Звездите не живеят вечно. Те също се раждат и умират. Някои от тях, като Слънцето, съществуват няколко милиарда години, спокойно достигат старост и след това бавно изчезват. Други живеят много по-кратък и по-бурен живот и също са обречени на катастрофална смърт. Тяхното съществуване е прекъснато от гигантска експлозия и тогава звездата се превръща в свръхнова. Светлината на свръхнова осветява космоса: нейната експлозия се вижда на разстояние от много милиарди светлинни години. Изведнъж звезда се появява в небето, където преди, изглежда, не е имало нищо. Оттук и името. Древните вярвали, че в такива случаи наистина светва нова звезда. Днес знаем, че всъщност звездата не се ражда, а умира, но името си остава същото, супернова.

СУПЕРНОВА 1987A

В нощта на 23 срещу 24 февруари 1987 г. в една от най-близките до нас галактики. В Големия Магеланов облак, само на 163 000 светлинни години, се появи свръхнова в съзвездието Златна звезда. Той стана видим дори с невъоръжено око, през май достигна видима величина +3, а през следващите месеци постепенно загуби яркостта си, докато отново стана невидим без телескоп или бинокъл.

Настояще и минало

Супернова 1987A, както подсказва името й, е първата свръхнова, наблюдавана през 1987 г. и първата, видима с просто око от зората на ерата на телескопите. Факт е, че последната експлозия на свръхнова в нашата Галактика е наблюдавана през 1604 г., когато телескопът все още не е бил изобретен.

Но по-важното е, че звездата* 1987A даде на съвременните агрономи първата възможност да наблюдават свръхнова на сравнително малко разстояние.

Какво имаше преди?

Изследване на свръхнова 1987A показа, че това е свръхнова тип II. Тоест звездата-предшественик или звездата-предшественик, която беше открита на по-ранни снимки на тази част от небето, се оказа син свръхгигант, чиято маса беше почти 20 пъти по-голяма от масата на Слънцето. По този начин тя беше много гореща звезда, която бързо изчерпа ядреното си гориво.

Единственото нещо, което остана след гигантската експлозия, беше бързо разширяващ се газов облак, в който все още никой не беше успял да различи неутронна звезда, чиято поява теоретично трябваше да се очаква. Някои астрономи твърдят, че звездата все още е обвита в освободени газове, докато други са предположили, че черна дупка се образува вместо звезда.

ЖИВОТ НА ЗВЕЗДА

Звездите се раждат в резултат на гравитационно компресиране на облак от междузвездна материя, който при нагряване довежда централното си ядро ​​до температури, достатъчни за започване на термоядрени реакции. Последващото развитие на вече запалена звезда зависи от два фактора: първоначалната маса и химичния състав, като първият по-специално определя скоростта на горене. Звездите с по-голяма маса са по-горещи и по-леки, но затова пък изгарят по-рано. По този начин животът на масивна звезда е по-кратък в сравнение с звезда с ниска маса.

Червени гиганти

За звезда, която изгаря водород, се казва, че е в своята „първична фаза“. По-голямата част от живота на всяка звезда съвпада с тази фаза. Например Слънцето е било в основна фаза от 5 милиарда години и ще остане там дълго време, а когато този период свърши, нашата звезда ще премине в кратка фаза на нестабилност, след което отново ще се стабилизира, този път под формата на червен гигант. Червеният гигант е несравнимо по-голям и по-ярък от звездите в основната фаза, но и много по-хладен. Антарес в съзвездието Скорпион или Бетелгейзе в съзвездието Орион са основни примери за червени гиганти. Цветът им може веднага да се разпознае дори с просто око.

Когато Слънцето се превърне в червен гигант, външните му слоеве ще „погълнат” планетите Меркурий и Венера и ще достигнат орбитата на Земята. Във фазата на червения гигант звездите губят значителна част от външните слоеве на атмосферата си и тези слоеве образуват планетарна мъглявина като M57, мъглявината Пръстен в съзвездието Лира или M27, мъглявината Дъмбел в съзвездието Лисичка. И двете са чудесни за гледане през вашия телескоп.

Път към финала

От този момент нататък по-нататъшната съдба на звездата неизбежно зависи от нейната маса. Ако е по-малко от 1,4 слънчеви маси, тогава след края на ядреното горене такава звезда ще се освободи от външните си слоеве и ще се свие до бяло джудже, последният етап от еволюцията на звезда с малка маса. Ще отнеме милиарди години, докато бялото джудже изстине и стане невидимо. За разлика от това, звезда с голяма маса (поне 8 пъти по-масивна от Слънцето), след като изчерпи водорода си, оцелява чрез изгаряне на газове, по-тежки от водорода, като хелий и въглерод. След като е преминала през серия от фази на компресия и разширяване, такава звезда след няколко милиона години преживява катастрофална експлозия на свръхнова, изхвърляйки огромно количество собствена материя в космоса и се превръща в остатък от свръхнова. В рамките на около седмица свръхновата надвишава яркостта на всички звезди в своята галактика и след това бързо потъмнява. В центъра остава неутронна звезда, малък обект с гигантска плътност. Ако масата на звездата е още по-голяма, в резултат на експлозията на свръхнова се появяват не звезди, а черни дупки.

