Mi az a szupernóva? Mi az a titokzatos szupernóva? Mi volt azelőtt?

A város születése De térjünk vissza azokhoz az időkhöz, amikor ez a sok vízi pompa, amelyet még nem homályosított el az emberi fogyasztás, ragyogóan szikrázott a napsugarak alatt. Abban az ókorban a folyók nem csak természetes források vízellátás, nem csak „beszállítók”

Mit tudsz a szupernóvákról? Valószínűleg azt fogja mondani, hogy a szupernóva egy csillag grandiózus felrobbanása, amelynek helyén neutroncsillag vagy fekete lyuk marad.

Valójában azonban nem minden szupernóva jelenti a hatalmas csillagok életének utolsó szakaszát. Alatt modern osztályozás A szupernóva-robbanások a szuperóriások robbanásain kívül más jelenségeket is magukban foglalnak.

Novák és szupernóvák

A „szupernova” kifejezés a „nova” kifejezésből vándorolt ​​át. A „nóvákat” csillagoknak nevezték, amelyek szinte a semmiből jelentek meg az égen, majd fokozatosan elhalványultak. Az első „újak” a kínai krónikákból ismertek a Kr.e. második évezredből. Érdekes módon ezek között a nóvák között gyakran voltak szupernóvák. Például 1571-ben egy szupernóvát figyelt meg Tycho Brahe, aki később megalkotta az „új csillag” kifejezést. Most már tudjuk, hogy mindkét esetben nem szó szerinti értelemben vett új világítótestek születéséről beszélünk.

A novák és szupernóvák egy csillag vagy csillagcsoport fényességének éles növekedését jelzik. Általános szabály, hogy korábban az embereknek nem volt lehetőségük megfigyelni azokat a csillagokat, amelyek ezeket a fáklyákat okozták. Ezek a tárgyak túl homályosak voltak az akkori évek szabad szemmel vagy csillagászati ​​műszerrel. Már a fellobbanás pillanatában megfigyelték őket, ami természetesen egy új csillag születésére emlékeztetett.

E jelenségek hasonlósága ellenére ma már éles különbségek vannak definíciójukban. A szupernóvák csúcsfényessége ezerszer és százezerszer nagyobb, mint a novák csúcsfényessége. Ezt az eltérést megmagyarázzák alapvető különbség e jelenségek természete.

Új csillagok születése

Az új fáklyák néhány közeli csillagrendszerben fellépő termonukleáris robbanások. Az ilyen rendszerek egy nagyobb kísérőcsillagból is állnak (fősorozatú csillag, alóriás vagy). Hatalmas Gravitáció fehér törpe magához vonzza a társcsillagok anyagát, ami egy akkréciós korong kialakulását eredményezi körülötte. Az akkréciós korongban előforduló termonukleáris folyamatok időnként elveszítik a stabilitást és robbanásveszélyessé válnak.

Egy ilyen robbanás következtében a fényerő csillagrendszer ezerszeresére, sőt százezerszeresére növekszik. Így születik egy új sztár. A földi szemlélő számára eddig homályos vagy akár láthatatlan tárgy észrevehető fényességet kap. Általában egy ilyen járvány néhány nap alatt eléri a csúcspontját, és évekig elmúlhat. Gyakran az ilyen kitörések ugyanabban a rendszerben néhány évtizedenként ismétlődnek, i.e. időszakosak. Az új csillag körül táguló gázburok is megfigyelhető.

A szupernóva-robbanások eredete teljesen más és változatosabb.

A szupernóvákat általában két fő osztályba sorolják (I. és II.). Ezeket az osztályokat spektrálisnak nevezhetjük, mert spektrumaikban a hidrogénvonalak jelenléte és hiánya különbözteti meg őket. Ezek az osztályok vizuálisan is észrevehetően különböznek egymástól. Minden I. osztályú szupernóva hasonló mind a robbanás erejét, mind a fényességváltozások dinamikáját tekintve. A II. osztályú szupernóvák e tekintetben igen változatosak. Robbanásuk ereje és a fényerő-változások dinamikája igen széles tartományban mozog.

Minden II. osztályú szupernóva gravitációs összeomlás következtében jön létre a hatalmas csillagok belsejében. Más szóval, ez a szuperóriások ugyanaz a robbanása, amely ismerős számunkra. Az első osztályú szupernóvák között vannak olyanok, amelyek robbanási mechanizmusa jobban hasonlít az új csillagok robbanásához.

A szuperóriások halála

A 8-10 naptömegnél nagyobb tömegű csillagok szupernóvává válnak. Az ilyen csillagok magjai, miután kimerítették a hidrogént, héliumot tartalmazó termonukleáris reakciókba lépnek. A hélium kimerülése után az atommag egyre nehezebb elemeket szintetizál. A csillag mélyén egyre több réteg jön létre, amelyek mindegyikének megvan a maga típusú termonukleáris fúziója. Evolúciójának utolsó szakaszában egy ilyen csillag „réteges” szuperóriássá válik. A vas szintézise a magjában történik, míg a felszínhez közelebb a hélium szintézise hidrogénből folytatódik.

A vasmagok és a nehezebb elemek fúziója az energia elnyelésével megy végbe. Ezért, miután vas lett, a szuperóriás mag már nem képes energiát felszabadítani a gravitációs erők kompenzálására. A mag elveszíti hidrodinamikai egyensúlyát, és véletlenszerűen összenyomódik. A csillag fennmaradó rétegei mindaddig fenntartják ezt az egyensúlyt, amíg a mag egy bizonyos kritikus méretre össze nem húzódik. Most a fennmaradó rétegek és a csillag egésze elveszíti hidrodinamikai egyensúlyát. Csak ebben az esetben nem a tömörítés „győz”, hanem az összeomlás és a további kaotikus reakciók során felszabaduló energia. A külső héj felszabadul - szupernóva-robbanás.

Osztálykülönbségek

A szupernóvák különböző osztályait és alosztályait az magyarázza, hogy milyen volt a csillag a robbanás előtt. Például a hidrogén hiánya az I. osztályú szupernóvákban (Ib, Ic alosztályok) annak a következménye, hogy maga a csillag nem tartalmazott hidrogént. Valószínűleg külső héjának egy része elveszett a szoros bináris rendszer evolúciója során. Az Ic alosztály spektruma hélium hiányában különbözik az Ib-től.

Mindenesetre ilyen osztályú szupernóvák olyan csillagokban fordulnak elő, amelyeknek nincs külső hidrogén-hélium héja. A fennmaradó rétegek méretük és tömegük meglehetősen szigorú határain belül vannak. Ez azzal magyarázható, hogy a termonukleáris reakciók felváltják egymást egy bizonyos kritikus szakasz kezdetével. Ez az oka annak, hogy az Ic és Ib osztályú csillagok robbanásai annyira hasonlóak. Csúcsfényességük körülbelül 1,5 milliárdszorosa a Napénak. Ezt a fényességet 2-3 nap alatt érik el. Ezt követően fényerejük havonta 5-7-szer gyengül, majd a következő hónapokban lassan csökken.

