Zvijezde ne žive vječno. Oni se takođe rađaju i umiru. Neki od njih, poput Sunca, postoje nekoliko milijardi godina, mirno dođu do starosti, a zatim polako nestaju. Drugi žive mnogo kraće i turbulentnije i takođe su osuđeni na katastrofalnu smrt. Njihovo postojanje prekida džinovska eksplozija, a zatim se zvijezda pretvara u supernovu. Svjetlost supernove obasjava svemir: njena eksplozija vidljiva je na udaljenosti od mnogo milijardi svjetlosnih godina. Odjednom se na nebu pojavljuje zvijezda gdje prije, čini se, nije bilo ničega. Otuda i naziv. Stari su vjerovali da u takvim slučajevima nova zvijezda zaista svijetli. Danas znamo da se u stvari zvezda ne rađa, već umire, ali ime ostaje isto, supernova.

SUPERNOVA 1987A

U noći sa 23. na 24. februar 1987. u jednoj od nama najbližih galaksija. U Velikom Magelanovom oblaku, udaljenom samo 163.000 svjetlosnih godina, pojavila se supernova u sazviježđu Doradus. Postao je vidljiv čak i golim okom, u maju je dostigao vidljivu magnitudu +3, a u narednim mjesecima postepeno je gubio sjaj dok ponovo nije postao nevidljiv bez teleskopa ili dvogleda.

Sadašnjost i prošlost

Supernova 1987A, kao što joj i samo ime govori, bila je prva supernova uočena 1987. i prva koja je bila vidljiva golim okom od početka ere teleskopa. Činjenica je da je posljednja eksplozija supernove u našoj galaksiji uočena davne 1604. godine, kada još nije bio izumljen teleskop.

Ali što je još važnije, zvezda* 1987A dala je modernim agronomima prvu priliku da posmatraju supernovu na relativno maloj udaljenosti.

Šta je bilo prije?

Studija supernove 1987A pokazala je da se radi o supernovi tipa II. Odnosno, zvijezda progenitor ili zvijezda prethodnica, koja je otkrivena na ranijim fotografijama ovog dijela neba, pokazala se kao plavi supergigant, čija je masa bila skoro 20 puta veća od mase Sunca. Dakle, to je bila vrlo vruća zvijezda kojoj je brzo ponestalo nuklearno gorivo.

Jedino što je ostalo nakon gigantske eksplozije bio je oblak plina koji se brzo širio, unutar kojeg još niko nije mogao razaznati neutronsku zvijezdu, čiju je pojavu teoretski trebalo očekivati. Neki astronomi tvrde da je zvijezda još uvijek obavijena ispuštenim plinovima, dok su drugi pretpostavili da se umjesto zvijezde formira crna rupa.

ŽIVOT ZVIJEZDE

Zvijezde se rađaju kao rezultat gravitacijske kompresije oblaka međuzvjezdane materije, koja, kada se zagrije, dovodi svoje centralno jezgro do temperature dovoljne da pokrene termonuklearne reakcije. Naknadni razvoj već upaljene zvijezde ovisi o dva faktora: početnoj masi i kemijskom sastavu, od kojih prvi određuje brzinu sagorijevanja. Zvijezde veće mase su toplije i lakše, ali zato ranije pregore. Stoga je život masivne zvijezde kraći u odnosu na zvijezdu male mase.

Crveni giganti

Kaže se da je zvijezda koja sagorijeva vodonik u svojoj "primarnoj fazi". Veći dio života bilo koje zvijezde poklapa se s ovom fazom. Na primjer, Sunce je u glavnoj fazi 5 milijardi godina i tu će ostati još dugo, a kada se ovaj period završi, naša zvijezda će prijeći u kratku fazu nestabilnosti, nakon čega će se ponovo stabilizirati, ovaj put u obliku crvenog diva. Crveni džin je neuporedivo veći i sjajniji od zvijezda u glavnoj fazi, ali i mnogo hladniji. Antares u sazviježđu Škorpion ili Betelgeza u sazviježđu Orion su vrhunski primjeri crvenih divova. Njihova boja se može odmah prepoznati čak i golim okom.

Kada se Sunce pretvori u crvenog diva, njegovi vanjski slojevi će "apsorbirati" planete Merkur i Veneru i doći do Zemljine orbite. U fazi crvenog diva, zvijezde gube značajan dio vanjskih slojeva svoje atmosfere, a ovi slojevi formiraju planetarnu maglicu poput M57, Prsten magline u sazviježđu Lira, ili M27, maglicu Bučica u sazviježđu Vulpecula. Oba su odlična za gledanje kroz teleskop.

Put do finala

Od ovog trenutka dalje, dalja sudbina zvijezde neizbježno zavisi od njene mase. Ako je manja od 1,4 solarne mase, tada će se nakon završetka nuklearnog izgaranja takva zvijezda osloboditi svojih vanjskih slojeva i skupiti se u bijeli patuljak, završnu fazu evolucije zvijezde s malom masom. Biće potrebne milijarde godina da se beli patuljak ohladi i postane nevidljiv. Nasuprot tome, zvijezda velike mase (najmanje 8 puta masivnija od Sunca), kada joj ponestane vodonika, preživljava sagorijevanjem plinova težih od vodonika, poput helijuma i ugljika. Prošavši kroz niz faza kompresije i širenja, takva zvijezda nakon nekoliko miliona godina doživljava katastrofalnu eksploziju supernove, izbacujući ogromnu količinu vlastite materije u svemir, i pretvarajući se u ostatak supernove. Za otprilike nedelju dana, supernova premašuje sjaj svih zvezda u svojoj galaksiji, a zatim brzo potamni. U centru ostaje neutronska zvijezda, mali objekt gigantske gustine. Ako je masa zvijezde još veća, kao rezultat eksplozije supernove, ne pojavljuju se zvijezde, već crne rupe.

