SUPERNOVA, 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 optinen spektri; siksi uskotaan, että tämä on valkoisen kääpiön räjähdys - tähti, joka on massaltaan lähellä aurinkoa, mutta pienempi ja tiheämpi. Valkoisen kääpiön koostumuksessa ei ole juuri lainkaan vetyä, koska tämä on normaalin tähden evoluution lopputuote. 1930-luvulla S. Chandrasekhar osoitti, että valkoisen kääpiön massa ei voi ylittää tiettyä rajaa. Jos se on binäärijärjestelmässä normaalin tähden kanssa, sen aine voi virrata valkoisen kääpiön pinnalle. Kun sen massa ylittää Chandrasekharin rajan, valkoinen kääpiö romahtaa (kutistuu), kuumenee ja räjähtää. Katso myös TÄHTÄ.

Tyypin II supernova puhkesi 23. helmikuuta 1987 naapurigalaksissamme, Suuressa Magellanin pilvessä. Hän sai nimen Ian Shelton, joka huomasi supernovaräjähdyksen ensin kaukoputkella ja sitten paljaalla silmällä. (Viimeinen tällainen löytö kuuluu Keplerille, joka näki supernovaräjähdyksen galaksissamme vuonna 1604, vähän ennen kaukoputken keksintöä.) Ohio (USA) rekisteröi neutriinovuon - alkuainehiukkasia syntynyt hyvin korkeita lämpötiloja tähden ytimen romahtamisen aikana ja tunkeutuessaan helposti sen kuoren läpi. Vaikka tähti lähetti neutriinovirran optisen salaman kanssa noin 150 tuhatta vuotta sitten, se saavutti maan lähes samanaikaisesti fotonien kanssa, mikä todistaa, että neutriinoilla ei ole massaa ja ne liikkuvat valon nopeudella. Nämä havainnot vahvistivat myös oletuksen, että noin 10 % romahtavan tähden ytimen massasta säteilee neutriinoina, kun ydin itse romahtaa neutronitähdeksi. Erittäin massiivisissa tähdissä supernovaräjähdyksen aikana ytimet puristuvat tasaiseksi korkeat tiheydet ja luultavasti muuttuvat mustiksi aukoiksi, mutta tähden ulompia kerroksia vuodatetaan edelleen. cm. myös MUSTA AUKKO.

Galaksistamme Rapusumu on jäännös supernovaräjähdyksestä, jonka kiinalaiset tiedemiehet havaitsivat vuonna 1054. Kuuluisa tähtitieteilijä T. Brahe havaitsi myös vuonna 1572 galaksissamme purkaneen supernovan. Vaikka Sheltonin supernova oli ensimmäinen lähellä oleva supernova, joka löydettiin Keplerin jälkeen, satoja supernoveja muissa, kauempana olevissa galakseissa on havaittu teleskooppien avulla viimeisen 100 vuoden aikana.

Supernovaräjähdyksen jäänteistä löytyy hiiltä, ​​happea, rautaa ja paljon muuta raskaita elementtejä. Siksi nämä räjähdykset soivat tärkeä rooli nukleosynteesissä - kemiallisten alkuaineiden muodostumisprosessi. On mahdollista, että 5 miljardia vuotta sitten syntymä aurinkokunta sitä edelsi myös supernovaräjähdys, jonka seurauksena syntyi monia alkuaineita, joista tuli osa aurinkoa ja planeettoja. NUKLEOSYNTEESI.

SUPERNOVA

SUPERNOVA, tähden räjähdys, jossa lähes koko TÄHTI tuhoutuu. Viikon sisällä supernova voi ylittää kaikki muut galaksin tähdet. Valoisuus ohi uusi tähti 23 magnitudia (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 - odottamattomasti 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 samaan aikaan. Rauta voi muodostua keskelle, mikä tarkoittaa tuotannon loppua ydinenergia. Tämän jälkeen tähti alkaa painua gravitaatioon (B). Tämä kuitenkin lämmittää tähden keskustaa siinä määrin, että kemiallisia alkuaineita hajoaminen, 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 Supernovat ... Wikipedia

Räjähdys, joka merkitsi tähden kuolemaa. Joskus supernovaräjähdys on kirkkaampi kuin galaksi, jossa se tapahtui. Supernovat jaetaan kahteen päätyyppiin. Tyyppi I:lle on tunnusomaista 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 tähtien luokka, joille on ominaista erittäin korkea lämpötila ja kirkkaus; 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 (sisältäen täydellisen katsauksen tarkasteltamattomista planeetoista), Hamaker-Zondag K. Kuuluisan astrologin Karen Hamaker-Zondagin kirja on kahdenkymmenen vuoden työn hedelmä, joka on tehty 20 vuoden työstä, jossa tutkittiin maapallon salaperäisiä ja usein arvaamattomia piilotekijöitä. horoskooppi: Kohtalon sormi -kokoonpanot, ...

