Ce rămâne după ce o stea explodează. Este o moarte supernovă sau începutul unei noi vieți? Natura diferită a exploziilor

Potrivit astronomilor, în 2022, cea mai strălucitoare explozie de supernova din constelația Cygnus va fi vizibilă de pe Pământ. Blițul va putea să eclipseze strălucirea majorității stelelor de pe cer! Explozie de supernova - apariție rară, dar nu este prima dată când omenirea va observa fenomenul. De ce este acest fenomen atât de fascinant?

SEMNELE TERIBILE ALE TRECUTULUI

Deci, în urmă cu 5000 de ani, locuitorii Sumerului Antic erau îngroziți - zeii au arătat că sunt supărați arătând un semn. Al doilea soare a strălucit pe cer, așa că chiar și noaptea era la fel de strălucitor ca ziua! Încercând să evite dezastrul, sumerienii au făcut sacrificii bogate și s-au rugat neobosit zeilor - iar acest lucru a avut un efect. An, zeul cerului, și-a întors furia - al doilea soare a început să se estompeze și a dispărut în curând de pe cer.

Așa reconstituie oamenii de știință evenimentele care au avut loc în urmă cu mai bine de cinci mii de ani, când o supernova a explodat deasupra Sumerului antic. Aceste evenimente au devenit cunoscute dintr-o tăbliță cuneiformă care conține o poveste despre „a doua zeitate a soarelui” care a apărut în partea de sud a cerului. Astronomii au găsit urme ale unui cataclism stelar - nebuloasa Parus X rămâne din supernova care i-a speriat pe sumerieni.

Conform datelor științifice moderne, oroarea vechilor locuitori ai Mesopotamiei era în mare măsură justificată - dacă o explozie de supernovă avea loc ceva mai aproape de sistem solarși toată viața de pe suprafața planetei noastre ar fi arsă de radiații.

Acest lucru s-a întâmplat deja o dată, când în urmă cu 440 de milioane de ani a avut loc o explozie de supernovă în regiuni din spațiu relativ apropiate de Soare. La mii de ani lumină de Pământ, o stea uriașă a devenit supernovă, iar planeta noastră a fost pârjolită de radiații mortale. Monștrii paleozoici, care au avut ghinionul de a trăi în acea perioadă, au putut vedea cum o lumină orbitoare a apărut brusc pe cer, eclipsând soarele - și acesta a fost ultimul lucru pe care l-au văzut în viața lor. În câteva secunde, radiația supernovei a distrus stratul de ozon al planetei, iar radiația a ucis viața de pe suprafața Pământului. Din fericire, suprafața continentelor planetei noastre la acea vreme era aproape lipsită de locuitori, iar viața era ascunsă în oceane. Grosimea apei a fost protejată de radiațiile supernovei, dar totuși mai mult de 60% dintre animalele marine au murit!

O explozie de supernovă este unul dintre cele mai enorme cataclisme din Univers. O stea care explodează eliberează o cantitate incredibilă de energie - într-un timp scurt, o stea emite mai multă lumină decât miliarde de stele din galaxie.

EVOLUȚIA SUPERNOVELOR

Astronomii au observat de mult timp explozii de supernove la distanță folosind telescoape puternice. Inițial, acest fenomen a fost perceput ca o curiozitate de neînțeles, dar la sfârșitul primului sfert al secolului XX, astronomii au învățat să determine distanțe intergalactice. Apoi a devenit clar de la ce distanță inimaginabilă vine lumina supernovelor pe Pământ și ce putere incredibilă au aceste fulgere. Dar care este natura acestui fenomen?

Stelele se formează din acumulări cosmice de hidrogen. Astfel de nori de gaz ocupă spații vaste și pot avea o masă colosală, egală cu sute de mase solare. Când un astfel de nor este suficient de dens, forțele gravitaționale încep să acționeze, provocând compresia gazului, ceea ce provoacă o încălzire intensă. La atingerea unei anumite limite în centrul încălzit și comprimat al norului, termică reactii nucleare- așa se „luminează” stelele.

Steaua care arde are viata lunga: Hidrogenul din intestinele unei stele se transformă în heliu (și apoi în alte elemente ale tabelului periodic, până la fier) ​​de-a lungul a milioane și chiar miliarde de ani. Mai mult, cu cât steaua este mai mare, cu atât viața ei este mai scurtă. Piticile roșii (așa-numita clasă de stele mici) au o durată de viață de un trilion de ani, în timp ce stelele gigantice se pot „arde” în miimi din această perioadă.

