Mēs jau esam redzējuši, ka atšķirībā no Saules un citām nekustīgām zvaigznēm fizikālās mainīgās zvaigznes maina izmēru, fotosfēras temperatūru un spilgtumu. Starp dažādi veidi No nestacionārajām zvaigznēm īpašas intereses ir novas un supernovas. Faktiski tās nav tikko parādījušās zvaigznes, bet gan jau esošas, kas piesaistīja uzmanību ar strauju spilgtuma palielināšanos.
Jaunu zvaigžņu uzliesmojuma laikā spilgtums palielinās tūkstošiem un miljoniem reižu vairāku dienu līdz vairāku mēnešu laikā. Ir zināmas zvaigznes, kas vairākkārt uzliesmojušas kā novas. Saskaņā ar mūsdienu datiem jaunas zvaigznes parasti ir daļa no binārajām sistēmām, un vienas no zvaigznēm uzliesmojumi notiek matērijas apmaiņas rezultātā starp zvaigznēm, kas veidojas. duālā sistēma. Piemēram, sistēmā “baltais punduris – parasta zvaigzne (zems spožums)” parādību izraisa sprādzieni. nova, var rasties, kad no parastas zvaigznes uz baltā pundura nokrīt gāze.
Vēl grandiozāki ir supernovu sprādzieni, kuru spilgtums pēkšņi palielinās par aptuveni 19 m! Pie maksimālā spilgtuma zvaigznes izstarojošā virsma tuvojas novērotājam ar ātrumu vairāki tūkstoši kilometru sekundē. Supernovas sprādzienu modelis liecina, ka supernovas ir eksplodējošas zvaigznes.
Supernovas sprādzienu laikā vairāku dienu laikā izdalās milzīga enerģija – aptuveni 10 41 J. Šādi kolosāli sprādzieni notiek plkst. pēdējie posmi Tādu zvaigžņu evolūcija, kuru masa vairākas reizes pārsniedz Saules masu.
Pie maksimālā spilgtuma viena supernova var spīdēt spožāk nekā miljards zvaigžņu, piemēram, mūsu Saule. Dažu supernovu jaudīgāko sprādzienu laikā viela var tikt izmesta ar ātrumu 5000 - 7000 km/s, kuras masa sasniedz vairākas Saules masas. Izmestas čaulu paliekas supernovas, redzams ilgu laiku kā izplešas gāzes.
Atklātas ne tikai supernovas čaulu paliekas, bet arī tas, kas pāri no kādreiz eksplodētās zvaigznes centrālās daļas. Šīs "zvaigžņu paliekas" izrādījās pārsteidzoši radio emisijas avoti, kurus sauca par pulsāriem. Pirmie pulsāri tika atklāti 1967. gadā.
Dažiem pulsāriem ir pārsteidzoši stabils radio impulsu atkārtošanās ātrums: impulsi tiek atkārtoti stingri vienādos laika intervālos, mērot ar precizitāti, kas pārsniedz 10 -9 s! Atvērtie pulsāri atrodas no mums attālumos, kas nepārsniedz simtiem parseku. Tiek pieņemts, ka pulsāri ir ātri rotējošas superblīvas zvaigznes, kuru rādiuss ir aptuveni 10 km un masa ir tuvu Saules masai. Šādas zvaigznes sastāv no blīvi iesaiņotiem neitroniem un tiek sauktas par neitronu zvaigznēm. Tikai daļu savas pastāvēšanas laika neitronu zvaigznes izpaužas kā pulsāri.
Supernovas sprādzieni tiek klasificēti kā reti notikumi. Pēdējā tūkstošgadē mūsu zvaigžņu sistēmā ir novēroti tikai daži supernovas sprādzieni. No tiem visdrošāk ir konstatēti šādi trīs: uzliesmojums 1054. gadā Vērša zvaigznājā, 1572. gadā Kasiopejas zvaigznājā, 1604. gadā Ophiuchus zvaigznājā. Pirmo no šīm supernovām kā “vieszvaigzni” aprakstīja ķīniešu un japāņu astronomi, otro Tycho Brahe, bet trešo novēroja Johanness Keplers. 1054. un 1572. gada supernovu spožums pārsniedza Venēras spožumu, un šīs zvaigznes bija redzamas dienas laikā. Kopš teleskopa izgudrošanas (1609. gadā) mūsu zvaigžņu sistēmā nav novērota neviena supernova (iespējams, daži sprādzieni palika nepamanīti). Kad radās iespēja izpētīt citas zvaigžņu sistēmas, tajās bieži tika atklātas jaunas zvaigznes un supernovas.
1987. gada 23. februārī Lielajā Magelāna mākonī (Doradus zvaigznājā), kas ir lielākais mūsu galaktikas pavadonis, eksplodēja supernova. Pirmo reizi kopš 1604. gada supernovu varēja redzēt pat ar neapbruņotu aci. Pirms sprādziena supernovas vietā atradās 12. lieluma zvaigzne. Zvaigzne savu maksimālo spilgtumu sasniedza 4 m marta sākumā, un pēc tam sāka lēnām izbalēt. Zinātnieki, kuri novēroja supernovu, izmantojot lielāko uz zemes esošo observatoriju teleskopus, Astron orbitālo observatoriju un rentgena teleskopus Kvant modulī orbitālā stacija“Mir”, pirmo reizi bija iespējams izsekot visam uzliesmojuma procesam. Novērojumi tika veikti dažādos spektrālos diapazonos, ieskaitot redzamo optisko diapazonu, ultravioleto, rentgena un radio diapazonu. Zinātniskajā presē parādījās sensacionāli ziņojumi par neitrīno un, iespējams, gravitācijas starojuma noteikšanu no sprāgstošās zvaigznes. Zvaigznes struktūras modelis fāzē pirms sprādziena tika pilnveidots un bagātināts ar jauniem rezultātiem.
Debesis skaidrā dienā kopumā sniedz diezgan garlaicīgu un vienmuļu attēlu: karsta Saules bumba un skaidrs, bezgalīgs plašums, ko dažkārt rotā mākoņi vai reti mākoņi.
Debesis bez mākoņiem naktī ir cita lieta. Parasti tas viss ir izkaisīts ar spilgtām zvaigžņu kopām. Jāņem vērā, ka naksnīgajās debesīs ar neapbruņotu aci var redzēt no 3 līdz 4,5 tūkstošiem nakts gaismekļu. Un tie visi pieder Piena Ceļam, kurā atrodas mūsu Saules sistēma.
Saskaņā ar mūsdienu koncepcijām zvaigznes ir karstas gāzes bumbiņas, kuru dziļumos notiek hēlija kodolu termokodolsintēze no ūdeņraža kodoliem, atbrīvojot kolosālu enerģijas daudzumu. Tas ir tas, kas nodrošina zvaigžņu spilgtumu.
Mums tuvākā zvaigzne ir mūsu Saule, kuras attālums ir 150 miljoni kilometru. Bet zvaigzne Proxima Centauri, nākamā vistālāk, atrodas 4,25 gaismas gadu attālumā no mums jeb 270 tūkstošus reižu tālāk par Sauli.
Šajā rādītājā ir zvaigznes, kuru izmērs ir simtiem reižu lielākas par Sauli un tikpat reižu zemākas par Sauli. Tomēr zvaigžņu masas atšķiras daudz pieticīgākās robežās - no vienas divpadsmitās daļas no Saules masas līdz 100 no tās masām. Vairāk par pusi redzamas zvaigznes ir divkāršas un dažreiz trīskāršas sistēmas.
Kopumā mums redzamo zvaigžņu skaitu Visumā var apzīmēt kā 125 000 000 000 ar vienpadsmit papildu nullēm.
Tagad, lai izvairītos no sajaukšanas ar nullēm, astronomi vairs neveic atsevišķu zvaigžņu uzskaiti, bet gan veselas galaktikas, uzskatot, ka vidēji katrā no tām ir aptuveni 100 miljardi zvaigžņu.
Amerikāņu astronoms Frics Cvikijs vispirms sāka mērķtiecīgi meklēt supernovas
Jau 1996. gadā zinātnieki noteica, ka no Zemes var redzēt 50 miljardus galaktiku. Kad tika nodots ekspluatācijā Habla orbitālais teleskops, kuram netraucē Zemes atmosfēras radītie traucējumi, redzamo galaktiku skaits uzlēca līdz 125 miljardiem.
