SUPERNOVA, die Explosion, die den Tod eines Sterns markierte. Manchmal ist eine Supernova-Explosion heller als die Galaxie, in der sie aufgetreten ist.

Supernovae werden in zwei Haupttypen unterteilt. Typ I ist durch einen Mangel an Wasserstoff gekennzeichnet optisches Spektrum; Daher wird angenommen, dass dies eine Explosion eines Weißen Zwergsterns ist, dessen Masse der Sonne nahe kommt, aber kleiner und dichter ist. In der Zusammensetzung eines Weißen Zwergs ist fast kein Wasserstoff enthalten, da dies das Endprodukt der Entwicklung eines normalen Sterns ist. In den 1930er Jahren zeigte S. Chandrasekhar, dass die Masse eines Weißen Zwergs eine bestimmte Grenze nicht überschreiten kann. Befindet er sich in einem Doppelsternsystem mit einem normalen Stern, dann kann seine Materie auf die Oberfläche des Weißen Zwergs strömen. Wenn seine Masse die Grenze von Chandrasekhar überschreitet, weißer Zwerg kollabiert (schrumpft), erhitzt sich und explodiert. siehe auch STERNE.

Am 23. Februar 1987 brach in unserer Nachbargalaxie, der Großen Magellanschen Wolke, eine Supernova vom Typ II aus. Sie erhielt den Namen Ian Shelton, der eine Supernova-Explosion zuerst mit einem Teleskop und dann mit bloßem Auge bemerkte. (Die letzte derartige Entdeckung stammt von Kepler, der 1604, kurz vor der Erfindung des Teleskops, eine Supernova-Explosion in unserer Galaxie sah.) Ohio (USA) registrierte einen Neutrinofluss Elementarteilchen geboren in sehr hohe Temperaturen während des Zusammenbruchs des Sternkerns und leicht durch seine Hülle eindringen. Obwohl der Neutrinostrom vor etwa 150.000 Jahren von einem Stern zusammen mit einem optischen Blitz ausgesandt wurde, erreichte er die Erde fast gleichzeitig mit Photonen und bewies damit, dass Neutrinos keine Masse haben und sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen. Diese Beobachtungen bestätigten auch die Annahme, dass etwa 10 % der Masse des kollabierenden Sternkerns als Neutrinos emittiert werden, wenn der Kern selbst zu einem Neutronenstern kollabiert. In sehr massereichen Sternen werden die Kerne während einer Supernova-Explosion gleichmäßig komprimiert hohe Dichten und verwandeln sich wahrscheinlich in Schwarze Löcher, aber die äußeren Schichten des Sterns werden immer noch abgestoßen. Cm. Auch SCHWARZES LOCH.

In unserer Galaxie ist der Krebsnebel der Überrest einer Supernova-Explosion, die 1054 von chinesischen Wissenschaftlern beobachtet wurde. Der berühmte Astronom T. Brahe beobachtete auch 1572 eine Supernova, die in unserer Galaxie ausbrach. Obwohl Sheltons Supernova die erste nahe Supernova war, die seit Kepler entdeckt wurde, wurden in den letzten 100 Jahren Hunderte von Supernovae in anderen, weiter entfernten Galaxien mit Teleskopen entdeckt.

In den Überresten einer Supernova-Explosion finden Sie Kohlenstoff, Sauerstoff, Eisen und mehr schwere Elemente. Daher spielen diese Explosionen wichtige Rolle in der Nukleosynthese der Vorgang der Bildung chemischer Elemente. Es ist möglich, dass die Geburt vor 5 Milliarden Jahren stattfand Sonnensystem auch vorausgegangen war eine Supernova-Explosion, in deren Folge viele Elemente entstanden, die Teil der Sonne und der Planeten wurden. Nukleosynthese.

SUPERNOVA

SUPERNOVA, die Explosion eines Sterns, bei der fast der gesamte STERN zerstört wird. Innerhalb einer Woche kann eine Supernova alle anderen Sterne in der Galaxie überstrahlen. Leuchtkraft vorbei neuer Stern 23 Größenordnungen (1000 Millionen Mal) größer als die Leuchtkraft der Sonne, und die während der Explosion freigesetzte Energie entspricht der gesamten Energie, die der Stern während seines gesamten vorherigen Lebens abgegeben hat. Nach einigen Jahren nimmt das Volumen der Supernova so stark zu, dass sie dünn und durchscheinend wird. Seit Hunderten oder Tausenden von Jahren sind die Überreste der ausgestoßenen Materie als sichtbar Supernova-Überreste. Eine Supernova ist etwa 1000 Mal heller als ein NEUER STERN. Alle 30 Jahre hat eine Galaxie wie die unsere ungefähr eine Supernova, aber die meisten dieser Sterne sind von Staub verdeckt. Es gibt zwei Haupttypen von Supernovae, die sich durch ihre Lichtkurven und Spektren unterscheiden.