A II-es típusú szupernóva-csillagok hidrogén-hélium burokkal rendelkeztek. A csillag tömegétől és egyéb jellemzőitől függően ennek a héjnak különböző határai lehetnek. Ez magyarázza a szupernóva-mintázatok széles skáláját. Fényességük több tízmilliótól több tízmilliárdig terjedhet a napfény fényereje között (a gamma-kitörések kivételével – lásd alább). A fényerő változásának dinamikája pedig egészen más jellegű.

Fehér törpe átalakulás

A szupernóvák egy speciális kategóriája a fáklyák. Ez a szupernóvák egyetlen osztálya, amely elliptikus galaxisokban előfordulhat. Ez a tulajdonság arra utal, hogy ezek a fáklyák nem szuperóriások halálának a termékei. A szuperóriások nem élik meg, amíg galaxisaik „elöregednek”, azaz. ellipszis alakú lesz. Ezenkívül az ebbe az osztályba tartozó összes vaku fényereje majdnem azonos. Ennek köszönhetően az Ia típusú szupernóvák az Univerzum „standard gyertyái”.

Jellemzően eltérő minta szerint keletkeznek. Amint azt korábban megjegyeztük, ezek a robbanások némileg hasonlóak az új robbanásokhoz. Eredetük egyik sémája azt sugallja, hogy a fehér törpe és a kísérőcsillag szoros rendszeréből származnak. Az új csillagokkal ellentétben azonban itt más, katasztrofálisabb típusú detonáció történik.

Ahogy "felfalja" társát, a fehér törpe tömege növekszik, amíg el nem éri a Chandrasekhar határt. Ez a határérték, amely körülbelül 1,38 naptömegnek felel meg, a fehér törpe tömegének felső határa, amely után neutroncsillaggá alakul. Egy ilyen eseményt termonukleáris robbanás kísér, amely kolosszális energiafelszabadulással jár, sok nagyságrenddel nagyobb, mint egy normál új robbanás. A Chandrasekhar határérték szinte állandó értéke megmagyarázza az alosztály különféle fáklyáinak fényességében mutatkozó ilyen kis eltéréseket. Ez a fényerő csaknem 6 milliárdszor nagyobb, mint a napfény, és változásának dinamikája megegyezik az Ib, Ic osztályú szupernóvákéval.

Hipernóva-robbanások

A hipernóvák olyan robbanások, amelyek energiája több nagyságrenddel nagyobb, mint a tipikus szupernóvák energiája. Vagyis valójában hipernóvák, nagyon fényes szupernóvák.

A hipernóvát általában szupermasszív csillagok robbanásának tekintik, más néven . Az ilyen csillagok tömege 80-nál kezdődik, és gyakran meghaladja a 150-es elméleti határt. Vannak olyan verziók is, amelyek szerint hipernóvák keletkezhetnek az antianyag megsemmisülése, kvarkcsillag kialakulása vagy két hatalmas csillag ütközése során.

A hipernóvák figyelemre méltóak abban, hogy az Univerzum talán legenergiaigényesebb és legritkább eseményeinek – a gamma-kitöréseknek – a fő okozói. A gamma-kitörések időtartama századmásodpercektől több óráig terjed. De leggyakrabban 1-2 másodpercig tartanak. Ezekben a másodpercekben a Nap energiájához hasonló energiát bocsátanak ki életének mind a 10 milliárd évében! A gamma-kitörések természete még mindig nagyrészt ismeretlen.

Az élet ősei

Minden katasztrofális természetük ellenére a szupernóvákat joggal nevezhetjük az Univerzum életének ősének. Robbanásuk ereje a csillagközi közeget gáz- és porfelhők, ködök képződésébe löki, amelyekben ezt követően csillagok születnek. További jellemzőjük, hogy a szupernóvák nehéz elemekkel telítik a csillagközi közeget.

Mindent a szupernóvák szülnek kémiai elemek, amely nehezebb a vasnál. Végül is, mint korábban említettük, az ilyen elemek szintézise energiát igényel. Csak a szupernóvák képesek összetett atommagokat és neutronokat „tölteni” új elemek energiaigényes előállításához. Kinetikus energia a robbanás a felrobbanó csillag beleiben képződött elemekkel együtt végigviszi őket az űrben. Ide tartozik a szén, a nitrogén és az oxigén, valamint egyéb olyan elemek, amelyek nélkül a szerves élet lehetetlen.

Szupernóva megfigyelés

A szupernóva-robbanások rendkívül ritka jelenségek. A több mint százmilliárd csillagot tartalmazó galaxisunk évszázadonként csak néhány kitörést tapasztal. Krónikák és középkori csillagászati ​​források szerint az elmúlt kétezer év során mindössze hat szabad szemmel látható szupernóvát jegyeztek fel. A modern csillagászok soha nem figyeltek meg szupernóvát galaxisunkban. A legközelebbi 1987-ben a Nagy Magellán-felhőben, az egyik műholdon történt. Tejút. A tudósok évente akár 60 szupernóvát is megfigyelnek más galaxisokban.

Ennek a ritkaságnak köszönhető, hogy a szupernóvákat szinte mindig már a kitörésük pillanatában észlelik. Az ezt megelőző eseményeket szinte soha nem figyelték meg, így a szupernóvák természete továbbra is nagyrészt titokzatos. Modern tudomány nem képes pontosan megjósolni a szupernóvákat. Bármely csillagjelölt csak évmilliók után tud fellángolni. A legérdekesebb ebből a szempontból a Betelgeuse, amely meglehetősen valós lehetőség világítsuk meg a földi eget életünkben.

Univerzális fáklyák

A hipernóva-robbanások még ritkábbak. Galaxisunkban ilyen esemény százezer évenként egyszer fordul elő. A hipernóvák által generált gamma-kitöréseket azonban szinte naponta figyelik meg. Olyan erősek, hogy az Univerzum szinte minden sarkából rögzítik őket.

Például az egyik gamma-kitörés, amely 7,5 milliárd fényévnyire található, szabad szemmel is látható volt. Az Androméda galaxisban történt, és a földi eget pár másodpercre a telihold fényességű csillaga világította meg. Ha ez a galaxisunk másik oldalán történik, egy második Nap jelenne meg a Tejútrendszer hátterében! Kiderült, hogy a fáklya fényereje kvadrilliószor fényesebb, mint a Napé, és milliószor fényesebb, mint a mi Galaxisunké. Figyelembe véve, hogy az Univerzumban több milliárd galaxis található, nem meglepő, hogy ilyen eseményeket miért rögzítenek minden nap.

Hatás bolygónkra

Nem valószínű, hogy a szupernóvák veszélyt jelentenének a modern emberiségre, és bármilyen módon hatással lehetnek bolygónkra. Még egy Betelgeuse-robbanás is csak néhány hónapra világítaná meg az egünket. A múltban azonban minden bizonnyal döntően befolyásoltak bennünket. Példa erre az öt tömeges kihalás közül az első a Földön, amely 440 millió évvel ezelőtt történt. Az egyik verzió szerint ennek a kihalásnak az oka a galaxisunkban bekövetkezett gamma-kitörés volt.

