Supernova
Supernova- bintang mengakhiri evolusinya dalam proses ledakan yang dahsyat.
Istilah “supernova” digunakan untuk menggambarkan bintang-bintang yang berkobar jauh lebih kuat (berdasarkan urutan besarnya) daripada apa yang disebut “nova”. Faktanya, tidak satu pun bintang yang secara fisik baru ada yang selalu menyala. Namun dalam beberapa kasus sejarah, bintang-bintang tersebut bersinar yang sebelumnya hampir atau sama sekali tidak terlihat di langit, sehingga menciptakan efek penampakannya baru. Jenis supernova ditentukan oleh keberadaan garis hidrogen pada spektrum suar. Jika ada, maka itu adalah supernova tipe II; jika tidak, maka itu adalah supernova tipe I.
Fisika supernova
Supernova tipe II
Menurut konsep modern, fusi termonuklir seiring waktu mengarah pada pengayaan komposisi wilayah internal bintang dengan unsur-unsur berat. Selama proses fusi termonuklir dan pembentukan unsur-unsur berat, bintang berkontraksi, dan suhu di pusatnya meningkat. (Pengaruh kapasitas panas negatif dari gravitasi materi non-degenerasi.) Jika massa inti bintang cukup besar (dari 1,2 hingga 1,5 massa matahari), maka proses fusi termonuklir mencapai kesimpulan logis dengan pembentukan inti besi dan nikel. Inti besi mulai terbentuk di dalam cangkang silikon. Inti seperti itu tumbuh dalam satu hari dan runtuh dalam waktu kurang dari 1 detik, segera setelah mencapai batas Chandrasekhar. Untuk inti, batasnya adalah 1,2 hingga 1,5 massa matahari. Materi jatuh ke dalam bintang, dan gaya tolak menolak elektron tidak dapat menghentikan kejatuhannya. Inti pusat semakin terkompresi, dan pada titik tertentu, karena tekanan, reaksi neutronisasi mulai terjadi di dalamnya - proton mulai menyerap elektron, berubah menjadi neutron. Hal ini menyebabkan hilangnya energi dengan cepat yang terbawa oleh neutrino yang dihasilkan (disebut pendinginan neutrino). Zat tersebut terus mengalami percepatan, penurunan, dan kompresi hingga gaya tolak menolak antara nukleon inti atom (proton, neutron) mulai berlaku. Sebenarnya, kompresi terjadi bahkan melampaui batas ini: materi yang jatuh, secara inersia, melebihi titik kesetimbangan karena elastisitas nukleon sebesar 50% (“kompresi maksimum”). Proses keruntuhan inti pusat berlangsung sangat cepat sehingga terbentuk gelombang penghalusan di sekitarnya. Kemudian, mengikuti inti, cangkang juga bergegas menuju pusat bintang. Setelah itu, “bola karet yang terkompresi akan terlepas kembali,” dan gelombang kejut keluar ke lapisan luar bintang dengan kecepatan 30.000 hingga 50.000 km/s. Bagian luar bintang terbang ke segala arah, dan bintang neutron kompak atau lubang hitam tetap berada di tengah wilayah yang meledak. Fenomena ini disebut ledakan supernova Tipe II. Ledakan ini berbeda dalam kekuatan dan parameter lainnya, karena bintang-bintang dengan massa berbeda dan komposisi kimia berbeda meledak. Terdapat bukti bahwa selama ledakan supernova tipe II, tidak lebih banyak energi yang dilepaskan dibandingkan ledakan tipe I, karena sebagian energi diserap oleh cangkang, tetapi hal ini tidak selalu terjadi.
Ada sejumlah ambiguitas dalam skenario yang dijelaskan. Selama pengamatan astronomi Telah ditetapkan bahwa bintang-bintang masif benar-benar meledak, menghasilkan pembentukan nebula yang meluas, meninggalkan bintang neutron yang berputar cepat di pusatnya, memancarkan gelombang gelombang radio (pulsar) yang teratur. Namun teori menunjukkan bahwa gelombang kejut yang keluar seharusnya memecah atom menjadi nukleon (proton, neutron). Energi harus dikeluarkan untuk ini, akibatnya gelombang kejut harus padam. Namun karena alasan tertentu hal ini tidak terjadi: gelombang kejut mencapai permukaan inti dalam beberapa detik, kemudian ke permukaan bintang dan menghempaskan materi. Beberapa hipotesis dipertimbangkan untuk massa yang berbeda, namun tampaknya tidak meyakinkan. Mungkin, dalam keadaan "kompresi maksimum" atau selama interaksi gelombang kejut dengan materi yang terus turun, beberapa hal yang pada dasarnya baru dan tidak kita ketahui mulai berlaku. hukum fisika. Selain itu, ketika supernova meledak dengan terbentuknya lubang hitam, timbul pertanyaan berikut: mengapa materi setelah ledakan tidak terserap seluruhnya oleh lubang hitam; apakah ada gelombang kejut ke luar dan mengapa tidak diperlambat dan apakah ada analogi dengan “kompresi maksimum”?
Supernova Tipe Ia
Mekanisme ledakan supernova tipe Ia (SN Ia) terlihat agak berbeda. Inilah yang disebut supernova termonuklir, yang mekanisme ledakannya didasarkan pada proses fusi termonuklir di inti padat karbon-oksigen bintang. Nenek moyang SN Ia adalah katai putih dengan massa mendekati batas Chandrasekhar. Secara umum diterima bahwa bintang-bintang tersebut dapat dibentuk oleh aliran materi dari komponen kedua sistem bintang biner. Hal ini terjadi jika bintang kedua dari sistem tersebut melampaui lobus Roche atau termasuk dalam kelas bintang dengan angin bintang yang sangat kuat. Ketika massa katai putih bertambah, kepadatan dan suhunya meningkat secara bertahap. Akhirnya, ketika suhu mencapai sekitar 3×10 8 K, timbul kondisi untuk penyalaan termonuklir dari campuran karbon-oksigen. Bagian depan pembakaran mulai menyebar dari pusat ke lapisan luar, meninggalkan produk pembakaran - inti golongan besi. Perambatan bagian depan pembakaran terjadi dalam mode deflagrasi yang lambat dan tidak stabil berbagai jenis gangguan. Nilai tertinggi memiliki ketidakstabilan Rayleigh-Taylor, yang timbul karena aksi gaya Archimedean pada produk pembakaran yang ringan dan kurang padat, dibandingkan dengan cangkang karbon-oksigen yang padat. Proses konvektif skala besar yang intens dimulai, yang mengarah pada intensifikasi reaksi termonuklir yang lebih besar dan pelepasan energi yang diperlukan untuk mengeluarkan cangkang supernova (~10 51 erg). Kecepatan bagian depan pembakaran meningkat, turbulisasi api dan pembentukan gelombang kejut di lapisan luar bintang mungkin terjadi.
