Eksplozija supernove. Kako zvijezde eksplodiraju

Modeliranje situacije rađanja supernove nije lak zadatak. Barem donedavno, svi eksperimenti nisu uspjeli. Ali astrofizičari su ipak uspjeli dići zvijezdu u zrak.

11. studenog 1572. astronom Tycho Brahe ( Tycho Brahe) primijetio je novu zvijezdu u zviježđu Kasiopeje, koja je sjajila jednako poput Jupitera. Možda se upravo tada srušilo vjerovanje da su nebesa vječna i nepromjenjiva i rodila se moderna astronomija. Četiri stoljeća kasnije, astronomi su shvatili da su neke zvijezde, koje su odjednom postale milijardama puta svjetlije nego inače, eksplodirale. Godine 1934. Fritz Zwicky ( Fritz Zwicky) s Kalifornijskog instituta za tehnologiju nazvao ih je "supernovama". Oni opskrbljuju prostor u svemiru teškim elementima koji kontroliraju formiranje i evoluciju galaksija i pomažu u proučavanju širenja svemira.

Zwicky i njegov kolega Walter Baade ( Walter Baade) sugerirao je da gravitacija osigurava energiju za eksploziju zvijezde. Prema njihovom mišljenju, zvijezda se skuplja sve dok njezin središnji dio ne dosegne gustoću atomske jezgre. Tvar koja se urušava može osloboditi gravitacijsku potencijalnu energiju dovoljnu da izbaci svoje ostatke van. Godine 1960. Fred Hoyle ( Fred Hoyle) sa Sveučilišta Cambridge i Willie Fowler ( Willy Fowler) iz Caltecha vjerovao je da su supernove poput ogromne nuklearne bombe. Kada zvijezda poput Sunca sagori svoje gorivo vodika, a zatim helija, na red dolaze kisik i ugljik. Sinteza ovih elemenata ne samo da osigurava ogromno oslobađanje energije, već također proizvodi radioaktivni nikal-56, čiji bi raspad mogao objasniti naknadni sjaj eksplozije, koji traje nekoliko mjeseci.

Obje su se ideje pokazale točnima. Neke supernove nemaju tragove vodika u svojim spektrima (označene kao tip I); Navodno je većina njih imala termonuklearnu eksploziju (tip I A), a za ostalo (tipovi I b i ja c) - kolaps zvijezde koja je odbacila svoj vanjski sloj vodika. Supernove u čijim se spektrima detektira vodik (tip II) također nastaju kao rezultat kolapsa. Oba fenomena pretvaraju zvijezdu u oblak plina koji se širi, a gravitacijski kolaps dovodi do stvaranja super-guste neutronske zvijezde ili čak crne rupe. Promatranja, posebice supernove 1987A (Tip II), podupiru predloženu teoriju.

Međutim, eksplozija supernove i dalje ostaje jedan od glavnih problema astrofizike. Kompjuterski modeli teško ga mogu reproducirati. Vrlo je teško natjerati zvijezdu da eksplodira (što je samo po sebi lijepo). Zvijezde su samoregulirajući objekti koji ostaju stabilni tijekom milijuna i milijardi godina. Čak i umiruće zvijezde imaju mehanizme slabljenja, ali ne i eksplozije. Za reprodukciju potonjeg bili su potrebni višedimenzionalni modeli, čiji je izračun bio izvan mogućnosti računala.

Eksplozija nije laka

Bijeli patuljci su neaktivni ostaci zvijezda sličnih Suncu koji se postupno hlade i blijede. Mogu eksplodirati kao supernove tipa I a. Međutim, prema Hoyleu i Fowleru, ako bijeli patuljak kruži oko druge zvijezde u bliskoj orbiti, može akreirati (isisati) materijal od svog pratioca, povećavajući time svoju masu, središnju gustoću i temperaturu do te mjere da je eksplozivna fuzija iz ugljika moguće i kisik.

Termonuklearne reakcije trebale bi se ponašati kao obična vatra. Fronta izgaranja može se širiti kroz zvijezdu, ostavljajući za sobom "nuklearni pepeo" (uglavnom nikal). U svakom trenutku, reakcije fuzije moraju se odvijati u malom volumenu, uglavnom u tankom sloju na površini mjehurića ispunjenih "pepelom" koji plutaju u dubinama bijelog patuljka. Zbog svoje niske gustoće, mjehurići mogu plutati na površini zvijezde.

Ali termonuklearni plamen će se ugasiti jer oslobađanje energije uzrokuje širenje i hlađenje zvijezde, gaseći njezino izgaranje. Za razliku od konvencionalne bombe, zvijezda nema ovojnicu koja ograničava njen volumen.

Osim toga, nemoguće je rekreirati eksploziju supernove u laboratoriju; ona se može promatrati samo u svemiru. Naš tim proveo je rigorozne simulacije pomoću superračunala IBM p690. Numerički model zvijezde predstavljen je računskom mrežom s 1024 elementa sa svake strane, što je omogućilo razlučivanje detalja veličine nekoliko kilometara. Svaki računalni skup zahtijevao je više od 10 20 aritmetičkih operacija; Samo bi se superračunalo moglo nositi s takvim zadatkom, obavljajući više od 10 11 operacija u sekundi. Na kraju je za sve to trebalo gotovo 60 procesorskih godina. Različiti računalni trikovi koji pojednostavljuju model i koriste se u drugim područjima znanosti nisu primjenjivi na supernove s njihovim asimetričnim tokovima, ekstremnim uvjetima i ogromnim prostornim i temperaturnim rasponom. Fizika čestica, nuklearna fizika, dinamika fluida i relativnost vrlo su složene, a modeli supernova moraju se njima baviti istovremeno.

Ispod haube

Rješenje je stiglo iz neočekivanog smjera – tijekom proučavanja rada automobilskog motora. Miješanje benzina i kisika i njihovo paljenje stvara turbulenciju, koja pak povećava površinu izgaranja, intenzivno je deformirajući. U tom se slučaju povećava brzina izgaranja goriva, proporcionalna području izgaranja. Ali zvijezda je također turbulentna. Plinski tokovi prolaze ogromne udaljenosti velikim brzinama, pa i najmanji poremećaj brzo pretvara mirno strujanje u turbulentno. U supernovi, vrući mjehurići koji se dižu moraju miješati materiju, uzrokujući tako brzo širenje nuklearnog izgaranja da zvijezda nema vremena preurediti se i "ugasiti" plamen.

Kod pravilnog rada motora s unutarnjim izgaranjem, plamen se širi podzvučnom brzinom, ograničenom brzinom difuzije topline kroz tvar - taj se proces naziva deflagracija ili brzo izgaranje. U "pucajućem" motoru, plamen se širi nadzvučnom brzinom u obliku udarnog vala, provlačeći se kroz smjesu kisika i goriva i komprimirajući je (detonacija). Termonuklearni plamen se također može širiti na dva načina. Detonacija može potpuno spaliti zvijezdu, ostavljajući samo "nezapaljive" elemente, poput nikla i željeza. Međutim, u produktima ovih eksplozija astronomi pronalaze široku paletu elemenata, uključujući silicij, sumpor i kalcij. Posljedično, nuklearno izgaranje se širi, barem u početku, kao deflagracija.

Posljednjih godina razvijeni su pouzdani modeli termonuklearne deflagracije. Istraživači sa Sveučilišta u Kaliforniji (Santa Cruz), Sveučilišta u Chicagu i naša grupa oslonili su se na programe stvorene za proučavanje kemijskog izgaranja, pa čak i za prognozu vremena. Turbulencija je temeljno trodimenzionalni proces. U turbulentnoj kaskadi, kinetička energija se redistribuira od velikih do malih razmjera i na kraju se rasipa kao toplina. Izvorni tok se dijeli na sve manje i manje dijelove. Stoga modeliranje mora nužno biti trodimenzionalno.

Model supernove ima izgled poput gljive: vrući mjehurići se dižu u slojevitom okruženju, naborani i rastegnuti turbulencijama. Povećanje brzine nuklearnih reakcija, pojačano njime, u nekoliko sekundi dovodi do uništenja bijelog patuljka, čiji ostaci odlijeću brzinom od oko 10 tisuća km/s, što odgovara promatranoj slici.

Ali još uvijek nije jasno zašto bijeli patuljak pali. Osim toga, deflagracija bi trebala izbaciti većinu materijala patuljka nepromijenjenog, a promatranja pokazuju da je samo mali dio zvijezde nepromijenjen. Eksplozija je vjerojatno uzrokovana ne samo brzim izgaranjem, već i detonacijom, i uzrokom supernove tipa I a- ne samo nakupljanje materije na bijelog patuljka, već i spajanje dvaju bijelih patuljaka.

Gravitacijski grob

Drugu vrstu supernove, uzrokovanu kolapsom zvjezdane jezgre, teže je objasniti. S promatračke točke gledišta, ove supernove su raznolikije od termonuklearnih: neke imaju vodik, druge nemaju; neke eksplodiraju u gustom međuzvjezdanom mediju, druge u gotovo praznom prostoru; neki oslobađaju ogromne količine radioaktivnog nikla, drugi ne. Energija izbacivanja i brzina širenja također variraju. Najsnažnije od njih proizvode ne samo klasičnu eksploziju supernove, već i dugotrajnu eksploziju gama zraka (vidi: N. Gehrels, P. Leonard i L. Piro. Najsjajnije eksplozije u svemiru // VMN, br. 4, 2003). Ova heterogenost svojstava jedna je od mnogih misterija. Supernove kolapsa jezgre glavni su kandidati za nastanak najtežih elemenata, poput zlata, olova, torija i urana, koji se mogu formirati samo pod posebnim uvjetima. Ali nitko ne zna nastaju li takvi uvjeti doista u zvijezdi kada njezina jezgra eksplodira.

Iako se ideja kolapsa čini jednostavnom (sabijanje jezgre oslobađa gravitacijsku vezujuću energiju, koja izbacuje vanjske slojeve materije), teško je detaljno razumjeti proces. Na kraju svog života, zvijezda mase veće od 10 Sunčevih masa razvija slojevitu strukturu; s dubinom se pojavljuju slojevi sve težih elemenata. Jezgra se uglavnom sastoji od željeza, a ravnoteža zvijezde održava se kvantnim odbijanjem elektrona. Ali na kraju masa zvijezde potiskuje elektrone, koji se stisnu u atomske jezgre, gdje počinju reagirati s protonima i stvarati neutrone i elektronske neutrine. Zauzvrat, neutroni i preostali protoni su pritisnuti bliže jedan drugome sve dok njihova vlastita odbojna sila ne stupi na snagu i zaustavi kolaps.

