Kaip susidaro supernova. Kas yra supernovos? I tipo supernovos

SUPERNOVA, sprogimas, pažymėjęs žvaigždės mirtį. Kartais supernovos sprogimas yra ryškesnis nei galaktika, kurioje jis įvyko.

Supernovos skirstomos į du pagrindinius tipus. I tipui būdingas vandenilio trūkumas optiniame spektre; todėl manoma, kad tai yra baltosios nykštukės – žvaigždės, kurios masė artima Saulei, bet mažesnė ir tankesnė, sprogimas. Baltojoje nykštukėje vandenilio beveik nėra, nes tai yra galutinis normalios žvaigždės evoliucijos produktas. 1930-aisiais S. Chandrasekharas parodė, kad baltosios nykštukės masė negali viršyti tam tikros ribos. Jei ji yra dvejetainėje sistemoje su įprasta žvaigžde, tada jos medžiaga gali tekėti ant baltosios nykštukės paviršiaus. Kai jos masė viršija Chandrasekhar ribą, baltoji nykštukė griūva (susitraukia), įkaista ir sprogsta. taip pat žrŽVAIGŽDĖS.

1987 m. vasario 23 d. mūsų kaimyninėje galaktikoje – Didžiajame Magelano debesyje – išsiveržė II tipo supernova. Jai buvo suteiktas Iano Sheltono vardas, kuris pirmasis pastebėjo supernovos sprogimą teleskopu, o paskui plika akimi. (Paskutinis toks atradimas priklauso Kepleriui, kuris matė supernovos sprogimą mūsų galaktikoje 1604 m., prieš pat teleskopo išradimą.) Kartu su optiniu supernovos sprogimu 1987 m. Japonijoje ir JAV buvo sukurti specialūs detektoriai. Ohajas (JAV) užfiksavo neutrinų srautą – elementariąsias daleles, gimusias labai aukštoje temperatūroje žvaigždės šerdies griūties metu ir lengvai prasiskverbiančių pro jos apvalkalą. Nors neutrinų srautą žvaigždė kartu su optiniu blyksniu išskleidė maždaug prieš 150 tūkstančių metų, Žemę jis pasiekė beveik kartu su fotonais, taip įrodydamas, kad neutrinai neturi masės ir juda šviesos greičiu. Šie stebėjimai taip pat patvirtino prielaidą, kad apie 10% griūvančios žvaigždės šerdies masės išsiskiria neutrinų pavidalu, kai pati šerdis subyra į neutroninę žvaigždę. Labai masyviose žvaigždėse supernovos sprogimo metu branduoliai suspaudžiami dar labiau. didelio tankio ir tikriausiai virsta juodosiomis skylėmis, tačiau išorinių žvaigždės sluoksnių išsiliejimas vis tiek vyksta. Cm. Taip pat JUODOJI SKYLĖ.

Mūsų galaktikoje Krabo ūkas yra supernovos sprogimo liekana, kurią Kinijos mokslininkai pastebėjo 1054 m. Garsusis astronomas T. Brahe taip pat pastebėjo supernovą, kuri mūsų galaktikoje prasiveržė 1572 m. Nors Sheltono supernova buvo pirmoji netoliese atrasta supernova nuo Keplerio laikų, per pastaruosius 100 metų teleskopais buvo pastebėta šimtai supernovų kitose, tolimesnėse galaktikose.

Supernovos sprogimo liekanose galima rasti anglies, deguonies, geležies ir sunkesnių elementų. Todėl šie sprogimai groja svarbus vaidmuo nukleosintezėje – cheminių elementų susidarymo procesas. Gali būti, kad prieš 5 milijardus metų prieš Saulės sistemos gimimą taip pat įvyko supernovos sprogimas, dėl kurio atsirado daug Saulės ir planetų dalimi tapusių elementų. NUKLEOZINTEZĖ.

Senovės metraščiai ir kronikos byloja, kad retkarčiais danguje netikėtai pasirodydavo išskirtinio ryškumo žvaigždės. Jų ryškumas greitai padidėjo, o po to lėtai, per kelis mėnesius, išnyko ir nustojo būti matomas. Prie didžiausio ryškumo šios žvaigždės buvo matomos net dieną. Ryškiausi protrūkiai buvo 1006 ir 1054 metais, apie kuriuos informacija yra kinų ir japonų traktatuose. 1572 m. tokia žvaigždė įsiliepsnojo Kasiopėjos žvaigždyne ir ją pastebėjo iškilus astronomas Tycho Brahe, o 1604 m. panašų pliūpsnį Ophiuchus žvaigždyne pastebėjo Johannesas Kepleris. Nuo tada, per keturis šimtmečius „teleskopinės“ eros astronomijoje, tokių protrūkių nebuvo pastebėta. Tačiau tobulėjant stebėjimo astronomijai, mokslininkai pradėjo aptikti gana daug panašių blyksnių, nors jie ir nepasiekė labai didelio ryškumo. Šios žvaigždės, staiga pasirodančios ir netrukus tarsi be pėdsako išnykusios, pradėtos vadinti „novomis“. Atrodė, kad 1006 ir 1054 metų žvaigždės, Tycho ir Keplerio žvaigždės, yra tos pačios blykstės, tik labai arti ir todėl ryškesnės. Tačiau paaiškėjo, kad taip nėra. 1885 metais astronomas Hartwigas Tartu observatorijoje pastebėjo naujos žvaigždės atsiradimą gerai žinomame Andromedos ūke. Ši žvaigždė pasiekė 6-ąjį matomą dydį, tai yra, jos spinduliuotės galia buvo tik 4 kartus mažesnė nei viso ūko. Tada tai astronomų nenustebino: juk Andromedos ūko prigimtis buvo nežinoma, buvo manoma, kad tai tik dulkių ir dujų debesis gana arti Saulės. Tik XX amžiaus 20-ajame dešimtmetyje pagaliau paaiškėjo, kad Andromedos ūkas ir kiti spiraliniai ūkai yra didžiulės žvaigždžių sistemos, susidedančios iš šimtų milijardų žvaigždžių ir milijonų šviesmečių atstumu nuo mūsų. Andromedos ūke taip pat buvo aptikti paprastų novų blyksniai, matomi kaip 17-18 balų objektai. Tapo aišku, kad 1885 m. žvaigždė dešimtis tūkstančių kartų pranoko Novaja žvaigždes savo spindesiu trumpam prilygo milžiniško spindesiui žvaigždžių sistema! Akivaizdu, kad šių protrūkių pobūdis turi būti kitoks. Vėliau šios galingiausios blykstės buvo pavadintos „supernovomis“, kuriose priešdėlis „super“ reiškė didesnę jų spinduliavimo galią, o ne didesnę „naujovę“.

Supernovos paieška ir stebėjimai

Supernovos sprogimai buvo pradėti gana dažnai pastebėti tolimų galaktikų nuotraukose, tačiau šie atradimai buvo atsitiktiniai ir negalėjo pateikti informacijos, būtinos paaiškinti šių grandiozinių protrūkių priežastį ir mechanizmą. Tačiau 1936 metais JAV Palomaro observatorijoje dirbantys astronomai Baade ir Zwicky pradėjo sistemingą sistemingą supernovų paiešką. Jie disponavo Schmidto sistemos teleskopu, kuris leido nufotografuoti kelių dešimčių kvadratinių laipsnių plotus ir davė labai aiškius net silpnų žvaigždžių ir galaktikų vaizdus. Palyginus vienos dangaus srities nuotraukas, darytas po kelių savaičių, galima nesunkiai pastebėti naujų žvaigždžių atsiradimą galaktikose, kurios buvo aiškiai matomos nuotraukose. Fotografavimui buvo atrinktos tos dangaus sritys, kuriose gausiausia šalia esančių galaktikų, kur jų skaičius viename vaizde galėjo siekti kelias dešimtis ir supernovų aptikimo tikimybė buvo didžiausia.

1937 metais Baada ir Zwicky sugebėjo atrasti 6 supernovas. Tarp jų buvo gana ryškios žvaigždės 1937C ir 1937D (astronomai nusprendė priskirti supernovas prie atradimo metų pridėdami raides, rodančias atradimų eiliškumą einamaisiais metais), kurios atitinkamai pasiekė daugiausiai 8 ir 12 dydžių. Jiems gautos šviesos kreivės – ryškumo kitimo priklausomybė laikui bėgant – ir didelis skaičius spektrogramos – žvaigždės spektrų nuotraukos, parodančios spinduliuotės intensyvumo priklausomybę nuo bangos ilgio. Keletą dešimtmečių ši medžiaga tapo pagrindu visiems tyrinėtojams, bandantiems išsiaiškinti supernovos sprogimų priežastis.

