Hvad er en supernova? Hvad er en mystisk supernova? Hvad var der før?

Byens fødsel Men lad os vende tilbage til de tider, hvor al denne vandpragt, der endnu ikke er tilsløret af menneskelig forbrugerisme, funklede klart under solens stråler. I den gamle tid var floder ikke kun naturlige kilder vandforsyning, ikke kun "leverandører"

Hvad ved du om supernovaer? Du vil sikkert sige, at en supernova er en storslået eksplosion af en stjerne, på hvis sted en neutronstjerne eller sort hul forbliver.

Det er dog ikke alle supernovaer, der faktisk er det sidste stadie i massive stjerners liv. Under moderne klassifikation Supernovaeksplosioner omfatter udover eksplosioner af supergiganter også nogle andre fænomener.

Novaer og supernovaer

Udtrykket "supernova" migrerede fra udtrykket "nova". "Novae" blev kaldt stjerner, der dukkede op på himlen næsten fra bunden, hvorefter de gradvist forsvandt. De første "nye" kendes fra kinesiske krøniker, der går tilbage til det andet årtusinde f.Kr. Interessant nok var der blandt disse novaer ofte supernovaer. For eksempel var det en supernova i 1571, der blev observeret af Tycho Brahe, som efterfølgende opfandt udtrykket "nova". Nu ved vi, at vi i begge tilfælde ikke taler om fødslen af ​​nye armaturer i bogstavelig forstand.

Novaer og supernovaer indikerer en kraftig stigning i lysstyrken af ​​en stjerne eller gruppe af stjerner. Som regel havde folk tidligere ikke mulighed for at observere de stjerner, der gav anledning til disse flares. Disse var objekter for svage for det blotte øje eller astronomiske instrument på den tid. De blev observeret allerede i øjeblikket af blusset, som naturligt lignede fødslen af ​​en ny stjerne.

På trods af ligheden mellem disse fænomener er der i dag en skarp forskel i deres definitioner. Den maksimale lysstyrke for supernovaer er tusinder og hundredtusindvis af gange større end den maksimale lysstyrke for novaer. Denne uoverensstemmelse er forklaret grundlæggende forskel karakteren af ​​disse fænomener.

Nye stjerners fødsel

De nye udbrud er termonukleare eksplosioner, der forekommer i nogle tætte stjernesystemer. Sådanne systemer består også af en større følgestjerne (hovedsekvensstjerne, subgigant eller). Mægtig tyngdekraft hvid dværg tiltrækker materiale fra en ledsagerstjerne, hvilket resulterer i dannelsen af ​​en tilvækstskive omkring den. Termonukleære processer, der forekommer i accretion disken, mister til tider stabilitet og bliver eksplosive.

Som et resultat af en sådan eksplosion, lysstyrken stjernesystem stiger med tusindvis eller endda hundredtusindvis af gange. Sådan bliver en ny stjerne født. Et hidtil dunkelt eller endda usynligt objekt for en jordisk observatør opnår mærkbar lysstyrke. Som regel når et sådant udbrud sit højdepunkt på få dage og kan forsvinde i årevis. Ofte gentages sådanne udbrud i det samme system med få årtiers mellemrum, dvs. er periodiske. En ekspanderende gaskappe observeres også omkring den nye stjerne.

Supernovaeksplosioner har en helt anden og mere forskelligartet karakter af deres oprindelse.

Supernovaer er normalt opdelt i to hovedklasser (I og II). Disse klasser kan kaldes spektrale, fordi de er kendetegnet ved tilstedeværelsen og fraværet af brintlinjer i deres spektre. Disse klasser er også mærkbart forskellige visuelt. Alle klasse I supernovaer er ens både i eksplosionsstyrke og i dynamikken i lysstyrkeændringer. Klasse II supernovaer er meget forskellige i denne henseende. Kraften af ​​deres eksplosion og dynamikken i lysstyrkeændringer ligger i et meget bredt område.

Alle klasse II supernovaer er genereret ved gravitationssammenbrud i det indre af massive stjerner. Med andre ord er dette den samme eksplosion af supergiganter, som vi kender. Blandt supernovaerne af den første klasse er der dem, hvis eksplosionsmekanisme ligner mere eksplosionen af ​​nye stjerner.

Supergiganternes død

Stjerner, hvis masse overstiger 8-10 solmasser, bliver supernovaer. Kernerne af sådanne stjerner, der har opbrugt brint, fortsætter til termonukleare reaktioner, der involverer helium. Efter at have opbrugt helium, fortsætter kernen med at syntetisere stadigt tungere grundstoffer. I dybet af stjernen skabes flere og flere lag, som hver især har sin egen type termonuklear fusion. På den sidste fase af sin udvikling bliver en sådan stjerne til en "lagdelt" supergigant. Syntesen af ​​jern sker i dens kerne, mens tættere på overfladen fortsætter syntesen af ​​helium fra brint.

Sammensmeltningen af ​​jernkerner og tungere grundstoffer sker med absorption af energi. Derfor, efter at være blevet til jern, er den supergigantiske kerne ikke længere i stand til at frigive energi for at kompensere for gravitationskræfter. Kernen mister hydrodynamisk ligevægt og begynder at gennemgå tilfældig kompression. De resterende lag af stjernen fortsætter med at opretholde denne ligevægt, indtil kernen trækker sig sammen til en vis kritisk størrelse. Nu mister de resterende lag og stjernen som helhed hydrodynamisk ligevægt. Kun i dette tilfælde er det ikke kompressionen, der "vinder", men den energi, der frigives under kollapset og yderligere kaotiske reaktioner. Den ydre skal frigives - en supernovaeksplosion.

Klasseforskelle

De forskellige klasser og underklasser af supernovaer forklares ved, hvordan stjernen var før eksplosionen. For eksempel er fraværet af brint i klasse I supernovaer (underklasserne Ib, Ic) en konsekvens af, at stjernen selv ikke havde brint. Mest sandsynligt gik en del af dens ydre skal tabt under evolutionen i et tæt binært system. Spektret af underklasse Ic adskiller sig fra Ib i fravær af helium.

Under alle omstændigheder forekommer supernovaer af sådanne klasser i stjerner, der ikke har en ydre brint-helium-skal. De resterende lag ligger inden for ret strenge grænser for deres størrelse og masse. Dette forklares af det faktum, at termonukleære reaktioner erstatter hinanden med begyndelsen af ​​et bestemt kritisk stadium. Det er derfor, eksplosionerne af klasse Ic- og klasse Ib-stjerner er så ens. Deres maksimale lysstyrke er cirka 1,5 milliarder gange Solens. De når denne lysstyrke på 2-3 dage. Herefter svækkes deres lysstyrke 5-7 gange om måneden og falder langsomt i de efterfølgende måneder.

