supernova
Supernovas- estrellas que terminan su evolución en un proceso explosivo catastrófico.
El término "supernovas" se utilizó para describir estrellas que brillaban mucho (en órdenes de magnitud) con más potencia que las llamadas "novas". De hecho, ni una ni otra son estrellas físicamente nuevas; Pero en varios casos históricos brillaron aquellas estrellas que antes eran prácticamente o completamente invisibles en el cielo, lo que creó el efecto de la apariencia. estrella nueva. El tipo de supernova está determinado por la presencia de líneas de hidrógeno en el espectro de llamarada. Si está ahí, entonces es una supernova de tipo II; si no, entonces es una supernova de tipo I.
Física de las supernovas
Supernovas de tipo II
Según los conceptos modernos, la fusión termonuclear conduce con el tiempo al enriquecimiento de la composición de las regiones internas de la estrella con elementos pesados. Durante el proceso de fusión termonuclear y formación de elementos pesados, la estrella se contrae y la temperatura en su centro aumenta. (El efecto de la capacidad calorífica negativa de la materia gravitante no degenerada). Si la masa del núcleo de la estrella es lo suficientemente grande (de 1,2 a 1,5 masas solares), entonces el proceso de fusión termonuclear alcanza conclusión lógica con la formación de núcleos de hierro y níquel. Un núcleo de hierro comienza a formarse dentro de la capa de silicio. Un núcleo así crece en un día y colapsa en menos de 1 segundo, tan pronto como alcanza el límite de Chandrasekhar. Para el núcleo, este límite es de 1,2 a 1,5 masas solares. La materia cae dentro de la estrella y la repulsión de los electrones no puede detener la caída. El núcleo central se comprime cada vez más y, en algún momento, debido a la presión, comienzan a tener lugar reacciones de neutronización: los protones comienzan a absorber electrones y se convierten en neutrones. Esto provoca una rápida pérdida de energía arrastrada por los neutrinos resultantes (el llamado enfriamiento de neutrinos). La sustancia continúa acelerándose, cayendo y comprimiéndose hasta que comienza a surtir efecto la repulsión entre los nucleones del núcleo atómico (protones, neutrones). Estrictamente hablando, la compresión se produce incluso más allá de este límite: la materia que cae, por inercia, supera en un 50% el punto de equilibrio debido a la elasticidad de los nucleones (“compresión máxima”). El proceso de colapso del núcleo central es tan rápido que se forma una onda de rarefacción a su alrededor. Luego, siguiendo al núcleo, la cáscara también se precipita hacia el centro de la estrella. Después de esto, “la bola de goma comprimida retrocede” y la onda de choque sale a las capas exteriores de la estrella a una velocidad de 30.000 a 50.000 km/s. Las partes exteriores de la estrella vuelan en todas direcciones y en el centro de la región explotada queda una estrella de neutrones compacta o un agujero negro. Este fenómeno se denomina explosión de supernova de tipo II. Estas explosiones difieren en potencia y otros parámetros, porque estrellas de diferentes masas y diferentes composiciones químicas explotan. Existe evidencia de que durante una explosión de supernova de tipo II, no se libera mucha más energía que durante una explosión de tipo I, porque una parte proporcional de la energía es absorbida por la capa, pero puede que no siempre sea así.
Hay una serie de ambigüedades en el escenario descrito. Durante observaciones astronómicas Se ha establecido que las estrellas masivas explotan, lo que da lugar a la formación de nebulosas en expansión, dejando en el centro una estrella de neutrones que gira rápidamente y emite pulsos regulares de ondas de radio (púlsar). Pero la teoría muestra que la onda de choque saliente debería dividir los átomos en nucleones (protones, neutrones). Es necesario gastar energía en esto, como resultado de lo cual la onda de choque debe apagarse. Pero por alguna razón esto no sucede: la onda de choque alcanza en unos segundos la superficie del núcleo, luego la superficie de la estrella y expulsa la materia. Se barajan varias hipótesis para diferentes masas, pero no parecen convincentes. Quizás, en un estado de “máxima compresión” o durante la interacción de una onda de choque con materia que continúa cayendo, entren en vigor algo fundamentalmente nuevo y desconocido para nosotros. leyes fisicas. Además, cuando una supernova explota con la formación de un agujero negro, surgen las siguientes preguntas: por qué la materia después de la explosión no es completamente absorbida por el agujero negro; ¿Existe una onda de choque hacia afuera y por qué no se desacelera? ¿Existe algo análogo a la “compresión máxima”?
Supernovas de tipo Ia
El mecanismo de las explosiones de las supernovas de tipo Ia (SN Ia) parece algo diferente. Se trata de la llamada supernova termonuclear, cuyo mecanismo de explosión se basa en el proceso de fusión termonuclear en el denso núcleo de carbono y oxígeno de la estrella. Los progenitores de SN Ia son enanas blancas con masas cercanas al límite de Chandrasekhar. En general, se acepta que estas estrellas pueden formarse mediante el flujo de materia del segundo componente de un sistema estelar binario. Esto sucede si la segunda estrella del sistema va más allá de su lóbulo de Roche o pertenece a la clase de estrellas con un viento estelar superintenso. A medida que aumenta la masa de una enana blanca, su densidad y temperatura aumentan gradualmente. Finalmente, cuando la temperatura alcanza aproximadamente 3×10 8 K, surgen las condiciones para la ignición termonuclear de la mezcla de carbono y oxígeno. El frente de combustión comienza a extenderse desde el centro hacia las capas exteriores, dejando productos de combustión: núcleos del grupo del hierro. La propagación del frente de combustión se produce en modo de deflagración lenta y es inestable para varios tipos disturbios. Valor más alto tiene inestabilidad de Rayleigh-Taylor, que surge debido a la acción de la fuerza de Arquímedes sobre productos de combustión ligeros y menos densos, en comparación con la densa capa de carbono y oxígeno. Comienzan intensos procesos convectivos a gran escala, que conducen a una intensificación aún mayor de las reacciones termonucleares y a la liberación de la energía necesaria para la eyección de la capa de supernova (~10 51 erg). La velocidad del frente de combustión aumenta, es posible la turbulización de la llama y la formación de una onda de choque en las capas exteriores de la estrella.