ВИДОВЕ СУПЕРНОВИ

Чрез изучаване на светлината, идваща от свръхнови, астрономите са открили, че те не са еднакви и могат да бъдат класифицирани в зависимост от химичните елементи, представени в техните спектри. Тук водородът играе специална роля: ако спектърът на свръхнова съдържа линии, потвърждаващи наличието на водород, тогава тя се класифицира като тип II; ако няма такива линии, тя се класифицира като тип I. Свръхновите от тип I се разделят на подкласове la, lb и l, като се вземат предвид други елементи от спектъра.

Различен характер на експлозиите

Класификацията на типовете и подтиповете отразява разнообразието от механизми, които са в основата на експлозията и различните типове звезди-предшественици. Експлозиите на свръхнови като SN 1987A възникват в последния еволюционен етап на звезда с голяма маса (повече от 8 пъти масата на Слънцето).

Свръхновите тип lb и lc са резултат от колапса на централните части на масивни звезди, които са загубили значителна част от своята водородна обвивка поради силни звездни ветрове или поради прехвърляне на материя към друга звезда в двойна система.

Различни предшественици

Всички свръхнови от типове lb, lc и II произхождат от звезди от Популация I, т.е. от млади звезди, концентрирани в дисковете на спирални галактики. Свръхновите от тип la произхождат от стари звезди от Популация II и могат да се наблюдават както в елиптичните галактики, така и в ядрата на спиралните галактики. Този тип свръхнова идва от бяло джудже, което е част от двоична система и изтегля материал от своя съсед. Когато масата на бяло джудже достигне своята граница на стабилност (наречена граница на Чандрасекар), започва бърз процес на сливане на въглеродни ядра и възниква експлозия, в резултат на което звездата изхвърля по-голямата част от масата си.

Различна светимост

Различните класове свръхнови се различават един от друг не само по своя спектър, но и по максималната яркост, която постигат при експлозията, и по това как точно тази яркост намалява с времето. Свръхновите тип I обикновено са много по-ярки от свръхновите тип II, но също така затъмняват много по-бързо. Свръхновите тип I издържат от няколко часа до няколко дни при пикова яркост, докато свръхновите тип II могат да продължат до няколко месеца. Изложена е хипотеза, според която звезди с много голяма маса (няколко десетки пъти по-голяма от масата на Слънцето) експлодират още по-силно, като „хипернови звезди“, а ядрото им се превръща в черна дупка.

СУПЕРНОВИ В ИСТОРИЯТА

Астрономите смятат, че средно на всеки 100 години в нашата Галактика избухва една супернова. Броят на исторически документираните свръхнови през последните две хилядолетия обаче не достига дори 10. Една от причините за това може да се дължи на факта, че свръхновите, особено тип II, експлодират в спирални ръкави, където междузвездният прах е много по-плътен и съответно , може да затъмни блясъка на супернова.

Първият, който видях

Въпреки че учените обмислят други кандидати, днес е общоприето, че първото наблюдение на експлозия на свръхнова в историята датира от 185 г. сл. Хр. Документирано е от китайски астрономи. В Китай експлозии на галактически свръхнови също са наблюдавани през 386 и 393 г. След това изминаха повече от 600 години и накрая в небето се появи още една свръхнова: през 1006 г. нова звезда блесна в съзвездието Вълк, този път записана, наред с други неща, от арабски и европейски астрономи. Тази най-ярка звезда (чиято видима величина при пикова яркост достига -7,5) остава видима в небето повече от година.
.
Мъглявина Рак

Свръхновата от 1054 г. също беше изключително ярка (максимален магнитуд -6), но отново беше забелязана само от китайски астрономи, а може би и от американски индианци. Това е може би най-известната свръхнова, тъй като нейният остатък е мъглявината Рак в съзвездието Телец, която Шарл Месие включи в своя каталог под номер 1.

На китайските астрономи дължим и информация за появата на свръхнова в съзвездието Касиопея през 1181 г. Друга свръхнова избухна там, този път през 1572 г. Тази свръхнова беше забелязана и от европейски астрономи, включително Тихо Брахе, който описа както външния й вид, така и последвалата промяна в нейния блясък в книгата си „За новата звезда“, чието име даде началото на термина, който обикновено се използва за обозначаване на такива звезди .

