Cái chết của siêu tân tinh hay sự khởi đầu của một cuộc sống mới? Siêu tân tinh.

Nhìn chung, bầu trời vào một ngày quang đãng thể hiện một bức tranh khá nhàm chán và đơn điệu: một quả cầu nóng của Mặt trời và một khoảng không gian trong trẻo, vô tận, đôi khi được trang trí bằng những đám mây hoặc những đám mây hiếm gặp.

Bầu trời vào một đêm không mây lại là một vấn đề khác. Nó thường rải đầy những cụm sao sáng. Cần lưu ý rằng trên bầu trời đêm bằng mắt thường bạn có thể nhìn thấy từ 3 đến 4,5 nghìn ngôi sao đêm. Và tất cả chúng đều thuộc về Dải Ngân hà, nơi đặt hệ mặt trời của chúng ta.

Qua ý tưởng hiện đại các ngôi sao là những quả cầu khí nóng, ở độ sâu xảy ra phản ứng tổng hợp nhiệt hạch của hạt nhân helium từ hạt nhân hydro, giải phóng một lượng năng lượng khổng lồ. Chính điều này đảm bảo độ sáng của các ngôi sao.

Ngôi sao gần chúng ta nhất là Mặt trời của chúng ta, khoảng cách tới đó là 150 triệu km. Nhưng ngôi sao Proxima Centauri, ngôi sao xa nhất tiếp theo, nằm cách chúng ta 4,25 năm ánh sáng, hoặc xa hơn 270 nghìn lần so với Mặt trời.

Có những ngôi sao có kích thước lớn hơn Mặt trời hàng trăm lần và kém hơn nó gấp nhiều lần về chỉ số này. Tuy nhiên, khối lượng của các ngôi sao thay đổi trong giới hạn khiêm tốn hơn nhiều - từ 1/12 khối lượng Mặt trời đến 100 khối lượng của nó. Hơn một nửa ngôi sao nhìn thấy được là hệ thống đôi và đôi khi là hệ thống ba.

Nói chung, số lượng ngôi sao trong Vũ trụ mà chúng ta nhìn thấy có thể được biểu thị bằng con số 125.000.000.000 với 11 số 0 bổ sung.

Giờ đây, để tránh nhầm lẫn với số 0, các nhà thiên văn học không còn lưu giữ hồ sơ của từng ngôi sao mà của toàn bộ thiên hà, họ tin rằng trung bình có khoảng 100 tỷ ngôi sao trong mỗi thiên hà.

Nhà thiên văn học người Mỹ Fritz Zwicky lần đầu tiên bắt đầu nghiên cứu mục tiêu tìm kiếm siêu tân tinh

Trở lại năm 1996, các nhà khoa học xác định rằng có thể nhìn thấy 50 tỷ thiên hà từ Trái đất. Kính thiên văn quỹ đạo Hubble được đưa vào hoạt động khi nào không bị nhiễu sóng? khí quyển của Trái đất, số lượng thiên hà có thể nhìn thấy đã tăng lên 125 tỷ.

Nhờ con mắt nhìn thấu mọi thứ của kính thiên văn này, các nhà thiên văn học đã thâm nhập vào độ sâu vũ trụ đến mức họ có thể nhìn thấy các thiên hà xuất hiện chỉ một tỷ năm sau Vụ nổ lớn khai sinh ra Vũ trụ của chúng ta.

Một số thông số được sử dụng để mô tả các ngôi sao: độ sáng, khối lượng, bán kính và Thành phần hóa học không khí cũng như nhiệt độ của nó. Và bằng cách sử dụng một số đặc điểm bổ sung của một ngôi sao, bạn cũng có thể xác định tuổi của nó.

Mỗi ngôi sao là một cấu trúc năng động được sinh ra, lớn lên và sau đó, đến một độ tuổi nhất định, lặng lẽ chết đi. Nhưng nó cũng xảy ra khi nó đột nhiên phát nổ. Sự kiện này dẫn đến những thay đổi quy mô lớn ở khu vực gần ngôi sao phát nổ.

Do đó, sự xáo trộn theo sau vụ nổ này lan truyền với tốc độ khổng lồ và trong suốt vài chục nghìn năm bao phủ một không gian rộng lớn ở môi trường giữa các vì sao. Ở khu vực này, nhiệt độ tăng mạnh, lên tới vài triệu độ, mật độ tia vũ trụ và cường độ từ trường tăng lên đáng kể.

Những đặc điểm như vậy của vật chất do một ngôi sao phát nổ phóng ra cho phép nó hình thành những ngôi sao mới và thậm chí toàn bộ hệ hành tinh.

