SUPER NOVA, a explosão que marcou a morte de uma estrela. Às vezes, uma explosão de supernova é mais brilhante do que a galáxia em que ocorreu.

As supernovas são divididas em dois tipos principais. O tipo I é caracterizado pela deficiência de hidrogênio em espectro óptico; portanto, acredita-se que esta seja uma explosão de uma anã branca - uma estrela com massa próxima à do Sol, mas menor e mais densa. Quase não há hidrogênio na composição de uma anã branca, pois este é o produto final da evolução de uma estrela normal. Na década de 1930, S. Chandrasekhar mostrou que a massa de uma anã branca não pode exceder um certo limite. Se estiver em um sistema binário com uma estrela normal, sua matéria pode fluir para a superfície da anã branca. Quando sua massa excede o limite de Chandrasekhar, anã branca colapsa (encolhe), aquece e explode. Veja também ESTRELAS.

Uma supernova tipo II entrou em erupção em 23 de fevereiro de 1987 em nossa galáxia vizinha, a Grande Nuvem de Magalhães. Ela recebeu o nome de Ian Shelton, que primeiro notou uma explosão de supernova com um telescópio e depois a olho nu. (A última descoberta desse tipo pertence a Kepler, que viu uma explosão de supernova em nossa galáxia em 1604, pouco antes da invenção do telescópio.) Ohio (EUA) registrou um fluxo de neutrinos - partículas elementares nascido em muito temperaturas altas durante o colapso do núcleo da estrela e penetrando facilmente através de sua concha. Embora o fluxo de neutrinos tenha sido emitido por uma estrela junto com um flash óptico há cerca de 150 mil anos, ele atingiu a Terra quase simultaneamente com os fótons, provando assim que os neutrinos não têm massa e se movem na velocidade da luz. Essas observações também confirmaram a suposição de que cerca de 10% da massa do núcleo estelar em colapso é emitida como neutrinos quando o próprio núcleo colapsa em uma estrela de nêutrons. Em estrelas muito massivas, durante uma explosão de supernova, os núcleos são comprimidos até altas densidades e, provavelmente, se transformam em buracos negros, mas as camadas externas da estrela ainda estão sendo desfeitas. Cm. Além disso BURACO NEGRO.

Em nossa Galáxia, a Nebulosa do Caranguejo é o remanescente de uma explosão de supernova, que foi observada por cientistas chineses em 1054. O famoso astrônomo T. Brahe também observou em 1572 uma supernova que irrompeu em nossa Galáxia. Embora a supernova de Shelton tenha sido a primeira supernova próxima descoberta desde Kepler, centenas de supernovas em outras galáxias mais distantes foram vistas com telescópios nos últimos 100 anos.

Nos restos de uma explosão de supernova, você pode encontrar carbono, oxigênio, ferro e muito mais elementos pesados. Portanto, essas explosões jogam papel importante na nucleossíntese - o processo de formação de elementos químicos. É possível que há 5 bilhões de anos o nascimento sistema solar também precedido por uma explosão de supernova, como resultado da qual surgiram muitos elementos que se tornaram parte do Sol e dos planetas. NUCLEOSÍNTESE.

SUPER NOVA

SUPER NOVA, a explosão de uma estrela, na qual quase toda a ESTRELA é destruída. Dentro de uma semana, uma supernova pode ofuscar todas as outras estrelas da galáxia. Acabamento da luminosidade nova estrela 23 magnitudes (1000 milhões de vezes) maiores que a luminosidade do Sol, e a energia liberada durante a explosão é igual a toda a energia emitida pela estrela durante toda a sua vida anterior. Depois de alguns anos, a supernova aumenta tanto de volume que se torna rarefeita e translúcida. Por centenas ou milhares de anos, os restos da matéria ejetada são visíveis como remanescentes de supernovas. Uma supernova é cerca de 1000 vezes mais brilhante que uma NOVA ESTRELA. A cada 30 anos, uma galáxia como a nossa tem cerca de uma supernova, mas a maioria dessas estrelas é obscurecida pela poeira. As supernovas são de dois tipos principais, distinguidas por suas curvas de luz e espectros.

