσότερων βαρείς πυρήνεςαπό ελαφρύτερα με διαδοχική σύλληψη νετρονίων κατά τη διάρκεια αντιδράσεων (n, γ) και συνεχίζεται έως ότου ο ρυθμός σύλληψης νετρονίων είναι υψηλότερος από τον ρυθμό διάσπασης β- του ισοτόπου.

Η διαδικασία ν είναι μια διαδικασία πυρηνοσύνθεσης, μέσω της αλληλεπίδρασης των νετρίνων με τους ατομικούς πυρήνες. Μπορεί να ευθύνεται για την εμφάνιση των ισοτόπων 7Li, 11B, 19F, 138La και 180Ta.

Το νεφέλωμα του Καβουριού ως απομεινάρι του σουπερνόβα SN 1054

Το ενδιαφέρον του Ίππαρχου για τα σταθερά αστέρια μπορεί να εμπνεύστηκε από την παρατήρηση ενός σουπερνόβα (σύμφωνα με τον Πλίνιο). Το παλαιότερο αρχείο που αναγνωρίστηκε ως σουπερνόβα SN 185 έγινε από Κινέζους αστρονόμους το 185 μ.Χ. Το πιο λαμπρό γνωστό σουπερνόβα, το SN 1006, έχει περιγραφεί λεπτομερώς από Κινέζους και Άραβες αστρονόμους. Ο σουπερνόβα SN 1054, που γέννησε το Νεφέλωμα του Καβουριού, παρατηρήθηκε καλά. Οι σουπερνόβα SN 1572 και SN 1604 ήταν ορατές με γυμνό μάτι και είχαν μεγάλη σημασία στην ανάπτυξη της αστρονομίας στην Ευρώπη, καθώς χρησιμοποιήθηκαν ως επιχείρημα ενάντια στην αριστοτελική ιδέα ότι ο κόσμος πέρα από τη Σελήνη και το ηλιακό σύστημα είναι αμετάβλητος. Ο Johannes Kepler άρχισε να παρατηρεί το SN 1604 στις 17 Οκτωβρίου 1604. Αυτή ήταν η δεύτερη σουπερνόβα που καταγράφηκε στο στάδιο της αυξανόμενης φωτεινότητας (μετά το SN 1572, που παρατηρήθηκε από τον Tycho Brahe στον αστερισμό της Κασσιόπης).

Έχουν αναπτυχθεί μέθοδοι για την ανασύσταση της ιστορίας των εκρήξεων σουπερνόβα που δεν έχουν γραπτά αρχεία παρατήρησης. Η ημερομηνία του σουπερνόβα Cassiopeia A προσδιορίστηκε από φωτεινές ηχώ από το νεφέλωμα, ενώ η ηλικία του υπολείμματος σουπερνόβα RX J0852.0-4622 υπολογίστηκε από μετρήσεις της θερμοκρασίας και των εκπομπών ακτίνων γ από τη διάσπαση του τιτανίου-44. Το 2009, ανακαλύφθηκαν νιτρικά άλατα στον πάγο της Ανταρκτικής που αντιστοιχεί στην εποχή της έκρηξης του σουπερνόβα.

Στις 22 Ιανουαρίου 2014, ένας σουπερνόβα SN 2014J εξερράγη στον γαλαξία M82, που βρίσκεται στον αστερισμό της Μεγάλης Άρκτου. Ο Γαλαξίας M82 βρίσκεται 12 εκατομμύρια έτη φωτός από τον γαλαξία μας και έχει φαινομενικό μέγεθος λίγο λιγότερο από 9. Αυτός ο σουπερνόβα είναι ο πλησιέστερος στη Γη από το 1987 (SN 1987A).

Ένα από τα σημαντικά επιτεύγματα του 20ου αιώνα ήταν η κατανόηση του γεγονότος ότι σχεδόν όλα τα στοιχεία βαρύτερα από το υδρογόνο και το ήλιο σχηματίζονται στο εσωτερικό των άστρων και εισέρχονται στο διαστρικό μέσο ως αποτέλεσμα εκρήξεων σουπερνόβα, ένα από τα πιο ισχυρά φαινόμενα στην το σύμπαν.

