Bir yıldız patladıktan sonra geriye kalanlar. Süpernova ölümü mü yoksa yeni bir hayatın başlangıcı mı? Patlamaların farklı doğası

Gökbilimcilere göre 2022 yılında Kuğu takımyıldızındaki en parlak süpernova patlaması Dünya'dan görülebilecek. Flaş, gökyüzündeki çoğu yıldızın parlaklığını gölgede bırakabilecek! Süpernova patlaması - nadir bir olay ancak bu, insanlığın bu fenomeni ilk kez gözlemlemesi değil. Bu fenomen neden bu kadar büyüleyici?

GEÇMİŞİN KORKUNÇ İŞARETLERİ

Yani 5000 yıl önce Antik Sümer sakinleri dehşete düşmüştü; tanrılar kızgın olduklarını bir işaret göstererek göstermişlerdi. İkinci güneş gökyüzünde parlıyordu, bu yüzden geceleri bile gündüz kadar parlaktı! Felaketi önlemeye çalışan Sümerler zengin fedakarlıklar yaptılar ve yorulmadan tanrılara dua ettiler - ve bunun da bir etkisi oldu. Gökyüzü tanrısı An öfkesini yatıştırdı; ikinci güneş solmaya başladı ve kısa süre sonra tamamen gökyüzünden kayboldu.

Bilim adamları, beş bin yıldan daha uzun bir süre önce, Antik Sümer üzerinde bir süpernova patladığında meydana gelen olayları bu şekilde yeniden kurguluyorlar. Bu olaylar, gökyüzünün güney tarafında ortaya çıkan “ikinci güneş tanrısı” ile ilgili hikayeyi içeren çivi yazılı bir tabletten öğrenildi. Gökbilimciler bir yıldız felaketinin izlerini buldular; Parus X Bulutsusu, Sümerleri korkutan süpernovadan kalma.

Modern bilimsel verilere göre, Mezopotamya'nın eski sakinlerinin dehşeti büyük ölçüde haklıydı - eğer bir süpernova patlaması ona biraz daha yakın olsaydı Güneş Sistemi ve gezegenimizin yüzeyindeki tüm yaşam radyasyonla kavrulacaktı.

Bu zaten bir kez, 440 milyon yıl önce uzayın güneşe nispeten yakın bölgelerinde bir süpernova patlaması meydana geldiğinde gerçekleşti. Dünya'dan binlerce ışıkyılı uzaklıkta büyük bir yıldız süpernovaya dönüştü ve gezegenimiz ölümcül radyasyon tarafından kavruldu. O dönemde yaşama talihsizliğine uğrayan Paleozoik canavarlar, gökyüzünde aniden beliren kör edici bir ışıltının güneşi nasıl gölgede bıraktığını görebiliyorlardı ve bu, hayatlarında gördükleri son şeydi. Süpernovanın radyasyonu saniyeler içinde gezegenin ozon tabakasını yok etti ve radyasyon Dünya yüzeyindeki yaşamı öldürdü. Neyse ki, o zamanlar gezegenimizin kıtalarının yüzeyi neredeyse hiç insandan yoksundu ve okyanuslarda yaşam gizlenmişti. Suyun kalınlığı süpernovanın radyasyonundan korundu, ancak yine de deniz hayvanlarının %60'ından fazlası öldü!

Süpernova patlaması Evrendeki en büyük felaketlerden biridir. Patlayan bir yıldız inanılmaz miktarda enerji açığa çıkarır; kısa bir süre içinde bir yıldız, galaksideki milyarlarca yıldızdan daha fazla ışık yayar.

SÜPERNOVLARIN EVRİMİ

Gökbilimciler uzun süredir güçlü teleskoplar kullanarak uzaktaki süpernova patlamalarını gözlemliyorlardı. Başlangıçta bu fenomen anlaşılmaz bir merak olarak algılandı, ancak 20. yüzyılın ilk çeyreğinin sonunda gökbilimciler galaksiler arası mesafeleri belirlemeyi öğrendiler. Sonra süpernova ışığının Dünya'ya ne kadar akıl almaz bir mesafeden geldiği ve bu flaşların ne kadar inanılmaz bir güce sahip olduğu anlaşıldı. Peki bu olgunun doğası nedir?

Yıldızlar kozmik hidrojen birikimlerinden oluşur. Bu tür gaz bulutları geniş alanları kaplar ve yüzlerce güneş kütlesine eşit devasa bir kütleye sahip olabilir. Böyle bir bulut yeterince yoğun olduğunda, yerçekimi kuvvetleri harekete geçerek gazın sıkışmasına neden olur ve bu da yoğun ısınmaya neden olur. Bulutun ısınan ve sıkıştırılan merkezinde belirli bir sınıra ulaşıldığında termal nükleer reaksiyonlar- yıldızlar bu şekilde "yanıyor".

Parlayan yıldız var uzun yaşam: Bir yıldızın bağırsaklarındaki hidrojen, milyonlarca ve hatta milyarlarca yıl içinde helyuma (ve daha sonra periyodik tablonun diğer elementlerine, hatta demire) dönüşür. Üstelik yıldız ne kadar büyük olursa ömrü de o kadar kısa olur. Kırmızı cücelerin (küçük yıldızlar sınıfı olarak adlandırılan sınıf) trilyon yıllık bir ömrü varken, dev yıldızlar bu sürenin binde biri kadar "yanabilir".

Yıldız, onu sıkıştıran yerçekimi kuvvetleri ile enerji yayan ve maddeyi "itme" eğiliminde olan termonükleer reaksiyonlar arasındaki "kuvvetler dengesi" korunduğu sürece "yaşar". Eğer yıldız yeterince büyükse (kütlesi Güneş'in kütlesinden daha büyükse), yıldızdaki termonükleer reaksiyonların zayıfladığı ("yakıt" o zamana kadar tükenir) ve çekim kuvvetlerinin güçlendiği bir an gelir. Bu noktada yıldızın çekirdeğini sıkıştıran kuvvet o kadar güçlü hale gelir ki, radyasyon basıncı artık maddenin büzülmesini engelleyemez. Felaket yaratacak derecede hızlı bir çöküş meydana gelir; birkaç saniye içinde yıldızın çekirdeğinin hacmi 100.000 kat düşer!

Yıldızın hızla sıkıştırılması, maddenin kinetik enerjisinin ısıya dönüşmesine ve sıcaklığın yüz milyarlarca Kelvin'e yükselmesine neden olur! Aynı zamanda, ölmekte olan yıldızın parlaklığı birkaç milyar kat artar ve "süpernova patlaması", uzayın komşu bölgelerindeki her şeyi yakar. Ölmekte olan bir yıldızın çekirdeğinde elektronlar protonlara "bastırılır", böylece çekirdeğin içinde neredeyse yalnızca nötronlar kalır.