Supernovas - estrelas inesperadamente piscando, às vezes adquirindo um brilho de 10.000 milhões de vezes maior que o brilho do Sol. Isso acontece em vários estágios: no início (A), uma grande estrela se desenvolve muito rapidamente até o estágio em que vários processos nucleares começam a ocorrer dentro da estrela ao mesmo tempo. O ferro pode se formar no centro, o que significa o fim da produção energia nuclear. A estrela então começa a sofrer colapso gravitacional (B). Isso, no entanto, aquece o centro da estrela a tal ponto que elementos químicos decaem e novas reações prosseguem com força explosiva (C). jogado fora o máximo de matéria da estrela para o espaço, enquanto os restos do centro da estrela colapsam até que a estrela fique completamente escura, possivelmente tornando-se uma estrela de nêutrons muito densa (D). Um desses grãos era visível em 1054. na constelação de Touro (E). O remanescente desta estrela é uma nuvem de gás chamada Nebulosa do Caranguejo (F).

Dicionário enciclopédico científico e técnico.

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Supernova - a explosão dos moribundos é muito grandes estrelas com uma enorme liberação de energia, um trilhão de vezes maior que a energia do sol. Uma supernova pode iluminar toda a galáxia, e a luz enviada pela estrela atingirá as bordas do Universo. Se uma dessas estrelas explodir a uma distância de 10 anos-luz da Terra, a Terra queimará completamente de energia e radiação emissões.

Super Nova

As supernovas não apenas destroem, mas também repõem os elementos necessários no espaço: ferro, ouro, prata e outros. Tudo o que sabemos sobre o universo foi criado a partir dos restos de uma supernova que uma vez explodiu. Uma supernova é um dos objetos mais bonitos e interessantes do universo. As maiores explosões no universo deixam para trás resquícios especiais e mais estranhos no universo:

estrelas de nêutrons

Neutron corpos muito perigosos e estranhos. Quando estrela gigante se transforma em uma supernova, seu núcleo encolhe para o tamanho de uma metrópole terrestre. A pressão dentro do núcleo é tão grande que até os átomos dentro dele começam a derreter. Quando os átomos estão tão comprimidos que não há mais espaço entre eles, uma enorme energia se acumula e ocorre uma poderosa explosão. Após a explosão, uma estrela de nêutrons incrivelmente densa permanece. Uma colher de chá de uma estrela de nêutrons pesará 90 milhões de toneladas.

Um pulsar são os restos de uma explosão de supernova. Um corpo que é semelhante à massa e densidade de uma estrela de nêutrons. girando com grande velocidade, pulsares liberam rajadas de radiação no espaço do norte e pólos sul. A velocidade de rotação pode chegar a 1000 rotações por segundo.

Quando uma estrela 30 vezes o tamanho do nosso Sol explode, ela cria uma estrela chamada Magnetar. Magnetars criam poderosos Campos magnéticos eles são ainda mais estranhos que estrelas de nêutrons e pulsares. O campo magnético de Magnitar excede o da Terra em vários milhares de vezes.

Buracos negros

Após a morte das hipernovas, estrelas ainda maiores que uma superestrela, as mais misteriosas e lugar perigoso o universo é um buraco negro. Após a morte de tal estrela, o buraco negro começa a absorver seus restos. O buraco negro tem muito material para absorver e joga os restos da estrela de volta ao espaço, formando 2 feixes de radiação gama.

Quanto ao nosso, o Sol certamente não tem massa suficiente para se tornar um buraco negro, um pulsar, um magnetar ou mesmo uma estrela neural. Pelos padrões cósmicos, nossa estrela é muito pequena para tal final de sua vida. Os cientistas dizem que, após o esgotamento do combustível, nossa estrela aumentará de tamanho várias dezenas de vezes, o que permitirá que ela absorva planetas em si mesma. grupo terrestre: Mercúrio, Vênus, Terra e possivelmente Marte.

Um de conquistas importantes século XX foi a compreensão do fato de que quase todos os elementos mais pesados ​​que o hidrogênio e o hélio são formados em peças internas estrelas e entram no meio interestelar como resultado de uma explosão de supernova - um dos fenômenos mais poderosos do universo.