Φωτογραφία: Φλεγόμενα αστέρια και μύτες αερίου παρέχουν ένα συναρπαστικό σκηνικό για την αυτοκαταστροφή ενός τεράστιου αστεριού που ονομάζεται Supernova 1987A. Οι αστρονόμοι παρατήρησαν την έκρηξή του στο νότιο ημισφαίριο στις 23 Φεβρουαρίου 1987. Αυτή η εικόνα από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble δείχνει υπολείμματα σουπερνόβα που περιβάλλονται από εσωτερικούς και εξωτερικούς δακτυλίους υλικού σε διάχυτα σύννεφα αερίου. Αυτή η τρίχρωμη εικόνα είναι μια σύνθεση πολλών φωτογραφιών του σουπερνόβα και της γύρω περιοχής που τραβήχτηκαν τον Σεπτέμβριο του 1994, τον Φεβρουάριο του 1996 και τον Ιούλιο του 1997. Πολλά φωτεινά μπλε αστέρια κοντά στο σουπερνόβα είναι αστέρια με τεράστια μάζα, το καθένα ηλικίας περίπου 12 εκατομμυρίων ετών και 6 φορές βαρύτερο από τον Ήλιο. Ανήκουν όλα στην ίδια γενιά αστεριών με αυτή που εξερράγη. Η παρουσία φωτεινών νεφών αερίου είναι ένα άλλο σημάδι της νεότητας αυτής της περιοχής, η οποία εξακολουθεί να είναι γόνιμο έδαφος για τη γέννηση νέων άστρων.

Αρχικά, όλα τα αστέρια των οποίων η φωτεινότητα αυξήθηκε ξαφνικά κατά περισσότερες από 1.000 φορές ονομάζονταν νέα. Όταν εκλάμβαναν, τέτοια αστέρια εμφανίστηκαν ξαφνικά στον ουρανό, διαταράσσοντας τη συνήθη διαμόρφωση του αστερισμού, και αύξησαν τη φωτεινότητά τους στο μέγιστο, αρκετές χιλιάδες φορές, στη συνέχεια η φωτεινότητά τους άρχισε να πέφτει απότομα και μετά από λίγα χρόνια έγιναν τόσο αδύναμα όσο και ήταν πριν από τη φωτοβολίδα. Η επανάληψη εκλάμψεων, κατά τη διάρκεια καθεμιάς από τις οποίες το αστέρι εκτοξεύεται έως και το ένα χιλιοστό της μάζας του με μεγάλη ταχύτητα, είναι χαρακτηριστικό των νέων αστέρων. Και όμως, παρά το μεγαλείο του φαινομένου μιας τέτοιας έκλαμψης, δεν συνδέεται ούτε με θεμελιώδη αλλαγή στη δομή του άστρου, ούτε με την καταστροφή του.

Πάνω από πέντε χιλιάδες χρόνια, έχουν διατηρηθεί πληροφορίες για περισσότερες από 200 φωτεινές εκλάμψεις άστρων, αν περιοριστούμε σε αυτές που δεν ξεπέρασαν το 3ο μέγεθος σε φωτεινότητα. Όταν όμως διαπιστώθηκε η εξωγαλαξιακή φύση των νεφελωμάτων, έγινε σαφές ότι τα νέα αστέρια που αναλάμβαναν μέσα τους ήταν ανώτερα ως προς τα χαρακτηριστικά τους από τα συνηθισμένα νεφελώματα, καθώς η φωτεινότητά τους συχνά αποδεικνυόταν ίση με τη φωτεινότητα ολόκληρου του γαλαξία στον οποίο βρίσκονταν φούντωσε. Η ασυνήθιστη φύση τέτοιων φαινομένων οδήγησε τους αστρονόμους στην ιδέα ότι τέτοια γεγονότα ήταν κάτι τελείως διαφορετικό από τους συνηθισμένους καινοφανείς, και επομένως το 1934, μετά από πρόταση των Αμερικανών αστρονόμων Fritz Zwicky και Walter Baade, τα αστέρια των οποίων οι εκλάμψεις στη μέγιστη λαμπρότητα έφτασαν τη φωτεινότητα του Οι κανονικοί γαλαξίες αναγνωρίστηκαν σε μια ξεχωριστή, πιο φωτεινή και σπάνια κατηγορία σουπερνόβα.

