Cum explodează stelele. Stele variabile

SUPERNOVA

SUPERNOVA, o explozie stelară în care aproape întreaga STAR este distrusă. În decurs de o săptămână, o supernova poate eclipsa toate celelalte stele din Galaxie. Luminozitate peste nova 23 de magnitudini (de 1000 de milioane de ori) mai mari decât luminozitatea Soarelui, iar energia eliberată în timpul exploziei este egală cu toată energia emisă de stea pe parcursul întregii sale vieți anterioare. După câțiva ani, supernova crește atât de mult în volum încât devine rarefiată și translucidă. De-a lungul a sute sau mii de ani, resturile de material ejectat sunt vizibile ca rămășițele unei supernove. Supernova este de aproximativ 1000 de ori mai strălucitoare decât nova. La fiecare 30 de ani, o galaxie ca a noastră experimentează o supernova, dar majoritatea acestor stele sunt ascunse de praf.

Supernovele vin în două tipuri principale, care se disting prin curbele și spectre de lumină. Supernovele sunt stele care explodează brusc, dobândind uneori o luminozitate de 10.000 de milioane de ori mai mare decât luminozitatea Soarelui. Acest lucru se întâmplă în mai multe etape La început (A), o stea uriașă se dezvoltă foarte repede până la stadiul în care încep să apară simultan diferite procese nucleare în interiorul stelei. Fierul se poate forma în centru, ceea ce înseamnă sfârșitul producției de energie nucleară. Steaua începe apoi să sufere colaps gravitațional (B). Acest lucru, însă, încălzește centrul stelei într-o asemenea măsură încât elemente chimice se dezintegrează și apar noi reacții cu forță explozivă (C). Aruncă cele mai multe

materialul stelei în spațiu, în timp ce rămășițele din centrul stelei se prăbușesc până când steaua devine complet întunecată, devenind posibil o stea neutronică foarte densă (D). O astfel de supernova a fost vizibilă în 1054. în constelația Taur (E). Rămășița acestei stele este un nor de gaz numit Nebuloasa Crabului (F)..

Dicționar enciclopedic științific și tehnic

Vedeți ce este „SUPERNOVA” în alte dicționare:

Interogarea „Supernova” redirecționează aici; vezi și alte sensuri. Kepler Supernova Remnant Supernovae ... Wikipedia Explozia 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; deci ei cred ca...

Enciclopedia lui Collier- astron. O stea care arde brusc, cu o putere de radiație de multe mii de ori mai mare decât puterea unei erupții de nova... Dicționar cu multe expresii

Supernova SN 1572 Rămășița supernovei SN 1572, o compoziție de imagini cu raze X și infraroșu luate de telescoapele Sptitzer, Chandra și Observatorul Calar Alto Date observaționale (Epocă?) Tip de supernovă ... Wikipedia

Reprezentare artistică a unei stele Wolf Rayet Stelele Wolf Rayet sunt o clasă de stele care se caracterizează prin foarte temperatură ridicatăși luminozitate; Stelele Wolf Rayet diferă de alte stele fierbinți prin prezența unor benzi largi de emisie de hidrogen în spectrul lor... Wikipedia

Supernova: O supernova este o stea care își încheie evoluția într-un proces exploziv catastrofal; Trupa rusă pop punk Supernova. Supernova (film) 2000 film de groază fantezie de regizor american... ... Wikipedia

Acest termen are alte semnificații, vezi Steaua (sensuri). Pleiadele Steaua corp ceresc în care merg, merg sau vor merge... Wikipedia

Reprezentare artistică a unei stele Wolf Rayet. Stelele Wolf Rayet sunt o clasă de stele caracterizate prin temperaturi și luminozități foarte ridicate; Stelele Wolf Rayet diferă de alte stele fierbinți prin prezența... Wikipedia

SN 2007pe Supernova SN 2007pe fotografiat telescopul spațial Rapid. Date observaționale (Epoca J2000.0) Supernova de tip Ia ... Wikipedia

Cărți

• Finger of Fate (inclusiv o prezentare completă a planetelor neaspectate), Hamaker-Zondag K.. Cartea celebrului astrolog Karen Hamaker-Zondag este rodul a douăzeci de ani de muncă în studierea factorilor ascunși misterioși și adesea imprevizibili ai horoscopului: Configurații „Finger of Fate”,...

Astronomii au anunțat oficial unul dintre cele mai importante evenimente din lumea științifică: în 2022, de pe Pământ cu ochiul liber vom putea vedea un fenomen unic – una dintre cele mai strălucitoare explozii de supernova. Potrivit prognozelor, va eclipsa strălucirea majorității stelelor din galaxia noastră.

Vorbim despre sistemul binar apropiat KIC 9832227 din constelația Cygnus, care este separată de noi de 1800 de ani lumină. Stelele din acest sistem sunt situate atât de aproape unele de altele încât împărtășesc o atmosferă comună, iar viteza lor de rotație crește constant (acum perioada orbitală este de 11 ore).

Profesorul Larry Molnar de la Colegiul Calvin din SUA a vorbit despre o posibilă coliziune, care este așteptată peste aproximativ cinci ani (dați sau luați un an), la reuniunea anuală a Societății Americane de Astronomie. Potrivit acestuia, este destul de dificil să se prezică astfel de catastrofe cosmice - cercetarea a durat câțiva ani (astronomii au început să studieze perechea stelară încă din 2013).

