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 Scorpius 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 procesele 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.
Ce știi despre supernove? Veți spune probabil că o supernova este o explozie grandioasă a unei stele, în locul căreia rămâne o stea neutronică sau o gaură neagră.
Cu toate acestea, nu toate supernovele sunt de fapt etapa finală din viața stelelor masive. Sub clasificare modernă Exploziile supernovei, pe lângă exploziile supergiganților, includ și alte fenomene.
Nova și supernove
Termenul „supernovă” a migrat de la termenul „novă”. „Novae” au fost numite stele care au apărut pe cer aproape de la zero, după care au dispărut treptat. Primele „noi” sunt cunoscute din cronicile chineze care datează din mileniul II î.Hr. Interesant este că printre aceste noi au existat adesea supernove. De exemplu, a fost o supernovă în 1571 care a fost observată de Tycho Brahe, care a inventat ulterior termenul „nova”. Acum știm că în ambele cazuri nu vorbim despre nașterea unor noi luminari în sens literal.
Nova și supernove indică o creștere bruscă a luminozității unei stele sau a unui grup de stele. De regulă, anterior oamenii nu aveau ocazia să observe stelele care au dat naștere acestor erupții. Acestea erau obiecte prea slabe pentru ochiul liber sau instrumentul astronomic al acelor ani. Ele au fost observate deja în momentul erupției, care semăna în mod natural cu nașterea unei noi stele.
În ciuda asemănării acestor fenomene, astăzi există o diferență puternică în definițiile lor. Luminozitatea maximă a supernovelor este de mii și sute de mii de ori mai mare decât luminozitatea maximă a novelor. Această discrepanță se explică prin diferența fundamentală în natura acestor fenomene.
Nașterea noilor stele
Noile erupții sunt explozii termonucleare care au loc în unele sisteme stelare apropiate. Astfel de sisteme constau și dintr-o stea însoțitoare mai mare (stea din secvența principală, subgigant sau). Gravitația puternică a piticii albe trage material din steaua însoțitoare, determinând formarea unui disc de acreție în jurul ei. Procesele termonucleare care au loc în discul de acreție își pierd uneori stabilitatea și devin explozive.
Ca urmare a unei astfel de explozii, luminozitatea sistemului stelar crește de mii, sau chiar de sute de mii de ori. Așa se întâmplă nașterea nova. Un obiect până acum slab sau chiar invizibil pentru un observator pământesc capătă o luminozitate vizibilă. De regulă, un astfel de focar atinge apogeul în doar câteva zile și poate dispărea ani de zile. Adesea, astfel de izbucniri se repetă în același sistem la fiecare câteva decenii, de exemplu. sunt periodice. În jurul noii stele se observă, de asemenea, un înveliș de gaz în expansiune.
Exploziile de supernove au o natură complet diferită și mai diversă a originii lor.
Supernovele sunt de obicei împărțite în două clase principale (I și II). Aceste clase pot fi numite spectrale, deoarece se disting prin prezența și absența liniilor de hidrogen în spectre. Aceste clase sunt, de asemenea, vizibil diferite din punct de vedere vizual. Toate supernovele de clasa I sunt similare atât în ceea ce privește puterea de explozie, cât și în dinamica schimbărilor de luminozitate. Supernovele de clasa a II-a sunt foarte diverse în acest sens. Puterea exploziei lor și dinamica schimbărilor de luminozitate se află într-o gamă foarte largă.
Toate supernovele de clasa II sunt generate de colapsul gravitațional în interiorul stelelor masive. Cu alte cuvinte, aceasta este aceeași explozie de supergiganți care ne este familiară. Printre supernovele de primă clasă, există acelea al căror mecanism de explozie este mai probabil să fie similar cu explozia de noi stele.
Moartea Supergiantilor
Stelele a căror masă depășește 8-10 devin supernove masele solare. Miezurile unor astfel de stele, având hidrogen epuizat, trec la reacții termonucleare care implică heliu. După ce a epuizat heliul, nucleul continuă să sintetizeze elemente din ce în ce mai grele. În adâncurile stelei, se creează tot mai multe straturi, fiecare dintre ele având propriul său tip de fuziunea termonucleara. În etapa finală a evoluției sale, o astfel de stea se transformă într-o supergigantă „stratificată”. Sinteza fierului are loc în miezul său, în timp ce mai aproape de suprafață continuă sinteza heliului din hidrogen.
Fuziunea nucleelor de fier și multe altele elemente grele apare odata cu absorbtia energiei. Prin urmare, devenind fier, nucleul supergigant nu mai este capabil să elibereze energie pentru a compensa forțele gravitaționale. Miezul își pierde echilibrul hidrodinamic și începe să sufere o comprimare aleatorie. Straturile rămase ale stelei continuă să mențină acest echilibru până când nucleul se contractă la o anumită dimensiune critică. Acum straturile rămase și steaua în ansamblu își pierd echilibrul hidrodinamic. Numai în acest caz, nu compresia „învinge”, ci energia eliberată în timpul colapsului și al reacțiilor haotice ulterioare. Învelișul exterior este eliberat - o explozie de supernovă.
Diferențele de clasă
Diferitele clase și subclase de supernove sunt explicate prin cum era steaua înainte de explozie. De exemplu, absența hidrogenului în supernovele de clasa I (subclasele Ib, Ic) este o consecință a faptului că steaua în sine nu avea hidrogen. Cel mai probabil, o parte din învelișul său exterior s-a pierdut în timpul evoluției într-un sistem binar apropiat. Spectrul subclasei Ic diferă de Ib prin absența heliului.