Supernova - kuolevien räjähdys on erittäin suuria tähtiä valtava energian vapautuminen, biljoona kertaa suurempi kuin auringon energia. Supernova voi valaista koko galaksin ja tähden lähettämä valo saavuttaa maailmankaikkeuden reunat.Jos jokin näistä tähdistä räjähtää 10 valovuoden etäisyydellä maasta, maapallo palaa kokonaan energiasta ja säteilystä. päästöt.

Supernova

Supernovat eivät vain tuhoa, vaan myös täydentävät tarvittavia elementtejä avaruuteen: rautaa, kultaa, hopeaa ja muita. Kaikki, mitä tiedämme universumista, luotiin kerran räjähtäneen supernovan jäännöksistä. Supernova on yksi kauneimmista ja mielenkiintoisimmista esineistä universumissa. Maailmankaikkeuden suurimmat räjähdykset jättävät jälkeensä erikoisia, omituisimpia jäänteitä maailmankaikkeudesta:

neutronitähdet

Neutronit ovat erittäin vaarallisia ja outoja kappaleita. Kun jättiläinen tähti muuttuu supernovaksi, sen ydin kutistuu maallisen metropolin kokoiseksi. Paine ytimen sisällä on niin suuri, että jopa sisällä olevat atomit alkavat sulaa. Kun atomit puristuvat niin yhteen, ettei niiden väliin jää tilaa, kerääntyy valtavasti energiaa ja tapahtuu voimakas räjähdys. Räjähdyksen jälkeen jäljelle jää uskomattoman tiheä neutronitähti. Neutronitähden teelusikallinen painaa 90 miljoonaa tonnia.

Pulsar on supernovaräjähdyksen jäännökset. Kappale, joka on samanlainen kuin neutronitähden massa ja tiheys. pyörii kanssa suuri nopeus, pulsarit vapauttavat säteilypurkauksia avaruuteen pohjoisesta ja etelänavat. Pyörimisnopeus voi olla 1000 kierrosta sekunnissa.

Kun tähti, joka on 30 kertaa aurinkomme kokoinen, räjähtää, syntyy tähti nimeltä Magnetar. Magnetaarit luovat voimakkaita magneettikentät ne ovat jopa oudompia kuin neutronitähdet ja pulsarit. Magnitarin magneettikenttä ylittää maan useita tuhansia kertoja.

Mustat aukot

Hypernovien kuoleman jälkeen tähdet ovat jopa supertähtiä suurempia, salaperäisimpiä ja vaarallinen paikka maailmankaikkeus on musta aukko. Tällaisen tähden kuoleman jälkeen musta aukko alkaa imeä sen jäännöksiä. Mustassa aukossa on liikaa materiaalia absorptioon ja se heittää tähden jäännökset takaisin avaruuteen muodostaen 2 gammasäteilysädettä.

Mitä tulee meidän omaamme, Auringolla ei todellakaan ole tarpeeksi massaa tullakseen mustaksi aukoksi, pulsariksi, magnetaariksi tai edes hermotähdeksi. Kosmisen mittapuun mukaan tähtemme on hyvin pieni tällaiseen elämänsä finaaliin. Tiedemiehet sanovat, että polttoaineen loppumisen jälkeen tähtemme koko kasvaa useita kymmeniä kertoja, mikä mahdollistaa sen, että se imee planeettoja itseensä. maanpäällinen ryhmä: Merkurius, Venus, Maa ja mahdollisesti Mars.

Yksi tärkeitä saavutuksia XX vuosisadalla ymmärrettiin, että melkein kaikki alkuaineet, jotka ovat raskaampia kuin vety ja helium, muodostuvat sisäosat tähdet ja joutuvat tähtienväliseen väliaineeseen supernovaräjähdyksen seurauksena - yksi maailmankaikkeuden voimakkaimmista ilmiöistä.

Kuvassa: Loistavat tähdet ja kaasupyyhkeet tarjoavat henkeäsalpaavan taustan supernova 1987A:ksi nimetyn massiivisen tähden itsensä tuhoutumiseen. Tähtitieteilijät havaitsivat sen räjähdyksen vuonna eteläisellä pallonpuoliskolla 23. helmikuuta 1987. Tämä Hubble-kuva näyttää supernovajäännöksen, jota ympäröivät sisäiset ja ulkoiset ainerenkaat diffuuseissa kaasupilvissä. Tämä kolmivärinen kuva on yhdistelmä useista valokuvista supernovasta ja sen lähialueesta, jotka on otettu syyskuussa 1994, helmikuussa 1996 ja heinäkuussa 1997. Lukuisia kirkkaita siniset tähdet lähellä supernovaa, nämä ovat massiivisia tähtiä, joista jokainen on noin 12 miljoonaa vuotta vanha ja 6 kertaa raskaampi kuin Aurinko. Ne kaikki kuuluvat samaan tähtien sukupolveen kuin se, joka räjähti. Kirkkaiden kaasupilvien esiintyminen on toinen merkki tämän alueen nuoruudesta, sillä se on edelleen hedelmällinen maaperä uusien tähtien syntymiselle.