Супернова тихо

32 години по-късно, през 1604 г., друга свръхнова се появява в небето. Тихо Брахе предава тази информация на своя ученик Йоханес Кеплер, който започва да проследява „новата звезда“ и й посвещава книгата „За новата звезда в подножието на Змиеносеца“. Тази звезда, също наблюдавана от Галилео Галилей, днес остава последната свръхнова, видима с невъоръжено око, избухнала в нашата Галактика.

Няма съмнение обаче, че в Млечния път е избухнала още една супернова, отново в съзвездието Касиопея (съзвездието, което държи рекорда за три галактически свръхнови). Въпреки че няма визуални доказателства за това събитие, астрономите са открили остатък от звездата и изчисляват, че трябва да съответства на експлозия, настъпила през 1667 г.

Извън Млечния път, в допълнение към свръхнова 1987A, астрономите също наблюдаваха втора свръхнова, 1885, която избухна в галактиката Андромеда.

Наблюдение на свръхнова

Търсенето на свръхнови изисква търпение и правилния метод.

Първото е необходимо, тъй като никой не гарантира, че ще можете да откриете свръхнова още първата вечер. Не можете без второто, ако не искате да губите време и наистина искате да увеличите шансовете си за откриване на свръхнова. Основният проблем е, че е физически невъзможно да се предвиди кога и къде ще се случи експлозия на свръхнова в една от далечните галактики. Така че ловецът на свръхнови трябва да сканира небето всяка вечер, като проверява десетки галактики, внимателно подбрани за тази цел.

Какво трябва да направим

Една от най-разпространените техники е да се насочи телескоп към определена галактика и да се сравни външният й вид с по-ранно изображение (чертеж, снимка, цифрово изображение), в идеалния случай при приблизително същото увеличение като телескопа, с който се правят наблюденията. Ако там се появи супернова, веднага ще ви хване окото. Днес много астрономи аматьори разполагат с оборудване, достойно за професионална обсерватория, като телескопи с компютърно управление и CCD камери, които им позволяват да правят снимки на звездното небе директно в цифров формат. Но дори и днес много наблюдатели търсят свръхнови, като просто насочват телескоп към определена галактика и гледат през окуляра, надявайки се да видят дали друга звезда се появява някъде.

Необходима екипировка

Ловът на супернова не изисква прекалено сложно оборудване. Разбира се, трябва да имате предвид мощността на вашия телескоп. Факт е, че всеки инструмент има гранична величина, която зависи от различни фактори, като най-важният от тях е диаметърът на лещата (но яркостта на небето също е важна, в зависимост от светлинното замърсяване: колкото по-малка е , толкова по-висока е граничната стойност). С вашия телескоп можете да гледате стотици галактики, търсейки свръхнови. Въпреки това, преди да започнете да наблюдавате, е много важно да имате под ръка небесни карти за идентифициране на галактики, както и чертежи и снимки на галактиките, които планирате да наблюдавате (в интернет има десетки ресурси за ловци на свръхнови), и, накрая, дневник за наблюдение, където ще записвате данни за всяка сесия на наблюдение.

СУПЕРНОВА,експлозия, белязала смъртта на звезда. Понякога експлозията на свръхнова е по-ярка от галактиката, в която се е случила.

Свръхновите се делят на два основни типа. Тип I се характеризира с дефицит на водород в оптичния спектър; затова се смята, че това е експлозия на бяло джудже - звезда с маса, близка до Слънцето, но по-малка по размер и по-плътна. Бялото джудже почти не съдържа водород, тъй като е крайният продукт от еволюцията на нормална звезда. През 30-те години на миналия век С. Чандрасекар показа, че масата на бяло джудже не може да бъде над определена граница. Ако е в двойна система с нормална звезда, тогава нейната материя може да изтече върху повърхността на бялото джудже. Когато масата му надхвърли границата на Чандрасекар, бялото джудже колабира (свива се), нагрява се и експлодира. Вижте същоЗВЕЗДИ.

Свръхнова от тип II избухна на 23 февруари 1987 г. в нашата съседна галактика, Големия Магеланов облак. Тя получи името на Иън Шелтън, който пръв забеляза експлозия на свръхнова с помощта на телескоп, а след това и с просто око. (Последното подобно откритие принадлежи на Кеплер, който видя експлозия на свръхнова в нашата Галактика през 1604 г., малко преди изобретяването на телескопа.) Едновременно с оптичната експлозия на супернова от 1987 г., специални детектори в Япония и в Съединените щати. Охайо (САЩ) регистрира поток от неутрино - елементарни частици, родени при много високи температури по време на колапса на ядрото на звездата и лесно проникващи през нейната обвивка. Въпреки че потокът от неутрино е излъчен от звезда заедно с оптично изригване преди приблизително 150 хиляди години, той достига Земята почти едновременно с фотоните, като по този начин доказва, че неутриното нямат маса и се движат със скоростта на светлината. Тези наблюдения също потвърждават предположението, че около 10% от масата на колабиращото звездно ядро ​​се излъчва под формата на неутрино, когато самото ядро ​​колабира в неутронна звезда. При много масивни звезди, по време на експлозия на свръхнова, ядрата се компресират до още по-голяма плътност и вероятно се превръщат в черни дупки, но външните слоеве на звездата все още се отделят. См. СъщоЧЕРНА ДУПКА.

