بيت اللسان المغلفة ولادة وموت المستعرات الأعظم. المستعر الأعظم - الموت أو بداية حياة جديدة

اللسان المغلفة

ولادة وموت المستعرات الأعظم. المستعر الأعظم - الموت أو بداية حياة جديدة

لقد رأينا بالفعل أنه، على عكس الشمس والنجوم الثابتة الأخرى، تتغير النجوم الفيزيائية المتغيرة في الحجم، ودرجة حرارة الغلاف الضوئي، واللمعان. ضمن أنواع مختلفةمن بين النجوم غير الثابتة، تعتبر المستعرات والمستعرات الأعظمية ذات أهمية خاصة. في الواقع، هذه ليست نجومًا ظهرت حديثًا، ولكنها نجوم موجودة مسبقًا جذبت الانتباه من خلال زيادة حادة في السطوع.

أثناء انفجارات النجوم الجديدة، يزداد السطوع آلاف وملايين المرات على مدى عدة أيام إلى عدة أشهر. هناك نجوم معروفة اندلعت بشكل متكرر على شكل مستعرات. وفقا للبيانات الحديثة، فإن النجوم الجديدة عادة ما تكون جزءا من أنظمة ثنائية، وتحدث ثوران أحد النجوم نتيجة لتبادل المادة بين النجوم المتكونة نظام مزدوج. على سبيل المثال، في نظام “القزم الأبيض – النجم العادي (منخفض اللمعان)” الانفجارات المسببة لهذه الظاهرة نوفايمكن أن يحدث عندما يسقط الغاز من نجم عادي على قزم أبيض.

والأمر الأكثر فخامة هو انفجارات المستعرات الأعظم التي يزداد سطوعها فجأة بحوالي 19 مترًا! في أقصى سطوع، يقترب السطح المشع للنجم من المراقب بسرعة عدة آلاف من الكيلومترات في الثانية. يشير نمط انفجارات المستعرات الأعظم إلى أن المستعرات الأعظم هي نجوم متفجرة.

أثناء انفجارات المستعر الأعظم، يتم إطلاق طاقة هائلة على مدار عدة أيام - حوالي 10 41 جول. وتحدث مثل هذه الانفجارات الهائلة على المراحل النهائيةتطور النجوم التي كتلتها أكبر بعدة مرات من كتلة الشمس.

في أقصى سطوع له، يمكن لمستعر أعظم واحد أن يضيء أكثر من مليار نجم مثل شمسنا. خلال أقوى انفجارات بعض المستعرات الأعظم، يمكن أن تنطلق المادة بسرعة تتراوح بين 5000 - 7000 كم/ثانية، وتصل كتلتها إلى عدة كتل شمسية. تم التخلص من بقايا القذائف المستعرات الأعظم، مرئي لفترة طويلةمثل الغازات المتوسعة

لم يتم اكتشاف بقايا قذائف المستعر الأعظم فحسب، بل تم اكتشاف أيضًا ما تبقى من الجزء المركزي من النجم الذي انفجر ذات يوم. وتبين أن هذه "البقايا النجمية" كانت مصادر مذهلة للانبعاثات الراديوية، والتي كانت تسمى النجوم النابضة. تم اكتشاف النجوم النابضة الأولى في عام 1967.

تتمتع بعض النجوم النابضة بمعدل تكرار ثابت بشكل مثير للدهشة للنبضات الراديوية: تتكرر النبضات على فترات زمنية متساوية تمامًا، ويتم قياسها بدقة تتجاوز 10 -9 ثوانٍ! تقع النجوم النابضة المفتوحة منا على مسافات لا تتجاوز مئات الفراسخ الفلكية. من المفترض أن النجوم النابضة تدور بسرعة حول نجوم فائقة الكثافة يبلغ نصف قطرها حوالي 10 كم وكتلتها قريبة من كتلة الشمس. تتكون هذه النجوم من نيوترونات كثيفة وتسمى النجوم النيوترونية. فقط جزء من وقت وجودها تظهر النجوم النيوترونية على شكل نجوم نابضة.

تصنف انفجارات السوبرنوفا على أنها أحداث نادرة. على مدى الألفية الماضية، تم رصد عدد قليل فقط من انفجارات المستعرات الأعظم في نظامنا النجمي. ومن بين هذه الحالات، تم تحديد الحالات الثلاثة التالية بشكل أكثر موثوقية: تفشي المرض عام 1054 في كوكبة الثور، عام 1572 في كوكبة ذات الكرسي، عام 1604 في كوكبة الحواء. وقد وصف علماء الفلك الصينيون واليابانيون أول هذه المستعرات الأعظم بأنه "نجم ضيف"، والثاني بواسطة تايكو براهي، والثالث تمت مراقبته بواسطة يوهانس كيبلر. وقد تجاوز تألق المستعرات الأعظمية لعامي 1054 و1572 تألق كوكب الزهرة، وكانت هذه النجوم مرئية خلال النهار. منذ اختراع التلسكوب (1609)، لم يتم ملاحظة أي مستعر أعظم في نظامنا النجمي (من الممكن أن تكون بعض الانفجارات قد مرت دون أن يلاحظها أحد). عندما سنحت الفرصة لاستكشاف أنظمة النجوم الأخرى، غالبا ما يتم اكتشاف النجوم الجديدة والمستعرات الأعظم فيها.

في 23 فبراير 1987، انفجر مستعر أعظم في سحابة ماجلان الكبرى (كوكبة دورادوس)، وهو أكبر قمر صناعي في مجرتنا. لأول مرة منذ عام 1604، أصبح من الممكن رؤية المستعر الأعظم حتى بالعين المجردة. قبل الانفجار، كان هناك نجم بقوة 12 درجة في موقع المستعر الأعظم. وصل النجم إلى أقصى سطوع له وهو 4 أمتار في أوائل شهر مارس، ثم بدأ في التلاشي ببطء. العلماء الذين رصدوا المستعر الأعظم باستخدام تلسكوبات أكبر المراصد الأرضية، مرصد أسترون المداري وتلسكوبات الأشعة السينية على وحدة كفانت المحطة المدارية"مير"، أصبح من الممكن لأول مرة تتبع عملية تفشي المرض برمتها. تم إجراء عمليات الرصد في نطاقات طيفية مختلفة، بما في ذلك المدى البصري المرئي والأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية ونطاقات الراديو. ظهرت تقارير مثيرة في الصحافة العلمية حول اكتشاف النيوترينو وربما إشعاع الجاذبية من نجم متفجر. وتم تنقيح نموذج بنية النجم في المرحلة التي سبقت الانفجار وإثرائه بنتائج جديدة.

تقدم السماء في يوم صاف، بشكل عام، صورة مملة ورتيبة إلى حد ما: كرة الشمس الساخنة ومساحة واضحة لا نهاية لها، مزينة في بعض الأحيان بالغيوم أو السحب النادرة.

السماء في ليلة صافية أمر آخر. عادة ما تكون مليئة بمجموعات لامعة من النجوم. يجب أن يؤخذ في الاعتبار أنه في سماء الليل بالعين المجردة يمكنك رؤية ما بين 3 إلى 4.5 ألف نجم ليلي. وجميعهم ينتمون إلى مجرة درب التبانة التي يقع فيها نظامنا الشمسي.

وفقًا للمفاهيم الحديثة، النجوم عبارة عن كرات غازية ساخنة، يحدث في أعماقها اندماج نووي حراري لنواة الهيليوم من نوى الهيدروجين، مما يؤدي إلى إطلاق كمية هائلة من الطاقة. وهذا هو الذي يضمن لمعان النجوم.

أقرب نجم إلينا هو شمسنا، حيث تبلغ المسافة إليه 150 مليون كيلومتر. لكن النجم بروكسيما سنتوري، ثاني أبعد نجم، يقع على مسافة 4.25 سنة ضوئية منا، أي 270 ألف مرة أبعد من الشمس.

هناك نجوم أكبر حجمًا من الشمس بمئات المرات وبنفس عدد المرات أدنى منها في هذا المؤشر. ومع ذلك، فإن كتل النجوم تختلف ضمن حدود أكثر تواضعا - من واحد على اثني عشر من كتلة الشمس إلى 100 من كتلتها. اكثر من النصف النجوم المرئيةهي أنظمة مزدوجة وأحيانا ثلاثية.

بشكل عام، يمكن تحديد عدد النجوم المرئية لنا في الكون بالرقم 125.000.000.000 مع أحد عشر صفرًا إضافيًا.

الآن، ومن أجل تجنب الخلط مع الأصفار، لم يعد علماء الفلك يحتفظون بسجلات للنجوم الفردية، بل للمجرات بأكملها، معتقدين أنه يوجد في المتوسط حوالي 100 مليار نجم في كل منها.

