ولادة المستعر الأعظم. المستعر الأعظم

المستعر الأعظم

المستعرات الأعظمية- النجوم تنهي تطورها بعملية انفجارية كارثية.

تم استخدام مصطلح "المستعرات الأعظم" لوصف النجوم التي اندلعت كثيرًا (من حيث الحجم) بقوة أكبر من ما يسمى "المستعرات". في الواقع، لا أحد ولا الآخر جديدان جسديًا؛ لكن في عدة حالات تاريخية، تومض تلك النجوم التي كانت في السابق غير مرئية عمليًا أو كليًا في السماء، مما خلق تأثير المظهر نوفا. يتم تحديد نوع المستعر الأعظم من خلال وجود خطوط الهيدروجين في طيف التوهج. إذا كان موجودًا، فهو مستعر أعظم من النوع الثاني؛ وإذا لم يكن موجودًا، فهو مستعر أعظم من النوع الأول.

فيزياء المستعرات الأعظم

المستعرات الأعظم من النوع الثاني

وفقا للمفاهيم الحديثة، يؤدي الاندماج النووي الحراري مع مرور الوقت إلى إثراء تكوين المناطق الداخلية للنجم بالعناصر الثقيلة. أثناء عملية الاندماج النووي الحراري وتكوين العناصر الثقيلة، ينكمش النجم، وترتفع درجة الحرارة في مركزه. (تأثير السعة الحرارية السلبية لجاذبية المادة غير المتحللة). إذا كانت كتلة نواة النجم كبيرة بما فيه الكفاية (من 1.2 إلى 1.5 كتلة شمسية)، فإن عملية الاندماج النووي الحراري تصل إلى الاستنتاج المنطقيمع تكوين نوى الحديد والنيكل. يبدأ قلب الحديد بالتشكل داخل غلاف السيليكون. تنمو مثل هذه النواة خلال يوم واحد وتنهار في أقل من ثانية واحدة، بمجرد وصولها إلى حد شاندراسيخار. بالنسبة للنواة، يتراوح هذا الحد من 1.2 إلى 1.5 كتلة شمسية. تسقط المادة على النجم، ولا يمكن لتنافر الإلكترونات أن يوقف السقوط. يتم ضغط النواة المركزية أكثر فأكثر، وفي مرحلة ما، بسبب الضغط، تبدأ تفاعلات النيوترونات في الحدوث - تبدأ البروتونات في امتصاص الإلكترونات، وتتحول إلى نيوترونات. يؤدي هذا إلى فقدان سريع للطاقة التي تحملها النيوترينوات الناتجة (ما يسمى بتبريد النيوترينو). تستمر المادة في التسارع والسقوط والضغط حتى يبدأ التنافر بين نويات النواة الذرية (البروتونات والنيوترونات) في التأثير. بالمعنى الدقيق للكلمة، يحدث الضغط حتى بعد هذا الحد: المادة المتساقطة، بسبب القصور الذاتي، تتجاوز نقطة التوازن بسبب مرونة النيوكليونات بنسبة 50٪ ("الضغط الأقصى"). إن عملية انهيار النواة المركزية سريعة جدًا بحيث تتشكل حولها موجة خلخلة. بعد ذلك، بعد القلب، تندفع القشرة أيضًا إلى مركز النجم. وبعد ذلك «ترتد الكرة المطاطية المضغوطة»، وتخرج موجة الصدمة إلى الطبقات الخارجية للنجم بسرعة تتراوح بين 30 ألف إلى 50 ألف كيلومتر في الثانية. وتطير الأجزاء الخارجية للنجم بعيدًا في كل الاتجاهات، ويبقى نجم نيوتروني مدمج أو ثقب أسود في وسط المنطقة المنفجرة. وتسمى هذه الظاهرة انفجار المستعر الأعظم من النوع الثاني. تختلف هذه الانفجارات في القوة والمعلمات الأخرى، لأن تنفجر النجوم ذات الكتل المختلفة والتركيبات الكيميائية المختلفة. هناك أدلة على أنه خلال انفجار المستعر الأعظم من النوع الثاني، لا يتم إطلاق طاقة أكثر بكثير مما يتم إطلاقه خلال انفجار من النوع الأول، لأن تمتص القشرة جزءًا متناسبًا من الطاقة، ولكن قد لا يكون هذا هو الحال دائمًا.

هناك عدد من الغموض في السيناريو الموصوف. خلال الملاحظات الفلكيةلقد ثبت أن النجوم الضخمة تنفجر بالفعل، مما يؤدي إلى تكوين سدم متوسعة، مما يترك نجمًا نيوترونيًا سريع الدوران في المركز، وينبعث منه نبضات منتظمة من موجات الراديو (النجم النابض). لكن النظرية تظهر أن موجة الصدمة الخارجية يجب أن تقسم الذرات إلى نيوكليونات (بروتونات ونيوترونات). يجب إنفاق الطاقة على ذلك، ونتيجة لذلك يجب أن تخرج موجة الصدمة. ولكن لسبب ما، لا يحدث هذا: تصل موجة الصدمة إلى سطح النواة في بضع ثوان، ثم إلى سطح النجم وتضرب المادة. تم النظر في عدة فرضيات للكتل المختلفة، لكنها لا تبدو مقنعة. ربما، في حالة "الضغط الأقصى" أو أثناء تفاعل موجة الصدمة مع المادة التي تستمر في السقوط، يدخل حيز التنفيذ بعض العناصر الجديدة وغير المعروفة بشكل أساسي بالنسبة لنا القوانين الفيزيائية. بالإضافة إلى ذلك، عندما ينفجر المستعر الأعظم مع تكوين ثقب أسود، تطرح الأسئلة التالية: لماذا لا يمتص الثقب الأسود المادة بعد الانفجار بشكل كامل؛ هل هناك موجة صدمة خارجية ولماذا لا يتم إبطاؤها وهل هناك شيء مشابه لـ "الضغط الأقصى"؟