Primul care a făcut o astfel de predicție a fost Daniel Van Noord, asistentul de cercetare al lui Molnar (la vremea aceea încă student).

„El a studiat modul în care culoarea unei stele se corelează cu luminozitatea ei și a sugerat că avem de-a face cu un obiect binar, într-adevăr un sistem binar apropiat – unul în care cele două stele împărtășesc o atmosferă, ca două sâmburi de arahide sub aceeași coajă”. Molnar explică într-un comunicat de presă.

În 2015, după câțiva ani de observații, Molnar le-a spus colegilor săi despre prognoză: astronomii erau probabil să experimenteze o explozie similară cu nașterea supernovei V1309 în constelația Scorpion în 2008. Nu toți oamenii de știință au luat în serios declarația lui, dar acum, după noi observații, Larry Molnar a ridicat din nou acest subiect, prezentând și mai multe date. Observațiile spectroscopice și prelucrarea a peste 32 de mii de imagini obținute de la diferite telescoape au exclus alte scenarii pentru desfășurarea evenimentelor.

Astronomii cred că atunci când stelele se ciocnesc una de alta, ambele vor muri, dar nu înainte de a elibera multă lumină și energie, formând o supernova roșie și mărind luminozitatea stelei binare de zece mii de ori. Supernova va fi vizibilă pe cer ca parte a constelației Cygnus și a Crucii de Nord. Aceasta va fi prima dată când experții și chiar amatorii vor putea urmări stelele duble direct în momentul morții lor.

„Va fi foarte schimbare bruscă pe cer și oricine îl poate vedea. Nu vei avea nevoie de un telescop pentru a-mi spune în 2023 dacă am avut dreptate sau greșit. În timp ce lipsa unei explozii ar fi dezamăgitoare, orice rezultat alternativ ar fi la fel de interesant”, adaugă Molner.

Potrivit astronomilor, prognoza nu poate fi luată cu ușurință: pentru prima dată, experții au ocazia să observe ultimii ani din viața stelelor înainte de fuziunea lor.

Cercetările viitoare vor dezvălui multe despre astfel de sisteme binare și despre acestea procese interne, precum și consecințele unei coliziuni pe scară largă. „Explozii” de acest fel, conform statisticilor, au loc aproximativ o dată la zece ani, dar aceasta este prima dată când va avea loc o coliziune de stele. Anterior, de exemplu, oamenii de știință au observat o explozie.

O pretipărire a posibilei lucrări viitoare a lui Molnar (document PDF) poate fi citită pe site-ul Colegiului.

Apropo, în 2015, astronomii ESA au descoperit una unică în Nebuloasa Tarantula, ale cărei orbite se află la o distanță incredibil de aproape una de cealaltă. Oamenii de știință au prezis că la un moment dat un astfel de cartier se va sfârși tragic: corpurile cerești fie se vor contopi într-o singură stea de dimensiuni gigantice, fie va avea loc o explozie de supernovă, care va da naștere unui sistem binar.

Să ne amintim, de asemenea, că mai devreme am vorbit despre exploziile supernovei.

Supernova sau explozie de supernova- un fenomen în timpul căruia o stea își schimbă brusc luminozitatea cu 4-8 ordine de mărime (o duzină de magnitudini), urmată de o atenuare relativ lentă a erupției. Este rezultatul unui proces cataclismic care are loc la sfârșitul evoluției unor stele și este însoțit de eliberarea unei energii enorme.

De regulă, supernovele sunt observate după fapt, adică atunci când evenimentul a avut deja loc și radiația sa a ajuns pe Pământ. Prin urmare, natura supernovelor a fost neclară pentru o lungă perioadă de timp. Dar acum sunt propuse destul de multe scenarii care duc la focare de acest fel, deși principalele prevederi sunt deja destul de clare.

Explozia este însoțită de ejectarea unei mase semnificative de materie din învelișul exterior al stelei în spațiul interstelar, iar din partea rămasă a materiei din miezul stelei explodate, de regulă, se formează un obiect compact - o stea neutronică, dacă masa stelei înainte de explozie era mai mare de 8 mase solare (M ☉), sau o stea neagră o gaură cu masa stelei peste 20 M ☉ (masa nucleului rămasă după explozie s-a încheiat 5 M ☉). Împreună formează o rămășiță de supernovă.

Un studiu cuprinzător al spectrelor obținute anterior și al curbelor de lumină în combinație cu studiul resturilor și al posibilelor stele progenitoare face posibilă construirea unor modele mai detaliate și studierea condițiilor care existau la momentul izbucnirii.

Printre altele, substanța eliberată în timpul unui focar conține în mare parte produse fuziunea termonucleara, care a avut loc de-a lungul vieții stelei. Datorită supernovelor, Universul ca întreg și fiecare galaxie în special evoluează chimic.

Numele reflectă proces istoric studiind stelele a căror luminozitate se modifică semnificativ în timp, așa-numitele novae.

Numele este alcătuit din etichetă S.N., urmat de anul deschiderii, urmat de o desemnare cu una sau două litere. Primele 26 de supernove ale anului curent primesc desemnări cu o singură literă, la sfârșitul numelui, din majuscule de la O la Z. Supernovele rămase primesc denumiri din două litere din litere mici: aa, ab, și așa mai departe. Supernovele neconfirmate sunt desemnate prin litere PSN(ing. posibil supernova) cu coordonatele cerești in format: Jhhmmssss+ddmmsss.