بدأ عالم الفلك الأمريكي فريتز زويكي لأول مرة في الانخراط في بحث مستهدف عن المستعرات الأعظم

في عام 1996، قرر العلماء أنه يمكن رؤية 50 مليار مجرة من الأرض. وعندما تم تشغيل تلسكوب هابل المداري، الذي لا يتداخل معه أي تداخل من الغلاف الجوي للأرض، قفز عدد المجرات المرئية إلى 125 مليار مجرة.

شكرا ل العين التى ترى كل شىءباستخدام هذا التلسكوب، اخترق علماء الفلك أعماقًا عالمية لدرجة أنهم رأوا المجرات التي ظهرت بعد مليار سنة فقط من الانفجار العظيم الذي أدى إلى ولادة كوننا.

يتم استخدام العديد من المعلمات لوصف النجوم: اللمعان، والكتلة، ونصف القطر، و التركيب الكيميائيالغلاف الجوي، وكذلك درجة حرارته. وباستخدام عدد من الخصائص الإضافية للنجم، يمكنك أيضًا تحديد عمره.

كل نجم عبارة عن هيكل ديناميكي يولد وينمو ثم يصل إلى عمر معين ويموت بهدوء. ولكن يحدث أيضًا أنه ينفجر فجأة. يؤدي هذا الحدث إلى تغييرات واسعة النطاق في المنطقة المجاورة للنجم المنفجر.

وهكذا فإن الاضطراب الذي أعقب هذا الانفجار ينتشر بسرعة هائلة، ويغطي على مدى عدة عشرات الآلاف من السنين مساحة هائلة في الوسط البينجمي. وفي هذه المنطقة ترتفع درجة الحرارة بشكل حاد، لتصل إلى عدة ملايين من الدرجات، وتزداد كثافة الأشعة الكونية وقوة المجال المغناطيسي بشكل ملحوظ.

مثل هذه الميزات للمادة التي يقذفها النجم المنفجر تسمح لها بتكوين نجوم جديدة وحتى أنظمة كوكبية بأكملها.

لهذا السبب، تتم دراسة كل من المستعرات الأعظم وبقاياها عن كثب من قبل علماء الفيزياء الفلكية. ففي نهاية المطاف، يمكن للمعلومات التي تم الحصول عليها خلال دراسة هذه الظاهرة توسيع المعرفة حول تطور النجوم العادية، وحول العمليات التي تحدث أثناء ولادة النجوم النيوترونية، وكذلك توضيح تفاصيل تلك التفاعلات التي تؤدي إلى تكوين العناصر الثقيلة. والأشعة الكونية وغيرها.

في وقت ما، أطلق علماء الفلك على تلك النجوم التي زاد سطوعها بشكل غير متوقع أكثر من 1000 مرة اسم النجوم الجديدة. لقد ظهروا في السماء بشكل غير متوقع، وإجراء تغييرات على التكوين المعتاد للأبراج. بعد أن زاد فجأة عدة آلاف من المرات كحد أقصى، انخفض سطوعها بشكل حاد بعد مرور بعض الوقت، وبعد بضع سنوات أصبح سطوعها ضعيفًا كما كان قبل الانفجار.

تجدر الإشارة إلى أن تواتر التوهجات، التي يتحرر خلالها النجم من جزء من الألف من كتلته ويتم إلقاؤه في الفضاء الخارجي بسرعة هائلة، يعتبر من العلامات الرئيسية لولادة نجوم جديدة. ولكن، في الوقت نفسه، من الغريب أن انفجارات النجوم لا تؤدي إلى تغييرات كبيرة في بنيتها، أو حتى تدميرها.

كم مرة تحدث مثل هذه الأحداث في مجرتنا؟ إذا أخذنا في الاعتبار فقط تلك النجوم التي لم يتجاوز سطوعها الحجم الثالث، فوفقًا للسجلات التاريخية وملاحظات علماء الفلك، لم يتم ملاحظة أكثر من 200 توهج ساطع على مدار خمسة آلاف عام.

ولكن عندما بدأت دراسات المجرات الأخرى، أصبح من الواضح أن سطوع النجوم الجديدة التي تظهر في هذه الزوايا من الفضاء غالبا ما يساوي لمعان المجرة بأكملها التي تظهر فيها هذه النجوم.

وبطبيعة الحال، فإن ظهور النجوم بهذا اللمعان هو حدث استثنائي ومختلف تمامًا عن ولادة النجوم العادية. لذلك، في عام 1934، اقترح عالما الفلك الأمريكيان فريتز زويكي ووالتر بادي أن تلك النجوم التي يصل سطوعها الأقصى إلى لمعان المجرات العادية تصنف على أنها فئة منفصلة من المستعرات الأعظم وأكثرها سطوعًا. نجوم ساطعة. وينبغي أن يؤخذ في الاعتبار أن انفجارات السوبرنوفا في الوضع الحاليتعتبر مجرتنا ظاهرة نادرة للغاية، ولا تحدث أكثر من مرة واحدة كل 100 عام. حدثت حالات تفشي المرض الأكثر لفتًا للانتباه، والتي سجلتها الأطروحات الصينية واليابانية، في عامي 1006 و1054.

وبعد خمسمائة عام، في عام 1572، لاحظ عالم الفلك البارز تايكو براهي انفجار مستعر أعظم في كوكبة ذات الكرسي. في عام 1604، شهد يوهانس كيبلر ولادة مستعر أعظم في كوكبة الحواء. ومنذ ذلك الحين، لم يتم الاحتفال بمثل هذه الأحداث العظيمة في مجرتنا.

قد يكون هذا بسبب حقيقة أن النظام الشمسي يحتل موقعًا في مجرتنا بحيث يمكن رؤيته فيه الأجهزة البصريةإن انفجارات المستعرات الأعظم من الأرض ممكنة فقط بنصف حجمها. وفي بقية المنطقة، يعوق ذلك امتصاص الضوء بين النجوم.

وبما أن هذه الظواهر تحدث في المجرات الأخرى بنفس التردد تقريبًا كما في المجرات درب التبانة، تم الحصول على المعلومات الرئيسية عن المستعرات الأعظم وقت الانفجار من خلال رصدها في مجرات أخرى...

لأول مرة، بدأ علماء الفلك دبليو. بادي وإف. زويكي في الانخراط في بحث مستهدف عن المستعرات الأعظم في عام 1936. خلال ثلاث سنوات من الملاحظات في مجرات مختلفة، اكتشف العلماء 12 انفجارًا للمستعر الأعظم، والتي خضعت لاحقًا لدراسة أكثر شمولاً باستخدام القياس الضوئي والتحليل الطيفي.

علاوة على ذلك، فإن استخدام المعدات الفلكية الأكثر تقدمًا قد أتاح توسيع قائمة المستعرات الأعظمية المكتشفة حديثًا. وأدى إدخال عمليات البحث الآلية إلى اكتشاف العلماء أكثر من مائة مستعر أعظم سنويًا. في المجموع ل وقت قصيرتم تسجيل 1500 من هذه الأشياء.

في السنوات الاخيرةباستخدام التلسكوبات القويةفي ليلة واحدة من الملاحظات اكتشف العلماء أكثر من 10 مستعرات أعظمية بعيدة!

في يناير 1999، وقع حدث صدم حتى علماء الفلك المعاصرين، الذين اعتادوا على "الحيل" العديدة للكون: في أعماق الفضاء، تم تسجيل وميض أكثر سطوعًا بعشر مرات من كل تلك التي سجلها العلماء سابقًا. وقد تم رصده بواسطة قمرين صناعيين للبحث وتلسكوب في جبال نيو مكسيكو مزود بكاميرا أوتوماتيكية. حدثت هذه الظاهرة الفريدة في كوكبة Bootes. وبعد ذلك بقليل، في أبريل من نفس العام، قرر العلماء أن المسافة إلى اندلاع كانت تسعة مليارات سنة ضوئية. وهذا يعادل تقريبًا ثلاثة أرباع نصف قطر الكون.

أظهرت الحسابات التي أجراها علماء الفلك أنه في الثواني القليلة التي استمر خلالها التوهج، تم إطلاق طاقة أكبر بكثير مما أنتجته الشمس على مدار خمسة مليارات سنة من وجودها. ما سبب هذا الانفجار المذهل؟ ما هي العمليات التي أدت إلى هذا الإطلاق الهائل للطاقة؟ لا يستطيع العلم حتى الآن الإجابة على هذه الأسئلة بشكل محدد، على الرغم من وجود افتراض بذلك كمية كبيرةيمكن أن تحدث الطاقة في حالة اندماج نجمين نيوترونيين.

<<< Назад

إلى الأمام >>>

المستعر الأعظم أو انفجار سوبر نوفا- ظاهرة يتغير خلالها النجم بشكل حاد سطوعه بمقدار 4-8 مرات من حيث الحجم (عشرات المقاييس) يتبعها توهين بطيء نسبيًا للتوهج. وهو نتيجة لعملية كارثية تحدث في نهاية تطور بعض النجوم ويصاحبها إطلاق طاقة هائلة.

