Taivas kirkkaana päivänä on yleensä melko tylsä ​​ja yksitoikkoinen kuva: auringon kuuma pallo ja kirkas rajaton tila, toisinaan pilvien tai satunnaisten pilvien koristamia.

Toinen asia on taivas pilvettömänä yönä. Se on yleensä täynnä kirkkaita tähtijoukkoja. Samalla on otettava huomioon, että yötaivaalla paljaalla silmällä näet 3-4,5 tuhatta yövaloa. Ja ne kaikki kuuluvat Linnunrataan, jossa myös meidän omamme sijaitsee. aurinkokunta.

Tekijä: moderneja ideoita tähdet ovat kuumia kaasupalloja, joiden syvyyksissä lämpöydinfuusio heliumytimiä vetyytimistä vapauttaen valtavan määrän energiaa. Hän on se, joka tarjoaa tähtien kirkkauden.

Meitä lähin tähti on aurinkomme, joka on 150 miljoonan kilometrin päässä. Mutta etäisyyden seuraava tähti Proxima Centauri sijaitsee 4,25 etäisyydellä meistä valovuosi eli 270 tuhatta kertaa kauempana kuin Aurinko.

Tässä indikaattorissa on tähtiä, jotka ovat satoja kertoja suurempia kuin aurinko ja yhtä monta kertaa huonompia kuin aurinko. Tähtien massat vaihtelevat kuitenkin paljon vaatimattomimmissa rajoissa - yhdestä kahdestoistaosasta Auringon massasta sataan sen massasta. Yli puolet näkyviä tähtiä ovat kaksois- ja joskus kolminkertaisia ​​järjestelmiä.

Yleisesti ottaen meille näkyvissä olevien tähtien lukumäärää maailmankaikkeudessa voidaan ilmaista numerolla 125 000 000 000 yhdellätoista lisänollalla.

Nyt, jotta vältetään sekaannukset nollien kanssa, tähtitieteilijät eivät enää pidä kirjaa. yksittäisiä tähtiä, vaan kokonaisista galakseista, olettaen, että kussakin niistä on keskimäärin noin 100 miljardia tähteä.

Amerikkalainen tähtitieteilijä Fritz Zwicky oli edelläkävijä supernovien kohdistetussa etsinnässä.

Jo vuonna 1996 tiedemiehet arvioivat, että maapallolta voidaan nähdä 50 miljardia galaksia. Milloin se otettiin käyttöön kiertävä teleskooppi Hubblen nimi, johon häiriöt eivät puutu maan ilmakehään, näkyvien galaksien määrä hyppäsi 125 miljardiin.

Tämän teleskoopin kaikkinäkevän silmän ansiosta tähtitieteilijät ovat tunkeutuneet maailmankaikkeuden sellaisiin syvyyksiin, että he ovat nähneet galakseja, jotka ilmestyivät vain miljardi vuotta universumimme synnyttäneen Suuren räjähdyksen jälkeen.

Tähtien luonnehtimiseen käytetään useita parametreja: valoisuus, massa, säde ja kemiallinen koostumus ilmakehään sekä sen lämpötilaan. Ja käyttämällä useita tähden lisäominaisuuksia, voit myös määrittää sen iän.

Jokainen tähti on dynaaminen rakenne, joka syntyy, kasvaa ja sitten, saavutettuaan tietyn iän, hiljaa kuolee. Mutta tapahtuu myös, että se räjähtää yhtäkkiä. Tämä tapahtuma johtaa suuriin muutoksiin räjähtäneen tähden viereisellä alueella.

Näin ollen tätä räjähdystä seurannut häiriö leviää jättimäisellä nopeudella ja kaappaa useiden kymmenien tuhansien vuosien ajan valtava tila sisään tähtienvälinen väliaine. Tällä alueella lämpötila nousee jyrkästi, jopa useisiin miljooniin asteisiin, kosmisten säteiden tiheys ja magneettikentän voimakkuus kasvavat merkittävästi.

Räjähtäneen tähden sinkoaman aineen tällaisten ominaisuuksien ansiosta se voi muodostaa uusia tähtiä ja jopa kokonaisia ​​planeettajärjestelmiä.

Tästä syystä astrofyysikot tutkivat sekä supernovaa että niiden jäänteitä erittäin tarkasti. Loppujen lopuksi tämän ilmiön tutkimisen aikana saadut tiedot voivat laajentaa tietoa normaalien tähtien evoluutiosta, neutronitähtien syntymän aikana tapahtuvista prosesseista ja myös selventää niiden reaktioiden yksityiskohtia, jotka johtavat tähtien muodostumiseen. raskaita elementtejä, kosmiset säteet jne.

Aikoinaan tähtitieteilijät kutsuivat nooveiksi tähtiä, joiden kirkkaus kasvoi yhtäkkiä yli 1000 kertaa. Ne ilmestyivät taivaalle odottamatta tehden muutoksia tähdistöjen tavanomaiseen kokoonpanoon. Yhtäkkiä korkeintaan useita tuhansia kertoja kasvaen niiden kirkkaus pieneni jonkin ajan kuluttua jyrkästi, ja muutaman vuoden kuluttua niiden kirkkaus muuttui yhtä heikoksi kuin ennen räjähdystä.

