Već smo vidjeli da, za razliku od Sunca i drugih stacionarnih zvijezda, fizičke promjenjive zvijezde mijenjaju veličinu, temperaturu fotosfere i sjaj. Među razne vrste Od nestacionarnih zvijezda, nove i supernove su od posebnog interesa. Zapravo, to nisu novonastale zvijezde, već one već postojeće koje su privukle pažnju naglim povećanjem sjaja.
Tokom izbijanja novih zvijezda, sjaj se povećava hiljadama i milionima puta u periodu od nekoliko dana do nekoliko mjeseci. Poznate su zvezde koje su stalno pale kao nove. Prema savremenim podacima, nove zvezde su obično deo binarnih sistema, a izbijanja jedne od zvezda nastaju kao rezultat razmene materije između zvezda koje se formiraju. dualni sistem. Na primjer, u sistemu “bijeli patuljak – obična zvijezda (niskog svjetla)” eksplozije koje uzrokuju fenomen nova, može nastati kada gas padne sa obične zvijezde na bijelog patuljka.
Još su grandioznije eksplozije supernove, čiji se sjaj naglo povećava za oko 19 m! Pri maksimalnom sjaju, zračeća površina zvijezde približava se posmatraču brzinom od nekoliko hiljada kilometara u sekundi. Obrazac eksplozija supernove sugerira da su supernove zvijezde koje eksplodiraju.
Tokom eksplozija supernove, ogromna energija se oslobađa tokom nekoliko dana - oko 10 41 J. Takve kolosalne eksplozije se dešavaju na završnim fazama evolucija zvijezda čija je masa nekoliko puta veća od mase Sunca.
Pri svom maksimalnom sjaju, jedna supernova može zasjati jače od milijarde zvijezda poput našeg Sunca. Prilikom najsnažnijih eksplozija nekih supernova, materija može biti izbačena brzinom od 5000 - 7000 km/s, čija masa dostiže nekoliko solarnih masa. Ostaci granata odbačeni supernove, vidljivo dugo vremena poput gasova koji se šire.
Otkriveni su ne samo ostaci ljuski supernove, već i ono što je ostalo od središnjeg dijela jednom eksplodirane zvijezde. Ispostavilo se da su ovi "zvjezdani ostaci" nevjerovatni izvori radio-emisije, koji su nazvani pulsari. Prvi pulsari otkriveni su 1967.
Neki pulsari imaju neverovatno stabilnu stopu ponavljanja radio impulsa: impulsi se ponavljaju u strogo jednakim vremenskim intervalima, mereno sa tačnošću većom od 10 -9 s! Otvoreni pulsari se nalaze od nas na udaljenostima koje ne prelaze stotine parseka. Pretpostavlja se da su pulsari brzo rotirajuće super-guste zvijezde poluprečnika od oko 10 km i masa blizu mase Sunca. Takve zvijezde se sastoje od gusto zbijenih neutrona i nazivaju se neutronskim zvijezdama. Samo dio vremena svog postojanja neutronske zvijezde se manifestiraju kao pulsari.
Eksplozije supernove su klasifikovane kao rijetki događaji. Tokom proteklog milenijuma, u našem zvezdanom sistemu primećeno je samo nekoliko eksplozija supernove. Od njih su tri najpouzdanije utvrđene: izbijanje 1054. godine u sazviježđu Bik, 1572. godine u sazviježđu Kasiopeja, 1604. godine u sazviježđu Zmije. Prvu od ovih supernova opisali su kineski i japanski astronomi kao "gostujuću zvijezdu", drugu Tycho Brahe, a treću je promatrao Johannes Kepler. Sjaj supernove iz 1054. i 1572. nadmašio je sjaj Venere, a ove zvijezde su bile vidljive tokom dana. Od pronalaska teleskopa (1609. godine), nijedna supernova nije uočena u našem zvezdanom sistemu (moguće je da su neke eksplozije prošle nezapaženo). Kada se ukazala prilika za istraživanje drugih zvjezdanih sistema, nove zvijezde i supernove su često otkrivane u njima.
23. februara 1987. eksplodirala je supernova u Velikom Magelanovom oblaku (sazviježđe Doradus), najvećem satelitu naše Galaksije. Po prvi put od 1604. godine, supernova se mogla vidjeti čak i golim okom. Prije eksplozije, na mjestu supernove nalazila se zvijezda 12. magnitude. Zvezda je dostigla svoj maksimalni sjaj od 4 m početkom marta, a zatim je počela polako da bledi. Naučnici koji su promatrali supernovu pomoću teleskopa najvećih zemaljskih opservatorija, orbitalne opservatorije Astron i rendgenskih teleskopa na modulu Kvant orbitalna stanica„Mir“, prvi put je bilo moguće pratiti ceo proces izbijanja. Promatranja su vršena u različitim spektralnim opsezima, uključujući vidljivi optički, ultraljubičasti, rendgenski i radio opseg. U naučnoj štampi pojavili su se senzacionalni izveštaji o detekciji neutrina i, moguće, gravitacionog zračenja zvezde koja eksplodira. Model strukture zvijezde u fazi koja je prethodila eksploziji je usavršen i obogaćen novim rezultatima.
Nebo po vedrom danu, općenito, predstavlja prilično dosadnu i monotonu sliku: vruća lopta Sunca i čisto, beskrajno prostranstvo, ponekad ukrašeno oblacima ili rijetkim oblacima.
Nebo u noći bez oblaka je druga stvar. Obično je sav posut sjajnim zvjezdanim jatama. Treba uzeti u obzir da na noćnom nebu golim okom možete vidjeti od 3 do 4,5 hiljade noćnih svjetiljki. I svi oni pripadaju Mliječnom putu, u kojem se nalazi naš solarni sistem.
Prema modernim konceptima, zvijezde su vruće kugle plina, u dubinama kojih dolazi do termonuklearne fuzije jezgri helijuma iz jezgara vodika, oslobađajući kolosalnu količinu energije. To je ono što osigurava sjaj zvijezda.
Nama najbliža zvijezda je naše Sunce, do kojeg je udaljenost 150 miliona kilometara. Ali zvijezda Proxima Centauri, sljedeća po udaljenosti, nalazi se na udaljenosti od 4,25 svjetlosnih godina od nas, odnosno 270 hiljada puta dalje od Sunca.
Postoje zvijezde koje su stotine puta veće od Sunca i isto toliko puta inferiornije od njega u ovom pokazatelju. Međutim, mase zvijezda variraju u mnogo skromnijim granicama - od jedne dvanaestine mase Sunca do 100 njegovih masa. Više od polovine vidljive zvijezde su dvostruki, a ponekad i trostruki sistemi.
Općenito, broj nama vidljivih zvijezda u Univerzumu može se označiti kao 125.000.000.000 sa jedanaest dodatnih nula.
Sada, kako ne bi došlo do zabune sa nulama, astronomi više ne vode evidenciju pojedinačnih zvijezda, već cijelih galaksija, vjerujući da u svakoj od njih u prosjeku ima oko 100 milijardi zvijezda.
Američki astronom Fritz Zwicky prvi se počeo baviti ciljanom potragom za supernovom
Još 1996. godine naučnici su utvrdili da se sa Zemlje može vidjeti 50 milijardi galaksija. Kada je pušten u rad orbitalni teleskop Hubble, na koji ne ometaju smetnje iz Zemljine atmosfere, broj vidljivih galaksija je skočio na 125 milijardi.
Hvala za svevideće oko Sa ovim teleskopom, astronomi su prodrli u takve univerzalne dubine da su vidjeli galaksije koje su se pojavile samo milijardu godina nakon Velike eksplozije koja je rodila naš svemir.