Figyelemre méltó a szupernóvák teljesen eltérő szerepe. Mint már említettük, a szupernóvák azok, amelyek a szénalapú élet kialakulásához szükséges kémiai elemeket hozzák létre. Ez alól a Föld bioszférája sem volt kivétel. A Naprendszer egy gázfelhőben jött létre, amely múltbeli robbanások töredékeit tartalmazta. Kiderült, hogy mindannyian a szupernóvának köszönhetjük megjelenésünket.

Ráadásul a szupernóvák továbbra is befolyásolták a földi élet fejlődését. Emelés háttérsugárzás bolygókat, mutációra kényszerítették az organizmusokat. Nem szabad megfeledkeznünk a jelentős kihalásokról sem. A szupernóvák bizonyára nem egyszer „módosítottak” a Föld bioszféráján. Hiszen ha nem lennének azok a globális kihalások, most teljesen más fajok uralnák a Földet.

A csillagrobbanások léptéke

Ahhoz, hogy világosan megértsük, mekkora energiával bírnak a szupernóva-robbanások, térjünk át a tömeg-energia-egyenérték egyenletére. Szerinte minden gramm anyag kolosszális mennyiségű energiát tartalmaz. Tehát 1 gramm anyag egyenértékű egy robbanással atombomba, Hirosima felett robbant fel. A cárbomba energiája három kilogramm anyagnak felel meg.

A Nap mélyén zajló termonukleáris folyamatok során másodpercenként 764 millió tonna hidrogén alakul 760 millió tonna héliummá. Azok. A Nap minden másodpercben 4 millió tonna anyagnak megfelelő energiát bocsát ki. A Nap teljes energiájának mindössze egy kétmilliárd része éri el a Földet, ez két kilogramm tömegnek felel meg. Ezért azt mondják, hogy a Bomba cár robbanása a Marsról is megfigyelhető volt. A Nap egyébként több százszor több energiát szállít a Földre, mint amennyit az emberiség elfogyaszt. Vagyis az egész modern emberiség éves energiaszükségletének fedezéséhez mindössze néhány tonna anyagot kell energiává alakítani.

A fentieket figyelembe véve képzeljük el, hogy az átlagos szupernóva csúcspontján kvadrilliók tonna anyagot „éget el”. Ez egy nagy aszteroida tömegének felel meg. A szupernóva összenergiája megegyezik egy bolygó vagy akár egy kis tömegű csillag tömegével. Végül egy gamma-kitörés másodpercek alatt, vagy akár a másodperc töredéke alatt a Nap tömegének megfelelő energiát fröcsköl ki!

Olyan különböző szupernóvák

A „szupernóva” kifejezést nem szabad kizárólag a csillagok felrobbanásához társítani. Ezek a jelenségek talán olyan sokfélék, mint maguk a csillagok. A tudománynak még meg kell értenie sok titkukat.

Az ókori évkönyvek és krónikák azt mondják, hogy időnként kivételesen nagy fényű csillagok jelentek meg az égen. Gyorsan megnőtt a fényességük, majd lassan, több hónap alatt elhalványultak, és megszűntek láthatóak lenni. A maximális fényerő közelében ezek a csillagok még nappal is láthatóak voltak. A legszembetűnőbb kitörések 1006-ban és 1054-ben voltak, amelyekről a kínai és a japán értekezések tartalmaznak információkat. 1572-ben egy ilyen csillag fellángolt a Cassiopeia csillagképben, és a kiváló csillagász, Tycho Brahe figyelte meg, 1604-ben pedig az Ophiuchus csillagképben hasonló fellángolást Johannes Kepler. Azóta, a csillagászat „teleszkópos” korszakának négy évszázada alatt nem figyeltek meg ilyen fellángolásokat. A megfigyelő csillagászat fejlődésével azonban a kutatók meglehetősen nagy számú hasonló kitörést kezdtek észlelni, bár azok nem értek el túl nagy fényerőt. Ezeket a hirtelen megjelenő, majd nyomtalanul eltűnő csillagokat „nováknak” kezdték nevezni. Úgy tűnt, hogy az 1006-os és 1054-es csillagok, Tycho és Kepler csillagai ugyanazok a fáklyák, csak nagyon közel, és ezért fényesebbek. De kiderült, hogy ez nem így van. 1885-ben Hartwig csillagász a Tartu Obszervatóriumban egy új csillag megjelenését vette észre a jól ismert Androméda-ködben. Ez a csillag elérte a 6. látható magnitúdót, vagyis sugárzási ereje mindössze 4-szer kisebb, mint a teljes ködé. Aztán ez nem lepte meg a csillagászokat: elvégre az Androméda-köd természete ismeretlen volt, azt feltételezték, hogy ez csak egy por- és gázfelhő, egészen közel a Naphoz. Csak a huszadik század 20-as éveiben vált végre világossá, hogy az Androméda-köd és más spirális ködök hatalmas csillagrendszerek, amelyek több százmilliárd csillagból és tőlünk több millió fényévnyire találhatók. Az Androméda-ködben 17-18 magnitúdós objektumként látható közönséges nóvák villanásait is felfedezték. Világossá vált, hogy az 1885-ös csillag sugárzási erejében több tízezerszeresen haladja meg a Novaya Stars-t, fényessége szinte egy hatalmas csillagrendszer ragyogásával egyenlő! Nyilvánvalóan ezeknek a járványoknak másnak kell lenniük. Később ezeket a legerősebb fáklyákat „szupernováknak” nevezték el, ahol a „szuper” előtag nagyobb sugárzási erejüket jelentette, nem pedig nagyobb „újdonságukat”.

Szupernóva-keresés és megfigyelések

A szupernóva-robbanásokat meglehetősen gyakran lehetett észrevenni a távoli galaxisokról készült fényképeken, de ezek a felfedezések véletlenek voltak, és nem tudták megadni a szükséges információkat e grandiózus kitörések okának és mechanizmusának magyarázatához. 1936-ban azonban Baade és Zwicky csillagászok, akik az Egyesült Államokban található Palomar Obszervatóriumban dolgoztak, szisztematikus, szisztematikus kutatásba kezdtek szupernóvák után. Rendelkezésükre állt a Schmidt-rendszer teleszkópja, amely lehetővé tette több tíz négyzetfokos területek fényképezését, és nagyon tiszta képeket adott még halvány csillagokról és galaxisokról is. Az égbolt egy területéről néhány héttel később készült fényképeket összehasonlítva könnyen észrevehető új csillagok megjelenése a galaxisokban, amelyek jól láthatóak a fényképeken. Az égboltnak a közeli galaxisokban leggazdagabb régióit választották ki fotózásra, ahol egy képen számuk elérheti a több tucatot, és a szupernóvák észlelésének valószínűsége a legnagyobb.