VRSTE SUPERNOVA

Proučavajući svjetlost koja dolazi od supernova, astronomi su otkrili da nisu sve iste i da se mogu klasificirati ovisno o kemijskim elementima predstavljenim u njihovim spektrima. Vodik ovde igra posebnu ulogu: ako spektar supernove sadrži linije koje potvrđuju prisustvo vodonika, onda se ona klasifikuje kao tip II; ako nema takvih linija, klasificira se kao tip I. Supernove tipa I se dijele na podklase la, lb i l, uzimajući u obzir druge elemente spektra.

Različita priroda eksplozija

Klasifikacija tipova i podtipova odražava raznovrsnost mehanizama koji su u osnovi eksplozije i različitih tipova zvijezda-predak. Eksplozije supernove kao što je SN 1987A dešavaju se u posljednjoj evolucijskoj fazi zvijezde velike mase (više od 8 puta veće od mase Sunca).

Supernove tipa lb i lc su rezultat kolapsa centralnih dijelova masivnih zvijezda koje su izgubile značajan dio vodoničnog omotača zbog jakih zvjezdanih vjetrova ili zbog prijenosa materije na drugu zvijezdu u binarnom sistemu.

Razni prethodnici

Sve supernove tipa lb, lc i II potiču od zvijezda Populacije I, odnosno od mladih zvijezda koncentrisanih u diskovima spiralnih galaksija. Tip la supernove, zauzvrat, potječe od starih zvijezda Populacije II i mogu se promatrati i u eliptičnim galaksijama i u jezgrama spiralnih galaksija. Ova vrsta supernove dolazi od bijelog patuljka koji je dio binarnog sistema i vuče materijal od svog susjeda. Kada masa bijelog patuljka dostigne svoju granicu stabilnosti (koja se zove Chandrasekharova granica), počinje brzi proces fuzije jezgri ugljika i dolazi do eksplozije, uslijed koje zvijezda izbacuje većinu svoje mase.

Različiti sjaj

Različite klase supernova razlikuju se jedna od druge ne samo po svom spektru, već i po maksimalnom sjaju koji postižu u eksploziji, i po tome kako se ta svjetlost vremenom smanjuje. Supernove tipa I su generalno mnogo svetlije od supernove tipa II, ali takođe mnogo brže zatamnjuju. Supernove tipa I traju nekoliko sati do nekoliko dana na vrhuncu sjaja, dok supernove tipa II mogu trajati i do nekoliko mjeseci. Iznesena je hipoteza prema kojoj zvijezde s vrlo velikom masom (nekoliko desetina puta većom od mase Sunca) eksplodiraju još jače, poput "hipernova", a njihovo jezgro se pretvara u crnu rupu.

SUPERNOVE U ISTORIJI

Astronomi vjeruju da u prosjeku jedna supernova eksplodira u našoj galaksiji svakih 100 godina. Međutim, broj supernova istorijski dokumentovanih u posljednja dva milenijuma ne dostiže ni 10. Jedan od razloga za to može biti činjenica da supernove, posebno tipa II, eksplodiraju u spiralnim krakovima, gdje je međuzvjezdana prašina mnogo gušća i, shodno tome, , može prigušiti sjaj supernove.

Prvi koji sam video

Iako naučnici razmatraju druge kandidate, danas je opšte prihvaćeno da prvo posmatranje eksplozije supernove u istoriji datira iz 185. godine nove ere. To su dokumentovali kineski astronomi. U Kini su eksplozije galaktičke supernove također primijećene 386. i 393. godine. Zatim je prošlo više od 600 godina i konačno se na nebu pojavila još jedna supernova: 1006. godine u sazviježđu Vuk zasjala je nova zvijezda, koju su ovaj put snimili, između ostalog, arapski i evropski astronomi. Ova najsjajnija zvijezda (čija je prividna magnituda na svom vrhuncu sjaja dostigla -7,5) ostala je vidljiva na nebu više od godinu dana.
.
Rakova maglina

Supernova 1054 je takođe bila izuzetno sjajna (maksimalna magnituda -6), ali su je opet primetili samo kineski astronomi, a možda i američki Indijanci. Ovo je vjerovatno najpoznatija supernova, budući da je njen ostatak Rakova maglina u sazviježđu Bika, koju je Charles Messier uvrstio u svoj katalog pod brojem 1.

Kineskim astronomima dugujemo i informaciju o pojavi supernove u sazviježđu Kasiopeja 1181. godine. Tu je eksplodirala još jedna supernova, ovog puta 1572. Ovu supernovu su primijetili i evropski astronomi, uključujući Tycho Brahea, koji je opisao i njen izgled i naknadnu promjenu njenog sjaja u svojoj knjizi "Na novoj zvijezdi", čije ime je dovelo do izraza koji se obično koristi za označavanje takvih zvijezda. .

