โนวาและซูเปอร์โนวา การกำเนิดของซูเปอร์โนวา

นักดาราศาสตร์ได้ประกาศเหตุการณ์ที่โด่งดังที่สุดเหตุการณ์หนึ่งอย่างเป็นทางการ โลกวิทยาศาสตร์: ในปี 2565 จากโลก ตาเปล่าเราสามารถมองเห็นได้ ปรากฏการณ์ที่ไม่เหมือนใคร- หนึ่งในการระเบิดของซูเปอร์โนวาที่สว่างที่สุด ตามการคาดการณ์ มันจะส่องสว่างมากกว่าดวงดาวส่วนใหญ่ในกาแล็กซีของเรา

เรากำลังพูดถึงเรื่องใกล้ตัว ระบบคู่ KIC 9832227 ในกลุ่มดาวหงส์ ซึ่งอยู่ห่างจากเรา 1,800 ปีแสง ดาวฤกษ์ในระบบนี้ตั้งอยู่ใกล้กันมากจนมีชั้นบรรยากาศร่วมกัน และความเร็วในการหมุนของพวกมันก็เพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่อง (ขณะนี้คาบการโคจรคือ 11 ชั่วโมง)

ศาสตราจารย์แลร์รี โมลนาร์จากวิทยาลัยคาลวินในสหรัฐอเมริกาพูดถึงความเป็นไปได้ที่จะเกิดการชนกัน ซึ่งคาดว่าจะเกิดขึ้นในอีกประมาณห้าปี (ให้หรือใช้เวลาหนึ่งปี) ในการประชุมประจำปีของสมาคมดาราศาสตร์อเมริกัน ตามที่เขาพูดมันค่อนข้างยากที่จะทำนายหายนะของจักรวาลเช่นนี้ - การวิจัยใช้เวลาหลายปี (นักดาราศาสตร์เริ่มศึกษาดาวฤกษ์คู่นี้ในปี 2556)

คนแรกที่ทำนายเช่นนี้คือ Daniel Van Noord ผู้ช่วยวิจัยของ Molnar (ในขณะนั้นยังเป็นนักเรียนอยู่)

“เขาศึกษาว่าสีของดาวฤกษ์มีความสัมพันธ์กับความสว่างของมันอย่างไร และแนะนำว่าเรากำลังติดต่อกับวัตถุดาวคู่ ยิ่งไปกว่านั้น ด้วยระบบดาวคู่ที่ใกล้ชิด ซึ่งเป็นระบบที่ดาวสองดวงมี บรรยากาศทั่วไปเหมือนมีเมล็ดถั่วลิสงสองเมล็ดอยู่ใต้เปลือกเดียวกัน” โมลนาร์อธิบายในการแถลงข่าว

หลังจากการสังเกตการณ์หลายปีในปี พ.ศ. 2558 โมลนาร์บอกกับเพื่อนร่วมงานของเขาเกี่ยวกับการคาดการณ์นี้ว่า นักดาราศาสตร์มีแนวโน้มที่จะประสบกับการระเบิดที่คล้ายกับการกำเนิดของซูเปอร์โนวา V1309 ในกลุ่มดาวแมงป่องในปี พ.ศ. 2551 ไม่ใช่นักวิทยาศาสตร์ทุกคนที่ให้ความสำคัญกับคำกล่าวของเขาอย่างจริงจัง แต่ตอนนี้ หลังจากการสังเกตครั้งใหม่ ลาร์รี โมลนาร์ ได้หยิบยกหัวข้อนี้ขึ้นมาอีกครั้ง โดยนำเสนอข้อมูลมากยิ่งขึ้น การสังเกตการณ์และการประมวลผลทางสเปกโทรสโกปีของภาพมากกว่า 32,000 ภาพที่ได้รับจากกล้องโทรทรรศน์ต่างๆ ทำให้ไม่เกิดสถานการณ์อื่นๆ สำหรับการพัฒนาเหตุการณ์

นักดาราศาสตร์เชื่อว่าเมื่อดาวฤกษ์ชนกัน ทั้งคู่จะตาย แต่ไม่ใช่ก่อนจะปล่อยแสงและพลังงานออกมาเป็นจำนวนมาก ก่อตัวเป็นซูเปอร์โนวาสีแดง และเพิ่มความสว่างของดาวคู่ขึ้นหมื่นเท่า ซูเปอร์โนวานี้จะมองเห็นได้บนท้องฟ้าโดยเป็นส่วนหนึ่งของกลุ่มดาวซิกนัสและกางเขนเหนือ นี่จะเป็นครั้งแรกที่ผู้เชี่ยวชาญและแม้แต่มือสมัครเล่นจะสามารถติดตามดาวคู่ได้โดยตรงในขณะที่พวกเขาเสียชีวิต

“มันจะมาก. การเปลี่ยนแปลงอย่างกะทันหันบนท้องฟ้าและใครๆ ก็สามารถมองเห็นมันได้ คุณไม่จำเป็นต้องมีกล้องโทรทรรศน์มาบอกฉันในปี 2023 ว่าฉันถูกหรือผิด แม้ว่าการไม่มีการระเบิดจะน่าผิดหวัง แต่ผลลัพธ์ทางเลือกอื่นๆ ก็น่าสนใจพอๆ กัน” โมลเนอร์กล่าวเสริม

ตามที่นักดาราศาสตร์กล่าวว่าการคาดการณ์นั้นไม่ใช่เรื่องง่ายจริงๆ: เป็นครั้งแรกที่ผู้เชี่ยวชาญมีโอกาสสังเกตช่วงสองสามปีสุดท้ายของชีวิตของดวงดาวก่อนที่จะรวมตัวกัน

การวิจัยในอนาคตจะเปิดเผยมากมายเกี่ยวกับระบบไบนารีและกระบวนการภายในของระบบ รวมถึงผลที่ตามมาของการชนกันในวงกว้าง ตามสถิติแล้ว "การระเบิด" ประเภทนี้เกิดขึ้นประมาณทุกๆ 10 ปี แต่นี่เป็นครั้งแรกที่ดาวฤกษ์จะชนกัน ตัวอย่างเช่น ก่อนหน้านี้ นักวิทยาศาสตร์สังเกตเห็นการระเบิด

สามารถอ่านสิ่งพิมพ์ในอนาคตที่เป็นไปได้ของ Molnar (เอกสาร PDF) ได้จากเว็บไซต์ของวิทยาลัย

อย่างไรก็ตาม ในปี 2015 นักดาราศาสตร์ของ ESA ค้นพบสิ่งพิเศษในเนบิวลาทารันทูลา ซึ่งมีวงโคจรอยู่ใกล้กันอย่างไม่น่าเชื่อ นักวิทยาศาสตร์คาดการณ์ว่า ณ จุดหนึ่งพื้นที่ใกล้เคียงดังกล่าวจะจบลงอย่างน่าเศร้า: เทห์ฟากฟ้าจะรวมกันเป็นดาวฤกษ์ขนาดมหึมาเพียงดวงเดียว หรืออาจเกิดการระเบิดของซูเปอร์โนวาซึ่งจะก่อให้เกิดระบบดาวคู่

ให้เราระลึกด้วยว่าก่อนหน้านี้เราพูดถึงการระเบิดของซูเปอร์โนวา

การเกิดขึ้นของพวกเขาค่อนข้างหายาก ปรากฏการณ์จักรวาล- โดยเฉลี่ยแล้ว ซูเปอร์โนวาสามครั้งเกิดขึ้นต่อศตวรรษในเอกภพที่สังเกตได้ เปลวไฟแต่ละดวงถือเป็นหายนะจักรวาลขนาดมหึมา ซึ่งปล่อยพลังงานจำนวนมหาศาลออกมาอย่างเหลือเชื่อ ตามการประมาณการคร่าวๆ พลังงานจำนวนนี้สามารถเกิดขึ้นได้จากการระเบิดของระเบิดไฮโดรเจนหลายพันล้านลูกพร้อมกัน

ยังไม่มีทฤษฎีการระเบิดซูเปอร์โนวาที่เข้มงวดเพียงพอ แต่นักวิทยาศาสตร์ได้ตั้งสมมติฐานที่น่าสนใจไว้ พวกเขาเสนอแนะตามการคำนวณที่ซับซ้อนว่าในระหว่างการสังเคราะห์อัลฟ่าขององค์ประกอบแกนกลางยังคงหดตัว อุณหภูมิในนั้นถึงระดับที่น่าอัศจรรย์ - 3 พันล้านองศา ภายใต้เงื่อนไขดังกล่าว กระบวนการต่างๆ ในแกนกลางจะถูกเร่งอย่างมีนัยสำคัญ ส่งผลให้มีการปล่อยพลังงานออกมาจำนวนมาก การอัดตัวของแกนกลางอย่างรวดเร็วทำให้เกิดการอัดตัวของเปลือกดาวด้วยความเร็วเท่ากัน

มันร้อนมากและมีน้ำไหลอยู่ในนั้นด้วย ปฏิกิริยานิวเคลียร์ในทางกลับกันก็มีความเร่งอย่างมาก ดังนั้นในเวลาเพียงไม่กี่วินาที พลังงานจำนวนมหาศาลก็จะถูกปล่อยออกมา สิ่งนี้นำไปสู่การระเบิด แน่นอนว่าสภาวะดังกล่าวไม่ได้เกิดขึ้นเสมอไป ดังนั้นซูเปอร์โนวาจึงลุกเป็นไฟค่อนข้างน้อย

นี่คือสมมติฐาน อนาคตจะแสดงให้เห็นว่านักวิทยาศาสตร์มีสมมติฐานที่ถูกต้องเพียงใด แต่ปัจจุบันยังทำให้นักวิจัยคาดเดาได้อย่างน่าทึ่งอีกด้วย วิธีการทางดาราศาสตร์ฟิสิกส์ทำให้สามารถติดตามได้ว่าความส่องสว่างของซูเปอร์โนวาลดลงอย่างไร และนี่คือสิ่งที่เกิดขึ้น: ในช่วงสองสามวันแรกหลังการระเบิด ความส่องสว่างจะลดลงอย่างรวดเร็ว จากนั้นการลดลงนี้ (ภายใน 600 วัน) ก็ช้าลง ยิ่งไปกว่านั้น ทุกๆ 55 วัน ความส่องสว่างจะลดลงครึ่งหนึ่งอย่างแน่นอน จากมุมมองทางคณิตศาสตร์ การลดลงนี้เกิดขึ้นตามกฎเลขชี้กำลังที่เรียกว่า เป็นตัวอย่างที่ดีกฎดังกล่าวเป็นกฎการสลายตัวของสารกัมมันตภาพรังสี นักวิทยาศาสตร์ตั้งสมมติฐานที่ชัดเจน: การปล่อยพลังงานหลังจากการระเบิดของซูเปอร์โนวาเกิดจากการสลายกัมมันตภาพรังสีของไอโซโทปของธาตุบางชนิดซึ่งมีครึ่งชีวิต 55 วัน

แต่ไอโซโทปใดและธาตุใด? การค้นหาเหล่านี้ดำเนินต่อไปหลายปี Beryllium-7 และ strontium-89 เป็น "ผู้สมัคร" สำหรับบทบาทของ "เครื่องกำเนิด" พลังงานดังกล่าว พวกมันสลายตัวไปครึ่งหนึ่งในเวลาเพียง 55 วัน แต่พวกเขาไม่มีโอกาสสอบผ่าน การคำนวณแสดงให้เห็นว่าพลังงานที่ปล่อยออกมาระหว่างการสลายตัวของเบต้ามีน้อยเกินไป และคนอื่นๆก็มีชื่อเสียง ไอโซโทปกัมมันตภาพรังสีไม่มีครึ่งชีวิตเหมือนกัน

ผู้แข่งขันรายใหม่ได้เกิดขึ้นท่ามกลางองค์ประกอบที่ไม่มีอยู่บนโลก มันกลายเป็นตัวแทนขององค์ประกอบทรานยูเรเนียมที่นักวิทยาศาสตร์สังเคราะห์ขึ้นมาเอง ชื่อของผู้สมัครคือชาวแคลิฟอร์เนียซึ่งเป็นของเขา หมายเลขซีเรียล- เก้าสิบแปด ไอโซโทป californium-254 ถูกเตรียมในปริมาณเพียงประมาณ 3 หมื่นล้านส่วนกรัม แต่ปริมาณไร้น้ำหนักจริงๆ นี้เพียงพอที่จะวัดครึ่งชีวิตของไอโซโทปได้ ปรากฎว่าเท่ากับ 55 วัน

และจากที่นี่ก็มีสมมติฐานที่น่าสงสัยเกิดขึ้น นั่นคือพลังงานการสลายตัวของแคลิฟอร์เนีย-254 ที่ทำให้ซูเปอร์โนวามีความส่องสว่างสูงผิดปกติเป็นเวลาสองปี การสลายตัวของแคลิฟอร์เนียมเกิดขึ้นจากการแบ่งตัวของนิวเคลียสที่เกิดขึ้นเอง ด้วยการสลายตัวประเภทนี้ นิวเคลียสดูเหมือนจะแยกออกเป็นสองส่วน - นิวเคลียสของธาตุที่อยู่ตรงกลางตารางธาตุ

แต่แคลลิฟอร์เนียมนั้นสังเคราะห์ขึ้นมาได้อย่างไร? นักวิทยาศาสตร์ให้คำอธิบายเชิงตรรกะที่นี่ด้วย ในระหว่างการบีบอัดนิวเคลียสก่อนการระเบิดซูเปอร์โนวา ปฏิกิริยานิวเคลียร์ของอันตรกิริยาของนีออน-21 ที่คุ้นเคยอยู่แล้วกับอนุภาคแอลฟาจะถูกเร่งอย่างผิดปกติ ผลที่ตามมาคือการปรากฏขึ้นภายในระยะเวลาอันสั้นของฟลักซ์นิวตรอนที่ทรงพลังอย่างยิ่ง กระบวนการจับนิวตรอนเกิดขึ้นอีกครั้ง แต่ครั้งนี้รวดเร็ว นิวเคลียสสามารถดูดซับนิวตรอนถัดไปก่อนที่จะสลายเบต้า สำหรับกระบวนการนี้ ความไม่เสถียรขององค์ประกอบทรานส์บิสมัทไม่ใช่อุปสรรคอีกต่อไป สายโซ่แห่งการเปลี่ยนแปลงจะไม่ขาด และการสิ้นสุดของตารางธาตุก็จะถูกเติมเต็มด้วย ในกรณีนี้เห็นได้ชัดว่ามีการสร้างองค์ประกอบของทรานยูเรเนียมที่ยังไม่ได้รับภายใต้สภาวะเทียม