Steaua „trăiește” atâta timp cât „echilibrul forțelor” se menține între forțele gravitaționale care o comprimă și reacțiile termonucleare care emit energie și tind să „împingă” materia în afară. Dacă steaua este suficient de mare (are o masă mai mare decât masa Soarelui), vine un moment în care reacțiile termonucleare din stea slăbesc („combustibilul” este ars în acel moment) și forțele gravitaționale devin mai puternice. În acest moment, forța care comprimă nucleul stelei devine atât de puternică încât presiunea radiației nu mai poate împiedica materia să se contracte. Are loc un colaps catastrofal de rapid - în câteva secunde volumul nucleului stelei scade de 100.000 de ori!

Comprimarea rapidă a stelei duce la faptul că energia cinetică a materiei se transformă în căldură, iar temperatura crește la sute de miliarde de Kelvin! În același timp, luminozitatea stelei pe moarte crește de câteva miliarde de ori - iar „explozia supernovei” arde totul în zonele învecinate ale spațiului. În miezul unei stele pe moarte, electronii sunt „presați” în protoni, astfel încât aproape numai neutronii rămân în interiorul nucleului.

VIAȚA DUPĂ EXPLOZIE

Straturile de suprafață ale stelei explodează, iar în condiții de temperaturi gigantice și presiune monstruoasă au loc reacții cu formarea de elemente grele (până la uraniu). Și astfel supernovele își îndeplinesc marea lor misiune (din punct de vedere al umanității) - fac posibilă apariția vieții în Univers. „Aproape toate elementele care ne alcătuiesc și lumea noastră au apărut din exploziile supernovei”, spun oamenii de știință. Tot ceea ce ne înconjoară: calciul din oasele noastre, fierul din celulele roșii din sânge, siliciul din cipurile computerelor și cuprul din firele noastre - toate acestea au ieșit din cuptoarele infernale ale supernovelor care explodează. Majoritate elemente chimice a apărut în Univers exclusiv în timpul exploziilor de supernove. Iar atomii acelor câteva elemente (de la heliu la fier) ​​pe care stelele le sintetizează în starea „liniștită” pot deveni baza pentru apariția planetelor numai după ce acestea au fost aruncate în spațiul interstelar în timpul exploziei unei supernove. Prin urmare, atât omul însuși, cât și tot ceea ce îl înconjoară constau din rămășițele exploziilor antice de supernove.

Miezul rămas după explozie devine o stea neutronică. Acesta este un obiect spațial uimitor de volum mic, dar densitate monstruoasă. Diametrul unei stele neutronice obișnuite este de 10-20 km, dar densitatea materiei este incredibilă - 665 de milioane de tone pe centimetru cub! La această densitate, o bucată de neutroniu (substanța din care este compusă o astfel de stea) de mărimea unui cap de chibrit ar cântări de multe ori mai mult decât piramida lui Keops, iar o linguriță de neutroniu ar avea o masă de peste un miliard de tone. . Neutroniul are, de asemenea, o putere incredibilă: o bucată de neutroniu (dacă ar fi una în mâinile omenirii) nu poate fi spartă în bucăți de nicio forță fizică - orice instrument uman ar fi absolut inutil. Încercarea de a tăia sau a rupe o bucată de neutroniu ar fi la fel de lipsită de speranță ca și a tăia o bucată de metal cu aer.

BETELGEUSE ESTE CEA MAI PERICULOASĂ STEA

Cu toate acestea, nu toate supernovele se transformă în stele neutronice. Când masa unei stele depășește o anumită limită (așa-numita a doua limită Chandrasekhar), procesul exploziei unei supernove lasă în urmă o masă prea mare de materie, iar presiunea gravitațională nu poate conține nimic. Procesul devine ireversibil - toată materia este strânsă într-un punct și se formează o gaură neagră - un eșec care absoarbe irevocabil totul, chiar și lumina soarelui.