Supernova Quiet

32 godine kasnije, 1604. godine, na nebu se pojavila još jedna supernova. Tycho Brahe je prenio ovu informaciju svom učeniku Johanesu Kepleru, koji je počeo pratiti "novu zvijezdu" i posvetio joj knjigu "O novoj zvijezdi u podnožju Zmijonika". Ova zvijezda, koju je također promatrao Galileo Galilei, i danas je posljednja supernova vidljiva golim okom koja je eksplodirala u našoj galaksiji.

Međutim, nema sumnje da je još jedna supernova eksplodirala u Mliječnom putu, opet u sazviježđu Kasiopeja (sazviježđe koje drži rekord za tri galaktičke supernove). Iako ne postoje vizuelni dokazi o ovom događaju, astronomi su pronašli ostatak zvijezde i izračunali da mora odgovarati eksploziji koja se dogodila 1667. godine.

Izvan Mliječnog puta, pored supernove 1987A, astronomi su primijetili i drugu supernovu, 1885, koja je eksplodirala u galaksiji Andromeda.

Supernova Observation

Lov na supernove zahtijeva strpljenje i pravi metod.

Prvo je neophodno, jer niko ne garantuje da ćete moći da otkrijete supernovu prve večeri. Ne možete bez drugog ako ne želite gubiti vrijeme i zaista želite povećati svoje šanse za otkrivanje supernove. Glavni problem je što je fizički nemoguće predvidjeti kada i gdje će se dogoditi eksplozija supernove u nekoj od udaljenih galaksija. Dakle, lovac na supernove mora svake noći skenirati nebo, provjeravajući desetine galaksija pažljivo odabranih za tu svrhu.

Šta treba da radimo

Jedna od najčešćih tehnika je da se teleskop usmjeri na određenu galaksiju i uporedi njen izgled sa ranijom slikom (crtež, fotografija, digitalna slika), idealno pri približno istom povećanju kao i teleskop kojim se vrše opažanja. Ako se tamo pojavi supernova, odmah će vam zapasti za oko. Danas mnogi astronomi amateri imaju opremu dostojnu profesionalne opservatorije, kao što su kompjuterski kontrolisani teleskopi i CCD kamere koje im omogućavaju da fotografišu zvezdano nebo direktno u digitalnom formatu. Ali čak i danas, mnogi posmatrači love supernove tako što jednostavno usmjere teleskop na određenu galaksiju i gledaju kroz okular, nadajući se da će vidjeti da li se negdje pojavljuje još jedna zvijezda.

Neophodna oprema

Lov na supernove ne zahtijeva pretjerano sofisticiranu opremu, naravno, morate uzeti u obzir snagu vašeg teleskopa. Činjenica je da svaki instrument ima graničnu veličinu, koja zavisi od različitih faktora, a najvažniji od njih je prečnik sočiva (međutim, bitan je i sjaj neba, u zavisnosti od svetlosnog zagađenja: što je manji , to je viša granična vrijednost). Sa svojim teleskopom možete gledati stotine galaksija u potrazi za supernovom. Međutim, pre nego što počnete da posmatrate, veoma je važno da imate pri ruci nebeske karte za identifikaciju galaksija, kao i crteže i fotografije galaksija koje planirate da posmatrate (na internetu postoje desetine resursa za lovce na supernove), i na kraju , dnevnik posmatranja u koji ćete snimati podatke za svaku sesiju posmatranja.

SUPERNOVA, eksplozija koja je označila smrt jedne zvezde. Ponekad je eksplozija supernove svjetlija od galaksije u kojoj se dogodila.

Supernove se dijele na dva glavna tipa. Tip I karakteriše nedostatak vodonika u optičkom spektru; stoga vjeruju da se radi o eksploziji bijelog patuljka - zvijezde čija je masa bliska Suncu, ali manje veličine i gušće. Bijeli patuljak gotovo da ne sadrži vodonik, jer je krajnji proizvod evolucije normalne zvijezde. 1930-ih, S. Chandrasekhar je pokazao da masa bijelog patuljka ne može biti iznad određene granice. Ako je u binarnom sistemu sa normalnom zvijezdom, onda njegova materija može teći na površinu bijelog patuljka. Kada njegova masa prijeđe Chandrasekhar granicu, bijeli patuljak se urušava (smanjuje), zagrijava i eksplodira. vidi takođe ZVIJEZDE.