PATLAMA SONRASI HAYAT

Yıldızın yüzey katmanları patlar ve devasa sıcaklıklar ve korkunç basınç koşulları altında, ağır elementlerin (uranyuma kadar) oluşmasıyla reaksiyonlar meydana gelir. Ve böylece süpernovalar büyük (insanlık açısından) misyonlarını yerine getirirler: Evrende yaşamın ortaya çıkmasını mümkün kılarlar. Bilim adamları, "Bizi ve dünyamızı oluşturan unsurların neredeyse tamamı süpernova patlamalarından kaynaklandı" diyor. Bizi çevreleyen her şey: kemiklerimizdeki kalsiyum, kırmızı kan hücrelerimizdeki demir, bilgisayar çiplerimizdeki silikon ve kablolarımızdaki bakır; bunların hepsi patlayan süpernovaların cehennem fırınlarından çıktı. Çoğunluk kimyasal elementler Evrende yalnızca süpernova patlamaları sırasında ortaya çıktı. Ve yıldızların "sessiz" durumdayken sentezlediği bu birkaç elementin (helyumdan demire) atomları, ancak bir süpernova patlaması sırasında yıldızlararası uzaya atıldıktan sonra gezegenlerin ortaya çıkmasının temeli haline gelebilir. Dolayısıyla hem insanın kendisi hem de etrafındaki her şey eski süpernova patlamalarının kalıntılarından oluşmaktadır.

Patlamadan sonra kalan çekirdek bir nötron yıldızına dönüşür. Bu, küçük hacimli, ancak korkunç yoğunluğa sahip inanılmaz bir uzay nesnesidir. Sıradan bir nötron yıldızının çapı 10-20 km'dir, ancak maddenin yoğunluğu inanılmazdır - santimetre küp başına 665 milyon ton! Bu yoğunlukta, bir kibrit başı büyüklüğündeki bir nötronyum parçası (böyle bir yıldızın oluştuğu madde), Keops piramidinden kat kat daha ağır olacak ve bir çay kaşığı nötronyumun kütlesi bir milyar tondan fazla olacaktır. . Nötronyumun da inanılmaz bir gücü var: Bir parça nötronyum (eğer insanlığın elinde olsaydı) herhangi bir fiziksel güçle parçalara ayrılamaz; herhangi bir insan enstrümanı kesinlikle işe yaramaz olurdu. Bir parça nötronyumu kesmeye veya koparmaya çalışmak, bir metal parçasını havayla kesmek kadar umutsuz olacaktır.

BETELGEUSE EN TEHLİKELİ YILDIZDIR

Ancak süpernovaların tümü nötron yıldızına dönüşmez. Bir yıldızın kütlesi belirli bir sınırı (ikinci Chandrasekhar sınırı olarak adlandırılan) aştığında, süpernova patlama süreci geride çok fazla madde kütlesi bırakır ve yerçekimi basıncı hiçbir şeyi tutamaz. Süreç geri döndürülemez hale gelir - tüm madde bir noktaya çekilir ve bir kara delik oluşur - her şeyi, hatta güneş ışığını bile geri dönülemez bir şekilde emen bir başarısızlık.

Bir süpernova patlaması Dünya'yı tehdit edebilir mi? Ne yazık ki bilim adamları olumlu cevap veriyor. Kozmik standartlara göre Güneş Sistemi'nin yakın komşusu olan Betelgeuse yıldızı çok yakında patlayabilir. Buna göre Araştırma görevlisi Devlet Astronomi Enstitüsü Sergei Popov, "Betelgeuse gerçekten de yakın (zaman içinde) süpernovalar için en iyi adaylardan biri ve kesinlikle en ünlüsüdür. Bu devasa yıldız, evriminin son aşamasında ve büyük olasılıkla bir süpernova olarak patlayacak ve arkasında bir nötron yıldızı bırakacak." Betelgeuse, Güneşimizden yirmi kat daha ağır ve yüz bin kat daha parlak, yaklaşık beş bin ışıkyılı uzaklıkta bulunan bir yıldızdır. Bu yıldız evriminin son aşamasına ulaştığı için yakın gelecekte (kozmik standartlara göre) bir süpernova olma şansı var. Bilim insanlarına göre bu felaketin Dünya için tehlikeli olmaması gerekiyor ancak bir uyarımız var.

Gerçek şu ki, bir patlama sırasında bir süpernovanın radyasyonu dengesiz bir şekilde yönlendiriliyor - radyasyonun yönü yıldızın manyetik kutupları tarafından belirleniyor. Ve Betelgeuse'un kutuplarından birinin doğrudan Dünya'ya yönlendirildiği ortaya çıkarsa, süpernova patlamasından sonra, en azından ozon tabakasını yok edebilecek ölümcül bir X-ışını radyasyonu Dünyamıza salınacak. Ne yazık ki bugün gökbilimcilerin bildiği, bir felaketi tahmin etmeyi ve bir süpernova patlaması için "erken uyarı sistemi" oluşturmayı mümkün kılacak hiçbir işaret yok. Ancak Betelgeuse ömrünü tamamlamış olsa da, yıldız zamanı insan yaşamıyla orantısız ve büyük olasılıkla felaket on binlerce yıl olmasa da binlerce yıl uzakta. Böyle bir dönemde insanlığın süpernova salgınlarına karşı güvenilir bir koruma oluşturacağı umulabilir.

Altı yıl önce patlayan bir süpernovanın kalıntılarını gözlemleyen gökbilimciler, sürpriz bir şekilde patlamanın olduğu yeri keşfettiler. yeni yıldız, onu çevreleyen malzeme bulutunu aydınlatıyor. Bilim adamlarının bulguları dergide sunuldu AstrofizikGünlükEdebiyat .

"Daha önce bu tür bir patlamanın bu kadar parlak kaldığını hiç görmemiştik. uzun zaman Felaket olayından önce yıldızın fırlattığı hidrojenle bir etkileşimi olmadığı sürece. Ancak bu süpernova gözlemlerinde hidrojene dair bir işaret yok" diyor Purdue Üniversitesi'nden (ABD) çalışmanın baş yazarı Dan Milisavljevic.

Sönüp giden yıldız patlamalarının çoğundan farklı olarak SN 2012au, yeni doğmuş güçlü bir pulsar sayesinde parlamaya devam ediyor. Katkıda bulunanlar: NASA, ESA ve J. DePasquale

Süpernova olarak bilinen yıldızların patlamaları o kadar parlak olabilir ki, onları içeren galaksileri gölgede bırakabilir. Genellikle birkaç ay veya yıl içinde tamamen "kaybolurlar", ancak bazen patlamanın kalıntıları hidrojen açısından zengin gaz bulutlarına "çöker" ve yeniden parlak hale gelir. Peki dışarıdan herhangi bir müdahale olmadan tekrar parlayabilecekler mi?