Supernovae - unerwartet aufblitzende Sterne, die manchmal eine Helligkeit erreichen, die 10.000 Millionen Mal größer ist als die Helligkeit der Sonne. Dies geschieht in mehreren Stadien: Zu Beginn (A) entwickelt sich ein riesiger Stern sehr schnell bis zu dem Stadium, in dem verschiedene Kernprozesse gleichzeitig im Inneren des Sterns ablaufen. Im Zentrum kann sich Eisen bilden, was das Ende der Produktion bedeutet Kernenergie. Der Stern beginnt dann einen Gravitationskollaps (B). Dies heizt jedoch das Zentrum des Sterns so stark auf, dass chemische Elemente zerfallen, und neue Reaktionen laufen mit explosiver Kraft ab (C). hinausgeworfen Großer Teil Materie des Sterns in den Weltraum, während die Überreste des Sternzentrums zusammenbrechen, bis der Stern vollständig dunkel wird und möglicherweise zu einem sehr dichten Neutronenstern (D) wird. Ein solches Korn war 1054 sichtbar. im Sternbild Stier (E). Der Überrest dieses Sterns ist eine Gaswolke namens Krebsnebel (F).

Wissenschaftliches und technisches Lexikon.

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Supernova - die Explosion der Sterbenden ist sehr große Sterne mit einer enormen Freisetzung von Energie, eine Billion Mal größer als die Energie der Sonne. Eine Supernova kann die gesamte Galaxie erleuchten, und das vom Stern gesendete Licht erreicht die Ränder des Universums.Wenn einer dieser Sterne in einer Entfernung von 10 Lichtjahren von der Erde explodiert, brennt die Erde vollständig aus Energie und Strahlung Emissionen.

Supernova

Supernovae zerstören nicht nur, sie füllen auch die notwendigen Elemente in den Weltraum auf: Eisen, Gold, Silber und andere. Alles, was wir über das Universum wissen, entstand aus den Überresten einer Supernova, die einst explodierte. Eine Supernova ist eines der schönsten und interessantesten Objekte im Universum. Die größten Explosionen im Universum hinterlassen besondere, seltsamste Überreste im Universum:

Neutronensterne

Neutron sehr gefährliche und seltsame Körper. Wann riesiger Stern zur Supernova, ihr Kern schrumpft auf die Größe einer irdischen Metropole. Der Druck im Inneren des Kerns ist so groß, dass sogar die Atome darin zu schmelzen beginnen. Wenn die Atome so komprimiert werden, dass zwischen ihnen kein Platz mehr ist, sammelt sich enorme Energie und es kommt zu einer gewaltigen Explosion. Nach der Explosion bleibt ein unglaublich dichter Neutronenstern zurück. Ein Teelöffel eines Neutronensterns wiegt 90 Millionen Tonnen.

Ein Pulsar ist der Überrest einer Supernova-Explosion. Ein Körper, der der Masse und Dichte eines Neutronensterns ähnelt. dreht sich mit große Geschwindigkeit, Pulsare geben Strahlungsausbrüche aus dem Norden und ins All ab Südpole. Die Rotationsgeschwindigkeit kann 1000 Umdrehungen pro Sekunde erreichen.

Wenn ein Stern explodiert, der 30 Mal so groß ist wie unsere Sonne, entsteht ein Stern namens Magnetar. Magnetare erschaffen mächtig Magnetfelder sie sind sogar noch seltsamer als Neutronensterne und Pulsare. Das Magnetfeld von Magnitar übertrifft das der Erde um mehrere tausend Mal.

Schwarze Löcher

Nach dem Tod von Hypernovae, Sterne noch größer als ein Superstar, die mysteriösesten und gefährlicher Ort das universum ist ein schwarzes loch. Nach dem Tod eines solchen Sterns beginnt das Schwarze Loch, seine Überreste zu absorbieren. Das Schwarze Loch hat zu viel Material, um es zu absorbieren, und es wirft die Überreste des Sterns zurück in den Weltraum, wobei zwei Strahlen Gammastrahlung entstehen.

Soweit es uns betrifft, hat die Sonne sicherlich nicht genug Masse, um ein Schwarzes Loch, ein Pulsar, ein Magnetar oder sogar ein Neuralstern zu werden. Nach kosmischen Maßstäben ist unser Stern für ein solches Finale ihres Lebens sehr klein. Wissenschaftler sagen, dass unser Stern nach der Erschöpfung des Brennstoffs um das Zehnfache an Größe zunehmen wird, wodurch er Planeten in sich aufnehmen kann. terrestrische Gruppe: Merkur, Venus, Erde und möglicherweise Mars.

Einer von wichtige Errungenschaften Jahrhunderts war das Verständnis dafür, dass fast alle Elemente, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind, gebildet werden interne Teile Sterne und treten infolge einer Supernova-Explosion, eines der stärksten Phänomene im Universum, in das interstellare Medium ein.