Jenis supernova lainnya
Ada juga SN Ib dan Ic, yang prekursornya adalah bintang masif dalam sistem biner, berbeda dengan SN II, yang prekursornya adalah bintang tunggal.
teori supernova
Belum ada teori lengkap tentang supernova. Semua model yang diusulkan disederhanakan dan memiliki parameter bebas yang harus disesuaikan untuk mendapatkan gambaran ledakan yang diperlukan. Saat ini, tidak mungkin untuk memperhitungkan dalam model numerik semua proses fisik yang terjadi di bintang yang penting untuk perkembangan suar. Juga belum ada teori lengkap tentang evolusi bintang.
Perhatikan bahwa pendahulu supernova terkenal SN 1987A, yang diklasifikasikan sebagai supergiant tipe II, adalah supergiant biru, dan bukan supergiant merah, seperti yang diasumsikan sebelum tahun 1987 pada model SN II. Kemungkinan besar sisanya juga tidak memiliki objek kompak seperti itu bintang neutron atau lubang hitam, seperti yang terlihat dari pengamatan.
Tempat terjadinya supernova di Alam Semesta
Menurut banyak penelitian, setelah kelahiran Alam Semesta, ia hanya diisi dengan zat ringan - hidrogen dan helium. Semua unsur kimia lainnya hanya dapat terbentuk selama pembakaran bintang. Artinya, planet kita (dan Anda dan saya) terdiri dari materi yang terbentuk di kedalaman bintang prasejarah dan pernah dikeluarkan dalam ledakan supernova.
Menurut perhitungan para ilmuwan, setiap supernova tipe II menghasilkan sekitar 0,0001 isotop aktif aluminium (26Al) massa matahari. Peluruhan isotop ini menimbulkan radiasi keras yang diamati dalam waktu lama, dan dari intensitasnya dihitung kandungan isotop ini di Galaksi kurang dari tiga massa matahari. Ini berarti supernova tipe II akan meledak di Galaksi rata-rata dua kali dalam satu abad, dan hal ini tidak teramati. Mungkin, dalam beberapa abad terakhir, banyak ledakan serupa yang tidak diperhatikan (terjadi di balik awan debu kosmik). Oleh karena itu, sebagian besar supernova dapat diamati di galaksi lain. Survei mendalam terhadap langit menggunakan kamera otomatis yang terhubung ke teleskop kini memungkinkan para astronom menemukan lebih dari 300 suar per tahun. Bagaimanapun, ini adalah saat yang tepat bagi supernova untuk meledak...
Menurut salah satu hipotesis para ilmuwan, awan debu kosmik akibat ledakan supernova dapat bertahan di luar angkasa selama sekitar dua atau tiga miliar tahun!
Pengamatan supernova
Untuk menunjuk supernova, para astronom menggunakan sistem berikut: huruf SN ditulis terlebih dahulu (dari bahasa latin S atas N ova), lalu tahun pembukaan, dan kemudian dengan huruf latin - nomor seri supernova tahun ini. Misalnya, SN 1997cj menunjukkan supernova yang ditemukan 26 * 3 ( C) + 10 (J) = ke-88 pada tahun 1997.
Supernova paling terkenal
- Supernova SN 1604 (Kepler Supernova)
- Supernova G1.9+0.3 (Bungsu di Galaksi kita)
Supernova bersejarah di Galaksi kita (diamati)
| Supernova | Tanggal wabah | Konstelasi | Maks. bersinar | Jarak (st. tahun) | Jenis lampu kilat | Durasi visibilitas | Sisa | Catatan |
| SN 185 | , 7 Desember | Centaurus | -8 | 3000 | Benar? | 8 - 20 bulan | G315.4-2.3 (RCW 86) | Catatan Tiongkok: diamati di dekat Alpha Centauri. |
| SN 369 | tidak dikenal | tidak dikenal | tidak dikenal | tidak dikenal | 5 bulan | tidak dikenal | Kronik Tiongkok: situasinya sangat kurang diketahui. Jika letaknya dekat ekuator galaksi, kemungkinan besar itu adalah supernova; jika tidak, kemungkinan besar itu adalah nova lambat. | |
| SN 386 | Sagittarius | +1.5 | 16,000 | II? | 2-4 bulan | |||
| SN 393 | Kalajengking | 0 | 34000 | tidak dikenal | 8 bulan | beberapa kandidat | kronik Tiongkok | |
| SN 1006 | , 1 Mei | Serigala | -7,5 | 7200 | Ia | 18 bulan | SNR 1006 | Biksu Swiss, ilmuwan Arab, dan astronom Tiongkok. |
| SN 1054 | , 4 Juli | Taurus | -6 | 6300 | II | 21 bulan | Nebula Kepiting | di Tengah dan Timur Jauh(tidak muncul dalam teks-teks Eropa, kecuali petunjuk samar-samar dalam kronik monastik Irlandia). |
| SN 1181 | , Agustus | Cassiopeia | -1 | 8500 | tidak dikenal | 6 bulan | Mungkin 3C58 (G130.7+3.1) | karya profesor Universitas Paris Alexandre Nequem, teks Cina dan Jepang. |
| SN 1572 | , 6 November | Cassiopeia | -4 | 7500 | Ia | 16 bulan | Sisa Supernova Tycho | Peristiwa ini tercatat di banyak sumber Eropa, termasuk catatan Tycho Brahe muda. Benar, dia baru menyadari bintang yang menyala itu pada 11 November, tetapi dia mengikutinya selama satu setengah tahun penuh dan menulis buku "De Nova Stella" ("On the New Star") - karya astronomi pertama tentang topik ini. |
| SN 1604 | , 9 Oktober | Ophiuchus | -2.5 | 20000 | Ia | 18 bulan | Sisa supernova Kepler | Pada tanggal 17 Oktober, Johannes Kepler mulai mempelajarinya, yang menguraikan pengamatannya dalam buku tersendiri. |
| SN 1680 | , 16 Agustus | Cassiopeia | +6 | 10000 | IIb | tidak diketahui (tidak lebih dari seminggu) | Sisa Supernova Cassiopeia A | diperhatikan oleh Flamsteed, mencantumkan bintang di katalognya sebagai 3 Cas. |
Lihat juga
Tautan
- Pskovsky Yu. Nova dan supernova- Buku tentang nova dan supernova.