Aluksi kaikkia tähtiä, joiden kirkkaus kasvoi yhtäkkiä yli 1000 kertaa, kutsuttiin nooveiksi. Vilkkuessaan sellaiset tähdet ilmestyivät yhtäkkiä taivaalle, rikkoen tähdistön tavanomaisen muodon ja lisänneet niiden kirkkautta maksimissaan, useita tuhansia kertoja, sitten niiden kirkkaus alkoi laskea jyrkästi ja muutaman vuoden kuluttua niistä tuli yhtä heikkoja kuin olivat. Ennen taudinpurkausta. Toistuva soihdut, joiden aikana jokainen tähti suuri nopeus sinkoaa jopa tuhannesosan massastaan, on ominaista uusille tähdille. Ja silti, kaikesta tällaisen salaman ilmiön loistosta huolimatta, se ei liity radikaaliin muutokseen tähden rakenteessa tai sen tuhoamiseen.

Viidentuhannen vuoden ajan on säilynyt tietoa yli 200 kirkkaasta tähdestä, jos rajoitamme niihin, jotka eivät ylittäneet 3. magnitudin kirkkautta. Mutta kun sumujen ekstragalaktinen luonne todettiin, kävi selväksi, että niissä leimahtavat uudet tähdet olivat ominaisuuksiltaan tavallisia nooveja parempia, koska niiden kirkkaus osoittautui usein yhtä suuri kirkkaus koko galaksissa, jossa ne leimahtivat. Tällaisten ilmiöiden epätavallinen luonne sai tähtitieteilijät ajatukseen, että tällaiset tapahtumat ovat jotain täysin erilaista kuin tavalliset uudet tähdet, ja siksi vuonna 1934 amerikkalaisten tähtitieteilijöiden Fritz Zwickyn ja Walter Baaden ehdotuksesta ne tähdet, joiden välähdyst saavuttavat valovoimat normaalit galaksit suurimmalla kirkkaudellaan identifioitiin erilliseksi, kirkkaimmaksi valovoimaltaan ja harvinaiseksi supernovaluokalle.

Toisin kuin tavallisten uusien tähtien purkaukset, supernova purkautuu sisään uusinta tekniikkaa Galaksimme on erittäin harvinainen ilmiö, jota esiintyy vain kerran 100 vuodessa. Silmiinpistävimmät taudinpurkaukset olivat vuosina 1006 ja 1054, joista on tietoa kiinalaisissa ja japanilaisissa tutkielmissa. Vuonna 1572 erinomainen tähtitieteilijä Tycho Brahe havaitsi tällaisen tähden puhkeamisen Cassiopeian tähdistössä, kun taas Johannes Kepler oli viimeinen, joka seurasi supernovaa Ophiuchuksen tähdistössä vuonna 1604. Neljän vuosisadan tähtitieteen "teleskooppisen" aikakauden aikana galaksissamme ei havaittu tällaisia ​​leimahduksia. Aurinkokunnan sijainti siinä on sellainen, että supernovahavainnot ovat optisesti käytettävissämme noin puolessa sen tilavuudesta, ja loppuosassa puhkeamisen kirkkautta vaimentaa tähtienvälinen absorptio. SISÄLLÄ JA. Krasovsky ja I.S. Shklovsky laski, että supernovaräjähdyksiä galaksissamme tapahtuu keskimäärin kerran 100 vuodessa. Muissa galakseissa näitä prosesseja tapahtuu suunnilleen samalla taajuudella, joten päätieto optisen purkauksen vaiheessa olevista supernoveista saatiin havainnoista muissa galakseissa.

Yhdysvalloissa Palomarin observatoriossa työskennelleet tähtitieteilijät W. Baade ja F. Zwicky ymmärsivät tällaisten voimakkaiden ilmiöiden tutkimisen tärkeyden aloittivat systemaattisen systemaattisen supernovahaun vuonna 1936. Heillä oli käytössään Schmidt-teleskooppi, joka mahdollisti useiden kymmenien neliöasteiden alueiden kuvaamisen ja antoi erittäin selkeät kuvat himmeistäkin tähdistä ja galakseista. Kolmen vuoden aikana he löysivät 12 supernovaräjähdystä eri galakseista, joita sitten tutkittiin fotometrialla ja spektroskopialla. Havaintotekniikan parantuessa äskettäin löydettyjen supernovien määrä kasvoi tasaisesti, ja myöhempi automaattisen haun käyttöönotto johti lumivyöryn tapaiseen lisäykseen löytöjen määrässä (yli 100 supernovaa vuodessa klo. kaikki yhteensä– 1500). AT viime vuodet päällä suuret teleskoopit Myös hyvin etäisten ja heikkojen supernovien etsintä käynnistettiin, sillä niiden tutkimus voi antaa vastauksia moniin kysymyksiin koko maailmankaikkeuden rakenteesta ja kohtalosta. Yhden yön aikana tällaisilla kaukoputkilla voidaan havaita yli 10 kaukaista supernovaa.