นักวิทยาศาสตร์คำนวณว่าการระเบิดซูเปอร์โนวาแต่ละครั้งจะก่อให้เกิดแคลิฟอร์เนีย-254 ในปริมาณมหาศาลเพียงลำพัง จากปริมาณนี้ จะสามารถสร้างลูกบอลได้ 20 ลูก ซึ่งแต่ละลูกจะมีน้ำหนักเท่ากับโลกของเรา ชะตากรรมต่อไปของซูเปอร์โนวาคืออะไร? เธอตายเร็วมาก ณ บริเวณที่เกิดการระบาด เหลือเพียงดาวดวงเล็กๆ ที่สลัวมากเท่านั้น มันแตกต่างแต่ไม่ธรรมดา ความหนาแน่นสูงสาร : เต็มไปด้วยมัน กล่องไม้ขีดจะมีน้ำหนักหลายสิบตัน ดาวดังกล่าวเรียกว่า "" เรายังไม่รู้ว่าจะเกิดอะไรขึ้นกับพวกเขาต่อไป

สสารที่ถูกผลักออกสู่อวกาศสามารถควบแน่นและก่อตัวเป็นดาวดวงใหม่ได้ พวกเขาจะเริ่มต้นเส้นทางการพัฒนาอันยาวไกลใหม่ จนถึงขณะนี้ นักวิทยาศาสตร์ได้สร้างเพียงลายเส้นคร่าวๆ ทั่วไปของภาพกำเนิดขององค์ประกอบ ซึ่งเป็นภาพการทำงานของดวงดาว - โรงงานขนาดใหญ่ของอะตอม บางทีการเปรียบเทียบนี้โดยทั่วไปอาจสื่อถึงแก่นแท้ของเรื่องนี้: ศิลปินวาดภาพบนผืนผ้าใบเพียงโครงร่างแรกของงานศิลปะในอนาคต แนวคิดหลักนั้นชัดเจนอยู่แล้ว แต่ยังต้องเดาอีกหลายรายละเอียดรวมถึงรายละเอียดที่สำคัญด้วย

การแก้ปัญหาขั้นสุดท้ายสำหรับปัญหาต้นกำเนิดขององค์ประกอบจะต้องอาศัยการทำงานจำนวนมหาศาลโดยนักวิทยาศาสตร์ที่เชี่ยวชาญหลากหลายสาขา เป็นไปได้มากที่ตอนนี้ดูเหมือนไม่ต้องสงสัยเลยสำหรับเรา แท้จริงแล้วกลับกลายเป็นเป็นการประมาณคร่าวๆ หรือแม้กระทั่งไม่ถูกต้องทั้งหมด นักวิทยาศาสตร์อาจจะต้องเผชิญกับรูปแบบที่เรายังไม่รู้จัก อันที่จริงเพื่อที่จะเข้าใจกระบวนการที่ซับซ้อนที่สุดที่เกิดขึ้นในจักรวาล ไม่ต้องสงสัยเลยว่าจะต้องมีการก้าวกระโดดเชิงคุณภาพครั้งใหม่ในการพัฒนาแนวคิดของเราเกี่ยวกับเรื่องนี้

ซูเปอร์โนวา หรือ การระเบิดของซูเปอร์โนวา- ปรากฏการณ์ที่ดาวฤกษ์เปลี่ยนความสว่างอย่างรวดเร็ว 4-8 ลำดับความสำคัญ (12 แมกนิจูด) ตามมาด้วยแสงแฟลร์ที่เบาลงค่อนข้างช้า เป็นผลมาจากกระบวนการหายนะที่เกิดขึ้นในตอนท้ายของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์บางดวงและมาพร้อมกับการปล่อยพลังงานมหาศาลออกมา

ตามกฎแล้ว ซุปเปอร์โนวาจะถูกสังเกตหลังจากข้อเท็จจริง นั่นคือเมื่อเหตุการณ์เกิดขึ้นแล้วและการแผ่รังสีของมันมาถึงโลก ดังนั้นธรรมชาติของซูเปอร์โนวาจึงไม่ชัดเจนมาเป็นเวลานาน แต่ตอนนี้มีการนำเสนอสถานการณ์ที่นำไปสู่การระบาดในลักษณะนี้ค่อนข้างมาก แม้ว่าบทบัญญัติหลักจะค่อนข้างชัดเจนอยู่แล้วก็ตาม

การระเบิดเกิดขึ้นพร้อมกับการปล่อยมวลสารสำคัญออกจากเปลือกนอกของดาวฤกษ์เข้าไป พื้นที่ระหว่างดวงดาวและตามกฎแล้วจากส่วนที่เหลือของสสารแกนกลางของดาวที่ระเบิดจะมีวัตถุขนาดกะทัดรัดเกิดขึ้น - ดาวนิวตรอนหากมวลของดาวฤกษ์ก่อนการระเบิดมีมากกว่า 8 มวลดวงอาทิตย์ (M ☉) หรือ หลุมดำที่มีมวลดาวมากกว่า 20 M ☉ (มวลของดาวที่เหลืออยู่หลังจากเมล็ดระเบิด - มากกว่า 5 M ☉) พวกมันรวมตัวกันก่อตัวเป็นซากซุปเปอร์โนวา

การศึกษาสเปกตรัมและเส้นโค้งแสงที่ได้รับก่อนหน้านี้อย่างครอบคลุมร่วมกับการศึกษาเศษซากและดาวต้นกำเนิดที่เป็นไปได้ ทำให้สามารถสร้างแบบจำลองที่มีรายละเอียดมากขึ้นและศึกษาสภาวะที่มีอยู่ในช่วงเวลาที่เกิดการระเบิดได้

เหนือสิ่งอื่นใด สสารที่พุ่งออกมาระหว่างการลุกจ้าส่วนใหญ่ประกอบด้วยผลิตภัณฑ์จากปฏิกิริยาฟิวชันนิวเคลียร์แสนสาหัสที่เกิดขึ้นตลอดอายุขัยของดาวฤกษ์ ต้องขอบคุณซูเปอร์โนวาที่ทำให้จักรวาลโดยรวมและแต่ละกาแลคซีวิวัฒนาการทางเคมีโดยเฉพาะ

ชื่อนี้สะท้อนถึงกระบวนการทางประวัติศาสตร์ในการศึกษาดาวฤกษ์ซึ่งความสว่างเปลี่ยนแปลงไปอย่างมากเมื่อเวลาผ่านไป ซึ่งเรียกว่าโนวา

ชื่อประกอบด้วยฉลาก ส.นตามด้วยปีที่เปิด ตามด้วยการกำหนดตัวอักษรหนึ่งหรือสองตัว ซูเปอร์โนวา 26 ดวงแรก ปีปัจจุบันรับการกำหนดตัวอักษรเดี่ยวที่ท้ายชื่อจาก ตัวพิมพ์ใหญ่จาก กถึง ซี- ซูเปอร์โนวาที่เหลือจะมีอักษรสองตัวที่มาจากอักษรตัวพิมพ์เล็ก: อ่า, เกี่ยวกับและอื่นๆ ซูเปอร์โนวาที่ยังไม่ยืนยันถูกกำหนดด้วยตัวอักษร พีเอสเอ็น(ซุปเปอร์โนวาที่เป็นไปได้ภาษาอังกฤษ) โดยมีพิกัดท้องฟ้าในรูปแบบ: จื้มมมสสสสสสสสส.

ภาพใหญ่

การจำแนกประเภทที่ทันสมัยซุปเปอร์โนวา

ระดับ	คลาสย่อย			กลไก
ฉัน ไม่มีเส้นไฮโดรเจน	เส้นที่แข็งแกร่งของซิลิคอนไอออนไนซ์ (Si II) ที่ 6150	เอีย		การระเบิดแสนสาหัส
	เส้นที่แข็งแกร่งของซิลิคอนไอออนไนซ์ (Si II) ที่ 6150	เอียกซ์ ที่ความสว่างสูงสุด จะมีความสว่างต่ำกว่าและมี Ia ต่ำกว่าเมื่อเปรียบเทียบกัน		การระเบิดแสนสาหัส
	เส้นซิลิคอนอ่อนหรือขาดหายไป	ไอบี มีเส้นฮีเลียม (He I) อยู่		การล่มสลายของแรงโน้มถ่วง
	เส้นซิลิคอนอ่อนหรือขาดหายไป	ไอซี เส้นฮีเลียมอ่อนหรือขาดหายไป
ครั้งที่สอง มีเส้นไฮโดรเจนอยู่	II-P/L/N สเปกตรัมมีความคงที่	II-P/L ไม่มีเส้นแคบ	II-P เส้นโค้งแสงมีที่ราบสูง
		II-P/L ไม่มีเส้นแคบ	II-L ขนาดจะลดลงเชิงเส้นตรงตามเวลา
		ฉัน มีเส้นแคบๆ ปรากฏอยู่
	IIb สเปกตรัมเปลี่ยนแปลงไปตามกาลเวลาและจะคล้ายกับสเปกตรัม Ib

เส้นโค้งแสง

เส้นโค้งแสงสำหรับประเภท I ระดับสูงมีความคล้ายคลึงกัน: มีการเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วใน 2-3 วัน จากนั้นถูกแทนที่ด้วยการลดลงอย่างมีนัยสำคัญ (3 ขนาด) เป็นเวลา 25-40 วัน ตามด้วยการอ่อนตัวลงอย่างช้าๆ เกือบจะเป็นเส้นตรงในระดับขนาด ขนาดสัมบูรณ์โดยเฉลี่ยของค่าสูงสุดสำหรับแสงแฟลร์ Ia คือ MB = − 19.5 ม. (\รูปแบบข้อความ M_(B)=-19.5^(m))สำหรับ Ib\c - .

แต่เส้นโค้งแสงของประเภท II นั้นค่อนข้างหลากหลาย สำหรับบางคน เส้นโค้งจะคล้ายกับประเภทที่ 1 เพียงแต่ความสว่างจะช้าลงและนานขึ้นจนกระทั่งระยะเชิงเส้นเริ่มขึ้น คนอื่นๆ เมื่อถึงจุดสูงสุดแล้ว ก็อยู่ที่นั้นนานถึง 100 วัน จากนั้นความสว่างก็ลดลงอย่างรวดเร็วจนไปถึง "หาง" เป็นเส้นตรง ขนาดสัมบูรณ์ของค่าสูงสุดจะแตกต่างกันไปอย่างมากจาก − 20 ม. (\รูปแบบข้อความ -20^(ม.))ถึง − 13 ม. (\รูปแบบข้อความ -13^(ม.))- ค่าเฉลี่ยสำหรับ IIp - MB = − 18 ม. (\รูปแบบข้อความ M_(B)=-18^(m)), สำหรับ II-L MB = − 17 ม. (\รูปแบบข้อความ M_(B)=-17^(m)).

สเปกตรัม

การจำแนกประเภทข้างต้นมีคุณสมบัติพื้นฐานบางอย่างของสเปกตรัมซูเปอร์โนวาอยู่แล้ว ประเภทต่างๆมาดูสิ่งที่ไม่รวมอยู่กันดีกว่า คุณลักษณะแรกและสำคัญมากซึ่งขัดขวางการตีความสเปกตรัมที่ได้รับมาเป็นเวลานานก็คือเส้นหลักนั้นกว้างมาก

สเปกตรัมของซูเปอร์โนวาประเภท II และ Ib\c มีลักษณะเฉพาะดังนี้:

การมีคุณสมบัติการดูดกลืนแสงแคบใกล้กับความสว่างสูงสุดและส่วนประกอบการปล่อยก๊าซที่ไม่มีการแทนที่แคบ
เส้น , , , สังเกตได้ในรังสีอัลตราไวโอเลต

การสังเกตนอกช่วงแสง

อัตราแฟลช

ความถี่ของแสงแฟลร์ขึ้นอยู่กับจำนวนดาวฤกษ์ในกาแลคซีหรือความส่องสว่างซึ่งเท่ากันสำหรับกาแลคซีทั่วไป ปริมาณที่ยอมรับโดยทั่วไปซึ่งระบุลักษณะความถี่ของแสงแฟลร์ในกาแลคซีประเภทต่างๆ คือ SNU:

1 S N u = 1 S N 10 10 L ⊙ (B) ∗ 100 ปี (\displaystyle 1SNu=(\frac (1SN)(10^(10)L_(\odot )(B)*100year))),

ที่ไหน L ⊙ (B) (\รูปแบบข้อความ L_(\odot )(B))- ความส่องสว่างของดวงอาทิตย์ในฟิลเตอร์ B สำหรับแสงแฟลร์ประเภทต่างๆ ค่าของมันคือ:

ในกรณีนี้ ซูเปอร์โนวา Ib/c และ II เคลื่อนที่เข้าหาแขนกังหัน

การสังเกตเศษซูเปอร์โนวา

รูปแบบบัญญัติของส่วนที่เหลือรุ่นเยาว์มีดังนี้:

ส่วนที่เหลือขนาดกะทัดรัดที่เป็นไปได้ มักเป็นพัลซาร์ แต่อาจเป็นหลุมดำ
คลื่นกระแทกภายนอกที่แพร่กระจายในสสารระหว่างดาว
คลื่นย้อนกลับที่แพร่กระจายในวัสดุดีดตัวของซูเปอร์โนวา
ประการที่สอง การแพร่กระจายเป็นกลุ่มของตัวกลางระหว่างดาวและการปล่อยซูเปอร์โนวาหนาแน่น

พวกเขาร่วมกันสร้างภาพต่อไปนี้: ด้านหลังด้านหน้าภายนอก คลื่นกระแทกก๊าซถูกให้ความร้อนจนถึงอุณหภูมิ T S ≥ 10 7 K และปล่อยก๊าซในช่วงรังสีเอกซ์ด้วยพลังงานโฟตอน 0.1-20 keV ในทำนองเดียวกัน ก๊าซที่อยู่ด้านหลังด้านหน้าคลื่นกลับก่อให้เกิดรังสีเอกซ์บริเวณที่สอง เส้นของ Fe, Si, S เป็นต้นที่แตกตัวเป็นไอออนสูงบ่งชี้ ธรรมชาติความร้อนรังสีจากทั้งสองชั้น

การแผ่รังสีแสงจากเศษซากอายุน้อยทำให้เกิดก๊าซจับตัวเป็นก้อนอยู่ด้านหลังด้านหน้าของคลื่นทุติยภูมิ เนื่องจากความเร็วการแพร่กระจายในพวกมันสูงกว่า ซึ่งหมายความว่าก๊าซจะเย็นตัวเร็วขึ้นและการแผ่รังสีจะผ่านจากช่วงรังสีเอกซ์ไปยังช่วงแสง ต้นกำเนิดการกระทบของรังสีออปติคอลได้รับการยืนยันจากความเข้มสัมพัทธ์ของเส้น