المستعرات الأعظم من النوع Ia

تبدو آلية انفجارات المستعرات الأعظم من النوع Ia (SN Ia) مختلفة بعض الشيء. هذا ما يسمى بالمستعر الأعظم النووي الحراري، وتعتمد آلية انفجاره على عملية الاندماج النووي الحراري في قلب النجم الكثيف من الكربون والأكسجين. أسلاف SN Ia هم أقزام بيضاء ذات كتل قريبة من حد شاندراسيخار. من المقبول عمومًا أن مثل هذه النجوم يمكن أن تتشكل عن طريق تدفق المادة من المكون الثاني لنظام نجمي ثنائي. يحدث هذا إذا تجاوز النجم الثاني للنظام فص روش أو ينتمي إلى فئة النجوم ذات الرياح النجمية فائقة الشدة. مع زيادة كتلة القزم الأبيض، تزداد كثافته ودرجة حرارته تدريجياً. وأخيرًا، عندما تصل درجة الحرارة إلى حوالي 3×10 8 كلفن، تنشأ الظروف اللازمة للاشتعال النووي الحراري لخليط الكربون والأكسجين. تبدأ جبهة الاحتراق بالانتشار من المركز إلى الطبقات الخارجية، تاركة وراءها نواتج الاحتراق - نوى المجموعة الحديدية. يحدث انتشار جبهة الاحتراق في وضع الاحتراق البطيء وغير مستقر أنواع مختلفةالاضطرابات. أعلى قيمةلديه عدم استقرار رايلي-تايلور، والذي ينشأ بسبب عمل قوة أرخميدس على منتجات الاحتراق الخفيفة والأقل كثافة، مقارنة بغلاف الأكسجين الكربوني الكثيف. تبدأ عمليات الحمل الحراري المكثفة وواسعة النطاق، مما يؤدي إلى تكثيف أكبر للتفاعلات النووية الحرارية وإطلاق الطاقة اللازمة لقذف غلاف المستعر الأعظم (~10 51 إرج). تزداد سرعة جبهة الاحتراق، ومن الممكن حدوث اضطراب في اللهب وتكوين موجة صدمية في الطبقات الخارجية للنجم.

أنواع أخرى من المستعرات الأعظم

هناك أيضًا SN Ib وIc، الذين يمثلون نجومًا ضخمة في الأنظمة الثنائية، على عكس SN II، الذين يمثلون نجومًا منفردة.

نظرية السوبرنوفا

لا توجد نظرية كاملة عن المستعرات الأعظم حتى الآن. جميع النماذج المقترحة مبسطة ولها معلمات مجانية يجب تعديلها للحصول على صورة الانفجار المطلوبة. حاليًا، من المستحيل أن نأخذ في الاعتبار في النماذج العددية جميع العمليات الفيزيائية التي تحدث في النجوم والتي تعتبر مهمة لتطوير التوهج. لا توجد أيضًا نظرية كاملة لتطور النجوم.

لاحظ أن سلف المستعر الأعظم الشهير SN 1987A، والمصنف على أنه عملاق عملاق من النوع الثاني، هو عملاق أزرق وليس أحمر، كما كان مفترضًا في نماذج SN II قبل عام 1987. ومن المحتمل أيضًا أن ما تبقى منه يفتقر إلى جسم مضغوط من النوع نجم نيوترونيأو ثقب أسود، كما يتبين من الملاحظات.

مكان المستعرات الأعظم في الكون

وفقا للعديد من الدراسات، بعد ولادة الكون، كان مليئا فقط بالمواد الخفيفة - الهيدروجين والهيليوم. جميع العناصر الكيميائية الأخرى لا يمكن أن تتشكل إلا أثناء احتراق النجوم. وهذا يعني أن كوكبنا (وأنت وأنا) يتكون من مادة تشكلت في أعماق نجوم ما قبل التاريخ وقذفت مرة واحدة في انفجارات المستعرات الأعظم.

وفقًا لحسابات العلماء، ينتج كل مستعر أعظم من النوع الثاني حوالي 0.0001 كتلة شمسية من النظير النشط للألمنيوم (26Al). وينتج عن اضمحلال هذا النظير إشعاعات صلبة، تمت ملاحظتها لفترة طويلة، ومن شدتها تم حساب أن محتوى هذا النظير في المجرة أقل من ثلاث كتل شمسية. وهذا يعني أن المستعرات الأعظم من النوع الثاني يجب أن تنفجر في المجرة بمعدل مرتين في القرن، وهو أمر لا يتم ملاحظته. ربما، في القرون الأخيرة، لم يتم ملاحظة العديد من هذه الانفجارات (حدثت خلف سحب الغبار الكوني). ولذلك، يتم ملاحظة معظم المستعرات الأعظم في المجرات الأخرى. تتيح المسوحات العميقة للسماء باستخدام الكاميرات الآلية المتصلة بالتلسكوبات لعلماء الفلك اكتشاف أكثر من 300 توهج سنويًا. على أية حال، لقد حان الوقت لانفجار المستعر الأعظم.

وبحسب إحدى فرضيات العلماء، فإن سحابة الغبار الكونية الناتجة عن انفجار سوبر نوفا يمكن أن تستمر في الفضاء لنحو مليارين أو ثلاثة مليارات سنة!

ملاحظات المستعر الأعظم

لتعيين المستعرات الأعظم، يستخدم علماء الفلك النظام التالي: يتم كتابة الحروف SN أولاً (من اللاتينية سأعلى نالبويضات)، ثم سنة الافتتاح، ثم بالأحرف اللاتينية - رقم سريالمستعر الأعظم لهذا العام. على سبيل المثال، إس إن 1997 سي جييدل على اكتشاف سوبر نوفا 26 * 3 ( ج) + 10 (ي) = المركز 88 عام 1997.