Deja, antrasis Pasaulinis karas nutraukė taip sėkmingai prasidėjusią stebėjimo programą. Sisteminga supernovų paieška Palomaro observatorijoje buvo atnaujinta tik 1958 m., tačiau naudojant didesnį Schmidto sistemos teleskopą, kuris leido fotografuoti iki 22-23 balo žvaigždes. Nuo 1960 m. į šį darbą įsijungė nemažai kitų observatorijų. skirtingos salys pasaulio, kuriame buvo tinkami teleskopai. SSRS tokie darbai buvo atliekami AAI Krymo stotyje, kur buvo įrengtas astrografo teleskopas, kurio objektyvo skersmuo 40 cm ir labai didelis matymo laukas – beveik 100 kvadratinių laipsnių, bei Abastumani astrofizikos observatorijoje. Gruzijoje - ant Schmidto teleskopo, kurio įėjimo anga yra 36 cm, Kryme ir Abastumanyje buvo padaryta daug supernovų. Iš kitų observatorijų daugiausiai atradimų buvo Asiago observatorijoje Italijoje, kur veikė du Schmidto sistemos teleskopai. Tačiau vis dėlto Palomaro observatorija išliko lyderė tiek pagal atradimų skaičių, tiek pagal maksimalų aptikti galimą žvaigždžių dydį. Kartu 60–70-aisiais per metus buvo aptinkama iki 20 supernovų, kurių skaičius ėmė sparčiai augti. Iš karto po atradimo dideliuose teleskopuose pradėti fotometriniai ir spektroskopiniai stebėjimai.

1974 metais F. Zwicky mirė, o netrukus supernovų paieškos Palomaro observatorijoje buvo nutrauktos. Aptiktų supernovų skaičius sumažėjo, tačiau nuo devintojo dešimtmečio pradžios vėl pradėjo daugėti. Paleistos naujos paieškos programos pietinis dangus– Cerro el Roble observatorijoje Čilėje ir astronomijos entuziastai pradėjo atrasti supernovas. Paaiškėjo, kad naudojant nedidelius mėgėjiškus teleskopus su 20-30 cm objektyvais gana sėkmingai galima ieškoti ryškių supernovų sprogimų, sistemingai vizualiai stebint konkretų galaktikų rinkinį. Didžiausios sėkmės sulaukė kunigas iš Australijos Robertas Evansas, kuriam nuo devintojo dešimtmečio pradžios pavyko atrasti iki 6 supernovų per metus. Nenuostabu, kad profesionalūs astronomai juokavo apie jo „tiesioginį ryšį su dangumi“.

1987 m. buvo aptikta ryškiausia XX amžiaus supernova - SN 1987A Didžiojo Magelano debesies galaktikoje, kuri yra mūsų galaktikos „palydovas“ ir yra tik 55 kiloparsekų atstumu nuo mūsų. Kurį laiką ši supernova buvo matoma net plika akimi ir pasiekė maksimalų maždaug 4 balų ryškumą. Tačiau jį buvo galima pastebėti tik pietiniame pusrutulyje. Dėl šios supernovos buvo gauta daugybė fotometrinių ir spektrinių stebėjimų, kurių tikslumas ir trukmė buvo unikalūs, o dabar astronomai toliau stebi, kaip vystosi supernovos pavertimo besiplečiančiu dujų ūku procesas.

Supernova 1987A. Viršuje kairėje yra vietovės, kurioje sprogo supernova, nuotrauka, daryta gerokai prieš sprogimą. Greitai sprogsianti žvaigždė pažymėta rodykle. Viršuje dešinėje yra tos pačios dangaus srities nuotrauka, kai supernovos šviesumas buvo beveik didžiausias. Žemiau parodyta, kaip supernova atrodo praėjus 12 metų po sprogimo. Žiedai aplink supernovą yra tarpžvaigždinės dujos (iš dalies priešsupernovos žvaigždės išmestos prieš protrūkį), protrūkio metu jonizuotos ir toliau švytinčios.

Devintojo dešimtmečio viduryje tapo aišku, kad fotografijos era astronomijoje baigiasi. Greitai patobulinti CCD imtuvai buvo daug kartų pranašesni už fotografinę emulsiją savo jautrumu ir įrašytų bangų ilgių diapazonu, o skiriamoji geba buvo praktiškai vienoda. CCD kamera gautą vaizdą buvo galima iš karto matyti kompiuterio ekrane ir lyginti su anksčiau gautais, tačiau fotografuojant ryškinimo, džiovinimo ir palyginimo procesas geriausiu atveju užtrukdavo vieną dieną. Vienintelis likęs fotografinių plokščių privalumas – galimybė fotografuoti didelius dangaus plotus – taip pat pasirodė nereikšmingas supernovų paieškoms: teleskopu su CCD kamera buvo galima atskirai gauti visų galaktikų, patenkančių į fotoplokštę, vaizdus, per laiką, panašų į fotografijos ekspoziciją. Atsirado visiškai automatizuotų supernovų paieškos programų projektai, kuriuose teleskopas pagal iš anksto įvestą programą nukreipiamas į pasirinktas galaktikas, o gauti vaizdai kompiuteriu lyginami su anksčiau gautais. Tik aptikus naują objektą kompiuteris siunčia signalą astronomui, kuris išsiaiškina, ar tikrai buvo aptiktas supernovos sprogimas. 90-aisiais tokia sistema, naudojanti 80 cm atspindintį teleskopą, pradėjo veikti Licko observatorijoje (JAV).

Paprastų CCD kamerų prieinamumas astronomijos entuziastams lėmė tai, kad jie pereina nuo vizualinių stebėjimų prie CCD stebėjimų, o tada teleskopams su 20-30 cm objektyvais tampa prieinamos žvaigždės iki 18 ir net 19 dydžio. Dėl automatizuotų paieškų įdiegimo ir didėjančio astronomų-mėgėjų, ieškančių supernovų naudojant CCD kameras, atradimų skaičius išaugo: dabar per metus aptinkama daugiau nei 100 supernovų, o bendras atradimų skaičius viršijo 1500. Pastaraisiais metais didžiausiuose teleskopuose, kurių veidrodžio skersmuo siekia 3-4 metrus, taip pat buvo pradėta ieškoti labai tolimų ir silpnų supernovų. Paaiškėjo, kad supernovų, pasiekiančių maksimalų 23-24 balų ryškumą, tyrimai gali pateikti atsakymus į daugelį klausimų apie visos Visatos sandarą ir likimą. Per vieną naktį stebint tokiais teleskopais su pažangiausiomis CCD kameromis galima atrasti daugiau nei 10 tolimų supernovų! Keletas tokių supernovų vaizdų parodyta paveikslėlyje žemiau.

Beveik visoms šiuo metu atrandamoms supernovoms galima gauti bent vieną spektrą, o daugelio šviesos kreivės yra žinomos (tai irgi didelis astronomų mėgėjų nuopelnas). Taigi analizei prieinamos stebėjimo medžiagos kiekis yra labai didelis, ir atrodytų, kad visi klausimai apie šių grandiozinių reiškinių prigimtį turi būti išspręsti. Deja, kol kas taip nėra. Pažvelkime į pagrindinius klausimus, su kuriais susiduria supernovos tyrinėtojai, ir labiausiai tikėtinus atsakymus į juos šiandien.

Supernovos klasifikacija, šviesos kreivės ir spektrai

Prieš darydami kokias nors išvadas apie fizinė prigimtis reiškinys, būtina visiškai suprasti jo stebimas apraiškas, kurios turi būti tinkamai klasifikuojamos. Natūralu, kad pats pirmasis supernovų tyrinėtojams iškilęs klausimas buvo, ar jos vienodos, o jei ne, tai kuo jos skiriasi ir ar galima jas klasifikuoti. Jau pirmosios Baade ir Zwicky atrastos supernovos parodė reikšmingus šviesos kreivių ir spektrų skirtumus. 1941 metais R. Minkovskis pasiūlė suskirstyti supernovas į du pagrindinius tipus pagal jų spektro prigimtį. I tipui jis priskyrė supernovas, kurių spektrai visiškai skyrėsi nuo visų tuo metu žinomų objektų spektrų. Labiausiai paplitusio Visatoje elemento - vandenilio - linijų visiškai nebuvo, visą spektrą sudarė platūs maksimumai ir minimumai, kurių nebuvo galima identifikuoti, ultravioletinė spektro dalis buvo labai silpna. Supernovos buvo priskirtos II tipui, kurių spektrai šiek tiek panašūs į „įprastas“ novas, esant labai intensyvioms vandenilio emisijos linijoms, jų spektro ultravioletinė dalis yra šviesi.

I tipo supernovų spektrai išliko paslaptingi tris dešimtmečius. Tik po to, kai Yu.P. Pskovsky parodė, kad juostos spektruose yra ne kas kita, kaip ištisinio spektro atkarpos tarp plačių ir gana gilių sugerties linijų, I tipo supernovų spektrai pajudėjo į priekį. Buvo nustatytos kelios absorbcijos linijos, visų pirma pačios intensyviausios atskirai jonizuoto kalcio ir silicio linijos. Šių linijų bangos ilgiai pasislenka į violetinę spektro pusę dėl Doplerio efekto apvalkale, besiplečiančiame 10-15 tūkstančių km per sekundę greičiu. Itin sunku nustatyti visas I tipo supernovų spektro linijas, nes jos labai išsiplėtusios ir persidengia viena kitą; Be minėtų kalcio ir silicio, buvo galima nustatyti magnio ir geležies linijas.