Otros tipos de supernovas
También existen SN Ib e Ic, cuyos precursores son estrellas masivas en sistemas binarios, a diferencia del SN II, cuyos precursores son estrellas individuales.
Teoría de la supernova
Aún no existe una teoría completa sobre las supernovas. Todos los modelos propuestos están simplificados y tienen parámetros libres que deben ajustarse para obtener la imagen de explosión requerida. Actualmente es imposible tener en cuenta en los modelos numéricos todos los procesos físicos que ocurren en las estrellas y que son importantes para el desarrollo de una llamarada. Tampoco existe una teoría completa de la evolución estelar.
Tenga en cuenta que la predecesora de la famosa supernova SN 1987A, clasificada como supergigante de tipo II, es una supergigante azul, y no roja, como se suponía antes de 1987 en los modelos SN II. También es probable que al resto le falte algún objeto compacto del tipo estrella de neutrones o un agujero negro, como se puede ver en las observaciones.
Lugar de las supernovas en el Universo.
Según numerosos estudios, después del nacimiento del Universo, se llenó únicamente de sustancias ligeras: hidrógeno y helio. Todos los demás elementos químicos sólo podrían formarse durante la quema de estrellas. Esto significa que nuestro planeta (y usted y yo) está formado por materia formada en las profundidades de estrellas prehistóricas y una vez expulsada en explosiones de supernovas.
Según los cálculos de los científicos, cada supernova de tipo II produce alrededor de 0,0001 masas solares del isótopo activo aluminio (26Al). La desintegración de este isótopo genera una fuerte radiación, que se ha observado durante mucho tiempo, y por su intensidad se calculó que el contenido de este isótopo en la galaxia es inferior a tres masas solares. Esto significa que las supernovas de tipo II deberían explotar en la galaxia una media de dos veces por siglo, lo que no se observa. Probablemente, en los últimos siglos, muchas de estas explosiones no se notaron (ocurrieron detrás de nubes de polvo cósmico). Por tanto, la mayoría de las supernovas se observan en otras galaxias. Los estudios profundos del cielo utilizando cámaras automáticas conectadas a telescopios permiten ahora a los astrónomos descubrir más de 300 llamaradas por año. En cualquier caso, ya es hora de que explote una supernova...
Según una de las hipótesis de los científicos, una nube cósmica de polvo resultante de la explosión de una supernova puede durar en el espacio unos dos o tres mil millones de años.
Observaciones de supernovas
Para designar supernovas, los astrónomos utilizan el siguiente sistema: las letras SN se escriben primero (del latín S arriba norteóvulos), luego el año de apertura y luego en letras latinas - número de serie supernova del año. Por ejemplo, SN 1997cj denota una supernova descubierta 26 * 3 ( do) + 10 (j) = 88.º en 1997.
Las supernovas más famosas.
- Supernova SN 1604 (Supernova de Kepler)
- Supernova G1.9+0.3 (La más joven de nuestra Galaxia)
Supernovas históricas en nuestra galaxia (observadas)
| supernova | Fecha del brote | Constelación | Máx. brillar | Distancia (primer año) | tipo de destello | Duración de la visibilidad | Resto | Notas |
| SN 185 | , 7 de diciembre | centauro | -8 | 3000 | ¿Iowa? | 8 - 20 meses | G315.4-2.3 (RCW 86) | Registros chinos: observados cerca de Alpha Centauri. |
| SN 369 | desconocido | desconocido | desconocido | desconocido | 5 meses | desconocido | Crónicas chinas: la situación es muy poco conocida. Si estaba cerca del ecuador galáctico, era muy probable que fuera una supernova; si no, lo más probable era que fuera una nova lenta; | |
| SN 386 | Sagitario | +1.5 | 16,000 | ¿Yo? | 2-4 meses | |||
| SN 393 | Escorpión | 0 | 34000 | desconocido | 8 meses | varios candidatos | crónicas chinas | |
| SN 1006 | , 1 de mayo | Lobo | -7,5 | 7200 | Iowa | 18 meses | SNR 1006 | Monjes suizos, científicos árabes y astrónomos chinos. |
| SN 1054 | , 4 de julio | Tauro | -6 | 6300 | II | 21 meses | Nebulosa del Cangrejo | en el medio y Lejano Oriente(no aparece en textos europeos, aparte de vagas insinuaciones en las crónicas monásticas irlandesas). |
| SN 1181 | , Agosto | Casiopea | -1 | 8500 | desconocido | 6 meses | Posiblemente 3C58 (G130.7+3.1) | obras del profesor Alexandre Nequem de la Universidad de París, textos chinos y japoneses. |
| SN 1572 | , 6 de noviembre | Casiopea | -4 | 7500 | Iowa | 16 meses | Remanente de supernova Tycho | Este acontecimiento está registrado en muchas fuentes europeas, incluidos los registros del joven Tycho Brahe. Es cierto que no notó la estrella en llamas hasta el 11 de noviembre, pero la siguió durante un año y medio y escribió el libro "De Nova Stella" ("Sobre la nueva estrella"), el primer trabajo astronómico sobre este tema. |
| SN 1604 | , 9 de octubre | Ofiuco | -2.5 | 20000 | Iowa | 18 meses | Restos de supernova de Kepler | A partir del 17 de octubre comenzó a estudiarlo Johannes Kepler, quien describió sus observaciones en un libro aparte. |
| SN 1680 | , 16 de agosto | Casiopea | +6 | 10000 | IIb | desconocido (no más de una semana) | Restos de supernova Casiopea A | notado por Flamsteed, incluyó la estrella en su catálogo como 3 Cas. |
Ver también
Campo de golf
- Pskovsky Yu. Novas y supernovas- un libro sobre novas y supernovas.