Vì lý do này, làm thế nào siêu tân tinh, và tàn tích của chúng đang được các nhà vật lý thiên văn nghiên cứu rất chặt chẽ. Xét cho cùng, thông tin thu được trong quá trình nghiên cứu hiện tượng này có thể mở rộng kiến ​​thức về sự tiến hóa của các ngôi sao bình thường, về các quá trình xảy ra trong quá trình hình thành sao neutron, cũng như làm rõ chi tiết về các phản ứng đó. nguyên tố nặng, các tia vũ trụ vân vân.

Có một thời, những ngôi sao có độ sáng bất ngờ tăng hơn 1000 lần được các nhà thiên văn học gọi là ngôi sao mới. Chúng xuất hiện một cách bất ngờ trên bầu trời, làm thay đổi cấu hình thông thường của các chòm sao. Đột nhiên tăng tối đa vài nghìn lần, độ sáng của chúng sau một thời gian giảm mạnh và sau một vài năm, độ sáng của chúng trở nên yếu như trước vụ nổ.

Cần lưu ý rằng tính chu kỳ của các tia sáng, trong đó một ngôi sao được giải phóng khỏi một phần nghìn khối lượng của nó và tốc độ cực lớn phóng ra ngoài không gian, được coi là một trong những dấu hiệu chính cho sự ra đời của các ngôi sao mới. Nhưng đồng thời, điều kỳ lạ là các vụ nổ của các ngôi sao không dẫn đến những thay đổi đáng kể trong cấu trúc của chúng, hoặc thậm chí dẫn đến sự hủy diệt của chúng.

Những sự kiện như vậy có thường xuyên xảy ra trong Thiên hà của chúng ta không? Nếu chúng ta chỉ tính đến những ngôi sao có độ sáng không vượt quá cấp 3, thì theo biên niên sử lịch sử và quan sát của các nhà thiên văn học, người ta đã quan sát thấy không quá 200 ngọn lửa sáng trong hơn 5 nghìn năm.

Nhưng khi các nghiên cứu về các thiên hà khác bắt đầu, người ta thấy rõ rằng độ sáng của những ngôi sao mới xuất hiện ở những góc không gian này thường bằng độ sáng của toàn bộ thiên hà nơi những ngôi sao này xuất hiện.

Tất nhiên, sự xuất hiện của những ngôi sao có độ sáng như vậy là một sự kiện phi thường và hoàn toàn khác với sự ra đời của những ngôi sao bình thường. Do đó, vào năm 1934, các nhà thiên văn học người Mỹ Fritz Zwicky và Walter Baade đã đề xuất rằng những ngôi sao có độ sáng tối đa đạt đến độ sáng của các thiên hà thông thường nên được phân loại thành một lớp siêu tân tinh riêng biệt và mạnh nhất. Sao sáng. Cần lưu ý rằng các vụ nổ siêu tân tinh ở tình trạng hiện tại Thiên hà của chúng ta là một hiện tượng cực kỳ hiếm, xảy ra không quá một lần trong mỗi 100 năm. Các đợt bùng phát nổi bật nhất được ghi lại trong các chuyên luận của Trung Quốc và Nhật Bản xảy ra vào năm 1006 và 1054.

Năm trăm năm sau, vào năm 1572, một vụ nổ siêu tân tinh trong chòm sao Cassiopeia đã được quan sát bởi nhà thiên văn học xuất sắc Tycho Brahe. Năm 1604, Johannes Kepler chứng kiến ​​sự ra đời của siêu tân tinh trong chòm sao Xà Phu. Và kể từ đó, những sự kiện hoành tráng như vậy đã không còn được tổ chức trong Thiên hà của chúng ta.

Điều này có thể là do Hệ Mặt trời chiếm một vị trí trong Thiên hà của chúng ta đến mức có thể quan sát các vụ nổ siêu tân tinh từ Trái đất bằng các thiết bị quang học chỉ bằng một nửa thể tích của nó. Ở phần còn lại của khu vực, điều này bị cản trở bởi sự hấp thụ ánh sáng giữa các vì sao.

Và vì ở các thiên hà khác, hiện tượng này xảy ra với tần suất xấp xỉ như ở các thiên hà khác. dải Ngân Hà, thông tin chính về siêu tân tinh tại thời điểm xảy ra vụ nổ có được từ việc quan sát chúng ở các thiên hà khác...

