Супернова
Суперновагууд- оддын хувьслыг сүйрлийн тэсрэлтээр төгсгөдөг.
"Суперновая" гэсэн нэр томъёог "шинэ" гэж нэрлэгдэхээс илүү хүчтэй (хэмжээний дарааллаар) дүрэлзсэн оддыг тодорхойлоход ашигласан. Үнэн хэрэгтээ нэг нь ч, нөгөө нь ч бие махбодийн хувьд шинэ биш, одоо байгаа одод үргэлж дүрэлздэг. Гэхдээ хэд хэдэн түүхэн тохиолдлуудад өмнө нь бараг эсвэл огт харагдахгүй байсан одууд тэнгэрт анивчсан нь гадаад төрх байдлын эффектийг бий болгосон. шинэ. Хэт шинэ одны төрөл нь галын спектрт устөрөгчийн шугам байгаа эсэхээр тодорхойлогддог. Хэрэв тэнд байгаа бол II төрлийн супернова, хэрэв байхгүй бол I төрлийн супернова гэсэн үг.
Хэт шинэ одны физик
II төрлийн суперновагууд
Орчин үеийн үзэл баримтлалын дагуу термоядролын нэгдэл нь цаг хугацааны явцад одны дотоод хэсгүүдийн найрлагыг хүнд элементүүдээр баяжуулахад хүргэдэг. Термоядролын нэгдэл, хүнд элементүүд үүсэх явцад од агшиж, төвийн температур нэмэгддэг. (Таталцагч доройтдоггүй бодисын сөрөг дулаан багтаамжийн нөлөө.) Хэрэв одны цөмийн масс хангалттай том (1.2-1.5 нарны масс) байвал термоядролын нэгдлийн процесс явагдана. логик дүгнэлттөмөр, никелийн цөм үүсэхтэй хамт . Цахиурын бүрхүүл дотор төмөр цөм үүсч эхэлдэг. Ийм цөм нэг өдрийн дотор ургаж, Чандрасекхарын хязгаарт хүрмэгц 1 секунд хүрэхгүй хугацаанд унадаг. Цөмийн хувьд энэ хязгаар нь 1.2-1.5 нарны масс байна. Матери од руу унаж, электронуудын түлхэлт уналтыг зогсоож чадахгүй. Төв цөм улам бүр шахагдаж, зарим үед даралтаас болж нейтронжих урвалууд явагдаж эхэлдэг - протонууд электронуудыг шингээж, нейтрон болж хувирдаг. Энэ нь үүссэн нейтрино (нейтрино хөргөлт гэж нэрлэгддэг) эрчим хүчээ хурдан алдахад хүргэдэг. Атомын цөмийн нуклонууд (протон, нейтрон) хоорондын түлхэлт хүчин төгөлдөр болох хүртэл бодис нь хурдасч, унаж, шахаж байна. Хатуухан хэлэхэд шахалт нь энэ хязгаараас давсан ч тохиолддог: унаж буй бодис нь инерцийн хувьд нуклонуудын уян хатан чанараас болж тэнцвэрийн цэгээс 50% давдаг ("хамгийн их шахалт"). Төвийн цөм нурах үйл явц маш хурдан явагддаг тул түүний эргэн тойронд ховордох долгион үүсдэг. Дараа нь цөмийг дагаж бүрхүүл нь одны төв рүү гүйдэг. Үүний дараа "шахсан резинэн бөмбөлөг буцаж ирдэг" бөгөөд цочролын долгион нь одны гаднах давхаргад 30,000-аас 50,000 км / с хурдтайгаар ордог. Оддын гаднах хэсгүүд бүх чиглэлд нисч, дэлбэрсэн бүсийн төвд авсаархан нейтрон од буюу хар нүх үлддэг. Энэ үзэгдлийг II төрлийн суперновагийн дэлбэрэлт гэж нэрлэдэг. Эдгээр дэлбэрэлтүүд нь хүч чадал болон бусад параметрүүдээр ялгаатай байдаг, учир нь өөр өөр масстай, өөр өөр химийн найрлагатай одод дэлбэрдэг. II төрлийн суперновагийн дэлбэрэлтийн үед I хэлбэрийн дэлбэрэлтийн үеийнхээс илүү их энерги ялгардаггүй гэсэн нотолгоо байдаг. энергийн пропорциональ хэсэг нь бүрхүүлд шингэдэг боловч энэ нь үргэлж тийм биш байж магадгүй юм.