Supernova-ilmiönä havaitun tähden räjähdyksen seurauksena sen ympärille muodostuu sumu, joka laajenee valtavalla nopeudella (noin 10 000 km/s). Suuri laajenemisnopeus pääominaisuus, joka erottaa supernovajäännökset muista sumuista. Supernovien jäännöksissä kaikki puhuu valtavan voiman räjähdyksestä, joka hajotti tähden ulkokerrokset ja välitti valtavia nopeuksia sinkoutuneen kuoren yksittäisille kappaleille.

rapu sumu

Ei kukaan avaruusobjekti ei antanut tähtitieteilijöille niin paljon arvokasta tietoa, suhteellisen pienenä Rapusumuna, joka havaittiin Härkä tähdistössä ja koostuu kaasumaisesta diffuusiaineesta, joka laajenee suurella nopeudella. Tämä sumu, joka on vuonna 1054 havaitun supernovan jäännös, oli ensimmäinen galaktinen kohde, josta radiolähde tunnistettiin. Kävi ilmi, että radiosäteilyn luonteella ei ole mitään tekemistä lämpösäteilyn kanssa: sen intensiteetti kasvaa systemaattisesti aallonpituuden myötä. Pian oli mahdollista selittää tämän ilmiön luonne. Supernovajäännöksessä täytyy olla vahva magneettikenttä, joka pitää sisällään kosmiset säteet(elektroneja, positroneja, atomiytimet) lähellä valonnopeutta. Magneettikentässä ne säteilevät sähkömagneettista energiaa kapea säde kulkusuunnassa. Ei-termisen radiosäteilyn havaitseminen kohteesta rapu sumu sai tähtitieteilijät etsimään supernovajäänteitä juuri tämän perusteella.

Cassiopeian tähdistössä sijaitseva sumu osoittautui erityisen voimakkaaksi radiosäteilyn lähteeksi - metrin aallonpituuksilla sen radiosäteilyvirta on 10 kertaa suurempi kuin Rapu-sumusta, vaikka se on paljon kauempana kuin jälkimmäinen. Optisissa säteissä tämä nopeasti laajeneva sumu on erittäin heikko. Cassiopeian sumun uskotaan olevan noin 300 vuotta sitten tapahtuneen supernovaräjähdyksen jäännös.

Cygnuksen tähdistössä oleva rihmamaisten sumujen järjestelmä osoitti myös vanhoille supernovajäännöksille ominaista radiosäteilyä. Radioastronomia on auttanut löytämään monia muita ei-termisiä radiolähteitä, jotka osoittautuivat supernovajäännöksiksi. eri ikäisiä. Siten pääteltiin, että jopa kymmeniä tuhansia vuosia sitten jääneet supernovat erottuvat muiden sumujen joukosta voimakkaalla ei-termisellä radiosäteilyllään.

Kuten jo mainittiin, rapu-sumu oli ensimmäinen kohde, jossa röntgenkuvat. Vuonna 1964 oli mahdollista havaita, että siitä lähtevän röntgensäteilyn lähde on laajennettu, vaikka sen kulmamitat ovat 5 kertaa pienemmät kuin itse rapu-sumun kulmamitat. Siitä pääteltiin, että röntgensäteitä ei lähetä kerran supernovana purkautunut tähti, vaan itse sumu.

Supernova vaikutus

Helmikuun 23. päivänä 1987 naapurigalaksissamme, Suuressa Magellanin pilvessä, räjähti supernova, josta tuli erittäin tärkeä tähtitieteilijöille, koska se oli ensimmäinen, jonka he pystyivät tutkimaan yksityiskohtaisesti nykyaikaisilla tähtitieteellisillä välineillä. Ja tämä tähti vahvisti koko sarjan ennusteita. Samanaikaisesti optisen salaman kanssa Japaniin ja Ohion osavaltioon (USA) asennetut erikoisilmaisimet rekisteröivät virran neutriinoja - alkuainehiukkasia, jotka syntyvät erittäin korkeissa lämpötiloissa tähden ytimen romahduksen aikana ja tunkeutuvat helposti sen kuoren läpi. . Nämä havainnot vahvistivat aiemman oletuksen, että noin 10 % romahtavan tähden ytimen massasta säteilee neutriinoina sillä hetkellä, kun ydin itse romahtaa neutronitähdeksi. Erittäin massiivisissa tähdissä supernovaräjähdyksen aikana ytimet puristuvat vielä suurempiin tiheyksiin ja todennäköisesti muuttuvat mustiksi aukoiksi, mutta tähden ulommat kerrokset sinkoutuvat silti pois. Viime vuosina on ilmaantunut viitteitä siitä, että jotkut kosmiset gammasäteilypurkaukset liittyvät supernoveihin. On mahdollista, että kosmisten gammapurkausten luonne liittyy räjähdysten luonteeseen.