أشهر المستعرات الأعظم

• المستعر الأعظم SN 1604 (المستعر الأعظم كيبلر)
• المستعر الأعظم G1.9+0.3 (الأصغر في مجرتنا)

المستعرات الأعظم التاريخية في مجرتنا (تم رصدها)

المستعر الأعظم	تاريخ تفشي المرض	كوكبة	الأعلى. يشرق	المسافة (السنة الأولى)	نوع الفلاش	مدة الرؤية	الباقي	ملحوظات
إس إن 185	، 7 ديسمبر	القنطور	-8	3000	لا؟	8 - 20 شهرا	G315.4-2.3 (آر سي دبليو 86)	السجلات الصينية: تمت ملاحظتها بالقرب من Alpha Centauri.
إس إن 369		مجهول	مجهول	مجهول	مجهول	5 أشهر	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
إس إن 393		العقرب	0	34000	مجهول	8 أشهر	عدة مرشحين	السجلات الصينية
إس إن 1006	، 1 مايو	ذئب	-7,5	7200	لا	18 شهرا	سنر 1006	الرهبان السويسريون والعلماء العرب وعلماء الفلك الصينيون.
إس إن 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	مجهول	6 أشهر	ربما 3C58 (G130.7+3.1)	أعمال الأستاذ بجامعة باريس ألكسندر نيكيم والنصوص الصينية واليابانية.
إس إن 1572	6 نوفمبر	ذات الكرسي	-4	7500	لا	16 شهرا	بقايا السوبرنوفا تايكو	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.
إس إن 1604	9 أكتوبر	الحواء	-2.5	20000	لا	18 شهرا	بقايا مستعر أعظم كيبلر	منذ 17 أكتوبر، بدأ يوهانس كيبلر في دراسته، الذي أوجز ملاحظاته في كتاب منفصل.
إس إن 1680	، 16 أغسطس	ذات الكرسي	+6	10000	بنك الاستثمار الدولي	غير معروف (ليس أكثر من أسبوع)	بقايا المستعر الأعظم Cassiopeia A	لاحظ فلامستيد النجم في كتالوجه بـ 3 Cas.

انظر أيضا

روابط

• بسكوفسكي يو. نوفا والمستعرات الأعظمية- كتاب عن المستعرات والمستعرات الأعظمية.
• تسفيتكوف د.يو. المستعرات الأعظم - مراجعة حديثةالمستعرات الأعظم.
• أليكسي ليفين قنابل الفضاء- مقال في مجلة "الميكانيكا الشعبية"
• قائمة جميع انفجارات المستعرات الأعظم المرصودة - قائمة المستعرات الأعظم، IAU
• طلاب استكشاف وتطوير الفضاء -

المستعرات الأعظمية- واحدة من أضخم الظواهر الكونية. باختصار، المستعر الأعظم هو انفجار حقيقي للنجم، عندما تطير معظم كتلته (وأحيانًا كلها) بعيدًا بسرعة تصل إلى 10000 كيلومتر في الثانية، وينكمش الباقي (ينهار) متحولًا إلى نجم نيوتروني فائق الكثافة أو نجم نيوتروني فائق الكثافة. الثقب الأسود. السوبرنوفا تلعب دور مهمفي تطور النجوم. وهي خاتمة حياة النجوم التي تزيد كتلتها عن 8-10 كتلة شمسية، فتولد النجوم النيوترونية والثقوب السوداء وتثري الوسط النجمي بالعناصر الثقيلة. العناصر الكيميائية. جميع العناصر الأثقل من الحديد تكونت نتيجة تفاعل نوى العناصر الأخف وزنا و الجسيمات الأوليةخلال انفجارات النجوم الضخمة. أليس هذا هو المكان الذي يكمن فيه الجواب على شغف البشرية الأبدي للنجوم؟ بعد كل شيء، في أصغر خلية من المادة الحية هناك ذرات حديدية تم تصنيعها أثناء وفاة بعض النجوم الضخمة. وبهذا المعنى، فإن الناس يشبهون رجل الثلج من حكاية أندرسن الخيالية: لقد شعر بحب غريب لموقد ساخن، لأن لعبة البوكر كانت بمثابة إطاره...

وفقا لخصائصها المرصودة، عادة ما يتم تقسيم المستعرات الأعظم إلى قسمين مجموعات كبيرة- المستعرات الأعظم من النوع الأول والثاني. لا توجد خطوط هيدروجين في أطياف المستعرات الأعظم من النوع الأول؛ إن اعتماد سطوعها على الوقت (ما يسمى بمنحنى الضوء) هو نفسه تقريبًا بالنسبة لجميع النجوم، كما هو الحال مع اللمعان عند أقصى سطوع. وعلى العكس من ذلك، تتمتع المستعرات الأعظم من النوع الثاني بطيف بصري غني بخطوط الهيدروجين، وأشكال منحنياتها الضوئية متنوعة للغاية؛ يختلف السطوع عند الحد الأقصى اختلافًا كبيرًا بين المستعرات الأعظمية المختلفة.

لاحظ العلماء أنه في المجرات الإهليلجية (أي المجرات التي لا تحتوي على بنية حلزونية، مع معدل منخفض جدًا لتكوين النجوم، والتي تتكون أساسًا من نجوم حمراء منخفضة الكتلة)، تنفجر المستعرات الأعظم من النوع الأول فقط. وفي المجرات الحلزونية، التي تنتمي إليها مجرتنا، درب التبانة، يحدث كلا النوعين من المستعرات الأعظم. في هذه الحالة، يركز ممثلو النوع الثاني نحو الأذرع الحلزونية، حيث يوجد عملية نشطةتكوين النجوم والعديد من النجوم الشابة الضخمة. تشير هذه الميزات إلى الطبيعة المختلفة لهذين النوعين من المستعرات الأعظم.

لقد ثبت الآن بشكل موثوق أنه أثناء انفجار أي مستعر أعظم، كمية ضخمةالطاقة - حوالي 10 46 جول! لا يتم نقل الطاقة الرئيسية للانفجار عن طريق الفوتونات، ولكن عن طريق النيوترينوات - وهي جسيمات سريعة ذات كتلة سكون قليلة جدًا أو حتى صفر. تتفاعل النيوترينوات مع المادة بشكل ضعيف للغاية، وبالنسبة لها يكون الجزء الداخلي للنجم شفافًا تمامًا.