Тайлбарласан хувилбарт хэд хэдэн ойлгомжгүй байдал бий. үед одон орны ажиглалтИх хэмжээний одод үнэхээр дэлбэрч, улмаар томорч буй мананцар үүсч төвдөө хурдан эргэдэг нейтрон одыг үлдээж, радио долгионы тогтмол импульс (пульсар) ялгаруулдаг болохыг тогтоожээ. Гэхдээ онол нь гаднах цохилтын долгион нь атомуудыг нуклон (протон, нейтрон) болгон хуваах ёстойг харуулж байна. Үүнд эрчим хүч зарцуулах ёстой бөгөөд үүний үр дүнд цочролын долгион гарах ёстой. Гэвч зарим нэг шалтгааны улмаас ийм зүйл тохиолддоггүй: цочролын долгион хэдхэн секундын дотор цөмийн гадаргуу дээр хүрч, дараа нь одны гадаргуу дээр хүрч, бодисыг үлээлгэдэг. Янз бүрийн массын талаархи хэд хэдэн таамаглалыг авч үзсэн боловч тэдгээр нь үнэмшилтэй мэт санагдахгүй байна. Магадгүй "хамгийн их шахалтын" төлөвт эсвэл унасаар байгаа бодистой цочролын долгионы харилцан үйлчлэлийн явцад зарим үндсэндээ шинэ бөгөөд бидэнд үл мэдэгдэх зүйл хүчин төгөлдөр болно. физикийн хуулиуд. Үүнээс гадна хэт шинэ од хар нүх үүсгэн дэлбэрэхэд дараах асуултууд гарч ирдэг: яагаад дэлбэрэлтийн дараах бодис хар нүхэнд бүрэн шингэдэггүй вэ? гаднаас чиглэсэн цочролын долгион байгаа юу, яагаад үүнийг удаашруулдаггүй, "хамгийн их шахалт" -тай ижил төстэй зүйл байдаг уу?
Ia төрлийн суперновагууд
Ia төрлийн суперновагийн (SN Ia) дэлбэрэлтийн механизм нь арай өөр харагдаж байна. Энэ бол термоядролын супернова гэж нэрлэгддэг бөгөөд дэлбэрэлтийн механизм нь одны өтгөн нүүрстөрөгч-хүчилтөрөгчийн цөм дэх термоядролын нэгдлийн процесс дээр суурилдаг. SN Ia-ийн өвөг дээдэс нь Чандрасекхарын хязгаарт ойрхон масстай цагаан одойнууд юм. Ийм оддыг хоёр одны системийн хоёр дахь бүрэлдэхүүн хэсгийн бодисын урсгалаар үүсгэж болно гэж ерөнхийд нь хүлээн зөвшөөрдөг. Системийн хоёр дахь од нь Рошийн дэлбэнээсээ давсан эсвэл хэт хүчтэй оддын салхитай оддын ангилалд хамаарах тохиолдолд ийм зүйл тохиолддог. Цагаан одойн масс ихсэх тусам түүний нягтрал, температур аажмаар нэмэгддэг. Эцэст нь, температур ойролцоогоор 3 × 10 8 К хүрэхэд нүүрстөрөгч-хүчилтөрөгчийн хольцыг термоядролаар асаах нөхцөл үүснэ. Шаталтын фронт нь төвөөс гадна давхарга руу тархаж, шаталтын бүтээгдэхүүн - төмрийн бүлгийн цөмүүдийг үлдээж эхэлдэг. Шаталтын фронтын тархалт нь удаан шатах горимд явагддаг бөгөөд тогтворгүй байдаг янз бүрийн төрөлэмх замбараагүй байдал. Хамгийн өндөр үнэ цэнэнягт нүүрстөрөгч-хүчилтөрөгчийн бүрхүүлтэй харьцуулахад хөнгөн, бага нягт шаталтын бүтээгдэхүүнд Архимедийн хүчний үйлчлэлээс болж үүсдэг Рэйлей-Тэйлорын тогтворгүй байдал. Хүчтэй том хэмжээний конвектив процессууд эхэлдэг бөгөөд энэ нь термоядролын урвалыг улам эрчимжүүлж, суперновагийн бүрхүүлийг (~10 51 эрг) хөөхөд шаардлагатай энергийг ялгаруулдаг. Шаталтын фронтын хурд нэмэгдэж, дөлийн булингаралт, одны гаднах давхаргад цочролын долгион үүсэх боломжтой.