Pateicoties visu redzošā acs Ar šo teleskopu astronomi iekļuva tik universālos dziļumos, ka ieraudzīja galaktikas, kas parādījās tikai vienu miljardu gadu pēc Lielā sprādziena, kas radīja mūsu Visumu.
Zvaigžņu raksturošanai tiek izmantoti vairāki parametri: spožums, masa, rādiuss un ķīmiskais sastāvs atmosfēra, kā arī tās temperatūra. Un, izmantojot vairākas zvaigznes papildu īpašības, varat arī noteikt tās vecumu.
Katra zvaigzne ir dinamiska struktūra, kas dzimst, aug un pēc tam, sasniegusi noteiktu vecumu, klusi nomirst. Bet gadās arī tā, ka pēkšņi uzsprāgst. Šis notikums izraisa liela mēroga izmaiņas zonā, kas atrodas blakus eksplodējošajai zvaigznei.
Tādējādi traucējumi, kas sekoja šim sprādzienam, izplatās milzīgā ātrumā un vairāku desmitu tūkstošu gadu laikā aptver milzīgu telpu starpzvaigžņu vidē. Šajā reģionā temperatūra strauji paaugstinās, līdz pat vairākiem miljoniem grādu, ievērojami palielinās kosmisko staru blīvums un magnētiskā lauka stiprums.
Šādas eksplodējošas zvaigznes izmestā materiāla īpašības ļauj tai veidot jaunas zvaigznes un pat veselas planētu sistēmas.
Šī iemesla dēļ astrofiziķi ļoti rūpīgi pēta gan supernovas, gan to paliekas. Galu galā šīs parādības izpētes laikā iegūtā informācija var paplašināt zināšanas par normālu zvaigžņu evolūciju, par procesiem, kas notiek neitronu zvaigžņu dzimšanas laikā, kā arī precizēt to reakciju detaļas, kuru rezultātā veidojas smagie elementi. , kosmiskie stari utt.
Savulaik tās zvaigznes, kuru spilgtums negaidīti palielinājās vairāk nekā 1000 reižu, astronomi sauca par jaunām. Tie parādījās debesīs negaidīti, veicot izmaiņas parastajā zvaigznāju konfigurācijā. Pēkšņi maksimāli palielinoties vairākus tūkstošus reižu, to spilgtums pēc kāda laika strauji samazinājās, un pēc dažiem gadiem to spilgtums kļuva tikpat vājš kā pirms sprādziena.
Jāpiebilst, ka uzliesmojumu periodiskums, kura laikā zvaigzne tiek atbrīvota no vienas tūkstošdaļas savas masas un kura ar milzīgu ātrumu tiek izmesta kosmosā, tiek uzskatīta par vienu no galvenajām jaunu zvaigžņu dzimšanas pazīmēm. Bet tajā pašā laikā dīvainā kārtā zvaigžņu sprādzieni neizraisa būtiskas izmaiņas to struktūrā vai pat iznīcināšanu.
Cik bieži šādi notikumi notiek mūsu Galaktikā? Ja ņemam vērā tikai tās zvaigznes, kuru spilgtums nepārsniedza 3. magnitūdu, tad saskaņā ar vēsturiskajām hronikām un astronomu novērojumiem piecu tūkstošu gadu laikā tika novēroti ne vairāk kā 200 spilgti uzliesmojumi.
Bet, kad sākās citu galaktiku pētījumi, kļuva skaidrs, ka jauno zvaigžņu, kas parādās šajos kosmosa stūros, spilgtums bieži vien ir vienāds ar visas galaktikas, kurā šīs zvaigznes parādās, spilgtumu.
Protams, zvaigžņu parādīšanās ar šādu spožumu ir ārkārtējs notikums un absolūti atšķiras no parasto zvaigžņu dzimšanas. Tāpēc jau 1934. gadā amerikāņu astronomi Frics Cvikijs un Valters Bāde ierosināja tās zvaigznes, kuru maksimālais spilgtums sasniedz parasto galaktiku spilgtumu, klasificēt kā atsevišķu supernovu klasi un visvairāk. spožas zvaigznes. Jāpatur prātā, ka notiek supernovas sprādzieni pašreizējais stāvoklis mūsu Galaktika ir ārkārtīgi reta parādība, kas notiek ne biežāk kā reizi 100 gados. Visspilgtākie uzliesmojumi, kas reģistrēti ķīniešu un japāņu traktātos, notika 1006. un 1054. gadā.
Pēc piecsimt gadiem, 1572. gadā, supernovas sprādzienu Kasiopejas zvaigznājā novēroja izcilais astronoms Tiho Brahe. 1604. gadā Johannes Keplers redzēja supernovas dzimšanu Ophiuchus zvaigznājā. Un kopš tā laika mūsu Galaktikā tik grandiozi notikumi nav svinēti.
Tas varētu būt saistīts ar faktu, ka Saules sistēma mūsu galaktikā ieņem tādu pozīciju, ka to var novērot optiskie instrumenti Supernovas sprādzieni no Zemes ir iespējami tikai pusē no tās tilpuma. Pārējā reģionā to kavē starpzvaigžņu gaismas absorbcija.
Un tā kā citās galaktikās šīs parādības notiek ar aptuveni tādu pašu frekvenci kā šeit piena ceļš, galvenā informācija par supernovām sprādziena brīdī tika iegūta no to novērojumiem citās galaktikās...
Pirmo reizi astronomi V. Bāde un F. Cvikijs mērķtiecīgā supernovu meklēšanā sāka iesaistīties 1936. gadā. Trīs gadu laikā, veicot novērojumus dažādās galaktikās, zinātnieki atklāja 12 supernovas sprādzienus, kas pēc tam tika pakļauti rūpīgākiem pētījumiem, izmantojot fotometriju un spektroskopiju.
Turklāt progresīvāku astronomisko iekārtu izmantošana ir ļāvusi paplašināt jaunatklāto supernovu sarakstu. Un automatizētas meklēšanas ieviešana noveda pie tā, ka zinātnieki atklāja vairāk nekā simts supernovu gadā. Kopā par īsu laiku 1500 no šiem objektiem tika fiksēti.
IN pēdējie gadi izmantojot spēcīgi teleskopi Vienā novērojumu naktī zinātnieki atklāja vairāk nekā 10 tālu supernovas!
1999. gada janvārī notika notikums, kas šokēja pat mūsdienu astronomus, kuri bija pieraduši pie daudzajiem Visuma “trikiem”: kosmosa dzīlēs tika fiksēts desmitreiz spilgtāks zibsnis par visu iepriekš zinātnieku fiksēto. To pamanīja divi pētniecības satelīti un teleskops Ņūmeksikas kalnos, kas aprīkoti ar automātisko kameru. Šī unikālā parādība notika Bootes zvaigznājā. Nedaudz vēlāk, tā paša gada aprīlī, zinātnieki noteica, ka attālums līdz uzliesmojumam bija deviņi miljardi gaismas gadu. Tas ir gandrīz trīs ceturtdaļas no Visuma rādiusa.
Astronomu veiktie aprēķini parādīja, ka dažās sekundēs, kuru laikā ilga uzliesmojums, tika atbrīvots daudzkārt vairāk enerģijas, nekā Saule saražoja piecu miljardu pastāvēšanas gadu laikā. Kas izraisīja tik neticamu sprādzienu? Kādi procesi izraisīja šo milzīgo enerģijas izdalīšanos? Zinātne vēl nevar konkrēti atbildēt uz šiem jautājumiem, lai gan pastāv pieņēmums, ka liela summa enerģija varētu rasties divu neitronu zvaigžņu saplūšanas gadījumā.
| <<< Назад
|
Uz priekšu >>> |
Supernova vai supernovas sprādziens- parādība, kuras laikā zvaigzne krasi maina savu spilgtumu par 4–8 kārtībām (duci magnitūdu), kam seko relatīvi lēna uzliesmojuma pavājināšanās. Tas ir kataklizmiska procesa rezultāts, kas notiek dažu zvaigžņu evolūcijas beigās un ko pavada milzīgas enerģijas izdalīšanās.
Parasti supernovas tiek novērotas pēc fakta, tas ir, kad notikums jau ir noticis un tā starojums ir sasniedzis Zemi. Tāpēc supernovu būtība ilgu laiku bija neskaidra. Taču tagad tiek piedāvāts diezgan daudz scenāriju, kas noved pie šāda veida uzliesmojumiem, lai gan galvenie noteikumi jau ir diezgan skaidri.
