Apakah supernova? Apakah supernova misteri? Apa yang ada sebelum ini?

Kelahiran bandar Tetapi mari kita kembali ke masa-masa ketika semua keindahan air ini, yang belum diselubungi oleh kepenggunaan manusia, berkilauan terang di bawah sinaran matahari. Pada zaman dahulu, sungai bukan sahaja sumber semula jadi bekalan air, bukan sahaja "pembekal"

Apa yang anda tahu tentang supernova? Anda mungkin akan mengatakan bahawa supernova adalah letupan besar bintang, di mana bintang neutron atau lubang hitam kekal.

Walau bagaimanapun, tidak semua supernova sebenarnya adalah peringkat akhir dalam kehidupan bintang besar. Di bawah klasifikasi moden Letupan supernova, selain letupan gergasi super, juga termasuk beberapa fenomena lain.

Nova dan supernova

Istilah "supernova" berhijrah daripada istilah "nova". "Novae" dipanggil bintang yang muncul di langit hampir dari awal, selepas itu mereka beransur-ansur hilang. Yang pertama "baru" diketahui dari kronik Cina sejak milenium kedua SM. Menariknya, di antara nova ini selalunya terdapat supernova. Sebagai contoh, ia adalah supernova pada tahun 1571 yang diperhatikan oleh Tycho Brahe, yang kemudiannya mencipta istilah "nova." Sekarang kita tahu bahawa dalam kedua-dua kes kita tidak bercakap tentang kelahiran tokoh-tokoh baru dalam erti kata literal.

Nova dan supernova menunjukkan peningkatan mendadak dalam kecerahan bintang atau kumpulan bintang. Sebagai peraturan, sebelum ini orang tidak mempunyai peluang untuk memerhatikan bintang yang menimbulkan suar ini. Ini adalah objek yang terlalu malap untuk mata kasar atau alat astronomi pada tahun-tahun itu. Mereka telah diperhatikan pada saat suar, yang secara semula jadi menyerupai kelahiran bintang baru.

Walaupun persamaan fenomena ini, hari ini terdapat perbezaan yang ketara dalam definisi mereka. Kilauan puncak supernova adalah beribu-ribu dan ratusan ribu kali lebih besar daripada kilauan puncak novae. Percanggahan ini dijelaskan perbezaan asas sifat fenomena ini.

Kelahiran Bintang Baru

Suar baru adalah letupan termonuklear yang berlaku dalam beberapa sistem bintang rapat. Sistem sedemikian juga terdiri daripada bintang pengiring yang lebih besar (bintang jujukan utama, subgergasi atau). Graviti Perkasa kerdil putih menarik bahan daripada bintang pengiring, mengakibatkan pembentukan cakera pertambahan di sekelilingnya. Proses termonuklear yang berlaku dalam cakera pertambahan pada masa-masa kehilangan kestabilan dan menjadi meletup.

Akibat daripada letupan sedemikian, kecerahan sistem bintang meningkat ribuan, malah ratusan ribu kali ganda. Ini adalah bagaimana bintang baru dilahirkan. Objek yang sehingga kini malap atau bahkan tidak kelihatan kepada pemerhati duniawi memperoleh kecerahan yang ketara. Sebagai peraturan, wabak sedemikian mencapai kemuncaknya hanya dalam beberapa hari, dan boleh hilang selama bertahun-tahun. Selalunya ledakan sedemikian diulang dalam sistem yang sama setiap beberapa dekad, i.e. adalah berkala. Sampul gas yang mengembang juga diperhatikan di sekeliling bintang baharu itu.

Letupan supernova mempunyai sifat asalnya yang berbeza dan lebih pelbagai.

Supernova biasanya dibahagikan kepada dua kelas utama (I dan II). Kelas-kelas ini boleh dipanggil spektrum, kerana mereka dibezakan dengan kehadiran dan ketiadaan garis hidrogen dalam spektrumnya. Kelas-kelas ini juga berbeza secara visual. Semua supernova kelas I adalah serupa dalam kuasa letupan dan dalam dinamik perubahan kecerahan. Supernova kelas II sangat pelbagai dalam hal ini. Kuasa letupan mereka dan dinamik perubahan kecerahan terletak pada julat yang sangat luas.

Semua supernova kelas II dijana oleh keruntuhan graviti di bahagian dalam bintang besar. Dalam erti kata lain, ini adalah letupan supergergasi yang sama yang biasa kepada kita. Di antara supernova kelas pertama, terdapat mereka yang mekanisme letupannya lebih berkemungkinan serupa dengan letupan bintang baharu.

Kematian Supergiants

Bintang yang jisimnya melebihi 8-10 jisim suria menjadi supernova. Teras bintang tersebut, setelah kehabisan hidrogen, meneruskan tindak balas termonuklear yang melibatkan helium. Setelah helium habis, nukleus meneruskan untuk mensintesis unsur-unsur yang semakin berat. Di kedalaman bintang, semakin banyak lapisan dicipta, setiap satunya mempunyai jenis pelakuran termonuklearnya sendiri. Pada peringkat akhir evolusinya, bintang sedemikian bertukar menjadi supergergasi "berlapis". Sintesis besi berlaku dalam terasnya, manakala lebih dekat ke permukaan sintesis helium daripada hidrogen diteruskan.

Percantuman nukleus besi dan unsur yang lebih berat berlaku dengan penyerapan tenaga. Oleh itu, setelah menjadi besi, teras supergergasi tidak lagi dapat membebaskan tenaga untuk mengimbangi daya graviti. Teras kehilangan keseimbangan hidrodinamik dan mula mengalami pemampatan rawak. Baki lapisan bintang terus mengekalkan keseimbangan ini sehingga teras menguncup ke saiz kritikal tertentu. Kini lapisan yang tinggal dan bintang secara keseluruhan kehilangan keseimbangan hidrodinamik. Hanya dalam kes ini, bukan pemampatan yang "menang," tetapi tenaga yang dikeluarkan semasa keruntuhan dan tindak balas huru-hara lagi. Cangkang luar dilepaskan - letupan supernova.

Perbezaan kelas

Kelas dan subkelas supernova yang berbeza dijelaskan oleh keadaan bintang sebelum letupan. Sebagai contoh, ketiadaan hidrogen dalam supernova kelas I (subkelas Ib, Ic) adalah akibat daripada fakta bahawa bintang itu sendiri tidak mempunyai hidrogen. Kemungkinan besar, sebahagian daripada kulit luarnya telah hilang semasa evolusi dalam sistem binari rapat. Spektrum subkelas Ic berbeza daripada Ib jika tiada helium.

Walau apa pun, supernova kelas sedemikian berlaku pada bintang yang tidak mempunyai cangkang hidrogen-helium luar. Lapisan yang selebihnya terletak dalam had saiz dan jisimnya yang agak ketat. Ini dijelaskan oleh fakta bahawa tindak balas termonuklear menggantikan satu sama lain dengan permulaan peringkat kritikal tertentu. Inilah sebabnya mengapa letupan bintang kelas Ic dan kelas Ib sangat serupa. Kilauan puncak mereka adalah kira-kira 1.5 bilion kali ganda daripada Matahari. Mereka mencapai kilauan ini dalam 2-3 hari. Selepas ini, kecerahan mereka menjadi lemah sebanyak 5-7 kali sebulan dan perlahan-lahan berkurangan pada bulan-bulan berikutnya.