Im Bild: Brillante Sterne und Gasfetzen bieten eine atemberaubende Kulisse für die Selbstzerstörung eines massiven Sterns namens Supernova 1987A. Seine Explosion wurde von Astronomen beobachtet südlichen Hemisphäre 23. Februar 1987. Dieses Hubble-Bild zeigt einen Supernova-Überrest, der von inneren und äußeren Materieringen in diffusen Gaswolken umgeben ist. Dieses Dreifarbenbild ist eine Zusammenstellung mehrerer Fotografien der Supernova und ihrer Nachbarregion, die im September 1994, Februar 1996 und Juli 1997 aufgenommen wurden. Zahlreiche hell blaue Sterne In der Nähe einer Supernova sind dies massereiche Sterne, von denen jeder etwa 12 Millionen Jahre alt und 6-mal schwerer als die Sonne ist. Sie alle gehören zur gleichen Generation von Sternen wie der, der explodierte. Das Vorhandensein heller Gaswolken ist ein weiteres Zeichen für die Jugend dieser Region, die noch immer ein fruchtbarer Boden für die Geburt neuer Sterne ist.

Als Novae wurden zunächst alle Sterne bezeichnet, deren Helligkeit plötzlich um mehr als das 1000-fache zunahm. Blitzend tauchten solche Sterne plötzlich am Himmel auf, durchbrachen die übliche Konstellationskonfiguration und erhöhten ihre Helligkeit mehrere tausend Mal auf das Maximum, dann begann ihre Helligkeit stark abzufallen und nach einigen Jahren wurden sie so schwach wie zuvor Ausbruch. Die Wiederholung von Fackeln, bei denen jeweils ein Stern mit schnelle Geschwindigkeit bis zu einem Tausendstel ihrer Masse ausstößt, ist charakteristisch für neue Sterne. Und doch, bei aller Größe des Phänomens eines solchen Blitzes, ist es weder mit einer radikalen Veränderung der Struktur des Sterns noch mit seiner Zerstörung verbunden.

Seit fünftausend Jahren sind Informationen über mehr als 200 helle Sternausbrüche erhalten, wenn wir uns auf diejenigen beschränken, die die Brillanz der 3. Größenordnung nicht überschritten haben. Als jedoch die extragalaktische Natur der Nebel festgestellt wurde, wurde klar, dass die in ihnen aufflackernden Novae in ihren Eigenschaften gewöhnliche Novae übertrafen, da sich ihre Leuchtkraft oft herausstellte gleiche Leuchtkraft in der ganzen Galaxie, in der sie aufflammten. Die ungewöhnliche Natur solcher Phänomene führte Astronomen zu der Idee, dass solche Ereignisse etwas völlig anderes sind als gewöhnliche neue Sterne und daher 1934 auf Anregung der amerikanischen Astronomen Fritz Zwicky und Walter Baade jene Sterne, deren Blitze die Leuchtkraft von erreichen Normale Galaxien mit ihrer maximalen Helligkeit wurden in eine separate, hellste und seltene Klasse von Supernovae eingeteilt.

Im Gegensatz zu den Ausbrüchen gewöhnlicher neuer Sterne brechen Supernovae ein Der letzte Stand der Technik Unsere Galaxie ist ein äußerst seltenes Phänomen, das höchstens einmal alle 100 Jahre auftritt. Die auffälligsten Ausbrüche waren 1006 und 1054; Informationen darüber sind in chinesischen und japanischen Abhandlungen enthalten. 1572 beobachtete der herausragende Astronom Tycho Brahe den Ausbruch eines solchen Sterns im Sternbild Kassiopeia, während Johannes Kepler 1604 als letzter die Supernova im Sternbild Ophiuchus verfolgte. In den vier Jahrhunderten der Ära der „Teleskope“ in der Astronomie wurden in unserer Galaxie keine solchen Eruptionen beobachtet. Die Position des Sonnensystems darin ist so, dass wir Supernova-Explosionen in etwa der Hälfte seines Volumens optisch beobachten können, und im Rest wird die Helligkeit der Fackeln durch interstellare Absorption gedämpft. IN UND. Krasovsky und I.S. Shklovsky berechnete, dass Supernova-Explosionen in unserer Galaxie im Durchschnitt einmal alle 100 Jahre auftreten. In anderen Galaxien treten diese Prozesse mit ungefähr der gleichen Häufigkeit auf, daher wurden die Hauptinformationen über Supernovae im Stadium des optischen Ausbruchs aus Beobachtungen von ihnen in anderen Galaxien gewonnen.

Die Astronomen W. Baade und F. Zwicky, die am Palomar-Observatorium in den USA arbeiteten, erkannten die Bedeutung der Untersuchung solch mächtiger Phänomene und begannen 1936 mit einer systematischen systematischen Suche nach Supernovae. Ihnen stand ein Schmidt-Teleskop zur Verfügung, das es ermöglichte, Bereiche von mehreren zehn Quadratgraden zu fotografieren und selbst schwache Sterne und Galaxien sehr klar abzubilden. Im Laufe von drei Jahren entdeckten sie 12 Supernova-Explosionen in verschiedenen Galaxien, die dann photometrisch und spektroskopisch untersucht wurden. Mit der Verbesserung der Beobachtungstechnologie nahm die Zahl der neu entdeckten Supernovae stetig zu, und die anschließende Einführung der automatisierten Suche führte zu einem lawinenartigen Anstieg der Zahl der Entdeckungen (mehr als 100 Supernovae pro Jahr bei gesamt 1.500). BEI letzten Jahren auf der große Teleskope Die Suche nach sehr weit entfernten und schwachen Supernovae wurde ebenfalls gestartet, da ihre Forschung Antworten auf viele Fragen über die Struktur und das Schicksal des gesamten Universums geben kann. In einer Beobachtungsnacht mit solchen Teleskopen können mehr als 10 entfernte Supernovae entdeckt werden.