Za karakterizaciju zvijezda koristi se nekoliko parametara: sjaj, masa, polumjer i hemijski sastav atmosfera, kao i njena temperatura. A koristeći niz dodatnih karakteristika zvijezde, možete odrediti i njenu starost.
Svaka zvijezda je dinamična struktura koja se rađa, raste, a zatim, dostigavši određenu dob, tiho umire. Ali dešava se i da iznenada eksplodira. Ovaj događaj dovodi do velikih promjena u području u blizini zvijezde koja eksplodira.
Dakle, poremećaj koji je uslijedio nakon ove eksplozije širi se gigantskom brzinom i tokom nekoliko desetina hiljada godina pokriva ogroman prostor u međuzvjezdanom mediju. U ovom regionu temperatura naglo raste, do nekoliko miliona stepeni, a gustina kosmičkih zraka i jačina magnetnog polja značajno rastu.
Takve karakteristike materijala izbačenog eksplodirajućom zvijezdom omogućavaju mu da formira nove zvijezde, pa čak i čitave planetarne sisteme.
Iz tog razloga astrofizičari pomno proučavaju i supernove i njihove ostatke. Na kraju krajeva, informacije dobijene tokom proučavanja ovog fenomena mogu proširiti znanje o evoluciji normalnih zvijezda, o procesima koji se dešavaju tokom rađanja neutronskih zvijezda, kao i razjasniti detalje onih reakcija koje rezultiraju stvaranjem teških elemenata. , kosmičke zrake itd.
Svojevremeno su astronomi nazivali novima one zvijezde čiji je sjaj neočekivano povećan za više od 1000 puta. Pojavili su se na nebu neočekivano, unoseći promjene u uobičajenu konstelaciju sazviježđa. Nakon što se iznenada povećao nekoliko hiljada puta maksimalno, njihov sjaj se nakon nekog vremena naglo smanjio, a nakon nekoliko godina njihov sjaj je postao slab kao prije eksplozije.
Treba napomenuti da se periodičnost baklji, tokom kojih se zvijezda oslobađa hiljaditi dio svoje mase i koja se ogromnom brzinom baca u svemir, smatra jednim od glavnih znakova rađanja novih zvijezda. Ali, u isto vrijeme, što je čudno, eksplozije zvijezda ne dovode do značajnih promjena u njihovoj strukturi, pa čak ni do njihovog uništenja.
Koliko često se takvi događaji dešavaju u našoj Galaksiji? Ako uzmemo u obzir samo one zvijezde čiji sjaj nije prelazio 3. magnitudu, onda, prema povijesnim kronikama i zapažanjima astronoma, nije uočeno više od 200 sjajnih baklji tokom pet hiljada godina.
Ali kada su počela proučavanja drugih galaksija, postalo je očigledno da je sjaj novih zvijezda koje se pojavljuju u ovim kutovima svemira često jednak sjaju cijele galaksije u kojoj se ove zvijezde pojavljuju.
Naravno, pojava zvijezda s takvim sjajem je izvanredan događaj i apsolutno se razlikuje od rođenja običnih zvijezda. Stoga su još 1934. američki astronomi Fritz Zwicky i Walter Baade predložili da se one zvijezde čiji maksimalni sjaj dostiže luminozitet običnih galaksija razvrstaju u posebnu klasu supernova i najviše sjajne zvezde. Treba imati na umu da supernove eksplozije u trenutna drzava naša galaksija je izuzetno rijedak fenomen, koji se ne pojavljuje češće od jednom u 100 godina. Najupečatljivije epidemije, koje su zabilježene u kineskim i japanskim raspravama, dogodile su se 1006. i 1054. godine.
Pet stotina godina kasnije, 1572. godine, eksploziju supernove u sazviježđu Kasiopeja opazio je izvanredni astronom Tycho Brahe. Godine 1604. Johannes Kepler je vidio rođenje supernove u sazviježđu Zmijonik. I od tada se ovakvi grandiozni događaji nisu slavili u našoj Galaksiji.
Ovo može biti zbog činjenice da Sunčev sistem zauzima takav položaj u našoj galaksiji da se može posmatrati u optički instrumenti Eksplozije supernove sa Zemlje moguće su samo u polovini njenog volumena. U ostatku regiona, ovo je otežano međuzvezdanom apsorpcijom svetlosti.
A budući da se u drugim galaksijama ovi fenomeni događaju približno istom frekvencijom kao u mliječni put, glavne informacije o supernovi u trenutku eksplozije dobijene su posmatranjem istih u drugim galaksijama...
Po prvi put, astronomi W. Baade i F. Zwicky počeli su se baviti ciljanom potragom za supernovom 1936. godine. Tokom tri godine posmatranja u različitim galaksijama, naučnici su otkrili 12 eksplozija supernove, koje su kasnije podvrgnute detaljnijem proučavanju pomoću fotometrije i spektroskopije.
Štaviše, upotreba naprednije astronomske opreme omogućila je proširenje liste novootkrivenih supernova. A uvođenje automatiziranih pretraga dovelo je do toga da su naučnici otkrili više od sto supernova godišnje. Ukupno za kratko vrijeme Evidentirano je 1.500 ovih objekata.
IN poslednjih godina korišćenjem moćni teleskopi U jednoj noći posmatranja, naučnici su otkrili više od 10 udaljenih supernova!
U januaru 1999. dogodio se događaj koji je šokirao čak i moderne astronome, naviknute na mnoge "trikove" svemira: u dubinama svemira zabilježen je bljesak deset puta jači od svih onih koje su ranije snimili naučnici. Primijetila su ga dva istraživačka satelita i teleskop u planinama Novog Meksika, opremljen automatskom kamerom. Ovaj jedinstveni fenomen dogodio se u sazviježđu Bootes. Nešto kasnije, u aprilu iste godine, naučnici su utvrdili da je udaljenost do izbijanja bila devet milijardi svjetlosnih godina. Ovo je skoro tri četvrtine poluprečnika Univerzuma.
Proračuni koje su napravili astronomi pokazali su da je u nekoliko sekundi tokom kojih je trajala baklja oslobođeno višestruko više energije nego što je Sunce proizvelo tokom pet milijardi godina svog postojanja. Šta je izazvalo tako nevjerovatnu eksploziju? Koji su procesi doveli do ovog ogromnog oslobađanja energije? Nauka još ne može konkretno odgovoriti na ova pitanja, iako postoji pretpostavka da velika količina energija bi mogla nastati u slučaju spajanja dvije neutronske zvijezde.
| <<< Назад
|
Naprijed >>> |
Supernova ili eksplozija supernove- fenomen tokom kojeg zvijezda naglo mijenja svoj sjaj za 4-8 redova magnitude (desetak magnituda) nakon čega slijedi relativno sporo slabljenje baklje. To je rezultat kataklizmičkog procesa koji se javlja na kraju evolucije nekih zvijezda i praćen je oslobađanjem ogromne energije.
Supernove se po pravilu posmatraju naknadno, odnosno kada se događaj već dogodio i kada je njegovo zračenje stiglo do Zemlje. Stoga je priroda supernova dugo vremena bila nejasna. Ali sada se predlaže dosta scenarija koji dovode do izbijanja ove vrste, iako su glavne odredbe već sasvim jasne.