Bintang supernova jenis II mempunyai cangkang hidrogen-helium. Bergantung pada jisim bintang dan ciri-cirinya yang lain, cangkerang ini mungkin mempunyai sempadan yang berbeza. Ini menerangkan julat luas dalam corak supernova. Kecerahannya boleh berjulat daripada berpuluh juta hingga berpuluh bilion kilauan suria (tidak termasuk letusan sinar gamma - lihat di bawah). Dan dinamik perubahan dalam kecerahan mempunyai watak yang sangat berbeza.

Transformasi kerdil putih

Kategori khas supernova ialah suar. Ini adalah satu-satunya kelas supernova yang boleh berlaku dalam galaksi elips. Ciri ini menunjukkan bahawa suar ini bukan hasil daripada kematian raksasa super. Supergergasi tidak hidup untuk melihat galaksi mereka "menjadi tua," i.e. akan menjadi elips. Selain itu, semua denyar dalam kelas ini mempunyai kecerahan yang hampir sama. Terima kasih kepada ini, supernova jenis Ia adalah "lilin standard" Alam Semesta.

Mereka timbul mengikut corak yang berbeza. Seperti yang dinyatakan sebelum ini, letupan ini agak serupa sifatnya dengan letupan baharu. Satu skema untuk asal usul mereka menunjukkan bahawa mereka juga berasal dari sistem rapat kerdil putih dan bintang pendampingnya. Walau bagaimanapun, tidak seperti bintang baharu, letupan jenis yang berbeza dan lebih bencana berlaku di sini.

Apabila ia "memakan" rakannya, kerdil putih bertambah jisim sehingga mencapai had Chandrasekhar. Had ini, lebih kurang sama dengan 1.38 jisim suria, ialah had atas jisim kerdil putih, selepas itu ia bertukar menjadi bintang neutron. Peristiwa sedemikian disertai dengan letupan termonuklear dengan pelepasan tenaga yang sangat besar, banyak urutan magnitud lebih besar daripada letupan baru biasa. Nilai had Chandrasekhar yang hampir malar menerangkan percanggahan kecil dalam kecerahan pelbagai suar subkelas ini. Kecerahan ini hampir 6 bilion kali lebih tinggi daripada kilauan suria, dan dinamik perubahannya adalah sama seperti supernova kelas Ib, Ic.

Letupan hypernova

Hipernova ialah letupan yang tenaganya adalah beberapa susunan magnitud lebih tinggi daripada tenaga supernova biasa. Iaitu, sebenarnya, mereka adalah hypernova, supernova yang sangat terang.

Biasanya, hypernova dianggap sebagai letupan bintang supermasif, juga dipanggil . Jisim bintang tersebut bermula pada 80 dan selalunya melebihi had teori 150 jisim suria. Terdapat juga versi yang hipernova boleh terbentuk semasa penghapusan antijirim, pembentukan bintang quark, atau perlanggaran dua bintang besar.

Hipernova adalah luar biasa kerana ia adalah punca utama mungkin kejadian paling intensif tenaga dan paling jarang berlaku di Alam Semesta - letupan sinar gamma. Tempoh letupan gamma berjulat dari seperseratus saat hingga beberapa jam. Tetapi selalunya mereka bertahan 1-2 saat. Dalam saat ini, mereka mengeluarkan tenaga yang serupa dengan tenaga Matahari untuk semua 10 bilion tahun hayatnya! Sifat letusan sinar gamma masih tidak diketahui.

Nenek moyang kehidupan

Walaupun semua sifat malapetaka mereka, supernova boleh dipanggil sebagai nenek moyang kehidupan di Alam Semesta. Kuasa letupan mereka mendorong medium antara bintang ke dalam pembentukan gas dan awan debu dan nebula, di mana bintang-bintang kemudiannya dilahirkan. Satu lagi ciri mereka ialah supernova menepu medium antara bintang dengan unsur berat.

Ia adalah supernova yang melahirkan segala-galanya unsur kimia, yang lebih berat daripada besi. Lagipun, seperti yang dinyatakan sebelum ini, sintesis unsur-unsur tersebut memerlukan tenaga. Hanya supernova yang mampu "mengecas" nukleus sebatian dan neutron untuk pengeluaran intensif tenaga unsur-unsur baru. Tenaga kinetik letupan membawa mereka ke seluruh angkasa bersama-sama dengan unsur-unsur yang terbentuk di dalam perut bintang yang meletup. Ini termasuk karbon, nitrogen dan oksigen dan unsur-unsur lain yang tanpanya kehidupan organik adalah mustahil.

Pemerhatian Supernova

Letupan supernova adalah fenomena yang sangat jarang berlaku. Galaksi kita, yang mengandungi lebih daripada seratus bilion bintang, hanya mengalami beberapa suar setiap abad. Menurut kronik dan sumber astronomi zaman pertengahan, sejak dua ribu tahun yang lalu hanya enam supernova yang boleh dilihat dengan mata kasar telah direkodkan. Ahli astronomi moden tidak pernah melihat supernova di galaksi kita. Yang paling dekat berlaku pada tahun 1987 di Awan Magellan Besar, di salah satu satelit Bima Sakti. Setiap tahun, saintis memerhati sehingga 60 supernova yang berlaku di galaksi lain.

Kerana jarang ini supernova hampir selalu diperhatikan pada saat ia meletus. Peristiwa yang mendahuluinya hampir tidak pernah diperhatikan, jadi sifat supernova masih kekal misteri. Sains moden tidak dapat meramal supernova dengan tepat. Mana-mana bintang calon boleh menyala hanya selepas berjuta-juta tahun. Yang paling menarik dalam hal ini ialah Betelgeuse, yang mempunyai agak peluang sebenar menerangi langit duniawi dalam hidup kita.

Suar sejagat

Letupan hypernova lebih jarang berlaku. Di galaksi kita, peristiwa sedemikian berlaku sekali setiap ratusan ribu tahun. Walau bagaimanapun, letusan sinar gamma yang dihasilkan oleh hipernova diperhatikan hampir setiap hari. Mereka sangat berkuasa sehinggakan mereka direkodkan dari hampir semua penjuru Alam Semesta.

Sebagai contoh, salah satu letupan sinar gamma, terletak 7.5 bilion tahun cahaya, boleh dilihat dengan mata kasar. Ia berlaku di galaksi Andromeda, dan selama beberapa saat langit bumi diterangi oleh bintang dengan kecerahan bulan purnama. Jika ia berlaku di seberang galaksi kita, Matahari kedua akan muncul dengan latar belakang Bima Sakti! Ternyata kecerahan suar adalah empat bilion kali lebih terang daripada Matahari dan berjuta-juta kali lebih cerah daripada Galaxy kita. Memandangkan terdapat berbilion-bilion galaksi di Alam Semesta, maka tidak hairanlah mengapa peristiwa sedemikian direkodkan setiap hari.