În orice caz, supernovele de astfel de clase apar în stele care nu au o înveliș exterioară de hidrogen-heliu. Straturile rămase se află în limite destul de stricte ale dimensiunii și masei lor. Acest lucru se explică prin faptul că reacțiile termonucleare se înlocuiesc cu declanșarea unei anumite etape critice. Acesta este motivul pentru care exploziile stelelor din clasa Ic și clasa Ib sunt atât de asemănătoare. Luminozitatea lor maximă este de aproximativ 1,5 miliarde de ori mai mare decât cea a Soarelui. Ele ating această luminozitate în 2-3 zile. După aceasta, luminozitatea lor scade de 5-7 ori pe lună și scade încet în lunile următoare.
Stelele supernovei de tip II aveau o înveliș de hidrogen-heliu. În funcție de masa stelei și de celelalte caracteristici ale acesteia, această înveliș poate avea limite diferite. Aceasta explică gama largă de modele de supernova. Luminozitatea lor poate varia de la zeci de milioane la zeci de miliarde de luminozități solare (excluzând exploziile de raze gamma - vezi mai jos). Iar dinamica schimbărilor de luminozitate are un caracter foarte diferit.
Transformarea piticii albe
O categorie specială de supernove sunt rachetele de lumină. Aceasta este singura clasă de supernove care poate apărea în galaxiile eliptice. Această caracteristică sugerează că aceste erupții nu sunt produsul morții supergiganților. Supergiganții nu trăiesc pentru a-și vedea galaxiile „îmbătrânind”, adică. va deveni eliptică. De asemenea, toate blițurile din această clasă au aproape aceeași luminozitate. Datorită acestui fapt, supernovele de tip Ia sunt „lumânările standard” ale Universului.
Ele apar după un model distinct diferit. După cum sa menționat mai devreme, aceste explozii sunt oarecum similare ca natură cu noile explozii. O schemă pentru originea lor sugerează că și ele își au originea într-un sistem apropiat de pitică albă și steaua ei însoțitoare. Cu toate acestea, spre deosebire de stele noi, aici are loc o detonare de un tip diferit, mai catastrofal.
Pe măsură ce își „devorează” tovarășul, pitica albă crește în masă până când atinge limita Chandrasekhar. Această limită, aproximativ egală cu 1,38 mase solare, este limita superioară a masei unei pitice albe, după care se transformă într-o stea neutronică. Un astfel de eveniment este însoțit de o explozie termonucleară cu o eliberare colosală de energie, cu multe ordine de mărime mai mare decât o nouă explozie normală. Valoarea aproape constantă a limitei Chandrasekhar explică o discrepanță atât de mică în luminozitatea diferitelor erupții ale acestei subclase. Această luminozitate este de aproape 6 miliarde de ori mai mare decât luminozitatea solară, iar dinamica schimbării sale este aceeași cu cea a supernovelor de clasa Ib, Ic.
Explozii de hipernova
Hipernovele sunt explozii a căror energie este cu câteva ordine de mărime mai mare decât energia supernovelor tipice. Adică, de fapt, sunt hipernove, supernove foarte strălucitoare.
De obicei, o hipernova este considerată a fi o explozie de stele supermasive, numită și . Masa unor astfel de stele începe de la 80 și depășește adesea limita teoretică de 150 de mase solare. Există, de asemenea, versiuni pe care hipernovele le pot forma în timpul anihilării antimateriei, formării unei stele cuarci sau ciocnirii a două stele masive.
Hipernovele sunt remarcabile prin faptul că sunt cauza principală a probabil celei mai intense evenimente energetice și mai rare din Univers - exploziile de raze gamma. Durata exploziilor gamma variază de la sutimi de secunde la câteva ore. Dar cel mai adesea durează 1-2 secunde. În aceste secunde, ei emit energie similară cu energia Soarelui pentru toate cele 10 miliarde de ani de viață! Natura exploziilor de raze gamma este încă în mare parte necunoscută.
Progenitorii vieții
În ciuda naturii lor catastrofale, supernovele pot fi numite pe bună dreptate progenitorii vieții în Univers. Puterea exploziei lor împinge mediul interstelar în formarea de nori de gaz și praf și nebuloase, în care se nasc ulterior stelele. O altă caracteristică a acestora este că supernovele saturează mediul interstelar cu elemente grele.
Sunt supernove care dau naștere la orice elemente chimice, care este mai greu decât fierul. La urma urmei, după cum sa menționat mai devreme, sinteza unor astfel de elemente necesită energie. Numai supernovele sunt capabile să „încarce” nuclee compuși și neutroni pentru producerea de noi elemente consumatoare de energie. Energia cinetică a exploziei le poartă în spațiu împreună cu elementele formate în adâncurile stelei care explodează. Acestea includ carbonul, azotul și oxigenul și alte elemente fără de care viața organică este imposibilă.
Observarea supernovei
Exploziile de supernove sunt fenomene extrem de rare. Galaxia noastră, care conține mai mult de o sută de miliarde de stele, suferă doar câteva erupții pe secol. Potrivit cronicilor și surselor astronomice medievale, în ultimii două mii de ani au fost înregistrate doar șase supernove vizibile cu ochiul liber. Astronomii moderni nu au observat niciodată supernove în galaxia noastră. Cel mai apropiat a avut loc în 1987 în Marele Nor Magellanic, unul dintre sateliții Căii Lactee. În fiecare an, oamenii de știință observă până la 60 de supernove care apar în alte galaxii.