كقاعدة عامة، يتم ملاحظة المستعرات الأعظم بعد وقوعها، أي عندما يكون الحدث قد وقع بالفعل وتصل إشعاعاته إلى الأرض. لذلك، كانت طبيعة المستعرات الأعظم غير واضحة منذ فترة طويلة. ولكن الآن تم اقتراح عدد غير قليل من السيناريوهات التي تؤدي إلى تفشي هذا النوع، على الرغم من أن الأحكام الرئيسية واضحة بالفعل.

ويصاحب الانفجار طرد كتلة كبيرة من المادة من الغلاف الخارجي للنجم إلى الفضاء بين النجوم، ومن الجزء المتبقي من المادة من قلب النجم المنفجر، كقاعدة عامة، يتم تشكيل جسم مضغوط - نجم نيوتروني إذا كانت كتلة النجم قبل الانفجار أكثر من 8 كتلة شمسية (M☉)، أو نجم أسود ثقب كتلته نجم أكثر من 20M☉ (كتلة النواة المتبقية بعد انتهاء الانفجار) 5 م ☉). ويشكلون معًا بقايا المستعر الأعظم.

إن الدراسة الشاملة للأطياف ومنحنيات الضوء التي تم الحصول عليها مسبقًا بالإضافة إلى دراسة البقايا والنجوم السلفية المحتملة تجعل من الممكن بناء نماذج أكثر تفصيلاً ودراسة الظروف التي كانت موجودة وقت الانفجار.

من بين أمور أخرى، تحتوي المادة المقذوفة أثناء التوهج إلى حد كبير على منتجات الاندماج النووي الحراري الذي حدث طوال حياة النجم. بفضل المستعرات الأعظمية يتطور الكون ككل وكل مجرة على وجه الخصوص كيميائيًا.

يعكس الاسم العملية التاريخية لدراسة النجوم التي يتغير سطوعها بشكل كبير مع مرور الوقت، وهو ما يسمى بالمستعرات.

الاسم يتكون من التسمية س.ن.، تليها سنة الافتتاح، تليها تسمية مكونة من حرف واحد أو حرفين. تحصل المستعرات الأعظم الـ 26 الأولى في العام الحالي على تسميات مكونة من حرف واحد، في نهاية الاسم، من الحروف الكبيرةمن أقبل ز. تتلقى المستعرات الأعظم المتبقية تسميات مكونة من حرفين من الأحرف الصغيرة: أأ, أب، وما إلى ذلك وهلم جرا. يتم تحديد المستعرات الأعظم غير المؤكدة بأحرف بى اس ان(مستعر أعظم محتمل) بإحداثيات سماوية بالتنسيق: هههههههههههههههههههههههههههههههههههههههههههههه.

الصورة الكبيرة

التصنيف الحديثالمستعرات الأعظم

فصل	فئة فرعية			آلية
أنا لا خطوط الهيدروجين	خطوط قوية من السيليكون المتأين (Si II) عند 6150	I ل		انفجار نووي حراري
	خطوط قوية من السيليكون المتأين (Si II) عند 6150	اكس عند أقصى سطوع يكون لديهم لمعان أقل وIa أقل بالمقارنة		انفجار نووي حراري
	خطوط السيليكون ضعيفة أو غائبة	إب خطوط الهيليوم (He I) موجودة.		انهيار الجاذبية
	خطوط السيليكون ضعيفة أو غائبة	جيم خطوط الهيليوم ضعيفة أو غائبة
ثانيا وجود خطوط الهيدروجين	II-P/L/N الطيف ثابت	II-P/L لا خطوط ضيقة	II-P منحنى الضوء لديه هضبة
		II-P/L لا خطوط ضيقة	II-L يتناقص الحجم خطيًا مع مرور الوقت
		أنا خطوط ضيقة موجودة
	بنك الاستثمار الدولي يتغير الطيف بمرور الوقت ويصبح مشابهًا للطيف Ib.

منحنيات خفيفة

تتشابه المنحنيات الضوئية للنوع الأول إلى حد كبير: هناك زيادة حادة لمدة 2-3 أيام، ثم يتم استبدالها بانخفاض كبير (بمقدار 3 درجات) لمدة 25-40 يومًا، يليه ضعف بطيء، خطي تقريبًا على مقياس الحجم. متوسط الحجم المطلق للحد الأقصى للتوهجات Ia هو M B = − 19.5 م (\textstyle M_(B)=-19.5^(m))، لـ Ib\c - .

لكن منحنيات الضوء من النوع الثاني متنوعة تمامًا. بالنسبة للبعض، كانت المنحنيات تشبه تلك الخاصة بالنوع الأول، فقط مع انخفاض أبطأ وأطول في السطوع حتى بدأت المرحلة الخطية. والبعض الآخر، بعد أن وصل إلى الذروة، بقي فيه لمدة تصل إلى 100 يوم، ثم انخفض السطوع بشكل حاد ووصل إلى "الذيل" الخطي. ويختلف الحجم المطلق للحد الأقصى بشكل كبير من − 20 م (\textstyle -20^(م))قبل − 13 م (\textstyle -13^(م)). متوسط قيمة IIP - M B = − 18 م (\textstyle M_(B)=-18^(m))، لـ II-L M B = − 17 م (\textstyle M_(B)=-17^(m)).

أطياف

يحتوي التصنيف أعلاه بالفعل على بعض السمات الأساسية لأطياف المستعرات الأعظم أنواع مختلفة، دعونا نتناول ما لم يتم تضمينه. الأول و جدا ميزة مهمة، والذي منع لفترة طويلة فك تشفير الأطياف التي تم الحصول عليها - الخطوط الرئيسية واسعة جدًا.

يتميز أطياف المستعرات الأعظم من النوع II وIb\c بما يلي:

وجود ميزات امتصاص ضيقة بالقرب من الحد الأقصى للسطوع ومكونات انبعاث ضيقة غير قابلة للإزاحة.
الخطوط , , , الملاحظه في الاشعه فوق البنفسجيه .

ملاحظات خارج النطاق البصري

معدل الفلاش

يعتمد تواتر التوهجات على عدد النجوم في المجرة، أو على سطوعها، وهو نفس الشيء بالنسبة للمجرات العادية. الكمية المقبولة عمومًا التي تميز تكرار التوهجات في أنواع مختلفة من المجرات هي SNu:

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

أين إل ⊙ (ب) (\textstyle L_(\odot )(B))- لمعان الشمس في الفلتر B. ل أنواع مختلفةمشاعل حجمها هو:

في هذه الحالة، ينجذب المستعرات الأعظم Ib/c وII نحو الأذرع الحلزونية.

مراقبة بقايا المستعر الأعظم

المخطط القانوني للباقي الشباب هو كما يلي:

ممكن الباقي المدمجة. عادةً ما يكون نجمًا نابضًا، ولكن من المحتمل أن يكون ثقبًا أسود
تنتشر موجة الصدمة الخارجية في المادة بين النجوم.
موجة عودة تنتشر في المادة المقذوفة للمستعر الأعظم.
ثانوي، ينتشر في كتل من الوسط البينجمي وفي انبعاثات المستعرات الأعظم الكثيفة.

يشكلون معًا الصورة التالية: خلف مقدمة موجة الصدمة الخارجية، يتم تسخين الغاز إلى درجات حرارة T S ≥ 10 7 K وينبعث في نطاق الأشعة السينية مع طاقة فوتون تبلغ 0.1-20 كيلو إلكترون فولت، وبالمثل الغاز الموجود خلفه تشكل مقدمة موجة العودة منطقة ثانية من إشعاع الأشعة السينية. تشير خطوط Fe وSi وS، وما إلى ذلك، عالية التأين إلى الطبيعة الحرارية للإشعاع الصادر من كلا الطبقتين.

يؤدي الإشعاع البصري الصادر عن البقايا الشابة إلى تكوين كتل غازية خلف مقدمة الموجة الثانوية. وبما أن سرعة الانتشار فيها أعلى، مما يعني أن الغاز يبرد بشكل أسرع وينتقل الإشعاع من نطاق الأشعة السينية إلى النطاق البصري. يتم تأكيد أصل تأثير الإشعاع البصري من خلال الكثافة النسبية للخطوط.

الوصف النظري

تحليل الملاحظات

تختلف طبيعة المستعرات الأعظم Ia عن طبيعة الانفجارات الأخرى. ويتجلى ذلك بوضوح من خلال غياب التوهجات من النوع Ib\c والنوع II في المجرات الإهليلجية. من معلومات عامةومن المعروف عن الأخير أن هناك القليل من الغاز والنجوم الزرقاء، وانتهى تكوين النجوم منذ 10 10 سنوات. وهذا يعني أن جميع النجوم الضخمة قد أكملت تطورها بالفعل، ولم يتبق سوى النجوم ذات الكتلة الأقل من كتلة الشمس، وليس أكثر. ومن المعروف من نظرية تطور النجوم أن النجوم من هذا النوع لا يمكن أن تنفجر، وبالتالي هناك حاجة إلى آلية إطالة عمر النجوم التي تتراوح كتلتها بين 1-2 مليون ⊙.