Supernova tipa II eruptirala je 23. februara 1987. u našoj susjednoj galaksiji, Velikom Magelanovom oblaku. Dobila je ime Ian Shelton, koji je prvi primijetio eksploziju supernove pomoću teleskopa, a potom i golim okom. (Posljednje takvo otkriće pripada Kepleru, koji je vidio eksploziju supernove u našoj Galaksiji 1604. godine, neposredno prije pronalaska teleskopa.) Istovremeno s eksplozijom optičke supernove 1987., specijalni detektori u Japanu i Sjedinjenim Državama. Ohajo (SAD) snimio je fluks neutrina - elementarnih čestica rođenih na vrlo visokim temperaturama tokom kolapsa jezgra zvijezde i koje lako prodiru kroz njenu školjku. Iako je tok neutrina emitovala zvijezda zajedno s optičkom bakljom prije otprilike 150 hiljada godina, on je stigao do Zemlje gotovo istovremeno s fotonima, čime je dokazao da neutrini nemaju masu i da se kreću brzinom svjetlosti. Ova zapažanja su takođe potvrdila pretpostavku da se oko 10% mase zvezdanog jezgra u kolapsu emituje u obliku neutrina kada se samo jezgro sruši u neutronsku zvezdu. U veoma masivnim zvezdama, tokom eksplozije supernove, jezgra se sabijaju do još veće gustine i verovatno se pretvaraju u crne rupe, ali su spoljni slojevi zvezde i dalje odbačeni. Cm. Također CRNA RUPA.

U našoj galaksiji Rakova maglina je ostatak eksplozije supernove, koju su uočili kineski naučnici 1054. Čuveni astronom T. Brahe je takođe posmatrao supernovu koja je izbila u našoj galaksiji 1572. godine. Iako je Sheltonova supernova bila prva obližnja supernova otkrivena nakon Keplera, stotine supernova u drugim, udaljenijim galaksijama viđene su teleskopima u posljednjih 100 godina.

Ugljik, kisik, željezo i teži elementi mogu se naći u ostacima eksplozije supernove. Shodno tome, ove eksplozije igraju važnu ulogu u nukleosintezi, procesu formiranja hemijskih elemenata. Moguće je da je prije 5 milijardi godina rođenju Sunčevog sistema prethodila i eksplozija supernove, uslijed koje su nastali mnogi elementi koji su postali dio Sunca i planeta. NUKLEOSYNTEZA.

Ostatak Keplerove supernove

Eksplozija supernove ili supernove je pojava tokom koje se njen sjaj naglo menja za 4-8 redova magnitude (desetak magnituda) nakon čega sledi relativno sporo slabljenje izbijanja. To je rezultat kataklizmičkog procesa, praćenog oslobađanjem ogromne energije i koji nastaje na kraju evolucije nekih zvijezda.

Ostatak supernove RCW 103 s neutronskom zvijezdom 1E 161348-5055 u centru

Supernove se po pravilu posmatraju naknadno, odnosno kada se događaj već dogodio i njihovo zračenje je dostiglo . Stoga je njihova priroda dugo vremena bila nejasna. Ali sada se predlaže dosta scenarija koji dovode do izbijanja ove vrste, iako su glavne odredbe već sasvim jasne.

Eksplozija je praćena izbacivanjem značajne mase zvjezdane materije u međuzvjezdani prostor, a od preostalog dijela materije zvijezde koja eksplodira u pravilu nastaje kompaktni objekt - neutronska zvijezda ili crna rupa. Zajedno formiraju ostatak supernove.

Sveobuhvatno proučavanje prethodno dobijenih spektra i svjetlosnih krivulja u kombinaciji sa proučavanjem ostataka i mogućih zvijezda progenitor omogućava izradu detaljnijih modela i proučavanje uslova koji su postojali u vrijeme izbijanja.

Između ostalog, supstanca izbačena tokom baklje u velikoj meri sadrži proizvode termonuklearne fuzije koja se dešavala tokom života zvezde. Zahvaljujući supernovi općenito i svakoj posebno, kemijski evoluira.

Naziv odražava istorijski proces proučavanja zvijezda čiji se sjaj tokom vremena značajno mijenja, takozvanih novih. Slično, među supernovama sada postoji podklasa - hipernove.

Ime se sastoji od oznake SN, iza koje slijedi godina otvaranja, koja se završava oznakom od jednog ili dva slova. Prvih 26 supernova tekuće godine dobija jednoslovne oznake, na kraju svog imena, od velikih slova A do Z. Preostale supernove dobijaju dvoslovne oznake malim slovima: aa, ab, itd. Nepotvrđene supernove su označene slovima PSN (moguća supernova) sa nebeskim koordinatama u formatu: Jhhmmssss+ddmmsss.

Krivulje svjetla za tip I su veoma slične: postoji nagli porast tokom 2-3 dana, zatim se zamjenjuje značajnim padom (za 3 magnitude) tokom 25-40 dana, nakon čega slijedi lagano slabljenje, gotovo linearno na skala magnituda.

Ali krivulje svjetla tipa II su prilično raznolike. Za neke, krive su ličile na one za tip I, samo sa sporijim i dužim opadanjem svjetline sve dok ne počne linearna faza. Drugi, nakon što su dostigli vrhunac, ostali su na njemu do 100 dana, a onda je sjaj naglo opao i dostigao linearni "rep". Apsolutna veličina maksimuma uveliko varira.

Gornja klasifikacija već sadrži neke osnovne karakteristike spektra supernova različitih tipova, zadržimo se na onome što nije uključeno. Prva i veoma važna karakteristika, koja je dugo vremena onemogućavala interpretaciju dobijenih spektra, jeste da su glavne linije veoma široke.

Spektre supernove tipa II i Ib\c karakteriziraju:
Prisustvo uskih apsorpcionih karakteristika u blizini maksimuma svjetline i uskih nepomjerenih komponenti emisije.
Linije , , , uočene u ultraljubičastom zračenju.