Din cauza acestei rarități, supernovele sunt aproape întotdeauna observate deja în momentul izbucnirii lor. Evenimentele care au precedat-o nu au fost aproape niciodată observate, așa că natura supernovelor rămâne în mare parte misterioasă. Știința modernă nu este capabil să prezică cu precizie supernove. Orice vedetă candidată poate izbucni abia după milioane de ani. Cel mai interesant în acest sens este Betelgeuse, care are o oportunitate foarte reală de a ilumina cerul pământului în timpul vieții noastre.
Eclarii universale
Exploziile de hipernova sunt și mai rare. În galaxia noastră, un astfel de eveniment are loc o dată la sute de mii de ani. Cu toate acestea, exploziile de raze gamma generate de hipernove sunt observate aproape zilnic. Sunt atât de puternice încât sunt înregistrate din aproape toate colțurile Universului.
De exemplu, una dintre exploziile de raze gamma, situate la 7,5 miliarde de ani lumină distanță, a putut fi văzută cu ochiul liber. S-a întâmplat în galaxia Andromeda și pentru câteva secunde cerul pământului a fost iluminat de o stea cu strălucirea lunii pline. Dacă s-ar întâmpla de cealaltă parte a galaxiei noastre, un al doilea Soare ar apărea pe fundalul Căii Lactee! Se dovedește că luminozitatea erupției este de cvadrilioane de ori mai strălucitoare decât Soarele și de milioane de ori mai strălucitoare decât galaxia noastră. Având în vedere că există miliarde de galaxii în Univers, nu este de mirare de ce astfel de evenimente sunt înregistrate în fiecare zi.
Impact asupra planetei noastre
Este puțin probabil ca supernovele să reprezinte o amenințare pentru umanitatea modernă și să ne afecteze în vreun fel planeta. Chiar și o explozie de la Betelgeuse ne-ar lumina cerul doar pentru câteva luni. Cu toate acestea, cu siguranță ne-au influențat decisiv în trecut. Un exemplu în acest sens este prima din cele cinci extincții în masă de pe Pământ, care a avut loc acum 440 de milioane de ani. Potrivit unei versiuni, cauza acestei dispariții a fost o explozie de raze gamma care a avut loc în galaxia noastră.
Mai demn de remarcat este rolul complet diferit al supernovelor. După cum sa menționat deja, supernovele creează elementele chimice necesare pentru apariția vieții bazate pe carbon. Biosfera pământului nu a făcut excepție. sistemul solar format într-un nor de gaz care conținea fragmente din exploziile trecute. Se pare că toți ne datorăm aspectul supernovei.
Mai mult, supernovele au continuat să influențeze evoluția vieții pe Pământ. Ridicarea radiații de fond planete, au forțat organismele să se mute. De asemenea, nu ar trebui să uităm de extincțiile majore. Cu siguranță supernovele au „făcut ajustări” biosferei pământului de mai multe ori. La urma urmei, dacă nu ar fi aceste extincții globale, specii complet diferite ar domina acum Pământul.
Amploarea exploziilor stelare
Pentru a înțelege clar câtă energie au exploziile de supernove, să ne întoarcem la ecuația masei și echivalentului de energie. Potrivit lui, fiecare gram de materie conține o cantitate colosală de energie. Deci 1 gram de substanță este echivalent cu o explozie bombă atomică, a explodat peste Hiroshima. Energia bombei țarului este echivalentă cu trei kilograme de materie.
În fiecare secundă în timpul proceselor termonucleare din adâncurile Soarelui, 764 de milioane de tone de hidrogen sunt transformate în 760 de milioane de tone de heliu. Aceste. În fiecare secundă Soarele emite energie echivalentă cu 4 milioane de tone de materie. Doar o două miliarde din energia totală a Soarelui ajunge pe Pământ, aceasta este echivalentă cu două kilograme de masă. Prin urmare, ei spun că explozia Bombei Țarului a putut fi observată de pe Marte. Apropo, Soarele furnizează Pământului de câteva sute de ori mai multă energie decât consumă omenirea. Adică, pentru a acoperi nevoile energetice anuale ale întregii umanități moderne, doar câteva tone de materie trebuie convertite în energie.
Având în vedere cele de mai sus, imaginați-vă că supernova medie la vârf „ard” cvadrilioane de tone de materie. Aceasta corespunde masei unui asteroid mare. Energia totală a unei supernove este echivalentă cu masa unei planete sau chiar a unei stele de masă mică. În cele din urmă, o explozie de raze gamma, în secunde, sau chiar o fracțiune de secundă din viața sa, împrăștie energie echivalentă cu masa Soarelui!
Supernove atât de diferite
Termenul „supernova” nu ar trebui asociat doar cu explozia stelelor. Aceste fenomene sunt poate la fel de diverse precum sunt diverse stelele. Știința nu a înțeles încă multe dintre secretele lor.
Câte impresii sunt asociate cu aceste cuvinte în rândul amatorilor și profesioniștilor - exploratorii spațiului. Însuși cuvântul „nou” poartă cu el sens pozitiv, iar „super” este super pozitiv, dar, din păcate, înșală însăși esența. Supernovele pot fi mai degrabă numite stele super-vechi, deoarece sunt practic ultima etapă a dezvoltării unei stele. Ca să zic așa, o strălucitoare apoteoză excentrică a vieții stelare. Eclipsa eclipsează uneori întreaga galaxie în care se află. steaua pe moarte, și se încheie cu dispariția sa completă.
