Η γέννηση και ο θάνατος των σουπερνόβα. Η γέννηση ενός σουπερνόβα και η εξαφάνιση ενός αστεριού

ΣΟΥΠΕΡΝΟΒΑ,έκρηξη που σήμανε τον θάνατο ενός αστεριού. Μερικές φορές μια έκρηξη σουπερνόβα είναι πιο φωτεινή από τον γαλαξία στον οποίο συνέβη.

Οι σουπερνόβα χωρίζονται σε δύο βασικούς τύπους. Ο τύπος Ι χαρακτηρίζεται από ανεπάρκεια υδρογόνου σε οπτικό φάσμα; Ως εκ τούτου, πιστεύεται ότι πρόκειται για μια έκρηξη ενός λευκού νάνου - ενός αστεριού με μάζα κοντά στον Ήλιο, αλλά μικρότερο σε μέγεθος και πιο πυκνό. Ένας λευκός νάνος δεν περιέχει σχεδόν καθόλου υδρογόνο, αφού είναι το τελικό προϊόν της εξέλιξης ενός κανονικού αστέρα. Στη δεκαετία του 1930, ο S. Chandrasekhar έδειξε ότι η μάζα ενός λευκού νάνου δεν μπορεί να είναι πάνω από ένα ορισμένο όριο. Εάν βρίσκεται σε ένα δυαδικό σύστημα με ένα κανονικό αστέρι, τότε η ύλη του μπορεί να ρέει στην επιφάνεια του λευκού νάνου. Όταν η μάζα του υπερβαίνει το όριο Chandrasekhar, ο λευκός νάνος καταρρέει (μικραίνει), θερμαίνεται και εκρήγνυται. δείτε επίσηςΑΣΤΕΡΙΑ.

Ένας σουπερνόβα τύπου ΙΙ εξερράγη στις 23 Φεβρουαρίου 1987 στον γειτονικό μας γαλαξία, το Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου. Της δόθηκε το όνομα Ian Shelton, ο οποίος ήταν ο πρώτος που παρατήρησε μια έκρηξη σουπερνόβα χρησιμοποιώντας ένα τηλεσκόπιο και στη συνέχεια με γυμνό μάτι. (Η τελευταία τέτοια ανακάλυψη ανήκει στον Κέπλερ, ο οποίος είδε μια έκρηξη σουπερνόβα στον Γαλαξία μας το 1604, λίγο πριν την εφεύρεση του τηλεσκοπίου.) Ταυτόχρονα με την έκρηξη του οπτικού σουπερνόβα το 1987, ειδικοί ανιχνευτές στην Ιαπωνία και στις Ηνωμένες Πολιτείες. Το Οχάιο (ΗΠΑ) κατέγραψε ροή νετρίνων στοιχειώδη σωματίδια, γεννήθηκε στις πολύ υψηλές θερμοκρασίεςστη διαδικασία κατάρρευσης του πυρήνα του άστρου και διείσδυσης εύκολα μέσω του περιβλήματος του. Αν και το ρεύμα των νετρίνων εκπέμπεται από ένα αστέρι μαζί με μια οπτική έκλαμψη πριν από περίπου 150 χιλιάδες χρόνια, έφτασε στη Γη σχεδόν ταυτόχρονα με φωτόνια, αποδεικνύοντας έτσι ότι τα νετρίνα δεν έχουν μάζα και κινούνται με την ταχύτητα του φωτός. Αυτές οι παρατηρήσεις επιβεβαίωσαν επίσης την υπόθεση ότι περίπου το 10% της μάζας του αστρικού πυρήνα που καταρρέει εκπέμπεται με τη μορφή νετρίνων όταν ο ίδιος ο πυρήνας καταρρέει σε ένα 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. Εκ. ΕπίσηςΜΑΥΡΗ ΤΡΥΠΑ.