Sprādzienu pavada ievērojamas vielas masas izmešana no zvaigznes ārējā apvalka starpzvaigžņu telpā un no pārējās vielas daļas no eksplodētās zvaigznes kodola, kā likums, veidojas kompakts objekts - neitronu zvaigzne, ja zvaigznes masa pirms sprādziena bija lielāka par 8 Saules masām (M ☉), vai melnā zvaigzne - caurums ar zvaigznes masu virs 20 M ☉ (kodola masa, kas palikusi pēc sprādziena beigām 5 M ☉). Kopā tie veido supernovas paliekas.
Visaptveroša iepriekš iegūto spektru un gaismas līkņu izpēte kombinācijā ar atlieku un iespējamo cilmes zvaigžņu izpēti ļauj veidot detalizētākus modeļus un izpētīt apstākļus, kas pastāvēja uzliesmojuma brīdī.
Cita starpā uzliesmojuma laikā izmestā viela lielā mērā satur kodolsintēzes produktus, kas notika visā zvaigznes dzīves laikā. Pateicoties supernovām, Visums kopumā un jo īpaši katra galaktika ķīmiski attīstās.
Nosaukums atspoguļo vēsturisko zvaigžņu izpētes procesu, kuru spilgtums laika gaitā būtiski mainās, tā sauktās novas.
Nosaukums sastāv no etiķetes SN, kam seko atvēršanas gads, kam seko viena vai divu burtu apzīmējums. Pirmās 26 kārtējā gada supernovas saņem viena burta apzīmējumus, nosaukuma beigās no plkst. lielie burti no A pirms tam Z. Atlikušās supernovas saņem divu burtu apzīmējumus, kas veidoti no mazajiem burtiem: aa, ab, un tā tālāk. Neapstiprinātas supernovas ir apzīmētas ar burtiem PSN(ang. iespējama supernova) ar debess koordinātām šādā formātā: Jhmmssss+ddmmsss.
Lielais attēls
| Klase | Apakšklase | Mehānisms | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| es Nav ūdeņraža līniju |
Spēcīgas jonizēta silīcija līnijas (Si II) pie 6150 | Ia | Kodoltermiskais sprādziens | |||||
| Iax Pie maksimālā spilgtuma tiem ir mazāks spilgtums un zemāks Ia salīdzinājumā |
||||||||
| Silīcija līnijas ir vājas vai to nav | Ib Ir hēlija (He I) līnijas. |
Gravitācijas sabrukums | ||||||
| Ic Hēlija līnijas ir vājas vai tās nav |
||||||||
| II Ir ūdeņraža līnijas |
II-P/L/N Spektrs ir nemainīgs |
II-P/L Nav šauru līniju |
II-P Gaismas līknei ir plato |
|||||
| II-L Lielums laika gaitā lineāri samazinās |
||||||||
| IIn Klāt šauras līnijas |
||||||||
| IIb Spektrs laika gaitā mainās un kļūst līdzīgs Ib spektram. |
||||||||
Gaismas līknes
I tipa gaismas līknes ir ļoti līdzīgas: 2–3 dienas ir straujš pieaugums, pēc tam to aizstāj ar ievērojamu kritumu (par 3 lielumiem) 25–40 dienas, kam seko lēna, gandrīz lineāra vājināšanās. lieluma skala. Ia uzliesmojumu maksimuma vidējais absolūtais lielums ir M B = – 19,5 m (\textstyle M_(B)=-19,5^(m)), Ib\c - .
Bet II tipa gaismas līknes ir diezgan dažādas. Dažiem līknes atgādināja I tipa līknes, tikai ar lēnāku un ilgāku spilgtuma samazināšanos līdz lineārajai stadijai. Citi, sasnieguši maksimumu, palika pie tā līdz 100 dienām, un pēc tam spilgtums strauji samazinājās un sasniedza lineāru “asti”. Maksimuma absolūtais lielums ļoti atšķiras no − 20 m (\textstyle -20^(m)) pirms tam − 13 m (\textstyle -13^(m)). Vidējā vērtība IIp - M B = – 18 m (\textstyle M_(B)=-18^(m)), par II-L M B = – 17 m (\textstyle M_(B)=-17^(m)).
Spektri
Iepriekš minētajā klasifikācijā jau ir ietvertas dažas supernovas spektru pamatiezīmes dažādi veidi, pakavēsimies pie tā, kas nebija iekļauts. Pirmais un ļoti svarīga iezīme, kas ilgu laiku neļāva atšifrēt iegūtos spektrus - galvenās līnijas ir ļoti plašas.
II un Ib\c tipa supernovu spektrus raksturo:
- Šauras absorbcijas funkcijas, kas ir tuvu maksimālajam spilgtumam, un šauras nepārvietotās emisijas sastāvdaļas.
- Līnijas , , , novērotas ultravioletajā starojumā.
Novērojumi ārpus optiskā diapazona
Zibspuldzes ātrums
Uzliesmojumu biežums ir atkarīgs no zvaigžņu skaita galaktikā vai, kas ir tāds pats parastajām galaktikām, no spilgtuma. Vispārpieņemts lielums, kas raksturo uzliesmojumu biežumu dažāda veida galaktikās, ir 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)*100years))),
Kur L ⊙ (B) (\textstyle L_(\odot ) (B))- Saules spožums filtrā B. Par dažādi veidi uzliesmojuma lielums ir:
Šajā gadījumā supernovas Ib/c un II gravitējas uz spirālveida pleciem.
Novērojot supernovas paliekas
Jaunā atlikuma kanoniskā shēma ir šāda:
- Iespējamais kompaktais atlikums; parasti pulsārs, bet, iespējams, melnais caurums
- Ārējais triecienvilnis, kas izplatās starpzvaigžņu vielā.
- Atgriešanās vilnis, kas izplatās supernovas izmešanas materiālā.
- Sekundārais, izplatās starpzvaigžņu vides puduros un blīvās supernovas emisijās.
Kopā tie veido šādu attēlu: aiz ārējā trieciena viļņa priekšpuses gāze tiek uzkarsēta līdz temperatūrai T S ≥ 10 7 K un izstaro rentgenstaru diapazonā ar fotona enerģiju 0,1-20 keV līdzīgi, gāze aiz atgriešanās viļņa priekšpuse veido otru rentgena starojuma apgabalu. Augsti jonizēta Fe, Si, S uc līnijas norāda abu slāņu starojuma termisko raksturu.
Optiskais starojums no jaunā atlikuma rada gāzi kuņģī aiz sekundārā viļņa priekšpuses. Tā kā izplatīšanās ātrums tajos ir lielāks, tas nozīmē, ka gāze ātrāk atdziest un starojums pāriet no rentgenstaru diapazona uz optisko diapazonu. Optiskā starojuma trieciena izcelsmi apstiprina līniju relatīvā intensitāte.
Teorētiskais apraksts
Novērojumu dekompozīcija
Supernovas Ia būtība atšķiras no citu uzliesmojumu rakstura. Par to skaidri liecina tas, ka eliptiskajās galaktikās nav Ib\c un II tipa uzliesmojumu. No Galvenā informācija par pēdējo ir zināms, ka tur ir maz gāzes un zilo zvaigžņu, un zvaigžņu veidošanās beidzās pirms 10 10 gadiem. Tas nozīmē, ka visas masīvās zvaigznes jau ir pabeigušas savu evolūciju, un paliek tikai zvaigznes, kuru masa ir mazāka par Saules masu, un ne vairāk. No zvaigžņu evolūcijas teorijas ir zināms, ka šāda veida zvaigznes nevar eksplodēt, un tāpēc ir nepieciešams dzīves pagarināšanas mehānisms zvaigznēm ar masu 1-2M ⊙.
Ūdeņraža līniju trūkums Ia\Iax spektros norāda, ka sākotnējās zvaigznes atmosfērā ir ārkārtīgi maz ūdeņraža. Izmestās vielas masa ir diezgan liela - 1M ⊙, galvenokārt satur oglekli, skābekli un citus smagos elementus. Un nobīdītās Si II līnijas norāda, ka izgrūšanas laikā tās ir aktīvas kodolreakcijas. Tas viss mūs pārliecina, ka priekštece ir baltais punduris, visticamāk, ogleklis-skābeklis.
Pievilcība Ib\c tipa un II tipa supernovu spirālveida zariem norāda, ka cilmes zvaigzne ir īslaicīgas O-zvaigznes ar masu 8-10M ⊙ .