O explozie de supernovă ar putea amenința Pământul? Din păcate, oamenii de știință răspund afirmativ. Steaua Betelgeuse, un vecin apropiat al Sistemului Solar după standardele cosmice, ar putea exploda foarte curând. Conform coleg de cercetare Institutul Astronomic de Stat Serghei Popov, „Betelgeuse este într-adevăr unul dintre cei mai buni candidați, și cu siguranță cel mai faimos, pentru supernove apropiate (în timp). Această stea masivă se află în etapele finale ale evoluției sale și cel mai probabil va exploda ca o supernovă, lăsând în urmă o stea neutronică.” Betelgeuse este o stea de douăzeci de ori mai grea decât Soarele nostru și de o sută de mii de ori mai strălucitoare, situată la aproximativ cinci mii de ani lumină distanță. Deoarece această stea a ajuns în stadiul final al evoluției sale, în viitorul apropiat (după standardele cosmice) are toate șansele să devină o supernovă. Potrivit oamenilor de știință, acest cataclism nu ar trebui să fie periculos pentru Pământ, dar cu o singură avertizare.

Faptul este că radiația unei supernove în timpul unei explozii este direcționată inegal - direcția radiației este determinată de polii magnetici ai stelei. Și dacă se dovedește că unul dintre polii lui Betelgeuse este îndreptat direct către Pământ, atunci după explozia supernovei un flux mortal de radiații X va fi eliberat în Pământul nostru, capabil să distrugă cel puțin stratul de ozon. Din păcate, astăzi nu există semne cunoscute de astronomi care să facă posibilă prezicerea unui cataclism și crearea unui „sistem de avertizare timpurie” pentru o explozie de supernovă. Cu toate acestea, chiar dacă Betelgeuse își trăiește viața, timp sideral necomensurat cu viața umană și, cel mai probabil, catastrofa este la mii, dacă nu chiar la zeci de mii de ani distanță. Se poate spera că într-o astfel de perioadă umanitatea va crea o protecție fiabilă împotriva izbucnirilor de supernove.

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 văzut niciodată o explozie de acest tip să rămână atât de strălucitoare până acum. pentru o lungă perioadă de timp, cu excepția cazului în care a avut o anumită interacțiune cu hidrogenul ejectat de stea înainte de evenimentul catastrofal. 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, interiorul lor se prăbușește 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.

„Acesta este un proces fundamental în Univers. Nu am fi aici dacă nu ar fi supernove. Multe elemente necesare vieții, inclusiv calciul, oxigenul și fierul, sunt create în aceste evenimente catastrofale. Cred că este important pentru noi, ca cetățeni ai Universului, să înțelegem acest proces”, a conchis Dan Milisavljevic.

Rămășița supernovei Kepler

O explozie de supernovă sau supernovă este un fenomen în timpul căruia luminozitatea sa se modifică brusc cu 4-8 ordine de mărime (o duzină de magnitudini), urmată de o atenuare relativ lentă a focarului. Este rezultatul unui proces cataclismic, însoțit de eliberarea unei energii enorme și care apare la sfârșitul evoluției unor stele.

RCW 103 rămășiță de supernovă cu stea de neutroni 1E 161348-5055 în centru

De regulă, supernovele sunt observate după fapt, adică atunci când evenimentul a avut deja loc și radiația lor a ajuns la . Prin urmare, natura lor a fost neclară destul de mult 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 stelară în spațiul interstelar, iar din partea rămasă a materiei stelei care explodează, de regulă, se formează un obiect compact - o stea neutronică sau gaura neagra. 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 ejectată în timpul erupției conține în mare parte produse de fuziune termonucleară care au avut loc de-a lungul vieții stelei. Datorită supernovelor în general și fiecare în particular, evoluează chimic.

Numele reflectă procesul istoric de studiere a stelelor a căror luminozitate se modifică semnificativ în timp, așa-numitele novae. În mod similar, printre supernove există acum o subclasă - hipernove.

Numele este alcătuit din eticheta SN, urmată de anul deschiderii, care se termină cu o desemnare cu una sau două litere. Primele 26 de supernove ale anului curent primesc desemnări cu o literă, la sfârșitul numelui, de la majuscule de la A la Z. Supernovele rămase primesc denumiri de două litere de la litere mici: aa, ab și așa mai departe. Supernovele neconfirmate sunt desemnate prin literele PSN (posibilă supernova) cu coordonatele cerești în formatul: Jhhmmssss+ddmmsss.