Supernovaräjähdyksillä on voimakas ja monipuolinen vaikutus ympäröivään tähtienväliseen väliaineeseen. Valtavalla nopeudella lentävä supernovakuori kauhaa ja puristaa ympäröivää kaasua, mikä voi antaa sysäyksen uusien tähtien muodostumiselle kaasupilvistä. Tohtori John Hughesin (Rutgersin yliopisto) johtama tähtitieteilijöiden ryhmä teki Chandra Orbital X-ray Observatoryn (NASA) havaintoja käyttäen. tärkeä löytö, valaisee piin, raudan ja muiden alkuaineiden muodostumista supernovaräjähdyksissä. Röntgenkuva supernovajäännöksestä Cassiopeia A (Cas A) antaa mahdollisuuden nähdä pii-, rikki- ja rautakakkareita, jotka sinkoutuivat räjähdyksen aikana sisätilat tähdet.

Chandra-observatorion saamien Cas A -supernovajäännöksen kuvien korkea laatu, selkeys ja tietosisältö antoivat tähtitieteilijöille mahdollisuuden paitsi määrittää kemiallinen koostumus monet tämän jäännöksen solmut, mutta myös selvittääkseen tarkalleen, missä nämä solmut muodostuivat. Esimerkiksi pienikokoisimmat ja kirkkaimmat solmut koostuvat pääasiassa piistä ja rikistä, joissa on hyvin vähän rautaa. Tämä osoittaa, että ne muodostuivat syvälle tähden sisään, missä lämpötila nousi kolme miljardia astetta supernovaräjähdukseen päättyneen romahduksen aikana. Muissa solmukohdissa tähtitieteilijät löysivät erittäin korkean rautapitoisuuden ja epäpuhtaudet tietyn määrän piitä ja rikkiä. Tämä aine muodostui vielä syvemmälle - niissä osissa, joissa lämpötila räjähdyksen aikana saavutti korkeampia arvoja - neljästä viiteen miljardiin asteeseen. Sekä kirkkaan piipitoisten että heikompien rautarikkaiden solmujen supernovajäännöksen Cas A:n järjestelyjen vertailu paljasti, että "rauta"-ominaisuudet ovat peräisin eniten syviä kerroksia tähdet sijaitsevat jäännöksen ulkoreunoilla. Tämä tarkoittaa, että räjähdys heitti "rautasolmut" kauemmas kuin kaikki muut. Ja vielä nyt ne näyttävät siirtyvän pois räjähdyksen keskustasta lisää nopeutta. Chandran saamien tietojen tutkiminen mahdollistaa yhden monista teoreetikkojen ehdottamista mekanismeista, jotka selittävät supernovaräjähdyksen luonteen, prosessin dynamiikan ja uusien elementtien alkuperän.

SN I -supernovat ovat hyvin samankaltaisia ​​spektrejä (ilman vetyviivoja) ja valokäyrän muotoja, kun taas SN II -spektreillä on kirkkaita vetyviivoja ja ne erottuvat erilaisilla spektreillä ja valokäyrillä. Tässä muodossa supernovaluokitus oli olemassa 1980-luvun puoliväliin saakka. Ja aloituksen kanssa laaja sovellus CCD-vastaanottimien avulla havainnointimateriaalin määrä ja laatu ovat lisääntyneet merkittävästi, minkä ansiosta on mahdollista saada spektrogrammeja aiemmin saavuttamattomista haaleista kohteista, määrittää viivojen intensiteetti ja leveys paljon tarkemmin sekä tallentaa spektreihin himmeämpiä viivoja. Tämän seurauksena näennäisesti vakiintunut supernovien binäärinen luokitus alkoi nopeasti muuttua ja muuttua monimutkaisemmaksi.

Supernovat erottuvat myös galaksityypeistä, joissa ne leimaavat. Spiraaligalakseissa molempien tyyppisten supernovat leimahtaa, mutta elliptisissa galakseissa, joissa ei juuri ole tähtienvälinen väliaine ja tähtien muodostumisprosessi on päättynyt, vain SN I -tyypin supernovat havaitaan ilmeisesti ennen räjähdystä - nämä ovat hyvin vanhoja tähtiä, joiden massat ovat lähellä aurinkoa. Ja koska tämän tyyppisten supernovien spektrit ja valokäyrät ovat hyvin samankaltaisia, se tarkoittaa, että samat tähdet räjähtävät spiraaligalakseissa. luonnollinen loppu evoluution polku tähdet, joiden massat ovat lähellä aurinkoa - muuttuminen valkoiseksi kääpiöksi samanaikaisen muodostumisen kanssa planetaarinen sumu. Valkoisen kääpiön koostumuksessa ei ole juuri lainkaan vetyä, koska se on normaalin tähden evoluution lopputuote.