Kodoltermiskais sprādziens
Viens veids, kā atbrīvot nepieciešamo enerģijas daudzumu, ir straujš pieaugums kodoltermiskajā sadegšanā, tas ir, kodoltermiskā sprādzienā, iesaistītās vielas masa. Tomēr atsevišķu zvaigžņu fizika to nepieļauj. Procesi zvaigznēs, kas atrodas galvenajā secībā, ir līdzsvarā. Tāpēc visi modeļi uzskata zvaigžņu evolūcijas pēdējo posmu - baltos pundurus. Tomēr pēdējais pats par sevi ir stabila zvaigzne, un viss var mainīties tikai tad, kad tuvojas Čandrasekharas robežai. Tas noved pie nepārprotama secinājuma, ka kodoltermiskā sprādziens ir iespējams tikai vairākās zvaigžņu sistēmās, visticamāk, tā sauktajās dubultzvaigznēs.
Šajā shēmā ir divi mainīgie, kas ietekmē sprādzienā iesaistītās vielas stāvokli, ķīmisko sastāvu un galīgo masu.
- Otrais pavadonis ir parasta zvaigzne, no kuras matērija plūst uz pirmo.
- Otrs kompanjons ir tas pats baltais punduris. Šo scenāriju sauc par dubulto deģenerāciju.
- Pārsniedzot Čandrasekharas robežu, notiek sprādziens.
- Viņa priekšā notiek sprādziens.
Visiem supernovas Ia scenārijiem kopīgs ir tas, ka eksplodējošais punduris, visticamāk, ir ogleklis-skābeklis. Sprādzienbīstamā degšanas vilnī, kas virzās no centra uz virsmu, notiek šādas reakcijas:
12 C + 16 O → 28 S i + γ (Q = 16,76 M e V) (\displeja stils ^(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) (\displeja stils ^(28)Si~+~^(28)Si~\labā bultiņa ~^(56)Ni~+~\ gamma ~ (Q = 10,92 ~ MeV)).Reaģējošās vielas masa nosaka sprādziena enerģiju un attiecīgi maksimālo spilgtumu. Ja pieņemam, ka reaģē visa baltā pundura masa, tad sprādziena enerģija būs 2,2 10 51 erg.
Gaismas līknes turpmāko darbību galvenokārt nosaka sabrukšanas ķēde:
56 N i → 56 C o → 56 F e (\displaystyle ^(56)Ni~\rightarrow ~^(56)Co~\rightarrow ~^(56)Fe)Izotops 56 Ni ir nestabils, un tā pussabrukšanas periods ir 6,1 diena. Tālāk e-uztveršana noved pie 56Co kodola veidošanās galvenokārt ierosinātā stāvoklī ar 1,72 MeV enerģiju. Šis līmenis ir nestabils, un elektrona pāreju uz pamatstāvokli pavada γ kvantu kaskādes emisija ar enerģijām no 0,163 MeV līdz 1,56 MeV. Šie kvanti piedzīvo Komptona izkliedi, un to enerģija ātri samazinās līdz ~ 100 keV. Šādus kvantus jau efektīvi absorbē fotoelektriskais efekts, un rezultātā viela silda. Zvaigznei izplešoties, matērijas blīvums zvaigznē samazinās, fotonu sadursmju skaits samazinās, un materiāls uz zvaigznes virsmas kļūst caurspīdīgs starojumam. Kā liecina teorētiskie aprēķini, šāda situācija rodas aptuveni 20-30 dienas pēc tam, kad zvaigzne sasniedz maksimālo spilgtumu.
60 dienas pēc sākuma viela kļūst caurspīdīga γ-starojumam. Gaismas līkne sāk eksponenciāli samazināties. Līdz tam laikam 56 Ni izotops jau ir sadalījies, un enerģijas izdalīšanās ir saistīta ar 56 Co β sabrukšanu līdz 56 Fe (T 1/2 = 77 dienas) ar ierosmes enerģiju līdz 4, 2 MeV.
Gravitācijas kodola sabrukums
Otrs nepieciešamās enerģijas atbrīvošanas scenārijs ir zvaigznes kodola sabrukums. Tās masai jābūt precīzi vienādai ar tās atlikuma masu, kas aizstāj tipiskās vērtības, ko iegūstam:
E t o t ∼ G M 2 R ∼ 10 53 (\displaystyle E_(tot)\sim (\frac (GM^(2))(R))\sim 10^(53)) erg,kur M = 0 un R = 10 km, G ir gravitācijas konstante. Raksturīgais laiks tam ir:
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,kur ρ 12 ir zvaigznes blīvums, normalizēts līdz 10 12 g/cm 3 .
Iegūtā vērtība ir par divām kārtām lielāka par apvalka kinētisko enerģiju. Nepieciešams nesējs, kam, no vienas puses, ir jānoņem atbrīvotā enerģija, un, no otras puses, tas nedrīkst mijiedarboties ar vielu. Neitrīni ir piemēroti šāda nesēja lomai.
Par to veidošanos ir atbildīgi vairāki procesi. Pirmais un vissvarīgākais zvaigznes destabilizācijai un kontrakcijas sākumam ir neitronizācijas process:
3 H e + e − → 3 H + ν e (\displeja stils ()^(3)He+e^(-)\to ()^(3)H+\nu _(e))
4 H e + e − → 3 H + n + ν e (\displeja stils ()^(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))
Neitrīni no šīm reakcijām aiznes 10%. Galvenā loma dzesēšanā ir URKA procesiem (neitrīna dzesēšana):
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)
Protonu un neitronu vietā var darboties arī atomu kodoli, veidojot nestabilu izotopu, kas piedzīvo beta sabrukšanu:
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)\uz (A,Z)+e^(-)+(\tilde (\nu ))_(e).)
Šo procesu intensitāte palielinās līdz ar kompresiju, tādējādi paātrinot to. Šo procesu aptur neitrīno izkliede uz deģenerētiem elektroniem, kuras laikā tie tiek termolizēti un bloķēti vielas iekšienē. Pie blīvumiem tiek sasniegta pietiekama deģenerēto elektronu koncentrācija ρ n u c = 2, 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14)) g/cm3.
Ņemiet vērā, ka neitronizācijas procesi notiek tikai pie blīvuma 10 11 /cm 3, kas ir sasniedzams tikai zvaigžņu kodolā. Tas nozīmē, ka tikai tajā tiek izjaukts hidrodinamiskais līdzsvars. Ārējie slāņi atrodas lokālā hidrodinamiskā līdzsvarā, un sabrukums sākas tikai pēc tam, kad centrālais kodols saraujas un veido cietu virsmu. Atsitiens no šīs virsmas nodrošina čaumalas atbrīvošanu.
Jaunas supernovas paliekas modelis
Supernovas palieku evolūcijas teorija
Supernovas paliekas evolūcijā ir trīs posmi:
Korpusa izplešanās apstājas brīdī, kad gāzes spiediens paliekā ir vienāds ar gāzes spiedienu starpzvaigžņu vidē. Pēc tam atlikums sāk izkliedēties, saduroties ar haotiski kustīgiem mākoņiem. Rezorbcijas laiks sasniedz:
T m a x = 7 E 51 0,32 n 0 0,34 P ~ 0, 4 - 0,7 (\displeja stils t_(max)=7E_(51)^(0,32)n_(0)^(0,34)(\tilde (P))_( 0,4)^(-0,7)) gadiem
Sinhrotrona starojuma rašanās teorija
Detalizēta apraksta uzbūve
Meklēt supernovas paliekas
Meklēt priekšteču zvaigznes
Supernova Ia teorija
Papildus iepriekš aprakstītajām neskaidrībām supernovas Ia teorijās, pats sprādziena mehānisms ir bijis daudzu strīdu avots. Visbiežāk modeļus var iedalīt šādās grupās:
- Tūlītēja detonācija
- Aizkavēta detonācija
- Pulsējoša aizkavēta detonācija
- Turbulenta ātra sadegšana
Vismaz katrai sākotnējo nosacījumu kombinācijai uzskaitītie mehānismi ir atrodami vienā vai otrā variantā. Bet piedāvāto modeļu klāsts neaprobežojas ar to. Kā piemēru var minēt modeli, kurā vienlaikus detonē divi baltie punduri. Protams, tas ir iespējams tikai scenārijos, kad ir attīstījušies abi komponenti.