Eksplozija je praćena izbacivanjem značajne mase materije iz vanjske ljuske zvijezde u međuzvjezdani prostor, a od preostalog dijela materije iz jezgra eksplodirane zvijezde po pravilu se formira kompaktan objekt - neutronska zvijezda, ako je masa zvijezde prije eksplozije bila veća od 8 solarnih masa (M ☉), ili crna zvijezda rupa s masom zvijezde preko 20 M ☉ (masa jezgra preostale nakon završetka eksplozije 5 M ☉). Zajedno formiraju ostatak supernove.
Sveobuhvatno proučavanje prethodno dobijenih spektra i svjetlosnih krivulja u kombinaciji sa proučavanjem ostataka i mogućih zvijezda progenitor omogućava izradu detaljnijih modela i proučavanje uslova koji su postojali u vrijeme izbijanja.
Između ostalog, materijal izbačen tokom baklje uglavnom sadrži produkte termonuklearne fuzije koja se dogodila tokom života zvijezde. Zahvaljujući supernovama, svemir u cjelini, a posebno svaka galaksija, kemijski evoluira.
Naziv odražava istorijski proces proučavanja zvijezda čiji se sjaj tokom vremena značajno mijenja, takozvanih novih.
Naziv se sastoji od etikete S.N., nakon čega slijedi godina otvaranja, nakon čega slijedi jednoslovna ili dvoslovna oznaka. Prvih 26 supernova tekuće godine dobija jednoslovne oznake, na kraju imena, od velika slova od A prije Z. Preostale supernove dobijaju oznake od dva slova malim slovima: aa, ab, i tako dalje. Nepotvrđene supernove su označene slovima PSN(eng. possible supernova) sa nebeskim koordinatama u formatu: Jhhmmssss+ddmmsss.
Velika slika
| Klasa | Podklasa | Mehanizam | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| I Nema vodonika |
Jake linije jonizovanog silicijuma (Si II) na 6150 | Ia | Termonuklearna eksplozija | |||||
| Iax Pri maksimalnom osvjetljenju imaju niži sjaj i niži Ia u poređenju |
||||||||
| Silikonske linije su slabe ili ih nema | Ib Prisutne su linije helijuma (He I). |
Gravitacijski kolaps | ||||||
| Ic Linije helijuma su slabe ili ih nema |
||||||||
| II Prisutne vodonične linije |
II-P/L/N Spektar je konstantan |
II-P/L Nema uskih linija |
II-P Svjetlosna kriva ima plato |
|||||
| II-L Magnituda se linearno smanjuje s vremenom |
||||||||
| IIn Postoje uske linije |
||||||||
| IIb Spektar se vremenom mijenja i postaje sličan Ib spektru. |
||||||||
Svjetlosne krive
Krivulje svjetla za tip I su vrlo slične: postoji nagli porast tokom 2-3 dana, zatim se zamjenjuje značajnim padom (za 3 magnitude) tokom 25-40 dana, nakon čega slijedi lagano slabljenje, gotovo linearno na skala magnitude. Prosječna apsolutna magnituda maksimuma za Ia baklje je M B = − 19,5 m (\textstyle M_(B)=-19,5^(m)), za Ib\c - .
Ali krivulje svjetlosti tipa II su prilično raznolike. Za neke, krive su ličile na one za tip I, samo sa sporijim i dužim opadanjem svjetline sve dok ne počne linearna faza. Drugi, nakon što su dostigli vrhunac, ostali su na njemu do 100 dana, a onda je sjaj naglo opao i dostigao linearni "rep". Apsolutna veličina maksimuma uveliko varira od − 20 m (\textstyle -20^(m)) prije − 13 m (\textstyle -13^(m)). Prosječna vrijednost za IIp - M B = − 18 m (\textstyle M_(B)=-18^(m)), za II-L M B = − 17 m (\textstyle M_(B)=-17^(m)).
Spectra
Gornja klasifikacija već sadrži neke osnovne karakteristike spektra supernove. razne vrste, hajde da se zadržimo na onome što nije uključeno. Prvi i veoma važna karakteristika, što je dugo vremena sprečavalo dekodiranje dobijenih spektra - glavne linije su veoma široke.
Spektre supernove tipa II i Ib\c karakteriziraju:
- Prisustvo uskih apsorpcionih karakteristika u blizini maksimuma svjetline i uskih nepomjerenih komponenti emisije.
- Linije , , , uočene u ultraljubičastom zračenju.
Zapažanja izvan optičkog opsega
Flash rate
Učestalost bljeskova zavisi od broja zvijezda u galaksiji ili, što je isto za obične galaksije, svjetline. Općenito prihvaćena veličina koja karakterizira učestalost baklji u različitim tipovima galaksija je 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)*100 godina))),
Gdje L ⊙ (B) (\textstyle L_(\odot )(B))- luminoznost Sunca u filteru B. Za različite vrste baklje njena veličina je:
U ovom slučaju, supernove Ib/c i II gravitiraju prema spiralnim krakovima.
Posmatranje ostataka supernove
Kanonska shema mladog ostatka je sljedeća:
- Mogući kompaktni ostatak; obično pulsar, ali moguće i crna rupa
- Spoljni udarni talas koji se širi u međuzvezdanoj materiji.
- Povratni val koji se širi u materijalu izbačenog supernove.
- Sekundarni, koji se širi u nakupinama međuzvjezdanog medija iu gustim emisijama supernove.
Zajedno formiraju sljedeću sliku: iza prednje strane vanjskog udarnog vala, plin se zagrijava do temperature T S ≥ 10 7 K i emituje u rendgenskom području s energijom fotona od 0,1-20 keV, slično kao i plin iza prednja strana povratnog talasa formira drugu oblast rendgenskog zračenja. Linije visoko jonizovanog Fe, Si, S, itd. ukazuju na termičku prirodu zračenja oba sloja.
Optičko zračenje mladog ostatka stvara plin u nakupinama iza prednjeg dijela sekundarnog vala. Pošto je brzina širenja u njima veća, što znači da se gas brže hladi i zračenje prelazi iz rendgenskog u optičko područje. Udarno porijeklo optičkog zračenja potvrđuje relativni intenzitet linija.
Teorijski opis
Dekompozicija zapažanja
Priroda supernove Ia se razlikuje od prirode drugih izbijanja. O tome jasno svjedoči odsustvo baklji tipa Ib\c i tipa II u eliptičnim galaksijama. Od opće informacije za potonje se zna da tamo ima malo plina i plavih zvijezda, a formiranje zvijezda je prestalo prije 10 10 godina. To znači da su sve masivne zvijezde već završile svoju evoluciju, a preostale su samo zvijezde čija je masa manja od sunčeve mase, i ne više. Iz teorije zvjezdane evolucije poznato je da zvijezde ovog tipa ne mogu eksplodirati, te je stoga potreban mehanizam za produženje života za zvijezde s masama od 1-2M ⊙.
Odsustvo vodoničnih linija u Ia\Iax spektru ukazuje da ima izuzetno malo vodonika u atmosferi originalne zvijezde. Masa izbačene tvari je prilično velika - 1M ⊙, uglavnom sadrži ugljik, kisik i druge teške elemente. A pomerene linije Si II ukazuju da su tokom izbacivanja aktivni nuklearne reakcije. Sve to uvjerava da je zvijezda prethodnica bijeli patuljak, najvjerovatnije ugljenik-kiseonik.
Privlačnost spiralnih krakova supernove tipa Ib\c i tipa II ukazuje da su zvijezda prastara kratkovječne O-zvijezde s masom od 8-10M ⊙ .