Supernovų spektrų analizė leido padaryti svarbias išvadas: I tipo supernovos sprogimo metu išmestuose apvalkaluose vandenilio beveik nėra; o II tipo supernovų apvalkalų sudėtis yra beveik tokia pati kaip saulės atmosferos. Korpusų plėtimosi greitis yra nuo 5 iki 15-20 tūkstančių km/s, fotosferos temperatūra yra apie maksimalią - 10-20 tūkstančių laipsnių. Temperatūra greitai nukrenta ir po 1-2 mėnesių pasiekia 5-6 tūkstančius laipsnių.

Supernovų šviesos kreivės taip pat skyrėsi: I tipo atveju jos visos buvo labai panašios, turėjo būdingą formą ir labai staigus augimas ryškumas iki maksimalaus, kuris trunka ne ilgiau kaip 2–3 dienas, o ryškumas greitai sumažėja 3 dydžių 25–40 dienų ir vėlesnis lėtas susilpnėjimas, beveik tiesinis dydžio skalėje, o tai atitinka eksponentinį šviesumo susilpnėjimą.

II tipo supernovų šviesos kreivės pasirodė daug įvairesnės. Kai kurios buvo panašios į I tipo supernovų šviesos kreives, tik su lėtesniu ir ilgesniu ryškumo mažėjimu iki linijinės „uodegos“ pradžios, kitiems iškart po maksimumo prasidėjo beveik pastovaus ryškumo sritis - tai vadinamas „plato“, kuris gali trukti iki 100 dienų. Tada blizgesys smarkiai sumažėja ir pasiekia linijinę „uodegą“. Visos ankstyvosios šviesos kreivės buvo gautos iš fotografinių stebėjimų vadinamojoje fotografijos dydžių sistemoje, atitinkančioje įprastų fotografinių plokščių jautrumą (bangos ilgio diapazonas 3500-5000 A). Be jos panaudojus fotovizualinę sistemą (5000–6000 A), buvo galima gauti svarbios informacijos apie supernovų spalvos indekso (arba tiesiog „spalvos“) kitimą: paaiškėjo, kad po maksimumo supernovos abu tipai nuolat „tampa raudoni“, tai yra, pagrindinė spinduliuotės dalis pasislenka ilgesnių bangų link. Šis paraudimas sustoja tiesinio ryškumo mažėjimo stadijoje ir netgi gali būti pakeistas supernovų „mėlynumu“.

Be to, I ir II tipo supernovos skyrėsi galaktikų, kuriose jos sprogo, tipais. II tipo supernovos buvo aptiktos tik spiralinėse galaktikose, kuriose šiuo metu vis dar formuojasi žvaigždės ir yra ir senų, mažos masės žvaigždžių, ir jaunų, masyvių ir „trumpaamžių“ (tik kelis milijonus metų) žvaigždžių. I tipo supernovos pasitaiko ir spiralinėse, ir elipsinėse galaktikose, kuriose, kaip manoma, intensyvus žvaigždžių formavimasis nevyko milijardus metų.

Tokia supernovų klasifikacija buvo išlaikyta iki devintojo dešimtmečio vidurio. Pradėjus plačiai naudoti CCD imtuvus astronomijoje, buvo galima žymiai padidinti stebėjimo medžiagos kiekį ir kokybę. Šiuolaikinė įranga leido gauti silpnų, anksčiau neprieinamų objektų spektrogramas; daug didesniu tikslumu buvo galima nustatyti linijų intensyvumą ir plotį bei registruoti silpnesnes linijas spektruose. CCD imtuvai, infraraudonųjų spindulių detektoriai ir prietaisai, sumontuoti erdvėlaiviuose, leido stebėti supernovas visame optinės spinduliuotės diapazone nuo ultravioletinių iki tolimųjų infraraudonųjų spindulių; Taip pat buvo atlikti supernovų stebėjimai gama, rentgeno ir radijo bangomis.

Dėl to iš pažiūros nusistovėjusi dvejetainė supernovų klasifikacija pradėjo greitai keistis ir tapo sudėtingesnė. Paaiškėjo, kad I tipo supernovos nėra beveik tokios vienalytės, kaip atrodė. Šių supernovų spektrai rodė reikšmingus skirtumus, iš kurių reikšmingiausias buvo pavieniui jonizuoto silicio linijos intensyvumas, stebimas esant maždaug 6100 A bangos ilgiui. Daugumai I tipo supernovų ši absorbcijos linija, artima didžiausiam ryškumui, buvo labiausiai pastebima savybė. spektre, tačiau kai kurioms supernovoms jo praktiškai nebuvo, o helio sugerties linijos buvo intensyviausios.

Šios supernovos buvo pažymėtos Ib, o „klasikinės“ I tipo supernovos buvo pavadintos Ia. Vėliau paaiškėjo, kad kai kurioms Ib supernovoms taip pat trūksta helio linijų, ir jos buvo pavadintos Ic tipo. Šie nauji supernovų tipai nuo „klasikinių“ Ia skyrėsi savo šviesos kreivėmis, kurios pasirodė gana įvairios, nors savo forma panašios į Ia supernovų šviesos kreives. Ib/c tipo supernovos taip pat pasirodė esąs radijo spinduliuotės šaltiniai. Visi jie buvo aptikti spiralinėse galaktikose, regionuose, kur neseniai galėjo atsirasti žvaigždžių ir vis dar egzistuoja gana masyvios žvaigždės.

Supernovų Ia šviesos kreivės raudonojo ir infraraudonojo spektro diapazonuose ( juostos R,I,J,H,K) labai skyrėsi nuo anksčiau tirtų kreivių B ir V juostose Jei kreivė R rodo pastebimą „petį“ praėjus 20 dienų po maksimumo, tai I filtro ir ilgesnių bangų ilgių diapazonuose atsiranda tikras antrasis maksimumas. Tačiau kai kurios Ia supernovos neturi šio antrojo maksimumo. Šios supernovos taip pat išsiskiria raudona spalva esant didžiausiam ryškumui, sumažintu šviesumu ir kai kuriomis spektrinėmis savybėmis. Pirmoji tokia supernova buvo SN 1991bg, o į ją panašūs objektai vis dar vadinami savotiškomis supernovomis Ia arba „1991bg tipo supernovomis“. Kitam supernovos Ia tipui, atvirkščiai, būdingas maksimalus padidėjęs šviesumas. Jiems būdingas mažesnis spektrų sugerties linijų intensyvumas. Jų „prototipas“ yra SN 1991T.

Aštuntajame dešimtmetyje II tipo supernovos pagal jų šviesos kreivių pobūdį buvo suskirstytos į „linijines“ (II-L) ir tas, kurios turi „plato“ (II-P). Vėliau buvo pradėta aptikti vis daugiau II supernovų, kurios savo šviesos kreivėse ir spektruose parodė tam tikras ypatybes. Taigi savo šviesos kreivėmis dvi ryškiausios supernovos smarkiai skiriasi nuo kitų II tipo supernovų Pastaraisiais metais: 1987A ir 1993J. Abu savo šviesos kreivėse turėjo du maksimumus: po blyksnio ryškumas greitai krito, tada vėl pradėjo didėti ir tik po antrojo maksimumo prasidėjo galutinis šviesumo silpnėjimas. Skirtingai nuo supernovos Ia, antrasis maksimumas buvo pastebėtas visuose spektro diapazonuose, o SN 1987A jis buvo daug ryškesnis nei pirmasis ilgesniuose bangų ilgių diapazonuose.

Tarp spektrinių ypatybių dažniausiai ir pastebimiausia buvo buvimas kartu su plačiomis emisijos linijomis, būdingomis besiplečiantiems apvalkalams, taip pat siaurų emisijos arba sugerties linijų sistema. Šis reiškinys greičiausiai atsiranda dėl to, kad žvaigždę supantis tankus apvalkalas prieš protrūkį tokios supernovos yra žymimos II-n.

Supernovos statistika

Kaip dažnai atsiranda supernovų ir kaip jos pasiskirsto galaktikose? Į šiuos klausimus turėtų atsakyti statistiniai supernovų tyrimai.