Type II supernovastjerner havde en brint-helium-skal. Afhængigt af stjernens masse og dens andre funktioner kan denne skal have forskellige grænser. Dette forklarer det store udvalg i supernovamønstre. Deres lysstyrke kan variere fra snesevis af millioner til titusinder af milliarder af sollysstyrker (eksklusive gammastråleudbrud - se nedenfor). Og dynamikken i ændringer i lysstyrken har en meget anden karakter.

Hvid dværg transformation

En særlig kategori af supernovaer er flares. Dette er den eneste klasse af supernovaer, der kan forekomme i elliptiske galakser. Denne funktion antyder, at disse flares ikke er et produkt af supergiganters død. Supergiganter lever ikke for at se deres galakser "blive gamle", dvs. vil blive elliptisk. Desuden har alle blink i denne klasse næsten samme lysstyrke. Takket være dette er type Ia supernovaer universets "standardlys".

De opstår efter et markant anderledes mønster. Som nævnt tidligere, ligner disse eksplosioner i nogen grad nye eksplosioner. Et skema for deres oprindelse tyder på, at de også stammer fra et tæt system af en hvid dværg og dens ledsagende stjerne. Men i modsætning til nye stjerner sker detonation af en anden, mere katastrofal type her.

Når den "sluger" sin ledsager, øges den hvide dværg i masse, indtil den når Chandrasekhar-grænsen. Denne grænse, omtrent lig med 1,38 solmasser, er den øvre grænse for massen af ​​en hvid dværg, hvorefter den bliver til en neutronstjerne. En sådan begivenhed er ledsaget af en termonuklear eksplosion med en kolossal frigivelse af energi, mange størrelsesordener højere end en normal ny eksplosion. Den næsten konstante værdi af Chandrasekhar-grænsen forklarer en så lille uoverensstemmelse i lysstyrken af ​​forskellige flares af denne underklasse. Denne lysstyrke er næsten 6 milliarder gange højere end solens lysstyrke, og dynamikken i dens ændring er den samme som for klasse Ib, Ic supernovaer.

Hypernova eksplosioner

Hypernovaer er eksplosioner, hvis energi er flere størrelsesordener højere end energien fra typiske supernovaer. Det vil sige, at de faktisk er hypernovaer, meget lyse supernovaer.

Typisk anses en hypernova for at være en eksplosion af supermassive stjerner, også kaldet . Massen af ​​sådanne stjerner starter ved 80 og overstiger ofte den teoretiske grænse på 150 solmasser. Der er også versioner, som hypernovaer kan danne under udslettelse af antistof, dannelsen af ​​en kvarkstjerne eller kollisionen af ​​to massive stjerner.

Hypernovaer er bemærkelsesværdige ved, at de er hovedårsagen til de måske mest energikrævende og sjældneste hændelser i universet - gammastråleudbrud. Varigheden af ​​gamma-udbrud varierer fra hundrededele af sekunder til flere timer. Men oftest varer de 1-2 sekunder. I disse sekunder udsender de energi svarende til Solens energi i alle 10 milliarder år af dens levetid! Arten af ​​gamma-stråleudbrud er stadig stort set ukendt.

Livets forfædre

På trods af al deres katastrofale natur kan supernovaer med rette kaldes forfædre til livet i universet. Kraften af ​​deres eksplosion skubber det interstellare medium ind i dannelsen af ​​gas- og støvskyer og stjernetåger, hvori der efterfølgende fødes stjerner. Et andet træk ved dem er, at supernovaer mætter det interstellare medium med tunge grundstoffer.

Det er supernovaer, der føder alt kemiske grundstoffer, som er tungere end jern. Når alt kommer til alt, som nævnt tidligere, kræver syntesen af ​​sådanne elementer energi. Kun supernovaer er i stand til at "oplade" sammensatte kerner og neutroner til den energikrævende produktion af nye grundstoffer. Kinetisk energi eksplosionen fører dem ud i rummet sammen med de elementer, der er dannet i den eksploderende stjernes tarme. Disse omfatter kulstof, nitrogen og ilt og andre grundstoffer, uden hvilke organisk liv er umuligt.

Supernova observation

Supernovaeksplosioner er ekstremt sjældne fænomener. Vores galakse, som indeholder mere end hundrede milliarder stjerner, oplever kun få udbrud pr. Ifølge kronikker og middelalderlige astronomiske kilder er der i løbet af de sidste to tusinde år kun blevet registreret seks supernovaer, der er synlige med det blotte øje. Moderne astronomer har aldrig observeret supernovaer i vores galakse. Den nærmeste fandt sted i 1987 i den store magellanske sky, i en af ​​satellitterne Mælkevejen. Hvert år observerer forskere op til 60 supernovaer, der forekommer i andre galakser.

Det er på grund af denne sjældenhed, at supernovaer næsten altid observeres allerede i det øjeblik, de udbryder. Begivenhederne forud for det er næsten aldrig blevet observeret, så karakteren af ​​supernovaer er stadig stort set mystisk. Moderne videnskab er ikke i stand til præcist at forudsige supernovaer. Enhver kandidatstjerne kan først blusse op efter millioner af år. Den mest interessante i denne henseende er Betelgeuse, som har ganske reel mulighed oplyse den jordiske himmel i vores levetid.

Universal flares

Hypernova-eksplosioner er endnu sjældnere. I vores galakse sker en sådan begivenhed en gang hvert hundredtusindvis af år. Imidlertid observeres gammastråleudbrud genereret af hypernovaer næsten dagligt. De er så kraftfulde, at de er optaget fra næsten alle hjørner af universet.

For eksempel kunne et af gammastråleudbruddene, der ligger 7,5 milliarder lysår væk, ses med det blotte øje. Det skete i Andromeda-galaksen, og i et par sekunder blev jordens himmel oplyst af en stjerne med fuldmånens lysstyrke. Hvis det skete på den anden side af vores galakse, ville en anden sol dukke op på baggrund af Mælkevejen! Det viser sig, at lysstyrken af ​​blusset er kvadrillion gange lysere end Solen og millioner af gange lysere end vores galakse. I betragtning af, at der er milliarder af galakser i universet, er det ikke overraskende, hvorfor sådanne begivenheder registreres hver dag.

