სუპერნოვა,აფეთქება, რომელიც ვარსკვლავის სიკვდილს აღნიშნავდა. ზოგჯერ სუპერნოვას აფეთქება უფრო კაშკაშაა ვიდრე გალაქტიკა, რომელშიც ის მოხდა.

სუპერნოვა იყოფა ორ ძირითად ტიპად. I ტიპისთვის დამახასიათებელია წყალბადის დეფიციტი ოპტიკური სპექტრი; ამიტომ, ითვლება, რომ ეს არის თეთრი ჯუჯის აფეთქება - ვარსკვლავი, რომელიც მასით მზესთან ახლოსაა, მაგრამ უფრო პატარა და მკვრივი. თეთრი ჯუჯის შემადგენლობაში წყალბადი თითქმის არ არის, რადგან ეს ნორმალური ვარსკვლავის ევოლუციის საბოლოო პროდუქტია. 1930-იან წლებში ს.ჩანდრასეკარმა აჩვენა, რომ თეთრი ჯუჯის მასა არ შეიძლება აღემატებოდეს გარკვეულ ზღვარს. თუ ის ორობით სისტემაშია ნორმალური ვარსკვლავით, მაშინ მისი მატერია შეიძლება თეთრი ჯუჯის ზედაპირზე მოედინება. როდესაც მისი მასა აჭარბებს ჩანდრასეხარის ზღვარს, თეთრი ჯუჯაიშლება (მცირდება), თბება და ფეთქდება. იხილეთ ასევევარსკვლავები.

მეორე ტიპის სუპერნოვა 1987 წლის 23 თებერვალს ჩვენს მეზობელ გალაქტიკაში, მაგელანის დიდ ღრუბელში ამოიფრქვა. მას დაარქვეს იან შელტონი, რომელმაც ჯერ ტელესკოპით შენიშნა სუპერნოვას აფეთქება, შემდეგ კი შეუიარაღებელი თვალით. (უკანასკნელი ასეთი აღმოჩენა ეკუთვნის კეპლერს, რომელმაც დაინახა სუპერნოვას აფეთქება ჩვენს გალაქტიკაში 1604 წელს, ტელესკოპის გამოგონებამდე ცოტა ხნით ადრე). ოჰაიო (აშშ) დაარეგისტრირა ნეიტრინო ნაკადი - ელემენტარული ნაწილაკებიდაიბადა ძალიან მაღალი ტემპერატურავარსკვლავის ბირთვის კოლაფსის დროს და ადვილად აღწევს მის გარსში. მიუხედავად იმისა, რომ ნეიტრინოს ნაკადი ვარსკვლავმა ოპტიკურ ციმციმთან ერთად გამოუშვა დაახლოებით 150 ათასი წლის წინ, მან დედამიწამდე თითქმის ერთდროულად მიაღწია ფოტონებს, რითაც დაამტკიცა, რომ ნეიტრინოებს არ აქვთ მასა და მოძრაობენ სინათლის სიჩქარით. ამ დაკვირვებებმა ასევე დაადასტურა ვარაუდი, რომ კოლაფსირებული ვარსკვლავური ბირთვის მასის დაახლოებით 10% გამოიყოფა ნეიტრინოების სახით, როდესაც თავად ბირთვი იშლება ნეიტრონულ ვარსკვლავად. ძალიან მასიურ ვარსკვლავებში, სუპერნოვას აფეთქების დროს, ბირთვები შეკუმშულია თანაბრად მაღალი სიმკვრივეებიდა, სავარაუდოდ, გადაიქცევა შავ ხვრელად, მაგრამ ვარსკვლავის გარე ფენები ჯერ კიდევ იღვრება. Სმ. ასევეᲨᲐᲕᲘ ᲮᲕᲠᲔᲚᲘ.

ჩვენს გალაქტიკაში კრაბის ნისლეული არის სუპერნოვას აფეთქების ნარჩენი, რომელიც ჩინელმა მეცნიერებმა დააფიქსირეს 1054 წელს. ცნობილმა ასტრონომმა ტ. ბრაჰემ ასევე დააკვირდა 1572 წელს ჩვენს გალაქტიკაში ამოფრქვეულ სუპერნოვას. მიუხედავად იმისა, რომ შელტონის სუპერნოვა კეპლერის შემდეგ აღმოჩენილი პირველი მახლობლად მდებარე სუპერნოვა იყო, ასობით სუპერნოვა სხვა, უფრო შორეულ გალაქტიკებში ბოლო 100 წლის განმავლობაში ტელესკოპებით შენიშნეს.

სუპერნოვას აფეთქების ნარჩენებში შეგიძლიათ იპოვოთ ნახშირბადი, ჟანგბადი, რკინა და სხვა მძიმე ელემენტები. ამიტომ, ეს აფეთქებები თამაშობენ მნიშვნელოვანი როლინუკლეოსინთეზში - ქიმიური ელემენტების წარმოქმნის პროცესი. შესაძლებელია, რომ 5 მილიარდი წლის წინ დაბადება მზის სისტემაასევე წინ უძღოდა სუპერნოვას აფეთქება, რის შედეგადაც წარმოიშვა მრავალი ელემენტი, რომელიც გახდა მზისა და პლანეტების ნაწილი. ნუკლეოსინთეზი.

სუპერნოვა

სუპერნოვა, ვარსკვლავის აფეთქება, რომელშიც თითქმის მთელი STAR განადგურებულია. ერთ კვირაში სუპერნოვამ შეიძლება გადააჭარბოს გალაქტიკის ყველა სხვა ვარსკვლავს. სინათლე დასრულდა ახალი ვარსკვლავი 23 მაგნიტუდით (1000 მილიონი ჯერ) მეტია, ვიდრე მზის სიკაშკაშე და აფეთქების დროს გამოთავისუფლებული ენერგია უდრის ვარსკვლავის მიერ გამოსხივებულ მთელ ენერგიას მთელი მისი წინა ცხოვრების განმავლობაში. რამდენიმე წლის შემდეგ, სუპერნოვა იმდენად იზრდება მოცულობაში, რომ ხდება იშვიათი და გამჭვირვალე. ასობით ან ათასობით წლის განმავლობაში, გამოდევნილი მატერიის ნარჩენები ჩანს როგორც სუპერნოვას ნარჩენები.სუპერნოვა დაახლოებით 1000-ჯერ უფრო კაშკაშაა ვიდრე ახალი ვარსკვლავი. ყოველ 30 წელიწადში, ჩვენს მსგავს გალაქტიკას აქვს დაახლოებით ერთი სუპერნოვა, მაგრამ ამ ვარსკვლავთა უმეტესობა დაფარულია მტვრისგან. სუპერნოვა არის ორი ძირითადი ტიპი, რომლებიც გამოირჩევიან სინათლის მრუდებითა და სპექტრებით.