U tom trenutku kompresija prestaje i zamjenjuje je ekspanzija. Materija, povučena duboko gravitacijom, počinje djelomično istjecati. U klasičnoj teoriji ovaj se problem rješava uz pomoć udarnog vala, koji nastaje kada se vanjski slojevi zvijezde nadzvučnom brzinom sudare s jezgrom koja je naglo usporila svoju kompresiju. Udarni val se kreće prema van, komprimira i zagrijava materijal koji udari, dok istovremeno gubi svoju energiju, na kraju odumire. Simulacije pokazuju da se energija kompresije brzo rasipa. Kako onda zvijezda sama eksplodira?

Prvi pokušaj rješavanja problema bio je rad Stirling Colgatea ( Stirling Colgate) i Richard White ( Richard White) 1966., i kasniji računalni modeli Jima Wilsona ( Jim Wilson), koji je stvorio ranih 1980-ih, kada su sva trojica radila u Nacionalnom laboratoriju Lawrence Livermore. Lovre. Sugerirali su da udarni val nije jedini prijenosnik energije od jezgre do vanjskih slojeva zvijezde. Moguće je da neutrini nastali tijekom kolapsa igraju pomoćnu ulogu. Na prvi pogled ideja izgleda čudno: kao što znamo, neutrini su izrazito neaktivni, toliko slabo djeluju na druge čestice da ih je čak teško registrirati. Ali u zvijezdi u kolapsu oni imaju više nego dovoljno energije da izazovu eksploziju, au uvjetima ekstremno velike gustoće dobro komuniciraju s materijom. Neutrini zagrijavaju sloj oko kolabirajuće jezgre supernove, održavajući pritisak u usporavajućem udarnom valu.

Supernova kolapsa jezgre

1. Supernove druge vrste nastaju kada kolabiraju zvijezde s masom većom od 8 masa Sunca. Pripadaju tipu I b, ja c ili II, ovisno o promatranim značajkama
2. Masivna zvijezda na kraju svog života ima slojevitu strukturu različitih kemijskih elemenata
3. Željezo ne sudjeluje u nuklearnoj fuziji, pa se u jezgri ne stvara toplina. Tlak plina pada, a materijal koji leži iznad juri prema dolje
4. U sekundi se jezgra skupi i pretvori u neutronsku zvijezdu. Tvar koja pada odbija se od neutronske zvijezde i stvara udarni val
5. Neutrini su izbili iz novorođene neutronske zvijezde, gurajući nepravilan udarni val prema van
6. Udarni val prolazi kroz zvijezdu, razdirući je

Kao raketa

Ali je li ovaj dodatni pritisak dovoljan da održi val i dovrši eksploziju? Računalno modeliranje pokazalo je da to nije dovoljno. Unatoč činjenici da plin apsorbira neutrine i emitira ih; modeli su pokazali da dominiraju gubici, te stoga eksplozija ne uspijeva. Ali u tim je modelima postojalo jedno pojednostavljenje: zvijezda u njima smatrala se sferno simetričnom. Stoga su zanemareni visokodimenzionalni fenomeni poput konvekcije i rotacije, koji su vrlo važni jer promatrane supernove proizvode vrlo nesferičan, "čupav" ostatak.

Višedimenzionalno modeliranje pokazuje da neutrini zagrijavaju plazmu oko jezgre supernove i stvaraju mjehuriće i tokove u obliku gljive u njoj. Konvekcija prenosi energiju na udarne valove, gurajući ih prema gore i uzrokujući eksploziju.

Kada se val eksplozije malo uspori, mjehurići vruće plazme koja se širi, odvojeni hladnim materijalom koji teče prema dolje, spajaju se. Postupno se formira jedan ili više mjehurića okruženih silaznim strujama. Kao rezultat toga, eksplozija postaje asimetrična. Osim toga, usporeni udarni val može se deformirati, a tada kolaps poprima oblik pješčanog sata. Dodatna nestabilnost se javlja kada udarni val izbije i prođe kroz heterogene slojeve pretka supernove. U ovom slučaju miješaju se kemijski elementi sintetizirani tijekom života zvijezde i tijekom eksplozije.

Budući da ostaci zvijezde uglavnom lete u jednom smjeru, središnja neutronska zvijezda odbija se u drugom, poput skateboarda koji se kotrlja unatrag kad skočite s nje. Naš računalni model pokazuje povratnu brzinu veću od 1000 km/s, što odgovara promatranom kretanju mnogih neutronskih zvijezda. Ali neki od njih kreću se sporije, vjerojatno zato što se mjehurići nisu imali vremena spojiti tijekom eksplozije koja ih je formirala. Pojavljuje se jedna slika u kojoj različite varijacije proizlaze iz jednog glavnog učinka.

Unatoč značajnim postignućima posljednjih godina, niti jedan od postojećih modela ne reproducira cijeli kompleks fenomena povezanih s eksplozijom supernove i ne sadrži pojednostavljenja. Puna verzija koristila bi sedam dimenzija: prostor (tri koordinate), vrijeme, energiju neutrina i brzinu neutrina (opisanu s dvije kutne koordinate). Štoviše, ovo se mora učiniti za sve tri vrste, ili okusa, neutrina.

No može li se eksplozija pokrenuti raznim mehanizmima? Uostalom, magnetsko polje može presresti rotacijsku energiju novostvorene neutronske zvijezde i dati novi poticaj udarnom valu. Osim toga, istisnut će materiju prema van duž osi rotacije u obliku dva polarna mlaza. Ovi učinci pomoći će objasniti najjače eksplozije. Konkretno, eksplozije gama zraka mogu se povezati s mlazovima koji se kreću brzinom bliskom svjetlosti. Možda se jezgre takvih supernova kolabiraju ne u neutronsku zvijezdu, već u crnu rupu.

Dok teoretičari poboljšavaju svoje modele, promatrači pokušavaju koristiti ne samo elektromagnetsko zračenje, već i neutrine i gravitacijske valove. Kolaps jezgre zvijezde, njezino ključanje na početku eksplozije i moguća transformacija u crnu rupu dovode ne samo do intenzivne emisije neutrina, već uzdrmavaju strukturu prostor-vremena. Za razliku od svjetlosti, koja ne može prodrijeti kroz gornje slojeve, ti signali dolaze izravno iz uzavrelog pakla u središtu eksplozije. Novostvoreni detektori neutrina i gravitacijskih valova mogli bi podići zavjesu nad misterijom smrti zvijezda.

Učinak reakcije supernove

Promatrači su se pitali zašto neutronske zvijezde jure Galaksijom velikom brzinom. Novi modeli supernove kolapsa jezgre nude objašnjenje temeljeno na unutarnjoj asimetriji ovih eksplozija

Modeliranje pokazuje da se asimetrija razvija već na početku eksplozije. Male razlike u početku kolapsa zvijezda dovode do velikih razlika u stupnju asimetrije

Drevni ljetopisi i kronike nam govore da su se povremeno na nebu iznenada pojavljivale zvijezde izuzetno velikog sjaja. Brzo su porasle u svjetlini, a zatim su polako, tijekom nekoliko mjeseci, nestale i prestale biti vidljive. Blizu najvećeg sjaja, te su zvijezde bile vidljive čak i danju. Najupečatljivije epidemije bile su 1006. i 1054. godine, o čemu se podaci nalaze u kineskim i japanskim raspravama. Godine 1572. takva je zvijezda bljesnula u zviježđu Kasiopeje i promatrao ju je izvanredni astronom Tycho Brahe, a 1604. sličnu baklju u zviježđu Zmijonoša primijetio je Johannes Kepler. Od tada, tijekom četiri stoljeća "teleskopske" ere u astronomiji, takve baklje nisu opažene. Međutim, s razvojem promatračke astronomije, istraživači su počeli detektirati prilično velik broj sličnih baklji, iako nisu dosegnule veliku svjetlinu. Ove zvijezde, koje su se iznenada pojavile i ubrzo nestale kao bez traga, počele su se nazivati ​​"novae". Činilo se da su zvijezde 1006 i 1054, zvijezde Tycho i Kepler, iste baklje, samo vrlo blizu i stoga svjetlije. No, pokazalo se da to nije tako. Godine 1885. astronom Hartwig na zvjezdarnici Tartu primijetio je pojavu nove zvijezde u dobro poznatoj Andromedinoj maglici. Ova je zvijezda dosegla 6. vidljivu magnitudu, odnosno snaga njenog zračenja bila je samo 4 puta manja od snage cijele maglice. Tada to nije iznenadilo astronome: na kraju krajeva, priroda Andromedine maglice bila je nepoznata, pretpostavljalo se da je to samo oblak prašine i plina prilično blizu Sunca. Tek 20-ih godina dvadesetog stoljeća konačno je postalo jasno da su maglica Andromeda i druge spiralne maglice ogromni zvjezdani sustavi koji se sastoje od stotina milijardi zvijezda i milijunima svjetlosnih godina udaljeni od nas. Bljeskovi običnih novih, vidljivi kao objekti magnitude 17-18, također su otkriveni u Andromedinoj maglici. Postalo je jasno da je zvijezda iz 1885. nadmašila zvijezde Novaya u snazi ​​zračenja za desetke tisuća puta; nakratko je njezin sjaj bio gotovo jednak sjaju ogromnog zvjezdanog sustava! Očito, priroda ovih izbijanja mora biti drugačija. Kasnije su te najjače baklje nazvane "Supernove", u kojima je prefiks "super" značio njihovu veću snagu zračenja, a ne veću "novost".

Potraga i promatranje supernove

Eksplozije supernova počele su se često primjećivati ​​na fotografijama dalekih galaksija, ali ta su otkrića bila slučajna i nisu mogla pružiti informacije potrebne za objašnjenje uzroka i mehanizma ovih grandioznih izbijanja. Međutim, 1936. godine astronomi Baade i Zwicky, koji su radili na zvjezdarnici Palomar u SAD-u, započeli su sustavnu sustavnu potragu za supernovama. Na raspolaganju im je bio teleskop Schmidtovog sustava koji je omogućavao fotografiranje područja od nekoliko desetaka kvadratnih stupnjeva i davao vrlo jasne slike čak i slabih zvijezda i galaksija. Uspoređujući fotografije jednog dijela neba snimljene nekoliko tjedana kasnije, lako se moglo primijetiti pojavu novih zvijezda u galaksijama koje su bile jasno vidljive na fotografijama. Za fotografiranje su odabrana područja neba koja su bila najbogatija obližnjim galaksijama, gdje je njihov broj na jednoj slici mogao dosezati nekoliko desetaka, a vjerojatnost otkrivanja supernova bila je najveća.

