Hvordan en supernova dannes. Hvad er supernovaer? Type I supernovaer

SUPERNOVA, eksplosion, der markerede en stjernes død. Nogle gange er en supernovaeksplosion lysere end den galakse, hvor den fandt sted.

Supernovaer er opdelt i to hovedtyper. Type I er karakteriseret ved en mangel på hydrogen i det optiske spektrum; derfor menes det, at dette er en eksplosion af en hvid dværg - en stjerne med en masse tæt på Solen, men mindre i størrelse og mere tæt. En hvid dværg indeholder næsten ingen brint, da den er slutproduktet af en normal stjernes udvikling. I 1930'erne viste S. Chandrasekhar, at massen af ​​en hvid dværg ikke kan være over en vis grænse. Hvis den er i et binært system med en normal stjerne, kan dens stof flyde ud på overfladen af ​​den hvide dværg. Når dens masse overstiger Chandrasekhar-grænsen, kollapser den hvide dværg (krymper), opvarmes og eksploderer. Se også STJERNER.

En type II supernova brød ud den 23. februar 1987 i vores nabogalakse, Den Store Magellanske Sky. Hun fik navnet Ian Shelton, som var den første til at bemærke en supernovaeksplosion ved hjælp af et teleskop og derefter med det blotte øje. (Den sidste opdagelse af denne art tilhører Kepler, som så en supernovaeksplosion i vores galakse i 1604, kort før opfindelsen af ​​teleskopet.) Samtidig med den optiske supernovaeksplosion i 1987 kom specielle detektorer i Japan og i USA. Ohio (USA) registrerede en flux af neutrinoer - elementarpartikler født ved meget høje temperaturer under kollapset af en stjernes kerne og let trænge gennem dens skal. Selvom strømmen af ​​neutrinoer blev udsendt af en stjerne sammen med en optisk flare for cirka 150 tusinde år siden, nåede den Jorden næsten samtidigt med fotoner, hvilket beviste, at neutrinoer ikke har nogen masse og bevæger sig med lysets hastighed. Disse observationer bekræftede også antagelsen om, at omkring 10 % af massen af ​​den kollapsende stjernekerne udsendes i form af neutrinoer, når selve kernen kollapser til en neutronstjerne. I meget massive stjerner bliver kernerne under en supernovaeksplosion komprimeret i endnu højere grad. høje tætheder og forvandles sandsynligvis til sorte huller, men udskillelsen af ​​stjernens yderste lag forekommer stadig. Cm. Også SORT HUL.

I vores galakse er Krabbetågen en rest af en supernovaeksplosion, som blev observeret af kinesiske videnskabsmænd i 1054. Den berømte astronom T. Brahe observerede også en supernova, der brød ud i vores galakse i 1572. Selvom Sheltons supernova var den første nærliggende supernova opdaget siden Kepler, er hundredvis af supernovaer i andre, fjernere galakser blevet set af teleskoper i løbet af de sidste 100 år.

Kulstof, ilt, jern og tungere grundstoffer kan findes i resterne af en supernovaeksplosion. Derfor spiller disse eksplosioner vigtig rolle i nukleosyntese - processen med dannelse af kemiske elementer. Det er muligt, at 5 milliarder år siden fødslen af ​​solsystemet også blev forudgået af en supernovaeksplosion, som et resultat af hvilken mange elementer, der blev en del af Solen og planeterne, opstod. NUKLEOSYNTESE.

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 for en kort tid var dens glans næsten lig med den enorme glans stjernesystem! Naturligvis skal karakteren af ​​disse udbrud være anderledes. Senere blev disse kraftigste flares kaldt "Supernovae", 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 ret lyse stjerner 1937C og 1937D (astronomer besluttede at udpege supernovaer ved at tilføje bogstaver til opdagelsesåret, der viser rækkefølgen af ​​opdagelse i indeværende år), som nåede et maksimum på henholdsvis 8 og 12 størrelsesordener. For dem blev lyskurver opnået - afhængigheden af ​​ændringen i lysstyrke over tid - og stort antal spektrogrammer - fotografier af en stjernes spektre, der viser afhængigheden af ​​strålingsintensiteten 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 ser du, 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 slutte. 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. Kun 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 1500. 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

Inden der drages nogen konklusioner vedr fysisk natur 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 det maksimale - 10-20 tusinde grader. Temperaturen falder hurtigt og når efter 1-2 måneder 5-6 tusinde grader.

