Novas na supernovae. Kuzaliwa kwa supernova

Wanaastronomia wametangaza rasmi mojawapo ya matukio ya hadhi ya juu zaidi ulimwengu wa kisayansi: mnamo 2022 kutoka Duniani jicho uchi tunaweza kuona jambo la kipekee- moja ya milipuko mkali zaidi ya supernova. Kulingana na utabiri, itaangazia mng'ao wa nyota nyingi kwenye gala yetu.

Tunazungumza juu ya karibu mfumo wa pande mbili KIC 9832227 katika kundinyota Cygnus, ambayo ni miaka 1800 mwanga kutoka kwetu. Nyota katika mfumo huu ziko karibu sana kwa kila mmoja kwamba wanashiriki anga ya kawaida, na kasi yao ya mzunguko inaongezeka mara kwa mara (sasa kipindi cha orbital ni masaa 11).

Profesa Larry Molnar kutoka Chuo cha Calvin nchini Marekani alizungumza kuhusu uwezekano wa mgongano, unaotarajiwa katika takriban miaka mitano (kutoa au kuchukua mwaka mmoja), katika mkutano wa kila mwaka wa Jumuiya ya Wanajimu ya Marekani. Kulingana na yeye, ni ngumu sana kutabiri majanga kama haya ya ulimwengu - utafiti ulichukua miaka kadhaa (wanaastronomia walianza kusoma jozi ya nyota mnamo 2013).

Wa kwanza kufanya utabiri kama huo alikuwa Daniel Van Noord, msaidizi wa utafiti wa Molnar (wakati huo bado ni mwanafunzi).

"Alisoma jinsi rangi ya nyota inavyohusiana na mwangaza wake, na akapendekeza kwamba tunashughulika na kitu cha binary, zaidi ya hayo, na mfumo wa karibu wa binary - moja ambapo nyota mbili zina. anga ya jumla, kama kuwa na punje mbili za karanga chini ya ganda moja,” aeleza Molnar katika taarifa kwa vyombo vya habari.

Mnamo 2015, baada ya uchunguzi wa miaka kadhaa, Molnar aliwaambia wenzake juu ya utabiri huo: wanaastronomia walikuwa na uwezekano wa kupata mlipuko sawa na kuzaliwa kwa supernova V1309 katika kundinyota la Scorpius mnamo 2008. Sio wanasayansi wote walichukua taarifa yake kwa uzito, lakini sasa, baada ya uchunguzi mpya, Larry Molnar aliinua tena mada hii, akiwasilisha data zaidi. Uchunguzi wa Spectroscopic na usindikaji wa picha zaidi ya elfu 32 zilizopatikana kutoka kwa darubini tofauti ziliondoa hali zingine za ukuzaji wa matukio.

Wanaastronomia wanaamini kwamba wakati nyota zinapogongana, zote zitakufa, lakini si kabla ya kutoa mwanga mwingi na nishati, kutengeneza supernova nyekundu na kuongeza mwangaza wa nyota ya binary kwa mara elfu kumi. Supernova itaonekana angani kama sehemu ya kundinyota Cygnus na Msalaba wa Kaskazini. Hii itakuwa mara ya kwanza kwa wataalam na hata mastaa wataweza kufuata nyota mbili moja kwa moja wakati wa kifo chao.

"Itakuwa sana mabadiliko ya ghafla angani, na mtu yeyote anaweza kuiona. Hutahitaji darubini kuniambia mwaka wa 2023 kama nilikuwa sahihi au si sahihi. Ingawa kukosekana kwa mlipuko kunaweza kukatisha tamaa, matokeo yoyote mbadala yangevutia vile vile," Molner anaongeza.

Kulingana na wanaastronomia, utabiri huo kwa kweli hauwezi kuchukuliwa kirahisi: kwa mara ya kwanza, wataalam wana fursa ya kuchunguza miaka michache iliyopita ya maisha ya nyota kabla ya kuunganishwa kwao.

Utafiti wa siku zijazo utafichua mengi kuhusu mifumo hiyo ya binary na michakato yao ya ndani, pamoja na matokeo ya mgongano mkubwa. "Milipuko" ya aina hii, kulingana na takwimu, hutokea takriban mara moja kila baada ya miaka kumi, lakini hii ni mara ya kwanza kwamba mgongano wa nyota utatokea. Hapo awali, kwa mfano, wanasayansi waliona mlipuko.

Kielelezo cha awali cha karatasi inayowezekana ya baadaye ya Molnar (hati ya PDF) inaweza kusomwa kwenye tovuti ya Chuo.

Kwa njia, mnamo 2015, wanajimu wa ESA waligundua moja ya kipekee kwenye Nebula ya Tarantula, ambayo njia zake ziko umbali wa karibu sana kutoka kwa kila mmoja. Wanasayansi wametabiri kwamba wakati fulani ujirani kama huo utaisha kwa kusikitisha: miili ya mbinguni itaunganishwa katika nyota moja ya ukubwa mkubwa, au mlipuko wa supernova utatokea, ambao utatoa mfumo wa binary.

Wacha tukumbuke pia kwamba hapo awali tulizungumza juu ya jinsi milipuko ya supernova.

Tukio lao ni nadra sana jambo la cosmic. Kwa wastani, supernova tatu hulipuka kwa karne katika ulimwengu unaoonekana. Kila flare kama hiyo ni janga kubwa la ulimwengu, ikitoa kiasi cha ajabu cha nishati. Kulingana na makadirio mabaya zaidi, kiasi hiki cha nishati kinaweza kuzalishwa na mlipuko wa wakati mmoja wa mabilioni mengi ya mabomu ya hidrojeni.

Bado hakuna nadharia kali ya kutosha ya milipuko ya supernova, lakini wanasayansi wameweka dhana ya kuvutia. Walipendekeza, kwa kuzingatia mahesabu magumu, kwamba wakati wa awali ya alpha ya vipengele msingi unaendelea kupungua. Joto ndani yake hufikia takwimu ya ajabu - digrii bilioni 3. Chini ya hali kama hizi, michakato mbalimbali katika msingi huharakishwa kwa kiasi kikubwa; Matokeo yake, nishati nyingi hutolewa. Ukandamizaji wa haraka wa msingi unajumuisha ukandamizaji wa haraka sawa wa bahasha ya nyota.

Pia hupata moto sana, na mtiririko ndani yake athari za nyuklia, kwa upande wake, huharakishwa sana. Kwa hivyo, halisi katika suala la sekunde, kiasi kikubwa cha nishati hutolewa. Hii inasababisha mlipuko. Kwa kweli, hali kama hizo hazipatikani kila wakati, na kwa hivyo supernovae huwaka mara chache.

Hii ndiyo dhana. Wakati ujao utaonyesha jinsi wanasayansi walivyo sahihi katika mawazo yao. Lakini sasa pia imesababisha watafiti kwa nadhani za kushangaza kabisa. Mbinu za kiangazi zimefanya iwezekane kufuatilia jinsi mwangaza wa supernovae unavyopungua. Na hii ndiyo iliyogeuka kuwa: katika siku chache za kwanza baada ya mlipuko, mwanga hupungua haraka sana, na kisha kupungua huku (ndani ya siku 600) kunapungua. Zaidi ya hayo, kila baada ya siku 55 mwangaza hudhoofika hasa kwa nusu. Kutoka kwa mtazamo wa hisabati, kupungua huku hutokea kulingana na kinachojulikana sheria ya kielelezo. Mfano mzuri Sheria kama hiyo ni sheria ya kuoza kwa mionzi. Wanasayansi wamefanya dhana ya ujasiri: kutolewa kwa nishati baada ya mlipuko wa supernova ni kutokana na kuoza kwa mionzi ya isotopu ya kipengele na nusu ya maisha ya siku 55.

Lakini ni isotopu gani na kipengele gani? Utafutaji huu uliendelea kwa miaka kadhaa. Beryllium-7 na strontium-89 walikuwa "wagombea" wa jukumu la "jenereta" kama hizo za nishati. Walisambaratika kwa nusu ndani ya siku 55 tu. Lakini hawakupata nafasi ya kufaulu mtihani: hesabu zilionyesha kuwa nishati iliyotolewa wakati wa kuoza kwao kwa beta ilikuwa ndogo sana. Na wengine ni maarufu isotopu za mionzi hakuwa na nusu ya maisha sawa.

Mgombea mpya ameibuka kati ya vitu ambavyo havipo Duniani. Ilibadilika kuwa mwakilishi wa vitu vya transuranium vilivyoundwa bandia na wanasayansi. Jina la mwombaji ni Californian, yake nambari ya serial- tisini na nane. Isotopu yake californium-254 ilitayarishwa kwa kiasi cha karibu bilioni 30 tu ya gramu. Lakini kiasi hiki kisicho na uzito kilitosha kupima nusu ya maisha ya isotopu. Ilibadilika kuwa sawa na siku 55.

Na kutoka hapa nadharia ya kushangaza iliibuka: ni nishati ya kuoza ya California-254 ambayo inahakikisha mwangaza wa juu usio wa kawaida wa supernova kwa miaka miwili. Kuoza kwa californium hutokea kwa njia ya mpasuko wa hiari wa viini vyake; Kwa aina hii ya kuoza, kiini inaonekana kugawanyika katika vipande viwili - nuclei ya vipengele katikati ya meza ya mara kwa mara.

Lakini californium yenyewe inaundwaje? Wanasayansi wanatoa maelezo ya kimantiki hapa pia. Wakati wa kubanwa kwa kiini kabla ya mlipuko wa supernova, mmenyuko wa nyuklia wa mwingiliano wa neon-21 tayari unaojulikana na chembe za alpha huharakishwa isivyo kawaida. Matokeo ya hii ni kuonekana ndani ya muda mfupi sana wa flux ya nyutroni yenye nguvu sana. Mchakato wa kukamata neutroni hutokea tena, lakini wakati huu ni wa haraka. Viini hufaulu kunyonya neutroni zinazofuata kabla ya kuoza kwa beta. Kwa mchakato huu, kutokuwa na utulivu wa vipengele vya transbismuth sio kikwazo tena. Mlolongo wa mabadiliko hautavunjika, na mwisho wa meza ya mara kwa mara pia utajazwa. Katika kesi hiyo, inaonekana, hata vipengele vya transuranium vinatengenezwa ambavyo bado hazijapatikana chini ya hali ya bandia.

