SUPERNOVA, výbuch, ktorý znamenal smrť hviezdy. Niekedy je výbuch supernovy jasnejší ako galaxia, v ktorej k nemu došlo.

Supernovy sa delia na dva hlavné typy. Typ I je charakterizovaný nedostatkom vodíka v optické spektrum; preto sa predpokladá, že ide o výbuch bieleho trpaslíka – hviezdy, ktorá je hmotou blízko Slnka, no je menšia a hustejšia. V zložení bieleho trpaslíka nie je takmer žiadny vodík, pretože ide o konečný produkt vývoja normálnej hviezdy. V 30. rokoch 20. storočia S. Chandrasekhar ukázal, že hmotnosť bieleho trpaslíka nemôže prekročiť určitú hranicu. Ak je v dvojhviezdnom systéme s normálnou hviezdou, potom jej hmota môže prúdiť na povrch bieleho trpaslíka. Keď jeho hmotnosť presiahne limit Chandrasekhar, biely trpaslík skolabuje (stiahne sa), zahreje a vybuchne. pozri tiež HVIEZDY.

Supernova typu II vybuchla 23. februára 1987 v našej susednej galaxii Veľký Magellanov oblak. Dostala meno Ian Shelton, ktorý si výbuch supernovy všimol najskôr ďalekohľadom a potom voľným okom. (Posledný takýto objav patrí Keplerovi, ktorý videl výbuch supernovy v našej Galaxii v roku 1604, krátko pred vynálezom ďalekohľadu.) Ohio (USA) zaregistrovalo tok neutrín - elementárne častice narodený vo veľmi vysoké teploty počas kolapsu jadra hviezdy a ľahkého preniknutia cez jej obal. Aj keď prúd neutrín vyžarovala hviezda spolu s optickým zábleskom asi pred 150 tisíc rokmi, na Zem sa dostal takmer súčasne s fotónmi, čo dokazuje, že neutrína nemajú žiadnu hmotnosť a pohybujú sa rýchlosťou svetla. Tieto pozorovania tiež potvrdili predpoklad, že asi 10 % hmoty kolabujúceho hviezdneho jadra je emitovaných ako neutrína, keď sa samotné jadro zrúti do neutrónovej hviezdy. Vo veľmi hmotných hviezdach sú počas výbuchu supernovy jadrá stlačené až rovnomerne vysoké hustoty a pravdepodobne sa zmenia na čierne diery, ale vonkajšie vrstvy hviezdy sa stále odlupujú. Cm. tiežČIERNA DIERA.

V našej Galaxii je Krabia hmlovina pozostatkom výbuchu supernovy, ktorý spozorovali čínski vedci v roku 1054. Slávny astronóm T. Brahe pozoroval v roku 1572 aj supernovu, ktorá vybuchla v našej Galaxii. Hoci Sheltonova supernova bola prvou blízkou supernovou objavenou od Keplera, za posledných 100 rokov boli ďalekohľadmi spozorované stovky supernov v iných, vzdialenejších galaxiách.

V pozostatkoch výbuchu supernovy môžete nájsť uhlík, kyslík, železo a ďalšie ťažké prvky. Preto tieto výbuchy hrajú dôležitá úloha pri nukleosyntéze - proces tvorby chemických prvkov. Je možné, že pred 5 miliardami rokov nar slnečná sústava predchádzal aj výbuch supernovy, v dôsledku čoho vzniklo mnoho prvkov, ktoré sa stali súčasťou Slnka a planét. NUKLEOSYNTÉZA.

SUPERNOVA

SUPERNOVA, výbuch hviezdy, pri ktorom je zničená takmer celá HVIEZDA. Do týždňa môže supernova zažiariť všetky ostatné hviezdy v galaxii. Skončila sa svietivosť nová hviezda 23 magnitúd (1000 miliónov krát) väčšia ako svietivosť Slnka a energia uvoľnená pri výbuchu sa rovná všetkej energii vyžarovanej hviezdou počas celého jej predchádzajúceho života. Po niekoľkých rokoch sa objem supernovy zväčší natoľko, že sa stane redším a priesvitným. Po stovky alebo tisíce rokov sú zvyšky vyvrhnutej hmoty viditeľné ako zvyšky supernovy. Supernova je asi 1000-krát jasnejšia ako NOVÁ HVIEZDA. Každých 30 rokov má galaxia ako naša asi jednu supernovu, no väčšina týchto hviezd je zakrytá prachom. Supernovy sú dvoch hlavných typov, ktoré sa vyznačujú svetelnými krivkami a spektrami.