Curbe de lumină pentru tipul I grad înalt sunt asemănătoare: are loc 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.

Dar curbele luminii de tip II sunt destul de diverse. 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 foarte mult.

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. Prima și foarte importantă caracteristică, care a împiedicat mult timp interpretarea spectrelor obținute, este că 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.

Frecvența erupțiilor depinde de numărul de stele din galaxie sau, ceea ce este același pentru galaxiile obișnuite, de luminozitate.

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

Nebuloasa Crab (imagine cu raze X) care arată unda de șoc internă, vânt care curge liber și jet

Schema canonică a restului tânăr este următoarea:

Posibil rest compact; de obicei un pulsar, dar posibil o gaură neagră
O undă de șoc externă care se propagă în materia interstelară.
O undă de întoarcere care se propagă în materialul ejectat din supernova.
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 TS ≥ 107 K și emite în intervalul de raze X cu o energie fotonică de 0,1-20 keV; fața 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 gaze 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 radiația optică este confirmată de intensitatea relativă a liniilor.

Fibrele din Cassiopeia A arată clar că originea aglomerărilor de materie poate fi dublă. Așa-numitele filamente rapide zboară cu o viteză de 5000-9000 km/s și emit doar în liniile O, S, Si - adică acestea sunt bulgări formate în momentul exploziei supernovei. Condensările staționare au o viteză de 100-400 km/s, iar în ele se observă concentrații normale de H, N, O, ceea ce indică faptul că această substanță a fost ejectată cu mult înainte de explozia supernovei și a fost încălzită ulterior de o undă de șoc externă. .

Emisia radio sincrotron de la particule relativiste într-un câmp magnetic puternic este principala semnătură de observație pentru întreaga rămășiță. Zona de localizare a acesteia este zonele frontale ale undelor externe și de întoarcere. Radiația de sincrotron este de asemenea observată în domeniul razelor X.

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 stelare s-a încheiat acum 1010 ani. Aceasta înseamnă că toate stelele masive și-au încheiat 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, prin urmare, este necesar 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 ne convinge că steaua predecesoră este o pitică albă, cel mai probabil carbon-oxigen.

Atracția față de brațele spiralate ale supernovelor de tip Ib\c și de tip II indică faptul că steaua progenitoare este stele O de scurtă durată cu o masă de 8-10M⊙.

Scenariul dominant

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, totul se poate schimba doar când se apropie de limita Chandrasekhar. Acest lucru duce la concluzia fără ambiguitate că o explozie termonucleară este posibilă numai în 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 curge materia către prima.
Al doilea însoțitor este aceeași pitică albă. Acest scenariu se numește dublă degenerare.

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.

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 1051 erg.

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

Izotopul 56Ni este instabil și are un timp de înjumătățire de 6,1 zile. În plus, e-captura duce la formarea unui nucleu 56Co predominant într-o stare excitată cu o energie de 1,72 MeV. Acest nivel este instabil și trecerea 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 și 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, 56Ni s-a degradat deja și eliberarea de energie are loc datorită dezintegrarii β a 56Co la 56Fe (T1/2 = 77 de zile) cu energii de excitație de până la 4,2 MeV.

Modelul mecanismului de colaps gravitațional

Al doilea scenariu pentru eliberarea energiei necesare este prăbușirea nucleului stelei. Masa sa trebuie să fie exact egală cu masa rămășiței sale - o stea neutronică.

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 compresiei este procesul de neutronizare.

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

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

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.

Rețineți că procesele de neutronizare au loc numai la densități de 1011/cm3, 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.

Există trei etape în evoluția rămășiței supernovei:

Zbor gratuit.
Expansiunea adiabatică (etapa Sedov). O explozie de supernovă în acest stadiu apare ca o explozie de punct puternic într-un mediu cu capacitate termică constantă. Soluția automodală a lui Sedov, testată pe explozii nucleare din atmosfera pământului, este aplicabilă acestei probleme.
Etapa de iluminare intensă. Începe atunci când temperatura din spatele frontului atinge un maxim pe curba pierderilor de radiație.

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.

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

Cel puțin pentru fiecare combinație conditiile initiale Mecanismele enumerate pot fi găsite într-o variantă sau alta. Dar gama de modele propuse nu se limitează la asta. Ca exemplu, putem cita modele când două detonează simultan. Desigur, acest lucru este posibil doar în scenariile în care ambele componente au evoluat.