Büyük yıldızlar patladığında iç kısımları tüm parçacıkların nötron haline geldiği noktaya kadar “çöker”. Ortaya çıkan nötron yıldızının manyetik alanı varsa ve yeterince hızlı dönerse pulsar rüzgar bulutsusu haline gelebilir. Büyük olasılıkla, Başak takımyıldızı yönünde NGC 4790 galaksisinde bulunan SN 2012au'nun başına gelen de tam olarak budur.

Pulsar Bulutsusu yeterince parlak olduğunda bir ampul gibi davranarak önceki patlamanın dış emisyonlarını aydınlatıyor. Süpernovaların hızla dönen nötron yıldızları ürettiğini biliyorduk ancak bu benzersiz olaya dair hiçbir zaman doğrudan kanıta sahip olmamıştık" diye ekledi Dan Milisavljevic.

NASA'nın Chandra Gözlemevi tarafından çekilen Parus pulsarının görüntüsü. Kredi bilgileri: NASA

SN 2012au'nun başlangıçta pek çok açıdan alışılmadık ve tuhaf olduğu ortaya çıktı. Patlama "süper ışıklı" süpernova olarak sınıflandırılacak kadar parlak olmasa da son derece enerjik ve uzun ömürlüydü.

Dan şöyle açıkladı: "Patlamanın merkezinde bir pulsar oluşturulursa, gazı dışarı itebilir ve hatta hızlandırabilir; böylece birkaç yıl içinde oksijen açısından zengin gazın SN 2012au patlamasının olduğu bölgeden "kaçtığını" görebiliriz." Milisavljevic.

Yengeç Bulutsusu'nun atan kalbi. Merkezinde bir pulsar yatıyor. Kredi bilgileri: NASA/ESA

Süperluminal süpernovalar astronomide çok tartışılan bir konudur. Bunlar, yerçekimi dalgalarının yanı sıra gama ışını patlamaları ve hızlı radyo patlamalarının potansiyel kaynaklarıdır. Ancak bu olayların ardındaki süreçleri anlamak gözlemsel zorluklarla karşı karşıyadır ve yalnızca yeni nesil teleskoplar gökbilimcilerin bu parlamaların gizemini çözmesine yardımcı olacaktır.

“Bu Evrendeki temel bir süreçtir. Süpernova olmasaydı burada olmazdık. Bu felaket olaylarında yaşam için gerekli olan kalsiyum, oksijen ve demir gibi birçok element yaratılır. Evrenin vatandaşları olarak bu süreci anlamamızın önemli olduğunu düşünüyorum” diye sözlerini tamamladı Dan Milisavljeviç.

Kepler süpernova kalıntısı

Bir süpernova veya süpernova patlaması, parlaklığının 4-8 büyüklük (bir düzine büyüklük) kadar keskin bir şekilde değiştiği ve ardından salgının nispeten yavaş bir şekilde zayıfladığı bir olgudur. Bu, bazı yıldızların evriminin sonunda ortaya çıkan ve muazzam bir enerjinin açığa çıkmasının eşlik ettiği, felaket niteliğinde bir sürecin sonucudur.

Merkezinde nötron yıldızı 1E 161348-5055 bulunan süpernova kalıntısı RCW 103

Kural olarak, süpernovalar olaydan sonra, yani olay zaten meydana geldiğinde ve radyasyonları ulaştığında gözlemlenir. Bu nedenle doğaları uzun süre belirsizdi. Ancak şimdi bu tür salgınlara yol açacak pek çok senaryo öneriliyor, ancak ana hükümler zaten oldukça açık.

Patlamaya, önemli miktarda yıldız maddesinin yıldızlararası uzaya fırlatılması eşlik eder ve patlayan yıldızın maddesinin geri kalan kısmından, kural olarak, kompakt bir nesne oluşur - bir nötron yıldızı veya Kara delik. Birlikte bir süpernova kalıntısı oluştururlar.

Daha önce elde edilen spektrumlar ve ışık eğrilerinin, kalıntıların ve olası öncü yıldızların incelenmesiyle birlikte kapsamlı bir şekilde incelenmesi, daha ayrıntılı modeller oluşturmayı ve patlama sırasında var olan koşulları incelemeyi mümkün kılıyor.

Patlama sırasında yayılan madde, diğer şeylerin yanı sıra, büyük ölçüde yıldızın ömrü boyunca meydana gelen termonükleer füzyon ürünlerini içeriyor. Kimyasal olarak gelişen genel olarak süpernovalar ve özel olarak her biri sayesindedir.

Bu isim, parlaklığı zamanla önemli ölçüde değişen, nova adı verilen yıldızların incelenmesine ilişkin tarihsel süreci yansıtmaktadır. Benzer şekilde, süpernovalar arasında artık bir alt sınıf var: hipernovalar.

İsim, SN etiketinden ve ardından açılış yılının gelmesinden ve bir veya iki harfli bir tanımla bitmesinden oluşur. Bu yılın ilk 26 süpernovası, adının sonunda A'dan Z'ye kadar büyük harflerden oluşan tek harfli adlarla gösterilir. Geriye kalan süpernovalar ise iki harfli adlarla gösterilir: Küçük harfler: aa, ab, vb. Doğrulanmamış süpernovalar PSN (olası süpernova) harfleriyle belirtilir ve gök koordinatları şu formattadır: Jhhmmssss+ddmmsss.

Tip I için ışık eğrileri yüksek derece benzer: 2-3 gün keskin bir artış var, ardından 25-40 gün boyunca önemli bir düşüş (3 kadir) alıyor, ardından büyüklük ölçeğinde neredeyse doğrusal olan yavaş bir zayıflama geliyor.

Ancak tip II'nin ışık eğrileri oldukça çeşitlidir. Bazıları için eğriler tip I'e benziyordu, ancak doğrusal aşama başlayana kadar parlaklıkta daha yavaş ve daha uzun süreli bir düşüş vardı. Zirveye ulaşan diğerleri 100 güne kadar bu seviyede kaldılar ve ardından parlaklık keskin bir şekilde düştü ve doğrusal bir "kuyruğa" ulaştı. Maksimumun mutlak büyüklüğü büyük ölçüde değişir.

Yukarıdaki sınıflandırma zaten süpernova spektrumunun bazı temel özelliklerini içermektedir. çeşitli türler, neyin dahil edilmediği üzerinde duralım. Elde edilen spektrumların yorumlanmasını uzun süre engelleyen ilk ve çok önemli özellik, ana hatların çok geniş olmasıdır.

Tip II ve Ib\c süpernovalarının spektrumları şu şekilde karakterize edilir:
Parlaklık maksimumuna yakın dar soğurma özelliklerinin ve dar yer değiştirmemiş emisyon bileşenlerinin varlığı.
Ultraviyole radyasyonda gözlenen çizgiler , , .

