Exploziile de stele, cunoscute sub numele de supernove, pot fi atât de strălucitoare încât eclipsează galaxiile care le conţin.
Ca Dragoste Haha Wow Trist Supărat
Observând rămășițele unei supernove care a explodat în urmă cu șase ani, astronomii, spre surprinderea lor, au descoperit la locul exploziei noua stea, luminând norul de material care îl înconjoară. Descoperirile oamenilor de știință sunt prezentate în jurnal AstrofizicăJurnalScrisori .
„Nu am mai văzut până acum o explozie de acest tip să rămână strălucitoare atât de mult timp, cu excepția cazului în care a avut o anumită interacțiune cu hidrogenul ejectat de stea înainte de evenimentul cataclismic. Dar nu există nicio semnătură a hidrogenului în observațiile acestei supernove”, spune Dan Milisavljevic, autorul principal al studiului de la Universitatea Purdue (SUA).
Spre deosebire de majoritatea exploziilor stelare care dispar, SN 2012au continuă să strălucească datorită unui pulsar puternic, nou născut. Credit: NASA, ESA și J. DePasquale
Exploziile de stele, cunoscute sub numele de supernove, pot fi atât de strălucitoare încât eclipsează galaxiile care le conţin. De obicei, „dispar” complet în câteva luni sau ani, dar uneori rămășițele exploziei „se prăbușesc” în nori de gaz bogat în hidrogen și devin din nou strălucitoare. Dar pot ei să strălucească din nou fără nicio interferență exterioară?
Pe măsură ce stelele mari explodează, interioarele lor „se prăbușesc” până la punctul în care toate particulele devin neutroni. Dacă steaua de neutroni rezultată are un câmp magnetic și se rotește suficient de repede, poate deveni o nebuloasă de vânt pulsar. Cel mai probabil, exact asta s-a întâmplat cu SN 2012au, situată în galaxia NGC 4790 în direcția constelației Fecioarei.
„Când nebuloasa pulsar este suficient de strălucitoare, acționează ca un bec, luminând emisiile exterioare de la explozia anterioară. Știam că supernovele produc stele neutronice care se rotesc rapid, dar nu am avut niciodată dovezi directe ale acestui eveniment unic”, a adăugat Dan Milisavljevic.
Imagine a pulsarului Parus realizată de Observatorul Chandra al NASA. Credit: NASA
SN 2012au sa dovedit inițial a fi neobișnuit și ciudat în multe privințe. Deși explozia nu a fost suficient de strălucitoare pentru a fi clasificată drept o supernova „superluminală”, a fost extrem de energică și de lungă durată.
„Dacă se creează un pulsar în centrul exploziei, acesta poate împinge și chiar accelera gazul, așa că în câțiva ani am putea vedea „scăparea” de gaz bogat în oxigen din locul exploziei SN 2012au”, a explicat Dan. Milisavljevic.
Inima care bate a Nebuloasei Crabului. În centrul său se află un pulsar. Credit: NASA/ESA
Supernovele superluminale sunt un subiect aprins dezbătut în astronomie. Sunt surse potențiale de unde gravitaționale, precum și explozii de raze gamma și explozii radio rapide. Dar înțelegerea proceselor din spatele acestor evenimente se confruntă cu dificultăți de observație și doar următoarea generație de telescoape îi va ajuta pe astronomi să dezlege misterele acestor erupții.
Supernove- unul dintre cele mai grandioase fenomene cosmice. Pe scurt, o supernovă este o adevărată explozie a unei stele, când cea mai mare parte a masei sale (și uneori toată) zboară cu viteze de până la 10.000 km/s, iar restul se contractă (se prăbușește) într-o supradensitate. stea neutronică sau în gaura neagra. Se joacă supernove rol importantîn evoluţia stelelor. Ele sunt finalul vieții stelelor cu o masă de peste 8-10 solare, dând naștere stelelor neutronice și găurilor negre și îmbogățind mediul interstelar cu elemente chimice grele. Toate elementele mai grele decât fierul s-au format ca urmare a interacțiunii dintre nucleele elementelor mai ușoare și particulele elementare în timpul exploziilor stelelor masive. Nu aici se află răspunsul la dorința eternă a omenirii de stele? La urma urmei, în cea mai mică celulă a materiei vii există atomi de fier sintetizați în timpul morții unei stele masive. Și în acest sens, oamenii sunt asemănători cu omul de zăpadă din basmul lui Andersen: a simțit o dragoste ciudată pentru o sobă încinsă, pentru că un poker îi servea drept cadru...
Oamenii de știință au observat că în galaxiile eliptice (adică galaxiile fără structură în spirală, cu o rată foarte scăzută de formare a stelelor, constând în principal din stele roșii de masă mică), doar supernovele de tip 1 explodează. În galaxiile spirale, cărora le aparține galaxia noastră, Calea Lactee, apar ambele tipuri de supernove. În acest caz, reprezentanții tipului 2 se concentrează spre brațele spiralate, acolo unde există proces activ formarea stelelor și multe stele tinere masive. Aceste caracteristici sugerează natură diferită două tipuri de supernove.