Godine 1937. Baada i Zwicky uspjeli su otkriti 6 supernova. Među njima su bile prilično svijetle zvijezde 1937C i 1937D (astronomi su odlučili označiti supernove dodavanjem slova u godinu otkrića, pokazujući redoslijed otkrića u tekućoj godini), koje su dosegle najviše 8 odnosno 12 magnituda. Za njih su dobivene svjetlosne krivulje - ovisnost promjene sjaja tijekom vremena - i veliki broj spektrograma - fotografija spektra zvijezde, koji pokazuju ovisnost intenziteta zračenja o valnoj duljini. Nekoliko desetljeća ovaj je materijal postao temelj za sve istraživače koji pokušavaju razotkriti uzroke eksplozije supernove.

Nažalost, Drugi svjetski rat prekinuo je tako uspješno započet program promatranja. Sustavna potraga za supernovama na Zvjezdarnici Palomar nastavljena je tek 1958. godine, ali s većim teleskopom Schmidtovog sustava, koji je omogućio fotografiranje zvijezda do magnitude 22-23. Od 1960. godine ovom radu se pridružio niz drugih zvjezdarnica diljem svijeta gdje su bili dostupni odgovarajući teleskopi. U SSSR-u su takvi radovi obavljeni na krimskoj postaji SAI, gdje je instaliran astrografski teleskop s promjerom leće od 40 cm i vrlo velikim vidnim poljem - gotovo 100 kvadratnih stupnjeva, te na astrofizičkom opservatoriju Abastumani. u Gruziji - na Schmidtovom teleskopu s ulaznom rupom od 36 cm.I na Krimu, iu Abastumaniju, napravljena su mnoga otkrića supernove. Od ostalih zvjezdarnica, najveći broj otkrića dogodio se na zvjezdarnici Asiago u Italiji, gdje su radila dva teleskopa Schmidtovog sustava. Ipak, Zvjezdarnica Palomar ostala je vodeća i po broju otkrića i po maksimalnoj magnitudi zvijezda dostupnih za detekciju. Zajedno, 60-ih i 70-ih godina otkrivano je i do 20 supernova godišnje, a njihov je broj počeo naglo rasti. Odmah nakon otkrića započela su fotometrijska i spektroskopska promatranja na velikim teleskopima.

Godine 1974. F. Zwicky umire, a ubrzo je potraga za supernovama na zvjezdarnici Palomar prekinuta. Broj otkrivenih supernova se smanjio, ali je ponovno počeo rasti od ranih 1980-ih. Novi programi pretraživanja pokrenuti su na južnom nebu - u zvjezdarnici Cerro el Roble u Čileu, a ljubitelji astronomije počeli su otkrivati ​​supernove. Ispostavilo se da se korištenjem malih amaterskih teleskopa s lećama od 20-30 cm može prilično uspješno tražiti sjajne eksplozije supernove, sustavno vizualno promatrajući određeni skup galaksija. Najveći uspjeh postigao je svećenik iz Australije, Robert Evans, koji je od ranih 80-ih uspio otkriti do 6 supernova godišnje. Nije iznenađujuće što su se profesionalni astronomi šalili o njegovoj “izravnoj povezanosti s nebom”.

Godine 1987. otkrivena je najsjajnija supernova 20. stoljeća - SN 1987A u galaksiji Veliki Magellanov oblak, koja je "satelit" naše Galaksije i od nas je udaljena samo 55 kiloparseka. Neko je vrijeme ova supernova bila vidljiva čak i golim okom, dosežući maksimalnu svjetlinu od oko 4 magnitude. Međutim, moglo se promatrati samo na južnoj hemisferi. Za ovu supernovu dobiven je niz fotometrijskih i spektralnih promatranja koja su bila jedinstvena po svojoj točnosti i trajanju, a sada astronomi nastavljaju pratiti kako se razvija proces transformacije supernove u plinsku maglicu koja se širi.

Supernova 1987A. Gore lijevo je fotografija područja gdje je supernova eksplodirala, snimljena mnogo prije eksplozije. Zvijezda koja će uskoro eksplodirati označena je strelicom. Gore desno je fotografija istog područja neba kada je supernova bila blizu maksimalne svjetline. Ispod je kako supernova izgleda 12 godina nakon eksplozije. Prstenovi oko supernove su međuzvjezdani plin (djelomično izbačen od strane predsupernove zvijezde prije izbijanja), ioniziran tijekom izbijanja i nastavlja svijetliti.

Sredinom 80-ih postalo je jasno da era fotografije u astronomiji završava. Brzo poboljšani CCD prijamnici bili su višestruko bolji od fotografske emulzije u osjetljivosti i rasponu snimljenih valnih duljina, dok su u rezoluciji bili praktički jednaki. Slika dobivena CCD kamerom mogla se odmah vidjeti na ekranu računala i usporediti s ranije dobivenim, no za fotografiranje je proces razvijanja, sušenja i usporedbe trajao u najboljem slučaju jedan dan. Jedina preostala prednost fotografskih ploča - mogućnost snimanja velikih područja neba - također se pokazala beznačajnom za potragu za supernovama: teleskop s CCD kamerom mogao je zasebno dobiti slike svih galaksija koje padaju na fotografsku ploču, u vremenu usporedivom s fotografskom ekspozicijom. Pojavili su se projekti potpuno automatiziranih programa traženja supernova u kojima se teleskop usmjerava prema odabranim galaksijama prema unaprijed unesenom programu, a dobivene slike kompjutorski uspoređuju s prethodno dobivenim. Tek ako se detektira novi objekt, računalo šalje signal astronomu, koji otkriva je li doista otkrivena eksplozija supernove. U 90-ima je takav sustav, koristeći reflektirajući teleskop od 80 cm, počeo raditi u Lick Observatoriju (SAD).

Dostupnost jednostavnih CCD kamera za ljubitelje astronomije dovela je do toga da se s vizualnih promatranja prelazi na CCD promatranja, a tada zvijezde do 18. pa čak i 19. magnitude postaju dostupne za teleskope s lećama 20-30 cm. Uvođenje automatiziranih pretraga i sve veći broj astronoma amatera koji traže supernove pomoću CCD kamera doveli su do eksplozije u broju otkrića: sada se godišnje otkrije više od 100 supernova, a ukupan broj otkrića premašio je 1500. Posljednjih godina pokrenuta je i potraga za vrlo udaljenim i slabim supernovama na najvećim teleskopima s promjerom zrcala od 3-4 metra. Ispostavilo se da istraživanja supernova, koje postižu maksimalnu svjetlinu od 23-24 magnitude, mogu dati odgovore na mnoga pitanja o strukturi i sudbini cijelog Svemira. U jednoj noći promatranja ovakvim teleskopima opremljenim najnaprednijim CCD kamerama može se otkriti više od 10 udaljenih supernova! Nekoliko slika takvih supernova prikazano je na donjoj slici.

Za gotovo sve supernove koje se trenutno otkrivaju moguće je dobiti barem jedan spektar, a za mnoge su krivulje svjetlosti poznate (i to je velika zasluga astronoma amatera). Dakle, količina promatračkog materijala dostupnog za analizu je vrlo velika, i čini se da sva pitanja o prirodi ovih grandioznih fenomena moraju biti razriješena. Nažalost, to još nije slučaj. Pogledajmo pobliže glavna pitanja s kojima se suočavaju istraživači supernova i najvjerojatnije odgovore na njih danas.

Klasifikacija supernova, krivulje svjetlosti i spektri

Prije donošenja bilo kakvih zaključaka o fizičkoj prirodi fenomena, potrebno je potpuno razumjeti njegove vidljive manifestacije, koje je potrebno pravilno klasificirati. Naravno, prvo pitanje koje se postavilo pred istraživače supernova bilo je jesu li iste, a ako nisu, koliko su različite i mogu li se klasificirati. Već prve supernove koje su otkrili Baade i Zwicky pokazale su značajne razlike u svjetlosnim krivuljama i spektrima. Godine 1941. R. Minkowski je predložio podjelu supernova u dvije glavne vrste na temelju prirode njihovih spektara. U tip I klasificirao je supernove čiji su se spektri potpuno razlikovali od spektara svih u to vrijeme poznatih objekata. Linije najčešćeg elementa u svemiru - vodika - bile su potpuno odsutne, cijeli spektar sastojao se od širokih maksimuma i minimuma koji se nisu mogli identificirati, ultraljubičasti dio spektra bio je vrlo slab. Supernove su klasificirane kao tip II, čiji su spektri pokazali određenu sličnost s "običnim" novima u prisutnosti vrlo intenzivnih linija emisije vodika; ultraljubičasti dio njihovog spektra je svijetao.

Spektri supernove tipa I ostali su misteriozni tri desetljeća. Tek nakon što je Yu.P.Pskovsky pokazao da trake u spektru nisu ništa drugo nego dijelovi kontinuiranog spektra između širokih i prilično dubokih apsorpcijskih linija, identifikacija spektara supernova tipa I krenula je naprijed. Identificiran je niz apsorpcijskih linija, prvenstveno najintenzivnije linije jednostruko ioniziranog kalcija i silicija. Valne duljine ovih linija pomaknute su na ljubičastu stranu spektra zbog Dopplerovog efekta u ljusci koja se širi brzinom od 10-15 tisuća km u sekundi. Izuzetno je teško identificirati sve linije u spektru supernove tipa I, budući da su jako proširene i preklapaju se jedna drugu; Osim spomenutih kalcija i silicija, moguće je identificirati linije magnezija i željeza.

Analiza spektra supernove omogućila nam je izvlačenje važnih zaključaka: gotovo da nema vodika u ljuskama izbačenim tijekom eksplozije supernove tipa I; dok je sastav ljuski supernove tipa II gotovo isti kao onaj Sunčeve atmosfere. Brzina širenja školjki je od 5 do 15-20 tisuća km/s, temperatura fotosfere je oko maksimuma - 10-20 tisuća stupnjeva. Temperatura brzo pada i nakon 1-2 mjeseca doseže 5-6 tisuća stupnjeva.

Krivulje svjetlosti supernova također su se razlikovale: za tip I sve su bile vrlo slične, imaju karakterističan oblik s vrlo brzim povećanjem svjetline do maksimuma, koji traje ne više od 2-3 dana, brzim smanjenjem svjetline za 3 magnitude za 25-40 dana i kasnije sporo opadanje, gotovo linearno na skali magnitude, što odgovara eksponencijalnom opadanju sjaja.