სუპერნოვა - მოულოდნელად მოციმციმე ვარსკვლავები, რომლებიც ზოგჯერ იძენენ მზის სიკაშკაშეზე 10000 მილიონი ჯერ მეტი სიკაშკაშეს. ეს ხდება რამდენიმე ეტაპად.საწყისში (A) უზარმაზარი ვარსკვლავი ძალიან სწრაფად ვითარდება იმ სტადიამდე, როდესაც ვარსკვლავის შიგნით ერთდროულად იწყება სხვადასხვა ბირთვული პროცესის მიმდინარეობა. რკინა შეიძლება ჩამოყალიბდეს ცენტრში, რაც ნიშნავს წარმოების დასასრულს ბირთვული ენერგია. შემდეგ ვარსკვლავი იწყებს გრავიტაციულ კოლაფსს (B). თუმცა ეს ვარსკვლავის ცენტრს იმდენად ათბობს, რომ ქიმიური ელემენტებიიშლება და ახალი რეაქციები მიმდინარეობს ფეთქებადი ძალით (C). გადმოაგდეს უმეტესობავარსკვლავის მატერია კოსმოსში, ხოლო ვარსკვლავის ცენტრის ნარჩენები იშლება მანამ, სანამ ვარსკვლავი მთლიანად ბნელდება, შესაძლოა გახდეს ძალიან მკვრივი ნეიტრონული ვარსკვლავი (D). ერთი ასეთი მარცვალი 1054 წელს ჩანდა. კუროს თანავარსკვლავედში (E). ამ ვარსკვლავის ნარჩენი არის გაზის ღრუბელი, რომელსაც ეწოდება კრაბის ნისლეული (F).

სამეცნიერო და ტექნიკური ენციკლოპედიური ლექსიკონი.

ნახეთ, რა არის "SUPERNOV STAR" სხვა ლექსიკონებში:

„სუპერნოვა“ აქ გადამისამართებს; აგრეთვე სხვა მნიშვნელობები. კეპლერის სუპერნოვას ნარჩენი სუპერნოვა ... ვიკიპედია

აფეთქება, რომელმაც ვარსკვლავის სიკვდილი აღნიშნა. ზოგჯერ სუპერნოვას აფეთქება უფრო კაშკაშაა ვიდრე გალაქტიკა, რომელშიც ის მოხდა. სუპერნოვა იყოფა ორ ძირითად ტიპად. I ტიპს ახასიათებს წყალბადის დეფიციტი ოპტიკურ სპექტრში; ასე ფიქრობენ რომ... კოლიერის ენციკლოპედია

სუპერნოვა- ასტრონი. უეცრად ანთებული ვარსკვლავი, რომლის რადიაციის სიმძლავრე მრავალჯერ აღემატება ახალი ვარსკვლავის ამოფრქვევის ძალას... მრავალი გამოთქმის ლექსიკონი

სუპერნოვა SN 1572 სუპერნოვას ნარჩენი SN 1572, რენტგენის და ინფრაწითელი გამოსახულების კომპოზიცია გადაღებული Spticer, Chandra და Calar Alto ობსერვატორიის მიერ დაკვირვების მონაცემები (ეპოქა?) სუპერნოვას ტიპი ... Wikipedia

ვოლფ რაიეს ვარსკვლავის მხატვრული გამოსახვა ვოლფ რაიეს ვარსკვლავები არის ვარსკვლავების კლასი, რომლებიც ხასიათდება ძალიან მაღალი ტემპერატურით და სიკაშკაშეთ; ვოლფ რაიეს ვარსკვლავები განსხვავდებიან სხვა ცხელი ვარსკვლავებისგან წყალბადის ემისიის ფართო ზოლების არსებობით სპექტრში ... Wikipedia

სუპერნოვა: სუპერნოვავარსკვლავები, რომლებიც ამთავრებენ ევოლუციას კატასტროფული ფეთქებადი პროცესით; სუპერნოვა რუსული პოპ-პანკ ჯგუფი. სუპერნოვა (ფილმი) ამერიკელი რეჟისორის 2000 წლის ფანტასტიკური საშინელებათა ფილმი ... ... Wikipedia

ამ ტერმინს სხვა მნიშვნელობა აქვს, იხილეთ ვარსკვლავი (მნიშვნელობები). პლეადის ვარსკვლავი ზეციური სხეულირომელშიც ისინი მიდიან, წავიდნენ ან წავლენ ... ვიკიპედია

ვოლფ რაიეს ვარსკვლავის მხატვრული გამოსახვა ვოლფ რაიეს ვარსკვლავები არის ვარსკვლავების კლასი, რომლებიც ხასიათდება ძალიან მაღალი ტემპერატურით და სიკაშკაშეთ; ვოლფ რაიეტის ვარსკვლავები სხვა ცხელი ვარსკვლავებისგან განსხვავდება ... ვიკიპედიის არსებობით

SN 2007-ზე სუპერნოვა SN 2007-ზე გადაღებული კოსმოსური ტელესკოპისვიფტი. დაკვირვების მონაცემები (ეპოქა J2000,0) სუპერნოვა ტიპი Ia ... ვიკიპედია

წიგნები

• ბედის თითი (მათ შორის, არაასპექტირებული პლანეტების სრული მიმოხილვა), Hamaker-Zondag K. ცნობილი ასტროლოგის კარენ ჰამაკერ-ზონდაგის წიგნი არის ოცწლიანი მუშაობის ნაყოფი საიდუმლოებით მოცული და ხშირად არაპროგნოზირებადი ფარული ფაქტორების შესწავლაზე. ჰოროსკოპი: ბედის თითების კონფიგურაციები, ...

სუპერნოვა - მომაკვდავის აფეთქება ძალიან დიდი ვარსკვლავებიენერგიის უზარმაზარი გამოყოფით, მზის ენერგიაზე ტრილიონჯერ მეტი. სუპერნოვას შეუძლია გაანათოს მთელი გალაქტიკა და ვარსკვლავის მიერ გაგზავნილი შუქი სამყაროს კიდეებს მიაღწევს. თუ ამ ვარსკვლავიდან ერთ-ერთი დედამიწიდან 10 სინათლის წლის მანძილზე აფეთქდება, დედამიწა მთლიანად დაიწვება ენერგიისა და რადიაციისგან. გამონაბოლქვი.

სუპერნოვა

სუპერნოვა არა მხოლოდ ანადგურებს, არამედ ავსებს საჭირო ელემენტებს კოსმოსში: რკინა, ოქრო, ვერცხლი და სხვა. ყველაფერი, რაც ჩვენ ვიცით სამყაროს შესახებ, შეიქმნა ოდესღაც აფეთქებული სუპერნოვას ნარჩენებისგან. სუპერნოვა ერთ-ერთი ყველაზე ლამაზი და საინტერესო ობიექტია სამყაროში. სამყაროში ყველაზე დიდი აფეთქებები ტოვებს განსაკუთრებულ, უცნაურ ნარჩენებს სამყაროში:

ნეიტრონული ვარსკვლავები

ნეიტრონი ძალიან საშიში და უცნაური სხეულებია. Როდესაც გიგანტური ვარსკვლავიიქცევა სუპერნოვად, მისი ბირთვი იკლებს მიწიერი მეტროპოლიის ზომამდე. ბირთვის შიგნით წნევა იმდენად დიდია, რომ შიგნით არსებული ატომებიც კი დნობას იწყებენ. როდესაც ატომები ისე შეკუმშულია, რომ მათ შორის სივრცე აღარ რჩება, უზარმაზარი ენერგია გროვდება და ძლიერი აფეთქება ხდება. აფეთქების შემდეგ წარმოუდგენლად მკვრივი ნეიტრონული ვარსკვლავი რჩება. ნეიტრონული ვარსკვლავის ერთი ჩაის კოვზი 90 მილიონ ტონას იწონის.