On huomattava, että purkausten taajuus, jonka aikana tähti vapautuu tuhannesosasta massastaan ​​ja suuri nopeus heittää sisään maailman tilaa, pidetään yhtenä tärkeimmistä merkeistä uusien tähtien syntymästä. Mutta samalla niin oudolta kuin se saattaa tuntuakin, tähtien räjähdykset eivät johda merkittäviä muutoksia niiden rakenteessa, ei edes niiden tuhoamiseen.

Kuinka usein tällaisia ​​tapahtumia tapahtuu galaksissamme? Jos otamme huomioon vain ne tähdet, joiden kirkkaus ei ylittänyt kolmatta suuruutta, niin historiallisten kronikkojen ja tähtitieteilijöiden havaintojen mukaan viiden tuhannen vuoden aikana havaittiin enintään 200 kirkasta välähdystä.

Mutta kun muiden galaksien tutkimuksia alettiin suorittaa, kävi selväksi, että näissä avaruuden kulmissa esiintyvien uusien tähtien kirkkaus on usein yhtä suuri kuin koko galaksin kirkkaus, jossa nämä tähdet esiintyvät.

Tietenkin, tähtien ilmestyminen tällaisella kirkkaudella on poikkeuksellinen tapahtuma ja täysin erilainen kuin syntymä tavallisia tähtiä. Siksi amerikkalaiset tähtitieteilijät Fritz Zwicky ja Walter Baade ehdottivat jo vuonna 1934, että ne tähdet, joiden suurin kirkkaus saavuttaa tavallisten galaksien kirkkauden, olisi luokiteltava omaan supernovaluokkaan. kirkkaat tähdet. On pidettävä mielessä, että supernova räjähtää sisään uusinta tekniikkaa Galaksimme on erittäin harvinainen ilmiö, jota esiintyy vain kerran 100 vuodessa. Silmiinpistävimmät kiinalaisten ja japanilaisten tutkielmien kirjaamat epidemiat tapahtuivat vuosina 1006 ja 1054.

Viisisataa vuotta myöhemmin, vuonna 1572, välähdys ylhäältä uusi tähti Cassiopeian tähdistössä havaitsi erinomainen tähtitieteilijä Tycho Brahe. Vuonna 1604 Johannes Kepler näki supernovan syntymän Ophiuchuksen tähdistössä. Ja sen jälkeen galaksissamme ei ole havaittu niin mahtavia tapahtumia.

Ehkä tämä johtuu siitä, että aurinkokunta on galaksissamme sellaisessa paikassa, että se voidaan havaita optiset instrumentit Supernova-räjähdykset maasta ovat mahdollisia vain puolessa sen tilavuudesta. Muussa osassa tätä estää tähtienvälinen valon absorptio.

Ja koska muissa galakseissa näitä ilmiöitä esiintyy suunnilleen samalla taajuudella kuin Linnunradalla, päätiedot supernoveista puhkeamishetkellä saatiin havainnoista muissa galakseissa ...

Ensimmäistä kertaa vuonna 1936 tähtitieteilijät W. Baade ja F. Zwicky alkoivat ryhtyä kohdennettuun supernovaen etsimiseen. Kolmen vuoden havaintojen aikana eri galakseissa tutkijat löysivät 12 supernovaräjähdystä, jotka myöhemmin tutkittiin perusteellisemmin fotometrialla ja spektroskopialla.

Lisäksi kehittyneempien tähtitieteellisten laitteiden käyttö on mahdollistanut äskettäin löydettyjen supernovien luettelon laajentamisen. Ja automaattisen haun käyttöönotto on johtanut siihen, että tutkijat ovat löytäneet yli sata supernovaa vuodessa. Yhteensä varten lyhyt aika 1500 näistä esineistä kirjattiin.

AT viime vuodet käyttämällä tehokkaat kaukoputket yhden yön aikana tutkijat löysivät yli 10 kaukaista supernovaa!

Tammikuussa 1999 tapahtui tapahtuma, joka järkytti jopa nykyaikaisia ​​tähtitieteilijöitä, jotka olivat tottuneet moniin universumin "temppuihin": avaruuden syvyyksiin tallennettiin salama, joka oli kymmenen kertaa kirkkaampi kuin kaikki tiedemiesten aiemmin tallentamat salama. Hänet havaitsivat kaksi tutkimussatelliittia ja automaattikameralla varustettu teleskooppi New Mexicon vuoristossa. Se tapahtui ainutlaatuinen ilmiö tähdistössä Bootes. Hieman myöhemmin, saman vuoden huhtikuussa, tutkijat havaitsivat, että etäisyys salamaan oli yhdeksän miljardia valovuotta. Tämä on lähes kolme neljäsosaa maailmankaikkeuden säteestä.