Parlamaların sıklığı galaksideki yıldız sayısına veya sıradan galaksiler için aynı olan parlaklığa bağlıdır.

Bu durumda süpernova Ib/c ve II sarmal kollara doğru çekilir.

İç şok dalgasını, serbestçe akan rüzgarı ve jeti gösteren Yengeç Bulutsusu (X-ışını görüntüsü)

Geriye kalan gençlerin kanonik şeması aşağıdaki gibidir:

Olası kompakt kalan; genellikle bir pulsar, ancak muhtemelen bir kara delik
Yıldızlararası maddede yayılan harici bir şok dalgası.
Süpernova fırlatılan malzemede yayılan bir geri dönüş dalgası.
İkincil, yıldızlararası ortamda kümeler halinde ve yoğun süpernova emisyonlarında yayılır.

Birlikte aşağıdaki resmi oluştururlar: Dış şok dalgasının ön kısmının arkasında, gaz TS ≥ 107 K sıcaklıklara ısıtılır ve X-ışını aralığında 0,1-20 keV foton enerjisiyle yayılır; benzer şekilde, şok dalgasının arkasındaki gaz da Geri dönüş dalgasının ön kısmı, X-ışını radyasyonunun ikinci bir bölgesini oluşturur. Yüksek derecede iyonize olmuş Fe, Si, S, vb. çizgiler her iki katmandan gelen radyasyonun termal doğasını gösterir.

Genç kalıntıdan gelen optik emisyon, ikincil dalga cephesinin arkasında kümeler halinde gaz oluşturur. İçlerindeki yayılma hızı daha yüksek olduğundan gaz daha hızlı soğur ve radyasyon X-ışını aralığından optik aralığa geçer. Etki kaynağı optik radyasyon çizgilerin göreceli yoğunluğuyla doğrulanır.

Cassiopeia A'daki lifler, madde yığınlarının kökeninin iki yönlü olabileceğini açıkça ortaya koyuyor. Hızlı filamentler olarak adlandırılan filamentler 5000-9000 km/s hızla uçup sadece O, S, Si çizgilerinde yayılırlar, yani bunlar süpernova patlaması anında oluşan kümelerdir. Sabit yoğunlaşmaların hızı 100-400 km/s'dir ve içlerinde normal H, N, O konsantrasyonları gözlenir.Bu durum, bu maddenin süpernova patlamasından çok önce dışarı atıldığını ve daha sonra harici bir şok dalgası tarafından ısıtıldığını gösterir. .

Güçlü bir manyetik alan içindeki göreli parçacıklardan gelen sinkrotron radyo emisyonu, tüm kalıntı için ana gözlemsel imzadır. Lokalizasyon alanı, dış ve dönüş dalgalarının ön bölgeleridir. X-ışını aralığında sinkrotron radyasyonu da gözlenir.

Süpernova Ia'nın doğası diğer salgınların doğasından farklıdır. Bu, eliptik gökadalarda tip Ib\c ve tip II parlamaların bulunmaması ile açıkça kanıtlanmaktadır. İtibaren Genel bilgi ikincisi hakkında orada çok az gaz ve mavi yıldızın olduğu ve yıldız oluşumunun 1010 yıl önce sona erdiği biliniyor. Bu, tüm büyük yıldızların evrimlerini zaten tamamladıkları ve yalnızca güneş kütlesinden daha az kütleye sahip yıldızların kaldığı ve daha fazlasının olmadığı anlamına gelir. Yıldızların evrimi teorisinden bu tip yıldızların patlatılamayacağı, dolayısıyla 1-2M⊙ kütleli yıldızlar için bir yaşam uzatma mekanizmasına ihtiyaç duyulduğu bilinmektedir.

Ia\Iax spektrumunda hidrojen çizgilerinin bulunmaması, orijinal yıldızın atmosferinde son derece az hidrojen bulunduğunu gösterir. Fırlatılan maddenin kütlesi oldukça büyüktür - 1M⊙, esas olarak karbon, oksijen ve diğer ağır elementleri içerir. Kaymış Si II çizgileri de fırlatma sırasında nükleer reaksiyonların aktif olarak meydana geldiğini gösteriyor. Bütün bunlar bizi öncül yıldızın bir beyaz cüce, büyük olasılıkla karbon-oksijen olduğuna ikna ediyor.

Tip Ib\c ve tip II süpernovaların sarmal kollarının çekiciliği, öncü yıldızın 8-10M⊙ kütleli kısa ömürlü O yıldızları olduğunu gösterir.

Baskın senaryo

Gerekli miktarda enerjiyi serbest bırakmanın yollarından biri, termonükleer yanmaya katılan maddenin kütlesindeki keskin bir artış, yani termonükleer bir patlamadır. Ancak tek yıldızların fiziği buna izin vermiyor. Ana dizide yer alan yıldızlardaki süreçler dengededir. Bu nedenle, tüm modeller yıldız evriminin son aşamasını - beyaz cüceleri - dikkate alır. Ancak ikincisinin kendisi sabit bir yıldızdır; her şey ancak Chandrasekhar sınırına yaklaşıldığında değişebilir. Bu, termonükleer bir patlamanın yalnızca şu durumlarda mümkün olduğu yönünde kesin bir sonuca yol açmaktadır: yıldız sistemleri, büyük olasılıkla sözde çift yıldızlarda.

Bu devrede durumu etkileyen iki değişken vardır; kimyasal bileşim ve patlamaya karışan maddenin nihai kütlesi.

İkinci yoldaş, maddenin birinciye aktığı sıradan bir yıldızdır.
İkinci yoldaş ise aynı beyaz cücedir. Bu senaryoya çift dejenerasyon denir.

Chandrasekhar sınırı aşıldığında bir patlama meydana gelir.
Patlama ondan önce meydana gelir.

Tüm süpernova Ia senaryolarının ortak noktası, patlayan cücenin büyük olasılıkla karbon-oksijen olmasıdır.

Reaksiyona giren maddenin kütlesi patlamanın enerjisini ve buna bağlı olarak maksimum parlaklığı belirler. Beyaz cücenin tüm kütlesinin tepki verdiğini varsayarsak patlamanın enerjisi 2,2 1051 erg olacaktır.

Işık eğrisinin diğer davranışı esas olarak bozunma zinciri tarafından belirlenir.