Acum a fost stabilit în mod fiabil că explozia oricărei supernove eliberează o cantitate imensă de energie - aproximativ 10 46 J! Energia principală a exploziei este transportată nu de fotoni, ci de neutrini - particule rapide cu masă de repaus foarte mică sau chiar zero. Neutrinii interacționează extrem de slab cu materia, iar pentru ei interiorul unei stele este destul de transparent.
O teorie completă a exploziei supernovei cu formarea unei rămășițe compacte și ejecția învelișului exterior nu a fost încă creată din cauza dificultății extreme de a lua în considerare toate evenimentele care au loc în timpul acestui proces. procese fizice. Cu toate acestea, toate dovezile sugerează că supernovele de tip 2 erup ca urmare a prăbușirii nucleelor stelelor masive. În diferite etape ale vieții stelei, au avut loc reacții termonucleare în miez, în care mai întâi hidrogenul a fost transformat în heliu, apoi heliu în carbon și așa mai departe până la formarea elementelor „vârf de fier” - fier, cobalt și nichel. Nucleele atomice ale acestor elemente au energie de legare maximă per particulă. Este clar că adăugarea de noi particule la nucleul atomic, de exemplu, de fier, va necesita cheltuieli semnificative de energie și, prin urmare, arderea termonucleară „se oprește” la elementele vârfului de fier.
Ce face ca părțile centrale ale unei stele să-și piardă stabilitatea și să se prăbușească de îndată ce miezul de fier devine suficient de masiv (aproximativ 1,5 mase solare)? În prezent, sunt cunoscuți doi factori principali care duc la pierderea stabilității și la prăbușire. În primul rând, aceasta este „ruperea” nucleelor de fier în 13 particule alfa (nuclee de heliu) cu absorbția fotonilor - așa-numita fotodisociere a fierului. În al doilea rând, neutronizarea unei substanțe este captarea electronilor de către protoni cu formarea de neutroni. Ambele procese devin posibile la densități mari (peste 1 t/cm 3 ) stabilite în centrul stelei la sfârșitul evoluției și ambele reduc efectiv „elasticitatea” substanței, care rezistă de fapt efectului compresiv al gravitației. forte. Ca urmare, nucleul își pierde stabilitatea și se contractă. În acest caz, în timpul neutronizării substanței, număr mare neutrini, ducând energia principală stocată în miezul care se prăbușește.
Spre deosebire de procesul de prăbușire catastrofală a miezului, care a fost dezvoltat teoretic suficient de detaliat, ejecția învelișului stelar (explozia în sine) nu este atât de ușor de explicat. Cel mai probabil, neutrinii joacă un rol semnificativ în acest procesDupă cum arată calculele computerizate, densitatea din apropierea nucleului este atât de mare încât chiar și neutrinii care interacționează slab cu materia sunt „blocați” pentru o perioadă de timp de straturile exterioare ale stelei. Dar forțele gravitaționale trag învelișul spre miez și apare o situație similară cu cea care apare atunci când se încearcă turnarea unui lichid mai dens, cum ar fi apa, peste un lichid mai puțin dens, să spunem kerosen sau ulei. (Este bine cunoscut din experiență că un lichid ușor tinde să „plutească în sus” de sub unul greu - aici se manifestă așa-numita instabilitate Rayleigh-Taylor.) Acest mecanism provoacă mișcări convective gigantice și atunci când impulsul neutrinului este în cele din urmă transferat în învelișul exterior, este aruncat în spațiul înconjurător.
Poate că mișcările convective ale neutrinolor duc la încălcarea simetriei sferice a exploziei unei supernove. Cu alte cuvinte, apare o direcție de-a lungul căreia materia este ejectată predominant, iar apoi reziduul rezultat primește un impuls de recul și începe să se miște în spațiu prin inerție cu o viteză de până la 1000 km/s. Astfel de viteze spațiale mari au fost observate la stele neutronice tinere - pulsari radio.
Imaginea schematică descrisă a unei explozii de supernove de tip 2 ne permite să înțelegem principalele caracteristici observaționale ale acestui fenomen. Iar predicțiile teoretice bazate pe acest model (în special în ceea ce privește energia totală și spectrul exploziei de neutrini) s-au dovedit a fi în deplin acord cu pulsul de neutrini înregistrat la 23 februarie 1987, provenit dintr-o supernova din Marele Nor Magellanic.
Acum câteva cuvinte despre supernovele de tip 1. Absența strălucirii hidrogenului în spectrele lor sugerează că explozia are loc în stele lipsite de o înveliș de hidrogen. Acum se crede că aceasta ar putea fi explozia unei pitici albe sau rezultatul prăbușirii unei stele. tip Wolf-Rayet(de fapt acestea sunt nucleele stelelor masive, bogate în heliu, carbon și oxigen).
Cum poate exploda o pitică albă? La urma urmei, reacțiile nucleare nu au loc în această stea foarte densă, iar forțele gravitaționale sunt contracarate de presiunea unui gaz dens format din electroni și ioni (așa-numitul gaz de electroni degenerați). Motivul aici este același ca și pentru prăbușirea nucleelor stelelor masive - o scădere a elasticității materiei stelei cu o creștere a densității acesteia. Acest lucru se datorează din nou „presării” electronilor în protoni pentru a forma neutroni, precum și unor efecte relativiste.