Tähtitieteilijöiden tekemät laskelmat osoittivat, että muutamassa sekunnissa, jonka aikana salama kesti, vapautui energiaa monta kertaa enemmän kuin aurinko tuotti viiden miljardin vuoden aikana. Mikä aiheutti niin uskomattoman räjähdyksen? Mitkä prosessit saivat aikaan tämän suurenmoisen energian vapautumisen? Tiede ei vielä pysty vastaamaan näihin kysymyksiin erikseen, vaikka oletetaan, että niin suuri määrä energiaa voi esiintyä kahden neutronitähden yhdistyessä.

<<< Назад

Eteenpäin >>>

Niiden esiintyminen on melko harvinainen kosminen ilmiö. Keskimäärin kolme supernovaa vuosisadassa leimahtaa universumin avoimissa havainnointimahdollisuuksissa. Jokainen tällainen välähdys on jättimäinen kosminen katastrofi, jossa vapautuu uskomaton määrä energiaa. Karkeimman arvion mukaan tämä energiamäärä voitaisiin tuottaa useiden miljardien vetypommien samanaikaisella räjähdyksellä.

Melko tiukkaa teoriaa supernovasta ei ole vielä saatavilla, mutta tutkijat ovat esittäneet mielenkiintoisen hypoteesin. He ehdottivat monimutkaisimpiin laskelmiin perustuen, että alkuaineiden alfafuusion aikana ydin jatkaa kutistumistaan. Sen lämpötila saavuttaa fantastisen luvun - 3 miljardia astetta. Tällaisissa olosuhteissa useat kiihtyvät merkittävästi ytimessä; seurauksena vapautuu paljon energiaa. Ytimen nopea supistuminen merkitsee yhtä nopeaa tähtien verhon supistumista.

Se myös kuumenee hyvin, ja ydinreaktiot puolestaan ​​​​kiihtyvät suuresti. Siten kirjaimellisesti muutamassa sekunnissa vapautuu valtava määrä energiaa. Tästä seuraa räjähdys. Tällaisia ​​olosuhteita ei tietenkään aina saavuteta, ja siksi supernovat leimahtavat melko harvoin.

Tämä on hypoteesi. Tulevaisuus näyttää, kuinka tiedemiehet ovat oikeassa oletuksissaan. Mutta nykyisyys on johtanut tutkijat aivan uskomattomiin arvauksiin. Astrofysikaaliset menetelmät ovat tehneet mahdolliseksi jäljittää, kuinka supernovien valoisuus vähenee. Ja tässä kävi ilmi: muutaman ensimmäisen päivän aikana räjähdyksen jälkeen valoisuus laskee hyvin nopeasti, ja sitten tämä lasku (600 päivän sisällä) hidastuu. Lisäksi 55 päivän välein valoisuus heikkenee tasan puoleen. Matematiikan näkökulmasta tämä väheneminen tapahtuu niin sanotun eksponentiaalisen lain mukaan. hyvä esimerkki tällainen laki on radioaktiivisen hajoamisen laki. Tutkijat ovat tehneet rohkean oletuksen: energian vapautuminen supernovaräjähdyksen jälkeen johtuu radioaktiivinen hajoaminen alkuaineen isotooppi, jonka puoliintumisaika on 55 päivää.

Mutta mikä isotooppi ja mikä alkuaine? Tämä etsintä jatkui useita vuosia. "Ehdokkaita" tällaisten energian "generaattoreiden" rooliin olivat beryllium-7 ja strontium-89. Ne hajosivat puoleen vain 55 päivässä. Mutta he eivät onnistuneet läpäisemään koetta: laskelmat osoittivat, että heidän beetan hajoamisen aikana vapautuva energia on liian pieni. Ja muita kuuluisia radioaktiiviset isotoopit ei ollut samanlaista puoliintumisaikaa.

Uusi kilpailija ilmestyi niiden alkuaineiden joukossa, joita ei ole maan päällä. Hän osoittautui tutkijoiden keinotekoisesti syntetisoimien transuraanielementtien edustajaksi. Hakijan nimi on Californian, hänen sarjanumero- yhdeksänkymmentäkahdeksan. Sen isotooppia kalifornium-254 on valmistettu vain noin 30 miljardisosaa grammasta. Mutta jopa tämä todella painoton määrä riitti mittaamaan isotoopin puoliintumisaika. Se osoittautui yhtä suureksi kuin 55 päivää.

Ja tästä syntyi utelias hypoteesi: juuri kalifornium-254:n hajoamisen energia tarjoaa supernovalle epätavallisen korkean valoisuuden kahden vuoden ajan. Kaliforniumin hajoaminen tapahtuu sen ytimien spontaanin halkeamisen seurauksena; tämän tyyppisen hajoamisen yhteydessä ydin ikään kuin jakautuu kahteen fragmenttiin - elementtien ytimiin jaksollisen järjestelmän keskellä.