Na foto: Estrelas brilhantes e fiapos de gás fornecem um cenário de tirar o fôlego para a autodestruição de uma estrela massiva apelidada de Supernova 1987A. Sua explosão foi observada por astrônomos em hemisfério sul 23 de fevereiro de 1987. Esta imagem do Hubble mostra um remanescente de supernova cercado por anéis internos e externos de matéria em nuvens difusas de gás. Esta imagem em três cores é uma composição de várias fotografias da supernova e sua região vizinha tiradas em setembro de 1994, fevereiro de 1996 e julho de 1997. Numerosos brilhantes estrelas azuis perto de uma supernova, são estrelas massivas, cada uma com cerca de 12 milhões de anos e 6 vezes mais pesada que o Sol. Todos eles pertencem à mesma geração de estrelas que explodiu. A presença de nuvens brilhantes de gás é outro sinal da juventude desta região, que ainda é terreno fértil para o nascimento de novas estrelas.

Inicialmente, todas as estrelas cujo brilho subitamente aumentou mais de 1.000 vezes foram chamadas de novas. Piscando, essas estrelas de repente apareceram no céu, quebrando a configuração habitual da constelação, e aumentaram seu brilho ao máximo, vários milhares de vezes, então seu brilho começou a cair drasticamente e, depois de alguns anos, ficaram tão fracos quanto antes. Antes do surto. A recorrência de erupções, durante cada uma das quais uma estrela com alta velocidade ejeta até um milésimo de sua massa, é característica de novas estrelas. E, no entanto, apesar de toda a grandeza do fenômeno de tal flash, ele não está associado a uma mudança radical na estrutura da estrela ou à sua destruição.

Por cinco mil anos, foram preservadas informações sobre mais de 200 flashes brilhantes de estrelas, se nos restringirmos àqueles que não excederam o brilho da 3ª magnitude. Mas quando a natureza extragaláctica das nebulosas foi estabelecida, ficou claro que as novas que brilhavam nelas superavam as novas comuns em suas características, uma vez que sua luminosidade muitas vezes era igual luminosidade em toda a galáxia em que eles explodiram. A natureza incomum de tais fenômenos levou os astrônomos à ideia de que tais eventos são algo completamente diferente das novas estrelas comuns e, portanto, em 1934, por sugestão dos astrônomos americanos Fritz Zwicky e Walter Baade, aquelas estrelas cujos flashes atingem as luminosidades de galáxias normais em seu brilho máximo foram identificadas em uma classe separada, mais brilhante em luminosidade e rara de supernovas.

Em contraste com as explosões de novas estrelas comuns, as explosões de supernovas em Estado da arte Nossa galáxia é um fenômeno extremamente raro, ocorrendo não mais do que uma vez a cada 100 anos. Os surtos mais brilhantes ocorreram em 1006 e 1054; informações sobre eles estão contidas em tratados chineses e japoneses. Em 1572, o notável astrônomo Tycho Brahe observou a eclosão de tal estrela na constelação de Cassiopeia, enquanto Johannes Kepler foi o último a seguir a supernova na constelação de Ophiuchus em 1604. Durante quatro séculos da era "telescópica" na astronomia, tais explosões não foram observadas em nossa Galáxia. A posição do sistema solar nele é tal que podemos observar opticamente as explosões de supernovas em cerca de metade do seu volume, e no resto o brilho das erupções é silenciado pela absorção interestelar. DENTRO E. Krasovsky e I. S. Shklovsky calculou que as explosões de supernovas em nossa galáxia ocorrem em média uma vez a cada 100 anos. Em outras galáxias, esses processos ocorrem com aproximadamente a mesma frequência; portanto, as principais informações sobre supernovas no estágio de explosão óptica foram obtidas a partir de observações das mesmas em outras galáxias.