Atrodytų, atsakymas į pirmąjį klausimą gana paprastas: reikia pakankamai ilgai stebėti kelias galaktikas, suskaičiuoti jose pastebėtas supernovas ir padalyti supernovų skaičių iš stebėjimo laiko. Tačiau paaiškėjo, kad laikas, kurį apima gana reguliarūs stebėjimai, vis dar buvo per trumpas, kad būtų galima daryti konkrečias išvadas apie atskiras galaktikas: daugumoje buvo pastebėtas tik vienas ar du blyksniai. Tiesa, kai kuriose galaktikose jau užregistruota gana daug supernovų: rekordininkė yra galaktika NGC 6946, kurioje nuo 1917 metų buvo aptiktos 6 supernovos. Tačiau šie duomenys nepateikia tikslių duomenų apie protrūkių dažnumą. Pirma, tai nežinoma tikslus laikasšios galaktikos stebėjimai, ir, antra, beveik vienu metu vykstančius protrūkius mums iš tikrųjų galėtų skirti gana dideli laiko tarpai: juk supernovų šviesa galaktikos viduje keliauja kitu keliu, o jos dydis šviesmečiais yra daug didesnis nei stebėjimo laikas. Šiuo metu galima įvertinti tik tam tikro galaktikų rinkinio blyksnių dažnį. Tam reikia naudoti supernovų paieškos stebėjimo duomenis: kiekvienas stebėjimas kiekvienai galaktikai suteikia tam tikrą „efektyvų sekimo laiką“, kuris priklauso nuo atstumo iki galaktikos, nuo ribinio paieškos masto ir nuo prigimties. supernovos šviesos kreivės. Dėl supernovų skirtingi tipai tos pačios galaktikos stebėjimo laikas bus skirtingas. Derinant kelių galaktikų rezultatus, būtina atsižvelgti į jų masės ir šviesumo, taip pat morfologinio tipo skirtumus. Šiuo metu įprasta rezultatus normalizuoti pagal galaktikų šviesumą ir jungti tik panašių tipų galaktikų duomenis. Neseniai atliktas darbas, pagrįstas kelių supernovų paieškos programų duomenų sujungimu, davė tokius rezultatus: elipsinėse galaktikose stebimos tik Ia tipo supernovos, o „vidutinėje“ galaktikoje, kurios šviesumas yra 10 10 saulės šviesų, viena supernova išsiveržia maždaug kartą per 500. metų. Tokio paties šviesumo spiralinėje galaktikoje supernovos Ia išsiveržia tik šiek tiek daugiau aukštas dažnis, tačiau prie jų pridedamos II ir Ib/c tipų supernovos, o bendras protrūkių dažnis yra maždaug kartą per 100 metų. Blyksnių dažnis yra maždaug proporcingas galaktikų šviesumui, tai yra, milžiniškose galaktikose jis yra daug didesnis: ypač NGC 6946 yra spiralinė galaktika, kurios šviesumas yra 2,8 10 10 saulės šviesų, todėl gali būti apie tris blyksnius. jame tikimasi per 100 metų, o joje pastebėtos 6 supernovos laikytinos ne itin dideliu nuokrypiu nuo vidutinio dažnio. Mūsų galaktika yra mažesnė nei NGC 6946, ir joje galima tikėtis vieno protrūkio vidutiniškai kas 50 metų. Tačiau žinoma, kad per pastarąjį tūkstantmetį galaktikoje buvo pastebėtos tik keturios supernovos. Ar čia yra prieštaravimas? Pasirodo, ne – juk didžiąją Galaktikos dalį nuo mūsų slepia dujų ir dulkių sluoksniai, o Saulės kaimynystė, kurioje buvo pastebėtos šios 4 supernovos, sudaro tik nedidelę galaktikos dalį.

Kaip supernovos pasiskirsto galaktikose? Žinoma, kol kas galima tirti tik apibendrintus pasiskirstymus, sumažintus iki kokios nors „vidutinės“ galaktikos, taip pat pasiskirstymą, susijusį su spiralinių galaktikų struktūros detalėmis. Šios dalys visų pirma apima spiralines rankoves; gana artimose galaktikose taip pat aiškiai matomi aktyvių žvaigždžių formavimosi regionai, identifikuojami pagal jonizuoto vandenilio debesis – H II sritį arba ryškiai mėlynų žvaigždžių spiečius – OB asociaciją. Erdvinio pasiskirstymo tyrimai, daug kartų kartojami didėjant atrastų supernovų skaičiui, davė tokius rezultatus. Visų tipų supernovų pasiskirstymai pagal atstumą nuo galaktikų centrų mažai skiriasi vienas nuo kito ir yra panašūs į šviesumo pasiskirstymą – tankis mažėja nuo centro iki kraštų pagal eksponentinį dėsnį. Supernovų tipų skirtumai pasireiškia pasiskirstyme pagal žvaigždžių formavimosi sritis: jei visų tipų supernovos telkiasi spiralės atšakose, tai H II srityse koncentruojasi tik II ir Ib/c tipų supernovos. Galime daryti išvadą, kad II arba Ib/c tipo pliūpsnį gaminančios žvaigždės gyvavimo laikas yra nuo 10 6 iki 10 7 metų, o Ia tipo – apie 10 8 metus. Tačiau supernovos Ia stebimos ir elipsinėse galaktikose, kuriose, kaip manoma, nėra jaunesnių nei 10 9 metų žvaigždžių. Yra du galimi šio prieštaravimo paaiškinimai – arba supernovos Ia sprogimų pobūdis spiralinėse ir elipsinėse galaktikose skiriasi, arba kai kuriose elipsinėse galaktikose žvaigždžių formavimasis vis dar tęsiasi ir yra jaunesnių žvaigždžių.

Teoriniai modeliai

Remdamiesi stebėjimų duomenų visuma, mokslininkai padarė išvadą, kad supernovos sprogimas turėtų būti paskutinis etapasžvaigždės evoliucijoje, po kurios ji nustoja egzistuoti ta pačia forma. Iš tiesų, supernovos sprogimo energija yra 10 50–10 51 erg, kuri viršija tipines vertes. gravitacinė energijažvaigždžių jungtys. Supernovos sprogimo metu išsiskiriančios energijos yra daugiau nei pakankamai, kad žvaigždės medžiaga būtų visiškai išsklaidyta erdvėje. Kokios žvaigždės ir kada baigia savo gyvenimą supernovos sprogimu, koks procesų pobūdis lemia tokį milžinišką energijos išsiskyrimą?

Stebėjimo duomenys rodo, kad supernovos skirstomos į keletą tipų, kurios skiriasi cheminė sudėtis lukštai ir jų masės, atsižvelgiant į energijos išsiskyrimo pobūdį ir ryšį su įvairių tipųžvaigždžių populiacijos. II tipo supernovos yra aiškiai susijusios su jaunomis, masyviomis žvaigždėmis, o jų apvalkaluose yra daug vandenilio. Todėl jų blyksniai laikomi paskutine žvaigždžių, kurių pradinė masė yra didesnė nei 8-10 Saulės masių, evoliucijos etapu. Tokių žvaigždžių centrinėse dalyse energija išsiskiria branduolių sintezės reakcijų metu, pradedant nuo paprasčiausių – helio susidarymo sintezės metu vandenilio branduoliams ir baigiant geležies branduolių susidarymu iš silicio. Geležies branduoliai yra stabiliausi gamtoje, jiems susiliejus energija neišsiskiria. Taigi, kai žvaigždės šerdis tampa geležine, energijos išsiskyrimas joje sustoja. Šerdis negali atsispirti gravitacinėms jėgoms ir greitai susitraukia – griūva. Žlugimo metu vykstantys procesai dar toli gražu nėra iki galo paaiškinti. Tačiau žinoma, kad jei visa žvaigždės šerdyje esanti medžiaga virsta neutronais, ji gali atsispirti gravitacijos jėgoms. Žvaigždės šerdis virsta „neutronine žvaigžde“ ir griūtis sustoja. Tokiu atveju išsiskiria didžiulė energija, kuri patenka į žvaigždės apvalkalą ir sukelia jos plėtimąsi, o tai matome kaip supernovos sprogimą. Jei žvaigždės evoliucija anksčiau vyko „tyliai“, tada jos apvalkalo spindulys turėtų būti šimtus kartų didesnis už Saulės spindulį ir turėti pakankamai vandenilio, kad paaiškintų II tipo supernovų spektrą. Jei didžioji dalis apvalkalo buvo prarasta evoliucijos metu artimoje dvejetainėje sistemoje ar kitu būdu, tai spektre vandenilio linijų nebus – pamatysime Ib arba Ic tipo supernovą.