Бусад төрлийн суперновагууд
Мөн SN Ib ба Ic байдаг бөгөөд тэдгээрийн урьдал нь хоёртын систем дэх асар том од байдаг бол SN II-ээс ялгаатай нь нэг од байдаг.
Суперновагийн онол
Хэт шинэ одны тухай бүрэн онол хараахан гараагүй байна. Санал болгож буй бүх загварууд нь хялбаршуулсан бөгөөд шаардлагатай тэсрэлтийн зургийг авахын тулд тохируулах шаардлагатай чөлөөт параметрүүдтэй. Одоогийн байдлаар тоон загварт одод болж буй бүх физик процессыг харгалзан үзэх боломжгүй бөгөөд энэ нь туяа үүсэхэд чухал ач холбогдолтой юм. Мөн оддын хувьслын бүрэн онол байдаггүй.
Алдарт суперновагийн өмнөх SN 1987A нь II төрлийн супер аварга гэж ангилагддаг бөгөөд SN II загваруудад 1987 оноос өмнө таамаглаж байсанчлан улаан биш харин цэнхэр өнгийн супер аварга болохыг анхаарна уу. Мөн түүний үлдэгдэлд ийм төрлийн авсаархан объект байхгүй байх магадлалтай нейтрон одэсвэл хар нүх гэж ажиглалтаас харж болно.
Орчлон ертөнц дэх хэт шинэ одны байршил
Олон тооны судалгаагаар орчлон ертөнц үүссэний дараа зөвхөн хөнгөн бодисууд болох устөрөгч, гелиээр дүүрсэн байна. Бусад бүх химийн элементүүд нь оддыг шатаах үед л үүсч болно. Энэ нь манай гараг (та бид хоёр) балар эртний оддын гүнд үүссэн бодисоос бүрдэж, нэг удаа суперновагийн дэлбэрэлтээр хөөгдсөн гэсэн үг юм.
Эрдэмтдийн тооцоогоор II төрлийн супернова бүр нь хөнгөн цагааны идэвхтэй изотопын (26Al) ойролцоогоор 0.0001 нарны масс үүсгэдэг. Энэхүү изотопын задрал нь хатуу цацраг үүсгэдэг бөгөөд энэ нь удаан хугацааны туршид ажиглагдаж байсан бөгөөд түүний эрчмээс харахад Галактик дахь энэхүү изотопын агууламж нарны гурван массаас бага байгааг тооцоолсон. Энэ нь II төрлийн суперновагууд Галактикт зуунд дунджаар хоёр удаа тэсрэх ёстой гэсэн үг бөгөөд энэ нь ажиглагддаггүй. Сүүлийн хэдэн зуунд ийм олон дэлбэрэлт анзаарагдаагүй байж магадгүй (тэд сансрын тоосны үүлний ард болсон). Тиймээс ихэнх суперновагууд бусад галактикуудад ажиглагддаг. Телескоптой холбогдсон автомат камер ашиглан тэнгэрийн гүнд судалгаа хийснээр одоо одон орон судлаачид жилд 300 гаруй галын бамбарыг илрүүлэх боломжийг олгож байна. Ямар ч байсан супернова дэлбэрч эхлэх цаг нь болсон...
Эрдэмтдийн нэг таамаглалаар бол хэт шинэ одны дэлбэрэлтийн үр дүнд үүссэн тоосны үүл нь сансарт хоёр, гурван тэрбум жил орчим оршин тогтнох боломжтой!