Supernovaernes lyskurver var også forskellige: for type I var de alle meget ens, de havde en karakteristisk form med en meget hurtig vækst lysstyrke til maksimum, som ikke varer mere end 2-3 dage, med et hurtigt fald i lysstyrke 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. Begyndelsen på udbredt brug af CCD-modtagere i astronomi har gjort det muligt at øge mængden og kvaliteten af ​​observationsmateriale betydeligt. 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 ligner 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 () var meget forskellige fra de tidligere undersøgte kurver i B- og V-båndene. Hvis en "skulder" er mærkbar i kurven i R 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. De to lyseste supernovaer adskiller sig således i deres lyskurver skarpt fra andre type II supernovaer de 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 nøjagtige tidspunkt 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. Til supernovaer forskellige typer observationstiden for den samme galakse vil være anderledes. 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. Nyligt arbejde baseret på at kombinere data fra adskillige supernova-søgningsprogrammer har givet følgende resultater: Kun type Ia-supernovaer observeres i elliptiske galakser, og i en "gennemsnitlig" galakse med en lysstyrke på 10 10 solluminositeter bryder en supernova ud cirka en gang hver 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 modsigelse 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 burde være sidste etape i udviklingen af ​​en stjerne, hvorefter den ophører med at eksistere i i samme form. Faktisk er supernovaens eksplosionsenergi estimeret til 10 50 - 10 51 erg, hvilket overstiger typiske værdier gravitationsenergi stjerneforbindelser. 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 det 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 bliver 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 opvarmes ikke 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 placeret 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.

En supernovaeksplosion er et fænomen af ​​virkelig kosmiske proportioner. Faktisk er dette en eksplosion af kolossal kraft, som et resultat af hvilken stjernen enten helt ophører med at eksistere eller bliver kvalitativt ny uniform- i form af en neutronstjerne eller sort hul. I dette tilfælde kastes de ydre lag af stjernen ud i rummet. Flyver fra hinanden med høj hastighed, giver de anledning til smukke lysende tåger.

(I alt 11 billeder)

1. Simeiz 147-tågen (alias Sh 2-240) er en enorm rest af en supernovaeksplosion, beliggende på grænsen til stjernebillederne Tyren og Auriga. Tågen blev opdaget i 1952 af de sovjetiske astronomer G. A. Shain og V. E. Gaze ved Simeiz-observatoriet på Krim. Eksplosionen fandt sted for omkring 40.000 år siden, i hvilken tid det flyvende stof optog 36 gange himlens areal mere område fuldmåne! De faktiske dimensioner af tågen er imponerende 160 lysår, og afstanden til den er anslået til 3000 lysår. år. Særpræg objekter - lange buede filamenter af gas, hvilket giver tågen dens navn Spaghetti.

2. Krabbetågen (eller M1 ifølge Charles Messiers katalog) er et af de mest berømte kosmiske objekter. Pointen her er ikke dens lysstyrke eller særlige skønhed, men den rolle, som Krabbetågen spillede i videnskabens historie. Tågen er en rest af en supernovaeksplosion, der fandt sted i 1054. Omtaler om udseendet af en meget lys stjerne på dette sted er bevaret i kinesiske kronikker. M1 er placeret i stjernebilledet Tyren, ved siden af ​​stjernen ζ; på mørke, klare nætter kan det ses med en kikkert.