Termonuklearna eksplozija
Jedan od načina za oslobađanje potrebne količine energije je naglo povećanje masa supstance uključene u termonuklearno sagorevanje, odnosno termonuklearnu eksploziju. Međutim, fizika pojedinačnih zvijezda to ne dozvoljava. Procesi u zvijezdama smještenim na glavnom nizu su u ravnoteži. Stoga svi modeli smatraju završnu fazu zvjezdane evolucije - bijele patuljke. Međutim, potonji je sam po sebi stabilna zvijezda i sve se može promijeniti tek kada se približi Chandrasekhar granici. To dovodi do nedvosmislenog zaključka da je termonuklearna eksplozija moguća samo u višestrukim zvjezdanim sistemima, najvjerovatnije u takozvanim dvostrukim zvijezdama.
U ovoj shemi postoje dvije varijable koje utiču na stanje, hemijski sastav i konačnu masu supstance uključene u eksploziju.
- Drugi pratilac je obična zvijezda iz koje materija teče u prvu.
- Drugi pratilac je isti bijeli patuljak. Ovaj scenario se naziva dvostruka degeneracija.
- Eksplozija se događa kada je granica Chandrasekhara prekoračena.
- Eksplozija se dogodi prije njega.
Ono što je zajedničko svim scenarijima supernove Ia je da je eksplodirajući patuljak najvjerovatnije ugljenik-kiseonik. U talasu eksplozivnog sagorevanja koji putuje od centra do površine, javljaju se sledeće reakcije:
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~+~\ gama ~(Q=10,92~MeV)).Masa tvari koja reagira određuje energiju eksplozije i, shodno tome, maksimalnu svjetlinu. Ako pretpostavimo da cela masa belog patuljka reaguje, tada će energija eksplozije biti 2,2 10 51 erg.
Dalje ponašanje krivulje svjetlosti uglavnom je određeno lancem raspadanja:
56 N i → 56 C o → 56 F e (\displaystyle ^(56)Ni~\rightarrow ~^(56)Co~\rightarrow ~^(56)Fe)Izotop 56 Ni je nestabilan i ima poluživot od 6,1 dan. Dalje e-hvatanje dovodi do formiranja jezgra 56 Co pretežno u pobuđenom stanju sa energijom od 1,72 MeV. Ovaj nivo je nestabilan, a prelazak elektrona u osnovno stanje je praćen emisijom kaskade γ kvanta sa energijama od 0,163 MeV do 1,56 MeV. Ovi kvanti doživljavaju Comptonovo raspršenje i njihova energija brzo opada na ~100 keV. Takvi kvanti su već efektivno apsorbirani fotoelektričnim efektom i, kao rezultat, zagrijavaju supstancu. Kako se zvijezda širi, gustoća materije u zvijezdi se smanjuje, broj sudara fotona se smanjuje, a materijal na površini zvijezde postaje providan za zračenje. Kao što pokazuju teorijski proračuni, ova situacija se događa otprilike 20-30 dana nakon što zvijezda dostigne svoj maksimalni sjaj.
60 dana nakon početka, supstanca postaje providna za γ-zračenje. Svjetlosna kriva počinje eksponencijalno opadati. Do tog vremena, izotop 56 Ni se već raspao, a oslobađanje energije nastaje zbog β-raspada 56 Co do 56 Fe (T 1/2 = 77 dana) sa energijama pobude do 4,2 MeV.
Kolaps gravitacionog jezgra
Drugi scenario za oslobađanje potrebne energije je kolaps jezgra zvezde. Njegova masa mora biti tačno jednaka masi njenog ostatka - neutronske zvijezde zamjenjujući tipične vrijednosti koje dobijamo:
E t o t ∼ G M 2 R ∼ 10 53 (\displaystyle E_(tot)\sim (\frac (GM^(2))(R))\sim 10^(53)) erg,gdje je M = 0, i R = 10 km, G je gravitaciona konstanta. Karakteristično vrijeme za to je:
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)) c,gdje je ρ 12 gustina zvijezde, normalizirana na 10 12 g/cm 3 .
Rezultirajuća vrijednost je dva reda veličine veća od kinetičke energije ljuske. Potreban je nosač koji, s jedne strane, mora odnijeti oslobođenu energiju, as druge, ne komunicirati sa supstancom. Neutrini su pogodni za ulogu takvog nosioca.
Za njihovo formiranje odgovorno je nekoliko procesa. Prvi i najvažniji za destabilizaciju zvijezde i početak kontrakcije je proces neutronizacije:
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))
Neutrini iz ovih reakcija odnose 10%. Glavnu ulogu u hlađenju imaju URKA procesi (neutrino hlađenje):
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)
Umjesto protona i neutrona, atomska jezgra također mogu djelovati, formirajući nestabilan izotop koji doživljava beta raspad:
E − + (A, Z) → (A, Z − 1) + ν e , (\displaystyle e^(-)+(A,Z)\to (A,Z-1)+\nu _(e) ,)
(A, Z − 1) → (A, Z) + e − + ν ~ e . (\displaystyle (A,Z-1)\do (A,Z)+e^(-)+(\tilde (\nu ))_(e).)
Intenzitet ovih procesa raste sa kompresijom, čime se ubrzava. Ovaj proces se zaustavlja raspršivanjem neutrina na degenerisanim elektronima, pri čemu se oni termoliziraju i zaključavaju unutar supstance. Dovoljna koncentracija degenerisanih elektrona se postiže pri gustinama ρ n u c = 2, 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14)) g/cm 3 .
Imajte na umu da se procesi neutronizacije dešavaju samo pri gustinama od 10 11 /cm 3, što je moguće samo u jezgru zvezde. To znači da je samo u njemu poremećena hidrodinamička ravnoteža. Vanjski slojevi su u lokalnoj hidrodinamičkoj ravnoteži, a kolaps počinje tek nakon što se centralno jezgro skupi i formira čvrstu površinu. Odbijanje od ove površine osigurava oslobađanje školjke.
Model mladog ostatka supernove
Teorija evolucije ostatka supernove
Postoje tri faze u evoluciji ostatka supernove:
Širenje ljuske prestaje u trenutku kada se pritisak gasa u ostatku izjednači sa pritiskom gasa u međuzvezdanom mediju. Nakon toga, ostatak počinje da se raspršuje, sudarajući se sa haotično pokretnim oblacima. Vrijeme resorpcije dostiže:
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)) godine
Teorija pojave sinhrotronskog zračenja
Izrada detaljnog opisa
Potražite ostatke supernove
Potražite zvijezde preteče
Teorija supernove Ia
Pored neizvjesnosti u gore opisanim teorijama supernove Ia, sam mehanizam eksplozije bio je izvor mnogih kontroverzi. Najčešće se modeli mogu podijeliti u sljedeće grupe:
- Trenutna detonacija
- Odgođena detonacija
- Pulsirajuća odložena detonacija
- Turbulentno brzo sagorevanje
Barem za svaku kombinaciju početnih uslova, navedeni mehanizmi se mogu naći u jednoj ili drugoj varijanti. Ali raspon predloženih modela nije ograničen na ovo. Primjer je model gdje dva bijela patuljka detoniraju odjednom. Naravno, ovo je moguće samo u scenarijima u kojima su se obje komponente razvile.
Hemijska evolucija i utjecaj na međuzvjezdani medij
Hemijska evolucija Univerzuma. Poreklo elemenata sa atomskim brojem većim od gvožđa
Eksplozije supernove su glavni izvor nadopunjavanja međuzvjezdanog medija elementima s većim atomskim brojevima (ili kako kažu teže) On . Međutim, procesi koji su ih izrodili za razne grupe elemenata, pa čak i vlastitih izotopa.