Суперновагийн ажиглалт
Одон орон судлаачид суперновагийг тодорхойлохын тулд ашигладаг дараах систем: SN үсэг эхлээд бичигдсэн (Латин хэлнээс Сдээд Н ova), дараа нь нээлтийн жил, дараа нь латин үсгээр - серийн дугаароны супернова. Жишээлбэл, SN 1997cjнээсэн суперноваг илэрхийлнэ 26 * 3 ( в) + 10 (j) = 1997 онд 88-р байр.
Хамгийн алдартай суперновагууд
- Супернова SN 1604 (Кеплер супернова)
- Supernova G1.9+0.3 (Манай Галактикийн хамгийн залуу)
Манай Галактик дахь түүхэн суперновагууд (ажиглагдсан)
| Супернова | Өвчний огноо | Од эрхэс | Макс. гялалзах | Зай (д. жил) | Флэш төрөл | Харагдах хугацаа | Үлдэгдэл | Тэмдэглэл |
| SN 185 | , 12-р сарын 7 | Цэнтавр | -8 | 3000 | Би? | 8-20 сар | G315.4-2.3 (RCW 86) | Хятадын бүртгэлүүд: Альфа Кентаврийн ойролцоо ажиглагдсан. |
| SN 369 | үл мэдэгдэх | үл мэдэгдэх | үл мэдэгдэх | үл мэдэгдэх | 5 сар | үл мэдэгдэх | Хятадын шастир: нөхцөл байдал маш муу мэдэгддэг. Хэрэв энэ нь галактикийн экваторын ойролцоо байсан бол энэ нь супернова байх магадлал маш өндөр байсан; хэрэв үгүй бол энэ нь удаан нова байх магадлалтай. | |
| SN 386 | Нумын орд | +1.5 | 16,000 | II? | 2-4 сар | |||
| SN 393 | Хилэнц | 0 | 34000 | үл мэдэгдэх | 8 сар | хэд хэдэн нэр дэвшигч | Хятадын он цагийн түүхүүд | |
| SN 1006 | , 5-р сарын 1 | Чоно | -7,5 | 7200 | Ia | 18 сар | SNR 1006 | Швейцарийн лам нар, Арабын эрдэмтэд, Хятадын одон орон судлаачид. |
| SN 1054 | , 7-р сарын 4 | Үхрийн орд | -6 | 6300 | II | 21 сар | Хавчны мананцар | дунд болон Алс Дорнод(Ирландын сүм хийдийн шастир дахь тодорхой бус сануулгыг эс тооцвол Европын бичвэрүүдэд байдаггүй). |
| SN 1181 | , Наймдугаар сар | Кассиопея | -1 | 8500 | үл мэдэгдэх | 6 сар | Магадгүй 3C58 (G130.7+3.1) | Парисын их сургуулийн профессор Александр Некемийн бүтээлүүд, Хятад, Япон хэл дээрх бичвэрүүд. |
| SN 1572 | , 11-р сарын 6 | Кассиопея | -4 | 7500 | Ia | 16 сар | Суперновагийн үлдэгдэл Тихо | Энэ үйл явдлыг Европын олон эх сурвалжид, тэр дундаа залуу Тихо Брахегийн бүртгэлд тэмдэглэсэн байдаг. Үнэн бол тэрээр 11-р сарын 11-нд дүрэлзэж буй одыг анзаарсан боловч бүтэн жил хагасын турш дагаж, "Де Нова Стелла" ("Шинэ од") номыг бичсэн нь энэ сэдвээр анхны одон орны бүтээл юм. |
| SN 1604 | , 10-р сарын 9 | Офиучус | -2.5 | 20000 | Ia | 18 сар | Кеплер суперновагийн үлдэгдэл | 10-р сарын 17-ноос эхлэн Иоханнес Кеплер үүнийг судалж эхэлсэн бөгөөд тэрээр өөрийн ажиглалтыг тусдаа номонд бичжээ. |
| SN 1680 | , наймдугаар сарын 16 | Кассиопея | +6 | 10000 | IIb | тодорхойгүй (долоо хоногоос илүүгүй) | Суперновагийн үлдэгдэл Кассиопея А | Flamsteed-ийн анзаарсан одыг каталогт 3 Cas гэж бичжээ. |
бас үзнэ үү
Холбоосууд
- Псковский Ю.П. Новас ба хэт шинэ- шинэ болон суперновагийн тухай ном.