يشير غياب خطوط الهيدروجين في أطياف Ia\Iax إلى وجود كمية قليلة للغاية من الهيدروجين في الغلاف الجوي للنجم الأصلي. كتلة المادة المقذوفة كبيرة جدًا - 1M ⊙، وتحتوي بشكل أساسي على الكربون والأكسجين وعناصر ثقيلة أخرى. وتشير خطوط Si II المتحولة إلى وجود نشاط نشط أثناء القذف التفاعلات النووية. كل هذا يقنع بأن النجم السلف هو قزم أبيض، على الأرجح يحتوي على أكسجين كربوني.

يشير الانجذاب إلى الأذرع الحلزونية للمستعرات الأعظم من النوع Ib\c والنوع II إلى أن النجم السلف عبارة عن نجوم O قصيرة العمر بكتلة تتراوح بين 8-10 مليون ⊙ .

انفجار نووي حراري

إحدى الطرق لإطلاق الكمية المطلوبة من الطاقة هي زيادة حادةكتلة المادة المشاركة في الاحتراق النووي الحراري، أي الانفجار النووي الحراري. ومع ذلك، فإن فيزياء النجوم المنفردة لا تسمح بذلك. العمليات في النجوم الموجودة في التسلسل الرئيسي تكون في حالة توازن. ولذلك، فإن جميع النماذج تعتبر المرحلة النهائية من تطور النجوم - الأقزام البيضاء. ومع ذلك، فإن الأخير نفسه هو نجم مستقر، ولا يمكن أن يتغير كل شيء إلا عند الاقتراب من حد شاندراسيخار. وهذا يؤدي إلى استنتاج لا لبس فيه مفاده أن الانفجار النووي الحراري ممكن فقط في أنظمة النجوم المتعددة، على الأرجح في ما يسمى بالنجوم المزدوجة.

في هذا المخطط، هناك متغيران يؤثران على الحالة، التركيب الكيميائي والكتلة النهائية للمادة المشاركة في الانفجار.

الرفيق الثاني هو نجم عادي تتدفق منه المادة إلى الأول.
الرفيق الثاني هو نفس القزم الأبيض. ويسمى هذا السيناريو الانحطاط المزدوج.

يحدث انفجار عندما يتم تجاوز حد شاندراسيخار.
الانفجار يحدث أمامه.

ما تشترك فيه جميع سيناريوهات المستعر الأعظم Ia هو أن القزم المنفجر هو على الأرجح أكسجين كربون. في موجة الاحتراق المتفجرة التي تنتقل من المركز إلى السطح تحدث التفاعلات التالية:

12 C + 16 O → 28 S i + γ (Q = 16.76 M e V) (\displaystyle ^(12)C~+~^(16)O~\rightarrow ~^(28)Si~+~\gamma ~ (Q=16.76~MeV)), 28 S i + 28 S i → 56 N i + γ (Q = 10.92 M e V) (\displaystyle ^(28)Si~+~^(28)Si~\rightarrow ~^(56)Ni~+~\ غاما ~(Q=10.92~MeV)).

تحدد كتلة المادة المتفاعلة طاقة الانفجار، وبالتالي الحد الأقصى للسطوع. إذا افترضنا أن كتلة القزم الأبيض بأكملها تتفاعل، فإن طاقة الانفجار ستكون 2.21051 إرج.

يتم تحديد السلوك الإضافي لمنحنى الضوء بشكل أساسي من خلال سلسلة الانحلال:

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

النظير 56 Ni غير مستقر ويبلغ عمر النصف له 6.1 يومًا. إضافي ه- يؤدي الالتقاط إلى تكوين نواة 56 Co في الغالب في حالة مثارة بطاقة 1.72 MeV. هذا المستوى غير مستقر، ويصاحب انتقال الإلكترون إلى الحالة الأرضية انبعاث سلسلة من الكمات ذات الطاقات من 0.163 MeV إلى 1.56 MeV. تتعرض هذه الكمات لتشتت كومبتون، وتنخفض طاقتها بسرعة إلى 100 كيلو إلكترون فولت. يتم بالفعل امتصاص هذه الكميات بشكل فعال من خلال التأثير الكهروضوئي، ونتيجة لذلك، يتم تسخين المادة. ومع توسع النجم، تقل كثافة المادة في النجم، ويقل عدد اصطدامات الفوتون، وتصبح المادة الموجودة على سطح النجم شفافة للإشعاع. وكما تظهر الحسابات النظرية، فإن هذا الوضع يحدث بعد حوالي 20 إلى 30 يومًا من وصول النجم إلى أقصى سطوع له.

وبعد 60 يومًا من بداية الإصابة، تصبح المادة شفافة أمام إشعاع جاما. يبدأ منحنى الضوء في الاضمحلال بشكل كبير. بحلول هذا الوقت، كان نظير 56 Ni قد اضمحل بالفعل، ويرجع إطلاق الطاقة إلى اضمحلال β من 56 Co إلى 56 Fe (T 1/2 = 77 يومًا) مع طاقات إثارة تصل إلى 4.2 MeV.

انهيار الجاذبية الأساسية

السيناريو الثاني لإطلاق الطاقة اللازمة هو انهيار قلب النجم. يجب أن تكون كتلته مساوية تمامًا لكتلة ما تبقى منه - نجم نيوتروني، واستبدال القيم النموذجية التي نحصل عليها:

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

حيث M = 0، و R = 10 كم، G هو ثابت الجاذبية. الوقت المميز لذلك هو:

τ f f ∼ 1 G ρ 4 ⋅ 10 − 3 ⋅ ρ 12 − 0 , 5 (\displaystyle \tau _(ff)\sim (\frac (1)(\sqrt (G\rho )))~4\cdot 10 ^(-3)\cdot \rho _(12)^(-0.5))ج،

حيث ρ 12 هي كثافة النجم، وقد تم تسويتها إلى 10 12 جم/سم 3 .

القيمة الناتجة أكبر مرتين من الطاقة الحركية للقذيفة. هناك حاجة إلى حامل، من ناحية، يجب أن يحمل الطاقة المنبعثة، ومن ناحية أخرى، لا يتفاعل مع المادة. النيوترينوات مناسبة لدور مثل هذا الناقل.

هناك عدة عمليات مسؤولة عن تكوينها. أول وأهم عملية لزعزعة استقرار النجم وبداية انكماشه هي عملية النيوترنة:

3 H e + e − → 3 H + ν e (\displaystyle ()^(3)He+e^(-)\to ()^(3)H+\nu _(e))

4 H e + e − → 3 H + n + ν e (\displaystyle ()^(4)He+e^(-)\to ()^(3)H+n+\nu _(e))

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

النيوترينوات الناتجة عن هذه التفاعلات تحمل 10%. تلعب عمليات URKA (تبريد النيوترينو) الدور الرئيسي في التبريد:

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

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

بدلاً من البروتونات والنيوترونات، يمكن أن تعمل النوى الذرية أيضًا، وتشكل نظيرًا غير مستقر يتعرض لتحلل بيتا:

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

(أ , ض − 1) → (أ , ض) + e − + ν ~ e . (\displaystyle (A,Z-1)\to (A,Z)+e^(-)+(\tilde (\nu ))_(e).)

وتزداد شدة هذه العمليات مع الضغط، وبالتالي تتسارع. يتم إيقاف هذه العملية عن طريق تناثر النيوترينوات على الإلكترونات المتحللة، حيث يتم خلالها تحليلها حرارياً واحتجازها داخل المادة. يتم تحقيق تركيز كافٍ من الإلكترونات المتحللة عند الكثافات ρ n u c = 2, 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14))جم/سم3 .

لاحظ أن عمليات النيترونات تحدث فقط عند كثافات تبلغ 1011 / سم 3، ولا يمكن تحقيقها إلا في قلب النجم. هذا يعني أن التوازن الهيدروديناميكي منزعج فيه فقط. تكون الطبقات الخارجية في حالة توازن هيدروديناميكي محلي، ولا يبدأ الانهيار إلا بعد أن ينقبض القلب المركزي ويشكل سطحًا صلبًا. الارتداد من هذا السطح يضمن تحرير القشرة.