De ce crește densitatea unei pitici albe? Acest lucru este imposibil dacă este singur. Dar dacă o pitică albă face parte dintr-un sistem binar suficient de apropiat, atunci sub influența forțelor gravitaționale, gazul de la o stea vecină poate curge către pitica albă (ca în cazul unei noi). În același timp, masa și densitatea acesteia vor crește treptat, ceea ce va duce în cele din urmă la colaps și explozie.
 |
Altul opțiune posibilă mai exotică, dar nu mai puțin reală, este ciocnirea a două pitici albe. Cum se poate, din moment ce probabilitatea ca două pitice albe să se ciocnească în spațiu este neglijabilă, deoarece numărul de stele pe unitate de volum este neglijabil - cel mult câteva stele cu dimensiunea de 100 pc3. Și aici (încă o dată!) stelele duble sunt „de vină”, dar acum formate din două pitice albe.
După cum rezultă din teorie generală Relativitatea lui Einstein, oricare două mase care orbitează una în jurul celeilalte trebuie să se ciocnească mai devreme sau mai târziu din cauza pierderii constante, deși foarte nesemnificative, de energie dintr-un astfel de sistem de către undele gravitaționale - unde gravitaționale. De exemplu, Pământul și Soarele, dacă acesta din urmă ar trăi nelimitat, s-ar ciocni ca urmare a acestui efect, deși după un timp colosal, cu multe ordine de mărime mai mari decât vârsta Universului. Se calculează că în cazul sistemelor binare apropiate cu mase stelare în jurul Soarelui (2 10 30 kg), fuziunea lor ar trebui să aibă loc într-un timp mai mic decât vârsta Universului - aproximativ 10 miliarde de ani. Estimările arată că într-o galaxie tipică astfel de evenimente au loc o dată la câteva sute de ani. Energia gigantică eliberată în timpul acestui proces catastrofal este suficientă pentru a explica fenomenul supernovei.
Apropo, egalitatea aproximativă a maselor de pitice albe face ca fuziunile lor să fie „asemănătoare” între ele, ceea ce înseamnă că supernovele de tip 1 ar trebui să arate la fel în ceea ce privește caracteristicile lor, indiferent de când și în ce galaxie a avut loc explozia. Prin urmare, luminozitatea aparentă a supernovelor reflectă distanțele până la galaxiile în care sunt observate. Această proprietate a supernovelor de tip 1 este utilizată în prezent de oamenii de știință pentru a obține evaluare independentă cel mai important parametru cosmologic - constanta Hubble, care servește ca măsură cantitativă a ratei de expansiune a Universului. Am vorbit doar despre cele mai puternice explozii stelare care au loc în Univers și sunt observate în domeniul optic. Întrucât în cazul supernovelor energia principală a exploziei este transportată de neutrini și nu de lumină, studierea cerului folosind metode de astronomie cu neutrini are perspective interesante. Va face posibilă în viitor „privirea” în chiar „iadul” unei supernove, ascunsă de grosimi uriașe de materie opace luminii. Descoperiri și mai uimitoare sunt promise de astronomia undelor gravitaționale, care în viitorul apropiat ne va vorbi despre fenomenele grandioase ale fuziunii piticelor albe duble, stelelor neutronice și găurilor negre.
Stelele nu trăiesc pentru totdeauna. De asemenea, se nasc și mor. Unele dintre ele, precum Soarele, există de câteva miliarde de ani, ajung calm la bătrânețe și apoi dispar încet. Alții duc vieți mult mai scurte și mai tulburi și sunt, de asemenea, sortiți morții catastrofale. Existența lor este întreruptă de o explozie uriașă, iar apoi steaua se transformă într-o supernovă. Lumina unei supernove luminează spațiul: explozia sa este vizibilă la o distanță de multe miliarde de ani lumină. Deodată apare o stea pe cer unde înainte, s-ar părea, nu era nimic. De aici și numele. Anticii credeau că în astfel de cazuri o nouă stea chiar se aprinde. Astăzi știm că de fapt o stea nu se naște, ci moare, dar numele rămâne același, supernova.
SUPERNOVA 1987A
În noaptea de 23-24 februarie 1987, într-una dintre galaxiile cele mai apropiate de noi. Marele Nor Magellanic, la doar 163.000 de ani lumină distanță de noi, în constelație Peștele de aur a apărut o supernova. A devenit vizibil chiar și cu ochiul liber, în mai a atins magnitudinea vizibilă +3, iar în lunile următoare și-a pierdut treptat din luminozitate până când a devenit din nou invizibil fără telescop sau binoclu.
Prezent și trecut
Supernova 1987A, după cum sugerează și numele, a fost prima supernovă observată în 1987 și prima care a fost vizibilă cu ochiul liber încă de la începutul erei telescopului. Cert este că ultima explozie de supernovă din galaxia noastră a fost observată în 1604, când telescopul nu fusese încă inventat.
Dar, mai important, steaua* 1987A le-a oferit agronomilor moderni prima oportunitate de a observa o supernova la o distanta relativ scurta.