Mutta miten kalifornium itse syntetisoidaan? Tiedemiehet antavat täällä loogisen selityksen. Ytimen puristuksen aikana, joka edeltää supernovan räjähdystä, jo tutun neon-21:n vuorovaikutuksen ydinreaktio alfahiukkasten kanssa kiihtyy. Seurauksena tästä on erittäin voimakkaan neutronivuon ilmaantuminen melko lyhyen ajan sisällä. Neutronien sieppausprosessi tapahtuu uudelleen, mutta tällä kertaa se on nopea. Ytimellä on aikaa absorboida seuraavat neutronit ennen kuin ne alkavat beetahajoaa. Tässä prosessissa transvismuttielementtien epävakaus ei ole enää este. Muutosten ketju ei katkea, ja loppu jaksollinen järjestelmä myös täytetään. Tässä tapauksessa ilmeisesti muodostuu jopa sellaisia ​​transuraanielementtejä, jotka sisältävät keinotekoiset olosuhteet ei vielä vastaanotettu.

Tutkijat ovat laskeneet, että jokaisessa supernovaräjähdyksessä kalifornium-254 yksin tuottaa fantastisen määrän. Tästä määrästä voitiin tehdä 20 palloa, joista jokainen painaisi yhtä paljon kuin maapallomme. Mikä on edelleen kohtalo supernova? Hän kuolee melko nopeasti. Sen välähdyksen tilalle jää vain pieni, hyvin himmeä tähti. Se on erilaista, mutta se on hämmästyttävää korkea tiheys aineet: täytetty sillä Matchbox painaisi kymmeniä tonneja. Tällaisia ​​tähtiä kutsutaan nimellä "". Mitä heille tapahtuu seuraavaksi, emme vielä tiedä.

Aine, joka sinkoutuu maailmanavaruuteen, voi tiivistyä ja muodostaa uusia tähtiä; he aloittavat uuden pitkän matkan kehitystä. Tiedemiehet ovat toistaiseksi tehneet vain yleisiä karkeita vedoksia kuvasta alkuaineiden alkuperästä, kuvia tähtien työstä - suurenmoisista atomitehtaista. Ehkä tämä vertailu yleisesti välittää asian olemuksen: taiteilija luonnostelee kankaalle vain ensimmäiset ääriviivat tulevasta taideteoksesta. Pääidea on jo selvä, mutta monet, mukaan lukien olennaiset, yksityiskohdat on vielä arvaamatta.

Alkuaineiden alkuperäongelman lopullinen ratkaisu vaatii eri alojen tutkijoiden kolosaalista työtä. On todennäköistä, että moni asia, joka nyt näyttää meille kiistattomalta, osoittautuu karkeasti likimääräiseksi, ellei täysin vääräksi. Todennäköisesti tutkijat joutuvat kohtaamaan malleja, jotka ovat meille vielä tuntemattomia. Loppujen lopuksi ymmärtääkseen monimutkaisimmat prosessit, joka virtaa universumissa, epäilemättä tarvitaan uusi laadullinen harppaus sitä koskevien ideoiden kehittämisessä.

Tähtitieteilijät ovat virallisesti ilmoittaneet yhden vuoden merkittävimmistä tapahtumista tieteellinen maailma: vuonna 2022 maasta paljain silmin voimme nähdä ainutlaatuisen ilmiön - yhden kirkkaimmista supernovaräjähdyksistä. Ennusteiden mukaan se loistaa valollaan useimpien galaksimme tähtien säteilyn.

Puhumme läheisestä binäärijärjestelmästä KIC 9832227 Cygnuksen tähdistössä, jota erottaa meistä 1800 valovuotta. Tämän järjestelmän tähdet sijaitsevat niin lähellä toisiaan, että niillä on yhteinen ilmakehä, ja niiden pyörimisnopeus kasvaa jatkuvasti (nyt kiertoaika on 11 tuntia).

Mahdollisesta törmäyksestä, jonka odotetaan olevan noin viiden vuoden kuluttua (plus tai miinus yksi vuosi), sanoi American Astronomical Societyn vuosikokouksessa professori Larry Molnar (Larry Molnar) Calvin Collegesta Yhdysvalloissa. Hänen mukaansa ennustaa sellaista avaruuskatastrofit melko vaikeaa - tutkimus kesti useita vuosia (tähtitieteilijät alkoivat tutkia tähtiparia jo vuonna 2013).

Daniel Van Noord oli ensimmäinen, joka teki tällaisen ennustuksen. Tutkija Molnara (siihen vielä opiskelija).

"Hän tutki, kuinka tähden väri korreloi sen kirkkauden kanssa, ja ehdotti, että kyseessä on binääriobjekti, lisäksi läheinen binäärijärjestelmä - sellainen, jossa kahdella tähdellä on yleinen tunnelma, kuten kaksi maapähkinän ydintä yhden kuoren alla", Molnar selittää lehdistötiedotteessa.

Vuonna 2015 Molnar kertoi useiden vuosien havainnoinnin jälkeen kollegoilleen ennusteesta: tähtitieteilijät kokevat todennäköisesti samanlaisen räjähdyksen kuin supernova V1309 syntyi Skorpionin tähdistössä vuonna 2008. Kaikki tutkijat eivät ottaneet hänen lausuntoaan vakavasti, mutta nyt uusien havaintojen jälkeen Larry Molnar kosketti jälleen tätä aihetta ja esitti vielä enemmän tietoja. Spektroskooppiset havainnot ja yli 32 tuhannen eri kaukoputkesta saadun kuvan käsittely sulki pois muut skenaariot tapahtumien kehittymiselle.