R proces
r-proces je proces formiranja težih jezgara iz lakših kroz sekvencijalno hvatanje neutrona tokom ( n,γ) reakcije i nastavlja se sve dok stopa hvatanja neutrona ne bude veća od brzine β − -raspada izotopa. Drugim riječima, prosječno vrijeme hvatanja n neutrona τ(n,γ) treba biti:
τ (n , γ) ≈ 1 n τ β (\displaystyle \tau (n,\gamma)\približno (\frac (1)(n))\tau _(\beta ))gdje je τ β prosječno vrijeme β-raspada jezgara koje formiraju lanac r-procesa. Ovaj uslov nameće ograničenje na gustinu neutrona, jer:
τ (n, γ) ≈ (ρ (σ n γ, v n) ¯) − 1 (\displaystyle \tau (n,\gamma)\približno \levo(\rho (\overline ((\sigma _(n\gamma) ),v_(n))))\desno)^(-1))Gdje (σ n γ , v n) ¯ (\displaystyle (\overline ((\sigma _(n\gamma),v_(n)))))- proizvod presjeka reakcije ( n,γ) o brzini neutrona u odnosu na ciljno jezgro, usrednjeno na Maksvelov spektar distribucije brzina. S obzirom da se r-proces odvija u teškim i srednjim jezgrima, 0,1 s< τ β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 10 9 , получим характерную плотность
ρ ≈ 2 ⋅ 10 17 (\displaystyle \rho \približno 2\cdot 10^(17)) neutrona/cm 3 .Ovakvi uslovi se postižu u:
ν-proces
Glavni članak: ν-proces
ν-proces je proces nukleosinteze kroz interakciju neutrina sa atomskim jezgrama. Možda je odgovoran za pojavu izotopa 7 Li, 11 B, 19 F, 138 La i 180 Ta
Utjecaj na strukturu velikih razmjera međuzvjezdanog plina galaksije
Istorija posmatranja
Hiparhovo interesovanje za nepokretne zvezde možda je bilo inspirisano posmatranjem supernove (prema Pliniju). Najraniji zapis identifikovan kao supernova SN 185 (engleski), napravili su kineski astronomi 185. godine nove ere. Najsjajniju poznatu supernovu, SN 1006, detaljno su opisali kineski i arapski astronomi. Supernova SN 1054, koja je rodila Rakova maglicu, dobro je uočena. Supernove SN 1572 i SN 1604 bile su vidljive golim okom i imale su veliki značaj u razvoju astronomije u Evropi, jer su korišteni kao argument protiv Aristotelove ideje da svijet iza Mjeseca i Solarni sistem nepromijenjen. Johannes Kepler počeo je posmatrati SN 1604 17. oktobra 1604. godine. Ovo je bila druga supernova koja je zabeležena u fazi povećanja sjaja (nakon SN 1572, koju je primetio Tiho Brahe u sazvežđu Kasiopeja).
Razvojem teleskopa postalo je moguće posmatrati supernove u drugim galaksijama, počevši od posmatranja supernove S Andromeda u maglini Andromeda 1885. godine. Tokom dvadesetog veka razvijeni su uspešni modeli za svaku vrstu supernove i povećano je razumevanje njihove uloge u formiranju zvezda. Godine 1941. američki astronomi Rudolf Minkowski i Fritz Zwicky razvili su modernu šemu klasifikacije za supernove.
U 1960-im, astronomi su otkrili da se maksimalni luminozitet eksplozija supernove može koristiti kao standardna svijeća, dakle mjera astronomskih udaljenosti. Sada supernove daju važna informacija o kosmološkim udaljenostima. Najudaljenije supernove su se pokazale slabije nego što se očekivalo, što, prema modernim idejama, pokazuje da se širenje Univerzuma ubrzava.
Razvijene su metode za rekonstrukciju istorije eksplozija supernove koje nemaju pisane zapise opservacije. Datum supernove Kasiopeje A određen je iz svetlosnog eha iz magline, dok je starost ostatka supernove RX J0852.0-4622 (engleski) procijenjeno mjerenjem temperature i γ emisija od raspada titanijuma-44. Godine 2009. otkriveni su nitrati u ledu na Antarktiku, u skladu s vremenom eksplozije supernove.
Dana 23. februara 1987. godine, supernova SN 1987A, najbliža Zemlji uočena od izuma teleskopa, eksplodirala je u Velikom Magelanovom oblaku na udaljenosti od 168 hiljada svjetlosnih godina od Zemlje. Po prvi put je zabilježen tok neutrina iz baklje. Bljesak je intenzivno proučavan pomoću astronomskih satelita u ultraljubičastim, rendgenskim i gama-zracima opsegu. Ostatak supernove je proučavan pomoću ALMA, Hubble i Chandra. Ni neutronska zvijezda ni crna rupa, koje bi se, prema nekim modelima, trebale nalaziti na mjestu baklje, još nisu otkrivene.
22. januara 2014. u galaksiji M82, koja se nalazi u sazvežđu Big Dipper, eruptirala je supernova SN 2014J. Galaksija M82 nalazi se 12 miliona svjetlosnih godina od naše galaksije i ima prividnu magnitudu nešto manje od 9. Ova supernova je najbliža Zemlji od 1987. (SN 1987A).
Najpoznatije supernove i njihovi ostaci
- Supernova SN 1604 (Kepler Supernova)
- Supernova G1.9+0.3 (najmlađa poznata u našoj galaksiji)
Istorijske supernove u našoj galaksiji (posmatrano)
| Supernova | Datum izbijanja | Constellation | Max. sijati | Razdaljina yaniye (svete godine) |
Tip blica shki |
Dužina tel- vidljivost mostovi |
Ostatak | Bilješke |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| SN 185 | , 7. decembar | Centaurus | −8 | 3000 | Ia? | 8-20 mjeseci | G315.4-2.3 (RCW 86) | Kineski zapisi: uočeno u blizini Alpha Centauri. |
| SN 369 | nepoznato | ne od- poznato |
ne od- poznato |
ne od- poznato |
5 mjeseci | nepoznato | Kineske hronike: situacija je vrlo slabo poznata. Ako je bila blizu galaktičkog ekvatora, vrlo je vjerovatno da je supernova, ako nije, najvjerovatnije je bila spora nova. | |
| SN 386 | Strijelac | +1,5 | 16 000 | II? | 2-4 mjeseca | G11.2-0.3 | Kineske hronike | |
| SN 393 | Škorpion | 0 | 34 000 | ne od- poznato |
8 mjeseci | nekoliko kandidata | Kineske hronike | |
| SN 1006 | , 1. maja | Vuk | −7,5 | 7200 | Ia | 18 mjeseci | SNR 1006 | Švicarski monasi, arapski naučnici i kineski astronomi. |
| SN 1054 | , 4. jula | Bik | −6 | 6300 | II | 21 mjesec | Rakova maglina | u sredini i Daleki istok(ne pojavljuje se u evropskim tekstovima, osim nejasnih nagoveštaja u irskim monaškim hronikama). |
| SN 1181 | , avgust | Kasiopeja | −1 | 8500 | ne od- poznato |
6 mjeseci | Moguće 3C58 (G130.7+3.1) | radovi profesora Univerziteta u Parizu Alexandrea Nequema, kineski i japanski tekstovi. |
| SN 1572 | , 6. novembar | Kasiopeja | −4 | 7500 | Ia | 16 mjeseci | Supernova Remnant Quiet | Ovaj događaj je zabilježen u mnogim evropskim izvorima, uključujući i zapise mladog Tycha Brahea. Istina, blještavu zvijezdu je primijetio tek 11. novembra, ali ju je pratio čitavu godinu i po dana i napisao knjigu “De Nova Stella” (“O novoj zvijezdi”) - prvi astronomski rad na ovu temu. |
| SN 1604 | , 9. oktobar | Ophiuchus | −2,5 | 20000 | Ia | 18 mjeseci | Keplerov ostatak supernove | Od 17. oktobra počeo je proučavati Johannes Kepler, koji je svoja zapažanja iznio u posebnoj knjizi. |
| SN 1680 | , 16 avgust | Kasiopeja | +6 | 10000 | IIb | ne od- poznato (ne više od nedelju dana) |
Ostatak supernove Kasiopeja A | vjerovatno je vidio Flamsteed i katalogiziran kao 3 Cassiopeiae. |
SUPERNOVA
SUPERNOVA, zvjezdana eksplozija u kojoj je uništena gotovo cijela ZVEZDA. U roku od nedelju dana, supernova može zasjeniti sve druge zvijezde u Galaksiji. Sjaj supernove je 23 magnitude (1000 miliona puta) veći od sjaja Sunca, a energija oslobođena tokom eksplozije jednaka je svoj energiji koju emituje zvezda tokom svog prethodnog života. Nakon nekoliko godina, supernova se toliko povećava u volumenu da postaje rijetka i prozirna. Tokom stotina ili hiljada godina, ostaci izbačenog materijala vidljivi su kao ostaci supernove. Supernova je oko 1000 puta sjajnija od nove. Svakih 30 godina, galaksija poput naše doživi jednu supernovu, ali većina ovih zvijezda je zaklonjena prašinom. Supernove dolaze u dvije glavne vrste, koje se razlikuju po svojim svjetlosnim krivuljama i spektrima.