Percebendo a importância de estudar fenômenos tão poderosos, os astrônomos W. Baade e F. Zwicky, que trabalhavam no Observatório Palomar, nos EUA, iniciaram uma busca sistemática sistemática por supernovas em 1936. Eles tinham um telescópio Schmidt à sua disposição, que possibilitou fotografar áreas de várias dezenas de graus quadrados e deu imagens muito claras até mesmo de estrelas e galáxias fracas. Ao longo de três anos, eles descobriram 12 explosões de supernovas em diferentes galáxias, que foram então estudadas usando fotometria e espectroscopia. À medida que a tecnologia observacional melhorou, o número de supernovas recém-descobertas aumentou constantemente, e a subsequente introdução da busca automatizada levou a um aumento semelhante a uma avalanche no número de descobertas (mais de 100 supernovas por ano em total— 1.500). NO últimos anos no grandes telescópios a busca por supernovas muito distantes e fracas também foi lançada, uma vez que suas pesquisas podem fornecer respostas para muitas perguntas sobre a estrutura e o destino de todo o Universo. Em uma noite de observações com esses telescópios, mais de 10 supernovas distantes podem ser descobertas.

Como resultado da explosão de uma estrela, que é observada como um fenômeno de supernova, uma nebulosa se forma ao seu redor, expandindo-se a uma velocidade tremenda (cerca de 10.000 km / s). Alta velocidade de expansão Característica principal, que distingue os remanescentes de supernovas de outras nebulosas. Nos restos de supernovas, tudo fala de uma explosão de enorme poder, que dispersou as camadas externas da estrela e conferiu enormes velocidades a pedaços individuais da concha ejetada.

nebulosa de caranguejo

Ninguém objeto espacial não deu tanto aos astrônomos informação valiosa, como uma nebulosa de Caranguejo relativamente pequena observada na constelação de Touro e consistindo de uma substância gasosa difusa que se expande em alta velocidade. Esta nebulosa, que é o remanescente de uma supernova observada em 1054, foi o primeiro objeto galáctico com o qual uma fonte de rádio foi identificada. Descobriu-se que a natureza da emissão de rádio não tem nada a ver com a radiação térmica: sua intensidade aumenta sistematicamente com o comprimento de onda. Logo foi possível explicar a natureza desse fenômeno. Um remanescente de supernova deve ter um forte campo magnético que mantém a raios cósmicos(elétrons, pósitrons, núcleos atômicos) com velocidades próximas à velocidade da luz. Em um campo magnético eles irradiam energia eletromagnética feixe estreito na direção de deslocamento. Detecção de emissão de rádio não térmica de nebulosa de caranguejo levou os astrônomos a procurar por remanescentes de supernovas precisamente nesta base.

A nebulosa localizada na constelação de Cassiopeia acabou sendo uma fonte particularmente poderosa de emissão de rádio - em comprimentos de onda do metro, o fluxo de emissão de rádio é 10 vezes maior que o fluxo da Nebulosa do Caranguejo, embora seja muito mais longe do que o último. Em feixes ópticos esta nebulosa em rápida expansão é muito fraca. Acredita-se que a nebulosa em Cassiopeia seja o remanescente de uma explosão de supernova que ocorreu há cerca de 300 anos.

Um sistema de nebulosas filamentosas na constelação de Cygnus também mostrou emissão de rádio característica de antigos remanescentes de supernovas. A radioastronomia ajudou a encontrar muitas outras fontes de rádio não térmicas que se revelaram remanescentes de supernovas. Diferentes idades. Assim, concluiu-se que os remanescentes de supernovas, que aconteceram até dezenas de milhares de anos atrás, se destacam entre outras nebulosas com sua poderosa emissão de rádio não térmica.

Como já mencionado, a Nebulosa do Caranguejo foi o primeiro objeto em que raios X. Em 1964, descobriu-se que a fonte de radiação de raios X que dela emana é estendida, embora suas dimensões angulares sejam 5 vezes menores que as dimensões angulares da própria Nebulosa do Caranguejo. A partir do qual se concluiu que os raios X são emitidos não por uma estrela que uma vez entrou em erupção como uma supernova, mas pela própria nebulosa.