- Цветков Д.Ю. Суперновагууд - орчин үеийн тоймхэт шинэ гаригууд.
- Алексей Левин Сансрын бөмбөг- "Popular Mechanics" сэтгүүлийн нийтлэл
- Бүх ажиглагдсан суперновагийн дэлбэрэлтүүдийн жагсаалт - ОУХБХ-ны суперновагийн жагсаалт
- Сансар огторгуйг судлах, хөгжүүлэх оюутнууд -
Суперновагууд- хамгийн агуу сансрын үзэгдлүүдийн нэг. Товчхондоо, супернова бол одны жинхэнэ дэлбэрэлт бөгөөд түүний массын ихэнх хэсэг нь (заримдаа бүгд) 10,000 км/с хүртэл хурдтайгаар нисч, үлдсэн хэсэг нь хэт нягт нейтрон од болон хувирах (нурах) юм. хар нүх. Суперновагууд тоглож байна чухал үүрэгоддын хувьсалд. Эдгээр нь 8-10-аас дээш нарны масстай оддын амьдралын төгсгөл бөгөөд нейтрон од, хар нүхийг төрүүлж, од хоорондын орчныг хүнд хүчлээр баяжуулдаг. химийн элементүүд. Төмрөөс илүү хүнд бүх элементүүд нь хөнгөн элементүүдийн цөмүүд болон тэдгээрийн харилцан үйлчлэлийн үр дүнд үүссэн. энгийн бөөмсасар том оддын дэлбэрэлтийн үеэр. Хүн төрөлхтний оддыг хүсэх мөнхийн хүсэлд хариулт энд байгаа юм биш үү? Эцсийн эцэст амьд бодисын хамгийн жижиг эсэд ямар нэгэн том одны үхлийн үеэр нийлэгжсэн төмрийн атомууд байдаг. Энэ утгаараа хүмүүс Андерсений үлгэрт гардаг цасан хүнтэй төстэй байдаг: тэр халуун зууханд хачирхалтай дурладаг байсан, учир нь покер түүний хүрээ болж байсан ...
Зууван галактикуудад (өөрөөр хэлбэл спираль бүтэцгүй, од үүсэх маш бага хурдтай, гол төлөв бага масстай улаан одноос бүрддэг галактикуудад) зөвхөн 1-р төрлийн хэт шинэ од дэлбэрдгийг эрдэмтэд анзаарчээ. Манай Галактик буюу Сүүн зам харъяалагддаг спираль галактикуудад хоёр төрлийн суперновац үүсдэг. Энэ тохиолдолд 2-р төрлийн төлөөлөгчид байгаа спираль гар руу анхаарлаа төвлөрүүлдэг идэвхтэй үйл явцод үүсэх, олон залуу том одод. Эдгээр шинж чанарууд нь хоёр төрлийн суперновагийн өөр өөр шинж чанарыг харуулж байна.
Аливаа суперновагийн дэлбэрэлтийн үед их хэмжээнийэрчим хүч - ойролцоогоор 10 46 Ж! Тэсрэлтийн гол энергийг фотоноор бус харин нейтрино буюу маш бага буюу бүр тэг тайван масстай хурдан бөөмсөөр зөөвөрлөж авдаг. Нейтрино нь бодистой маш сул харилцан үйлчилдэг бөгөөд тэдний хувьд одны дотоод хэсэг нь тунгалаг байдаг.