Kesan kepada planet kita

Tidak mungkin supernova boleh menimbulkan ancaman kepada manusia moden dan dalam apa jua cara menjejaskan planet kita. Malah letupan Betelgeuse hanya akan menerangi langit kita selama beberapa bulan. Walau bagaimanapun, mereka pasti mempengaruhi kami dengan tegas pada masa lalu. Contohnya adalah yang pertama daripada lima kepupusan besar-besaran di Bumi, yang berlaku 440 juta tahun yang lalu. Menurut satu versi, punca kepupusan ini adalah letupan sinar gamma yang berlaku di Galaxy kita.

Lebih menarik perhatian ialah peranan supernova yang sama sekali berbeza. Seperti yang telah dinyatakan, ia adalah supernova yang mencipta unsur kimia yang diperlukan untuk kemunculan kehidupan berasaskan karbon. Biosfera bumi tidak terkecuali. Sistem suria terbentuk dalam awan gas yang mengandungi serpihan letupan lalu. Ternyata kita semua berhutang penampilan kita kepada supernova.

Selain itu, supernova terus mempengaruhi evolusi kehidupan di Bumi. Menaikkan sinaran latar belakang planet, mereka memaksa organisma untuk bermutasi. Kita juga tidak harus melupakan kepupusan besar. Pastinya supernova telah "membuat pelarasan" kepada biosfera bumi lebih daripada sekali. Lagipun, jika bukan kerana kepupusan global itu, spesies yang sama sekali berbeza kini akan menguasai Bumi.

Skala letupan bintang

Untuk memahami dengan jelas berapa banyak letupan supernova tenaga, mari kita beralih kepada persamaan jisim dan setara tenaga. Menurutnya, setiap gram jirim mengandungi sejumlah besar tenaga. Jadi 1 gram bahan adalah bersamaan dengan letupan bom atom, meletup di atas Hiroshima. Tenaga Bom Tsar adalah bersamaan dengan tiga kilogram jirim.

Setiap saat semasa proses termonuklear di kedalaman Matahari, 764 juta tan hidrogen ditukar menjadi 760 juta tan helium. Itu. Setiap saat Matahari mengeluarkan tenaga bersamaan dengan 4 juta tan jirim. Hanya satu dua bilion daripada jumlah tenaga Matahari yang sampai ke Bumi, ini bersamaan dengan dua kilogram jisim. Oleh itu, mereka mengatakan bahawa letupan Tsar Bomba boleh diperhatikan dari Marikh. Ngomong-ngomong, Matahari menghantar ke Bumi beberapa ratus kali lebih banyak tenaga daripada yang digunakan oleh manusia. Iaitu, untuk menampung keperluan tenaga tahunan semua manusia moden, hanya beberapa tan jirim yang perlu ditukar menjadi tenaga.

Memandangkan perkara di atas, bayangkan bahawa supernova purata pada kemuncaknya "membakar" empat empat tan jirim. Ini sepadan dengan jisim asteroid besar. Jumlah tenaga supernova adalah bersamaan dengan jisim planet atau bintang berjisim rendah. Akhirnya, sinar gamma meletus, dalam beberapa saat, atau bahkan pecahan sesaat daripada hayatnya, memercikkan tenaga yang setara dengan jisim Matahari!

Supernova yang berbeza

Istilah "supernova" tidak boleh dikaitkan semata-mata dengan letupan bintang. Fenomena ini mungkin pelbagai seperti bintang itu sendiri pelbagai. Sains masih belum memahami banyak rahsia mereka.

Sejarah dan kronik purba memberitahu kita bahawa kadangkala bintang dengan kecerahan yang luar biasa tiba-tiba muncul di langit. Mereka dengan cepat meningkat dalam kecerahan, dan kemudian perlahan-lahan, selama beberapa bulan, pudar dan tidak lagi kelihatan. Hampir kecerahan maksimum, bintang ini kelihatan walaupun pada siang hari. Wabak yang paling ketara adalah pada 1006 dan 1054, maklumat mengenainya terkandung dalam risalah Cina dan Jepun. Pada tahun 1572, bintang seperti itu menyala dalam buruj Cassiopeia dan telah diperhatikan oleh ahli astronomi terkemuka Tycho Brahe, dan pada tahun 1604, suar serupa dalam buruj Ophiuchus telah diperhatikan oleh Johannes Kepler. Sejak itu, selama empat abad era "teleskopik" dalam astronomi, tiada suar sedemikian telah diperhatikan. Walau bagaimanapun, dengan perkembangan astronomi pemerhatian, penyelidik mula mengesan sejumlah besar suar serupa, walaupun ia tidak mencapai kecerahan yang sangat tinggi. Bintang-bintang ini, tiba-tiba muncul dan tidak lama lagi hilang seolah-olah tanpa jejak, mula dipanggil "novae". Nampaknya bintang 1006 dan 1054, bintang Tycho dan Kepler, adalah suar yang sama, hanya sangat dekat dan oleh itu lebih cerah. Tetapi ternyata ini tidak berlaku. Pada tahun 1885, ahli astronomi Hartwig di Balai Cerap Tartu melihat kemunculan bintang baru di nebula Andromeda yang terkenal. Bintang ini mencapai magnitud ke-6 yang boleh dilihat, iaitu, kuasa sinarannya hanya 4 kali kurang daripada keseluruhan nebula. Kemudian ini tidak mengejutkan ahli astronomi: lagipun, sifat nebula Andromeda tidak diketahui, diandaikan bahawa ia hanyalah awan debu dan gas yang agak dekat dengan Matahari. Hanya pada 20-an abad kedua puluh, ia akhirnya menjadi jelas bahawa nebula Andromeda dan nebula lingkaran lain adalah sistem bintang yang besar, yang terdiri daripada beratus-ratus bilion bintang dan berjuta-juta tahun cahaya dari kita. Kilatan novae biasa, boleh dilihat sebagai objek berukuran 17-18 magnitud, juga ditemui di nebula Andromeda. Ia menjadi jelas bahawa bintang 1885 melebihi Bintang Novaya dalam kuasa sinaran sebanyak berpuluh-puluh ribu kali ganda; Jelas sekali, sifat wabak ini mestilah berbeza. Kemudian, suar yang paling berkuasa ini dipanggil "Supernovae", di mana awalan "super" bermaksud kuasa sinaran yang lebih besar, dan bukannya "kebaharuan" yang lebih besar.

Carian dan Pemerhatian Supernova

Letupan supernova mula diperhatikan agak kerap dalam gambar-gambar galaksi yang jauh, tetapi penemuan ini tidak disengajakan dan tidak dapat memberikan maklumat yang diperlukan untuk menjelaskan punca dan mekanisme wabak besar ini. Walau bagaimanapun, pada tahun 1936, ahli astronomi Baade dan Zwicky, yang bekerja di Balai Cerap Palomar di Amerika Syarikat, memulakan pencarian sistematik yang sistematik untuk supernova. Mereka mempunyai teleskop sistem Schmidt, yang memungkinkan untuk memotret kawasan beberapa puluh darjah persegi dan memberikan imej yang sangat jelas walaupun bintang dan galaksi samar. Dengan membandingkan gambar-gambar satu kawasan di langit yang diambil beberapa minggu kemudian, seseorang dapat melihat dengan mudah kemunculan bintang-bintang baru dalam galaksi yang dapat dilihat dengan jelas dalam gambar-gambar itu. Kawasan langit yang paling kaya dengan galaksi berdekatan telah dipilih untuk fotografi, di mana bilangannya dalam satu imej boleh mencecah beberapa dozen dan kebarangkalian untuk mengesan supernova adalah paling besar.