Oamenii de știință au identificat două tipuri de supernove. Una este supranumită afectuos explozia unei pitici albe (tip I) care, în comparație cu soarele nostru, este mai densă și, în același timp, mult mai mică ca rază. Pitica albă mică și grea este penultima etapă normală a evoluției multor stele. Practic nu mai există hidrogen în spectrul optic. Și dacă o pitică albă există într-o simbioză a unui sistem binar cu o altă stea, își atrage materia până când își depășește limita. S. Chandresekhar în anii 30 ai secolului XX a spus că fiecare pitic are o limită clară de densitate și masă, depășind care are loc colapsul. Este imposibil să se micșoreze la nesfârșit și mai devreme sau mai târziu trebuie să se producă o explozie! Al doilea tip de formare a supernovei este cauzat de procesul de fuziune termonucleară, care se formează metale grele, se prăbușește în sine, determinând creșterea temperaturii din centrul stelei. Miezul stelei este comprimat din ce în ce mai mult și în ea încep să apară procese de neutronizare („rețea” protoni și electroni, în timpul cărora ambii se transformă în neutroni), ceea ce duce la o pierdere de energie și la răcirea centrului stelei. Toate acestea provoacă o atmosferă rarefiată, iar coaja se repezi spre miez. Explozie! Miriade de bucăți mici ale unei stele se împrăștie în spațiu și o strălucire strălucitoare dintr-o galaxie îndepărtată, unde cu milioane de ani în urmă (numărul de zerouri în ani de vizibilitate a unei stele depinde de distanța sa de Pământ) steaua a explodat, este vizibilă. astăzi pentru oamenii de știință de pe planeta Pământ. Vestea tragediei trecutului, o altă viață întreruptă, o frumusețe tristă pe care uneori o putem observa de secole.
De exemplu, Nebuloasa Crab, care poate fi văzută prin telescopul observatoarelor moderne, este consecințele unei explozii de supernovă, care a fost văzută de astronomii chinezi în 1054. Este atât de interesant să realizezi că ceea ce privești astăzi a fost admirat timp de aproape 1000 de ani de o persoană care nu a mai existat pe Pământ de mult timp. Acesta este întregul mister al Universului, existența lui lentă, prelungită, care ne face viața ca o fulger de scânteie de la un foc, uimește și duce la o oarecare uimire. Oamenii de știință au identificat câteva dintre cele mai faimoase explozii de supernove, care sunt desemnate conform unei scheme clar definite. SuperNova latină este scurtată la caracterele SN, urmate de anul de observație și în final scrisă număr de serie pe an. Astfel, pot fi văzute următoarele nume de supernove celebre:
Nebuloasa Crab - așa cum am menționat mai devreme, este rezultatul unei explozii de supernovă, care este situată la o distanță de 6.500 de ani lumină de Pământ, cu un diametru astăzi de 6.000 de ani lumină. Această nebuloasă continuă să zboare în direcții diferite, deși explozia a avut loc cu puțin mai puțin de 1000 de ani în urmă. Și în centrul său există o stea-pulsar neutronică, care se rotește în jurul axei sale. Interesant este că la luminozitate mare această nebuloasă are un flux constant de energie, ceea ce îi permite să fie folosită ca punct de referință în calibrarea astronomiei cu raze X. O altă descoperire a fost supernova SN1572, după cum sugerează și numele, oamenii de știință au observat explozia în noiembrie 1572. După toate indicațiile, această stea era o pitică albă. În 1604, timp de un an întreg, astrologii chinezi, coreeni și apoi europeni au putut observa strălucirea exploziei supernovei SN1604, care a fost situată în constelația Ophiuchus. Johannes Kepler și-a dedicat lucrarea principală studiului său, „Pe o nouă stea din constelația Ophiuchus”, și, prin urmare, supernova a fost numită după savantul - SuperNova Kepler. Cea mai apropiată explozie de supernova a fost strălucirea din 1987 - SN1987A, situată în Marele Nor Magellanic la 50 de parsecs de Soarele nostru, o galaxie satelit pitică. calea lactee. Această explozie a răsturnat unele dintre teoriile deja stabilite ale evoluției stelare. Se presupunea că numai uriașii roșii ar putea exploda, dar apoi, inoportun, a explodat unul albastru! Supergiant albastru (masă peste 17 mase solare) Sandulak. Rămășițele foarte frumoase ale planetei formează două inele de legătură neobișnuite, pe care oamenii de știință le studiază astăzi. Următoarea supernova i-a uimit pe oamenii de știință în 1993 - SN1993J, care înainte de explozie era o supergigantă roșie. Dar lucru surprinzător este că rămășițele, care trebuiau să se estompeze după explozie, dimpotrivă, au început să câștige luminozitate. De ce?
Câțiva ani mai târziu, a fost descoperită o planetă satelit care nu a fost deteriorată de explozia supernovei vecinului său și a creat condițiile pentru strălucirea carcasei stelei însoțitoare care a fost ruptă cu puțin timp înainte de explozie (vecinii sunt vecini, dar tu nu pot argumenta cu gravitația...), observat de oamenii de știință. De asemenea, se prevede că această stea va deveni o gigantă roșie și o supernovă. Explozia următoarei supernove din 2006 (SN206gy) este recunoscută drept cea mai strălucitoare strălucire din întreaga istorie a observării acestor fenomene. Acest lucru a permis oamenilor de știință să prezinte noi teorii despre exploziile supernovei (cum ar fi stele cuarci, coliziunea a două planete masive și altele) și să numească această explozie o explozie de hipernovă! Iar ultima supernova interesanta este G1.9+0.3. Pentru prima dată, semnalele sale ca sursă radio a Galaxiei au fost captate de radiotelescopul VLA. Și astăzi Observatorul Chandra îl studiază. Rata de expansiune a resturilor stelei explodate este uimitoare este de 15.000 km pe oră! Care este 5% din viteza luminii!