Pokazalo se da su svjetlosne krivulje supernova tipa II mnogo raznolikije. Neke su bile slične svjetlosnim krivuljama supernova tipa I, samo sa sporijim i duljim opadanjem sjaja do početka linearnog "repa", za druge je odmah nakon maksimuma počelo područje gotovo konstantnog sjaja - tzv. nazvan "plato", koji može trajati i do 100 dana. Tada sjaj naglo pada i doseže linearni "rep". Sve rane svjetlosne krivulje dobivene su iz fotografskih promatranja u takozvanom sustavu fotografske magnitude, koji odgovara osjetljivosti konvencionalnih fotografskih ploča (raspon valne duljine 3500-5000 A). Korištenje fotovizualnog sustava (5000-6000 A) uz njega omogućilo je dobivanje važnih informacija o promjeni indeksa boje (ili jednostavno "boje") supernova: pokazalo se da nakon maksimuma supernove od obje vrste kontinuirano "crvene", odnosno glavni dio zračenja pomiče se prema dužim valovima. Ovo crvenilo prestaje u fazi linearnog opadanja svjetline i čak ga može zamijeniti "plavilo" supernove.

Osim toga, supernove tipa I i tipa II razlikovale su se po vrstama galaksija u kojima su eksplodirale. Supernove tipa II otkrivene su samo u spiralnim galaksijama u kojima se zvijezde trenutno još formiraju, a postoje i stare zvijezde male mase i mlade, masivne i "kratkotrajne" (samo nekoliko milijuna godina) zvijezde. Supernove tipa I pojavljuju se u spiralnim i eliptičnim galaksijama, gdje se smatra da nije bilo intenzivnog stvaranja zvijezda milijardama godina.

U ovom obliku, klasifikacija supernova održala se do sredine 80-ih. Početak široke uporabe CCD prijamnika u astronomiji omogućio je značajno povećanje količine i kvalitete promatračkog materijala. Moderna oprema omogućila je dobivanje spektrograma za slabe, prethodno nedostupne objekte; s puno većom točnošću bilo je moguće odrediti intenzitete i širine linija te registrirati slabije linije u spektrima. CCD prijemnici, infracrveni detektori i instrumenti postavljeni na svemirske letjelice omogućili su promatranje supernova u cijelom rasponu optičkog zračenja od ultraljubičastog do dalekog infracrvenog; Provedena su i gama-zraka, rendgenska i radijska promatranja supernova.

Kao rezultat toga, naizgled uspostavljena binarna klasifikacija supernova počela se brzo mijenjati i postajati sve složenija. Pokazalo se da supernove tipa I nisu ni približno homogene kao što se činilo. Spektri ovih supernova pokazali su značajne razlike, od kojih je najznačajnija bila intenzitet jednostruko ionizirane linije silicija, opažene na valnoj duljini od oko 6100 A. Za većinu supernova tipa I, ova apsorpcijska linija blizu maksimalne svjetline bila je najuočljivija značajka u spektru, no kod nekih ga supernova praktički nije bilo, a najintenzivnije su bile apsorpcijske linije helija.

Te su supernove označene Ib, a "klasične" supernove tipa I postale su označene Ia. Kasnije se pokazalo da neke Ib supernove također nemaju linije helija, te su nazvane tip Ic. Ove nove vrste supernova razlikovale su se od “klasičnih” Ia po krivuljama svjetlosti, koje su se pokazale prilično raznolikima, iako su po obliku bile slične krivuljama svjetlosti supernova Ia. Pokazalo se da su i supernove tipa Ib/c izvori radio emisija. Sve su one otkrivene u spiralnim galaksijama, u područjima gdje je možda nedavno došlo do formiranja zvijezda i gdje još uvijek postoje prilično masivne zvijezde.

Krivulje svjetlosti supernove Ia u crvenom i infracrvenom spektralnom području (R, I, J, H, K vrpce) bile su vrlo različite od prethodno proučavanih krivulja u vrpcama B i V. Ako je na krivulji vidljivo "rame" u R 20 dana nakon maksimuma, tada se u filteru I i dužim područjima valnih duljina pojavljuje pravi drugi maksimum. Međutim, neke Ia supernove nemaju ovaj drugi maksimum. Ove se supernove također razlikuju po crvenoj boji pri maksimalnoj svjetlini, smanjenom sjaju i nekim spektralnim značajkama. Prva takva supernova bila je SN 1991bg, a objekti slični njoj još se nazivaju pekuliarne supernove Ia ili "supernove tipa 1991bg". Druga vrsta supernove Ia, naprotiv, karakterizira povećana svjetlina na maksimumu. Karakteriziraju ih manji intenziteti apsorpcijskih linija u spektrima. "Prototip" za njih je SN 1991T.

Još 1970-ih, supernove tipa II podijeljene su prema prirodi krivulja svjetlosti na "linearne" (II-L) i one s "platoom" (II-P). Nakon toga se počelo otkrivati ​​sve više i više supernova II koje su pokazivale određene značajke u svojim svjetlosnim krivuljama i spektrima. Dakle, u svojim krivuljama svjetlosti, dvije najsjajnije supernove posljednjih godina oštro se razlikuju od ostalih supernova tipa II: 1987A i 1993J. Obje su imale dva maksimuma u svojim krivuljama svjetlosti: nakon baklje sjaj je brzo padao, zatim ponovno počeo rasti, a tek nakon drugog maksimuma počelo je konačno slabljenje sjaja. Za razliku od supernove Ia, drugi maksimum opažen je u svim spektralnim područjima, a za SN 1987A bio je puno svjetliji od prvog u dužim područjima valnih duljina.

Među spektralnim značajkama najčešća i uočljivija bila je prisutnost, uz široke emisijske linije karakteristične za ljuske koje se šire, i sustava uskih emisijskih ili apsorpcijskih linija. Ovaj fenomen je najvjerojatnije posljedica prisutnosti gustog omotača koji okružuje zvijezdu prije izbijanja; takve supernove označene su II-n.

Statistika supernove

Koliko često se pojavljuju supernove i kako su raspoređene u galaksijama? Statističke studije supernova trebale bi odgovoriti na ova pitanja.

Čini se da je odgovor na prvo pitanje prilično jednostavan: potrebno je promatrati nekoliko galaksija dovoljno dugo, prebrojati uočene supernove u njima i podijeliti broj supernova s ​​vremenom promatranja. No pokazalo se da je vrijeme obuhvaćeno prilično redovitim promatranjima ipak prekratko za definitivne zaključke za pojedine galaksije: u većini su opažene samo jedna ili dvije baklje. Istina, u nekim galaksijama već je registriran prilično velik broj supernova: rekorderka je galaksija NGC 6946 u kojoj je od 1917. godine otkriveno 6 supernova. Međutim, ti podaci ne daju točne podatke o učestalosti izbijanja bolesti. Prvo, točno vrijeme opažanja ove galaksije nije poznato, a drugo, gotovo istovremeni ispadi za nas bi zapravo mogli biti odvojeni prilično velikim vremenskim razdobljima: na kraju krajeva, svjetlost iz supernove putuje drugačijim putem unutar galaksije, a njezina veličina u svjetlosnim godinama mnogo je veće od vremena promatranja. Trenutno je moguće procijeniti učestalost baklje samo za određeni skup galaksija. Da bi se to postiglo, potrebno je koristiti podatke promatranja iz potrage za supernovama: svako promatranje daje neko "učinkovito vrijeme praćenja" za svaku galaksiju, što ovisi o udaljenosti do galaksije, o graničnoj veličini potrage i o prirodi krivulje svjetlosti supernove. Za različite vrste supernova, vrijeme promatranja iste galaksije bit će različito. Pri kombiniranju rezultata za nekoliko galaksija potrebno je uzeti u obzir njihove razlike u masi i sjaju, kao iu morfološkom tipu. Trenutačno je uobičajeno normalizirati rezultate na luminoznost galaksija i kombinirati podatke samo za galaksije sličnih tipova. Nedavni rad temeljen na kombiniranju podataka iz nekoliko programa za traženje supernova dao je sljedeće rezultate: u eliptičnim galaksijama opažene su samo supernove tipa Ia, a u "prosječnoj" galaksiji sa sjajem od 10 10 sunčevih sjaja, jedna supernova eruptira otprilike jednom svakih 500 godine. U spiralnoj galaksiji istog sjaja, Ia supernove eksplodiraju samo malo višom frekvencijom, ali im se dodaju supernove tipa II i Ib/c, a ukupna stopa praska je otprilike jednom svakih 100 godina. Učestalost baklji približno je proporcionalna sjaju galaksija, odnosno kod divovskih galaksija mnogo je veća: konkretno, NGC 6946 je spiralna galaksija sa sjajem od 2,8 10 10 solarnih luminoziteta, stoga mogu biti oko tri baklje očekivano u njemu na 100 godina, a 6 supernova uočenih u njemu može se smatrati ne baš velikim odstupanjem od prosječne učestalosti. Naša je galaksija manja od NGC 6946 i u njoj se u prosjeku svakih 50 godina može očekivati ​​jedno izbijanje. Međutim, poznato je da su samo četiri supernove opažene u Galaksiji u proteklom tisućljeću. Postoji li tu kontradikcija? Ispostavilo se da nije - ipak je većina Galaksije skrivena od nas slojevima plina i prašine, a blizina Sunca, u kojoj su promatrane ove 4 supernove, čini samo mali dio Galaksije.

Kako su supernove raspoređene unutar galaksija? Naravno, za sada je moguće proučavati samo sumarne distribucije svedene na neku “prosječnu” galaksiju, kao i distribucije u odnosu na detalje strukture spiralnih galaksija. Ovi dijelovi uključuju, prije svega, spiralne rukavce; u prilično bliskim galaksijama, područja aktivnog stvaranja zvijezda također su jasno vidljiva, identificirana oblacima ioniziranog vodika - H II regija, ili klasterima svijetloplavih zvijezda - OB asocijacija. Istraživanja prostorne distribucije, ponavljana mnogo puta kako se povećavao broj otkrivenih supernova, dala su sljedeće rezultate. Raspodjela supernova svih vrsta po udaljenosti od središta galaksija malo se razlikuje jedna od druge i slična je raspodjeli sjaja - gustoća opada od središta prema rubovima prema eksponencijalnom zakonu. Razlike između tipova supernova očituju se u raspodjeli u odnosu na područja nastanka zvijezda: ako su supernove svih tipova koncentrirane u spiralnim kracima, onda su samo supernove tipa II i Ib/c koncentrirane u H II područjima. Možemo zaključiti da je životni vijek zvijezde koja proizvodi baklju tipa II ili Ib/c od 10 6 do 10 7 godina, a za tip Ia oko 10 8 godina. No, supernove Ia opažaju se i u eliptičnim galaksijama, gdje se vjeruje da nema zvijezda mlađih od 10 9 godina. Postoje dva moguća objašnjenja za ovu kontradikciju - ili je priroda eksplozija supernove Ia u spiralnim i eliptičnim galaksijama drugačija ili se stvaranje zvijezda još uvijek nastavlja u nekim eliptičnim galaksijama i prisutne su mlađe zvijezde.