Pada tahun 1937, Baada dan Zwicky berjaya menemui 6 supernova. Di antara mereka terdapat agak bintang terang 1937C dan 1937D (ahli astronomi memutuskan untuk menetapkan supernova dengan menambahkan huruf pada tahun penemuan, menunjukkan susunan penemuan dalam tahun semasa), masing-masing mencapai maksimum 8 dan 12 magnitud. Bagi mereka, lengkung cahaya diperoleh - pergantungan perubahan dalam kecerahan dari masa ke masa - dan sejumlah besar spektrogram - gambar spektrum bintang, menunjukkan pergantungan intensiti sinaran pada panjang gelombang. Selama beberapa dekad, bahan ini menjadi asas kepada semua penyelidik cuba merungkai punca letupan supernova.

Malangnya, yang kedua perang dunia mengganggu program pemerhatian yang telah dimulakan dengan jayanya. Pencarian sistematik untuk supernova di Balai Cerap Palomar disambung semula hanya pada tahun 1958, tetapi dengan teleskop sistem Schmidt yang lebih besar, yang memungkinkan untuk mengambil gambar bintang sehingga magnitud 22-23. Sejak tahun 1960, beberapa balai cerap lain telah menyertai kerja ini. negara yang berbeza dunia di mana terdapat teleskop yang sesuai. Di USSR, kerja sedemikian dijalankan di stesen Crimean SAI, di mana teleskop astrograf dengan diameter kanta 40 cm dan bidang pandangan yang sangat besar - hampir 100 darjah persegi, dipasang, dan di Balai Cerap Astrofizik Abastumani. di Georgia - pada teleskop Schmidt dengan lubang masuk 36 cm Dan di Crimea, dan di Abastumani, banyak penemuan supernova telah dibuat. Daripada balai cerap yang lain, bilangan terbesar penemuan berlaku di Balai Cerap Asiago di Itali, di mana dua teleskop sistem Schmidt beroperasi. Namun begitu, Balai Cerap Palomar kekal sebagai peneraju dalam jumlah penemuan dan dalam magnitud maksimum bintang yang tersedia untuk pengesanan. Bersama-sama, pada tahun 60-an dan 70-an, sehingga 20 supernova ditemui setiap tahun, dan bilangannya mula berkembang pesat. Sejurus selepas penemuan itu, pemerhatian fotometri dan spektroskopi bermula pada teleskop besar.

Pada tahun 1974, F. Zwicky meninggal dunia, dan tidak lama kemudian pencarian supernova di Balai Cerap Palomar dihentikan. Bilangan supernova yang ditemui telah berkurangan, tetapi telah mula meningkat semula sejak awal 1980-an. Program carian baharu telah dilancarkan langit selatan- di balai cerap Cerro el Roble di Chile, dan peminat astronomi mula menemui supernova. Ternyata menggunakan teleskop amatur kecil dengan kanta 20-30 cm, seseorang boleh berjaya mencari letupan supernova yang terang, secara sistematik memerhatikan set galaksi tertentu. Kejayaan terbesar dicapai oleh seorang paderi dari Australia, Robert Evans, yang berjaya menemui sehingga 6 supernova setiap tahun sejak awal 80-an. Tidak menghairankan bahawa ahli astronomi profesional bergurau tentang "hubungan langsungnya dengan langit."

Pada tahun 1987, supernova paling terang pada abad ke-20 ditemui - SN 1987A dalam galaksi Awan Magellan Besar, yang merupakan "satelit" Galaxy kita dan hanya 55 kiloparsecs jauh dari kita. Untuk beberapa lama, supernova ini boleh dilihat walaupun dengan mata kasar, mencapai kecerahan maksimum kira-kira 4 magnitud. Walau bagaimanapun, ia hanya boleh diperhatikan di hemisfera selatan. Satu siri pemerhatian fotometri dan spektrum yang unik dalam ketepatan dan tempohnya diperolehi untuk supernova ini, dan kini ahli astronomi terus memantau bagaimana proses mengubah supernova menjadi nebula gas yang mengembang berkembang.

Supernova 1987A. Kiri atas ialah gambar kawasan di mana supernova meletup, diambil lama sebelum letupan. Bintang yang tidak lama lagi akan meletup ditunjukkan dengan anak panah. Kanan atas ialah gambar kawasan langit yang sama ketika supernova menghampiri kecerahan maksimum. Di bawah ialah rupa supernova 12 tahun selepas letupan. Cincin di sekeliling supernova adalah gas antara bintang (sebahagiannya dikeluarkan oleh bintang pra-supernova sebelum letusan), terion semasa letusan dan terus bercahaya.

Pada pertengahan 80-an, menjadi jelas bahawa era fotografi dalam astronomi telah berakhir. Penerima CCD yang dipertingkatkan dengan pantas adalah berkali-kali lebih baik daripada emulsi fotografi dalam kepekaan dan julat panjang gelombang yang direkodkan, sementara secara praktikalnya sama dalam resolusi. Imej yang diperolehi oleh kamera CCD boleh dilihat serta-merta pada skrin komputer dan dibandingkan dengan yang diperoleh sebelum ini, tetapi untuk fotografi proses pembangunan, pengeringan dan perbandingan mengambil masa yang terbaik sehari. Satu-satunya kelebihan plat fotografi yang tinggal - keupayaan untuk memotret kawasan besar di langit - juga ternyata tidak penting untuk pencarian supernova: teleskop dengan kamera CCD secara berasingan boleh mendapatkan imej semua galaksi yang jatuh pada plat fotografi, dalam masa yang setanding dengan pendedahan fotografi. Projek program carian supernova automatik sepenuhnya telah muncul, di mana teleskop dihalakan ke galaksi terpilih mengikut program pra-masuk, dan imej yang terhasil dibandingkan oleh komputer dengan yang diperoleh sebelum ini. Hanya jika objek baharu dikesan, komputer menghantar isyarat kepada ahli astronomi, yang mengetahui sama ada letupan supernova sebenarnya telah dikesan. Pada tahun 90-an, sistem sedemikian, menggunakan teleskop pemantul 80 cm, mula beroperasi di Balai Cerap Lick (AS).