Učestalost bljeskova zavisi od broja zvijezda u galaksiji ili, što je isto za obične galaksije, svjetline.

U ovom slučaju, supernove Ib/c i II gravitiraju prema spiralnim krakovima.

Rakova maglina (rendgenska slika) koja prikazuje unutrašnji udarni talas, vetar koji slobodno teče i mlaz

Kanonska shema mladog ostatka je sljedeća:

Mogući kompaktni ostatak; obično pulsar, ali moguće i crna rupa
Vanjski udarni talas koji se širi u međuzvjezdanoj materiji.
Povratni val koji se širi u materijalu izbačenog supernove.
Sekundarni, koji se širi u nakupinama međuzvjezdanog medija iu gustim emisijama supernove.

Zajedno formiraju sljedeću sliku: iza prednje strane vanjskog udarnog vala, plin se zagrijava do temperature TS ≥ 107 K i emituje u rendgenskom području sa energijom fotona od 0,1-20 keV, slično kao i plin iza front povratnog talasa formira drugu oblast rendgenskog zračenja. Linije visoko jonizovanog Fe, Si, S, itd. ukazuju na termičku prirodu zračenja oba sloja.

Optička emisija iz mladog ostatka stvara gas u nakupinama iza sekundarnog fronta talasa. Pošto je brzina širenja u njima veća, što znači da se gas brže hladi i zračenje prelazi iz rendgenskog u optičko područje. Udarno porijeklo optičkog zračenja potvrđuje relativni intenzitet linija.

Vlakna u Kasiopeji A jasno pokazuju da porijeklo nakupina materije može biti dvostruko. Takozvana brza filamenta odlete brzinom od 5000-9000 km/s i emituju samo u linijama O, S, Si - odnosno, to su nakupine nastale u trenutku eksplozije supernove. Stacionarne kondenzacije imaju brzinu od 100-400 km/s, a u njima se opažaju normalne koncentracije H, N, O zajedno, što ukazuje da je ova supstanca izbačena mnogo prije eksplozije supernove i kasnije je zagrijana vanjskim udarnim valom. .

Sinhrotronska radio-emisija iz relativističkih čestica u jakom magnetnom polju je glavni opservacijski potpis za cijeli ostatak. Područje njegove lokalizacije su frontalna područja vanjskih i povratnih valova. Sinhrotronsko zračenje se takođe primećuje u rendgenskom opsegu.

Priroda supernove Ia se razlikuje od prirode drugih izbijanja. O tome jasno svjedoči odsustvo baklji tipa Ib\c i tipa II u eliptičnim galaksijama. Iz općih podataka o potonjem, poznato je da tamo ima malo plina i plavih zvijezda, a formiranje zvijezda je završeno prije 1010 godina. To znači da su sve masivne zvijezde već završile svoju evoluciju, a preostale su samo zvijezde čija je masa manja od sunčeve mase, i ne više. Iz teorije zvjezdane evolucije poznato je da zvijezde ovog tipa ne mogu eksplodirati, te je stoga potreban mehanizam za produženje života za zvijezde s masama od 1-2M⊙.

Odsustvo vodoničnih linija u Ia\Iax spektru ukazuje da ima izuzetno malo vodonika u atmosferi originalne zvijezde. Masa izbačene tvari je prilično velika - 1M⊙, uglavnom sadrži ugljik, kisik i druge teške elemente. A pomaknute linije Si II ukazuju na to da se nuklearne reakcije aktivno odvijaju tokom izbacivanja. Sve nas to uvjerava da je zvijezda prethodnica bijeli patuljak, najvjerovatnije ugljenik-kiseonik.

Privlačnost spiralnih krakova supernove tipa Ib\c i tipa II ukazuje da su zvijezde progenitor kratkovječne O zvijezde s masom od 8-10M⊙.

Dominantni scenario

Jedan od načina oslobađanja potrebne količine energije je naglo povećanje mase tvari uključene u termonuklearno sagorijevanje, odnosno termonuklearnu eksploziju. Međutim, fizika pojedinačnih zvijezda to ne dozvoljava. Procesi u zvijezdama smještenim na glavnom nizu su u ravnoteži. Stoga svi modeli smatraju završnu fazu zvjezdane evolucije - bijele patuljke. Međutim, ovaj drugi je stabilna zvijezda, sve se može promijeniti samo kada se približi Chandrasekhar granici. To dovodi do nedvosmislenog zaključka da je termonuklearna eksplozija moguća samo u zvjezdanim sistemima, najvjerovatnije u takozvanim dvostrukim zvijezdama.

U ovoj shemi postoje dvije varijable koje utiču na stanje, hemijski sastav i konačnu masu supstance uključene u eksploziju.

Drugi pratilac je obična zvijezda iz koje materija teče u prvu.
Drugi pratilac je isti bijeli patuljak. Ovaj scenario se naziva dvostruka degeneracija.

Eksplozija se događa kada je granica Chandrasekhara prekoračena.
Eksplozija se dogodi prije njega.

Ono što je zajedničko svim scenarijima supernove Ia je da je eksplodirajući patuljak najvjerovatnije ugljenik-kiseonik.