Teorijski modeli

Na temelju ukupnih podataka promatranja, istraživači su došli do zaključka da bi eksplozija supernove trebala biti posljednja faza u evoluciji zvijezde, nakon koje ona prestaje postojati u svom prethodnom obliku. Doista, energija eksplozije supernove procjenjuje se na 10 50 - 10 51 erg, što premašuje tipične vrijednosti gravitacijske energije vezivanja zvijezda. Energija koja se oslobađa tijekom eksplozije supernove više je nego dovoljna da se tvar zvijezde potpuno rasprši u svemiru. Kakve zvijezde i kada završavaju svoj život eksplozijom supernove, kakva je priroda procesa koji dovode do tako golemog oslobađanja energije?

Podaci promatranja pokazuju da se supernove dijele u nekoliko vrsta, koje se razlikuju po kemijskom sastavu ljuski i njihovoj masi, po prirodi otpuštanja energije i po svojoj povezanosti s različitim tipovima zvjezdanih populacija. Supernove tipa II jasno su povezane s mladim, masivnim zvijezdama, a njihove ljuske sadrže velike količine vodika. Stoga se njihove baklje smatraju završnom fazom evolucije zvijezda čija je početna masa veća od 8-10 solarnih masa. U središnjim dijelovima takvih zvijezda energija se oslobađa tijekom reakcija nuklearne fuzije, u rasponu od najjednostavnijeg - formiranja helija tijekom fuzije jezgri vodika i završavajući stvaranjem jezgri željeza iz silicija. Jezgre željeza najstabilnije su u prirodi i pri njihovom spajanju ne oslobađa se energija. Dakle, kada jezgra zvijezde postane željezna, oslobađanje energije u njoj prestaje. Jezgra se ne može oduprijeti gravitacijskim silama i brzo se steže – kolabira. Procesi koji se odvijaju tijekom kolapsa još su daleko od potpunog objašnjenja. Međutim, poznato je da ako se sva tvar u jezgri zvijezde pretvori u neutrone, tada se ona može oduprijeti silama gravitacije. Jezgra zvijezde pretvara se u "neutronsku zvijezdu" i kolaps prestaje. U tom slučaju oslobađa se ogromna energija koja ulazi u ljusku zvijezde i uzrokuje njezino širenje, što vidimo kao eksploziju supernove. Ako se evolucija zvijezde prethodno dogodila "tiho", tada bi njezina ovojnica trebala imati polumjer stotinama puta veći od polumjera Sunca i zadržati dovoljnu količinu vodika da objasni spektar supernove tipa II. Ako je veći dio ljuske izgubljen tijekom evolucije u bliskom binarnom sustavu ili na neki drugi način, tada u spektru neće biti vodikovih linija – vidjet ćemo supernovu tipa Ib ili Ic.

Kod manje masivnih zvijezda evolucija se odvija drugačije. Nakon izgaranja vodika jezgra postaje helij, te započinje reakcija pretvaranja helija u ugljik. Međutim, jezgra se ne zagrijava do toliko visoke temperature da započnu fuzijske reakcije koje uključuju ugljik. Jezgra ne može osloboditi dovoljno energije i kontrahira se, ali u tom slučaju kompresiju zaustavljaju elektroni koji se nalaze u jezgri. Jezgra zvijezde pretvara se u takozvanog "bijelog patuljka", a ljuska se raspršuje u svemiru u obliku planetarne maglice. Indijski astrofizičar S. Chandrasekhar pokazao je da bijeli patuljak može postojati samo ako mu je masa manja od oko 1,4 solarne mase. Ako se bijeli patuljak nalazi u dovoljno bliskom binarnom sustavu, tada bi materija mogla početi teći od obične zvijezde do bijelog patuljka. Masa bijelog patuljka postupno raste, a kada prijeđe granicu, dolazi do eksplozije, tijekom koje dolazi do brzog termonuklearnog sagorijevanja ugljika i kisika, pretvarajući se u radioaktivni nikal. Zvijezda je potpuno uništena, au ljusci koja se širi dolazi do radioaktivnog raspada nikla u kobalt, a zatim u željezo, što daje energiju za sjaj ljuske. Ovako eksplodiraju supernove tipa Ia.

Suvremena teorijska proučavanja supernova uglavnom su izračuni na najmoćnijim računalima modela eksplozivnih zvijezda. Nažalost, još nije bilo moguće stvoriti model koji bi, iz kasne faze evolucije zvijezda, doveo do eksplozije supernove i njezinih vidljivih manifestacija. Međutim, postojeći modeli prilično dobro opisuju svjetlosne krivulje i spektre velike većine supernova. Obično je to model ljuske zvijezde u koju se “ručno” ulaže energija eksplozije, nakon čega počinje njezino širenje i zagrijavanje. Unatoč velikim poteškoćama povezanim sa složenošću i raznolikošću fizikalnih procesa, posljednjih je godina postignut veliki napredak u ovom području istraživanja.

Utjecaj supernova na okoliš

Eksplozije supernove imaju snažan i raznolik utjecaj na okolni međuzvjezdani medij. Omotnica supernove, izbačena ogromnom brzinom, skuplja i komprimira plin koji je okružuje. Možda bi to moglo dovesti do stvaranja novih zvijezda iz oblaka plina. Energija eksplozije je tolika da dolazi do sinteze novih elemenata, posebno onih težih od željeza. Materijal obogaćen teškim elementima raspršuje se eksplozijama supernove po cijeloj galaksiji, što rezultira zvijezdama formiranim nakon eksplozija supernove koje sadrže više teških elemenata. Pokazalo se da je međuzvjezdani medij u "našem" području Mliječne staze toliko obogaćen teškim elementima da je pojava života na Zemlji postala moguća. Za to su izravno odgovorne supernove! Supernove, očito, također stvaraju tokove čestica s vrlo visokom energijom - kozmičke zrake. Ove čestice, prodirući kroz atmosferu do Zemljine površine, mogu uzrokovati genetske mutacije, zbog kojih dolazi do evolucije života na Zemlji.

Supernove nam govore o sudbini svemira

Supernove, a posebno supernove tipa Ia, spadaju među najsjajnije objekte u obliku zvijezde u svemiru. Stoga se čak i vrlo udaljene supernove mogu proučavati s trenutno dostupnom opremom.

Mnoge supernove Ia otkrivene su u prilično bliskim galaksijama, čija se udaljenost može odrediti na nekoliko načina. Trenutno se najpreciznijim smatra određivanje udaljenosti na temelju prividnog sjaja svijetlih promjenjivih zvijezda određenog tipa - Cefeida. Korištenje svemirskog teleskopa. Hubble je otkrio i proučavao velik broj cefeida u galaksijama udaljenim od nas na udaljenosti od oko 20 megaparseka. Dovoljno točne procjene udaljenosti do tih galaksija omogućile su određivanje luminoziteta supernova tipa Ia koje su u njima eruptirale. Ako pretpostavimo da udaljene supernove Ia imaju prosječno isti sjaj, tada se udaljenost do njih može procijeniti iz opažene magnitude pri maksimalnom sjaju.

Kada ponestane zvjezdanog goriva koje podržava termonuklearnu reakciju, temperatura unutarnjih područja zvijezde počinje padati i oni ne mogu izdržati gravitacijsku kompresiju. Zvijezda kolabira, tj. njegova tvar pada unutra. U tom slučaju ponekad se opaža eksplozija supernove ili drugi nasilni fenomeni. Supernova može sjati jače od milijardi običnih zvijezda i osloboditi približno istu količinu svjetlosne energije koju naše Sunce proizvede u milijardu godina.

Tijekom posljednjeg tisućljeća samo je pet supernova eksplodiralo u našoj galaksiji (1006, 1054, 1181, 1572, 1604). Barem ih je toliko zabilježeno u pisanim izvorima (još neki možda nisu zabilježeni ili su eksplodirali iza gustih oblaka plina i prašine). Ali sada astronomi svake godine uspijevaju promatrati do 10 eksplozija supernove u drugim galaksijama. Međutim, takve su epidemije još uvijek rijetka pojava. Češće nego ne, vanjske ljuske zvijezde se odbacuju bez tako snažne eksplozije. Ili zvijezda "umire" još mirnije. Dakle, moguće je nekoliko scenarija kolapsa zvijezda. Pogledajmo ih zasebno.

Tiho blijedi karakteristična za zvijezde mase manje od 0,8 solarne. Patuljaste zvijezde tiho se gase (svi crveni i smeđi patuljci, a vjerojatno i neki narančasti patuljci). Pretvaraju se u “hladne” helij-vodikove kuglice poput Jupitera, ali ipak višestruko veće od njega (crni patuljci). Naravno, ovaj se proces odvija vrlo sporo, budući da zvijezda, nakon što iscrpi svoje termonuklearno gorivo, nastavlja sjajiti jako dugo zbog postupne gravitacijske kompresije. Naše područje svemira toliko je mlado da vjerojatno još nema tiho izumrlih zvijezda.

Srušiti se da bi se formirao bijeli patuljak karakteristična za zvijezde s masama od 0,8 do 8 Sunčevih masa. “Izgorjele” zvijezde odbacuju svoj omotač iz kojeg nastaje planetarna maglica prašine i plina. Ide ovako. Dok je helij "sagorijevao" u jezgri, koja se pretvarala u ugljik, visoka temperatura jezgre (tj. velika brzina čestica) spriječila je gravitacijsku kompresiju jezgre. Kad je helija u jezgri nestalo, ugljična jezgra koja se hladila počela se postupno skupljati, vukući helij (kao i vodik) iz vanjskih slojeva u zvijezdu. Tada se taj novi helij "zapalio" u ljusci, a ljuska se počela širiti ogromnom brzinom. Ispostavilo se da relativno "lagana" zvijezda ne može sadržavati leteću školjku i pretvara se u takozvanu planetarnu maglicu. Ranije se vjerovalo da su planeti formirani od takvih maglica. Ispostavilo se da to nije tako: takve se maglice šire i raspršuju u svemiru, ali ime je sačuvano. Brzina širenja planetarnih maglica kreće se od 5 do 100 km/s, s prosječnom brzinom od 20 km/s. Jezgra zvijezde nastavlja se skupljati, tj. kolabira i formira plavo-bijeli patuljak, koji nakon nekog vremena hlađenja postaje bijeli patuljak. Mladi bijeli patuljci skriveni su u čahuri prašine, koja još nije imala vremena da se pretvori u jasno vidljivu planetarnu maglicu. Tijekom takvog kolapsa ne dolazi do eksplozije supernove, a ovaj scenarij za kraj aktivnog života zvijezde vrlo je čest. Bijeli patuljci su gore opisani, a možemo se samo prisjetiti da su oni po volumenu usporedivi s našim planetom, da su atomi u njima zbijeni što je moguće gušće, da je materija komprimirana do gustoće jednu i pol milijardu puta veću od gustoće vodu, te da se te zvijezde održavaju u relativno stabilnom stanju zbog odbijanja elektrona koji su tijesno stisnuti jedni uz druge.