Imaginea de ansamblu

Clasificarea modernă supernove

Clasă	Subclasă				Mecanism
eu Fără linii de hidrogen	Linii puternice de siliciu ionizat (Si II) la 6150	Ia			Explozie termonucleară
		Iax La luminozitate maximă au luminozitate mai mică și Ia mai scăzută în comparație
	Liniile de siliciu sunt slabe sau absente	Ib Liniile de heliu (He I) sunt prezente.			Colapsul gravitațional
		IC Liniile de heliu sunt slabe sau absente
II Linii de hidrogen prezente	II-P/L/N Spectrul este constant	II-P/L Fără linii înguste		II-P Curba luminii are un platou
				II-L Magnitudinea scade liniar cu timpul
		IIn Linii înguste prezente
	IIb Spectrul se modifică în timp și devine similar cu spectrul Ib.

Curbe de lumină

Curbe de lumină pentru tipul I grad înalt sunt asemănătoare: există o creștere bruscă timp de 2-3 zile, apoi este înlocuită cu o scădere semnificativă (cu 3 magnitudini) timp de 25-40 de zile, urmată de o slăbire lentă, aproape liniară pe scara mărimii. Mărimea absolută medie a maximului pentru Ia erupții este M B = − 19,5 m (\textstyle M_(B)=-19,5^(m)), pentru Ib\c - .

Dar curbele luminii de tip II sunt destul de variate. Pentru unii, curbele semănau cu cele pentru tipul I, doar cu o scădere mai lentă și mai lungă a luminozității până la începutul etapei liniare. Alții, după ce au atins un vârf, au rămas la el timp de până la 100 de zile, apoi luminozitatea a scăzut brusc și a atins o „coadă” liniară. Mărimea absolută a maximului variază mult de la − 20 m (\textstyle -20^(m)) la − 13 m (\textstyle -13^(m)). Valoarea medie pentru IIp - M B = − 18 m (\textstyle M_(B)=-18^(m)), pentru II-L M B = − 17 m (\textstyle M_(B)=-17^(m)).

Spectre

Clasificarea de mai sus conține deja câteva caracteristici de bază ale spectrelor supernovei. diverse tipuri, să ne oprim asupra a ceea ce nu a fost inclus. Primul și foarte caracteristică importantă, care a împiedicat mult timp decodarea spectrelor obținute - liniile principale sunt foarte largi.

Spectrele supernovelor de tip II și Ib\c sunt caracterizate prin:

• Prezența unor caracteristici de absorbție înguste în apropierea luminozității maxime și componente înguste de emisie nedeplasată.
• Liniile , , , observate în radiațiile ultraviolete.

Observații în afara domeniului optic

Rata blițului

Frecvența erupțiilor depinde de numărul de stele din galaxie sau, ceea ce este același pentru galaxiile obișnuite, de luminozitate. O cantitate general acceptată care caracterizează frecvența erupțiilor în diferite tipuri de galaxii este SNu:

1 S N u = 1 S N 10 10 L ⊙ (B) ∗ 100 y e a r (\displaystyle 1SNu=(\frac (1SN)(10^(10)L_(\odot )(B)*100year))),

Unde L ⊙ (B) (\textstyle L_(\odot )(B))- luminozitatea Soarelui în filtrul B. Pentru diferite tipuri rachete amploarea sa este:

În acest caz, supernovele Ib/c și II gravitează spre brațele spiralate.

Observarea resturilor de supernova

Schema canonică a restului tânăr este următoarea:

1. Posibil rest compact; de obicei un pulsar, dar posibil o gaură neagră
2. Undă de șoc externă care se propagă în materia interstelară.
3. O undă de întoarcere care se propagă în materialul ejectat din supernova.
4. Secundar, care se propagă în aglomerări ale mediului interstelar și în emisii dense de supernove.

Împreună formează următoarea imagine: în spatele frontului undei de șoc extern, gazul este încălzit la temperaturi T S ≥ 10 7 K și emite în intervalul de raze X cu o energie fotonică de 0,1-20 keV, în mod similar, gazul din spate; partea frontală a undei de întoarcere formează o a doua regiune de radiație cu raze X. Liniile de Fe, Si, S etc. puternic ionizat indică natura termică a radiației din ambele straturi.

Radiația optică de la rămășița tânără creează gaz în aglomerări în spatele frontului undei secundare. Deoarece viteza de propagare în ele este mai mare, ceea ce înseamnă că gazul se răcește mai repede și radiația trece din domeniul de raze X în domeniul optic. Originea impactului radiației optice este confirmată de intensitatea relativă a liniilor.

Descriere teoretică

Descompunerea observațiilor

Natura supernovelor Ia este diferită de natura altor explozii. Acest lucru este evident evidențiat de absența erupțiilor de tip Ib\c și de tip II în galaxiile eliptice. Din Informații generale despre acesta din urmă se știe că acolo există puține stele gazoase și albastre, iar formarea stelară s-a încheiat acum 10-10 ani. Aceasta înseamnă că toate stelele masive și-au finalizat deja evoluția și rămân doar stelele cu o masă mai mică decât masa solară și nu mai mult. Din teoria evoluției stelare se știe că stelele de acest tip nu pot fi explodate și de aceea este nevoie de un mecanism de extindere a vieții pentru stelele cu mase de 1-2M ⊙.