Ce a fost înainte?
Un studiu al supernovei 1987A a arătat că era o supernovă de tip II. Adică, steaua progenitoare sau steaua predecesoră, care a fost descoperită în fotografiile anterioare ale acestei părți a cerului, s-a dovedit a fi o supergigantă albastră, a cărei masă era de aproape 20 de ori masa Soarelui. Astfel, a fost o stea foarte fierbinte care a rămas rapid fără combustibil nuclear.
Singurul lucru rămas după explozia gigantică a fost un nor de gaz în expansiune rapidă, în interiorul căruia nimeni nu a putut discerne încă o stea neutronică, a cărei apariție teoretic ar fi trebuit așteptată. Unii astronomi susțin că steaua este încă învăluită în gaze eliberate, în timp ce alții au emis ipoteza că se formează o gaură neagră în locul unei stele.
VIAȚA UNEI STELE
Stelele se nasc ca urmare a comprimării gravitaționale a unui nor de materie interstelară, care, atunci când este încălzită, își aduce miezul central la temperaturi suficiente pentru a iniția reacții termonucleare. Dezvoltarea ulterioară a unei stele deja luminate depinde de doi factori: masa inițială și compozitia chimica, iar primul, în special, determină viteza de ardere. Stelele cu mase mai mari sunt mai fierbinți și mai ușoare, dar de aceea se ard mai devreme. Astfel, viața unei stele masive este mai scurtă în comparație cu o stea de masă mică.
Giganți roșii
Se spune că o stea care arde hidrogen se află în „faza primară”. Cea mai mare parte a vieții oricărei stele coincide cu această fază. De exemplu, Soarele se află în faza principală de 5 miliarde de ani și va rămâne acolo mult timp, iar când se va termina această perioadă, steaua noastră va intra într-o fază scurtă de instabilitate, după care se va stabiliza din nou, de data aceasta. sub forma unui gigant roșu. Gigantul roșu este incomparabil mai mare și mai strălucitoare decât stelele in faza principala, dar si mult mai rece. Antares în constelația Scorpion sau Betelgeuse în constelația Orion - exemple vii giganți roșii. Culoarea lor poate fi recunoscută imediat chiar și cu ochiul liber.
Când Soarele se transformă într-o gigantă roșie, straturile sale exterioare vor „absorbi” planetele Mercur și Venus și vor ajunge pe orbita Pământului. În faza de gigantă roșie, stelele pierd o parte semnificativă din straturile exterioare ale atmosferei lor, iar aceste straturi formează o nebuloasă planetară precum M57, Nebuloasa Inel din constelația Lyra sau M27, Nebuloasa Gantera din constelația Vulpecula. Ambele sunt grozave pentru vizualizare prin telescop.
Drumul spre finală
Din acest moment, soarta ulterioară a stelei depinde inevitabil de masa ei. Dacă are mai puțin de 1,4 mase solare, atunci după sfârșitul arderii nucleare o astfel de stea va fi eliberată de straturile sale exterioare și se va micșora la o pitică albă - etapa finală a evoluției unei stele fără masa mare. Va dura miliarde de ani pentru ca piticul alb să se răcească și să devină invizibil. În schimb, o stea cu masă mare (de cel puțin 8 ori mai masivă decât Soarele), odată ce rămâne fără hidrogen, supraviețuiește prin arderea gazelor mai grele decât hidrogenul, cum ar fi heliul și carbonul. După ce a trecut printr-o serie de faze de compresie și expansiune, o astfel de stea, după câteva milioane de ani, experimentează o explozie catastrofală de supernovă, ejectând o cantitate gigantică din propria sa materie în spațiu și se transformă într-o rămășiță de supernovă. În aproximativ o săptămână, supernova depășește luminozitatea tuturor stelelor din galaxia sa și apoi se întunecă rapid. O stea neutronică rămâne în centru, un obiect dimensiuni mici, care are o densitate gigantică. Dacă masa stelei este și mai mare, ca urmare a exploziei supernovei, nu apar stelele, ci găurile negre.
TIPURI DE SUPERNOVA
Studiind lumina provenită din supernove, astronomii au descoperit că acestea nu sunt toate la fel și pot fi clasificate în funcție de elemente chimice, prezentate în spectrele lor. Rol special hidrogenul joacă aici: dacă spectrul unei supernove conține linii care confirmă prezența hidrogenului, atunci este clasificat ca tip II; dacă nu există astfel de linii, este clasificată ca tip I. Supernovele de tip I sunt împărțite în subclase la, lb și l, ținând cont de alte elemente ale spectrului.
Natura diferită a exploziilor
Clasificarea tipurilor și subtipurilor reflectă diversitatea mecanismelor care stau la baza exploziei și diferite tipuri stele predecesoare. Exploziile de supernove precum SN 1987A au loc în ultimul stadiu evolutiv al unei stele cu o masă mare (de peste 8 ori masa Soarelui).
Supernovele de tip lb și lc apar ca urmare a colapsului părțile centrale stele masive care și-au pierdut o parte semnificativă din învelișul lor de hidrogen din cauza vântului stelar puternic sau din cauza transferului de materie către o altă stea într-un sistem binar.