Wanasayansi wamehesabu kwamba kila mlipuko wa supernova hutoa kiasi cha ajabu cha California-254 pekee. Kutoka kwa idadi hii itawezekana kutengeneza mipira 20, ambayo kila moja ingepima kama Dunia yetu. Nini hatima zaidi ya supernova? Anakufa haraka sana. Kwenye tovuti ya kuzuka kwake, ni nyota ndogo tu, dhaifu sana iliyobaki. Ni tofauti, lakini isiyo ya kawaida msongamano mkubwa vitu: kujazwa nayo Kisanduku cha mechi ingekuwa na uzito wa tani kumi. Nyota kama hizo huitwa "". Bado hatujui kitakachotokea kwao baadaye.

Mambo ambayo yametupwa kwenye anga za juu yanaweza kubana na kuunda nyota mpya; wataanza njia mpya ndefu ya maendeleo. Wanasayansi hadi sasa wamefanya viboko vya jumla tu vya picha ya asili ya vitu, picha ya kazi ya nyota - viwanda vikubwa vya atomi. Labda ulinganisho huu kwa ujumla unaonyesha kiini cha jambo hilo: msanii huchora kwenye turubai tu muhtasari wa kwanza wa kazi ya baadaye ya sanaa. Wazo kuu tayari liko wazi, lakini mengi, pamoja na muhimu, maelezo bado yanapaswa kukisiwa.

Suluhisho la mwisho la tatizo la asili ya vipengele litahitaji kazi kubwa na wanasayansi wa utaalam mbalimbali. Kuna uwezekano kwamba mengi ambayo sasa yanaonekana kutokuwa na shaka kwetu kwa kweli yatageuka kuwa takriban, au hata sio sahihi kabisa. Wanasayansi labda watalazimika kukabiliana na mifumo ambayo bado haijulikani kwetu. Hakika, ili kuelewa michakato ngumu zaidi inayotokea katika Ulimwengu, bila shaka kutakuwa na hitaji la kiwango kipya cha ubora katika ukuzaji wa maoni yetu juu yake.

Supernova au mlipuko wa supernova- jambo ambalo nyota hubadilisha mwangaza wake kwa amri 4-8 za ukubwa (idadi kadhaa) ikifuatiwa na upunguzaji wa polepole wa mwako. Ni matokeo ya mchakato wa janga ambao hutokea mwishoni mwa mageuzi ya nyota fulani na unaambatana na kutolewa kwa nishati kubwa.

Kama sheria, supernovae huzingatiwa baada ya ukweli, ambayo ni, wakati tukio tayari limetokea na mionzi yake imefika Duniani. Kwa hivyo, asili ya supernovae haikuwa wazi kwa muda mrefu. Lakini sasa matukio mengi yanapendekezwa ambayo husababisha milipuko ya aina hii, ingawa vifungu kuu tayari viko wazi kabisa.

Mlipuko huo unaambatana na kutolewa kwa molekuli muhimu ya jambo kutoka kwa ganda la nje la nyota ndani nafasi ya nyota, na kutoka kwa sehemu iliyobaki ya jambo la msingi la nyota iliyolipuka, kama sheria, kitu cha kompakt huundwa - nyota ya neutroni, ikiwa wingi wa nyota kabla ya mlipuko ulikuwa zaidi ya misa 8 ya jua (M ☉), au shimo jeusi lenye wingi wa nyota zaidi ya 20 M ☉ (wingi wa nyota iliyobaki baada ya chembe za mlipuko - zaidi ya 5 M ☉). Kwa pamoja huunda mabaki ya supernova.

Utafiti wa kina wa spectra zilizopatikana hapo awali na curves za mwanga pamoja na utafiti wa mabaki na nyota zinazowezekana za wazazi hufanya iwezekanavyo kujenga mifano ya kina zaidi na kujifunza hali zilizokuwepo wakati wa mlipuko.

Miongoni mwa mambo mengine, nyenzo zilizotolewa wakati wa kuwaka kwa kiasi kikubwa zina bidhaa za fusion ya nyuklia ambayo ilitokea katika maisha ya nyota. Ni kutokana na supernovae kwamba Ulimwengu kwa ujumla na kila galaksi hasa kemikali hubadilika.

Jina linaonyesha mchakato wa kihistoria wa kusoma nyota ambazo mwangaza wake hubadilika sana kwa wakati, kinachojulikana kama novae.

Jina linaundwa na lebo SN, ikifuatiwa na mwaka wa ufunguzi, ikifuatiwa na jina la herufi moja au mbili. Supernovae 26 za kwanza mwaka wa sasa pokea majina ya herufi moja, mwishoni mwa jina, kutoka herufi kubwa kutoka A kabla Z. Supernovae iliyobaki hupokea majina ya herufi mbili kutoka kwa herufi ndogo: aa, ab, Nakadhalika. Supernovae ambazo hazijathibitishwa huteuliwa na barua PSN(eng. supernova inayowezekana) yenye viwianishi vya angani katika umbizo: Jhhmmsss+ddmmsss.

Picha kubwa

Uainishaji wa kisasa supernova

Darasa	Aina ndogo			Utaratibu
I Hakuna mistari ya hidrojeni	Mistari yenye nguvu ya silicon iliyotiwa ionized (Si II) saa 6150	Ia		Mlipuko wa nyuklia
		Iax Kwa mwangaza wa juu wana mwangaza wa chini na Ia ya chini kwa kulinganisha		Mlipuko wa nyuklia
	Mistari ya silicon ni dhaifu au haipo	Ib Mistari ya Heliamu (He I) iko.		Kuanguka kwa mvuto
	Mistari ya silicon ni dhaifu au haipo	Ic Mistari ya heliamu ni dhaifu au haipo
II Mistari ya hidrojeni iko	II-P/L/N Wigo ni mara kwa mara	II-P/L Hakuna mistari nyembamba	II-P Curve ya mwanga ina uwanda
		II-P/L Hakuna mistari nyembamba	II-L Ukubwa hupungua kulingana na wakati
		IIn Mistari nyembamba iko
	IIb Wigo hubadilika kwa wakati na kuwa sawa na wigo wa Ib.

Mikunjo ya mwanga

Mikondo nyepesi ya aina ya I shahada ya juu ni sawa: kuna ongezeko kubwa kwa siku 2-3, basi inabadilishwa na kushuka kwa kiasi kikubwa (kwa ukubwa 3) kwa siku 25-40, ikifuatiwa na kupungua kwa polepole, karibu na mstari kwa kiwango cha ukubwa. Wastani wa ukubwa kamili wa upeo wa juu wa miale ya Ia ni M B = − 19.5 m (\textstyle M_(B)=-19.5^(m)), kwa Ib\c - .

Lakini curves mwanga wa aina II ni tofauti kabisa. Kwa wengine, mikunjo ilifanana na ile ya aina ya I, tu na kupungua kwa polepole na kwa muda mrefu kwa mwangaza hadi hatua ya mstari ilipoanza. Wengine, wakiwa wamefikia kilele, walikaa hapo kwa hadi siku 100, na kisha mwangaza ulishuka sana na kufikia "mkia" wa mstari. Ukubwa kamili wa kiwango cha juu hutofautiana sana kutoka − mita 20 (\mtindo wa maandishi -20^(m)) kabla − mita 13 (\mtindo wa maandishi -13^(m)). Thamani ya wastani ya IIp - M B = − 18 m (\textstyle M_(B)=-18^(m)), kwa II-L M B = − 17 m (\textstyle M_(B)=-17^(m)).

Spectra

Uainishaji hapo juu tayari una baadhi ya vipengele vya msingi vya supernova spectra aina mbalimbali, hebu tuzingatie kile ambacho hakikujumuishwa. Kipengele cha kwanza na muhimu sana, ambacho kwa muda mrefu kilizuia tafsiri ya spectra iliyopatikana, ni kwamba mistari kuu ni pana sana.

Mwonekano wa aina ya II na Ib\c supernovae ni sifa ya:

Uwepo wa vipengele finyu vya ufyonzaji karibu na upeo wa juu wa mwangaza na vipengee finyu vya utoaji hewa chafu ambavyo havijahamishwa.
Mistari ,,, iliyozingatiwa katika mionzi ya ultraviolet.

Uchunguzi nje ya safu ya macho

Kiwango cha mweko

Mzunguko wa miali hutegemea idadi ya nyota kwenye galaji au, ambayo ni sawa kwa galaksi za kawaida, mwangaza. Kiasi kinachokubalika kwa ujumla kinachoonyesha mzunguko wa miali katika aina tofauti za galaksi ni 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)),

Wapi L ⊙ (B) (\mtindo wa maandishi L_(\odot )(B))- mwangaza wa Jua kwenye kichungi B. Kwa aina tofauti za miale thamani yake ni:

Katika kesi hii, supernovae Ib/c na II huvuta kuelekea mikono ya ond.

Kuzingatia mabaki ya supernova

Mpango wa kisheria wa salio la vijana ni kama ifuatavyo:

Salio la kompakt linalowezekana; kawaida pulsar, lakini ikiwezekana shimo nyeusi
Wimbi la mshtuko wa nje likieneza katika jambo kati ya nyota.
Wimbi la kurudi linaloenea katika nyenzo ya supernova ejecta.
Sekondari, kueneza katika makundi ya kati kati ya nyota na katika uzalishaji mnene wa supernova.

Kwa pamoja huunda picha ifuatayo: nyuma ya mbele ya nje wimbi la mshtuko gesi inapokanzwa kwa joto T S ≥ 10 7 K na hutoa katika safu ya X-ray na nishati ya photon ya 0.1-20 keV; vile vile, gesi nyuma ya wimbi la kurudi mbele huunda eneo la pili la mionzi ya X-ray. Mistari ya Fe, Si, S, nk iliyotiwa ionized sana inaonyesha asili ya joto mionzi kutoka kwa tabaka zote mbili.

Mionzi ya macho kutoka kwa mabaki ya vijana huunda gesi katika makundi nyuma ya mbele ya wimbi la sekondari. Kwa kuwa kasi ya uenezi ndani yao ni ya juu, ambayo ina maana kwamba gesi hupungua kwa kasi na mionzi hupita kutoka kwa safu ya X-ray hadi upeo wa macho. Asili ya athari ya mionzi ya macho inathibitishwa na ukubwa wa jamaa wa mistari.