Influência da supernova

Em 23 de fevereiro de 1987, uma supernova explodiu em nossa galáxia vizinha, a Grande Nuvem de Magalhães, que se tornou extremamente importante para os astrônomos, pois foi a primeira que eles, munidos de modernos instrumentos astronômicos, puderam estudar em detalhes. E esta estrela confirmou toda uma série de previsões. Simultaneamente ao flash óptico, detectores especiais instalados no Japão e no estado de Ohio (EUA) registraram um fluxo de neutrinos - partículas elementares que nascem em temperaturas muito altas durante o colapso do núcleo da estrela e penetram facilmente em sua concha. Essas observações confirmaram a suposição anterior de que cerca de 10% da massa do núcleo estelar em colapso é emitida como neutrinos no momento em que o próprio núcleo colapsa em uma estrela de nêutrons. Em estrelas muito massivas, durante uma explosão de supernova, os núcleos são comprimidos a densidades ainda maiores e, provavelmente, se transformam em buracos negros, mas as camadas externas da estrela ainda são lançadas. Nos últimos anos, surgiram indicações de que algumas explosões cósmicas de raios gama estão relacionadas a supernovas. É possível que a natureza das explosões cósmicas de raios gama esteja relacionada à natureza das explosões.

Explosões de supernovas têm um efeito forte e diversificado no meio interestelar circundante. A casca da supernova, que é lançada a uma velocidade tremenda, recolhe e comprime o gás ao seu redor, o que pode dar impulso à formação de novas estrelas a partir das nuvens de gás. Uma equipe de astrônomos liderada pelo Dr. John Hughes (Rutgers University), usando observações do Chandra Orbital X-ray Observatory (NASA), fez descoberta importante, lançando luz sobre como silício, ferro e outros elementos são formados em explosões de supernovas. A imagem de raios-X do remanescente de supernova Cassiopeia A (Cas A) permite que você veja aglomerados de silício, enxofre e ferro ejetados durante a explosão de áreas internas estrelas.

A alta qualidade, clareza e conteúdo de informações das imagens do remanescente de supernova Cas A obtidas pelo observatório Chandra permitiram aos astrônomos não apenas determinar composição química muitos nós desse remanescente, mas também para descobrir exatamente onde esses nós foram formados. Por exemplo, os nós mais compactos e brilhantes são compostos principalmente de silício e enxofre com muito pouco ferro. Isso indica que eles se formaram nas profundezas da estrela, onde as temperaturas atingiram três bilhões de graus durante o colapso que terminou em uma explosão de supernova. Em outros nós, os astrônomos encontraram um teor muito alto de ferro com impurezas de uma certa quantidade de silício e enxofre. Essa substância se formou ainda mais profundamente - naquelas partes onde a temperatura durante a explosão atingiu valores mais altos - de quatro a cinco bilhões de graus. A comparação dos arranjos no remanescente de supernova Cas A de nós ricos em silício brilhante e ricos em ferro mais fracos revelou que as características de “ferro” originárias dos mais camadas profundas estrelas estão localizadas nas bordas externas do remanescente. Isso significa que a explosão jogou os nós de "ferro" mais longe do que todos os outros. E mesmo agora, eles parecem estar se afastando do centro da explosão com mais velocidade. O estudo dos dados obtidos pelo Chandra permitirá deter-se em um dos vários mecanismos propostos pelos teóricos que explicam a natureza de uma explosão de supernova, a dinâmica do processo e a origem de novos elementos.

As supernovas SN I têm espectros muito semelhantes (sem linhas de hidrogênio) e formas de curva de luz, enquanto os espectros SN II contêm linhas de hidrogênio brilhantes e são distinguidos por uma variedade de espectros e curvas de luz. Nesta forma, a classificação das supernovas existiu até meados da década de 1980. E com o início ampla aplicação Com os receptores CCD, a quantidade e a qualidade do material observacional aumentaram significativamente, o que possibilitou obter espectrogramas para objetos fracos anteriormente inacessíveis, determinar a intensidade e a largura das linhas com muito maior precisão e registrar linhas mais fracas nos espectros. Como resultado, a classificação binária aparentemente estabelecida de supernovas começou a mudar rapidamente e se tornar mais complexa.

As supernovas também se distinguem pelos tipos de galáxias nas quais elas surgem. Nas galáxias espirais, supernovas de ambos os tipos explodem, mas nas galáxias elípticas, onde quase não há meio interestelar e o processo de formação de estrelas terminou, apenas supernovas do tipo SN I são observadas, obviamente, antes da explosão - são estrelas muito antigas, cujas massas estão próximas ao sol. E como os espectros e as curvas de luz das supernovas desse tipo são muito semelhantes, significa que as mesmas estrelas explodem em galáxias espirais. fim natural caminho evolutivo estrelas com massas próximas ao sol - a transformação em uma anã branca com a formação simultânea nebulosa planetária. Quase não há hidrogênio na composição de uma anã branca, pois é o produto final da evolução de uma estrela normal.