- Tsvetkov D.Yu. Supernova - ulasan modern supernova.
- Alexei Levin Bom Luar Angkasa- artikel di majalah "Mekanika Populer"
- Daftar semua ledakan supernova yang diamati - Daftar Supernova, IAU
- Siswa untuk Eksplorasi dan Pengembangan Luar Angkasa -
Supernova- salah satu fenomena kosmik paling megah. Singkatnya, supernova adalah ledakan sebenarnya dari sebuah bintang, ketika sebagian besar massanya (dan terkadang seluruhnya) terbang menjauh dengan kecepatan hingga 10.000 km/s, dan sisanya berkontraksi (runtuh) menjadi bintang neutron yang sangat padat atau lubang hitam. Supernova sedang bermain peran penting dalam evolusi bintang. Mereka adalah akhir dari kehidupan bintang-bintang dengan massa lebih dari 8-10 massa matahari, melahirkan bintang-bintang neutron dan lubang hitam serta memperkaya medium antarbintang dengan bahan-bahan berat. unsur kimia. Semua unsur yang lebih berat dari besi terbentuk sebagai hasil interaksi inti unsur yang lebih ringan dan partikel elementer selama ledakan bintang masif. Bukankah di sinilah letak jawaban atas keinginan abadi umat manusia akan bintang? Memang, di dalam sel terkecil makhluk hidup terdapat atom besi yang disintesis selama kematian sebuah bintang masif. Dan dalam pengertian ini, orang-orang mirip dengan manusia salju dari dongeng Andersen: dia merasakan kecintaan yang aneh pada kompor panas, karena poker berfungsi sebagai bingkainya...
Para ilmuwan telah memperhatikan bahwa di galaksi elips (yaitu galaksi tanpa struktur spiral, dengan laju pembentukan bintang yang sangat rendah, sebagian besar terdiri dari bintang merah bermassa rendah), hanya supernova tipe 1 yang meledak. Di galaksi spiral, yang termasuk dalam Galaksi kita, Bima Sakti, kedua jenis supernova terjadi. Dalam hal ini, perwakilan tipe ke-2 berkonsentrasi pada lengan spiral, di mana ada proses aktif pembentukan bintang dan banyak bintang masif muda. Ciri-ciri ini menunjukkan perbedaan sifat kedua jenis supernova tersebut.
Kini telah diketahui secara pasti bahwa selama ledakan supernova apa pun, jumlah yang banyak energi - sekitar 10 46 J! Energi utama ledakan tidak dibawa oleh foton, tetapi oleh neutrino - partikel cepat dengan massa diam yang sangat sedikit atau bahkan nol. Neutrino berinteraksi sangat lemah dengan materi, dan bagi mereka, bagian dalam bintang cukup transparan.
Teori lengkap tentang ledakan supernova dengan pembentukan sisa padat dan lontaran kulit terluarnya belum tercipta karena sangat sulitnya memperhitungkan semua peristiwa yang terjadi selama proses ini. proses fisik. Namun, semua bukti menunjukkan bahwa supernova tipe 2 meletus akibat runtuhnya inti bintang masif. Pada berbagai tahap kehidupan bintang, bersifat termal reaksi nuklir, di mana hidrogen mula-mula diubah menjadi helium, kemudian helium menjadi karbon, dan seterusnya hingga terbentuknya unsur-unsur “puncak besi” - besi, kobalt, dan nikel. Inti atom unsur-unsur ini memiliki energi ikat maksimum per partikel. Jelas bahwa penambahan partikel baru ke dalam inti atom, misalnya besi, akan membutuhkan pengeluaran energi yang signifikan, dan oleh karena itu pembakaran termonuklir “berhenti” pada unsur-unsur puncak besi.
Apa yang menyebabkan bagian tengah bintang kehilangan stabilitas dan runtuh segera setelah inti besinya menjadi cukup masif (sekitar 1,5 massa matahari)? Saat ini, ada dua faktor utama yang diketahui menyebabkan hilangnya stabilitas dan keruntuhan. Pertama, ini adalah “pecahnya” inti besi menjadi 13 partikel alfa (inti helium) dengan penyerapan foton - yang disebut fotodisosiasi besi. Kedua, neutronisasi suatu zat adalah penangkapan elektron oleh proton dengan terbentuknya neutron. Kedua proses tersebut dimungkinkan pada kepadatan tinggi (lebih dari 1 t/cm 3), yang terjadi di pusat bintang pada akhir evolusi, dan keduanya secara efektif mengurangi “elastisitas” materi, yang sebenarnya menolak gaya tekan. pengaruh gaya gravitasi. Akibatnya, inti kehilangan stabilitas dan menyusut. Dalam hal ini, selama neutronisasi materi, sejumlah besar neutrino dilepaskan, membawa energi utama yang tersimpan dalam inti yang runtuh.
Berbeda dengan proses keruntuhan inti yang dahsyat, yang secara teoritis telah dikembangkan dengan cukup rinci, pelepasan selubung bintang (ledakan itu sendiri) tidak mudah dijelaskan. Kemungkinan besar, neutrino memainkan peran penting dalam proses iniPerhitungan komputer menunjukkan bahwa kepadatan di dekat inti sangat tinggi sehingga bahkan neutrino yang berinteraksi lemah dengan materi “terkunci” selama beberapa waktu oleh lapisan luar bintang. Namun gaya gravitasi menarik cangkang ke arah inti, dan situasi yang muncul serupa dengan yang terjadi ketika mencoba menuangkan cairan yang lebih padat, seperti air, di atas cairan yang kurang padat, misalnya minyak tanah atau minyak. (Dari pengalaman diketahui bahwa cairan ringan cenderung “muncul” dari bawah yang berat - di sinilah apa yang disebut ketidakstabilan Rayleigh-Taylor terwujud.) Mekanisme ini menyebabkan gerakan konvektif raksasa, dan ketika pada akhirnya momentum neutrino ditransfer ke kulit terluar, maka terjadilah dibuang ke ruang sekitarnya.