Galaxyssamme muodostuu vuosittain useita planetaarisia sumuja, joten suurin osa tämän massan tähdistä täydentää hiljaa elämän polku, ja vain kerran sadassa vuodessa SN I -tyypin supernova puhkeaa. Mitkä syyt määräävät hyvin erikoisen lopun, joka ei ole samanlainen kuin muiden samanlaisten tähtien kohtalo? Kuuluisa intialainen astrofyysikko S. Chandrasekhar osoitti, että jos valkoisen kääpiön massa on alle noin 1,4 auringon massaa, se "elää" rauhallisesti loppuun. Mutta jos se on riittävän läheisessä binäärijärjestelmässä, sen voimakas painovoima pystyy "vetämään" ainetta seuratähteestä, mikä johtaa asteittaiseen massan kasvuun, ja kun se ohittaa sallittu raja- menossa voimakas räjähdys joka johtaa tähden kuolemaan.

Supernovat SN II liittyvät selvästi nuoriin, massiivisia tähtiä, jonka kuorissa on vetyä suuria määriä. Tämän tyyppisten supernovien räjähdyksiä pidetään yli 8-10 Auringon massaa olevien tähtien evoluution viimeisenä vaiheena. Yleensä tällaisten tähtien evoluutio etenee melko nopeasti - muutamassa miljoonassa vuodessa ne polttavat vetynsä, sitten heliumia, joka muuttuu hiileksi, ja sitten hiiliatomit alkavat muuttua atomeiksi, joilla on suurempi atomiluku.

Luonnossa runsaasti energiaa vapauttavien alkuaineiden muunnokset päättyvät rautaan, jonka ytimet ovat stabiileimpia, eikä niiden fuusiossa vapaudu energiaa. Näin ollen, kun tähden ydin muuttuu raudaksi, energian vapautuminen siinä pysähtyy vastustamaan painovoimat se ei enää voi ja alkaa siksi nopeasti kutistua tai romahtaa.

Romahduksen aikana tapahtuvat prosessit ovat vielä kaukana täysi ymmärrys. Tiedetään kuitenkin, että jos kaikki ytimen aine muuttuu neutroneiksi, se voi vastustaa vetovoimia - tähden ydin muuttuu "neutronitähdeksi", ja romahdus pysähtyy. Samalla se korostaa suurta energiaa, joka tunkeutuu tähden kuoreen ja aiheuttaa laajenemisen, jonka näemme supernovaräjähdyksenä.

Tämä oli odotettavissa geneettinen yhteys supernovaräjähdyksen ja muodostumisen välillä neutronitähdet ja mustia aukkoja. Jos tähden evoluutio ennen tätä tapahtui "hiljaisesti", sen kuoren säteen tulisi olla satoja kertoja suurempi kuin Auringon säde, ja siinä tulisi myös säilyttää tarpeeksi vetyä selittääkseen SN II -supernovaen spektrin.

Supernovat ja pulsarit

Se, että supernovaräjähdyksen jälkeen laajenevan kuoren ja erilaisia ​​tyyppejä säteilyjäännökset ja muut esineet, se tuli tunnetuksi vuonna 1968, koska vuotta aiemmin radioastronomit löysivät pulsarit - radiolähteet, joiden säteily on keskittynyt erillisiin pulsseihin, jotka toistuvat tiukasti läpi tietty aikaväli aika. Tutkijat hämmästyivät pulssien tiukasta jaksotuksesta ja niiden kuukautisten lyhyydestä. Suurimman huomion herätti pulsari, jonka koordinaatit olivat lähellä tähtitieteilijöille erittäin mielenkiintoisen sumun koordinaatteja, joka sijaitsee vuonna eteläinen tähtikuvio Purjeet, jonka uskotaan olevan supernovaräjähdyksen jäännös – sen kesto oli vain 0,089 sekuntia. Ja pulsarin löytämisen jälkeen rapu-sumun keskustasta (sen ajanjakso oli 1/30 sekuntia), kävi selväksi, että pulsarit liittyvät jotenkin supernovaräjähdyksiin. Tammikuussa 1969 rapu-sumusta peräisin oleva pulsari tunnistettiin himmeästä 16. magnitudin tähdestä, joka muuttaa kirkkautta saman ajanjakson aikana, ja vuonna 1977 tähdellä tunnistettiin myös Purjeiden tähdistössä oleva pulsari.

Pulsarien emission jaksollisuus liittyy niiden nopeaan pyörimiseen, mutta ei mihinkään tavallinen tähti, edes valkoinen kääpiö, ei pystyisi pyörimään pulsareille ominaisella jaksolla - se repeytyisi välittömästi keskipakovoimat, ja vain neutronitähti, erittäin tiheä ja kompakti, pystyi vastustamaan niitä. Monien vaihtoehtojen analyysin tuloksena tutkijat tulivat siihen tulokseen, että supernovaräjähdyksiin liittyy neutronitähtien muodostuminen - laadullisesti uudentyyppisiä esineitä, joiden olemassaolo ennusti suurimassaisten tähtien evoluutioteorialla. .