Pe lângă aceste cele mai interesante explozii de supernove și rămășițele lor, desigur, există și alte evenimente „de zi cu zi” în spațiu. Dar adevărul rămâne că tot ceea ce ne înconjoară astăzi este rezultatul exploziilor de supernove. Într-adevăr, teoretic, la începutul existenței sale, Universul era alcătuit din gaze ușoare de heliu și hidrogen, care, în timpul arderii stelelor, au fost transformate în alte elemente „de construcție” pentru toate planetele existente în prezent. Cu alte cuvinte, Stelele și-au dat viața pentru nașterea unei noi vieți!
O explozie de supernovă (notată SN) este un fenomen la o scară incomparabil mai mare decât o explozie de nova. Când observăm apariția unei supernove într-unul dintre sistemele stelare, luminozitatea acestei stele este uneori de aceeași ordine cu luminozitatea integrală a întregului sistem stelar. Astfel, steaua care a izbucnit în 1885 în apropierea centrului nebuloasei Andromeda a atins o luminozitate de , în timp ce luminozitatea integrală a nebuloasei este egală cu , adică fluxul de lumină din supernova este doar puțin mai mic de patru ori mai mic decât fluxul din nebuloasă. În două cazuri, strălucirea supernovei s-a dovedit a fi mai mare decât strălucirea galaxiei în care a apărut supernova. Mărimile absolute ale supernovelor la maxim sunt aproape de , adică de 600 de ori mai strălucitoare decât magnitudinea absolută a unei noi obișnuite la luminozitate maximă. Supernovele individuale ating un maxim de zece miliarde de ori mai mare decât luminozitatea Soarelui.
Trei supernove au fost observate în mod fiabil în galaxia noastră în ultimul mileniu: în 1054 (în Taur), în 1572 (în Cassiopeia), în 1604 (în Ophiuchus). Aparent, a trecut neobservată și explozia supernovei din Cassiopeia în jurul anului 1670, din care ceea ce rămâne acum este un sistem de filamente de gaz zburătoare și emisie radio puternică (Cas A). În unele galaxii, trei sau chiar patru supernove au explodat pe parcursul a 40 de ani (în nebuloasele NGC 5236 și 6946). În medie, o supernova erupe în fiecare galaxie la fiecare 200 de ani, iar pentru aceste două galaxii acest interval se reduce la 8 ani! Cooperare internaționalăîn patru ani (1957-1961) a dus la descoperirea a patruzeci și două de supernove. Număr total Numărul de supernove observate depășește în prezent 500.
În funcție de caracteristicile schimbării luminozității, supernovele se împart în două tipuri - I și II (Fig. 129); este posibil să existe și un tip III, care combină supernove cu cea mai scăzută luminozitate.
Supernovele de tip I se disting printr-un maxim de scurtă durată (aproximativ o săptămână), după care, pe parcursul a 20-30 de zile, luminozitatea scade în ritmul unei zile. Apoi căderea încetinește și apoi, până când steaua devine invizibilă, se desfășoară cu o viteză constantă pe zi. Luminozitatea stelei scade exponențial, înjumătățindu-se la fiecare 55 de zile. De exemplu, Supernova 1054 din Taur a atins o asemenea magnitudine încât a fost vizibilă în timpul zilei timp de aproape o lună, iar vizibilitatea sa cu ochiul liber a durat doi ani. La luminozitate maximă, magnitudinea absolută a supernovelor de tip I atinge în medie , iar amplitudinea de la luminozitatea maximă la minimă după izbucnire.
Supernovele de tip II au luminozitate mai mică: la maxim, amplitudinea este necunoscută. Aproape de maxim, luminozitatea persistă oarecum, dar la 100 de zile după maxim scade mult mai repede decât la supernovele de tip I, și anume cu 20 de zile.
Supernove de obicei se ard la periferia galaxiilor.
Supernovele de tip I se găsesc în galaxii de orice formă, în timp ce supernovele de tip II se găsesc doar în cele spiralate. Ambele în galaxiile spirale se găsesc cel mai adesea în apropierea planului ecuatorial, de preferință în brațele spiralelor, și probabil evită centrul galaxiei. Cel mai probabil aparțin componentei plate (populația de tip I).
Spectrele supernovelor de tip I nu sunt în niciun fel asemănătoare cu spectrele novelor. Ele au fost descifrate abia după ce ideea benzilor de emisie foarte largi a fost abandonată, iar golurile întunecate au fost percepute ca benzi de absorbție foarte largi, puternic deplasate la violet prin valoarea DH, corespunzătoare vitezelor de apropiere de la 5000 la 20.000 km/ s.