- Tsvetkov D. Yu. Supernovas - revisión moderna supernovas.
- Alexey Levin Bombas espaciales- artículo en la revista "Mecánica Popular"
- Lista de todas las explosiones de supernovas observadas - Lista de supernovas, IAU
- Estudiantes para la Exploración y Desarrollo del Espacio -
Supernovas- uno de los fenómenos cósmicos más grandiosos. En resumen, una supernova es una verdadera explosión de una estrella, cuando la mayor parte de su masa (y a veces toda) se aleja a velocidades de hasta 10.000 km/s, y el resto se contrae (colapsa) formando una estrella de neutrones superdensa o agujero negro. Las supernovas están jugando papel importante en la evolución de las estrellas. Son el final de la vida de estrellas con una masa de más de 8-10 veces la solar, dando origen a estrellas de neutrones y agujeros negros y enriqueciendo el medio interestelar con sustancias pesadas. elementos quimicos. Todos los elementos más pesados que el hierro se formaron como resultado de la interacción de los núcleos de elementos más ligeros y partículas elementales durante explosiones de estrellas masivas. ¿No es aquí donde reside la respuesta al eterno anhelo de la humanidad por las estrellas? De hecho, en la célula más pequeña de materia viva hay átomos de hierro sintetizados durante la muerte de alguna estrella masiva. Y en este sentido, la gente se parece al muñeco de nieve del cuento de Andersen: sentía un extraño amor por una estufa caliente, porque un atizador le servía de marco...
Los científicos han observado que en las galaxias elípticas (es decir, galaxias sin estructura espiral, con una tasa de formación estelar muy baja, formadas principalmente por estrellas rojas de baja masa), solo explotan las supernovas de tipo 1. En las galaxias espirales, a las que pertenece nuestra galaxia, la Vía Láctea, se producen ambos tipos de supernovas. En este caso, los representantes del segundo tipo se concentran hacia los brazos espirales, donde hay proceso activo formación estelar y muchas estrellas jóvenes masivas. Estas características sugieren la diferente naturaleza de los dos tipos de supernovas.
Ahora se ha establecido de manera confiable que durante la explosión de cualquier supernova, gran cantidad energía: ¡alrededor de 10 46 J! La energía principal de la explosión no es arrastrada por fotones, sino por neutrinos, partículas rápidas con muy poca o incluso ninguna masa en reposo. Los neutrinos interactúan muy débilmente con la materia y para ellos el interior de una estrella es bastante transparente.
Aún no se ha creado una teoría completa sobre la explosión de una supernova con la formación de un remanente compacto y la expulsión de la capa exterior debido a la extrema dificultad de tener en cuenta todos los eventos que ocurren durante este proceso. procesos fisicos. Sin embargo, toda la evidencia sugiere que las supernovas de tipo 2 estallan como resultado del colapso de los núcleos de estrellas masivas. En diferentes etapas de la vida de la estrella, térmica reacciones nucleares, en el que primero el hidrógeno se convirtió en helio, luego el helio en carbono, y así sucesivamente hasta la formación de los elementos del "pico de hierro": hierro, cobalto y níquel. Los núcleos atómicos de estos elementos tienen una energía de enlace máxima por partícula. Está claro que la adición de nuevas partículas al núcleo atómico, por ejemplo el hierro, requerirá un importante gasto de energía y, por tanto, la combustión termonuclear se "detiene" en los elementos del pico de hierro.
¿Qué causa que las partes centrales de una estrella pierdan estabilidad y colapsen tan pronto como el núcleo de hierro se vuelve lo suficientemente masivo (alrededor de 1,5 masas solares)? Actualmente se conocen dos factores principales que conducen a la pérdida de estabilidad y al colapso. En primer lugar, se trata de la "desintegración" de los núcleos de hierro en 13 partículas alfa (núcleos de helio) con la absorción de fotones, la llamada fotodisociación del hierro. En segundo lugar, la neutronización de una sustancia es la captura de electrones por protones con la formación de neutrones. Ambos procesos son posibles a altas densidades (más de 1 t/cm3), establecidas en el centro de la estrella al final de la evolución, y ambos reducen efectivamente la "elasticidad" de la sustancia, que en realidad resiste la acción compresiva de la gravedad. efectivo. Como resultado, el núcleo pierde estabilidad y se contrae. En este caso, durante la neutronización de la materia, se libera una gran cantidad de neutrinos, que se llevan la energía principal almacenada en el núcleo en colapso.
A diferencia del proceso de colapso catastrófico del núcleo, que se ha desarrollado teóricamente con suficiente detalle, la expulsión de la envoltura estelar (la explosión misma) no es tan fácil de explicar. Lo más probable es que los neutrinos desempeñen un papel importante en este proceso.Como muestran los cálculos por ordenador, la densidad cerca del núcleo es tan alta que incluso los neutrinos que interactúan débilmente con la materia quedan "bloqueados" durante algún tiempo por las capas exteriores de la estrella. Pero las fuerzas gravitacionales empujan la capa hacia el núcleo, y surge una situación similar a la que surge cuando se intenta verter un líquido más denso, como agua, sobre un líquido menos denso, digamos queroseno o aceite. (Es bien sabido por experiencia que líquido ligero tiende a "emerger" de debajo del pesado; aquí es donde se manifiesta la llamada inestabilidad de Rayleigh-Taylor). Este mecanismo provoca movimientos convectivos gigantescos, y cuando el impulso del neutrino finalmente se transfiere a la capa exterior, se arroja a el espacio circundante.