1937-ben Baadának és Zwickynek 6 szupernóvát sikerült felfedeznie. Voltak köztük elég fényes csillagok 1937C és 1937D (a csillagászok úgy döntöttek, hogy a szupernóvákat úgy jelölik ki, hogy betűket adnak a felfedezés évéhez, mutatva a felfedezés sorrendjét az aktuális évben), elérve a maximum 8, illetve 12 magnitúdót. Számukra fénygörbéket kaptak - a fényesség időbeli változásának függőségét - és nagyszámú spektrogramot - fényképeket a csillag spektrumáról, amelyek bemutatják a sugárzás intenzitásának függését a hullámhossztól. Több évtizeden át ez az anyag lett az alapja minden kutatónak, aki megpróbálta feltárni a szupernóva-robbanások okait.

Sajnos a második világháború megszakította az olyan sikeresen megkezdett megfigyelési programot. A szupernóvák szisztematikus keresését a Palomar Obszervatóriumban csak 1958-ban kezdték újra, de a Schmidt-rendszer nagyobb távcsőjével, amely lehetővé tette a 22-23 magnitúdóig terjedő csillagok fényképezését. 1960 óta számos más obszervatórium csatlakozott ehhez a munkához. különböző országokban világot, ahol voltak megfelelő távcsövek. A Szovjetunióban ilyen munkát végeztek a SAI krími állomásán, ahol 40 cm lencseátmérőjű és nagyon nagy látómezővel - csaknem 100 négyzetfok - asztrográf teleszkópot telepítettek, valamint az Abastumani Asztrofizikai Obszervatóriumban. Grúziában - egy 36 cm-es bejárati lyukkal rendelkező Schmidt-teleszkópon, a Krím-félszigeten és Abastumaniban pedig sok szupernóva-felfedezés történt. A többi obszervatórium közül a legtöbb felfedezés az olaszországi Asiago Obszervatóriumban történt, ahol a Schmidt-rendszer két távcsője működött. Ennek ellenére a Palomar Obszervatórium vezető maradt mind a felfedezések számában, mind az észlelhető csillagok maximális magnitúdójában. A 60-as és 70-es években együtt évente akár 20 szupernóvát fedeztek fel, és számuk rohamosan növekedni kezdett. Közvetlenül a felfedezés után nagy távcsöveken megkezdődtek a fotometriai és spektroszkópiai megfigyelések.

1974-ben F. Zwicky meghalt, és hamarosan leállították a szupernóvák keresését a Palomar Obszervatóriumban. A felfedezett szupernóvák száma csökkent, de az 1980-as évek eleje óta ismét növekedni kezdett. Új keresőprogramok indultak déli égbolt- a chilei Cerro el Roble obszervatóriumban, és a csillagászat szerelmesei elkezdték felfedezni a szupernóvákat. Kiderült, hogy kisméretű, 20-30 cm-es lencsékkel ellátott amatőr távcsövekkel meglehetősen sikeresen lehet fényes szupernóva-robbanásokat keresni, szisztematikusan vizuálisan megfigyelve egy adott galaxishalmazt. A legnagyobb sikert egy ausztrál pap, Robert Evans érte el, akinek a 80-as évek eleje óta évente akár 6 szupernóvát is sikerült felfedeznie. Nem meglepő, hogy hivatásos csillagászok tréfálkoztak „közvetlen kapcsolatán az éggel”.

1987-ben fedezték fel a 20. század legfényesebb szupernóváját - az SN 1987A-t a Nagy Magellán-felhő galaxisban, amely galaxisunk „műholdja”, és mindössze 55 kiloparszek távolságra van tőlünk. Ez a szupernóva egy ideig még szabad szemmel is látható volt, és elérte a körülbelül 4 magnitúdós maximális fényerőt. Ezt azonban csak a déli féltekén lehetett megfigyelni. Egy sor fotometriai és spektrális megfigyelést végeztek, amelyek pontossága és időtartama egyedülálló volt ehhez a szupernóvához, és most a csillagászok továbbra is figyelemmel kísérik, hogyan alakul a szupernóva táguló gázköddé alakításának folyamata.

Szupernóva 1987A. A bal felső sarokban egy fénykép látható arról a területről, ahol a szupernóva felrobbant, jóval a robbanás előtt. A hamarosan felrobbanó csillagot nyíl jelzi. A jobb felső sarokban az égbolt ugyanazon területéről készült fénykép látható, amikor a szupernóva a maximális fényerő közelében volt. Az alábbiakban bemutatjuk, hogyan néz ki egy szupernóva 12 évvel a robbanás után. A szupernóva körüli gyűrűk csillagközi gáz (amelyet a szupernóva előtti csillag részben lökött ki a kitörés előtt), amely a kitörés során ionizált, és továbbra is világít.

A 80-as évek közepén világossá vált, hogy a fényképezés korszaka a csillagászatban véget ér. A gyorsan továbbfejlesztett CCD-vevők érzékenységében és rögzített hullámhossz-tartományában sokszorosan felülmúlták a fényképes emulziót, miközben gyakorlatilag azonos felbontásúak voltak. A CCD-kamerával kapott kép azonnal látható volt a számítógép képernyőjén, és összehasonlítható volt a korábbiakkal, de a fotózásnál az előhívás, a szárítás és az összehasonlítás folyamata legfeljebb egy napot vett igénybe. A fotólemezek egyetlen megmaradt előnye - az égbolt nagy területeinek fényképezési képessége - szintén jelentéktelennek bizonyult a szupernóvák keresése szempontjából: egy CCD-kamerával ellátott teleszkóp külön-külön képes képeket készíteni a fényképezőlemezre eső összes galaxisról, fényképes expozícióhoz hasonló idő alatt. Megjelentek a teljesen automatizált szupernóva-kereső programok projektjei, amelyekben a távcsövet egy előre megadott program szerint kiválasztott galaxisokra irányítják, és az így kapott képeket számítógéppel összehasonlítják a korábban készítettekkel. A számítógép csak új objektum észlelése esetén küld jelet a csillagásznak, aki megtudja, valóban észleltek-e szupernóva-robbanást. A 90-es években a Lick Obszervatóriumban (USA) kezdett működni egy ilyen rendszer egy 80 cm-es visszaverő távcsővel.

Az egyszerű CCD-kamerák elérhetősége a csillagászat iránt érdeklődők számára oda vezetett, hogy a vizuális megfigyelésekről a CCD-megfigyelésekre térnek át, majd a 20-30 cm-es objektíves távcsövek számára elérhetővé válnak a 18., sőt a 19. magnitúdóig terjedő csillagok is. Az automatizált keresések bevezetése és a CCD-kamerákkal szupernóvákat kereső amatőrcsillagászok növekvő száma a felfedezések számának robbanásszerű növekedéséhez vezetett: ma már több mint 100 szupernóvát fedeznek fel évente, a felfedezések száma pedig meghaladta az 1500-at. Az elmúlt években a legnagyobb, 3-4 méteres tükörátmérőjű teleszkópokon is megkezdték a keresést nagyon távoli és halvány szupernóvák után. Kiderült, hogy a 23-24 magnitúdós maximális fényerőt elérő szupernóvák vizsgálata számos kérdésre adhat választ az egész Univerzum felépítésével és sorsával kapcsolatban. Az ilyen, a legfejlettebb CCD kamerákkal felszerelt teleszkópokkal végzett megfigyelések egy éjszaka alatt több mint 10 távoli szupernóva fedezhető fel! Az alábbi ábrán több ilyen szupernóva kép is látható.