Ketersediaan kamera CCD mudah untuk peminat astronomi telah membawa kepada fakta bahawa mereka beralih daripada pemerhatian visual kepada pemerhatian CCD, dan kemudian bintang sehingga magnitud ke-18 dan malah ke-19 tersedia untuk teleskop dengan kanta 20-30 cm. Pengenalan carian automatik dan peningkatan bilangan ahli astronomi amatur yang mencari supernova menggunakan kamera CCD telah membawa kepada letupan dalam bilangan penemuan: kini terdapat lebih daripada 100 supernova ditemui setiap tahun, dan jumlah penemuan telah melebihi 1500. Dalam beberapa tahun kebelakangan ini, pencarian juga telah dilancarkan untuk supernova yang sangat jauh dan samar pada teleskop terbesar dengan diameter cermin 3-4 meter. Ternyata kajian supernova, mencapai kecerahan maksimum 23-24 magnitud, dapat memberikan jawapan kepada banyak soalan mengenai struktur dan nasib seluruh Alam Semesta. Dalam satu malam pemerhatian dengan teleskop sedemikian yang dilengkapi dengan kamera CCD paling canggih, lebih daripada 10 supernova jauh boleh ditemui! Beberapa imej supernova tersebut ditunjukkan dalam rajah di bawah.

Untuk hampir semua supernova yang sedang ditemui, adalah mungkin untuk memperoleh sekurang-kurangnya satu spektrum, dan bagi kebanyakan lengkung cahaya diketahui (ini juga merupakan merit hebat ahli astronomi amatur). Jadi jumlah bahan pemerhatian yang tersedia untuk analisis adalah sangat besar, dan nampaknya semua persoalan tentang sifat fenomena hebat ini mesti diselesaikan. Malangnya, ini belum lagi berlaku. Mari kita lihat lebih dekat soalan utama yang dihadapi penyelidik supernova dan jawapan yang paling mungkin untuk mereka hari ini.

Klasifikasi supernova, lengkung cahaya dan spektrum

Sebelum membuat sebarang kesimpulan tentang sifat fizikal sesuatu fenomena, adalah perlu untuk mempunyai pemahaman yang lengkap tentang manifestasi yang boleh diperhatikan, yang mesti diklasifikasikan dengan betul. Sememangnya, persoalan pertama yang timbul sebelum penyelidik supernova adalah sama ada mereka adalah sama, dan jika tidak, betapa berbezanya mereka dan sama ada mereka boleh diklasifikasikan. Sudah menjadi supernova pertama yang ditemui oleh Baade dan Zwicky menunjukkan perbezaan yang ketara dalam lengkung cahaya dan spektrum. Pada tahun 1941, R. Minkowski mencadangkan membahagikan supernova kepada dua jenis utama berdasarkan sifat spektrumnya. Dia mengklasifikasikan supernova sebagai jenis I, spektrumnya berbeza sama sekali daripada spektrum semua objek yang diketahui pada masa itu. Garis-garis unsur yang paling biasa di Alam Semesta - hidrogen - tidak hadir sepenuhnya, keseluruhan spektrum terdiri daripada maksima dan minima luas yang tidak dapat dikenal pasti, bahagian ultraungu spektrum sangat lemah. Supernova dikelaskan sebagai jenis II, spektrum yang menunjukkan beberapa persamaan dengan novae "biasa" dengan kehadiran garis pelepasan hidrogen yang sangat sengit bahagian ultraungu spektrum mereka adalah terang.

Spektrum supernova Jenis I kekal misteri selama tiga dekad. Hanya selepas Yu.P. Pskovsky menunjukkan bahawa jalur dalam spektrum adalah tidak lebih daripada bahagian spektrum berterusan antara garis penyerapan yang luas dan agak dalam, apakah pengenalpastian spektrum supernova jenis I bergerak ke hadapan. Sebilangan garis penyerapan telah dikenal pasti, terutamanya garisan kalsium dan silikon terion tunggal yang paling sengit. Panjang gelombang garis-garis ini dialihkan ke bahagian ungu spektrum disebabkan oleh kesan Doppler dalam cangkerang yang berkembang pada kelajuan 10-15 ribu km sesaat. Amat sukar untuk mengenal pasti semua garis dalam spektrum supernova jenis I, kerana ia sangat berkembang dan bertindih antara satu sama lain; Sebagai tambahan kepada kalsium dan silikon yang disebutkan, adalah mungkin untuk mengenal pasti garis magnesium dan besi.

Analisis spektrum supernova membolehkan kami membuat kesimpulan penting: hampir tiada hidrogen dalam cengkerang yang dikeluarkan semasa letupan supernova jenis I; manakala komposisi cengkerang supernova jenis II hampir sama dengan atmosfera suria. Kelajuan pengembangan cangkerang adalah dari 5 hingga 15-20 ribu km/s, suhu fotosfera adalah sekitar maksimum - 10-20 ribu darjah. Suhu jatuh dengan cepat dan selepas 1-2 bulan mencapai 5-6 ribu darjah.

Lengkung cahaya supernova juga berbeza: untuk jenis I semuanya sangat serupa, mereka mempunyai bentuk ciri dengan peningkatan kecerahan yang sangat cepat hingga maksimum, yang berlangsung tidak lebih dari 2-3 hari, penurunan kecerahan yang cepat sebanyak 3 magnitud selama 25-40 hari dan seterusnya lemah perlahan, hampir linear pada skala magnitud, yang sepadan dengan kelemahan eksponen kilauan.

Lengkung cahaya supernova jenis II ternyata lebih pelbagai. Ada yang serupa dengan lengkung cahaya supernova jenis I, hanya dengan penurunan kecerahan yang lebih perlahan dan lebih lama sehingga permulaan "ekor" linear untuk yang lain, serta-merta selepas maksimum, kawasan yang hampir malar bermula - jadi- dipanggil "dataran tinggi", yang boleh bertahan sehingga 100 hari. Kemudian kilauan jatuh dengan mendadak dan mencapai "ekor" linear. Semua lengkung cahaya awal diperoleh daripada pemerhatian fotografi dalam apa yang dipanggil sistem magnitud fotografi, sepadan dengan sensitiviti plat fotografi konvensional (julat panjang gelombang 3500-5000 A). Penggunaan sistem fotovisual (5000-6000 A) di samping itu memungkinkan untuk mendapatkan maklumat penting tentang perubahan indeks warna (atau hanya "warna") supernova: ternyata selepas maksimum, supernova kedua-dua jenis terus "bertukar merah," iaitu, bahagian utama sinaran beralih ke arah gelombang yang lebih panjang. Kemerahan ini berhenti pada peringkat penurunan kecerahan linear dan mungkin digantikan dengan "kebiruan" supernova.

Di samping itu, supernova jenis I dan jenis II berbeza dalam jenis galaksi di mana ia meletup. Supernova jenis II hanya ditemui dalam galaksi lingkaran di mana bintang masih terbentuk pada masa ini dan terdapat kedua-dua bintang tua, berjisim rendah dan bintang muda, besar, dan "berumur pendek" (hanya beberapa juta tahun). Supernova jenis I berlaku dalam kedua-dua galaksi lingkaran dan elips, di mana pembentukan bintang sengit tidak dianggap telah berlaku selama berbilion tahun.

Dalam bentuk ini, klasifikasi supernova dikekalkan sehingga pertengahan 80-an. Mulakan aplikasi yang luas dalam astronomi, penerima CCD telah memungkinkan untuk meningkatkan kuantiti dan kualiti bahan pemerhatian dengan ketara. Peralatan moden memungkinkan untuk mendapatkan spektrogram untuk objek yang lemah, sebelum ini tidak boleh diakses; dengan ketepatan yang lebih besar adalah mungkin untuk menentukan keamatan dan lebar garisan dan mendaftarkan garisan yang lebih lemah dalam spektrum. Penerima CCD, pengesan inframerah dan instrumen yang dipasang pada kapal angkasa telah memungkinkan untuk memerhati supernova merentasi keseluruhan julat sinaran optik daripada ultraungu kepada inframerah jauh; Gamma-ray, X-ray dan radio cerapan supernova juga telah dijalankan.