Mungkin gerakan konvektif neutrino-lah yang menyebabkan terganggunya simetri bola ledakan supernova. Dengan kata lain, muncul arah di mana sebagian besar materi dikeluarkan, dan kemudian residu yang dihasilkan menerima impuls mundur dan mulai bergerak di ruang angkasa secara inersia dengan kecepatan hingga 1000 km/s. Kecepatan spasial yang tinggi telah diamati pada bintang neutron muda - pulsar radio.
Gambaran skema ledakan supernova tipe 2 yang dijelaskan memungkinkan kita untuk memahami fitur pengamatan utama dari fenomena ini. Dan prediksi teoretis berdasarkan model ini (terutama mengenai energi total dan spektrum ledakan neutrino) ternyata sepenuhnya sesuai dengan denyut neutrino yang tercatat pada tanggal 23 Februari 1987, yang berasal dari supernova di Awan Magellan Besar.
Sekarang beberapa kata tentang supernova tipe 1. Tidak adanya cahaya hidrogen dalam spektrumnya menunjukkan bahwa ledakan terjadi pada bintang yang tidak memiliki selubung hidrogen. Sekarang diyakini bahwa ini bisa jadi merupakan ledakan katai putih atau akibat runtuhnya sebuah bintang. Tipe Serigala-Rayet(sebenarnya ini adalah inti bintang masif, kaya akan helium, karbon, dan oksigen).
Bagaimana katai putih bisa meledak? Bagaimanapun, reaksi nuklir tidak terjadi di bintang yang sangat padat ini, dan gaya gravitasi dilawan oleh tekanan gas padat yang terdiri dari elektron dan ion (yang disebut gas elektron yang mengalami degenerasi). Alasannya sama dengan runtuhnya inti bintang masif - penurunan elastisitas materi bintang seiring dengan peningkatan kepadatannya. Hal ini sekali lagi disebabkan oleh “penekanan” elektron menjadi proton untuk membentuk neutron, serta beberapa efek relativistik.
Mengapa kepadatan katai putih meningkat? Ini tidak mungkin jika masih lajang. Namun jika katai putih merupakan bagian yang cukup dekat sistem ganda, kemudian di bawah pengaruh gaya gravitasi, gas dari bintang tetangga dapat mengalir ke katai putih (seperti halnya bintang baru). Pada saat yang sama, massa dan kepadatannya akan meningkat secara bertahap, yang pada akhirnya akan menyebabkan keruntuhan dan ledakan.
 |
Lain varian yang mungkin yang lebih eksotis, namun tak kalah nyata, adalah tabrakan dua katai putih. Bagaimana ini bisa terjadi, karena kemungkinan dua katai putih bertabrakan di ruang angkasa dapat diabaikan, karena jumlah bintang per satuan volume dapat diabaikan - paling banyak beberapa bintang berukuran 100 pc3. Dan di sini (sekali lagi!) bintang ganda yang “disalahkan”, tetapi sekarang terdiri dari dua katai putih.
Sebagai berikut dari teori relativitas umum Einstein, setiap dua massa yang mengorbit satu sama lain cepat atau lambat pasti bertabrakan karena penghilangan energi yang konstan, meskipun sangat kecil, dari sistem tersebut oleh gelombang gravitasi - gelombang gravitasi. Misalnya, Bumi dan Matahari, jika Matahari hidup tanpa batas waktu, akan bertabrakan sebagai akibat dari efek ini, meskipun setelah waktu yang sangat lama, beberapa kali lipat lebih besar dari usia Alam Semesta. Diperkirakan bahwa dalam kasus sistem biner dekat dengan massa bintang di sekitar Matahari (2 · 10 30 kg), penggabungannya akan terjadi dalam waktu yang kurang dari usia Alam Semesta - sekitar 10 miliar tahun. Perkiraan menunjukkan bahwa di galaksi pada umumnya peristiwa seperti itu terjadi setiap beberapa ratus tahun sekali. Energi raksasa yang dilepaskan selama proses bencana ini cukup untuk menjelaskan fenomena supernova.
Omong-omong, perkiraan persamaan massa katai putih membuat penggabungan mereka “mirip” satu sama lain, yang berarti bahwa supernova tipe 1 akan terlihat sama dalam karakteristiknya terlepas dari kapan dan di galaksi mana ledakan terjadi. Oleh karena itu, kecerahan supernova mencerminkan jarak ke galaksi tempat supernova diamati. Sifat supernova tipe 1 ini saat ini digunakan oleh para ilmuwan untuk memperolehnya penilaian independen parameter kosmologis yang paling penting adalah konstanta Hubble, yang berfungsi sebagai ukuran kuantitatif laju ekspansi Alam Semesta. Kami hanya berbicara tentang ledakan bintang paling kuat yang terjadi di Alam Semesta dan diamati dalam jangkauan optik. Karena dalam kasus supernova energi utama ledakan dibawa oleh neutrino dan bukan oleh cahaya, mempelajari langit menggunakan metode astronomi neutrino memiliki prospek yang menarik. Hal ini akan memungkinkan di masa depan untuk “melihat” ke dalam “neraka” supernova, yang tersembunyi oleh ketebalan materi yang sangat besar yang tidak tembus cahaya. Penemuan yang lebih menakjubkan lagi dijanjikan oleh astronomi gelombang gravitasi, yang dalam waktu dekat akan memberi tahu kita tentang fenomena megah penggabungan katai putih ganda, bintang neutron, dan lubang hitam.
Langit pada hari cerah secara umum menyajikan gambaran yang agak membosankan dan monoton: bola matahari yang panas dan hamparan jernih tak berujung, terkadang dihiasi awan atau awan langka.
Lain halnya dengan langit di malam tak berawan. Biasanya semuanya dipenuhi gugusan bintang yang terang. Perlu diingat bahwa di langit malam dengan mata telanjang Anda dapat melihat 3 hingga 4,5 ribu tokoh malam. Dan semuanya milik Bima Sakti, tempat tata surya kita berada.