3. Det berømte objekt Cassiopeia A, den lyseste radiokilde på himlen. Dette er en rest af en supernova, der brød ud omkring 1667 i stjernebilledet Cassiopeia. Det er mærkeligt, men vi finder ikke nogen omtale af en lysende stjerne i annaler i anden halvdel af det 17. århundrede. Sandsynligvis i det optiske område var dens stråling stærkt svækket af interstellart støv. Den sidst observerede supernova i vores galakse forbliver en Kepler-supernova.

4. Krabbetågen blev berømt i 1758, da astronomer forudså Halleys komet tilbage. Charles Messier, den berømte "kometfanger" på den tid, ledte efter en halegæst blandt Tyrens horn, hvor det blev forudsagt. Men i stedet opdagede astronomen en aflang tåge, som forvirrede ham så meget, at han forvekslede den med en komet. For at undgå forvirring besluttede Messier i fremtiden at udarbejde et katalog over alle de tågede objekter på himlen. Krabbetågen blev inkluderet i kataloget som nummer 1. Dette billede af Krabbetågen blev taget af Hubble-teleskopet. Det viser mange detaljer: gasfibre, knudepunkter, kondensationer. I dag udvider tågen sig med en hastighed på omkring 1.500 km/s, og ændringen i dens størrelse er mærkbar på billeder taget med få års mellemrum. Den samlede størrelse af Krabbetågen overstiger 5 lysår.

5. Krabbetågen i optik, termisk og røntgenstråler. I centrum af tågen er en pulsar, en supertæt neutronstjerne, der udsender radiobølger og genererer røntgenstråler i det omgivende materiale (røntgenstråler vist med blåt). Observationer af Krabbetågen ved forskellige bølgelængder har givet astronomerne grundlæggende oplysninger om neutronstjerner, pulsarer og supernovaer. Dette billede er en kombination af tre billeder taget rumteleskoper Chandra, Hubble og Spitzer

6. Den sidste supernovaeksplosion observeret med det blotte øje fandt sted i 1987 i nabogalaksen, Stor Magellansk Sky. Supernova 1987A's lysstyrke nåede størrelsesorden 3, hvilket er ret meget i betragtning af den kolossale afstand til den (ca. 160.000 lysår); Supernovaens stamfader var en blå hypergigantisk stjerne. Efter eksplosionen forblev en ekspanderende tåge og mystiske ringe i form af tallet 8 i stedet for stjernen. Forskere antyder, at årsagen til deres fremkomst kan være samspillet mellem den forgængers stjernevind og gas, der blev kastet ud under eksplosionen.

7. Supernova-rest Tycho. En supernova opstod i 1572 i stjernebilledet Cassiopeia. Den klare stjerne blev observeret af danskeren Tycho Brahe, den bedste astronom-observatør i før-teleskoptiden. Den bog, som Brahe skrev i kølvandet på denne begivenhed, havde en enorm ideologisk betydning, fordi man på det tidspunkt troede, at stjernerne var uforanderlige. Allerede i vor tid har astronomer jagtet denne tåge i lang tid ved hjælp af teleskoper, og i 1952 opdagede de dens radioudsendelse. Det første optiske billede blev først taget i 1960'erne.

8. Supernova-rest i stjernebilledet Velas. De fleste supernovaer i vores galakse dukker op i flyet Mælkevejen, da det er her de er født og tilbringer deres kort liv massive stjerner. De trådformede supernova-rester er svære at skelne på dette billede på grund af overfloden af ​​stjerner og røde brintetåger, men den eksploderende sfæriske skal kan stadig identificeres på dens grønlige glød. Supernovaen i Parusy brød ud for cirka 11-12 tusinde år siden. Under opblussen skød stjernen en enorm masse stof ud i rummet, men kollapsede ikke fuldstændigt: i stedet forblev en pulsar, en neutronstjerne, der udsender radiobølger.

9. Blyantågen (NGC 2736), en del af en supernova-konvolut fra stjernebilledet Velae. Faktisk er tågen en chokbølge, der forplanter sig gennem rummet med en hastighed på en halv million kilometer i timen (på billedet flyver den fra bund til top). For flere tusinde år siden var denne hastighed endnu højere, men trykket fra den omgivende interstellare gas, uanset hvor ubetydelig det var, bremsede supernovaens ekspanderende skal.