Maelezo ya kinadharia

Mtengano wa uchunguzi

Asili ya supernovae Ia ni tofauti na asili ya milipuko mingine. Hii inathibitishwa wazi na kukosekana kwa miali ya aina Ib\c na aina ya II katika galaksi za duaradufu. Kutoka kwa habari ya jumla kuhusu mwisho, inajulikana kuwa kuna nyota kidogo za gesi na bluu huko, na uundaji wa nyota ulimalizika miaka 10 10 iliyopita. Hii ina maana kwamba nyota zote kubwa tayari zimekamilisha mageuzi yao, na nyota tu zilizo na molekuli chini ya molekuli ya jua zinabaki, na hakuna zaidi. Kutoka kwa nadharia ya mageuzi ya nyota inajulikana kuwa nyota aina sawa haiwezekani kulipuka, na kwa hiyo utaratibu wa upanuzi wa maisha unahitajika kwa nyota zilizo na wingi wa 1-2M ⊙.

Kutokuwepo kwa mistari ya hidrojeni katika mwonekano wa Ia\Iax kunaonyesha kwamba kuna hidrojeni kidogo sana katika angahewa ya nyota asilia. Uzito wa dutu iliyotolewa ni kubwa kabisa - 1M ⊙, haswa ina kaboni, oksijeni na zingine. vipengele nzito. Na mistari ya Si II iliyobadilishwa inaonyesha kuwa athari za nyuklia zinatokea wakati wa kutolewa. Yote hii inasadikisha kuwa nyota iliyotangulia ni kibete nyeupe, uwezekano mkubwa wa kaboni-oksijeni.

Kuvutia kwa mikono ya ond ya aina ya Ib\c na aina ya II ya supernovae inaonyesha kuwa nyota ya kizazi ni nyota za muda mfupi za O na uzito wa 8-10M ⊙.

Mlipuko wa nyuklia

Mojawapo ya njia za kutolewa kwa kiasi kinachohitajika cha nishati ni kuongezeka kwa kasi kwa wingi wa dutu inayohusika katika mwako wa thermonuclear, ambayo ni. mlipuko wa nyuklia. Walakini, fizikia ya nyota moja hairuhusu hii. Taratibu katika nyota ziko kwenye mlolongo mkuu ziko katika usawa. Kwa hivyo, mifano yote huzingatia hatua ya mwisho ya mageuzi ya nyota - vibete nyeupe. Hata hivyo, mwisho yenyewe ni nyota imara, na kila kitu kinaweza kubadilika tu wakati unakaribia kikomo cha Chandrasekhar. Hii inasababisha hitimisho lisilo na utata kwamba mlipuko wa thermonuclear inawezekana tu katika mifumo mingi ya nyota, uwezekano mkubwa katika kinachojulikana nyota mbili.

Katika mpango huu, kuna vigezo viwili vinavyoathiri hali, muundo wa kemikali na wingi wa mwisho wa dutu inayohusika katika mlipuko.

Sahaba wa pili ni nyota ya kawaida, ambayo maada hutiririka hadi ya kwanza.
Sahaba wa pili ni yule yule kibete mweupe. Hali hii inaitwa kuzorota mara mbili.

Mlipuko hutokea wakati kikomo cha Chandrasekhar kinapopitwa.
Mlipuko hutokea mbele yake.

Kile ambacho matukio yote ya supernova Ia yanafanana ni kwamba kibete kinacholipuka kina uwezekano mkubwa wa kaboni-oksijeni. Katika wimbi la mwako unaolipuka linalosafiri kutoka katikati hadi juu ya uso, athari zifuatazo hutokea:

12 C + 16 O → 28 S i + γ (Q = 16.76 M e V) (\displaystyle ^(12)C~+~^(16)O~\rightarrow ~^(28)Si~+~\gamma ~ (Q=16.76~MeV)), 28 S i + 28 S i → 56 N i + γ (Q = 10.92 M e V) (\displaystyle ^(28)Si~+~^(28)Si~\rightarrow ~^(56)Ni~+~\ gamma ~(Q=10.92~MeV)).

Wingi wa dutu inayojibu huamua nishati ya mlipuko na, ipasavyo, mwangaza wa juu. Ikiwa tunadhania kwamba wingi mzima wa kibete nyeupe humenyuka, basi nishati ya mlipuko itakuwa 2.2 10 51 erg.

Tabia zaidi ya curve ya mwanga imedhamiriwa hasa na mnyororo wa kuoza:

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

Isotopu 56 Ni haina msimamo na ina nusu ya maisha ya siku 6.1. Zaidi e-kukamata husababisha kuundwa kwa kiini cha 56 Co hasa katika hali ya msisimko na nishati ya 1.72 MeV. Kiwango hiki sio thabiti, na mpito wa elektroni hadi hali ya chini unaambatana na utoaji wa mteremko wa γ quanta na nishati kutoka 0.163 MeV hadi 1.56 MeV. Quanta hizi hupitia mtawanyiko wa Compton, na nishati yao hupungua haraka hadi ~100 keV. Quanta kama hiyo tayari imefyonzwa kwa ufanisi na athari ya picha, na, kwa sababu hiyo, joto la dutu hii. Kadiri nyota inavyopanuka, msongamano wa maada katika nyota hupungua, idadi ya migongano ya fotoni hupungua, na nyenzo kwenye uso wa nyota huwa wazi kwa mionzi. Kama mahesabu ya kinadharia yanavyoonyesha, hali hii hutokea takriban siku 20-30 baada ya nyota kufikia mwangaza wake wa juu zaidi.

Siku 60 baada ya kuanza, dutu hii inakuwa wazi kwa γ-mionzi. Curve ya mwanga huanza kuoza kwa kasi. Kufikia wakati huu, isotopu ya 56 Ni tayari imeharibika, na kutolewa kwa nishati kunatokana na kuoza kwa β-56 Co hadi 56 Fe (T 1/2 = siku 77) na nishati ya msisimko hadi 4.2 MeV.

Kuanguka kwa msingi wa mvuto

Hali ya pili ya kutolewa kwa nishati muhimu ni kuanguka kwa msingi wa nyota. Uzito wake unapaswa kuwa sawa na wingi wa mabaki yake - nyota ya neutroni, ikibadilisha maadili ya kawaida tunayopata:

E t o t ∼ G M 2 R ∼ 10 53 (\mtindo wa kuonyesha E_(tot)\sim (\frac (GM^(2))(R))\sim 10^(53)) eg,

ambapo M = 0, na R = 10 km, G ni mara kwa mara ya mvuto. Wakati wa tabia ya hii ni:

τ f f ∼ 1 G ρ 4 ⋅ 10 − 3 ⋅ ρ 12 − 0 , 5 (\displaystyle \tau _(ff)\sim (\frac (1)(\sqrt (G\rho )))~4\cdot 10 ^(-3)\cdot \rho _(12)^(-0.5)) c,

ambapo ρ 12 ni msongamano wa nyota, kawaida kwa 10 12 g/cm 3 .

Thamani inayotokana ni amri mbili za ukubwa zaidi kuliko nishati ya kinetic ya shell. Mtoa huduma anahitajika kwamba, kwa upande mmoja, lazima achukue nishati iliyotolewa, na kwa upande mwingine, asiingiliane na dutu hii. Neutrinos zinafaa kwa jukumu la carrier vile.

Taratibu kadhaa zinawajibika kwa malezi yao. Ya kwanza na muhimu zaidi kwa uharibifu wa nyota na mwanzo wa contraction ni mchakato wa neutronization:

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

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

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

Neutrinos kutoka kwa athari hizi hubeba 10%. Jukumu kuu katika kupoeza linachezwa na michakato ya URKA (ubaridi wa neutrino):

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

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

Badala ya protoni na neutroni, wanaweza pia kutenda viini vya atomiki, ikitoa isotopu isiyo imara ambayo huharibika kwa beta:

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

(A , Z − 1) → (A , Z) + e − + ν ~ e . (\mtindo wa kuonyesha (A,Z-1)\to (A,Z)+e^(-)+(\tilde (\nu ))_(e).)

Nguvu ya michakato hii huongezeka kwa compression, na hivyo kuongeza kasi yake. Utaratibu huu umesimamishwa na kueneza kwa neutrinos kwenye elektroni zilizoharibika, wakati ambapo wao ni thermolyzed na imefungwa ndani ya dutu. Mkusanyiko wa kutosha wa elektroni zilizoharibika hupatikana kwa msongamano ρ n u c = 2, 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14)) g/cm 3 .

Kumbuka kwamba michakato ya neutronization hutokea tu kwa msongamano wa 10 11 / cm 3, inayopatikana tu katika msingi wa nyota. Hii ina maana kwamba usawa wa hydrodynamic unafadhaika tu ndani yake. Tabaka za nje ziko katika usawa wa ndani wa hydrodynamic, na kuanguka huanza tu baada ya msingi wa kati itapunguza na kuunda uso mgumu. Rebound kutoka kwa uso huu inahakikisha kutolewa kwa shell.

Mfano wa mabaki ya vijana wa supernova

Nadharia ya mageuzi ya mabaki ya Supernova

Kuna hatua tatu katika mageuzi ya mabaki ya supernova:

Upanuzi wa shell huacha wakati shinikizo la gesi katika mabaki ni sawa na shinikizo la gesi katika kati ya nyota. Baada ya hayo, mabaki huanza kuharibika, yakigongana na mawingu ya kusonga kwa machafuko. Wakati wa resorption unafikia:

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)) miaka

Nadharia ya tukio la mionzi ya synchrotron

Ujenzi wa maelezo ya kina

Tafuta mabaki ya supernova

Tafuta nyota za watangulizi

Nadharia ya Supernova Ia

Mbali na kutokuwa na uhakika katika nadharia za supernova Ia zilizoelezwa hapo juu, utaratibu wa mlipuko yenyewe umekuwa chanzo cha utata mwingi. Mara nyingi, mifano inaweza kugawanywa katika vikundi vifuatavyo:

Ulipuaji wa papo hapo
Ulipuaji umechelewa
Kupuliza kuchelewa kulipuka
Mwako wa haraka wa misukosuko

Angalau kwa kila mchanganyiko wa hali ya awali, taratibu zilizoorodheshwa zinaweza kupatikana katika tofauti moja au nyingine. Lakini anuwai ya mifano iliyopendekezwa sio mdogo kwa hii. Mfano ni mfano ambapo vibete viwili vyeupe vinalipua mara moja. Kwa kawaida, hii inawezekana tu katika hali ambapo vipengele vyote viwili vimebadilika.

Mabadiliko ya kemikali na athari kwenye kati ya nyota

Maendeleo ya kemikali ya Ulimwengu. Asili ya vipengele vilivyo na nambari ya atomiki zaidi ya chuma

Milipuko ya Supernova ndio chanzo kikuu cha kujaza tena kati ya nyota na vitu nambari za atomiki zaidi (au kama wanasema nzito zaidi) Yeye. Hata hivyo, taratibu zilizowapa makundi mbalimbali vipengele na hata isotopu zao wenyewe.