คำอธิบายทางทฤษฎี

การสลายตัวของการสังเกต

ธรรมชาติของซุปเปอร์โนวา Ia นั้นแตกต่างจากธรรมชาติของการระบาดอื่นๆ เห็นได้ชัดเจนว่าไม่มีแสงแฟลร์ประเภท Ib\c และประเภท II ในกาแลคซีทรงรี จากข้อมูลทั่วไปเกี่ยวกับอย่างหลังนี้ ทราบว่ามีก๊าซและดาวสีน้ำเงินอยู่เล็กน้อย และการก่อตัวดาวฤกษ์สิ้นสุดลงเมื่อ 10 10 ปีที่แล้ว ซึ่งหมายความว่าดาวฤกษ์มวลมากทุกดวงได้วิวัฒนาการเสร็จสิ้นแล้ว และเหลือเพียงดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่ามวลดวงอาทิตย์เท่านั้น และไม่มีอีกต่อไป จากทฤษฎีวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ก็ทราบว่าดาวฤกษ์ ประเภทที่คล้ายกันมันเป็นไปไม่ได้ที่จะระเบิด ดังนั้นจึงจำเป็นต้องมีกลไกการยืดอายุสำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวล 1-2M ⊙

การไม่มีเส้นไฮโดรเจนในสเปกตรัม Ia\Iax บ่งชี้ว่ามีไฮโดรเจนน้อยมากในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ดั้งเดิม มวลของสารที่ถูกปล่อยออกมามีขนาดค่อนข้างใหญ่ - 1M ⊙ ซึ่งส่วนใหญ่ประกอบด้วยคาร์บอน ออกซิเจน และอื่นๆ องค์ประกอบหนัก- และเส้น Si II ที่ถูกเลื่อนบ่งชี้ว่าปฏิกิริยานิวเคลียร์กำลังเกิดขึ้นอย่างแข็งขันในระหว่างการดีดตัวออก ทั้งหมดนี้ทำให้มั่นใจว่าดาวดวงก่อนๆ นั้นเป็นดาวแคระขาว ซึ่งน่าจะเป็นคาร์บอน-ออกซิเจนมากที่สุด

แรงดึงดูดต่อแขนกังหันประเภท Ib\c และซูเปอร์โนวาประเภท II บ่งชี้ว่าดาวต้นกำเนิดนั้นเป็นดาว O ที่มีอายุสั้นและมีมวล 8-10M ⊙

การระเบิดแสนสาหัส

วิธีหนึ่งในการปล่อยพลังงานตามจำนวนที่ต้องการคือการเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วของมวลของสารที่เกี่ยวข้องกับการเผาไหม้แสนสาหัสนั่นคือ การระเบิดแสนสาหัส- อย่างไรก็ตาม ฟิสิกส์ของดาวฤกษ์ดวงเดียวไม่อนุญาตให้ทำเช่นนี้ กระบวนการในดาวฤกษ์ที่อยู่ในแถบลำดับหลักอยู่ในสภาวะสมดุล ดังนั้นแบบจำลองทั้งหมดจึงพิจารณาขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ - ดาวแคระขาว อย่างไรก็ตาม ดาวดวงหลังนั้นเป็นดาวฤกษ์ที่มั่นคง และทุกสิ่งสามารถเปลี่ยนแปลงได้เมื่อเข้าใกล้ขีดจำกัดจันทรเศขาเท่านั้น สิ่งนี้นำไปสู่ข้อสรุปที่ชัดเจนว่าการระเบิดแสนสาหัสจะเกิดขึ้นได้เฉพาะในระบบดาวหลายดวงเท่านั้น โดยส่วนใหญ่จะอยู่ในสิ่งที่เรียกว่าดาวคู่

ในโครงการนี้มีตัวแปรสองตัวที่มีอิทธิพลต่อสถานะ องค์ประกอบทางเคมี และมวลสุดท้ายของสารที่เกี่ยวข้องกับการระเบิด

สหายที่สองเป็นดาวฤกษ์ธรรมดาซึ่งมีสสารไหลไปยังดาวดวงแรก
สหายคนที่สองคือดาวแคระขาวดวงเดียวกัน สถานการณ์นี้เรียกว่าความเสื่อมสองเท่า

การระเบิดเกิดขึ้นเมื่อเกินขีดจำกัดจันทรเศขาร
การระเบิดเกิดขึ้นตรงหน้าเขา

สิ่งที่สถานการณ์ซูเปอร์โนวา Ia มีเหมือนกันคือดาวแคระที่ระเบิดน่าจะเป็นคาร์บอน-ออกซิเจนมากที่สุด ในคลื่นการเผาไหม้ที่เคลื่อนที่จากศูนย์กลางสู่พื้นผิว ปฏิกิริยาต่อไปนี้จะเกิดขึ้น:

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~เมฟ)), 28 S i + 28 S i → 56 N i + γ (Q = 10.92 M e V) (\displaystyle ^(28)Si~+~^(28)Si~\rightarrow ~^(56)Ni~+~\ แกมมา ~(Q=10.92~MeV)).

มวลของสารที่ทำปฏิกิริยาจะกำหนดพลังงานของการระเบิดและความสว่างสูงสุดตามลำดับ หากเราสมมติว่ามวลทั้งหมดของดาวแคระขาวทำปฏิกิริยา พลังงานของการระเบิดจะเท่ากับ 2.2 10 51 erg

พฤติกรรมเพิ่มเติมของเส้นโค้งแสงถูกกำหนดโดยห่วงโซ่การสลายตัวเป็นหลัก:

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

ไอโซโทป 56 Ni ไม่เสถียรและมีครึ่งชีวิต 6.1 วัน ต่อไป จ-การจับนำไปสู่การก่อตัวของนิวเคลียส 56 Co โดยส่วนใหญ่อยู่ในสภาวะตื่นเต้นด้วยพลังงาน 1.72 MeV ระดับนี้ไม่เสถียร และการเปลี่ยนผ่านของอิเล็กตรอนไปสู่สถานะพื้นจะมาพร้อมกับการปล่อยน้ำตกของ γ ควอนตัม ซึ่งมีพลังงานตั้งแต่ 0.163 MeV ถึง 1.56 MeV ควอนตัมเหล่านี้สัมผัสกับการกระเจิงของคอมป์ตัน และพลังงานของพวกมันลดลงอย่างรวดเร็วเหลือ ~ 100 keV ควอนตัมดังกล่าวถูกดูดซับอย่างมีประสิทธิภาพโดยเอฟเฟกต์โฟโตอิเล็กทริก และเป็นผลให้สารร้อน เมื่อดาวฤกษ์ขยายตัว ความหนาแน่นของสสารในดาวฤกษ์จะลดลง จำนวนการชนกันของโฟตอนลดลง และวัสดุบนพื้นผิวดาวฤกษ์จะโปร่งใสต่อการแผ่รังสี ตามที่การคำนวณทางทฤษฎีแสดง สถานการณ์นี้เกิดขึ้นประมาณ 20-30 วันหลังจากที่ดาวฤกษ์มีความสว่างสูงสุด

60 วันหลังจากเริ่มมีอาการ สารจะโปร่งใสจนถึงรังสี γ เส้นโค้งแสงเริ่มสลายตัวแบบทวีคูณ มาถึงตอนนี้ ไอโซโทป 56 Ni ได้สลายตัวไปแล้ว และพลังงานที่ปล่อยออกมาเกิดจากการสลาย β ของ 56 Co ถึง 56 Fe (T 1/2 = 77 วัน) โดยมีพลังงานกระตุ้นสูงถึง 4.2 MeV

แกนแรงโน้มถ่วงล่มสลาย

สถานการณ์ที่สองสำหรับการปล่อยพลังงานที่จำเป็นคือการล่มสลายของแกนกลางดาวฤกษ์ มวลของมันควรจะเท่ากับมวลของเศษที่เหลือ - ดาวนิวตรอนแทนที่ค่าทั่วไปที่เราได้รับ:

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

โดยที่ M = 0 และ R = 10 กม. G คือค่าคงที่แรงโน้มถ่วง เวลาที่เป็นลักษณะเฉพาะสำหรับสิ่งนี้คือ:

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))ค

โดยที่ ρ 12 คือความหนาแน่นของดาวฤกษ์ ซึ่งทำให้เป็นมาตรฐานที่ 10 12 g/cm 3

ค่าที่ได้คือขนาดที่มากกว่าพลังงานจลน์ของเปลือกโลกอยู่ 2 เท่า จำเป็นต้องมีตัวพาซึ่งในด้านหนึ่งจะต้องนำพลังงานที่ปล่อยออกมาออกไป และอีกด้านหนึ่งจะต้องไม่โต้ตอบกับสาร นิวตริโนเหมาะสมกับบทบาทของพาหะดังกล่าว

กระบวนการหลายอย่างมีหน้าที่รับผิดชอบในการก่อตัว สิ่งแรกและสำคัญที่สุดสำหรับการทำให้ดาวฤกษ์ไม่เสถียรและจุดเริ่มต้นของการบีบอัดคือกระบวนการของการทำให้นิวตรอน:

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

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

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

นิวตริโนจากปฏิกิริยาเหล่านี้จะพาไป 10% บทบาทหลักในการทำความเย็นเล่นโดยกระบวนการ URKA (การทำความเย็นด้วยนิวตริโน):

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

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

แทนที่จะเป็นโปรตอนและนิวตรอน พวกมันก็สามารถทำหน้าที่ได้เช่นกัน นิวเคลียสของอะตอมทำให้เกิดไอโซโทปที่ไม่เสถียรซึ่งผ่านการสลายบีตา:

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

(A , Z − 1) → (A , Z) + e − + ν ~ e

(\displaystyle (A,Z-1)\to (A,Z)+e^(-)+(\tilde (\nu ))_(e).) ความเข้มข้นของกระบวนการเหล่านี้จะเพิ่มขึ้นตามการบีบอัด จึงทำให้เร็วขึ้น กระบวนการนี้หยุดลงโดยการกระเจิงของนิวตริโนบนอิเล็กตรอนที่เสื่อมสภาพ ในระหว่างนั้นพวกมันจะถูกทำให้ร้อนและล็อคอยู่ภายในสาร ความเข้มข้นของอิเล็กตรอนเสื่อมจะเพียงพอที่ความหนาแน่นρ n u c = 2, 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14))

กรัม/ซม.3 . โปรดทราบว่ากระบวนการนิวตรอนเกิดขึ้นที่ความหนาแน่น 10 11 /ซม.3 เท่านั้น ซึ่งเกิดขึ้นได้ในแกนกลางดาวฤกษ์เท่านั้น ซึ่งหมายความว่าสมดุลอุทกพลศาสตร์ถูกรบกวนเท่านั้น ชั้นนอกอยู่ในสมดุลอุทกพลศาสตร์เฉพาะที่ และการยุบตัวจะเกิดขึ้นหลังจากนั้นเท่านั้นแกนกลาง

จะหดตัวและเกิดเป็นพื้นผิวแข็ง การดีดตัวจากพื้นผิวนี้ทำให้แน่ใจได้ว่าเปลือกจะหลุดออก

แบบจำลองซากซูเปอร์โนวาอายุน้อย

ทฤษฎีวิวัฒนาการซากซูเปอร์โนวา

วิวัฒนาการของซากซูเปอร์โนวาที่เหลืออยู่มีสามขั้นตอน:

การขยายตัวของเปลือกโลกจะหยุดลงเมื่อความดันของก๊าซในส่วนที่เหลือเท่ากับความดันของก๊าซในตัวกลางระหว่างดาว หลังจากนั้น สิ่งตกค้างก็เริ่มกระจายไปชนกับเมฆที่เคลื่อนตัวอย่างวุ่นวาย เวลาการดูดซับถึง: 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))

ปี

ทฤษฎีการเกิดรังสีซินโครตรอน

การสร้างคำอธิบายโดยละเอียด

ค้นหาซากซูเปอร์โนวา

ค้นหาดาวสารตั้งต้น

ทฤษฎีซูเปอร์โนวาเอีย

นอกจากความไม่แน่นอนในทฤษฎีซูเปอร์โนวา Ia ที่อธิบายไว้ข้างต้นแล้ว กลไกการระเบิดยังเป็นสาเหตุของความขัดแย้งมากมาย ส่วนใหญ่แล้วโมเดลสามารถแบ่งออกเป็นกลุ่มต่อไปนี้:
ระเบิดทันที
การระเบิดล่าช้า
การระเบิดที่ล่าช้าอย่างเร้าใจ

อย่างน้อยที่สุดสำหรับแต่ละการรวมกันของเงื่อนไขเริ่มต้น กลไกที่ระบุไว้สามารถพบได้ในรูปแบบใดรูปแบบหนึ่ง แต่ช่วงของรุ่นที่เสนอไม่ได้จำกัดอยู่เพียงเท่านี้ ตัวอย่างคือแบบจำลองที่ดาวแคระขาว 2 ดวงระเบิดพร้อมกัน โดยปกติแล้ว สิ่งนี้จะเกิดขึ้นได้เฉพาะในสถานการณ์ที่องค์ประกอบทั้งสองได้รับการพัฒนาเท่านั้น

วิวัฒนาการทางเคมีและผลกระทบต่อสสารระหว่างดาว

วิวัฒนาการทางเคมีของจักรวาล กำเนิดธาตุที่มีเลขอะตอมสูงกว่าเหล็ก

การระเบิดของซูเปอร์โนวาเป็นสาเหตุหลักของการเติมเต็มตัวกลางระหว่างดาวด้วยองค์ประกอบต่างๆ เลขอะตอมมากขึ้น (หรืออย่างที่พวกเขาพูด หนักกว่า) เขา . อย่างไรก็ตามกระบวนการที่ก่อให้เกิดพวกเขานั้น กลุ่มต่างๆธาตุและแม้แต่ไอโซโทปของพวกมันเอง

กระบวนการอาร์

r-กระบวนการเป็นกระบวนการสร้างนิวเคลียสที่หนักกว่าจากนิวเคลียสที่เบากว่าโดยการจับนิวตรอนตามลำดับในระหว่าง ( n,γ) ปฏิกิริยาและดำเนินต่อไปจนกระทั่งอัตราการจับนิวตรอนสูงกว่าอัตราการสลายตัว β− ของไอโซโทป กล่าวอีกนัยหนึ่งคือเวลาเฉลี่ยในการจับนิวตรอน τ(n,γ)ควรเป็น:

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

โดยที่ τ β คือเวลาเฉลี่ยของการสลายตัวของนิวเคลียสที่ก่อตัวเป็นลูกโซ่ของกระบวนการ r สภาวะนี้ทำให้เกิดข้อจำกัดเกี่ยวกับความหนาแน่นของนิวตรอน เนื่องจาก:

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

ที่ไหน (σ n γ , v n) pixel (\displaystyle (\overline ((\sigma _(n\gamma),v_(n)))))- ผลคูณของหน้าตัดปฏิกิริยา ( n,γ) บนความเร็วนิวตรอนสัมพัทธ์กับนิวเคลียสเป้าหมาย ซึ่งมีค่าเฉลี่ยเหนือสเปกตรัมแมกซ์เวลเลียนของการกระจายความเร็ว เมื่อพิจารณาว่ากระบวนการ r เกิดขึ้นในนิวเคลียสหนักและปานกลาง 0.1 วินาที< τ β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 10 9 , получим характерную плотность

ρ µ 2 ⋅ 10 17 (\displaystyle \rho \ประมาณ 2\cdot 10^(17))นิวตรอน/ซม.3

เงื่อนไขดังกล่าวเกิดขึ้นได้ใน:

ν-กระบวนการ

บทความหลัก: ν-กระบวนการ

ν-กระบวนการเป็นกระบวนการสังเคราะห์นิวเคลียสผ่านปฏิกิริยาระหว่างนิวตริโนกับนิวเคลียสของอะตอม มันอาจจะรับผิดชอบต่อการปรากฏตัวของไอโซโทป 7 Li, 11 B, 19 F, 138 La และ 180 Ta

ผลกระทบต่อโครงสร้างขนาดใหญ่ของก๊าซระหว่างดาวในกาแลคซี

ประวัติการสังเกต

ความสนใจของฮิปปาร์คัสต่อดาวฤกษ์คงที่อาจได้รับแรงบันดาลใจจากการสังเกตซูเปอร์โนวา (ตามข้อมูลของพลินี) บันทึกแรกสุดระบุว่าเป็นซุปเปอร์โนวา SN 185 (ภาษาอังกฤษ)ถูกสร้างขึ้นโดยนักดาราศาสตร์ชาวจีนในปีคริสตศักราช 185 ซูเปอร์โนวาที่สว่างที่สุดที่เรารู้จักคือ SN 1006 ได้รับการอธิบายอย่างละเอียดโดยนักดาราศาสตร์ชาวจีนและอาหรับ มีการสังเกตการณ์ซูเปอร์โนวา SN 1054 ซึ่งให้กำเนิดเนบิวลาปูเป็นอย่างดี ซูเปอร์โนวา SN 1572 และ SN 1604 มองเห็นได้ด้วยตาเปล่าและมีความสำคัญอย่างยิ่งในการพัฒนาดาราศาสตร์ในยุโรป เนื่องจากถูกใช้เป็นข้อโต้แย้งกับแนวคิดของอริสโตเติลที่ว่ายังมีโลกอยู่นอกดวงจันทร์และ ระบบสุริยะไม่เปลี่ยนแปลง โยฮันเนส เคปเลอร์เริ่มสังเกต SN 1604 เมื่อวันที่ 17 ตุลาคม 1604 นี่เป็นซูเปอร์โนวาครั้งที่สองที่ถูกบันทึกไว้ในระยะความสว่างที่เพิ่มขึ้น (หลังจาก SN 1572 ซึ่งสังเกตโดย Tycho Brahe ในกลุ่มดาวแคสสิโอเปีย)

ด้วยการพัฒนากล้องโทรทรรศน์ ทำให้สามารถสังเกตซุปเปอร์โนวาในกาแลคซีอื่นได้ เริ่มจากการสังเกตซูเปอร์โนวาเอส แอนโดรเมดาในเนบิวลาแอนโดรเมดาในปี พ.ศ. 2428 ในช่วงศตวรรษที่ 20 แบบจำลองที่ประสบความสำเร็จสำหรับซูเปอร์โนวาแต่ละประเภทได้รับการพัฒนาและมีความเข้าใจถึงบทบาทของซูเปอร์โนวาในการกำเนิดดาวฤกษ์มากขึ้น ในปี พ.ศ. 2484 นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน รูดอล์ฟ มิงโคว์สกี้ และฟริทซ์ ซวิคกี ได้พัฒนาแผนการจำแนกซูเปอร์โนวาสมัยใหม่

ในคริสต์ทศวรรษ 1960 นักดาราศาสตร์ค้นพบว่าความส่องสว่างสูงสุดของการระเบิดของซูเปอร์โนวาสามารถใช้เป็นเทียนมาตรฐานได้ จึงเป็นการวัดระยะทางทางดาราศาสตร์ ขณะนี้ซูเปอร์โนวาให้ข้อมูลสำคัญเกี่ยวกับระยะทางจักรวาล ซุปเปอร์โนวาที่อยู่ห่างไกลที่สุดกลายเป็นจางกว่าที่คาดไว้ ซึ่งตามแนวคิดสมัยใหม่ แสดงให้เห็นว่าการขยายตัวของจักรวาลกำลังเร่งตัวขึ้น

วิธีการได้รับการพัฒนาเพื่อสร้างประวัติศาสตร์การระเบิดซูเปอร์โนวาขึ้นมาใหม่ซึ่งไม่มีบันทึกการสังเกตเป็นลายลักษณ์อักษร วันที่เกิดซูเปอร์โนวาแคสสิโอเปีย A พิจารณาจากแสงสะท้อนจากเนบิวลา ในขณะที่อายุของซากซูเปอร์โนวา RX J0852.0-4622 (ภาษาอังกฤษ)ประมาณโดยการวัดอุณหภูมิและการปล่อย γ จากการสลายตัวของไทเทเนียม-44 ในปี พ.ศ. 2552 ณ น้ำแข็งแอนตาร์กติกไนเตรตถูกค้นพบตามเวลาของการระเบิดซูเปอร์โนวา

เมื่อวันที่ 23 กุมภาพันธ์ พ.ศ.2530 ซูเปอร์โนวา SN 1987A ซึ่งอยู่ใกล้โลกมากที่สุดนับตั้งแต่มีการประดิษฐ์กล้องโทรทรรศน์ ได้ปะทุขึ้นในเมฆแมกเจลแลนใหญ่ที่ระยะห่างจากโลก 168,000 ปีแสง เป็นครั้งแรกที่มีการบันทึกฟลักซ์นิวตริโนจากเปลวไฟ แสงแฟลร์ได้รับการศึกษาอย่างเข้มข้นโดยใช้ดาวเทียมดาราศาสตร์ในช่วงอัลตราไวโอเลต รังสีเอกซ์ และรังสีแกมมา ซากซูเปอร์โนวาถูกศึกษาโดยใช้ ALMA, ฮับเบิล และจันทรา ยังไม่มีการค้นพบดาวนิวตรอนหรือหลุมดำซึ่งตามแบบจำลองบางรุ่นควรอยู่ที่บริเวณที่เกิดเปลวไฟ ยังไม่ได้รับการค้นพบ

22 มกราคม พ.ศ.2557 ในกาแลคซี M82 ในกลุ่มดาวฤกษ์ กระบวยใหญ่ซุปเปอร์โนวา SN 2014J ปะทุขึ้น กาแล็กซี M82 อยู่ห่างจากกาแลคซีของเรา 12 ล้านปีแสง และมีขนาดปรากฏต่ำกว่า 9 ซูเปอร์โนวานี้อยู่ใกล้โลกมากที่สุดนับตั้งแต่ปี 1987 (SN 1987A)

ซูเปอร์โนวาที่มีชื่อเสียงที่สุดและซากของมัน

ซูเปอร์โนวา SN 1604 (ซูเปอร์โนวาเคปเลอร์)
ซูเปอร์โนวา G1.9+0.3 (อายุน้อยที่สุดในกาแล็กซีของเรา)

ซุปเปอร์โนวาทางประวัติศาสตร์ในกาแล็กซีของเรา (สังเกตได้)

ซูเปอร์โนวา	วันที่เกิดการระบาด	กลุ่มดาว	สูงสุด ส่องแสง	ระยะทาง ยานีเย (ปีนักบุญ)	ประเภทแฟลช ชิกิ	ความยาว โทร- การมองเห็น สะพาน	ที่เหลือ	หมายเหตุ
ส.185	, 7 ธันวาคม	เซนทอร์	−8	3000	เอ้า?	8-20 เดือน	G315.4-2.3 (RCW 86)	บันทึกของจีน: สังเกตได้ใกล้อัลฟ่าเซนทอรี
ส.369		ไม่ทราบ	ยกเลิก เป็นที่รู้จัก	ยกเลิก เป็นที่รู้จัก	ยกเลิก เป็นที่รู้จัก	5 เดือน	ไม่ทราบ	พงศาวดารจีน: สถานการณ์นี้ไม่ค่อยมีใครรู้ ถ้ามันอยู่ใกล้เส้นศูนย์สูตรของดาราจักร ก็เป็นไปได้มากว่ามันจะเป็นซูเปอร์โนวา ถ้าไม่ใช่ ก็น่าจะเป็นโนวาที่ช้า
ส.386		ราศีธนู	+1,5	16 000	ครั้งที่สอง?	2-4 เดือน	G11.2-0.3	พงศาวดารจีน
ส.393		แมงป่อง	0	34 000	ยกเลิก เป็นที่รู้จัก	8 เดือน	ผู้สมัครหลายคน	พงศาวดารจีน
SN 1006	, 1 พฤษภาคม	หมาป่า	−7,5	7200	เอีย	18 เดือน	SNR 1006	พระสงฆ์ชาวสวิส นักวิทยาศาสตร์อาหรับ และนักดาราศาสตร์ชาวจีน
SN 1054	4 กรกฎาคม	ราศีพฤษภ	−6	6300	ครั้งที่สอง	21 เดือน	เนบิวลาปู	ในภาคกลางและ ตะวันออกไกล(ไม่ปรากฏในตำราของยุโรป นอกเหนือจากคำใบ้ที่คลุมเครือในพงศาวดารสงฆ์ไอริช)
ส.1181	, สิงหาคม	แคสสิโอเปีย	−1	8500	ยกเลิก เป็นที่รู้จัก	6 เดือน	อาจเป็น 3C58 (G130.7+3.1)	ผลงานของศาสตราจารย์ Alexandre Nequem แห่งมหาวิทยาลัยปารีส ตำราภาษาจีนและภาษาญี่ปุ่น
SN 1572	, 6 พฤศจิกายน	แคสสิโอเปีย	−4	7500	เอีย	16 เดือน	เศษซากซูเปอร์โนวาเงียบๆ	เหตุการณ์นี้ได้รับการบันทึกไว้ในแหล่งข้อมูลในยุโรปหลายแห่ง รวมทั้งในบันทึกของ Tycho Brahe ในวัยหนุ่มด้วย จริงอยู่เขาสังเกตเห็นดาวที่ลุกเป็นไฟในวันที่ 11 พฤศจิกายนเท่านั้น แต่เขาติดตามมันมาตลอดทั้งปีครึ่งและเขียนหนังสือ "De Nova Stella" ("On the New Star") ซึ่งเป็นงานทางดาราศาสตร์ชิ้นแรกในหัวข้อนี้
SN 1604	, 9 ตุลาคม	โอฟีอุคัส	−2,5	20000	เอีย	18 เดือน	ซากซูเปอร์โนวาของเคปเลอร์	ตั้งแต่วันที่ 17 ตุลาคม โยฮันเนส เคปเลอร์เริ่มศึกษาเรื่องนี้ โดยสรุปข้อสังเกตของเขาไว้ในหนังสือเล่มอื่น
SN 1680	, 16 สิงหาคม	แคสสิโอเปีย	+6	10000	IIb	ยกเลิก ทราบแล้ว (ไม่เกินหนึ่งสัปดาห์)	ซากซูเปอร์โนวาแคสสิโอเปีย เอ	อาจพบเห็นได้โดยแฟลมสตีดและจัดอยู่ในกลุ่ม 3 Cassiopeiae

ซากซุปเปอร์โนวาเคปเลอร์

การระเบิดของซูเปอร์โนวาหรือซูเปอร์โนวาเป็นปรากฏการณ์ที่ความสว่างของมันเปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็ว 4-8 ลำดับความสำคัญ (12 แมกนิจูด) ตามมาด้วยการระบาดที่เบาลงค่อนข้างช้า เป็นผลมาจากกระบวนการหายนะที่เกิดขึ้นพร้อมกับการปลดปล่อยพลังงานมหาศาลและเกิดขึ้นเมื่อสิ้นสุดวิวัฒนาการของดาวฤกษ์บางดวง

ซากซูเปอร์โนวา RCW 103 มีดาวนิวตรอน 1E 161348-5055 อยู่ตรงกลาง

ตามกฎแล้ว ซูเปอร์โนวาจะถูกสังเกตหลังจากข้อเท็จจริง กล่าวคือ เมื่อเหตุการณ์เกิดขึ้นแล้วและการแผ่รังสีของพวกมันไปถึงแล้ว ดังนั้นธรรมชาติของพวกมันจึงไม่ชัดเจนมาเป็นเวลานาน แต่ตอนนี้มีการนำเสนอสถานการณ์ที่นำไปสู่การระบาดในลักษณะนี้ค่อนข้างมาก แม้ว่าบทบัญญัติหลักจะค่อนข้างชัดเจนอยู่แล้วก็ตาม

การระเบิดจะมาพร้อมกับการปล่อยมวลสารดาวที่มีนัยสำคัญออกสู่อวกาศระหว่างดวงดาวและตามกฎแล้วจากส่วนที่เหลือของสสารดาวที่ระเบิดจะมีการสร้างวัตถุขนาดกะทัดรัดขึ้น - ดาวนิวตรอนหรือ หลุมดำ- พวกมันรวมตัวกันก่อตัวเป็นซากซุปเปอร์โนวา

เหนือสิ่งอื่นใด สสารที่ถูกปล่อยออกมาระหว่างการลุกเป็นไฟส่วนใหญ่ประกอบด้วยผลิตภัณฑ์จากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันแสนสาหัสที่เกิดขึ้นตลอดอายุขัยของดาวฤกษ์ ต้องขอบคุณซูเปอร์โนวาโดยทั่วไปและโดยเฉพาะอย่างยิ่งแต่ละซุปเปอร์โนวาที่วิวัฒนาการทางเคมี

ชื่อนี้สะท้อนถึงกระบวนการทางประวัติศาสตร์ในการศึกษาดาวฤกษ์ซึ่งความสว่างเปลี่ยนแปลงไปอย่างมากเมื่อเวลาผ่านไป ซึ่งเรียกว่าโนวา ในทำนองเดียวกัน ในบรรดาซูเปอร์โนวาตอนนี้มีคลาสย่อย - ไฮเปอร์โนวา