В нашата Галактика мъглявината Рак е остатък от експлозия на свръхнова, която е наблюдавана от китайски учени през 1054 г. Известният астроном Т. Брахе също е наблюдавал свръхнова, избухнала в нашата Галактика през 1572 г. Въпреки че суперновата на Шелтън е първата близка супернова, открита след Кеплер, стотици свръхнови в други, по-далечни галактики са били наблюдавани от телескопи през последните 100 години.

Въглерод, кислород, желязо и по-тежки елементи могат да бъдат намерени в останките от експлозия на свръхнова. Следователно тези експлозии играят важна роля в нуклеосинтезата, процесът на образуване на химични елементи. Възможно е преди 5 милиарда години раждането на Слънчевата система също да е било предшествано от експлозия на свръхнова, в резултат на която са възникнали много елементи, които са станали част от Слънцето и планетите. НУКЛЕОСИНТЕЗА.

Остатък от свръхнова на Кеплер

Свръхнова или експлозия на свръхнова е явление, по време на което нейната яркост се променя рязко с 4-8 порядъка (дузина величини), последвано от относително бавно затихване на избухването. Това е резултат от катаклизъм, съпроводен с освобождаване на огромна енергия и възникващ в края на еволюцията на някои звезди.

Остатък от свръхнова RCW 103 с неутронна звезда 1E 161348-5055 в центъра

По правило свръхновите се наблюдават постфактум, тоест когато събитието вече е настъпило и тяхното излъчване е достигнало . Следователно тяхната природа беше неясна доста дълго време. Но сега се предлагат доста сценарии, които водят до огнища от този вид, въпреки че основните разпоредби вече са доста ясни.

Експлозията е придружена от изхвърляне на значителна маса звездна материя в междузвездното пространство, а от останалата част от материята на експлодиращата звезда, като правило, се образува компактен обект - неутронна звезда или черна дупка. Заедно те образуват остатък от свръхнова.

Цялостното изследване на получените по-рано спектри и светлинни криви в комбинация с изследването на остатъци и възможни звезди-предшественици прави възможно изграждането на по-подробни модели и изследване на условията, които са съществували по време на избухването.

Освен всичко друго, веществото, изхвърлено по време на изригването, до голяма степен съдържа продукти от термоядрен синтез, възникнал през целия живот на звездата. Това е благодарение на свръхнови като цяло и всяка по-специално, която се развива химически.

Името отразява историческия процес на изучаване на звезди, чиято яркост се променя значително с течение на времето, така наречените нови звезди. По същия начин сред свръхновите вече има подклас - хипернови.

Името се състои от етикета SN, последван от годината на отваряне, завършваща с едно- или двубуквено обозначение. Първите 26 свръхнови от текущата година получават еднобуквени обозначения в края на името си от главни букви A до Z. Останалите свръхнови получават двубуквени обозначения от малки букви: aa, ab и т.н. Непотвърдените свръхнови се обозначават с буквите PSN (възможна свръхнова) с небесни координати във формат: Jhhmmssss+ddmmsss.

Светлинните криви за тип I са много сходни: има рязко увеличение за 2-3 дни, след което се заменя със значителен спад (с 3 магнитуда) за 25-40 дни, последвано от бавно отслабване, почти линейно на мащаб на величината.

Но светлинните криви от тип II са доста разнообразни. За някои кривите приличаха на тези за тип I, само с по-бавно и по-дълго намаляване на яркостта до началото на линейния етап. Други, след като достигнаха връх, останаха на него до 100 дни, след което яркостта спадна рязко и достигна линейна „опашка“. Абсолютната величина на максимума варира в широки граници.

Горната класификация вече съдържа някои основни характеристики на спектрите на свръхнови от различни видове; нека се спрем на това, което не е включено. Първата и много важна особеност, която дълго време възпрепятстваше интерпретацията на получените спектри, е, че основните линии са много широки.

Спектрите на свръхновите тип II и Ib\c се характеризират с:
Наличието на тесни характеристики на поглъщане близо до максимума на яркостта и тесни неизместени компоненти на излъчване.
Линии , , , наблюдавани при ултравиолетово лъчение.