56Ni izotopu kararsızdır ve yarılanma ömrü 6,1 gündür. Ayrıca e-yakalama, ağırlıklı olarak uyarılmış durumda 1,72 MeV enerjiye sahip bir 56Co çekirdeğinin oluşumuna yol açar. Bu seviye kararsızdır ve elektronun temel duruma geçişine, 0,163 MeV'den 1,56 MeV'ye kadar enerjilere sahip bir γ-kuanta dizisinin emisyonu eşlik eder. Bu kuantumlar Compton saçılımına maruz kalır ve enerjileri hızla ~100 keV'ye düşer. Bu tür kuantumlar zaten fotoelektrik etki tarafından etkili bir şekilde emilir ve sonuç olarak maddeyi ısıtır. Yıldız genişledikçe yıldızdaki madde yoğunluğu azalır, foton çarpışmalarının sayısı azalır ve yıldızın yüzey maddesi radyasyona karşı şeffaf hale gelir. Teorik hesaplamaların gösterdiği gibi bu durum yıldızın maksimum parlaklığına ulaşmasından yaklaşık 20-30 gün sonra ortaya çıkar.

Başlangıçtan 60 gün sonra madde γ-radyasyonuna karşı şeffaf hale gelir. Işık eğrisi katlanarak azalmaya başlar. Bu zamana kadar 56Ni zaten bozunmuştur ve 4,2 MeV'ye kadar uyarma enerjileriyle 56Co'nun 56Fe'ye (T1/2 = 77 gün) β-bozunması nedeniyle enerji salınımı meydana gelir.

Yerçekimi çökme mekanizmasının modeli

Gerekli enerjinin açığa çıkmasıyla ilgili ikinci senaryo ise yıldızın çekirdeğinin çökmesidir. Kütlesi, kalıntısının, yani bir nötron yıldızının kütlesine tam olarak eşit olmalıdır.

Bir yandan açığa çıkan enerjiyi taşıması, diğer yandan maddeyle etkileşime girmemesi gereken bir taşıyıcıya ihtiyaç vardır. Nötrinolar böyle bir taşıyıcının rolüne uygundur.

Bunların oluşumundan çeşitli süreçler sorumludur. Bir yıldızın istikrarsızlaşması ve sıkışmanın başlaması için ilk ve en önemlisi nötronizasyon sürecidir.

Bu reaksiyonlardan çıkan nötrinolar %10'u taşır. Soğutmadaki ana rol URKA süreçleri (nötrino soğutma) tarafından oynanır.

Protonlar ve nötronlar yerine atom çekirdekleri de harekete geçerek beta bozunması yaşayan kararsız bir izotop oluşturabilir.

Bu işlemlerin yoğunluğu sıkıştırmayla artar, böylece hızlanır. Bu süreç, nötrinoların dejenere elektronlara saçılmasıyla durdurulur, bu sırada nötrinolar termolize uğrar ve madde içinde kilitlenir.

Nötronizasyon işlemlerinin yalnızca 1011/cm3 yoğunluklarda gerçekleştiğini ve yalnızca yıldız çekirdeğinde gerçekleştirilebildiğini unutmayın. Bu, hidrodinamik dengenin yalnızca içinde bozulduğu anlamına gelir. Dış katmanlar yerel hidrodinamik dengededir ve çökme ancak merkezi çekirdek kasılıp katı bir yüzey oluşturduktan sonra başlar. Bu yüzeyden geri tepme, kabuğun serbest kalmasını sağlar.

Süpernova kalıntısının evriminde üç aşama vardır:

Bedava uçuş.
Adyabatik genişleme (Sedov aşaması). Bu aşamada bir süpernova patlaması, sabit ısı kapasitesine sahip bir ortamda güçlü nokta patlaması olarak ortaya çıkar. Sedov'un dünya atmosferindeki nükleer patlamalar üzerinde test edilen öz-modal çözümü bu soruna uygulanabilir.
Yoğun aydınlatma aşaması. Ön tarafın arkasındaki sıcaklık radyasyon kaybı eğrisinde maksimuma ulaştığında başlar.

Kabuğun genişlemesi, kalıntıdaki gazın basıncı yıldızlararası ortamdaki gazın basıncına eşit olduğu anda durur. Bundan sonra kalıntı, düzensiz hareket eden bulutlarla çarpışarak dağılmaya başlar.

Yukarıda açıklanan süpernova Ia teorilerindeki belirsizliklere ek olarak, patlamanın mekanizması da pek çok tartışmanın kaynağı olmuştur. Çoğu zaman modeller aşağıdaki gruplara ayrılabilir:

Anında patlama
Gecikmeli patlama
Titreşimli gecikmeli patlama
Türbülanslı hızlı yanma

En azından her kombinasyon için başlangıç ​​koşulları Listelenen mekanizmalar şu veya bu varyasyonda bulunabilir. Ancak önerilen modellerin yelpazesi bununla sınırlı değildir. Örnek olarak ikisinin aynı anda patladığı modelleri gösterebiliriz. Doğal olarak bu ancak her iki bileşenin de evrimleştiği senaryolarda mümkündür.

Süpernova patlamaları, yıldızlararası ortamın atom numarası daha büyük (veya dedikleri gibi daha ağır) He elementleriyle doldurulmasının ana kaynağıdır. Ancak bunların ortaya çıkmasına neden olan süreçler, farklı element grupları ve hatta izotoplar için farklıdır.

He'den ağır ve Fe'ye kadar olan hemen hemen tüm elementler, örneğin yıldızların iç kısımlarında veya p-süreci sırasında süpernova patlamaları sırasında meydana gelen klasik termonükleer füzyonun sonucudur. Burada birincil nükleosentez sırasında son derece küçük bir kısmın elde edildiğini belirtmekte fayda var.
209Bi'den daha ağır olan tüm elementler r-sürecinin sonucudur
Diğerlerinin kökeni tartışma konusudur; s-, r-, ν- ve rp süreçleri olası mekanizmalar olarak önerilmektedir.

Ölçeksiz, 25M☉'lik bir yıldız için süpernova öncesi ve patlamadan sonraki anda nükleosentezin yapısı ve süreçleri.

R-süreci, (n, γ) reaksiyonları sırasında nötronların sıralı yakalanmasıyla daha hafif çekirdeklerden daha ağır çekirdeklerin oluşması sürecidir ve nötron yakalama hızı, izotopun β− bozunma hızından daha yüksek olduğu sürece devam eder.

ν süreci, nötrinoların atom çekirdeği ile etkileşimi yoluyla gerçekleşen bir nükleosentez sürecidir. 7Li, 11B, 19F, 138La ve 180Ta izotoplarının ortaya çıkmasından sorumlu olabilir.