Mchakato wa R

r-mchakato ni mchakato wa uundaji wa viini vizito kutoka kwa nyepesi kupitia kunasa kwa mpangilio wa neutroni wakati ( n,γ) athari na huendelea hadi kiwango cha kunasa nyutroni kinapokuwa juu kuliko kiwango cha β - -kuoza kwa isotopu. Kwa maneno mengine, muda wa wastani wa kukamata n neutroni τ(n,γ) inapaswa kuwa:

τ (n , γ) ≈ 1 n τ β (\mtindo wa kuonyesha \tau (n,\gamma)\takriban (\frac (1)(n))\tau _(\beta ))

ambapo τ β ni muda wa wastani wa kuoza kwa β wa viini kutengeneza mnyororo wa mchakato-r. Hali hii inaweka kizuizi kwenye msongamano wa nyutroni, kwa sababu:

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

Wapi (σ n γ , v n) ¯ (\mtindo wa kuonyesha (\mtandao wa juu ((\sigma _(n\gamma),v_(n)))))- bidhaa ya sehemu ya msalaba ya majibu ( n,γ) kwenye kasi ya neutroni inayohusiana na kiini lengwa, iliyo wastani juu ya wigo wa Maxwellian wa usambazaji wa kasi. Kwa kuzingatia kwamba r-mchakato hutokea katika nuclei nzito na ya kati, 0.1 s< τ β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 10 9 , получим характерную плотность

ρ ≈ 2 ⋅ 10 17 (\mtindo wa kuonyesha \rho \takriban 2\cdot 10^(17)) neutroni/cm 3 .

Masharti kama haya yanapatikana katika:

ν-mchakato

Makala kuu: ν-mchakato

ν-mchakato ni mchakato wa nucleosynthesis kupitia mwingiliano wa neutrinos na nuclei za atomiki. Inaweza kuwajibika kwa kuonekana kwa isotopu 7 Li, 11 B, 19 F, 138 La na 180 Ta.

Athari kwa muundo wa kiwango kikubwa cha gesi ya nyota ya galaksi

Historia ya uchunguzi

Maslahi ya Hipparchus katika nyota zisizobadilika inaweza kuwa yalitokana na uchunguzi wa supernova (kulingana na Pliny). Rekodi ya mapema zaidi iliyotambuliwa kama supernova SN 185 (Kiingereza), ilitengenezwa na wanaastronomia wa China mwaka 185 BK. Supernova inayong'aa zaidi, SN 1006, imeelezewa kwa kina na wanajimu wa China na Waarabu. Supernova SN 1054, ambayo ilizaa Nebula ya Crab, ilizingatiwa vizuri. Supernovae SN 1572 na SN 1604 zilionekana kwa macho na zilikuwa na umuhimu mkubwa katika maendeleo ya unajimu huko Uropa, kwani zilitumika kama hoja dhidi ya wazo la Aristotle kwamba kulikuwa na ulimwengu zaidi ya Mwezi. mfumo wa jua bila kubadilika. Johannes Kepler alianza kutazama SN 1604 mnamo Oktoba 17, 1604. Hii ilikuwa supernova ya pili ambayo ilirekodiwa katika hatua ya kuongezeka kwa mwangaza (baada ya SN 1572, iliyozingatiwa na Tycho Brahe kwenye kikundi cha nyota cha Cassiopeia).

Pamoja na maendeleo ya darubini, iliwezekana kutazama supernovae katika galaksi zingine, kuanzia na uchunguzi wa supernova S Andromeda kwenye Nebula ya Andromeda mnamo 1885. Wakati wa karne ya ishirini, mifano iliyofanikiwa kwa kila aina ya supernova ilitengenezwa na uelewa wa jukumu lao katika malezi ya nyota uliongezeka. Mnamo 1941, wanaastronomia wa Amerika Rudolf Minkowski na Fritz Zwicky walitengeneza mpango wa kisasa wa uainishaji wa supernovae.

Mnamo miaka ya 1960, wanaastronomia waligundua kuwa mwangaza wa juu zaidi wa milipuko ya supernova inaweza kutumika kama mshumaa wa kawaida, kwa hivyo kipimo cha umbali wa angani. Supernovae sasa hutoa habari muhimu kuhusu umbali wa cosmological. Supernovae ya mbali zaidi iligeuka kuwa nyepesi kuliko inavyotarajiwa, ambayo, kulingana na maoni ya kisasa, inaonyesha kuwa upanuzi wa Ulimwengu unakua kwa kasi.

Njia zimetengenezwa ili kuunda upya historia ya milipuko ya supernova ambayo haina rekodi za uchunguzi zilizoandikwa. Tarehe ya supernova Cassiopeia A iliamuliwa kutoka kwa mwangwi wa mwanga kutoka kwa nebula, wakati umri wa mabaki ya supernova RX J0852.0-4622 (Kiingereza) inakadiriwa kwa kupima halijoto na γ utoaji kutoka kwa kuoza kwa titanium-44. Mwaka 2009 katika Barafu ya Antarctic nitrati ziligunduliwa sambamba na muda wa mlipuko wa supernova.

Mnamo Februari 23, 1987, supernova SN 1987A, iliyo karibu zaidi na Dunia iliyozingatiwa tangu uvumbuzi wa darubini, ililipuka kwenye Wingu Kubwa la Magellanic kwa umbali wa miaka 168,000 ya mwanga kutoka kwa Dunia. Kwa mara ya kwanza, flux ya neutrino kutoka kwa moto ilirekodiwa. Mwali huo ulichunguzwa kwa kina kwa kutumia satelaiti za anga katika safu za urujuanimno, X-ray na gamma-ray. Mabaki ya supernova yalichunguzwa kwa kutumia ALMA, Hubble na Chandra. Wala nyota ya neutron au shimo nyeusi, ambayo, kulingana na mifano fulani, inapaswa kuwa iko kwenye tovuti ya flare, bado haijagunduliwa.

Januari 22, 2014 katika galaksi ya M82, iliyoko kwenye kundinyota Dipper Mkubwa, supernova SN 2014J ililipuka. Galaxy M82 iko umbali wa miaka mwanga milioni 12 kutoka kwenye galaksi yetu na ina ukubwa unaoonekana wa chini ya 9. Supernova hii ndiyo iliyo karibu zaidi na Dunia tangu 1987 (SN 1987A).

Supernovae maarufu zaidi na mabaki yao

Supernova SN 1604 (Kepler Supernova)
Supernova G1.9+0.3 (Mdogo zaidi anayejulikana katika Galaxy yetu)

Supernova ya kihistoria katika Galaxy yetu (inazingatiwa)

Supernova	Tarehe ya kuzuka	Nyota	Max. kuangaza	Umbali yaniye (miaka ya mtakatifu)	Aina ya Flash shki	Urefu simu- kujulikana madaraja	Salio	Vidokezo
SN 185	, Desemba 7	Centaurus	−8	3000	Ia?	Miezi 8-20	G315.4-2.3 (RCW 86)	Rekodi za Kichina: zilizozingatiwa karibu na Alpha Centauri.
SN 369		haijulikani	sio kutoka- inayojulikana	sio kutoka- inayojulikana	sio kutoka- inayojulikana	Miezi 5	haijulikani	Hadithi za Kichina: hali hiyo haijulikani sana. Ikiwa ilikuwa karibu na ikweta ya galactic, kuna uwezekano mkubwa kwamba ilikuwa supernova; ikiwa sivyo, kuna uwezekano mkubwa kwamba ilikuwa nova polepole.
SN 386		Sagittarius	+1,5	16 000	II?	Miezi 2-4	G11.2-0.3	Hadithi za Kichina
SN 393		Scorpion	0	34 000	sio kutoka- inayojulikana	Miezi 8	wagombea kadhaa	Hadithi za Kichina
SN 1006	, 1 Mei	mbwa Mwitu	−7,5	7200	Ia	Miezi 18	SNR 1006	Watawa wa Uswisi, wanasayansi wa Kiarabu na wanajimu wa China.
SN 1054	, Julai 4	Taurus	−6	6300	II	miezi 21	Kaa Nebula	Katikati na Mashariki ya Mbali(haionekani katika maandishi ya Uropa, kando na vidokezo visivyo wazi katika kumbukumbu za kitawa za Kiayalandi).
SN 1181	, Agosti	Cassiopeia	−1	8500	sio kutoka- inayojulikana	miezi 6	Huenda 3C58 (G130.7+3.1)	kazi za profesa wa Chuo Kikuu cha Paris Alexandre Nequem, maandishi ya Kichina na Kijapani.
SN 1572	, Novemba 6	Cassiopeia	−4	7500	Ia	Miezi 16	Mabaki ya Supernova Kimya	Tukio hili limeandikwa katika vyanzo vingi vya Uropa, pamoja na rekodi za kijana Tycho Brahe. Ukweli, aligundua nyota inayowaka mnamo Novemba 11 tu, lakini aliifuata kwa mwaka mzima na nusu na kuandika kitabu "De Nova Stella" ("Kwenye Nyota Mpya") - kazi ya kwanza ya unajimu juu ya mada hii.
SN 1604	, Oktoba 9	Ophiuchus	−2,5	20000	Ia	Miezi 18	Mabaki ya supernova ya Kepler	Kuanzia Oktoba 17, Johannes Kepler alianza kuisoma, ambaye alieleza mambo aliyoona katika kitabu tofauti.
SN 1680	, 16 Agosti	Cassiopeia	+6	10000	IIb	sio kutoka- inayojulikana (si zaidi ya wiki)	Mabaki ya Supernova Cassiopeia A	ikiwezekana kuonekana na Flamsteed na kuorodheshwa kama 3 Cassiopeiae.

Kepler supernova mabaki

Mlipuko wa supernova au supernova ni jambo ambalo mwangaza wake hubadilika sana kwa maagizo 4-8 ya ukubwa (idadi kadhaa) ikifuatiwa na kupunguzwa polepole kwa mlipuko. Ni matokeo ya mchakato wa janga, unaofuatana na kutolewa kwa nishati kubwa na kutokea mwishoni mwa mageuzi ya nyota fulani.

Mabaki ya Supernova RCW 103 na nyota ya neutron 1E 161348-5055 katikati

Kama sheria, supernovae huzingatiwa baada ya ukweli, ambayo ni, wakati tukio tayari limetokea na mionzi yao imefikia. Kwa hivyo, asili yao haikuwa wazi kwa muda mrefu sana. Lakini sasa matukio mengi yanapendekezwa ambayo husababisha milipuko ya aina hii, ingawa vifungu kuu tayari viko wazi kabisa.