Quizás sean los movimientos convectivos de neutrinos los que conducen a la violación de la simetría esférica de una explosión de supernova. En otras palabras, aparece una dirección en la que principalmente se expulsa materia, y luego el residuo resultante recibe un impulso de retroceso y comienza a moverse en el espacio por inercia a una velocidad de hasta 1000 km/s. Velocidades espaciales tan elevadas se han observado en estrellas de neutrones jóvenes: los radiopúlsares.
La imagen esquemática descrita de la explosión de una supernova de tipo 2 nos permite comprender las principales características observables de este fenómeno. Y las predicciones teóricas basadas en este modelo (especialmente en lo que respecta a la energía total y el espectro de la explosión de neutrinos) resultaron estar totalmente de acuerdo con el pulso de neutrinos registrado el 23 de febrero de 1987, proveniente de una supernova en la Gran Nube de Magallanes.
Ahora unas palabras sobre las supernovas de tipo 1. La ausencia de brillo de hidrógeno en sus espectros sugiere que la explosión ocurre en estrellas desprovistas de una capa de hidrógeno. Ahora se cree que esto podría ser la explosión de una enana blanca o el resultado del colapso de una estrella. Tipo Wolf-Rayet(En realidad, estos son los núcleos de estrellas masivas, ricas en helio, carbono y oxígeno).
¿Cómo puede explotar una enana blanca? Al fin y al cabo, en esta estrella tan densa no se producen reacciones nucleares y las fuerzas gravitacionales son contrarrestadas por la presión de un gas denso compuesto de electrones e iones (el llamado gas de electrones degenerado). La razón aquí es la misma que para el colapso de los núcleos de estrellas masivas: una disminución en la elasticidad de la materia de la estrella con un aumento en su densidad. Esto se debe nuevamente a la “presión” de los electrones hacia los protones para formar neutrones, así como a algunos efectos relativistas.
¿Por qué aumenta la densidad de una enana blanca? Esto es imposible si es soltero. Pero si una enana blanca es parte de un grupo lo suficientemente cercano sistema dual, luego, bajo la influencia de las fuerzas gravitacionales, el gas de una estrella vecina puede fluir hacia la enana blanca (como en el caso de una estrella nueva). Al mismo tiempo, su masa y densidad aumentarán gradualmente, lo que finalmente conducirá al colapso y la explosión.
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Otro opción posible Más exótica, pero no menos real, es la colisión de dos enanas blancas. ¿Cómo puede ser esto, si la probabilidad de que dos enanas blancas choquen en el espacio es insignificante, ya que el número de estrellas por unidad de volumen es insignificante: como máximo unas pocas estrellas de 100 pc3 de tamaño? Y aquí (¡una vez más!) las estrellas dobles tienen la “culpa”, pero ahora están formadas por dos enanas blancas.
Como se desprende de la teoría general de la relatividad de Einstein, dos masas cualesquiera que orbitan entre sí deben, tarde o temprano, chocar debido a la eliminación constante, aunque muy insignificante, de energía de dicho sistema por las ondas gravitacionales: ondas gravitacionales. Por ejemplo, la Tierra y el Sol, si este último viviera indefinidamente, chocarían como resultado de este efecto, aunque después de un tiempo colosal, muchos órdenes de magnitud mayor que la edad del Universo. Se calcula que en el caso de sistemas binarios cercanos con masas estelares alrededor del Sol (2 · 10 · 30 kg), su fusión debería producirse en un tiempo menor que la edad del Universo, aproximadamente 10 mil millones de años. Las estimaciones muestran que en una galaxia típica estos eventos ocurren una vez cada pocos cientos de años. La gigantesca energía liberada durante este proceso catastrófico es suficiente para explicar el fenómeno de la supernova.
Por cierto, la igualdad aproximada de las masas de las enanas blancas hace que sus fusiones sean "similares" entre sí, lo que significa que las supernovas de tipo 1 deberían verse iguales en sus características, independientemente de cuándo y en qué galaxia ocurrió la explosión. Por tanto, el brillo aparente de las supernovas refleja las distancias a las galaxias en las que se observan. Esta propiedad de las supernovas tipo 1 es utilizada actualmente por los científicos para obtener evaluación independiente el parámetro cosmológico más importante: la constante de Hubble, que sirve como medida cuantitativa de la tasa de expansión del Universo. Hablamos únicamente de las explosiones estelares más poderosas que ocurren en el Universo y se observan en el rango óptico. Dado que en el caso de las supernovas la energía principal de la explosión es transportada por los neutrinos y no por la luz, el estudio del cielo con métodos de astronomía de neutrinos tiene perspectivas interesantes. En el futuro permitirá "mirar" el mismísimo "infierno" de una supernova, oculto por enormes espesores de materia opaca a la luz. La astronomía de ondas gravitacionales promete descubrimientos aún más sorprendentes, que en un futuro próximo nos informará sobre los grandiosos fenómenos de la fusión de enanas blancas dobles, estrellas de neutrones y agujeros negros.
El cielo en un día despejado presenta, en general, una imagen bastante aburrida y monótona: una bola de sol caliente y una extensión clara e infinita, a veces decorada con nubes o nubes raras.