لم يتم بعد إنشاء نظرية كاملة لانفجار المستعر الأعظم مع تكوين بقايا مدمجة وقذف الغلاف الخارجي بسبب الصعوبة البالغة في مراعاة جميع الأحداث التي تحدث أثناء هذه العملية. العمليات الفيزيائية. ومع ذلك، تشير جميع الأدلة إلى أن المستعرات الأعظم من النوع الثاني تندلع نتيجة لانهيار نوى النجوم الضخمة. في مراحل مختلفة من حياة النجم، الحرارية التفاعلات النوويةحيث تم تحويل الهيدروجين أولاً إلى هيليوم، ثم الهيليوم إلى كربون، وهكذا حتى تكوين عناصر "ذروة الحديد" - الحديد والكوبالت والنيكل. تتمتع النوى الذرية لهذه العناصر بأقصى طاقة ربط لكل جسيم. ومن الواضح أن إضافة جزيئات جديدة إلى النواة الذرية، على سبيل المثال، الحديد، سيتطلب إنفاق طاقة كبيرة، وبالتالي فإن الاحتراق النووي الحراري "يتوقف" عند عناصر ذروة الحديد.

ما الذي يجعل الأجزاء المركزية من النجم تفقد استقرارها وتنهار بمجرد أن يصبح اللب الحديدي ضخمًا بدرجة كافية (حوالي 1.5 كتلة شمسية)؟ في الوقت الحالي، يُعرف عاملان رئيسيان يؤديان إلى فقدان الاستقرار والانهيار. أولاً، هذا هو "تفكك" نوى الحديد إلى 13 جسيم ألفا (نواة الهيليوم) مع امتصاص الفوتونات - ما يسمى بالتفكك الضوئي للحديد. ثانيًا، نيترون المادة هو التقاط الإلكترونات بواسطة البروتونات وتكوين النيوترونات. تصبح كلتا العمليتين ممكنتين عند كثافات عالية (أكثر من 1 طن/سم3)، تستقر في مركز النجم في نهاية التطور، وكلاهما يقلل بشكل فعال من "مرونة" المادة، التي تقاوم فعليًا التأثير الضاغط لجاذبية الأرض. القوات. ونتيجة لذلك، يفقد القلب الاستقرار والعقود. في هذه الحالة، أثناء نيترونات المادة، يتم إطلاق عدد كبير من النيوترينوات، مما يحمل الطاقة الرئيسية المخزنة في النواة المنهارة.

على عكس عملية الانهيار الكارثي للنواة، والتي تم تطويرها نظريًا بتفاصيل كافية، فإن قذف الغلاف النجمي (الانفجار نفسه) ليس من السهل تفسيره. على الأرجح، تلعب النيوترينوات دورًا مهمًا في هذه العملية

كما تظهر حسابات الكمبيوتر، فإن الكثافة بالقرب من القلب عالية جدًا لدرجة أنه حتى النيوترينوات التي تتفاعل بشكل ضعيف مع المادة "مقفلة" لبعض الوقت بواسطة الطبقات الخارجية للنجم. لكن قوى الجاذبية تسحب القشرة نحو القلب، وينشأ موقف مشابه لما يحدث عند محاولة صب سائل أكثر كثافة، مثل الماء، فوق سائل أقل كثافة، مثل الكيروسين أو الزيت. (ومعلوم من التجربة أن سائل خفيفيميل إلى "الخروج" من تحت الثقيل - وهذا هو المكان الذي يتجلى فيه ما يسمى بعدم استقرار رايلي-تايلور.) تسبب هذه الآلية حركات حمل حراري عملاقة، وعندما يتم نقل زخم النيوترينو في النهاية إلى الغلاف الخارجي، فإنه ملقاة في الفضاء المحيط.

ربما تكون حركات الحمل الحراري للنيوترينو هي التي تؤدي إلى انتهاك التماثل الكروي لانفجار المستعر الأعظم. بمعنى آخر، يظهر الاتجاه الذي يتم من خلاله طرد المادة في الغالب، ومن ثم تتلقى البقايا الناتجة دفعة ارتدادية وتبدأ في التحرك في الفضاء بالقصور الذاتي بسرعة تصل إلى 1000 كم/ثانية. وقد لوحظت مثل هذه السرعات المكانية العالية في النجوم النيوترونية الشابة - النجوم النابضة الراديوية.

تسمح لنا الصورة التخطيطية الموصوفة لانفجار مستعر أعظم من النوع الثاني بفهم سمات المراقبة الرئيسية لهذه الظاهرة. وتبين أن التنبؤات النظرية المبنية على هذا النموذج (خاصة فيما يتعلق بالطاقة الكلية وطيف انفجار النيوترينو) تتفق تمامًا مع نبض النيوترينو المسجل في 23 فبراير 1987، والقادم من مستعر أعظم في سحابة ماجلان الكبرى.

الآن بضع كلمات عن المستعرات الأعظم من النوع الأول. ويشير غياب توهج الهيدروجين في أطيافها إلى أن الانفجار يحدث في النجوم الخالية من الغلاف الهيدروجيني. ويعتقد الآن أن هذا قد يكون انفجار قزم أبيض أو نتيجة انهيار نجم. نوع وولف رايت(في الواقع هذه هي نوى النجوم الضخمة الغنية بالهيليوم والكربون والأكسجين).

كيف يمكن أن ينفجر القزم الأبيض؟ بعد كل شيء، لا تحدث تفاعلات نووية في هذا النجم شديد الكثافة، ويتم مقاومة قوى الجاذبية بضغط غاز كثيف يتكون من إلكترونات وأيونات (ما يسمى بغاز الإلكترون المنحل). السبب هنا هو نفسه سبب انهيار نوى النجوم الضخمة - انخفاض مرونة مادة النجم مع زيادة كثافته. ويرجع ذلك مرة أخرى إلى "ضغط" الإلكترونات على البروتونات لتكوين النيوترونات، بالإضافة إلى بعض التأثيرات النسبية.