Akibatnya, pengelasan binari supernova yang kelihatan telah mula berubah dengan cepat dan menjadi lebih kompleks.

Ternyata supernova jenis I tidaklah sehomogen seperti yang disangka. Spektrum supernova ini menunjukkan perbezaan yang ketara, yang paling ketara ialah keamatan garis silikon terion tunggal, diperhatikan pada panjang gelombang kira-kira 6100 A. Bagi kebanyakan supernova jenis I, garis serapan berhampiran kecerahan maksimum ini adalah ciri yang paling ketara. dalam spektrum, tetapi untuk sesetengah supernova ia hampir tiada, dan garisan penyerapan helium adalah yang paling sengit.

Supernova ini dinamakan Ib, dan supernova Jenis I "klasik" menjadi Ia. Kemudian ternyata beberapa supernova Ib juga kekurangan garis helium, dan mereka dipanggil jenis Ic. Jenis supernova baharu ini berbeza daripada yang Ia "klasik" dalam lengkung cahayanya, yang ternyata agak pelbagai, walaupun bentuknya serupa dengan lengkung cahaya supernova Ia. Supernova jenis Ib/c juga ternyata menjadi sumber pancaran radio. Kesemua mereka ditemui dalam galaksi lingkaran, di kawasan di mana pembentukan bintang mungkin baru-baru ini berlaku dan bintang yang agak besar masih wujud. Lengkung cahaya supernova Ia dalam julat spektrum merah dan inframerah () adalah sangat berbeza daripada lengkung yang telah dikaji sebelum ini dalam jalur B dan V Jika lengkung dalam R menunjukkan "bahu" yang ketara 20 hari selepas maksimum, maka dalam penapis I dan julat panjang gelombang yang lebih panjang maksimum kedua sebenar muncul. Walau bagaimanapun, sesetengah supernova Ia tidak mempunyai maksimum kedua ini. Supernova ini juga dibezakan oleh warna merahnya pada kecerahan maksimum, kecerahan berkurangan, dan beberapa ciri spektrum. Supernova yang pertama ialah SN 1991bg, dan objek yang serupa dengannya masih dipanggil supernova peculiar Ia atau "supernova jenis 1991bg." Satu lagi jenis supernova Ia, sebaliknya, dicirikan oleh peningkatan kilauan pada maksimum. Mereka dicirikan oleh intensiti garis serapan yang lebih rendah dalam spektrum. "Prototaip" untuk mereka ialah SN 1991T.

Pada tahun 1970-an, supernova jenis II dibahagikan mengikut sifat lengkung cahaya mereka kepada "linear" (II-L) dan mereka yang mempunyai "dataran tinggi" (II-P). Selepas itu, semakin banyak supernova II mula ditemui, menunjukkan ciri-ciri tertentu dalam lengkung cahaya dan spektrum mereka. Oleh itu, dalam lengkung cahayanya, dua supernova paling terang berbeza dengan ketara daripada supernova jenis II yang lain tahun kebelakangan ini: 1987A dan 1993J. Kedua-duanya mempunyai dua maksima dalam lengkung cahaya mereka: selepas suar, kecerahan dengan cepat jatuh, kemudian mula meningkat semula, dan hanya selepas maksimum kedua, kelemahan akhir kilauan bermula. Tidak seperti supernova Ia, maksimum kedua diperhatikan dalam semua julat spektrum, dan untuk SN 1987A ia adalah lebih terang daripada yang pertama dalam julat panjang gelombang yang lebih panjang.

Antara ciri-ciri spektrum, yang paling kerap dan ketara ialah kehadiran, bersama-sama dengan ciri-ciri garis pancaran luas bagi cengkerang yang mengembang, juga sistem garis pancaran atau serapan yang sempit. Fenomena ini berkemungkinan besar disebabkan oleh kehadiran cangkerang padat mengelilingi bintang sebelum letusan supernova tersebut ditetapkan II-n.

Perangkaan Supernova

Berapa kerap supernova berlaku dan bagaimana ia diedarkan dalam galaksi? Kajian statistik supernova harus menjawab soalan-soalan ini.

Nampaknya jawapan kepada soalan pertama agak mudah: anda perlu memerhati beberapa galaksi untuk masa yang cukup lama, mengira supernova yang diperhatikan di dalamnya dan membahagikan bilangan supernova dengan masa pemerhatian. Tetapi ternyata bahawa masa yang diliputi oleh pemerhatian yang agak tetap masih terlalu singkat untuk kesimpulan yang pasti untuk galaksi individu: dalam kebanyakannya, hanya satu atau dua suar diperhatikan. Benar, bilangan supernova yang agak besar telah didaftarkan di beberapa galaksi: pemegang rekod ialah galaksi NGC 6946, di mana 6 supernova telah ditemui sejak 1917. Walau bagaimanapun, data ini tidak memberikan data yang tepat mengenai kekerapan wabak. Pertama, ia tidak diketahui masa yang tepat pemerhatian galaksi ini, dan kedua, ledakan yang hampir serentak untuk kita sebenarnya boleh dipisahkan oleh tempoh masa yang agak besar: lagipun, cahaya dari supernova bergerak ke laluan yang berbeza di dalam galaksi, dan saiznya dalam tahun cahaya adalah lebih besar daripada masa pemerhatian. Pada masa ini adalah mungkin untuk menganggarkan kekerapan suar hanya untuk set galaksi tertentu. Untuk melakukan ini, perlu menggunakan data pemerhatian daripada pencarian supernova: setiap pemerhatian memberikan beberapa "masa penjejakan yang berkesan" untuk setiap galaksi, yang bergantung pada jarak ke galaksi, pada magnitud pengehadan carian dan sifat semula jadi. daripada lengkung cahaya supernova. Untuk pelbagai jenis supernova, masa pemerhatian galaksi yang sama akan berbeza. Apabila menggabungkan keputusan untuk beberapa galaksi, adalah perlu untuk mengambil kira perbezaan jisim dan kilauannya, serta dalam jenis morfologi. Pada masa ini, adalah kebiasaan untuk menormalkan keputusan kepada kecerahan galaksi dan menggabungkan data hanya untuk galaksi dengan jenis yang serupa. Karya terbaru, berdasarkan gabungan data daripada beberapa program carian supernova, memberikan keputusan berikut: hanya supernova jenis Ia yang diperhatikan dalam galaksi elips, dan dalam galaksi "purata" dengan kecerahan 10 10 kecerahan suria, satu supernova meletus kira-kira sekali setiap 500 tahun . Dalam galaksi lingkaran dengan kilauan yang sama, supernova Ia meletus dengan hanya lebih sedikit frekuensi tinggi, bagaimanapun, supernova jenis II dan Ib/c ditambah kepada mereka, dan kekerapan keseluruhan letusan adalah kira-kira sekali setiap 100 tahun. Kekerapan nyalaan adalah lebih kurang berkadar dengan kilauan galaksi, iaitu, dalam galaksi gergasi ia jauh lebih tinggi: khususnya, NGC 6946 ialah galaksi lingkaran dengan kilauan 2.8 10 10 kilauan suria, oleh itu, kira-kira tiga suar boleh dijangka di dalamnya setiap 100 tahun, dan 6 supernova yang diperhatikan di dalamnya boleh dianggap bukan sisihan yang sangat besar daripada kekerapan purata. Galaxy kita lebih kecil daripada NGC 6946, dan satu ledakan boleh dijangkakan di dalamnya secara purata setiap 50 tahun. Walau bagaimanapun, diketahui bahawa hanya empat supernova telah diperhatikan di Galaxy sejak milenium yang lalu. Adakah terdapat percanggahan di sini? Ternyata tidak - lagipun, kebanyakan Galaksi tersembunyi daripada kita oleh lapisan gas dan habuk, dan sekitar Matahari, di mana 4 supernova ini diperhatikan, hanya membentuk sebahagian kecil daripada Galaksi.