Szinte az összes jelenleg felfedezett szupernóva esetében lehet legalább egy spektrumot szerezni, és sokaknál ismertek a fénygörbék (ez is az amatőr csillagászok nagy érdeme). Tehát az elemzésre rendelkezésre álló megfigyelési anyagok mennyisége igen nagy, és úgy tűnik, hogy e grandiózus jelenségek természetével kapcsolatos minden kérdést meg kell oldani. Sajnos ez még nem így van. Nézzük meg közelebbről a szupernóva-kutatók előtt álló főbb kérdéseket és a legvalószínűbb válaszokat napjainkban.

Szupernóva osztályozás, fénygörbék és spektrumok

Mielőtt következtetéseket vonnánk le egy jelenség fizikai természetére vonatkozóan, teljes mértékben meg kell értenünk annak megfigyelhető megnyilvánulásait, amelyeket megfelelően osztályozni kell. Természetesen a szupernóva-kutatók előtt a legelső kérdés az volt, hogy azonosak-e, és ha nem, mennyiben különböznek egymástól, és besorolhatók-e. Már a Baade és Zwicky által felfedezett első szupernóvák is jelentős különbségeket mutattak a fénygörbékben és a spektrumokban. 1941-ben R. Minkowski javasolta a szupernóvák két fő típusra osztását spektrumaik természete alapján. A szupernóvákat az I. típusba sorolta, amelyek spektruma teljesen eltért az összes akkor ismert objektum spektrumától. Az Univerzum leggyakoribb elemének - a hidrogénnek - vonalai teljesen hiányoztak, a teljes spektrum széles maximumokból és minimumokból állt, amelyeket nem lehetett azonosítani, a spektrum ultraibolya része nagyon gyenge volt. A szupernóvákat a II. típusba sorolták, amelyek spektruma bizonyos hasonlóságot mutatott a „hétköznapi” nóvákkal nagyon intenzív hidrogénemissziós vonalak jelenlétében, spektrumuk ultraibolya része világos.

Az I. típusú szupernóvák spektruma három évtizeden át titokzatos maradt. Csak miután Yu.P. Pskovsky megmutatta, hogy a spektrumban lévő sávok nem mások, mint a széles és meglehetősen mély abszorpciós vonalak közötti folytonos spektrum szakaszai, az I. típusú szupernóvák spektrumainak azonosítása haladt előre. Számos abszorpciós vonalat azonosítottak, elsősorban az egyszeresen ionizált kalcium és szilícium legintenzívebb vonalait. Ezen vonalak hullámhosszai a spektrum lila oldalára tolódnak el a 10-15 ezer km/s sebességgel táguló héjban a Doppler-effektus miatt. Rendkívül nehéz azonosítani az összes vonalat az I. típusú szupernóvák spektrumában, mivel ezek nagymértékben kitágultak és átfedik egymást; Az említett kalcium és szilícium mellett sikerült azonosítani a magnézium és a vas vonalait.

A szupernóva-spektrumok elemzése lehetővé tette számunkra, hogy fontos következtetéseket vonjunk le: az I. típusú szupernóva-robbanás során kilökődő héjakban szinte nincs hidrogén; míg a II-es típusú szupernóvahéjak összetétele csaknem megegyezik a szoláris légkörével. A héjak tágulási sebessége 5-15-20 ezer km/s, a fotoszféra hőmérséklete a maximum - 10-20 ezer fok körül van. A hőmérséklet gyorsan csökken, és 1-2 hónap múlva eléri az 5-6 ezer fokot.

A szupernóvák fénygörbéi is különböztek: az I. típus esetében mindegyik nagyon hasonló volt, jellegzetes alakjuk van, nagyon gyorsan, maximumra emelkedik a fényerő, ami legfeljebb 2-3 napig tart, a fényerő gyors csökkenése 3-mal. nagyságrendekkel 25-40 napig, majd lassú gyengülés, szinte lineáris a magnitúdóskála, ami a fényerő exponenciális gyengülésének felel meg.

A II. típusú szupernóvák fénygörbéi sokkal változatosabbnak bizonyultak. Némelyik az I. típusú szupernóvák fénygörbéihez hasonlított, csak lassabb és hosszabb fényességgel, egészen a lineáris „farok” kezdetéig, mások számára közvetlenül a maximum után szinte állandó fényű régió kezdődött - az ún. „fennsíknak” nevezik, amely akár 100 napig is eltarthat. Ezután a fénye élesen csökken, és eléri a lineáris „farkot”. Az összes korai fénygörbét a hagyományos fényképészeti lemezek érzékenységének (3500-5000 A hullámhossz-tartomány) megfelelő, úgynevezett fényképészeti magnitúdórendszerben végzett fényképészeti megfigyelésekből kaptuk. A mellette egy fotovizuális rendszer (5000-6000 A) alkalmazása lehetővé tette a szupernóvák színindexe (vagy egyszerűen csak „szín”) változásáról fontos információk megszerzését: kiderült, hogy a maximum után a szupernóvák mindkét típus folyamatosan „vörösödik”, vagyis a sugárzás nagy része hosszabb hullámok felé tolódik el. Ez a pirosodás a fényesség lineáris csökkenésének szakaszában megáll, és akár a szupernóvák „kéksége” is felválthatja.

Ezenkívül az I. és II. típusú szupernóvák különböztek a galaxisok típusaiban, amelyekben felrobbantak. A II-es típusú szupernóvákat csak olyan spirálgalaxisokban fedezték fel, ahol a csillagok jelenleg még formálódnak, és vannak régi, kis tömegű csillagok, valamint fiatal, nagy tömegű és „rövid életű” (csak néhány millió éves) csillagok. Az I. típusú szupernóvák spirális és elliptikus galaxisokban egyaránt előfordulnak, ahol az intenzív csillagkeletkezésről azt gondolják, hogy évmilliárdok óta nem fordult elő.

Ebben a formában a szupernóvák osztályozása a 80-as évek közepéig fennmaradt. Indul széles körű alkalmazás a csillagászatban a CCD vevők lehetővé tették a megfigyelési anyag mennyiségének és minőségének jelentős növelését. A modern berendezések lehetővé tették a halvány, korábban hozzáférhetetlen tárgyak spektrogramjának beszerzését; sokkal nagyobb pontossággal lehetett meghatározni a vonalak intenzitását és szélességét, valamint regisztrálni a gyengébb vonalakat a spektrumokban. A CCD vevők, infravörös detektorok és az űrhajókra szerelt műszerek lehetővé tették a szupernóvák megfigyelését az ultraibolya sugárzástól a távoli infravörösig terjedő optikai sugárzás teljes tartományában; A szupernóvák gamma-, röntgen- és rádiós megfigyelését is végezték.