Diversi predecesori
Toate supernovele de tipuri lb, lc și II provin din stele din populația I, adică din stele tinere concentrate în discurile galaxiilor spirale. Supernovele de tip la, la rândul lor, provin din stele vechi din populația II și pot fi observate atât în galaxiile eliptice, cât și în nucleele galaxiilor spirale. Acest tip de supernova provine de la o pitică albă care face parte dintr-un sistem binar și trage material de la vecinul său. Când masa unei pitice albe atinge limita de stabilitate (numită limită Chandrasekhar), proces rapid fuziunea nucleelor de carbon și are loc o explozie, în urma căreia steaua se aruncă afară majoritatea a masei sale.
Luminozitate diferită
Diferitele clase de supernove diferă unele de altele nu numai prin spectrul lor, ci și prin luminozitatea maximă pe care o obțin în explozie și prin modul în care exact această luminozitate scade în timp. Supernovele de tip I sunt în general mult mai luminoase decât supernovele de tip II, dar se estompează și mult mai repede. Supernovele de tip I durează de la câteva ore până la câteva zile la luminozitate maximă, în timp ce supernovele de tip II pot dura până la câteva luni. A fost înaintată o ipoteză conform căreia stelele cu o masă foarte mare (de câteva zeci de ori masa Soarelui) explodează și mai violent, ca „hipernovele”, iar miezul lor se transformă într-o gaură neagră.
SUPERNOVĂ ÎN ISTORIE
Astronomii cred că, în medie, o supernova explodează în galaxia noastră la fiecare 100 de ani. Cu toate acestea, numărul de supernove documentat istoric în ultimele două milenii nu ajunge nici măcar la 10. Un motiv pentru aceasta se poate datora faptului că supernovele, în special de tipul II, explodează în brațe spiralate, unde praful interstelar este mult mai dens și, în consecință. , poate estompa supernova strălucitoare.
Primul pe care l-am văzut
Deși oamenii de știință iau în considerare alți candidați, astăzi este general acceptat că prima observație a exploziei unei supernove din istorie datează din anul 185 d.Hr. A fost documentat de astronomii chinezi. În China, exploziile de supernove galactice au fost observate și în 386 și 393. Apoi au trecut mai bine de 600 de ani și, în cele din urmă, pe cer a apărut o altă supernovă: în 1006, o nouă stea a strălucit în constelația Lup, de data aceasta înregistrată, printre altele, de astronomii arabi și europeni. Această stea cea mai strălucitoare (a cărei magnitudine aparentă la luminozitatea sa maximă a atins -7,5) a rămas vizibilă pe cer mai mult de un an.
.
Nebuloasa Crabului
Supernova din 1054 a fost, de asemenea, excepțional de strălucitoare (magnitudinea maximă -6), dar din nou a fost observată doar de astronomii chinezi, și poate și de indienii americani. Aceasta este probabil cea mai faimoasă supernova, deoarece rămășița ei este Nebuloasa Crabului din constelația Taur, pe care Charles Messier a inclus-o în catalogul său sub numărul 1.
De asemenea, datorăm astronomilor chinezi informații despre apariția unei supernove în constelația Cassiopeia în 1181. O altă supernovă a explodat acolo, de data aceasta în 1572. Această supernova a fost observată și de astronomii europeni, inclusiv de Tycho Brahe, care a descris atât aspectul ei, cât și schimbarea ulterioară a luminozității sale în cartea sa „On the New Star”, al cărei nume a dat naștere termenului care este folosit în mod obișnuit pentru a desemna astfel de stele. .
Supernova Liniște
32 de ani mai târziu, în 1604, o altă supernovă a apărut pe cer. Tycho Brahe a transmis aceste informații elevului său Johannes Kepler, care a început să urmărească „noua stea” și i-a dedicat cartea „Despre noua stea de la poalele lui Ophiuchus”. Această stea, observată și de Galileo Galilei, rămâne astăzi ultima supernovă vizibilă cu ochiul liber care a explodat în Galaxia noastră.
Cu toate acestea, nu există nicio îndoială că o altă supernovă a explodat în Calea Lactee, din nou în constelația Cassiopeia (constelația care deține recordul pentru trei supernove galactice). Deși nu există dovezi vizuale ale acestui eveniment, astronomii au găsit o rămășiță a stelei și calculează că trebuie să corespundă unei explozii care a avut loc în 1667.
Exterior Calea lactee Pe lângă supernova 1987A, astronomii au observat și o a doua supernovă, 1885, care a explodat în galaxia Andromeda.
Observarea supernovei
Vânătoarea de supernove necesită răbdare și metoda potrivită.
Prima este necesară, deoarece nimeni nu vă garantează că veți putea descoperi o supernova chiar în prima seară. Nu te poți lipsi de cel de-al doilea dacă nu vrei să pierzi timpul și vrei cu adevărat să-ți crești șansele de a descoperi o supernovă. Problema principală este că este imposibil din punct de vedere fizic de prezis când și unde va avea loc o explozie de supernovă într-una dintre galaxiile îndepărtate. Așa că un vânător de supernove trebuie să scaneze cerul în fiecare noapte, verificând zeci de galaxii atent selectate în acest scop.