Supernove su zvijezde koje iznenada buknu, ponekad postižući sjaj 10.000 miliona puta veći od sjaja Sunca. To se događa u nekoliko faza. Na početku (A), ogromna zvijezda se vrlo brzo razvija do faze u kojoj se razni nuklearni procesi počinju odvijati istovremeno unutar zvijezde. U centru se može formirati željezo, što znači kraj proizvodnje nuklearne energije. Zvezda tada počinje da prolazi kroz gravitacioni kolaps (B). Ovo, međutim, zagrijava središte zvijezde do te mjere da hemijski elementi dezintegrišu i nove reakcije se javljaju eksplozivnom silom (C). Većina materijala zvijezde se izbacuje u svemir, dok se ostaci središta zvijezde kolabiraju sve dok zvijezda ne postane potpuno tamna, vjerojatno postajući vrlo gusta neutronska zvijezda (D). Jedna takva supernova bila je vidljiva 1054. godine. u sazvežđu Bika (E). Ostatak ove zvijezde je oblak plina nazvan Rakova maglina (F).
Naučno-tehnički enciklopedijski rečnik.
Pogledajte šta je "SUPERNOVA" u drugim rječnicima:
Upit "Supernova" preusmjerava ovdje; vidi i druga značenja. Kepler Supernova Remnant Supernovae ... Wikipedia
Eksplozija koja je označila smrt jedne zvezde. Ponekad je eksplozija supernove svjetlija od galaksije u kojoj se dogodila. Supernove se dijele na dva glavna tipa. Tip I karakteriše nedostatak vodonika u optičkom spektru; pa oni misle da... Collier's Encyclopedia
supernova- astron. Iznenadna blještava zvijezda sa snagom zračenja mnogo hiljada puta većom od snage nove baklje... Rječnik mnogih izraza
Supernova SN 1572 Ostatak supernove SN 1572, sastav rendgenskih i infracrvenih slika snimljenih teleskopom Sptitzer, Chandra i opservatorije Calar Alto. Podaci opservatorije (Epoha?) Tip supernove ... Wikipedia
Umjetnički prikaz zvijezde Wolf Rayet-a Wolf Rayet zvijezde su klasa zvijezda koje karakterizira vrlo toplota i osvjetljenje; Wolf Rayetove zvijezde se razlikuju od drugih vrućih zvijezda po prisutnosti širokih emisionih traka vodonika u njihovom spektru... Wikipedia
Supernova: Supernova je zvijezda koja završava svoju evoluciju u katastrofalnom eksplozivnom procesu; Supernova ruski pop punk bend. Supernova (film) iz 2000. fantasy horor film američkog režisera... ... Wikipedia
Ovaj izraz ima druga značenja, pogledajte Zvezda (značenja). Plejades Star nebesko tijelo, u koji idu, išli su ili će ići... Wikipedia
Umetnički prikaz Wolf Rayetove zvijezde Wolf Rayetove zvijezde su klasa zvijezda koju karakteriziraju vrlo visoke temperature i luminoznosti; Zvijezde Wolf Rayeta razlikuju se od drugih vrućih zvijezda po prisustvu ... Wikipedije
SN 2007 na Supernovi SN 2007 na, snimljen svemirskim teleskopom Swift. Podaci posmatranja (Epoha J2000.0) Supernova tipa Ia ... Wikipedia
Knjige
- Prst sudbine (uključujući potpuni pregled neaspektiranih planeta), Hamaker-Zondag K.. Knjiga poznate astrologice Karen Hamaker-Zondag plod je dvadesetogodišnjeg rada na proučavanju tajanstvenih i često nepredvidivih skrivenih faktora horoskopa: Konfiguracije “prsta sudbine”,…
Ostatak Keplerove supernove
Eksplozija supernove ili supernove je pojava tokom koje se njen sjaj naglo menja za 4-8 redova magnitude (desetak magnituda) nakon čega sledi relativno sporo slabljenje izbijanja. To je rezultat kataklizmičkog procesa, praćenog oslobađanjem ogromne energije i koji nastaje na kraju evolucije nekih zvijezda.
Ostatak supernove RCW 103 s neutronskom zvijezdom 1E 161348-5055 u centru
Supernove se po pravilu posmatraju naknadno, odnosno kada se događaj već dogodio i njihovo zračenje je dostiglo . Stoga je njihova priroda dugo vremena bila nejasna. Ali sada se predlaže dosta scenarija koji dovode do izbijanja ove vrste, iako su glavne odredbe već sasvim jasne.
Eksplozija je praćena izbacivanjem značajne mase zvjezdane materije u međuzvjezdani prostor, a od preostalog dijela materije zvijezde koja eksplodira u pravilu nastaje kompaktni objekt - neutronska zvijezda ili crna rupa. Zajedno formiraju ostatak supernove.
Sveobuhvatno proučavanje prethodno dobijenih spektra i svjetlosnih krivulja u kombinaciji sa proučavanjem ostataka i mogućih zvijezda progenitor omogućava izradu detaljnijih modela i proučavanje uslova koji su postojali u vrijeme izbijanja.
Između ostalog, supstanca izbačena tokom baklje u velikoj meri sadrži proizvode termonuklearne fuzije koja se dešavala tokom života zvezde. Zahvaljujući supernovi općenito i svakoj posebno, kemijski evoluira.
Naziv odražava istorijski proces proučavanja zvijezda čiji se sjaj tokom vremena značajno mijenja, takozvanih novih. Slično, među supernovama sada postoji podklasa - hipernove.
Ime se sastoji od oznake SN, iza koje slijedi godina otvaranja, koja se završava oznakom od jednog ili dva slova. Prvih 26 supernova tekuće godine dobija jednoslovne oznake, na kraju svog imena, od velikih slova A do Z. Preostale supernove dobijaju dvoslovne oznake malim slovima: aa, ab, itd. Nepotvrđene supernove su označene slovima PSN (moguća supernova) sa nebeskim koordinatama u formatu: Jhhmmssss+ddmmsss.