Στον Γαλαξία μας, το Νεφέλωμα του Καβουριού είναι το απομεινάρι μιας έκρηξης σουπερνόβα, που παρατηρήθηκε από Κινέζους επιστήμονες το 1054. Ο διάσημος αστρονόμος Τ. Μπράχε παρατήρησε επίσης ένα σουπερνόβα που ξέσπασε στον Γαλαξία μας το 1572. Αν και η σουπερνόβα του Σέλτον ήταν η πρώτη κοντινή σουπερνόβα που ανακαλύφθηκε μετά το Κέπλερ, εκατοντάδες σουπερνόβα σε άλλους, πιο μακρινούς γαλαξίες έχουν δει τα τηλεσκόπια τα τελευταία 100 χρόνια.

Στα απομεινάρια μιας έκρηξης σουπερνόβα μπορείτε να βρείτε άνθρακα, οξυγόνο, σίδηρο και πολλά άλλα βαριά στοιχεία. Επομένως, αυτές οι εκρήξεις παίζουν σημαντικός ρόλοςστη νουκλεοσύνθεση - η διαδικασία σχηματισμού χημικών στοιχείων. Είναι πιθανό ότι πριν από 5 δισεκατομμύρια χρόνια η γέννηση ηλιακό σύστημαείχε επίσης προηγηθεί μια έκρηξη σουπερνόβα, με αποτέλεσμα να προκύψουν πολλά από τα στοιχεία που έγιναν μέρος του Ήλιου και των πλανητών. ΠΥΡΗΝΗΣΥΝΘΕΣΗ.

Είναι πολύ σπάνιο για τους ανθρώπους να το δουν αυτό ενδιαφέρον φαινόμενοσαν σουπερνόβα. Αλλά αυτό δεν είναι μια συνηθισμένη γέννηση ενός αστεριού, γιατί μέχρι και δέκα αστέρια γεννιούνται στον γαλαξία μας κάθε χρόνο. Ένας σουπερνόβα είναι ένα φαινόμενο που μπορεί να παρατηρηθεί μόνο μία φορά κάθε εκατό χρόνια. Τα αστέρια πεθαίνουν τόσο λαμπερά και όμορφα.

Για να καταλάβουμε γιατί συμβαίνει μια έκρηξη σουπερνόβα, πρέπει να επιστρέψουμε στην ίδια τη γέννηση του άστρου. Το υδρογόνο πετάει στο διάστημα, το οποίο σταδιακά συγκεντρώνεται σε σύννεφα. Όταν το σύννεφο είναι αρκετά μεγάλο, το συμπυκνωμένο υδρογόνο αρχίζει να συσσωρεύεται στο κέντρο του και η θερμοκρασία σταδιακά αυξάνεται. Υπό την επίδραση της βαρύτητας, συναρμολογείται ο πυρήνας του μελλοντικού αστέρα, όπου, χάρη στην αυξημένη θερμοκρασία και την αυξανόμενη βαρύτητα, αρχίζει να λαμβάνει χώρα η αντίδραση θερμοπυρηνικής σύντηξης. Το πόσο υδρογόνο μπορεί να προσελκύσει ένα αστέρι στον εαυτό του καθορίζει το μελλοντικό του μέγεθος - από έναν κόκκινο νάνο έως έναν μπλε γίγαντα. Με την πάροδο του χρόνου, η ισορροπία του έργου του αστεριού εδραιώνεται, τα εξωτερικά στρώματα ασκούν πίεση στον πυρήνα και ο πυρήνας διαστέλλεται λόγω της ενέργειας της θερμοπυρηνικής σύντηξης.