Σε αντίθεση με τις εκρήξεις των συνηθισμένων νέων, οι εκρήξεις σουπερνόβα μέσα τωρινή κατάστασηΟ Γαλαξίας μας είναι ένα εξαιρετικά σπάνιο φαινόμενο, που εμφανίζεται όχι περισσότερο από μία φορά κάθε 100 χρόνια. Τα πιο εντυπωσιακά κρούσματα ήταν το 1006 και το 1054· πληροφορίες σχετικά με αυτές περιέχονται σε κινεζικές και ιαπωνικές πραγματείες. Το 1572, το ξέσπασμα ενός τέτοιου άστρου στον αστερισμό της Κασσιόπης παρατηρήθηκε από τον εξαιρετικό αστρονόμο Tycho Brahe και το τελευταίο άτομο που παρακολούθησε το φαινόμενο σουπερνόβα στον αστερισμό Ophiuchus το 1604 ήταν ο Johannes Kepler. Κατά τη διάρκεια των τεσσάρων αιώνων της «τηλεσκοπικής» εποχής στην αστρονομία, τέτοιες εκλάμψεις δεν έχουν παρατηρηθεί στον Γαλαξία μας. Η θέση του Ηλιακού Συστήματος σε αυτό είναι τέτοια που μπορούμε να παρατηρήσουμε οπτικά εκρήξεις σουπερνόβα στο μισό περίπου του όγκου του και στον υπόλοιπο όγκο του η φωτεινότητα των εστιών μειώνεται από τη διαστρική απορρόφηση. ΣΕ ΚΑΙ. Krasovsky και I.S. Ο Shklovsky υπολόγισε ότι οι εκρήξεις σουπερνόβα στον Γαλαξία μας συμβαίνουν κατά μέσο όρο μία φορά κάθε 100 χρόνια. Σε άλλους γαλαξίες, αυτές οι διεργασίες συμβαίνουν με την ίδια περίπου συχνότητα, επομένως οι κύριες πληροφορίες για τους σουπερνόβα στο στάδιο της οπτικής έκρηξης ελήφθησαν από τις παρατηρήσεις τους σε άλλους γαλαξίες.

Συνειδητοποιώντας τη σημασία της μελέτης τέτοιων ισχυρών φαινομένων, οι αστρονόμοι W. Baade και F. Zwicky, που εργάζονταν στο Αστεροσκοπείο Palomar στις ΗΠΑ, ξεκίνησαν μια συστηματική συστηματική αναζήτηση για σουπερνόβα το 1936. Είχαν στη διάθεσή τους ένα τηλεσκόπιο του συστήματος Schmidt, το οποίο επέτρεπε τη φωτογράφιση περιοχών πολλών δεκάδων τετραγωνικών μοιρών και έδινε πολύ καθαρές εικόνες ακόμη και αμυδρά αστέρια και γαλαξίες. Μέσα σε τρία χρόνια, ανακάλυψαν 12 εκρήξεις σουπερνόβα σε διαφορετικούς γαλαξίες, οι οποίες στη συνέχεια μελετήθηκαν χρησιμοποιώντας φωτομετρία και φασματοσκοπία. Καθώς η τεχνολογία παρατήρησης βελτιωνόταν, ο αριθμός των πρόσφατα ανακαλυφθέντων σουπερνόβα αυξανόταν σταθερά και η επακόλουθη εισαγωγή αυτοματοποιημένων αναζητήσεων οδήγησε σε μια αύξηση σαν χιονοστιβάδα στον αριθμό των ανακαλύψεων (πάνω από 100 σουπερνόβα ετησίως, με συνολικό αριθμό 1.500). Τα τελευταία χρόνια, μεγάλα τηλεσκόπια έχουν αρχίσει επίσης να αναζητούν πολύ μακρινούς και αμυδρά σουπερνόβα, καθώς οι μελέτες τους μπορούν να δώσουν απαντήσεις σε πολλά ερωτήματα σχετικά με τη δομή και τη μοίρα ολόκληρου του Σύμπαντος. Σε μια νύχτα παρατηρήσεων με τέτοια τηλεσκόπια, μπορούν να ανακαλυφθούν περισσότερες από 10 μακρινές σουπερνόβα.

Ως αποτέλεσμα της έκρηξης ενός άστρου, το οποίο παρατηρείται ως φαινόμενο σουπερνόβα, σχηματίζεται γύρω του ένα νεφέλωμα που διαστέλλεται με τεράστια ταχύτητα(περίπου 10.000 km/s). Ο υψηλός ρυθμός διαστολής είναι το κύριο χαρακτηριστικό με το οποίο τα υπολείμματα σουπερνόβα διακρίνονται από άλλα νεφελώματα. Στα υπολείμματα σουπερνόβα, όλα μιλούν για μια έκρηξη τεράστιας δύναμης, η οποία σκόρπισε τα εξωτερικά στρώματα του άστρου και προσέδωσε τεράστιες ταχύτητες σε μεμονωμένα κομμάτια του εκτινασσόμενου κελύφους.