Masa tvari koja reagira određuje energiju eksplozije i, shodno tome, maksimalnu svjetlinu. Ako pretpostavimo da cela masa belog patuljka reaguje, tada će energija eksplozije biti 2,2 1051 erg.

Dalje ponašanje krivulje svjetlosti uglavnom je određeno lancem raspadanja.

Izotop 56Ni je nestabilan i ima poluživot od 6,1 dan. Nadalje, e-hvatanje dovodi do formiranja jezgra 56Co pretežno u pobuđenom stanju s energijom od 1,72 MeV. Ovaj nivo je nestabilan i prelazak elektrona u osnovno stanje je praćen emisijom kaskade γ-kvanta sa energijama od 0,163 MeV do 1,56 MeV. Ovi kvanti doživljavaju Comptonovo raspršenje i njihova energija se brzo smanjuje na ~100 keV. Takvi kvanti su već efektivno apsorbirani fotoelektričnim efektom i kao rezultat zagrijavaju supstancu. Kako se zvijezda širi, gustoća materije u zvijezdi se smanjuje, broj sudara fotona se smanjuje, a površinska materija zvijezde postaje providna za zračenje. Kao što pokazuju teorijski proračuni, ova situacija se događa otprilike 20-30 dana nakon što zvijezda dostigne svoj maksimalni sjaj.

60 dana nakon početka, supstanca postaje providna za γ-zračenje. Svjetlosna kriva počinje eksponencijalno opadati. Do tog vremena, 56Ni se već raspao i dolazi do oslobađanja energije zbog β-raspada 56Co do 56Fe (T1/2 = 77 dana) sa energijama pobude do 4,2 MeV.

Model mehanizma gravitacionog kolapsa

Drugi scenario za oslobađanje potrebne energije je kolaps jezgra zvezde. Njegova masa mora biti tačno jednaka masi njenog ostatka - neutronske zvijezde.

Potreban je nosač, koji mora, s jedne strane, da odnese oslobođenu energiju, a s druge strane da ne stupi u interakciju sa supstancom. Neutrini su pogodni za ulogu takvog nosioca.

Za njihovo formiranje odgovorno je nekoliko procesa. Prvi i najvažniji za destabilizaciju zvijezde i početak kompresije je proces neutronizacije.

Neutrini iz ovih reakcija odnose 10%. Glavnu ulogu u hlađenju imaju URKA procesi (neutrino hlađenje).

Umjesto protona i neutrona, atomska jezgra također mogu djelovati, formirajući nestabilan izotop koji doživljava beta raspad.

Intenzitet ovih procesa raste sa kompresijom, čime se ubrzava. Ovaj proces se zaustavlja raspršivanjem neutrina na degenerisanim elektronima, pri čemu se oni termoliziraju i zaključavaju unutar supstance.

Imajte na umu da se procesi neutronizacije dešavaju samo pri gustoćima od 1011/cm3, što je moguće samo u jezgru zvijezde. To znači da je samo u njemu poremećena hidrodinamička ravnoteža. Vanjski slojevi su u lokalnoj hidrodinamičkoj ravnoteži, a kolaps počinje tek nakon što se centralno jezgro skupi i formira čvrstu površinu. Odbijanje od ove površine osigurava oslobađanje školjke.

Postoje tri faze u evoluciji ostatka supernove:

Besplatan let.
Adijabatsko širenje (Sedov stupanj). Eksplozija supernove u ovoj fazi izgleda kao eksplozija jake tačke u mediju sa konstantnim toplotnim kapacitetom. Sedovovo samomodalno rješenje, testirano na nuklearnim eksplozijama u zemljinoj atmosferi, primjenjivo je na ovaj problem.
Faza intenzivnog osvjetljenja. Počinje kada temperatura iza prednje strane dostigne maksimum na krivulji gubitka radijacije.

Širenje ljuske prestaje u trenutku kada se pritisak gasa u ostatku izjednači sa pritiskom gasa u međuzvezdanom mediju. Nakon toga, ostatak počinje da se raspršuje, sudarajući se sa haotično pokretnim oblacima.

Pored neizvjesnosti u gore opisanim teorijama supernove Ia, sam mehanizam eksplozije bio je izvor mnogih kontroverzi. Najčešće se modeli mogu podijeliti u sljedeće grupe:

Trenutna detonacija
Odgođena detonacija
Pulsirajuća odložena detonacija
Turbulentno brzo sagorevanje

Barem za svaku kombinaciju početnih uslova, navedeni mehanizmi se mogu naći u jednoj ili drugoj varijanti. Ali raspon predloženih modela nije ograničen na ovo. Kao primjer možemo navesti modele kada dva detoniraju odjednom. Naravno, ovo je moguće samo u scenarijima u kojima su se obje komponente razvile.

Eksplozije supernove glavni su izvor nadopunjavanja međuzvjezdanog medija elementima s atomskim brojevima većim (ili, kako kažu, težim) He. Međutim, procesi koji su ih doveli su različiti za različite grupe elemenata, pa čak i za izotope.

Gotovo svi elementi teži od He i do Fe rezultat su klasične termonuklearne fuzije, koja se javlja, na primjer, u unutrašnjosti zvijezda ili tokom eksplozija supernove tokom p-procesa. Ovdje je vrijedno napomenuti da je izuzetno mali dio dobiven tokom primarne nukleosinteze.
Svi elementi teži od 209Bi su rezultat r-procesa
Poreklo ostalih je predmet rasprave s-, r-, ν- i rp-procesi su predloženi kao mogući mehanizmi.