პულსარი არის სუპერნოვას აფეთქების ნაშთები. სხეული, რომელიც მსგავსია ნეიტრონული ვარსკვლავის მასისა და სიმკვრივისა. ერთად ბრუნავს დიდი სიჩქარეპულსარები ათავისუფლებენ რადიაციის აფეთქებებს კოსმოსში ჩრდილოეთიდან და სამხრეთ პოლუსები. ბრუნვის სიჩქარემ შეიძლება მიაღწიოს 1000 ბრუნს წამში.

როდესაც ჩვენს მზეზე 30-ჯერ დიდი ვარსკვლავი ფეთქდება, ის ქმნის ვარსკვლავს, სახელად მაგნიტარი. მაგნიტარები ქმნიან ძლიერს მაგნიტური ველებიისინი უფრო უცხონი არიან ვიდრე ნეიტრონული ვარსკვლავები და პულსარები. მაგნიტარის მაგნიტური ველი რამდენიმე ათასჯერ აღემატება დედამიწას.

Შავი ხვრელები

ჰიპერნოვაების სიკვდილის შემდეგ, სუპერვარსკვლავზე დიდი ვარსკვლავები, ყველაზე იდუმალი და საშიში ადგილისამყარო შავი ხვრელია. ასეთი ვარსკვლავის სიკვდილის შემდეგ შავი ხვრელი იწყებს მისი ნარჩენების შეწოვას. შავ ხვრელს ძალიან ბევრი მასალა აქვს შესაწოვ და ის ვარსკვლავის ნაშთებს კოსმოსში აგდებს, რის შედეგადაც გამა გამოსხივების 2 სხივი წარმოიქმნება.

რაც შეეხება ჩვენსას, მზეს, რა თქმა უნდა, არ აქვს საკმარისი მასა, რომ გახდეს შავი ხვრელი, პულსარი, მაგნიტარი ან თუნდაც ნერვული ვარსკვლავი. კოსმიური სტანდარტებით, ჩვენი ვარსკვლავი ძალიან პატარაა მისი ცხოვრების ასეთი ფინალისთვის. მეცნიერები ამბობენ, რომ საწვავის ამოწურვის შემდეგ, ჩვენი ვარსკვლავი გაიზრდება ზომით რამდენიმე ათჯერ, რაც საშუალებას მისცემს მას საკუთარ თავში შთანთქას პლანეტები. ხმელეთის ჯგუფი: მერკური, ვენერა, დედამიწა და შესაძლოა მარსი.

Ერთ - ერთი მნიშვნელოვანი მიღწევები XX საუკუნეში იყო იმის გაგება, რომ თითქმის ყველა ელემენტი, რომელიც წყალბადსა და ჰელიუმზე მძიმეა, იქმნება. შიდა ნაწილებივარსკვლავები და ვარსკვლავთშორის გარემოში შედიან სუპერნოვას აფეთქების შედეგად - სამყაროს ერთ-ერთი ყველაზე ძლიერი ფენომენი.

სურათზე: ბრწყინვალე ვარსკვლავები და გაზის ნაკაწრები წარმოადგენენ თვალწარმტაცი ფონს მასიური ვარსკვლავის თვითგანადგურებისთვის, სახელწოდებით Supernova 1987A. მის აფეთქებას ასტრონომებმა დააკვირდნენ სამხრეთ ნახევარსფერო 1987 წლის 23 თებერვალი. ჰაბლის ეს სურათი გვიჩვენებს სუპერნოვას ნარჩენს, რომელიც გარშემორტყმულია მატერიის შიდა და გარე რგოლებით გაზის დიფუზურ ღრუბლებში. ეს სამფერი გამოსახულება არის სუპერნოვასა და მისი მეზობელი რეგიონის რამდენიმე ფოტოს კომპოზიტი, გადაღებული 1994 წლის სექტემბერში, 1996 წლის თებერვალში და 1997 წლის ივლისში. მრავალრიცხოვანი ნათელი ლურჯი ვარსკვლავებისუპერნოვას მახლობლად, ეს არის მასიური ვარსკვლავები, რომელთაგან თითოეული დაახლოებით 12 მილიონი წლისაა და მზეზე 6-ჯერ მძიმეა. ისინი ყველა ვარსკვლავების იმავე თაობას მიეკუთვნება, როგორც აფეთქდა. ნათელი გაზის ღრუბლების არსებობა ამ რეგიონის ახალგაზრდობის კიდევ ერთი ნიშანია, რომელიც ჯერ კიდევ ნაყოფიერი ნიადაგია ახალი ვარსკვლავების დაბადებისთვის.

თავდაპირველად, ყველა ვარსკვლავს, რომელთა სიკაშკაშე მოულოდნელად გაიზარდა 1000-ზე მეტი ჯერ, ეწოდებოდა ნოვა. მოციმციმე, ასეთი ვარსკვლავები მოულოდნელად გამოჩნდნენ ცაში, დაარღვიეს თანავარსკვლავედის ჩვეული კონფიგურაცია და გაზარდეს მათი სიკაშკაშე მაქსიმუმ, რამდენიმე ათასჯერ, შემდეგ მათი სიკაშკაშე მკვეთრად დაეცემა და რამდენიმე წლის შემდეგ ისინი სუსტდებიან, როგორც ადრე იყო. ეპიდემიური აფეთქება. აფეთქებების განმეორება, რომელთაგან თითოეულის დროს ვარსკვლავი მაღალი სიჩქარეგამოდის მისი მასის მეათასედამდე, დამახასიათებელია ახალი ვარსკვლავებისთვის. და მაინც, ასეთი ციმციმის ფენომენის სიდიადის მიუხედავად, ის არ არის დაკავშირებული არც ვარსკვლავის სტრუქტურის რადიკალურ ცვლილებასთან და არც მის განადგურებასთან.

ხუთი ათასი წლის განმავლობაში შემონახულია ინფორმაცია ვარსკვლავების 200-ზე მეტი კაშკაშა ამოფრქვევის შესახებ, თუ შემოვიფარგლებით იმით, რომელიც არ აღემატება მე-3 სიდიდის ბრწყინვალებას. მაგრამ როდესაც დადგინდა ნისლეულების ექსტრაგალაქტიკური ბუნება, გაირკვა, რომ მათში აალებული ნოვა აღემატებოდა ჩვეულებრივ ნოვას თავიანთი მახასიათებლებით, რადგან მათი სიკაშკაშე ხშირად აღმოჩნდებოდა. თანაბარი სიკაშკაშემთელ გალაქტიკაში, რომელშიც ისინი ააფეთქეს. ასეთი ფენომენების უჩვეულო ბუნებამ ასტრონომები მიიყვანა აზრამდე, რომ ასეთი მოვლენები სრულიად განსხვავებულია ჩვეულებრივი ახალი ვარსკვლავებისგან და ამიტომ, 1934 წელს, ამერიკელი ასტრონომების ფრიც ცვიკისა და ვალტერ ბაადის წინადადებით, ის ვარსკვლავები, რომელთა ციმციმები აღწევენ სიკაშკაშეს. ნორმალური გალაქტიკები მათი მაქსიმალური სიკაშკაშით იყო იდენტიფიცირებული, როგორც ცალკე, ყველაზე კაშკაშა და იშვიათ კლასში სუპერნოვა.