Lần đầu tiên, các nhà thiên văn học W. Baade và F. Zwicky bắt đầu tham gia vào cuộc tìm kiếm có chủ đích các siêu tân tinh vào năm 1936. Trong ba năm quan sát ở các thiên hà khác nhau, các nhà khoa học đã phát hiện ra 12 vụ nổ siêu tân tinh, sau đó phải hứng chịu thêm nhiều vụ nổ khác. nghiên cứu kỹ lưỡng bằng phương pháp trắc quang và quang phổ.

Hơn nữa, việc sử dụng các thiết bị thiên văn tiên tiến hơn đã giúp mở rộng danh sách các siêu tân tinh mới được phát hiện. Và sự ra đời của các tìm kiếm tự động đã dẫn đến việc các nhà khoa học phát hiện ra hơn một trăm siêu tân tinh mỗi năm. Tổng cộng cho một khoảng thời gian ngắn 1.500 vật thể trong số này đã được ghi lại.

TRONG những năm trước Sử dụng kính viễn vọng mạnh mẽ, các nhà khoa học đã phát hiện ra hơn 10 siêu tân tinh ở xa chỉ trong một đêm quan sát!

Vào tháng 1 năm 1999, một sự kiện đã xảy ra khiến ngay cả các nhà thiên văn học hiện đại, vốn đã quen với nhiều “thủ thuật” của Vũ trụ, phải sửng sốt: ở độ sâu của không gian, một tia sáng sáng hơn mười lần so với tất cả những gì các nhà khoa học ghi lại trước đây đã được ghi lại. Nó được chú ý bởi hai vệ tinh nghiên cứu và một kính viễn vọng ở vùng núi New Mexico, được trang bị camera tự động. Điều này đã xảy ra hiện tượng độc đáo trong chòm sao Bootes. Một lát sau, vào tháng 4 cùng năm, các nhà khoa học xác định được khoảng cách đến nơi bùng phát là chín tỷ năm ánh sáng. Đây là gần 3/4 bán kính của Vũ trụ.

Các tính toán của các nhà thiên văn học cho thấy rằng trong vài giây khi ngọn lửa kéo dài, năng lượng được giải phóng gấp nhiều lần so với năng lượng Mặt trời tạo ra trong suốt 5 tỷ năm tồn tại của nó. Điều gì đã gây ra vụ nổ đáng kinh ngạc như vậy? Quá trình nào đã tạo ra sự giải phóng năng lượng khổng lồ này? Khoa học chưa thể trả lời cụ thể những câu hỏi này, mặc dù có giả định rằng số lượng lớn năng lượng có thể xảy ra trong trường hợp hai sao neutron hợp nhất.

<<< Назад

Chuyển tiếp >>>

Cách đây vài thế kỷ, các nhà thiên văn học nhận thấy độ sáng của một số ngôi sao trong thiên hà đột nhiên tăng hơn một nghìn lần. Một sự kiện hiếm hoi Các nhà khoa học đã xác định sự gia tăng gấp bội độ phát sáng của một vật thể vũ trụ là sự ra đời của siêu tân tinh. Theo một cách nào đó, đây là điều vô nghĩa của vũ trụ, bởi vì tại thời điểm này một ngôi sao không được sinh ra mà không còn tồn tại.

Tốc biến siêu tân tinh- trên thực tế, đây là một vụ nổ của một ngôi sao, kèm theo sự giải phóng một lượng năng lượng khổng lồ ~10 50 erg. Độ sáng của siêu tân tinh, có thể nhìn thấy ở bất cứ đâu trong Vũ trụ, tăng lên trong vài ngày. Trong trường hợp này, mỗi giây, lượng năng lượng được giải phóng bằng mức Mặt trời có thể tạo ra trong suốt quá trình tồn tại của nó.

Vụ nổ siêu tân tinh là hệ quả của quá trình tiến hóa của các vật thể vũ trụ

Các nhà thiên văn giải thích hiện tượng này quá trình tiến hóa, hàng triệu năm xảy ra với mọi người vật thể không gian. Để hình dung quá trình xảy ra siêu tân tinh, bạn cần hiểu cấu trúc của một ngôi sao. (bức tranh dưới đây).

Ngôi sao là một vật thể khổng lồ có khối lượng khổng lồ và do đó có cùng trọng lực. Ngôi sao có một lõi nhỏ được bao quanh bởi lớp khí bên ngoài tạo nên phần lớn khối lượng của ngôi sao. Lực hấp dẫnấn vào vỏ và lõi, ép chúng với lực sao cho phong bì khí nóng lên và nở ra, bắt đầu ép từ bên trong, bù lại lực hấp dẫn. Sự ngang bằng của hai lực quyết định sự ổn định của ngôi sao.