Mlipuko huo unaambatana na kutolewa kwa wingi mkubwa wa vitu vya nyota kwenye nafasi ya nyota, na kutoka kwa sehemu iliyobaki ya jambo la nyota inayolipuka, kama sheria, kitu cha kompakt huundwa - nyota ya nyutroni au. shimo nyeusi. Kwa pamoja huunda mabaki ya supernova.

Miongoni mwa mambo mengine, dutu iliyotolewa wakati wa kuwaka kwa kiasi kikubwa ina bidhaa za fusion ya nyuklia ambayo ilitokea katika maisha ya nyota. Ni shukrani kwa supernovae kwa ujumla na kila moja haswa ambayo inabadilika kwa kemikali.

Jina linaonyesha mchakato wa kihistoria wa kusoma nyota ambazo mwangaza wake hubadilika sana kwa wakati, kinachojulikana kama novae. Vile vile, kati ya supernovae sasa kuna subclass - hypernovae.

Jina limeundwa na lebo ya SN, ikifuatiwa na mwaka wa ufunguzi, na kumalizia na jina la herufi moja au mbili. Supernovae 26 za kwanza za mwaka huu hupokea majina ya herufi moja, mwishoni mwa jina lao, kutoka kwa herufi kubwa A hadi Z. Supernovae iliyobaki hupokea majina ya herufi mbili kutoka kwa herufi ndogo: aa, ab, na kadhalika. Supernovae ambazo hazijathibitishwa huteuliwa na herufi PSN (inawezekana supernova) na viwianishi vya angani katika umbizo: Jhhmmssss+ddmmsss.

Njia nyepesi za aina ya I zinafanana sana: kuna ongezeko kubwa kwa siku 2-3, kisha inabadilishwa na kushuka kwa kiasi kikubwa (kwa ukubwa 3) kwa siku 25-40, ikifuatiwa na kudhoofika polepole, karibu na mstari kwenye mstari. kipimo cha ukubwa.

Uainishaji hapo juu tayari una sifa za kimsingi za wigo wa supernovae wa aina anuwai; wacha tukae juu ya kile ambacho hakijajumuishwa. Kipengele cha kwanza na muhimu sana, ambacho kwa muda mrefu kilizuia tafsiri ya spectra iliyopatikana, ni kwamba mistari kuu ni pana sana.

Mwonekano wa aina ya II na Ib\c supernovae ni sifa ya:
Uwepo wa vipengele finyu vya ufyonzaji karibu na upeo wa juu wa mwangaza na vipengee finyu vya utoaji hewa chafu ambavyo havijahamishwa.
Mistari ,,, iliyozingatiwa katika mionzi ya ultraviolet.

Mzunguko wa miali hutegemea idadi ya nyota kwenye galaji au, ambayo ni sawa kwa galaksi za kawaida, mwangaza.

Katika kesi hii, supernovae Ib/c na II huvuta kuelekea mikono ya ond.

Crab Nebula (picha katika eksirei), wimbi la mshtuko wa ndani, upepo wa kueneza kwa uhuru, na ndege huonekana wazi

Mpango wa kisheria wa salio la vijana ni kama ifuatavyo:

Salio la kompakt linalowezekana; kawaida pulsar, lakini ikiwezekana shimo nyeusi
Wimbi la mshtuko wa nje linaloenea katika jambo kati ya nyota.
Wimbi la kurudi linaloenea katika nyenzo ya supernova ejecta.
Sekondari, kueneza katika makundi ya kati kati ya nyota na katika uzalishaji mnene wa supernova.

Kwa pamoja huunda picha ifuatayo: nyuma ya mbele ya wimbi la mshtuko wa nje, gesi huwashwa kwa joto TS ≥ 107 K na hutoa katika safu ya X-ray na nishati ya photon ya 0.1-20 keV; vivyo hivyo, gesi nyuma ya mbele ya wimbi la kurudi huunda eneo la pili la mionzi ya X-ray. Mistari ya Fe, Si, S, nk iliyotiwa ionized sana inaonyesha hali ya joto ya mionzi kutoka kwa tabaka zote mbili.

Utoaji wa macho kutoka kwa mabaki ya vijana huunda gesi katika makundi nyuma ya wimbi la pili la mbele. Kwa kuwa kasi ya uenezi ndani yao ni ya juu, ambayo ina maana kwamba gesi hupungua kwa kasi na mionzi hupita kutoka kwa safu ya X-ray hadi upeo wa macho. Asili ya athari ya mionzi ya macho inathibitishwa na ukubwa wa jamaa wa mistari.

Nyuzi katika Cassiopeia A huweka wazi kwamba asili ya makundi ya jambo inaweza kuwa mbili. Kinachojulikana kama filaments haraka huruka kwa kasi ya 5000-9000 km / s na hutoa tu kwenye mistari ya O, S, Si - ambayo ni, hizi ni vikundi vilivyoundwa wakati wa mlipuko wa supernova. Condensation za stationary zina kasi ya 100-400 km / s, na viwango vya kawaida vya H, N, O huzingatiwa ndani yao. Pamoja, hii inaonyesha kwamba dutu hii ilitolewa muda mrefu kabla ya mlipuko wa supernova na baadaye iliwashwa na wimbi la mshtuko wa nje. .

Utoaji wa redio ya Synchrotron kutoka kwa chembe za relativitiki katika uga wa sumaku kali ndio saini kuu ya uchunguzi kwa masalio yote. Eneo la ujanibishaji wake ni maeneo ya mbele ya mawimbi ya nje na ya kurudi. Mionzi ya Synchrotron pia huzingatiwa katika safu ya X-ray.

Asili ya supernovae Ia ni tofauti na asili ya milipuko mingine. Hii inathibitishwa wazi na kukosekana kwa miali ya aina Ib\c na aina ya II katika galaksi za duaradufu. Kutoka kwa habari ya jumla kuhusu mwisho, inajulikana kuwa kuna nyota kidogo za gesi na bluu huko, na malezi ya nyota yalimalizika miaka 1010 iliyopita. Hii ina maana kwamba nyota zote kubwa tayari zimekamilisha mageuzi yao, na nyota tu zilizo na molekuli chini ya molekuli ya jua zinabaki, na hakuna zaidi. Kutoka kwa nadharia ya mageuzi ya nyota inajulikana kuwa nyota za aina hii haziwezi kulipuka, na kwa hiyo utaratibu wa ugani wa maisha unahitajika kwa nyota zilizo na wingi wa 1-2M⊙.

Kutokuwepo kwa mistari ya hidrojeni katika mwonekano wa Ia\Iax kunaonyesha kwamba kuna hidrojeni kidogo sana katika angahewa ya nyota asilia. Uzito wa dutu iliyotolewa ni kubwa kabisa - 1M⊙, haswa iliyo na kaboni, oksijeni na vitu vingine vizito. Na mistari ya Si II iliyobadilishwa inaonyesha kuwa athari za nyuklia zinatokea wakati wa kutolewa. Yote hii inatuaminisha kuwa nyota iliyotangulia ni kibete nyeupe, uwezekano mkubwa wa kaboni-oksijeni.

Kuvutia kwa mikono ya ond ya aina ya Ib\c na aina ya II ya supernovae inaonyesha kuwa nyota ya ukoo ni nyota za muda mfupi za O zenye uzito wa 8-10M⊙.

Hali inayotawala

Mojawapo ya njia za kutolewa kwa kiasi kinachohitajika cha nishati ni ongezeko kubwa la wingi wa dutu inayohusika na mwako wa thermonuclear, yaani, mlipuko wa thermonuclear. Walakini, fizikia ya nyota moja hairuhusu hii. Taratibu katika nyota ziko kwenye mlolongo mkuu ziko katika usawa. Kwa hivyo, mifano yote huzingatia hatua ya mwisho ya mageuzi ya nyota - vibete nyeupe. Walakini, mwisho yenyewe ni nyota thabiti; kila kitu kinaweza kubadilika tu wakati unakaribia kikomo cha Chandrasekhar. Hii inasababisha hitimisho lisilo na utata kwamba mlipuko wa thermonuclear inawezekana tu katika mifumo ya nyota, uwezekano mkubwa katika kinachojulikana nyota mbili.

Katika mpango huu, kuna vigezo viwili vinavyoathiri hali, muundo wa kemikali na wingi wa mwisho wa dutu inayohusika katika mlipuko.

Sahaba wa pili ni nyota ya kawaida ambayo maada hutiririka hadi ya kwanza.
Sahaba wa pili ni yule yule kibete mweupe. Hali hii inaitwa kuzorota mara mbili.

Mlipuko hutokea wakati kikomo cha Chandrasekhar kinapopitwa.
Mlipuko hutokea mbele yake.

Kile ambacho matukio yote ya supernova Ia yanafanana ni kwamba kibete kinacholipuka kina uwezekano mkubwa wa kaboni-oksijeni.

Wingi wa dutu inayojibu huamua nishati ya mlipuko na, ipasavyo, mwangaza wa juu. Ikiwa tunadhania kwamba molekuli nzima ya kibete nyeupe humenyuka, basi nishati ya mlipuko itakuwa 2.2 1051 erg.

Tabia zaidi ya curve ya mwanga imedhamiriwa hasa na mnyororo wa kuoza.

Isotopu ya 56Ni haina msimamo na ina nusu ya maisha ya siku 6.1. Zaidi ya hayo, upigaji picha mtandaoni husababisha kuundwa kwa kiini cha 56Co hasa katika hali ya msisimko na nishati ya 1.72 MeV. Kiwango hiki hakina utulivu na mpito wa elektroni hadi hali ya chini unaambatana na utoaji wa cascade ya γ-quanta na nishati kutoka 0.163 MeV hadi 1.56 MeV. Quanta hizi hupitia mtawanyiko wa Compton na nishati yao hupungua haraka hadi ~100 keV. Quanta kama hiyo tayari imefyonzwa kwa ufanisi na athari ya picha, na kwa sababu hiyo joto la dutu. Nyota inapopanuka, msongamano wa maada katika nyota hupungua, idadi ya migongano ya fotoni hupungua, na uso wa nyota huwa wazi kwa mnururisho. Kama mahesabu ya kinadharia yanavyoonyesha, hali hii hutokea takriban siku 20-30 baada ya nyota kufikia mwangaza wake wa juu zaidi.

Siku 60 baada ya kuanza, dutu hii inakuwa wazi kwa γ-mionzi. Curve ya mwanga huanza kuoza kwa kasi. Kufikia wakati huu, 56Ni tayari imeoza na kutolewa kwa nishati hutokea kutokana na kuoza kwa β-56Co hadi 56Fe (T1/2 = siku 77) na nishati ya kusisimua hadi 4.2 MeV.