ჩვეულებრივი ახალი ვარსკვლავების აფეთქებებისგან განსხვავებით, სუპერნოვა იფეთქებს შიგნით ხელოვნების დონეჩვენი გალაქტიკა უკიდურესად იშვიათი ფენომენია, რომელიც ხდება არა უმეტეს 100 წელიწადში ერთხელ. ყველაზე თვალსაჩინო ეპიდემიები იყო 1006 და 1054 წლებში; მათ შესახებ ინფორმაცია მოცემულია ჩინურ და იაპონურ ტრაქტატებში. 1572 წელს გამოჩენილმა ასტრონომმა ტიხო ბრაჰემ დააფიქსირა ასეთი ვარსკვლავის გაჩენა თანავარსკვლავედში კასიოპეაში, ხოლო იოჰანეს კეპლერი იყო უკანასკნელი, ვინც მიჰყვა სუპერნოვას თანავარსკვლავედში Ophiuchus 1604 წელს. ასტრონომიაში "ტელესკოპური" ეპოქის ოთხი საუკუნის განმავლობაში, ჩვენს გალაქტიკაში ასეთი აფეთქებები არ დაფიქსირებულა. მზის სისტემის პოზიცია მასში ისეთია, რომ ოპტიკურად შეგვიძლია დავაკვირდეთ სუპერნოვას აფეთქებებს მისი მოცულობის დაახლოებით ნახევარში, დანარჩენში კი ანთებების სიკაშკაშე ვარსკვლავთშორისი შთანთქმის შედეგად იკლებს. და. კრასოვსკი და ი. შკლოვსკიმ გამოთვალა, რომ ჩვენს გალაქტიკაში სუპერნოვას აფეთქებები საშუალოდ 100 წელიწადში ერთხელ ხდება. სხვა გალაქტიკებში ეს პროცესები დაახლოებით ერთნაირი სიხშირით მიმდინარეობს; ამიტომ, ოპტიკური ამოფრქვევის სტადიაზე მყოფი სუპერნოვების შესახებ ძირითადი ინფორმაცია მიღებული იქნა მათზე დაკვირვებით სხვა გალაქტიკებში.

გააცნობიერეს ასეთი ძლიერი ფენომენების შესწავლის მნიშვნელობა, ასტრონომებმა W. Baade და F. Zwicky, რომლებიც მუშაობდნენ აშშ-ში, პალომარის ობსერვატორიაში, 1936 წელს დაიწყეს სუპერნოვების სისტემატური სისტემატური ძიება. მათ ხელთ ჰქონდათ შმიდტის ტელესკოპი, რამაც შესაძლებელი გახადა რამდენიმე ათეული კვადრატული გრადუსიანი ტერიტორიების გადაღება და მკრთალი ვარსკვლავებისა და გალაქტიკების ძალიან მკაფიო გამოსახულებებიც კი. სამი წლის განმავლობაში მათ აღმოაჩინეს 12 სუპერნოვას აფეთქება სხვადასხვა გალაქტიკაში, რომლებიც შემდეგ შეისწავლეს ფოტომეტრიისა და სპექტროსკოპიის გამოყენებით. როგორც დაკვირვების ტექნოლოგია გაუმჯობესდა, ახლად აღმოჩენილი სუპერნოვაების რაოდენობა სტაბილურად იზრდებოდა და შემდგომში ავტომატური ძიების დანერგვამ გამოიწვია აღმოჩენების რიცხვის ზვავის მსგავსი ზრდა (წელიწადში 100-ზე მეტი სუპერნოვა). სულ- 1500). AT ბოლო წლებიზე დიდი ტელესკოპებიასევე დაიწყო ძალიან შორეული და სუსტი სუპერნოვების ძებნა, რადგან მათმა კვლევამ შეიძლება გასცეს პასუხი ბევრ კითხვაზე მთელი სამყაროს სტრუქტურისა და ბედის შესახებ. ასეთი ტელესკოპებით დაკვირვების ერთ ღამეში 10-ზე მეტი შორეული სუპერნოვის აღმოჩენაა შესაძლებელი.

ვარსკვლავის აფეთქების შედეგად, რომელიც შეინიშნება როგორც სუპერნოვას ფენომენი, მის გარშემო წარმოიქმნება ნისლეული, რომელიც ფართოვდება უზარმაზარი სიჩქარით (დაახლოებით 10000 კმ/წმ). გაფართოების მაღალი სიჩქარე მთავარი თვისება, რომელიც განასხვავებს სუპერნოვას ნარჩენებს სხვა ნისლეულებისგან. სუპერნოვაების ნარჩენებში ყველაფერი უზარმაზარი ძალის აფეთქებაზეა ლაპარაკი, რომელმაც ვარსკვლავის გარე შრეები მიმოფანტა და ამოგდებული გარსის ცალკეულ ნაწილებს უზარმაზარი სისწრაფე გადასცა.

კრაბის ნისლეული

Არავინ კოსმოსური ობიექტიასტრონომებს ამდენი არ მისცა ღირებული ინფორმაცია, როგორც შედარებით პატარა კრაბის ნისლეული, რომელიც დაფიქსირდა კუროს თანავარსკვლავედში და შედგება აირისებრი დიფუზური ნივთიერებისგან, რომელიც ფართოვდება დიდი სიჩქარით. ეს ნისლეული, რომელიც არის 1054 წელს დაფიქსირებული სუპერნოვას ნარჩენი, იყო პირველი გალაქტიკური ობიექტი, რომელთანაც რადიო წყაროს იდენტიფიცირება მოხდა. აღმოჩნდა, რომ რადიო გამოსხივების ბუნებას საერთო არაფერი აქვს თერმული გამოსხივებასთან: მისი ინტენსივობა სისტემატურად იზრდება ტალღის სიგრძესთან ერთად. მალე შესაძლებელი გახდა ამ ფენომენის ბუნების ახსნა. სუპერნოვას ნარჩენს უნდა ჰქონდეს ძლიერი მაგნიტური ველი კოსმოსური სხივები(ელექტრონები, პოზიტრონები, ატომის ბირთვები) სინათლის სიჩქარესთან მიახლოებული სიჩქარით. მაგნიტურ ველში ისინი ასხივებენ ელექტრომაგნიტური ენერგიავიწრო სხივი მოგზაურობის მიმართულებით. არათერმული რადიოს ემისიის გამოვლენა კრაბის ნისლეულიაიძულა ასტრონომები ეძიათ სუპერნოვას ნარჩენები სწორედ ამის საფუძველზე.

კასიოპეის თანავარსკვლავედში მდებარე ნისლეული აღმოჩნდა რადიო გამოსხივების განსაკუთრებით მძლავრი წყარო - მეტრის ტალღის სიგრძეზე, მისგან რადიო ემისიის ნაკადი 10-ჯერ აღემატება კრაბის ნისლეულის ნაკადს, თუმცა ეს უკანასკნელზე ბევრად შორს არის. ოპტიკურ სხივებში ეს სწრაფად გაფართოებული ნისლეული ძალიან სუსტია. კასიოპეის ნისლეული, სავარაუდოდ, არის ზეახალი აფეთქების ნარჩენი, რომელიც მოხდა დაახლოებით 300 წლის წინ.

ძაფისებრი ნისლეულების სისტემა თანავარსკვლავედში გოდოლის ასევე აჩვენა რადიო გამოსხივება, რომელიც დამახასიათებელია ძველი სუპერნოვას ნარჩენებისთვის. რადიო ასტრონომიამ დაეხმარა მრავალი სხვა არათერმული რადიო წყაროს პოვნაში, რომლებიც აღმოჩნდა სუპერნოვას ნარჩენები. სხვადასხვა ასაკის. ამრიგად, დაასკვნეს, რომ სუპერნოვას ნარჩენები, რომლებიც ათობით ათასი წლის წინ მოხდა, სხვა ნისლეულებს შორის გამოირჩევიან ძლიერი არათერმული რადიო გამოსხივებით.