Ako je zvijezda u početku bila malo masivnija, tada termonuklearna reakcija ne završava u fazi sagorijevanja helija, već nešto kasnije (na primjer, u fazi sagorijevanja ugljika), ali to bitno ne mijenja sudbinu zvijezde.

Bijeli patuljci “tinjaju” neodređeno dugo i svijetle zbog vrlo spore gravitacijske kompresije. Ali u nekim posebnim slučajevima brzo se sruše i eksplodiraju s potpunim uništenjem.

Kolaps bijelog patuljka s potpunim uništenjem zvijezde događa se ako bijeli patuljak povuče materiju sa satelita do kritične mase od 1,44 solarne. Ta se masa naziva Chandrasekharova masa po indijskom matematičaru Subramanianu Chandrasekharu, koji ju je izračunao i otkrio mogućnost kolapsa. S takvom masom međusobno odbijanje elektrona više ne može ometati gravitaciju. To dovodi do naglog pada materije u zvijezdu, do naglog sabijanja zvijezde i porasta temperature, "bljeskanja" ugljika u središtu zvijezde i njegovog "izgaranja" u vanjskom valu. I premda termonuklearno “spaljivanje” ugljika nije posve eksplozivno (nije detonacija, nego deflagracija, tj. podzvučno “spaljivanje”), zvijezda je potpuno uništena, a njezini se ostaci raspršuju na sve strane brzinom od 10 000 km/s. Taj su mehanizam 1960. proučavali Hoyle i Fowler i naziva se eksplozija supernove tipa I.

Sve eksplozije zvijezda ovog tipa su u prvim crtama iste: sjaj raste tri tjedna, a zatim postupno opada tijekom 6 mjeseci ili nešto duljeg vremena. Stoga je iz eksplozija supernove tipa I moguće odrediti udaljenosti do drugih galaksija, jer takvi su bljeskovi vidljivi izdaleka i znamo njihovu pravu svjetlost. Nedavno se, međutim, pokazalo da te supernove eksplodiraju asimetrično (makar samo zato što imaju bliskog pratitelja), a njihov sjaj ovisi za 10% s koje se strane eksplozija vidi. Da bi se odredile udaljenosti, bolje je mjeriti svjetlinu ovih supernova ne u trenutku najvećeg sjaja, već tjedan do dva kasnije, kada vidljiva površina ljuske postane gotovo sferna.

Sposobnost promatranja vrlo udaljenih supernova tipa I pomaže u proučavanju brzine širenja Svemira u različitim epohama (sjaj zvijezde označava udaljenost do nje i vrijeme događaja, a boja pokazuje brzinu njezina uklanjanja). Tako je otkriveno usporavanje širenja Svemira u prvih 8,7 milijardi godina i ubrzanje tog širenja u zadnjih 5 milijardi godina, tj. "Drugi veliki prasak".

Kolabirati i formirati neutronsku zvijezdu svojstvena zvijezdama koje su više od 8 puta masivnije od Sunca. U završnoj fazi njihovog razvoja unutar silikonske ljuske počinje se formirati željezna jezgra. Takva jezgra naraste u jednom danu i kolabira za manje od 1 sekunde, čim dosegne Chandrasekharovu granicu. Za jezgru je ta granica od 1,2 do 1,5 Sunčeve mase. Materija pada u zvijezdu, a odbijanje elektrona ne može zaustaviti pad. Tvar nastavlja ubrzavati, padati i sabijati se sve dok ne počne djelovati odbijanje između nukleona atomske jezgre (protona, neutrona). Strogo govoreći, kompresija se događa i iznad ove granice: padajuća tvar inercijom prelazi točku ravnoteže zbog elastičnosti nukleona za 50% (“maksimalna kompresija”). Nakon toga se "stisnuta gumena lopta vraća", a udarni val izlazi u vanjske slojeve zvijezde brzinom od 30 000 do 50 000 km/s. Vanjski dijelovi zvijezde odlijeću na sve strane, au središtu eksplodirane regije ostaje kompaktna neutronska zvijezda. Taj se fenomen naziva eksplozija supernove tipa II. Ove se eksplozije razlikuju po snazi ​​i drugim parametrima, jer eksplodiraju zvijezde različitih masa i različitog kemijskog sastava [razni izvori]. Postoji indikacija da se tijekom eksplozije tipa II ne oslobađa više energije nego tijekom eksplozije tipa I, jer Dio energije apsorbira školjka, ali to može biti zastarjela informacija.

Postoji niz nejasnoća u opisanom scenariju. Astronomska promatranja su pokazala da masivne zvijezde zapravo eksplodiraju, što rezultira stvaranjem maglica koje se šire, ostavljajući iza sebe brzo rotirajuću neutronsku zvijezdu u središtu, koja emitira pravilne pulseve radio valova (pulsar). Ali teorija pokazuje da bi vanjski udarni val trebao rastaviti atome na nukleone (protone, neutrone). Na to se mora potrošiti energija, zbog čega se udarni val mora ugasiti. Ali iz nekog razloga to se ne događa: udarni val za nekoliko sekundi stiže do površine jezgre, zatim do površine zvijezde i otpuhuje tvar. Autori razmatraju nekoliko hipoteza za različite mase, ali one se ne čine uvjerljivima. Možda u stanju "maksimalne kompresije" ili tijekom interakcije udarnog vala s materijom koja nastavlja padati, stupaju na snagu neki fundamentalno novi i nepoznati fizikalni zakoni.

Unutar naše Galaksije, veza između ostatka supernove i pulsara bila je poznata samo za Rakovu maglicu do sredine 1980-ih.

Kolabirati i formirati crnu rupu karakterističan za najmasivnije zvijezde. Naziva se i eksplozija supernove tipa II i događa se prema sličnom scenariju, ali kao rezultat, umjesto neutronske zvijezde, pojavljuje se crna rupa. To se događa u slučajevima kada je masa zvijezde u kolapsu tolika da međusobno odbijanje između nukleona (protona, neutrona) ne može spriječiti gravitacijsku kompresiju. Treba napomenuti da je ovaj fenomen manje shvaćen teoretski i jedva da je proučavan od strane promatračke astronomije. Zašto, na primjer, materija u potpunosti ne padne u crnu rupu? Postoji li nešto slično "maksimalnom stisku"? Postoji li vanjski udarni val? Zašto ne uspori?

Nedavno su provedena opažanja koja pokazuju da udarni val supernove proizvodi prasak gama zraka ili prasak X-zraka u ekspandirajućoj ljusci bivše divovske zvijezde (vidi odjeljak o eksplozijama gama zraka).

Svaka supernova tipa II proizvodi aktivni izotop aluminija (26Al) oko 0,0001 solarne mase. Raspadom ovog izotopa nastaje tvrdo zračenje, koje se već dugo uočava, a iz njegovog intenziteta se računa da u Galaksiji ima manje od tri Sunčeve mase ovog izotopa. To znači da bi supernove tipa II trebale eksplodirati u Galaksiji u prosjeku dva puta u stoljeću, što se ne opaža. Vjerojatno u posljednjim stoljećima mnoge takve eksplozije nisu primijećene (na primjer, bile su daleko ili su se dogodile iza oblaka kozmičke prašine). U svakom slučaju, krajnje je vrijeme da supernova eksplodira...

Supernova ili eksplozija supernove- fenomen tijekom kojeg zvijezda naglo mijenja svoj sjaj za 4-8 redova veličine (desetak magnituda) nakon čega slijedi relativno sporo slabljenje bljeska. Posljedica je to kataklizmičkog procesa koji se događa na kraju evolucije nekih zvijezda i praćen je oslobađanjem enormne energije.

U pravilu, supernove se promatraju naknadno, odnosno kada se događaj već dogodio i kada je njegovo zračenje stiglo do Zemlje. Stoga je priroda supernova dugo bila nejasna. Ali sada se predlaže dosta scenarija koji dovode do izbijanja ove vrste, iako su glavne odredbe već sasvim jasne.

Eksplozija je popraćena izbacivanjem značajne mase materije iz vanjskog omotača zvijezde u međuzvjezdani prostor, a od preostalog dijela materije iz jezgre eksplodirane zvijezde, u pravilu, nastaje kompaktan objekt - neutronska zvijezda, ako je masa zvijezde prije eksplozije bila veća od 8 solarnih masa (M ☉), ili crna zvijezda rupa s masom zvijezde većom od 20 M ☉ (masa jezgre preostale nakon eksplozije je preko 5 M ☉). Zajedno čine ostatak supernove.

Sveobuhvatna studija prethodno dobivenih spektara i svjetlosnih krivulja u kombinaciji s studijom ostataka i mogućih progenitorskih zvijezda omogućuje izradu detaljnijih modela i proučavanje uvjeta koji su postojali u vrijeme izbijanja.

Između ostalog, materijal izbačen tijekom baklje u velikoj mjeri sadrži proizvode termonuklearne fuzije koji su se događali tijekom života zvijezde. Upravo zahvaljujući supernovama kemijski se razvija Svemir kao cjelina i svaka galaksija posebno.

Naziv odražava povijesni proces proučavanja zvijezda čiji se sjaj značajno mijenja tijekom vremena, takozvanih novih.

Naziv se sastoji od oznake S N, nakon koje slijedi godina otvaranja, nakon koje slijedi oznaka od jednog ili dva slova. Prvih 26 supernova tekuće godine dobiva jednoslovne oznake, na kraju imena, od velikih slova iz A prije Z. Preostale supernove dobivaju dvoslovne oznake od malih slova: aa, ab, i tako dalje. Nepotvrđene supernove označene su slovima PSN(eng. possible supernova) s nebeskim koordinatama u formatu: Jhhmmsss+ddmmss.