Menurut konsep modern, bintang adalah bola gas panas, di dalamnya terjadi fusi termonuklir inti helium dari inti hidrogen, melepaskan sejumlah besar energi. Inilah yang menjamin luminositas bintang.
Bintang yang paling dekat dengan kita adalah Matahari kita, yang jaraknya 150 juta kilometer. Namun bintang terjauh berikutnya Proxima Centauri terletak pada jarak 4,25 tahun cahaya dari kita, atau 270 ribu kali lebih jauh dari Matahari.
Ada bintang yang ukurannya ratusan kali lebih besar dari Matahari dan beberapa kali lebih rendah dari Matahari dalam indikator ini. Namun, massa bintang bervariasi dalam batas yang jauh lebih sederhana - dari seperdua belas massa Matahari hingga 100 massa Matahari. Lebih dari setengah bintang yang terlihat adalah sistem ganda dan terkadang tiga kali lipat.
Secara umum, jumlah bintang di Alam Semesta yang terlihat oleh kita dapat ditentukan dengan angka 125.000.000.000 dengan sebelas angka nol tambahan.
Kini, untuk menghindari kebingungan dengan angka nol, para astronom tidak lagi mencatat masing-masing bintang, tetapi seluruh galaksi, dengan keyakinan bahwa rata-rata terdapat sekitar 100 miliar bintang di setiap galaksi.
Astronom Amerika Fritz Zwicky adalah orang pertama yang terlibat dalam pencarian supernova yang ditargetkan
Pada tahun 1996, para ilmuwan menetapkan bahwa 50 miliar galaksi dapat dilihat dari Bumi. Ketika Teleskop Orbital Hubble dioperasikan, yang tidak terganggu oleh gangguan atmosfer bumi, jumlah galaksi yang terlihat melonjak menjadi 125 miliar.
Terimakasih untuk mata yang melihat segalanya Dengan teleskop ini, para astronom menembus kedalaman universal sehingga mereka melihat galaksi-galaksi yang muncul hanya satu miliar tahun setelah Ledakan Besar yang melahirkan Alam Semesta kita.
Beberapa parameter digunakan untuk mengkarakterisasi bintang: luminositas, massa, radius dan komposisi kimia atmosfer, serta suhunya. Dan dengan menggunakan sejumlah karakteristik tambahan sebuah bintang, Anda juga dapat menentukan umurnya.
Setiap bintang adalah struktur dinamis yang lahir, tumbuh, dan kemudian, setelah mencapai usia tertentu, mati secara diam-diam. Tapi kadang juga tiba-tiba meledak. Peristiwa ini menyebabkan perubahan besar-besaran di area yang berdekatan dengan bintang yang meledak.
Dengan demikian, gangguan yang terjadi setelah ledakan ini menyebar dengan kecepatan yang sangat besar, dan selama beberapa puluh ribu tahun meliputi ruang yang sangat luas di medium antarbintang. Di wilayah ini, suhu meningkat tajam, hingga beberapa juta derajat, dan kepadatan sinar kosmik serta kekuatan medan magnet meningkat secara signifikan.
Ciri-ciri material yang dikeluarkan oleh bintang yang meledak memungkinkannya membentuk bintang baru dan bahkan seluruh sistem planet.
Oleh karena itu, supernova dan sisa-sisanya dipelajari dengan cermat oleh para ahli astrofisika. Pasalnya, informasi yang diperoleh selama mempelajari fenomena ini dapat memperluas pengetahuan tentang evolusi bintang normal, tentang proses yang terjadi pada saat kelahiran bintang neutron, serta memperjelas detail reaksi yang mengakibatkan terbentuknya unsur berat. , sinar kosmik, dll.
Pada suatu waktu, bintang-bintang yang kecerahannya meningkat secara tak terduga lebih dari 1000 kali lipat disebut baru oleh para astronom. Mereka muncul di langit secara tidak terduga, membuat perubahan pada konfigurasi konstelasi biasanya. Tiba-tiba meningkat maksimum beberapa ribu kali lipat, kecerahannya setelah beberapa waktu menurun tajam, dan setelah beberapa tahun kecerahannya menjadi lemah seperti sebelum ledakan.
Perlu dicatat bahwa periodisitas suar, di mana sebuah bintang dibebaskan dari seperseribu massanya dan terlempar ke luar angkasa dengan kecepatan luar biasa, dianggap sebagai salah satu tanda utama lahirnya bintang-bintang baru. Namun, pada saat yang sama, anehnya, ledakan bintang tidak menyebabkan perubahan signifikan pada strukturnya, atau bahkan kehancurannya.
Seberapa sering kejadian seperti itu terjadi di Galaksi kita? Jika kita hanya memperhitungkan bintang-bintang yang kecerahannya tidak melebihi magnitudo ke-3, maka menurut kronik sejarah dan pengamatan para astronom, tidak lebih dari 200 suar terang yang diamati selama lima ribu tahun.
Namun ketika studi terhadap galaksi lain dimulai, menjadi jelas bahwa kecerahan bintang-bintang baru yang muncul di sudut-sudut ruang angkasa ini seringkali sama dengan luminositas seluruh galaksi tempat bintang-bintang tersebut muncul.
Tentu saja kemunculan bintang dengan luminositas seperti itu merupakan peristiwa yang luar biasa dan sangat berbeda dengan kelahiran bintang biasa. Oleh karena itu, pada tahun 1934, astronom Amerika Fritz Zwicky dan Walter Baade mengusulkan agar bintang-bintang yang kecerahan maksimumnya mencapai luminositas galaksi biasa diklasifikasikan sebagai kelas supernova yang terpisah dan paling banyak. bintang terang. Perlu diingat bahwa supernova sedang meledak kondisi saat ini Galaksi kita adalah fenomena yang sangat langka, terjadi tidak lebih dari sekali setiap 100 tahun. Wabah yang paling mencolok, yang tercatat dalam risalah Tiongkok dan Jepang, terjadi pada tahun 1006 dan 1054.
Lima ratus tahun kemudian, pada tahun 1572, ledakan supernova di konstelasi Cassiopeia diamati oleh astronom terkemuka Tycho Brahe. Pada tahun 1604, Johannes Kepler menyaksikan lahirnya supernova di konstelasi Ophiuchus. Dan sejak itu, peristiwa besar seperti itu belum pernah terjadi lagi di Galaksi kita.