Ķīmiskā evolūcija un ietekme uz starpzvaigžņu vidi
Visuma ķīmiskā evolūcija. Elementu, kuru atomu skaits ir lielāks par dzelzi, izcelsme
Supernovas sprādzieni ir galvenais avots starpzvaigžņu vides papildināšanai ar elementiem ar lielāku atomu skaitu (vai kā saka smagāks) Viņš. Tomēr procesi, kas tos izraisīja dažādas grupas elementi un pat savi izotopi.
R process
r-process ir smagāku kodolu veidošanās process no vieglākiem, secīgi uztverot neitronus laikā ( n,γ) reakcijas un turpinās, līdz neitronu uztveršanas ātrums ir lielāks par izotopa β- sabrukšanas ātrumu. Citiem vārdiem sakot, vidējais n neitronu uztveršanas laiks τ(n,γ) vajadzētu būt:
τ (n , γ) ≈ 1 n τ β (\displaystyle \tau (n,\gamma)\approx (\frac (1) (n))\tau _(\beta ))kur τ β ir vidējais β-sabrukšanas laiks kodoliem, kas veido r-procesa ķēdi. Šis nosacījums ierobežo neitronu blīvumu, jo:
τ (n , γ) ≈ (ρ (σ n γ , v n) ¯) − 1 (\displaystyle \tau (n,\gamma)\approx \left(\rho (\overline ((\sigma _(n\gamma)) ),v_(n))))\pa labi)^(-1))Kur (σ n γ , v n) ¯ (\displaystyle (\overline ((\sigma _(n\gamma),v_(n)))))- reakcijas šķērsgriezuma produkts ( n,γ) uz neitronu ātrumu attiecībā pret mērķa kodolu, kas aprēķināts vidēji visā ātruma sadalījuma Maksvela spektrā. Ņemot vērā, ka r-process notiek smagos un vidējos kodolos, 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 \apmēram 2\cdot 10^(17)) neitroni/cm 3 .Šādi nosacījumi tiek sasniegti:
ν-process
Galvenais raksts: ν-process
ν-process ir nukleosintēzes process, neitrīno mijiedarbībā ar atomu kodoliem. Tas var būt atbildīgs par izotopu 7 Li, 11 B, 19 F, 138 La un 180 Ta parādīšanos.
Ietekme uz galaktikas starpzvaigžņu gāzes liela mēroga struktūru
Novērojumu vēsture
Hiparha interesi par fiksētajām zvaigznēm, iespējams, iedvesmoja supernovas novērojumi (pēc Plīnija teiktā). Agrākais ieraksts, kas identificēts kā supernova SN 185 (Angļu), izgatavoja ķīniešu astronomi mūsu ēras 185. gadā. Spilgtāko zināmo supernovu SN 1006 ir sīki aprakstījuši ķīniešu un arābu astronomi. Supernova SN 1054, kas radīja Krabja miglāju, tika labi novērota. Supernovas SN 1572 un SN 1604 bija redzamas ar neapbruņotu aci, un tām bija liela nozīme astronomijas attīstībā Eiropā, jo tie tika izmantoti kā arguments pret aristoteļa ideju, ka pasaule aiz Mēness un Saules sistēma nemainīgs. Johanness Keplers sāka novērot SN 1604 1604. gada 17. oktobrī. Šī bija otrā supernova, kas tika reģistrēta pieaugošā spilgtuma stadijā (pēc SN 1572, ko Kasiopejas zvaigznājā novēroja Taiho Brahe).
Līdz ar teleskopu attīstību kļuva iespējams novērot supernovas citās galaktikās, sākot ar supernovas S Andromeda novērojumiem Andromedas miglājā 1885. gadā. Divdesmitajā gadsimtā tika izstrādāti veiksmīgi modeļi katram supernovas veidam un pieauga izpratne par to lomu zvaigžņu veidošanā. 1941. gadā amerikāņu astronomi Rūdolfs Minkovskis un Frics Cvikijs izstrādāja modernu supernovu klasifikācijas shēmu.
Sešdesmitajos gados astronomi atklāja, ka supernovas sprādzienu maksimālo spilgtumu var izmantot kā standarta sveci, tādējādi mērot astronomisko attālumu. Tagad supernovas dod svarīga informācija par kosmoloģiskajiem attālumiem. Vistālākās supernovas izrādījās vājākas nekā gaidīts, kas saskaņā ar mūsdienu priekšstatiem liecina, ka Visuma izplešanās paātrinās.
Ir izstrādātas metodes, lai rekonstruētu to supernovas sprādzienu vēsturi, kuriem nav rakstisku novērojumu ierakstu. Supernovas Cassiopeia A datums tika noteikts pēc gaismas atbalss no miglāja, savukārt supernovas paliekas RX J0852.0-4622 vecums. (Angļu) novērtēts, mērot temperatūru un γ emisijas no titāna-44 sabrukšanas. 2009. gadā Antarktikas ledū tika atklāti nitrāti, kas atbilst supernovas sprādziena laikam.
1987. gada 23. februārī Lielajā Magelāna mākonī 168 tūkstošu gaismas gadu attālumā no Zemes izcēlās supernova SN 1987A, kas ir vistuvāk Zemei, kas novērota kopš teleskopa izgudrošanas. Pirmo reizi tika reģistrēta neitrīno plūsma no uzliesmojuma. Uzliesmojums tika intensīvi pētīts, izmantojot astronomiskos satelītus ultravioletā, rentgena un gamma staru diapazonā. Supernovas paliekas tika pētītas, izmantojot ALMA, Habla un Chandra. Pagaidām nav atklāta ne neitronu zvaigzne, ne melnais caurums, kam, pēc dažiem modeļiem, vajadzētu atrasties uzliesmojuma vietā.
2014. gada 22. janvārī M82 galaktikā, kas atrodas zvaigznājā Lielais Lācis, izcēlās supernova SN 2014J. Galaxy M82 atrodas 12 miljonu gaismas gadu attālumā no mūsu galaktikas, un tās redzamais magnitūds ir nedaudz mazāks par 9. Šī supernova ir vistuvāk Zemei kopš 1987. gada (SN 1987A).
Slavenākās supernovas un to paliekas
- Supernova SN 1604 (Kepler Supernova)
- Supernova G1.9+0.3 (jaunākā zināmā mūsu galaktikā)
Vēsturiskas supernovas mūsu galaktikā (novērotas)
| Supernova | Uzliesmojuma datums | Zvaigznājs | Maks. spīdēt | Attālums janiye (svētie gadi) |
Zibspuldzes veids shki |
Garums tel- redzamība tilti |
Atlikums | Piezīmes |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| SN 185 | , 7. decembris | Kentaurs | −8 | 3000 | Jā? | 8-20 mēneši | G315.4-2.3 (RCW 86) | Ķīniešu rekordi: novēroti netālu no Alfa Kentauri. |
| SN 369 | nezināms | nevis no- zināms |
nevis no- zināms |
nevis no- zināms |
5 mēneši | nezināms | Ķīniešu hronikas: situācija ir ļoti maz zināma. Ja tā atradās netālu no galaktikas ekvatora, ļoti iespējams, ka tā bija supernova, ja nē, tad visticamāk tā bija lēna nova. | |
| SN 386 | Strēlnieks | +1,5 | 16 000 | II? | 2-4 mēneši | G11.2-0.3 | Ķīniešu hronikas | |
| SN 393 | Skorpions | 0 | 34 000 | nevis no- zināms |
8 mēneši | vairāki kandidāti | Ķīniešu hronikas | |
| SN 1006 | , 1. maijs | Vilks | −7,5 | 7200 | Ia | 18 mēneši | SNR 1006 | Šveices mūki, arābu zinātnieki un ķīniešu astronomi. |
| SN 1054 | , 4. jūlijs | Vērsis | −6 | 6300 | II | 21 mēnesis | Krabju miglājs | vidū un Tālajos Austrumos(Eiropas tekstos neparādās, ja neskaita neskaidrus mājienus Īrijas klosteru hronikās). |
| SN 1181 | , Augusts | Kasiopeja | −1 | 8500 | nevis no- zināms |
6 mēneši | Iespējams, 3C58 (G130.7+3.1) | Parīzes Universitātes profesora Aleksandra Nekema darbi, ķīniešu un japāņu teksti. |
| SN 1572 | , 6. novembris | Kasiopeja | −4 | 7500 | Ia | 16 mēneši | Supernovas paliekas, klusums | Šis notikums ir ierakstīts daudzos Eiropas avotos, tostarp jaunā Tycho Brahe ierakstos. Tiesa, uzliesmojošo zvaigzni viņš pamanīja tikai 11. novembrī, taču sekoja tai veselu pusotru gadu un uzrakstīja grāmatu “De Nova Stella” (“Par jauno zvaigzni”) – pirmo astronomisko darbu par šo tēmu. |
| SN 1604 | , 9. oktobris | Ophiuchus | −2,5 | 20000 | Ia | 18 mēneši | Keplera supernovas paliekas | No 17. oktobra to sāka pētīt Johanness Keplers, kurš savus novērojumus izklāstīja atsevišķā grāmatā. |
| SN 1680 | , 16 augusts | Kasiopeja | +6 | 10000 | IIb | nevis no- zināms (ne vairāk kā nedēļu) |
Supernovas paliekas Kasiopeja A | iespējams, to ir redzējis Flamsteed un kataloģizēts kā 3 Cassiopeiae. |
SUPERNOVA
SUPERNOVA, zvaigžņu sprādziens, kurā tiek iznīcināta gandrīz visa ZVAIGZNE. Nedēļas laikā supernova var pārspēt visas pārējās galaktikas zvaigznes. Supernovas spožums ir par 23 magnitūdām (1000 miljoniem reižu) lielāks nekā Saules spožums, un sprādziena laikā izdalītā enerģija ir vienāda ar visu zvaigznes izstaroto enerģiju visas iepriekšējās dzīves laikā. Pēc dažiem gadiem supernovas apjoms palielinās tik daudz, ka tā kļūst retināta un caurspīdīga. Vairāk nekā simtiem vai tūkstošiem gadu izmestā materiāla paliekas ir redzamas kā supernovas paliekas. Supernova ir aptuveni 1000 reižu spožāka par novu. Ik pēc 30 gadiem tāda galaktika kā mūsējā piedzīvo vienu supernovu, taču lielāko daļu šo zvaigžņu aizsedz putekļi. Supernovām ir divi galvenie veidi, kas atšķiras pēc to gaismas līknēm un spektriem.