لماذا تزداد كثافة القزم الأبيض؟ وهذا مستحيل إذا كان منفردا. ولكن إذا كان القزم الأبيض جزءًا من قريب بما فيه الكفاية نظام مزدوج، ثم تحت تأثير قوى الجاذبية، يتمكن الغاز من نجم مجاور من التدفق إلى القزم الأبيض (كما في حالة النجم الجديد). وفي الوقت نفسه، ستزداد كتلتها وكثافتها تدريجياً، مما سيؤدي في النهاية إلى الانهيار والانفجار.

آخر خيار ممكنوالأكثر غرابة، ولكن ليس أقل واقعية، هو اصطدام اثنين من الأقزام البيضاء. كيف يمكن أن يحدث هذا، حيث أن احتمال اصطدام قزمين أبيضين في الفضاء لا يكاد يذكر، حيث أن عدد النجوم لكل وحدة حجم لا يكاد يذكر - على الأكثر عدد قليل من النجوم يبلغ حجمها 100 pc3. وهنا (مرة أخرى!) يقع اللوم على النجوم المزدوجة، ولكنها تتكون الآن من قزمين أبيضين.

على النحو التالي من النظرية النسبية العامة لأينشتاين، فإن أي كتلتين تدوران حول بعضهما البعض يجب أن تتصادما عاجلاً أم آجلاً بسبب الإزالة المستمرة، وإن كانت ضئيلة للغاية، للطاقة من مثل هذا النظام عن طريق موجات الجاذبية - موجات الجاذبية. على سبيل المثال، الأرض والشمس، إذا عاشت الأخيرة إلى أجل غير مسمى، ستتصادمان نتيجة لهذا التأثير، ولو بعد زمن هائل، أكبر بكثير من عمر الكون. تشير الحسابات إلى أنه في حالة الأنظمة الثنائية القريبة ذات الكتل النجمية حول الشمس (2 × 10 × 30 كجم)، يجب أن يحدث اندماجها في وقت أقل من عمر الكون - حوالي 10 مليار سنة. وتشير التقديرات إلى أن مثل هذه الأحداث تحدث في مجرة ​​نموذجية مرة كل بضع مئات من السنين. إن الطاقة الهائلة المنبعثة خلال هذه العملية الكارثية كافية لتفسير ظاهرة المستعر الأعظم.

بالمناسبة، فإن المساواة التقريبية لكتل ​​الأقزام البيضاء تجعل اندماجاتها "متشابهة" مع بعضها البعض، مما يعني أن المستعرات الأعظم من النوع الأول يجب أن تبدو متشابهة في خصائصها بغض النظر عن متى وفي أي مجرة ​​حدث الانفجار. ولذلك، فإن السطوع الظاهري للمستعرات الأعظمية يعكس المسافات إلى المجرات التي يتم رصدها فيها. هذه الخاصية للمستعرات الأعظم من النوع الأول يستخدمها العلماء حاليًا للحصول عليها تقييم مستقلالمعلمة الكونية الأكثر أهمية - ثابت هابل، الذي يعمل كمقياس كمي لمعدل توسع الكون. تحدثنا فقط عن أقوى الانفجارات النجمية التي تحدث في الكون ويتم ملاحظتها في النطاق البصري. نظرًا لأنه في حالة المستعرات الأعظم، يتم نقل الطاقة الرئيسية للانفجار عن طريق النيوترينوات وليس عن طريق الضوء، فإن دراسة السماء باستخدام أساليب علم فلك النيوترينو لها آفاق مثيرة للاهتمام. سيجعل من الممكن في المستقبل "النظر" إلى "جحيم" المستعر الأعظم المخفي بسمك ضخم من المادة المعتمة للضوء. يعد علم فلك موجات الجاذبية باكتشافات أكثر روعة، والتي ستخبرنا في المستقبل القريب عن الظواهر العظيمة المتمثلة في اندماج الأقزام البيضاء المزدوجة والنجوم النيوترونية والثقوب السوداء.

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 بكثير - من واحد على اثني عشر من كتلة الشمس إلى 100 من كتلتها. أكثر من النصف النجوم المرئيةهي أنظمة مزدوجة وأحيانا ثلاثية.

بشكل عام، يمكن تحديد عدد النجوم المرئية لنا في الكون بـ 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 التي ترى كل شيءباستخدام 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. النجوم الساطعة. وينبغي أن يؤخذ في الاعتبار أن انفجارات السوبرنوفا في الحالة الحاليةتعتبر 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 الكبرى في مجرتنا.

قد يكون هذا بسبب حقيقة أن النظام الشمسي يحتل موقعًا في مجرتنا بحيث يمكن رؤيته فيه الأدوات 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 الأخيرةباستخدام 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 بأن مثل هذه الكمية الهائلة من الطاقة يمكن أن تحدث في حالة اندماج نجمين نيوترونيين.

<<< Назад

إلى الأمام >>>

من النادر جدًا أن يتمكن الناس من ملاحظة ظاهرة مثيرة للاهتمام مثل المستعر الأعظم. لكن هذه ليست ولادة عادية لنجم، لأن ما يصل إلى عشرة نجوم يولدون في مجرتنا كل عام. السوبرنوفا هي ظاهرة لا يمكن ملاحظتها إلا مرة واحدة كل مائة عام. النجوم تموت بشكل مشرق وجميل.

لفهم سبب حدوث انفجار المستعر الأعظم، علينا العودة إلى ولادة النجم. يطير الهيدروجين في الفضاء، والذي يتجمع تدريجياً في السحب. وعندما تصبح السحابة كبيرة بدرجة كافية، يبدأ الهيدروجين المكثف بالتراكم في مركزها، وترتفع درجة الحرارة تدريجياً. تحت تأثير الجاذبية، يتم تجميع جوهر النجم المستقبلي، حيث، وذلك بفضل ارتفاع درجة الحرارةومع زيادة الجاذبية، يبدأ تفاعل الاندماج النووي الحراري. تحدد كمية الهيدروجين التي يمكن أن يجذبها النجم لنفسه حجمه المستقبلي - من قزم أحمر إلى عملاق أزرق. مع مرور الوقت، ينشأ توازن عمل النجم، وتضغط الطبقات الخارجية على النواة، ويتوسع النواة بسبب طاقة الاندماج النووي الحراري.