Indvirkning på vores planet

Det er usandsynligt, at supernovaer kan udgøre en trussel mod den moderne menneskehed og på nogen måde påvirke vores planet. Selv en Betelgeuse-eksplosion ville kun lyse vores himmel op i et par måneder. Men de har bestemt påvirket os afgørende tidligere. Et eksempel på dette er den første af fem masseudryddelser på Jorden, som fandt sted for 440 millioner år siden. Ifølge en version var årsagen til denne udryddelse et gamma-stråleudbrud, der fandt sted i vores galakse.

Mere bemærkelsesværdigt er supernovaernes helt anderledes rolle. Som allerede nævnt er det supernovaer, der skaber de kemiske elementer, der er nødvendige for fremkomsten af ​​kulstofbaseret liv. Jordens biosfære var ingen undtagelse. Solsystemet blev dannet i en gassky, der indeholdt fragmenter af tidligere eksplosioner. Det viser sig, at vi alle skylder vores udseende supernovaen.

Desuden fortsatte supernovaer med at påvirke udviklingen af ​​livet på Jorden. Hæve baggrundsstråling planeter, tvang de organismer til at mutere. Vi bør heller ikke glemme store udryddelser. Supernovaer har helt sikkert "lavet justeringer" til jordens biosfære mere end én gang. Når alt kommer til alt, hvis det ikke var for disse globale udryddelser, ville helt andre arter nu dominere Jorden.

Omfanget af stjerneeksplosioner

For klart at forstå, hvor meget energi supernovaeksplosioner har, lad os vende os til ligningen for masse og energiækvivalent. Ifølge ham indeholder hvert gram stof en kolossal mængde energi. Så 1 gram af et stof svarer til en eksplosion atombombe, eksploderede over Hiroshima. Tsarbombens energi svarer til tre kilo stof.

Hvert sekund under termonukleare processer i Solens dybder omdannes 764 millioner tons brint til 760 millioner tons helium. De der. Hvert sekund udsender Solen energi svarende til 4 millioner tons stof. Kun en to-milliarddel af Solens samlede energi når Jorden, det svarer til to kilogram masse. Derfor siger de, at eksplosionen af ​​Tsar Bomba kunne observeres fra Mars. I øvrigt leverer Solen til Jorden flere hundrede gange mere energi, end menneskeheden forbruger. Det vil sige, at for at dække det årlige energibehov for hele den moderne menneskehed, er det kun et par tons stof, der skal omdannes til energi.

I betragtning af ovenstående, forestil dig, at den gennemsnitlige supernova på sit højeste "brænder" kvadrillioner af tons stof. Dette svarer til massen af ​​en stor asteroide. En supernovas samlede energi svarer til massen af ​​en planet eller endda en lavmassestjerne. Endelig sprøjter et gammastråleudbrud på sekunder, eller endda en brøkdel af et sekund af sit liv, energi ud svarende til Solens masse!

Så forskellige supernovaer

Udtrykket "supernova" bør ikke kun forbindes med eksplosion af stjerner. Disse fænomener er måske lige så forskellige, som stjernerne selv er forskellige. Videnskaben har endnu ikke forstået mange af deres hemmeligheder.

Gamle annaler og krøniker fortæller os, at lejlighedsvis dukkede stjerner med usædvanlig stor lysstyrke pludselig op på himlen. De steg hurtigt i lysstyrke, og derefter langsomt, over flere måneder, forsvandt og holdt op med at være synlige. Nær maksimal lysstyrke var disse stjerner synlige selv om dagen. De mest slående udbrud var i 1006 og 1054, oplysninger om hvilke er indeholdt i kinesiske og japanske afhandlinger. I 1572 blussede en sådan stjerne op i stjernebilledet Cassiopeia og blev observeret af den fremragende astronom Tycho Brahe, og i 1604 blev et lignende udbrud i stjernebilledet Ophiuchus observeret af Johannes Kepler. Siden da, i løbet af de fire århundreder af den "teleskopiske" æra inden for astronomi, er der ikke observeret sådanne udbrud. Men med udviklingen af ​​observationsastronomi begyndte forskerne at detektere et ret stort antal lignende udbrud, selvom de ikke nåede særlig høj lysstyrke. Disse stjerner, der pludselig dukkede op og snart forsvandt som uden et spor, begyndte at blive kaldt "novaer". Det så ud til, at stjernerne i 1006 og 1054, stjernerne fra Tycho og Kepler, var de samme udstrålinger, kun meget tæt på og derfor lysere. Men det viste sig, at det ikke var tilfældet. I 1885 bemærkede astronomen Hartwig ved Tartu-observatoriet udseendet af en ny stjerne i den velkendte Andromeda-tåge. Denne stjerne nåede den 6. synlige størrelse, det vil sige, at styrken af ​​dens stråling var kun 4 gange mindre end hele tågen. Så overraskede dette ikke astronomer: Andromeda-tågens natur var trods alt ukendt, det blev antaget, at det bare var en sky af støv og gas ganske tæt på Solen. Først i 20'erne af det tyvende århundrede blev det endelig klart, at Andromedatågen og andre spiraltåger er enorme stjernesystemer, bestående af hundreder af milliarder af stjerner og millioner af lysår væk fra os. Glimt af almindelige novaer, synlige som objekter af 17-18 størrelsesorden, blev også opdaget i Andromeda-tågen. Det blev klart, at stjernen fra 1885 oversteg Novaya-stjernerne i strålingsstyrke med titusindvis af gange i kort tid var dens glans næsten lig med glansen af ​​et enormt stjernesystem! Naturligvis skal karakteren af ​​disse udbrud være anderledes. Senere blev disse kraftigste udstrålinger kaldt "Supernovaer", hvor præfikset "super" betød deres større strålingsstyrke og ikke deres større "nyhed".

Supernova-søgning og -observationer

Supernovaeksplosioner begyndte at blive bemærket ret ofte på fotografier af fjerne galakser, men disse opdagelser var tilfældige og kunne ikke give den nødvendige information til at forklare årsagen og mekanismen til disse storslåede udbrud. Men i 1936 begyndte astronomerne Baade og Zwicky, der arbejdede ved Palomar Observatory i USA, en systematisk systematisk søgning efter supernovaer. De rådede over et teleskop af Schmidt-systemet, som gjorde det muligt at fotografere områder på flere titus af kvadratgrader og gav meget klare billeder af selv svage stjerner og galakser. Ved at sammenligne fotografier af et område på himlen taget flere uger senere, kunne man nemt bemærke tilstedeværelsen af ​​nye stjerner i galakser, der var tydeligt synlige på fotografierne. De områder af himlen, der var rigest i nærliggende galakser, blev udvalgt til fotografering, hvor deres antal på et billede kunne nå op på flere dusin, og sandsynligheden for at opdage supernovaer var størst.