Mažiau masyviose žvaigždėse evoliucija vyksta skirtingai. Sudeginus vandenilį, šerdis tampa heliu ir prasideda helio pavertimo anglimi reakcija. Tačiau šerdis neįkaista iki tokios aukštos temperatūros, kad prasidėtų sintezės reakcijos, kuriose dalyvauja anglis. Branduolys negali išleisti pakankamai energijos ir susitraukia, tačiau tokiu atveju suspaudimą sustabdo branduolyje esantys elektronai. Žvaigždės šerdis virsta vadinamuoju „baltuoju nykštuku“, o apvalkalas erdvėje išsisklaido planetinio ūko pavidalu. Indijos astrofizikas S. Chandrasekharas parodė, kad baltoji nykštukė gali egzistuoti tik tada, kai jos masė yra mažesnė nei maždaug 1,4 Saulės masės. Jei baltoji nykštukė yra pakankamai artimoje dvejetainėje sistemoje, materija gali pradėti tekėti iš paprastos žvaigždės į baltąją nykštukę. Baltosios nykštukės masė palaipsniui didėja, o jai peržengus ribą, įvyksta sprogimas, kurio metu vyksta greitas termobranduolinis anglies ir deguonies degimas, virstantis radioaktyviu nikeliu. Žvaigždė visiškai sunaikinama, o besiplečiančiame apvalkale nikelis radioaktyviai skyla į kobaltą, o vėliau į geležį, kuri suteikia energijos apvalkalo švytėjimui. Taip sprogsta Ia tipo supernovos.

Šiuolaikiniai teoriniai supernovų tyrimai daugiausia yra skaičiavimai galingi kompiuteriai sprogstančių žvaigždžių modeliai. Deja, kol kas nepavyko sukurti modelio, kuris nuo vėlyvojo žvaigždžių evoliucijos etapo sukeltų supernovos sprogimą ir jo pastebimas apraiškas. Tačiau esamus modelius gana gerai apibūdinti daugumos supernovų šviesos kreives ir spektrus. Paprastai tai yra žvaigždės apvalkalo modelis, į kurį „rankiniu būdu“ investuojama sprogimo energija, po kurios prasideda jos plėtimasis ir kaitinimas. Nepaisant didelių sunkumų, susijusių su sudėtingumu ir įvairove fiziniai procesai Pastaraisiais metais šioje tyrimų kryptyje padaryta didelė pažanga.

Supernovų poveikis aplinkai

Supernovos sprogimai daro stiprų ir įvairialypį poveikį aplinkinei tarpžvaigždinei terpei. Supernovos apvalkalas, išmestas didžiuliu greičiu, išgriebia ir suspaudžia jį supančias dujas. Galbūt tai gali paskatinti naujų žvaigždžių susidarymą iš dujų debesų. Sprogimo energija tokia didelė, kad atsiranda naujų elementų, ypač sunkesnių už geležį, sintezė. Medžiaga, prisodrinta sunkiųjų elementų, yra išsklaidyta supernovų sprogimų visoje galaktikoje, todėl po supernovos sprogimų susidaro žvaigždės, kuriose yra daugiau sunkiųjų elementų. Paaiškėjo, kad tarpžvaigždinė terpė „mūsų“ Paukščių Tako regione buvo taip prisodrinta sunkiųjų elementų, kad gyvybės atsiradimas Žemėje tapo įmanomas. Supernovos yra tiesiogiai atsakingos už tai! Supernovos, matyt, taip pat generuoja labai didelės energijos dalelių srautus – kosminius spindulius. Šios dalelės, prasiskverbdamos į Žemės paviršių per atmosferą, gali sukelti genetines mutacijas, dėl kurių Žemėje vyksta gyvybės raida.

Supernovos mums pasakoja apie Visatos likimą

Supernovos, ypač Ia tipo supernovos, yra vieni ryškiausių žvaigždės formos objektų Visatoje. Todėl su šiuo metu turima įranga galima tirti net labai tolimas supernovas.

Gana artimose galaktikose buvo aptikta daug supernovų Ia, atstumą iki kurių galima nustatyti keliais būdais. Šiuo metu tiksliausiu laikomas atstumų nustatymas pagal tam tikro tipo ryškių kintamų žvaigždžių – cefeidų – regimąjį ryškumą. Naudojant kosminį teleskopą. Hablas atrado ir ištyrė daugybę cefeidų galaktikose, nutolusiose nuo mūsų maždaug 20 megaparsekų atstumu. Pakankamai tikslūs atstumų iki šių galaktikų įvertinimai leido nustatyti jose išsiveržusių Ia tipo supernovų šviesumą. Jei darysime prielaidą, kad tolimos supernovos Ia vidutiniškai turi vienodą šviesumą, tada atstumą iki jų galima įvertinti pagal stebimą dydį esant maksimaliam ryškumui.

Supernovos sprogimas yra išties kosminių proporcijų reiškinys. Tiesą sakant, tai yra milžiniškos galios sprogimas, dėl kurio žvaigždė arba nustoja egzistuoti, arba tampa kokybiškai nauja uniforma- neutroninės žvaigždės arba juodosios skylės pavidalu. Šiuo atveju išoriniai žvaigždės sluoksniai išmetami į erdvę. Skrenda atskirai su didelis greitis, iš jų susidaro gražūs šviečiantys ūkai.

(Iš viso 11 nuotraukų)

1. Simeiz 147 ūkas (dar žinomas kaip Sh 2-240) yra didžiulė supernovos sprogimo liekana, esanti ant Tauro ir Aurigos žvaigždynų ribos. Ūką 1952 metais aptiko sovietų astronomai G. A. Shainas ir V. E. Žvilgsnis Simeizo observatorijoje Kryme. Sprogimas įvyko maždaug prieš 40 000 metų, per tą laiką skraidanti medžiaga užėmė 36 kartus didesnį dangaus plotą daugiau ploto pilnatis! Tikrieji ūko matmenys yra įspūdingi 160 šviesmečių, o atstumas iki jo vertinamas 3000 šviesmečių. metų. Išskirtinis bruožas objektai – ilgi lenkti dujų siūlai, suteikiantys ūkui pavadinimą Spagečiai.

2. Krabo ūkas (arba M1 pagal Charleso Messier katalogą) yra vienas žinomiausių kosminių objektų. Čia esmė yra ne jo ryškumas ar ypatingas grožis, o vaidmuo, kurį Krabo ūkas atliko mokslo istorijoje. Ūkas yra supernovos sprogimo, įvykusio 1054 m., liekana. Paminėjimai apie labai ryškios žvaigždės atsiradimą šioje vietoje yra saugomi Kinijos kronikose. M1 yra Tauro žvaigždyne, šalia žvaigždės ζ; tamsiomis, giedromis naktimis galima pamatyti su žiūronais.

3. Garsusis objektas Cassiopeia A, ryškiausias radijo šaltinis danguje. Tai supernovos, išsiveržusios apie 1667 metus Kasiopėjos žvaigždyne, liekana. Keista, bet XVII amžiaus antrosios pusės metraščiuose nerandame jokio paminėjimo apie ryškią žvaigždę. Tikriausiai optiniame diapazone jo spinduliuotę labai susilpnino tarpžvaigždinės dulkės. Paskutinė pastebėta supernova mūsų galaktikoje išlieka Keplerio supernova.

4. Krabo ūkas išgarsėjo 1758 m., kai astronomai numatė Halio kometos sugrįžimą. Garsusis to meto „kometų gaudytojas“ Charlesas Messier uodeguoto svečio ieškojo tarp Jaučio ragų, kur ir buvo išpranašauta. Tačiau vietoj to astronomas atrado pailgą ūką, kuris jį taip supainiojo, kad jį supainiojo su kometa. Ateityje, siekdamas išvengti painiavos, Messier nusprendė sudaryti visų miglotų objektų danguje katalogą. Krabo ūkas buvo įtrauktas į katalogą numeriu 1. Šis Krabo ūko vaizdas buvo padarytas Hablo teleskopu. Jame matyti daug detalių: dujų pluoštai, mazgai, kondensacijos. Šiandien ūkas plečiasi maždaug 1500 km/s greičiu, o jo dydžio pasikeitimas pastebimas vos kelerių metų intervalais darytose nuotraukose. Bendras Krabo ūko dydis viršija 5 šviesmečius.

5. Krabo ūkas optikoje, šiluminėje ir rentgeno spinduliuose. Ūko centre yra pulsaras – itin tanki neutroninė žvaigždė, skleidžianti radijo bangas ir generuojanti rentgeno spindulius supančioje medžiagoje (rentgeno spinduliai rodomi mėlyna spalva). Krabo ūko stebėjimai įvairiais bangos ilgiais astronomams suteikė pagrindinės informacijos apie neutronines žvaigždes, pulsarus ir supernovas. Šis vaizdas yra trijų nufotografuotų vaizdų derinys kosminiai teleskopaiČandra, Hablas ir Špiceris

6. Paskutinis plika akimi stebėtas supernovos sprogimas įvyko 1987 m kaimyninė galaktika, Didysis Magelano debesis. Supernovos 1987A ryškumas pasiekė 3 ryškumą, o tai yra gana daug, atsižvelgiant į milžinišką atstumą iki jos (apie 160 000 šviesmečių); Supernovos pirmtakas buvo mėlyna hipermilžinė žvaigždė. Po sprogimo žvaigždės vietoje liko besiplečiantis ūkas ir paslaptingi žiedai skaičiumi 8. Mokslininkai teigia, kad jų atsiradimo priežastis gali būti pirmtakės žvaigždės vėjo sąveika su sprogimo metu išmestomis dujomis.