10. Medusatågen, en anden velkendt supernova-rest, er placeret i stjernebilledet Tvillingerne. Afstanden til denne tåge er dårligt kendt og er sandsynligvis omkring 5 tusind lysår. Datoen for eksplosionen er også kendt meget groft: 3 - 30 tusind år siden. Den klare stjerne til højre er en interessant Tvilling-variabel, som kan observeres (og dens lysstyrkeændringer studeres) med det blotte øje.

11. NGC 6962 eller Eastern Veil tæt på. Et andet navn for dette objekt er Network Nebula.

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.

Nye 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 stjernerne, 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). Den hvide dværgs kraftfulde tyngdekraft trækker materiale fra sin ledsagerstjerne, hvilket får en tilvækstskive til at danne sig omkring den. Termonukleære processer, der forekommer i accretion-skiven, mister til tider stabilitet og bliver eksplosive.

Som et resultat af en sådan eksplosion øges stjernesystemets lysstyrke med tusindvis eller endda hundredtusindvis af gange. Sådan bliver en ny stjerne født. Et hidtil svagt eller endda usynligt objekt for en jordisk observatør opnår mærkbar lysstyrke. Som regel når et sådant udbrud sit højdepunkt på blot et par 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. Det er med andre ord den samme eksplosion af supergiganter, som vi kender. Blandt supernovaerne af den første klasse er der dem, hvis eksplosionsmekanisme er mere tilbøjelig til at ligne 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 bredt udvalg i supernovaernes karakterer. 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 ledsagerstjerne. 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 større 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 elementer, 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 nogle 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, en af ​​Mælkevejens satellitter. 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 hundredetusinde 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, jordens himmel blev oplyst i et par sekunder af en stjerne med lysstyrken fuldmåne. 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 gammastråleudbrud, der fandt sted i vores galakse.

Mere bemærkelsesværdig 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. Dem. 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 dets liv energi ud svarende til Solens masse!

Sådanne 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.

Et blændende lys blinker pludselig på nattehimlen lysende stjerne- hun var der ikke for bare et par timer siden, men nu brænder hun som et fyrtårn.

Denne klare stjerne er ikke rigtig en stjerne længere. Lysets lyse punkt er eksplosionen af ​​en stjerne, der har nået slutningen af ​​sin levetid, og er blevet kendt som en supernova.

Supernovaer kan kortvarigt formørke hele galakser og udsende mere energi, end vores vil producere i hele deres levetid. De er også hovedkilden til tunge grundstoffer i universet. Ifølge NASA er supernovaer "de fleste big bang, hvilket kan ske i rummet."

Historien om supernovaobservationer

Forskellige civilisationer beskrev supernovaer længe før teleskopet blev opfundet. Den tidligst registrerede supernova er RCW 86. Kinesiske astronomer observerede den i 185 e.Kr. Deres optegnelser viser, at denne "nye stjerne" forblev på himlen i otte måneder.

Før det tidlige 17. århundrede, før teleskoper blev tilgængelige, blev syv supernovaer registreret ifølge Encyclopædia Britannica.

Det, vi i dag kender som Krabbetågen, er resterne af de mest berømte af disse supernovaer. Kinesiske og koreanske astronomer registrerede denne stjerneeksplosion i 1054. Sydvestlige indianere har måske også set det (ifølge stenkunst fundet i Arizona og New Mexico). Supernovaen, der skabte Krabbetågen, var så lysstærk, at astronomer kunne se den selv i løbet af dagen.

Andre supernovaer, der blev opdaget før teleskopet blev opfundet, fandt sted i 393, 1006, 1181, 1572 (undersøgt af en berømt astronom) og 1604. Brahe skrev om sine observationer af den "nye stjerne" i sin bog "De Stella Nova", som gav anledning til navnet "ny". En nova er forskellig fra en supernova. Begge er pludselige udbrud af lysstyrke, når varme gasser bryder frem, men for en supernova er eksplosionen katastrofal og betyder afslutningen på stjernens liv.