Supernovas ir zvaigznes, kas pēkšņi uzliesmo, dažkārt iegūstot 10 000 miljonus reižu lielāku spilgtumu nekā Saules spilgtums. Tas notiek vairākos posmos. Sākumā (A) milzīga zvaigzne ļoti ātri attīstās līdz stadijai, kad zvaigznes iekšienē vienlaicīgi sāk notikt dažādi kodolprocesi. Centrā var veidoties dzelzs, kas nozīmē kodolenerģijas ražošanas beigas. Pēc tam zvaigzne sāk iziet gravitācijas sabrukumu (B). Tas tomēr sasilda zvaigznes centru tiktāl, ka ķīmiskie elementi sadalās, un rodas jaunas reakcijas ar sprādzienbīstamu spēku (C). Lielākā daļa zvaigznes materiāla tiek izmesti kosmosā, savukārt zvaigznes centra paliekas sabrūk, līdz zvaigzne kļūst pilnīgi tumša, iespējams, kļūstot par ļoti blīvu neitronu zvaigzni (D). Viena šāda supernova bija redzama 1054. gadā. zvaigznājā Vērsis (E). Šīs zvaigznes paliekas ir gāzes mākonis, ko sauc par Krabja miglāju (F).
Zinātniskā un tehniskā enciklopēdiskā vārdnīca.
Skatiet, kas ir "SUPERNOVA" citās vārdnīcās:
Vaicājums "Supernova" novirza uz šejieni; skatīt arī citas nozīmes. Keplera supernovas paliekas Supernovas ... Wikipedia
Sprādziens, kas iezīmēja zvaigznes nāvi. Dažreiz supernovas sprādziens ir spožāks par galaktiku, kurā tas notika. Supernovas ir sadalītas divos galvenajos veidos. I tipam raksturīgs ūdeņraža trūkums optiskajā spektrā; tāpēc viņi domā, ka... Koljēra enciklopēdija
supernova- astrons. Pēkšņi uzliesmojoša zvaigzne ar starojuma jaudu, kas tūkstošiem reižu lielāka par novas uzliesmojuma jaudu... Daudzu izteicienu vārdnīca
Supernova SN 1572 Supernovas palieka SN 1572, rentgenstaru un infrasarkano attēlu kompozīcija, kas uzņemta ar Sptitzer, Chandra teleskopiem un Calar Alto observatoriju Novērošanas dati (Epoha?) Supernovas veids ... Wikipedia
Wolf Rayet zvaigznes māksliniecisks attēlojums Wolf Rayet zvaigznes ir zvaigžņu klase, ko raksturo ļoti karstums un spilgtums; Wolf Rayet zvaigznes atšķiras no citām karstajām zvaigznēm ar plašu ūdeņraža emisijas joslu klātbūtni to spektrā... Wikipedia
Supernova: supernova ir zvaigzne, kas beidz savu evolūciju katastrofālā sprādzienbīstamā procesā; Supernova krievu pop punk grupa. Supernova (filma) fantastiska šausmu filma no 2000. gada amerikāņu režisora... ... Wikipedia
Šim terminam ir citas nozīmes, skatiet Zvaigzne (nozīmes). Plejādu zvaigzne debesu ķermenis, kurā viņi dodas, gatavojās vai ies... Wikipedia
Wolf Rayet zvaigznes māksliniecisks attēlojums Wolf Rayet zvaigznes ir zvaigžņu klase, ko raksturo ļoti augsta temperatūra un spožums; Wolf Rayet zvaigznes atšķiras no citām karstajām zvaigznēm ar ... Wikipedia
SN 2007on Supernova SN 2007on, fotografēts ar Swift kosmosa teleskopu. Novērojumu dati (Epoch J2000.0) Ia tipa supernova ... Wikipedia
Grāmatas
- Likteņa pirksts (ieskaitot pilnīgu neaspektīvo planētu apskatu), Hamaker-Zondag K.. Slavenās astroloģes Kārenas Hamakeras-Zondagas grāmata ir divdesmit gadu darba auglis, pētot noslēpumainos un bieži vien neparedzamos horoskopa slēptos faktorus: “Likteņa pirksta” konfigurācijas,…
Keplera supernovas paliekas
Supernova jeb supernovas sprādziens ir parādība, kuras laikā tās spilgtums krasi mainās par 4–8 kārtībām (duci magnitūdu), kam seko salīdzinoši lēna uzliesmojuma pavājināšanās. Tas ir kataklizmiska procesa rezultāts, ko pavada milzīgas enerģijas izdalīšanās un kas rodas dažu zvaigžņu evolūcijas beigās.
Supernovas paliekas RCW 103 ar neitronu zvaigzni 1E 161348-5055 centrā
Parasti supernovas tiek novērotas pēc fakta, tas ir, kad notikums jau ir noticis un to starojums ir sasniedzis . Tāpēc to raksturs diezgan ilgu laiku bija neskaidrs. Taču tagad tiek piedāvāts diezgan daudz scenāriju, kas noved pie šāda veida uzliesmojumiem, lai gan galvenie noteikumi jau ir diezgan skaidri.
Sprādzienu pavada ievērojamas zvaigžņu vielas masas izmešana starpzvaigžņu telpā, un no atlikušās sprāgstošās zvaigznes matērijas daļas, kā likums, veidojas kompakts objekts - neitronu zvaigzne vai melnais caurums. Kopā tie veido supernovas paliekas.
Visaptveroša iepriekš iegūto spektru un gaismas līkņu izpēte kombinācijā ar atlieku un iespējamo cilmes zvaigžņu izpēti ļauj veidot detalizētākus modeļus un izpētīt apstākļus, kas pastāvēja uzliesmojuma brīdī.
Cita starpā uzliesmojuma laikā izmestā viela lielā mērā satur kodolsintēzes produktus, kas notika visā zvaigznes dzīves laikā. Pateicoties supernovām kopumā un katrai jo īpaši, ķīmiski attīstās.
Nosaukums atspoguļo vēsturisko zvaigžņu izpētes procesu, kuru spilgtums laika gaitā būtiski mainās, tā sauktās novas. Tāpat starp supernovām tagad ir apakšklase - hipernovas.
Nosaukums sastāv no atzīmes SN, kam seko atvēršanas gads, kas beidzas ar viena vai divu burtu apzīmējumu. Pirmās 26 kārtējā gada supernovas saņem viena burta apzīmējumus to nosaukuma beigās no lielajiem burtiem A līdz Z. Pārējās supernovas saņem divu burtu apzīmējumus no mazajiem burtiem: aa, ab un tā tālāk. Neapstiprinātas supernovas apzīmē ar burtiem PSN (iespējamā supernova) ar debess koordinātām šādā formātā: Jhhmmssss+ddmmsss.