I 1937 lykkedes det Baada og Zwicky at opdage 6 supernovaer. Blandt dem var ganske klare stjerner 1937C og 1937D (astronomer besluttede at udpege supernovaer ved at tilføje bogstaver til opdagelsesåret, der viser rækkefølgen af ​​opdagelse i det indeværende år), og nåede et maksimum på henholdsvis 8 og 12 størrelser. For dem blev der opnået lyskurver - afhængigheden af ​​ændringen i lysstyrke over tid - og et stort antal spektrogrammer - fotografier af stjernens spektre, der viser strålingsintensitetens afhængighed af bølgelængden. I flere årtier blev dette materiale grundlaget for alle forskere, der forsøgte at opklare årsagerne til supernovaeksplosioner.

Desværre den anden Verdenskrig afbrød observationsprogrammet, der var begyndt så vellykket. Den systematiske eftersøgning af supernovaer ved Palomar-observatoriet blev først genoptaget i 1958, men med et større teleskop af Schmidt-systemet, som gjorde det muligt at fotografere stjerner op til størrelsesordenen 22-23. Siden 1960 har en række andre observatorier sluttet sig til dette arbejde. forskellige lande verden, hvor der var passende teleskoper. I USSR blev et sådant arbejde udført på Krim-stationen i SAI, hvor et astrografteleskop med en linsediameter på 40 cm og et meget stort synsfelt - næsten 100 kvadratgrader, blev installeret, og ved Abastumani Astrophysical Observatory i Georgien - på et Schmidt-teleskop med et indgangshul på 36 cm. Og på Krim og i Abastumani blev der gjort mange supernova-opdagelser. Af de andre observatorier skete det største antal opdagelser ved Asiago-observatoriet i Italien, hvor to teleskoper af Schmidt-systemet fungerede. Men alligevel forblev Palomar-observatoriet førende både i antallet af opdagelser og i den maksimale størrelse af stjerner, der er tilgængelige til påvisning. Tilsammen blev der i 60'erne og 70'erne opdaget op til 20 supernovaer om året, og deres antal begyndte at vokse hurtigt. Umiddelbart efter opdagelsen begyndte fotometriske og spektroskopiske observationer på store teleskoper.

I 1974 døde F. Zwicky, og snart blev søgningen efter supernovaer ved Palomar Observatory stoppet. Antallet af opdagede supernovaer er faldet, men er begyndt at stige igen siden begyndelsen af ​​1980'erne. Nye søgeprogrammer er blevet lanceret sydlige himmel- ved Cerro el Roble-observatoriet i Chile, og astronomi-entusiaster begyndte at opdage supernovaer. Det viste sig, at man ved hjælp af små amatørteleskoper med 20-30 cm linser med stor succes kan søge efter lyse supernovaeksplosioner og systematisk observere et bestemt sæt af galakser. Den største succes blev opnået af en præst fra Australien, Robert Evans, som formåede at opdage op til 6 supernovaer om året siden begyndelsen af ​​80'erne. Det er ikke overraskende, at professionelle astronomer jokede med dens "direkte forbindelse med himlen."

I 1987 blev den lyseste supernova i det 20. århundrede opdaget - SN 1987A i den store magellanske sky galakse, som er en "satellit" af vores galakse og er kun 55 kiloparsecs væk fra os. I nogen tid var denne supernova synlig selv for det blotte øje og nåede en maksimal lysstyrke på omkring 4 størrelsesorden. Det kunne dog kun observeres på den sydlige halvkugle. En række fotometriske og spektrale observationer, der var unikke i deres nøjagtighed og varighed, blev opnået for denne supernova, og nu fortsætter astronomer med at overvåge, hvordan processen med at transformere supernovaen til en ekspanderende gaståge udvikler sig.

Supernova 1987A. Øverst til venstre er et fotografi af området, hvor supernovaen eksploderede, taget længe før eksplosionen. Den snart eksploderende stjerne er angivet med en pil. Øverst til højre er et fotografi af det samme område på himlen, da supernovaen var tæt på maksimal lysstyrke. Nedenfor kan du se, hvordan en supernova ser ud 12 år efter eksplosionen. Ringene omkring supernovaen er interstellar gas (delvist udstødt af præ-supernovastjernen før udbruddet), ioniseret under udbruddet og fortsætter med at gløde.

I midten af ​​80'erne blev det klart, at fotografiets æra inden for astronomi var ved at ende. Hurtigt forbedrede CCD-modtagere var mange gange bedre end fotografisk emulsion i følsomhed og optaget bølgelængdeområde, mens de var praktisk talt ens i opløsning. Billedet opnået med et CCD-kamera kunne umiddelbart ses på computerskærmen og sammenlignes med dem, der blev opnået tidligere, men til fotografering tog processen med fremkaldelse, tørring og sammenligning i bedste fald en dag. Den eneste resterende fordel ved fotografiske plader - evnen til at fotografere store områder af himlen - viste sig også at være ubetydelig for søgningen efter supernovaer: et teleskop med et CCD-kamera kunne separat tage billeder af alle de galakser, der falder på den fotografiske plade, på en tid, der kan sammenlignes med en fotografisk eksponering. Projekter af fuldautomatiske supernova-søgningsprogrammer er dukket op, hvor teleskopet peges mod udvalgte galakser i henhold til et forudindtastet program, og de resulterende billeder sammenlignes på computer med dem, der er opnået tidligere. Først hvis der opdages et nyt objekt, sender computeren et signal til astronomen, som finder ud af, om der rent faktisk er blevet opdaget en supernovaeksplosion. I 90'erne begyndte et sådant system ved hjælp af et 80 cm reflekterende teleskop at fungere ved Lick Observatory (USA).