Dưới ảnh hưởng của nhiệt độ rất lớn, nhiệt bắt đầu trong lõi phản ứng hạt nhân, chuyển hydro thành heli. Thậm chí nhiều nhiệt được giải phóng hơn, bức xạ này tăng lên bên trong ngôi sao, nhưng vẫn bị hạn chế bởi trọng lực. Và rồi thuật giả kim thực sự của vũ trụ bắt đầu: trữ lượng hydro cạn kiệt, heli bắt đầu biến thành carbon, carbon thành oxy, oxy thành magiê... Như vậy, thông qua phản ứng nhiệt hạch, sự tổng hợp các nguyên tố ngày càng nặng hơn xảy ra.

Cho đến khi xuất hiện sắt, tất cả các phản ứng đều tiến hành giải phóng nhiệt, nhưng ngay khi sắt bắt đầu thoái hóa thành các nguyên tố theo sau nó, phản ứng tỏa nhiệt sẽ trở thành phản ứng thu nhiệt, tức là nhiệt ngừng tỏa ra và bắt đầu tiêu hao. Cân bằng trọng lực và bức xạ nhiệt bị phá vỡ, lõi bị nén hàng nghìn lần và tất cả các lớp vỏ bên ngoài lao về phía trung tâm của ngôi sao. Đâm vào lõi với tốc độ ánh sáng, chúng bật ngược trở lại, va chạm vào nhau. Một vụ nổ xảy ra Lớp bên ngoài, và vật chất tạo nên ngôi sao bay đi với tốc độ vài nghìn km/s.

Quá trình này đi kèm với một tia sáng chói đến mức có thể nhìn thấy ngay cả bằng mắt thường nếu một siêu tân tinh bốc cháy trong một thiên hà gần đó. Sau đó, ánh sáng bắt đầu mờ dần, và tại nơi xảy ra vụ nổ...Và những gì còn lại sau vụ nổ siêu tân tinh? Có một số lựa chọn cho sự phát triển của các sự kiện: thứ nhất, tàn dư siêu tân tinh có thể là lõi của neutron, cái mà các nhà khoa học gọi là ngôi sao neutron, thứ hai là lỗ đen, thứ ba là tinh vân khí.

Khá hiếm khi mọi người thấy điều này hiện tượng thú vị giống như một siêu tân tinh. Nhưng đây không phải là sự ra đời bình thường của một ngôi sao, vì mỗi năm có tới mười ngôi sao được sinh ra trong thiên hà của chúng ta. Siêu tân tinh là hiện tượng chỉ có thể quan sát được một trăm năm một lần. Những ngôi sao chết đi thật rực rỡ và đẹp đẽ.

Để hiểu tại sao vụ nổ siêu tân tinh lại xảy ra, chúng ta cần quay trở lại thời kỳ ra đời của ngôi sao. Hydro bay trong không gian, dần dần tụ lại thành mây. Khi đám mây đủ lớn, hydro ngưng tụ bắt đầu tích tụ ở trung tâm và nhiệt độ tăng dần. Dưới tác động của trọng lực, lõi của ngôi sao tương lai được tập hợp lại, tại đây, nhờ nhiệt độ tăng và trọng lực tăng, phản ứng tổng hợp nhiệt hạch bắt đầu diễn ra. Lượng hydro mà một ngôi sao có thể thu hút vào chính nó quyết định kích thước tương lai của nó - từ sao lùn đỏ đến sao khổng lồ xanh. Theo thời gian, sự cân bằng công việc của ngôi sao được thiết lập, các lớp bên ngoài tạo áp lực lên lõi và lõi nở ra do năng lượng của phản ứng tổng hợp nhiệt hạch.

Ngôi sao này là duy nhất và giống như bất kỳ lò phản ứng nào, một ngày nào đó nó sẽ hết nhiên liệu - hydro. Nhưng để chúng ta biết siêu tân tinh phát nổ như thế nào, phải mất thêm một thời gian nữa, bởi vì trong lò phản ứng, thay vì hydro, một loại nhiên liệu khác (heli) được hình thành, loại nhiên liệu này ngôi sao sẽ bắt đầu cháy, biến nó thành oxy, rồi thành carbon. Và điều này sẽ tiếp tục cho đến khi sắt được hình thành trong lõi của ngôi sao, chất này trong phản ứng nhiệt hạch không giải phóng năng lượng mà tiêu thụ năng lượng. Trong những điều kiện như vậy, một vụ nổ siêu tân tinh có thể xảy ra.