ชื่อนี้ประกอบด้วยแท็ก SN ตามด้วยปีที่เปิด และลงท้ายด้วยการกำหนดตัวอักษรหนึ่งหรือสองตัว ซูเปอร์โนวา 26 ดวงแรกของปีปัจจุบันจะใช้ชื่อด้วยตัวอักษรเดี่ยวที่ต่อท้ายชื่อตั้งแต่อักษรตัวใหญ่ A ถึง Z ส่วนซุปเปอร์โนวาที่เหลือจะใช้ชื่อด้วยตัวอักษรสองตัวจากตัวอักษรตัวพิมพ์เล็ก: aa, ab และอื่นๆ ซูเปอร์โนวาที่ยังไม่ยืนยันถูกกำหนดด้วยตัวอักษร PSN (ซุปเปอร์โนวาที่เป็นไปได้) โดยมีพิกัดท้องฟ้าในรูปแบบ: Jhhmmssss+ddmmsss

เส้นโค้งแสงสำหรับประเภท I มีความคล้ายคลึงกันมาก โดยเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วเป็นเวลา 2-3 วัน จากนั้นถูกแทนที่ด้วยการลดลงอย่างมีนัยสำคัญ (3 ขนาด) เป็นเวลา 25-40 วัน ตามด้วยการอ่อนตัวลงอย่างช้าๆ เกือบจะเป็นเส้นตรงบน ขนาด

แต่เส้นโค้งแสงแบบ II นั้นค่อนข้างหลากหลาย สำหรับบางคน เส้นโค้งจะคล้ายกับประเภทที่ 1 เพียงแต่ความสว่างจะช้าลงและนานขึ้นจนกระทั่งระยะเชิงเส้นเริ่มขึ้น คนอื่นๆ เมื่อถึงจุดสูงสุดแล้ว ก็อยู่ที่นั้นนานถึง 100 วัน จากนั้นความสว่างก็ลดลงอย่างรวดเร็วจนไปถึง "หาง" เป็นเส้นตรง ขนาดสัมบูรณ์ของค่าสูงสุดจะแตกต่างกันไปอย่างมาก

การจำแนกประเภทข้างต้นมีคุณสมบัติพื้นฐานบางอย่างของสเปกตรัมของซูเปอร์โนวาประเภทต่างๆ อยู่แล้ว ให้เรามาดูสิ่งที่ไม่รวมอยู่ด้วย คุณลักษณะแรกและสำคัญมากซึ่งขัดขวางการตีความสเปกตรัมที่ได้รับมาเป็นเวลานานก็คือเส้นหลักนั้นกว้างมาก

สเปกตรัมของซูเปอร์โนวาประเภท II และ Ib\c มีลักษณะเฉพาะดังนี้:
การมีคุณสมบัติการดูดกลืนแสงแคบใกล้กับความสว่างสูงสุดและส่วนประกอบการปล่อยก๊าซที่ไม่มีการแทนที่แคบ
เส้น , , , สังเกตได้ในรังสีอัลตราไวโอเลต

ความถี่ของแสงแฟลร์ขึ้นอยู่กับจำนวนดาวฤกษ์ในกาแลคซีหรือความส่องสว่างซึ่งเท่ากันสำหรับกาแลคซีทั่วไป

ในกรณีนี้ ซูเปอร์โนวา Ib/c และ II เคลื่อนที่เข้าหาแขนกังหัน

เนบิวลาปู (ภาพใน รังสีเอกซ์) คลื่นกระแทกภายใน ลมที่พัดผ่านอย่างอิสระ และไอพ่นจะมองเห็นได้ชัดเจน

รูปแบบบัญญัติของส่วนที่เหลือรุ่นเยาว์มีดังนี้:

ส่วนที่เหลือขนาดกะทัดรัดที่เป็นไปได้ มักเป็นพัลซาร์ แต่อาจเป็นหลุมดำ
คลื่นกระแทกภายนอกที่แพร่กระจายในสสารระหว่างดาว
คลื่นย้อนกลับที่แพร่กระจายในวัสดุดีดตัวของซูเปอร์โนวา
ประการที่สอง การแพร่กระจายเป็นกลุ่มของตัวกลางระหว่างดาวและการปล่อยซูเปอร์โนวาหนาแน่น

เมื่อรวมกันแล้วจะเกิดภาพต่อไปนี้: ด้านหลังด้านหน้าของคลื่นกระแทกภายนอก ก๊าซจะถูกให้ความร้อนจนถึงอุณหภูมิ TS ≥ 107 K และปล่อยออกมาในช่วงรังสีเอกซ์ด้วยพลังงานโฟตอน 0.1-20 keV ในทำนองเดียวกัน ก๊าซที่อยู่ด้านหลัง ด้านหน้าของคลื่นสะท้อนกลับก่อให้เกิดบริเวณที่สองของการแผ่รังสีเอกซ์ เส้นของ Fe, Si, S เป็นต้น ที่มีความแตกตัวเป็นไอออนสูง บ่งบอกถึงลักษณะทางความร้อนของการแผ่รังสีจากทั้งสองชั้น

การเปล่งแสงจากเศษซากอายุน้อยทำให้เกิดก๊าซจับตัวกันเป็นก้อนหลังหน้าคลื่นทุติยภูมิ เนื่องจากความเร็วการแพร่กระจายในพวกมันสูงกว่า ซึ่งหมายความว่าก๊าซจะเย็นตัวเร็วขึ้นและการแผ่รังสีจะผ่านจากช่วงรังสีเอกซ์ไปยังช่วงแสง ต้นกำเนิดการกระทบของรังสีออปติคอลได้รับการยืนยันจากความเข้มสัมพัทธ์ของเส้น

เส้นใยในแคสสิโอเปีย เอ ทำให้เห็นชัดเจนว่าต้นกำเนิดของกลุ่มสสารสามารถเป็นสองเท่าได้ สิ่งที่เรียกว่าเส้นใยเร็วจะบินออกไปด้วยความเร็ว 5,000-9,000 กม./วินาที และเปล่งออกมาเฉพาะในเส้น O, S, Si เท่านั้น กล่าวคือ สิ่งเหล่านี้เป็นกลุ่มก้อนที่ก่อตัวในช่วงเวลาที่เกิดการระเบิดของซุปเปอร์โนวา การควบแน่นแบบอยู่กับที่มีความเร็ว 100-400 กม./วินาที และสังเกตความเข้มข้นปกติของ H, N, O รวมกันแล้วบ่งชี้ว่าสารนี้ถูกขับออกมาเป็นเวลานานก่อนการระเบิดของซูเปอร์โนวา และต่อมาได้รับความร้อนจากคลื่นกระแทกภายนอก .

การแผ่คลื่นวิทยุซินโครตรอนจากอนุภาคสัมพัทธภาพในสนามแม่เหล็กแรงสูงเป็นสัญญาณสังเกตหลักสำหรับส่วนที่เหลือทั้งหมด พื้นที่ของการแปลคือพื้นที่ด้านหน้าของคลื่นภายนอกและคลื่นกลับ รังสีซินโครตรอนก็พบได้ในช่วงรังสีเอกซ์เช่นกัน

ธรรมชาติของซุปเปอร์โนวา Ia นั้นแตกต่างจากธรรมชาติของการระบาดอื่นๆ เห็นได้ชัดเจนว่าไม่มีแสงแฟลร์ประเภท Ib\c และประเภท II ในกาแลคซีทรงรี จากข้อมูลทั่วไปเกี่ยวกับกลุ่มหลังนี้ ทราบกันว่ามีก๊าซและดาวสีน้ำเงินอยู่เล็กน้อย และการก่อตัวดาวฤกษ์สิ้นสุดลงเมื่อ 1,010 ปีที่แล้ว ซึ่งหมายความว่าดาวฤกษ์มวลมากทุกดวงได้วิวัฒนาการเสร็จสิ้นแล้ว และเหลือเพียงดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่ามวลดวงอาทิตย์เท่านั้น และไม่มีอีกต่อไป จากทฤษฎีวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ เป็นที่ทราบกันว่าดาวประเภทนี้ไม่สามารถระเบิดได้ ดังนั้นจึงจำเป็นต้องมีกลไกการยืดอายุสำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวล 1-2M⊙

การไม่มีเส้นไฮโดรเจนในสเปกตรัม Ia\Iax บ่งชี้ว่ามีไฮโดรเจนน้อยมากในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ดั้งเดิม มวลของสารที่ถูกปล่อยออกมามีขนาดค่อนข้างใหญ่ - 1M⊙ ซึ่งส่วนใหญ่ประกอบด้วยคาร์บอน ออกซิเจน และธาตุหนักอื่นๆ และเส้น Si II ที่ถูกเลื่อนบ่งชี้ว่าปฏิกิริยานิวเคลียร์กำลังเกิดขึ้นอย่างแข็งขันในระหว่างการดีดตัวออก ทั้งหมดนี้ทำให้เรามั่นใจว่าดาวฤกษ์รุ่นก่อนนั้นเป็นดาวแคระขาว ซึ่งน่าจะเป็นคาร์บอน-ออกซิเจนมากที่สุด

สถานการณ์ที่โดดเด่น

วิธีหนึ่งในการปล่อยพลังงานตามจำนวนที่ต้องการคือการเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วของมวลของสารที่เกี่ยวข้องกับการเผาไหม้แสนสาหัสนั่นคือการระเบิดแสนสาหัส อย่างไรก็ตาม ฟิสิกส์ของดาวฤกษ์ดวงเดียวไม่อนุญาตให้ทำเช่นนี้ กระบวนการในดาวฤกษ์ที่อยู่ในแถบลำดับหลักอยู่ในสภาวะสมดุล ดังนั้นแบบจำลองทั้งหมดจึงพิจารณาขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ - ดาวแคระขาว อย่างไรก็ตาม ดาวดวงหลังนั้นเป็นดาวฤกษ์ที่มั่นคง ทุกสิ่งสามารถเปลี่ยนแปลงได้ก็ต่อเมื่อเข้าใกล้ขีดจำกัดจันทรเศขารเท่านั้น สิ่งนี้นำไปสู่ข้อสรุปที่ชัดเจนว่าการระเบิดแสนสาหัสเกิดขึ้นได้เฉพาะในระบบดาวฤกษ์เท่านั้น ซึ่งส่วนใหญ่น่าจะอยู่ในดาวคู่ที่เรียกว่า

สหายที่สองเป็นดาวฤกษ์ธรรมดาที่มีสสารไหลไปยังดาวดวงแรก
สหายคนที่สองคือดาวแคระขาวดวงเดียวกัน สถานการณ์นี้เรียกว่าความเสื่อมสองเท่า

การระเบิดเกิดขึ้นเมื่อเกินขีดจำกัดจันทรเศขาร
การระเบิดเกิดขึ้นตรงหน้าเขา

สิ่งที่สถานการณ์ซูเปอร์โนวา Ia มีเหมือนกันคือดาวแคระที่ระเบิดน่าจะเป็นคาร์บอน-ออกซิเจนมากที่สุด

พฤติกรรมเพิ่มเติมของเส้นโค้งแสงจะถูกกำหนดโดยห่วงโซ่การสลายตัวเป็นหลัก

ไอโซโทป 56Ni ไม่เสถียรและมีครึ่งชีวิต 6.1 วัน นอกจากนี้ การจับด้วยอิเล็กทรอนิกส์ยังนำไปสู่การก่อตัวของนิวเคลียส 56Co โดยส่วนใหญ่อยู่ในสภาวะตื่นเต้นด้วยพลังงาน 1.72 MeV ระดับนี้ไม่เสถียร และการเปลี่ยนผ่านของอิเล็กตรอนไปสู่สถานะพื้นจะมาพร้อมกับการปล่อยน้ำตกของ γ-ควอนต้าที่มีพลังงานตั้งแต่ 0.163 MeV ถึง 1.56 MeV ควอนตัมเหล่านี้สัมผัสกับการกระเจิงของคอมป์ตันและพลังงานของพวกมันลดลงอย่างรวดเร็วเหลือ ~ 100 keV ควอนตัมดังกล่าวถูกดูดซับอย่างมีประสิทธิภาพโดยเอฟเฟกต์โฟโตอิเล็กทริก และเป็นผลให้สารได้รับความร้อน เมื่อดาวฤกษ์ขยายตัว ความหนาแน่นของสสารในดาวฤกษ์จะลดลง จำนวนการชนกันของโฟตอนลดลง และสสารพื้นผิวของดาวฤกษ์จะโปร่งใสต่อการแผ่รังสี ตามที่การคำนวณทางทฤษฎีแสดง สถานการณ์นี้เกิดขึ้นประมาณ 20-30 วันหลังจากที่ดาวฤกษ์มีความสว่างสูงสุด

60 วันหลังจากเริ่มมีอาการ สารจะโปร่งใสจนถึงรังสี γ เส้นโค้งแสงเริ่มสลายตัวแบบทวีคูณ มาถึงตอนนี้ 56Ni ได้สลายตัวไปแล้วและมีการปลดปล่อยพลังงานเนื่องจากการสลาย β ของ 56Co ถึง 56Fe (T1/2 = 77 วัน) โดยมีพลังงานกระตุ้นสูงถึง 4.2 MeV

แบบจำลองกลไกการยุบตัวด้วยแรงโน้มถ่วง

สถานการณ์ที่สองสำหรับการปล่อยพลังงานที่จำเป็นคือการล่มสลายของแกนกลางดาวฤกษ์ มวลของมันจะต้องเท่ากับมวลของดาวนิวตรอนที่เหลืออยู่ทุกประการ

จำเป็นต้องมีตัวพาซึ่งในด้านหนึ่งจะต้องนำพลังงานที่ปล่อยออกมาออกไป และอีกด้านหนึ่งจะต้องไม่โต้ตอบกับสาร นิวตริโนเหมาะสมกับบทบาทของพาหะดังกล่าว

กระบวนการหลายอย่างมีหน้าที่รับผิดชอบในการก่อตัว สิ่งแรกและสำคัญที่สุดสำหรับการทำให้ดาวฤกษ์ไม่เสถียรและจุดเริ่มต้นของการบีบอัดคือกระบวนการนิวตรอน

นิวตริโนจากปฏิกิริยาเหล่านี้จะพาไป 10% บทบาทหลักในการทำความเย็นเล่นโดยกระบวนการ URKA (การทำความเย็นด้วยนิวตริโน)

แทนที่จะเป็นโปรตอนและนิวตรอน นิวเคลียสของอะตอมก็สามารถทำหน้าที่สร้างไอโซโทปที่ไม่เสถียรซึ่งจะประสบกับการสลายตัวของบีตา