Tilgængeligheden af ​​simple CCD-kameraer til astronomi-entusiaster har ført til, at de bevæger sig fra visuelle observationer til CCD-observationer, og så bliver stjerner op til 18. og endda 19. størrelsesorden tilgængelige for teleskoper med 20-30 cm linser. Indførelsen af ​​automatiserede søgninger og det voksende antal amatørastronomer, der søger efter supernovaer ved hjælp af CCD-kameraer, har ført til en eksplosion i antallet af opdagelser: der er nu opdaget mere end 100 supernovaer om året, og det samlede antal opdagelser har oversteget 1.500. I de senere år er der også iværksat en eftersøgning efter meget fjerne og svage supernovaer på de største teleskoper med en spejldiameter på 3-4 meter. Det viste sig, at undersøgelser af supernovaer, der når en maksimal lysstyrke på 23-24 størrelser, kan give svar på mange spørgsmål om hele universets struktur og skæbne. På en nat med observationer med sådanne teleskoper udstyret med de mest avancerede CCD-kameraer, kan mere end 10 fjerne supernovaer opdages! Flere billeder af sådanne supernovaer er vist i figuren nedenfor.

For næsten alle supernovaer, der i øjeblikket opdages, er det muligt at opnå mindst ét ​​spektrum, og for mange er lyskurverne kendt (dette er også en stor fordel for amatørastronomer). Så mængden af ​​observationsmateriale, der er tilgængeligt til analyse, er meget stor, og det ser ud til, at alle spørgsmål om arten af ​​disse grandiose fænomener skal løses. Det er desværre ikke tilfældet endnu. Lad os se nærmere på de vigtigste spørgsmål, supernovaforskere står over for, og de mest sandsynlige svar på dem i dag.

Supernova-klassifikation, lyskurver og spektre

Før man drager nogen konklusioner om den fysiske natur af et fænomen, er det nødvendigt at have en fuldstændig forståelse af dets observerbare manifestationer, som skal klassificeres korrekt. Naturligvis var det allerførste spørgsmål, der opstod før supernovaforskere, om de var ens, og hvis ikke, hvor forskellige de var, og om de kunne klassificeres. Allerede de første supernovaer opdaget af Baade og Zwicky viste signifikante forskelle i lyskurver og spektre. I 1941 foreslog R. Minkowski at opdele supernovaer i to hovedtyper baseret på arten af ​​deres spektre. Han klassificerede supernovaer som type I, hvis spektre var helt forskellige fra spektrene for alle objekter kendt på det tidspunkt. Linjerne af det mest almindelige element i universet - brint - var fuldstændig fraværende, hele spektret bestod af brede maksima og minima, der ikke kunne identificeres, den ultraviolette del af spektret var meget svag. Supernovaer blev klassificeret som type II, hvis spektre viste en vis lighed med "almindelige" novaer i nærvær af meget intense hydrogenemissionslinjer, den ultraviolette del af deres spektrum er lys.

Spektrene af Type I supernovaer forblev mystiske i tre årtier. Først efter at Yu.Pskovsky viste, at båndene i spektrene ikke er andet end sektioner af det kontinuerlige spektrum mellem brede og ret dybe absorptionslinjer, gik identifikationen af ​​spektrene af type I supernovaer frem. En række absorptionslinjer blev identificeret, primært de mest intense linier af enkelt ioniseret calcium og silicium. Bølgelængderne af disse linjer forskydes til den violette side af spektret på grund af Doppler-effekten i skallen, der udvider sig med en hastighed på 10-15 tusinde km i sekundet. Det er ekstremt vanskeligt at identificere alle linjerne i spektrene af type I supernovaer, da de er meget udvidet og overlapper hinanden; Ud over det nævnte calcium og silicium var det muligt at identificere linjerne af magnesium og jern.

Analyse af supernovaspektre gjorde det muligt for os at drage vigtige konklusioner: Der er næsten ingen brint i skallerne, der udslynges under en type I supernovaeksplosion; mens sammensætningen af ​​type II supernovaskaller er næsten den samme som solatmosfærens. Ekspansionshastigheden af ​​skallerne er fra 5 til 15-20 tusinde km/s, fotosfærens temperatur er omkring maksimum - 10-20 tusinde grader. Temperaturen falder hurtigt og når efter 1-2 måneder 5-6 tusinde grader.

Lyskurverne for supernovaer var også forskellige: for type I var de alle meget ens, de har en karakteristisk form med en meget hurtig stigning i lysstyrken til et maksimum, som ikke varer mere end 2-3 dage, et hurtigt fald i lysstyrken med 3 størrelser i 25-40 dage og efterfølgende langsom svækkelse, næsten lineær på størrelsesskalaen, hvilket svarer til en eksponentiel svækkelse af lysstyrken.

Lyskurverne af type II supernovaer viste sig at være meget mere forskellige. Nogle lignede lyskurverne af type I supernovaer, kun med et langsommere og længere fald i lysstyrke indtil begyndelsen af ​​en lineær "hale" for andre, umiddelbart efter maksimum begyndte et område med næsten konstant lysstyrke - den så- kaldet "plateau", som kan vare op til 100 dage. Så falder glansen skarpt og når en lineær "hale". Alle tidlige lyskurver blev opnået fra fotografiske observationer i det såkaldte fotografiske størrelsessystem, svarende til følsomheden af ​​konventionelle fotografiske plader (bølgelængdeområde 3500-5000 A). Brugen af ​​et fotovisuelt system (5000-6000 A) udover det gjorde det muligt at opnå vigtig information om ændringen i farveindekset (eller blot "farven") af supernovaer: det viste sig, at efter det maksimale, supernovaer af begge typer bliver konstant røde, det vil sige, at hoveddelen af ​​strålingen skifter mod længere bølger. Denne rødme ophører ved det lineære fald i lysstyrken og kan endda blive erstattet af supernovaernes "blåhed".

Derudover adskilte type I og type II supernovaer sig i de typer af galakser, hvor de eksploderede. Type II-supernovaer er kun blevet opdaget i spiralgalakser, hvor stjerner i øjeblikket stadig dannes, og der er både gamle stjerner med lav masse og unge, massive og "kortlivede" (kun et par millioner år) stjerner. Type I supernovaer forekommer i både spiralgalakser og elliptiske galakser, hvor intens stjernedannelse ikke menes at have fundet sted i milliarder af år.

I denne form blev klassificeringen af ​​supernovaer opretholdt indtil midten af ​​80'erne. Start bred anvendelse i astronomi har CCD-modtagere gjort det muligt at øge mængden og kvaliteten af ​​observationsmateriale markant. Moderne udstyr gjorde det muligt at opnå spektrogrammer til svage, tidligere utilgængelige genstande; med meget større nøjagtighed var det muligt at bestemme intensiteter og bredder af linjer og registrere svagere linjer i spektrene. CCD-modtagere, infrarøde detektorer og instrumenter monteret på rumfartøjer har gjort det muligt at observere supernovaer over hele rækken af ​​optisk stråling fra ultraviolet til fjern-infrarød; Gammastråle-, røntgen- og radioobservationer af supernovaer blev også udført.