نموذج لبقايا المستعر الأعظم الشاب

نظرية تطور بقايا السوبرنوفا

هناك ثلاث مراحل في تطور بقايا المستعر الأعظم:

ويتوقف تمدد القشرة في اللحظة التي يتساوى فيها ضغط الغاز في البقايا مع ضغط الغاز في الوسط البينجمي. بعد ذلك، تبدأ البقايا في التبدد، وتصطدم بسحب تتحرك بشكل عشوائي. يصل وقت الارتشاف إلى:

T m a x = 7 E 51 0.32 n 0 0.34 P ~ 0 , 4 − 0.7 (\displaystyle t_(max)=7E_(51)^(0.32)n_(0)^(0.34)(\tilde (P))_( 0.4)^(-0.7))سنين

نظرية حدوث إشعاع السنكروترون

بناء وصف تفصيلي

البحث عن بقايا المستعر الأعظم

البحث عن النجوم السلائف

نظرية المستعر الأعظم Ia

بالإضافة إلى الشكوك المحيطة بنظريات المستعر الأعظم Ia الموصوفة أعلاه، كانت آلية الانفجار نفسها مصدرًا للكثير من الجدل. في معظم الأحيان، يمكن تقسيم النماذج إلى المجموعات التالية:

انفجار فوري
تأخر التفجير
نبض مؤجل للانفجار
احتراق سريع مضطرب

على الأقل بالنسبة لكل مجموعة من الشروط الأولية، يمكن العثور على الآليات المدرجة في شكل أو آخر. لكن نطاق النماذج المقترحة لا يقتصر على هذا. ومن الأمثلة على ذلك نموذج ينفجر فيه قزمان أبيضان في وقت واحد. وبطبيعة الحال، هذا ممكن فقط في السيناريوهات التي تطور فيها كلا المكونين.

التطور الكيميائي وتأثيره على الوسط النجمي

التطور الكيميائي للكون. أصل العناصر التي عددها الذري أعلى من الحديد

إن انفجارات السوبرنوفا هي المصدر الرئيسي لتجديد الوسط النجمي بعناصر ذات أعداد ذرية أكبر (أو كما يقولون أثقل) هو . ومع ذلك، فإن العمليات التي أدت إلى ظهورهم مجموعات مختلفةالعناصر وحتى نظائرها الخاصة.

عملية R

عملية صهي عملية تكوين النوى الأثقل من النوى الأخف عن طريق الالتقاط المتسلسل للنيوترونات أثناء ( ن,γ) التفاعلات وتستمر حتى يصبح معدل التقاط النيوترونات أعلى من معدل اضمحلال β− للنظير. وبعبارة أخرى، متوسط وقت التقاط عدد n من النيوترونات τ(ن،γ)يجب ان يكون:

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

حيث τ β هو متوسط وقت اضمحلال β للنوى التي تشكل سلسلة من عملية r. يفرض هذا الشرط قيودًا على كثافة النيوترونات، للأسباب التالية:

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

أين (σ n γ , v n) ¯ (\displaystyle (\overline ((\sigma _(n\gamma),v_(n)))))- منتج المقطع العرضي للتفاعل ( ن، γ) على سرعة النيوترون بالنسبة للنواة المستهدفة، بمتوسط على طيف ماكسويليان لتوزيع السرعة. مع الأخذ في الاعتبار أن عملية r تحدث في النوى الثقيلة والمتوسطة، 0.1 ثانية< τ β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 10 9 , получим характерную плотность

ρ ≈ 2 ⋅ 10 17 (\displaystyle \rho \approx 2\cdot 10^(17))نيوترون/سم3

يتم تحقيق هذه الشروط في:

عملية ν

المقال الرئيسي: عملية ν

عملية νهي عملية تخليق نووي من خلال تفاعل النيوترينوات مع النوى الذرية. قد يكون مسؤولاً عن ظهور النظائر 7 Li، 11 B، 19 F، 138 La و180 Ta

التأثير على البنية واسعة النطاق للغاز بين النجوم في المجرة

تاريخ المراقبة

قد يكون اهتمام هيبارخوس بالنجوم الثابتة مستوحى من ملاحظة المستعر الأعظم (وفقًا لبليني). تم تحديد السجل الأقدم على أنه المستعر الأعظم SN 185 (إنجليزي)صنعه علماء الفلك الصينيون عام 185م. ألمع المستعر الأعظم المعروف، SN 1006، تم وصفه بالتفصيل من قبل علماء الفلك الصينيين والعرب. تمت ملاحظة المستعر الأعظم SN 1054، الذي أدى إلى نشوء سديم السرطان، جيدًا. المستعرات الأعظم SN 1572 وSN 1604 كانت مرئية بالعين المجردة وكان لها أهمية عظيمةفي تطور علم الفلك في أوروبا، كما تم استخدامها كحجة ضد فكرة أرسطو القائلة بأن العالم وراء القمر و النظام الشمسيدون تغيير. بدأ يوهانس كيبلر بمراقبة SN 1604 في 17 أكتوبر 1604. كان هذا هو المستعر الأعظم الثاني الذي تم تسجيله في مرحلة زيادة السطوع (بعد المستعر الأعظم 1572، الذي رصده تايكو براهي في كوكبة ذات الكرسي).

ومع تطور التلسكوبات، أصبح من الممكن رصد المستعرات الأعظم في المجرات الأخرى، بدءًا من رصد المستعر الأعظم S أندروميدا في سديم المرأة المسلسلة في عام 1885. خلال القرن العشرين، تم تطوير نماذج ناجحة لكل نوع من المستعرات الأعظم وزاد فهم دورها في تكوين النجوم. في عام 1941، طور الفلكيان الأمريكيان رودولف مينكوفسكي وفريتز زويكي مخطط تصنيف حديث للمستعرات الأعظم.

في ستينيات القرن العشرين، اكتشف علماء الفلك أن أقصى سطوع لانفجارات المستعرات الأعظم يمكن استخدامه كشمعة قياسية، ومن ثم قياس المسافات الفلكية. الآن تعطي المستعرات الأعظم معلومات مهمةحول المسافات الكونية. وتبين أن المستعرات الأعظم البعيدة كانت أكثر خفوتا مما كان متوقعا، وهو ما يدل، وفقا للأفكار الحديثة، على أن توسع الكون يتسارع.

لقد تم تطوير طرق لإعادة بناء تاريخ انفجارات المستعرات الأعظم التي ليس لها سجلات رصد مكتوبة. تم تحديد تاريخ المستعر الأعظم ذو الكرسي A من صدى الضوء الصادر من السديم، في حين تم تحديد عمر بقايا المستعر الأعظم RX J0852.0-4622 (إنجليزي)تم تقديرها عن طريق قياس درجة الحرارة وانبعاثات γ من تحلل التيتانيوم 44. وفي عام 2009، تم اكتشاف النترات في جليد القطب الجنوبي، بما يتوافق مع توقيت انفجار المستعر الأعظم.

في 23 فبراير 1987، انفجر المستعر الأعظم SN 1987A، وهو الأقرب إلى الأرض منذ اختراع التلسكوب، في سحابة ماجلان الكبرى على مسافة 168 ألف سنة ضوئية من الأرض. ولأول مرة، تم تسجيل تدفق النيوترينو من التوهج. تمت دراسة التوهج بشكل مكثف باستخدام الأقمار الصناعية الفلكية في نطاقات الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية وأشعة جاما. تمت دراسة بقايا المستعر الأعظم باستخدام ALMA وهابل وشاندرا. ولم يتم حتى الآن اكتشاف نجم نيوتروني أو ثقب أسود، والذي، وفقًا لبعض النماذج، يجب أن يكون موجودًا في موقع التوهج.

22 يناير 2014 في المجرة M82 الواقعة في الكوكبة الدب الأكبر، اندلع المستعر الأعظم SN 2014J. يقع Galaxy M82 على بعد 12 مليون سنة ضوئية من مجرتنا ويبلغ حجمه الظاهري أقل بقليل من 9. هذا المستعر الأعظم هو الأقرب إلى الأرض منذ عام 1987 (SN 1987A).