النجم فريد من نوعه، مثل أي مفاعل، في يوم من الأيام سوف ينفد الوقود - الهيدروجين. ولكن لكي نرى كيف ينفجر المستعر الأعظم، يجب أن يمر المزيد من الوقت، لأنه في المفاعل، بدلاً من الهيدروجين، تم تشكيل وقود آخر (الهيليوم)، والذي سيبدأ النجم في حرقه، وتحويله إلى أكسجين، ثم إلى الكربون. وسيستمر هذا حتى يتشكل الحديد في قلب النجم، والذي لا يطلق الطاقة أثناء التفاعل النووي الحراري، بل يستهلكها. في مثل هذه الظروف، يمكن أن يحدث انفجار سوبر نوفا.

ويصبح القلب أثقل وأبرد، مما يتسبب في سقوط الطبقات العليا الأخف وزنًا عليه. يبدأ الاندماج مرة أخرى، ولكن هذه المرة بشكل أسرع من المعتاد، ونتيجة لذلك ينفجر النجم ببساطة، مما يؤدي إلى تشتيت مادته في الفضاء المحيط. اعتمادًا على ما هو معروف، قد تبقى أيضًا بعدها - (مادة ذات كثافة عالية بشكل لا يصدق، وهي عالية جدًا ويمكن أن تنبعث منها الضوء). تبقى مثل هذه التشكيلات بعد جدا النجوم الكباروالتي كانت قادرة على إنتاج اندماج نووي حراري لعناصر ثقيلة جدًا. تترك النجوم الأصغر وراءها نجومًا صغيرة نيوترونية أو حديدية، لا ينبعث منها أي ضوء تقريبًا، ولكنها تحتوي أيضًا على كثافة عالية من المادة.

ترتبط المستعرات والمستعرات الأعظم ارتباطًا وثيقًا، لأن موت أحدهما قد يعني ولادة مستعر أعظم. وتستمر هذه العملية إلى ما لا نهاية. يحمل المستعر الأعظم ملايين الأطنان من المادة إلى الفضاء المحيط به، والتي تتجمع مرة أخرى في السحب، ويبدأ تكوين مستعر أعظم جديد جسم سماوي. يقول العلماء أن جميع العناصر الثقيلة الموجودة فينا النظام الشمسي، الشمس أثناء ولادتها "سرقت" من نجم انفجر ذات يوم. الطبيعة مذهلة، وموت شيء واحد يعني دائمًا ولادة شيء جديد. تتحلل المادة في الفضاء الخارجي وتتشكل في النجوم، مما يخلق التوازن العظيم في الكون.

انفجار المستعر الأعظم (المشار إليه بـ SN) هو ظاهرة على نطاق أوسع بما لا يقاس من انفجار نوفا. عندما نلاحظ ظهور مستعر أعظم في أحد الأنظمة النجمية، يكون سطوع هذا النجم الواحد أحيانًا بنفس ترتيب السطوع المتكامل للنظام النجمي بأكمله. وهكذا، فإن النجم الذي اندلع في عام 1885 بالقرب من مركز سديم المرأة المسلسلة وصل إلى سطوع قدره، في حين أن السطوع المتكامل للسديم يساوي، أي أن التدفق الضوئي من المستعر الأعظم أقل بقليل من أربع مرات أقل من تدفق من السديم. وفي حالتين تبين أن تألق المستعر الأعظم أكبر من تألق المجرة التي ظهر فيها المستعر الأعظم. إن الحجم المطلق للمستعرات الأعظمية عند الحد الأقصى يقترب من 600 مرة أكثر سطوعًا من الحجم المطلق للمستعر العادي عند أقصى سطوع. تصل المستعرات الأعظم الفردية إلى حد أقصى يصل إلى عشرة مليارات مرة من لمعان الشمس.

تم رصد ثلاثة مستعرات عظمى بشكل موثوق في مجرتنا خلال الألفية الماضية: في عام 1054 (في برج الثور)، وفي عام 1572 (في ذات الكرسي)، وفي عام 1604 (في الحواء). على ما يبدو، فإن انفجار المستعر الأعظم في ذات الكرسي حوالي عام 1670 لم يلاحظه أحد أيضًا، والذي ما تبقى منه الآن هو نظام من خيوط الغاز المتطايرة وانبعاث الراديو القوي (Cas A). في بعض المجرات، انفجرت ثلاثة أو حتى أربعة مستعرات عظمى على مدار 40 عامًا (في السديمين NGC 5236 و6946). في المتوسط، يندلع مستعر أعظم واحد في كل مجرة ​​كل 200 عام، وبالنسبة لهاتين المجرتين، يتم تقليل هذه الفترة إلى 8 سنوات! أدى التعاون الدولي على مدى أربع سنوات (1957-1961) إلى اكتشاف اثنين وأربعين مستعرًا أعظم. يتجاوز العدد الإجمالي للمستعرات الأعظمية المرصودة حاليًا 500.

وفقًا لخصائص التغير في السطوع، تنقسم المستعرات الأعظم إلى نوعين - الأول والثاني (الشكل 129)؛ ومن الممكن أن يكون هناك أيضًا النوع الثالث، الذي يجمع بين المستعرات الأعظم ذات اللمعان الأقل.