Supernovy - nečakane blikajúce hviezdy, niekedy nadobudnú jas 10 000 miliónov krát väčší ako jas Slnka. Deje sa tak v niekoľkých fázach.Na začiatku (A) sa obrovská hviezda veľmi rýchlo vyvinie do štádia, keď vo vnútri hviezdy začnú súčasne prebiehať rôzne jadrové procesy. V strede môže vzniknúť železo, čo znamená koniec výroby jadrová energia. Hviezda potom začne podliehať gravitačnému kolapsu (B). Tým sa však zohreje stred hviezdy do takej miery, že chemické prvky rozpad a nové reakcie prebiehajú s výbušnou silou (C). vyhodený väčšina z nich hmoty hviezdy do vesmíru, zatiaľ čo zvyšky stredu hviezdy sa zrútia, až kým hviezda úplne nestmavne, prípadne sa z nej stane veľmi hustá neutrónová hviezda (D). Jedno takéto zrno bolo viditeľné v roku 1054. v súhvezdí Býk (E). Pozostatkom tejto hviezdy je oblak plynu nazývaný Krabia hmlovina (F).

Vedecko-technický encyklopedický slovník.

Pozrite sa, čo je „SUPERNOV STAR“ v iných slovníkoch:

„Supernova“ presmeruje tu; pozri aj iné významy. Keplerov pozostatok supernovy supernovy ... Wikipedia

Výbuch, ktorý znamenal smrť hviezdy. Niekedy je výbuch supernovy jasnejší ako galaxia, v ktorej k nemu došlo. Supernovy sa delia na dva hlavné typy. Typ I je charakterizovaný nedostatkom vodíka v optickom spektre; tak si myslia... Collierova encyklopédia

supernova- astronóm. Náhle vzplanutá hviezda so silou žiarenia mnohotisíckrát väčšou ako sila výbuchu novej hviezdy... Slovník mnohých výrazov

Supernova SN 1572 Pozostatok supernovy SN 1572, kompozícia röntgenových a infračervených snímok získaných observatóriom Spticer, Chandra a Calar Alto Pozorovacie údaje (epocha?) Supernova typu ... Wikipedia

Umelecké zobrazenie hviezdy Wolfa Rayeta Hviezdy Wolfa Rayeta sú triedou hviezd, ktoré sa vyznačujú veľmi vysokou teplotou a svietivosťou; Wolf Rayetove hviezdy sa líšia od iných horúcich hviezd prítomnosťou širokých pásov emisií vodíka v spektre ... Wikipedia

Supernova: Supernova hviezdy končiace svoj vývoj v katastrofickom výbušnom procese; Supernova ruská pop punková kapela. Supernova (film) fantastický hororový film z roku 2000 amerického režiséra ... ... Wikipedia

Tento výraz má iné významy, pozri Hviezda (významy). Hviezda Plejád nebeské telo v ktorej idú, šli alebo pôjdu ... Wikipedia

Umelecké zobrazenie hviezdy Wolfa Rayeta Hviezdy Wolfa Rayeta sú triedou hviezd, ktoré sa vyznačujú veľmi vysokou teplotou a svietivosťou; Hviezdy Wolfa Rayeta sa líšia od iných horúcich hviezd v prítomnosti ... Wikipedia

SN 2007 na Supernove SN 2007 na fotke vesmírny ďalekohľad Swift. Údaje z pozorovania (Epocha J2000,0) Supernova typu Ia ... Wikipedia

knihy

• The Finger of Destiny (vrátane úplného prehľadu neaspektovaných planét), Hamaker-Zondag K. Kniha slávnej astrologičky Karen Hamaker-Zondag je ovocím dvadsaťročnej práce na štúdiu záhadných a často nepredvídateľných skrytých faktorov horoskop: konfigurácie prsta osudu, ...

Supernova - výbuch umierajúcich je veľmi veľké hviezdy s obrovským uvoľňovaním energie, biliónkrát väčšou ako energia slnka. Supernova môže osvetliť celú galaxiu a svetlo vyslané hviezdou dosiahne okraje vesmíru. Ak jedna z týchto hviezd exploduje vo vzdialenosti 10 svetelných rokov od Zeme, Zem úplne vyhorí od energie a žiarenia emisie.

Supernova

Supernovy nielen ničia, ale aj dopĺňajú do vesmíru potrebné prvky: železo, zlato, striebro a iné. Všetko, čo vieme o vesmíre, bolo vytvorené z pozostatkov supernovy, ktorá kedysi explodovala. Supernova je jedným z najkrajších a najzaujímavejších objektov vo vesmíre. Najväčšie výbuchy vo vesmíre zanechávajú vo vesmíre zvláštne, najpodivnejšie pozostatky:

neutrónové hviezdy

Neutrónové veľmi nebezpečné a zvláštne telesá. Kedy obrovská hviezda sa zmení na supernovu, jej jadro sa zmenší na veľkosť pozemskej metropoly. Tlak vo vnútri jadra je taký veľký, že dokonca aj atómy vo vnútri sa začnú topiť. Keď sú atómy tak stlačené, že medzi nimi nezostane priestor, nahromadí sa obrovská energia a dôjde k silnému výbuchu. Po výbuchu zostane neuveriteľne hustá neutrónová hviezda. Čajová lyžička neutrónovej hviezdy bude vážiť 90 miliónov ton.