Энэ үйл явцын явцад тохиолдсон бүх үйл явдлыг харгалзан үзэхэд маш хэцүү байдгаас авсаархан үлдэгдэл үүсэх, гаднах бүрхүүлийг гадагшлуулах суперновагийн дэлбэрэлтийн бүрэн онол хараахан бүтээгдээгүй байна. физик үйл явц. Гэсэн хэдий ч бүх нотлох баримтууд нь асар том оддын цөм нурсны үр дүнд 2-р төрлийн суперновагууд дэлбэрч байгааг харуулж байна. Оддын амьдралын янз бүрийн үе шатанд дулааны цөмийн урвалууд, эхлээд устөрөгчийг гелий болгон хувиргаж, дараа нь гелийг нүүрстөрөгч болгон хувиргаж, "төмрийн оргил" элементүүд болох төмөр, кобальт, никель үүсэх хүртэл үргэлжилсэн. Эдгээр элементүүдийн атомын цөм нь нэг ширхэгт ногдох хамгийн их холболтын энергитэй байдаг. Атомын цөмд шинэ тоосонцор, тухайлбал төмрийг нэмэхэд ихээхэн хэмжээний эрчим хүчний зардал шаардагдах нь тодорхой бөгөөд төмрийн оргилын элементүүдэд термоядролын шаталт "зогсдог".
Төмрийн цөм хангалттай том болмогц (нарны 1.5 орчим масс) одны төв хэсгүүд тогтвортой байдлаа алдаж, нурах шалтгаан юу вэ? Одоогийн байдлаар тогтвортой байдал алдагдах, уналтад хүргэдэг хоёр үндсэн хүчин зүйл мэдэгдэж байна. Нэгдүгээрт, энэ нь төмрийн цөмийг фотоныг шингээх замаар 13 альфа бөөм (гелийн цөм) болгон "задрах" - төмрийн фото диссоциаци гэж нэрлэгддэг. Хоёрдугаарт, бодисыг нейтронжуулах нь нейтрон үүсэх замаар электронуудыг протоноор барьж авах явдал юм. Хоёр процесс хоёулаа хувьслын төгсгөлд одны төвд тогтсон өндөр нягтралд (1 т/см 3-аас дээш) боломжтой болж, хоёулаа шахалтыг эсэргүүцдэг бодисын "уян хатан чанарыг" үр дүнтэй бууруулдаг. таталцлын хүчний нөлөө. Үүний үр дүнд цөм нь тогтвортой байдал, гэрээ алддаг. Энэ тохиолдолд бодисыг нейтронжуулах явцад олон тооны нейтрино ялгарч, нурж буй цөмд хуримтлагдсан үндсэн энергийг авч явдаг.
Онолын хувьд хангалттай нарийвчилсан боловсруулагдсан сүйрлийн цөм нурах үйл явцаас ялгаатай нь одны бүрхүүл (дэлбэрэлт өөрөө) гарахыг тайлбарлахад тийм ч хялбар биш юм. Магадгүй энэ үйл явцад нейтрино чухал үүрэг гүйцэтгэдэгКомпьютерийн тооцооллоос харахад цөмийн ойролцоох нягт нь маш өндөр тул бодистой сул харилцан үйлчлэлцдэг нейтрино хүртэл одны гаднах давхаргад хэсэг хугацаанд "түгжигдсэн" байдаг. Гэхдээ таталцлын хүч нь бүрхүүлийг цөм рүү татдаг бөгөөд энэ нь бага нягт шингэн, жишээ нь керосин, тос дээр ус гэх мэт илүү нягт шингэнийг асгах үед үүсдэгтэй төстэй нөхцөл байдал үүсдэг. (Энэ нь туршлагаасаа мэдэгдэж байна хөнгөн шингэнхүндийн доороос "гарч ирэх" хандлагатай байдаг - энд Рэйли-Тэйлорын тогтворгүй байдал гэж нэрлэгддэг.) Энэ механизм нь асар том конвектив хөдөлгөөнийг үүсгэдэг бөгөөд эцэст нь нейтрино импульс гаднах бүрхүүл рүү шилждэг. эргэн тойрон дахь орон зайд хаягдсан.
Магадгүй энэ нь суперновагийн дэлбэрэлтийн бөмбөрцөг тэгш хэмийг зөрчихөд хүргэдэг нейтрино конвектив хөдөлгөөн юм. Өөрөөр хэлбэл, бодис голчлон гадагшилдаг чиглэл гарч ирэх ба дараа нь үүссэн үлдэгдэл нь буцах импульсийг хүлээн авч, 1000 км / с хүртэл хурдтайгаар орон зайд инерцээр хөдөлж эхэлдэг. Ийм өндөр орон зайн хурд нь залуу нейтрон одод - радио пульсарт ажиглагдсан.