Bagaimanakah supernova diedarkan dalam galaksi? Sudah tentu, buat masa ini adalah mungkin untuk mengkaji hanya pengedaran ringkasan yang dikurangkan kepada beberapa galaksi "purata", serta pengedaran relatif kepada butiran struktur galaksi lingkaran. Bahagian ini termasuk, pertama sekali, lengan lingkaran; dalam galaksi yang agak dekat, kawasan pembentukan bintang aktif juga jelas kelihatan, dikenal pasti oleh awan hidrogen terion - rantau H II, atau oleh gugusan bintang biru terang - persatuan OB. Kajian tentang taburan spatial, diulang berkali-kali apabila bilangan supernova yang ditemui meningkat, menghasilkan keputusan berikut. Taburan supernova semua jenis mengikut jarak dari pusat galaksi berbeza sedikit antara satu sama lain dan serupa dengan taburan kilauan - ketumpatan berkurangan dari pusat ke tepi mengikut undang-undang eksponen. Perbezaan antara jenis supernova ditunjukkan dalam pengedaran relatif kepada kawasan pembentukan bintang: jika supernova semua jenis tertumpu pada lengan lingkaran, maka hanya supernova jenis II dan Ib/c tertumpu di kawasan H II. Kita boleh membuat kesimpulan bahawa jangka hayat bintang yang menghasilkan suar jenis II atau Ib/c adalah dari 10 6 hingga 10 7 tahun, dan untuk jenis Ia adalah kira-kira 10 8 tahun. Walau bagaimanapun, supernova Ia juga diperhatikan dalam galaksi elips, di mana ia dipercayai bahawa tidak ada bintang yang lebih muda daripada 10 9 tahun. Terdapat dua kemungkinan penjelasan untuk percanggahan ini - sama ada sifat letupan supernova Ia dalam galaksi lingkaran dan elips adalah berbeza, atau pembentukan bintang masih berterusan dalam beberapa galaksi elips dan bintang yang lebih muda hadir.

Model teori

Berdasarkan keseluruhan data pemerhatian, para penyelidik membuat kesimpulan bahawa letupan supernova sepatutnya menjadi peringkat terakhir dalam evolusi bintang, selepas itu ia tidak lagi wujud dalam dalam bentuk yang sama. Malah, tenaga letupan supernova dianggarkan sebagai 10 50 - 10 51 erg, yang melebihi nilai biasa tenaga pengikat graviti bintang. Tenaga yang dibebaskan semasa letupan supernova adalah lebih daripada cukup untuk melesap sepenuhnya jirim bintang di angkasa. Apakah jenis bintang dan bilakah mereka mengakhiri hidup mereka dengan letupan supernova, apakah sifat proses yang membawa kepada pelepasan tenaga yang begitu besar?

Data pemerhatian menunjukkan bahawa supernova terbahagi kepada beberapa jenis, berbeza dalam komposisi kimia cengkerang dan jisimnya, dengan sifat pembebasan tenaga dan dengan kaitan dengan pelbagai jenis populasi bintang. Supernova jenis II jelas dikaitkan dengan bintang muda yang besar, dan cangkerangnya mengandungi sejumlah besar hidrogen. Oleh itu, suar mereka dianggap sebagai peringkat akhir evolusi bintang yang jisim awalnya lebih daripada 8-10 jisim suria. Di bahagian tengah bintang tersebut, tenaga dibebaskan semasa tindak balas pelakuran nuklear, dari yang paling mudah - pembentukan helium semasa pelakuran nukleus hidrogen, dan berakhir dengan pembentukan nukleus besi daripada silikon. Nukleus besi adalah yang paling stabil dalam alam semula jadi, dan tiada tenaga dilepaskan apabila ia bercantum. Oleh itu, apabila teras bintang menjadi besi, pembebasan tenaga di dalamnya terhenti. Teras tidak dapat menahan daya graviti dan cepat mengecut - runtuh. Proses yang berlaku semasa keruntuhan masih jauh daripada dijelaskan sepenuhnya. Walau bagaimanapun, diketahui bahawa jika semua jirim dalam teras bintang ditukar kepada neutron, maka ia boleh menahan daya graviti. Teras bintang bertukar menjadi "bintang neutron" dan keruntuhan berhenti. Dalam kes ini, tenaga yang sangat besar dilepaskan, memasuki cangkerang bintang dan menyebabkan ia mula mengembangkan, yang kita lihat sebagai letupan supernova. Jika evolusi bintang itu sebelum ini berlaku "senyap-senyap," maka sampulnya harus mempunyai jejari ratusan kali lebih besar daripada jejari Matahari, dan mengekalkan jumlah hidrogen yang mencukupi untuk menerangkan spektrum supernova jenis II. Jika kebanyakan cangkerang hilang semasa evolusi dalam sistem binari rapat atau dengan cara lain, maka tidak akan ada garis hidrogen dalam spektrum - kita akan melihat jenis supernova Ib atau Ic.

Dalam bintang yang kurang besar, evolusi berlangsung secara berbeza. Selepas membakar hidrogen, teras menjadi helium, dan tindak balas menukar helium kepada karbon bermula. Walau bagaimanapun, teras tidak memanaskan sehingga suhu yang tinggi sehingga tindak balas pelakuran yang melibatkan karbon bermula. Nukleus tidak dapat melepaskan tenaga yang mencukupi dan mengecut, tetapi dalam kes ini mampatan dihentikan oleh elektron yang terletak di dalam nukleus. Inti bintang berubah menjadi apa yang dipanggil "kerdil putih", dan cangkangnya hilang di angkasa dalam bentuk nebula planet. Ahli astrofizik India S. Chandrasekhar menunjukkan bahawa kerdil putih hanya boleh wujud jika jisimnya kurang daripada kira-kira 1.4 jisim suria. Jika kerdil putih terletak dalam sistem binari yang cukup rapat, maka jirim mungkin mula mengalir dari bintang biasa ke kerdil putih. Jisim kerdil putih secara beransur-ansur meningkat, dan apabila ia melebihi had, letupan berlaku, di mana pembakaran termonuklear pesat karbon dan oksigen berlaku, bertukar menjadi nikel radioaktif. Bintang itu musnah sepenuhnya, dan dalam cangkang yang mengembang terdapat pereputan radioaktif nikel menjadi kobalt dan kemudian menjadi besi, yang memberikan tenaga untuk cahaya cangkang. Beginilah cara supernova Jenis Ia meletup.