Orez. 129. Curbe de lumină fotografice ale supernovelor de tip I și II. Mai sus este o schimbare a luminozității a două supernove de tip I care au erupt în 1937 aproape simultan în nebuloasele IC 4182 și NGC 1003. Zilele iuliane sunt reprezentate pe axa x. Mai jos este o curbă sintetică a luminii a trei supernove de tip II, obținută prin deplasarea corespunzătoare a curbelor individuale de lumină de-a lungul axei mărimii (ordonata rămasă neetichetată). Curba punctată reprezintă schimbarea luminozității unei supernove de tip I. Zilele de la un început arbitrar sunt reprezentate pe axa x
Acestea sunt ratele de expansiune ale carcazilor supernovei! Este clar că înainte de maxim și pentru prima dată după maxim, spectrul unei supernove este similar cu spectrul unei supergigante, a cărei temperatură de culoare este de aproximativ 10.000 K sau mai mare (excesul de ultraviolete este de aproximativ );
la scurt timp după maxim, temperatura radiației scade la 5-6 mii Kelvin. Dar spectrul rămâne bogat în linii de metale ionizate, în primul rând CaII (atât dubletul ultraviolet, cât și tripletul infraroșu), liniile de heliu (HeI) sunt bine reprezentate și numeroase linii de azot (NI) sunt foarte proeminente, iar liniile de hidrogen sunt identificate cu mare incertitudine. Desigur, în anumite faze ale flarei, liniile de emisie se găsesc și în spectru, dar sunt de scurtă durată. Lățimea foarte mare a liniilor de absorbție se explică prin dispersia mare a vitezelor în carcasele de gaz ejectate.
Spectrele supernovelor de tip II sunt similare cu spectrele novelor obișnuite: linii largi de emisie mărginite pe partea violetă de linii de absorbție care au aceeași lățime ca și emisiile. Prezența liniilor Balmer foarte vizibile de hidrogen, deschise și întunecate, este caracteristică. Lățimea mare a liniilor de absorbție formate în învelișul în mișcare, în acea parte a acesteia care se află între stea și observator, indică atât dispersia vitezelor în înveliș, cât și a acesteia. dimensiuni uriașe. Schimbările de temperatură în supernovele de tip II sunt similare cu cele din tipul I, iar ratele de expansiune ajung până la 15.000 km/s.
Între tipurile de supernove și locația lor în galaxie sau frecvența de apariție în galaxii diferite tipuri Există o corelație, deși nu foarte puternică. Supernovele de tip I se găsesc preferenţial în rândul populaţiei stelare a componentei sferice şi, în special, în galaxiile eliptice, iar supernovele de tip II, dimpotrivă, se găsesc în rândul populaţiei de disc, în nebuloase spiralate şi, rar, neregulate. Cu toate acestea, toate supernovele observate în Marele Nor Magellanic au fost de tip I. Produsul final supernovele din alte galaxii sunt în general necunoscute. Cu o amplitudine de aproximativ supernove observată în alte galaxii, la luminozitate minimă ar trebui să fie obiecte, adică complet inaccesibile pentru observare.
Toate aceste circumstanțe pot ajuta să ne dăm seama ce fel de stele pot fi - vestigii de supernove. Apariția supernovelor de tip I în galaxiile eliptice cu populațiile lor vechi ne permite să considerăm pre-supernovele ca stele vechi de masă mică care și-au consumat tot hidrogenul. În contrast, supernovele de tip II, care apar în principal în brațele spiralate bogate în gaze, au nevoie de aproximativ ani pentru ca progenitorii să traverseze brațul, făcându-le vechi de aproximativ o sută de milioane de ani. În acest timp, steaua trebuie, pornind de la secvența principală, să o părăsească atunci când combustibilul hidrogen din adâncurile sale este epuizat. O stea cu masă mică nu va avea timp să treacă prin această etapă și, prin urmare, precursorul unei supernove de tip II trebuie să aibă o masă nu mai mică și să fie o stea OB tânără până la explozie.
Adevărat, apariția menționată mai sus a supernovelor de tip I în Marele Nor Magellanic încalcă oarecum fiabilitatea imaginii descrise.
Este firesc să presupunem că precursorul unei supernove de tip I este o pitică albă cu o masă de aproximativ , lipsită de hidrogen. Dar a devenit astfel pentru că făcea parte dintr-un sistem binar în care o gigantă roșie mai masivă își renunță materia într-un flux furtunos, astfel încât ceea ce rămâne din ea, în cele din urmă, este un nucleu degenerat - o pitică albă de carbon - compoziția oxigenului, iar fostul satelit însuși devine gigant și începe să trimită materie înapoi către pitica albă, formând acolo un H = He-shell. Masa sa crește, de asemenea, atunci când se apropie de limita (18.9), iar temperatura sa centrală crește la 4-10 ° K, la care carbonul „se aprinde”.
Într-o stea obișnuită, pe măsură ce temperatura crește, crește presiunea, ceea ce susține straturile de deasupra. Dar pentru un gaz degenerat, presiunea depinde doar de densitate, nu va crește odată cu temperatura, iar straturile de deasupra vor cădea mai degrabă spre centru decât să se extindă pentru a compensa creșterea temperaturii. Miezul și straturile adiacente se vor prăbuși. Declinul continuă brusc accelerat până când temperatura crescută îndepărtează degenerarea, iar apoi steaua începe să se extindă „într-o încercare zadarnică” de a se stabiliza, în timp ce un val de ardere a carbonului trece prin ea. Acest proces durează o secundă sau două, timp în care se transformă o substanță cu o masă de aproximativ o masă a Soarelui, a cărei dezintegrare (cu eliberarea de -quanta și pozitroni) este susținută. temperatură ridicată la cochilie, extinzându-se rapid la dimensiuni de zeci de a. e. Se formează (cu un timp de înjumătățire), din degradarea căreia apare într-o cantitate de aproximativ O pitică albă este distrusă până la sfârșit. Dar nu există niciun motiv pentru educație stea neutronică. Între timp, în rămășițele unei explozii de supernovă nu găsim o cantitate notabilă de fier, dar găsim stele neutronice (vezi mai jos). Aceste fapte reprezintă principala dificultate a modelului prezentat al unei explozii de supernovă de tip I.