Infolge der Explosion eines Sterns, die als Supernova-Phänomen beobachtet wird, bildet sich um ihn herum ein Nebel, der sich mit enormer Geschwindigkeit (etwa 10.000 km / s) ausdehnt. Hohe Expansionsrate Hauptmerkmal, was Supernova-Überreste von anderen Nebeln unterscheidet. In den Überresten von Supernovae spricht alles von einer Explosion enormer Kraft, die die äußeren Schichten des Sterns zerstreute und einzelnen Teilen der ausgestoßenen Hülle enorme Geschwindigkeiten verlieh.

Krebsnebel

Niemand Raumobjekt gab den Astronomen nicht so viel wertvolle Information, als relativ kleiner Krebsnebel, der im Sternbild Stier beobachtet wird und aus gasförmiger diffuser Materie besteht, die sich mit hoher Geschwindigkeit ausdehnt. Dieser Nebel, der Überrest einer 1054 beobachteten Supernova, war das erste galaktische Objekt, bei dem eine Radioquelle identifiziert wurde. Es stellte sich heraus, dass die Natur der Radiostrahlung nichts mit Wärmestrahlung zu tun hat: Ihre Intensität nimmt systematisch mit der Wellenlänge zu. Bald war es möglich, die Natur dieses Phänomens zu erklären. Es muss ein starkes Magnetfeld im Supernova-Überrest geben, das die hält kosmische Strahlung(Elektronen, Positronen, Atomkerne) mit Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit. In einem Magnetfeld strahlen sie elektromagnetische Energie schmaler Strahl in Fahrtrichtung. Detektion von nichtthermischer Funkemission aus Krebsnebel veranlasste die Astronomen, genau auf dieser Grundlage nach Supernova-Überresten zu suchen.

Der im Sternbild Kassiopeia gelegene Nebel erwies sich als besonders starke Quelle für Radioemission; bei Meterwellenlängen ist der Radioemissionsfluss von ihm zehnmal höher als der Fluss vom Krebsnebel, obwohl er viel weiter als letzterer ist. In optischen Strahlen ist dieser schnell expandierende Nebel sehr schwach. Es wird angenommen, dass der Cassiopeia-Nebel der Überrest einer Supernova-Explosion ist, die vor etwa 300 Jahren stattfand.

Ein System fadenförmiger Nebel im Sternbild Cygnus zeigte ebenfalls Radioemission, die für alte Supernova-Überreste charakteristisch ist. Die Radioastronomie hat geholfen, viele andere nicht-thermische Radioquellen zu finden, die sich als Supernova-Überreste herausstellten. verschiedene Alter. Daraus wurde geschlossen, dass die Überreste von Supernovae selbst vor Zehntausenden von Jahren mit ihrer starken nicht-thermischen Radioemission unter anderen Nebeln auffallen.

Wie bereits erwähnt, war der Krebsnebel das erste Objekt, in dem Röntgenstrahlen. 1964 konnte entdeckt werden, dass die Quelle der von ihm ausgehenden Röntgenstrahlung ausgedehnt ist, obwohl seine Winkelabmessungen fünfmal kleiner sind als die Winkelabmessungen des Krebsnebels selbst. Daraus wurde geschlossen, dass Röntgenstrahlen nicht von einem Stern ausgehen, der einst als Supernova ausgebrochen ist, sondern vom Nebel selbst.

Supernova-Einfluss

Am 23. Februar 1987 explodierte in unserer Nachbargalaxie, der Großen Magellanschen Wolke, eine Supernova, die für Astronomen äußerst wichtig wurde, weil sie die erste war, die sie mit modernen astronomischen Instrumenten im Detail untersuchen konnten. Und dieser Stern bestätigte eine ganze Reihe von Vorhersagen. Gleichzeitig mit dem optischen Blitz registrierten in Japan und Ohio (USA) installierte Spezialdetektoren einen Strom von Neutrinos – Elementarteilchen, die bei sehr hohen Temperaturen beim Kollaps des Sternkerns entstehen und leicht durch seine Hülle dringen. Diese Beobachtungen bestätigten die frühere Annahme, dass etwa 10 % der Masse des kollabierenden Sternkerns in dem Moment als Neutrinos emittiert werden, wenn der Kern selbst zu einem Neutronenstern kollabiert. In sehr massereichen Sternen werden die Kerne während einer Supernova-Explosion auf noch größere Dichten komprimiert und verwandeln sich wahrscheinlich in Schwarze Löcher, aber die äußeren Schichten des Sterns werden immer noch abgeworfen. In den letzten Jahren tauchten Hinweise auf, dass einige kosmische Gammastrahlenausbrüche mit Supernovae zusammenhängen. Es ist möglich, dass die Natur kosmischer Gammastrahlenausbrüche mit der Natur von Explosionen zusammenhängt.