Το αστέρι είναι μοναδικό και, όπως κάθε αντιδραστήρας, κάποια μέρα θα ξεμείνει από καύσιμο - υδρογόνο. Αλλά για να δούμε πώς εκρήγνυται ένα σουπερνόβα, πρέπει να περάσει λίγος ακόμα χρόνος, γιατί στον αντιδραστήρα, αντί για υδρογόνο, σχηματίστηκε ένα άλλο καύσιμο (ήλιο), το οποίο το αστέρι θα αρχίσει να καίει, μετατρέποντάς το σε οξυγόνο και στη συνέχεια σε άνθρακας. Και αυτό θα συνεχιστεί μέχρι να σχηματιστεί σίδηρος στον πυρήνα του άστρου, ο οποίος κατά τη διάρκεια μιας θερμοπυρηνικής αντίδρασης δεν απελευθερώνει ενέργεια, αλλά την καταναλώνει. Κάτω από αυτές τις συνθήκες, μπορεί να συμβεί έκρηξη και πέρα nova.

Ο πυρήνας γίνεται βαρύτερος και ψυχρότερος, με αποτέλεσμα τα ελαφρύτερα ανώτερα στρώματα να πέφτουν πάνω του. Η σύντηξη ξεκινά ξανά, αλλά αυτή τη φορά πιο γρήγορα από το συνηθισμένο, με αποτέλεσμα το αστέρι απλά να εκραγεί, διασκορπίζοντας την ύλη του στον περιβάλλοντα χώρο. Ανάλογα με τα γνωστά μπορεί να παραμείνει και μετά από αυτό - (μια ουσία με απίστευτα υψηλή πυκνότητα, η οποία είναι πολύ υψηλή και μπορεί να εκπέμπει φως). Τέτοιοι σχηματισμοί παραμένουν μετά από πολύ μεγάλα αστέρια, που ήταν σε θέση να παράγουν θερμοπυρηνική σύντηξη σε πολύ βαριά στοιχεία. Τα μικρότερα αστέρια αφήνουν πίσω τους μικρά αστέρια νετρονίων ή σιδήρου, τα οποία δεν εκπέμπουν σχεδόν καθόλου φως, αλλά έχουν επίσης υψηλής πυκνότηταςύλη.

Νέα και σουπερνόβασυνδέονται στενά, γιατί ο θάνατος ενός από αυτούς μπορεί να σημαίνει τη γέννηση ενός νέου. Αυτή η διαδικασία συνεχίζεται ατελείωτα. Μια σουπερνόβα μεταφέρει εκατομμύρια τόνους ύλης στον περιβάλλοντα χώρο, η οποία συγκεντρώνεται ξανά σε σύννεφα και αρχίζει ο σχηματισμός ενός νέου ουράνιου σώματος. Οι επιστήμονες ισχυρίζονται ότι όλα τα βαριά στοιχεία που υπάρχουν στο ηλιακό μας σύστημα «έκλεψαν» από τον Ήλιο κατά τη γέννησή του από ένα αστέρι που κάποτε εξερράγη. Η φύση είναι εκπληκτική, και ο θάνατος ενός πράγματος σημαίνει πάντα τη γέννηση ενός νέου. ΣΕ απώτερο διάστημαΗ ύλη διασπάται και σχηματίζεται σε αστέρια, δημιουργώντας τη μεγάλη ισορροπία του Σύμπαντος.

ΣΟΥΠΕΡΝΟΒΑ

ΣΟΥΠΕΡΝΟΒΑ, μια αστρική έκρηξη κατά την οποία καταστρέφεται σχεδόν ολόκληρο το STAR. Μέσα σε μια εβδομάδα, ένας σουπερνόβα μπορεί να ξεπεράσει όλα τα άλλα αστέρια στον Γαλαξία. Η φωτεινότητα ενός σουπερνόβα είναι 23 μεγέθη (1000 εκατομμύρια φορές) μεγαλύτερη από τη φωτεινότητα του Ήλιου, και η ενέργεια που απελευθερώνεται κατά την έκρηξη είναι ίση με όλη την ενέργεια που εκπέμπεται από το αστέρι κατά τη διάρκεια ολόκληρης της προηγούμενης ζωής του. Μετά από μερικά χρόνια, το σουπερνόβα αυξάνεται τόσο πολύ σε όγκο που γίνεται σπάνιο και ημιδιαφανές. Για εκατοντάδες ή χιλιάδες χρόνια, τα υπολείμματα του εκτοξευόμενου υλικού είναι ορατά ως απομεινάρια ενός σουπερνόβα.Το σουπερνόβα είναι περίπου 1000 φορές πιο φωτεινό από το νόβα. Κάθε 30 χρόνια, ένας γαλαξίας σαν τον δικό μας βιώνει περίπου ένα σουπερνόβα, αλλά τα περισσότερα από αυτά τα αστέρια καλύπτονται από σκόνη. Οι σουπερνόβα διακρίνονται σε δύο βασικούς τύπους, που διακρίνονται από τις καμπύλες φωτός και τα φάσματα τους.