Pulzar je pozostatkom výbuchu supernovy. Teleso, ktoré je svojou hmotnosťou a hustotou podobné neutrónovej hviezde. otáčajúci sa s veľká rýchlosť, pulzary uvoľňujú do vesmíru výboje žiarenia zo severnej a južné póly. Rýchlosť otáčania môže dosiahnuť 1000 otáčok za sekundu.

Keď hviezda 30-krát väčšia ako naše Slnko exploduje, vytvorí hviezdu nazývanú Magnetar. Magnetary vytvárajú silu magnetické polia sú ešte zvláštnejšie ako neutrónové hviezdy a pulzary. Magnetické pole Magnitara niekoľkotisíckrát prevyšuje zemské.

Čierne diery

Po smrti hypernov hviezdy ešte väčšie ako superstar, najzáhadnejšie a nebezpečné miesto vesmír je čierna diera. Po smrti takejto hviezdy začne čierna diera pohlcovať jej zvyšky. Čierna diera má príliš veľa materiálu na pohltenie a vrhá zvyšky hviezdy späť do vesmíru, pričom vytvára 2 lúče gama žiarenia.

Čo sa týka nášho, Slnko určite nemá dostatočnú hmotnosť na to, aby sa stalo čiernou dierou, pulzarom, magnetarom či dokonca neurónovou hviezdou. Podľa kozmických štandardov je naša hviezda na takéto finále jej života veľmi malá. Vedci tvrdia, že po vyčerpaní paliva sa naša hviezda zväčší niekoľko desiatok krát, čo jej umožní absorbovať planéty do seba. terestriálnej skupiny: Merkúr, Venuša, Zem a možno aj Mars.

Jeden z dôležité úspechy XX storočia bolo chápanie skutočnosti, že takmer všetky prvky, ktoré sú ťažšie ako vodík a hélium, vznikajú v vnútorné časti hviezd a vstupujú do medzihviezdneho prostredia v dôsledku výbuchu supernovy - jedného z najsilnejších javov vo vesmíre.

Na obrázku: Brilantné hviezdy a kúdoly plynu poskytujú úchvatné pozadie sebazničenia masívnej hviezdy s názvom Supernova 1987A. Jeho výbuch spozorovali astronómovia v r Južná pologuľa 23. februára 1987. Tento obrázok z Hubbleovho teleskopu ukazuje zvyšok supernovy obklopený vnútornými a vonkajšími prstencami hmoty v difúznych oblakoch plynu. Táto trojfarebná snímka je zloženým z niekoľkých fotografií supernovy a jej susednej oblasti zhotovených v septembri 1994, februári 1996 a júli 1997. Početné svetlé modré hviezdy v blízkosti supernovy sú to masívne hviezdy, z ktorých každá má približne 12 miliónov rokov a je 6-krát ťažšia ako Slnko. Všetky patria do rovnakej generácie hviezd ako tá, ktorá vybuchla. Prítomnosť jasných oblakov plynu je ďalším znakom mladosti tohto regiónu, ktorý je stále úrodnou pôdou pre zrod nových hviezd.

Spočiatku sa všetky hviezdy, ktorých jasnosť sa náhle zvýšila viac ako 1000-krát, nazývali novy. Takéto hviezdy sa zrazu objavili na oblohe, porušili obvyklú konšteláciu a zvýšili svoju jasnosť na maximum niekoľko tisíckrát, potom začala ich jasnosť prudko klesať a po niekoľkých rokoch zoslabli tak, ako boli pred epidémia. Opakovanie vzplanutí, pri každom z nich hviezda s vysoká rýchlosť vyvrhne až jednu tisícinu svojej hmotnosti, je charakteristický pre nové hviezdy. Napriek všetkej vznešenosti fenoménu takéhoto záblesku to nie je spojené ani s radikálnou zmenou štruktúry hviezdy, ani s jej zničením.

Za päť tisíc rokov sa zachovali informácie o viac ako 200 jasných výbuchoch hviezd, ak sa obmedzíme na tie, ktoré nepresiahli jas 3. magnitúdy. Keď sa však zistila extragalaktická povaha hmlovín, bolo jasné, že nové hviezdy, ktoré v nich žiaria, majú lepšie vlastnosti ako bežné novy, pretože ich svietivosť sa často ukázala ako rovnaká svietivosť v celej galaxii, v ktorej vzplanuli. Nezvyčajný charakter takýchto javov viedol astronómov k myšlienke, že takéto udalosti sú niečím úplne iným ako bežné nové hviezdy, a preto v roku 1934 na návrh amerických astronómov Fritza Zwickyho a Waltera Baadeho tie hviezdy, ktorých záblesky dosahujú svietivosti normálne galaxie pri ich maximálnej jasnosti boli identifikované do samostatnej, najjasnejšej a vzácnej triedy supernov.