Supernova-Explosionen haben eine starke und vielfältige Wirkung auf das umgebende interstellare Medium. Die mit enormer Geschwindigkeit abgeschleuderte Supernova-Hülle reißt und komprimiert das sie umgebende Gas, was der Entstehung neuer Sterne aus den Gaswolken Impulse geben kann. Ein Team von Astronomen unter der Leitung von Dr. John Hughes (Rutgers University) hat Beobachtungen des Chandra Orbital X-ray Observatory (NASA) verwendet wichtige Entdeckung, die Aufschluss darüber geben, wie Silizium, Eisen und andere Elemente bei Supernova-Explosionen entstehen. Auf dem Röntgenbild des Supernova-Überrests Cassiopeia A (Cas A) können Sie Klumpen aus Silizium, Schwefel und Eisen sehen, die während der Explosion ausgestoßen wurden Innenbereiche Sterne.

Die hohe Qualität, Klarheit und der Informationsgehalt der vom Chandra-Observatorium aufgenommenen Bilder des Cas-A-Supernova-Überrests ermöglichten Astronomen nicht nur die Bestimmung chemische Zusammensetzung viele Knoten dieses Überrests, sondern auch, um genau herauszufinden, wo diese Knoten entstanden sind. Beispielsweise bestehen die kompaktesten und hellsten Knoten hauptsächlich aus Silizium und Schwefel mit sehr wenig Eisen. Dies weist darauf hin, dass sie sich tief im Inneren des Sterns gebildet haben, wo die Temperaturen während des Zusammenbruchs, der in einer Supernova-Explosion endete, drei Milliarden Grad erreichten. In anderen Knoten fanden Astronomen einen sehr hohen Eisengehalt mit Verunreinigungen einer bestimmten Menge an Silizium und Schwefel. Diese Substanz wurde in den Teilen, in denen die Temperatur während der Explosion höhere Werte von vier bis fünf Milliarden Grad erreichte, noch tiefer gebildet. Ein Vergleich der Anordnungen im Supernova-Überrest Cas A von sowohl hellen siliziumreichen als auch schwächeren eisenreichen Knoten ergab, dass die „Eisen“-Merkmale am meisten ihren Ursprung haben tiefe Schichten Sterne befinden sich an den äußeren Rändern des Überrests. Das bedeutet, dass die Explosion die "eisernen" Knoten weiter geschleudert hat als alle anderen. Und selbst jetzt scheinen sie sich mit vom Zentrum der Explosion zu entfernen mehr Geschwindigkeit. Die Untersuchung der von Chandra erhaltenen Daten wird es ermöglichen, sich mit einem von mehreren Mechanismen zu befassen, die von Theoretikern vorgeschlagen wurden und die die Natur einer Supernova-Explosion, die Dynamik des Prozesses und den Ursprung neuer Elemente erklären.

SN I-Supernovae haben sehr ähnliche Spektren (ohne Wasserstofflinien) und Lichtkurvenformen, während SN II-Spektren helle Wasserstofflinien enthalten und sich durch eine Vielzahl von Spektren und Lichtkurven unterscheiden. In dieser Form existierte die Klassifizierung von Supernovae bis Mitte der 1980er Jahre. Und mit dem Start Breite Anwendung Mit CCD-Empfängern hat sich die Quantität und Qualität des Beobachtungsmaterials deutlich erhöht, wodurch es möglich wurde, Spektrogramme für zuvor unzugängliche lichtschwache Objekte zu erhalten, die Intensität und Breite von Linien viel genauer zu bestimmen und schwächere Linien in den Spektren aufzuzeichnen. Infolgedessen begann sich die scheinbar etablierte binäre Klassifikation von Supernovae schnell zu ändern und komplexer zu werden.

Supernovae unterscheiden sich auch durch die Arten von Galaxien, in denen sie aufflammen. In Spiralgalaxien flammen Supernovae beider Typen auf, aber in elliptischen Galaxien, wo es fast keine gibt interstellares Medium und der Prozess der Sternentstehung beendet ist, werden nur Supernovae vom Typ SN I beobachtet, offensichtlich sind dies vor der Explosion sehr alte Sterne, deren Massen nahe an der Sonne liegen. Und da die Spektren und Lichtkurven solcher Supernovae sehr ähnlich sind, bedeutet das, dass in Spiralgalaxien dieselben Sterne explodieren. natürliches Ende evolutionärer Weg Sterne mit sonnennahen Massen, Umwandlung in einen Weißen Zwerg bei gleichzeitiger Entstehung Planetennebel. In der Zusammensetzung eines Weißen Zwergs gibt es fast keinen Wasserstoff, da er das Endprodukt der Entwicklung eines normalen Sterns ist.