Ennek eredményeként a szupernóvák látszólag kialakult bináris osztályozása gyorsan megváltozott és bonyolultabbá vált.

Kiderült, hogy az I. típusú szupernóvák közel sem olyan homogének, mint amilyennek látszott. Ezeknek a szupernóváknak a spektruma jelentős különbségeket mutatott, amelyek közül a legjelentősebb az egyszeresen ionizált szilíciumvonal intenzitása volt, amelyet körülbelül 6100 A hullámhosszon figyeltek meg. A legtöbb I-es típusú szupernóva esetében ez a maximális fényességhez közeli abszorpciós vonal volt a legszembetűnőbb jellemző. a spektrumban, de néhány szupernóva esetében gyakorlatilag hiányzott, és a hélium abszorpciós vonalai voltak a legintenzívebbek.

Ezeket a szupernóvákat Ib-vel, a „klasszikus” I-es típusú szupernóvákat pedig Ia-val jelölték. Később kiderült, hogy egyes Ib szupernóvákból héliumvonalak is hiányoznak, és ezeket Ic típusúnak nevezték. Ezek az új típusú szupernóvák fénygörbéjükben különböztek a „klasszikus” Ia szupernóváktól, amelyek meglehetősen változatosnak bizonyultak, bár alakjukban hasonlóak az Ia szupernóvák fénygörbéihez. Kiderült, hogy az Ib/c típusú szupernóvák rádiósugárzás forrásai is. Mindegyiket spirálgalaxisokban fedezték fel, olyan területeken, ahol a közelmúltban csillagkeletkezés történhetett, és még mindig léteznek meglehetősen nagy tömegű csillagok. Az Ia szupernóvák fénygörbéi a vörös és infravörös spektrum tartományban () nagyon eltértek a korábban vizsgált görbéktől a B és V sávban Ha a maximum után 20 nappal a görbén „váll” látható, akkor az I szűrőben és a hosszabb hullámhossz tartományokban valódi második maximum jelenik meg. Néhány Ia szupernóva azonban nem rendelkezik ezzel a második maximummal. Ezeket a szupernóvákat a maximális fényerő melletti vörös színük, a csökkentett fényességük és néhány spektrális jellemzőjük is megkülönbözteti. Az első ilyen szupernóva az SN 1991bg volt, és a hozzá hasonló objektumokat ma is különleges Ia szupernóvának vagy „1991bg típusú szupernóvának” nevezik. Ezzel szemben az Ia szupernóva egy másik típusát a maximálisan megnövekedett fényerő jellemzi. Jellemzőjük a spektrumokban az abszorpciós vonalak alacsonyabb intenzitása. A "prototípus" számukra az SN 1991T.

Az 1970-es években a II. típusú szupernóvákat fénygörbéjük jellege szerint „lineáris” (II-L) és „fennsíkkal” (II-P) rendelkezőkre osztották. Ezt követően egyre több II. szupernóvát kezdtek felfedezni, amelyek fénygörbéiben és spektrumaikban bizonyos jellemzőket mutattak. Így fénygörbéjében a két legfényesebb szupernóva élesen különbözik a többi II-es típusú szupernóvától utóbbi években: 1987A és 1993J. Mindkettőnek két maximuma volt a fénygörbéjében: a fellángolás után a fényerő gyorsan leesett, majd ismét növekedni kezdett, és csak a második maximum után kezdődött el a fényerő végső gyengülése. Az Ia szupernóvákkal ellentétben a második maximumot minden spektrális tartományban megfigyelték, és az SN 1987A esetében sokkal fényesebb volt, mint az első hosszabb hullámhossz-tartományokban.

A spektrális jellemzők közül a leggyakrabban és legszembetűnőbb a táguló héjakra jellemző széles emissziós vonalak mellett egy szűk emissziós vagy abszorpciós vonalrendszer jelenléte volt. Ez a jelenség nagy valószínűséggel a csillagot körülvevő sűrű héj jelenlétének köszönhető a kitörés előtt.

Szupernóva-statisztika

Milyen gyakran fordulnak elő szupernóvák, és hogyan oszlanak meg a galaxisokban? A szupernóvák statisztikai vizsgálatának választ kell adnia ezekre a kérdésekre.

Úgy tűnik, hogy az első kérdésre a válasz meglehetősen egyszerű: több galaxist kellően hosszú ideig kell megfigyelnie, meg kell számolnia a bennük megfigyelt szupernóvákat, és el kell osztania a szupernóvák számát a megfigyelési idővel. Kiderült azonban, hogy a meglehetősen rendszeres megfigyelések által lefedett idő még mindig túl rövid ahhoz, hogy az egyes galaxisokra vonatkozóan határozott következtetéseket lehessen levonni: a legtöbb esetben csak egy-két kitörést figyeltek meg. Igaz, néhány galaxisban már meglehetősen nagy számban regisztráltak szupernóvát: a rekorder az NGC 6946 galaxis, amelyben 1917 óta 6 szupernóvát fedeztek fel. Ezek az adatok azonban nem adnak pontos adatokat a járványok gyakoriságáról. Először is ismeretlen pontos időt ennek a galaxisnak a megfigyelései, másrészt a számunkra szinte egyidejű kitöréseket valójában meglehetősen hosszú időszakok választják el egymástól: elvégre a szupernóvák fénye más utat jár be a galaxison belül, és fényévekben mért mérete sokkal nagyobb, mint a megfigyelés ideje. Jelenleg csak egy bizonyos galaxishalmazra lehet megbecsülni a felvillanási frekvenciát. Ehhez a szupernóvák kereséséből származó megfigyelési adatokat kell felhasználni: minden megfigyelés ad valamilyen „hatékony követési időt” minden galaxis számára, ami a galaxis távolságától, a keresés határértékétől és természetétől függ. a szupernóva fénygörbéből. Különböző típusú szupernóvák esetén ugyanazon galaxis megfigyelési ideje eltérő lesz. Ha több galaxisra vonatkozó eredményeket kombinálunk, figyelembe kell venni azok tömegbeli és fényességbeli különbségeit, valamint morfológiai típusukat. Jelenleg az a szokás, hogy az eredményeket a galaxisok fényességére normalizálják, és csak a hasonló típusú galaxisok adatait kombinálják. Legújabb munkák, több szupernóva-kutató program adatainak egyesítése alapján a következő eredményeket adta: elliptikus galaxisokban csak Ia típusú szupernóvákat figyelnek meg, egy „átlagos” galaxisban pedig 10 10 napfényes fényerővel körülbelül 500 évente egyszer tör ki egy szupernóva. . Az azonos fényerejű spirálgalaxisban az Ia szupernóvák csak valamivel többel törnek ki magas frekvencia azonban a II. és Ib/c típusú szupernóvák hozzáadódnak hozzájuk, és a kitörések általános gyakorisága körülbelül 100 évente egyszer. A kitörések gyakorisága hozzávetőlegesen arányos a galaxisok fényességével, vagyis az óriásgalaxisokban sokkal magasabb: különösen az NGC 6946 egy spirálgalaxis, amelynek fényereje 2,8 10 10 napfényfény, ezért körülbelül három kitörés lehetséges. 100 évenként várható benne, és a benne megfigyelt 6 szupernóva nem tekinthető túl nagy eltérésnek az átlagos gyakoriságtól. A mi Galaxynk kisebb, mint az NGC 6946, és átlagosan 50 évente egy-egy kitörésre lehet számítani benne. Ismeretes azonban, hogy az elmúlt évezred során mindössze négy szupernóvát figyeltek meg a Galaxisban. Van itt valami ellentmondás? Kiderült, hogy nem – elvégre a Galaxis nagy részét gáz- és porrétegek rejtik el előlünk, és a Nap környéke, amelyben ezt a 4 szupernóvát észlelték, csak egy kis részét képezi a Galaxisnak.