تتميز المستعرات الأعظم من النوع الأول بحد أقصى قصير العمر (حوالي أسبوع)، وبعد ذلك، على مدار 20-30 يومًا، يتناقص السطوع بمعدل يوم واحد. ثم يتباطأ السقوط ثم يستمر حتى يصبح النجم غير مرئي سرعة ثابتةيوميا. يتناقص لمعان النجم بشكل كبير، حيث ينخفض ​​إلى النصف كل 55 يومًا. على سبيل المثال، وصل المستعر الأعظم 1054 في برج الثور إلى درجة من التألق لدرجة أنه كان مرئيًا في النهار لمدة شهر تقريبًا، كما استمرت رؤيته بالعين المجردة لمدة عامين. عند أقصى سطوع، يصل الحجم المطلق للمستعرات الأعظم من النوع الأول في المتوسط، والسعة من الحد الأقصى إلى الحد الأدنى من السطوع بعد الانفجار.

المستعرات الأعظم من النوع الثاني لها لمعان أقل: في الحد الأقصى، السعة غير معروفة. بالقرب من الحد الأقصى، يستمر السطوع إلى حد ما، ولكن بعد 100 يوم من الحد الأقصى، يتناقص بشكل أسرع بكثير من المستعرات الأعظم من النوع الأول، أي بمقدار 20 يومًا.

تنفجر المستعرات الأعظم عادة على أطراف المجرات.

توجد المستعرات الأعظمية من النوع الأول في المجرات بأي شكل من الأشكال، بينما توجد المستعرات الأعظم من النوع الثاني فقط في المجرات الحلزونية. كلاهما في المجرات الحلزونية يوجدان غالبًا بالقرب من المستوى الاستوائي، ويفضل أن يكون ذلك في أذرع المجرات الحلزونية، وربما يتجنبان مركز المجرة. على الأرجح أنهم ينتمون إلى المكون المسطح (النوع الأول من السكان).

أطياف المستعرات الأعظم من النوع الأول لا تشبه بأي حال من الأحوال أطياف المستعرات. ولم يتم فك شفرتها إلا بعد التخلي عن فكرة نطاقات الانبعاث الواسعة جدًا، وتم النظر إلى الفجوات المظلمة على أنها نطاقات امتصاص واسعة جدًا، منزاحة بقوة إلى اللون البنفسجي بقيمة DH، المقابلة لسرعات الاقتراب من 5000 إلى 20000 كم/ ق.

أرز. 129. منحنيات الضوء الفوتوغرافية للمستعرات الأعظم من النوع الأول والثاني. أعلاه هو تغير في سطوع المستعرات الأعظم من النوع الأول التي اندلعت في عام 1937 في وقت واحد تقريبًا في السديمين IC 4182 وNGC 1003. تم رسم الأيام اليوليانية على المحور السيني. يوجد أدناه منحنى ضوئي اصطناعي لثلاثة مستعرات أعظمية من النوع الثاني، تم الحصول عليها عن طريق إزاحة منحنيات الضوء الفردية بشكل متماثل على طول محور القدر (الإحداثي الأيسر بدون تسمية). يمثل المنحنى المتقطع التغير في سطوع المستعر الأعظم من النوع الأول. يتم رسم الأيام من البداية التعسفية على المحور السيني

هذه هي معدلات تمدد قذائف المستعر الأعظم! من الواضح أنه قبل الحد الأقصى ولأول مرة بعد الحد الأقصى، يكون طيف المستعر الأعظم مشابهًا لطيف العملاق الفائق، الذي تبلغ درجة حرارة لونه حوالي 10000 كلفن أو أعلى (زيادة الأشعة فوق البنفسجية حوالي )؛

بعد وقت قصير من الحد الأقصى، تنخفض درجة حرارة الإشعاع إلى 5-6 ألف كلفن. لكن الطيف لا يزال غنيًا بخطوط المعادن المتأينة، في المقام الأول CaII (ثنائي الأشعة فوق البنفسجية وثلاثي الأشعة تحت الحمراء)، وخطوط الهيليوم (HeI) ممثلة جيدًا والعديد من خطوط النيتروجين (NI) بارزة جدًا، ويتم تحديد خطوط الهيدروجين بقدر كبير من عدم اليقين. بالطبع، في مراحل معينة من التوهج، توجد أيضًا خطوط انبعاث في الطيف، لكنها قصيرة العمر. يتم تفسير العرض الكبير جدًا لخطوط الامتصاص من خلال التشتت الكبير للسرعات في قذائف الغاز المقذوفة.

أطياف المستعرات الأعظم من النوع الثاني تشبه أطياف المستعرات العادية: خطوط انبعاث واسعة تحدها من الجانب البنفسجي خطوط امتصاص لها نفس عرض الانبعاثات. ومن المميزات وجود خطوط بالمر ملحوظة للغاية من الهيدروجين، الفاتحة والداكنة. إن العرض الكبير لخطوط الامتصاص المتكونة في الغلاف المتحرك، في ذلك الجزء منه الذي يقع بين النجم والرائد، يدل على تشتت السرعات في الغلاف وحجمه الهائل. التغيرات في درجات الحرارة في المستعرات الأعظم من النوع الثاني مماثلة لتلك الموجودة في النوع الأول، وتصل معدلات التوسع إلى 15000 كم/ثانية.

بين أنواع المستعرات الأعظمية وموقعها في المجرة أو مدى تكرار حدوثها في المجرات أنواع مختلفةهناك ارتباط، وإن لم يكن قويا جدا. توجد المستعرات الأعظم من النوع الأول بشكل تفضيلي بين التجمعات النجمية للمكون الكروي، وعلى وجه الخصوص، في المجرات الإهليلجية، بينما توجد المستعرات الأعظم من النوع الثاني، على العكس من ذلك، بين التجمعات القرصية، في السدم الحلزونية، ونادرًا ما تكون غير منتظمة. ومع ذلك، فإن جميع المستعرات الأعظمية التي تم رصدها في سحابة ماجلان الكبرى كانت من النوع الأول. المنتج النهائي للمستعرات الأعظمية في المجرات الأخرى غير معروف بشكل عام. مع اتساع المستعرات الأعظم تقريبًا التي لوحظت في المجرات الأخرى، عند الحد الأدنى من السطوع، يجب أن تكون كائنات، أي لا يمكن رصدها تمامًا.