Supernovat ja mustat aukot

Espanjalaiset tähtitieteilijät saivat ensimmäisen todisteen suorasta yhteydestä supernovaräjähdyksen ja mustan aukon muodostumisen välillä. Nova Scorpii 1994 -kaksoisjärjestelmässä mustaa aukkoa kiertävän tähden lähettämän säteilyn tutkimisen tuloksena havaittiin, että se sisältää suuri määrä happea, magnesiumia, piitä ja rikkiä. On oletettu, että se vangitsi nämä elementit, kun lähellä oleva supernovaräjähdyksestä selvinnyt tähti muuttui mustaksi aukoksi.

Supernovat (erityisesti tyypin Ia supernovat) ovat yksi maailmankaikkeuden kirkkaimmista tähtikohteista, joten kaukaisimpiakin voidaan tutkia tällä hetkellä saatavilla olevilla laitteilla. Monet tyypin Ia supernovat on löydetty suhteellisen läheisistä galakseista. Riittävän tarkat arviot etäisyyksistä näihin galaksiin mahdollistivat niissä puhkeavien supernovien valoisuuden määrittämisen. Jos oletetaan, että kaukaisilla supernovilla on sama keskimääräinen kirkkaus, niin havaitun mukaan suuruus suurimmalla kirkkaudella voidaan myös arvioida etäisyys niihin. Supernovan etäisyyden vertailu sen galaksin poistumisnopeuteen (punasiirtymään), jossa se räjähti, mahdollistaa universumin laajenemista luonnehtivan pääsuureen - niin sanotun Hubble-vakion - määrittämisen.

Vielä 10 vuotta sitten sille saatiin arvot, jotka erosivat lähes kaksinkertaisesti - 55-100 km/s Mpc, nykyään tarkkuus on parantunut merkittävästi, minkä seurauksena arvo 72 km/s Mpc on hyväksytty (noin 10 %:n virheellä). Kaukaisille supernoveille, joiden punasiirtymä on lähellä 1:tä, etäisyyden ja punasiirtymän välinen suhde mahdollistaa myös universumin aineen tiheydestä riippuvien suureiden määrittämisen. Mukaan yleinen teoria Einsteinin suhteellisuusteoria, aineen tiheys määrää avaruuden kaarevuuden, ja näin ollen edelleen kohtalo Universumi. Nimittäin: laajeneeko se loputtomasti vai pysähtyykö tämä prosessi koskaan ja korvautuuko se supistumisen. Uusin tutkimus supernovat ovat osoittaneet, että universumin aineen tiheys ei todennäköisesti riitä pysäyttämään laajenemista, ja se jatkuu. Ja tämän päätelmän vahvistamiseksi tarvitaan uusia supernovahavaintoja.

heti räjähdyksen jälkeen riippuu paljon tuurista. Hän päättää, onko mahdollista tutkia supernovan syntyprosesseja vai pitääkö niitä arvata räjähdyksen jälkeen - etenee entinen tähti planetaarinen sumu. Ihmisten rakentamien kaukoputkien määrä ei ole tarpeeksi suuri koko taivaan jatkuvaan tarkkailemiseen, etenkään spektrin kaikilla alueilla. elektromagneettinen säteily. Usein amatööritähtitieteilijät tulevat tutkijoiden avuksi suuntaamalla kaukoputkensa minne haluavat, eivätkä mielenkiintoisiin ja tärkeisiin tutkimuskohteisiin. Mutta supernovaräjähdys voi tapahtua missä tahansa!

Esimerkki amatööritähtitieteilijöiden avusta on spiraaligalaksissa M51 oleva supernova. Pinwheel Galaxyna tunnettu se on erittäin suosittu maailmankaikkeuden tarkkailun ystävien keskuudessa. Galaksi sijaitsee 25 miljoonan valovuoden etäisyydellä meistä ja on käännetty tasollaan suoraan meitä kohti, minkä vuoksi sitä on erittäin kätevä tarkkailla. Galaksissa on satelliitti, joka on kosketuksissa M51:n yhteen haaraan. Galaksissa räjähtäneen tähden valo saavutti Maan maaliskuussa 2011, ja amatööritähtitieteilijät tallensivat sen. Supernova sai pian virallisen nimityksen 2011dh, ja siitä tuli sekä ammatti- että amatööritähtitieteilijöiden huomio. "M51 on yksi meitä lähimmistä galakseista, se on erittäin kaunis ja siksi laajalti tunnettu", sanoo Caltechin työntekijä Sheeler van Dyck.