Честотата на изригванията зависи от броя на звездите в галактиката или, което е същото за обикновените галактики, от светимостта.

В този случай свръхновите Ib/c и II гравитират към спирални ръкави.

Мъглявина Рак (рентгеново изображение), показваща вътрешна ударна вълна, свободно течащ вятър и струя

Каноничната схема на младия остатък е следната:

Възможен компактен остатък; обикновено пулсар, но вероятно и черна дупка
Външна ударна вълна, разпространяваща се в междузвездната материя.
Възвратна вълна, разпространяваща се в материала на изхвърлената свръхнова.
Вторични, разпространяващи се в струпвания на междузвездната среда и в плътни емисии на свръхнова.

Заедно те образуват следната картина: зад фронта на външната ударна вълна газът се нагрява до температури TS ≥ 107 K и излъчва в рентгеновия диапазон с фотонна енергия 0,1-20 keV; по същия начин газът зад предната част на обратната вълна образува втора област на рентгеново лъчение. Линиите на силно йонизирано Fe, Si, S и др. показват топлинната природа на излъчването от двата слоя.

Оптичното излъчване от младия остатък създава газ в бучки зад фронта на вторичната вълна. Тъй като скоростта на разпространение в тях е по-висока, което означава, че газът се охлажда по-бързо и радиацията преминава от рентгеновия в оптичния диапазон. Ударният произход на оптичното излъчване се потвърждава от относителния интензитет на линиите.

Влакната в Касиопея А ясно показват, че произходът на бучките материя може да бъде двоен. Така наречените бързи нишки отлитат със скорост 5000-9000 km/s и излъчват само в линиите O, S, Si - тоест това са струпвания, образувани в момента на избухване на свръхнова. Стационарните кондензации имат скорост от 100-400 km/s и в тях се наблюдават нормални концентрации на H, N, O. Заедно това показва, че това вещество е изхвърлено много преди експлозията на свръхнова и по-късно е нагрято от външна ударна вълна .

Синхротронното радиоизлъчване от релативистични частици в силно магнитно поле е основният наблюдателен подпис за целия остатък. Районът на неговата локализация е фронталната област на външните и обратните вълни. Синхротронно лъчение се наблюдава и в рентгеновия диапазон.

Природата на свръхновите Ia е различна от природата на другите експлозии. Това ясно се доказва от липсата на изригвания от тип Ib\c и тип II в елиптичните галактики. От обща информация за последното е известно, че там има малко газ и сини звезди, а звездообразуването е приключило преди 1010 години. Това означава, че всички масивни звезди вече са завършили своята еволюция и остават само звезди с маса, по-малка от слънчевата, и не повече. От теорията за еволюцията на звездите е известно, че звезди от този тип не могат да бъдат експлодирани и следователно е необходим механизъм за удължаване на живота за звезди с маса от 1-2M⊙.

Липсата на водородни линии в Ia\Iax спектрите показва, че има изключително малко водород в атмосферата на оригиналната звезда. Масата на изхвърленото вещество е доста голяма - 1M⊙, като основно съдържа въглерод, кислород и други тежки елементи. А изместените линии на Si II показват, че ядрените реакции протичат активно по време на изхвърлянето. Всичко това ни убеждава, че звездата-предшественик е бяло джудже, най-вероятно въглеродно-кислородно.

Привличането към спиралните ръкави на свръхнови тип Ib\c и тип II показва, че звездата-предшественик е краткотрайни O звезди с маса 8-10M⊙.

Доминиращ сценарий

Един от начините за освобождаване на необходимото количество енергия е рязкото увеличаване на масата на веществото, участващо в термоядрено изгаряне, т.е. термоядрен взрив. Физиката на единичните звезди обаче не позволява това. Процесите в звездите, разположени на главната последователност, са в равновесие. Следователно всички модели разглеждат последния етап от еволюцията на звездите - белите джуджета. Последната обаче сама по себе си е стабилна звезда, всичко може да се промени само когато се приближи границата на Чандрасекар. Това води до недвусмисленото заключение, че термоядрен взрив е възможен само в звездни системи, най-вероятно в така наречените двойни звезди.

В тази схема има две променливи, които влияят върху състоянието, химическия състав и крайната маса на веществото, участващо в експлозията.

Вторият спътник е обикновена звезда, от която материята тече към първата.
Вторият спътник е същото бяло джудже. Този сценарий се нарича двойна дегенерация.

Експлозия възниква, когато границата на Чандрасекар бъде превишена.
Експлозията се случва преди него.

Общото между всички сценарии за свръхнова Ia е, че експлодиращото джудже най-вероятно е въглеродно-кислородно.