Na rozdiel od výbuchov obyčajných nových hviezd, výbuchy supernov stav techniky Naša Galaxia je mimoriadne zriedkavý jav, ktorý sa nevyskytuje viac ako raz za 100 rokov. Najvýraznejšie ohniská boli v rokoch 1006 a 1054; informácie o nich sú obsiahnuté v čínskych a japonských pojednaniach. V roku 1572 vynikajúci astronóm Tycho Brahe pozoroval vypuknutie takejto hviezdy v súhvezdí Cassiopeia, zatiaľ čo Johannes Kepler bol posledným, kto nasledoval supernovu v súhvezdí Ophiuchus v roku 1604. Počas štyroch storočí „teleskopickej“ éry v astronómii neboli v našej Galaxii pozorované žiadne takéto vzplanutia. Poloha Slnečnej sústavy v nej je taká, že pozorovania supernov sú nám opticky dostupné asi v polovici jej objemu a v jej zvyšku je jasnosť výbojov tlmená medzihviezdnou absorpciou. IN AND. Krasovský a I.S. Shklovsky vypočítal, že k výbuchom supernov v našej galaxii dochádza v priemere raz za 100 rokov. V iných galaxiách sa tieto procesy vyskytujú s približne rovnakou frekvenciou, preto sa hlavné informácie o supernovách v štádiu optického vzplanutia získali z ich pozorovaní v iných galaxiách.

Astronómovia W. Baade a F. Zwicky, ktorí pracovali na observatóriu Palomar v USA, si uvedomili dôležitosť štúdia takýchto silných javov a začali v roku 1936 systematicky hľadať supernovy. K dispozícii mali ďalekohľad Schmidt, ktorý umožňoval fotografovať oblasti s veľkosťou niekoľkých desiatok štvorcových stupňov a poskytoval veľmi jasné snímky aj slabých hviezd a galaxií. V priebehu troch rokov objavili 12 výbuchov supernov v rôznych galaxiách, ktoré potom študovali pomocou fotometrie a spektroskopie. So zlepšovaním pozorovacej technológie sa počet novoobjavených supernov neustále zvyšoval a následné zavedenie automatizovaného hľadania viedlo k lavínovému nárastu počtu objavov (viac ako 100 supernov ročne pri Celkom— 1 500). AT posledné roky na veľké teleskopy rozbehlo sa aj hľadanie veľmi vzdialených a slabých supernov, keďže ich výskum môže poskytnúť odpovede na mnohé otázky o štruktúre a osude celého vesmíru. Za jednu noc pozorovaní takýmito ďalekohľadmi možno objaviť viac ako 10 vzdialených supernov.

V dôsledku explózie hviezdy, ktorá sa pozoruje ako jav supernovy, sa okolo nej vytvorí hmlovina, ktorá sa rozpína ​​obrovskou rýchlosťou (asi 10 000 km/s). Vysoká rýchlosť expanzie Hlavná prednosť, ktorý odlišuje zvyšky supernov od iných hmlovín. Vo zvyškoch supernov všetko hovorí o explózii obrovskej sily, ktorá rozmetala vonkajšie vrstvy hviezdy a udelila obrovské rýchlosti jednotlivým kúskom vymrštenej škrupiny.

krabia hmlovina

Nikto vesmírny objekt astronómom až tak veľa nedal cenné informácie, ako relatívne malá Krabia hmlovina, pozorovaná v súhvezdí Býka a pozostávajúca z plynnej difúznej hmoty, rozpínajúcej sa vysokou rýchlosťou. Táto hmlovina, ktorá je zvyškom supernovy pozorovanej v roku 1054, bola prvým galaktickým objektom, s ktorým bol identifikovaný rádiový zdroj. Ukázalo sa, že povaha rádiovej emisie nemá nič spoločné s tepelným žiarením: jeho intenzita sa systematicky zvyšuje s vlnovou dĺžkou. Čoskoro bolo možné vysvetliť podstatu tohto javu. Vo zvyšku supernovy, ktorý drží, musí byť silné magnetické pole kozmické lúče(elektróny, pozitróny, atómové jadrá) s rýchlosťami blízkymi rýchlosti svetla. V magnetickom poli vyžarujú elektromagnetickej energieúzky lúč v smere jazdy. Detekcia netepelného rádiového vyžarovania z krabia hmlovina podnietili astronómov hľadať zvyšky supernov práve na tomto základe.

Hmlovina nachádzajúca sa v súhvezdí Cassiopeia sa ukázala byť obzvlášť silným zdrojom rádiovej emisie - pri metrových vlnových dĺžkach je tok rádiovej emisie z nej 10-krát vyšší ako tok z Krabie hmloviny, hoci je oveľa ďalej ako druhá. V optických lúčoch je táto rýchlo sa rozširujúca hmlovina veľmi slabá. Predpokladá sa, že hmlovina v Cassiopeii je pozostatkom výbuchu supernovy, ktorý sa odohral asi pred 300 rokmi.

Systém vláknitých hmlovín v súhvezdí Labuť tiež ukázal rádiovú emisiu charakteristickú pre zvyšky starých supernov. Rádioastronómia pomohla nájsť mnoho ďalších netepelných rádiových zdrojov, ktoré sa ukázali ako pozostatky supernov. rôzneho veku. Dospelo sa teda k záveru, že zvyšky supernov, ku ktorým došlo aj pred desiatkami tisíc rokov, vynikajú medzi ostatnými hmlovinami svojou silnou netepelnou rádiovou emisiou.