Struktura i procesi nukleosinteze u predsupernovi i sljedećem trenutku nakon izbijanja za zvijezdu od 25M☉, ne u mjerilu.

r-proces je proces formiranja težih jezgara iz lakših uzastopnim hvatanjem neutrona tokom (n, γ) reakcija i nastavlja se sve dok je brzina hvatanja neutrona veća od brzine β− raspada izotopa.

ν-proces je proces nukleosinteze, kroz interakciju neutrina sa atomskim jezgrama. Možda je odgovoran za pojavu izotopa 7Li, 11B, 19F, 138La i 180Ta.

Rakova maglina kao ostatak supernove SN 1054

Hiparhovo interesovanje za nepokretne zvezde možda je bilo inspirisano posmatranjem supernove (prema Pliniju). Najraniji zapis identifikovan kao supernova SN 185 napravili su kineski astronomi 185. godine nove ere. Najsjajniju poznatu supernovu, SN 1006, detaljno su opisali kineski i arapski astronomi. Supernova SN 1054, koja je rodila Rakova maglicu, dobro je uočena. Supernove SN 1572 i SN 1604 bile su vidljive golim okom i bile su od velike važnosti u razvoju astronomije u Evropi, jer su korištene kao argument protiv Aristotelove ideje da je svijet iza Mjeseca i Sunčevog sistema nepromjenjiv. Johannes Kepler počeo je posmatrati SN 1604 17. oktobra 1604. godine. Ovo je bila druga supernova koja je zabeležena u fazi povećanja sjaja (nakon SN 1572, koju je primetio Tiho Brahe u sazvežđu Kasiopeja).

Razvojem teleskopa postalo je moguće posmatrati supernove u drugim galaksijama, počevši od posmatranja supernove S Andromeda u maglini Andromeda 1885. Tokom dvadesetog veka razvijeni su uspešni modeli za svaku vrstu supernove i povećano je razumevanje njihove uloge u formiranju zvezda. Godine 1941. američki astronomi Rudolf Minkowski i Fritz Zwicky razvili su modernu šemu klasifikacije za supernove.

U 1960-im, astronomi su otkrili da se maksimalni luminozitet eksplozija supernove može koristiti kao standardna svijeća, dakle mjera astronomskih udaljenosti. Supernove sada pružaju važne informacije o kosmološkim udaljenostima. Najudaljenije supernove su se pokazale slabije nego što se očekivalo, što, prema modernim idejama, pokazuje da se širenje Univerzuma ubrzava.

Razvijene su metode za rekonstrukciju istorije eksplozija supernove koje nemaju pisane zapise opservacije. Datum nastanka supernove Kasiopeje A određen je na osnovu svetlosnih odjeka iz magline, dok je starost ostatka supernove RX J0852.0-4622 procenjena na osnovu merenja temperature i emisije γ-zraka raspada titanijuma-44. Godine 2009. otkriveni su nitrati u antarktičkom ledu koji odgovara vremenu eksplozije supernove.

22. januara 2014. eruptirala je supernova SN 2014J u galaksiji M82, koja se nalazi u sazviježđu Velikog medvjeda. Galaksija M82 nalazi se 12 miliona svjetlosnih godina od naše galaksije i ima prividnu magnitudu nešto manje od 9. Ova supernova je najbliža Zemlji od 1987. (SN 1987A).

Pre nekoliko vekova, astronomi su primetili kako se sjaj nekih zvezda u galaksiji iznenada povećao za više od hiljadu puta. Naučnici su rijedak fenomen višestrukog povećanja sjaja kosmičkog objekta označili kao rođenje supernove. Ovo je na neki način kosmička glupost, jer se u ovom trenutku zvijezda ne rađa, već prestaje da postoji.

Flash supernova- ovo je, u stvari, eksplozija zvijezde, praćena oslobađanjem kolosalne količine energije ~10 50 erg. Sjaj supernove, koji postaje vidljiv bilo gde u svemiru, povećava se tokom nekoliko dana. U ovom slučaju, svake sekunde, količina oslobođene energije iznosi onoliko koliko Sunce može proizvesti tokom cijelog svog postojanja.

Eksplozija supernove kao posljedica evolucije kosmičkih objekata

Astronomi objašnjavaju ovaj fenomen evolucijskim procesima koji se dešavaju sa svim kosmičkim objektima milionima godina. Da biste zamislili proces supernove, morate razumjeti strukturu zvijezde. (slika ispod).

Zvijezda je ogroman objekt sa kolosalnom masom i, prema tome, istom gravitacijom. Zvijezda ima malo jezgro okruženo vanjskim omotačem plinova koji čine najveći dio mase zvijezde. Gravitacijske sile vrše pritisak na ljusku i jezgro, sabijajući ih takvom silom da se plinska školjka zagrijava i, šireći se, počinje pritiskati iznutra, kompenzirajući silu gravitacije. Paritet dviju sila određuje stabilnost zvijezde.