Lõi trở nên nặng hơn và lạnh hơn, khiến các lớp nhẹ hơn phía trên rơi vào nó. Sự kết hợp lại bắt đầu, nhưng lần này nhanh hơn bình thường, kết quả là ngôi sao chỉ phát nổ, phân tán vật chất của nó vào không gian xung quanh. Tùy thuộc vào tình hình, những người nổi tiếng cũng có thể ở lại sau nó - (một chất có sức mạnh đáng kinh ngạc mật độ cao, rất lớn và có thể phát ra ánh sáng). Những thành tạo như vậy vẫn tồn tại sau rất ngôi sao lớn, có khả năng tạo ra phản ứng tổng hợp nhiệt hạch thành các nguyên tố rất nặng. Những ngôi sao nhỏ hơn để lại những ngôi sao neutron hoặc sắt nhỏ, hầu như không phát ra ánh sáng nhưng cũng có mật độ vật chất cao.

Các tân tinh và siêu tân tinh có liên quan chặt chẽ với nhau, bởi vì cái chết của một trong số chúng có thể đồng nghĩa với sự ra đời của một cái mới. Quá trình này tiếp tục vô tận. Một siêu tân tinh mang hàng triệu tấn vật chất vào không gian xung quanh, chúng lại tập hợp thành các đám mây và sự hình thành của một vật chất mới bắt đầu Thiên thể. Các nhà khoa học nói rằng tất cả các nguyên tố nặng có trong chúng ta hệ mặt trời Mặt Trời trong thời gian ra đời đã “đánh cắp” từ một ngôi sao từng phát nổ. Thiên nhiên thật kỳ diệu, và cái chết của một thứ luôn đồng nghĩa với sự ra đời của một thứ mới. TRONG không gian bên ngoài vật chất phân rã và hình thành trong các ngôi sao, tạo nên sự cân bằng tuyệt vời của Vũ trụ.

ngay sau vụ nổ phụ thuộc phần lớn vào may mắn. Chính điều này quyết định liệu có thể nghiên cứu quá trình hình thành siêu tân tinh hay chúng ta sẽ phải đoán về chúng từ dấu vết của vụ nổ - lan truyền từ cựu ngôi sao tinh vân hành tinh. Số lượng kính thiên văn do con người chế tạo không đủ lớn để có thể quan sát liên tục toàn bộ bầu trời, đặc biệt là ở tất cả các vùng quang phổ. bức xạ điện từ. Thông thường, các nhà thiên văn nghiệp dư sẽ đến trợ giúp các nhà khoa học, hướng kính thiên văn của họ đến bất cứ nơi nào họ muốn chứ không phải vào những vật thể thú vị và quan trọng để nghiên cứu. Nhưng một vụ nổ siêu tân tinh có thể xảy ra ở bất cứ đâu!

Một ví dụ về sự giúp đỡ từ các nhà thiên văn nghiệp dư là siêu tân tinh trong thiên hà xoắn ốc M51. Được biết đến với cái tên Thiên hà Chong chóng, nó rất phổ biến đối với những người yêu thích quan sát vũ trụ. Thiên hà này nằm cách chúng ta 25 triệu năm ánh sáng và mặt phẳng của nó quay thẳng về phía chúng ta nên rất thuận tiện cho việc quan sát. Thiên hà có một vệ tinh tiếp xúc với một trong các nhánh của M51. Ánh sáng từ một ngôi sao phát nổ trong thiên hà tới Trái đất vào tháng 3 năm 2011 và được các nhà thiên văn nghiệp dư phát hiện. Siêu tân tinh nhanh chóng nhận được tên gọi chính thức là 2011dh và trở thành trung tâm chú ý của cả các nhà thiên văn học chuyên nghiệp và nghiệp dư. Nhà nghiên cứu Schiler van Dyck của Caltech cho biết: “M51 là một trong những thiên hà gần chúng ta nhất, nó cực kỳ đẹp và do đó được biết đến rộng rãi”.

Siêu tân tinh 2011dh, được kiểm tra chi tiết, hóa ra thuộc loại vụ nổ Loại IIb hiếm gặp. Những vụ nổ như vậy xảy ra khi ngôi sao lớn mất gần như toàn bộ lớp vỏ bên ngoài, bao gồm nhiên liệu hydro, rất có thể, được kéo bởi người bạn đồng hành của nó trong hệ nhị phân. Sau đó, do thiếu nhiên liệu nên phản ứng tổng hợp nhiệt hạch dừng lại, bức xạ của ngôi sao không thể chống lại lực hấp dẫn, có xu hướng nén ngôi sao và rơi về phía tâm. Đây là một trong hai cách siêu tân tinh phát nổ và trong kịch bản này (một ngôi sao tự rơi xuống dưới tác dụng của trọng lực) chỉ có mỗi ngôi sao thứ mười sinh ra vụ nổ Loại IIb.