Νεφέλωμα καβουριού

Κανένας διαστημικό αντικείμενοδεν έδωσε στους αστρονόμους τόσο πολύτιμες πληροφορίες όσο το σχετικά μικρό Νεφέλωμα του Καβουριού, που παρατηρήθηκε στον αστερισμό του Ταύρου και αποτελείται από διάχυτη αέρια ύλη που πετάει μακριά με μεγάλη ταχύτητα. Αυτό το νεφέλωμα, ένα απομεινάρι ενός σουπερνόβα που παρατηρήθηκε το 1054, έγινε το πρώτο γαλαξιακό αντικείμενο με το οποίο αναγνωρίστηκε μια ραδιοφωνική πηγή. Αποδείχθηκε ότι η φύση της ραδιοεκπομπής δεν έχει τίποτα κοινό με τη θερμική εκπομπή: η έντασή της αυξάνεται συστηματικά με το μήκος κύματος. Σύντομα κατέστη δυνατό να εξηγηθεί η φύση αυτού του φαινομένου. Το υπόλειμμα σουπερνόβα πρέπει να έχει ένα ισχυρό μαγνητικό πεδίο που να συγκρατεί αυτό που δημιούργησε. κοσμικές ακτίνες(ηλεκτρόνια, ποζιτρόνια, ατομικοί πυρήνες) που έχουν ταχύτητες κοντά στην ταχύτητα του φωτός. Σε ένα μαγνητικό πεδίο, εκπέμπουν ηλεκτρομαγνητική ενέργεια σε μια στενή δέσμη προς την κατεύθυνση της κίνησης. Η ανακάλυψη μη θερμικής ραδιοεκπομπής από το νεφέλωμα του Καβουριού ώθησε τους αστρονόμους να ψάξουν για υπολείμματα σουπερνόβα χρησιμοποιώντας αυτό ακριβώς το χαρακτηριστικό.

Το νεφέλωμα που βρίσκεται στον αστερισμό της Κασσιόπης αποδείχθηκε ότι ήταν μια ιδιαίτερα ισχυρή πηγή ραδιοεκπομπών· στα μετρικά κύματα, η ροή ραδιοεκπομπών από αυτό είναι 10 φορές υψηλότερη από τη ροή από το νεφέλωμα του Καβουριού, αν και είναι πολύ πιο μακριά από το τελευταίο . Στις οπτικές ακτίνες, αυτό το ταχέως διαστελλόμενο νεφέλωμα είναι πολύ αδύναμο. Το νεφέλωμα Κασσιόπης πιστεύεται ότι είναι το απομεινάρι μιας έκρηξης σουπερνόβα που έλαβε χώρα πριν από περίπου 300 χρόνια.

Ένα σύστημα νεφελωμάτων με νήματα στον αστερισμό του Κύκνου έδειξε επίσης ραδιοεκπομπή χαρακτηριστική των παλαιών υπολειμμάτων σουπερνόβα. Η ραδιοαστρονομία βοήθησε στον εντοπισμό πολλών άλλων μη θερμικών πηγών ραδιοφώνου που αποδείχθηκε ότι ήταν υπολείμματα σουπερνόβα. διαφορετικών ηλικιών. Έτσι, συνήχθη το συμπέρασμα ότι τα υπολείμματα των εκρήξεων σουπερνόβα που συνέβησαν ακόμη και πριν από δεκάδες χιλιάδες χρόνια ξεχωρίζουν μεταξύ άλλων νεφελωμάτων για την ισχυρή μη θερμική ραδιοεκπομπή τους.

Όπως ήδη αναφέρθηκε, το Νεφέλωμα του Καβουριού ήταν το πρώτο αντικείμενο που ανακαλύφθηκε ακτινοβολία ακτίνων Χ. Το 1964, ανακαλύφθηκε ότι η πηγή ακτινοβολίας ακτίνων Χ που προέρχεται από αυτό είναι εκτεταμένη, αν και οι γωνιακές του διαστάσεις είναι 5 φορές μικρότερες από τις γωνιακές διαστάσεις του ίδιου του Νεφελώματος του Καβουριού. Από το οποίο συνήχθη το συμπέρασμα ότι η ακτινοβολία ακτίνων Χ δεν εκπέμπεται από ένα αστέρι που κάποτε εξερράγη ως σουπερνόβα, αλλά από το ίδιο το νεφέλωμα.

Επιρροή σουπερνόβα

Στις 23 Φεβρουαρίου 1987, ένας σουπερνόβα εξερράγη στον γειτονικό μας γαλαξία, το Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου, το οποίο έγινε εξαιρετικά σημαντικό για τους αστρονόμους επειδή ήταν το πρώτο που, οπλισμένοι με σύγχρονα αστρονομικά όργανα, μπορούσαν να μελετήσουν λεπτομερώς. Και αυτό το αστέρι επιβεβαίωσε μια ολόκληρη σειρά από προβλέψεις. Ταυτόχρονα με το οπτικό φλας, ειδικοί ανιχνευτές που εγκαταστάθηκαν στην Ιαπωνία και στην πολιτεία του Οχάιο (ΗΠΑ) κατέγραψαν μια ροή νετρίνων - στοιχειωδών σωματιδίων που παράγονται σε πολύ υψηλές θερμοκρασίες. υψηλές θερμοκρασίεςστη διαδικασία κατάρρευσης του πυρήνα του άστρου και διείσδυσης εύκολα μέσω του περιβλήματος του. Αυτές οι παρατηρήσεις επιβεβαίωσαν μια προηγούμενη πρόταση ότι περίπου το 10% της μάζας του πυρήνα ενός αστεριού που καταρρέει εκπέμπεται ως νετρίνα καθώς ο ίδιος ο πυρήνας καταρρέει σε αστέρι νετρονίων. Σε αστέρια με μεγάλη μάζα, κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης σουπερνόβα, οι πυρήνες συμπιέζονται σε ακόμη μεγαλύτερο βαθμό. υψηλές πυκνότητεςκαι πιθανώς να μετατραπούν σε μαύρες τρύπες, αλλά η επαναφορά εξωτερικά στρώματατα αστέρια συμβαίνουν ακόμα. Τα τελευταία χρόνια, υπήρξαν ενδείξεις για σύνδεση μεταξύ κάποιων κοσμικών εκρήξεων ακτίνων γάμμα και σουπερνόβα. Είναι πιθανό η φύση των εκρήξεων κοσμικών ακτίνων γάμμα να σχετίζεται με τη φύση των εκρήξεων.