Οι σουπερνόβα είναι αστέρια που φουντώνουν ξαφνικά, αποκτώντας μερικές φορές φωτεινότητα 10.000 εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από τη φωτεινότητα του Ήλιου. Αυτό συμβαίνει σε διάφορα στάδια.Στην αρχή (Α), ένα τεράστιο αστέρι αναπτύσσεται πολύ γρήγορα στο στάδιο όπου διάφορες πυρηνικές διεργασίες αρχίζουν να συμβαίνουν ταυτόχρονα μέσα στο αστέρι. Στο κέντρο μπορεί να σχηματιστεί σίδηρος, που σημαίνει το τέλος της παραγωγής πυρηνικής ενέργειας. Τότε το αστέρι αρχίζει να υποβάλλεται βαρυτική κατάρρευση(ΣΙ). Αυτό όμως θερμαίνει το κέντρο του άστρου σε τέτοιο βαθμό που χημικά στοιχείαδιασπώνται και εμφανίζονται νέες αντιδράσεις με εκρηκτική δύναμη (C). Πετά τα περισσότερα απότο υλικό του άστρου στο διάστημα, ενώ τα υπολείμματα του κέντρου του άστρου καταρρέουν έως ότου το αστέρι γίνει εντελώς σκοτεινό, πιθανόν να γίνει ένα πολύ πυκνό αστέρι νετρονίων (D). Ένα τέτοιο σουπερνόβα ήταν ορατό το 1054. στον αστερισμό του Ταύρου (Ε). Το απομεινάρι αυτού του άστρου είναι ένα νέφος αερίου που ονομάζεται Νεφέλωμα του Καβουριού (F).

Επιστημονικό και τεχνικό εγκυκλοπαιδικό λεξικό.

Δείτε τι είναι το "SUPERNOVA" σε άλλα λεξικά:

Το ερώτημα "Supernova" ανακατευθύνεται εδώ. δείτε επίσης άλλες έννοιες. Υπερκαινοφανής Υπερκαινοφανής Κέπλερ ... Wikipedia

Η έκρηξη που σήμανε τον θάνατο ενός αστεριού. Μερικές φορές μια έκρηξη σουπερνόβα είναι πιο φωτεινή από τον γαλαξία στον οποίο συνέβη. Οι σουπερνόβα χωρίζονται σε δύο βασικούς τύπους. Ο τύπος Ι χαρακτηρίζεται από ανεπάρκεια υδρογόνου στο οπτικό φάσμα. έτσι νομίζουν ότι... Εγκυκλοπαίδεια Collier

σουπερνόβα- άστρον. Ένα ξαφνικά φλεγόμενο αστέρι με ισχύ ακτινοβολίας πολλές χιλιάδες φορές μεγαλύτερη από τη δύναμη μιας νέας έκλαμψης... Λεξικό πολλών εκφράσεων

Supernova SN 1572 Υπόλοιπο σουπερνόβα SN 1572, μια σύνθεση εικόνων ακτίνων Χ και υπέρυθρων που λήφθηκαν από τα τηλεσκόπια Spitzer, Chandra και το Παρατηρητήριο Calar Alto Παρατηρητικά δεδομένα (Εποχή;) Τύπος σουπερνόβα ... Wikipedia