7. Supernovos liekanas Tycho. 1572 metais Kasiopėjos žvaigždyne atsirado supernova. Ryškią žvaigždę stebėjo danas Tycho Brahe, geriausias astronomas-stebėtojas prieš teleskopą. Po šio įvykio Brahės parašyta knyga turėjo milžinišką ideologinę reikšmę, nes tuo metu buvo tikima, kad žvaigždės nekinta. Jau mūsų laikais astronomai ilgą laiką šio ūko medžiojo teleskopais, o 1952 metais atrado jo radijo spinduliavimą. Pirmasis optinis vaizdas buvo padarytas tik 1960 m.

8. Supernovos liekanos Velaso žvaigždyne. Dauguma supernovų mūsų galaktikoje pasirodo plokštumoje paukščių takas, nes čia jie gimsta ir praleidžia savo trumpas gyvenimas masyvios žvaigždės. Šiame vaizde gijines supernovos liekanas sunku įžvelgti dėl daugybės žvaigždžių ir raudonųjų vandenilio ūkų, tačiau sprogstantį sferinį apvalkalą vis tiek galima atpažinti pagal žalsvą švytėjimą. Supernova Parusyje išsiveržė maždaug prieš 11-12 tūkstančių metų. Blyksnio metu žvaigždė į kosmosą išstūmė didžiulę materijos masę, tačiau visiškai nesugriuvo: jos vietoje liko pulsaras – radijo bangas skleidžianti neutroninė žvaigždė.

9. Pieštuko ūkas (NGC 2736), supernovos apvalkalo iš Velae žvaigždyno dalis. Tiesą sakant, ūkas yra smūginė banga, sklindanti erdvėje pusės milijono kilometrų per valandą greičiu (nuotraukoje jis skrenda iš apačios į viršų). Prieš kelis tūkstančius metų šis greitis buvo dar didesnis, tačiau aplinkinių tarpžvaigždinių dujų slėgis, kad ir koks jis buvo nereikšmingas, sulėtino besiplečiantį supernovos apvalkalą.

10. Medūzos ūkas, kita gerai žinoma supernovos liekana, yra Dvynių žvaigždyne. Atstumas iki šio ūko yra menkai žinomas ir tikriausiai yra apie 5 tūkstančius šviesmečių. Sprogimo data taip pat žinoma labai apytiksliai: prieš 3 - 30 tūkst. Ryški žvaigždė dešinėje yra įdomus Dvynių kintamasis, kurį galima stebėti (ir ištirti jo ryškumo pokyčius) plika akimi.

11. NGC 6962 arba Rytų šydas Iš arti. Kitas šio objekto pavadinimas yra tinklo ūkas.

Ką žinote apie supernovas? Tikriausiai sakysite, kad supernova – tai grandiozinis žvaigždės sprogimas, kurio vietoje lieka neutroninė žvaigždė arba juodoji skylė.

Tačiau ne visos supernovos iš tikrųjų yra paskutinis masyvių žvaigždžių gyvenimo etapas. Pagal Šiuolaikinė klasifikacija Supernovos sprogimai, be supergigantų sprogimų, apima ir kai kuriuos kitus reiškinius.

Novos ir supernovos

Terminas „supernova“ persikėlė iš termino „nova“. „Novos“ buvo vadinamos žvaigždėmis, kurios danguje pasirodė beveik nuo nulio, o po to palaipsniui išnyko. Pirmieji „nauji“ žinomi iš kinų kronikų, datuojamų II tūkstantmečiu prieš Kristų. Įdomu tai, kad tarp šių novų dažnai buvo supernovų. Pavyzdžiui, tai buvo supernova 1571 m., kurią pastebėjo Tycho Brahe, kuris vėliau sukūrė terminą „nova“. Dabar žinome, kad abiem atvejais kalbame ne apie naujų šviesuolių gimimą tiesiogine prasme.

Naujas ir supernovos rodo staigų žvaigždės ar žvaigždžių grupės ryškumo padidėjimą. Paprastai anksčiau žmonės neturėjo galimybės stebėti žvaigždžių, kurios sukėlė šiuos blyksnius. Tai buvo objektai, pernelyg blankūs plika akimi ar to meto astronominiam instrumentui. Jie buvo pastebėti jau pliūpsnio momentu, kuris natūraliai priminė naujos žvaigždės gimimą.

Nepaisant šių reiškinių panašumo, šiandien jų apibrėžimai smarkiai skiriasi. Didžiausias supernovų šviesumas yra tūkstančius ir šimtus tūkstančių kartų didesnis už didžiausią novų šviesą. Šis neatitikimas paaiškinamas esminis skirtumasšių reiškinių prigimtis.

Naujų žvaigždžių gimimas

Nauji raketai yra termobranduoliniai sprogimai, įvykę kai kuriose artimose žvaigždžių sistemose. Tokios sistemos taip pat susideda iš didesnės kompanioninės žvaigždės (pagrindinės sekos žvaigždės, submilžino arba). Galinga baltosios nykštukės gravitacija traukia medžiagą iš žvaigždės kompanionės, todėl aplink ją susidaro akrecinis diskas. Termobranduoliniai procesai, vykstantys akreciniame diske, kartais praranda stabilumą ir tampa sprogūs.

Dėl tokio sprogimo žvaigždžių sistemos ryškumas padidėja tūkstančius ar net šimtus tūkstančių kartų. Taip gimsta nauja žvaigždė. Iki šiol blankus ar net žemiškam stebėtojui nematomas objektas įgauna pastebimo ryškumo. Paprastai toks protrūkis pasiekia piką vos per kelias dienas ir gali išnykti daugelį metų. Dažnai tokie išsiveržimai kartojasi toje pačioje sistemoje kas kelis dešimtmečius, t.y. yra periodiniai. Aplink naują žvaigždę taip pat stebimas besiplečiantis dujų apvalkalas.

Supernovos sprogimai turi visiškai kitokią ir įvairesnę kilmę.

Supernovos paprastai skirstomos į dvi pagrindines klases (I ir II). Šios klasės gali būti vadinamos spektrinėmis, nes jie išsiskiria vandenilio linijų buvimu ir nebuvimu jų spektruose. Šios klasės taip pat pastebimai skiriasi vizualiai. Visos I klasės supernovos yra panašios tiek sprogimo galia, tiek ryškumo pokyčių dinamika. II klasės supernovos šiuo atžvilgiu yra labai įvairios. Jų sprogimo galia ir ryškumo kitimo dinamika slypi labai plačiame diapazone.

Visos II klasės supernovos susidaro dėl gravitacinio griūties masyvių žvaigždžių viduje. Kitaip tariant, tai yra tas pats supergigantų sprogimas, kuris mums pažįstamas. Tarp pirmos klasės supernovų yra tokių, kurių sprogimo mechanizmas labiau panašus į naujų žvaigždžių sprogimą.

Supergiantų mirtis

Žvaigždės, kurių masė viršija 8-10 Saulės masių, tampa supernovomis. Tokių žvaigždžių šerdys, išnaudojusios vandenilį, vyksta į termobranduolines reakcijas, kuriose dalyvauja helis. Išnaudojęs helią, branduolys pradeda sintetinti vis sunkesnius elementus. Žvaigždės gelmėse susidaro vis daugiau sluoksnių, kurių kiekvienas turi savo termobranduolinės sintezės tipą. Paskutiniame savo evoliucijos etape tokia žvaigždė virsta „sluoksniuotu“ supermilžinu. Geležies sintezė vyksta jos šerdyje, o arčiau paviršiaus helio sintezė iš vandenilio tęsiasi.

Geležies branduolių ir sunkesnių elementų susiliejimas vyksta absorbuojant energiją. Todėl, tapusi geležimi, supermilžinė šerdis nebegali išleisti energijos, kad kompensuotų gravitacines jėgas. Šerdis praranda hidrodinaminę pusiausvyrą ir pradeda atsitiktinai suspausti. Likę žvaigždės sluoksniai ir toliau palaiko šią pusiausvyrą, kol šerdis susitraukia iki tam tikro kritinio dydžio. Dabar likę sluoksniai ir visa žvaigždė praranda hidrodinaminę pusiausvyrą. Tik šiuo atveju „laimi“ ne suspaudimas, o žlugimo ir tolesnių chaotiškų reakcijų metu išsiskirianti energija. Išsilaisvina išorinis apvalkalas – supernovos sprogimas.

Klasių skirtumai

Skirtingos supernovų klasės ir poklasiai paaiškinami tuo, kokia žvaigždė buvo prieš sprogimą. Pavyzdžiui, vandenilio nebuvimas I klasės supernovose (Ib, Ic poklasiuose) yra pasekmė to, kad pačioje žvaigždėje vandenilio nebuvo. Greičiausiai dalis jo išorinio apvalkalo buvo prarasta evoliucijos metu artimoje dvejetainėje sistemoje. Ic poklasio spektras nuo Ib skiriasi tuo, kad jame nėra helio.