Absența liniilor de hidrogen în spectrele Ia\Iax indică faptul că există extrem de puțin hidrogen în atmosfera stelei originale. Masa substanței ejectate este destul de mare - 1M ⊙, conținând în principal carbon, oxigen și alte elemente grele. Și liniile Si II deplasate indică faptul că reacțiile nucleare au loc activ în timpul ejecției. Toate acestea convin că steaua predecesoră este o pitică albă, cel mai probabil carbon-oxigen.

Atractia fata de bratele spiralate ale supernovelor de tip Ib\c si tip II indica faptul ca steaua progenitoare este stele O de scurta durata cu o masa de 8-10M ⊙ .

Explozie termonucleară

Una dintre modalitățile de a elibera cantitatea necesară de energie este o creștere bruscă a masei substanței implicate în arderea termonucleară, adică o explozie termonucleară. Cu toate acestea, fizica stelelor individuale nu permite acest lucru. Procesele din stelele situate pe secvența principală sunt în echilibru. Prin urmare, toate modelele iau în considerare stadiul final al evoluției stelare - piticele albe. Cu toate acestea, aceasta din urmă în sine este o stea stabilă și totul se poate schimba numai atunci când se apropie de limita Chandrasekhar. Acest lucru duce la concluzia neechivocă că o explozie termonucleară este posibilă doar în mai multe sisteme stelare, cel mai probabil în așa-numitele stele duble.

În acest circuit există două variabile care afectează starea, compozitia chimicași masa finală a substanței implicate în explozie.

• Al doilea însoțitor este o stea obișnuită, din care materia curge către prima.
• Al doilea însoțitor este aceeași pitică albă. Acest scenariu se numește dublă degenerescență.

• O explozie are loc atunci când limita Chandrasekhar este depășită.
• Explozia are loc înaintea lui.

Ceea ce toate scenariile de supernova Ia au în comun este că piticul care explodează este cel mai probabil carbon-oxigen. În unda de ardere explozivă care se deplasează de la centru la suprafață, apar următoarele reacții:

12 C + 16 O → 28 S i + γ (Q = 16,76 M e V) (\displaystyle ^(12)C~+~^(16)O~\rightarrow ~^(28)Si~+~\gamma ~ (Q=16,76~MeV)), 28 S i + 28 S i → 56 N i + γ (Q = 10,92 M e V) (\displaystyle ^(28)Si~+~^(28)Si~\rightarrow ~^(56)Ni~+~\ gamma ~(Q=10,92~MeV)).

Masa substanței care reacționează determină energia exploziei și, în consecință, luminozitatea maximă. Dacă presupunem că întreaga masă a piticei albe reacţionează, atunci energia exploziei va fi de 2,2 10 51 erg.

Comportarea ulterioară a curbei luminii este determinată în principal de lanțul de dezintegrare:

56 N i → 56 C o → 56 F e (\displaystyle ^(56)Ni~\rightarrow ~^(56)Co~\rightarrow ~^(56)Fe)

Izotopul 56 Ni este instabil și are un timp de înjumătățire de 6,1 zile. Următorul e-captura duce la formarea unui nucleu de 56Co predominant in stare excitata cu o energie de 1,72 MeV. Acest nivel este instabil, iar tranziția electronului la starea fundamentală este însoțită de emisia unei cascade de γ-quanta cu energii de la 0,163 MeV la 1,56 MeV. Aceste cuante experimentează împrăștierea Compton, iar energia lor scade rapid la ~100 keV. Astfel de cuante sunt deja absorbite efectiv de efectul fotoelectric și, ca rezultat, încălzesc substanța. Pe măsură ce steaua se extinde, densitatea materiei din stea scade, numărul de ciocniri fotonice scade și materia de suprafață a stelei devine transparentă la radiații. După cum arată calculele teoretice, această situație apare la aproximativ 20-30 de zile după ce steaua își atinge luminozitatea maximă.

La 60 de zile de la debut, substanța devine transparentă la radiațiile γ. Curba luminii începe să scadă exponențial. Până în acest moment, izotopul 56 Ni s-a degradat deja, iar eliberarea de energie se datorează dezintegrarii β a 56 Co la 56 Fe (T 1/2 = 77 zile) cu energii de excitație de până la 4,2 MeV.

Colapsul miezului gravitațional

Al doilea scenariu de selecție energia necesară- Acesta este prăbușirea nucleului stelei. Masa sa trebuie să fie exact egală cu masa rămășiței sale - o stea neutronică, înlocuind valorile tipice:

E t o t ∼ G M 2 R ∼ 10 53 (\displaystyle E_(tot)\sim (\frac (GM^(2))(R))\sim 10^(53)) erg,

unde M = 0 și R = 10 km, G este constanta gravitațională. Timpul caracteristic pentru aceasta este:

τ f f ∼ 1 G ρ 4 ⋅ 10 − 3 ⋅ ρ 12 − 0 , 5 (\displaystyle \tau _(ff)\sim (\frac (1)(\sqrt (G\rho )))~4\cdot 10 ^(-3)\cdot \rho _(12)^(-0,5)) c,

unde ρ 12 este densitatea stelei, normalizată la 10 12 g/cm 3 .