In unserer Galaxie werden jährlich mehrere planetarische Nebel gebildet, daher vervollständigen die meisten Sterne dieser Masse ruhig ihre Lebensweg, und nur alle hundert Jahre platzt eine Supernova vom Typ SN I. Welche Gründe bestimmen ein ganz besonderes Ende, das nicht dem Schicksal anderer Stars der gleichen Art ähnelt? Der berühmte indische Astrophysiker S. Chandrasekhar zeigte, dass ein Weißer Zwerg, der eine Masse von weniger als etwa 1,4 Sonnenmassen hat, sein Leben ruhig „ausleben“ wird. Aber wenn es sich in einem ausreichend nahen Doppelsystem befindet, kann seine starke Schwerkraft Materie vom Begleitstern "ziehen", was zu einer allmählichen Zunahme der Masse führt, und wenn es vorbeigeht zulässige Grenze los starke Explosion was zum Tod des Sterns führt.

Supernovae SN II sind eindeutig mit jungen assoziiert, massive Sterne, in deren Schalen Wasserstoff in großen Mengen vorhanden ist. Explosionen dieser Art von Supernovae gelten als Endstadium in der Entwicklung von Sternen mit einer Anfangsmasse von mehr als 810 Sonnenmassen. Im Allgemeinen verläuft die Entwicklung solcher Sterne ziemlich schnell, in einigen Millionen Jahren verbrennen sie ihren Wasserstoff, dann Helium, das sich in Kohlenstoff umwandelt, und dann beginnen sich Kohlenstoffatome in Atome mit höheren Ordnungszahlen umzuwandeln.

In der Natur enden die Umwandlungen von Elementen mit großer Energiefreisetzung in Eisen, dessen Kerne am stabilsten sind und bei deren Fusion keine Energie freigesetzt wird. Wenn also der Kern eines Sterns zu Eisen wird, hört die Freisetzung von Energie darin auf, Widerstand zu leisten Gravitationskräfte es kann nicht länger und beginnt daher schnell zu schrumpfen oder zusammenzubrechen.

Die während des Zusammenbruchs ablaufenden Prozesse sind noch weit entfernt volles Verständnis. Es ist jedoch bekannt, dass wenn sich die gesamte Materie des Kerns in Neutronen verwandelt, sie den Anziehungskräften widerstehen kann, verwandelt sich der Kern des Sterns in einen "Neutronenstern", und der Kollaps hört auf. Gleichzeitig hebt es hervor große Energie, die in die Hülle des Sterns eindringt und eine Expansion verursacht, die wir als Supernova-Explosion sehen.

Dies war zu erwarten genetische Verbindung zwischen Supernova-Explosionen und der Formation Neutronensterne und Schwarze Löcher. Wenn die Entwicklung des Sterns davor „leise“ verlief, dann sollte seine Hülle einen Radius haben, der hundertmal größer ist als der Radius der Sonne, und auch genug Wasserstoff enthalten, um das Spektrum der SN II-Supernovae zu erklären.

Supernovae und Pulsare

Die Tatsache, dass nach einer Supernova-Explosion zusätzlich zu der sich ausdehnenden Hülle und verschiedene Arten Strahlungsreste und andere Objekte wurden 1968 bekannt, weil Radioastronomen ein Jahr zuvor Pulsar-Radioquellen entdeckten, deren Strahlung in getrennten Impulsen konzentriert ist und sich streng wiederholt bestimmten Intervall Zeit. Die Wissenschaftler waren beeindruckt von der strengen Periodizität der Impulse und der Kürze ihrer Perioden. Die größte Aufmerksamkeit erregte der Pulsar, dessen Koordinaten nahe an den Koordinaten eines für Astronomen sehr interessanten Nebels lagen südliches Sternbild Segel, die als Überbleibsel einer Supernova-Explosion gelten, betrugen nur 0,089 Sekunden. Und nach der Entdeckung eines Pulsars im Zentrum des Krebsnebels (seine Periode betrug 1/30 Sekunde) wurde klar, dass Pulsare irgendwie mit Supernova-Explosionen verbunden sind. Im Januar 1969 wurde ein Pulsar aus dem Krebsnebel mit einem schwachen Stern der 16. Größe identifiziert, der seine Helligkeit im gleichen Zeitraum ändert, und 1977 wurde ein Pulsar im Sternbild Segel ebenfalls mit einem Stern identifiziert.

Die Periodizität der Emission von Pulsaren ist mit ihrer schnellen Rotation verbunden, aber keine gewöhnlicher Stern, selbst ein Weißer Zwerg, könnte sich nicht mit einer für Pulsare charakteristischen Periode drehen, er würde sofort auseinandergerissen werden Zentrifugalkräfte, und nur ein Neutronenstern, sehr dicht und kompakt, könnte ihnen widerstehen. Als Ergebnis der Analyse vieler Optionen kamen die Wissenschaftler zu dem Schluss, dass Supernova-Explosionen von der Bildung von Neutronensternen begleitet werden, einer qualitativ neuen Art von Objekten, deren Existenz von der Evolutionstheorie von Sternen mit großer Masse vorhergesagt wurde.