Ako už bolo spomenuté, Krabia hmlovina bola prvým objektom, v ktorom röntgenových lúčov. V roku 1964 sa zistilo, že zdroj röntgenového žiarenia, ktorý z nej vychádza, je predĺžený, hoci jeho uhlové rozmery sú 5-krát menšie ako uhlové rozmery samotnej Krabie hmloviny. Z čoho sa usúdilo, že röntgenové žiarenie nevyžaruje hviezda, ktorá kedysi vybuchla ako supernova, ale samotná hmlovina.

Vplyv supernovy

23. februára 1987 vybuchla v našej susednej galaxii Veľký Magellanov oblak supernova, ktorá sa stala pre astronómov mimoriadne dôležitou, pretože bola prvou, ktorú mohli, vyzbrojení modernými astronomickými prístrojmi, podrobne študovať. A táto hviezda potvrdila celý rad predpovedí. Súčasne s optickým zábleskom zaregistrovali špeciálne detektory inštalované v Japonsku a v štáte Ohio (USA) prúd neutrín - elementárnych častíc, ktoré sa rodia pri veľmi vysokých teplotách pri kolapse jadra hviezdy a ľahko prenikajú cez jej obal. . Tieto pozorovania potvrdili skorší predpoklad, že asi 10 % hmoty kolabujúceho hviezdneho jadra je emitovaných ako neutrína v momente, keď sa jadro samotné zrúti na neutrónovú hviezdu. Vo veľmi hmotných hviezdach sú počas výbuchu supernovy jadrá stlačené na ešte väčšie hustoty a pravdepodobne sa zmenia na čierne diery, ale vonkajšie vrstvy hviezdy sú stále odhodené. V posledných rokoch sa objavili náznaky, že niektoré kozmické záblesky gama žiarenia súvisia so supernovami. Je možné, že povaha kozmických zábleskov gama žiarenia súvisí s povahou výbuchov.

Výbuchy supernov majú silný a rôznorodý vplyv na okolité medzihviezdne médium. Škrupina supernovy, ktorá je odmrštená obrovskou rýchlosťou, naberá a stláča plyn, ktorý ju obklopuje, čo môže podnietiť vznik nových hviezd z oblakov plynu. Tím astronómov vedený Dr. Johnom Hughesom (Rutgers University) pomocou pozorovaní z röntgenového observatória Chandra Orbital (NASA) urobil dôležitý objav, ktorá objasňuje, ako sa kremík, železo a ďalšie prvky tvoria pri výbuchoch supernov. Röntgenová snímka zvyšku supernovy Cassiopeia A (Cas A) vám umožňuje vidieť zhluky kremíka, síry a železa vyvrhnuté počas explózie z vnútorné priestory hviezdy.

Vysoká kvalita, jasnosť a informačný obsah snímok zvyšku supernovy Cas A získaných observatóriom Chandra umožnili astronómom nielen určiť chemické zloženie veľa uzlov tohto zvyšku, ale aj zistiť, kde presne tieto uzly vznikli. Napríklad najkompaktnejšie a najjasnejšie uzly sú zložené hlavne z kremíka a síry s veľmi malým množstvom železa. To naznačuje, že vznikli hlboko vo vnútri hviezdy, kde teploty počas kolapsu, ktorý skončil výbuchom supernovy, dosiahli tri miliardy stupňov. V iných uzloch astronómovia zistili veľmi vysoký obsah železa s prímesami určitého množstva kremíka a síry. Táto látka sa vytvorila ešte hlbšie - v tých častiach, kde teplota pri výbuchu dosahovala vyššie hodnoty - od štyroch do piatich miliárd stupňov. Porovnanie usporiadania vo zvyšku supernovy Cas A jasných uzlov bohatých na kremík a slabších uzlov bohatých na železo odhalilo, že „železné“ prvky pochádzajúce z naj hlboké vrstvy hviezdy sa nachádzajú na vonkajších okrajoch zvyšku. To znamená, že výbuch odhodil „železné“ uzly ďalej ako všetky ostatné. A aj teraz sa zdá, že sa vzďaľujú od centra výbuchu s väčšiu rýchlosť. Štúdium údajov získaných Chandrou umožní venovať sa jednému z niekoľkých mechanizmov navrhnutých teoretikmi, ktoré vysvetľujú povahu výbuchu supernovy, dynamiku procesu a pôvod nových prvkov.

Supernovy SN I majú veľmi podobné spektrá (bez vodíkových čiar) a tvary svetelných kriviek, zatiaľ čo spektrá SN II obsahujú jasné vodíkové čiary a vyznačujú sa množstvom spektier a svetelných kriviek. V tejto podobe existovala klasifikácia supernov až do polovice 80. rokov 20. storočia. A so začiatkom široké uplatnenie S CCD prijímačmi sa výrazne zvýšilo množstvo a kvalita pozorovacieho materiálu, čo umožnilo získať spektrogramy pre dovtedy nedostupné slabé objekty, určiť intenzitu a šírku čiar s oveľa väčšou presnosťou a zaznamenať slabšie čiary v spektrách. V dôsledku toho sa zjavne zavedená binárna klasifikácia supernov začala rýchlo meniť a stávať sa zložitejšou.