Krivulje svjetla za tip I su vrlo slične: postoji nagli porast tokom 2-3 dana, zatim se zamjenjuje značajnim padom (za 3 magnitude) tokom 25-40 dana, nakon čega slijedi lagano slabljenje, gotovo linearno na skala magnitude.
Ali krivulje svjetla tipa II su prilično raznolike. Za neke, krive su ličile na one za tip I, samo sa sporijim i dužim opadanjem svjetline sve dok ne počne linearna faza. Drugi, nakon što su dostigli vrhunac, ostali su na njemu do 100 dana, a onda je sjaj naglo opao i dostigao linearni "rep". Apsolutna veličina maksimuma uveliko varira.
Gornja klasifikacija već sadrži neke osnovne karakteristike spektra supernova različitih tipova, zadržimo se na onome što nije uključeno. Prva i veoma važna karakteristika, koja je dugo vremena onemogućavala interpretaciju dobijenih spektra, jeste da su glavne linije veoma široke.
Spektre supernove tipa II i Ib\c karakteriziraju:
Prisustvo uskih apsorpcionih karakteristika u blizini maksimuma svjetline i uskih nepomjerenih komponenti emisije.
Linije , , , uočene u ultraljubičastom zračenju.
Učestalost bljeskova zavisi od broja zvijezda u galaksiji ili, što je isto za obične galaksije, svjetline.
U ovom slučaju, supernove Ib/c i II gravitiraju prema spiralnim krakovima.
Rakova maglina (rendgenska slika) koja prikazuje unutrašnji udarni talas, vetar koji slobodno teče i mlaz
Kanonska shema mladog ostatka je sljedeća:
Mogući kompaktni ostatak; obično pulsar, ali moguće i crna rupa
Vanjski udarni val koji se širi u međuzvjezdanoj materiji.
Povratni val koji se širi u materijalu izbačenog supernove.
Sekundarni, koji se širi u nakupinama međuzvjezdanog medija iu gustim emisijama supernove.
Zajedno formiraju sljedeću sliku: iza prednje strane vanjskog udarnog vala, plin se zagrijava do temperature TS ≥ 107 K i emituje u rendgenskom području sa energijom fotona od 0,1-20 keV, slično kao i plin iza front povratnog talasa formira drugu oblast rendgenskog zračenja. Linije visoko jonizovanog Fe, Si, S, itd. ukazuju na termičku prirodu zračenja oba sloja.
Optička emisija iz mladog ostatka stvara gas u nakupinama iza sekundarnog fronta talasa. Pošto je brzina širenja u njima veća, što znači da se gas brže hladi i zračenje prelazi iz rendgenskog u optičko područje. Udarno porijeklo optičkog zračenja potvrđuje relativni intenzitet linija.
Vlakna u Kasiopeji A jasno pokazuju da porijeklo nakupina materije može biti dvostruko. Takozvana brza filamenta odlete brzinom od 5000-9000 km/s i emituju samo u linijama O, S, Si - odnosno, to su nakupine nastale u trenutku eksplozije supernove. Stacionarne kondenzacije imaju brzinu od 100-400 km/s, a u njima se opažaju normalne koncentracije H, N, O zajedno, što ukazuje da je ova supstanca izbačena mnogo prije eksplozije supernove i kasnije je zagrijana vanjskim udarnim valom. .
Sinhrotronska radio-emisija iz relativističkih čestica u jakom magnetnom polju je glavni opservacijski potpis za cijeli ostatak. Područje njegove lokalizacije su frontalna područja vanjskih i povratnih valova. Sinhrotronsko zračenje se takođe primećuje u rendgenskom opsegu.
Priroda supernove Ia se razlikuje od prirode drugih izbijanja. O tome jasno svjedoči odsustvo baklji tipa Ib\c i tipa II u eliptičnim galaksijama. Iz općih podataka o potonjem, poznato je da tamo ima malo plina i plavih zvijezda, a formiranje zvijezda je završeno prije 1010 godina. To znači da su sve masivne zvijezde već završile svoju evoluciju, a preostale su samo zvijezde čija je masa manja od sunčeve mase, i ne više. Iz teorije zvjezdane evolucije poznato je da zvijezde ovog tipa ne mogu eksplodirati, te je stoga potreban mehanizam za produženje života za zvijezde s masama od 1-2M⊙.
Odsustvo vodoničnih linija u Ia\Iax spektru ukazuje da ima izuzetno malo vodonika u atmosferi originalne zvijezde. Masa izbačene tvari je prilično velika - 1M⊙, uglavnom sadrži ugljik, kisik i druge teške elemente. A pomaknute linije Si II ukazuju na to da se nuklearne reakcije aktivno dešavaju tokom izbacivanja. Sve nas to uvjerava da je zvijezda prethodnica bijeli patuljak, najvjerovatnije ugljenik-kiseonik.
Privlačnost spiralnih krakova supernove tipa Ib\c i tipa II ukazuje da su zvijezde progenitor kratkovječne O zvijezde s masom od 8-10M⊙.
Dominantni scenario
Jedan od načina oslobađanja potrebne količine energije je naglo povećanje mase tvari uključene u termonuklearno sagorijevanje, odnosno termonuklearnu eksploziju. Međutim, fizika pojedinačnih zvijezda to ne dozvoljava. Procesi u zvijezdama smještenim na glavnom nizu su u ravnoteži. Stoga svi modeli smatraju završnu fazu zvjezdane evolucije - bijele patuljke. Međutim, ova potonja je sama po sebi stabilna zvijezda, sve se može promijeniti samo kada se približi Chandrasekhar granici. To dovodi do nedvosmislenog zaključka da je termonuklearna eksplozija moguća samo u zvjezdanim sistemima, najvjerovatnije u takozvanim dvostrukim zvijezdama.
U ovoj shemi postoje dvije varijable koje utiču na stanje, hemijski sastav i konačnu masu supstance uključene u eksploziju.
Drugi pratilac je obična zvijezda iz koje materija teče u prvu.
Drugi pratilac je isti bijeli patuljak. Ovaj scenario se naziva dvostruka degeneracija.
Eksplozija se događa kada je granica Chandrasekhara prekoračena.
Eksplozija se dogodi prije njega.
Ono što je zajedničko svim scenarijima supernove Ia je da je eksplodirajući patuljak najvjerovatnije ugljenik-kiseonik.
Masa tvari koja reagira određuje energiju eksplozije i, shodno tome, maksimalnu svjetlinu. Ako pretpostavimo da cela masa belog patuljka reaguje, tada će energija eksplozije biti 2,2 1051 erg.
Dalje ponašanje krivulje svjetlosti uglavnom je određeno lancem raspadanja.
Izotop 56Ni je nestabilan i ima poluživot od 6,1 dan. Nadalje, e-hvatanje dovodi do formiranja jezgra 56Co pretežno u pobuđenom stanju s energijom od 1,72 MeV. Ovaj nivo je nestabilan i prelazak elektrona u osnovno stanje je praćen emisijom kaskade γ-kvanta sa energijama od 0,163 MeV do 1,56 MeV. Ovi kvanti doživljavaju Comptonovo raspršenje i njihova energija se brzo smanjuje na ~100 keV. Takvi kvanti su već efektivno apsorbirani fotoelektričnim efektom i kao rezultat zagrijavaju supstancu. Kako se zvijezda širi, gustoća materije u zvijezdi se smanjuje, broj sudara fotona se smanjuje, a površinska materija zvijezde postaje transparentna za zračenje. Kao što pokazuju teorijski proračuni, ova situacija se događa otprilike 20-30 dana nakon što zvijezda dostigne svoj maksimalni sjaj.