ความเข้มข้นของกระบวนการเหล่านี้จะเพิ่มขึ้นตามการบีบอัด จึงทำให้เร็วขึ้น กระบวนการนี้หยุดลงโดยการกระเจิงของนิวตริโนบนอิเล็กตรอนที่เสื่อมสภาพ ในระหว่างนั้นพวกมันจะถูกทำให้ร้อนและล็อคอยู่ภายในสาร

โปรดทราบว่ากระบวนการนิวตรอนเกิดขึ้นที่ความหนาแน่น 1011/cm3 เท่านั้น ซึ่งเกิดขึ้นได้ในแกนกลางดาวฤกษ์เท่านั้น ซึ่งหมายความว่าสมดุลอุทกพลศาสตร์ถูกรบกวนเท่านั้น ชั้นนอกอยู่ในสมดุลอุทกพลศาสตร์เฉพาะที่ และการยุบตัวจะเกิดขึ้นหลังจากที่แกนกลางหดตัวและก่อตัวเป็นพื้นผิวแข็งเท่านั้น การดีดตัวจากพื้นผิวนี้ทำให้แน่ใจได้ว่าเปลือกจะหลุดออก

ทฤษฎีวิวัฒนาการซากซูเปอร์โนวา

บินฟรี.
การขยายตัวแบบอะเดียแบติก (ระยะ Sedov) การระเบิดของซุปเปอร์โนวาในระยะนี้จะปรากฏเป็นจุดระเบิดในตัวกลางที่มีความจุความร้อนคงที่ โซลูชันกิริยาช่วยตนเองของ Sedov ได้รับการทดสอบแล้ว การระเบิดของนิวเคลียร์ในชั้นบรรยากาศของโลก
เวทีแห่งการส่องสว่างอันเข้มข้น เริ่มต้นเมื่ออุณหภูมิด้านหลังด้านหน้าถึงจุดสูงสุดบนกราฟการสูญเสียการแผ่รังสี

นอกจากความไม่แน่นอนในทฤษฎีซูเปอร์โนวา Ia ที่อธิบายไว้ข้างต้นแล้ว กลไกการระเบิดยังเป็นสาเหตุของความขัดแย้งมากมาย ส่วนใหญ่แล้วโมเดลสามารถแบ่งออกเป็นกลุ่มต่อไปนี้:
การระเบิดล่าช้า
การระเบิดที่ล่าช้าอย่างเร้าใจ
การเผาไหม้ที่รวดเร็วแบบปั่นป่วน

อย่างน้อยที่สุดสำหรับแต่ละการรวมกันของเงื่อนไขเริ่มต้น กลไกที่ระบุไว้สามารถพบได้ในรูปแบบใดรูปแบบหนึ่ง แต่ช่วงของรุ่นที่เสนอไม่ได้จำกัดอยู่เพียงเท่านี้ ตัวอย่างเช่น เราสามารถอ้างอิงแบบจำลองเมื่อระเบิดสองครั้งพร้อมกัน โดยปกติแล้ว สิ่งนี้จะเกิดขึ้นได้เฉพาะในสถานการณ์ที่องค์ประกอบทั้งสองได้รับการพัฒนาเท่านั้น

การระเบิดของซูเปอร์โนวาเป็นแหล่งที่มาหลักของการเติมเต็มตัวกลางระหว่างดาวด้วยองค์ประกอบที่มีเลขอะตอมมากกว่า (หรืออย่างที่พวกเขาพูดกันว่าหนักกว่า) He อย่างไรก็ตาม กระบวนการที่ก่อให้เกิดองค์ประกอบเหล่านี้แตกต่างกันไปตามกลุ่มธาตุและแม้กระทั่งไอโซโทป

องค์ประกอบเกือบทั้งหมดที่หนักกว่า He และ Fe เป็นผลจากปฏิกิริยาฟิวชันแสนสาหัสแบบคลาสสิก ซึ่งเกิดขึ้นภายในดาวฤกษ์หรือระหว่างการระเบิดของซูเปอร์โนวาระหว่างกระบวนการ p เป็นมูลค่าการกล่าวขวัญที่นี่ว่าได้รับชิ้นส่วนที่เล็กมากในระหว่างการสังเคราะห์นิวเคลียสปฐมภูมิ
องค์ประกอบทั้งหมดที่หนักกว่า 209Bi เป็นผลมาจากกระบวนการ r
ต้นกำเนิดของสิ่งอื่นเป็นหัวข้อถกเถียง s-, r-, ν- และ rp-processes ถูกเสนอให้เป็นกลไกที่เป็นไปได้

โครงสร้างและกระบวนการสังเคราะห์นิวเคลียสในช่วงก่อนซูเปอร์โนวาและในชั่วขณะถัดไปหลังจากการปะทุของดาวฤกษ์ขนาด 25M☉ ไม่ได้ปรับขนาด

r-process คือกระบวนการของการก่อตัวมากขึ้น นิวเคลียสหนักจากวัตถุที่เบากว่าโดยการจับนิวตรอนตามลำดับระหว่างปฏิกิริยา (n, γ) และดำเนินต่อไปจนกระทั่งอัตราการจับนิวตรอนสูงกว่าอัตราการสลายตัว β− ของไอโซโทป

กระบวนการ ν เป็นกระบวนการของการสังเคราะห์นิวเคลียส โดยอาศัยปฏิกิริยาระหว่างนิวตริโนกับนิวเคลียสของอะตอม อาจรับผิดชอบต่อการปรากฏตัวของไอโซโทป 7Li, 11B, 19F, 138La และ 180Ta

เนบิวลาปูซึ่งเป็นเศษซากของซูเปอร์โนวา SN 1054

ความสนใจของ Hipparchus เกี่ยวกับดาวฤกษ์คงที่อาจได้รับแรงบันดาลใจจากการสังเกตซูเปอร์โนวา (ตามข้อมูลของ Pliny) บันทึกแรกสุดที่ระบุว่าเป็นซูเปอร์โนวา SN 185 จัดทำโดยนักดาราศาสตร์ชาวจีนในปีคริสตศักราช 185 ซูเปอร์โนวาที่สว่างที่สุดที่เรารู้จักคือ SN 1006 ได้รับการอธิบายอย่างละเอียดโดยนักดาราศาสตร์ชาวจีนและอาหรับ มีการสังเกตการณ์ซูเปอร์โนวา SN 1054 ซึ่งให้กำเนิดเนบิวลาปูเป็นอย่างดี ซุปเปอร์โนวา SN 1572 และ SN 1604 มองเห็นได้ด้วยตาเปล่าและมีความสำคัญอย่างยิ่งต่อการพัฒนาดาราศาสตร์ในยุโรป เนื่องจากซุปเปอร์โนวาถูกใช้เป็นข้อโต้แย้งกับแนวคิดของอริสโตเติลที่ว่าโลกนอกเหนือจากดวงจันทร์และระบบสุริยะยังไม่มีการเปลี่ยนแปลง โยฮันเนส เคปเลอร์เริ่มสังเกต SN 1604 เมื่อวันที่ 17 ตุลาคม 1604 นี่เป็นซูเปอร์โนวาครั้งที่สองที่ถูกบันทึกไว้ในระยะความสว่างที่เพิ่มขึ้น (หลังจาก SN 1572 ซึ่งสังเกตโดย Tycho Brahe ในกลุ่มดาวแคสสิโอเปีย)

ด้วยการพัฒนากล้องโทรทรรศน์ ทำให้สามารถสังเกตซูเปอร์โนวาในกาแลคซีอื่นได้ เริ่มจากการสังเกตซูเปอร์โนวาเอส แอนโดรเมดาในเนบิวลาแอนโดรเมดาในปี พ.ศ. 2428 ในช่วงศตวรรษที่ 20 แบบจำลองที่ประสบความสำเร็จสำหรับซูเปอร์โนวาแต่ละประเภทได้รับการพัฒนาและมีความเข้าใจถึงบทบาทของซูเปอร์โนวาในการกำเนิดดาวฤกษ์มากขึ้น ในปี พ.ศ. 2484 นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน รูดอล์ฟ มิงโคว์สกี้ และฟริทซ์ ซวิคกี ได้พัฒนาแผนการจำแนกซูเปอร์โนวาสมัยใหม่

วิธีการได้รับการพัฒนาเพื่อสร้างประวัติศาสตร์การระเบิดซูเปอร์โนวาขึ้นมาใหม่ซึ่งไม่มีบันทึกการสังเกตเป็นลายลักษณ์อักษร วันที่ของซูเปอร์โนวาแคสสิโอเปีย A พิจารณาจากแสงสะท้อนจากเนบิวลา ในขณะที่อายุของเศษซูเปอร์โนวา RX J0852.0-4622 ประเมินจากการวัดอุณหภูมิและการแผ่รังสี γ จากการสลายตัวของไทเทเนียม-44 ในปี 2009 มีการค้นพบไนเตรตในน้ำแข็งแอนตาร์กติกซึ่งสอดคล้องกับช่วงเวลาของการระเบิดซูเปอร์โนวา

เมื่อวันที่ 22 มกราคม พ.ศ. 2557 ซูเปอร์โนวา SN 2014J ระเบิดในกาแลคซี M82 ซึ่งอยู่ในกลุ่มดาวหมีใหญ่ กาแล็กซี M82 อยู่ห่างจากกาแลคซีของเรา 12 ล้านปีแสง และมีขนาดปรากฏต่ำกว่า 9 ซูเปอร์โนวานี้อยู่ใกล้โลกมากที่สุดนับตั้งแต่ปี 1987 (SN 1987A)

ความสำเร็จที่สำคัญอย่างหนึ่งของศตวรรษที่ 20 คือการทำความเข้าใจความจริงที่ว่าองค์ประกอบเกือบทั้งหมดที่หนักกว่าไฮโดรเจนและฮีเลียมนั้นก่อตัวขึ้นภายในดวงดาวและเข้าสู่มวลกลางระหว่างดาวอันเป็นผลมาจากการระเบิดของซูเปอร์โนวา ซึ่งเป็นหนึ่งในปรากฏการณ์ที่ทรงพลังที่สุดใน จักรวาล

รูปถ่าย: ดาวลุกโชนและกลุ่มก๊าซเป็นฉากหลังที่น่าทึ่งสำหรับการทำลายตัวเองของดาวมวลมากที่เรียกว่าซูเปอร์โนวา 1987A นักดาราศาสตร์สังเกตการระเบิดในซีกโลกใต้เมื่อวันที่ 23 กุมภาพันธ์ พ.ศ. 2530 ภาพฮับเบิลนี้แสดงเศษซูเปอร์โนวาที่ล้อมรอบด้วยวงแหวนสสารด้านในและด้านนอกในกลุ่มเมฆก๊าซกระจัดกระจาย ภาพสามสีนี้ประกอบด้วยภาพถ่ายซูเปอร์โนวาและพื้นที่โดยรอบหลายภาพซึ่งถ่ายในเดือนกันยายน พ.ศ. 2537 กุมภาพันธ์ พ.ศ. 2539 และกรกฎาคม พ.ศ. 2540 ดาวสีฟ้าสว่างหลายดวงที่อยู่ใกล้ซุปเปอร์โนวาเป็นดาวมวลสูง แต่ละดวงมีอายุประมาณ 12 ล้านปีและหนักกว่าดวงอาทิตย์ถึง 6 เท่า พวกมันทั้งหมดอยู่ในกลุ่มดาวฤกษ์รุ่นเดียวกับที่ระเบิด การมีอยู่ของเมฆก๊าซสว่างเป็นอีกสัญญาณหนึ่งของความเยาว์วัยของภูมิภาคนี้ ซึ่งยังคงเป็นพื้นที่อุดมสมบูรณ์สำหรับการกำเนิดดาวดวงใหม่

เริ่มแรก ดาวทุกดวงที่มีความสว่างเพิ่มขึ้นอย่างกะทันหันมากกว่า 1,000 เท่าถูกเรียกว่าดาวดวงใหม่ เมื่อวูบวาบ จู่ๆ ดวงดาวดังกล่าวก็ปรากฏขึ้นบนท้องฟ้า ขัดขวางโครงร่างปกติของกลุ่มดาว และเพิ่มความสว่างขึ้นสูงสุดหลายพันเท่า จากนั้นความสว่างของพวกมันก็เริ่มลดลงอย่างรวดเร็ว และหลังจากนั้นไม่กี่ปี พวกมันก็สลัวลง อยู่ก่อนเปลวไฟ การที่เกิดแฟลร์ซ้ำๆ โดยแต่ละดวงดาวฤกษ์จะพุ่งมวลออกไปถึงหนึ่งในพันของมวลด้วยความเร็วสูง ถือเป็นลักษณะเฉพาะของดาวดวงใหม่ ถึงกระนั้น แม้ว่าปรากฏการณ์แสงแฟลร์ดังกล่าวจะยิ่งใหญ่ แต่ก็ไม่ได้เกี่ยวข้องกับการเปลี่ยนแปลงโครงสร้างพื้นฐานของดาวฤกษ์หรือการทำลายล้างของมัน

เป็นเวลาห้าพันปีแล้วที่ข้อมูลเกี่ยวกับดาวฤกษ์สว่างกว่า 200 ดวงถูกเก็บรักษาไว้ หากเราจำกัดตัวเองไว้เฉพาะดาวที่มีความสว่างไม่เกินขนาดที่ 3 แต่เมื่อธรรมชาตินอกดาราจักรของเนบิวลาถูกสถาปนาขึ้น ก็ชัดเจนว่าดาวดวงใหม่ที่กำลังสว่างจ้าอยู่ในนั้นมีลักษณะที่เหนือกว่าโนวาทั่วไป เนื่องจากความส่องสว่างของพวกมันมักจะเท่ากับความส่องสว่างของดาราจักรทั้งหมดที่เนบิวลาเนบิวลาอยู่ วูบวาบขึ้น ลักษณะที่ผิดปกติของปรากฏการณ์ดังกล่าวทำให้นักดาราศาสตร์คิดว่าเหตุการณ์ดังกล่าวเป็นสิ่งที่แตกต่างไปจากโนวาธรรมดาอย่างสิ้นเชิง ดังนั้นในปี 1934 ตามคำแนะนำของนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน Fritz Zwicky และ Walter Baade ดาวเหล่านั้นซึ่งมีแสงแฟลร์ด้วยความสว่างสูงสุดจึงไปถึงระดับความส่องสว่างของ กาแลคซีปกติถูกจำแนกออกเป็นซูเปอร์โนวาระดับความส่องสว่างที่แยกจากกัน สว่างที่สุดและเป็นซูเปอร์โนวาระดับหายาก