Καλλιτεχνική απεικόνιση ενός αστεριού του Wolf Rayet Τα αστέρια του Wolf Rayet είναι μια κατηγορία αστεριών που χαρακτηρίζονται από πολύ υψηλές θερμοκρασίες και φωτεινότητες. Τα αστέρια του Wolf Rayet διαφέρουν από τα άλλα καυτά αστέρια λόγω της παρουσίας ευρειών ζωνών εκπομπής υδρογόνου στο φάσμα τους... Wikipedia

Supernova: Μια σουπερνόβα είναι ένα αστέρι που τελειώνει την εξέλιξή του σε μια καταστροφική εκρηκτική διαδικασία. Supernova ρωσική ποπ πανκ μπάντα. Supernova (ταινία) ταινία τρόμου φαντασίας 2000 από Αμερικανό σκηνοθέτη... ... Wikipedia

Αυτός ο όρος έχει άλλες έννοιες, βλέπε Αστέρι (έννοιες). Πλειάδες Αστέρι ουράνιο σώμα, στην οποία πάνε, πήγαιναν ή θα πάνε... Wikipedia

Καλλιτεχνική απεικόνιση ενός αστεριού Wolf Rayet Τα αστέρια Wolf Rayet είναι μια κατηγορία αστεριών που χαρακτηρίζονται από πολύ υψηλές θερμοκρασίες και φωτεινότητες. Τα αστέρια του Wolf Rayet διαφέρουν από τα άλλα καυτά αστέρια με την παρουσία της ... Wikipedia

SN 2007on Supernova SN 2007on, φωτογραφημένο από το διαστημικό τηλεσκόπιο Swift. Δεδομένα παρατήρησης (Epoch J2000.0) Τύπος Ia σουπερνόβα ... Wikipedia

Βιβλία

• Finger of Fate (συμπεριλαμβανομένης μιας πλήρους επισκόπησης των πλανητών χωρίς όψη), Hamaker-Zondag K.. Το βιβλίο της διάσημης αστρολόγου Karen Hamaker-Zondag είναι ο καρπός είκοσι ετών εργασίας μελετώντας τους μυστηριώδεις και συχνά απρόβλεπτους κρυφούς παράγοντες του ωροσκοπίου: Διαμορφώσεις "Finger of Fate",…

Ενας από σημαντικά επιτεύγματαΤον 20ο αιώνα, έγινε κατανοητό το γεγονός ότι σχεδόν όλα τα στοιχεία βαρύτερα από το υδρογόνο και το ήλιο σχηματίζονται στα εσωτερικά μέρη των άστρων και εισέρχονται στο διαστρικό μέσο ως αποτέλεσμα εκρήξεων σουπερνόβα, ένα από τα πιο ισχυρά φαινόμενα στο 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 μέσα Νότιο ημισφαίριο 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 (περισσότερες από 100 σουπερνόβα ετησίως σε συνολικός αριθμός 1.500). ΣΕ τα τελευταία χρόνιαεπί μεγάλα τηλεσκόπιαξεκίνησε επίσης μια αναζήτηση για πολύ μακρινές και αμυδρά σουπερνόβα, καθώς οι μελέτες τους μπορούν να δώσουν απαντήσεις σε πολλά ερωτήματα σχετικά με τη δομή και την τύχη 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). Υψηλή ταχύτητα επέκτασης κύριο χαρακτηριστικό, που διακρίνει τα υπολείμματα σουπερνόβα 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, ατομικούς πυρήνες), έχοντας 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 την οπτική έκλαμψη, ειδικοί ανιχνευτές που εγκαταστάθηκαν στην Ιαπωνία και το Οχάιο (ΗΠΑ) εντόπισαν μια ροή νετρίνων - στοιχειώδη σωματίδια που γεννήθηκαν σε πολύ υψηλές θερμοκρασίες κατά την κατάρρευση του πυρήνα του άστρου και διεισδύουν εύκολα μέσα από το κέλυφός 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 μεγαλύτερες πυκνότητες και πιθανότατα μετατρέπονται σε μαύρες τρύπες, αλλά τα εξωτερικά στρώματα του άστρου εξακολουθούν να απορρίπτονται. 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 χημική σύνθεσηπολλούς κόμβους αυτού του υπολείμματος, αλλά και για να μάθετε 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 μπορεί να «τραβήξει» την ύλη από το συνοδό αστέρι, κάτι που οδηγεί σε σταδιακή αύξησημάζα, και όταν περάσει το επιτρεπόμενο όριο εμφανίζεται ισχυρή έκρηξη, που οδηγεί στο θάνατο του αστεριού.