Várias nebulosas planetárias são formadas anualmente em nossa Galáxia, portanto, a maioria das estrelas dessa massa completam silenciosamente sua caminho da vida, e apenas uma vez a cada cem anos uma supernova do tipo SN I explode. Que razões determinam um final muito especial, diferente do destino de outras estrelas do mesmo tipo? O famoso astrofísico indiano S. Chandrasekhar mostrou que no caso de uma anã branca ter uma massa inferior a cerca de 1,4 massa solar, ela calmamente "viverá" sua vida. Mas se estiver em um sistema binário próximo o suficiente, sua poderosa gravidade é capaz de "puxar" matéria da estrela companheira, o que leva a um aumento gradual da massa, e quando ela passa limite permitido- indo explosão poderosa levando à morte da estrela.

As supernovas SN II estão claramente associadas a jovens, estrelas massivas, nas conchas das quais o hidrogênio está presente em grandes quantidades. Explosões deste tipo de supernovas são consideradas o estágio final na evolução das estrelas com uma massa inicial de mais de 8-10 massas solares. Em geral, a evolução dessas estrelas ocorre muito rapidamente - em alguns milhões de anos elas queimam seu hidrogênio, depois hélio, que se transforma em carbono, e então os átomos de carbono começam a se transformar em átomos com números atômicos mais altos.

Na natureza, as transformações de elementos com grande liberação de energia terminam em ferro, cujos núcleos são os mais estáveis, e nenhuma energia é liberada durante sua fusão. Assim, quando o núcleo de uma estrela se torna ferro, a liberação de energia nele pára, para resistir forças gravitacionais ele não pode mais e, portanto, começa a encolher ou desmoronar rapidamente.

Os processos que ocorrem durante o colapso ainda estão longe de compreensão total. No entanto, sabe-se que, se toda a matéria do núcleo se transformar em nêutrons, ele poderá resistir às forças de atração - o núcleo da estrela se transforma em uma "estrela de nêutrons" e o colapso para. Ao mesmo tempo, destaca grande energia, que entra na concha da estrela e causa expansão, que vemos como uma explosão de supernova.

Isso era de se esperar conexão genética entre as explosões de supernovas e a formação estrelas de nêutrons e buracos negros. Se a evolução da estrela antes disso acontecesse “silenciosamente”, então sua concha deveria ter um raio centenas de vezes maior que o raio do Sol, e também reter hidrogênio suficiente para explicar o espectro das supernovas SN II.

Supernovas e pulsares

O fato de que após uma explosão de supernova, além da concha em expansão e Vários tipos restos de radiação e outros objetos, tornou-se conhecido em 1968 devido ao fato de que um ano antes, os radioastrônomos descobriram pulsares - fontes de rádio, cuja radiação é concentrada em pulsos separados, repetindo-se estritamente certo intervalo Tempo. Os cientistas ficaram impressionados com a estrita periodicidade dos pulsos e a brevidade de seus períodos. A maior atenção foi dada ao pulsar, cujas coordenadas estavam próximas das coordenadas de uma nebulosa muito interessante para os astrônomos, localizada em constelação do sul Sails, que se acredita ser o remanescente de uma explosão de supernova - seu período foi de apenas 0,089 segundos. E após a descoberta de um pulsar no centro da Nebulosa do Caranguejo (seu período foi de 1/30 de segundo), ficou claro que os pulsares estão de alguma forma conectados com explosões de supernovas. Em janeiro de 1969, um pulsar da Nebulosa do Caranguejo foi identificado com uma estrela fraca de 16ª magnitude que muda seu brilho com o mesmo período e, em 1977, um pulsar na constelação de Velas também foi identificado com uma estrela.