I tipa gaismas līknes ir ļoti līdzīgas: 2–3 dienas ir straujš pieaugums, pēc tam to aizstāj ar ievērojamu kritumu (par 3 lielumiem) 25–40 dienas, kam seko lēna, gandrīz lineāra vājināšanās. lieluma skala.
Bet II tipa gaismas līknes ir diezgan dažādas. Dažiem līknes atgādināja I tipa līknes, tikai ar lēnāku un ilgāku spilgtuma samazināšanos līdz lineārajai stadijai. Citi, sasnieguši maksimumu, palika pie tā līdz 100 dienām, un pēc tam spilgtums strauji samazinājās un sasniedza lineāru “asti”. Maksimuma absolūtais lielums ir ļoti atšķirīgs.
Iepriekš minētajā klasifikācijā jau ir ietvertas dažas dažādu tipu supernovu spektru pamatiezīmes. Pirmā un ļoti svarīgā iezīme, kas ilgu laiku traucēja interpretēt iegūtos spektrus, ir tā, ka galvenās līnijas ir ļoti plašas.
II un Ib\c tipa supernovu spektrus raksturo:
Šauras absorbcijas pazīmes tuvu maksimālajam spilgtuma līmenim un šauras nepārvietotās emisijas sastāvdaļas.
Līnijas , , , novērotas ultravioletajā starojumā.
Uzliesmojumu biežums ir atkarīgs no zvaigžņu skaita galaktikā vai, kas ir tāds pats parastajām galaktikām, no spilgtuma.
Šajā gadījumā supernovas Ib/c un II gravitējas uz spirālveida pleciem.
Krabja miglājs (rentgena attēls), kurā redzams iekšējais triecienvilnis, brīvi plūstošs vējš un strūkla
Jaunā atlikuma kanoniskā shēma ir šāda:
Iespējamais kompaktais atlikums; parasti pulsārs, bet, iespējams, melnais caurums
Ārējais triecienvilnis, kas izplatās starpzvaigžņu vielā.
Atgriešanās vilnis, kas izplatās supernovas izmešanas materiālā.
Sekundārais, izplatās starpzvaigžņu vides puduros un blīvās supernovas emisijās.
Kopā tie veido šādu attēlu: aiz ārējā trieciena viļņa priekšpuses gāze tiek uzkarsēta līdz temperatūrai TS ≥ 107 K un izstaro rentgenstaru diapazonā ar fotona enerģiju 0,1-20 keV, līdzīgi kā gāze aiz atgriešanās viļņa priekšpuse veido otru rentgena starojuma apgabalu. Augsti jonizēta Fe, Si, S uc līnijas norāda abu slāņu starojuma termisko raksturu.
Jaunā atlikuma optiskā emisija rada gāzi gabalos aiz sekundārā viļņa frontes. Tā kā izplatīšanās ātrums tajos ir lielāks, tas nozīmē, ka gāze ātrāk atdziest un starojums pāriet no rentgenstaru diapazona uz optisko diapazonu. Optiskā starojuma trieciena izcelsmi apstiprina līniju relatīvā intensitāte.
Kasiopejas A šķiedras skaidri parāda, ka matērijas kopu izcelsme var būt divējāda. Tā sauktie ātrie pavedieni aizlido ar ātrumu 5000-9000 km/s un izstaro tikai O, S, Si līnijās - tas ir, tie ir supernovas sprādziena brīdī izveidojušies puduri. Stacionāro kondensāciju ātrums ir 100-400 km/s, un tajos tiek novērotas normālas H, N, O koncentrācijas, tas liecina, ka šī viela tika izmesta ilgi pirms supernovas sprādziena un vēlāk tika uzkarsēta ar ārēju triecienvilni. .
Sinhrotronu radio emisija no relativistiskām daļiņām spēcīgā magnētiskajā laukā ir galvenais novērojuma signāls visam paliekam. Tās lokalizācijas zona ir ārējo un atgriešanās viļņu frontālās zonas. Sinhrotronu starojumu novēro arī rentgena diapazonā.
Supernovas Ia būtība atšķiras no citu uzliesmojumu rakstura. Par to skaidri liecina tas, ka eliptiskajās galaktikās nav Ib\c un II tipa uzliesmojumu. No vispārīgas informācijas par pēdējo ir zināms, ka tur ir maz gāzes un zilu zvaigžņu, un zvaigžņu veidošanās beidzās pirms 1010 gadiem. Tas nozīmē, ka visas masīvās zvaigznes jau ir pabeigušas savu evolūciju, un paliek tikai zvaigznes, kuru masa ir mazāka par Saules masu, un ne vairāk. No zvaigžņu evolūcijas teorijas ir zināms, ka šāda veida zvaigznes nevar eksplodēt, un tāpēc zvaigznēm ar masu 1-2M⊙ ir nepieciešams dzīves pagarināšanas mehānisms.
Ūdeņraža līniju trūkums Ia\Iax spektros norāda, ka sākotnējās zvaigznes atmosfērā ir ārkārtīgi maz ūdeņraža. Izmestās vielas masa ir diezgan liela - 1M⊙, galvenokārt satur oglekli, skābekli un citus smagos elementus. Un nobīdītās Si II līnijas norāda, ka izmešanas laikā aktīvi notiek kodolreakcijas. Tas viss mūs pārliecina, ka priekštece ir baltais punduris, visticamāk, ogleklis-skābeklis.
Pievilcība Ib\c un II tipa supernovu spirālveida pleciem norāda, ka cilmes zvaigzne ir īslaicīgas O-zvaigznes ar masu 8-10M⊙.
Dominējošais scenārijs
Viens no veidiem, kā atbrīvot nepieciešamo enerģijas daudzumu, ir kodoltermiskajā sadegšanā iesaistītās vielas masas straujš pieaugums, tas ir, kodoltermiskā sprādziens. Tomēr atsevišķu zvaigžņu fizika to nepieļauj. Procesi zvaigznēs, kas atrodas galvenajā secībā, ir līdzsvarā. Tāpēc visi modeļi uzskata zvaigžņu evolūcijas pēdējo posmu - baltos pundurus. Tomēr pēdējā pati ir stabila zvaigzne, viss var mainīties tikai tad, kad tuvojas Chandrasekhar robežai. Tas liek izdarīt nepārprotamu secinājumu, ka kodoltermiskais sprādziens ir iespējams tikai zvaigžņu sistēmās, visticamāk, tā sauktajās dubultzvaigznēs.
Šajā shēmā ir divi mainīgie, kas ietekmē sprādzienā iesaistītās vielas stāvokli, ķīmisko sastāvu un galīgo masu.
Otrais pavadonis ir parasta zvaigzne, no kuras matērija plūst uz pirmo.
Otrs kompanjons ir tas pats baltais punduris. Šo scenāriju sauc par dubulto deģenerāciju.
Pārsniedzot Čandrasekharas robežu, notiek sprādziens.
Viņa priekšā notiek sprādziens.
Visiem supernovas Ia scenārijiem kopīgs ir tas, ka eksplodējošais punduris, visticamāk, ir ogleklis-skābeklis.
Reaģējošās vielas masa nosaka sprādziena enerģiju un attiecīgi maksimālo spilgtumu. Ja pieņemam, ka reaģē visa baltā pundura masa, tad sprādziena enerģija būs 2,2 1051 erg.
Gaismas līknes turpmāko uzvedību galvenokārt nosaka sabrukšanas ķēde.
56Ni izotops ir nestabils, un tā pussabrukšanas periods ir 6,1 diena. Turklāt e-tveršana noved pie 56Co kodola veidošanās pārsvarā ierosinātā stāvoklī ar 1,72 MeV enerģiju. Šis līmenis ir nestabils, un elektrona pāreju uz pamatstāvokli pavada γ-kvantu kaskādes emisija ar enerģiju no 0,163 MeV līdz 1,56 MeV. Šie kvanti piedzīvo Komptona izkliedi, un to enerģija ātri samazinās līdz ~ 100 keV. Šādus kvantus jau efektīvi absorbē fotoelektriskais efekts, un rezultātā viela silda. Zvaigznei izplešoties, matērijas blīvums zvaigznē samazinās, fotonu sadursmju skaits samazinās, un zvaigznes virsmas matērija kļūst caurspīdīga starojumam. Kā liecina teorētiskie aprēķini, šāda situācija rodas aptuveni 20-30 dienas pēc tam, kad zvaigzne sasniedz maksimālo spilgtumu.