Som et resultat begyndte den tilsyneladende etablerede binære klassificering af supernovaer hurtigt at ændre sig og blive mere kompleks. Det viste sig, at type I supernovaer ikke er nær så homogene, som det så ud til. Spektrene for disse supernovaer viste signifikante forskelle, hvoraf den mest betydningsfulde var intensiteten af ​​den enkelt ioniserede siliciumlinje, observeret ved en bølgelængde på omkring 6100 A. For de fleste type I supernovaer var denne absorptionslinje nær maksimal lysstyrke det mest bemærkelsesværdige træk. i spektret, men for nogle supernovaer var det praktisk talt fraværende, og heliumabsorptionslinjerne var de mest intense.

Disse supernovaer blev betegnet Ib, og de "klassiske" Type I supernovaer blev betegnet Ia. Senere viste det sig, at nogle Ib-supernovaer også mangler heliumlinjer, og de blev kaldt type Ic. Disse nye typer supernovaer adskilte sig fra de "klassiske" Ia i deres lyskurver, som viste sig at være ret forskellige, selvom de i form lignede lyskurverne i Ia supernovaer. Type Ib/c supernovaer viste sig også at være kilder til radioemission. Alle af dem blev opdaget i spiralgalakser, i områder, hvor stjernedannelse for nylig kan have fundet sted, og hvor der stadig eksisterer ret massive stjerner.

Lyskurver for supernovaer Ia i det røde og infrarøde spektralområde ( bånd R,I,J,H,K) var meget forskellige fra de tidligere undersøgte kurver i B- og V-båndene. Hvis kurven i R viser en mærkbar "skulder" 20 dage efter maksimum, vises der i I-filteret og længere bølgelængdeområder et reelt andet maksimum. Nogle Ia-supernovaer har dog ikke dette andet maksimum. Disse supernovaer er også kendetegnet ved deres røde farve ved maksimal lysstyrke, reduceret lysstyrke og nogle spektrale træk. Den første sådanne supernova var SN 1991bg, og objekter, der ligner den, kaldes stadig ejendommelige supernovaer Ia eller "type 1991bg supernovaer." En anden type supernova Ia er tværtimod karakteriseret ved øget lysstyrke ved maksimum. De er karakteriseret ved lavere intensiteter af absorptionslinjer i spektrene. "Prototypen" for dem er SN 1991T.

Tilbage i 1970'erne blev type II supernovaer opdelt efter arten af ​​deres lyskurver i "lineære" (II-L) og dem med et "plateau" (II-P). Efterfølgende begyndte flere og flere supernovaer II at blive opdaget, som viste visse træk i deres lyskurver og spektre. I deres lyskurver adskiller de to lyseste supernovaer sig således skarpt fra andre type II supernovaer seneste år: 1987A og 1993J. Begge havde to maksima i deres lyskurver: Efter opblussen faldt lysstyrken hurtigt for derefter at stige igen, og først efter det andet maksimum begyndte den endelige svækkelse af lysstyrken. I modsætning til supernovaer Ia blev det andet maksimum observeret i alle spektralområder, og for SN 1987A var det meget lysere end det første i længere bølgelængdeområder.

Blandt de spektrale træk var de hyppigste og mest bemærkelsesværdige tilstedeværelsen, sammen med brede emissionslinjer, der er karakteristiske for ekspanderende skaller, også af et system af smalle emissions- eller absorptionslinjer. Dette fænomen skyldes højst sandsynligt tilstedeværelsen af ​​en tæt skal, der omgiver stjernen, før udbruddet af sådanne supernovaer betegnes som II-n.

Supernova Statistik

Hvor ofte opstår supernovaer, og hvordan er de fordelt i galakser? Statistiske undersøgelser af supernovaer skulle besvare disse spørgsmål.

Det ser ud til, at svaret på det første spørgsmål er ret enkelt: du skal observere flere galakser i tilstrækkelig lang tid, tælle de observerede supernovaer i dem og dividere antallet af supernovaer med observationstiden. Men det viste sig, at den tid, der dækkes af ret regelmæssige observationer, stadig var for kort til sikre konklusioner for individuelle galakser: I de fleste blev der kun observeret en eller to udbrud. Sandt nok er der allerede registreret et ret stort antal supernovaer i nogle galakser: rekordholderen er galaksen NGC 6946, hvor 6 supernovaer er blevet opdaget siden 1917. Disse data giver dog ikke nøjagtige data om hyppigheden af ​​udbrud. For det første er det ukendt præcis tid observationer af denne galakse, og for det andet kunne de næsten samtidige udbrud for os faktisk adskilles af ret store tidsperioder: lyset fra supernovaer bevæger sig trods alt en anden vej inde i galaksen, og dets størrelse i lysår er meget større end observationstidspunktet. Det er i øjeblikket kun muligt at estimere flarefrekvensen for et bestemt sæt af galakser. For at gøre dette er det nødvendigt at bruge observationsdata fra søgningen efter supernovaer: hver observation giver en vis "effektiv sporingstid" for hver galakse, som afhænger af afstanden til galaksen, af søgningens begrænsende størrelse og af arten af supernova-lyskurven. For forskellige typer supernovaer vil observationstiden for den samme galakse være forskellig. Når man kombinerer resultater for flere galakser, er det nødvendigt at tage hensyn til deres forskelle i masse og lysstyrke såvel som i morfologisk type. I øjeblikket er det sædvanligt at normalisere resultaterne til lysstyrken af ​​galakser og kun kombinere data for galakser med lignende typer. Sidste værker, baseret på kombination af data fra adskillige supernova-søgningsprogrammer, gav følgende resultater: kun type Ia-supernovaer observeres i elliptiske galakser, og i en "gennemsnitlig" galakse med en lysstyrke på 10 10 sollysstyrker udbryder en supernova cirka en gang hvert 500. år . I en spiralgalakse med samme lysstyrke bryder supernovaer Ia ud ​​med kun lidt mere høj frekvens, dog tilføjes supernovaer af type II og Ib/c til dem, og den samlede hyppighed af udbrud er cirka en gang hvert 100. år. Hyppigheden af ​​udbrud er tilnærmelsesvis proportional med galaksernes lysstyrke, det vil sige, at den i gigantiske galakser er meget højere: især NGC 6946 er en spiralgalakse med en lysstyrke på 2,8 10 10 sollysstyrker, derfor kan omkring tre udbrud være forventes i den pr. 100 år, og 6 supernovaer observeret i den kan betragtes som ikke en særlig stor afvigelse fra gennemsnitsfrekvensen. Vores galakse er mindre end NGC 6946, og der kan forventes et udbrud i den i gennemsnit hvert 50. år. Det er dog kendt, at kun fire supernovaer er blevet observeret i galaksen i løbet af det seneste årtusinde. Er der en modsætning her? Det viser sig ikke - trods alt er det meste af Galaksen skjult for os af lag af gas og støv, og Solens nærhed, hvor disse 4 supernovaer blev observeret, udgør kun en lille del af Galaksen.

