Er en supernova død eller begynnelsen på et nytt liv? Supernova.

Himmelen på en klar dag gir generelt et ganske kjedelig og monotont bilde: en varm solkule og en klar, endeløs vidde, noen ganger dekorert med skyer eller sjeldne skyer.

Himmelen på en skyfri natt er en annen sak. Det er vanligvis hele strødd med lyse klynger av stjerner. Det bør tas i betraktning at på nattehimmelen med det blotte øye kan du se fra 3 til 4,5 tusen nattlys. Og de tilhører alle Melkeveien, der vårt solsystem ligger.

Ved moderne ideer stjerner er varme baller av gass, i dypet av hvilke termonukleær fusjon av heliumkjerner fra hydrogenkjerner oppstår, og frigjør en kolossal mengde energi. Det er dette som sørger for lysstyrken til stjerner.

Den nærmeste stjernen til oss er vår sol, avstanden til denne er 150 millioner kilometer. Men stjernen Proxima Centauri, den nest fjerneste, ligger i en avstand på 4,25 fra oss lysår, eller 270 tusen ganger lenger enn Solen.

Det er stjerner som er hundrevis av ganger større enn solen og like mange ganger dårligere enn den i denne indikatoren. Stjernemassene varierer imidlertid innenfor mye mer beskjedne grenser – fra en tolvtedel av solens masse til 100 av massene. Mer enn halvparten synlige stjerner er doble og noen ganger trippelsystemer.

Generelt kan antallet stjerner i universet som er synlig for oss, angis som 125 000 000 000 med elleve ekstra nuller.

Nå, for å unngå forvirring med nuller, fører astronomer ikke lenger registreringer av individuelle stjerner, men over hele galakser, og tror at det i gjennomsnitt er omtrent 100 milliarder stjerner i hver av dem.

Den amerikanske astronomen Fritz Zwicky begynte først å engasjere seg i et målrettet søk etter supernovaer

Tilbake i 1996 bestemte forskere at 50 milliarder galakser kan sees fra jorden. Når ble Hubble-baneteleskopet satt i drift, som ikke forstyrres av interferens? jordens atmosfære, har antallet synlige galakser hoppet til 125 milliarder.

Takket være det altseende øyet til dette teleskopet har astronomer trengt inn i slike universelle dybder at de har sett galakser som dukket opp bare én milliard år etter den store eksplosjonen som fødte universet vårt.

Flere parametere brukes for å karakterisere stjerner: lysstyrke, masse, radius og kjemisk sammensetning atmosfære, så vel som dens temperatur. Og ved å bruke en rekke tilleggsegenskaper til en stjerne, kan du også bestemme dens alder.

Hver stjerne er en dynamisk struktur som blir født, vokser og deretter, etter å ha nådd en viss alder, stille dør. Men det hender også at det plutselig eksploderer. Denne hendelsen fører til store endringer i området ved siden av den eksploderende stjernen.

Dermed sprer forstyrrelsen som fulgte denne eksplosjonen seg med gigantisk hastighet, og dekker i løpet av flere titusenvis av år et enormt rom i interstellart medium. I denne regionen stiger temperaturen kraftig, opptil flere millioner grader, og tettheten av kosmiske stråler og magnetfeltstyrken øker betydelig.

Slike egenskaper ved materialet som kastes ut av en eksploderende stjerne gjør at det kan danne nye stjerner og til og med hele planetsystemer.

Av denne grunn, hvordan supernovaer, og levningene deres blir studert veldig nøye av astrofysikere. Tross alt kan informasjonen som er oppnådd under studiet av dette fenomenet utvide kunnskapen om utviklingen av normale stjerner, om prosessene som skjer under fødselen av nøytronstjerner, samt klargjøre detaljene i disse reaksjonene som et resultat av hvilke tunge elementer, kosmiske stråler osv.