Có nhiều giả thuyết có căn cứ về sơ đồ chung sự ra đời của siêu tân tinh Loại IIb, nhưng việc tái dựng lại chuỗi sự kiện chính xác là rất khó khăn. Vì không thể nói ngôi sao sẽ sớm trở thành siêu tân tinh nên không thể chuẩn bị để quan sát nó kỹ càng. Tất nhiên, việc nghiên cứu trạng thái của một ngôi sao có thể gợi ý rằng nó sẽ sớm trở thành siêu tân tinh, nhưng đây là quy mô thời gian của Vũ trụ hàng triệu năm, trong khi để quan sát bạn cần biết thời gian xảy ra vụ nổ với độ chính xác bằng vài năm. Chỉ thỉnh thoảng các nhà thiên văn mới gặp may mắn và có được những bức ảnh chi tiết về một ngôi sao trước vụ nổ. Trong trường hợp thiên hà M51, tình trạng này xảy ra - nhờ sự phổ biến của thiên hà, có rất nhiều bức ảnh về nó trong đó 2011dh vẫn chưa bùng nổ. “Trong vòng vài ngày sau khi phát hiện ra siêu tân tinh, chúng tôi đã tìm đến kho lưu trữ quỹ đạo kính viễn vọng Hubble. Hóa ra, kính thiên văn này trước đây đã tạo ra một bức tranh khảm chi tiết về thiên hà M51 ở các bước sóng khác nhau,” van Dyk nói. Vào năm 2005, khi kính viễn vọng Hubble chụp ảnh vị trí của 2011dh, ở vị trí của nó chỉ có một ngôi sao khổng lồ màu vàng khó thấy.

Các quan sát về siêu tân tinh 2011dh cho thấy nó không phù hợp lắm với ý tưởng tiêu chuẩn về vụ nổ của một ngôi sao khổng lồ. Ngược lại, nó phù hợp hơn khi là kết quả của vụ nổ của một ngôi sao nhỏ, ví dụ, bạn đồng hành của siêu sao màu vàng từ các hình ảnh của Hubble, ngôi sao đã mất gần như toàn bộ bầu khí quyển. Dưới tác động của lực hấp dẫn của một ngôi sao khổng lồ gần đó, ngôi sao chỉ còn lại lõi của nó và phát nổ. “Chúng tôi quyết định rằng tiền thân của siêu tân tinh là một ngôi sao gần như bị lột bỏ hoàn toàn, màu xanh lam và do đó không thể nhìn thấy được trước Hubble,” van Dyk nói. - Người khổng lồ màu vàng đã giấu người bạn đồng hành nhỏ màu xanh lam của mình bằng bức xạ của nó cho đến khi nó phát nổ. Đây là kết luận của chúng tôi."

Một nhóm các nhà nghiên cứu khác đang nghiên cứu ngôi sao 2011dh đã đưa ra kết luận ngược lại, trùng khớp với lý thuyết cổ điển. Theo Justin Mound, nhân viên của Đại học Queen ở Belfast, chính sao khổng lồ màu vàng là tiền thân của siêu tân tinh. Tuy nhiên, vào tháng 3 năm nay, siêu tân tinh đã hé lộ một bí ẩn cho cả hai đội. Vấn đề này lần đầu tiên được chú ý bởi van Dyck, người đã quyết định thu thập thêm thông tin về năm 2011dh bằng kính viễn vọng Hubble. Tuy nhiên, thiết bị không tìm thấy ngôi sao lớn màu vàng ở vị trí cũ. “Chúng tôi chỉ muốn một lần nữa quan sát quá trình tiến hóa của siêu tân tinh,” van Dyk nói. “Chúng tôi không bao giờ có thể tưởng tượng được rằng ngôi sao màu vàng sẽ đi đâu đó.” Một nhóm khác cũng đưa ra kết luận tương tự khi sử dụng kính viễn vọng trên mặt đất: người khổng lồ đã biến mất.