Supernovae und Schwarze Löcher

Der erste Beweis für einen direkten Zusammenhang zwischen einer Supernova-Explosion und der Entstehung eines Schwarzen Lochs wurde von spanischen Astronomen erbracht. Als Ergebnis der Untersuchung der Strahlung, die von einem Stern emittiert wird, der ein Schwarzes Loch im Binärsystem Nova Scorpii 1994 umkreist, wurde festgestellt, dass es enthält große Menge Sauerstoff, Magnesium, Silizium und Schwefel. Es besteht die Vermutung, dass diese Elemente von ihm eingefangen wurden, als sich ein naher Stern, der eine Supernova-Explosion überlebt hatte, in ein Schwarzes Loch verwandelte.

Supernovae (insbesondere Supernovae vom Typ Ia) gehören zu den hellsten stellaren Objekten im Universum, sodass selbst die am weitesten entfernten mit derzeit verfügbarer Ausrüstung erforscht werden können. Viele Typ-Ia-Supernovae wurden in relativ nahen Galaxien entdeckt. Ausreichend genaue Schätzungen der Entfernungen zu diesen Galaxien ermöglichten es, die Leuchtkraft von Supernovae zu bestimmen, die in ihnen ausbrachen. Wenn wir davon ausgehen, dass entfernte Supernovae die gleiche durchschnittliche Leuchtkraft haben, dann entsprechend der beobachteten Größe bei maximaler Helligkeit kann man auch die Entfernung zu ihnen abschätzen. Der Vergleich der Entfernung zu einer Supernova mit der Entfernungsrate (Rotverschiebung) der Galaxie, in der sie explodierte, ermöglicht die Bestimmung der Hauptgröße, die die Expansion des Universums charakterisiert, die sogenannte Hubble-Konstante.

Noch vor 10 Jahren wurden dafür Werte erhalten, die sich von 55 auf 100 km/s Mpc um fast das Doppelte unterschieden, heute wurde die Genauigkeit deutlich gesteigert, wodurch ein Wert von 72 km/s Mpc akzeptiert wird (mit einem Fehler von etwa 10%) . Für entfernte Supernovae, deren Rotverschiebung nahe bei 1 liegt, ermöglicht der Zusammenhang zwischen Entfernung und Rotverschiebung auch die Bestimmung von Größen, die von der Materiedichte im Universum abhängen. Entsprechend Allgemeine Theorie Einsteins Relativitätstheorie ist es die Dichte der Materie, die die Krümmung des Raums bestimmt, und folglich weiteres Schicksal Universum. Nämlich: wird es sich auf unbestimmte Zeit ausdehnen oder wird dieser Prozess jemals aufhören und durch Kontraktion ersetzt werden? Neueste Forschung Supernovae haben gezeigt, dass höchstwahrscheinlich die Materiedichte im Universum nicht ausreicht, um die Expansion zu stoppen, und sie wird weitergehen. Und um diese Schlussfolgerung zu bestätigen, sind neue Beobachtungen von Supernovae erforderlich.

direkt nach der Explosion hängt viel vom Glück ab. Sie bestimmt, ob es möglich sein wird, die Prozesse der Geburt einer Supernova zu studieren, oder ob man sie nach einer Explosion erraten muss - von der aus sie sich ausbreitet ehemaliger Stern Planetennebel. Die Anzahl der von Menschen gebauten Teleskope reicht nicht aus, um den gesamten Himmel, insbesondere in allen Bereichen des Spektrums, ständig zu beobachten. elektromagnetische Strahlung. Oft kommen Amateurastronomen Wissenschaftlern zu Hilfe, indem sie ihre Teleskope dorthin richten, wo sie wollen, und nicht auf interessante und wichtige Untersuchungsobjekte. Aber eine Supernova-Explosion kann überall passieren!

Ein Beispiel für die Hilfe von Amateurastronomen ist eine Supernova in der Spiralgalaxie M51. Bekannt als die Windradgalaxie, ist sie bei Liebhabern der Beobachtung des Universums sehr beliebt. Die Galaxie befindet sich in einer Entfernung von 25 Millionen Lichtjahren von uns und ist mit ihrer Ebene direkt auf uns gerichtet, wodurch es sehr bequem ist, sie zu beobachten. Die Galaxie hat einen Satelliten, der mit einem der Arme von M51 in Kontakt steht. Das Licht eines in der Galaxie explodierten Sterns erreichte im März 2011 die Erde und wurde von Amateurastronomen aufgezeichnet. Die Supernova erhielt bald die offizielle Bezeichnung 2011dh und rückte in den Fokus von Berufs- und Amateurastronomen. „M51 ist eine der uns am nächsten gelegenen Galaxien, sie ist extrem schön und daher weithin bekannt“, sagt Caltech-Mitarbeiter Sheeler van Dyck.