Udtrykket "supernova" blev først brugt i 1930'erne. Det blev først brugt af Walter Baade og Fritz Zwicky fra Mount Wilson Observatory, i forbindelse med en eksplosiv begivenhed, de observerede kaldet S Andromedae (også kendt som SN 1885A). Denne begivenhed fandt sted i Andromeda-galaksen. De foreslog, at supernovaer opstår, når almindelige stjerner kolliderer med neutronstjerner.

Det er pålideligt fastslået, at en stjernes død delvis afhænger af dens masse. Vores sol har for eksempel ikke masse nok til at eksplodere som en supernova (selvom nyhederne for Jorden ikke er særlig gode, for når først Solen løber tør for sit termonukleare brændstof, måske om et par milliarder år, vil den svulme op til en rød kæmpe, som sandsynligvis vil fordampe vores verden, før den gradvist afkøles og bliver en hvid dværg). Men hvornår den rigtige mængde masse, kan stjernen brænde op i en flammende eksplosion.

En stjerne kan blive supernova i et af to tilfælde:

• Type I supernova: Stjernen tager materiale fra sin nabo, indtil den eksploderer nuklear reaktion.
• En typisk supernova: Stjernen løber tør for kernebrændsel og kollapser under sin egen tyngdekraft.

Type II supernovaer

Lad os først se på den mere spændende type supernova - II. For at en stjerne kan eksplodere som en Type II-supernova, skal den være flere gange mere massiv end Solen (skøn varierer fra 8 til 15 solmasser). Ligesom Solen vil den brænde brint og derefter helium. Det ville også have nok masse og tryk til at sammensmelte kulstof. Her er hvad der sker næste gang:

• Efterhånden dukker tungere elementer op i midten, og det vil blive lagdelt som et løg, mens de lettere elementer vil blive arrangeret i rækkefølge efter masse i faldende rækkefølge til uden for stjerner.
• Når stjernens kerne overstiger en vis masse (Chandrasekhar-grænsen), eksploderer stjernen (af denne grund er disse supernovaer også kendt som kernesupernovaer).
• Kernen opvarmes og bliver tættere.
• Til sidst hopper stoffet fra kernen og forskyder stjernemateriale ud i rummet og danner en supernova.

Det, der er tilbage på eksplosionsstedet, er et supertæt objekt kaldet en neutronstjerne, på størrelse med en by, som kan indeholde Solens masse i et lille rum.

Der er underkategorier af Type II supernovaer, klassificeret efter deres lyskurver. Lyset fra Type II-L supernovaer aftager støt efter eksplosionen, mens lyset type II-P forbliver stabil i et stykke tid, før de falder. Begge typer har en brintlinje i deres spektre.

Astronomer mener, at stjerner, der er meget mere massive end Solen (ca. 20-30 solmasser), ikke kan eksplodere som en supernova. I stedet falder de sammen og danner sorte huller.

Type I supernovaer

Type I supernovaer har ikke en brintlinje i deres spektre.

Type Ia supernovaer menes at stamme fra hvide dværgstjerner i et tæt binært system. Efterhånden som gas fra en nærliggende stjerne akkumuleres på den hvide dværg, trækker den sig gradvist sammen og udløser til sidst en hurtig kernereaktion indeni, hvilket i sidste ende fører til en katastrofal supernovaeksplosion.

Astronomer bruger Type Ia supernovaer til at måle afstande, fordi de menes at brænde med ensartet lysstyrke på deres spidser.

Type Ib og Ic supernovaer gennemgår også kernekollaps ligesom Type II supernovaer, men mister det meste af deres ydre skaller af brint i processen.

Hvis du finder en fejl, skal du markere et stykke tekst og klikke Ctrl+Enter.