Sự biến mất của sao khổng lồ màu vàng cho thấy đây là dấu hiệu báo trước siêu tân tinh thực sự. Ấn phẩm của Van Dijk giải quyết tranh chấp này: "Đội kia hoàn toàn đúng, còn chúng tôi đã sai". Tuy nhiên, việc nghiên cứu siêu tân tinh 2011dh không dừng lại ở đó. Khi độ sáng của 2011dh mờ dần, thiên hà M51 sẽ trở lại trạng thái trước khi phát nổ (mặc dù không có một ngôi sao sáng nào). Vào cuối năm nay, độ sáng của siêu tân tinh lẽ ra đã giảm xuống đủ để làm lộ ra người bạn đồng hành của siêu tân tinh màu vàng - nếu có, như đã đề xuất. lý thuyết cổ điển sự ra đời của siêu tân tinh loại IIb. Một số nhóm nhà thiên văn học đã dành thời gian quan sát trên Kính viễn vọng Hubble để nghiên cứu sự tiến hóa của năm 2011dh. "Chúng ta phải tìm bạn đồng hành của siêu tân tinh bằng cách hệ thống kép, van Dyke nói. “Nếu nó được phát hiện, sẽ có sự hiểu biết chắc chắn về nguồn gốc của những vụ nổ như vậy.”

Sự xuất hiện của chúng khá hiếm hiện tượng vũ trụ. Trung bình có ba vụ nổ siêu tân tinh mỗi thế kỷ trong vũ trụ quan sát được. Mỗi đợt bùng phát như vậy là một đợt bùng phát khổng lồ thảm họa không gian, giải phóng một lượng năng lượng đáng kinh ngạc. Theo ước tính sơ bộ nhất, lượng năng lượng này có thể được tạo ra từ vụ nổ đồng thời của hàng tỷ quả bom hydro.

Chưa có lý thuyết nào đủ chặt chẽ về vụ nổ siêu tân tinh, nhưng các nhà khoa học đã đưa ra một giả thuyết thú vị. Họ đề xuất, dựa trên những tính toán phức tạp, rằng trong quá trình tổng hợp alpha của các nguyên tố, lõi tiếp tục co lại. Nhiệt độ trong đó đạt tới một con số đáng kinh ngạc - 3 tỷ độ. Trong những điều kiện như vậy, nhiều quá trình khác nhau trong lõi được tăng tốc đáng kể; Kết quả là, rất nhiều năng lượng được giải phóng. Sự nén nhanh ở lõi kéo theo sự nén nhanh như nhau ở lớp vỏ của ngôi sao.

Nó cũng nóng lên rất nhiều và các phản ứng hạt nhân xảy ra trong đó lần lượt được tăng tốc rất nhiều. Do đó, theo đúng nghĩa đen chỉ trong vài giây, một lượng năng lượng khổng lồ sẽ được giải phóng. Điều này dẫn đến một vụ nổ. Tất nhiên, những điều kiện như vậy không phải lúc nào cũng đạt được, và do đó các vụ nổ siêu tân tinh khá hiếm khi xảy ra.

Đây là giả thuyết. Tương lai sẽ cho thấy các giả định của các nhà khoa học đúng đắn đến mức nào. Nhưng hiện tại cũng đã khiến các nhà nghiên cứu đưa ra những phỏng đoán hoàn toàn đáng kinh ngạc. Các phương pháp vật lý thiên văn đã giúp người ta có thể theo dõi độ sáng của siêu tân tinh giảm như thế nào. Và hóa ra là như vậy: trong vài ngày đầu sau vụ nổ, độ sáng giảm rất nhanh, và sau đó mức giảm này (trong vòng 600 ngày) chậm lại. Hơn nữa, cứ sau 55 ngày độ sáng lại giảm đi một nửa. Từ quan điểm toán học, sự giảm này xảy ra theo cái gọi là định luật hàm mũ. Một ví dụ tốtĐịnh luật như vậy là định luật phân rã phóng xạ. Các nhà khoa học đã đưa ra một giả định táo bạo: năng lượng giải phóng sau vụ nổ siêu tân tinh là do phân rã phóng xạđồng vị của một nguyên tố có chu kỳ bán rã 55 ngày.

Nhưng đồng vị nào và nguyên tố nào? Những cuộc tìm kiếm này tiếp tục trong vài năm. Beryllium-7 và strontium-89 là những “ứng cử viên” cho vai trò “máy phát” năng lượng như vậy. Chúng tan rã một nửa chỉ sau 55 ngày. Nhưng họ không có cơ hội vượt qua kỳ thi: các tính toán cho thấy năng lượng giải phóng trong quá trình phân rã beta của họ quá nhỏ. Và những người khác thì nổi tiếng đồng vị phóng xạ không có chu kỳ bán rã tương tự.