Hal ini mungkin disebabkan oleh fakta bahwa Tata Surya menempati posisi sedemikian rupa di Galaksi kita sehingga dapat diamati instrumen optik Ledakan supernova dari Bumi hanya mungkin terjadi pada setengah volumenya. Di wilayah lain, hal ini terhambat oleh penyerapan cahaya antarbintang.
Dan karena di galaksi lain fenomena ini terjadi dengan frekuensi yang kira-kira sama seperti di galaksi lain Bima Sakti, informasi utama tentang supernova pada saat ledakan diperoleh dari pengamatannya di galaksi lain...
Untuk pertama kalinya, astronom W. Baade dan F. Zwicky mulai melakukan pencarian supernova yang ditargetkan pada tahun 1936. Selama tiga tahun pengamatan di galaksi berbeda, para ilmuwan menemukan 12 ledakan supernova, yang kemudian dipelajari lebih mendalam menggunakan fotometri dan spektroskopi.
Selain itu, penggunaan peralatan astronomi yang lebih canggih telah memperluas daftar supernova yang baru ditemukan. Dan pengenalan pencarian otomatis mengarah pada fakta bahwa para ilmuwan menemukan lebih dari seratus supernova per tahun. Total untuk waktu yang singkat 1.500 objek ini tercatat.
DI DALAM tahun terakhir dengan menggunakan teleskop yang kuat Dalam satu malam pengamatan, para ilmuwan menemukan lebih dari 10 supernova jauh!
Pada bulan Januari 1999, terjadi peristiwa yang mengejutkan bahkan para astronom modern, yang terbiasa dengan banyak “trik” Alam Semesta: di kedalaman ruang angkasa, kilatan cahaya sepuluh kali lebih terang daripada yang pernah dicatat oleh para ilmuwan sebelumnya. Hal itu diketahui oleh dua satelit penelitian dan teleskop di pegunungan New Mexico yang dilengkapi kamera otomatis. Fenomena unik ini terjadi di konstelasi Bootes. Beberapa saat kemudian, pada bulan April tahun yang sama, para ilmuwan menentukan bahwa jarak wabah tersebut adalah sembilan miliar tahun cahaya. Ini hampir tiga perempat radius Alam Semesta.
Perhitungan yang dilakukan oleh para astronom menunjukkan bahwa dalam beberapa detik selama suar berlangsung, energi yang dilepaskan berkali-kali lipat lebih banyak daripada yang dihasilkan Matahari selama lima miliar tahun keberadaannya. Apa yang menyebabkan ledakan luar biasa itu? Proses apa yang menyebabkan pelepasan energi yang sangat besar ini? Sains belum bisa menjawab pertanyaan-pertanyaan ini secara spesifik, meskipun ada asumsi bahwa energi sebesar itu bisa muncul jika terjadi penggabungan dua bintang neutron.
| <<< Назад
|
Maju >>> |
Sangat jarang orang bisa mengamati fenomena menarik seperti supernova. Namun ini bukan kelahiran sebuah bintang biasa, karena hingga sepuluh bintang lahir di galaksi kita setiap tahunnya. Supernova merupakan fenomena yang hanya bisa diamati setiap seratus tahun sekali. Bintang-bintang mati dengan begitu terang dan indah.
Untuk memahami mengapa ledakan supernova terjadi, kita perlu kembali ke masa kelahiran bintang. Hidrogen terbang di angkasa, yang secara bertahap berkumpul menjadi awan. Ketika awan cukup besar, hidrogen yang terkondensasi mulai terakumulasi di pusatnya, dan suhu secara bertahap meningkat. Di bawah pengaruh gravitasi, inti bintang masa depan dirakit, berkat suhu tinggi dan meningkatnya gravitasi, reaksi fusi termonuklir mulai terjadi. Berapa banyak hidrogen yang dapat ditarik oleh sebuah bintang menentukan ukurannya di masa depan - dari katai merah hingga raksasa biru. Seiring waktu, keseimbangan kerja bintang terbentuk, lapisan luar memberi tekanan pada inti, dan inti mengembang karena energi fusi termonuklir.
Bintang itu unik dan, seperti reaktor lainnya, suatu hari nanti akan kehabisan bahan bakar - hidrogen. Tetapi agar kita dapat melihat bagaimana supernova meledak, perlu waktu lebih lama, karena di dalam reaktor, alih-alih hidrogen, bahan bakar lain (helium) terbentuk, yang akan mulai dibakar oleh bintang, mengubahnya menjadi oksigen, dan kemudian menjadi karbon. Dan ini akan berlanjut sampai besi terbentuk di inti bintang, yang selama reaksi termonuklir tidak melepaskan energi, namun mengkonsumsinya. Dalam kondisi seperti itu, ledakan supernova bisa terjadi.
Inti menjadi lebih berat dan dingin, menyebabkan lapisan atas yang lebih ringan jatuh ke atasnya. Fusi dimulai lagi, tetapi kali ini lebih cepat dari biasanya, akibatnya bintang tersebut meledak begitu saja, menyebarkan materinya ke ruang sekitarnya. Tergantung pada yang diketahui mungkin juga tersisa setelahnya - (zat dengan kepadatan sangat tinggi, yang sangat tinggi dan dapat memancarkan cahaya). Formasi seperti itu tetap ada setelahnya bintang besar, yang mampu menghasilkan fusi termonuklir menjadi unsur-unsur yang sangat berat. Bintang-bintang yang lebih kecil meninggalkan bintang-bintang kecil neutron atau besi, yang hampir tidak memancarkan cahaya, tetapi juga memiliki kepadatan materi yang tinggi.
Nova dan supernova berkaitan erat, karena matinya salah satunya bisa berarti lahirnya yang baru. Proses ini berlanjut tanpa henti. Supernova membawa jutaan ton materi ke ruang sekitarnya, yang kembali berkumpul menjadi awan, dan pembentukan awan baru dimulai. benda angkasa. Para ilmuwan mengatakan bahwa semua unsur berat yang ada di dalam tubuh kita tata surya, Matahari, pada saat kelahirannya, “mencuri” dari bintang yang pernah meledak. Alam memang menakjubkan, dan kematian suatu hal selalu berarti lahirnya sesuatu yang baru. Materi terurai di luar angkasa dan terbentuk di bintang-bintang, menciptakan keseimbangan alam semesta.