Exploziile de supernove sunt principala sursă de completare a mediului interstelar cu elemente cu numere atomice mai mari (sau, după cum se spune, mai grele) He. Cu toate acestea, procesele care le-au dat naștere sunt diferite pentru diferite grupuri de elemente și chiar izotopi.

Aproape toate elementele mai grele decât He și până la Fe sunt rezultatul fuziunii termonucleare clasice, care are loc, de exemplu, în interiorul stelelor sau în timpul exploziilor supernovei în timpul procesului p. Merită menționat aici că o parte extrem de mică a fost obținută în timpul nucleosintezei primare.
Toate elementele mai grele decât 209Bi sunt rezultatul procesului r
Originea celorlalte este subiectul dezbaterii procesele s-, r-, ν-, și rp sunt propuse ca posibile mecanisme.

Structura și procesele de nucleosinteză în pre-supernova și în imediata următoare după izbucnirea unei stele de 25M☉, nu la scară.

Procesul r este procesul de formare a nucleelor ​​mai grele din nuclee mai uşoare prin captarea secvenţială a neutronilor în timpul reacţiilor (n, γ) şi continuă atâta timp cât viteza de captare a neutronilor este mai mare decât rata de dezintegrare β− a izotopului.

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

Nebuloasa Crab ca rămășiță a supernovei SN 1054

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 a fost făcută 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 sistemul solar este neschimbată. 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, modele de succes pentru fiecare tip de supernovă și înțelegerea rolului lor în formarea stelelor a crescut. În 1941, astronomii americani Rudolf Minkowski și Fritz Zwicky au dezvoltat o schemă modernă de clasificare a 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. Supernovele oferă acum informații importante despre distanțele 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 ecourile luminoase din nebuloasă, în timp ce vârsta rămășiței supernovei RX J0852.0-4622 a fost estimată din măsurători ale temperaturii și emisiilor de raze γ din dezintegrarea titanului-44. În 2009 în Gheață antarctică Nitrații au fost descoperiți corespunzător momentului exploziei supernovei.

22 ianuarie 2014 în galaxia M82 situată în constelație Carul Mare, a erupt supernova SN 2014J. 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).

Deși în medie există o singură supernova într-o galaxie la fiecare sută de ani, există aproximativ 100 de miliarde de galaxii în Universul observabil. Pe parcursul celor 10 miliarde de ani de existență (13,7 miliarde pentru a fi exact, dar stelele nu s-au format în primele câteva sute de milioane de ani), conform Dr. Richard Musshotsky de la Centrul de Zbor Spațial Goddard al NASA, 1 miliard sunt create în universul observabil. . supernove pe an, sau 30 pe secundă! Ar putea Betelgeuse, gigantul roșu al Căii Lactee, să explodeze în continuare?

Daca se intampla asta...

Explozia unei stele numită Betelgeuse, una dintre cele mai strălucitoare de pe cer, o va face egală lună plină, și așa va rămâne pe tot parcursul anului. Masiv, vizibil pe cerul de iarnă pe o mare parte a lumii ca un punct roșcat strălucitor, ar putea deveni supernovă în orice moment în următorii 100.000 de ani.

Majoritatea astronomilor cred că astăzi unul dintre cauze probabile Motivul pentru care nu am reușit încă să detectăm viața inteligentă în Univers este impactul mortal al exploziilor locale de supernove, care distrug toată viața într-o zonă sau alta a galaxiei.

„Mâna lui Al-Jawza”

Betelgeuse, cândva suficient de mare pentru a ajunge pe orbita lui Jupiter dacă ar fi în sistemul nostru solar, s-a micșorat la jumătate în ultimul deceniu, deși rămâne la fel de strălucitoare ca întotdeauna.

Betelgeuse, al cărei nume provine din arabă, este clar vizibilă în constelația Orion. Vedeta a dat numele unui personaj din filmul Beetlejuice și a fost sistemul de acasă al președintelui Zaphod Beeblebrox din seria de romane Hitchhiker's Guide to the Galaxy.

Se crede că giganții roșii au vieți scurte, complexe și violente. Trăind cel mult câteva milioane de ani, ard rapid prin hidrogen și apoi trec la heliu, carbon și alte elemente, ocazional contractându-se și ardând din nou.