Supernovy sa vyznačujú aj typmi galaxií, v ktorých vzplanú. V špirálových galaxiách vzplanú supernovy oboch typov, ale v eliptických galaxiách, kde nie je takmer žiadna medzihviezdne médium a proces tvorby hviezd sa skončil, pred výbuchom sú evidentne pozorované len supernovy typu SN I - sú to veľmi staré hviezdy, ktorých hmotnosti sú blízko Slnka. A keďže sú spektrá a svetelné krivky supernov tohto typu veľmi podobné, znamená to, že tie isté hviezdy explodujú v špirálových galaxiách. prirodzený koniec evolučná cesta hviezdy s hmotnosťou blízko Slnka - premena na bieleho trpaslíka so súčasným vznikom planetárna hmlovina. V zložení bieleho trpaslíka nie je takmer žiadny vodík, pretože je konečným produktom vývoja normálnej hviezdy.

V našej Galaxii sa ročne vytvorí niekoľko planetárnych hmlovín, preto väčšina hviezd tejto hmoty v tichosti dokončí svoju životná cesta a len raz za sto rokov vybuchne supernova typu SN I. Aké dôvody určujú veľmi zvláštny koniec, nie podobný osudu iných hviezd rovnakého druhu? Slávny indický astrofyzik S. Chandrasekhar ukázal, že v prípade, že biely trpaslík má hmotnosť menšiu ako približne 1,4 hmotnosti Slnka, pokojne si „dožije“ svoj život. Ak je však v dostatočne blízkom dvojhviezdnom systéme, jej silná gravitácia je schopná „vytiahnuť“ hmotu zo sprievodnej hviezdy, čo vedie k postupnému zvyšovaniu hmotnosti, a keď prejde prípustný limit- deje sa silný výbuchčo vedie k smrti hviezdy.

Supernovy SN II sú jednoznačne spojené s mladými, masívne hviezdy, v ktorých obaloch je vo veľkom množstve prítomný vodík. Výbuchy tohto typu supernov sa považujú za konečnú fázu vývoja hviezd s počiatočnou hmotnosťou viac ako 8-10 hmotností Slnka. Vo všeobecnosti vývoj takýchto hviezd prebieha pomerne rýchlo – za pár miliónov rokov spália svoj vodík, potom hélium, ktoré sa zmení na uhlík, a potom sa atómy uhlíka začnú premieňať na atómy s vyššími atómovými číslami.

V prírode sa premeny prvkov s veľkým uvoľňovaním energie končia železom, ktorého jadrá sú najstabilnejšie a pri ich fúzii sa neuvoľňuje žiadna energia. Keď sa teda jadro hviezdy stane železom, zastaví sa v ňom uvoľňovanie energie, aby odolalo gravitačné sily už nemôže, a preto sa začne rýchlo zmenšovať alebo kolabovať.

Procesy vyskytujúce sa počas kolapsu sú ešte ďaleko plné pochopenie. Je však známe, že ak sa všetka hmota jadra zmení na neutróny, potom môže odolať silám príťažlivosti – jadro hviezdy sa zmení na „neutrónovú hviezdu“ a kolaps sa zastaví. Zároveň zvýrazňuje veľká energia, ktorá sa dostane do obalu hviezdy a spôsobí expanziu, ktorú vidíme ako výbuch supernovy.

Toto sa dalo čakať genetické spojenie medzi výbuchmi supernov a vznikom neutrónové hviezdy a čierne diery. Ak sa vývoj hviezdy pred tým udial „potichu“, potom by jej obal mal mať polomer stokrát väčší ako polomer Slnka a tiež by mala obsahovať dostatok vodíka na vysvetlenie spektra supernov SN II.

Supernovy a pulzary

Skutočnosť, že po výbuchu supernovy sa okrem rozpínajúcej sa škrupiny a rôzne druhy zvyškov žiarenia a iných predmetov sa stal známym v roku 1968 vďaka tomu, že o rok skôr rádioastronómovia objavili pulzary - rádiové zdroje, ktorých žiarenie sa sústreďuje do samostatných impulzov, ktoré sa striktne opakujú určitý intervalčas. Vedcov zarazila prísna periodicita pulzov a krátkosť ich periód. Najväčšiu pozornosť pútal pulzar, ktorého súradnice sa blížili k súradniciam pre astronómov veľmi zaujímavej hmloviny, nachádzajúcej sa v r. južné súhvezdie Sails, o ktorom sa predpokladá, že je pozostatkom výbuchu supernovy - jeho perióda bola iba 0,089 sekundy. A po objavení pulzaru v strede Krabie hmloviny (jeho perióda bola 1/30 sekundy) sa ukázalo, že pulzary sú nejakým spôsobom spojené s výbuchmi supernov. V januári 1969 bol pulzar z Krabie hmloviny identifikovaný so slabou hviezdou 16. magnitúdy, ktorá mení svoju jasnosť s rovnakou periódou, a v roku 1977 bol s hviezdou identifikovaný aj pulzar v súhvezdí Plachty.