Pod uticajem ogromnih temperatura, u jezgru počinje termonuklearna reakcija, pretvarajući vodonik u helijum. Oslobađa se još više topline, čije se zračenje povećava unutar zvijezde, ali je i dalje sputano gravitacijom. I tada počinje prava kosmička alhemija: rezerve vodonika se iscrpljuju, helijum počinje da se pretvara u ugljenik, ugljenik u kiseonik, kiseonik u magnezijum... Tako se termonuklearnom reakcijom dešava sinteza sve težih elemenata.

Do pojave gvožđa sve reakcije se odvijaju oslobađanjem toplote, ali čim se željezo počne degenerisati u elemente koji ga prate, reakcija iz egzotermne postaje endotermna, odnosno toplota se prestaje oslobađati i počinje da se troši. Ravnoteža gravitacionih sila i toplotnog zračenja je narušena, jezgro je komprimovano hiljadama puta, a svi spoljni slojevi ljuske jure ka centru zvezde. Udarajući se u jezgro brzinom svjetlosti, odbijaju se, sudarajući se jedni s drugima. Dolazi do eksplozije vanjskih slojeva, a materijal koji čini zvijezdu odleti brzinom od nekoliko hiljada kilometara u sekundi.

Proces je praćen tako jakim bljeskom da se čak i golim okom može vidjeti ako se supernova upali u obližnjoj galaksiji. Tada sjaj počinje da blijedi, a na mjestu eksplozije a... A šta ostaje nakon eksplozije supernove? Postoji nekoliko opcija za razvoj događaja: prvo, ostatak supernove mogao bi biti jezgro neutrona, koje naučnici nazivaju neutronskom zvijezdom, drugo, crna rupa, i treće, gasna maglina.

Dok su posmatrali ostatke supernove koja je eksplodirala prije šest godina, astronomi su bili iznenađeni kada su pronašli novu zvijezdu na mjestu eksplozije, koja je osvjetljavala oblak materijala koji ga okružuje. Nalazi naučnika su predstavljeni u časopisu AstrofizikaJournalPisma .

“Nikada ranije nismo vidjeli da je eksplozija ovog tipa ostala svijetla tako dugo, osim ako nije imala neku interakciju s vodonikom koji je zvijezda izbacila prije kataklizmičkog događaja. Ali u posmatranju ove supernove nema potpisa vodonika“, kaže Dan Milisavljević, vodeći autor studije sa Univerziteta Purdue (SAD).

Za razliku od većine zvjezdanih eksplozija koje nestaju, SN 2012au nastavlja da sija zahvaljujući moćnom, tek rođenom pulsaru. Zasluge: NASA, ESA i J. DePasquale

Eksplozije zvijezda, poznatih kao supernove, mogu biti toliko sjajne da zasjaju galaksije koje ih sadrže. Obično potpuno "nestanu" u roku od nekoliko mjeseci ili godina, ali ponekad se ostaci eksplozije "kolapsiraju" u oblake plina bogate vodonikom i ponovo postanu svijetli. Ali mogu li oni ponovo zasjati bez ikakvog vanjskog uplitanja?

Kako velike zvijezde eksplodiraju, njihova unutrašnjost se "kolapsira" do tačke u kojoj sve čestice postaju neutroni. Ako rezultirajuća neutronska zvijezda ima magnetsko polje i rotira dovoljno brzo, može postati pulsarna maglina vjetra. Najvjerovatnije, upravo se to dogodilo sa SN 2012au, smještenom u galaksiji NGC 4790 u smjeru sazviježđa Djevica.

“Kada je pulsarna maglina dovoljno svijetla, ponaša se kao sijalica, osvjetljavajući vanjske emisije iz prethodne eksplozije. Znali smo da supernove proizvode neutronske zvezde koje se brzo okreću, ali nikada nismo imali direktne dokaze o ovom jedinstvenom događaju”, dodao je Dan Milisavljević.

Slika Parus pulsara snimljena NASA-inom opservatorijom Chandra. Kredit: NASA

SN 2012au je u početku ispao neobičan i čudan na mnogo načina. Iako eksplozija nije bila dovoljno jaka da se klasifikuje kao "superluminalna" supernova, bila je izuzetno energična i dugotrajna.

“Ako se pulsar stvori u središtu eksplozije, on može istisnuti, pa čak i ubrzati plin, tako da bismo za nekoliko godina mogli vidjeti kako plin bogat kisikom “bježi” s mjesta eksplozije SN 2012au”, objasnio je Dan Milisavljević.

Lupa srce Rakovine magline. U njegovom središtu leži pulsar. Zasluge: NASA/ESA

Superluminalne supernove su tema o kojoj se žestoko raspravlja u astronomiji. Oni su potencijalni izvori gravitacionih talasa, kao i rafala gama zraka i brzih radio talasa. Ali razumijevanje procesa iza ovih događaja suočava se s poteškoćama u opservaciji, a tek sljedeća generacija teleskopa pomoći će astronomima da otkriju misterije ovih baklji.

“Ovo je fundamentalni proces u Univerzumu. Ne bismo bili ovdje da nije bilo supernova. Mnogi elementi neophodni za život, uključujući kalcijum, kiseonik i gvožđe, stvaraju se u ovim katastrofalnim događajima. Mislim da je važno da mi kao građani univerzuma razumemo ovaj proces“, zaključio je Dan Milisavljević.