SN 1054 süpernovasının bir kalıntısı olarak Yengeç Bulutsusu

Hipparchus'un sabit yıldızlara olan ilgisi, bir süpernovanın gözlemlenmesinden ilham almış olabilir (Pliny'ye göre). Süpernova SN 185 olarak tanımlanan en eski kayıt MS 185'te Çinli gökbilimciler tarafından yapıldı. Bilinen en parlak süpernova SN 1006, Çinli ve Arap gökbilimciler tarafından ayrıntılı olarak anlatılmıştır. Yengeç Bulutsusu'nu doğuran süpernova SN 1054 iyi bir şekilde gözlemlendi. Süpernova SN 1572 ve SN 1604 çıplak gözle görülebiliyordu ve büyük önem Avrupa'da astronominin gelişmesinde, Ay ve Güneş sisteminin ötesindeki dünyanın değişmediği yönündeki Aristotelesçi düşünceye karşı bir argüman olarak kullanıldılar. Johannes Kepler, 17 Ekim 1604'te SN 1604'ü gözlemlemeye başladı. Bu, parlaklığın arttığı aşamada kaydedilen ikinci süpernovaydı (Tycho Brahe tarafından Cassiopeia takımyıldızında gözlemlenen SN 1572'den sonra).

Teleskopların gelişmesiyle birlikte, 1885 yılında Andromeda Bulutsusu'ndaki süpernova S Andromeda'nın gözlemlenmesiyle başlayarak, diğer galaksilerdeki süpernovaları gözlemlemek mümkün hale geldi. Yirminci yüzyıl boyunca, başarılı modeller Her bir süpernova türü için ve yıldız oluşumundaki rollerinin anlaşılması arttı. 1941'de Amerikalı gökbilimciler Rudolf Minkowski ve Fritz Zwicky, süpernovalar için modern bir sınıflandırma şeması geliştirdiler.

1960'larda gökbilimciler, süpernova patlamalarının maksimum parlaklığının standart bir mum, dolayısıyla astronomik mesafelerin bir ölçüsü olarak kullanılabileceğini keşfettiler. Süpernovalar artık kozmolojik mesafeler hakkında önemli bilgiler sağlıyor. En uzaktaki süpernovanın beklenenden daha sönük olduğu ortaya çıktı. modern fikirler, Evrenin genişlemesinin hızlandığını gösteriyor.

Yazılı gözlem kayıtları olmayan süpernova patlamalarının geçmişini yeniden yapılandırmak için yöntemler geliştirildi. Süpernova Cassiopeia A'nın tarihi, bulutsudan gelen ışık yankılarından belirlenirken, RX J0852.0-4622 süpernova kalıntısının yaşı, titanyum-44'ün bozunmasından kaynaklanan sıcaklık ve γ-ışını emisyonlarının ölçümlerinden tahmin edildi. 2009 yılında Antarktika buzu Süpernova patlaması zamanına karşılık gelen nitratlar keşfedildi.

22 Ocak 2014, takımyıldızında bulunan M82 galaksisinde Büyük Kepçe süpernova SN 2014J patladı. Galaxy M82, galaksimizden 12 milyon ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır ve görünen büyüklüğü 9'un biraz altındadır. Bu süpernova, 1987'den bu yana Dünya'ya en yakın süpernovadır (SN 1987A).

Ortalama olarak her yüz yılda bir galakside bir süpernova olmasına rağmen, gözlemlenebilir Evrende yaklaşık 100 milyar galaksi bulunmaktadır. NASA'nın Goddard Uzay Uçuş Merkezi'nden Dr. Richard Musshotsky'ye göre, varoluşunun 10 milyar yılı boyunca (tam olarak 13,7 milyar, ancak ilk birkaç yüz milyon yılda yıldızlar oluşmadı), gözlemlenebilir evrende 1 milyar yıldız yaratıldı. yılda süpernova veya saniyede 30 süpernova! Samanyolu'nun kırmızı devi Betelgeuse bundan sonra patlayabilir mi?

Eğer bu olursa...

Gökyüzünün en parlaklarından biri olan Betelgeuse adlı yıldızın patlaması onu eşitleyecek Dolunay ve bu yıl boyunca da böyle kalacak. Kışın gökyüzünde dünyanın büyük bir kısmında parlak kırmızımsı bir nokta olarak görülebilen devasa kütle, önümüzdeki 100.000 yıl içinde herhangi bir zamanda süpernovaya dönüşebilir.

Çoğu gökbilimci bugün bunlardan birinin olduğuna inanıyor. olası nedenler Evrende henüz akıllı yaşamı tespit edememiş olmamızın nedeni, galaksinin şu veya bu bölgesindeki tüm yaşamı yok eden yerel süpernova patlamalarının ölümcül etkisidir.

"El-Cevza'nın Eli"

Bir zamanlar güneş sistemimizde olsaydı Jüpiter'in yörüngesine ulaşacak kadar büyük olan Betelgeuse, her zamanki gibi parlak kalmasına rağmen son on yılda yarı yarıya küçüldü.

Adı Arapça'dan gelen Betelgeuse, Orion takımyıldızında açıkça görülüyor. Yıldız, Beetlejuice filmindeki bir karaktere adını verdi ve Otostopçunun Galaksi Rehberi roman serisinde Başkan Zaphod Beeblebrox'un ev sistemiydi.

Kırmızı devlerin kısa, karmaşık ve şiddetli yaşamlara sahip olduğuna inanılıyor. En fazla birkaç milyon yıl yaşadıktan sonra hızla hidrojen yakıtını yakarlar, sonra helyum, karbon ve diğer elementlere geçerler, ara sıra daralıp yeniden alevlenirler.

Betelgeuse: süpernova patlaması

Bu yıldızın ömrünün sonuna yaklaştığı düşünülüyor ve bir termonükleer yakıtın yerini başka bir yakıt aldığında meydana gelen çökmelerden birini yaşayabilir.

Betelgeuse'un kasılmasının nedeni bilinmiyor. Galaksiler ve uzak evren hakkında bildiğimiz her şey göz önüne alındığında, yıldızlar hakkında hâlâ öğrenmemiz gereken çok şey var. Kırmızı devlerin varlıklarının sonuna yaklaştığında ne olacağı da bilinmiyor.

Eğer Betelgeuse yıldızı patlayıp süpernovaya dönüşürse, bu durum Dünya'daki gökbilimcilerin onu ve bu süreci kontrol eden fiziği gözlemlemesine olanak tanıyacak. Sorun bunun ne zaman olacağının bilinmemesidir. Betelgeuse'un 2012 yılında patlayacağı yönünde söylentiler olsa da aslında yıldızın ne zaman patlayacağı bilinmiyor. Böyle bir olayın olasılığı çok düşük olduğu için bu gerçekleşmedi. Betelgeuse yarın akşam patlayabilir veya 100.000 yıla kadar dayanabilir.

Çok uzak

Dünya'ya onarılamaz bir hasara yol açabilmesi için, bir süpernovanın 100 ışıkyılını aşmayan bir yarıçap içinde patlaması gerekir. Betelgeuse bu şartı sağlıyor mu? Patlamanın gezegenimize herhangi bir zararı olmayacak çünkü yıldızın şu an olduğundan çok daha yakın olması gerekiyor. El-Cevza Eli'ne olan mesafe yaklaşık 600 ışık yılıdır.