A periodicidade da emissão dos pulsares está associada à sua rápida rotação, mas nenhuma estrela comum, mesmo uma anã branca, não poderia girar com um período característico de pulsares - ela seria imediatamente dilacerada forças centrífugas, e apenas uma estrela de nêutrons, muito densa e compacta, poderia resistir a eles. Como resultado da análise de muitas opções, os cientistas chegaram à conclusão de que as explosões de supernovas são acompanhadas pela formação de estrelas de nêutrons, um tipo qualitativamente novo de objetos, cuja existência foi prevista pela teoria da evolução de estrelas de grande massa.

Supernovas e buracos negros

A primeira prova de uma conexão direta entre uma explosão de supernova e a formação de um buraco negro foi obtida por astrônomos espanhóis. Como resultado do estudo da radiação emitida por uma estrela orbitando um buraco negro no sistema binário Nova Scorpii 1994, descobriu-se que ela contém um grande número de oxigênio, magnésio, silício e enxofre. Há uma suposição de que esses elementos foram capturados por ela quando uma estrela próxima, tendo sobrevivido a uma explosão de supernova, se transformou em um buraco negro.

As supernovas (particularmente as supernovas do Tipo Ia) estão entre os objetos estelares mais brilhantes do universo, então mesmo os mais distantes podem ser explorados com os equipamentos atualmente disponíveis. Muitas supernovas do Tipo Ia foram descobertas em galáxias relativamente próximas. Estimativas suficientemente precisas das distâncias a essas galáxias permitiram determinar a luminosidade das supernovas que explodiam nelas. Se assumirmos que as supernovas distantes têm a mesma luminosidade média, então, de acordo com o observado magnitude no brilho máximo, pode-se também estimar a distância até eles. A comparação da distância de uma supernova com a taxa de remoção (redshift) da galáxia na qual ela explodiu permite determinar a principal grandeza que caracteriza a expansão do Universo - a chamada constante de Hubble.

Mesmo há 10 anos, foram obtidos valores para ele que diferiram quase duas vezes - de 55 a 100 km/s Mpc, hoje a precisão aumentou significativamente, resultando em um valor de 72 km/s Mpc aceite (com um erro de cerca de 10%) . Para supernovas distantes, cujo redshift é próximo de 1, a relação entre a distância e o redshift também permite determinar quantidades que dependem da densidade da matéria no Universo. De acordo com teoria geral da relatividade de Einstein, é a densidade da matéria que determina a curvatura do espaço e, consequentemente, destino adicional Universo. Ou seja: ele se expandirá indefinidamente ou esse processo parará e será substituído por contração. Pesquisa mais recente supernovas mostraram que muito provavelmente a densidade da matéria no universo é insuficiente para parar a expansão, e ela continuará. E para confirmar esta conclusão, são necessárias novas observações de supernovas.

logo após a explosão depende muito da sorte. É ela quem determina se será possível estudar os processos do nascimento de uma supernova, ou se será preciso adivinhar sobre eles na sequência de uma explosão - propagando-se de ex-estrela nebulosa planetária. O número de telescópios construídos pelo homem não é grande o suficiente para observar constantemente todo o céu, principalmente em todas as regiões do espectro. radiação eletromagnética. Muitas vezes, os astrônomos amadores vêm em auxílio dos cientistas, direcionando seus telescópios para onde quiserem, e não para objetos interessantes e importantes para estudo. Mas uma explosão de supernova pode acontecer em qualquer lugar!

Um exemplo de ajuda de astrônomos amadores é uma supernova na galáxia espiral M51. Conhecida como a Galáxia Cata-vento, é muito popular entre os amantes da observação do Universo. A galáxia está localizada a uma distância de 25 milhões de anos-luz de nós e está voltada diretamente para nós com seu plano, devido ao qual é muito conveniente observá-la. A galáxia tem um satélite que está em contato com um dos braços de M51. A luz de uma estrela que explodiu na galáxia atingiu a Terra em março de 2011 e foi registrada por astrônomos amadores. A supernova logo recebeu a designação oficial de 2011dh e se tornou o foco de astrônomos profissionais e amadores. “M51 é uma das galáxias mais próximas de nós, é extremamente bonita e, portanto, amplamente conhecida”, diz Sheeler van Dyck, funcionário da Caltech.