ต่างจากการระเบิดของโนวาธรรมดาตรงที่ซุปเปอร์โนวาระเบิดเข้าไป สถานะปัจจุบันกาแล็กซีของเราเป็นปรากฏการณ์ที่หายากมาก โดยจะเกิดขึ้นไม่เกินหนึ่งครั้งทุกๆ 100 ปี การระบาดที่โดดเด่นที่สุดคือในปี 1006 และ 1054 ข้อมูลเกี่ยวกับการระบาดมีอยู่ในบทความของจีนและญี่ปุ่น ในปี ค.ศ. 1572 นักดาราศาสตร์ผู้โดดเด่น ไทโค บราเฮ สังเกตเห็นการปะทุของดาวฤกษ์ดังกล่าวในกลุ่มดาวแคสสิโอเปีย และบุคคลสุดท้ายที่ติดตามปรากฏการณ์ซูเปอร์โนวาในกลุ่มดาวโอฟีอูคัสในปี ค.ศ. 1604 คือโยฮันเนส เคปเลอร์ ในช่วงสี่ศตวรรษของยุค "กล้องส่องทางไกล" ทางดาราศาสตร์ ไม่เคยมีการสังเกตแสงแฟลร์ดังกล่าวในกาแล็กซีของเรา ตำแหน่งของระบบสุริยะในระบบทำให้เราสามารถสังเกตการระเบิดของซูเปอร์โนวาได้ในเชิงแสงประมาณครึ่งหนึ่งของปริมาตรของมัน และในปริมาณที่เหลือ ความสว่างของการระเบิดจะลดลงเนื่องจากการดูดกลืนแสงระหว่างดวงดาว วี.ไอ. Krasovsky และ I.S. Shklovsky คำนวณว่าการระเบิดซูเปอร์โนวาในกาแล็กซีของเราเกิดขึ้นโดยเฉลี่ยทุกๆ 100 ปี ในกาแลคซีอื่น กระบวนการเหล่านี้เกิดขึ้นที่ความถี่เดียวกันโดยประมาณ ดังนั้นข้อมูลหลักเกี่ยวกับซุปเปอร์โนวาในระยะการระเบิดด้วยแสงจึงได้มาจากการสำรวจซุปเปอร์โนวาในกาแลคซีอื่น

เมื่อตระหนักถึงความสำคัญของการศึกษาปรากฏการณ์อันทรงพลังดังกล่าว นักดาราศาสตร์ W. Baade และ F. Zwicky ซึ่งทำงานที่หอดูดาวพาโลมาร์ในสหรัฐอเมริกา จึงเริ่มค้นหาซูเปอร์โนวาอย่างเป็นระบบในปี พ.ศ. 2479 พวกเขามีกล้องโทรทรรศน์ของระบบชมิดต์ซึ่งช่วยให้สามารถถ่ายภาพพื้นที่หลายสิบตารางองศาได้และให้ภาพที่ชัดเจนมากแม้แต่ดาวฤกษ์และกาแลคซีที่จาง ๆ ตลอดสามปีที่ผ่านมา พวกเขาค้นพบการระเบิดของซูเปอร์โนวา 12 ครั้งในกาแลคซีต่างๆ ซึ่งได้รับการศึกษาโดยใช้โฟโตมิเตอร์และสเปกโทรสโกปี เมื่อเทคโนโลยีสังเกตการณ์พัฒนาขึ้น จำนวนซูเปอร์โนวาที่เพิ่งค้นพบก็เพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่อง และการนำการค้นหาอัตโนมัติมาใช้ในเวลาต่อมา ทำให้จำนวนการค้นพบเพิ่มขึ้นเหมือนหิมะถล่ม (มากกว่า 100 ซูเปอร์โนวาต่อปี โดยมีจำนวนทั้งหมด 1,500 แห่ง) ในช่วงไม่กี่ปีมานี้ กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ก็เริ่มค้นหาซูเปอร์โนวาที่จางมากซึ่งอยู่ห่างไกลมาก เนื่องจากการศึกษาของพวกมันสามารถให้คำตอบสำหรับคำถามมากมายเกี่ยวกับโครงสร้างและชะตากรรมของจักรวาลทั้งหมด ในการสังเกตการณ์ด้วยกล้องโทรทรรศน์ดังกล่าวในคืนเดียว สามารถค้นพบซูเปอร์โนวาที่อยู่ห่างไกลได้มากกว่า 10 ดวง

จากการระเบิดของดาวฤกษ์ซึ่งถือเป็นปรากฏการณ์ซูเปอร์โนวา เนบิวลาจึงก่อตัวขึ้นรอบๆ ดาวฤกษ์ และขยายตัวออกไปด้วย ความเร็วมหาศาล(ประมาณ 10,000 กม./วินาที) อัตราการขยายตัวที่สูงเป็นลักษณะเด่นที่ทำให้ซากซูเปอร์โนวาแตกต่างจากเนบิวลาอื่นๆ ในซากซูเปอร์โนวา ทุกสิ่งทุกอย่างพูดถึงการระเบิดของพลังมหาศาล ซึ่งกระจัดกระจายชั้นนอกของดาวฤกษ์และส่งความเร็วอันมหาศาลไปยังชิ้นส่วนของเปลือกที่พุ่งออกมาแต่ละชิ้น

เนบิวลาปู

ไม่มี วัตถุอวกาศไม่ได้ให้ข้อมูลอันมีค่าแก่นักดาราศาสตร์มากเท่ากับเนบิวลาปูที่ค่อนข้างเล็กซึ่งสังเกตได้ในกลุ่มดาวราศีพฤษภและประกอบด้วยสสารก๊าซกระจายที่บินออกไปด้วยความเร็วสูง เนบิวลานี้ซึ่งเป็นเศษซากของซูเปอร์โนวาที่สำรวจในปี 1054 กลายเป็นวัตถุกาแลคซีดวงแรกที่มีการระบุแหล่งกำเนิดวิทยุ ปรากฎว่าธรรมชาติของการปล่อยคลื่นวิทยุนั้นไม่มีอะไรเหมือนกันกับการปล่อยความร้อน: ความเข้มของมันจะเพิ่มขึ้นตามความยาวคลื่นอย่างเป็นระบบ ในไม่ช้าก็สามารถอธิบายธรรมชาติของปรากฏการณ์นี้ได้ ซากซูเปอร์โนวาจะต้องมีสนามแม่เหล็กแรงสูงที่เก็บสิ่งที่มันสร้างขึ้นไว้ รังสีคอสมิก(อิเล็กตรอน โพซิตรอน นิวเคลียสของอะตอม) ซึ่งมีความเร็วใกล้เคียงกับความเร็วแสง ในสนามแม่เหล็ก พวกมันปล่อยพลังงานแม่เหล็กไฟฟ้าออกมาเป็นลำแสงแคบ ๆ ไปในทิศทางการเคลื่อนที่ การค้นพบการปล่อยคลื่นวิทยุที่ไม่ใช่ความร้อนจากเนบิวลาปูทำให้นักดาราศาสตร์ค้นหาซากซูเปอร์โนวาโดยใช้คุณสมบัตินี้

เนบิวลาที่อยู่ในกลุ่มดาวแคสสิโอเปียกลายเป็นแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุที่ทรงพลังเป็นพิเศษ ที่คลื่นเมตร ฟลักซ์ของการปล่อยคลื่นวิทยุจากมันจะสูงกว่าฟลักซ์จากเนบิวลาปูถึง 10 เท่าถึงแม้ว่ามันจะอยู่ไกลกว่าอันหลังมากก็ตาม . ในรังสีแสง เนบิวลาที่ขยายตัวอย่างรวดเร็วนี้อ่อนแอมาก เชื่อกันว่าเนบิวลาแคสสิโอเปียเป็นซากจากการระเบิดซูเปอร์โนวาที่เกิดขึ้นเมื่อประมาณ 300 ปีที่แล้ว

ระบบเนบิวลาเส้นใยในกลุ่มดาวหงส์ยังแสดงให้เห็นลักษณะการปล่อยคลื่นวิทยุของซากซูเปอร์โนวาเก่าอีกด้วย ดาราศาสตร์วิทยุช่วยค้นหาแหล่งกำเนิดวิทยุที่ไม่ใช่ความร้อนอื่นๆ มากมายที่กลายเป็นซากซูเปอร์โนวา ที่มีอายุต่างกัน- ดังนั้น จึงสรุปได้ว่าเศษซากของการระเบิดซูเปอร์โนวาที่เกิดขึ้นเมื่อหมื่นปีก่อนโดดเด่นเหนือเนบิวลาอื่นๆ ในเรื่องการปล่อยคลื่นวิทยุอันทรงพลังที่ไม่ใช่ความร้อน

ดังที่ได้กล่าวไปแล้ว เนบิวลาปูเป็นวัตถุแรกที่ถูกค้นพบ การฉายรังสีเอกซ์- ในปี พ.ศ. 2507 พบว่าแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ที่เล็ดลอดออกมาจากเนบิวลานั้นกว้างขวาง แม้ว่าขนาดเชิงมุมของเนบิวลาจะเล็กกว่าขนาดเชิงมุมของเนบิวลาปูถึง 5 เท่าก็ตาม จากผลสรุปได้ว่ารังสีเอกซ์ไม่ได้ปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์ที่เคยปะทุเป็นซุปเปอร์โนวา แต่โดยเนบิวลาเอง

อิทธิพลของซูเปอร์โนวา

เมื่อวันที่ 23 กุมภาพันธ์ พ.ศ. 2530 ซูเปอร์โนวาได้ระเบิดในกาแลคซีใกล้เคียงของเรา เมฆแมกเจลแลนใหญ่ ซึ่งมีความสำคัญอย่างยิ่งสำหรับนักดาราศาสตร์เพราะเป็นครั้งแรกที่พวกมันซึ่งติดอาวุธด้วยเครื่องมือทางดาราศาสตร์สมัยใหม่สามารถศึกษารายละเอียดได้ และดาวดวงนี้ก็ยืนยันคำทำนายทั้งหมด พร้อมกับแฟลชแบบออปติคอล เครื่องตรวจจับพิเศษที่ติดตั้งในญี่ปุ่นและในรัฐโอไฮโอ (สหรัฐอเมริกา) ได้บันทึกฟลักซ์ของนิวทริโนซึ่งเป็นอนุภาคมูลฐานที่ผลิตที่อุณหภูมิสูงมาก อุณหภูมิสูงอยู่ในกระบวนการยุบตัวของแกนกลางดาวและทะลุผ่านเปลือกของมันได้อย่างง่ายดาย การสังเกตเหล่านี้ยืนยันข้อเสนอแนะก่อนหน้านี้ว่าประมาณ 10% ของมวลของแกนกลางดาวที่กำลังยุบตัวถูกปล่อยออกมาเป็นนิวตริโนในขณะที่แกนกลางเองก็ยุบตัวเป็นดาวนิวตรอน ในดาวฤกษ์ที่มีมวลมากมาก ในระหว่างการระเบิดซูเปอร์โนวา แกนกลางจะถูกบีบอัดในระดับที่มากขึ้น ความหนาแน่นสูงและอาจกลายเป็นหลุมดำแต่กลับรีเซ็ต ชั้นนอกดวงดาวยังคงเกิดขึ้น ในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมา มีข้อบ่งชี้ถึงความเชื่อมโยงระหว่างการระเบิดรังสีแกมมาคอสมิกและซูเปอร์โนวา เป็นไปได้ว่าธรรมชาติของการระเบิดรังสีแกมมาคอสมิกมีความเกี่ยวข้องกับธรรมชาติของการระเบิด

การระเบิดของซูเปอร์โนวามีผลกระทบอย่างรุนแรงและหลากหลายต่อมวลสารระหว่างดาวที่อยู่รอบๆ เปลือกซูเปอร์โนวาซึ่งพุ่งออกมาด้วยความเร็วมหาศาล รวบรวมและอัดก๊าซที่อยู่รอบๆ ซึ่งสามารถกระตุ้นให้เกิดดาวฤกษ์ดวงใหม่จากกลุ่มเมฆก๊าซ ทีมนักดาราศาสตร์ที่นำโดยดร. จอห์น ฮิวจ์ส (มหาวิทยาลัยรัตเกอร์ส) ใช้การสำรวจจากหอดูดาวรังสีเอกซ์จันทรา (NASA) ที่โคจรอยู่ การค้นพบที่สำคัญซึ่งให้ความกระจ่างว่าการระเบิดของซุปเปอร์โนวาสร้างซิลิคอน เหล็ก และองค์ประกอบอื่นๆ ได้อย่างไร ภาพรังสีเอกซ์ของซากซูเปอร์โนวาแคสสิโอเปีย เอ (Cas A) เผยกลุ่มซิลิคอน ซัลเฟอร์ และเหล็กที่พุ่งออกจากภายในดาวฤกษ์ระหว่างการระเบิด

เนื้อหาข้อมูลคุณภาพสูง ความชัดเจน ของภาพถ่ายซากซูเปอร์โนวา Cas A ที่ได้รับจากหอดูดาวจันทราทำให้นักดาราศาสตร์ไม่เพียงแต่ระบุองค์ประกอบทางเคมีของส่วนต่างๆ ของเศษที่เหลือนี้เท่านั้น แต่ยังช่วยค้นหาด้วยว่าโหนดเหล่านี้ก่อตัวขึ้นที่ใดด้วย ตัวอย่างเช่น โหนดที่มีขนาดกะทัดรัดและสว่างที่สุดประกอบด้วยซิลิคอนและซัลเฟอร์เป็นหลักและมีธาตุเหล็กน้อยมาก สิ่งนี้บ่งชี้ว่าพวกมันก่อตัวลึกลงไปในดาวฤกษ์ ซึ่งมีอุณหภูมิสูงถึงสามพันล้านองศาระหว่างการล่มสลายซึ่งจบลงด้วยการระเบิดของซูเปอร์โนวา ในโหนดอื่นๆ นักดาราศาสตร์ค้นพบธาตุเหล็กในปริมาณที่สูงมากโดยมีส่วนผสมของซิลิคอนและซัลเฟอร์อยู่บ้าง สารนี้ก่อตัวลึกยิ่งขึ้นในส่วนที่มีอุณหภูมิระหว่างการระเบิดสูงกว่า ค่าสูงสี่ถึงห้าพันล้านองศา เมื่อเปรียบเทียบตำแหน่งของโหนดที่มีธาตุเหล็กสว่างและมีธาตุเหล็กจางกว่าในซากซูเปอร์โนวา Cas A พบว่าลักษณะ "เหล็ก" ที่เกิดจากชั้นดาวฤกษ์ที่ลึกที่สุดนั้นอยู่ที่ขอบด้านนอกของซาก ซึ่งหมายความว่าการระเบิดได้เหวี่ยงโหนด "เหล็ก" ไปไกลกว่าโหนดอื่นทั้งหมด และถึงแม้ตอนนี้พวกมันจะเคลื่อนออกจากจุดศูนย์กลางการระเบิดด้วยความเร็วที่มากขึ้น การศึกษาข้อมูลที่ชานดราได้รับจะช่วยให้เราสามารถระบุกลไกหนึ่งในหลายกลไกที่นักทฤษฎีเสนอ ซึ่งอธิบายธรรมชาติของการระเบิดของซูเปอร์โนวา พลวัตของกระบวนการ และต้นกำเนิดขององค์ประกอบใหม่