Οι εκρήξεις σουπερνόβα έχουν ισχυρό και ποικίλο αντίκτυπο στο περιβάλλον διαστρικό μέσο. Το περίβλημα του σουπερνόβα, που εκτοξεύεται με τεράστια ταχύτητα, μαζεύει και συμπιέζει το αέριο που το περιβάλλει, το οποίο μπορεί να δώσει ώθηση στο σχηματισμό νέων άστρων από τα νέφη αερίου. Μια ομάδα αστρονόμων με επικεφαλής τον Δρ. John Hughes (Πανεπιστήμιο Rutgers), χρησιμοποιώντας παρατηρήσεις από το παρατηρητήριο ακτίνων Χ Chandra (NASA), έκανε σημαντική ανακάλυψη, που ρίχνει φως στο πώς οι εκρήξεις σουπερνόβα δημιουργούν πυρίτιο, σίδηρο και άλλα στοιχεία. Μια εικόνα ακτίνων Χ του υπολείμματος σουπερνόβα Κασσιόπης Α (Cas A) αποκαλύπτει συστάδες πυριτίου, θείου και σιδήρου που εκτοξεύτηκαν από το εσωτερικό του αστεριού κατά τη διάρκεια της έκρηξης.

Η υψηλή ποιότητα, η σαφήνεια και το περιεχόμενο πληροφοριών των εικόνων του υπολείμματος σουπερνόβα Cas A που ελήφθησαν από το Παρατηρητήριο Chandra επέτρεψε στους αστρονόμους όχι μόνο να προσδιορίσουν τη χημική σύνθεση πολλών κόμβων αυτού του υπολείμματος, αλλά και να ανακαλύψουν πού ακριβώς σχηματίστηκαν αυτοί οι κόμβοι. Για παράδειγμα, οι πιο συμπαγείς και φωτεινότεροι κόμβοι αποτελούνται κυρίως από πυρίτιο και θείο με πολύ λίγο σίδηρο. Αυτό δείχνει ότι σχηματίστηκαν βαθιά μέσα στο αστέρι, όπου οι θερμοκρασίες έφτασαν τα τρία δισεκατομμύρια βαθμούς κατά τη διάρκεια της κατάρρευσης που κατέληξε σε έκρηξη σουπερνόβα. Σε άλλους κόμβους, οι αστρονόμοι ανακάλυψαν πολύ υψηλή περιεκτικότητα σε σίδηρο με μείγματα πυριτίου και θείου. Αυτή η ουσία σχηματίστηκε ακόμη βαθύτερα σε εκείνα τα μέρη όπου η θερμοκρασία κατά την έκρηξη έφτασε περισσότερο από υψηλές αξίεςτέσσερα έως πέντε δισεκατομμύρια βαθμούς. Μια σύγκριση των τοποθεσιών τόσο των πλούσιων σε πυρίτιο φωτεινών όσο και των αμυδρότερων σε σίδηρο κόμβων στο υπόλειμμα σουπερνόβα Cas A αποκάλυψε ότι τα χαρακτηριστικά «σιδήρου», που προέρχονται από τα βαθύτερα στρώματα του άστρου, βρίσκονται στις εξωτερικές άκρες του υπολείμματος . Αυτό σημαίνει ότι η έκρηξη έριξε τους «σιδερένιους» κόμβους πιο μακριά από όλους τους άλλους. Και ακόμη και τώρα φαίνεται να απομακρύνονται από το κέντρο της έκρηξης με μεγαλύτερη ταχύτητα. Η μελέτη των δεδομένων που έλαβε ο Chandra θα μας επιτρέψει να καταλήξουμε σε έναν από τους διάφορους μηχανισμούς που προτείνονται από θεωρητικούς που εξηγούν τη φύση της έκρηξης σουπερνόβα, τη δυναμική της διαδικασίας και την προέλευση νέων στοιχείων.