Valoarea rezultată este cu două ordine de mărime mai mare decât energia cinetică a carcasei. Este nevoie de un purtător care, pe de o parte, trebuie să transporte energia eliberată și, pe de altă parte, să nu interacționeze cu substanța. Neutrinii sunt potriviți pentru rolul unui astfel de purtător.

Mai multe procese sunt responsabile de formarea lor. Primul și cel mai important pentru destabilizarea unei stele și începutul contracției este procesul de neutronizare:

3 H mi + e - → 3 H + ν e (\displaystyle ()^(3)El+e^(-)\la ()^(3)H+\nu _(e))

4 H mi + e - → 3 H + n + ν e (\displaystyle ()^(4)El+e^(-)\la ()^(3)H+n+\nu _(e))

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

Neutrinii din aceste reacții elimină 10%. Rolul principal în răcire îl joacă procesele URKA (răcire cu neutrini):

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

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

În loc de protoni și neutroni, nucleele atomice pot acționa, de asemenea, formând un izotop instabil care suferă dezintegrare beta:

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

(A , Z − 1) → (A , Z) + e − + ν ~ e .

(\displaystyle (A,Z-1)\la (A,Z)+e^(-)+(\tilde (\nu ))_(e).) Intensitatea acestor procese crește odată cu compresia, accelerând-o astfel. Acest proces este oprit prin împrăștierea neutrinilor pe electronii degenerați, timp în care aceștia sunt termolizați și blocați în interiorul substanței. La densități se realizează o concentrație suficientă de electroni degenerațiρ n u c = 2, 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14))

g/cm3.

Rețineți că procesele de neutronizare au loc numai la densități de 10 11 /cm 3, realizabile doar în miezul stelar. Aceasta înseamnă că echilibrul hidrodinamic este perturbat doar în el. Straturile exterioare sunt în echilibru hidrodinamic local, iar colapsul începe numai după ce miezul central se contractă și formează o suprafață solidă. Recul de pe această suprafață asigură eliberarea carcasei.

Modelul unei tinere rămășițe de supernovă

Teoria evoluției rămășițelor supernovei

Există trei etape în evoluția rămășiței supernovei:

Expansiunea învelișului se oprește în momentul în care presiunea gazului din rest este egală cu presiunea gazului din mediul interstelar. După aceasta, reziduul începe să se disipeze, ciocnindu-se cu norii care se mișcă haotic. Timpul de resorbție atinge: 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)(\tilde (P))_( 0,4)^(-0,7))

ani

Teoria apariției radiației sincrotron

Construirea unei descrieri detaliate

Căutați rămășițe de supernovă

Căutați stele precursoare

Teoria supernovei Ia

• Pe lângă incertitudinile din teoriile supernovei Ia descrise mai sus, mecanismul exploziei în sine a fost o sursă de multe controverse. Cel mai adesea, modelele pot fi împărțite în următoarele grupuri:
• Detonare instantanee
• Detonație întârziată
• Detonație întârziată pulsatorie

Combustie rapidă turbulentă De cel puţin pentru fiecare combinație Mecanismele enumerate pot fi găsite într-o variantă sau alta. Dar gama de modele propuse nu se limitează la asta. Un exemplu este un model în care două pitice albe detonează simultan. Desigur, acest lucru este posibil doar în scenariile în care ambele componente au evoluat.

Evoluția chimică și impactul asupra mediului interstelar

Evoluția chimică a Universului. Originea elementelor cu număr atomic mai mare decât fierul

Exploziile de supernove sunt principala sursă de reumplere a mediului interstelar cu elemente numerele atomice mai mult (sau cum se spune mai grea) El . Cu toate acestea, procesele care le-au dat naștere pt diverse grupuri elemente şi chiar proprii izotopi.

Procesul R

proces r este procesul de formare a nucleelor ​​mai grele din cele mai ușoare prin captarea secvențială a neutronilor în timpul ( n,γ) reacții și continuă până când viteza de captare a neutronilor este mai mare decât rata de dezintegrare β− a izotopului. Cu alte cuvinte, timpul mediu de captare a n neutroni τ(n,γ) ar trebui să fie:

τ (n, γ) ≈ 1 n τ β (\displaystyle \tau (n,\gamma)\aprox (\frac (1)(n))\tau _(\beta))

unde τ β este timpul mediu de dezintegrare β a nucleelor ​​care formează un lanț al procesului r. Această condiție impune o limitare a densității neutronilor, deoarece:

τ (n, γ) ≈ (ρ (σ n γ, v n) ¯) - 1 (\displaystyle \tau (n,\gamma)\aprox \left(\rho (\overline ((\sigma _(n\gamma) ),v_(n))))\dreapta)^(-1))

Unde (σ n γ , v n) ¯ (\displaystyle (\overline ((\sigma _(n\gamma),v_(n)))))- produsul secțiunii transversale de reacție ( n,γ) pe viteza neutronilor în raport cu nucleul țintă, mediată pe spectrul Maxwellian al distribuției vitezei. Având în vedere că procesul r are loc în nuclee grele și medii, 0,1 s< τ β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 10 9 , получим характерную плотность

ρ ≈ 2 ⋅ 10 17 (\displaystyle \rho \aprox 2\cdot 10^(17)) neutroni/cm3.