როგორც უკვე აღვნიშნეთ, კრაბის ნისლეული იყო პირველი ობიექტი, რომელშიც რენტგენი. 1964 წელს გაირკვა, რომ მისგან გამომავალი რენტგენის გამოსხივების წყარო გაფართოებულია, თუმცა მისი კუთხური ზომები 5-ჯერ უფრო მცირეა, ვიდრე თავად კიბორჩხალას ნისლეულის კუთხური ზომები. საიდანაც დაასკვნეს, რომ რენტგენის სხივებს ასხივებს არა ვარსკვლავი, რომელიც ოდესღაც სუპერნოვას სახით ამოიფრქვა, არამედ თავად ნისლეული.

სუპერნოვას გავლენა

1987 წლის 23 თებერვალს, ჩვენს მეზობელ გალაქტიკაში, მაგელანის დიდ ღრუბელში აფეთქდა სუპერნოვა, რომელიც უაღრესად მნიშვნელოვანი გახდა ასტრონომებისთვის, რადგან ეს იყო პირველი, რისი დეტალური შესწავლა მათ თანამედროვე ასტრონომიული ინსტრუმენტებით შეიარაღებულებმა შეძლეს. და ამ ვარსკვლავმა დაადასტურა პროგნოზების მთელი სერია. ოპტიკური ციმციმის პარალელურად, იაპონიაში და ოჰაიოს შტატში (აშშ) დამონტაჟებულმა სპეციალურმა დეტექტორებმა დაარეგისტრირეს ნეიტრინოების ნაკადი - ელემენტარული ნაწილაკები, რომლებიც იბადებიან ძალიან მაღალ ტემპერატურაზე ვარსკვლავის ბირთვის კოლაფსის დროს და ადვილად შეაღწევენ მის გარსს. . ამ დაკვირვებებმა დაადასტურა ადრინდელი ვარაუდი, რომ კოლაფსირებული ვარსკვლავური ბირთვის მასის დაახლოებით 10% გამოიყოფა ნეიტრინოების სახით იმ მომენტში, როდესაც თავად ბირთვი იშლება ნეიტრონულ ვარსკვლავად. ძალიან მასიურ ვარსკვლავებში, სუპერნოვას აფეთქების დროს, ბირთვები შეკუმშულია კიდევ უფრო დიდ სიმკვრივემდე და, ალბათ, გადაიქცევა შავ ხვრელად, მაგრამ ვარსკვლავის გარე ფენები მაინც იშლება. ბოლო წლებში გამოჩნდა მინიშნებები, რომ ზოგიერთი კოსმოსური გამა გამოსხივება დაკავშირებულია სუპერნოვასთან. შესაძლებელია, რომ კოსმოსური გამა-სხივების აფეთქების ბუნება დაკავშირებული იყოს აფეთქებების ბუნებასთან.

სუპერნოვას აფეთქებები ძლიერ და მრავალფეროვან გავლენას ახდენს მიმდებარე ვარსკვლავთშორის გარემოზე. სუპერნოვას ჭურვი, რომელიც უზარმაზარი სიჩქარით არის გადაყრილი, აგროვებს და შეკუმშავს მის გარშემო არსებულ გაზს, რამაც შეიძლება ბიძგი მისცეს გაზის ღრუბლებიდან ახალი ვარსკვლავების წარმოქმნას. ასტრონომთა ჯგუფმა დოქტორ ჯონ ჰიუზის (რატგერსის უნივერსიტეტი) ხელმძღვანელობით, ჩანდრას ორბიტალური რენტგენის ობსერვატორიის (NASA) დაკვირვების გამოყენებით, გააკეთა მნიშვნელოვანი აღმოჩენანათელს მოჰფენს, თუ როგორ წარმოიქმნება სილიციუმი, რკინა და სხვა ელემენტები სუპერნოვას აფეთქებების დროს. სუპერნოვას ნარჩენი Cassiopeia A (Cas A) რენტგენის გამოსახულება საშუალებას გაძლევთ იხილოთ სილიციუმის, გოგირდის და რკინის გროვები, რომლებიც აფეთქების დროს გამოიდევნება. შიდა ტერიტორიებივარსკვლავები.

ჩანდრას ობსერვატორიის მიერ მოპოვებული კას A სუპერნოვას ნარჩენების სურათების მაღალი ხარისხი, სიცხადე და ინფორმაციის შინაარსი ასტრონომებს საშუალებას აძლევდა არა მხოლოდ დაედგინათ ქიმიური შემადგენლობაამ ნარჩენების მრავალი კვანძი, არამედ იმის გასარკვევად, თუ სად შეიქმნა ეს კვანძები. მაგალითად, ყველაზე კომპაქტური და კაშკაშა კვანძები ძირითადად შედგება სილიციუმის და გოგირდისგან ძალიან ცოტა რკინით. ეს მიუთითებს იმაზე, რომ ისინი ჩამოყალიბდნენ ვარსკვლავის სიღრმეში, სადაც ტემპერატურამ მიაღწია სამ მილიარდ გრადუსს კოლაფსის დროს, რომელიც დასრულდა სუპერნოვას აფეთქებით. სხვა კვანძებში ასტრონომებმა აღმოაჩინეს რკინის ძალიან მაღალი შემცველობა გარკვეული რაოდენობის სილიციუმის და გოგირდის მინარევებით. ეს ნივთიერება კიდევ უფრო ღრმად ჩამოყალიბდა - იმ ადგილებში, სადაც აფეთქების დროს ტემპერატურამ მიაღწია უფრო მაღალ მნიშვნელობებს - ოთხიდან ხუთ მილიარდ გრადუსამდე. ზეახალი სილიკონით მდიდარი და სუსტი რკინით მდიდარი კვანძების Cas A ზეახალი ნარჩენების განლაგების შედარებამ აჩვენა, რომ "რკინის" მახასიათებლები ყველაზე მეტად ღრმა ფენებივარსკვლავები განლაგებულია ნარჩენის გარე კიდეებზე. ეს ნიშნავს, რომ აფეთქებამ "რკინის" კვანძები ყველა დანარჩენზე შორს გადააგდო. და ახლაც, როგორც ჩანს, აფეთქების ცენტრიდან შორდებიან მეტი სიჩქარე. ჩანდრას მიერ მოპოვებული მონაცემების შესწავლა შესაძლებელს გახდის თეორეტიკოსების მიერ შემოთავაზებულ რამდენიმე მექანიზმს, რომელიც ხსნის სუპერნოვას აფეთქების ბუნებას, პროცესის დინამიკას და ახალი ელემენტების წარმოშობას.

SN I სუპერნოვაებს აქვთ ძალიან მსგავსი სპექტრები (წყალბადის ხაზების გარეშე) და სინათლის მრუდის ფორმები, ხოლო SN II სპექტრები შეიცავს წყალბადის კაშკაშა ხაზებს და გამოირჩევა როგორც სპექტრის, ასევე სინათლის მრუდის მრავალფეროვნებით. ამ ფორმით, სუპერნოვაების კლასიფიკაცია 1980-იანი წლების შუა პერიოდამდე არსებობდა. და დასაწყისში ფართო აპლიკაცია CCD მიმღებებით, საგრძნობლად გაიზარდა დაკვირვების მასალის რაოდენობა და ხარისხი, რამაც შესაძლებელი გახადა ადრე მიუწვდომელი სუსტი ობიექტების სპექტროგრამების მიღება, ხაზების ინტენსივობისა და სიგანის გაცილებით დიდი სიზუსტით დადგენა და სპექტრებში სუსტი ხაზების დაფიქსირება. შედეგად, სუპერნოვაების აშკარად დადგენილი ორობითი კლასიფიკაცია სწრაფად იცვლებოდა და უფრო რთული გახდა.