Mfano wa utaratibu wa kuanguka kwa mvuto

Hali ya pili ya kutolewa kwa nishati muhimu ni kuanguka kwa msingi wa nyota. Uzito wake lazima uwe sawa kabisa na wingi wa mabaki yake - nyota ya neutron.

Mtoa huduma anahitajika kwamba, kwa upande mmoja, lazima achukue nishati iliyotolewa, na kwa upande mwingine, asiingiliane na dutu hii. Neutrinos zinafaa kwa jukumu la carrier vile.

Taratibu kadhaa zinawajibika kwa malezi yao. Ya kwanza na muhimu zaidi kwa uharibifu wa nyota na mwanzo wa compression ni mchakato wa neutronization.

Neutrinos kutoka kwa athari hizi hubeba 10%. Jukumu kuu katika baridi linachezwa na taratibu za URKA (neutrino baridi).

Badala ya protoni na neutroni, viini vya atomiki vinaweza pia kufanya kazi, na kutengeneza isotopu isiyo imara ambayo hupata uozo wa beta.

Kumbuka kwamba michakato ya neutronization hutokea tu kwa msongamano wa 1011/cm3, unaoweza kufikiwa tu katika msingi wa nyota. Hii ina maana kwamba usawa wa hydrodynamic unafadhaika tu ndani yake. Tabaka za nje ziko katika usawa wa ndani wa hydrodynamic, na kuanguka huanza tu baada ya mikataba ya msingi wa kati na kuunda uso imara. Rebound kutoka kwa uso huu inahakikisha kutolewa kwa shell.

Kuna hatua tatu katika mageuzi ya mabaki ya supernova:

Ndege ya bure.
Upanuzi wa Adiabatic (hatua ya Sedov). Mlipuko wa supernova katika hatua hii unaonekana kama mlipuko mkali wa sehemu ya kati yenye uwezo wa joto usiobadilika. Suluhisho la kujitegemea la Sedov, lililojaribiwa milipuko ya nyuklia katika angahewa ya dunia.
Hatua ya mwanga mkali. Huanza wakati halijoto nyuma ya sehemu ya mbele inapofikia kiwango cha juu kwenye mkondo wa upotevu wa mionzi.

Ulipuaji wa papo hapo
Ulipuaji umechelewa
Kupuliza kuchelewa kulipuka
Mwako wa haraka wa misukosuko

Angalau kwa kila mchanganyiko wa hali ya awali, taratibu zilizoorodheshwa zinaweza kupatikana katika tofauti moja au nyingine. Lakini anuwai ya mifano iliyopendekezwa sio mdogo kwa hii. Kwa mfano, tunaweza kutaja mifano wakati mbili zinapuka mara moja. Kwa kawaida, hii inawezekana tu katika hali ambapo vipengele vyote viwili vimebadilika.

Milipuko ya Supernova ndio chanzo kikuu cha kujaza tena kati ya nyota na vitu vilivyo na nambari za atomiki kubwa (au, kama wanasema, nzito) Yeye. Walakini, michakato ambayo iliwapa ni tofauti kwa vikundi tofauti vya vitu na hata isotopu.

Karibu vipengele vyote vizito kuliko Yeye na hadi Fe ni matokeo ya mchanganyiko wa classical wa nyuklia, unaotokea, kwa mfano, katika mambo ya ndani ya nyota au wakati wa milipuko ya supernova wakati wa mchakato wa p. Inafaa kutaja hapa kwamba sehemu ndogo sana ilipatikana wakati wa nucleosynthesis ya msingi.
Vipengele vyote vizito kuliko 209Bi ni matokeo ya mchakato wa r
Asili ya zingine ni mada ya mjadala; s-, r-, ν-, na rp-taratibu zinapendekezwa kama njia zinazowezekana.

Muundo na michakato ya nyukleosynthesis katika pre-supernova na papo hapo baada ya mlipuko kwa nyota 25M☉, sio kwa kiwango.

r-mchakato ni mchakato wa kuunda zaidi viini vizito kutoka kwa nyepesi kwa kunasa kwa kufuatana kwa nyutroni wakati wa (n, γ) wa miitikio na huendelea hadi kiwango cha kunasa nyutroni kinapokuwa kikubwa kuliko kiwango cha β- kuoza kwa isotopu.

Mchakato wa ν ni mchakato wa nucleosynthesis, kupitia mwingiliano wa neutrinos na nuclei za atomiki. Inaweza kuwajibika kwa kuonekana kwa isotopu 7Li, 11B, 19F, 138La na 180Ta.

Nebula ya Crab kama mabaki ya supernova SN 1054

Maslahi ya Hipparchus katika nyota zisizobadilika inaweza kuwa yalitokana na uchunguzi wa supernova (kulingana na Pliny). Rekodi ya kwanza kabisa iliyotambuliwa kama supernova SN 185 ilitengenezwa na wanaastronomia wa China mnamo 185 AD. Supernova inayong'aa zaidi, SN 1006, imeelezewa kwa kina na wanaastronomia wa China na Waarabu. Supernova SN 1054, ambayo ilizaa Nebula ya Crab, ilizingatiwa vizuri. Supernovae SN 1572 na SN 1604 zilionekana kwa macho na zilikuwa na umuhimu mkubwa katika maendeleo ya unajimu huko Uropa, kwani zilitumika kama hoja dhidi ya wazo la Aristotle kwamba ulimwengu zaidi ya Mwezi na mfumo wa jua haubadilika. Johannes Kepler alianza kutazama SN 1604 mnamo Oktoba 17, 1604. Hii ilikuwa supernova ya pili ambayo ilirekodiwa katika hatua ya kuongezeka kwa mwangaza (baada ya SN 1572, iliyozingatiwa na Tycho Brahe kwenye kikundi cha nyota cha Cassiopeia).

Njia zimetengenezwa ili kuunda upya historia ya milipuko ya supernova ambayo haina rekodi za uchunguzi zilizoandikwa. Tarehe ya supernova Cassiopeia A iliamuliwa kutokana na mwangwi wa mwanga kutoka kwa nebula, huku umri wa masalio ya supernova RX J0852.0-4622 ulikadiriwa kutokana na vipimo vya halijoto na utoaji wa γ-ray kutokana na kuoza kwa titanium-44. Mnamo 2009, nitrati ziligunduliwa katika barafu ya Antarctic inayolingana na wakati wa mlipuko wa supernova.

Mnamo Januari 22, 2014, supernova SN 2014J ililipuka kwenye galaksi ya M82, iliyoko kwenye kundinyota la Ursa Meja. Galaxy M82 iko umbali wa miaka mwanga milioni 12 kutoka kwenye galaksi yetu na ina ukubwa unaoonekana wa chini ya 9. Supernova hii ndiyo iliyo karibu zaidi na Dunia tangu 1987 (SN 1987A).

Mojawapo ya mafanikio muhimu ya karne ya 20 ilikuwa uelewa wa ukweli kwamba karibu vitu vyote vizito kuliko hidrojeni na heliamu huundwa katika mambo ya ndani ya nyota na huingia katikati ya nyota kama matokeo ya milipuko ya supernova, moja ya matukio yenye nguvu zaidi. ulimwengu.

Picha: Nyota zinazowaka na chembechembe za gesi hutoa mandhari ya kupendeza ya kujiangamiza kwa nyota kubwa iitwayo Supernova 1987A. Wanaastronomia waliona mlipuko wake katika Ulimwengu wa Kusini mnamo Februari 23, 1987. Picha hii kutoka kwa Darubini ya Anga ya Hubble inaonyesha mabaki ya supernova yakiwa yamezungukwa na pete za ndani na nje za mawingu ya gesi. Picha hii ya rangi tatu ni mchanganyiko wa picha kadhaa za supernova na eneo linaloizunguka ambazo zilipigwa Septemba 1994, Februari 1996, na Julai 1997. Nyota nyingi za bluu za kung'aa karibu na supernova ni nyota kubwa, kila moja ina umri wa miaka milioni 12 na mara 6 nzito kuliko Jua. Wote ni wa kizazi kimoja cha nyota kama kile kilicholipuka. Uwepo wa mawingu ya gesi mkali ni ishara nyingine ya vijana wa kanda hii, ambayo bado ni ardhi yenye rutuba ya kuzaliwa kwa nyota mpya.

Hapo awali, nyota zote ambazo mwangaza wake uliongezeka ghafla kwa zaidi ya mara 1,000 ziliitwa mpya. Wakati nyota hizo zikiwaka, ghafla zilionekana angani, zikivuruga usanidi wa kawaida wa kundinyota, na kuongeza mwangaza wao hadi kiwango cha juu, mara elfu kadhaa, kisha mwangaza wao ulianza kupungua sana, na baada ya miaka michache wakawa dhaifu kama wao. walikuwa kabla ya moto. Kurudiwa kwa miali, wakati wa kila moja ambayo nyota hutoa hadi elfu moja ya misa yake kwa kasi ya juu, ni tabia ya nyota mpya. Na bado, licha ya ukuu wa uzushi kama huo, hauhusiani na mabadiliko ya kimsingi katika muundo wa nyota, au kwa uharibifu wake.

Zaidi ya miaka elfu tano, habari imehifadhiwa kuhusu miali zaidi ya 200 ya nyota, ikiwa tunajiwekea kikomo kwa zile ambazo hazizidi ukubwa wa 3 katika mwangaza. Lakini wakati asili ya ziada ya nebulae ilipoanzishwa, ilionekana wazi kuwa nyota mpya zinazoibuka ndani yao zilikuwa bora zaidi kwa tabia zao kuliko novae za kawaida, kwani mwangaza wao mara nyingi uligeuka kuwa sawa na mwangaza wa gala nzima ambayo ndani yake walikuwa waangavu. iliwaka. Asili isiyo ya kawaida ya matukio kama haya ilisababisha wanaastronomia kudhani kuwa matukio kama haya yalikuwa tofauti kabisa na ya kawaida, na kwa hivyo mnamo 1934, kwa pendekezo la wanaastronomia wa Amerika Fritz Zwicky na Walter Baade, nyota hizo ambazo mwanga wake wa juu ulifikia mwangaza wa galaksi za kawaida zilitambuliwa katika kundi tofauti, linalong'aa zaidi katika mwangaza na darasa adimu la supernovae.