Astfel de condiții se realizează în:

ν-proces

Articolul principal: ν-proces

ν-proces este un proces de nucleosinteză, prin interacțiunea neutrinilor cu nuclee atomice. Poate fi responsabil pentru apariția izotopilor 7 Li, 11 B, 19 F, 138 La și 180 Ta

Impact asupra structurii pe scară largă a gazului interstelar al galaxiei

Istoricul observațiilor

Interesul lui Hipparchus pentru stelele fixe ar fi putut fi inspirat de observarea unei supernove (după Pliniu). Cea mai veche înregistrare identificată ca supernova SN 185 (engleză), a fost realizat de astronomii chinezi în 185 d.Hr. Cea mai strălucitoare supernova cunoscută, SN 1006, a fost descrisă în detaliu de astronomii chinezi și arabi. Supernova SN 1054, care a dat naștere Nebuloasei Crabului, a fost bine observată. Supernovele SN 1572 și SN 1604 erau vizibile cu ochiul liber și aveau mare valoareîn dezvoltarea astronomiei în Europa, deoarece au fost folosite ca argument împotriva ideii aristotelice că lumea de dincolo de Lună și sistem solar neschimbat. Johannes Kepler a început să observe SN 1604 pe 17 octombrie 1604. Aceasta a fost a doua supernovă care a fost înregistrată în stadiul de creștere a luminozității (după SN 1572, observată de Tycho Brahe în constelația Cassiopeia).

Odată cu dezvoltarea telescoapelor, a devenit posibilă observarea supernovelor în alte galaxii, începând cu observațiile supernovei S Andromeda din Nebuloasa Andromeda în 1885. Pe parcursul secolului al XX-lea, au fost dezvoltate modele de succes pentru fiecare tip de supernovă și a crescut înțelegerea rolului lor în formarea stelelor. În 1941, s-au dezvoltat astronomii americani Rudolf Minkowski și Fritz Zwicky schema modernă clasificarea supernovelor.

În anii 1960, astronomii au descoperit că luminozitatea maximă a exploziilor de supernove putea fi folosită ca o lumânare standard, deci o măsură a distanțelor astronomice. Acum supernovele dau informatii importante despre distanţele cosmologice. Cele mai îndepărtate supernove s-au dovedit a fi mai slabe decât se aștepta, ceea ce, potrivit idei moderne, arată că expansiunea Universului se accelerează.

Au fost dezvoltate metode pentru a reconstrui istoria exploziilor de supernove care nu au înregistrări de observație scrise. Data supernovei Cassiopeia A a fost determinată din ecoul luminos din nebuloasă, în timp ce vârsta rămășiței supernovei RX J0852.0-4622 (engleză) estimată prin măsurarea temperaturii și a emisiilor γ din degradarea titanului-44. În 2009 în Gheață antarctică Nitrații au fost descoperiți corespunzător momentului exploziei supernovei.

Pe 23 februarie 1987, supernova SN 1987A, cea mai apropiată de Pământ observată de la inventarea telescopului, a erupt în Marele Nor Magellanic la o distanță de 168 de mii de ani lumină de Pământ. Pentru prima dată, a fost înregistrat fluxul de neutrini din erupție. Ecranul a fost studiat intens folosind sateliți astronomici în intervalele ultraviolete, cu raze X și cu raze gamma. Rămășița supernovei a fost studiată folosind ALMA, Hubble și Chandra. Nici o stea neutronică, nici o gaură neagră, care, potrivit unor modele, ar trebui să fie localizată la locul erupției, nu au fost încă descoperite.

Pe 22 ianuarie 2014, supernova SN 2014J a erupt în galaxia M82, situată în constelația Ursa Major. Galaxy M82 este situată la 12 milioane de ani lumină de galaxia noastră și are o magnitudine aparentă de puțin sub 9. Această supernova este cea mai apropiată de Pământ din 1987 (SN 1987A).

Cele mai faimoase supernove și rămășițele lor

• Supernova SN 1604 (Kepler Supernova)
• Supernova G1.9+0.3 (Cea mai tânără cunoscută în galaxia noastră)

Supernove istorice din galaxia noastră (observate)

Supernova	Data focarului	Constelaţie	Max. strălucire	Distanţă yaniye (anii sfinți)	Tip flash shki	Lungime tel- vizibilitate poduri	Rest	Note
SN 185	, 7 decembrie	Centaurus	−8	3000	Ia?	8-20 luni	G315.4-2.3 (RCW 86)	Înregistrări chineze: observate lângă Alpha Centauri.
SN 369		necunoscut	dez- cunoscut	dez- cunoscut	dez- cunoscut	5 luni	necunoscut	Cronici chinezești: situația este foarte puțin cunoscută. Dacă era în apropierea ecuatorului galactic, era foarte probabil să fi fost o supernova, dacă nu, cel mai probabil a fost o nova lentă.
SN 386		Săgetător	+1,5	16 000	II?	2-4 luni	G11.2-0.3	cronici chineze
SN 393		Scorpion	0	34 000	dez- cunoscut	8 luni	mai multi candidati	cronici chineze
SN 1006	, 1 mai	Lup	−7,5	7200	Ia	18 luni	SNR 1006	Călugări elvețieni, oameni de știință arabi și astronomi chinezi.
SN 1054	, 4 iulie	Taurul	−6	6300	II	21 de luni	Nebuloasa Crabului	la Mijloc şi Orientul Îndepărtat(nu apare în textele europene, în afară de indicii vagi din cronicile monahale irlandeze).
SN 1181	, august	Casiopea	−1	8500	dez- cunoscut	6 luni	Posibil 3C58 (G130.7+3.1)	lucrări ale profesorului de la Universitatea din Paris Alexandre Nequem, texte chineze și japoneze.
SN 1572	, 6 noiembrie	Casiopea	−4	7500	Ia	16 luni	Supernova Remnant Quiet	Acest eveniment este consemnat în multe surse europene, inclusiv în evidențele tânărului Tycho Brahe. Adevărat, el a observat steaua care arde abia pe 11 noiembrie, dar a urmărit-o timp de un an și jumătate și a scris cartea „De Nova Stella” („Despre noua stea”) - prima lucrare astronomică pe această temă.
SN 1604	, 9 octombrie	Ophiuchus	−2,5	20000	Ia	18 luni	Rămășița de supernova a lui Kepler	Din 17 octombrie, Johannes Kepler a început să o studieze, care și-a conturat observațiile într-o carte separată.
SN 1680	, 16 august	Casiopea	+6	10000	IIb	dez- cunoscut (nu mai mult de o săptămână)	Rămășița supernovei Cassiopeia A	posibil văzut de Flamsteed și catalogat ca 3 Cassiopeiae.