Dar explicațiile despre mecanismul exploziei unei supernove de tip II întâmpină dificultăți și mai mari. Aparent, predecesorul său nu face parte din sistemul binar. La masa mare(mai mult) evoluează independent și rapid, experimentând una după alta faze de ardere a H, He, C, O la Na și Si și mai departe la miezul Fe-Ni. Fiecare nouă fază este activată atunci când cea anterioară este epuizată, când, pierzând capacitatea de a contracara gravitația, miezul se prăbușește, temperatura crește și următoarea etapă intră în vigoare. Dacă este vorba de faza Fe-Ni, sursa de energie va dispărea, deoarece miezul de fier este distrus sub influența fotonilor de înaltă energie asupra multor particule, iar acest proces este endotermic. Ajută la prăbușire. Și nu mai există energie capabilă să oprească învelișul care se prăbușește.
Iar nucleul are capacitatea de a trece în starea de găuri negre (vezi p. 289) prin stadiul stelei neutronice prin reacție.
Dezvoltare în continuare fenomenele devin foarte neclare. Au fost propuse multe opțiuni, dar acestea nu explică cum, atunci când miezul se prăbușește, carcasa este aruncată afară.
În ceea ce privește latura descriptivă a materiei, cu o masă a carcasei în interior și o viteză de ejecție de aproximativ 2000 km/s, energia cheltuită pentru aceasta ajunge la , iar radiația în timpul erupției (în mare parte 70 de zile) este dusă departe.
Vom reveni din nou la luarea în considerare a procesului unei explozii de supernovă, dar cu ajutorul studierii rămășițelor focarelor (vezi § 28).
Supernove- stele care își încheie evoluția într-un proces exploziv catastrofal. Acest termen a fost folosit pentru a descrie stelele care au aprins mult (în ordine de mărime) mai puternic decât așa-numitele „nove”. De fapt, nici una, nici alta nu sunt noi din punct de vedere fizic; Dar, în mai multe cazuri istorice, s-au aprins acele stele care anterior erau practic sau complet invizibile pe cer, ceea ce a creat efectul apariției unei noi stele.
Supernove de tip II
De idei moderne, fuziunea termonucleară duce în timp la îmbogățirea compoziției regiunilor interne ale stelei cu elemente grele. În timpul procesului de fuziune termonucleară și de formare a elementelor grele, steaua se contractă, iar temperatura din centrul ei crește. (Efectul capacității termice negative a materiei gravitatoare nedegenerate.) Dacă masa stelei este suficient de mare, atunci procesul de fuziune termonucleară ajunge la concluzia sa logică cu formarea nucleelor de fier și nichel, iar compresia continuă. În acest caz, reacțiile termonucleare vor continua doar într-un anumit strat al stelei din jurul nucleului central - unde încă mai a rămas combustibil termonuclear nears. Miezul central este comprimat din ce în ce mai mult și, la un moment dat, din cauza presiunii, în el încep să apară reacții de neutronizare - protonii încep să absoarbă electroni, transformându-se în neutroni. Aceasta cauzează pierdere rapidă energia transportată de neutrinii rezultați (așa-numita răcire cu neutrini), astfel încât miezul stelei se contractă și se răcește. Procesul de colaps al nucleului central este atât de rapid încât se formează o undă de rarefacție în jurul acestuia. Apoi, urmând miezul, coaja se repezi și ea spre centrul stelei. Apoi, materialul învelișului revine din miez și se formează o undă de șoc care se propagă spre exterior, inițiind reacții termonucleare. În acest caz, este eliberată suficientă energie pentru a ejecta învelișul supernovei la viteză mare. Important are procesul de alimentare a undei de șoc cu energia neutrinilor care emană din regiunea centrală. Acest mecanism de explozie este clasificat ca supernova de tip II (SN II). Simulările numerice arată că unda de șoc de rebound nu duce la o explozie de supernovă. Se oprește la o distanță de aproximativ 100-200 km de centrul stelei. Contabilitatea rotației și prezenței câmp magnetic vă permite să simulați numeric o explozie de supernovă (mecanismul magnetorotațional al unei explozii de supernovă cu un miez care se prăbușește). Se crede că formarea unei supernove de tip II pune capăt evoluției tuturor stelelor a căror masă inițială depășește 8-10 mase solare. După explozie, rămâne o stea neutronică sau o gaură neagră, iar în jurul acestor obiecte din spațiu, de ceva timp, rămășițele cochiliilor stelei explodate există sub forma unei nebuloase de gaz în expansiune.