Hvordan er supernovaer fordelt i galakser? Selvfølgelig er det for nu kun muligt at studere summariske fordelinger reduceret til en "gennemsnitlig" galakse, såvel som fordelinger i forhold til detaljerne i strukturen af ​​spiralgalakser. Disse dele omfatter først og fremmest spiralærmer; i ret tætte galakser er områder med aktiv stjernedannelse også tydeligt synlige, identificeret ved skyer af ioniseret brint - H II-regionen, eller af klynger af klare blå stjerner - OB-associationen. Undersøgelser af den rumlige fordeling, gentaget mange gange efterhånden som antallet af opdagede supernovaer steg, gav følgende resultater. Fordelingerne af supernovaer af alle typer efter afstand fra galaksernes centre adskiller sig lidt fra hinanden og ligner fordelingen af ​​lysstyrke - tætheden falder fra centrum til kanterne ifølge en eksponentiel lov. Forskellene mellem typerne af supernovaer kommer til udtryk i fordelingen i forhold til stjernedannelsesområderne: hvis supernovaer af alle typer er koncentreret i spiralarmene, så er kun supernovaer af type II og Ib/c koncentreret i H II-områderne. Vi kan konkludere, at levetiden for en stjerne, der producerer en type II- eller Ib/c-udstråling, er fra 10 6 til 10 7 år, og for type Ia er den omkring 10 8 år. Supernovaer Ia observeres dog også i elliptiske galakser, hvor man mener, at der ikke er stjerner yngre end 10 9 år. Der er to mulige forklaringer på denne modsigelse - enten er karakteren af ​​supernova Ia-eksplosioner i spiral- og elliptiske galakser anderledes, eller også fortsætter stjernedannelsen stadig i nogle elliptiske galakser, og yngre stjerner er til stede.

Teoretiske modeller

Baseret på samtlige observationsdata kom forskerne til den konklusion, at en supernovaeksplosion skulle være det sidste trin i en stjernes udvikling, hvorefter den ophører med at eksistere i i samme form. Faktisk er supernovaens eksplosionsenergi estimeret til 10 50 - 10 51 erg, hvilket overstiger de typiske værdier for stjerners gravitationsbindingsenergi. Den energi, der frigives under en supernovaeksplosion, er mere end nok til fuldstændig at sprede stjernens stof i rummet. Hvilken slags stjerner og hvornår ender de deres liv med en supernovaeksplosion, hvad er karakteren af ​​de processer, der fører til sådan en gigantisk frigivelse af energi?

Observationsdata viser, at supernovaer er opdelt i flere typer, der adskiller sig i kemisk sammensætning skaller og deres masser, ved arten af ​​energifrigivelse og ved forbindelse med forskellige typer stjernepopulationer. Type II supernovaer er tydeligt forbundet med unge, massive stjerner, og deres skaller indeholder store mængder brint. Derfor betragtes deres udbrud som det sidste trin i udviklingen af ​​stjerner, hvis begyndelsesmasse er mere end 8-10 solmasser. I de centrale dele af sådanne stjerner frigives energi under kernefusionsreaktioner, lige fra de enkleste - dannelsen af ​​helium under fusionen af ​​brintkerner og ender med dannelsen af ​​jernkerner fra silicium. Jernkerner er de mest stabile i naturen, og der frigives ingen energi, når de smelter sammen. Når en stjernes kerne bliver til jern, stopper frigivelsen af ​​energi i den således. Kernen kan ikke modstå gravitationskræfter og trækker sig hurtigt sammen - kollapser. De processer, der opstår under kollaps, er stadig langt fra fuldt ud forklaret. Det er dog kendt, at hvis alt stof i en stjernes kerne omdannes til neutroner, så kan det modstå tyngdekraften. Stjernens kerne bliver til en "neutronstjerne", og kollapset stopper. I dette tilfælde frigives enorm energi, der kommer ind i stjernens skal og får den til at begynde at ekspandere, hvilket vi ser som en supernovaeksplosion. Hvis stjernens udvikling tidligere havde fundet sted "stille", så skulle dens hylster have en radius, der er hundredvis af gange større end Solens radius, og have en tilstrækkelig mængde brint til at forklare spektret af type II supernovaer. Hvis det meste af skallen gik tabt under evolutionen i et tæt binært system eller på anden måde, så vil der ikke være brintlinjer i spektret - vi vil se en type Ib eller Ic supernova.

I mindre massive stjerner forløber evolutionen anderledes. Efter afbrænding af brint bliver kernen til helium, og reaktionen med at omdanne helium til kulstof begynder. Men kernen varmes ikke op til så høj en temperatur, at fusionsreaktioner, der involverer kulstof, begynder. Kernen kan ikke frigive nok energi og trækker sig sammen, men i dette tilfælde stoppes kompressionen af ​​elektronerne i kernen. Stjernens kerne bliver til en såkaldt "hvid dværg", og skallen forsvinder i rummet i form af en planetarisk tåge. Den indiske astrofysiker S. Chandrasekhar viste, at en hvid dværg kun kan eksistere, hvis dens masse er mindre end omkring 1,4 solmasser. Hvis den hvide dværg er placeret i et tilstrækkeligt tæt binært system, kan stof begynde at strømme fra den almindelige stjerne til den hvide dværg. Massen af ​​den hvide dværg øges gradvist, og når den overskrider grænsen, sker der en eksplosion, hvor der sker hurtig termonuklear forbrænding af kulstof og ilt, der bliver til radioaktivt nikkel. Stjernen er fuldstændig ødelagt, og i den ekspanderende skal er der radioaktivt henfald af nikkel til kobolt og derefter til jern, som giver energi til skallens glød. Sådan eksploderer Type Ia supernovaer.