Ledakan supernova (dilambangkan SN) adalah fenomena yang skalanya jauh lebih besar daripada ledakan nova. Saat kita mengamati kemunculan supernova di salah satu sistem bintang, kecerahan bintang yang satu ini terkadang memiliki urutan yang sama dengan kecerahan integral seluruh sistem bintang. Jadi, bintang yang menyala pada tahun 1885 di dekat pusat nebula Andromeda mencapai kecerahan , sedangkan kecerahan integral nebula sama dengan , yaitu fluks cahaya dari supernova hanya sedikit kurang dari empat kali lebih kecil dari fluks dari nebula. Dalam dua kasus, kecemerlangan supernova ternyata lebih besar daripada kecemerlangan galaksi tempat supernova tersebut muncul. Magnitudo absolut supernova pada tingkat maksimum mendekati , yakni 600 kali lebih terang dibandingkan magnitudo absolut nova biasa pada kecerahan maksimum. Supernova individu mencapai maksimum sepuluh miliar kali luminositas Matahari.
Tiga supernova telah diamati dengan andal di Galaksi kita selama milenium terakhir: pada tahun 1054 (di Taurus), pada tahun 1572 (di Cassiopeia), pada tahun 1604 (di Ophiuchus). Rupanya, ledakan supernova di Cassiopeia sekitar tahun 1670 juga luput dari perhatian, yang kini tersisa hanyalah sistem filamen gas terbang dan emisi radio yang kuat (Cas A). Di beberapa galaksi, tiga atau bahkan empat supernova meledak selama 40 tahun (di nebula NGC 5236 dan 6946). Rata-rata, satu supernova meletus di setiap galaksi setiap 200 tahun, dan untuk kedua galaksi ini intervalnya dikurangi menjadi 8 tahun! Kolaborasi internasional selama empat tahun (1957-1961) menghasilkan penemuan empat puluh dua supernova. Jumlah total supernova yang diamati saat ini melebihi 500.
Menurut karakteristik perubahan kecerahan, supernova terbagi menjadi dua jenis - I dan II (Gbr. 129); mungkin juga ada tipe III yang menggabungkan supernova dengan luminositas paling rendah.
Supernova tipe I dibedakan berdasarkan umur maksimumnya yang pendek (sekitar satu minggu), setelah itu, selama 20-30 hari, kecerahannya menurun dengan kecepatan satu hari. Kemudian jatuhnya melambat dan kemudian, sampai bintang itu menjadi tidak terlihat, ia melanjutkannya kecepatan tetap per hari. Luminositas bintang berkurang secara eksponensial, berkurang separuhnya setiap 55 hari. Misalnya, Supernova 1054 di Taurus mencapai kecemerlangan sedemikian rupa sehingga terlihat pada siang hari selama hampir sebulan, dan visibilitasnya dengan mata telanjang bertahan selama dua tahun. Pada kecerahan maksimum, magnitudo absolut supernova tipe I mencapai rata-rata , dan amplitudo dari kecerahan maksimum ke minimum setelah ledakan.
Supernova tipe II memiliki luminositas yang lebih rendah: amplitudo maksimumnya tidak diketahui. Mendekati maksimum, kecerahannya agak bertahan, namun 100 hari setelah maksimum, kecerahannya berkurang jauh lebih cepat dibandingkan supernova tipe I, yaitu 20 hari.
Supernova biasanya meledak di pinggiran galaksi.
Supernova tipe I ditemukan di galaksi dengan bentuk apa pun, sedangkan supernova tipe II hanya ditemukan di galaksi spiral. Keduanya di galaksi spiral paling sering ditemukan di dekat bidang ekuator, sebaiknya di lengan spiral, dan mungkin menghindari pusat galaksi. Kemungkinan besar mereka termasuk dalam komponen datar (populasi tipe I).
Spektrum supernova tipe I sama sekali tidak mirip dengan spektrum nova. Mereka diuraikan hanya setelah gagasan tentang pita emisi yang sangat lebar ditinggalkan, dan celah gelap dianggap sebagai pita serapan yang sangat lebar, sangat bergeser ke ungu dengan nilai DH, sesuai dengan kecepatan pendekatan dari 5.000 hingga 20.000 km/ S.
Beras. 129. Kurva cahaya fotografi supernova tipe I dan II. Di atas adalah perubahan kecerahan dua supernova tipe I yang meletus pada tahun 1937 hampir bersamaan di nebula IC 4182 dan NGC 1003. Hari Julian diplot pada sumbu x. Di bawah ini adalah kurva cahaya sintetik dari tiga supernova Tipe II, yang diperoleh dengan menggeser masing-masing kurva cahaya sepanjang sumbu magnitudo (ordinatnya dibiarkan tanpa label). Kurva putus-putus mewakili perubahan kecerahan supernova tipe I. Hari-hari dari awal yang sewenang-wenang diplot pada sumbu x
Inilah tingkat ekspansi cangkang supernova! Jelas bahwa sebelum maksimum dan pertama kali setelah maksimum, spektrum supernova mirip dengan spektrum supergiant, yang suhu warnanya sekitar 10.000 K atau lebih tinggi (kelebihan ultraviolet kira-kira );
segera setelah maksimum, suhu radiasi turun menjadi 5-6 ribu Kelvin. Namun spektrumnya tetap kaya akan garis-garis logam terionisasi, terutama CaII (doublet ultraviolet dan triplet inframerah), garis-garis helium (HeI) terwakili dengan baik dan banyak garis-garis nitrogen (NI) yang sangat menonjol, dan garis-garis hidrogen diidentifikasi dengan ketidakpastian yang besar. Tentu saja, pada fase suar tertentu, garis emisi juga ditemukan dalam spektrum, namun berumur pendek. Lebar garis serapan yang sangat besar dijelaskan oleh besarnya dispersi kecepatan dalam cangkang gas yang dikeluarkan.