På en gang ble de stjernene hvis lysstyrke uventet økte med mer enn 1000 ganger kalt nye av astronomer. De dukket opp på himmelen uventet, og gjorde endringer i den vanlige konfigurasjonen av stjernebildene. Etter å ha plutselig økt flere tusen ganger maksimalt, ble lysstyrken deres etter en tid kraftig redusert, og etter noen år ble lysstyrken like svak som før eksplosjonen.

Det skal bemerkes at periodisiteten til bluss, hvor en stjerne frigjøres fra en tusendel av massen og som enorm fart skytes ut i verdensrommet, regnes som et av hovedtegnene på fødselen av nye stjerner. Men på samme tid, merkelig nok, fører ikke eksplosjoner av stjerner til betydelige endringer i strukturen deres, eller til og med til ødeleggelse.

Hvor ofte skjer slike hendelser i vår galakse? Hvis vi bare tar i betraktning de stjernene som i deres lysstyrke ikke oversteg 3. størrelsesorden, så iht. historiske kronikker og observasjoner av astronomer, ikke mer enn 200 lyse fakler ble observert over fem tusen år.

Men da studier av andre galakser begynte, ble det åpenbart at lysstyrken til nye stjerner som dukker opp i disse hjørnene av verdensrommet ofte er lik lysstyrken til hele galaksen der disse stjernene vises.

Selvfølgelig er utseendet til stjerner med slik lysstyrke en ekstraordinær begivenhet og helt forskjellig fra fødselen til vanlige stjerner. Derfor, tilbake i 1934, foreslo amerikanske astronomer Fritz Zwicky og Walter Baade at de stjernene hvis maksimale lysstyrke når lysstyrken til vanlige galakser, ble klassifisert som en egen klasse av supernovaer og de mest lyse stjerner. Man bør huske på at supernovaeksplosjoner i nåværende tilstand galaksen vår er et ekstremt sjeldent fenomen, som ikke forekommer oftere enn én gang hvert 100. år. De mest slående utbruddene, som ble registrert av kinesiske og japanske avhandlinger, skjedde i 1006 og 1054.

Fem hundre år senere, i 1572, ble en supernovaeksplosjon i stjernebildet Cassiopeia observert av den fremragende astronomen Tycho Brahe. I 1604 så Johannes Kepler fødselen av en supernova i stjernebildet Ophiuchus. Og siden den gang har slike grandiose begivenheter ikke blitt feiret i vår galakse.

Dette kan skyldes det faktum at solsystemet inntar en slik posisjon i vår galakse at supernovaeksplosjoner kan observeres med optiske instrumenter fra jorden bare i halvparten av volumet. I resten av regionen hemmes dette av interstellar absorpsjon av lys.

Og siden i andre galakser forekommer disse fenomenene med omtrent samme frekvens som i Melkeveien, ble hovedinformasjonen om supernovaer på tidspunktet for eksplosjonen hentet fra observasjoner av dem i andre galakser...

For første gang begynte astronomene W. Baade og F. Zwicky å engasjere seg i et målrettet søk etter supernovaer i 1936. I løpet av tre år med observasjoner i forskjellige galakser, oppdaget forskere 12 supernovaeksplosjoner, som senere ble utsatt for mer grundig research ved hjelp av fotometri og spektroskopi.

Dessuten har bruken av mer avansert astronomisk utstyr gjort det mulig å utvide listen over nyoppdagede supernovaer. Og innføringen av automatiserte søk førte til at forskere oppdaget mer enn hundre supernovaer per år. Totalt for kort tid 1500 av disse gjenstandene ble registrert.

I siste årene Ved hjelp av kraftige teleskoper oppdaget forskere mer enn 10 fjerne supernovaer på en natt med observasjon!