Hogyan oszlanak meg a szupernóvák a galaxisokon belül? Természetesen egyelőre csak összegző eloszlásokat lehet tanulmányozni valamilyen „átlagos” galaxisra redukálva, valamint a spirálgalaxisok szerkezetének részleteihez viszonyított eloszlásokat. Ezek az alkatrészek mindenekelőtt spirális hüvelyeket tartalmaznak; a meglehetősen közeli galaxisokban az aktív csillagképződés régiói is jól láthatók, amelyeket ionizált hidrogénfelhők – a H II régió – vagy fényes kék csillaghalmazok – az OB asszociáció – azonosítanak. A térbeli eloszlás vizsgálata, amelyet a felfedezett szupernóvák számának növekedésével sokszor megismételtek, a következő eredményeket hozta. A szupernóvák minden típusának a galaxisok középpontjaitól való távolság szerinti eloszlása ​​alig különbözik egymástól, és hasonlóak a fényesség eloszlásához - a sűrűség egy exponenciális törvény szerint csökken a középponttól a szélekig. A szupernóvák típusai közötti különbségek a csillagkeletkezési régiókhoz viszonyított eloszlásban mutatkoznak meg: ha a spirálkarokban minden típusú szupernóva koncentrálódik, akkor a H II régiókban csak a II. és Ib/c típusú szupernóvák koncentrálódnak. Megállapíthatjuk, hogy a II-es vagy Ib/c típusú fáklyát produkáló csillagok élettartama 10 6-10 7 év, az Ia típusé pedig körülbelül 10 8 év. Az Ia szupernóvákat azonban elliptikus galaxisokban is megfigyelik, ahol úgy gondolják, hogy nincs 10 9 évnél fiatalabb csillag. Ennek az ellentmondásnak két lehetséges magyarázata van: vagy az Ia szupernóva-robbanások természete eltérő a spirális és elliptikus galaxisokban, vagy egyes elliptikus galaxisokban még mindig folytatódik a csillagkeletkezés, és vannak jelen fiatalabb csillagok.

Elméleti modellek

A megfigyelési adatok összessége alapján a kutatók arra a következtetésre jutottak, hogy a szupernóva-robbanásnak kell lennie a csillagfejlődés utolsó szakaszának, amely után megszűnik létezni. ugyanabban a formában. Valójában a szupernóva-robbanási energiát 10 50-10 51 erg-re becsülik, ami meghaladja a csillagok gravitációs kötési energiájának tipikus értékeit. A szupernóva-robbanás során felszabaduló energia több mint elég ahhoz, hogy a csillag anyagát teljesen eloszlassa az űrben. Milyen csillagok és mikor fejezik be életüket szupernóva-robbanással, milyen természetűek azok a folyamatok, amelyek ilyen gigantikus energiafelszabaduláshoz vezetnek?

A megfigyelési adatok azt mutatják, hogy a szupernóvákat több típusra osztják, amelyek különböznek egymástól kémiai összetétel kagylók és tömegeik, az energiafelszabadulás természete és a velük való kapcsolat alapján különféle típusok csillagpopulációk. A II-es típusú szupernóvák egyértelműen fiatal, nagy tömegű csillagokhoz kötődnek, héjaik nagy mennyiségű hidrogént tartalmaznak. Ezért kitöréseiket a 8-10 naptömegnél nagyobb kezdeti tömegű csillagok fejlődésének utolsó szakaszának tekintik. Az ilyen csillagok központi részeiben energia szabadul fel a magfúziós reakciók során, kezdve a legegyszerűbbtől - a hélium képződésétől a hidrogénmagok fúziója során, és a vasmagok szilíciumból történő kialakulásáig. A vasmagok a legstabilabbak a természetben, és nem szabadul fel energia, amikor összeolvadnak. Így amikor egy csillag magja vas lesz, az energia felszabadulása leáll benne. A mag nem tud ellenállni a gravitációs erőknek, és gyorsan összehúzódik - összeomlik. Az összeomlás során fellépő folyamatok még mindig messze vannak a teljes magyarázattól. Ismeretes azonban, hogy ha egy csillag magjában az összes anyag neutronná alakul, akkor képes ellenállni a gravitációs erőknek. A csillag magja „neutroncsillaggá” változik, és az összeomlás leáll. Ebben az esetben hatalmas energia szabadul fel, amely behatol a csillag héjába, és tágulni kezd, amit szupernóva-robbanásnak látunk. Ha a csillag evolúciója korábban „csendesen” ment végbe, akkor burkának sugara több százszor nagyobb, mint a Nap sugara, és elegendő mennyiségű hidrogént kell tartania ahhoz, hogy megmagyarázza a II. típusú szupernóvák spektrumát. Ha a héj nagy része elveszett az evolúció során egy szoros bináris rendszerben vagy más módon, akkor nem lesznek hidrogénvonalak a spektrumban - Ib vagy Ic típusú szupernóvát fogunk látni.

A kisebb tömegű csillagokban az evolúció másképp megy végbe. A hidrogén elégetése után a mag héliummá válik, és megindul a hélium szénné alakításának reakciója. A mag azonban nem melegszik fel olyan magas hőmérsékletre, hogy a szén részvételével fúziós reakciók induljanak meg. Az atommag nem tud elegendő energiát felszabadítani és összehúzódik, de ebben az esetben a kompressziót az atommagban található elektronok leállítják. A csillag magja úgynevezett „fehér törpévé” változik, és a héj bolygóköd formájában szétszóródik az űrben. S. Chandrasekhar indiai asztrofizikus kimutatta, hogy fehér törpe csak akkor létezhet, ha tömege kisebb, mint körülbelül 1,4 naptömeg. Ha a fehér törpe kellően szoros kettős rendszerben található, akkor az anyag elkezdhet áramlani a közönséges csillagból a fehér törpébe. A fehér törpe tömege fokozatosan növekszik, és amikor túllépi a határértéket, robbanás következik be, amely során a szén és az oxigén gyors termonukleáris égése következik be, radioaktív nikkellé alakulva. A csillag teljesen elpusztul, és a táguló héjban a nikkel radioaktív bomlása következik be kobalttá, majd vasgá, amely energiát ad a héj izzásához. Így robbannak fel az Ia típusú szupernóvák.