Tähtitieteilijät uskovat, että kun tähdet törmäävät toisiinsa, molemmat kuolevat, mutta ennen sitä ne säteilevät paljon valoa ja energiaa muodostaen punaisen supernovan ja lisäämällä kaksoitähden kirkkautta kymmenentuhatta kertaa. Supernova näkyy taivaalla osana Cygnuksen ja Pohjoisen ristin tähdistöä. Tämä on ensimmäinen kerta, kun ammattilaiset ja jopa amatöörit voivat seurata kaksoistähtiä juuri heidän kuolemansa hetkellä.

"Se tulee olemaan erittäin äkillinen muutos taivaalla ja kuka tahansa voi nähdä sen. Et tarvitse kaukoputkea kertoaksesi minulle vuonna 2023, olinko oikeassa vai väärässä. Vaikka räjähdyksen puuttuminen tuottaa minulle pettymyksen, kaikki vaihtoehtoiset tulokset eivät ole yhtä mielenkiintoisia", Molner lisää.

Tähtitieteilijöiden mukaan ennustetta ei todellakaan voi ottaa kevyesti: ensimmäistä kertaa asiantuntijoilla on mahdollisuus tarkkailla tähtien viimeisiä elinvuosia ennen niiden yhdistämistä.

Tuleva tutkimus auttaa oppimaan paljon tällaisista binäärijärjestelmistä ja niistä sisäiset prosessit sekä laajamittainen törmäyksen seuraukset. Tällaisia ​​"räjähdyksiä" tapahtuu tilastojen mukaan noin kerran kymmenessä vuodessa, mutta tämä on ensimmäinen kerta, kun tähtien törmäys tapahtuu. Aiemmin esimerkiksi tutkijat havaitsivat räjähdyksen.

Molnarin mahdollisen tulevan paperin esipainos (PDF-dokumentti) on luettavissa Collegen verkkosivuilla.

Muuten, vuonna 2015 ESAn tähtitieteilijät löysivät ainutlaatuisen Tarantula-sumun, jonka kiertoradat ovat uskomattoman pienellä etäisyydellä toisistaan. Tiedemiehet ovat ennustaneet, että jossain vaiheessa tällainen naapurusto päättyy traagisesti: taivaankappaleet joko sulautuvat yksi tähti jättimäisiä kokoja tai tapahtuu supernovaräjähdys, joka synnyttää binäärijärjestelmän.

Muistamme myös, että aiemmin puhuimme supernovaräjähdyksistä.

SUPERNOVA

SUPERNOVA, tähden räjähdys, jossa lähes koko TÄHTI tuhoutuu. Viikon sisällä supernova voi ylittää kaikki muut galaksin tähdet. Supernovan kirkkaus 23:ssa suuruusluokkaa(1000 miljoonaa kertaa) suurempi kuin Auringon kirkkaus, ja räjähdyksen aikana vapautuva energia on yhtä suuri kuin kaikki tähden lähettämä energia koko sen edellisen elämänsä aikana. Muutaman vuoden kuluttua supernova kasvaa niin paljon, että siitä tulee harvinainen ja läpikuultava. Satojen tai tuhansien vuosien ajan sinkoutuneen aineen jäänteet ovat näkyvissä muodossa supernovan jäännökset. Supernova on noin 1000 kertaa kirkkaampi kuin UUSI TÄHTI. Joka 30. vuosi meidän kaltaisessa galaksissa on noin yksi supernova, mutta useimmat näistä tähdistä ovat pölyn peitossa. Supernovat ovat kahta päätyyppiä, jotka erottuvat valokäyrien ja spektrien perusteella.

Supernovat - yllättäen välkkyvät tähdet, joiden kirkkaus on joskus 10 000 miljoonaa kertaa suurempi kuin Auringon kirkkaus. Tämä tapahtuu useissa vaiheissa: Alussa (A) valtava tähti kehittyy hyvin nopeasti siihen vaiheeseen, kun eri ydinprosessit alkavat edetä tähden sisällä samanaikaisesti. Rauta voi muodostua keskelle, mikä tarkoittaa tuotannon loppua ydinenergia. Tämän jälkeen tähti alkaa painua gravitaatioon (B). Tämä kuitenkin lämmittää tähden keskustaa siinä määrin, että kemialliset alkuaineet hajoavat ja uudet reaktiot etenevät räjähdysvoimalla (C). heitetty ulos suurin osa tähden aine avaruuteen, kun taas tähden keskustan jäänteet romahtavat, kunnes tähdestä tulee täysin pimeä, mahdollisesti erittäin tiheä neutronitähti (D). Yksi tällainen jyvä nähtiin vuonna 1054. Härkä (E) tähdistössä. Tämän tähden jäännös on kaasupilvi, jota kutsutaan rapu-sumuksi (F).

Tieteellinen ja tekninen tietosanakirja.