Moderne teoretiske undersøgelser af supernovaer er hovedsageligt beregninger på de fleste kraftfulde computere modeller af eksploderende stjerner. Desværre har det endnu ikke været muligt at skabe en model, der fra et sent stadium af stjerneudviklingen ville føre til en supernovaeksplosion og dens observerbare manifestationer. Imidlertid eksisterende modeller beskrive lyskurverne og spektrene for langt de fleste supernovaer ganske godt. Normalt er dette en model af skallen af ​​en stjerne, hvori eksplosionens energi "manuelt" investeres, hvorefter dens udvidelse og opvarmning begynder. På trods af de store vanskeligheder forbundet med kompleksiteten og mangfoldigheden fysiske processer I de senere år er der sket store fremskridt i denne forskningsretning.

Supernovaers indvirkning på miljøet

Supernovaeksplosioner har en stærk og forskelligartet indvirkning på det omgivende interstellare medium. Supernovaens konvolut, der kastes ud med enorm hastighed, øser op og komprimerer gassen omkring den. Måske kunne dette give anledning til dannelsen af ​​nye stjerner fra gasskyer. Eksplosionens energi er så stor, at der opstår syntese af nye grundstoffer, især dem, der er tungere end jern. Materiale beriget med tunge grundstoffer er spredt af supernovaeksplosioner i hele galaksen, hvilket resulterer i stjerner dannet efter supernovaeksplosioner indeholdende flere tunge grundstoffer. Det interstellare medium i "vores" område af Mælkevejen viste sig at være så beriget med tunge elementer, at fremkomsten af ​​liv på Jorden blev mulig. Supernovaer er direkte ansvarlige for dette! Supernovaer genererer tilsyneladende også strømme af partikler med meget høj energi - kosmiske stråler. Disse partikler, der trænger til Jordens overflade gennem atmosfæren, kan forårsage genetiske mutationer, som følge af hvilke udviklingen af ​​livet på Jorden sker.

Supernovaer fortæller os om universets skæbne

Supernovaer, og især Type Ia supernovaer, er blandt de lyseste stjerneformede objekter i universet. Derfor kan selv meget fjerne supernovaer studeres med aktuelt tilgængeligt udstyr.

Mange supernovaer Ia er blevet opdaget i ret tætte galakser, hvor afstanden kan bestemmes på flere måder. I øjeblikket anses den mest nøjagtige for at være bestemmelsen af ​​afstande baseret på den tilsyneladende lysstyrke af lyse variable stjerner af en bestemt type - Cepheider. Brug af rumteleskopet. Hubble opdagede og studerede et stort antal cepheider i galakser fjernt fra os i en afstand på omkring 20 megaparsek. Tilstrækkeligt nøjagtige skøn over afstandene til disse galakser gjorde det muligt at bestemme lysstyrken af ​​type Ia-supernovaer, der brød ud i dem. Hvis vi antager, at fjerne supernovaer Ia har den samme lysstyrke i gennemsnit, så kan afstanden til dem estimeres ud fra den observerede størrelse ved maksimal lysstyrke.

For et par århundreder siden bemærkede astronomer, hvordan lysstyrken af ​​nogle stjerner i galaksen pludselig steg mere end tusind gange. Forskere har udpeget et sjældent fænomen med en multipel stigning i gløden af ​​et kosmisk objekt som fødslen af ​​en supernova. Dette er på en eller anden måde kosmisk nonsens, for i dette øjeblik bliver en stjerne ikke født, men ophører med at eksistere.

Blitz supernova- dette er i virkeligheden en eksplosion af en stjerne, ledsaget af frigivelsen af ​​en kolossal mængde energi ~10 50 erg. Lysstyrken af ​​en supernova, som bliver synlig overalt i universet, stiger i løbet af flere dage. I dette tilfælde, hvert sekund, er mængden af ​​frigivet energi den samme mængde energi, som Solen kan producere under hele dens eksistens.

Supernovaeksplosion som følge af udviklingen af ​​kosmiske objekter

Astronomer forklarer dette fænomen ved evolutionære processer, der har fundet sted med alle rumobjekter i millioner af år. For at forestille dig processen med en supernova, skal du forstå strukturen af ​​en stjerne. (billede nedenfor).

En stjerne er et enormt objekt med kolossal masse og derfor samme tyngdekraft. Stjernen har en lille kerne omgivet af en ydre skal af gasser, der udgør hovedparten af ​​stjernens masse. Gravitationskræfter lægger pres på skallen og kernen og komprimerer dem med en sådan kraft, at gasskallen bliver varm og udvider sig, begynder at trykke indefra, hvilket kompenserer for tyngdekraften. Pariteten af ​​de to kræfter bestemmer stjernens stabilitet.

Under påvirkning af enorme temperaturer begynder en termonuklear reaktion i kernen, der omdanner brint til helium. Endnu mere varme frigives, hvis stråling øges inde i stjernen, men stadig holdes tilbage af tyngdekraften. Og så begynder den virkelige kosmiske alkymi: brintreserver er opbrugt, helium begynder at blive til kulstof, kulstof til oxygen, oxygen til magnesium... Gennem en termonuklear reaktion sker altså syntesen af ​​stadig tungere grundstoffer.

Indtil fremkomsten af ​​jern fortsætter alle reaktioner med frigivelse af varme, men så snart jern begynder at degenerere til de elementer, der følger efter det, bliver reaktionen fra eksotermisk endoterm, det vil sige, at varme ophører med at blive frigivet og begynder at blive forbrugt. Balancen mellem gravitationskræfter og termisk stråling forstyrres, kernen komprimeres tusindvis af gange, og alle de ydre lag af skallen skynder sig mod stjernens centrum. De styrter ind i kernen med lysets hastighed, hopper de tilbage og kolliderer med hinanden. Der sker en eksplosion af de ydre lag, og materialet, der udgør stjernen, flyver væk med en hastighed på flere tusinde kilometer i sekundet.

Processen er ledsaget af et så stærkt glimt, at det kan ses selv med det blotte øje, hvis en supernova antændes i en nærliggende galakse. Så begynder gløden at falme, og på stedet for eksplosionen en...Og hvad er der tilbage efter supernovaeksplosionen? Der er flere muligheder for udvikling af begivenheder: For det første kunne supernovaresten være en kerne af neutroner, som forskerne kalder en neutronstjerne, for det andet et sort hul og for det tredje en gaståge.