El cielo en una noche sin nubes es otro asunto. Por lo general, todo está cubierto de brillantes cúmulos de estrellas. Hay que tener en cuenta que en el cielo nocturno a simple vista se pueden ver de 3 a 4,5 mil luminarias nocturnas. Y todos ellos pertenecen a la Vía Láctea, en la que se encuentra nuestro sistema solar.
Según los conceptos modernos, las estrellas son bolas de gas calientes, en cuyas profundidades se produce la fusión termonuclear de núcleos de helio a partir de núcleos de hidrógeno, liberando una cantidad colosal de energía. Es esto lo que asegura la luminosidad de las estrellas.
La estrella más cercana a nosotros es nuestro Sol, cuya distancia es de 150 millones de kilómetros. Pero la estrella Próxima Centauri, la siguiente en distancia, se encuentra a una distancia de 4,25 años luz de nosotros, o 270 mil veces más lejos que el Sol.
Hay estrellas que son cientos de veces más grandes que el Sol y la misma cantidad de veces inferiores a él en este indicador. Sin embargo, las masas de las estrellas varían dentro de límites mucho más modestos: desde una doceava parte de la masa del Sol hasta 100 de su masa. Más de la mitad estrellas visibles Son sistemas dobles y a veces triples.
En general, el número de estrellas visibles para nosotros en el Universo se puede designar con el número 125.000.000.000 con once ceros adicionales.
Ahora, para evitar confusiones con los ceros, los astrónomos ya no llevan registros de estrellas individuales, sino de galaxias enteras, creyendo que en promedio hay alrededor de 100 mil millones de estrellas en cada una de ellas.
El astrónomo estadounidense Fritz Zwicky comenzó por primera vez a buscar supernovas
En 1996, los científicos determinaron que desde la Tierra se pueden ver 50 mil millones de galaxias. Cuando se puso en funcionamiento el Telescopio Orbital Hubble, que no se ve afectado por interferencias de la atmósfera terrestre, el número de galaxias visibles saltó a 125 mil millones.
Gracias a el ojo que todo lo ve Con este telescopio, los astrónomos penetraron en profundidades tan universales que vieron galaxias que aparecieron apenas mil millones de años después de la Gran Explosión que dio origen a nuestro Universo.
Se utilizan varios parámetros para caracterizar las estrellas: luminosidad, masa, radio y composición química atmósfera, así como su temperatura. Y utilizando una serie de características adicionales de una estrella, también se puede determinar su edad.
Cada estrella es una estructura dinámica que nace, crece y luego, al alcanzar cierta edad, muere silenciosamente. Pero también sucede que de repente explota. Este evento provoca cambios a gran escala en el área adyacente a la estrella en explosión.
Así, la perturbación que siguió a esta explosión se propaga a una velocidad gigantesca y, a lo largo de varias decenas de miles de años, cubre un enorme espacio en el medio interestelar. En esta región la temperatura aumenta bruscamente, hasta varios millones de grados, y la densidad de los rayos cósmicos y la intensidad del campo magnético aumentan significativamente.
Estas características del material expulsado por una estrella en explosión le permiten formar nuevas estrellas e incluso sistemas planetarios completos.
Por este motivo, los astrofísicos estudian muy de cerca tanto las supernovas como sus restos. Después de todo, la información obtenida durante el estudio de este fenómeno puede ampliar el conocimiento sobre la evolución de las estrellas normales, sobre los procesos que ocurren durante el nacimiento de las estrellas de neutrones, así como aclarar los detalles de aquellas reacciones que resultan en la formación de elementos pesados. , rayos cósmicos, etc.
Hubo un tiempo en que los astrónomos llamaron nuevas a aquellas estrellas cuyo brillo aumentó inesperadamente más de 1000 veces. Aparecieron inesperadamente en el cielo, provocando cambios en la configuración habitual de las constelaciones. Habiendo aumentado repentinamente varios miles de veces como máximo, su brillo después de un tiempo disminuyó drásticamente y después de unos años su brillo se volvió tan débil como antes de la explosión.
Cabe señalar que la periodicidad de las llamaradas, durante las cuales una estrella se libera de una milésima parte de su masa y es lanzada al espacio exterior a una velocidad enorme, se considera uno de los principales signos del nacimiento de nuevas estrellas. Pero, al mismo tiempo, aunque parezca extraño, las explosiones de estrellas no provocan cambios significativos en su estructura, ni siquiera su destrucción.
¿Con qué frecuencia ocurren tales eventos en nuestra galaxia? Si tomamos en cuenta solo aquellas estrellas cuyo brillo no excedió la magnitud 3, entonces, según las crónicas históricas y las observaciones de los astrónomos, durante cinco mil años no se observaron más de 200 llamaradas brillantes.
Pero cuando comenzaron los estudios de otras galaxias, se hizo evidente que el brillo de las nuevas estrellas que aparecen en estos rincones del espacio suele ser igual a la luminosidad de toda la galaxia en la que aparecen estas estrellas.
Por supuesto, la aparición de estrellas con tal luminosidad es un acontecimiento extraordinario y absolutamente diferente del nacimiento de estrellas ordinarias. Por lo tanto, en 1934, los astrónomos estadounidenses Fritz Zwicky y Walter Baade propusieron que aquellas estrellas cuyo brillo máximo alcanza la luminosidad de las galaxias ordinarias se clasificaran como una clase separada de supernovas y las más estrellas brillantes. Hay que tener en cuenta que las explosiones de supernovas en estado actual Nuestra galaxia es un fenómeno extremadamente raro que no ocurre más de una vez cada 100 años. Los brotes más llamativos, que fueron registrados en tratados chinos y japoneses, ocurrieron en 1006 y 1054.