Supernove de tip Ia
Mecanismul exploziilor de supernove de tip Ia (SN Ia) arată oarecum diferit. Aceasta este o așa-numită supernovă termonucleară, al cărei mecanism de explozie se bazează pe procesul de fuziune termonucleară în miezul dens de carbon și oxigen al stelei. Predecesorii SN Ia sunt pitici albe cu mase apropiate de limita Chandrasekhar. Este în general acceptat că astfel de stele se pot forma atunci când materia curge din a doua componentă a unui sistem binar de stele. Acest lucru se întâmplă dacă a doua stea a sistemului depășește lobul său Roche sau aparține clasei de stele cu un vânt stelar superintens. Pe măsură ce masa unei pitici albe crește, densitatea și temperatura acesteia cresc treptat. În cele din urmă, când temperatura atinge aproximativ 3×108 K, apar condiții pentru aprinderea termonucleară a amestecului carbon-oxigen. Frontul de ardere începe să se răspândească din centru spre straturile exterioare, lăsând în urmă produse de ardere - nucleele grupului de fier. Propagarea frontului de ardere are loc într-un mod de deflagrare lentă și este instabilă la diverse tipuri tulburări. Cea mai mare valoare are instabilitate Rayleigh-Taylor, care apare din cauza acțiunii forței arhimediene asupra produselor de combustie ușoare și mai puțin dense, în comparație cu învelișul dens de carbon-oxigen. Încep procese convective intense la scară largă, care conduc la o intensificare și mai mare a reacțiilor termonucleare și la eliberarea energiei necesare pentru ejecția învelișului supernovei (~10 51 erg). Viteza frontului de ardere crește, este posibilă turbulizarea flăcării și formarea unei unde de șoc în straturile exterioare ale stelei.
Alte tipuri de supernove
Există, de asemenea, SN Ib și Ic, ai căror precursori sunt stele masive în sisteme binare, spre deosebire de SN II, ai cărui precursori sunt stele simple.
Teoria supernovei
Nu există încă o teorie completă a supernovelor. Toate modelele propuse sunt simplificate și au parametri liberi care trebuie ajustați pentru a obține imaginea de explozie necesară. În prezent, este imposibil să luați în considerare totul în modelele numerice. procese fizice, care apar în stele și sunt importante pentru dezvoltarea unei erupții. De asemenea, nu există o teorie completă a evoluției stelare.
Rețineți că predecesorul binecunoscutei supernove SN 1987A, clasificată ca supergigant de tip II, este o supergigantă albastră, nu una roșie, așa cum se presupunea în modelele SN II înainte de 1987. De asemenea, este probabil ca rămășița sa să nu conțină un obiect compact, cum ar fi o stea neutronică sau gaura neagra, după cum se poate observa din observații.
Locul supernovelor în Univers
Potrivit numeroaselor studii, după nașterea Universului, acesta a fost umplut doar cu substanțe ușoare - hidrogen și heliu. Toate celelalte elemente chimice s-au putut forma numai în timpul arderii stelelor. Aceasta înseamnă că planeta noastră (și tu și eu) constă din materie formată în adâncurile unei stele preistorice și ejectată cândva într-o explozie de supernovă.
O explozie de supernovă este un fenomen extrem de rar. Potrivit ideilor moderne, o explozie de supernovă ar trebui să aibă loc în galaxia noastră aproximativ la fiecare 50 de ani. Cele mai multe dintre aceste explozii se dovedesc a fi ascunse de noi de subsistemul de praf opac al galaxiei noastre. Prin urmare, majoritatea supernovelor sunt observate în alte galaxii. Studiile profunde ale cerului folosind camere automate conectate la telescoape permit acum astronomilor să descopere mai mult de 300 de erupții pe an.
Observații de supernova
Pentru a desemna supernove, astronomii folosesc următorul sistem: mai întâi sunt scrise literele SN (din latină S superior N ovule), apoi anul descoperirii și apoi cu litere latine - numărul de serie al supernovei din an. De exemplu, SN 1997cj denotă o supernova descoperită 26 * 3 ( c) + 10 (j) = locul 88 în 1997.
Cele mai faimoase supernove
- Supernova SN 1604 (Kepler Supernova)
- Supernova G1.9+0.3 (Cea mai tânără din galaxia noastră)
Supernove istorice din galaxia noastră (observate)
| Supernova | Data focarului | Constelaţie | Max. strălucire | Distanța (anul întâi) | Tip flash | Durata vizibilității | Rest | Note |
| SN 185 | 185, 7 decembrie | Centaurus | -8 | 3000 | Ia? | 8 - 20 de luni | G315.4-2.3 (RCW 86) | Înregistrări chineze: observate lângă Alpha Centauri. |
| SN 369 | 369 | necunoscut | necunoscut | necunoscut | necunoscut | 5 luni | necunoscut | Cronici chinezești: situația este foarte puțin cunoscută. Dacă era în apropierea ecuatorului galactic, era foarte probabil să fi fost o supernovă, dacă nu, cel mai probabil a fost o nova lentă. |
| SN 386 | 386 | Săgetător | +1.5 | 16,000 | II? | 2-4 luni | G11.2-0.3 | cronici chineze |
| SN 393 | 393 | Scorpion | 0 | 34000 | necunoscut | 8 luni | mai multi candidati | cronici chineze |
| SN 1006 | 1006, 1 mai | Lup | -7,5 | 7200 | Ia | 18 luni | SNR 1006 | Călugări elvețieni, oameni de știință arabi și astronomi chinezi. |
| Din 17 octombrie, Johannes Kepler a început să o studieze, care și-a conturat observațiile într-o carte separată. | ||||||||
| SN 1680 | 1680, 16 august | Casiopea | +6 | 10000 | IIb | necunoscut (nu mai mult de o săptămână) | Rămășița supernovei Cassiopeia A | observat de Flamsteed, a enumerat vedeta în catalogul său ca 3 Cas. |