Οι σουπερνόβα SN II συνδέονται σαφώς με νεαρά, τεράστια αστέρια των οποίων τα κελύφη περιέχουν μεγάλες ποσότητες υδρογόνου. 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

Ότι μετά από μια έκρηξη σουπερνόβα, εκτός από το διαστελλόμενο κέλυφος και διάφοροι τύποιΆλλα αντικείμενα παραμένουν επίσης εκτεθειμένα στην ακτινοβολία, έγινε γνωστό το 1968 λόγω του γεγονότος ότι ένα χρόνο νωρίτερα οι αστρονόμοι του ραδιοφώνου είχαν ανακαλύψει πάλσαρ - ραδιοφωνικές πηγές των οποίων η ακτινοβολία συγκεντρώνεται σε μεμονωμένους παλμούς 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 γενική θεωρίαΣύμφωνα με τη σχετικότητα του Αϊνστάιν, η πυκνότητα της ύλης είναι αυτή που καθορίζει την καμπυλότητα του χώρου και επομένως μελλοντική μοίραΣύμπαν. 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.

> Supernova

Βρίσκω, τι είναι σουπερνόβα: περιγραφή της έκρηξης και της έκρηξης ενός άστρου, όπου γεννιούνται οι σουπερνόβα, εξέλιξη και ανάπτυξη, ο ρόλος των διπλών αστεριών, φωτογραφίες και έρευνα.

Supernova- αυτή είναι, στην πραγματικότητα, μια αστρική έκρηξη και η πιο ισχυρή που μπορεί να παρατηρηθεί στο διάστημα.

Πού εμφανίζονται οι σουπερνόβα;

Πολύ συχνά σουπερνόβα μπορούν να φανούν σε άλλους γαλαξίες. Αλλά στο δικό μας ΓαλαξίαςΑυτό ένα σπάνιο γεγονόςγια παρατήρηση, γιατί η σκόνη και τα αέρια εμποδίζουν τη θέα. Το τελευταίο παρατηρηθέν σουπερνόβα παρατηρήθηκε από τον Johannes Kepler το 1604. Το τηλεσκόπιο Chandra μπόρεσε να βρει μόνο τα υπολείμματα ενός αστεριού που εξερράγη πριν από περισσότερο από έναν αιώνα (τις συνέπειες μιας έκρηξης σουπερνόβα).

Τι προκαλεί ένα σουπερνόβα;

Ένας σουπερνόβα γεννιέται όταν συμβαίνουν αλλαγές στο κέντρο του άστρου. Υπάρχουν δύο βασικοί τύποι.

Το πρώτο είναι μέσα διπλά συστήματα. Τα διπλά αστέρια είναι αντικείμενα που σχετίζονται κοινό κέντρο. Ο ένας από αυτούς κλέβει ύλη από τον δεύτερο και γίνεται πολύ ογκώδης. Αλλά δεν είναι σε θέση να ισορροπήσει τις εσωτερικές διαδικασίες και εκρήγνυται σε μια σουπερνόβα.