Bu en ünlülerden biri parlak yıldızlar. Güneş'in on katı büyüklüğündedir ve yaşı yalnızca 10 milyon yıldır. Yıldız ne kadar büyük olursa ömrü de o kadar kısa olur. Bu nedenle gökbilimciler dikkatlerini Betelgeuse'a çevirdi. Kırmızı devin patlaması nispeten kısa sürede gerçekleşecek.

Süpernova SN2007bi

2009'un sonunda gökbilimciler en çok tanık oldular büyük patlamaşimdiye kadar kaydedilmiş. Güneş'in iki yüz katı büyüklüğündeki süper dev yıldız, gama radyasyonunun neden olduğu kendiliğinden antimadde üretimi nedeniyle tamamen yok edildi. Bu, Betelgeuse çöktüğünde neler olabileceğinin bir örneğidir. Patlama, Güneş'in 50 katı büyüklüğünde bir radyoaktif madde bulutu saldığı ve uzak galaksilerden görülebilen nükleer fisyon ışıltısını yaydığı için aylarca gözlemlenebildi.

Süpernova SN2007bi, “para-istikrarsızlık” çöküşünün bir örneğidir. Oluşumu plütonyumun sıkıştırılmasıyla tetiklenen olaya benzer. Yaklaşık dört megayottagram boyutunda (bu otuz iki sıfıra eşittir), dev yıldızlar gama ışınlarının basıncıyla bir arada tutulur. Çekirdek ne kadar sıcak olursa, γ ışınlarının enerjisi de o kadar yüksek olur, ancak çok fazla enerjiye sahiplerse, atomun içinden geçerek saf enerjiden madde ve antimaddenin elektron-pozitron çiftlerini oluşturabilirler. Bu, yıldızın çekirdeğinin tamamının dev bir parçacık hızlandırıcı görevi gördüğü anlamına gelir.

11 güneş büyüklüğünde termonükleer bomba

Antimadde, eğiliminde olduğu gibi karşıtını yok eder, ancak sorun şu ki, patlamanın hızı, son derece hızlı olmasına rağmen, yıldızın çökmesini engelleyen gama ışını basıncının yaratılmasında kritik bir gecikme yaratıyor. Dış katmanlar sarkarak çekirdeği sıkıştırır ve sıcaklığını artırır. Bu, daha enerjik gama ışınlarının antimadde yaratma olasılığını artırır ve aniden tüm yıldız kontrol edilemez hale gelir. nükleer reaktörölçeği hayal gücümüzün yeteneklerini aşan. Termonükleer çekirdeğin tamamı, kütlesi yalnızca Güneş'in boyutunu aşmakla kalmayıp aynı zamanda 11 armatürün kütlesinden daha büyük olan bir termonükleer bomba gibi anında patlar.

Her şey patlıyor. Kara delik yok, nötron yıldızı yok, yeni radyoaktif maddeden oluşan genişleyen bir buluttan ve bir zamanlar uzayı parçalamadan mümkün olan en büyük nesnenin bulunduğu boş alandan başka hiçbir şey kalmadı. Patlama çok büyük ölçekte reaksiyonlara neden olarak maddeyi yeni radyoaktif elementlere dönüştürüyor.

Katil yıldızlar

Gerçek tip 11 katiller olan bazı nadir yıldızlar, ölümcül gama ışını patlamalarının (GRB'ler) kaynağı olan hipernovalardır. Betelgeuse ile karşılaştırıldığında böyle bir nesnenin patlaması 1000 kat daha fazla enerji açığa çıkaracaktır. GRB modelinin somut kanıtı 2003 yılında ortaya çıktı.

Kısmen, konumu Gama Işını Patlama Koordinat Ağı (GCN) kullanılarak gökbilimciler tarafından belirlenen "yakın" bir patlama nedeniyle ortaya çıktı. 29 Mart 2003'te parlama, sonraki gözlemlerin gama ışını patlamalarının gizemini çözmede belirleyici olmasını sağlayacak kadar yaklaştı. Afterglow optik spektrumu SN1998bw ile hemen hemen aynıydı. Ek olarak, X-ışını uydularının gözlemleri de aynı şeyi gösterdi. Karakteristik özellik- süpernovalarda da bulunan "şoklanmış" ve "ısıtılmış" oksijenin varlığı. Böylece gökbilimciler, Dünya'dan "yalnızca" iki milyar ışıkyılı uzaklıkta bulunan, nispeten yakınlardaki bir gama ışını patlamasının "sonradan parıldamasının" bir süpernovaya benzediğini belirleyebildiler.

Her hipernovanın GRB ile ilişkili olup olmadığı bilinmemektedir. Ancak gökbilimciler, 100.000 süpernovadan yalnızca birinin hipernova ürettiğini tahmin ediyor. Bu, günde yaklaşık bir gama ışını patlaması anlamına gelir ki gerçekte gözlemlenen de budur.

Neredeyse kesin olan şey, hipernova oluşumunda rol oynayan çekirdeğin, bir nötron yıldızı yerine bir kara delik oluşturmaya yetecek kadar kütleye sahip olmasıdır. Dolayısıyla gözlemlenen her GRB, yeni doğmuş bir kara deliğin “ağlamasıdır”.

T Compass sisteminde beyaz cüce

Bilim adamları, Uluslararası Ultraviyole Kaşifi uydusu tarafından Pusula takımyıldızındaki T Pusulası'nın yeni gözlemlerinin, beyaz cücenin ikili bir sistemin parçası olduğunu ve Dünya'dan 3.260 ışıkyılı uzakta olduğunu gösterdiği konusunda hemfikir; bu, önceki tahmin olan 6.000 ışıkyılı'ndan çok daha yakın. .

Beyaz cüce tekrarlanan bir novadır. Bu, yıldızın termonükleer patlamalarının her 20 yılda bir meydana geldiği anlamına gelir. Bilinen en son olaylar 1967, 1944, 1920, 1902 ve 1890 yıllarında yaşandı. Bu nova patlamaları süpernovadan ziyade yıldızı yok etmez ve Dünya üzerinde herhangi bir etkisi olmaz. Gökbilimciler patlamalar arasındaki aralığın neden arttığını bilmiyorlar.

Bilim adamları, nova patlamalarının, cüce yıldızın hidrojen açısından zengin gazları yoldaşından çekmesi nedeniyle oluşan kütle artışının sonucu olduğuna inanıyor. Kütle belli bir sınıra ulaştığında bir nova parlar. Pompalama ve patlama döngüsü sırasında kütlenin artıp artmayacağı bilinmiyor, ancak Chandrasekhar sınırı olarak adlandırılan sınıra ulaşırsa cüce, Tip 1a süpernovaya dönüşecek. Bu durumda cüce küçülecek ve güçlü flaş bunun sonucu tamamen yok edilmesi olacaktır. Bu tür süpernova, bir novadan 10 milyon kat daha fazla enerji açığa çıkarır.