Periodicita emisie pulzarov je spojená s ich rýchlou rotáciou, ale žiadna obyčajná hviezda, ani biely trpaslík nemohol rotovať s periódou charakteristickou pre pulzary - okamžite by sa roztrhal odstredivé sily a len neutrónová hviezda, veľmi hustá a kompaktná, im mohla odolať. V dôsledku analýzy mnohých možností vedci dospeli k záveru, že výbuchy supernov sú sprevádzané tvorbou neutrónových hviezd, kvalitatívne nového typu objektov, ktorých existenciu predpovedala teória vývoja hviezd veľkej hmotnosti.

Supernovy a čierne diery

Prvý dôkaz o priamej súvislosti medzi výbuchom supernovy a vznikom čiernej diery získali španielski astronómovia. V dôsledku štúdia žiarenia vyžarovaného hviezdou obiehajúcou okolo čiernej diery v binárnom systéme Nova Scorpii 1994 sa zistilo, že obsahuje veľké množstvo kyslík, horčík, kremík a síra. Existuje predpoklad, že tieto prvky zachytil, keď sa blízka hviezda, ktorá prežila výbuch supernovy, zmenila na čiernu dieru.

Supernovy (najmä supernovy typu Ia) patria medzi najjasnejšie hviezdne objekty vo vesmíre, takže aj tie najvzdialenejšie možno skúmať pomocou aktuálne dostupného vybavenia. V relatívne blízkych galaxiách bolo objavených veľa supernov typu Ia. Dostatočne presné odhady vzdialeností týchto galaxií umožnili určiť svietivosť supernov, ktoré v nich vybuchli. Ak predpokladáme, že vzdialené supernovy majú rovnakú priemernú svietivosť, tak podľa pozorovaného rozsah pri maximálnom jase sa dá odhadnúť aj vzdialenosť k nim. Porovnanie vzdialenosti k supernove s rýchlosťou odstraňovania (červeného posunu) galaxie, v ktorej explodovala, umožňuje určiť hlavnú veličinu charakterizujúcu rozpínanie vesmíru – takzvanú Hubbleovu konštantu.

Ešte pred 10 rokmi sa pre ňu získali hodnoty, ktoré sa takmer dvakrát líšili - od 55 do 100 km/s Mpc, dnes sa presnosť výrazne zvýšila, v dôsledku čoho je hodnota 72 km/s Mpc. prijaté (s chybou asi 10 %) . Pre vzdialené supernovy, ktorých červený posun je blízko 1, umožňuje vzťah medzi vzdialenosťou a červeným posunom určiť aj veličiny, ktoré závisia od hustoty hmoty vo Vesmíre. Podľa všeobecná teória Einsteinova relativita, je to hustota hmoty, ktorá určuje zakrivenie priestoru, a teda ďalší osud Vesmír. Konkrétne: bude sa rozpínať donekonečna alebo sa tento proces niekedy zastaví a nahradí ho kontrakcia. Najnovší výskum supernovy ukázali, že s najväčšou pravdepodobnosťou je hustota hmoty vo vesmíre nedostatočná na zastavenie expanzie a bude pokračovať. A na potvrdenie tohto záveru sú potrebné nové pozorovania supernov.

hneď po výbuchu závisí veľa od šťastia. Je to ona, ktorá určuje, či bude možné študovať procesy zrodu supernovy, alebo či sa o nich bude musieť hádať v dôsledku výbuchu - šíriaceho sa z bývalá hviezda planetárna hmlovina. Počet ďalekohľadov, ktoré postavil človek, nie je dostatočne veľký na to, aby neustále pozoroval celú oblohu, najmä vo všetkých oblastiach spektra. elektromagnetická radiácia. Amatérski astronómovia často prichádzajú na pomoc vedcom a nasmerujú svoje teleskopy, kam sa im zachce, a nie na zaujímavé a dôležité objekty na štúdium. Ale výbuch supernovy sa môže stať kdekoľvek!

Príkladom pomoci amatérskych astronómov je supernova v špirálovej galaxii M51. Známa ako galaxia Veterník je veľmi obľúbená medzi milovníkmi pozorovania vesmíru. Galaxia sa nachádza vo vzdialenosti 25 miliónov svetelných rokov od nás a je svojou rovinou natočená priamo k nám, vďaka čomu je veľmi pohodlné ju pozorovať. Galaxia má satelit, ktorý je v kontakte s jedným z ramien M51. Svetlo z hviezdy, ktorá vybuchla v galaxii, dosiahlo Zem v marci 2011 a bolo zaznamenané amatérskymi astronómami. Supernova čoskoro dostala oficiálne označenie 2011dh a stala sa stredobodom záujmu profesionálnych aj amatérskych astronómov. „M51 je jednou z najbližších galaxií k nám, je mimoriadne krásna, a preto je všeobecne známa,“ hovorí zamestnanec Caltechu Sheeler van Dyck.