Velika slika

Svjetlosne krivulje

Krivulje svjetlosti za tip I vrlo su slične: postoji nagli porast tijekom 2-3 dana, zatim ga zamjenjuje značajan pad (za 3 magnitude) tijekom 25-40 dana, nakon čega slijedi polagano slabljenje, gotovo linearno na skala veličine. Prosječna apsolutna magnituda maksimuma za Ia baklje je M B = − 19,5 m (\textstyle M_(B)=-19,5^(m)), za Ib\c - .

Ali svjetlosne krivulje tipa II prilično su raznolike. Za neke su krivulje sličile onima za tip I, samo sa sporijim i duljim opadanjem svjetline do početka linearnog stadija. Drugi su, nakon što su dosegli vrhunac, ostali na njemu do 100 dana, a zatim je svjetlina naglo pala i dosegla linearni "rep". Apsolutna veličina maksimuma uvelike varira od − 20 m (\textstyle -20^(m)) prije − 13 m (\textstyle -13^(m)). Prosječna vrijednost za IIp - M B = − 18 m (\textstyle M_(B)=-18^(m)), za II-L M B = − 17 m (\textstyle M_(B)=-17^(m)).

Spektri

Gornja klasifikacija već sadrži neke osnovne značajke spektara supernova raznih vrsta; zadržimo se na onome što nije uključeno. Prva i vrlo važna karakteristika, koja je dugo vremena onemogućavala interpretaciju dobivenih spektara, je da su glavne linije vrlo široke.

Spektri supernova tipa II i Ib\c karakteriziraju:

• Prisutnost uskih apsorpcijskih značajki blizu maksimuma svjetline i uskih nepomaknutih komponenti emisije.
• Linije , , , promatrane u ultraljubičastom zračenju.

Promatranja izvan optičkog raspona

Brzina bljeskalice

Učestalost baklji ovisi o broju zvijezda u galaksiji ili, što je isto za obične galaksije, o sjaju. Općeprihvaćena veličina koja karakterizira učestalost baklji u različitim tipovima galaksija je SNu:

1 S N u = 1 S N 10 10 L ⊙ (B) ∗ 100 godina (\displaystyle 1SNu=(\frac (1SN)(10^(10)L_(\odot )(B)*100godina))),

Gdje L ⊙ (B) (\textstyle L_(\odot )(B))- sjaj Sunca u filtru B. Za različite vrste baklji njegova vrijednost je:

U ovom slučaju, supernove Ib/c i II gravitiraju prema spiralnim kracima.

Promatranje ostataka supernove

Kanonska shema mladog ostatka je sljedeća:

1. Mogući kompaktni ostatak; obično pulsar, ali moguće i crna rupa
2. Vanjski udarni val koji se širi u međuzvjezdanoj tvari.
3. Povratni val koji se širi u materijalu izbačene supernove.
4. Sekundarni, šireći se u nakupinama međuzvjezdanog medija iu gustim emisijama supernova.

Zajedno tvore sljedeću sliku: iza fronte vanjskog udarnog vala, plin je zagrijan na temperaturu T S ≥ 10 7 K i emitira u području X zraka s energijom fotona od 0,1-20 keV; slično, plin iza prednji dio povratnog vala tvori drugo područje rendgenskog zračenja. Linije visoko ioniziranog Fe, Si, S, itd. pokazuju toplinsku prirodu zračenja iz oba sloja.

Optičko zračenje iz mladog ostatka stvara plin u nakupinama iza prednjeg dijela sekundarnog vala. Budući da je brzina širenja u njima veća, što znači da se plin brže hladi i zračenje prelazi iz rendgenskog područja u optičko područje. Udarno podrijetlo optičkog zračenja potvrđuje relativni intenzitet linija.

Teorijski opis

Dekompozicija opažanja

Priroda supernove Ia razlikuje se od prirode drugih eksplozija. To je jasno dokazano odsutnošću baklji tipa Ib\c i tipa II u eliptičnim galaksijama. Od općih informacija o potonjem, poznato je da tamo ima malo plina i plavih zvijezda, a formiranje zvijezda završilo je prije 10 10 godina. To znači da su sve masivne zvijezde već završile svoju evoluciju i da su ostale samo zvijezde s masom manjom od mase Sunca i ne više. Iz teorije evolucije zvijezda poznato je da zvijezde ovog tipa ne mogu eksplodirati, pa je stoga potreban mehanizam produljenja života za zvijezde s masama od 1-2M ⊙.

Odsutnost vodikovih linija u spektrima Ia\Iax ukazuje na to da u atmosferi izvorne zvijezde ima izuzetno malo vodika. Masa izbačene tvari je prilično velika - 1M ⊙, uglavnom sadrži ugljik, kisik i druge teške elemente. A pomaknute Si II linije pokazuju da se tijekom izbacivanja aktivno odvijaju nuklearne reakcije. Sve to uvjerava da je zvijezda prethodnica bijeli patuljak, najvjerojatnije ugljik-kisik.

Privlačenje spiralnih krakova supernova tipa Ib\c i tipa II ukazuje da su zvijezde preteče kratkotrajne O-zvijezde s masom od 8-10M ⊙ .

Termonuklearna eksplozija

Jedan od načina oslobađanja potrebne količine energije je naglo povećanje mase tvari uključene u termonuklearno izgaranje, odnosno termonuklearna eksplozija. Međutim, fizika pojedinačnih zvijezda to ne dopušta. Procesi u zvijezdama koje se nalaze na glavnom nizu su u ravnoteži. Stoga svi modeli razmatraju završni stupanj zvjezdane evolucije - bijele patuljke. Međutim, sama potonja je stabilna zvijezda i sve se može promijeniti samo kada se približi Chandrasekharovoj granici. To dovodi do nedvosmislenog zaključka da je termonuklearna eksplozija moguća samo u višezvjezdanim sustavima, najvjerojatnije u takozvanim dvojnim zvijezdama.

U ovoj shemi postoje dvije varijable koje utječu na stanje, kemijski sastav i konačnu masu tvari uključene u eksploziju.

• Drugi pratitelj je obična zvijezda, iz koje materija teče u prvu.
• Drugi pratitelj je isti bijeli patuljak. Ovaj scenarij se naziva dvostruka degeneracija.

• Eksplozija se događa kada se prijeđe granica Chandrasekhara.
• Eksplozija se događa prije njega.

Ono što je zajedničko svim scenarijima supernove Ia je da je eksplodirajući patuljak najvjerojatnije ugljik-kisik. U eksplozivnom valu izgaranja koji putuje od središta prema površini, događaju se sljedeće reakcije:

Masa tvari koja reagira određuje energiju eksplozije i, sukladno tome, maksimalnu svjetlinu. Ako pretpostavimo da cijela masa bijelog patuljka reagira, tada će energija eksplozije biti 2,2 10 51 erg.

Daljnje ponašanje svjetlosne krivulje uglavnom je određeno lancem raspada:

Izotop 56 Ni je nestabilan i ima vrijeme poluraspada od 6,1 dana. Unaprijediti e-hvatanje dovodi do stvaranja jezgre 56 Co pretežno u pobuđenom stanju s energijom od 1,72 MeV. Ova razina je nestabilna, a prijelaz elektrona u osnovno stanje popraćen je emisijom kaskade γ kvanta s energijama od 0,163 MeV do 1,56 MeV. Ovi kvanti doživljavaju Comptonovo raspršenje, a njihova energija brzo opada na ~100 keV. Takvi kvanti već su učinkovito apsorbirani fotoelektričnim učinkom i, kao rezultat, zagrijavaju tvar. Kako se zvijezda širi, gustoća materije u zvijezdi se smanjuje, broj sudara fotona se smanjuje, a materijal na površini zvijezde postaje proziran za zračenje. Kao što pokazuju teorijski izračuni, ova situacija se događa otprilike 20-30 dana nakon što zvijezda postigne svoj maksimalni sjaj.

60 dana nakon pojave tvar postaje prozirna za γ-zračenje. Krivulja svjetlosti počinje eksponencijalno opadati. Do tog vremena izotop 56 Ni se već raspao, a oslobađanje energije je posljedica β-raspada 56 Co u 56 Fe (T 1/2 = 77 dana) s energijama pobude do 4,2 MeV.

Kolaps gravitacijske jezgre

Drugi scenarij za oslobađanje potrebne energije je kolaps jezgre zvijezde. Njegova bi masa trebala biti točno jednaka masi njegovog ostatka - neutronske zvijezde, zamjenom tipičnih vrijednosti dobivamo:

gdje je M = 0, a R = 10 km, G je gravitacijska konstanta. Karakteristično vrijeme za to je:

gdje je ρ 12 gustoća zvijezde, normalizirana na 10 12 g/cm 3 .

Rezultirajuća vrijednost je dva reda veličine veća od kinetičke energije ljuske. Potreban je nosač koji, s jedne strane, mora odvesti oslobođenu energiju, a s druge strane, ne ulazi u interakciju s tvari. Neutrini su prikladni za ulogu takvog nosača.

Za njihov nastanak odgovorno je nekoliko procesa. Prvi i najvažniji za destabilizaciju zvijezde i početak kontrakcije je proces neutronizacije:

3 H e + e − → 3 H + ν e (\displaystyle ()^(3)He+e^(-)\to ()^(3)H+\nu _(e))

4 H e + e − → 3 H + n + ν e (\displaystyle ()^(4)He+e^(-)\to ()^(3)H+n+\nu _(e))

56 F e + e − → 56 M n + ν e (\displaystyle ()^(56)Fe+e^(-)\to ()^(56)Mn+\nu _(e))

Neutrini iz ovih reakcija odnose 10%. Glavnu ulogu u hlađenju imaju URKA procesi (hlađenje neutrina):

E + + n → ν ~ e + p (\displaystyle e^(+)+n\to (\tilda (\nu ))_(e)+p)

E − + p → ν e + n (\displaystyle e^(-)+p\to \nu _(e)+n)

Umjesto protona i neutrona mogu djelovati i atomske jezgre, tvoreći nestabilan izotop koji doživljava beta raspad:

E − + (A , Z) → (A , Z − 1) + ν e , (\displaystyle e^(-)+(A,Z)\do (A,Z-1)+\nu _(e) ,)

(A , Z − 1) → (A , Z) + e − + ν ~ e . (\displaystyle (A,Z-1)\do (A,Z)+e^(-)+(\tilda (\nu ))_(e).)

Intenzitet ovih procesa raste s kompresijom, čime se ona ubrzava. Taj se proces zaustavlja raspršivanjem neutrina na degeneriranim elektronima, pri čemu se oni termoliziraju i zaključavaju unutar tvari. Dovoljna koncentracija degeneriranih elektrona postiže se na gustoćama ρ n u c = 2, 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14)) g/cm3.