სუპერნოვაები ასევე გამოირჩევიან გალაქტიკების ტიპებით, რომლებშიც ისინი იფეთქებენ. სპირალურ გალაქტიკებში ორივე ტიპის სუპერნოვა იფეთქებს, მაგრამ ელიფსურ გალაქტიკებში, სადაც თითქმის არ არის ვარსკვლავთშორისი საშუალოდა დასრულდა ვარსკვლავების ფორმირების პროცესი, მხოლოდ SN I ტიპის სუპერნოვა შეიმჩნევა, ცხადია, აფეთქებამდე - ეს არის ძალიან ძველი ვარსკვლავები, რომელთა მასები მზესთან ახლოსაა. და რადგან ამ ტიპის სუპერნოვას სპექტრები და სინათლის მრუდები ძალიან ჰგავს, ეს ნიშნავს, რომ იგივე ვარსკვლავები სპირალურ გალაქტიკებში ფეთქდებიან. ბუნებრივი დასასრული ევოლუციური გზამზესთან ახლოს მყოფი ვარსკვლავები - ტრანსფორმაცია თეთრ ჯუჯად ერთდროული წარმონაქმნით პლანეტარული ნისლეული. თეთრი ჯუჯის შემადგენლობაში წყალბადი თითქმის არ არის, რადგან ის ჩვეულებრივი ვარსკვლავის ევოლუციის საბოლოო პროდუქტია.

ჩვენს გალაქტიკაში ყოველწლიურად რამდენიმე პლანეტარული ნისლეული იქმნება, შესაბამისად, ამ მასის ვარსკვლავების უმეტესობა მშვიდად ასრულებს თავის თავს. ცხოვრების გზადა მხოლოდ ას წელიწადში ერთხელ იფეთქება SN I ტიპის სუპერნოვა. რა მიზეზები განსაზღვრავს ძალიან განსაკუთრებულ დასასრულს, რომელიც არ ჰგავს იმავე ტიპის სხვა ვარსკვლავების ბედს? ცნობილმა ინდოელმა ასტროფიზიკოსმა ს.ჩანდრასეკარმა აჩვენა, რომ იმ შემთხვევაში, თუ თეთრ ჯუჯას მასა დაახლოებით 1,4 მზის მასაზე ნაკლები აქვს, ის მშვიდად „გააგრძელებს“ სიცოცხლეს. მაგრამ თუ ის საკმარისად მჭიდრო ორობით სისტემაშია, მის მძლავრ გრავიტაციას შეუძლია მატერიის „გაყვანა“ კომპანიონი ვარსკვლავიდან, რაც იწვევს მასის თანდათანობით ზრდას და როდესაც ის გაივლის. დასაშვები ლიმიტი- გაგრძელება ძლიერი აფეთქებავარსკვლავის სიკვდილამდე მიმავალი.

სუპერნოვა SN II აშკარად ასოცირდება ახალგაზრდებთან, მასიური ვარსკვლავები, რომლის გარსებში წყალბადი დიდი რაოდენობითაა. ამ ტიპის სუპერნოვას აფეთქებები განიხილება ვარსკვლავების ევოლუციის ბოლო ეტაპად, რომელთა საწყისი მასა 8-10 მზის მასაზე მეტია. ზოგადად, ასეთი ვარსკვლავების ევოლუცია საკმაოდ სწრაფად მიმდინარეობს - რამდენიმე მილიონ წელიწადში ისინი წვავენ წყალბადს, შემდეგ ჰელიუმს, რომელიც გადაიქცევა ნახშირბადად, შემდეგ კი ნახშირბადის ატომები იწყებენ გარდაქმნას უფრო მაღალი ატომური რიცხვების მქონე ატომებად.

ბუნებაში ენერგიის დიდი გამოყოფის მქონე ელემენტების გარდაქმნები რკინით მთავრდება, რომელთა ბირთვები ყველაზე სტაბილურია და მათი შერწყმისას ენერგია არ გამოიყოფა. ამრიგად, როდესაც ვარსკვლავის ბირთვი რკინა ხდება, მასში ენერგიის გამოყოფა ჩერდება, წინააღმდეგობის გაწევა გრავიტაციული ძალებიმას აღარ შეუძლია და, შესაბამისად, იწყებს სწრაფად შეკუმშვას ან კოლაფსს.

კოლაფსის დროს მიმდინარე პროცესები ჯერ კიდევ შორსაა სრული გაგება. თუმცა ცნობილია, რომ თუ ბირთვის მთელი მატერია ნეიტრონად გადაიქცევა, მაშინ მას შეუძლია წინააღმდეგობა გაუწიოს მიზიდულობის ძალებს - ვარსკვლავის ბირთვი იქცევა „ნეიტრონულ ვარსკვლავად“ და კოლაფსი ჩერდება. ამავე დროს, ხაზს უსვამს დიდი ენერგია, რომელიც შედის ვარსკვლავის გარსში და იწვევს გაფართოებას, რასაც ჩვენ ვხედავთ, როგორც სუპერნოვას აფეთქება.

ეს მოსალოდნელი იყო გენეტიკური კავშირისუპერნოვას აფეთქებებსა და წარმოქმნას შორის ნეიტრონული ვარსკვლავებიდა შავი ხვრელები. თუ ვარსკვლავის ევოლუცია მანამდე მოხდა "მშვიდად", მაშინ მის გარსს უნდა ჰქონდეს მზის რადიუსზე ასჯერ მეტი რადიუსი და ასევე შეინარჩუნოს საკმარისი წყალბადი SN II სუპერნოვას სპექტრის ასახსნელად.

სუპერნოვა და პულსარები

ის ფაქტი, რომ სუპერნოვას აფეთქების შემდეგ, გაფართოებული ჭურვის გარდა და სხვადასხვა სახისრადიაციის ნარჩენები და სხვა ობიექტები, ცნობილი გახდა 1968 წელს იმის გამო, რომ ერთი წლით ადრე, რადიოასტრონომებმა აღმოაჩინეს პულსარები - რადიო წყაროები, რომელთა გამოსხივება კონცენტრირებულია ცალკეულ იმპულსებში, მკაცრად მეორდება. გარკვეული ინტერვალიდრო. მეცნიერები გაოცებული იყვნენ იმპულსების მკაცრი პერიოდულობით და მათი პერიოდების ხანმოკლეობით. უდიდესი ყურადღება მიიპყრო პულსარმა, რომლის კოორდინატები ახლოს იყო ასტრონომებისთვის ძალიან საინტერესო ნისლეულის კოორდინატებთან, რომელიც მდებარეობს ქ. სამხრეთ თანავარსკვლავედიიალქნები, რომლებიც ითვლება სუპერნოვას აფეთქების ნარჩენად - მისი პერიოდი იყო მხოლოდ 0,089 წამი. და კრაბის ნისლეულის ცენტრში პულსარის აღმოჩენის შემდეგ (მისი პერიოდი წამის 1/30 იყო), ცხადი გახდა, რომ პულსარები რატომღაც დაკავშირებულია სუპერნოვას აფეთქებებთან. 1969 წლის იანვარში კიბორჩხალას ნისლეულის პულსარი იდენტიფიცირებული იყო სუსტ მე-16 მაგნიტუდის ვარსკვლავთან, რომელიც იცვლის სიკაშკაშეს იმავე პერიოდის განმავლობაში, ხოლო 1977 წელს იალქნების თანავარსკვლავედის პულსარი ასევე იდენტიფიცირებული იყო ვარსკვლავთან.