Apariția lor este un fenomen cosmic destul de rar. În medie, trei supernove apar pe secol în universul observabil. Fiecare astfel de erupție este o catastrofă cosmică gigantică, eliberând o cantitate incredibilă de energie. Potrivit celei mai aproximative estimări, această cantitate de energie ar putea fi generată de explozia simultană a mai multor miliarde de bombe cu hidrogen.

Nu există încă o teorie suficient de riguroasă a exploziilor de supernove, dar oamenii de știință au înaintat o ipoteză interesantă. Au presupus pe baza calcule complexe, că în timpul sintezei alfa a elementelor miezul continuă să se micșoreze. Temperatura din el atinge o cifră fantastică - 3 miliarde de grade. În astfel de condiții, diferite procese din nucleu sunt accelerate semnificativ; Ca urmare, se eliberează multă energie. Comprimarea rapidă a miezului implică o comprimare la fel de rapidă a învelișului stelei.

De asemenea, se încălzește foarte mult, iar reacțiile nucleare care au loc în el, la rândul lor, sunt foarte accelerate. Astfel, literalmente, în câteva secunde, se eliberează o cantitate imensă de energie. Aceasta duce la o explozie. Desigur, astfel de condiții nu sunt întotdeauna atinse și, prin urmare, supernovele erup destul de rar.

Aceasta este ipoteza. Viitorul va arăta cât de corecte au oamenii de știință în ipotezele lor. Dar prezentul i-a condus și pe cercetători la presupuneri absolut uimitoare. Metodele astrofizice au făcut posibilă urmărirea modului în care scade luminozitatea supernovelor. Și așa s-a dovedit a fi: în primele zile după explozie, luminozitatea scade foarte repede, iar apoi această scădere (în 600 de zile) încetinește. Mai mult, la fiecare 55 de zile luminozitatea scade exact la jumatate. Din punct de vedere matematic, această scădere are loc conform așa-numitei legi exponențiale. Un bun exemplu O astfel de lege este legea dezintegrarii radioactive. Oamenii de știință au făcut o presupunere îndrăzneață: eliberarea de energie după explozia unei supernove se datorează dezintegrarii radioactive a unui izotop al unui element cu un timp de înjumătățire de 55 de zile.

Dar ce izotop și ce element? Aceste căutări au continuat câțiva ani. Beriliu-7 și stronțiu-89 au fost „candidați” pentru rolul unor astfel de „generatori” de energie. S-au dezintegrat la jumătate în doar 55 de zile. Dar nu au avut șansa de a trece examenul: calculele au arătat că energia eliberată în timpul dezintegrarii lor beta a fost prea mică. Dar alți izotopi radioactivi cunoscuți nu au avut un timp de înjumătățire similar.

Un nou concurent a apărut printre elementele care nu există pe Pământ. S-a dovedit a fi un reprezentant al elementelor transuraniu sintetizate artificial de oamenii de stiinta. Numele reclamantului este californian, al lui număr de serie- nouăzeci și opt. Izotopul său californiu-254 a fost preparat într-o cantitate de numai aproximativ 30 de miliarde de grame. Dar această cantitate cu adevărat lipsită de greutate a fost suficientă pentru a măsura timpul de înjumătățire al izotopului. S-a dovedit a fi egal cu 55 de zile.

Și de aici a apărut o ipoteză curioasă: energia de descompunere a California-254 este cea care asigură luminozitatea neobișnuit de mare a unei supernove timp de doi ani. Dezintegrarea californiului are loc prin fisiunea spontană a nucleelor ​​sale; cu acest tip de dezintegrare, nucleul pare să se împartă în două fragmente - nucleele elementelor din mijlocul tabelului periodic.

Dar cum se sintetizează californiul însuși? Oamenii de știință dau și aici o explicație logică. În timpul comprimării nucleului care precede explozia supernovei, reacția nucleară a interacțiunii neon-21 deja familiar cu particulele alfa este neobișnuit de accelerată. Consecința acestui fapt este apariția într-o perioadă de timp destul de scurtă a unui flux de neutroni extrem de puternic. Procesul de captare a neutronilor are loc din nou, dar de data aceasta este rapid. Nucleele reușesc să absoarbă următorii neutroni înainte ca aceștia să sufere dezintegrare beta. Pentru acest proces, instabilitatea elementelor transbismutice nu mai este un obstacol. Lanțul de transformări nu se va rupe, iar sfârșitul tabelului periodic va fi de asemenea umplut. În acest caz, aparent, chiar și astfel de elemente transuraniu sunt formate care condiţii artificiale nu a primit încă.