Το δεύτερο είναι τη στιγμή του θανάτου. Το καύσιμο τείνει να τελειώνει. Ως αποτέλεσμα, μέρος της μάζας αρχίζει να ρέει στον πυρήνα και γίνεται τόσο βαρύ που δεν μπορεί να αντέξει τη δική του βαρύτητα. Συμβαίνει μια διαδικασία διαστολής και το αστέρι εκρήγνυται. Ο Ήλιος είναι ένα μοναδικό αστέρι, αλλά δεν μπορεί να επιβιώσει από αυτό, αφού δεν έχει αρκετή μάζα.

Γιατί ενδιαφέρονται οι ερευνητές για τις σουπερνόβα;

Η ίδια η διαδικασία καλύπτει ένα μικρό χρονικό διάστημα, αλλά μπορεί να πει πολλά για το Σύμπαν. Για παράδειγμα, ένα από τα δείγματα επιβεβαίωσε την ιδιότητα του Σύμπαντος να διαστέλλεται και ότι ο ρυθμός αυξάνεται.

Αποδείχθηκε επίσης ότι αυτά τα αντικείμενα επηρεάζουν τη στιγμή κατανομής των στοιχείων στο χώρο. Όταν ένα αστέρι εκρήγνυται, εκτοξεύει στοιχεία και κοσμικά συντρίμμια. Πολλά από αυτά μάλιστα καταλήγουν στον πλανήτη μας. Δείτε ένα βίντεο που αποκαλύπτει τα χαρακτηριστικά των σουπερνόβα και τις εκρήξεις τους.

Παρατηρήσεις σουπερνόβα

Ο αστροφυσικός Σεργκέι Μπλίνικοφ σχετικά με την ανακάλυψη του πρώτου σουπερνόβα, τα υπολείμματα μετά την έκρηξη και τα σύγχρονα τηλεσκόπια

Πώς να τους βρείτε σουπερνόβα;

Για την αναζήτηση σουπερνόβα, οι ερευνητές χρησιμοποιούν διάφορα όργανα. Μερικά χρειάζονται για την παρατήρηση του ορατού φωτός μετά από μια έκρηξη. Και άλλοι παρακολουθούν τις ακτίνες Χ και τις ακτίνες γάμμα. Οι φωτογραφίες λαμβάνονται χρησιμοποιώντας τηλεσκόπια Hubbleκαι ο Chandra.

Τον Ιούνιο του 2012, ένα τηλεσκόπιο άρχισε να λειτουργεί, εστιάζοντας το φως στην περιοχή υψηλής ενέργειας του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Είναι περίπουσχετικά με την αποστολή NuSTAR, η οποία αναζητά αστέρια που έχουν καταρρεύσει, μαύρες τρύπες και υπολείμματα σουπερνόβα. Οι επιστήμονες σχεδιάζουν να μάθουν περισσότερα για το πώς εκρήγνυνται και δημιουργούνται.

Μέτρηση αποστάσεων από ουράνια σώματα

Ο αστρονόμος Vladimir Surdin για τους Κηφείδες, τις εκρήξεις σουπερνόβα και τον ρυθμό διαστολής του Σύμπαντος:

Πώς μπορείτε να βοηθήσετε στην έρευνα σουπερνόβα;

Δεν χρειάζεται να γίνεις επιστήμονας για να συνεισφέρεις. Το 2008, μια σουπερνόβα ανακαλύφθηκε από έναν συνηθισμένο έφηβο. Το 2011, αυτό επαναλήφθηκε από μια 10χρονη Καναδή που έβλεπε στον υπολογιστή της μια φωτογραφία του νυχτερινού ουρανού. Πολύ συχνά, οι φωτογραφίες που τραβήχτηκαν από ερασιτέχνες περιέχουν πολλές ενδιαφέροντα αντικείμενα. Με λίγη εξάσκηση, μπορείτε να βρείτε την επόμενη σουπερνόβα! Για να είμαστε πιο ακριβείς, έχετε όλες τις πιθανότητες να καταγράψετε μια έκρηξη σουπερνόβα.