A szupernóvák modern elméleti vizsgálatai elsősorban számítások erős számítógépek felrobbanó csillagok modelljei. Sajnos még nem sikerült olyan modellt létrehozni, amely a csillagfejlődés egy késői szakaszából szupernóva-robbanáshoz és annak megfigyelhető megnyilvánulásaihoz vezetne. Viszont meglévő modellek elég jól leírja a szupernóvák túlnyomó többségének fénygörbéit és spektrumát. Általában ez egy csillag héjának modellje, amelybe a robbanás energiáját „manuálisan” fektetik be, majd megkezdődik a tágulása és felmelegedése. Annak ellenére, hogy a komplexitás és a sokszínűség nagy nehézségeket okoz fizikai folyamatok Az elmúlt években nagy előrelépések történtek ebben az irányban a kutatásban.

A szupernóvák hatása a környezetre

A szupernóva-robbanások erős és változatos hatást gyakorolnak a környező csillagközi közegre. A hatalmas sebességgel kilökődő szupernóva-burok felszívja és összenyomja az őt körülvevő gázt. Talán ez vezethet új csillagok kialakulásához a gázfelhőkből. A robbanás energiája olyan nagy, hogy új elemek szintézise lép fel, különösen a vasnál nehezebbek. A nehéz elemekkel dúsított anyagot szupernóva-robbanások szétszórják a galaxisban, aminek eredményeként több nehéz elemet tartalmazó szupernóva-robbanások után keletkeznek csillagok. A Tejútrendszer „mi” régiójában lévő csillagközi közegről kiderült, hogy annyira feldúsult nehéz elemekkel, hogy lehetségessé vált az élet megjelenése a Földön. A szupernóvák közvetlenül felelősek ezért! A szupernóvák nyilvánvalóan nagyon nagy energiájú részecskefolyamokat is generálnak - kozmikus sugarakat. Ezek a részecskék, amelyek a légkörön keresztül a Föld felszínére hatolnak, genetikai mutációkat okozhatnak, amelyek következtében létrejön a földi élet.

A szupernóvák az Univerzum sorsáról mesélnek

A szupernóvák, és különösen az Ia típusú szupernóvák az Univerzum legfényesebb csillag alakú objektumai közé tartoznak. Ezért a jelenleg rendelkezésre álló berendezésekkel még nagyon távoli szupernóvák is tanulmányozhatók.

Sok Ia szupernóvát fedeztek fel meglehetősen közeli galaxisokban, amelyek távolsága többféleképpen is meghatározható. Jelenleg a legpontosabb módszer a távolságok meghatározása egy bizonyos típusú fényes változó csillagok - a cefeidák - látszólagos fényessége alapján. Az űrteleszkóp használata. Hubble nagyszámú cefeidát fedezett fel és tanulmányozott tőlünk távoli galaxisokban, körülbelül 20 megaparszek távolságra. A galaxisok távolságának kellően pontos becslése lehetővé tette a bennük kitört Ia típusú szupernóvák fényességének meghatározását. Ha feltételezzük, hogy a távoli Ia szupernóvák átlagosan azonos fényerővel rendelkeznek, akkor a távolságuk a maximális fényerő mellett megfigyelt nagyságból megbecsülhető.

Néhány évszázaddal ezelőtt a csillagászok észrevették, hogy a galaxis egyes csillagainak fényessége hirtelen több mint ezerszeresére nőtt. A tudósok szupernóva születésének nevezték azt a ritka jelenséget, amikor egy kozmikus objektum fénye többszörösen megnövekszik. Ez bizonyos értelemben kozmikus ostobaság, mert ebben a pillanatban egy csillag nem születik, hanem megszűnik létezni.

Vaku szupernóva- ez tulajdonképpen egy csillag robbanása, amihez kolosszális mennyiségű energia szabadul fel ~10 50 erg. A szupernóva fényessége, amely bárhol láthatóvá válik az Univerzumban, néhány nap alatt növekszik. Ebben az esetben minden másodpercben annyi energia szabadul fel, mint amennyit a Nap teljes létezése során elő tud termelni.

Szupernóva-robbanás a kozmikus objektumok evolúciójának következménye

A csillagászok ezt a jelenséget olyan evolúciós folyamatokkal magyarázzák, amelyek évmilliók óta minden űrobjektumnál előfordulnak. A szupernóva folyamatának elképzeléséhez meg kell értened egy csillag szerkezetét. (kép lent).

A csillag egy hatalmas objektum, melynek tömege hatalmas, és ezért ugyanolyan gravitációja van. A csillagnak van egy kis magja, amelyet egy külső gázburok vesz körül, amely a csillag tömegének nagy részét alkotja. A gravitációs erők nyomást gyakorolnak a héjra és a magra, olyan erővel összenyomva azokat, hogy a gázhéj felforrósodik, és kitágulva belülről nyomódni kezd, kompenzálva a gravitációs erőt. A két erő paritása határozza meg a csillag stabilitását.

Hatalmas hőmérséklet hatására a magban termonukleáris reakció indul meg, melynek során a hidrogén héliummá alakul. Még több hő szabadul fel, melynek kisugárzása a csillag belsejében megnő, de a gravitáció továbbra is visszafogja. És ekkor kezdődik az igazi kozmikus alkímia: kimerülnek a hidrogéntartalékok, a hélium kezd szénné, a szén oxigénné, az oxigén magnéziummá... Így egy termonukleáris reakció révén egyre nehezebb elemek szintézise megy végbe.

A vas megjelenéséig minden reakció hőfelszabadulással megy végbe, de amint a vas elkezd degenerálódni az azt követő elemekké, az exoterm reakció endotermvé válik, vagyis megszűnik a hő felszabadulása és elkezd elfogyni. A gravitációs erők és a hősugárzás egyensúlya megbomlik, a mag több ezerszer összenyomódik, és a héj minden külső rétege a csillag közepe felé rohan. Fénysebességgel a magba ütközve visszapattannak, egymásnak ütközve. A külső rétegek robbanása következik be, és a csillagot alkotó anyag másodpercenként több ezer kilométeres sebességgel repül el.

A folyamatot olyan fényes villanás kíséri, hogy még szabad szemmel is látható, ha egy közeli galaxisban kigyullad egy szupernóva. Aztán a ragyogás halványulni kezd, és a robbanás helyén a...És mi marad a szupernóva-robbanás után? Az események alakulására több lehetőség is kínálkozik: egyrészt a szupernóva-maradvány egy neutronmag lehet, amelyet a tudósok neutroncsillagnak neveznek, másrészt egy fekete lyuk, harmadrészt pedig egy gázköd.