I januar 1999 skjedde en hendelse som sjokkerte selv moderne astronomer, vant til universets mange "triks": i verdensdypet ble det registrert et blink som er ti ganger sterkere enn alle de tidligere registrert av forskere. Det ble lagt merke til av to forskningssatellitter og et teleskop i fjellene i New Mexico, utstyrt med et automatisk kamera. Dette skjedde unikt fenomen i stjernebildet Bootes. Litt senere, i april samme år, slo forskerne fast at avstanden til utbruddet var ni milliarder lysår. Dette er nesten tre fjerdedeler av universets radius.

Beregninger gjort av astronomer viste at i løpet av de få sekundene som blusset varte, ble det frigjort mange ganger mer energi enn solen produserte i løpet av de fem milliarder årene den eksisterte. Hva forårsaket en så utrolig eksplosjon? Hvilke prosesser ga opphav til denne enorme energifrigjøringen? Vitenskapen kan ennå ikke svare spesifikt på disse spørsmålene, selv om det er en antagelse om det enormt beløp energi kan oppstå ved sammenslåing av to nøytronstjerner.

<<< Назад

Videresend >>>

For noen hundre år siden la astronomer merke til hvordan lysstyrken til noen stjerner i galaksen plutselig økte med mer enn tusen ganger. Sjelden forekomst Forskere har utpekt en multippel økning i gløden til et kosmisk objekt som fødselen til en supernova. Dette er på en eller annen måte kosmisk tull, for i dette øyeblikk blir ikke en stjerne født, men slutter å eksistere.

Flash supernova- dette er faktisk en eksplosjon av en stjerne, ledsaget av frigjøring av en kolossal mengde energi ~10 50 erg. Lysstyrken til en supernova, som blir synlig hvor som helst i universet, øker i løpet av flere dager. I dette tilfellet, hvert sekund, er mengden energi som frigjøres like mye som solen kan produsere under hele sin eksistens.

Supernovaeksplosjon som en konsekvens av utviklingen av kosmiske objekter

Astronomer forklarer dette fenomenet evolusjonære prosesser, millioner av år som skjer med alle romobjekter. For å forestille deg prosessen med en supernova, må du forstå strukturen til en stjerne. (bilde under).

En stjerne er et stort objekt med kolossal masse og derfor samme gravitasjon. Stjernen har en liten kjerne omgitt av et ytre skall av gasser som utgjør hoveddelen av stjernens masse. Gravitasjonskrefter trykk på skallet og kjernen, klem dem med en slik kraft at gass ​​konvolutt varmes opp og utvider seg, begynner å trykke fra innsiden, og kompenserer for tyngdekraften. Pariteten til de to kreftene bestemmer stabiliteten til stjernen.

Under påvirkning av enorme temperaturer begynner varme i kjernen kjernefysisk reaksjon, omdanner hydrogen til helium. Enda mer varme frigjøres, hvis stråling øker inne i stjernen, men som fortsatt holdes tilbake av tyngdekraften. Og så begynner ekte kosmisk alkymi: hydrogenreserver er oppbrukt, helium begynner å bli til karbon, karbon til oksygen, oksygen til magnesium... Dermed syntetiseres stadig tyngre grunnstoffer gjennom en termonukleær reaksjon.

Inntil utseendet av jern fortsetter alle reaksjoner med frigjøring av varme, men så snart jern begynner å degenerere til elementene som følger det, blir reaksjonen fra eksotermisk endoterm, det vil si at varme slutter å frigjøres og begynner å bli forbrukt. Tyngdebalanse og termisk stråling blir forstyrret, kjernen komprimeres tusenvis av ganger, og alle de ytre lagene av skallet skynder seg mot midten av stjernen. De krasjer inn i kjernen med lysets hastighet, spretter tilbake og kolliderer med hverandre. En eksplosjon oppstår ytre lag, og stoffet som utgjør stjernen, flyr bort med en hastighet på flere tusen kilometer i sekundet.