Tofauti na milipuko ya novae ya kawaida, milipuko ya supernova ndani hali ya sasa Galaxy yetu ni jambo nadra sana, hutokea si zaidi ya mara moja kila baada ya miaka 100. Milipuko ya kushangaza zaidi ilikuwa mnamo 1006 na 1054; habari juu yao zimo katika maandishi ya Kichina na Kijapani. Mnamo 1572, mlipuko wa nyota kama hiyo katika kundi la nyota la Cassiopeia ulizingatiwa na mtaalam bora wa nyota Tycho Brahe, na mtu wa mwisho kufuatilia jambo la supernova katika kikundi cha nyota cha Ophiuchus mnamo 1604 alikuwa Johannes Kepler. Wakati wa karne nne za enzi ya "telescopic" katika unajimu, miale kama hiyo haijaonekana katika Galaxy yetu. Msimamo wa Mfumo wa Jua ndani yake ni kwamba tunaweza kuona milipuko ya supernova katika takriban nusu ya kiasi chake, na katika sehemu yake yote mwangaza wa milipuko hupunguzwa na kunyonya kwa nyota. KATIKA NA. Krasovsky na I.S. Shklovsky alihesabu kwamba milipuko ya supernova katika Galaxy yetu hutokea kwa wastani mara moja kila baada ya miaka 100. Katika galaksi zingine, michakato hii hufanyika kwa takriban masafa sawa, kwa hivyo habari kuu juu ya supernovae katika hatua ya mlipuko wa macho ilipatikana kutoka kwa uchunguzi wao katika galaksi zingine.

Kwa kutambua umuhimu wa kusoma matukio hayo yenye nguvu, wanaastronomia W. Baade na F. Zwicky, wanaofanya kazi katika Palomar Observatory huko Marekani, walianza utaftaji wa kimfumo wa supernovae mnamo 1936. Walikuwa na darubini ya mfumo wa Schmidt, ambayo ilifanya iwezekane kupiga picha maeneo ya makumi kadhaa ya digrii za mraba na kutoa picha za wazi kabisa za hata nyota dhaifu na galaksi. Zaidi ya miaka mitatu, waligundua milipuko 12 ya supernova katika galaksi tofauti, ambazo zilisomwa kwa kutumia fotoometri na taswira. Kadiri teknolojia ya uchunguzi ilivyoboreshwa, idadi ya supernovae mpya iliyogunduliwa iliongezeka polepole, na kuanzishwa kwa utafutaji wa kiotomatiki baadae kulisababisha ongezeko la ugunduzi kama vile maporomoko ya theluji (zaidi ya nyota 100 kwa mwaka, na jumla ya idadi ya 1,500). Katika miaka ya hivi karibuni, darubini kubwa pia zimeanza kutafuta supernovae zilizo mbali sana na dhaifu, kwani masomo yao yanaweza kutoa majibu kwa maswali mengi juu ya muundo na hatima ya Ulimwengu mzima. Katika usiku mmoja wa uchunguzi na darubini kama hizo, zaidi ya nyota 10 za mbali zinaweza kugunduliwa.

Kama matokeo ya mlipuko wa nyota, ambayo huzingatiwa kama jambo la supernova, nebula huundwa karibu nayo, ikipanuka na kasi kubwa(takriban 10,000 km / s). Kiwango cha juu cha upanuzi ni kipengele kikuu ambacho mabaki ya supernova hutofautishwa na nebulae nyingine. Katika mabaki ya supernova, kila kitu kinazungumza juu ya mlipuko wa nguvu kubwa, ambayo ilitawanya tabaka za nje za nyota na kutoa kasi kubwa kwa vipande vya mtu binafsi vya ganda lililotolewa.

Kaa Nebula

Hakuna mtu kitu cha nafasi haikuwapa wanaastronomia habari nyingi muhimu kama vile Crab Nebula ndogo, inayoonekana katika kundinyota ya Taurus na inayojumuisha vitu vinavyoeneza vya gesi vinavyoruka kwa kasi kubwa. Nebula hii, mabaki ya supernova iliyozingatiwa mnamo 1054, ikawa kitu cha kwanza cha galaksi ambayo chanzo cha redio kilitambuliwa. Ilibadilika kuwa asili ya utoaji wa redio haina uhusiano wowote na uzalishaji wa joto: kiwango chake huongezeka kwa utaratibu na urefu wa wimbi. Hivi karibuni iliwezekana kuelezea asili ya jambo hili. Masalio ya supernova lazima yawe na uga wenye nguvu wa sumaku unaoshikilia kile ilichounda. mionzi ya cosmic(elektroni, positroni, viini vya atomiki) kuwa na kasi karibu na kasi ya mwanga. Katika uwanja wa sumaku, hutoa nishati ya sumakuumeme katika boriti nyembamba katika mwelekeo wa harakati. Ugunduzi wa utoaji wa redio isiyo ya joto kutoka kwa Crab Nebula uliwachochea wanaastronomia kutafuta masalia ya supernova kwa kutumia kipengele hiki.

Nebula iliyoko kwenye kundinyota ya Cassiopeia iligeuka kuwa chanzo chenye nguvu zaidi cha utoaji wa redio; kwa mawimbi ya mita, mtiririko wa utoaji wa redio kutoka kwake ni mara 10 zaidi kuliko mtiririko kutoka kwa Crab Nebula, ingawa ni mbali zaidi kuliko ile ya mwisho. . Katika mionzi ya macho, nebula hii inayopanuka kwa kasi ni dhaifu sana. Nebula ya Cassiopeia inaaminika kuwa mabaki ya mlipuko wa supernova ambao ulitokea miaka 300 hivi iliyopita.

Mfumo wa nebula wa filamenti katika kundinyota Cygnus pia ulionyesha tabia ya utoaji wa redio ya mabaki ya zamani ya supernova. Unajimu wa redio umesaidia kutambua vyanzo vingine vingi vya redio visivyo vya joto ambavyo viligeuka kuwa mabaki ya supernova. wa umri tofauti. Kwa hivyo, ilihitimishwa kwamba mabaki ya milipuko ya supernova ambayo ilitokea hata makumi ya maelfu ya miaka iliyopita yanajitokeza kati ya nebulae nyingine kwa utoaji wao wa nguvu wa redio isiyo ya joto.

Kama ilivyotajwa tayari, Nebula ya Crab ilikuwa kitu cha kwanza kugunduliwa mionzi ya x-ray. Mnamo 1964, iligunduliwa kuwa chanzo cha mionzi ya X-ray inayotokana nayo ni kubwa, ingawa vipimo vyake vya angular ni ndogo mara 5 kuliko vipimo vya angular vya Crab Nebula yenyewe. Kutoka ambayo ilihitimishwa kuwa mionzi ya X-ray haitoi na nyota ambayo hapo awali ililipuka kama supernova, lakini na nebula yenyewe.

Ushawishi wa Supernova

Mnamo Februari 23, 1987, supernova ililipuka katika galaksi ya jirani yetu, Wingu Kubwa la Magellanic, ambalo lilikuja kuwa muhimu sana kwa wanaastronomia kwa sababu ilikuwa ya kwanza kwamba, wakiwa na ala za kisasa za unajimu, wangeweza kusoma kwa undani. Na nyota hii ilithibitisha mfululizo mzima wa utabiri. Wakati huo huo na flash ya macho, vigunduzi maalum vilivyowekwa nchini Japani na katika jimbo la Ohio (USA) vilisajili mtiririko wa neutrinos - chembe za msingi zinazozalishwa kwa joto la juu sana. joto la juu katika mchakato wa kuanguka kwa msingi wa nyota na kupenya kwa urahisi kupitia bahasha yake. Uchunguzi huu ulithibitisha pendekezo la awali kwamba takriban 10% ya wingi wa kiini cha nyota inayoanguka hutolewa kama neutrino huku kiini chenyewe kikiporomoka na kuwa nyota ya nyutroni. Katika nyota kubwa sana, wakati wa mlipuko wa supernova, cores hubanwa kwa kiwango kikubwa zaidi. msongamano mkubwa na pengine kugeuka katika mashimo nyeusi, lakini kuweka upya tabaka za nje nyota bado zinaendelea. Katika miaka ya hivi karibuni, kumekuwa na dalili za uhusiano kati ya baadhi ya kupasuka kwa gamma-ray na supernovae. Inawezekana kwamba asili ya kupasuka kwa gamma-ray ya cosmic inahusiana na asili ya milipuko.

Milipuko ya Supernova ina athari kali na tofauti kwenye kati inayozunguka nyota. Bahasha ya supernova, iliyotolewa kwa kasi kubwa, huinua na kukandamiza gesi inayoizunguka, ambayo inaweza kutoa msukumo kwa uundaji wa nyota mpya kutoka kwa mawingu ya gesi. Kikundi cha wanaastronomia wakiongozwa na Dk. John Hughes (Chuo Kikuu cha Rutgers), kwa kutumia uchunguzi kutoka kwa Chandra X-ray Observatory (NASA) inayozunguka. ugunduzi muhimu, ambayo inatoa mwanga juu ya jinsi milipuko ya supernova inavyotengeneza silicon, chuma na vipengele vingine. Picha ya X-ray ya masalio ya supernova Cassiopeia A (Cas A) inaonyesha mafungu ya silicon, salfa na chuma vilivyotolewa kutoka ndani ya nyota wakati wa mlipuko.

Ubora wa juu, uwazi na yaliyomo kwenye habari ya picha za mabaki ya Cas A supernova iliyopatikana na Chandra Observatory iliruhusu wanaastronomia sio tu kuamua muundo wa kemikali wa nodi nyingi za mabaki haya, lakini pia kujua ni wapi nodi hizi ziliundwa. Kwa mfano, nodi zenye kompakt zaidi na zenye kung'aa zaidi zinaundwa hasa na silicon na sulfuri na chuma kidogo sana. Hii inaonyesha kuwa walijiunda ndani kabisa ya nyota, ambapo halijoto ilifikia digrii bilioni tatu wakati wa kuporomoka na kumalizika kwa mlipuko wa supernova. Katika nodi zingine, wanaastronomia waligundua kiwango cha juu sana cha chuma na mchanganyiko wa silicon na sulfuri. Dutu hii iliunda ndani zaidi katika sehemu hizo ambapo halijoto wakati wa mlipuko ilifikia zaidi ya maadili ya juu digrii bilioni nne hadi tano. Ulinganisho wa maeneo ya nodi zenye silicon zenye kung'aa na hafifu katika mabaki ya supernova ya Cas A ulifunua kwamba vipengele vya "chuma", vinavyotokana na tabaka za ndani kabisa za nyota, ziko kwenye kingo za nje za mabaki. . Hii ina maana kwamba mlipuko ulitupa nodes za "chuma" zaidi kuliko wengine wote. Na hata sasa wanaonekana kusonga mbali na kituo cha mlipuko kwa kasi zaidi. Kusoma data iliyopatikana na Chandra itaturuhusu kutulia kwenye moja ya mifumo kadhaa iliyopendekezwa na wananadharia ambayo inaelezea asili ya mlipuko wa supernova, mienendo ya mchakato na asili ya vitu vipya.