Масата на реагиращото вещество определя енергията на експлозията и съответно максималната яркост. Ако приемем, че цялата маса на бялото джудже реагира, тогава енергията на експлозията ще бъде 2,2 1051 erg.

По-нататъшното поведение на светлинната крива се определя главно от веригата на разпад.

Изотопът 56Ni е нестабилен и има период на полуразпад от 6,1 дни. Освен това, електронното улавяне води до образуването на ядро ​​56Co предимно във възбудено състояние с енергия от 1,72 MeV. Това ниво е нестабилно и преминаването на електрона в основно състояние е съпроводено с излъчване на каскада от γ-кванти с енергия от 0,163 MeV до 1,56 MeV. Тези кванти изпитват комптоново разсейване и тяхната енергия бързо намалява до ~100 keV. Такива кванти вече се абсорбират ефективно от фотоелектричния ефект и в резултат нагряват веществото. Когато звездата се разширява, плътността на материята в звездата намалява, броят на фотонните сблъсъци намалява и повърхностната материя на звездата става прозрачна за радиация. Както показват теоретичните изчисления, тази ситуация се случва приблизително 20-30 дни след като звездата достигне максималната си яркост.

60 дни след началото веществото става прозрачно за γ-лъчение. Светлинната крива започва да намалява експоненциално. По това време 56Ni вече се е разпаднал и възниква освобождаване на енергия поради β-разпадането на 56Co до 56Fe (T1/2 = 77 дни) с енергии на възбуждане до 4,2 MeV.

Модел на механизма на гравитационен колапс

Вторият сценарий за освобождаване на необходимата енергия е колапсът на ядрото на звездата. Нейната маса трябва да е точно равна на масата на нейния остатък - неутронна звезда.

Необходим е носител, който, от една страна, трябва да отнесе освободената енергия, а от друга, да не взаимодейства с веществото. Неутриното са подходящи за ролята на такъв носител.

Няколко процеса са отговорни за тяхното образуване. Първият и най-важен за дестабилизирането на една звезда и началото на компресията е процесът на неутронизация.

Неутрино от тези реакции отнасят 10%. Основна роля в охлаждането играят процесите URKA (неутрино охлаждане).

Вместо протони и неутрони, атомните ядра също могат да действат, образувайки нестабилен изотоп, който изпитва бета-разпад.

Интензивността на тези процеси се увеличава с компресията, като по този начин се ускорява. Този процес се спира от разсейването на неутрино върху изродени електрони, по време на което те се термолизират и се заключват вътре в веществото.

Обърнете внимание, че процесите на неутронизация възникват само при плътности от 1011/cm3, постижими само в звездното ядро. Това означава, че хидродинамичното равновесие е нарушено само в него. Външните слоеве са в локално хидродинамично равновесие и колапсът започва едва след като централното ядро ​​се свие и образува твърда повърхност. Отскокът от тази повърхност осигурява освобождаването на черупката.

Има три етапа в еволюцията на остатъка от свръхновата:

Безплатен полет.
Адиабатно разширение (етап на Седов). Експлозията на свръхнова на този етап се появява като силна точкова експлозия в среда с постоянен топлинен капацитет. Самомодалното решение на Седов, тествано върху ядрени експлозии в земната атмосфера, е приложимо за този проблем.
Етап на интензивно осветление. Започва, когато температурата зад фронта достигне максимум на кривата на радиационните загуби.

Разширяването на обвивката спира в момента, когато налягането на газа в остатъка се изравни с налягането на газа в междузвездната среда. След това остатъкът започва да се разсейва, сблъсквайки се с хаотично движещи се облаци.

В допълнение към несигурността в теориите за супернова Ia, описани по-горе, механизмът на самата експлозия е източник на много противоречия. Най-често моделите могат да бъдат разделени на следните групи:

Моментална детонация
Забавена детонация
Пулсираща забавена детонация
Турбулентно бързо горене

Поне за всяка комбинация от начални условия, изброените механизми могат да бъдат намерени в една или друга вариация. Но гамата от предложени модели не се ограничава до това. Като пример можем да цитираме модели, когато двама детонират наведнъж. Естествено, това е възможно само в сценарии, при които и двата компонента са се развили.

Експлозиите на свръхнови са основният източник на попълване на междузвездната среда с елементи с атомни номера по-големи (или, както се казва, по-тежки) He. Процесите, които са ги породили, обаче са различни за различните групи елементи и дори изотопи.

Почти всички елементи, по-тежки от He и до Fe, са резултат от класически термоядрен синтез, възникващ например във вътрешността на звездите или по време на експлозии на свръхнова по време на p-процеса. Тук си струва да се спомене, че изключително малка част е получена по време на първичната нуклеосинтеза.
Всички елементи, по-тежки от 209Bi, са резултат от r-процеса
Произходът на останалите е предмет на дебат; s-, r-, ν- и rp-процесите се предлагат като възможни механизми.