Prosessen er ledsaget av et så sterkt blink at det kan sees selv med det blotte øye hvis en supernova antennes i en galakse i nærheten. Så begynner gløden å falme, og på eksplosjonsstedet en...Og hva gjenstår etter supernovaeksplosjonen? Det er flere alternativer for utvikling av hendelser: for det første kan supernovaresten være en kjerne av nøytroner, som forskere kaller nøytronstjerne, for det andre et svart hull, for det tredje en gasståke.

Det er ganske sjelden at folk ser dette interessant fenomen som en supernova. Men dette er ikke en vanlig fødsel av en stjerne, for det blir født opptil ti stjerner i galaksen vår hvert år. En supernova er et fenomen som bare kan observeres én gang hvert hundre år. Stjernene dør så lyst og vakkert.

For å forstå hvorfor en supernovaeksplosjon oppstår, må vi gå tilbake til selve fødselen av stjernen. Hydrogen flyr i verdensrommet, som gradvis samler seg til skyer. Når skyen er stor nok, begynner kondensert hydrogen å samle seg i sentrum, og temperaturen stiger gradvis. Under påvirkning av tyngdekraften er kjernen til den fremtidige stjernen satt sammen, hvor, takket være økt temperatur og økende tyngdekraft, begynner den termonukleære fusjonsreaksjonen å finne sted. Hvor mye hydrogen en stjerne kan tiltrekke seg avgjør dens fremtidige størrelse – fra en rød dverg til en blå kjempe. Over tid etableres balansen i stjernens arbeid, de ytre lagene legger press på kjernen, og kjernen utvides på grunn av energien til termonukleær fusjon.

Stjernen er unik, og som enhver reaktor vil den en dag gå tom for drivstoff - hydrogen. Men for at vi skal se hvordan en supernova eksploderer, må det gå litt mer tid, for i reaktoren ble det dannet et annet brensel (helium) i stedet for hydrogen, som stjernen vil begynne å brenne og gjøre om til oksygen og deretter til oksygen. karbon. Og dette vil fortsette til jern er dannet i kjernen av stjernen, som under en termonukleær reaksjon ikke frigjør energi, men forbruker den. Under slike forhold kan det oppstå en supernovaeksplosjon.

Kjernen blir tyngre og kaldere, noe som får de lettere øvre lagene til å falle ned på den. Fusjon starter igjen, men denne gangen raskere enn vanlig, som et resultat av at stjernen ganske enkelt eksploderer og sprer stoffet ut i det omkringliggende rommet. Avhengig av situasjonen, kan kjente også forbli etter det - (et stoff med utrolig høy tetthet, som er veldig stor og kan avgi lys). Slike formasjoner forblir etter veldig store stjerner, som var i stand til å produsere termonukleær fusjon til svært tunge grunnstoffer. Mindre stjerner etterlater seg små nøytron- eller jernstjerner, som nesten ikke sender ut lys, men som også har høy tetthet av materie.

Novaer og supernovaer er nært beslektet, fordi døden til en av dem kan bety fødselen av en ny. Denne prosessen fortsetter i det uendelige. En supernova frakter millioner av tonn materie inn i det omkringliggende rommet, som igjen samles til skyer, og dannelsen av en ny begynner himmellegeme. Forskere sier at alle de tunge elementene som er i vår solsystemet, Solen, under fødselen, "stjålet" fra en stjerne som en gang eksploderte. Naturen er fantastisk, og døden av én ting betyr alltid fødselen av noe nytt. I verdensrommet materie forfaller og dannes i stjerner, og skaper den store balansen i universet.

umiddelbart etter eksplosjonen avhenger i stor grad av flaks. Det er dette som avgjør om det vil være mulig å studere prosessene ved fødselen til en supernova, eller om vi må gjette om dem ut fra sporene etter eksplosjonen - som sprer seg fra tidligere stjerne planetarisk tåke. Antallet teleskoper bygget av mennesker er ikke stort nok til å konstant observere hele himmelen, spesielt i alle områder av spekteret elektromagnetisk stråling. Ofte kommer amatørastronomer til hjelp for forskere, og peker teleskopene sine dit de vil, og ikke mot objekter som er interessante og viktige å studere. Men en supernovaeksplosjon kan skje hvor som helst!