Oamenii de știință au calculat că fiecare explozie de supernovă produce doar o cantitate fantastică de California-254. Din această cantitate s-ar putea face 20 de bile, fiecare dintre ele ar cântări la fel de mult ca Pământul nostru. Care este soarta ulterioară a supernovei? Ea moare destul de repede. La locul izbucnirii sale, a rămas doar o stea mică, foarte slabă. Este diferit, dar neobișnuit. densitate mare substanțe: o cutie de chibrituri umplută cu el ar cântări zeci de tone. Astfel de stele se numesc „”. Încă nu știm ce se întâmplă cu ei în continuare.

Materia care este aruncată în spațiul cosmic se poate condensa și forma noi stele; vor începe o nouă cale lungă de dezvoltare. Oamenii de știință au făcut până acum doar linii generale generale ale imaginii originii elementelor, o imagine a activității stelelor - mari fabrici de atomi. Poate că această comparație transmite în general esența problemei: artistul schițează pe pânză doar primele contururi ale viitoarei opere de artă. Ideea principală este deja clară, dar multe detalii, inclusiv semnificative, mai trebuie să fie ghicite.

Soluția finală la problema originii elementelor va necesita o muncă enormă din partea oamenilor de știință de diferite specialități. Probabil, multe lucruri din ceea ce ni se pare acum neîndoielnic se vor dovedi de fapt aproximativ aproximative, sau chiar complet incorecte. Probabil că oamenii de știință vor trebui să se confrunte cu modele care ne sunt încă necunoscute. Până la urmă, pentru a înțelege cele mai complexe procese, care apare în Univers, va necesita fără îndoială un nou salt calitativ în dezvoltarea ideilor noastre despre acesta.

Cu câteva secole în urmă, astronomii au observat cum luminozitatea unor stele din galaxie a crescut brusc de peste o mie de ori. Oamenii de știință au desemnat un fenomen rar de creștere multiplă a strălucirii unui obiect cosmic drept nașterea unei supernove. Aceasta este într-un fel un nonsens cosmic, pentru că în acest moment o stea nu se naște, ci încetează să mai existe.

Flash supernova- aceasta este, de fapt, o explozie a unei stele, însoțită de eliberarea unei cantități colosale de energie ~10 50 erg. Luminozitatea unei supernove, care devine vizibilă oriunde în Univers, crește pe parcursul mai multor zile. În acest caz, în fiecare secundă cantitatea de energie eliberată este atât cât poate produce Soarele pe toată durata existenței sale.

Explozia supernovei ca o consecință a evoluției obiectelor cosmice

Astronomii explică acest fenomen prin procese evolutive care se întâmplă tuturor de milioane de ani. obiecte spațiale. Pentru a vă imagina procesul unei supernove, trebuie să înțelegeți structura unei stele. (poza de mai jos).

O stea este un obiect imens cu o masă colosală și, prin urmare, aceeași gravitație. Steaua are un miez mic înconjurat de o înveliș exterioară de gaze care formează cea mai mare parte a masei stelei. Forțele gravitaționale pun presiune asupra carcasei și miezului, comprimându-le cu o astfel de forță încât carcasa de gaz devine fierbinte și, extinzându-se, începe să preseze din interior, compensând forța gravitației. Paritatea celor două forțe determină stabilitatea stelei.

Sub influența unor temperaturi enorme, în miez începe o reacție termonucleară, transformând hidrogenul în heliu. Se eliberează și mai multă căldură, a cărei radiație crește în interiorul stelei, dar este încă reținută de gravitație. Și atunci începe adevărata alchimie cosmică: rezervele de hidrogen se epuizează, heliul începe să se transforme în carbon, carbonul în oxigen, oxigenul în magneziu... Astfel, printr-o reacție termonucleară, are loc sinteza unor elemente din ce în ce mai grele.

Până la apariția fierului, toate reacțiile se desfășoară cu eliberarea de căldură, dar de îndată ce fierul începe să degenereze în elementele care îl urmează, reacția de la exotermă devine endotermă, adică căldura încetează să fie eliberată și începe să fie consumată. Echilibrul gravitaţiei şi radiatii termice este perturbat, miezul este comprimat de mii de ori, iar toate straturile exterioare ale cochiliei se repezi spre centrul stelei. Păstrându-se în miez cu viteza luminii, ei revin, ciocnindu-se unul de altul. Are loc o explozie a straturilor exterioare, iar materialul care alcătuiește steaua zboară cu o viteză de câteva mii de kilometri pe secundă.

Procesul este însoțit de un fulger atât de strălucitor încât poate fi văzut chiar și cu ochiul liber dacă o supernova se aprinde într-o galaxie din apropiere. Apoi strălucirea începe să se estompeze, iar la locul exploziei a... Și ce rămâne după explozia supernovei? Există mai multe opțiuni pentru dezvoltarea evenimentelor: în primul rând, rămășița supernovei poate fi un nucleu de neutroni, pe care oamenii de știință îl numesc stea neutronică, în al doilea rând, o gaură neagră, în al treilea rând, o nebuloasă de gaz.