كل هذه الظروف يمكن أن تساعد في معرفة أي نوع من النجوم يمكن أن يكون - نذير المستعرات الأعظم. إن حدوث المستعرات الأعظم من النوع الأول في المجرات الإهليلجية مع مجموعاتها القديمة يسمح لنا باعتبار المستعرات الأعظمية كنجوم قديمة منخفضة الكتلة استهلكت كل ما لديها من الهيدروجين. في المقابل، المستعرات الأعظم من النوع الثاني، والتي تحدث بشكل أساسي في الأذرع الحلزونية الغنية بالغاز، تستغرق حوالي سنوات حتى تعبر أسلافها الذراع، مما يجعل عمرها حوالي مائة مليون سنة. خلال هذا الوقت، يجب على النجم، بدءا من التسلسل الرئيسي، أن يغادره عندما ينفد وقود الهيدروجين الموجود في أعماقه. لن يكون لدى النجم ذو الكتلة المنخفضة الوقت الكافي للمرور بهذه المرحلة، وبالتالي، يجب أن يكون لدى مقدمة المستعر الأعظم من النوع الثاني كتلة لا تقل وأن يكون نجمًا شابًا OB حتى الانفجار.

صحيح أن المظهر المذكور أعلاه للمستعرات الأعظمية من النوع الأول في سحابة ماجلان الكبرى ينتهك إلى حد ما موثوقية الصورة الموصوفة.

من الطبيعي أن نفترض أن مقدمة المستعر الأعظم من النوع الأول هي قزم أبيض تبلغ كتلته حوالي 100000، وهو خالي من الهيدروجين. لكنها أصبحت على هذا النحو لأنها كانت جزءًا من نظام ثنائي يتخلى فيه العملاق الأحمر الأكثر ضخامة عن مادته سيلبحيث يبقى منه، في النهاية، نواة متحللة - قزم أبيض مكون من الكربون والأكسجين، ويصبح القمر الصناعي السابق نفسه عملاقًا ويبدأ في إرسال المادة مرة أخرى إلى القزم الأبيض، مكونًا H = He- قذيفة هناك. كما تزداد كتلته عندما يقترب من الحد (18.9)، وترتفع درجة حرارته المركزية إلى 4-10 درجات كلفن، وعندها «يشتعل» الكربون.

في النجم العادي، مع ارتفاع درجة الحرارة، يزداد الضغط، مما يدعم الطبقات التي تعلوها. لكن بالنسبة للغاز المتحلل، يعتمد الضغط فقط على الكثافة، ولن يزيد مع درجة الحرارة، وسوف تنخفض الطبقات الفوقية نحو المركز بدلاً من التوسع للتعويض عن ارتفاع درجة الحرارة. سوف تنهار الطبقات الأساسية والمجاورة (تنهار). ويمضي الانحدار متسارعا بشكل حاد حتى يزيل ارتفاع درجة الحرارة الانحطاط، ومن ثم يبدأ النجم بالتمدد «في محاولة يائسة» للاستقرار، فيما تجتاحه موجة من احتراق الكربون. تستمر هذه العملية لمدة ثانية أو ثانيتين، وخلال هذه الفترة تتحول مادة ذات كتلة تبلغ حوالي كتلة واحدة من كتلة الشمس، والتي يتم دعم تحللها (مع إطلاق -الكميات والبوزيترونات) ارتفاع درجة الحرارةفي الصدفة، وتتوسع بسرعة إلى أحجام تصل إلى عشرات من أ. هـ يتكون (بنصف عمر) ومن اضمحلاله يظهر بمقدار حوالي قزم أبيض يتدمر حتى النهاية. لكن لا يوجد سبب واضح لتكوين نجم نيوتروني. وفي الوقت نفسه، في بقايا انفجار السوبرنوفا لا نجد كمية ملحوظة من الحديد، ولكننا نجد النجوم النيوترونية (انظر أدناه). هذه الحقائق هي الصعوبة الرئيسية للنموذج المقدم لانفجار المستعر الأعظم من النوع الأول.

لكن تفسيرات آلية انفجار المستعر الأعظم من النوع الثاني تواجه صعوبات أكبر. على ما يبدو، سابقتها ليست جزءا من النظام الثنائي. مع كتلة كبيرة (أكثر من ) فإنها تتطور بشكل مستقل وسريع، وتشهد مراحل احتراق H وHe وC وO إلى Na وSi واحدة تلو الأخرى، ثم إلى نواة Fe-Ni. يتم تنشيط كل مرحلة جديدة عند استنفاد المرحلة السابقة، وعندما تفقد النواة القدرة على مقاومة الجاذبية، ينهار القلب وترتفع درجة الحرارة وتدخل المرحلة التالية حيز التنفيذ. إذا يتعلق الأمر بمرحلة Fe-Ni، فسوف يختفي مصدر الطاقة، حيث يتم تدمير قلب الحديد تحت تأثير الفوتونات عالية الطاقة على العديد من الجسيمات، وهذه العملية ماصة للحرارة. يساعد على الانهيار. ولم تعد هناك طاقة قادرة على إيقاف القشرة المنهارة.

وللنواة القدرة على الدخول في حالة الثقب الأسود (انظر ص289) عبر مرحلة النجم النيوتروني من خلال التفاعل.

مزيد من التطويرالظواهر تصبح غير واضحة للغاية. لقد تم اقتراح العديد من الخيارات، لكنها لا تشرح كيف يتم التخلص من القشرة عندما ينهار القلب.

أما بالنسبة للجانب الوصفي للأمر، فمع وجود كتلة قذيفة في الداخل وسرعة قذف تبلغ حوالي 2000 كم/ثانية، تصل الطاقة المنفقة على ذلك، ويتم حمل الإشعاع أثناء التوهج (غالبًا 70 يومًا).

وسنعود مرة أخرى إلى النظر في عملية انفجار المستعر الأعظم، ولكن بمساعدة دراسة بقايا الانفجارات (انظر الفقرة 28).