Структурата и процесите на нуклеосинтеза в предсвръхновата и в следващия момент след избухването за звезда 25M☉, не в мащаб.

R-процесът е процес на образуване на по-тежки ядра от по-леки чрез последователно улавяне на неутрони по време на (n, γ) реакции и продължава, докато скоростта на улавяне на неутрони е по-висока от скоростта на β- разпадане на изотопа.

ν-процесът е процес на нуклеосинтеза чрез взаимодействие на неутрино с атомни ядра. Може да е отговорен за появата на изотопите 7Li, 11B, 19F, 138La и 180Ta.

Мъглявината Рак като остатък от свръхнова SN 1054

Интересът на Хипарх към неподвижните звезди може да е бил вдъхновен от наблюдението на свръхнова (според Плиний). Най-ранният запис, идентифициран като свръхнова SN 185, е направен от китайски астрономи през 185 г. сл. Хр. Най-ярката известна супернова, SN 1006, е описана подробно от китайски и арабски астрономи. Свръхновата SN 1054, която роди мъглявината Рак, беше добре наблюдавана. Свръхновите SN 1572 и SN 1604 бяха видими с невъоръжено око и бяха от голямо значение за развитието на астрономията в Европа, тъй като бяха използвани като аргумент срещу идеята на Аристотел, че светът отвъд Луната и Слънчевата система е непроменлив. Йоханес Кеплер започва да наблюдава SN 1604 на 17 октомври 1604 г. Това беше втората свръхнова, която беше записана на етапа на нарастваща яркост (след SN 1572, наблюдавана от Тихо Брахе в съзвездието Касиопея).

С развитието на телескопите стана възможно да се наблюдават свръхнови в други галактики, като се започне с наблюдения на супернова S Андромеда в мъглявината Андромеда през 1885 г. През двадесети век бяха разработени успешни модели за всеки тип свръхнова и разбирането за тяхната роля в образуването на звезди се увеличи. През 1941 г. американските астрономи Рудолф Минковски и Фриц Цвики разработват съвременна класификационна схема за свръхнови.

През 60-те години на миналия век астрономите откриха, че максималната яркост на експлозиите на свръхнова може да се използва като стандартна свещ, следователно мярка за астрономически разстояния. Суперновите вече предоставят важна информация за космологичните разстояния. Най-отдалечените свръхнови се оказаха по-бледи от очакваното, което според съвременните представи показва, че разширяването на Вселената се ускорява.

Разработени са методи за реконструкция на историята на експлозии на свръхнови, които нямат писмени записи от наблюдения. Датата на супернова Касиопея А е определена от светлинно ехо от мъглявината, докато възрастта на остатъка от супернова RX J0852.0-4622 е оценена от измервания на температурата и емисиите на γ-лъчи от разпадането на титан-44. През 2009 г. бяха открити нитрати в антарктическия лед, съответстващи на времето на експлозията на свръхновата.

На 22 януари 2014 г. в галактиката M82, разположена в съзвездието Голяма мечка, избухна свръхнова SN 2014J. Галактика M82 се намира на 12 милиона светлинни години от нашата галактика и има видима величина малко под 9. Тази свръхнова е най-близката до Земята от 1987 г. (SN 1987A).

Преди няколко века астрономите забелязаха как яркостта на някои звезди в галактиката внезапно се увеличи повече от хиляда пъти. Учените определиха рядко явление на многократно увеличаване на блясъка на космически обект като раждане на свръхнова. Това е по някакъв начин космическа глупост, защото в този момент звезда не се ражда, а престава да съществува.

Светкавица свръхнова- това всъщност е експлозия на звезда, съпроводена с отделяне на колосално количество енергия ~10 50 ерг. Яркостта на свръхновата, която става видима навсякъде във Вселената, се увеличава в продължение на няколко дни. В този случай, всяка секунда, количеството освободена енергия е толкова, колкото Слънцето може да произведе през цялото си съществуване.

Експлозията на свръхнова като следствие от еволюцията на космическите обекти

Астрономите обясняват това явление с еволюционните процеси, протичащи с всички космически обекти от милиони години. За да си представите процеса на свръхнова, трябва да разберете структурата на звездата. (снимката по-долу).

Звездата е огромен обект с колосална маса и следователно същата гравитация. Звездата има малко ядро, заобиколено от външна обвивка от газове, които съставляват по-голямата част от масата на звездата. Гравитационните сили оказват натиск върху черупката и сърцевината, като ги компресират с такава сила, че газовата обвивка се нагрява и, разширявайки се, започва да натиска отвътре, компенсирайки силата на гравитацията. Паритетът на двете сили определя стабилността на звездата.