Betelgeuse: explozie de supernova

Se crede că această stea se apropie de sfârșitul vieții sale și poate experimenta unul dintre colapsurile care au loc atunci când un combustibil termonuclear este înlocuit cu altul.

Motivul contracției lui Betelgeuse este necunoscut. Având în vedere tot ceea ce știm despre galaxii și universul îndepărtat, mai avem încă multe de învățat despre stele. De asemenea, nu se știe ce se întâmplă când giganții roșii se apropie de sfârșitul existenței lor.

Dacă steaua Betelgeuse ar exploda și ar deveni supernovă, ar permite astronomilor de pe Pământ să o observe și fizica care controlează acest proces. Problema este că nu se știe când se va întâmpla asta. Deși au existat zvonuri că Betelgeuse va exploda în 2012, nu se știe de fapt când va exploda steaua. Acest lucru nu s-a întâmplat, deoarece probabilitatea unui astfel de eveniment este foarte mică. Betelgeuse ar putea exploda mâine seară sau poate dura până la 100.000 de ani.

Prea departe

Pentru a provoca daune ireparabile Pământului, o supernova trebuie să erupă pe o rază de cel mult 100 de ani lumină. Îndeplinește Betelgeuse această condiție? Explozia nu va cauza niciun rău planetei noastre, deoarece steaua ar trebui să fie mult mai aproape decât este acum. Distanța până la Mâna lui al-Jawza este de aproximativ 600 de ani lumină.

Acesta este unul dintre cele mai faimoase stele strălucitoare. Este de zece ori mai mare decât Soarele, iar vârsta lui este de numai 10 milioane de ani. Cu cât steaua este mai masivă, cu atât durata sa de viață este mai scurtă. De aceea, astronomii și-au îndreptat atenția către Betelgeuse. Explozia gigantului roșu va avea loc într-un timp relativ scurt.

Supernova SN2007bi

La sfârșitul anului 2009, astronomii au asistat la cele mai multe big bangînregistrat vreodată. Steaua supergigant, de două sute de ori mai mare decât Soarele, a fost complet distrusă de producția spontană de antimaterie, care, la rândul ei, a fost cauzată de radiația gamma. Acesta este un exemplu a ceea ce se poate întâmpla atunci când Betelgeuse se prăbușește. Explozia a putut fi observată luni de zile, deoarece a eliberat un nor de material radioactiv de 50 de ori mai mare decât Soarele și emițând strălucirea fisiunii nucleare care poate fi văzută din galaxii îndepărtate.

Supernova SN2007bi este un exemplu de defecțiune de „para-instabilitate”. Apariția sa este similară cu cea declanșată de comprimarea plutoniului. Cu o dimensiune de aproximativ patru megayottagrame (adică treizeci și două de zerouri), stelele gigantice sunt ținute împreună prin presiunea razelor gamma. Cu cât nucleul este mai fierbinte, cu atât energia razelor γ este mai mare, dar dacă au prea multă energie, acestea sunt capabile să treacă prin atom pentru a crea perechi electron-pozitron de materie și antimaterie din energie pură. Aceasta înseamnă că întregul nucleu al stelei acționează ca un accelerator gigant de particule.

Bombă termonucleară de mărimea a 11 sori

Antimateria se anihilează cu opusul său, deoarece tinde să facă acest lucru, dar problema este că viteza exploziei, care, deși extrem de rapidă, creează o întârziere critică în crearea presiunii razelor gamma care împiedică stele să se prăbușească. Straturile exterioare se lasă, comprimând miezul și crescând temperatura acestuia. Acest lucru crește probabilitatea ca raze gamma mai energice să creeze antimaterie și, brusc, întreaga stea devine incontrolabilă. reactor nuclear, a cărei amploare depășește capacitățile imaginației noastre. Întregul nucleu termonuclear detonează instantaneu, ca o bombă termonucleară, a cărei masă nu numai că depășește dimensiunea Soarelui - este mai mare decât masa a 11 corpuri de iluminat.

Totul explodează. Nicio gaură neagră, nicio stea neutronică, nimic nu mai rămâne decât un nor în expansiune de material radioactiv nou și spațiu gol, unde odată a fost cel mai masiv obiect posibil, fără a rupe spațiul. Explozia provoacă reacții la scară uriașă, transformând materia în noi elemente radioactive.