Die im Detail betrachtete Supernova 2011dh entpuppte sich als Zugehörigkeit zu einer seltenen Explosionsklasse des Typs IIb. Solche Explosionen treten auf, wenn einem massereichen Stern praktisch seine gesamte äußere Hülle aus Wasserstoffbrennstoff abgenommen wird, die wahrscheinlich von seinem binären Begleiter überrollt wird. Danach stoppt wegen Treibstoffmangel Kernfusion, kann die Strahlung des Sterns der Schwerkraft nicht widerstehen, die dazu neigt, den Stern zusammenzudrücken, und er fällt in Richtung Zentrum. Dies ist eine der beiden Arten von Supernova-Explosionen, und in einem solchen Szenario (ein Stern, der unter dem Einfluss der Schwerkraft auf sich selbst fällt), führt nur jeder zehnte Stern zu einer Typ-IIb-Explosion.

Es gibt mehrere fundierte Hypothesen bzgl allgemeines Schema die Geburt einer Supernova vom Typ IIb, aber die genaue Kette der Ereignisse zu rekonstruieren ist sehr schwierig. Da man nicht sagen kann, dass ein Stern sehr bald zur Supernova wird, ist es unmöglich, sich auf seine sorgfältige Beobachtung vorzubereiten. Natürlich kann die Untersuchung des Zustands eines Sterns darauf hindeuten, dass er bald zu einer Supernova werden wird, aber dies entspricht der Zeitskala des Universums in Millionen von Jahren, während die Beobachtung die Kenntnis des Zeitpunkts der Explosion mit einer Genauigkeit von mehreren Jahren erfordert. Nur gelegentlich haben Astronomen Glück und haben detaillierte Bilder des Sterns vor der Explosion. Im Fall der M51-Galaxie findet diese Situation statt - aufgrund der Popularität der Galaxie gibt es viele Bilder davon, in denen 2011dh noch nicht explodiert ist. „Innerhalb weniger Tage nach der Entdeckung der Supernova haben wir uns an die Archive gewandt Umlaufendes Teleskop Hubble. Wie sich herausstellte, wurde mit Hilfe dieses Teleskops zuvor ein detailliertes Mosaik der M51-Galaxie erstellt unterschiedliche Längen Wellen“, sagt van Dyck. Als das Hubble-Teleskop 2005 die 2011dh-Region fotografierte, war an ihrer Stelle nur ein unscheinbarer gelber Riesenstern zu sehen.

Beobachtungen der Supernova 2011dh haben gezeigt, dass sie nicht gut zur Standardvorstellung einer Explosion eines riesigen Sterns passt. Eher geeignet ist er hingegen als Folge der Explosion eines kleinen Sterns, beispielsweise des Begleiters des Gelben Überriesen aus Hubble-Bildern, der fast seine gesamte Atmosphäre verloren hat. Unter dem Einfluss der Schwerkraft eines nahe gelegenen Riesen blieb nur sein Kern von dem Stern übrig, der explodierte. „Wir entschieden, dass der Vorläufer der Supernova ein fast vollständig entblößter Stern war, blau und daher für Hubble unsichtbar“, sagt van Dyck. - Der gelbe Riese versteckte seinen kleinen blauen Begleiter mit seiner Strahlung, bis er explodierte. Das ist unser Fazit."

Ein anderes Forscherteam, das den Stern 2011dh untersuchte, kam zu dem gegenteiligen Schluss, der mit der klassischen Theorie übereinstimmt. Laut Justin Mound, einem Angestellten der Queen's University in Belfast, war der gelbe Riese der Vorläufer der Supernova. Im März dieses Jahres enthüllte jedoch eine Supernova beiden Teams ein Rätsel. Das Problem wurde zuerst von van Dyck bemerkt, der sich entschied zu sammeln zusätzliche Information etwa 2011dh mit dem Hubble-Teleskop. Allerdings fand das Gerät keinen großen gelber Stern. „Wir wollten einfach noch einmal die Entwicklung einer Supernova beobachten“, sagt van Dyck. „Wir hätten uns nie vorstellen können, dass der gelbe Stern irgendwohin gehen würde.“ Ein anderes Team kam zu den gleichen Schlussfolgerungen Bodenteleskope: Der Riese ist verschwunden.

Das Verschwinden des gelben Riesen deutet darauf hin, dass er der wahre Supernova-Vorläufer ist. Van Dyks Post löst diese Kontroverse auf: „Das andere Team hatte vollkommen recht, wir lagen falsch.“ Die Untersuchung der Supernova 2011dh endet jedoch nicht dort. Wenn die Helligkeit von 2011dh nachlässt, wird M51 in seinen Zustand vor der Explosion zurückkehren (allerdings ohne einen hellen Stern). Bis Ende dieses Jahres sollte die Helligkeit der Supernova weit genug abnehmen, um den Begleiter des Gelben Überriesen zu zeigen – wenn es denn so wäre, wie vorgeschlagen klassische Theorie die Geburt von Supernovae vom Typ IIb. Mehrere Gruppen von Astronomen haben bereits Hubble-Beobachtungszeit reserviert, um die Entwicklung von 2011dh zu studieren. „Wir müssen einen binären Begleiter für die Supernova finden“, sagt van Dyck. „Wenn es entdeckt wird, wird es ein sicheres Verständnis für den Ursprung solcher Explosionen geben.“