Ukázalo sa, že podrobne zvažovaná supernova 2011dh patrí do vzácnej triedy výbuchov typu IIb. K takýmto výbuchom dochádza, keď je hmotná hviezda zbavená prakticky celého vonkajšieho rúcha vodíkového paliva, ktoré pravdepodobne pretiahne jej binárny spoločník. Potom sa kvôli nedostatku paliva zastaví termonukleárna fúziaŽiarenie hviezdy nemôže odolať gravitácii, ktorá má tendenciu hviezdu stláčať a padá smerom k stredu. Toto je jeden z dvoch spôsobov výbuchov supernov a pri takomto scenári (hviezda padajúca na seba pod vplyvom gravitácie) len každá desiata hviezda spôsobí výbuch typu IIb.

Existuje niekoľko dobre podložených hypotéz týkajúcich sa všeobecná schéma zrodenie supernovy typu IIb, ale rekonštrukcia presného reťazca udalostí je veľmi náročná. Keďže sa nedá povedať, že by sa o hviezde veľmi skoro stala supernova, nie je možné pripraviť sa na jej starostlivé pozorovanie. Štúdium stavu hviezdy môže, samozrejme, naznačovať, že sa z nej čoskoro stane supernova, ale to je v časovom rámci vesmíru v miliónoch rokov, zatiaľ čo pozorovanie si vyžaduje poznať čas výbuchu s presnosťou niekoľkých rokov. Len občas majú astronómovia šťastie a detailné snímky hviezdy pred výbuchom. V prípade galaxie M51 sa táto situácia odohráva – kvôli obľúbenosti galaxie existuje veľa jej záberov, na ktorých 2011dh ešte nevybuchla. „V priebehu niekoľkých dní po objavení supernovy sme sa obrátili na archívy obežný ďalekohľad Hubbleov teleskop. Ako sa ukázalo, pomocou tohto teleskopu bola už skôr vytvorená detailná mozaika galaxie M51 v r. rôzne dĺžky vlny,“ hovorí van Dyck. V roku 2005, keď Hubblov teleskop fotografoval oblasť 2011dh, bola na jej mieste iba nenápadná žltá obria hviezda.

Pozorovania supernovy 2011dh ukázali, že nezodpovedá štandardnej predstave o výbuchu obrovskej hviezdy. Naopak, je vhodnejší ako výsledok explózie malej hviezdy, napríklad spoločníka žltého supergianta zo záberov Hubbleovho teleskopu, ktorý stratil takmer všetku svoju atmosféru. Pod vplyvom gravitácie blízkeho obra zostalo z hviezdy len jeho jadro, ktoré explodovalo. „Rozhodli sme sa, že predchodcom supernovy bola takmer úplne zbavená hviezda, modrá, a preto pre Hubblea neviditeľná,“ hovorí van Dyck. - Žltý obr skrýval svojho malého modrého spoločníka svojou radiáciou, až kým nevybuchol. To je náš záver."

Ďalší tím výskumníkov skúmajúcich hviezdu 2011dh dospel k opačnému záveru, ktorý sa zhoduje s klasickou teóriou. Práve žltý gigant bol podľa Justina Mounda, zamestnanca Queen's University v Belfaste, predchodcom supernovy. V marci tohto roku však supernova odhalila obom tímom záhadu. Problém si ako prvý všimol van Dyck, ktorý sa rozhodol zbierať Ďalšie informácie okolo 2011 dh pomocou Hubbleovho teleskopu. Zariadenie však nenašlo veľkú žltá hviezda. „Chceli sme len znova sledovať vývoj supernovy,“ hovorí van Dyck. "Nikdy sme si nedokázali predstaviť, že žltá hviezda niekam pôjde." Ďalší tím dospel k rovnakým záverom pomocou pozemné teleskopy: Obr zmizol.

Zmiznutie žltého obra poukazuje na to, že ide o skutočného prekurzora supernovy. Van Dykov príspevok rieši túto kontroverziu: "Druhý tím mal úplnú pravdu, my sme sa mýlili." Tým sa však štúdium supernovy 2011dh nekončí. Keď jasnosť 2011dh ubúda, M51 sa vráti do stavu pred výbuchom (aj keď bez jednej jasnej hviezdy). Do konca tohto roka by mala jasnosť supernovy klesnúť natoľko, aby ukázala spoločníka žltého supergianta – ak by bol, ako sa navrhuje klasickej teórie zrod supernov typu IIb. Niekoľko skupín astronómov si už vyhradilo čas na pozorovanie HST na štúdium vývoja roku 2011dh. "Musíme nájsť binárneho spoločníka pre supernovu," hovorí van Dyck. "Ak to bude objavené, dôjde k spoľahlivému pochopeniu pôvodu takýchto výbuchov."