Ce să fac
Una dintre cele mai comune tehnici este de a îndrepta un telescop către o anumită galaxie și de a compara aspectul său cu o imagine anterioară (desen, fotografie, imagine digitală), în mod ideal la aproximativ aceeași mărire ca și telescopul cu care sunt făcute observațiile. Dacă o supernova a apărut acolo, îți va atrage imediat privirea. Astăzi, mulți astronomi amatori au echipamente demne de un observator profesionist, precum telescoape controlate de computer și camere CCD care le permit să facă fotografii ale cerului înstelat direct în format digital. Dar chiar și astăzi, mulți observatori vânează supernove doar îndreptând un telescop către o anumită galaxie și privind prin ocular, sperând să vadă dacă o altă stea apare undeva.
Când combustibilul stelar care susține reacția termonucleară se epuizează, temperatura regiunilor interioare ale stelei începe să scadă și nu pot rezista la compresia gravitațională. Steaua se prăbușește, adică. substanța lui cade înăuntru. În acest caz, se observă uneori o explozie de supernovă sau alte fenomene violente. O supernova poate străluci mai mult decât miliarde de stele obișnuite și poate elibera aproximativ aceeași cantitate de energie luminoasă pe care o produce Soarele nostru într-un miliard de ani.
În ultimul mileniu, doar cinci supernove au explodat în Galaxia noastră (1006, 1054, 1181, 1572, 1604). De cel puţin, atât de multe dintre ele sunt notate în surse scrise (unele mai multe pot să nu fi fost notate sau să nu fi explodat în spatele norilor groși de gaz și praf). Dar acum astronomii reușesc să observe până la 10 explozii de supernove în alte galaxii în fiecare an. Cu toate acestea, astfel de focare sunt încă o întâmplare rară. Cel mai adesea, învelișurile exterioare ale unei stele sunt vărsate fără o explozie atât de puternică. Sau vedeta „moare” și mai calm. Deci, sunt posibile mai multe scenarii de colaps stelar. Să le privim separat.
Decolorare liniștită caracteristic stelelor cu o masă mai mică de 0,8 solară. Se estompează în liniște stele pitice(toate roșii și pitice brune, și, de asemenea, probabil, niște pitici portocalii). Ele se transformă în bile „reci” de heliu-hidrogen precum Jupiter, dar totuși de multe ori mai mari decât acesta (pitici negre). Desigur, acest proces are loc foarte lent, deoarece steaua, după ce și-a epuizat combustibilul termonuclear, continuă să strălucească foarte mult timp datorită compresiei gravitaționale treptate. Regiunea noastră a Universului este atât de tânără încât probabil că nu există încă stele dispărute în liniște.
Prăbușiți pentru a forma o pitică albă caracteristic stelelor cu mase de la 0,8 la 8 mase solare. Stelele „arse” își vărsă învelișul, din care se formează o nebuloasă planetară de praf și gaz. Se întâmplă după cum urmează. În timp ce heliul a „ars” în miez, care s-a transformat în carbon, temperatura ridicată a miezului (adică, viteza mare a particulelor) a împiedicat comprimarea gravitațională a miezului. Când heliul din miez s-a epuizat, miezul de carbon de răcire a început să se micșoreze treptat, trăgând heliul (precum și hidrogenul) din straturile exterioare în stea. Apoi, acest nou heliu s-a „aprins” în carcasă, iar carcasa a început să se extindă cu o viteză extraordinară. S-a dovedit că o stea relativ „ușoară” nu poate conține carcasa zburătoare și se transformă într-o așa-numită nebuloasă planetară. Anterior, se credea că planetele s-au format din astfel de nebuloase. S-a dovedit că nu este așa: astfel de nebuloase se extind și se risipesc în spațiu, dar numele a fost păstrat. Rata de expansiune a nebuloaselor planetare variază de la 5 la 100 km/s, cu o medie de 20 km/s. Miezul vedetei continuă să se contracte, adică. se prăbușește pentru a forma o pitică albă-albăstruie, care după ce s-a răcit un timp devine o pitică albă. Tinerii pitice albe sunt ascunse într-un cocon de praf, care încă nu a avut timp să se transforme într-o nebuloasă planetară clar vizibilă. Nu există o explozie de supernovă în timpul unui astfel de colaps și acest scenariu final viata activa stelele sunt foarte frecvente. Piticile albe sunt descrise mai sus și nu putem decât să ne amintim că sunt comparabile ca volum cu planeta noastră, că atomii din ele sunt împachetati cât mai dens posibil, că materia este comprimată la densități de un miliard și jumătate de ori mai mari decât cea a apă și că aceste stele sunt menținute într-o stare relativ stabilă datorită respingerii electronilor strâns presați unul pe celălalt.
Dacă steaua a fost inițial puțin mai masivă, atunci reacția termonucleară se termină nu în stadiul de ardere a heliului, ci puțin mai târziu (de exemplu, în stadiul de ardere a carbonului), dar acest lucru nu schimbă fundamental soarta stelei.