Quinientos años después, en 1572, el destacado astrónomo Tycho Brahe observó una explosión de supernova en la constelación de Casiopea. En 1604, Johannes Kepler vio el nacimiento de una supernova en la constelación de Ofiuco. Y desde entonces, eventos tan grandiosos no se han celebrado en nuestra Galaxia.
Esto puede deberse al hecho de que el sistema solar ocupa una posición tal en nuestra galaxia que se puede observar en instrumentos ópticos Las explosiones de supernova desde la Tierra sólo son posibles en la mitad de su volumen. En el resto de la región, esto se ve obstaculizado por la absorción interestelar de luz.
Y como en otras galaxias estos fenómenos ocurren aproximadamente con la misma frecuencia que en vía Láctea, la principal información sobre las supernovas en el momento de la explosión se obtuvo de observaciones de las mismas en otras galaxias...
Por primera vez, los astrónomos W. Baade y F. Zwicky comenzaron a buscar supernovas en 1936. Durante tres años de observaciones en diferentes galaxias, los científicos descubrieron 12 explosiones de supernovas, que posteriormente fueron sometidas a un estudio más exhaustivo mediante fotometría y espectroscopia.
Además, el uso de equipos astronómicos más avanzados ha permitido ampliar la lista de supernovas recién descubiertas. Y la introducción de búsquedas automatizadas llevó al hecho de que los científicos descubrieron más de cien supernovas por año. en total para poco tiempo Se registraron 1.500 de estos objetos.
EN últimos años usando telescopios potentes¡En una noche de observaciones, los científicos descubrieron más de 10 supernovas distantes!
En enero de 1999 se produjo un hecho que sorprendió incluso a los astrónomos modernos, acostumbrados a los numerosos "trucos" del Universo: en las profundidades del espacio se registró un destello diez veces más brillante que todos los registrados anteriormente por los científicos. Fue detectado por dos satélites de investigación y un telescopio en las montañas de Nuevo México, equipado con una cámara automática. Este fenómeno único ocurrió en la constelación de Bootes. Un poco más tarde, en abril del mismo año, los científicos determinaron que la distancia hasta el brote era de nueve mil millones de años luz. Esto es casi las tres cuartas partes del radio del Universo.
Los cálculos realizados por los astrónomos mostraron que en los pocos segundos que duró la llamarada, se liberó muchas veces más energía de la que produjo el Sol durante los cinco mil millones de años de su existencia. ¿Qué causó una explosión tan increíble? ¿Qué procesos dieron lugar a esta enorme liberación de energía? La ciencia todavía no puede responder concretamente a estas preguntas, aunque se supone que en caso de fusión de dos estrellas de neutrones podría producirse una cantidad tan enorme de energía.
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Es bastante raro que la gente pueda observar un fenómeno tan interesante como una supernova. Pero este no es un nacimiento normal de una estrella, porque cada año nacen hasta diez estrellas en nuestra galaxia. Una supernova es un fenómeno que sólo puede observarse una vez cada cien años. Las estrellas mueren de manera tan brillante y hermosa.
Para entender por qué se produce una explosión de supernova, debemos remontarnos al nacimiento mismo de la estrella. El hidrógeno vuela en el espacio, que gradualmente se acumula en las nubes. Cuando la nube es lo suficientemente grande, el hidrógeno condensado comienza a acumularse en su centro y la temperatura aumenta gradualmente. Bajo la influencia de la gravedad, se ensambla el núcleo de la futura estrella, donde, gracias a temperatura elevada y al aumentar la gravedad, comienza a producirse la reacción de fusión termonuclear. La cantidad de hidrógeno que una estrella puede atraer hacia sí misma determina su tamaño futuro: desde una enana roja hasta una gigante azul. Con el tiempo, se establece el equilibrio del trabajo de la estrella, las capas externas ejercen presión sobre el núcleo y este se expande debido a la energía de la fusión termonuclear.
La estrella es única y, como cualquier reactor, algún día se quedará sin combustible: hidrógeno. Pero para que veamos cómo explota una supernova, debe pasar un poco más de tiempo, porque en el reactor, en lugar de hidrógeno, se formó otro combustible (helio), que la estrella comenzará a quemar, convirtiéndolo en oxígeno, y luego en carbón. Y esto continuará hasta que se forme hierro en el núcleo de la estrella, que durante una reacción termonuclear no libera energía, sino que la consume. En tales condiciones, puede producirse una explosión de supernova.
El núcleo se vuelve más pesado y frío, lo que hace que las capas superiores, más ligeras, caigan sobre él. La fusión comienza de nuevo, pero esta vez más rápido de lo habitual, como resultado de lo cual la estrella simplemente explota, esparciendo su materia por el espacio circundante. Dependiendo de los conocidos, también puede quedar después (una sustancia con una densidad increíblemente alta, que es muy alta y puede emitir luz). Estas formaciones permanecen después de muy grandes estrellas, que pudieron producir fusión termonuclear de elementos muy pesados. Las estrellas más pequeñas dejan atrás pequeñas estrellas de neutrones o de hierro, que casi no emiten luz, pero que también tienen una alta densidad de materia.
Las novas y las supernovas están estrechamente relacionadas, porque la muerte de una de ellas puede significar el nacimiento de una nueva. Este proceso continúa sin fin. Una supernova transporta millones de toneladas de materia al espacio circundante, que nuevamente se acumula en nubes y comienza la formación de una nueva. cuerpo celeste. Los científicos dicen que todos los elementos pesados que se encuentran en nuestro sistema solar El Sol, durante su nacimiento, “robó” una estrella que una vez explotó. La naturaleza es asombrosa y la muerte de una cosa siempre significa el nacimiento de algo nuevo. La materia se desintegra en el espacio exterior y se forma en las estrellas, creando el gran equilibrio del Universo.