Katso, mitä "SUPERNOV STAR" on muissa sanakirjoissa:

"Supernova" ohjaa tänne; katso myös muita merkityksiä. Keplerin supernovajäännös Supernova... Wikipedia

Räjähdys, joka merkitsi tähden kuolemaa. Joskus supernovaräjähdys on kirkkaampi kuin galaksi, jossa se tapahtui. Supernovat jaetaan kahteen päätyyppiin. Tyyppi I:lle on ominaista vedyn puute optisessa spektrissä; joten he luulevat, että... Collier Encyclopedia

supernova- astroni. Yhtäkkiä leimahtava tähti, jonka säteilyteho on monta tuhatta kertaa suurempi kuin uuden tähden purkauksen voima... Monien ilmaisujen sanakirja

Supernova SN 1572 Supernova SN 1572 jäännös, Spticerin, Chandran ja Calar Alton observatorion ottama röntgen- ja infrapunakuvan sommittelu Havaintotiedot (Epoch?) Supernovatyyppi ... Wikipedia

Wolf Rayetin tähden taiteellinen kuvaus Wolf Rayetin tähdet ovat tähtiluokka, jolle on ominaista erittäin lämpöä ja valoisuus; Wolf Rayet -tähdet eroavat muista kuumista tähdistä siinä, että spektrissä on leveitä vetypäästökaistoja ... Wikipedia

Supernova: Supernova tähdet, jotka päättävät evoluutionsa katastrofaaliseen räjähdysprosessiin; Supernova venäläinen pop punk -bändi. Supernova (elokuva) amerikkalaisen ohjaajan fantastinen kauhuelokuva vuodelta 2000 ... ... Wikipedia

Tällä termillä on muita merkityksiä, katso Tähti (merkityksiä). Plejadien tähti taivaankappale jossa he menevät, menivät tai menevät ... Wikipedia

Wolf Rayetin tähden taiteellinen kuvaus Wolf Rayetin tähdet ovat tähtien luokka, joille on ominaista erittäin korkea lämpötila ja kirkkaus; Wolf Rayetin tähdet eroavat muista kuumista tähdistä... Wikipedia

SN 2007on Supernova SN 2007on valokuvattu avaruusteleskooppi Swift. Havaintotiedot (Epoch J2000,0) Supernova tyyppi Ia ... Wikipedia

Kirjat

• Kohtalon sormi (mukaan lukien täydellinen katsaus unaspected planeetoille), Hamaker-Zondag K.. Kuuluisan astrologin Karen Hamaker-Zondagin kirja on kahdenkymmenen vuoden työn hedelmä tutkittaessa salaperäisiä ja usein arvaamattomia piilotekijöitä. horoskooppi: kohtalon sormi -kokoonpanot, ...

supernovat- yksi parhaimmista avaruusilmiöitä. Lyhyesti sanottuna supernova on todellinen tähden räjähdys, kun suurin osa sen massasta (ja joskus koko) lentää erilleen jopa 10 000 km/s nopeudella ja loput puristuvat (romahtavat) supertiheäksi neutronitähdeksi tai sisään musta aukko. Supernovat pelaavat tärkeä rooli tähtien kehityksessä. Ne ovat yli 8-10 aurinkomassan omaavien tähtien lopullista elämää, synnyttävät neutronitähtiä ja mustia aukkoja ja rikastavat tähtienvälistä väliainetta raskaalla kemiallisia alkuaineita. Kaikki rautaa raskaammat alkuaineet muodostuivat kevyempien alkuaineiden ja ytimien vuorovaikutuksen seurauksena alkuainehiukkasia räjähdyksissä massiivisia tähtiä. Eikö tässä ole avain ihmiskunnan ikuiseen vetovoimaan tähtiin? Todellakin, elävän aineen pienimmässä solussa on rautaatomeja, jotka syntetisoituvat jonkin massiivisen tähden kuoleman aikana. Ja tässä mielessä ihmiset ovat samanlaisia ​​kuin Andersenin sadun lumiukko: hän koki outo rakkaus kuumalle liedelle, koska pokeri toimi sen kehyksenä ...

Havaittujen ominaisuuksien mukaan supernovat jaetaan yleensä kahteen osaan suuria ryhmiä- 1. ja 2. tyypin supernovat. Tyypin 1 supernovien spektrissä ei ole vetyviivoja; niiden kirkkauden riippuvuus ajasta (ns. valokäyrä) on suunnilleen sama kaikille tähdille, samoin kuin kirkkaus suurimmalla kirkkaudella. Tyypin 2 supernovalla on sen sijaan rikas vetylinja optinen spektri, niiden valokäyrien muodot ovat hyvin erilaisia; kirkkaus maksimissaan vaihtelee suuresti eri supernovien kohdalla.

Tutkijat ovat huomanneet, että vuonna elliptisiä galakseja(eli galaksit, joissa ei ole spiraalirakennetta, joiden tähtien muodostumisnopeus on erittäin alhainen ja jotka koostuvat pääasiassa pienimassaisista punaisista tähdistä), vain tyypin 1 supernovat leimahtaa. Spiraaligalakseissa, joihin galaksimme kuuluu - Linnunrata, molempia supernovatyyppejä esiintyy. Samanaikaisesti 2. tyypin edustajat keskittyvät kohti spiraalivarsia, joissa aktiivinen prosessi tähtien muodostumista ja monia nuoria massiivisia tähtiä. Nämä ominaisuudet viittaavat siihen erilainen luonne kaksi supernovatyyppiä.