Οι σουπερνόβα SN I έχουν πολύ παρόμοια φάσματα (χωρίς γραμμές υδρογόνου) και σχήματα καμπύλης φωτός, ενώ τα φάσματα SN II περιέχουν φωτεινές γραμμές υδρογόνου και χαρακτηρίζονται από ποικιλομορφία τόσο στα φάσματα όσο και στις καμπύλες φωτός. Με αυτή τη μορφή, η ταξινόμηση των σουπερνόβα υπήρχε μέχρι τα μέσα της δεκαετίας του '80 του περασμένου αιώνα. Και με την έναρξη της ευρείας χρήσης των δεκτών CCD, η ποσότητα και η ποιότητα του υλικού παρατήρησης αυξήθηκαν σημαντικά, γεγονός που κατέστησε δυνατή τη λήψη φασματογραμμάτων για προηγουμένως απρόσιτα αμυδρά αντικείμενα, τον προσδιορισμό της έντασης και του πλάτους των γραμμών με πολύ μεγαλύτερη ακρίβεια και επίσης για την καταγραφή ασθενέστερων γραμμών στα φάσματα. Ως αποτέλεσμα, η φαινομενικά καθιερωμένη δυαδική ταξινόμηση των σουπερνόβα άρχισε να αλλάζει γρήγορα και να γίνεται πιο περίπλοκη.

Οι σουπερνόβα διαφέρουν επίσης ανάλογα με τους τύπους των γαλαξιών στους οποίους εκρήγνυνται. Οι σουπερνόβα και των δύο τύπων εκρήγνυνται σε σπειροειδείς γαλαξίες, αλλά σε ελλειπτικούς γαλαξίες, όπου δεν υπάρχουν σχεδόν καθόλου διαστρικό μέσοκαι η διαδικασία σχηματισμού άστρων έχει τελειώσει, παρατηρούνται μόνο σουπερνόβα τύπου SN I, προφανώς, πριν από την έκρηξη πρόκειται για πολύ παλιά αστέρια, οι μάζες των οποίων είναι κοντά στο ηλιακό. Και δεδομένου ότι τα φάσματα και οι καμπύλες φωτός των σουπερνόβα αυτού του τύπου είναι πολύ παρόμοια, σημαίνει ότι τα ίδια αστέρια εκρήγνυνται σε σπειροειδείς γαλαξίες. Το φυσικό τέλος της εξελικτικής διαδρομής των αστεριών με μάζες κοντά στον Ήλιο είναι η μετατροπή σε λευκό νάνο με τον ταυτόχρονο σχηματισμό ενός πλανητικού νεφελώματος. Ένας λευκός νάνος δεν περιέχει σχεδόν καθόλου υδρογόνο, αφού είναι το τελικό προϊόν της εξέλιξης ενός κανονικού αστέρα.

Κάθε χρόνο, πολλά πλανητικά νεφελώματα σχηματίζονται στον Γαλαξία μας, επομένως, τα περισσότερα αστέρια αυτής της μάζας ολοκληρώνουν αθόρυβα μονοπάτι ζωής, και μόνο μία φορά κάθε εκατό χρόνια εκρήγνυται ένας σουπερνόβα τύπου Ι SN. Ποιοι λόγοι καθορίζουν ένα εντελώς ιδιαίτερο τέλος, που δεν μοιάζει με τη μοίρα άλλων παρόμοιων σταρ; Ο διάσημος Ινδός αστροφυσικός S. Chandrasekhar έδειξε ότι εάν ένας λευκός νάνος έχει μάζα μικρότερη από περίπου 1,4 ηλιακές μάζες, θα «ζήσει» ήσυχα τη ζωή του. Αλλά αν βρίσκεται σε ένα αρκετά στενό δυαδικό σύστημα, η ισχυρή του βαρύτητα είναι ικανή να «τραβήξει» την ύλη από το συνοδό αστέρι, γεγονός που οδηγεί σε σταδιακή αύξηση της μάζας και όταν περάσει το επιτρεπόμενο όριο ισχυρή έκρηξη, που οδηγεί στο θάνατο του αστεριού.

Οι σουπερνόβα SN II συνδέονται σαφώς με νεαρά, τεράστια αστέρια, στα κελύφη των οποίων υπάρχει υδρογόνο σε μεγάλες ποσότητες. Οι εκρήξεις αυτού του τύπου σουπερνόβα θεωρούνται το τελικό στάδιο της εξέλιξης των άστρων με αρχική μάζα μεγαλύτερη από 8 x 10 ηλιακές μάζες. Γενικά, η εξέλιξη τέτοιων αστεριών προχωρά αρκετά γρήγορα - σε μερικά εκατομμύρια χρόνια καίνε το υδρογόνο τους, στη συνέχεια το ήλιο μετατρέπεται σε άνθρακα και στη συνέχεια τα άτομα άνθρακα αρχίζουν να μετατρέπονται σε άτομα με υψηλότερο ατομικό αριθμό.