Под въздействието на огромни температури в ядрото започва термоядрена реакция, превръщаща водорода в хелий. Отделя се още повече топлина, чието излъчване се увеличава вътре в звездата, но все още се ограничава от гравитацията. И тогава започва истинската космическа алхимия: запасите от водород се изчерпват, хелият започва да се превръща във въглерод, въглеродът в кислород, кислородът в магнезий... Така чрез термоядрена реакция се получава синтез на все по-тежки елементи.

До появата на желязото всички реакции протичат с отделяне на топлина, но веднага щом желязото започне да се изражда в елементите, които го следват, реакцията от екзотермична става ендотермична, т.е. топлината престава да се отделя и започва да се изразходва. Балансът на гравитационните сили и топлинното излъчване се нарушава, ядрото се компресира хиляди пъти и всички външни слоеве на обвивката се устремяват към центъра на звездата. Блъскайки се в ядрото със скоростта на светлината, те отскачат назад, сблъсквайки се един с друг. Получава се експлозия на външните слоеве и материалът, който изгражда звездата, отлита със скорост няколко хиляди километра в секунда.

Процесът е придружен от толкова ярка светкавица, че може да се види дори с невъоръжено око, ако в близка галактика се запали свръхнова. След това сиянието започва да избледнява и на мястото на експлозията... И какво остава след експлозията на свръхнова? Има няколко варианта за развитие на събитията: първо, остатъкът от свръхнова може да бъде ядро ​​от неутрони, което учените наричат ​​неутронна звезда, второ, черна дупка и трето, газова мъглявина.

Докато наблюдаваха останките от свръхнова, избухнала преди шест години, астрономите бяха изненадани да открият нова звезда на мястото на експлозията, осветяваща облак от материал около нея. Констатациите на учените са представени в списанието АстрофизикаЖурналПисма .

„Никога досега не сме виждали експлозия от този тип да остава ярка толкова дълго време, освен ако не е имала някакво взаимодействие с водорода, изхвърлен от звездата преди катаклизмичното събитие. Но в наблюденията на тази свръхнова няма следи от водород“, казва Дан Милисавлевич, водещ автор на изследването от университета Пърдю (САЩ).

За разлика от повечето звездни експлозии, които избледняват, SN 2012au продължава да свети благодарение на мощен, новороден пулсар. С уважение към: NASA, ESA и J. DePasquale

Експлозиите на звезди, известни като свръхнови, могат да бъдат толкова ярки, че да засенчат галактиките, които ги съдържат. Обикновено те "изчезват" напълно в рамките на няколко месеца или години, но понякога останките от експлозията "колабират" в богати на водород газови облаци и отново стават ярки. Но могат ли те да блеснат отново без външна намеса?

Когато големите звезди експлодират, вътрешността им се „свива“ до точката, в която всички частици се превръщат в неутрони. Ако получената неутронна звезда има магнитно поле и се върти достатъчно бързо, тя може да се превърне в пулсарна мъглявина. Най-вероятно точно това се е случило със SN 2012au, намиращ се в галактиката NGC 4790 по посока на съзвездието Дева.

„Когато пулсарната мъглявина е достатъчно ярка, тя действа като електрическа крушка, осветявайки външните емисии от предишната експлозия. Знаехме, че свръхновите произвеждат бързо въртящи се неутронни звезди, но никога не сме имали преки доказателства за това уникално събитие“, добави Дан Милисавлевич.

Изображение на пулсара Парус, направено от обсерваторията Чандра на НАСА. Кредит: НАСА

SN 2012au първоначално се оказа необичаен и странен в много отношения. Въпреки че експлозията не беше достатъчно ярка, за да бъде класифицирана като "свръхсветлинна" свръхнова, тя беше изключително енергична и продължителна.

„Ако пулсар се създаде в центъра на експлозията, той може да изтласка и дори да ускори газа, така че след няколко години можем да видим богат на кислород газ, който „излиза“ от мястото на експлозията SN 2012au“, обясни Дан Милисавлевич.

Туптящото сърце на мъглявината Рак. В центъра му се намира пулсар. Кредит: NASA/ESA

Свръхсветлинните свръхнови са горещо обсъждана тема в астрономията. Те са потенциални източници на гравитационни вълни, както и на гама-лъчи и бързи радиоизбухвания. Но разбирането на процесите зад тези събития е изправено пред трудности при наблюдението и само следващото поколение телескопи ще помогне на астрономите да отключат мистериите на тези изригвания.

„Това е фундаментален процес във Вселената. Нямаше да сме тук, ако не бяха свръхновите. Много елементи, необходими за живота, включително калций, кислород и желязо, се създават в тези катастрофални събития. Мисля, че е важно за нас като граждани на Вселената да разберем този процес“, заключи Дан Милисавлевич.