Yksityiskohtaisesti tarkasteltu supernova 2011dh osoittautui kuuluvan harvinaiseen tyypin IIb räjähdysluokkaan. Tällaisia ​​räjähdyksiä tapahtuu, kun massiivisesta tähdestä poistetaan käytännöllisesti katsoen kaikki vetypolttoaineen ulkokuori, jonka binäärikumppani todennäköisesti vetää yli. Sen jälkeen pysähtyy polttoaineen puutteen vuoksi lämpöydinfuusio, tähden säteily ei voi vastustaa painovoimaa, joka pyrkii puristamaan tähteä ja se putoaa kohti keskustaa. Tämä on yksi kahdesta supernovaräjähdyksen tavasta, ja tällaisessa skenaariossa (tähti putoaa itsensä päälle painovoiman vaikutuksesta) vain joka kymmenes tähti aiheuttaa tyypin IIb räjähdyksen.

Asiasta on olemassa useita perusteltuja hypoteeseja yleinen kaava tyypin IIb supernovan synty, mutta tarkan tapahtumaketjun rekonstruoiminen on erittäin vaikeaa. Koska tähden ei voida sanoa muuttuvan supernovaksi kovin pian, on mahdotonta valmistautua sen huolelliseen tarkkailuun. Tietenkin tähden tilan tutkiminen voi viitata siihen, että siitä tulee pian supernova, mutta tämä on maailmankaikkeuden aika-asteikolla miljoonissa vuosissa, kun taas havainnointi vaatii räjähdyksen ajan tuntemista useiden vuosien tarkkuudella. Vain toisinaan tähtitieteilijöillä on tuuria ja heillä on yksityiskohtaisia ​​kuvia tähdestä ennen räjähdystä. M51-galaksin tapauksessa tämä tilanne tapahtuu - galaksin suosion vuoksi siitä on monia kuvia, joissa 2011dh ei ole vielä räjähtänyt. "Muiden päivien kuluessa supernovan löytämisestä käännyimme arkistojen puoleen kiertävä kaukoputki Hubble. Kuten kävi ilmi, tämän kaukoputken avulla luotiin aiemmin yksityiskohtainen mosaiikki M51-galaksista eri pituuksia aallot”, van Dyck sanoo. Vuonna 2005, kun Hubble-teleskooppi kuvasi 2011dh-aluetta, sen paikalla oli vain huomaamaton keltainen jättiläistähti.

Supernova 2011dh:n havainnot ovat osoittaneet, että se ei sovi hyvin suuren tähden räjähdyksen standardiajatukseen. Päinvastoin, se sopii paremmin pienen tähden räjähdyksen seurauksena, esimerkiksi Hubble-kuvien keltaisen superjättiläisen seuralaisena, joka on menettänyt melkein kaiken ilmakehänsä. Läheisen jättiläisen painovoiman vaikutuksesta tähdestä jäi vain sen ydin, joka räjähti. "Päätimme, että supernovan esiaste oli melkein kokonaan kuorittu tähti, sininen ja siksi Hubble näkymätön", van Dyck sanoo. - Keltainen jättiläinen piilotti pienen sinisen kumppaninsa säteilyllään, kunnes se räjähti. Se on johtopäätöksemme."

Toinen tähtiä 2011dh tutkiva tutkijaryhmä päätyi päinvastaiseen johtopäätökseen, joka sopii yhteen klassisen teorian kanssa. Belfastin Queen's Universityn työntekijän Justin Moundin mukaan se oli keltainen jättiläinen, joka oli supernovan esiaste. Tämän vuoden maaliskuussa supernova paljasti kuitenkin mysteerin molemmille joukkueille. Ongelman huomasi ensin van Dyck, joka päätti kerätä lisäinformaatio noin 2011dh käyttämällä Hubble-teleskooppia. Laite ei kuitenkaan löytänyt suurta keltainen tähti. "Halusimme vain katsella supernovan kehitystä uudelleen", van Dyck sanoo. "Emme olisi koskaan voineet kuvitella, että keltainen tähti menisi jonnekin." Toinen joukkue tuli samoihin johtopäätöksiin käyttämällä maateleskoopit: Jättiläinen on kadonnut.

Keltaisen jättiläisen katoaminen viittaa siihen, että se on todellinen supernovan esiaste. Van Dykin viesti ratkaisee tämän kiistan: "Toinen joukkue oli täysin oikeassa, me olimme väärässä." Supernova 2011dh:n tutkimus ei kuitenkaan lopu tähän. Kun 2011dh:n kirkkaus hiipuu, M51 palaa räjähdystä edeltävään tilaan (tosin ilman yhtä kirkasta tähteä). Tämän vuoden loppuun mennessä supernovan kirkkauden pitäisi laskea tarpeeksi näyttääkseen keltaisen superjättiläisen seuralaisen - jos se olisi, kuten ehdotettiin klassinen teoria tyypin IIb supernovat syntyivät. Useat tähtitieteilijäryhmät ovat jo varanneet Hubble-havaintoaikaa tutkiakseen 2011dh:n kehitystä. "Meidän on löydettävä binäärinen kumppani supernovalle", van Dyck sanoo. "Jos se löydetään, tällaisten räjähdysten alkuperästä saadaan luottavainen käsitys."