Nyt on luotettavasti todistettu, että minkä tahansa supernovan räjähdys vapauttaa valtavan määrän energiaa - noin 10 46 J! Räjähdyksen pääenergiaa eivät kuljettavat pois fotonit, vaan neutriinot - nopeat hiukkaset, joissa on hyvin vähän tai ei ollenkaan nolla massaa levätä. Neutriinot ovat erittäin heikosti vuorovaikutuksessa aineen kanssa, ja niille tähden sisäpuoli on täysin läpinäkyvä.

Täydellistä teoriaa supernovaräjähdyksestä, jossa muodostuu tiivis jäännös ja ulkokuoren irtoaminen, ei ole vielä luotu, koska on erittäin monimutkainen ottaa huomioon kaikki fyysisiä prosesseja. Kaikki todisteet viittaavat kuitenkin siihen, että tyypin 2 supernovat leimahtavat massiivisten tähtien ytimien romahtamisen seurauksena. Käytössä eri vaiheita ytimessä olevan tähden elämä tapahtui lämpöydinreaktiot, jossa ensin vety muutettiin heliumiksi, sitten helium hiileksi ja niin edelleen, kunnes muodostui "raudan huippu" -elementit - rauta, koboltti ja nikkeli. Näiden alkuaineiden atomiytimillä on suurin sitoutumisenergia hiukkasta kohden. On selvää, että uusien hiukkasten lisääminen atomiydin Esimerkiksi rauta vaatii huomattavia energiakustannuksia, ja siksi lämpöydinpoltto "pysähtyy" raudan huipun elementteihin.

Mikä aiheuttaa sen, että tähden keskiosat menettävät vakauden ja romahtavat heti, kun rautasydämestä tulee tarpeeksi massiivinen (noin 1,5 auringon massaa)? Tällä hetkellä tunnetaan kaksi päätekijää, jotka johtavat vakauden menettämiseen ja romahtamiseen. Ensinnäkin tämä on rautaytimien "hajoaminen" 13 alfahiukkaseksi (heliumytimeksi) fotonien absorptiolla - niin sanottu raudan fotodissosiaatio. Toiseksi aineen neutronisointi on elektronien sieppaamista protoneilla muodostamalla neutroneja. Molemmat prosessit ovat mahdollisia, kun korkeat tiheydet(yli 1 t/cm 3 ), jotka muodostuvat evoluution lopussa tähden keskelle, ja ne molemmat vähentävät tehokkaasti aineen "elastisuutta", joka itse asiassa vastustaa painovoimavoimien puristusvaikutusta. Tämän seurauksena ydin menettää vakautensa ja kutistuu. Tässä tapauksessa aineen neutronisoinnin aikana suuri määrä neutriinot, jotka kuljettavat pois romahtavaan ytimeen varastoidun pääenergian.

Toisin kuin ytimen katastrofaalinen romahdus, joka on teoreettisesti kehitetty riittävän yksityiskohtaisesti, tähden kuoren irtoaminen (itse räjähdys) ei ole niin helppo selittää. Todennäköisimmin, tärkeä rooli neutriinot pelaavat tässä prosessissa

Kuten tietokonelaskelmat osoittavat, tiheys lähellä sydäntä on niin korkea, että jopa neutriinot, jotka ovat heikosti vuorovaikutuksessa aineen kanssa, ovat joksikin aikaa "lukittu" tähden ulkokerroksiin. Mutta painovoimat vetävät kuorta kohti ydintä, ja syntyy samanlainen tilanne kuin yritetään kaataa tiheämpää nestettä, kuten vettä, vähemmän tiheän nesteen, kuten kerosiinin tai öljyn, päälle. (Kokemuksesta tiedetään hyvin, että kevyellä nesteellä on taipumus "kellua" raskaan alta - tässä ilmenee ns. Rayleigh-Taylor-epävakaus.) Tämä mekanismi aiheuttaa jättimäisiä konvektiivisia liikkeitä, ja kun loppujen lopuksi vauhti alkaa neutrino siirtyy ulkokuori, se vapautuu ympäröivään tilaan.

Ehkä neutriinojen konvektiiviset liikkeet johtavat rikkomukseen pallomainen symmetria supernova-räjähdys. Toisin sanoen ilmaantuu suunta, jota pitkin aine pääosin ulos työntyy, ja sitten syntynyt jäännös saa rekyylivoiman ja alkaa liikkua avaruudessa hitaudella jopa 1000 km/s nopeudella. Tällaisia ​​suuria avaruudellisia nopeuksia havaittiin nuorilla neutronitähdet- radiopulsarit.

Kuvattu kaavakuva tyypin 2 supernovaräjähdyksestä mahdollistaa tämän ilmiön tärkeimpien havaintopiirteiden ymmärtämisen. Ja tähän malliin perustuvat teoreettiset ennusteet (etenkin neutrinopurkauksen kokonaisenergian ja spektrin osalta) osoittautuivat täysin samaa mieltä 23. helmikuuta 1987 rekisteröidyllä neutrinopulssilla, joka tuli Suuren Magellanin pilven supernovasta.