Một đối thủ mới đã xuất hiện trong số những nguyên tố không tồn tại trên Trái đất. Hóa ra nó là đại diện của các nguyên tố transuranium được các nhà khoa học tổng hợp một cách nhân tạo. Tên của người nộp đơn là người California, số seri- chín mươi tám. Đồng vị californium-254 của nó được điều chế với lượng chỉ khoảng 30 phần tỷ gam. Nhưng lượng thực sự không trọng lượng này lại đủ để đo chu kỳ bán rã của đồng vị. Hóa ra là bằng 55 ngày.

Và từ đây nảy sinh một giả thuyết gây tò mò: chính năng lượng phân rã của California-254 đảm bảo độ sáng cao bất thường của siêu tân tinh trong hai năm. Sự phân rã của californium xảy ra thông qua sự phân hạch tự phát của hạt nhân của nó; Với kiểu phân rã này, hạt nhân dường như bị tách thành hai mảnh - hạt nhân của các nguyên tố ở giữa bảng tuần hoàn.

Nhưng californium được tổng hợp như thế nào? Các nhà khoa học cũng đưa ra lời giải thích hợp lý ở đây. Trong quá trình nén hạt nhân trước vụ nổ siêu tân tinh, phản ứng hạt nhân do sự tương tác của neon-21 vốn đã quen thuộc với các hạt alpha được tăng tốc bất thường. Hậu quả của việc này là sự xuất hiện trong một khoảng thời gian khá ngắn của một dòng neutron cực kỳ mạnh. Quá trình bắt giữ neutron lại xảy ra nhưng lần này diễn ra nhanh chóng. Các hạt nhân có thể hấp thụ các neutron tiếp theo trước khi chúng trải qua quá trình phân rã beta. Đối với quá trình này, sự mất ổn định của các nguyên tố transbismuth không còn là trở ngại nữa. Chuỗi biến đổi sẽ không bị đứt gãy, và cái kết bảng tuần hoàn cũng sẽ được lấp đầy. Trong trường hợp này, rõ ràng, ngay cả như vậy nguyên tố siêu uranium, mà vẫn chưa thu được trong điều kiện nhân tạo.

Các nhà khoa học đã tính toán rằng mỗi vụ nổ siêu tân tinh chỉ tạo ra một lượng lớn California-254. Từ số lượng này có thể tạo ra 20 quả bóng, mỗi quả bóng nặng bằng Trái đất của chúng ta. Nó là gì số phận xa hơn siêu tân tinh? Cô ấy chết khá nhanh. Tại nơi nó bùng phát, chỉ còn lại một ngôi sao nhỏ, rất mờ. Tuy nhiên, nó được phân biệt bởi mật độ vật chất cao bất thường: chứa đầy nó Hộp diêm sẽ nặng hàng chục tấn. Những ngôi sao như vậy được gọi là "". Chúng tôi vẫn chưa biết điều gì sẽ xảy ra với họ tiếp theo.

Vật chất bị đẩy ra ngoài không gian có thể ngưng tụ và tạo thành những ngôi sao mới; họ sẽ bắt đầu một chặng đường phát triển dài mới. Các nhà khoa học cho đến nay chỉ đưa ra những nét vẽ thô sơ chung về bức tranh về nguồn gốc của các nguyên tố, bức tranh về hoạt động của các ngôi sao - những nhà máy lớn của nguyên tử. Có lẽ sự so sánh này nói chung truyền tải bản chất của vấn đề: nghệ sĩ chỉ phác họa trên canvas những nét phác thảo đầu tiên về tác phẩm nghệ thuật trong tương lai. Ý tưởng chính đã rõ ràng, nhưng nhiều chi tiết, bao gồm cả những chi tiết quan trọng, vẫn phải đoán.

Giải pháp cuối cùng cho vấn đề nguồn gốc của các nguyên tố sẽ đòi hỏi sự nỗ lực to lớn của các nhà khoa học thuộc nhiều chuyên ngành khác nhau. Có khả năng là nhiều điều mà bây giờ chúng ta có vẻ chắc chắn sẽ thực sự trở thành gần đúng, hoặc thậm chí hoàn toàn không chính xác. Các nhà khoa học có thể sẽ phải đối mặt với những mô hình mà chúng ta vẫn chưa biết đến. Thật vậy, để hiểu được các quá trình phức tạp nhất xảy ra trong Vũ trụ, chắc chắn sẽ cần có một bước nhảy vọt mới về chất trong việc phát triển ý tưởng của chúng ta về nó.