أشهر المستعرات الأعظمية وبقاياها

المستعر الأعظم SN 1604 (المستعر الأعظم كيبلر)
المستعر الأعظم G1.9+0.3 (أصغر مستعر معروف في مجرتنا)

المستعرات الأعظم التاريخية في مجرتنا (تم رصدها)

المستعر الأعظم	تاريخ تفشي المرض	كوكبة	الأعلى. يشرق	مسافة ياني (السنوات المقدسة)	نوع الفلاش shki	طول الهاتف- الرؤية الجسور	بقية	ملحوظات
إس إن 185	، 7 ديسمبر	القنطور	−8	3000	I ل؟	8-20 شهرا	G315.4-2.3 (آر سي دبليو 86)	السجلات الصينية: تمت ملاحظتها بالقرب من Alpha Centauri.
إس إن 369		مجهول	ليس من- معروف	ليس من- معروف	ليس من- معروف	5 شهور	مجهول	السجلات الصينية: الوضع غير معروف جيدًا. إذا كان بالقرب من خط الاستواء المجري، فمن المحتمل جدًا أنه كان مستعرًا أعظم؛ وإذا لم يكن كذلك، فمن المرجح أنه كان مستعرًا بطيئًا.
إس إن 386		برج القوس	+1,5	16 000	ثانيا؟	2-4 أشهر	G11.2-0.3	السجلات الصينية
إس إن 393		برج العقرب	0	34 000	ليس من- معروف	8 أشهر	عدة مرشحين	السجلات الصينية
SN 1006	، 1 مايو	ذئب	−7,5	7200	I ل	18 شهرا	SNR 1006	الرهبان السويسريون والعلماء العرب وعلماء الفلك الصينيون.
SN 1054	، 4 يوليو	برج الثور	−6	6300	ثانيا	21 شهرا	سديم السلطعون	في الوسط و الشرق الأقصى(لا يظهر في النصوص الأوروبية، باستثناء تلميحات غامضة في السجلات الرهبانية الأيرلندية).
إس إن 1181	، أغسطس	ذات الكرسي	−1	8500	ليس من- معروف	6 اشهر	ربما 3C58 (G130.7+3.1)	أعمال الأستاذ بجامعة باريس ألكسندر نيكيم والنصوص الصينية واليابانية.
SN 1572	6 نوفمبر	ذات الكرسي	−4	7500	I ل	16 شهرا	بقايا المستعر الأعظم هادئة	تم تسجيل هذا الحدث في العديد من المصادر الأوروبية، بما في ذلك في سجلات الشاب تايكو براهي. صحيح أنه لم يلاحظ النجم المتوهج إلا في 11 نوفمبر، لكنه تابعه لمدة عام ونصف كامل وكتب كتاب "De Nova Stella" ("On the New Star") - وهو أول عمل فلكي حول هذا الموضوع.
SN 1604	9 أكتوبر	الحواء	−2,5	20000	I ل	18 شهرا	بقايا سوبر نوفا كيبلر	منذ 17 أكتوبر، بدأ يوهانس كيبلر في دراسته، الذي أوجز ملاحظاته في كتاب منفصل.
SN 1680	، 16 أغسطس	ذات الكرسي	+6	10000	بنك الاستثمار الدولي	ليس من- معروف (لا يزيد عن أسبوع)	بقايا المستعر الأعظم Cassiopeia A	ربما رآه فلامستيد وتم تصنيفه على أنه 3 Cassiopeiae.

المستعر الأعظم

المستعر الأعظم، انفجار نجمي يتم فيه تدمير النجم بأكمله تقريبًا. وفي غضون أسبوع، يمكن للمستعر الأعظم أن يتفوق على جميع النجوم الأخرى في المجرة. يبلغ سطوع المستعر الأعظم 23 درجة (1000 مليون مرة) أكبر من لمعان الشمس، والطاقة المنطلقة أثناء الانفجار تساوي كل الطاقة المنبعثة من النجم خلال حياته السابقة بأكملها. وبعد بضع سنوات، يزداد حجم المستعر الأعظم كثيرًا لدرجة أنه يصبح متخلخلًا وشفافًا. وعلى مدى مئات أو آلاف السنين، تظهر بقايا المواد المقذوفة على شكل بقايا السوبرنوفا.المستعر الأعظم أكثر سطوعًا بحوالي 1000 مرة من المستعر الأعظم. كل 30 عامًا، تواجه مجرة مثل مجرتنا مستعرًا أعظم واحدًا، لكن معظم هذه النجوم يحجبها الغبار. تأتي المستعرات الأعظم في نوعين رئيسيين، يتميزان بمنحنياتهما الضوئية وأطيافهما.

المستعرات الأعظم هي نجوم تشتعل فجأة، وتكتسب أحيانًا سطوعًا أكبر بـ 10000 مليون مرة من سطوع الشمس. ويحدث ذلك على عدة مراحل، ففي البداية (أ) يتطور النجم الضخم بسرعة كبيرة إلى مرحلة تبدأ فيها العمليات النووية المختلفة بالحدوث في وقت واحد داخل النجم. وقد يتشكل الحديد في المركز، مما يعني نهاية إنتاج الطاقة النووية. ثم يبدأ النجم في الخضوع لانهيار الجاذبية (B). ومع ذلك، فإن هذا يؤدي إلى تسخين مركز النجم إلى حد أنه العناصر الكيميائيةتتفكك، وتحدث تفاعلات جديدة بقوة انفجارية (C). يتم قذف معظم مادة النجم إلى الفضاء، بينما تنهار بقايا مركز النجم حتى يصبح النجم مظلمًا تمامًا، ومن المحتمل أن يصبح نجمًا نيوترونيًا كثيفًا جدًا (D). وقد شوهد أحد هذه المستعرات الأعظم في عام 1054. في كوكبة الثور (E). وما تبقى من هذا النجم عبارة عن سحابة من الغاز تسمى سديم السرطان (F).

القاموس الموسوعي العلمي والتقني.

ترى ما هو "SUPERNOVA" في القواميس الأخرى:

يعيد الاستعلام "Supernova" التوجيه هنا؛ انظر أيضا معاني أخرى. بقايا المستعر الأعظم كبلر ... ويكيبيديا

الانفجار الذي شهد موت النجم. في بعض الأحيان يكون انفجار المستعر الأعظم أكثر سطوعًا من المجرة التي حدث فيها. تنقسم المستعرات الأعظم إلى نوعين رئيسيين. النوع الأول يتميز بنقص الهيدروجين في الطيف البصري؛ لذلك يعتقدون ذلك... موسوعة كولير

سوبر نوفا- فلكي. نجم متوهج فجأة بقوة إشعاعية أكبر بآلاف المرات من قوة توهج نوفا... قاموس العديد من التعبيرات

المستعر الأعظم SN 1572 بقايا المستعر الأعظم SN 1572، تركيبة من صور الأشعة السينية والأشعة تحت الحمراء التي التقطتها تلسكوبات سبتزر وشاندرا ومرصد كالار ألتو بيانات الرصد (الحقبة؟) نوع المستعر الأعظم ... ويكيبيديا

تصوير فني لنجم وولف رايت نجوم وولف رايت هي فئة من النجوم التي تتميز للغاية حرارةواللمعان. تختلف نجوم وولف رايت عن النجوم الساخنة الأخرى بوجود نطاقات واسعة من انبعاث الهيدروجين في طيفها... ويكيبيديا

المستعر الأعظم: المستعر الأعظم هو نجم ينتهي تطوره بعملية انفجارية كارثية؛ فرقة البوب بانك الروسية سوبر نوفا. سوبر نوفا (فيلم) فيلم رعب خيالي 2000 للمخرج الأمريكي... ... ويكيبيديا

ولهذا المصطلح معاني أخرى، انظر النجمة (المعاني). نجمة الثريا جسم سماوي، حيث هم ذاهبون، أو كانوا ذاهبين، أو سوف يذهبون... ويكيبيديا

تصوير فني لنجم وولف رايت نجوم وولف رايت هي فئة من النجوم تتميز بدرجات حرارة وإضاءة عالية جدًا؛ يختلف نجوم وولف رايت عن النجوم الساخنة الأخرى بوجود ... ويكيبيديا

SN 2007on المستعر الأعظم SN 2007on، تم تصويره بواسطة تلسكوب سويفت الفضائي. بيانات الرصد (Epoch J2000.0) المستعر الأعظم من النوع Ia ... ويكيبيديا

كتب

إصبع القدر (بما في ذلك نظرة عامة كاملة على الكواكب غير المتوقعة)، Hamaker-Zondag K.. كتاب المنجم الشهير كارين هامكر-Zondag هو ثمرة عشرين عامًا من العمل في دراسة العوامل الخفية الغامضة والتي لا يمكن التنبؤ بها في كثير من الأحيان في برجك: تكوينات "إصبع القدر"،...

بقايا مستعر أعظم كبلر

انفجار المستعر الأعظم أو المستعر الأعظم هو ظاهرة يتغير خلالها سطوعها بشكل حاد بمقدار 4-8 مرات من الحجم (عشرات المقاييس) يتبعها توهين بطيء نسبيًا للفاشية. وهي نتيجة لعملية كارثية، يصاحبها إطلاق طاقة هائلة وتنشأ في نهاية تطور بعض النجوم.

بقايا المستعر الأعظم RCW 103 مع النجم النيوتروني 1E 161348-5055 في المركز

كقاعدة عامة، تتم ملاحظة المستعرات الأعظم بعد وقوعها، أي عندما يكون الحدث قد وقع بالفعل وتصل إشعاعاتها. لذلك، كانت طبيعتها غير واضحة لفترة طويلة. ولكن الآن تم اقتراح عدد غير قليل من السيناريوهات التي تؤدي إلى تفشي هذا النوع، على الرغم من أن الأحكام الرئيسية واضحة بالفعل.