Bet kokiu atveju tokių klasių supernovos atsiranda žvaigždėse, kurios neturi išorinio vandenilio-helio apvalkalo. Likę sluoksniai yra gana griežtose savo dydžio ir masės ribose. Tai paaiškinama tuo, kad termobranduolinės reakcijos pakeičia viena kitą prasidėjus tam tikram kritiniam etapui. Štai kodėl Ic ir Ib klasės žvaigždžių sprogimai yra tokie panašūs. Jų didžiausias šviesumas yra maždaug 1,5 milijardo karto didesnis nei Saulės. Tokį šviesumą jie pasiekia per 2-3 dienas. Po to jų ryškumas susilpnėja 5-7 kartus per mėnesį, o vėlesniais mėnesiais lėtai mažėja.

II tipo supernovos žvaigždės turėjo vandenilio-helio apvalkalą. Priklausomai nuo žvaigždės masės ir kitų jos savybių, šis apvalkalas gali turėti skirtingas ribas. Tai paaiškina Platus pasirinkimas supernovų veikėjuose. Jų ryškumas gali svyruoti nuo dešimčių milijonų iki dešimčių milijardų saulės šviesų (išskyrus gama spindulių pliūpsnius – žr. toliau). O ryškumo pokyčių dinamika turi labai skirtingą pobūdį.

Baltojo nykštuko transformacija

Ypatinga supernovų kategorija yra blykstės. Tai vienintelė supernovų klasė, galinti atsirasti elipsinėse galaktikose. Ši savybė rodo, kad šios raketos nėra supermilžinų mirties rezultatas. Supergiantai nesugyvena, kol pamatys, kad jų galaktikos „sensta“, t.y. taps elipsės formos. Be to, visos šios klasės blykstės yra beveik vienodo ryškumo. Dėl šios priežasties Ia tipo supernovos yra „standartinės Visatos žvakės“.

Jie atsiranda pagal išskirtinai skirtingą modelį. Kaip minėta anksčiau, šie sprogimai yra šiek tiek panašūs į naujus sprogimus. Viena iš jų kilmės schemų rodo, kad jie taip pat kilę iš artimos baltosios nykštukės ir jos palydovės žvaigždės sistemos. Tačiau, skirtingai nei naujos žvaigždės, čia įvyksta kitokio, labiau katastrofiško tipo detonacija.

Kai ji „ryja“ savo kompanioną, baltoji nykštukė didėja, kol pasiekia Chandrasekhar ribą. Ši riba, maždaug lygi 1,38 Saulės masės, yra viršutinė baltosios nykštukės masės riba, po kurios ji virsta neutronine žvaigžde. Tokį įvykį lydi termobranduolinis sprogimas su milžinišku energijos išsiskyrimu, daugybe dydžių didesniu nei įprastas naujas sprogimas. Beveik pastovi Chandrasekhar ribos vertė paaiškina tokį nedidelį įvairių šio poklasio blyksnių ryškumo neatitikimą. Šis ryškumas yra beveik 6 milijardus kartų didesnis nei saulės šviesumas, o jo kitimo dinamika tokia pati kaip Ib, Ic klasės supernovų.

Hipernovos sprogimai

Hipernovos yra sprogimai, kurių energija yra keliomis eilėmis didesnė už tipinių supernovų energiją. Tai yra, iš tikrųjų tai yra hipernovos, labai ryškios supernovos.

Paprastai hipernova laikoma supermasyvių žvaigždžių, dar vadinamų , sprogimu. Tokių žvaigždžių masė prasideda nuo 80 ir dažnai viršija teorinę 150 Saulės masių ribą. Taip pat yra versijų, kad hipernovos gali susidaryti naikinant antimateriją, formuojantis kvarko žvaigždei arba susidūrus dviem masyvioms žvaigždėms.

Hipernovos yra nuostabios tuo, kad jos yra pagrindinė bene daugiausiai energijos reikalaujančių ir rečiausių įvykių Visatoje – gama spindulių pliūpsnių – priežastis. Gama pliūpsnių trukmė svyruoja nuo šimtųjų sekundžių iki kelių valandų. Tačiau dažniausiai jie trunka 1-2 sekundes. Per šias sekundes jie skleidžia energiją, panašią į Saulės energiją visus 10 milijardų jos gyvavimo metų! Gama spindulių pliūpsnių prigimtis vis dar iš esmės nežinoma.

Gyvybės protėviai

Nepaisant viso savo katastrofiško pobūdžio, supernovos teisėtai gali būti vadinamos gyvybės Visatoje protėviais. Jų sprogimo galia stumia tarpžvaigždinę terpę į dujų ir dulkių debesų ir ūkų susidarymą, kuriuose vėliau gimsta žvaigždės. Kitas jų bruožas – supernovos prisotina tarpžvaigždinę terpę sunkiais elementais.

Tai supernovos, kurios pagimdo viską cheminiai elementai, kuris yra sunkesnis už geležį. Galų gale, kaip minėta anksčiau, tokių elementų sintezei reikia energijos. Tik supernovos gali „įkrauti“ junginių branduolius ir neutronus, kad būtų galima gaminti daug energijos reikalaujančius naujus elementus. Kinetinė energija sprogimas perneša juos po visą erdvę kartu su sprogstančios žvaigždės žarnose susiformavusiais elementais. Tai anglis, azotas ir deguonis bei kiti elementai, be kurių neįmanoma organinė gyvybė.

Supernovos stebėjimas

Supernovos sprogimai – itin retas reiškinys. Mūsų galaktika, kurioje yra daugiau nei šimtas milijardų žvaigždžių, per šimtmetį patiria tik kelis blyksnius. Remiantis kronikomis ir viduramžių astronominiais šaltiniais, per pastaruosius du tūkstančius metų buvo užfiksuotos tik šešios plika akimi matomos supernovos. Šiuolaikiniai astronomai niekada nepastebėjo supernovų mūsų galaktikoje. Artimiausias įvyko 1987 m. Didžiajame Magelano debesyje, viename iš Paukščių Tako palydovų. Kiekvienais metais mokslininkai stebi iki 60 supernovų, atsirandančių kitose galaktikose.

Būtent dėl ​​šios retenybės supernovos beveik visada stebimos jau jų protrūkio momentu. Prieš tai buvę įvykiai beveik niekada nebuvo pastebėti, todėl supernovų prigimtis vis dar išlieka paslaptinga. Šiuolaikinis mokslas negali tiksliai numatyti supernovų. Bet kuri kandidatė į žvaigždę gali įsižiebti tik po milijonų metų. Įdomiausia šiuo atžvilgiu yra Betelgeuse, kuri turi gana reali galimybė apšviesti žemiškąjį dangų mūsų gyvenime.

Universalios raketos

Hipernovos sprogimai yra dar retesni. Mūsų galaktikoje toks įvykis įvyksta kartą per šimtus tūkstančių metų. Tačiau hipernovų generuojami gama spindulių pliūpsniai stebimi beveik kasdien. Jie tokie galingi, kad užfiksuoti beveik iš visų Visatos kampelių.

Pavyzdžiui, vieną iš gama spindulių pliūpsnių, esančių už 7,5 milijardo šviesmečių, buvo galima pamatyti plika akimi. Tai atsitiko Andromedos galaktikoje, žemės dangų kelioms sekundėms apšvietė tokio ryškumo žvaigždė pilnatis. Jei tai atsitiktų kitoje mūsų galaktikos pusėje, Paukščių Tako fone pasirodys antroji Saulė! Pasirodo, blyksnio ryškumas yra kvadrilijonus kartų ryškesnis už Saulę ir milijonus kartų ryškesnis už mūsų Galaktiką. Atsižvelgiant į tai, kad Visatoje yra milijardai galaktikų, nenuostabu, kodėl tokie įvykiai registruojami kiekvieną dieną.

Poveikis mūsų planetai

Mažai tikėtina, kad supernovos galėtų kelti grėsmę šiuolaikinei žmonijai ir kaip nors paveikti mūsų planetą. Net Betelgeuse sprogimas mūsų dangų nušviestų tik keliems mėnesiams. Tačiau jie tikrai darė mums lemiamą įtaką praeityje. To pavyzdys yra pirmasis iš penkių masinių išnykimų Žemėje, įvykusių prieš 440 mln. Remiantis viena versija, šio išnykimo priežastis buvo gama spindulių sprogimas, įvykęs mūsų galaktikoje.

Daugiau dėmesio vertas visiškai kitoks supernovų vaidmuo. Kaip jau buvo pažymėta, būtent supernovos sukuria cheminius elementus, būtinus anglies pagrindu sukurtai gyvybei atsirasti. Žemės biosfera nebuvo išimtis. Saulės sistema susiformavo dujų debesyje, kuriame buvo praeities sprogimų fragmentai. Pasirodo, kad mes visi esame skolingi savo išvaizdai supernovai.