Kajian teori moden mengenai supernova kebanyakannya adalah pengiraan komputer berkuasa model bintang yang meletup. Malangnya, masih belum mungkin untuk mencipta model yang, dari peringkat akhir evolusi bintang, akan membawa kepada letupan supernova dan manifestasi yang boleh diperhatikan. Namun begitu model sedia ada huraikan lengkung cahaya dan spektrum sebahagian besar supernova dengan baik. Biasanya ini adalah model cangkerang bintang, di mana tenaga letupan dilaburkan "secara manual", selepas itu pengembangan dan pemanasannya bermula. Walaupun kesukaran besar yang dikaitkan dengan kerumitan dan kepelbagaian proses fizikal Dalam beberapa tahun kebelakangan ini, kemajuan besar telah dibuat ke arah penyelidikan ini.

Kesan Supernova terhadap Alam Sekitar

Letupan supernova mempunyai kesan yang kuat dan pelbagai pada medium antara bintang di sekelilingnya. Sampul supernova, yang dikeluarkan pada kelajuan yang besar, mencedok dan memampatkan gas di sekelilingnya. Mungkin ini boleh menimbulkan pembentukan bintang baru daripada awan gas. Tenaga letupan sangat hebat sehinggakan sintesis unsur-unsur baru berlaku, terutamanya yang lebih berat daripada besi. Bahan yang diperkaya dengan unsur berat bertaburan oleh letupan supernova di seluruh galaksi, mengakibatkan bintang terbentuk selepas letupan supernova yang mengandungi unsur yang lebih berat. Medium antara bintang di rantau "kita" Bima Sakti ternyata begitu diperkaya dengan unsur-unsur berat sehingga kemunculan kehidupan di Bumi menjadi mungkin. Supernova bertanggungjawab secara langsung untuk ini! Supernova, nampaknya, juga menjana aliran zarah dengan tenaga yang sangat tinggi - sinar kosmik. Zarah-zarah ini, menembusi ke permukaan Bumi melalui atmosfera, boleh menyebabkan mutasi genetik, yang menyebabkan evolusi kehidupan di Bumi berlaku.

Supernova memberitahu kita tentang nasib Alam Semesta

Supernova, dan terutamanya supernova Jenis Ia, adalah antara objek berbentuk bintang paling terang di Alam Semesta. Oleh itu, walaupun supernova yang sangat jauh boleh dikaji dengan peralatan yang ada sekarang.

Banyak supernova Ia telah ditemui dalam galaksi yang agak dekat, jaraknya boleh ditentukan dalam beberapa cara. Pada masa ini, kaedah yang paling tepat dianggap sebagai penentuan jarak berdasarkan kecerahan jelas bintang berubah-ubah terang dari jenis tertentu - Cepheids. Menggunakan Teleskop Angkasa. Hubble menemui dan mengkaji sejumlah besar Cepheid dalam galaksi yang jauh dari kita pada jarak kira-kira 20 megaparsec. Anggaran yang cukup tepat tentang jarak ke galaksi ini membolehkan untuk menentukan kecerahan supernova jenis Ia yang meletus di dalamnya. Jika kita mengandaikan bahawa supernova jauh Ia mempunyai kilauan yang sama secara purata, maka jarak kepada mereka boleh dianggarkan dari magnitud yang diperhatikan pada kecerahan maksimum.

Beberapa abad yang lalu, ahli astronomi melihat bagaimana kecerahan beberapa bintang di galaksi tiba-tiba meningkat lebih daripada seribu kali ganda. Para saintis telah menetapkan fenomena jarang berlaku peningkatan berganda dalam cahaya objek kosmik sebagai kelahiran supernova. Ini dalam beberapa cara karut kosmik, kerana pada masa ini bintang tidak dilahirkan, tetapi tidak lagi wujud.

kilat supernova- ini sebenarnya adalah letupan bintang, disertai dengan pembebasan sejumlah besar tenaga ~10 50 erg. Kecerahan supernova, yang boleh dilihat di mana-mana sahaja di Alam Semesta, meningkat dalam tempoh beberapa hari. Dalam kes ini, setiap saat jumlah tenaga yang dibebaskan adalah sebanyak yang boleh dihasilkan Matahari sepanjang kewujudannya.

Letupan supernova sebagai akibat daripada evolusi objek kosmik

Ahli astronomi menerangkan fenomena ini melalui proses evolusi yang telah berlaku dengan semua objek kosmik selama berjuta-juta tahun. Untuk membayangkan proses supernova, anda perlu memahami struktur bintang. (gambar di bawah).

Bintang ialah objek besar dengan jisim yang sangat besar dan, oleh itu, graviti yang sama. Bintang mempunyai teras kecil yang dikelilingi oleh kulit luar gas yang membentuk sebahagian besar jisim bintang. Daya graviti memberi tekanan pada cangkang dan teras, memampatkannya dengan daya sedemikian rupa sehingga cangkerang gas menjadi panas dan, mengembang, mula menekan dari dalam, mengimbangi daya graviti. Pariti dua daya menentukan kestabilan bintang.

Di bawah pengaruh suhu yang sangat besar, tindak balas termonuklear bermula di teras, menukar hidrogen kepada helium. Lebih banyak haba dibebaskan, sinaran yang meningkat di dalam bintang, tetapi masih dihalang oleh graviti. Dan kemudian alkimia kosmik sebenar bermula: rizab hidrogen habis, helium mula bertukar menjadi karbon, karbon menjadi oksigen, oksigen menjadi magnesium... Oleh itu, melalui tindak balas termonuklear, unsur-unsur yang semakin berat disintesis.

Sehingga penampilan besi, semua tindak balas diteruskan dengan pembebasan haba, tetapi sebaik sahaja besi mula merosot menjadi unsur-unsur yang mengikutinya, tindak balas daripada eksotermik menjadi endotermik, iaitu, haba berhenti dibebaskan dan mula dimakan. Imbangan daya graviti dan sinaran haba terganggu, teras dimampatkan beribu-ribu kali, dan semua lapisan luar cangkerang meluru ke arah pusat bintang. Terhempas ke dalam teras pada kelajuan cahaya, mereka melantun semula, berlanggar antara satu sama lain. Letupan lapisan luar berlaku, dan bahan yang membentuk bintang itu terbang pada kelajuan beberapa ribu kilometer sesaat.

Proses itu disertai dengan kilat terang yang boleh dilihat walaupun dengan mata kasar jika supernova menyala di galaksi berdekatan. Kemudian cahaya mula pudar, dan di tapak letupan a...Dan apa yang kekal selepas letupan supernova? Terdapat beberapa pilihan untuk perkembangan peristiwa: pertama, sisa supernova boleh menjadi teras neutron, yang para saintis memanggil bintang neutron, kedua, lubang hitam, dan ketiga, nebula gas.