Στη φύση, οι μετασχηματισμοί στοιχείων με μεγάλη απελευθέρωση ενέργειας καταλήγουν στον σίδηρο, του οποίου οι πυρήνες είναι οι πιο σταθεροί και η απελευθέρωση ενέργειας δεν συμβαίνει κατά τη σύντηξή τους. Έτσι, όταν ο πυρήνας ενός αστεριού γίνεται σίδηρος, η απελευθέρωση ενέργειας σε αυτό σταματά, αντισταθείτε βαρυτικές δυνάμειςδεν μπορεί πλέον, και ως εκ τούτου αρχίζει γρήγορα να συρρικνώνεται ή να καταρρέει.

Οι διεργασίες που συμβαίνουν κατά τη διάρκεια της κατάρρευσης απέχουν ακόμη από το να είναι πλήρως κατανοητές. Ωστόσο, είναι γνωστό ότι εάν όλη η ύλη στον πυρήνα μετατραπεί σε νετρόνια, τότε μπορεί να αντισταθεί στις δυνάμεις έλξης - ο πυρήνας του άστρου μετατρέπεται σε "άστρο νετρονίων" και η κατάρρευση σταματά. Σε αυτή την περίπτωση, απελευθερώνεται τεράστια ενέργεια, η οποία εισέρχεται στο κέλυφος του άστρου και προκαλεί διαστολή, την οποία βλέπουμε ως έκρηξη σουπερνόβα.

Αυτό είναι αναμενόμενο γενετική σύνδεσημεταξύ των εκρήξεων σουπερνόβα και του σχηματισμού αστέρια νετρονίωνκαι μαύρες τρύπες. Εάν η εξέλιξη του άστρου είχε προηγουμένως συμβεί «αθόρυβα», τότε το περίβλημά του θα έπρεπε να έχει ακτίνα εκατοντάδες φορές μεγαλύτερη από την ακτίνα του Ήλιου και επίσης να διατηρεί επαρκή ποσότητα υδρογόνου για να εξηγήσει το φάσμα των σουπερνόβα SN II.

Υπερκαινοφανείς και πάλσαρ

Το γεγονός ότι μετά από μια έκρηξη σουπερνόβα, εκτός από το διαστελλόμενο κέλυφος και τους διάφορους τύπους ακτινοβολίας, παραμένουν και άλλα αντικείμενα, έγινε γνωστό το 1968 λόγω του γεγονότος ότι ένα χρόνο νωρίτερα οι αστρονόμοι του ραδιοφώνου είχαν ανακαλύψει πάλσαρ - ραδιοπηγές των οποίων η ακτινοβολία συγκεντρώνεται σε μεμονωμένοι παλμοί που επαναλαμβάνονται μετά από μια αυστηρά καθορισμένη χρονική περίοδο. Οι επιστήμονες έμειναν έκπληκτοι από την αυστηρή περιοδικότητα των παλμών και τη σύντομη περίοδο τους. Τη μεγαλύτερη προσοχή τράβηξε το πάλσαρ, οι συντεταγμένες του οποίου ήταν κοντά στις συντεταγμένες ενός νεφελώματος πολύ ενδιαφέροντος για τους αστρονόμους, που βρίσκεται στο νότιος αστερισμός Parusov, που θεωρείται το απομεινάρι μιας έκρηξης σουπερνόβα - η περίοδός της ήταν μόνο 0,089 δευτερόλεπτα. Και μετά την ανακάλυψη ενός πάλσαρ στο κέντρο του νεφελώματος του Καβουριού (η περίοδός του ήταν 1/30 του δευτερολέπτου), έγινε σαφές ότι τα πάλσαρ κατά κάποιο τρόπο σχετίζονται με εκρήξεις σουπερνόβα. Τον Ιανουάριο του 1969, ένα πάλσαρ από το Νεφέλωμα του Καβουριού ταυτίστηκε με ένα αμυδρό αστέρι 16ου μεγέθους, αλλάζοντας τη φωτεινότητά του με την ίδια περίοδο, και το 1977 ήταν δυνατό να ταυτοποιηθεί ένα πάλσαρ στον αστερισμό Velae με το αστέρι.