Et eksempel på hjelp fra amatørastronomer er supernovaen i spiralgalaksen M51. Kjent som Pinwheel Galaxy, er den veldig populær blant fans av å observere universet. Galaksen ligger i en avstand på 25 millioner lysår fra oss, og planet er vendt rett mot oss, noe som gjør den veldig praktisk å observere. Galaksen har en satellitt som er i kontakt med en av armene til M51. Lys fra en stjerne som eksploderte i galaksen nådde jorden i mars 2011 og ble oppdaget av amatørastronomer. Supernovaen fikk snart den offisielle betegnelsen 2011dh og ble sentrum for oppmerksomheten til både profesjonelle og amatørastronomer. "M51 er en av de nærmeste galaksene til oss, den er ekstremt vakker og derfor allment kjent," sier Caltech-forsker Schiler van Dyck.

Supernova 2011dh, undersøkt i detalj, viste seg å tilhøre en sjelden klasse av type IIb-eksplosjoner. Slike eksplosjoner oppstår når massiv stjerne mister nesten alle ytre klær, bestående av hydrogendrivstoff, som mest sannsynlig trekkes av sin følgesvenn i det binære systemet. Etter dette, på grunn av mangel på drivstoff, stopper termonukleær fusjon, strålingen fra stjernen kan ikke motstå tyngdekraften, som har en tendens til å komprimere stjernen, og den faller mot midten. Dette er en av to måter supernovaer eksploderer på, og i dette scenariet (en stjerne som faller på seg selv under påvirkning av tyngdekraften) føder bare hver tiende stjerne en Type IIb-eksplosjon.

Det er flere velbegrunnede hypoteser vedr generell ordning fødselen av en Type IIb supernova, men å rekonstruere den eksakte hendelseskjeden er veldig vanskelig. Siden stjernen ikke kan sies å gå supernova veldig snart, er det umulig å forberede seg på å observere den nøye. Selvfølgelig kan det å studere tilstanden til en stjerne tyde på at den snart vil bli en supernova, men dette er på tidsskalaen til universet på millioner av år, mens for observasjon må du vite tidspunktet for eksplosjonen med en nøyaktighet på flere år. Bare noen ganger er astronomer heldige og har detaljerte bilder av en stjerne før eksplosjonen. Når det gjelder M51-galaksen, oppstår denne situasjonen - takket være populariteten til galaksen er det mange fotografier av den der 2011dh ennå ikke har eksplodert. «I løpet av få dager etter oppdagelsen av supernovaen, vendte vi oss til arkivene til orbitalen Hubble-teleskop. Som det viser seg, har dette teleskopet tidligere laget en detaljert mosaikk av M51-galaksen ved forskjellige bølgelengder, sier van Dyk. I 2005, da Hubble-teleskopet fotograferte plasseringen av 2011dh, var det i stedet bare en upåfallende gul kjempestjerne.

Observasjoner av supernova 2011dh viste at den ikke passer godt inn i standardideen om eksplosjonen av en enorm stjerne. Tvert imot, det er mer egnet som et resultat av eksplosjonen av en liten stjerne, for eksempel følgesvennen til den gule supergiganten fra Hubble-bildene, som mistet nesten hele atmosfæren. Under påvirkning av tyngdekraften til en gigant i nærheten var det bare kjernen igjen av stjernen, som eksploderte. "Vi bestemte oss for at forløperen til supernovaen var en nesten fullstendig strippet stjerne, blå og derfor usynlig for Hubble," sier van Dyk. – Den gule kjempen gjemte sin lille blå følgesvenn med sin stråling til den eksploderte. Dette er vår konklusjon."