60 dienas pēc sākuma viela kļūst caurspīdīga γ-starojumam. Gaismas līkne sāk eksponenciāli samazināties. Līdz tam laikam 56Ni jau ir samazinājies, un enerģijas izdalīšanās notiek 56Co β-sabrukšanas dēļ līdz 56Fe (T1/2 = 77 dienas) ar ierosmes enerģiju līdz 4,2 MeV.
Gravitācijas sabrukšanas mehānisma modelis
Otrs nepieciešamās enerģijas atbrīvošanas scenārijs ir zvaigznes kodola sabrukums. Tās masai jābūt precīzi vienādai ar tās paliekas - neitronu zvaigznes - masu.
Nepieciešams nesējs, kam, no vienas puses, ir jānoņem atbrīvotā enerģija, un, no otras puses, tas nedrīkst mijiedarboties ar vielu. Neitrīni ir piemēroti šāda nesēja lomai.
Par to veidošanos ir atbildīgi vairāki procesi. Pirmais un vissvarīgākais zvaigznes destabilizēšanai un saspiešanas sākumam ir neitronizācijas process.
Neitrīni no šīm reakcijām aiznes 10%. Galvenā loma dzesēšanā ir URKA procesiem (neitrono dzesēšana).
Protonu un neitronu vietā var darboties arī atomu kodoli, veidojot nestabilu izotopu, kas piedzīvo beta sabrukšanu.
Šo procesu intensitāte palielinās līdz ar kompresiju, tādējādi paātrinot to. Šo procesu aptur neitrīno izkliede uz deģenerētiem elektroniem, kuras laikā tie tiek termolizēti un bloķēti vielas iekšienē.
Ņemiet vērā, ka neitronizācijas procesi notiek tikai pie blīvuma 1011/cm3, kas ir sasniedzams tikai zvaigžņu kodolā. Tas nozīmē, ka tikai tajā tiek izjaukts hidrodinamiskais līdzsvars. Ārējie slāņi atrodas lokālā hidrodinamiskā līdzsvarā, un sabrukums sākas tikai pēc tam, kad centrālais kodols saraujas un veido cietu virsmu. Atsitiens no šīs virsmas nodrošina čaumalas atbrīvošanu.
Supernovas paliekas evolūcijā ir trīs posmi:
Bezmaksas lidojums.
Adiabātiskā izplešanās (Sedovas stadija). Supernovas sprādziens šajā posmā parādās kā spēcīga punkta sprādziens vidē ar nemainīgu siltuma jaudu. Sedova pašmodālais risinājums, pārbaudīts kodolsprādzieni zemes atmosfērā.
Intensīva apgaismojuma stadija. Tas sākas, kad temperatūra aiz frontes sasniedz maksimumu uz radiācijas zuduma līknes.
Korpusa izplešanās apstājas brīdī, kad gāzes spiediens paliekā ir vienāds ar gāzes spiedienu starpzvaigžņu vidē. Pēc tam atlikums sāk izkliedēties, saduroties ar haotiski kustīgiem mākoņiem.
Papildus iepriekš aprakstītajām neskaidrībām supernovas Ia teorijās, pats sprādziena mehānisms ir bijis daudzu strīdu avots. Visbiežāk modeļus var iedalīt šādās grupās:
Tūlītēja detonācija
Aizkavēta detonācija
Pulsējoša aizkavēta detonācija
Turbulenta ātra sadegšana
Vismaz katrai sākotnējo nosacījumu kombinācijai uzskaitītie mehānismi ir atrodami vienā vai otrā variantā. Bet piedāvāto modeļu klāsts neaprobežojas ar to. Kā piemēru mēs varam minēt modeļus, kad divi detonē vienlaikus. Protams, tas ir iespējams tikai scenārijos, kad ir attīstījušies abi komponenti.
Supernovas sprādzieni ir galvenais avots starpzvaigžņu vides papildināšanai ar elementiem, kuru atomu skaits ir lielāks (vai, kā saka, smagāks) He. Tomēr procesi, kas tos izraisīja, dažādām elementu grupām un pat izotopiem ir atšķirīgi.
Gandrīz visi elementi, kas ir smagāki par He un līdz Fe, ir klasiskās kodoltermiskās saplūšanas rezultāts, kas rodas, piemēram, zvaigžņu iekšienē vai supernovas sprādzienu laikā p-procesa laikā. Šeit ir vērts pieminēt, ka tas ir ārkārtīgi maza daļa tomēr tika iegūts primārās nukleosintēzes laikā.
Visi elementi, kas ir smagāki par 209Bi, ir r-procesa rezultāts
Pārējo izcelsme ir diskusiju priekšmets, kā iespējamie mehānismi tiek piedāvāti s-, r-, ν- un rp-procesi.
Nukleosintēzes struktūra un procesi pirmssupernovā un nākamajā mirklī pēc uzliesmojuma 25M☉ zvaigznei, nevis mērogā.
R-process ir smagāku kodolu veidošanās process no vieglākiem, secīgi uztverot neitronus (n, γ) reakciju laikā, un turpinās tik ilgi, kamēr neitronu uztveršanas ātrums ir lielāks par izotopa β- sabrukšanas ātrumu.
ν process ir nukleosintēzes process, kurā notiek neitrīno mijiedarbība ar atomu kodoliem. Tas var būt atbildīgs par izotopu 7Li, 11B, 19F, 138La un 180Ta parādīšanos.
Krabja miglājs kā supernovas SN 1054 paliekas
Hiparha interesi par fiksētajām zvaigznēm, iespējams, iedvesmoja supernovas novērojumi (pēc Plīnija teiktā). Agrāko ierakstu, kas identificēts kā supernova SN 185, veica ķīniešu astronomi mūsu ēras 185. gadā. Spilgtāko zināmo supernovu SN 1006 sīki aprakstījuši ķīniešu un arābu astronomi. Supernova SN 1054, kas radīja Krabja miglāju, tika labi novērota. Supernovas SN 1572 un SN 1604 bija redzamas ar neapbruņotu aci un tām bija liela nozīme astronomijas attīstībā Eiropā, jo tās tika izmantotas kā arguments pret aristoteļa ideju, ka pasaule aiz Mēness un Saules sistēmas ir nemainīga. Johanness Keplers sāka novērot SN 1604 1604. gada 17. oktobrī. Šī bija otrā supernova, kas tika reģistrēta pieaugošā spilgtuma stadijā (pēc SN 1572, ko Kasiopejas zvaigznājā novēroja Taiho Brahe).
Līdz ar teleskopu attīstību kļuva iespējams novērot supernovas citās galaktikās, sākot ar supernovas S Andromeda novērojumiem Andromedas miglājā 1885. gadā. Divdesmitajā gadsimtā tika izstrādāti veiksmīgi modeļi katram supernovas veidam un pieauga izpratne par to lomu zvaigžņu veidošanā. 1941. gadā amerikāņu astronomi Rūdolfs Minkovskis un Frics Cvikijs izstrādāja modernu supernovu klasifikācijas shēmu.
Sešdesmitajos gados astronomi atklāja, ka supernovas sprādzienu maksimālo spilgtumu var izmantot kā standarta sveci, tādējādi mērot astronomisko attālumu. Supernovas tagad sniedz svarīgu informāciju par kosmoloģiskajiem attālumiem. Vistālākās supernovas izrādījās vājākas nekā gaidīts, kas saskaņā ar mūsdienu priekšstatiem liecina, ka Visuma izplešanās paātrinās.
Ir izstrādātas metodes, lai rekonstruētu to supernovas sprādzienu vēsturi, kuriem nav rakstisku novērojumu ierakstu. Supernovas Cassiopeia A datums tika noteikts pēc gaismas atbalsīm no miglāja, savukārt supernovas paliekas RX J0852.0-4622 vecums tika noteikts, veicot temperatūras mērījumus un titāna-44 sabrukšanas radītās γ-staru emisijas. 2009. gadā Antarktikas ledū tika atklāti nitrāti, kas atbilst supernovas sprādziena laikam.
2014. gada 22. janvārī M82 galaktikā, kas atrodas Lielās Ursas zvaigznājā, izcēlās supernova SN 2014J. Galaxy M82 atrodas 12 miljonu gaismas gadu attālumā no mūsu galaktikas, un tās redzamais magnitūds ir nedaudz mazāks par 9. Šī supernova ir vistuvāk Zemei kopš 1987. gada (SN 1987A).