Piticile albe mocnesc la infinit pentru o lungă perioadă de timpși strălucesc datorită compresiei gravitaționale foarte lente. Dar în unele cazuri speciale se prăbușesc rapid și explodează cu distrugere completă.
Prăbușirea unei pitici albe cu distrugerea completă a stelei se întâmplă dacă pitica albă trage materia din satelit la o masă critică de 1,44 solar. Această masă se numește masa Chandrasekhar după matematicianul indian Subramanian Chandrasekhar, care a calculat-o și a descoperit posibilitatea prăbușirii. Cu o astfel de masă, respingerea reciprocă a electronilor nu mai poate interfera cu gravitația. Acest lucru duce la o cădere bruscă a materiei în stele, la o comprimare bruscă a stelei și o creștere a temperaturii, „sclipirea” carbonului în centrul stelei și „arderea” acestuia în valul exterior. Și deși „arderea” termonucleară a carbonului nu este în întregime explozivă (nu detonație, ci deflagrație, adică „arderea” subsonică), steaua este complet distrusă și rămășițele ei se împrăștie în toate direcțiile cu o viteză de 10.000 km/s. Acest mecanism a fost studiat în 1960 de Hoyle și Fowler și se numește explozie de supernovă de tip I.
Toate exploziile de stele de acest tip sunt, într-o primă aproximare, aceleași: luminozitatea crește timp de trei săptămâni, iar apoi scade treptat pe parcursul a 6 luni sau un timp puțin mai lung. Prin urmare, din exploziile de supernova de tip I este posibil să se determine distanțe față de alte galaxii, deoarece astfel de fulgere sunt vizibile de departe și le cunoaștem adevărata strălucire. Recent, însă, s-a dovedit că aceste supernove explodează asimetric (fie și doar pentru că au un însoțitor apropiat), iar luminozitatea lor depinde cu 10% de ce parte este văzută explozia. Pentru a determina distanțele, este mai bine să măsurați luminozitatea acestor supernove nu în momentul luminozității maxime, ci una sau două săptămâni mai târziu, când suprafața vizibilă a cochiliei devine aproape sferică.
Capacitatea de a observa supernove de tip I foarte îndepărtate ajută la studiul ratei de expansiune a Universului în diferite epoci(luminozitatea unei stele indică distanța până la ea și ora evenimentului, iar culoarea indică viteza de îndepărtare a acesteia). Astfel, s-a descoperit încetinirea expansiunii Universului în primele 8,7 miliarde de ani și accelerarea acestei expansiuni în ultimii 5 miliarde de ani, i.e. „Al doilea Big Bang”.
Se prăbușește pentru a forma o stea neutronică inerente stelelor care sunt de peste 8 ori mai masive decât Soarele. În etapa finală a dezvoltării lor, în interiorul carcasei de siliciu începe să se formeze un miez de fier. Un astfel de nucleu crește într-o zi și se prăbușește în mai puțin de 1 secundă, de îndată ce atinge limita Chandrasekhar. Pentru miez, această limită este de la 1,2 la 1,5 mase solare. Materia cade în stea, iar repulsia electronilor nu poate opri căderea. Materia continuă să accelereze, să cadă și să se comprima până când repulsia dintre nucleoni începe să aibă efect nucleul atomic(protoni, neutroni). Strict vorbind, compresia are loc chiar și dincolo de această limită: materia în cădere, prin inerție, depășește punctul de echilibru datorită elasticității nucleonilor cu 50% („compresie maximă”). După aceasta, „mingea de cauciuc comprimată dă înapoi”, iar unda de șoc iese în straturile exterioare ale stelei cu o viteză de 30.000 până la 50.000 km/s. Părțile exterioare ale stelei zboară în toate direcțiile, iar o stea neutronică compactă rămâne în centrul regiunii explodate. Acest fenomen se numește explozie de supernovă de tip II. Aceste explozii diferă ca putere și alți parametri, deoarece stelele explodează greutăți diferiteși compoziție chimică diferită [ surse diferite]. Există un indiciu că, în timpul unei explozii de tip II, nu se eliberează mai multă energie decât în timpul unei explozii de tip I, deoarece O parte din energie este absorbită de înveliș, dar aceasta poate fi informații învechite.
Există o serie de ambiguități în scenariul descris. Observațiile astronomice au arătat că stelele masive explodează de fapt, ducând la formarea de nebuloase în expansiune, lăsând în urmă o stea neutronică care se rotește rapid în centru, emițând impulsuri regulate de unde radio (pulsar). Dar teoria arată că unda de șoc exterior ar trebui să despartă atomii în nucleoni (protoni, neutroni). Pentru aceasta trebuie cheltuită energie, drept urmare unda de șoc trebuie să se stingă. Dar din anumite motive acest lucru nu se întâmplă: unda de șoc ajunge la suprafața miezului în câteva secunde, apoi la suprafața stelei și aruncă în aer materia. Autorii au în vedere mai multe ipoteze pentru diferite mase, dar acestea nu par convingătoare. Poate că, într-o stare de „compresie maximă” sau în timpul interacțiunii unei unde de șoc cu materia care continuă să cadă, intră în vigoare niște legi fizice fundamental noi și necunoscute.