يصاحب الانفجار طرد كتلة كبيرة من المادة النجمية إلى الفضاء بين النجوم، ومن الجزء المتبقي من مادة النجم المنفجر، كقاعدة عامة، يتم تشكيل جسم مضغوط - نجم نيوتروني أو ثقب أسود. ويشكلون معًا بقايا المستعر الأعظم.

من بين أمور أخرى، تحتوي المادة المقذوفة أثناء التوهج إلى حد كبير على منتجات الاندماج النووي الحراري الذي حدث طوال حياة النجم. بفضل المستعرات الأعظم بشكل عام وكل منها على وجه الخصوص تتطور كيميائيًا.

يعكس الاسم العملية التاريخية لدراسة النجوم التي يتغير سطوعها بشكل كبير مع مرور الوقت، وهو ما يسمى بالمستعرات. وبالمثل، من بين المستعرات الأعظمية هناك الآن فئة فرعية - المستعرات الفائقة.

يتكون الاسم من العلامة SN، متبوعة بسنة الافتتاح، وتنتهي بحرف واحد أو حرفين. تحصل المستعرات الأعظم الـ 26 الأولى في العام الحالي على تسميات مكونة من حرف واحد، في نهاية أسمائها، من الأحرف الكبيرة من A إلى Z. وتتلقى المستعرات الأعظم المتبقية تسميات من حرفين من الأحرف الصغيرة: aa، وab، وما إلى ذلك. يتم تحديد المستعرات الأعظم غير المؤكدة بالأحرف PSN (مستعر أعظم محتمل) مع الإحداثيات السماوية بالتنسيق: Jhhmmssss+ddmmsss.

يحتوي التصنيف أعلاه بالفعل على بعض السمات الأساسية لأطياف المستعرات الأعظمية بمختلف أنواعها، فلنتناول ما لم يتم تضمينه. الميزة الأولى والمهمة للغاية، والتي منعت تفسير الأطياف التي تم الحصول عليها لفترة طويلة، هي أن الخطوط الرئيسية واسعة جدًا.

يتميز أطياف المستعرات الأعظم من النوع II وIb\c بما يلي:
وجود ميزات امتصاص ضيقة بالقرب من الحد الأقصى للسطوع ومكونات انبعاث ضيقة غير قابلة للإزاحة.
الخطوط , , , الملاحظه في الاشعه فوق البنفسجيه .

يعتمد تواتر التوهجات على عدد النجوم في المجرة، أو على سطوعها، وهو نفس الشيء بالنسبة للمجرات العادية.

في هذه الحالة، ينجذب المستعرات الأعظم Ib/c وII نحو الأذرع الحلزونية.

سديم السرطان (صورة بالأشعة السينية) يُظهر موجة الصدمة الداخلية، والرياح المتدفقة بحرية، والنفث

المخطط القانوني للباقي الشباب هو كما يلي:

ممكن الباقي المدمجة. عادةً ما يكون نجمًا نابضًا، ولكن من المحتمل أن يكون ثقبًا أسود
موجة صدمة خارجية تنتشر في المادة بين النجوم.
موجة عودة تنتشر في المادة المقذوفة للمستعر الأعظم.
ثانوي، ينتشر في كتل من الوسط البينجمي وفي انبعاثات المستعرات الأعظم الكثيفة.

يشكلون معًا الصورة التالية: خلف مقدمة موجة الصدمة الخارجية، يتم تسخين الغاز إلى درجات حرارة TS ≥ 107 كلفن وينبعث في نطاق الأشعة السينية مع طاقة فوتون تبلغ 0.1-20 كيلو فولت، وبالمثل، الغاز الموجود خلف تشكل مقدمة موجة العودة منطقة ثانية من إشعاع الأشعة السينية. تشير خطوط Fe وSi وS، وما إلى ذلك، عالية التأين إلى الطبيعة الحرارية للإشعاع الصادر من كلا الطبقتين.

يؤدي الانبعاث البصري من البقايا الصغيرة إلى تكوين كتل من الغاز خلف جبهة الموجة الثانوية. وبما أن سرعة الانتشار فيها أعلى، مما يعني أن الغاز يبرد بشكل أسرع وينتقل الإشعاع من نطاق الأشعة السينية إلى النطاق البصري. يتم تأكيد أصل تأثير الإشعاع البصري من خلال الكثافة النسبية للخطوط.

توضح الألياف الموجودة في ذات الكرسي A أن أصل كتل المادة يمكن أن يكون ذو شقين. تطير ما يسمى بالخيوط السريعة بسرعة 5000-9000 كم / ثانية وتنبعث فقط في خطوط O و S و Si - أي أن هذه كتل تشكلت في لحظة انفجار المستعر الأعظم. تبلغ سرعة التكاثف الثابت 100-400 كم / ثانية، ويتم ملاحظة التركيزات الطبيعية لـ H، N، O فيها معًا، مما يشير إلى أن هذه المادة تم قذفها قبل وقت طويل من انفجار المستعر الأعظم وتم تسخينها لاحقًا بواسطة موجة صدمة خارجية .

يعد انبعاث راديو السنكروترون من الجسيمات النسبية في مجال مغناطيسي قوي هو التوقيع الرصدي الرئيسي للبقايا بأكملها. منطقة توطينها هي المناطق الأمامية للموجات الخارجية والعودة. ويلاحظ أيضًا إشعاع السنكروترون في نطاق الأشعة السينية.

تختلف طبيعة المستعرات الأعظم Ia عن طبيعة الانفجارات الأخرى. ويتجلى ذلك بوضوح من خلال غياب التوهجات من النوع Ib\c والنوع II في المجرات الإهليلجية. ومن المعلومات العامة عن هذا الأخير، من المعروف أن هناك القليل من الغاز والنجوم الزرقاء، وانتهى تكوين النجوم منذ 1010 سنوات. وهذا يعني أن جميع النجوم الضخمة قد أكملت تطورها بالفعل، ولم يتبق سوى النجوم ذات الكتلة الأقل من كتلة الشمس، وليس أكثر. ومن المعروف من نظرية تطور النجوم أن النجوم من هذا النوع لا يمكن أن تنفجر، وبالتالي هناك حاجة إلى آلية إطالة عمر النجوم التي تتراوح كتلتها بين 1-2M⊙.

يشير غياب خطوط الهيدروجين في أطياف Ia\Iax إلى وجود كمية قليلة للغاية من الهيدروجين في الغلاف الجوي للنجم الأصلي. كتلة المادة المقذوفة كبيرة جدًا - 1M⊙، وتحتوي بشكل أساسي على الكربون والأكسجين وعناصر ثقيلة أخرى. وتشير خطوط Si II المتغيرة إلى أن التفاعلات النووية تحدث بشكل نشط أثناء القذف. كل هذا يقنعنا بأن النجم السلف هو قزم أبيض، على الأغلب أكسجين كربوني.

يشير الانجذاب إلى الأذرع الحلزونية للمستعرات الأعظم من النوع Ib\c والنوع II إلى أن النجم السلف عبارة عن نجوم O قصيرة العمر بكتلة تبلغ 8-10M⊙.

السيناريو المهيمن

إحدى طرق إطلاق الكمية المطلوبة من الطاقة هي الزيادة الحادة في كتلة المادة المشاركة في الاحتراق النووي الحراري، أي الانفجار النووي الحراري. ومع ذلك، فإن فيزياء النجوم المنفردة لا تسمح بذلك. العمليات في النجوم الموجودة في التسلسل الرئيسي تكون في حالة توازن. ولذلك، فإن جميع النماذج تعتبر المرحلة النهائية من تطور النجوم - الأقزام البيضاء. ومع ذلك، فإن الأخير نفسه هو نجم مستقر؛ كل شيء يمكن أن يتغير فقط عندما يقترب من حد شاندراسيخار. وهذا يؤدي إلى استنتاج لا لبس فيه مفاده أن الانفجار النووي الحراري ممكن فقط في الأنظمة النجمية، على الأرجح في ما يسمى بالنجوم المزدوجة.

الرفيق الثاني هو نجم عادي تتدفق منه المادة إلى الأول.
الرفيق الثاني هو نفس القزم الأبيض. ويسمى هذا السيناريو التنكس المزدوج.

يحدث انفجار عندما يتم تجاوز حد شاندراسيخار.
الانفجار يحدث أمامه.

ما تشترك فيه جميع سيناريوهات المستعر الأعظم Ia هو أن القزم المنفجر هو على الأرجح أكسجين كربون.

يتم تحديد السلوك الإضافي لمنحنى الضوء بشكل أساسي من خلال سلسلة الاضمحلال.