Imajte na umu da se procesi neutronizacije događaju samo pri gustoćama od 10 11 /cm 3, što je moguće postići samo u jezgri zvijezde. To znači da je hidrodinamička ravnoteža poremećena samo u njemu. Vanjski slojevi su u lokalnoj hidrodinamičkoj ravnoteži, a kolaps počinje tek nakon što se središnja jezgra skupi i formira čvrstu površinu. Odbijanje od ove površine osigurava oslobađanje ljuske.

Model mladog ostatka supernove

Teorija evolucije ostataka supernove

Postoje tri faze u evoluciji ostatka supernove:

Širenje ljuske prestaje u trenutku kada se tlak plina u ostatku izjednači s tlakom plina u međuzvjezdanom mediju. Nakon toga, ostatak se počinje raspršivati, sudarajući se s oblacima koji se kaotično kreću. Vrijeme resorpcije doseže:

T m a x = 7 E 51 0,32 n 0 0,34 P ~ 0 , 4 − 0,7 (\displaystyle t_(max)=7E_(51)^(0,32)n_(0)^(0,34)(\tilda (P))_( 0,4)^(-0,7)) godine

Teorija nastanka sinkrotronskog zračenja

Izrada detaljnog opisa

Potraga za ostacima supernove

Potražite zvijezde prethodnice

Supernova Ia teorija

Uz gore opisane nesigurnosti u teorijama o supernovi Ia, sam mehanizam eksplozije bio je izvor mnogih kontroverzi. Najčešće se modeli mogu podijeliti u sljedeće skupine:

• Trenutna detonacija
• Odgođena detonacija
• Pulsirajuća odgođena detonacija
• Turbulentno brzo sagorijevanje

Barem za svaku kombinaciju početnih uvjeta, navedeni mehanizmi mogu se naći u jednoj ili drugoj varijanti. Ali raspon predloženih modela nije ograničen na ovo. Primjer je model gdje dva bijela patuljka eksplodiraju odjednom. Naravno, to je moguće samo u scenarijima u kojima su obje komponente evoluirale.

Kemijska evolucija i utjecaj na međuzvjezdani medij

Kemijska evolucija svemira. Podrijetlo elemenata s atomskim brojem većim od željeza

Eksplozije supernova glavni su izvor nadopunjavanja međuzvjezdanog medija elementima s atomskim brojevima većim (ili kako oni kažu teža) On . Međutim, procesi koji su ih doveli različiti su za različite skupine elemenata, pa čak i izotope.

R proces

r-proces je proces formiranja težih jezgri od lakših kroz sekvencijalno hvatanje neutrona tijekom ( n,γ) reakcije i nastavlja se sve dok brzina hvatanja neutrona ne bude veća od brzine β− raspada izotopa. Drugim riječima, prosječno vrijeme hvatanja n neutrona τ(n,γ) trebalo bi:

gdje je τ β prosječno vrijeme β-raspada jezgri koje tvore lanac r-procesa. Ovaj uvjet nameće ograničenje na gustoću neutrona, jer:

Gdje (σ n γ , v n) ¯ (\displaystyle (\overline ((\sigma _(n\gamma),v_(n)))))- umnožak presjeka reakcije ( n,γ) o brzini neutrona u odnosu na ciljnu jezgru, usrednjenoj preko Maxwellovog spektra raspodjele brzine. S obzirom da se r-proces odvija u teškim i srednjim jezgrama, 0,1 s< τ β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 10 9 , получим характерную плотность

Takvi se uvjeti postižu u:

ν-proces

Glavni članak: ν-proces

ν-proces je proces nukleosinteze kroz interakciju neutrina s atomskim jezgrama. Možda je odgovoran za pojavu izotopa 7 Li, 11 B, 19 F, 138 La i 180 Ta

Utjecaj na veliku strukturu međuzvjezdanog plina galaksije

Povijest promatranja

Hiparhov interes za fiksne zvijezde možda je bio inspiriran opažanjem supernove (prema Pliniju). Najraniji zapis identificiran kao supernova SN 185 (Engleski), napravili su kineski astronomi 185. godine. Najsjajniju poznatu supernovu, SN 1006, detaljno su opisali kineski i arapski astronomi. Supernova SN 1054, koja je rodila Rakovu maglicu, dobro je promatrana. Supernove SN 1572 i SN 1604 bile su vidljive golim okom i imale su veliki značaj u razvoju astronomije u Europi, jer su korištene kao argument protiv aristotelovske ideje da je svijet izvan Mjeseca i Sunčevog sustava nepromjenjiv. Johannes Kepler počeo je promatrati SN 1604 17. listopada 1604. Ovo je bila druga supernova koja je zabilježena u fazi povećanja sjaja (nakon SN 1572, koju je promatrao Tycho Brahe u zviježđu Kasiopeja).

S razvojem teleskopa, postalo je moguće promatrati supernove u drugim galaksijama, počevši od promatranja supernove S Andromeda u Andromedinoj maglici 1885. godine. Tijekom dvadesetog stoljeća razvijeni su uspješni modeli za svaku vrstu supernove i poraslo je razumijevanje njihove uloge u formiranju zvijezda. Godine 1941. američki astronomi Rudolf Minkowski i Fritz Zwicky razvili su modernu shemu klasifikacije supernova.

Šezdesetih godina prošlog stoljeća astronomi su otkrili da se maksimalni luminozitet eksplozija supernove može koristiti kao standardna svijeća, dakle mjera astronomskih udaljenosti. Supernove sada pružaju važne informacije o kozmološkim udaljenostima. Najudaljenije supernove pokazale su se blijeđe nego što se očekivalo, što, prema suvremenim idejama, pokazuje da se širenje Svemira ubrzava.

Razvijene su metode za rekonstrukciju povijesti eksplozija supernova za koje nema pisanih promatračkih zapisa. Datum nastanka supernove Kasiopeje A određen je prema odjeku svjetlosti iz maglice, dok je starost ostatka supernove RX J0852.0-4622. (Engleski) procijenjeno mjerenjem temperature i γ emisija iz raspada titana-44. Godine 2009. otkriveni su nitrati u antarktičkom ledu, što je u skladu s vremenom eksplozije supernove.

23. veljače 1987. supernova SN 1987A, najbliža Zemlji opažena od izuma teleskopa, eksplodirala je u Velikom Magellanovom oblaku na udaljenosti od 168 tisuća svjetlosnih godina od Zemlje. Po prvi put je zabilježen tok neutrina iz baklje. Baklja je intenzivno proučavana pomoću astronomskih satelita u ultraljubičastom, rendgenskom i gama rasponu. Ostatak supernove proučavan je pomoću ALMA-e, Hubblea i Chandre. Ni neutronska zvijezda ni crna rupa, koje bi se prema nekim modelima trebale nalaziti na mjestu baklje, još nisu otkrivene.

22. siječnja 2014. supernova SN 2014J eruptirala je u galaksiji M82, koja se nalazi u zviježđu Velikog medvjeda. Galaksija M82 nalazi se 12 milijuna svjetlosnih godina od naše galaksije i ima prividnu magnitudu nešto ispod 9. Ova supernova je najbliža Zemlji od 1987. (SN 1987A).

Najpoznatije supernove i njihovi ostaci

• Supernova SN 1604 (Kepler supernova)
• Supernova G1.9+0.3 (najmlađa poznata u našoj galaksiji)

Povijesne supernove u našoj galaksiji (opažene)

SUPERNOVA, eksplozija koja je označila smrt zvijezde. Ponekad je eksplozija supernove svjetlija od galaksije u kojoj se dogodila.

Supernove se dijele u dvije glavne vrste. Tip I karakterizira nedostatak vodika u optičkom spektru; stoga se vjeruje da je riječ o eksploziji bijelog patuljka - zvijezde mase bliske Suncu, ali manje veličine i gušće. Bijeli patuljak gotovo da ne sadrži vodik, budući da je krajnji proizvod evolucije normalne zvijezde. Tridesetih godina prošlog stoljeća S. Chandrasekhar je pokazao da masa bijelog patuljka ne može biti iznad određene granice. Ako je u dvojnom sustavu s normalnom zvijezdom, tada njegova materija može teći na površinu bijelog patuljka. Kada njegova masa prijeđe Chandrasekharovu granicu, bijeli patuljak kolabira (smanjuje se), zagrijava i eksplodira. vidi također ZVIJEZDE.

Supernova tipa II eruptirala je 23. veljače 1987. u našoj susjednoj galaksiji, Velikom Magellanovom oblaku. Dobila je ime po Ianu Sheltonu koji je prvi teleskopom, a potom i golim okom, primijetio eksploziju supernove. (Posljednje takvo otkriće pripada Kepleru, koji je vidio eksploziju supernove u našoj galaksiji 1604. godine, malo prije izuma teleskopa.) Istovremeno s eksplozijom optičke supernove 1987., posebni detektori u Japanu iu Sjedinjenim Državama. Ohio (SAD) zabilježio je tok neutrina - elementarnih čestica rođenih na vrlo visokim temperaturama tijekom kolapsa jezgre zvijezde i lako prodiru kroz njezinu ljusku. Iako je tok neutrina emitirala zvijezda zajedno s optičkom bakljom prije otprilike 150 tisuća godina, on je stigao do Zemlje gotovo istovremeno s fotonima, čime je dokazano da neutrini nemaju masu i kreću se brzinom svjetlosti. Ta su promatranja također potvrdila pretpostavku da se oko 10% mase kolapsirajuće zvjezdane jezgre emitira u obliku neutrina kada se sama jezgra kolabira u neutronsku zvijezdu. Kod vrlo masivnih zvijezda, tijekom eksplozije supernove, jezgre su komprimirane do još većih gustoća i vjerojatno se pretvaraju u crne rupe, ali vanjski slojevi zvijezde još uvijek su izliveni. Cm. Također CRNA RUPA.

U našoj Galaksiji, maglica Rak je ostatak eksplozije supernove, koju su primijetili kineski znanstvenici 1054. godine. Poznati astronom T. Brahe također je promatrao supernovu koja je izbila u našoj galaksiji 1572. godine. Iako je Sheltonova supernova bila prva bliska supernova otkrivena nakon Keplera, stotine supernova u drugim, udaljenijim galaksijama viđene su teleskopima u posljednjih 100 godina.

Ugljik, kisik, željezo i teži elementi mogu se pronaći u ostacima eksplozije supernove. Posljedično, te eksplozije igraju važnu ulogu u nukleosintezi, procesu stvaranja kemijskih elemenata. Moguće je da je prije 5 milijardi godina rođenju Sunčevog sustava također prethodila eksplozija supernove, uslijed koje su nastali mnogi elementi koji su postali dio Sunca i planeta. NUKLEOSINTEZA.