În galaxia noastră, legătura dintre o rămășiță de supernovă și un pulsar era cunoscută doar pentru Nebuloasa Crabului până la mijlocul anilor 1980.
Prăbușiți pentru a forma o gaură neagră caracteristic celor mai masive stele. Se mai numește și explozie de supernovă de tip II și are loc conform unui scenariu similar, dar ca urmare, în locul unei stele neutronice, apare o gaură neagră. Acest lucru se întâmplă în cazurile în care masa stelei care se prăbușește este atât de mare încât repulsia reciprocă între nucleoni (protoni, neutroni) nu poate împiedica compresia gravitațională. Trebuie remarcat faptul că acest fenomen este mai puțin înțeles teoretic și a fost cu greu studiat prin metode de astronomie observațională. De ce, de exemplu, materia nu cade complet într-o gaură neagră? Există ceva asemănător cu „strângerea maximă”? Există o undă de șoc exterior? De ce nu încetinește?
Recent, au fost făcute observații care indică faptul că unda de șoc a supernovei produce o explozie de raze gamma sau o explozie de raze X în învelișul în expansiune al fostei stele gigantice (vezi secțiunea despre exploziile de raze gamma).
Fiecare supernova de tip II produce aproximativ 0,0001 mase solare ale izotopului activ al aluminiului (26Al). Dezintegrarea acestui izotop creează radiații dure, care au fost observate mult timp, iar din intensitatea sa s-a calculat că există mai puțin de trei masele solare a acestui izotop. Aceasta înseamnă că supernovele de tip II ar trebui să explodeze în Galaxie în medie de două ori pe secol, ceea ce nu este observat. Probabil, în ultimele secole, multe astfel de explozii nu au fost observate (de exemplu, au fost departe sau au avut loc în spatele norilor de praf cosmic). Oricum supernova E timpul să explodezi...
SUPERNOVA, explozie care a marcat moartea unei stele. Uneori, o explozie de supernovă este mai strălucitoare decât galaxia în care a avut loc.
Supernovele sunt împărțite în două tipuri principale. Tipul I se caracterizează printr-o deficiență de hidrogen în spectrul optic; prin urmare, se crede că aceasta este o explozie a unei pitici albe - o stea cu o masă apropiată de Soare, dar mai mică ca dimensiune și mai densă. Aproape că nu există hidrogen în compoziția unei pitici albe, deoarece este produs final evoluția unei stele normale. În anii 1930, S. Chandrasekhar a arătat că masa unei pitici albe nu poate fi peste o anumită limită. Dacă se află într-un sistem binar cu o stea normală, atunci materia sa poate curge pe suprafața piticii albe. Când masa sa depășește limita Chandrasekhar, piticul alb se prăbușește (se micșorează), se încălzește și explodează. Vezi de asemenea STELE.
O supernova de tip II a erupt pe 23 februarie 1987 în galaxia noastră vecină, Marele Nor Magellanic. Ea a primit numele de Ian Shelton, care a fost primul care a observat o explozie de supernovă folosind un telescop și apoi cu ochiul liber. (Ultima astfel de descoperire îi aparține lui Kepler, care a văzut o explozie de supernovă în galaxia noastră în 1604, cu puțin timp înainte de inventarea telescopului.) Concomitent cu explozia de supernova optică din 1987, detectoare speciale în Japonia și în Statele Unite. Ohio (SUA) a înregistrat un flux de particule elementare de neutrini născute la foarte temperaturi ridicateîn procesul de prăbuşire a miezului stelei şi pătrunzând uşor prin învelişul său. Deși fluxul de neutrini a fost emis de o stea împreună cu o erupție optică acum aproximativ 150 de mii de ani, a ajuns pe Pământ aproape simultan cu fotonii, dovedind astfel că neutrinii nu au masă și se mișcă cu viteza luminii. Aceste observații au confirmat, de asemenea, presupunerea că aproximativ 10% din masa nucleului stelar care se prăbușește este emisă sub formă de neutrini atunci când nucleul însuși se prăbușește într-o stea neutronică. În stelele foarte masive, în timpul exploziei unei supernove, nucleele sunt comprimate la densități și mai mari și probabil se transformă în găuri negre, dar straturile exterioare ale stelei sunt încă vărsate. Cm. Asemenea GAURA NEGRA.
În Galaxia noastră, Nebuloasa Crab este rămășița unei explozii de supernovă, care a fost observată de oamenii de știință chinezi în 1054. Celebrul astronom T. Brahe a observat și o supernovă care a izbucnit în galaxia noastră în 1572. Deși supernova lui Shelton a fost prima supernovă din apropiere descoperită de la Kepler, sute de supernove din alte galaxii mai îndepărtate au fost văzute de telescoape în ultimii 100 de ani.
În rămășițele unei explozii de supernovă puteți găsi carbon, oxigen, fier și multe altele elemente grele. În consecință, aceste explozii joacă un rol important în nucleosinteză, procesul de formare a elementelor chimice. Este posibil ca acum 5 miliarde de ani să se nască sistemul solar a fost precedată și de o explozie de supernovă, în urma căreia au apărut multe dintre elementele care au devenit parte a Soarelui și a planetelor. NUCLEOSINTEZĂ.