60 dana nakon početka, supstanca postaje providna za γ-zračenje. Svjetlosna kriva počinje eksponencijalno opadati. Do tog vremena, 56Ni se već raspao i dolazi do oslobađanja energije zbog β-raspada 56Co do 56Fe (T1/2 = 77 dana) sa energijama pobude do 4,2 MeV.
Model mehanizma gravitacionog kolapsa
Drugi scenario za oslobađanje potrebne energije je kolaps jezgra zvezde. Njegova masa mora biti tačno jednaka masi njenog ostatka - neutronske zvijezde.
Potreban je nosač koji, s jedne strane, mora odnijeti oslobođenu energiju, as druge, ne komunicirati sa supstancom. Neutrini su pogodni za ulogu takvog nosioca.
Za njihovo formiranje odgovorno je nekoliko procesa. Prvi i najvažniji za destabilizaciju zvijezde i početak kompresije je proces neutronizacije.
Neutrini iz ovih reakcija odnose 10%. Glavnu ulogu u hlađenju imaju URKA procesi (neutrino hlađenje).
Umjesto protona i neutrona, atomska jezgra također mogu djelovati, formirajući nestabilan izotop koji doživljava beta raspad.
Intenzitet ovih procesa raste sa kompresijom, čime se ubrzava. Ovaj proces se zaustavlja raspršivanjem neutrina na degenerisanim elektronima, pri čemu se oni termoliziraju i zaključavaju unutar supstance.
Imajte na umu da se procesi neutronizacije dešavaju samo pri gustoćima od 1011/cm3, što je moguće samo u jezgru zvijezde. To znači da je samo u njemu poremećena hidrodinamička ravnoteža. Vanjski slojevi su u lokalnoj hidrodinamičkoj ravnoteži, a kolaps počinje tek nakon što se centralno jezgro skupi i formira čvrstu površinu. Odbijanje od ove površine osigurava oslobađanje školjke.
Postoje tri faze u evoluciji ostatka supernove:
Besplatan let.
Adijabatsko širenje (Sedov stupanj). Eksplozija supernove u ovoj fazi izgleda kao eksplozija jake tačke u mediju sa konstantnim toplotnim kapacitetom. Sedovovo samomodalno rješenje, testirano za nuklearne eksplozije u zemljinoj atmosferi.
Faza intenzivnog osvjetljenja. Počinje kada temperatura iza prednje strane dostigne maksimum na krivulji gubitka radijacije.
Širenje ljuske prestaje u trenutku kada se pritisak gasa u ostatku izjednači sa pritiskom gasa u međuzvezdanom mediju. Nakon toga, ostatak počinje da se raspršuje, sudarajući se sa haotično pokretnim oblacima.
Pored neizvjesnosti u gore opisanim teorijama supernove Ia, sam mehanizam eksplozije bio je izvor mnogih kontroverzi. Najčešće se modeli mogu podijeliti u sljedeće grupe:
Trenutna detonacija
Odgođena detonacija
Pulsirajuća odložena detonacija
Turbulentno brzo sagorevanje
Barem za svaku kombinaciju početnih uslova, navedeni mehanizmi se mogu naći u jednoj ili drugoj varijanti. Ali raspon predloženih modela nije ograničen na ovo. Kao primjer možemo navesti modele kada dva detoniraju odjednom. Naravno, ovo je moguće samo u scenarijima u kojima su se obje komponente razvile.
Eksplozije supernove glavni su izvor nadopunjavanja međuzvjezdanog medija elementima s atomskim brojevima većim (ili, kako kažu, težim) He. Međutim, procesi koji su ih doveli su različiti za različite grupe elemenata, pa čak i za izotope.
Gotovo svi elementi teži od He i do Fe rezultat su klasične termonuklearne fuzije, koja se javlja, na primjer, u unutrašnjosti zvijezda ili tokom eksplozija supernove tokom p-procesa. Ovdje je vrijedno napomenuti da je izuzetno mali dio ipak dobijen tokom primarne nukleosinteze.
Svi elementi teži od 209Bi su rezultat r-procesa
Poreklo ostalih je predmet rasprave s-, r-, ν- i rp-procesi su predloženi kao mogući mehanizmi.
Struktura i procesi nukleosinteze u pret-supernovi iu sljedećem trenutku nakon izbijanja za zvijezdu od 25M☉, ne u mjerilu.
R-proces je proces formiranja težih jezgara iz lakših uzastopnim hvatanjem neutrona tokom (n, γ) reakcija i nastavlja se sve dok je brzina hvatanja neutrona veća od brzine β− raspada izotopa.
ν-proces je proces nukleosinteze, kroz interakciju neutrina sa atomskim jezgrama. Možda je odgovoran za pojavu izotopa 7Li, 11B, 19F, 138La i 180Ta.
Rakova maglina kao ostatak supernove SN 1054
Hiparhovo interesovanje za nepokretne zvezde možda je bilo inspirisano posmatranjem supernove (prema Pliniju). Najraniji zapis identifikovan kao supernova SN 185 napravili su kineski astronomi 185. godine nove ere. Najsjajniju poznatu supernovu, SN 1006, detaljno su opisali kineski i arapski astronomi. Supernova SN 1054, koja je rodila Rakova maglicu, dobro je uočena. Supernove SN 1572 i SN 1604 bile su vidljive golim okom i bile su od velike važnosti u razvoju astronomije u Evropi, jer su korištene kao argument protiv Aristotelove ideje da je svijet iza Mjeseca i Sunčevog sistema nepromjenjiv. Johannes Kepler počeo je posmatrati SN 1604 17. oktobra 1604. godine. Ovo je bila druga supernova koja je zabeležena u fazi povećanja sjaja (nakon SN 1572, koju je primetio Tiho Brahe u sazvežđu Kasiopeja).
Razvojem teleskopa postalo je moguće posmatrati supernove u drugim galaksijama, počevši od posmatranja supernove S Andromeda u maglini Andromeda 1885. Tokom dvadesetog veka razvijeni su uspešni modeli za svaku vrstu supernove i povećano je razumevanje njihove uloge u formiranju zvezda. Godine 1941. američki astronomi Rudolf Minkowski i Fritz Zwicky razvili su modernu šemu klasifikacije za supernove.
U 1960-im, astronomi su otkrili da se maksimalni luminozitet eksplozija supernove može koristiti kao standardna svijeća, dakle mjera astronomskih udaljenosti. Supernove sada pružaju važne informacije o kosmološkim udaljenostima. Najudaljenije supernove su se pokazale slabije nego što se očekivalo, što, prema modernim idejama, pokazuje da se širenje Univerzuma ubrzava.
Razvijene su metode za rekonstrukciju istorije eksplozija supernove koje nemaju pisane zapise opservacije. Datum nastanka supernove Kasiopeje A određen je na osnovu svetlosnih odjeka iz magline, dok je starost ostatka supernove RX J0852.0-4622 procenjena na osnovu merenja temperature i emisije γ-zraka raspada titanijuma-44. Godine 2009. otkriveni su nitrati u antarktičkom ledu koji odgovara vremenu eksplozije supernove.
22. januara 2014. eruptirala je supernova SN 2014J u galaksiji M82, koja se nalazi u sazviježđu Velikog medvjeda. Galaksija M82 nalazi se 12 miliona svjetlosnih godina od naše galaksije i ima prividnu magnitudu nešto manje od 9. Ova supernova je najbliža Zemlji od 1987. (SN 1987A).