A supernova 2011dh considerada em detalhes acabou por pertencer a uma rara classe de explosões do tipo IIb. Essas explosões ocorrem quando uma estrela massiva é despojada de praticamente todo o seu traje externo de combustível de hidrogênio, que provavelmente será puxado por sua companheira binária. Depois disso, por falta de combustível, pára fusão termonuclear, a radiação da estrela não resiste à gravidade, que tende a comprimir a estrela, e ela cai em direção ao centro. Esta é uma das duas maneiras de explosões de supernovas e, em tal cenário (uma estrela caindo sobre si mesma sob a influência da gravidade), apenas uma em cada dez estrelas dá origem a uma explosão do tipo IIb.

Existem várias hipóteses bem fundamentadas sobre esquema geral o nascimento de uma supernova tipo IIb, mas reconstruir a cadeia exata de eventos é muito difícil. Como não se pode dizer que uma estrela se transforma em supernova muito cedo, é impossível se preparar para sua observação cuidadosa. Claro, estudar o estado de uma estrela pode sugerir que ela logo se tornará uma supernova, mas isso está na escala de tempo do Universo em milhões de anos, enquanto a observação requer conhecer o momento da explosão com uma precisão de vários anos. Apenas ocasionalmente os astrônomos têm sorte e têm fotos detalhadas da estrela antes da explosão. No caso da galáxia M51, essa situação ocorre - devido à popularidade da galáxia, existem muitas imagens em que 2011dh ainda não explodiu. “Poucos dias após a descoberta da supernova, recorremos aos arquivos telescópio orbital Hubble. Como se viu, com a ajuda deste telescópio, um mosaico detalhado da galáxia M51 foi criado anteriormente em comprimentos diferentes ondas”, diz van Dyck. Em 2005, quando o telescópio Hubble fotografou a região de 2011dh, havia apenas uma estrela gigante amarela discreta em seu lugar.

Observações da supernova 2011dh mostraram que ela não se encaixa bem com a ideia padrão de uma explosão de uma estrela enorme. Pelo contrário, é mais adequado como resultado da explosão de uma pequena estrela, por exemplo, a companheira da supergigante amarela das imagens do Hubble, que perdeu quase toda a sua atmosfera. Sob a influência da gravidade de um gigante próximo, apenas seu núcleo permaneceu da estrela, que explodiu. “Decidimos que o precursor da supernova era uma estrela quase completamente despojada, azul e, portanto, invisível para o Hubble”, diz van Dyck. - O gigante amarelo escondeu seu pequeno companheiro azul com sua radiação até explodir. Essa é a nossa conclusão."

Outra equipe de pesquisadores estudando a estrela 2011dh chegou à conclusão oposta, que coincide com a teoria clássica. Foi a gigante amarela que foi a precursora da supernova, de acordo com Justin Mound, funcionário da Queen's University em Belfast. No entanto, em março deste ano, uma supernova revelou um mistério para ambas as equipes. O problema foi notado pela primeira vez por van Dyck, que decidiu coletar informação adicional cerca de 2011dh usando o telescópio Hubble. No entanto, o dispositivo não encontrou um grande Estrela amarela. "Só queríamos ver a evolução de uma supernova novamente", diz van Dyck. “Nós nunca poderíamos imaginar que a estrela amarela iria a algum lugar.” Outra equipe chegou às mesmas conclusões usando telescópios terrestres: O gigante desapareceu.

O desaparecimento da gigante amarela aponta para ela como a verdadeira precursora da supernova. O post de Van Dyk resolve essa controvérsia: "A outra equipe estava completamente certa, nós estávamos errados". No entanto, o estudo da supernova 2011dh não termina aí. À medida que o brilho de 2011dh diminui, o M51 retornará ao seu estado pré-explosão (embora sem uma estrela brilhante). Até o final deste ano, o brilho da supernova deve cair o suficiente para mostrar a companheira da supergigante amarela - se fosse, como sugerido teoria clássica o nascimento de supernovas do tipo IIb. Vários grupos de astrônomos já reservaram tempo de observação do Hubble para estudar a evolução de 2011dh. "Precisamos encontrar um companheiro binário para a supernova", diz van Dyck. “Se for descoberto, haverá uma compreensão confiável da origem de tais explosões.”