პულსარების ემისიის პერიოდულობა დაკავშირებულია მათ სწრაფ ბრუნვასთან, მაგრამ არცერთი ჩვეულებრივი ვარსკვლავი, თეთრი ჯუჯაც კი, ვერ ბრუნავს პულსარებისთვის დამახასიათებელი პერიოდით - ის მაშინვე დაიშლებოდა ცენტრიდანული ძალებიდა მხოლოდ ნეიტრონულ ვარსკვლავს, ძალიან მკვრივ და კომპაქტურ, შეეძლო მათ წინააღმდეგობა გაუწიოს. მრავალი ვარიანტის ანალიზის შედეგად მეცნიერები მივიდნენ დასკვნამდე, რომ სუპერნოვას აფეთქებებს თან ახლავს ნეიტრონული ვარსკვლავების წარმოქმნა - თვისობრივად ახალი ტიპის ობიექტები, რომელთა არსებობაც დიდი მასის ვარსკვლავების ევოლუციის თეორიით იწინასწარმეტყველა. .

სუპერნოვა და შავი ხვრელები

სუპერნოვას აფეთქებასა და შავი ხვრელის წარმოქმნას შორის პირდაპირი კავშირის პირველი დადასტურება ესპანელმა ასტრონომებმა მოიპოვეს. Nova Scorpii 1994 ორბირულ სისტემაში შავი ხვრელის გარშემო მოძრავი ვარსკვლავის მიერ გამოსხივებული რადიაციის შესწავლის შედეგად დადგინდა, რომ ის შეიცავს დიდი რიცხვიჟანგბადი, მაგნიუმი, სილიციუმი და გოგირდი. არსებობს ვარაუდი, რომ ეს ელემენტები მან დაიპყრო, როდესაც ახლომდებარე ვარსკვლავი, რომელიც გადაურჩა სუპერნოვას აფეთქებას, გადაიქცა შავ ხვრელად.

სუპერნოვა (განსაკუთრებით Ia ტიპის სუპერნოვა) სამყაროს ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავურ ობიექტებს შორისაა, ამიტომ ყველაზე შორეული ობიექტების შესწავლაც კი შესაძლებელია ამჟამად ხელმისაწვდომი აღჭურვილობით. Ia ტიპის მრავალი სუპერნოვა აღმოჩენილია შედარებით ახლომდებარე გალაქტიკებში. ამ გალაქტიკებამდე მანძილის საკმარისად ზუსტმა შეფასებებმა შესაძლებელი გახადა მათში გაფანტული სუპერნოვების სიკაშკაშის დადგენა. თუ დავუშვებთ, რომ შორეულ სუპერნოვებს აქვთ იგივე საშუალო სიკაშკაშე, მაშინ დაკვირვების მიხედვით სიდიდემაქსიმალური სიკაშკაშით, ასევე შეიძლება შეფასდეს მათთან მანძილი. სუპერნოვამდე მანძილის შედარება გალაქტიკის მოცილების სიჩქარესთან (წითელ გადანაცვლებასთან), რომელშიც ის აფეთქდა, შესაძლებელს ხდის განვსაზღვროთ სამყაროს გაფართოების დამახასიათებელი ძირითადი რაოდენობა - ეგრეთ წოდებული ჰაბლის მუდმივი.

ჯერ კიდევ 10 წლის წინ მიიღეს მისთვის მნიშვნელობები, რომლებიც განსხვავდებოდა თითქმის ორჯერ - 55-დან 100 კმ/წმ Mpc-მდე, დღეს სიზუსტე საგრძნობლად გაიზარდა, რის შედეგადაც 72 კმ/წმ Mpc არის მნიშვნელობა. მიღებულია (დაახლოებით 10% შეცდომით). შორეული სუპერნოვაებისთვის, რომელთა წითელში გადაადგილება 1-სთან ახლოსაა, მანძილსა და წითელ ცვლას შორის კავშირი ასევე შესაძლებელს ხდის სამყაროში მატერიის სიმკვრივეზე დამოკიდებული რაოდენობების დადგენას. Მიხედვით ზოგადი თეორიააინშტაინის ფარდობითობა, ეს არის მატერიის სიმკვრივე, რომელიც განსაზღვრავს სივრცის გამრუდებას და, შესაბამისად, შემდგომი ბედისამყარო. კერძოდ: გაფართოვდება ის განუსაზღვრელი ვადით თუ ეს პროცესი ოდესმე შეჩერდება და შეიცვლება შეკუმშვით. უახლესი კვლევასუპერნოვამ აჩვენა, რომ დიდი ალბათობით, სამყაროში მატერიის სიმკვრივე არასაკმარისია გაფართოების შესაჩერებლად და ის გაგრძელდება. და ამ დასკვნის დასადასტურებლად საჭიროა სუპერნოვაზე ახალი დაკვირვებები.

აფეთქების შემდეგ ძალიან ბევრია დამოკიდებული იღბალზე. ეს არის ის, ვინც განსაზღვრავს, შესაძლებელი იქნება თუ არა სუპერნოვას დაბადების პროცესების შესწავლა, ან მოუწევს თუ არა მათ შესახებ გამოცნობა აფეთქების კვალდაკვალ - გავრცელება. ყოფილი ვარსკვლავიპლანეტარული ნისლეული. ადამიანის მიერ აშენებული ტელესკოპების რაოდენობა არ არის საკმარისი იმისათვის, რომ მუდმივად დააკვირდეს მთელ ცას, განსაკუთრებით სპექტრის ყველა რეგიონში. ელექტრომაგნიტური რადიაცია. ხშირად მოყვარული ასტრონომები ეხმარებიან მეცნიერებს, რომლებიც თავიანთ ტელესკოპებს მიმართავენ სადაც მოესურვებათ და არა შესასწავლად საინტერესო და მნიშვნელოვან ობიექტებზე. მაგრამ სუპერნოვას აფეთქება ყველგან შეიძლება მოხდეს!

მოყვარული ასტრონომების დახმარების მაგალითია სუპერნოვა სპირალურ გალაქტიკაში M51. ცნობილი როგორც Pinwheel Galaxy, ის ძალიან პოპულარულია სამყაროზე დაკვირვების მოყვარულთა შორის. გალაქტიკა ჩვენგან 25 მილიონი სინათლის წლის მანძილზე მდებარეობს და თავისი სიბრტყით პირდაპირ ჩვენსკენ არის მობრუნებული, რის გამოც ძალიან მოსახერხებელია მასზე დაკვირვება. გალაქტიკას აქვს თანამგზავრი, რომელიც კონტაქტშია M51-ის ერთ-ერთ მკლავთან. გალაქტიკაში აფეთქებული ვარსკვლავის სინათლე დედამიწას 2011 წლის მარტში მიაღწია და დაფიქსირდა მოყვარულმა ასტრონომებმა. სუპერნოვამ მალე მიიღო ოფიციალური სახელწოდება 2011dh და გახდა პროფესიონალი და მოყვარული ასტრონომების ყურადღების ცენტრში. „M51 ჩვენთან ერთ-ერთი უახლოესი გალაქტიკაა, ის უაღრესად ლამაზია და ამიტომ ფართოდ არის ცნობილი“, - ამბობს კალტექის თანამშრომელი შილერ ვან დიკი.