ซุปเปอร์โนวา SN I มีสเปกตรัมที่คล้ายกันมาก (ไม่มีเส้นไฮโดรเจน) และมีรูปทรงโค้งมนแสง ในขณะที่สเปกตรัม SN II มีเส้นไฮโดรเจนสว่างและมีลักษณะเฉพาะด้วยความหลากหลายทั้งในสเปกตรัมและเส้นโค้งแสง ในรูปแบบนี้ การจำแนกประเภทของซูเปอร์โนวามีอยู่จนถึงกลางทศวรรษที่ 80 ของศตวรรษที่ผ่านมา และด้วยการเริ่มต้นใช้งานเครื่องรับ CCD อย่างแพร่หลาย ปริมาณและคุณภาพของวัสดุสังเกตการณ์ก็เพิ่มขึ้นอย่างมาก ซึ่งทำให้สามารถรับสเปกโตรแกรมสำหรับวัตถุจางๆ ที่ไม่สามารถเข้าถึงได้ก่อนหน้านี้ เพื่อกำหนดความเข้มและความกว้างของเส้นด้วยความแม่นยำที่มากขึ้น และยัง เพื่อบันทึกเส้นที่อ่อนกว่าในสเปกตรัม เป็นผลให้การจำแนกซูเปอร์โนวาแบบไบนารีที่ดูเหมือนจะกำหนดไว้เริ่มเปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็วและซับซ้อนมากขึ้น

ซุปเปอร์โนวายังแตกต่างกันไปตามประเภทของกาแลคซีที่พวกมันระเบิด ซุปเปอร์โนวาทั้งสองประเภทปะทุในกาแลคซีกังหัน แต่ในกาแลคซีทรงรีซึ่งแทบไม่มีเลย สื่อระหว่างดวงดาวและกระบวนการก่อตัวดาวฤกษ์ได้สิ้นสุดลงแล้ว มีเพียงซุปเปอร์โนวาประเภท SN I เท่านั้นที่ถูกสังเกตอย่างชัดเจน ก่อนการระเบิด ดาวเหล่านี้เป็นดาวฤกษ์ที่มีอายุมากซึ่งมีมวลใกล้กับดวงอาทิตย์ และเนื่องจากสเปกตรัมและเส้นโค้งแสงของซูเปอร์โนวาประเภทนี้มีความคล้ายคลึงกันมาก จึงหมายความว่าดาวดวงเดียวกันระเบิดในกาแลคซีกังหัน จุดสิ้นสุดตามธรรมชาติของเส้นทางวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ที่มีมวลใกล้ดวงอาทิตย์คือการแปรสภาพเป็นดาวแคระขาวพร้อมกับกำเนิดเนบิวลาดาวเคราะห์พร้อมกัน ดาวแคระขาวแทบไม่มีไฮโดรเจนเลย เนื่องจากเป็นผลสุดท้ายของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ปกติ

ทุกปี เนบิวลาดาวเคราะห์หลายดวงก่อตัวขึ้นในกาแล็กซีของเรา ดังนั้นดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ในมวลนี้จึงรวมตัวกันอย่างสงบ เส้นทางชีวิตและซุปเปอร์โนวา SN Type I จะระเบิดทุกๆ ร้อยปีเท่านั้น เหตุผลอะไรที่กำหนดจุดจบที่พิเศษโดยสิ้นเชิงซึ่งไม่เหมือนกับชะตากรรมของดวงดาวอื่นที่คล้ายคลึงกัน? เอส. จันทรเซคาร์ นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ชื่อดังชาวอินเดียได้แสดงให้เห็นว่าหากดาวแคระขาวมีมวลน้อยกว่า 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ มันก็จะ “มีชีวิตอยู่” อย่างเงียบๆ แต่หากอยู่ในระบบดาวคู่ที่ใกล้เพียงพอ แรงโน้มถ่วงอันทรงพลังของมันสามารถ "ดึง" สสารจากดาวข้างเคียงได้ ซึ่งนำไปสู่การเพิ่มมวลอย่างค่อยเป็นค่อยไป และเมื่อมันผ่านขีดจำกัดที่อนุญาต การระเบิดอันทรงพลังนำไปสู่ความตายของดวงดาว

ซุปเปอร์โนวา SN II มีความเกี่ยวข้องอย่างชัดเจนกับดาวอายุน้อย ดาวมวลมากในเปลือกซึ่งมีไฮโดรเจนอยู่เป็นจำนวนมาก การระเบิดของซูเปอร์โนวาประเภทนี้ถือเป็นขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ที่มีมวลเริ่มต้นมากกว่า 8 x 10 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ โดยทั่วไปวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ดังกล่าวดำเนินไปอย่างรวดเร็ว - ในเวลาไม่กี่ล้านปีพวกมันจะเผาไฮโดรเจนจากนั้นฮีเลียมก็เปลี่ยนเป็นคาร์บอนจากนั้นอะตอมของคาร์บอนก็เริ่มเปลี่ยนเป็นอะตอมที่มีเลขอะตอมสูงกว่า

ในธรรมชาติ การเปลี่ยนแปลงขององค์ประกอบที่มีการปลดปล่อยพลังงานจำนวนมากจะจบลงด้วยเหล็กซึ่งมีนิวเคลียสที่เสถียรที่สุด และจะไม่เกิดการปลดปล่อยพลังงานในระหว่างการหลอมรวม ดังนั้นเมื่อแกนกลางของดาวฤกษ์กลายเป็นเหล็ก การปล่อยพลังงานในดาวฤกษ์นั้นจะหยุดและต่อต้าน แรงโน้มถ่วงมันไม่สามารถอีกต่อไปได้ ดังนั้นจึงเริ่มหดตัวหรือยุบลงอย่างรวดเร็ว

กระบวนการที่เกิดขึ้นระหว่างการล่มสลายยังห่างไกลจากความเข้าใจอย่างถ่องแท้ อย่างไรก็ตาม เป็นที่ทราบกันดีว่าหากสสารทั้งหมดในแกนกลางกลายเป็นนิวตรอน ก็สามารถต้านทานแรงดึงดูดได้ แกนกลางของดาวจะกลายเป็น "ดาวนิวตรอน" และการล่มสลายก็หยุดลง ในกรณีนี้ พลังงานจำนวนมหาศาลถูกปล่อยออกมา เข้าสู่เปลือกดาวฤกษ์และทำให้เกิดการขยายตัว ซึ่งเรามองว่าเป็นการระเบิดของซูเปอร์โนวา

สิ่งนี้เป็นสิ่งที่คาดหวัง การเชื่อมต่อทางพันธุกรรมระหว่างการระเบิดซูเปอร์โนวาและการก่อตัว ดาวนิวตรอนและหลุมดำ หากวิวัฒนาการของดาวฤกษ์เคยเกิดขึ้นอย่างเงียบ ๆ เปลือกของมันควรมีรัศมีมากกว่ารัศมีของดวงอาทิตย์หลายร้อยเท่า และยังมีไฮโดรเจนในปริมาณที่เพียงพอเพื่ออธิบายสเปกตรัมของซุปเปอร์โนวา SN II

ซูเปอร์โนวาและพัลซาร์

ความจริงที่ว่าหลังจากการระเบิดของซูเปอร์โนวานอกเหนือจากเปลือกที่ขยายตัวและการแผ่รังสีประเภทต่างๆ แล้ววัตถุอื่น ๆ ยังคงอยู่ มันกลายเป็นที่รู้จักในปี 1968 เนื่องจากข้อเท็จจริงที่ว่าหนึ่งปีก่อนหน้านี้นักดาราศาสตร์วิทยุได้ค้นพบพัลซาร์ - แหล่งกำเนิดวิทยุซึ่งมีการแผ่รังสีเข้มข้นในแต่ละบุคคล พัลส์ซ้ำหลังจากระยะเวลาที่กำหนดอย่างเคร่งครัด นักวิทยาศาสตร์รู้สึกประหลาดใจกับช่วงเวลาที่เข้มงวดของพัลส์และความสั้นของประจำเดือน พัลซาร์ดึงดูดความสนใจมากที่สุดซึ่งมีพิกัดใกล้กับพิกัดของเนบิวลาที่น่าสนใจมากสำหรับนักดาราศาสตร์ซึ่งตั้งอยู่ใน กลุ่มดาวทางใต้ Parusov ซึ่งถือเป็นเศษซากของการระเบิดของซูเปอร์โนวา โดยมีคาบเพียง 0.089 วินาที และหลังจากการค้นพบพัลซาร์ในใจกลางเนบิวลาปู (คาบของมันคือ 1/30 วินาที) ก็ชัดเจนว่าพัลซาร์มีความเกี่ยวข้องกับการระเบิดซูเปอร์โนวาในทางใดทางหนึ่ง ในเดือนมกราคม พ.ศ. 2512 พัลซาร์จากเนบิวลาปูถูกระบุว่าเป็นดาวฤกษ์จาง ๆ ขนาด 16 ซึ่งเปลี่ยนความสว่างในช่วงเวลาเดียวกัน และในปี พ.ศ. 2520 ก็สามารถระบุพัลซาร์ในกลุ่มดาวเวเลกับดาวฤกษ์ได้

คาบของการแผ่รังสีพัลซาร์สัมพันธ์กับการหมุนรอบตัวเองอย่างรวดเร็ว แต่ไม่ใช่ดาวฤกษ์ธรรมดาแม้แต่ดวงเดียว แม้แต่ดาวแคระขาว ก็สามารถหมุนได้ด้วยลักษณะเฉพาะของพัลซาร์ มันจะถูกฉีกออกจากกันทันทีด้วยแรงเหวี่ยง และมีเพียงดาวนิวตรอนเท่านั้น หนาแน่นและกะทัดรัดมากสามารถต้านทานพวกมันได้ จากการวิเคราะห์ตัวเลือกมากมาย นักวิทยาศาสตร์ได้ข้อสรุปว่าการระเบิดของซูเปอร์โนวานั้นมาพร้อมกับการก่อตัวของดาวนิวตรอนซึ่งเป็นวัตถุชนิดใหม่เชิงคุณภาพ ซึ่งทำนายการมีอยู่ของทฤษฎีวิวัฒนาการของดาวฤกษ์มวลสูงได้

ซูเปอร์โนวาและหลุมดำ

หลักฐานแรกของการเชื่อมโยงโดยตรงระหว่างการระเบิดของซุปเปอร์โนวาและการก่อตัวของหลุมดำนั้นได้รับจากนักดาราศาสตร์ชาวสเปน การศึกษารังสีที่ปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์ที่โคจรรอบหลุมดำในระบบดาวคู่ โนวา สกอร์ปิ เมื่อปี 1994 พบว่าประกอบด้วย จำนวนมากออกซิเจน แมกนีเซียม ซิลิคอน และซัลเฟอร์ มีข้อสันนิษฐานว่าองค์ประกอบเหล่านี้ถูกจับโดยดาวฤกษ์ข้างเคียงซึ่งรอดพ้นจากการระเบิดของซุปเปอร์โนวา และกลายเป็นหลุมดำ

ซูเปอร์โนวา (โดยเฉพาะซุปเปอร์โนวาประเภท Ia) เป็นหนึ่งในวัตถุรูปร่างดาวที่สว่างที่สุดในจักรวาล ดังนั้น แม้จะอยู่ในระยะไกลที่สุดก็สามารถศึกษาได้โดยใช้อุปกรณ์ที่มีอยู่ในปัจจุบัน ซูเปอร์โนวาประเภท Ia จำนวนมากถูกค้นพบในกาแลคซีใกล้เคียง เพียงพอ การประมาณการที่แม่นยำระยะห่างจากกาแลคซีเหล่านี้ทำให้สามารถระบุความส่องสว่างของซูเปอร์โนวาที่ระเบิดในกาแลคซีเหล่านั้นได้ หากเราสมมุติว่าซูเปอร์โนวาที่อยู่ไกลออกไปมีความสว่างเท่ากันโดยเฉลี่ยแล้ว ตามที่สังเกตได้ ขนาดที่ความสว่างสูงสุดสามารถประมาณระยะทางได้ การเปรียบเทียบระยะห่างจากซูเปอร์โนวากับความเร็วถอย (การเลื่อนสีแดง) ของกาแลคซีที่มันระเบิด ทำให้สามารถระบุปริมาณหลักที่แสดงถึงการขยายตัวของจักรวาลได้ ซึ่งเรียกว่าค่าคงที่ฮับเบิล

แม้กระทั่งเมื่อ 10 ปีที่แล้วได้รับค่าที่แตกต่างกันเกือบสองเท่า - จาก 55 เป็น 100 km/s Mpc แต่วันนี้ความแม่นยำเพิ่มขึ้นอย่างมาก ซึ่งเป็นผลมาจากค่า 72 km/s Mpc คือ ยอมรับแล้ว (มีข้อผิดพลาดประมาณ 10%) สำหรับซุปเปอร์โนวาที่อยู่ห่างไกล ซึ่งมีการเลื่อนไปทางสีแดงใกล้กับ 1 ความสัมพันธ์ระหว่างระยะทางกับการเปลี่ยนไปทางสีแดงยังช่วยให้เราสามารถระบุปริมาณที่ขึ้นอยู่กับความหนาแน่นของสสารในจักรวาลได้ ตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของไอน์สไตน์ ความหนาแน่นของสสารเป็นตัวกำหนดความโค้งของอวกาศ และชะตากรรมของจักรวาลในอนาคต กล่าวคือ: มันจะขยายอย่างไม่มีกำหนดหรือกระบวนการนี้จะหยุดและถูกแทนที่ด้วยการบีบอัด การศึกษาซุปเปอร์โนวาเมื่อเร็วๆ นี้แสดงให้เห็นว่าความหนาแน่นของสสารในจักรวาลส่วนใหญ่ไม่เพียงพอที่จะหยุดการขยายตัว และจะยังคงดำเนินต่อไป และเพื่อยืนยันข้อสรุปนี้ จำเป็นต้องมีการสำรวจซูเปอร์โนวาใหม่