النظير 56Ni غير مستقر وله عمر نصف يبلغ 6.1 يومًا. علاوة على ذلك، يؤدي الالتقاط الإلكتروني إلى تكوين نواة 56Co في الغالب في حالة مثارة بطاقة تبلغ 1.72 ميجا فولت. هذا المستوى غير مستقر ويصاحب انتقال الإلكترون إلى الحالة الأرضية انبعاث سلسلة من الكميات ذات الطاقات من 0.163 MeV إلى 1.56 MeV. تواجه هذه الكمات تشتت كومبتون وتنخفض طاقتها بسرعة إلى ~ 100 كيلو إلكترون فولت. يتم بالفعل امتصاص هذه الكمات بشكل فعال من خلال التأثير الكهروضوئي، ونتيجة لذلك، يتم تسخين المادة. ومع توسع النجم، تقل كثافة المادة في النجم، ويقل عدد اصطدامات الفوتون، وتصبح المادة السطحية للنجم شفافة أمام الإشعاع. وكما تظهر الحسابات النظرية، فإن هذا الوضع يحدث بعد حوالي 20 إلى 30 يومًا من وصول النجم إلى أقصى سطوع له.

وبعد 60 يومًا من بداية الإصابة، تصبح المادة شفافة أمام إشعاع جاما. يبدأ منحنى الضوء في الاضمحلال بشكل كبير. بحلول هذا الوقت، يكون 56Ni قد اضمحل بالفعل ويحدث إطلاق الطاقة بسبب اضمحلال β من 56Co إلى 56Fe (T1/2 = 77 يومًا) مع طاقات إثارة تصل إلى 4.2 MeV.

نموذج لآلية انهيار الجاذبية

السيناريو الثاني لإطلاق الطاقة اللازمة هو انهيار قلب النجم. ويجب أن تكون كتلته مساوية تمامًا لكتلة ما تبقى منه، وهو النجم النيوتروني.

هناك حاجة إلى حامل، من ناحية، يجب أن يحمل الطاقة المنبعثة، ومن ناحية أخرى، لا يتفاعل مع المادة. النيوترينوات مناسبة لدور مثل هذا الناقل.

هناك عدة عمليات مسؤولة عن تكوينها. أول وأهم عملية لزعزعة استقرار النجم وبداية الضغط هي عملية النيوترونات.

النيوترينوات الناتجة عن هذه التفاعلات تحمل 10%. تلعب عمليات URKA (تبريد النيوترينو) الدور الرئيسي في التبريد.

بدلاً من البروتونات والنيوترونات، يمكن أن تعمل النوى الذرية أيضًا، وتشكل نظيرًا غير مستقر يتعرض لتحلل بيتا.

لاحظ أن عمليات النيوترنة تحدث فقط عند كثافات تبلغ 1011/سم3، ولا يمكن تحقيقها إلا في قلب النجم. هذا يعني أن التوازن الهيدروديناميكي منزعج فيه فقط. تكون الطبقات الخارجية في حالة توازن هيدروديناميكي محلي، ولا يبدأ الانهيار إلا بعد أن ينقبض القلب المركزي ويشكل سطحًا صلبًا. الارتداد من هذا السطح يضمن تحرير القشرة.

هناك ثلاث مراحل في تطور بقايا المستعر الأعظم:

طيران حر.
التوسع الأديباتي (مرحلة سيدوف). ويظهر انفجار المستعر الأعظم في هذه المرحلة على شكل انفجار نقطة قوية في وسط ذي سعة حرارية ثابتة. تم اختبار حل سيدوف النموذجي الذاتي الانفجارات النوويةفي الغلاف الجوي للأرض.
مرحلة الإضاءة الشديدة. ويبدأ عندما تصل درجة الحرارة خلف الجبهة إلى الحد الأقصى على منحنى فقدان الإشعاع.

ويتوقف تمدد القشرة في اللحظة التي يتساوى فيها ضغط الغاز في البقايا مع ضغط الغاز في الوسط البينجمي. بعد ذلك، تبدأ البقايا في التبدد، وتصطدم بسحب تتحرك بشكل عشوائي.

انفجار فوري
تأخر التفجير
نبض مؤجل للانفجار
احتراق سريع مضطرب

على الأقل بالنسبة لكل مجموعة من الشروط الأولية، يمكن العثور على الآليات المدرجة في شكل أو آخر. لكن نطاق النماذج المقترحة لا يقتصر على هذا. وكمثال على ذلك يمكننا أن نذكر نماذج عندما ينفجر اثنان في وقت واحد. وبطبيعة الحال، هذا ممكن فقط في السيناريوهات التي تطور فيها كلا المكونين.

تعد انفجارات المستعرات الأعظم المصدر الرئيسي لتجديد الوسط بين النجوم بعناصر ذات أعداد ذرية أكبر (أو كما يقولون أثقل) هو. ومع ذلك، فإن العمليات التي أدت إلى ظهورها تختلف باختلاف مجموعات العناصر وحتى النظائر.

تقريبًا جميع العناصر الأثقل من He وحتى Fe هي نتيجة الاندماج النووي الحراري الكلاسيكي، الذي يحدث، على سبيل المثال، في داخل النجوم أو أثناء انفجارات المستعرات الأعظم أثناء العملية p. ومن الجدير بالذكر هنا أنه للغاية جزء صغيرومع ذلك تم الحصول عليها خلال عملية التخليق النووي الأولي.
جميع العناصر الأثقل من 209Bi هي نتيجة لعملية r
أصل الآخرين هو موضوع للنقاش؛ يتم اقتراح العمليات s-، r-، ν-، وrp كآليات محتملة.

هيكل وعمليات التخليق النووي في مرحلة ما قبل المستعر الأعظم وفي اللحظة التالية بعد الانفجار لنجم يبلغ طوله 25 مليونًا☉، وليس على نطاق واسع.

عملية r هي عملية تكوين نوى أثقل من النوى الأخف عن طريق الالتقاط المتسلسل للنيوترونات أثناء التفاعلات (n، γ) وتستمر طالما أن معدل التقاط النيوترونات أعلى من معدل اضمحلال β− للنظير.

عملية ν هي عملية تخليق نووي، من خلال تفاعل النيوترينوات مع النوى الذرية. وقد يكون مسؤولاً عن ظهور النظائر 7Li، 11B، 19F، 138La و180Ta.

سديم السرطان من بقايا المستعر الأعظم SN 1054

قد يكون اهتمام هيبارخوس بالنجوم الثابتة مستوحى من ملاحظة المستعر الأعظم (وفقًا لبليني). تم تسجيل أول سجل تم تحديده باسم المستعر الأعظم SN 185 من قبل علماء الفلك الصينيين في عام 185 بعد الميلاد. ألمع المستعر الأعظم المعروف، SN 1006، تم وصفه بالتفصيل من قبل علماء الفلك الصينيين والعرب. تمت ملاحظة المستعر الأعظم SN 1054، الذي أدى إلى نشوء سديم السرطان، جيدًا. كانت المستعرات الأعظم SN 1572 وSN 1604 مرئية بالعين المجردة وكانت لهما أهمية كبيرة في تطور علم الفلك في أوروبا، حيث تم استخدامها كحجة ضد فكرة أرسطو القائلة بأن العالم وراء القمر والنظام الشمسي لا يتغير. بدأ يوهانس كيبلر بمراقبة SN 1604 في 17 أكتوبر 1604. كان هذا هو المستعر الأعظم الثاني الذي تم تسجيله في مرحلة زيادة السطوع (بعد المستعر الأعظم 1572، الذي رصده تايكو براهي في كوكبة ذات الكرسي).

في ستينيات القرن العشرين، اكتشف علماء الفلك أن أقصى سطوع لانفجارات المستعرات الأعظم يمكن استخدامه كشمعة قياسية، ومن ثم قياس المسافات الفلكية. توفر المستعرات الأعظم الآن معلومات مهمة حول المسافات الكونية. وتبين أن المستعرات الأعظم البعيدة كانت أكثر خفوتا مما كان متوقعا، وهو ما يدل، وفقا للأفكار الحديثة، على أن توسع الكون يتسارع.

لقد تم تطوير طرق لإعادة بناء تاريخ انفجارات المستعرات الأعظم التي ليس لها سجلات رصد مكتوبة. تم تحديد تاريخ المستعر الأعظم ذو الكرسي A من خلال أصداء الضوء الصادرة من السديم، في حين تم تقدير عمر بقايا المستعر الأعظم RX J0852.0-4622 من قياسات درجة الحرارة وانبعاثات أشعة جاما من اضمحلال التيتانيوم-44. وفي عام 2009، تم اكتشاف النترات في جليد القطب الجنوبي في وقت انفجار السوبرنوفا.

في 22 يناير 2014، اندلع المستعر الأعظم SN 2014J في مجرة M82، الواقعة في كوكبة الدب الأكبر. يقع Galaxy M82 على بعد 12 مليون سنة ضوئية من مجرتنا ويبلغ حجمه الظاهري أقل بقليل من 9. هذا المستعر الأعظم هو الأقرب إلى الأرض منذ عام 1987 (SN 1987A).