Una explosión de supernova (denominada SN) es un fenómeno de escala incomparablemente mayor que una explosión de nova. Cuando observamos la aparición de una supernova en uno de los sistemas estelares, el brillo de esta estrella es a veces del mismo orden que el brillo integral de todo el sistema estelar. Así, la estrella que estalló en 1885 cerca del centro de la nebulosa de Andrómeda alcanzó un brillo de , mientras que el brillo integral de la nebulosa es igual a , es decir, el flujo luminoso de la supernova es sólo un poco menos de cuatro veces menor que el flujo de la nebulosa. En dos casos, el brillo de la supernova resultó ser mayor que el brillo de la galaxia en la que apareció la supernova. Las magnitudes absolutas de las supernovas en su máximo brillo están cercanas a , es decir, 600 veces más brillantes que la magnitud absoluta de una nova ordinaria en su máximo brillo. Las supernovas individuales alcanzan un máximo de diez mil millones de veces la luminosidad del Sol.
Se han observado de forma fiable tres supernovas en nuestra galaxia durante el último milenio: en 1054 (en Tauro), en 1572 (en Casiopea), en 1604 (en Ofiuco). Al parecer, también pasó desapercibida la explosión de supernova en Casiopea hacia 1670, de la que lo que ahora queda es un sistema de filamentos de gas voladores y una potente emisión de radio (Cas A). En algunas galaxias explotaron tres o incluso cuatro supernovas en el transcurso de 40 años (en las nebulosas NGC 5236 y 6946). En promedio, una supernova entra en erupción en cada galaxia cada 200 años, ¡y para estas dos galaxias este intervalo se reduce a 8 años! La colaboración internacional durante cuatro años (1957-1961) dio como resultado el descubrimiento de cuarenta y dos supernovas. El número total de supernovas observadas supera actualmente las 500.
Según las características del cambio de brillo, las supernovas se dividen en dos tipos: I y II (Fig. 129); es posible que también exista un tipo III, que combina supernovas con la luminosidad más baja.
Las supernovas de tipo I se distinguen por un máximo de corta duración (aproximadamente una semana), después del cual, en el transcurso de 20 a 30 días, el brillo disminuye a razón de un día. Luego la caída se ralentiza y luego, hasta que la estrella se vuelve invisible, continúa con velocidad constante por día. La luminosidad de la estrella disminuye exponencialmente, reduciéndose a la mitad cada 55 días. Por ejemplo, la supernova 1054 en Tauro alcanzó tal magnitud que fue visible durante el día durante casi un mes, y su visibilidad a simple vista duró dos años. En el brillo máximo, la magnitud absoluta de las supernovas de tipo I alcanza en promedio , y la amplitud del brillo máximo al mínimo después del estallido.
Las supernovas de tipo II tienen menor luminosidad: en el máximo, se desconoce la amplitud. Cerca del máximo, el brillo persiste un poco, pero 100 días después del máximo disminuye mucho más rápido que en las supernovas de tipo I, es decir, 20 días.
Las supernovas suelen explotar en la periferia de las galaxias.
Las supernovas de tipo I ocurren en galaxias de cualquier forma, mientras que las supernovas de tipo II ocurren solo en galaxias espirales. Ambos en las galaxias espirales se encuentran con mayor frecuencia cerca del plano ecuatorial, preferiblemente en los brazos de las espirales, y probablemente evitan el centro de la galaxia. Lo más probable es que pertenezcan al componente plano (población tipo I).
Los espectros de las supernovas de tipo I no se parecen en nada a los espectros de las novas. Fueron descifrados sólo después de que se abandonó la idea de bandas de emisión muy anchas y los espacios oscuros se percibieron como bandas de absorción muy anchas, fuertemente desplazadas al violeta por el valor de DH, correspondientes a velocidades de aproximación de 5000 a 20 000 km/. s.
Arroz. 129. Curvas de luz fotográfica de supernovas de tipo I y II. Arriba se muestra un cambio en el brillo de dos supernovas de tipo I que estallaron en 1937 casi simultáneamente en las nebulosas IC 4182 y NGC 1003. Los días julianos están representados en el eje x. A continuación se muestra una curva de luz sintética de tres supernovas de Tipo II, obtenida desplazando correspondientemente las curvas de luz individuales a lo largo del eje de magnitud (la ordenada no está etiquetada). La curva discontinua representa el cambio de brillo de una supernova de tipo I. Los días desde un inicio arbitrario se representan en el eje x.
¡Estas son las tasas de expansión de las capas de supernova! Está claro que antes del máximo y por primera vez después del máximo, el espectro de una supernova es similar al espectro de una supergigante, cuya temperatura de color es de unos 10.000 K o superior (el exceso de ultravioleta es de aproximadamente );
Poco después del máximo, la temperatura de radiación desciende a 5-6 mil Kelvin. Pero el espectro sigue siendo rico en líneas de metales ionizados, principalmente CaII (tanto doblete ultravioleta como triplete infrarrojo), las líneas de helio (HeI) están bien representadas y numerosas líneas de nitrógeno (NI) son muy prominentes, y las líneas de hidrógeno se identifican con gran incertidumbre. Por supuesto, en determinadas fases de la llamarada también se encuentran líneas de emisión en el espectro, pero son de corta duración. La gran anchura de las líneas de absorción se explica por la gran dispersión de velocidades en las capas de gas eyectadas.
Los espectros de las supernovas de tipo II son similares a los espectros de las novas ordinarias: amplias líneas de emisión bordeadas en el lado violeta por líneas de absorción que tienen el mismo ancho que las emisiones. Es característica la presencia de líneas de Balmer muy marcadas de hidrógeno, claras y oscuras. La gran anchura de las líneas de absorción que se forman en la capa en movimiento, en la parte que se encuentra entre la estrella y el observador, indica tanto la dispersión de velocidades en la capa como su enorme tamaño. Los cambios de temperatura en las supernovas de tipo II son similares a los de tipo I, y las tasas de expansión alcanzan hasta 15.000 km/s.