Nyt muutama sana tyypin 1 supernoveista. Vetyemission puuttuminen spektristä osoittaa, että räjähdys tapahtuu tähdissä, joissa ei ole vetykuorta. Kuten nykyään uskotaan, tämä voi olla valkoisen kääpiön räjähdys tai seurausta tähden romahtamisesta. Wolf-Rayet tyyppi(itse asiassa nämä ovat massiivisten, heliumia, hiiltä ja happea sisältävien tähtien ytimiä).

Miten se voi räjähtää valkoinen kääpiö? Tässä erittäin tiheässä tähdessä ei todellakaan tapahdu ydinreaktioita, ja painovoimat vastustuvat elektroneista ja ioneista koostuvan tiheän kaasun (ns. degeneroituneen) paineella. elektronikaasu). Syy tähän on sama kuin massiivisten tähtien ytimien romahtamisessa - tähden aineen elastisuuden väheneminen sen tiheyden lisääntyessä. Tämä johtuu jälleen elektronien "puristamisesta" protoneiksi neutronien muodostamiseksi, sekä joistakin relativistisista vaikutuksista.

Miksi valkoisen kääpiön tiheys kasvaa? Tämä ei ole mahdollista, jos se on yksittäinen. Mutta jos valkoinen kääpiö on osa melko läheistä binaarijärjestelmää, niin sen vaikutuksesta painovoimat naapuritähdestä tuleva kaasu voi virrata valkoiseen kääpiöön (kuten uuden tähden tapauksessa). Samanaikaisesti sen massa ja tiheys kasvavat vähitellen, mikä johtaa lopulta romahdukseen ja räjähdykseen.

Toinen mahdollinen variantti eksoottisempi, mutta ei vähemmän todellinen, on kahden valkoisen kääpiön törmäys. Miten tämä voi olla, koska kahden valkoisen kääpiön törmäyksen todennäköisyys avaruudessa on mitätön, koska tähtien määrä tilavuusyksikköä kohti on mitätön - korkeintaan muutama tähti 100 kpl:ssä3. Ja tässä (joennentoista kerran!) "syyllinen" kaksoistähtiä, mutta nyt se koostuu kahdesta valkoisesta kääpiöstä.

Kuten seuraa yleinen teoria Einsteinin suhteellisuusteoria, minkä tahansa kahden toisiaan kiertävän massan täytyy ennemmin tai myöhemmin törmätä, koska painovoima-aallot sitovat energiaa jatkuvasti, vaikkakin hyvin merkityksettömästi. gravitaatioaaltoja. Esimerkiksi Maa ja Aurinko, jos jälkimmäinen olisi elänyt äärettömän kauan, olisivat törmänneet tämän vaikutuksen seurauksena, vaikka valtavan ajan jälkeen, monta suuruusluokkaa suurempi kuin maailmankaikkeuden ikä. On laskettu, että kun kyseessä ovat läheiset binäärijärjestelmät, joiden tähtien massat ovat lähellä Auringon massaa (2 10 30 kg), niiden sulautumisen tulisi tapahtua universumin ikää lyhyemmässä ajassa, noin 10 miljardissa vuodessa. Arviot osoittavat, että tyypillisessä galaksissa tällaisia ​​tapahtumia tapahtuu muutaman sadan vuoden välein. Tämän katastrofaalisen prosessin aikana vapautuva jättimäinen energia riittää täysin selittämään supernova-ilmiön.

Muuten, valkoisten kääpiöiden massojen likimääräinen yhtäläisyys tekee niiden fuusioista "samankaltaisia" toistensa kanssa, mikä tarkoittaa, että tyypin 1 supernovat näyttävät ominaisuuksiltaan samalta riippumatta siitä, milloin ja missä galaksissa puhkeaminen tapahtui. Siksi supernovien näennäinen kirkkaus heijastaa etäisyyksiä galakseihin, joissa niitä havaitaan. Tiedemiehet käyttävät tällä hetkellä tätä tyypin 1 supernovien ominaisuutta riippumaton arviointi tärkein kosmologinen parametri - Hubble-vakio, joka toimii kvantitatiivisena mittana maailmankaikkeuden laajenemisnopeudesta. Olemme puhuneet vain eniten voimakkaita räjähdyksiä tähdet, jotka ovat peräisin universumista ja havaittu optisella alueella. Koska supernovassa räjähdyksen pääenergian kuljettavat pois neutriinot, ei valo, on taivaan tutkimuksella neutriinoastronomian menetelmillä erittäin mielenkiintoisia näkymiä. Se mahdollistaa tulevaisuudessa "katsomisen" supernovan "helvetissä", jonka peittävät valtavat, valolle läpäisemättömät aineet. Vielä enemmän hämmästyttäviä löytöjä lupaa gravitaatioaaltoastronomiaa, joka lähitulevaisuudessa kertoo suurenmoisista kaksoisvalkokääpiöiden, neutronitähtien ja mustien aukkojen sulautumisen ilmiöistä.