Stele ucigașe

Unele stele rare - adevăratele ucigașe de tip 11 - sunt hipernove, sursa de explozii mortale de raze gamma (GRB). În comparație cu Betelgeuse, explozia unui astfel de obiect ar elibera de 1000 de ori mai multă energie. Dovada concretă a modelului GRB a apărut în 2003.

A apărut în parte din cauza unei explozii „de apropiere”, a cărei locație a fost determinată de astronomi folosind Gamma-ray Burst Coordinate Network (GCN). Pe 29 martie 2003, erupția s-a apropiat suficient pentru ca observațiile ulterioare să devină decisive în rezolvarea misterului exploziilor de raze gamma. Spectrul optic ulterioară a fost aproape identic cu SN1998bw. În plus, observațiile sateliților cu raze X au arătat același lucru trăsătură caracteristică- prezența oxigenului „șocat” și „încălzit”, care este prezent și în supernove. Astfel, astronomii au reușit să stabilească că „lucirea de după” a unei explozii de raze gamma relativ apropiate, situată „la doar” două miliarde de ani lumină de Pământ, seamănă cu o supernova.

Nu se știe dacă fiecare hipernova este asociată cu GRB. Cu toate acestea, astronomii estimează că doar una din 100.000 de supernove produce o hipernova. Aceasta înseamnă aproximativ o explozie de raze gamma pe zi, ceea ce se observă de fapt.

Ceea ce este aproape sigur este că nucleul implicat în formarea hipernovei are suficientă masă pentru a forma o gaură neagră, mai degrabă decât o stea neutronică. Astfel, fiecare GRB observat este „strigătul” unei găuri negre nou-născute.

Pitică albă în sistemul T Compass

Oamenii de știință sunt de acord că noile observații ale Busolei T în constelația Compass de către satelitul International Ultraviolet Explorer indică faptul că pitica albă face parte dintr-un sistem binar și se află la 3.260 de ani lumină distanță de Pământ, mult mai aproape de estimarea anterioară de 6.000 de ani lumină. .

O pitică albă este o nova care se repetă. Aceasta înseamnă că exploziile termonucleare ale stelei au loc la fiecare 20 de ani. Cele mai recente evenimente cunoscute au fost în 1967, 1944, 1920, 1902 și 1890. Aceste explozii de nova, mai degrabă decât supernove, nu distrug steaua și nu au niciun efect asupra Pământului. Astronomii nu știu de ce a crescut intervalul dintre erupții.

Oamenii de știință cred că exploziile de nova sunt rezultatul creșterii masei pe măsură ce steaua pitică sifonează gazele bogate în hidrogen de la partenerul său. Când masa atinge o anumită limită, o nova clipește. Nu se știe dacă masa crește sau scade în timpul ciclului de pompare și explozie, dar dacă atinge așa-numita limită Chandrasekhar, piticul va deveni o supernova de tip 1a. În acest caz, piticul se va micșora și blitz puternic, al cărei rezultat va fi distrugerea sa completă. Acest tip de supernova eliberează de 10 milioane de ori mai multă energie decât o nova.

Energia a o mie de sori

Observațiile piticii albe în timpul exploziilor de nova sugerează că masa acesteia este în creștere, iar datele Hubble despre materialul eliberat în timpul exploziilor anterioare susțin acest punct de vedere. Modelele estimează că masa piticii albe ar putea atinge limita Chandrasekhar în aproximativ 10 milioane de ani sau mai puțin.

Potrivit oamenilor de știință, o supernova va duce la radiații gamma, a căror energie este echivalentă cu 1000 de cele simultane. Aceasta este mai periculoasă decât explozia Betelgeuse. Când radiațiile gamma ajung pe Pământ, riscă să producă oxizi de azot, care pot deteriora și eventual distrug stratul de ozon. Supernova va fi la fel de strălucitoare ca toate celelalte stele din Calea Lactee combinate. Unul dintre astronomi, dr. Edward Sion de la Universitatea Villanova, susține că ar putea exploda în viitorul apropiat la scara de timp folosită de astronomi și geologi, dar acest lucru este în viitorul îndepărtat pentru oameni.