დეტალურად განხილული სუპერნოვა 2011dh აღმოჩნდა, რომ აფეთქებების იშვიათი ტიპის IIb კლასს მიეკუთვნება. ასეთი აფეთქებები ხდება მაშინ, როდესაც მასიურ ვარსკვლავს აშორებს წყალბადის საწვავის თითქმის მთელ გარე ტანსაცმელს, რომელსაც სავარაუდოდ მისი ორობითი თანამგზავრი გადაიტანს. ამის შემდეგ, საწვავის ნაკლებობის გამო, ჩერდება თერმობირთვული შერწყმავარსკვლავის რადიაციას არ შეუძლია წინააღმდეგობა გაუწიოს გრავიტაციას, რომელიც მიდრეკილია შეკუმშოს ვარსკვლავი და ის ეცემა ცენტრისკენ. ეს არის სუპერნოვას აფეთქების ორი გზადან ერთ-ერთი და ასეთ სცენარში (ვარსკვლავი თავის თავზე ეცემა გრავიტაციის გავლენის ქვეშ), მხოლოდ ყოველი მეათე ვარსკვლავი იძლევა IIb ტიპის აფეთქებას.

ამასთან დაკავშირებით რამდენიმე დასაბუთებული ჰიპოთეზა არსებობს ზოგადი სქემა IIb ტიპის სუპერნოვას დაბადება, მაგრამ მოვლენების ზუსტი ჯაჭვის აღდგენა ძალიან რთულია. ვინაიდან არ შეიძლება ითქვას, რომ ვარსკვლავი ძალიან მალე გადადის სუპერნოვაზე, შეუძლებელია მისი ფრთხილად დაკვირვებისთვის მომზადება. რასაკვირველია, ვარსკვლავის მდგომარეობის შესწავლა შეიძლება ვარაუდობდეს, რომ ის მალე გახდება სუპერნოვა, მაგრამ ეს არის სამყაროს დროის მასშტაბით მილიონობით წლის განმავლობაში, ხოლო დაკვირვება მოითხოვს აფეთქების დროის ცოდნას რამდენიმე წლის სიზუსტით. ასტრონომებს მხოლოდ ხანდახან გაუმართლა და აფეთქებამდე ვარსკვლავის დეტალური სურათები აქვთ. M51 გალაქტიკის შემთხვევაში ეს ვითარება ხდება - გალაქტიკის პოპულარობის გამო მისი ბევრი გამოსახულებაა, რომლებშიც 2011dh ჯერ არ აფეთქდა. „სუპერნოვას აღმოჩენიდან რამდენიმე დღეში ჩვენ მივმართეთ არქივებს ორბიტული ტელესკოპიჰაბლი. როგორც გაირკვა, ამ ტელესკოპის დახმარებით ადრე შეიქმნა M51 გალაქტიკის დეტალური მოზაიკა. სხვადასხვა სიგრძეტალღები“, - ამბობს ვან დიკი. 2005 წელს, როდესაც ჰაბლის ტელესკოპმა გადაიღო 2011th რეგიონი, მის ადგილას მხოლოდ შეუმჩნეველი ყვითელი გიგანტური ვარსკვლავი იყო.

სუპერნოვაზე 2011dh დაკვირვებებმა აჩვენა, რომ ის კარგად არ ჯდება უზარმაზარი ვარსკვლავის აფეთქების სტანდარტულ იდეასთან. პირიქით, ის უფრო შესაფერისია პატარა ვარსკვლავის აფეთქების შედეგად, მაგალითად, ყვითელი სუპერგიგანტის კომპანიონი ჰაბლის სურათებიდან, რომელმაც დაკარგა თითქმის მთელი ატმოსფერო. ახლომდებარე გიგანტის მიზიდულობის გავლენით, ვარსკვლავისგან მხოლოდ მისი ბირთვი დარჩა, რომელიც აფეთქდა. „ჩვენ გადავწყვიტეთ, რომ სუპერნოვას წინამორბედი იყო თითქმის მთლიანად გაშიშვლებული ვარსკვლავი, ლურჯი და, შესაბამისად, უხილავი ჰაბლისთვის“, - ამბობს ვან დიკი. – ყვითელმა გიგანტმა თავისი გამოსხივებით დამალა თავისი პატარა ლურჯი კომპანიონი, სანამ არ აფეთქდა. ეს არის ჩვენი დასკვნა."

მკვლევართა კიდევ ერთი ჯგუფი, რომელიც სწავლობს ვარსკვლავს 2011dh, საპირისპირო დასკვნამდე მივიდა, რაც კლასიკურ თეორიას ემთხვევა. ბელფასტის დედოფლის უნივერსიტეტის თანამშრომლის ჯასტინ მაუნდის თქმით, სწორედ ყვითელი გიგანტი იყო სუპერნოვას წინამორბედი. თუმცა, მიმდინარე წლის მარტში სუპერნოვამ ორივე გუნდს საიდუმლო გაუმხილა. პრობლემა პირველად შენიშნა ვან დიკმა, რომელმაც გადაწყვიტა შეგროვება დამატებითი ინფორმაციადაახლოებით 2011th ჰაბლის ტელესკოპის გამოყენებით. თუმცა, მოწყობილობამ ვერ იპოვა დიდი ყვითელი ვარსკვლავი. „უბრალოდ გვინდოდა ისევ გვეყურებინა სუპერნოვას ევოლუცია“, - ამბობს ვან დიკი. „ვერასდროს წარმოვიდგენდით, რომ ყვითელი ვარსკვლავი სადმე წავიდოდა“. იგივე დასკვნამდე მივიდა სხვა გუნდი გამოყენებით მიწის ტელესკოპები: გიგანტი გაქრა.

ყვითელი გიგანტის გაუჩინარება მიუთითებს მასზე, როგორც ნამდვილ სუპერნოვას წინამორბედზე. ვან დიკის პოსტი წყვეტს ამ დაპირისპირებას: „სხვა გუნდი სრულიად მართალი იყო, ჩვენ ვცდებოდით“. თუმცა, სუპერნოვას 2011dh-ის შესწავლა ამით არ მთავრდება. როგორც კი 2011th სიკაშკაშე ქრებოდა, M51 დაუბრუნდება თავის აფეთქებამდე მდგომარეობას (თუმცა ერთი კაშკაშა ვარსკვლავის გარეშე). ამ წლის ბოლოსთვის სუპერნოვას სიკაშკაშე საკმარისად უნდა დაეცეს, რომ ყვითელი სუპერგიგანტის კომპანიონი აჩვენოს - თუ ეს იყო, როგორც ვარაუდობენ კლასიკური თეორია IIb ტიპის სუპერნოვას დაბადება. ასტრონომთა რამდენიმე ჯგუფმა უკვე გამოყო ჰაბლის დაკვირვების დრო 2011 დჰ-ის ევოლუციის შესასწავლად. "ჩვენ უნდა ვიპოვოთ ორობითი კომპანიონი სუპერნოვას", - ამბობს ვან დიკი. „თუ ის აღმოაჩინა, ასეთი აფეთქებების წარმოშობის დამაჯერებელი გაგება იქნება“.