Be to, supernovos ir toliau darė įtaką gyvybės evoliucijai Žemėje. Pakėlimas foninė spinduliuotė planetų, jie privertė organizmus mutuoti. Taip pat neturėtume pamiršti ir didelių išnykimų. Neabejotinai supernovos ne kartą „koregavo“ žemės biosferą. Juk jei ne tie visuotiniai išnykimai, dabar Žemėje dominuotų visiškai kitos rūšys.

Žvaigždžių sprogimų mastai

Norėdami aiškiai suprasti, kiek energijos turi supernovų sprogimai, pereikime prie masės ir energijos ekvivalento lygties. Anot jo, kiekviename medžiagos grame yra milžiniškas energijos kiekis. Taigi 1 gramas medžiagos prilygsta sprogimui atominė bomba, sprogo virš Hirosimos. Caro bombos energija prilygsta trims kilogramams medžiagos.

Kas sekundę vykstant termobranduoliniams procesams Saulės gelmėse, 764 milijonai tonų vandenilio paverčiami 760 milijonų tonų helio. Tie. Kiekvieną sekundę Saulė išmeta energiją, lygią 4 milijonams tonų medžiagos. Žemę pasiekia tik viena du milijardai visos Saulės energijos, tai prilygsta dviem kilogramams masės. Todėl jie sako, kad caro Bombos sprogimą buvo galima stebėti iš Marso. Beje, Saulė į Žemę tiekia kelis šimtus kartų daugiau energijos nei sunaudoja žmonija. Tai yra, norint patenkinti metinius visos šiuolaikinės žmonijos energijos poreikius, reikia tik kelias tonas medžiagos paversti energija.

Atsižvelgdami į tai, kas išdėstyta pirmiau, įsivaizduokite, kad vidutinė supernova savo piko metu „sudegina“ kvadrilijonus tonų medžiagos. Tai atitinka didelio asteroido masę. Bendra supernovos energija prilygsta planetos ar net mažos masės žvaigždės masei. Galiausiai, gama spindulių pliūpsnis per kelias sekundes ar net sekundės dalį savo gyvavimo metu išskleidžia energiją, lygiavertę Saulės masei!

Tokios skirtingos supernovos

Sąvoka „supernova“ neturėtų būti siejama tik su žvaigždžių sprogimu. Šie reiškiniai galbūt tokie pat įvairūs, kaip ir pačios žvaigždės. Mokslas dar turi suprasti daugelį jų paslapčių.

Naktiniame danguje staiga sužimba akinanti šviesa ryški žvaigždė– jos ten nebuvo vos prieš kelias valandas, bet dabar dega kaip švyturys.

Ši ryški žvaigždė iš tikrųjų nebėra žvaigždė. Ryškusis šviesos taškas yra žvaigždės, kuri pasiekė savo gyvavimo pabaigą ir tapo žinoma kaip supernova, sprogimas.

Supernovos gali trumpam užtemdyti ištisas galaktikas ir išmesti daugiau energijos nei mūsų pagamins per visą savo gyvavimo laiką. Jie taip pat yra pagrindinis sunkiųjų elementų šaltinis Visatoje. NASA teigimu, supernovos yra „labiausiai Didysis sprogimas tai gali atsitikti kosmose“.

Supernovos stebėjimų istorija

Įvairios civilizacijos supernovas aprašinėjo dar gerokai prieš išrandant teleskopą. Anksčiausia užfiksuota supernova yra RCW 86. Kinijos astronomai ją pastebėjo 185 m. po Kr. Jų įrašai rodo, kad ši „nauja žvaigždė“ danguje išliko aštuonis mėnesius.

Iki XVII amžiaus pradžios, kol teleskopai tapo prieinami, pagal Encyclopædia Britannica buvo užregistruotos septynios supernovos.

Tai, ką šiandien žinome kaip Krabo ūką, yra garsiausios iš šių supernovų liekanos. Kinijos ir Korėjos astronomai užfiksavo šį žvaigždžių sprogimą 1054 m. Tai galėjo matyti ir pietvakarių indėnai (pagal Arizonoje ir Naujojoje Meksikoje rastą roko meną). Krabo ūką sukūrusi supernova buvo tokia ryški, kad astronomai ją galėjo pamatyti net dieną.

Kitos supernovos, kurios buvo aptiktos prieš išrandant teleskopą, įvyko 393, 1006, 1181, 1572 (tyrė garsus astronomas) ir 1604 m. Brahe rašė apie savo pastebėjimus apie „naują žvaigždę“ savo knygoje „De Stella Nova“, iš kurios atsirado pavadinimas „nauja“. Nova skiriasi nuo supernovos. Abu yra staigūs ryškumo pliūpsniai, kai išsiveržia karštos dujos, tačiau supernovai sprogimas yra katastrofiškas ir reiškia žvaigždės gyvenimo pabaigą.

Terminas „supernova“ buvo vartojamas tik praėjusio amžiaus ketvirtajame dešimtmetyje. Pirmą kartą jį panaudojo Walteris Baade'as ir Fritzas Zwicky iš Mount Wilson observatorijos, susijęs su jų pastebėtu sprogstamuoju įvykiu, vadinamu S Andromedae (taip pat žinomas kaip SN 1885A). Šis įvykis įvyko Andromedos galaktikoje. Jie teigė, kad supernovos atsiranda, kai paprastos žvaigždės susiduria su neutroninėmis žvaigždėmis.

Patikimai nustatyta, kad žvaigždės mirtis iš dalies priklauso nuo jos masės. Pavyzdžiui, mūsų Saulė neturi pakankamai masės, kad galėtų sprogti kaip supernova (nors naujienos Žemei nėra labai geros, nes Saulei pasibaigus termobranduoliniam kurui, galbūt po poros milijardų metų, ji išsipūs į raudonasis milžinas, kuris greičiausiai išgarins mūsų pasaulį, kol palaipsniui atvės ir taps balta nykštuke). Bet kai tinkamas kiekis masė, žvaigždė gali sudegti ugnies sprogimo metu.

Žvaigždė gali virsti supernova vienu iš dviejų atvejų:

• I tipo supernova: žvaigždė ima medžiagą iš savo kaimyno, kol ji sprogsta branduolinė reakcija.
• Tipiška supernova: žvaigždei baigiasi branduolinis kuras ir ji griūva veikiama savo pačios gravitacijos.

II tipo supernovos

Pirmiausia pažvelkime į įdomesnį supernovos tipą – II. Kad žvaigždė sprogtų kaip II tipo supernova, ji turi būti kelis kartus masyvesnė už Saulę (apskaičiavimai svyruoja nuo 8 iki 15 Saulės masių). Kaip ir Saulė, ji sudegins vandenilį, o paskui helią. Jame taip pat pakaktų masės ir slėgio anglies lydymui. Štai kas vyksta toliau:

• Palaipsniui centre atsiranda sunkesni elementai ir jis bus sluoksniuotas kaip svogūnas, o lengvesni elementai bus išdėstyti masės tvarka mažėjančia tvarka. laukežvaigždės.
• Kai žvaigždės šerdis viršija tam tikrą masę (Chandrasekhar ribą), žvaigždė sprogsta (dėl šios priežasties šios supernovos dar vadinamos šerdies supernovomis).
• Šerdis įkaista ir tampa tankesnė.
• Galiausiai materija atsimuša nuo šerdies, išstumdama žvaigždžių medžiagą į erdvę ir suformuodama supernovą.

Sprogimo vietoje liko itin tankus objektas, vadinamas neutronine žvaigžde, miesto dydžio, kuriame mažoje erdvėje gali tilpti Saulės masė.

Yra II tipo supernovų subkategorijos, klasifikuojamos pagal jų šviesos kreives. II-L tipo supernovų šviesa po sprogimo nuolat mažėja, o šviesa II-P tipas kurį laiką išlieka stabilus, kol mažėja Abiejų tipų spektruose yra vandenilio linija.

Astronomai mano, kad daug masyvesnės už Saulę žvaigždės (apie 20-30 Saulės masių) negali sprogti kaip supernova. Vietoj to jie žlunga ir susidaro juodosios skylės.

I tipo supernovos

I tipo supernovų spektruose vandenilio linijos nėra.

Manoma, kad Ia tipo supernovos kyla iš baltųjų nykštukų žvaigždžių glaudžioje dvejetainėje sistemoje. Kai dujos iš netoliese esančios žvaigždės kaupiasi ant baltosios nykštukės, jos palaipsniui susitraukia ir galiausiai sukelia greitą branduolinę reakciją viduje, galiausiai sukeliančią katastrofišką supernovos sprogimą.

Astronomai naudoja Ia tipo supernovas atstumams matuoti, nes manoma, kad jų smailės dega vienodu ryškumu.

Ib ir Ic tipo supernovos taip pat žlunga, kaip ir II tipo supernovos, tačiau proceso metu praranda didžiąją dalį išorinių vandenilio sluoksnių.

Jei radote klaidą, pažymėkite teksto dalį ir spustelėkite Ctrl + Enter.