Η περιοδικότητα της ακτινοβολίας πάλσαρ σχετίζεται με την ταχεία περιστροφή τους, αλλά ούτε ένα συνηθισμένο αστέρι, ούτε ένας λευκός νάνος, δεν θα μπορούσε να περιστραφεί με μια περίοδο χαρακτηριστική των πάλσαρ· θα σχιζόταν αμέσως από φυγόκεντρες δυνάμεις και μόνο ένα αστέρι νετρονίων. πολύ πυκνό και συμπαγές, μπορούσε να τους αντισταθεί. Ως αποτέλεσμα της ανάλυσης πολλών επιλογών, οι επιστήμονες κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι οι εκρήξεις σουπερνόβα συνοδεύονται από το σχηματισμό αστεριών νετρονίων - έναν ποιοτικά νέο τύπο αντικειμένου, η ύπαρξη του οποίου προβλέφθηκε από τη θεωρία της εξέλιξης των αστεριών υψηλής μάζας.

Υπερκαινοφανείς και μαύρες τρύπες

Οι πρώτες αποδείξεις για μια άμεση σύνδεση μεταξύ μιας έκρηξης σουπερνόβα και του σχηματισμού μιας μαύρης τρύπας ελήφθησαν από Ισπανούς αστρονόμους. Μια μελέτη της ακτινοβολίας που εκπέμπεται από ένα αστέρι που περιστρέφεται γύρω από μια μαύρη τρύπα στο δυαδικό σύστημα Nova Scorpii 1994 βρήκε ότι περιέχει ένας μεγάλος αριθμός απόοξυγόνο, μαγνήσιο, πυρίτιο και θείο. Υπάρχει η υπόθεση ότι αυτά τα στοιχεία συλλήφθηκαν από αυτό όταν ένα γειτονικό αστέρι, έχοντας επιζήσει από έκρηξη σουπερνόβα, μετατράπηκε σε μαύρη τρύπα.

Οι σουπερνόβα (ειδικά οι σουπερνόβα τύπου Ia) είναι από τα φωτεινότερα αντικείμενα σε σχήμα αστεριού στο Σύμπαν, επομένως ακόμη και τα πιο απομακρυσμένα από αυτά μπορούν να μελετηθούν χρησιμοποιώντας τον διαθέσιμο εξοπλισμό. Πολλοί σουπερνόβα τύπου Ia έχουν ανακαλυφθεί σε σχετικά κοντινούς γαλαξίες. Αρκετά ακριβείς εκτιμήσειςΟι αποστάσεις από αυτούς τους γαλαξίες κατέστησαν δυνατό τον προσδιορισμό της φωτεινότητας των σουπερνόβα που εκρήγνυνται σε αυτούς. Αν υποθέσουμε ότι οι μακρινές σουπερνόβα έχουν κατά μέσο όρο την ίδια φωτεινότητα, τότε σύμφωνα με την μέγεθοςΣτη μέγιστη φωτεινότητα, η απόσταση από αυτά μπορεί επίσης να εκτιμηθεί. Συγκρίνοντας την απόσταση από το σουπερνόβα με την ταχύτητα υποχώρησης (κόκκινη μετατόπιση) του γαλαξία στον οποίο εξερράγη καθιστά δυνατό τον προσδιορισμό της κύριας ποσότητας που χαρακτηρίζει τη διαστολή του Σύμπαντος - τη λεγόμενη σταθερά Hubble.

Ακόμη και πριν από 10 χρόνια, λήφθηκαν τιμές για αυτό που διέφεραν σχεδόν δύο φορές - από 55 έως 100 km/s Mpc, αλλά σήμερα η ακρίβεια έχει αυξηθεί σημαντικά, με αποτέλεσμα η τιμή 72 km/s Mpc να είναι αποδεκτό (με σφάλμα περίπου 10%) . Για μακρινούς σουπερνόβα, των οποίων η μετατόπιση προς το κόκκινο είναι κοντά στο 1, η σχέση μεταξύ απόστασης και μετατόπισης προς το κόκκινο μας επιτρέπει επίσης να προσδιορίσουμε μεγέθη που εξαρτώνται από την πυκνότητα της ύλης στο Σύμπαν. Σύμφωνα με τη γενική θεωρία της σχετικότητας του Αϊνστάιν, είναι η πυκνότητα της ύλης που καθορίζει την καμπυλότητα του διαστήματος, άρα και τη μελλοντική μοίρα του Σύμπαντος. Δηλαδή: θα επεκτείνεται επ' αόριστον ή θα σταματήσει ποτέ αυτή η διαδικασία και θα αντικατασταθεί από συμπίεση. Πρόσφατες μελέτες των σουπερνόβα έδειξαν ότι πιθανότατα η πυκνότητα της ύλης στο Σύμπαν είναι ανεπαρκής για να σταματήσει τη διαστολή και θα συνεχιστεί. Και για να επιβεβαιωθεί αυτό το συμπέρασμα, χρειάζονται νέες παρατηρήσεις σουπερνόβα.