Entre tipos de supernovas y su ubicación en la Galaxia o frecuencia de aparición en las galaxias diferentes tipos Existe una correlación, aunque no muy fuerte. Las supernovas de tipo I se encuentran preferentemente entre la población estelar de componente esférica y, en particular, en galaxias elípticas, y las supernovas de tipo II, por el contrario, se encuentran entre la población de discos, en espirales y, raramente, en nebulosas irregulares. Sin embargo, todas las supernovas observadas en la Gran Nube de Magallanes fueron de tipo I. En general, se desconoce el producto final de las supernovas en otras galaxias. Con una amplitud de aproximadamente supernovas observadas en otras galaxias, con un brillo mínimo deberían ser objetos, es decir, completamente inaccesibles a la observación.
Todas estas circunstancias pueden ayudar a descubrir qué tipo de estrellas pueden ser presagios de supernovas. La aparición de supernovas de tipo I en galaxias elípticas con sus poblaciones antiguas nos permite considerar las presupernovas como estrellas viejas de baja masa que han consumido todo su hidrógeno. Por el contrario, las supernovas de tipo II, que se producen principalmente en brazos espirales ricos en gas, tardan unos años en cruzar el brazo a sus progenitores, por lo que tienen unos cien millones de años. Durante este tiempo, la estrella debe, partiendo de la secuencia principal, abandonarla cuando se agote el combustible de hidrógeno de sus profundidades. Una estrella de baja masa no tendrá tiempo de pasar por esta etapa y, por tanto, la precursora de una supernova de tipo II debe tener nada menos que masa y ser una estrella OB joven hasta la explosión.
Es cierto que la aparición antes mencionada de supernovas de tipo I en la Gran Nube de Magallanes viola en cierta medida la confiabilidad de la imagen descrita.
Es natural suponer que el precursor de una supernova de tipo I es una enana blanca con una masa de aproximadamente , desprovista de hidrógeno. Pero llegó a ser así porque era parte de un sistema binario en el que una gigante roja más masiva cede su materia. torrente de modo que lo que queda de él, al final, es un núcleo degenerado: una enana blanca de composición de carbono y oxígeno, y el antiguo satélite se convierte en un gigante y comienza a enviar materia de regreso a la enana blanca, formando un H = He- cáscara allí. Su masa también aumenta cuando se acerca al límite (18,9) y su temperatura central aumenta a 4-10 ° K, en la que el carbono se “inflama”.
En una estrella ordinaria, a medida que aumenta la temperatura, aumenta la presión, que sostiene las capas superpuestas. Pero en el caso de un gas degenerado, la presión depende sólo de la densidad: no aumentará con la temperatura y las capas suprayacentes caerán hacia el centro en lugar de expandirse para compensar el aumento de temperatura. El núcleo y las capas adyacentes colapsarán (colapsarán). El declive se acelera bruscamente hasta que el aumento de temperatura elimina la degeneración, y luego la estrella comienza a expandirse "en un vano intento" de estabilizarse, mientras una ola de combustión de carbono la recorre. Este proceso dura uno o dos segundos, tiempo durante el cual una sustancia con una masa de aproximadamente una masa del Sol se convierte en cuya desintegración (con la liberación de -cuantos y positrones) se sustenta. temperatura alta en el caparazón, expandiéndose rápidamente a tamaños de decenas de a. e. Se forma (con una vida media), a partir de cuya desintegración aparece en una cantidad de aproximadamente Una enana blanca se destruye hasta el final. Pero no existe ninguna razón aparente para la formación de una estrella de neutrones. Mientras tanto, en los restos de una explosión de supernova no encontramos una cantidad notable de hierro, pero sí estrellas de neutrones (ver más abajo). Estos hechos constituyen la principal dificultad del modelo presentado de explosión de supernova de tipo I.
Pero las explicaciones del mecanismo de la explosión de una supernova de tipo II tropiezan con dificultades aún mayores. Al parecer, su predecesor no forma parte del sistema binario. Con una masa grande (más de ) evoluciona de forma independiente y rápida, experimentando una tras otra fases de combustión de H, He, C, O hasta Na y Si y luego hasta el núcleo de Fe-Ni. Cada nueva fase se activa cuando la anterior se agota, cuando, habiendo perdido la capacidad de contrarrestar la gravedad, el núcleo colapsa, la temperatura aumenta y entra en vigor la siguiente etapa. Si se pasa a la fase Fe-Ni, la fuente de energía desaparecerá, ya que el núcleo de hierro se destruye bajo la influencia de fotones de alta energía sobre muchas partículas, y este proceso es endotérmico. Ayuda al colapso. Y ya no hay energía capaz de detener el colapso del caparazón.
Y el núcleo tiene la capacidad de pasar al estado de agujero negro (ver página 289) a través de la etapa de estrella de neutrones a través de la reacción.
Mayor desarrollo Los fenómenos se vuelven muy confusos. Se han propuesto muchas opciones, pero no explican cómo, cuando el núcleo colapsa, la cáscara sale despedida.
En cuanto al aspecto descriptivo, con una masa de proyectil y una velocidad de expulsión de aproximadamente 2000 km/s, la energía gastada en este alcanza , y la radiación durante la llamarada (generalmente 70 días) se desvanece.
Una vez más volveremos a considerar el proceso de explosión de una supernova, pero con la ayuda del estudio de los restos de las explosiones (ver § 28).