Opiniile variază

Astronomii cred că exploziile de supernove la mai puțin de 100 de ani lumină de Pământ vor fi catastrofale, dar consecințele rămân neclare și vor depinde de cât de puternică este explozia. O echipă de cercetători spune că este probabil ca racheta să fie mult mai aproape și mai puternică decât explozia de la Betelgeuse. Când vine vorba de acest lucru, nu se știe, dar Pământul va fi grav deteriorat. Cu toate acestea, alți cercetători, precum Alex Filippenko de la Universitatea din California din Berkeley, expert în supernove, galaxii active, găuri negre, explozii de raze gamma și expansiunea Universului, nu sunt de acord cu calculele și cred că explozia, dacă se întâmplă, este puțin probabil să deterioreze planeta.

> Supernova

Descoperi ce este o supernova: descrierea exploziei și erupției unei stele, unde se nasc supernovele, evoluția și dezvoltarea, rolul stelelor duble, fotografii și cercetări.

Supernova- aceasta este, de fapt, o explozie stelară și cea mai puternică care poate fi observată în spațiul cosmic.

Unde apar supernovele?

Foarte des, supernove pot fi văzute în alte galaxii. Dar în Calea Lactee, acesta este un fenomen rar de observat, deoarece praful și ceața de gaz blochează vederea. Ultima supernova observată a fost observată de Johannes Kepler în 1604. Telescopul Chandra a reușit să găsească doar rămășițele unei stele care a explodat cu mai bine de un secol în urmă (consecințele exploziei unei supernove).

Ce cauzează o supernova?

O supernovă se naște atunci când au loc schimbări în centrul stelei. Există două tipuri principale.

Primul este în sisteme binare. Stelele duble sunt obiecte conectate printr-un centru comun. Unul dintre ei fură materie din al doilea și devine prea masiv. Dar este incapabil să echilibreze procesele interne și explodează într-o supernova.

Al doilea este în momentul morții. Combustibilul tinde să se epuizeze. Ca urmare, o parte din masă începe să curgă în miez și devine atât de grea încât nu poate rezista propriei gravitații. Are loc un proces de expansiune și steaua explodează. Soarele este o singură stea, dar nu poate supraviețui, deoarece nu are suficientă masă.

De ce sunt cercetătorii interesați de supernove?

Procesul în sine acoperă o perioadă scurtă de timp, dar poate spune multe despre Univers. De exemplu, unul dintre exemplare a confirmat proprietatea Universului de a se extinde și că rata crește.

De asemenea, s-a dovedit că aceste obiecte influențează momentul distribuției elementelor în spațiu. Când o stea explodează, ea elimină elemente și resturi cosmice. Mulți dintre ei ajung chiar pe planeta noastră. Urmăriți un videoclip care dezvăluie caracteristicile supernovelor și exploziile acestora.

Observații de supernova

Astrofizicianul Serghei Blinnikov despre descoperirea primei supernove, a rămășițelor după explozie și a telescoapelor moderne

Cum să le găsim supernove?

Pentru a căuta supernove, cercetătorii folosesc diverse instrumente. Unele sunt necesare pentru a observa lumina vizibilă după o explozie. Și alții urmăresc razele X și razele gamma. Fotografiile au fost făcute cu telescoapele Hubble și Chandra.

În iunie 2012, un telescop a început să funcționeze, concentrând lumina în regiunea de înaltă energie a spectrului electromagnetic. Este vorba despre despre misiunea NuSTAR, care caută stele prăbușite, găuri negre și rămășițe de supernovă. Oamenii de știință plănuiesc să afle mai multe despre cum explodează și cum sunt create.

Măsurarea distanțelor față de corpurile cerești

Astronomul Vladimir Surdin despre cefeide, exploziile supernovelor și rata de expansiune a Universului:

Cum poți ajuta la cercetarea supernovei?

Nu trebuie să devii om de știință pentru a contribui. În 2008, o supernova a fost descoperită de un adolescent obișnuit. În 2011, acest lucru a fost repetat de o fată canadiană de 10 ani care se uita la o fotografie cu cerul nopții pe computerul ei. Foarte des, fotografiile de amatori conțin multe obiecte interesante. Cu puțină practică, poți găsi următoarea supernovă! Mai precis, aveți toate șansele să capturați o explozie de supernovă.