Et annet team av forskere, som studerte stjernen 2011dh, kom til den motsatte konklusjonen, sammenfallende med den klassiske teorien. Det var den gule kjempen som var forgjengeren til supernovaen, ifølge Justin Mound, en ansatt ved Queen's University i Belfast. I mars i år avslørte supernovaen imidlertid et mysterium for begge lag. Van Dyck var den første som la merke til problemet og bestemte seg for å samle inn ytterligere informasjon om 2011dh ved hjelp av Hubble-teleskopet. Enheten fant imidlertid ikke en stor gul stjerne på det gamle stedet. "Vi ville bare igjen observere utviklingen av supernovaen," sier van Dyk. "Vi kunne aldri ha forestilt oss at den gule stjernen skulle gå et sted." Et annet team kom til de samme konklusjonene ved å bruke bakkebaserte teleskoper: kjempen hadde forsvunnet.

Forsvinningen av den gule kjempen peker på den som en ekte supernova-forløper. Van Dijks publikasjon løser denne tvisten: "Det andre teamet hadde helt rett, og vi tok feil." Studiet av supernova 2011dh slutter imidlertid ikke der. Ettersom 2011dhs lysstyrke avtar, vil M51-galaksen gå tilbake til sin pre-eksplosjonstilstand (om enn uten en lysende stjerne). Ved slutten av dette året skulle supernovaens lysstyrke ha sunket nok til at følgesvennen til den gule superkjempen var synlig - hvis det var en, som foreslått klassisk teori fødsel av type IIb supernovaer. Flere grupper av astronomer har allerede reservert observasjonstid på Hubble-teleskopet for å studere utviklingen av 2011dh. "Vi må finne supernovaens følgesvenn ved å dobbelt system, sier van Dyk. "Hvis det blir oppdaget, vil det være en sikker forståelse av opprinnelsen til slike eksplosjoner."

Deres forekomst er ganske sjelden kosmisk fenomen. I gjennomsnitt forekommer tre supernovaer per århundre i det observerbare universet. Hvert slikt utbrudd er et gigantisk romkatastrofe, som frigjør utrolig mye energi. Ifølge det groveste anslaget kan denne energimengden genereres ved samtidig eksplosjon av mange milliarder hydrogenbomber.

Det er ingen tilstrekkelig streng teori om supernovaeksplosjoner ennå, men forskere har fremsatt en interessant hypotese. De foreslo, basert på komplekse beregninger, at under alfasyntesen av elementer fortsetter kjernen å trekke seg sammen. Temperaturen i den når en fantastisk figur - 3 milliarder grader. Under slike forhold blir ulike prosesser i kjernen betydelig akselerert; Som et resultat frigjøres mye energi. Den raske kompresjonen av kjernen innebærer en like rask kompresjon av stjernens skall.

Den varmes også kraftig opp, og kjernefysiske reaksjoner som oppstår i den blir på sin side kraftig akselerert. Dermed, bokstavelig talt i løpet av sekunder, frigjøres en enorm mengde energi. Dette fører til en eksplosjon. Slike forhold oppnås selvfølgelig ikke alltid, og derfor blusser supernovaer ganske sjelden.

Dette er hypotesen. Fremtiden vil vise hvor rett forskerne har i sine antagelser. Men nåtiden har også ført forskere til helt fantastiske gjetninger. Astrofysiske metoder har gjort det mulig å spore hvordan lysstyrken til supernovaer avtar. Og dette er det som viste seg å være: i de første dagene etter eksplosjonen synker lysstyrken veldig raskt, og deretter avtar denne nedgangen (innen 600 dager). Dessuten svekkes lysstyrken nøyaktig med det halve hver 55. dag. Fra et matematisk synspunkt skjer denne nedgangen i henhold til den såkalte eksponentielle loven. Et godt eksempel En slik lov er loven om radioaktivt forfall. Forskere har gjort en dristig antagelse: frigjøring av energi etter en supernovaeksplosjon skyldes radioaktivt forfall en isotop av et grunnstoff med en halveringstid på 55 dager.