Supernovae za SN I zina mwonekano unaofanana sana (bila mistari ya hidrojeni) na maumbo ya curve nyepesi, ilhali miwonekano ya SN II ina mistari angavu ya hidrojeni na ina sifa ya utofauti katika mikondo na mwangaza. Katika fomu hii, uainishaji wa supernovae ulikuwepo hadi katikati ya miaka ya 80 ya karne iliyopita. Na mwanzoni mwa matumizi makubwa ya wapokeaji wa CCD, wingi na ubora wa nyenzo za uchunguzi uliongezeka kwa kiasi kikubwa, ambayo ilifanya iwezekanavyo kupata spectrograms kwa vitu visivyoweza kufikiwa hapo awali, kuamua ukubwa na upana wa mistari kwa usahihi zaidi, na pia. kusajili mistari dhaifu katika spectra. Kama matokeo, uainishaji unaoonekana kuwa wa binary wa supernovae ulianza kubadilika haraka na kuwa ngumu zaidi.

Supernovae pia hutofautiana kulingana na aina za galaksi ambazo hulipuka. Supernova ya aina zote mbili hulipuka katika galaksi za ond, lakini katika galaksi za duaradufu, ambapo karibu hakuna. kati ya nyota na mchakato wa malezi ya nyota umekwisha, supernovae tu ya aina ya SN I huzingatiwa, kwa wazi, kabla ya mlipuko hizi ni nyota za zamani sana, ambazo nyingi ni karibu na moja ya jua. Na kwa kuwa spectra na curves mwanga wa supernovae ya aina hii ni sawa sana, ina maana kwamba nyota sawa kulipuka katika galaxies ond. Mwisho wa asili wa njia ya mageuzi ya nyota zilizo na raia karibu na Jua ni mageuzi kuwa kibete nyeupe na uundaji wa wakati mmoja wa nebula ya sayari. Kibete nyeupe hakina karibu hidrojeni, kwa kuwa ni bidhaa ya mwisho ya mageuzi ya nyota ya kawaida.

Kila mwaka, nebulae kadhaa za sayari huundwa katika Galaxy yetu, kwa hivyo, nyota nyingi za misa hii hukamilisha kimya kimya zao. njia ya maisha, na mara moja tu kila baada ya miaka mia moja supernova ya SN Type I inalipuka. Ni sababu gani huamua mwisho maalum, sio sawa na hatima ya nyota zingine zinazofanana? Mwanasaikolojia maarufu wa India S. Chandrasekhar alionyesha kwamba ikiwa kibete cheupe kina uzito chini ya misa ya jua 1.4, "itaishi" maisha yake kimya kimya. Lakini ikiwa iko katika mfumo wa binary wa karibu wa kutosha, mvuto wake wenye nguvu una uwezo wa "kuvuta" jambo kutoka kwa nyota ya mshirika, ambayo husababisha kuongezeka kwa taratibu kwa wingi, na inapopita kikomo kinachoruhusiwa. mlipuko wenye nguvu, na kusababisha kifo cha nyota.

SN II supernovae inahusishwa wazi na vijana, nyota kubwa, katika shells ambayo hidrojeni iko kwa kiasi kikubwa. Milipuko ya aina hii ya supernova inachukuliwa kuwa hatua ya mwisho ya mageuzi ya nyota na wingi wa awali wa zaidi ya 8 x 10 raia wa jua. Kwa ujumla, mabadiliko ya nyota kama hizo huendelea haraka sana - katika miaka milioni chache huchoma hidrojeni yao, kisha heliamu hubadilika kuwa kaboni, na kisha atomi za kaboni huanza kubadilika kuwa atomi zilizo na nambari za juu za atomiki.

Kwa asili, mabadiliko ya vipengele na kutolewa kwa nishati kubwa huisha na chuma, ambayo nuclei ni imara zaidi, na kutolewa kwa nishati haifanyiki wakati wa fusion yao. Kwa hivyo, wakati msingi wa nyota unakuwa chuma, kutolewa kwa nishati ndani yake huacha, kupinga nguvu za uvutano haiwezi tena, na kwa hiyo huanza kupungua haraka, au kuanguka.

Michakato inayotokea wakati wa kuanguka bado iko mbali na kueleweka kikamilifu. Walakini, inajulikana kuwa ikiwa mambo yote kwenye msingi yanageuka kuwa neutroni, basi inaweza kupinga nguvu za kivutio - msingi wa nyota hubadilika kuwa "nyota ya nyutroni", na kuanguka hukoma. Katika kesi hii, nishati kubwa hutolewa, ikiingia kwenye ganda la nyota na kusababisha upanuzi, ambao tunaona kama mlipuko wa supernova.

Hii ni kutarajiwa uhusiano wa kijeni kati ya milipuko ya supernova na malezi nyota za neutroni na mashimo meusi. Ikiwa mageuzi ya nyota hapo awali yametokea "kimya kimya," basi bahasha yake inapaswa kuwa na radius mamia ya mara kubwa kuliko radius ya Jua, na pia kuhifadhi kiasi cha kutosha cha hidrojeni kuelezea wigo wa supernovae ya SN II.

Supernovae na pulsars

Ukweli kwamba baada ya mlipuko wa supernova, pamoja na ganda la kupanua na aina mbalimbali za mionzi, vitu vingine vinabakia, ilijulikana mwaka wa 1968 kutokana na ukweli kwamba mwaka mmoja mapema wanaastronomia wa redio waligundua pulsars - vyanzo vya redio ambavyo mionzi yao imejilimbikizia mtu binafsi. mapigo yanarudiwa baada ya muda uliowekwa madhubuti. Wanasayansi walishangazwa na upimaji mkali wa mapigo na ufupi wa vipindi vyao. Uangalifu mkubwa zaidi ulivutiwa na pulsar, kuratibu zake ambazo zilikuwa karibu na kuratibu za nebula ya kuvutia sana kwa wanaastronomia, iliyoko kundinyota la kusini Parusov, ambayo inachukuliwa kuwa mabaki ya mlipuko wa supernova - muda wake ulikuwa sekunde 0.089 tu. Na baada ya ugunduzi wa pulsar katikati ya Nebula ya Crab (kipindi chake kilikuwa 1/30 ya sekunde), ikawa wazi kwamba pulsars kwa namna fulani inahusiana na milipuko ya supernova. Mnamo Januari 1969, pulsar kutoka Nebula ya Crab ilitambuliwa na nyota dhaifu ya ukubwa wa 16, ikibadilisha mwangaza wake na kipindi hicho, na mwaka wa 1977 iliwezekana kutambua pulsar katika kundi la nyota la Velae na nyota.

Upimaji wa mionzi ya pulsar unahusishwa na mzunguko wao wa haraka, lakini hakuna nyota moja ya kawaida, hata kibete nyeupe, inaweza kuzunguka na tabia ya kipindi cha pulsars; inaweza kugawanywa mara moja na nguvu za centrifugal, na nyota ya nyutroni tu. mnene sana na kompakt, inaweza kuwapinga. Kama matokeo ya kuchambua chaguzi nyingi, wanasayansi walifikia hitimisho kwamba milipuko ya supernova inaambatana na malezi ya nyota za neutron - aina mpya ya kitu, uwepo wa ambayo ilitabiriwa na nadharia ya mageuzi ya nyota za juu.

Supernovae na mashimo nyeusi

Ushahidi wa kwanza wa uhusiano wa moja kwa moja kati ya mlipuko wa supernova na uundaji wa shimo nyeusi ulipatikana na wanajimu wa Uhispania. Utafiti wa mionzi iliyotolewa na nyota inayozunguka shimo nyeusi kwenye mfumo wa binary Nova Scorpii 1994 iligundua kuwa ina idadi kubwa ya oksijeni, magnesiamu, silicon na sulfuri. Kuna maoni kwamba vitu hivi vilitekwa nayo wakati nyota ya jirani, baada ya kunusurika mlipuko wa supernova, ikageuka kuwa shimo nyeusi.

Supernovae (hasa Aina ya Ia supernovae) ni kati ya vitu vyenye umbo la nyota angavu zaidi Ulimwenguni, kwa hivyo hata vilivyo mbali zaidi vinaweza kuchunguzwa kwa kutumia vifaa vinavyopatikana sasa. Aina nyingi za Ia supernovae zimegunduliwa katika galaksi zilizo karibu. Inatosha makadirio sahihi umbali wa galaksi hizi ulifanya iwezekane kuamua mwangaza wa supernovae kulipuka ndani yao. Ikiwa tunadhania kwamba supernovae ya mbali ina wastani wa mwangaza sawa, basi kulingana na aliona ukubwa Kwa mwangaza wa juu, umbali kwao pia unaweza kukadiriwa. Kulinganisha umbali wa supernova na kasi ya kupungua (mabadiliko nyekundu) ya gala ambayo ililipuka hufanya iwezekanavyo kuamua idadi kuu inayoashiria upanuzi wa Ulimwengu - kinachojulikana kama Hubble mara kwa mara.

Hata miaka 10 iliyopita, maadili yalipatikana kwa hiyo ambayo yalitofautiana karibu mara mbili - kutoka 55 hadi 100 km / s MPC, lakini leo usahihi umeongezeka kwa kiasi kikubwa, kama matokeo ambayo thamani ya 72 km / s MPC ni. imekubaliwa (na kosa la takriban 10%) . Kwa supernovae ya mbali, ambayo redshift iko karibu na 1, uhusiano kati ya umbali na redshift pia hutuwezesha kuamua kiasi ambacho kinategemea msongamano wa jambo katika Ulimwengu. Kulingana na nadharia ya jumla ya Einstein ya uhusiano, ni msongamano wa vitu ambao huamua kupindika kwa nafasi, na kwa hivyo hatima ya ulimwengu yajayo. Yaani: itapanuka kwa muda usiojulikana au mchakato huu utawahi kuacha na kubadilishwa na compression. Uchunguzi wa hivi karibuni wa supernovae umeonyesha kwamba uwezekano mkubwa wa msongamano wa mata katika Ulimwengu hautoshi kusimamisha upanuzi, na utaendelea. Na ili kuthibitisha hitimisho hili, uchunguzi mpya wa supernovae unahitajika.