Bin güneşin enerjisi

Beyaz cücenin nova patlamaları sırasındaki gözlemleri kütlesinin arttığını gösteriyor ve Hubble'ın önceki patlamalar sırasında ortaya çıkan materyallere ilişkin verileri de bu görüşü destekliyor. Modeller, beyaz cücenin kütlesinin yaklaşık 10 milyon yıl veya daha kısa sürede Chandrasekhar sınırına ulaşacağını tahmin ediyor.

Bilim adamlarına göre bir süpernova, enerjisi eşzamanlı 1000 radyasyona eşdeğer olan gama radyasyonuna yol açacak ve bu, Betelgeuse patlamasından daha tehlikeli. Gama radyasyonu Dünya'ya ulaştığında, ozon tabakasına zarar verebilecek ve muhtemelen yok edebilecek nitrojen oksit üretme tehdidi oluşturur. Süpernova, Samanyolu'ndaki diğer yıldızların toplamı kadar parlak olacak. Gökbilimcilerden biri olan Villanova Üniversitesi'nden Dr. Edward Sion, gökbilimciler ve jeologların kullandığı zaman ölçeklerine göre yakın gelecekte patlayabileceğini, ancak bunun insanlar için uzak bir gelecekte gerçekleşebileceğini savunuyor.

Görüşler farklılık gösteriyor

Gökbilimciler, Dünya'dan 100 ışıkyılı uzaklıktaki süpernova patlamalarının felaket olacağına inanıyor, ancak sonuçları belirsizliğini koruyor ve patlamanın ne kadar güçlü olduğuna bağlı olacak. Bir araştırma ekibi, parlamanın Betelgeuse patlamasından çok daha yakın ve daha güçlü olacağının muhtemel olduğunu söylüyor. Bunun ne zaman olacağı bilinmiyor ama Dünya ciddi şekilde zarar görecek. Bununla birlikte, süpernovalar, aktif galaksiler, kara delikler, gama ışını patlamaları ve Evrenin genişlemesi konusunda uzman olan Berkeley'deki Kaliforniya Üniversitesi'nden Alex Filippenko gibi diğer araştırmacılar, hesaplamalara katılmıyor ve patlamanın gerçekleşeceğine inanıyor. meydana gelmesi durumunda gezegene zarar vermesi pek olası değildir.

> Süpernova

Anlamak, süpernova nedir: Süpernovaların doğduğu bir yıldızın patlaması ve parlamasının tanımı, evrimi ve gelişimi, çift yıldızların rolü, fotoğraflar ve araştırmalar.

Süpernova- bu aslında bir yıldız patlamasıdır ve uzayda gözlemlenebilecek en güçlü patlamadır.

Süpernovalar nerede ortaya çıkıyor?

Süpernovalar sıklıkla diğer galaksilerde de görülebilir. Ancak Samanyolu'nda bu, gözlemlenmesi nadir görülen bir olgudur çünkü toz ve gaz pusları görüşü engeller. Gözlenen son süpernova 1604'te Johannes Kepler tarafından gözlemlendi. Chandra teleskopu yalnızca bir asırdan fazla süre önce patlayan bir yıldızın kalıntılarını bulabildi (bir süpernova patlamasının sonuçları).

Süpernovaya ne sebep olur?

Yıldızın merkezinde değişiklikler meydana geldiğinde bir süpernova doğar. İki ana türü vardır.

Birincisi ikili sistemlerdedir. Çift yıldızlar ortak bir merkezle birbirine bağlanan nesnelerdir. Bunlardan biri ikinciden madde çalıyor ve çok büyük oluyor. Ancak iç süreçleri dengeleyemiyor ve bir süpernova şeklinde patlıyor.

İkincisi ise ölüm anıdır. Yakıt tükenme eğilimindedir. Bunun sonucunda kütlenin bir kısmı çekirdeğe akmaya başlar ve kendi yer çekimine dayanamayacak kadar ağırlaşır. Bir genişleme süreci meydana gelir ve yıldız patlar. Güneş tek bir yıldızdır ancak yeterli kütlesi olmadığı için buna dayanamaz.

Araştırmacılar neden süpernovalarla ilgileniyor?

Sürecin kendisi kısa bir süreyi kapsıyor ancak Evren hakkında çok şey anlatabiliyor. Örneğin örneklerden biri, Evrenin genişleme özelliğini ve bu oranın arttığını doğruladı.

Ayrıca bu nesnelerin, elemanların uzaydaki dağılım anını etkilediği ortaya çıktı. Bir yıldız patladığında elementleri ve kozmik kalıntıları dışarı fırlatır. Hatta birçoğu gezegenimize geliyor. Süpernovaların ve patlamalarının özelliklerini ortaya koyan bir video izleyin.

Süpernova gözlemleri

Astrofizikçi Sergei Blinnikov, ilk süpernovanın keşfini, patlamadan sonraki kalıntıları ve modern teleskopları anlatıyor

Onları süpernova nasıl bulabilirim?

Süpernovayı aramak için araştırmacılar çeşitli araçlar kullanır. Bazılarının patlamadan sonra görünür ışığı gözlemlemesi gerekiyor. Bazıları ise X-ışınlarını ve gama ışınlarını takip ediyor. Fotoğraflar Hubble ve Chandra teleskopları kullanılarak çekildi.

Haziran 2012'de, ışığı elektromanyetik spektrumun yüksek enerji bölgesine odaklayan bir teleskop çalışmaya başladı. HakkındaÇöken yıldızları, kara delikleri ve süpernova kalıntılarını araştıran NuSTAR misyonu hakkında. Bilim insanları bunların nasıl patladığı ve yaratıldığı hakkında daha fazla şey öğrenmeyi planlıyor.

Gök cisimlerine olan mesafelerin ölçülmesi

Gökbilimci Vladimir Surdin Cepheidler, süpernova patlamaları ve Evrenin genişleme hızı hakkında:

Süpernova araştırmasına nasıl yardımcı olabilirsiniz?

Katkıda bulunmak için bilim insanı olmanıza gerek yok. 2008 yılında sıradan bir genç tarafından bir süpernova keşfedildi. 2011 yılında bu durum, bilgisayarında gece gökyüzünün bir fotoğrafına bakan 10 yaşındaki Kanadalı bir kız tarafından tekrarlandı. Çoğu zaman amatör fotoğraflar birçok ilginç nesne içerir. Biraz pratik yaparak bir sonraki süpernovayı bulabilirsiniz! Daha kesin olmak gerekirse, bir süpernova patlamasını yakalama şansınız var.