Men hvilken isotop og hvilket grunnstoff? Disse søkene fortsatte i flere år. Beryllium-7 og strontium-89 var "kandidater" for rollen som slike "generatorer" av energi. De gikk i oppløsning til det halve på bare 55 dager. Men de hadde ikke sjansen til å bestå eksamen: Beregninger viste at energien som ble frigjort under deres beta-forfall var for liten. Og andre er kjente radioaktive isotoper hadde ikke tilsvarende halveringstid.

En ny utfordrer har dukket opp blant elementer som ikke eksisterer på jorden. Det viste seg å være en representant for transuranelementer syntetisert kunstig av forskere. Søkerens navn er Californian, hans serienummer- nittiåtte. Dens isotop californium-254 ble fremstilt i en mengde på bare rundt 30 milliarddeler av et gram. Men denne virkelig vektløse mengden var nok til å måle halveringstiden til isotopen. Det viste seg å være lik 55 dager.

Og herfra oppsto en merkelig hypotese: det er forfallsenergien til California-254 som sørger for den uvanlig høye lysstyrken til en supernova i to år. Nedbrytningen av californium skjer gjennom spontan fisjon av kjernene; med denne typen forfall ser det ut til at kjernen deler seg i to fragmenter - grunnstoffenes kjerne i midten av det periodiske system.

Men hvordan syntetiseres californium i seg selv? Forskere gir en logisk forklaring også her. Under komprimeringen av kjernen før supernovaeksplosjonen, akselereres kjernereaksjonen av interaksjonen av neon-21, som allerede er kjent for oss, med alfapartikler uvanlig. Konsekvensen av dette er at en ekstremt kraftig nøytronfluks vises i løpet av ganske kort tid. Prosessen med nøytronfangst skjer igjen, men denne gangen går den raskt. Kjernene klarer å absorbere de neste nøytronene før de gjennomgår beta-nedbrytning. For denne prosessen er ustabiliteten til transbismutelementer ikke lenger en hindring. Kjeden av transformasjoner vil ikke bryte, og slutten periodisk system vil også bli fylt. I dette tilfellet, tilsynelatende, selv slike transuraniske elementer, som ennå ikke er oppnådd under kunstige forhold.

Forskere har beregnet at hver supernovaeksplosjon produserer en fantastisk mengde California-254 alene. Fra denne mengden ville det være mulig å lage 20 kuler, som hver ville veie like mye som vår jord. Hva er det videre skjebne supernova? Hun dør ganske fort. På stedet for utbruddet er det bare en liten, veldig svak stjerne igjen. Den utmerker seg imidlertid ved sin uvanlig høye tetthet av materie: fylt med den fyrstikkeske ville veie titalls tonn. Slike stjerner kalles "". Vi vet ennå ikke hva som skjer med dem videre.

Materie som kastes ut i verdensrommet kan kondensere og danne nye stjerner; de vil begynne en ny lang utviklingsvei. Forskere har så langt bare laget generelle grove streker av bildet av grunnstoffenes opprinnelse, et bilde av stjernenes arbeid - store fabrikker av atomer. Kanskje denne sammenligningen generelt formidler essensen av saken: kunstneren skisserer på lerretet bare de første konturene av det fremtidige kunstverket. Hovedideen er allerede klar, men mange, inkludert viktige, detaljer må fortsatt gjettes.

Den endelige løsningen på problemet med opprinnelsen til elementer vil kreve enormt arbeid av forskere fra forskjellige spesialiteter. Det er sannsynlig at mye som nå virker utvilsomt for oss, faktisk vil vise seg å være omtrentlig, eller til og med helt feil. Forskere vil sannsynligvis måtte møte mønstre som fortsatt er ukjente for oss. For å forstå de mest komplekse prosessene som skjer i universet, vil det utvilsomt være behov for et nytt kvalitativt sprang i utviklingen av våre ideer om det.