Spektrum supernova tipe II mirip dengan spektrum nova biasa: garis emisi lebar pada sisi ungu dibatasi oleh garis serapan yang lebarnya sama dengan emisi. Kehadiran garis Balmer hidrogen yang sangat mencolok, terang dan gelap, merupakan ciri khasnya. Lebar garis serapan yang besar yang terbentuk pada cangkang bergerak, di bagian yang terletak antara bintang dan pengamat, menunjukkan dispersi kecepatan dalam cangkang dan ukurannya yang sangat besar. Perubahan suhu pada supernova tipe II serupa dengan supernova tipe I, dan laju ekspansi mencapai hingga 15.000 km/s.
Antara jenis supernova dan lokasinya di Galaksi atau frekuensi kemunculannya di galaksi jenis yang berbeda Ada korelasinya, meski tidak terlalu kuat. Supernova tipe I lebih disukai ditemukan di antara populasi bintang komponen bola dan, khususnya, di galaksi elips, dan supernova tipe II, sebaliknya, ditemukan di antara populasi piringan, dalam spiral dan, jarang, nebula tidak beraturan. Namun, semua supernova yang diamati di Awan Magellan Besar adalah supernova tipe I. Produk akhir supernova di galaksi lain umumnya tidak diketahui. Dengan amplitudo kira-kira supernova yang diamati di galaksi lain, pada kecerahan minimum mereka seharusnya menjadi objek, yaitu sama sekali tidak dapat diakses untuk diamati.
Semua keadaan ini dapat membantu dalam mencari tahu jenis bintang apa yang mungkin menjadi pertanda supernova. Terjadinya supernova tipe I di galaksi elips dengan populasinya yang lama memungkinkan kita untuk menganggap pra-supernova sebagai bintang tua bermassa rendah yang telah menggunakan seluruh hidrogennya. Sebaliknya, supernova Tipe II, yang terutama terjadi di lengan spiral yang kaya gas, membutuhkan waktu sekitar tahun bagi nenek moyangnya untuk melintasi lengan tersebut, sehingga usianya sekitar seratus juta tahun. Selama waktu ini, bintang harus, mulai dari deret utama, meninggalkannya ketika bahan bakar hidrogen di kedalamannya habis. Bintang bermassa rendah tidak akan punya waktu untuk melewati tahap ini, oleh karena itu, pendahulu supernova tipe II harus memiliki massa yang tidak kurang dan menjadi bintang OB muda hingga ledakan terjadi.
Benar, kemunculan supernova tipe I di Awan Magellan Besar yang disebutkan di atas agak melanggar keandalan gambar yang dijelaskan.
Wajar jika kita berasumsi bahwa pendahulu supernova tipe I adalah katai putih bermassa sekitar , tanpa hidrogen. Namun hal ini terjadi karena ia merupakan bagian dari sistem biner di mana raksasa merah yang lebih masif melepaskan materinya torrent sehingga yang tersisa darinya, pada akhirnya, adalah inti yang mengalami degenerasi - katai putih dengan komposisi karbon-oksigen, dan satelit sebelumnya menjadi raksasa dan mulai mengirimkan materi kembali ke katai putih, membentuk H = He- cangkang di sana. Massanya juga meningkat ketika mendekati batas (18,9), dan suhu pusatnya meningkat menjadi 4-10°K, di mana karbon “menyala”.
Dalam bintang biasa, ketika suhu meningkat, tekanan meningkat, yang mendukung lapisan di atasnya. Namun untuk gas yang mengalami degenerasi, tekanannya hanya bergantung pada kepadatannya; ia tidak akan meningkat seiring suhu, dan lapisan di atasnya akan jatuh ke arah pusat daripada mengembang untuk mengimbangi kenaikan suhu. Lapisan inti dan sekitarnya akan runtuh (collapse). Penurunan tersebut berlangsung sangat cepat hingga peningkatan suhu menghilangkan degenerasi tersebut, dan kemudian bintang mulai mengembang “dalam upaya yang sia-sia” untuk menjadi stabil, sementara gelombang pembakaran karbon menyapu bintang tersebut. Proses ini berlangsung satu atau dua detik, selama waktu itu suatu zat dengan massa sekitar satu massa Matahari berubah menjadi, peluruhannya (dengan pelepasan -kuanta dan positron) didukung suhu tinggi pada cangkangnya, berkembang pesat hingga berukuran puluhan a. e. Ia terbentuk (dengan waktu paruh), dari peluruhannya ia muncul dalam jumlah sekitar Katai putih hancur hingga akhir. Namun tidak ada alasan yang jelas mengenai terbentuknya bintang neutron. Sementara itu, pada sisa-sisa ledakan supernova kita tidak menemukan besi dalam jumlah yang nyata, melainkan bintang neutron (lihat di bawah). Fakta-fakta inilah yang menjadi kesulitan utama dari model ledakan supernova tipe I yang disajikan.
Namun penjelasan tentang mekanisme ledakan supernova tipe II menghadapi kesulitan yang lebih besar. Rupanya pendahulunya bukan bagian dari sistem biner. Dengan massa yang besar (lebih dari ) ia berevolusi secara mandiri dan cepat, mengalami fase pembakaran H, He, C, O menjadi Na dan Si dan selanjutnya ke inti Fe-Ni. Setiap fase baru diaktifkan ketika fase sebelumnya habis, ketika, setelah kehilangan kemampuan untuk melawan gravitasi, inti runtuh, suhu naik, dan tahap berikutnya mulai berlaku. Jika sampai pada fase Fe-Ni, sumber energinya akan hilang, karena inti besi hancur akibat pengaruh foton berenergi tinggi pada banyak partikel, dan proses ini bersifat endotermik. Ini membantu keruntuhan. Dan tidak ada lagi energi yang mampu menghentikan cangkang yang runtuh itu.
Dan inti mempunyai kemampuan untuk masuk ke keadaan lubang hitam (lihat hal. 289) melalui tahap bintang neutron melalui reaksi.
Pengembangan lebih lanjut fenomena menjadi sangat tidak jelas. Banyak pilihan telah diusulkan, tetapi tidak memuat penjelasan tentang bagaimana cangkang tersebut terlempar keluar ketika inti runtuh.
Adapun dari segi deskriptifnya, dengan massa cangkang dan kecepatan ejeksi sekitar 2000 km/s, energi yang dikeluarkan untuk ini mencapai , dan radiasi selama suar (kebanyakan 70 hari) terbawa.
Kami akan kembali mempertimbangkan proses ledakan supernova lagi, tetapi dengan bantuan mempelajari sisa-sisa ledakan (lihat § 28).