2-р хэлбэрийн суперновагийн дэлбэрэлтийн дүрсэлсэн бүдүүвч зураг нь энэ үзэгдлийн ажиглалтын үндсэн шинж чанарыг ойлгох боломжийг бидэнд олгодог. Мөн энэ загварт үндэслэсэн онолын таамаглал (ялангуяа нейтрино тэсрэлтийн нийт энерги, спектрийн тухай) нь 1987 оны 2-р сарын 23-нд Магелланы том үүлэн дэх суперновагаас ирсэн нейтрино импульстэй бүрэн нийцэж байсан.
Одоо 1 төрлийн суперновагийн талаар хэдэн үг хэлье. Тэдний спектрт устөрөгчийн гэрэл байхгүй байгаа нь дэлбэрэлт нь устөрөгчийн бүрхүүлгүй оддод тохиолддог болохыг харуулж байна. Энэ нь цагаан одойн дэлбэрэлт эсвэл одны сүйрлийн үр дагавар байж магадгүй гэж одоо үзэж байна. Вольф-Райет төрөл(үнэндээ эдгээр нь гели, нүүрстөрөгч, хүчилтөрөгчөөр баялаг асар том оддын цөм юм).
Цагаан одой яаж тэсрэх вэ? Эцсийн эцэст, энэ маш нягт одонд цөмийн урвал явагдахгүй бөгөөд таталцлын хүчийг электрон ба ионуудаас бүрдэх нягт хийн даралтаар (муудсан электрон хий гэж нэрлэдэг) эсэргүүцдэг. Энд байгаа шалтгаан нь их хэмжээний оддын цөм нурахтай адил юм - одны материалын уян хатан чанар буурч, нягтрал нь нэмэгддэг. Энэ нь дахин электронуудыг протон руу "дарж" нейтрон үүсгэх, түүнчлэн зарим харьцангуй нөлөөлөлтэй холбоотой юм.
Цагаан одойн нягт яагаад нэмэгддэг вэ? Хэрэв энэ нь ганц бие бол энэ боломжгүй юм. Харин цагаан одой нь хангалттай ойрын нэг хэсэг бол хос систем, дараа нь таталцлын хүчний нөлөөн дор хөрш одны хий нь цагаан одой руу урсах боломжтой (шинэ одтой адил). Үүний зэрэгцээ түүний масс, нягтрал нь аажмаар нэмэгдэх бөгөөд энэ нь эцэстээ нурж, дэлбэрэхэд хүргэнэ.
 |
Өөр боломжит хувилбарИлүү чамин боловч бодит байдал нь хоёр цагаан одойн мөргөлдөөн юм. Сансарт хоёр цагаан одой мөргөлдөх магадлал маш бага тул нэгж эзэлхүүн дэх оддын тоо маш бага байдаг тул хамгийн ихдээ 100 pc3 хэмжээтэй хэдэн од байдаг. Энд (дахин нэг удаа!) давхар одууд "буруутай" боловч одоо хоёр цагаан одойноос бүрддэг.
Эйнштейний харьцангуйн ерөнхий онолоос харахад бие биенээ тойрон эргэлдэж буй аливаа хоёр масс нь таталцлын долгион буюу таталцлын долгионоор ийм системээс эрчим хүчийг маш өчүүхэн ч гэсэн тогтмол зайлуулж байгаагаас болж эрт орой хэзээ нэгэн цагт мөргөлдөх ёстой. Жишээлбэл, хэрэв дэлхий, нар, хэрэв сүүлчийнх нь хязгааргүй оршин тогтнох юм бол асар их цаг хугацааны дараа ч гэсэн энэ нөлөөллийн үр дүнд орчлон ертөнцийн наснаас илүү олон тооны дарааллаар мөргөлдөх болно. Нарны эргэн тойронд оддын масстай (2 10 30 кг) ойрхон хоёртын системүүдийн хувьд тэдгээрийн нэгдэл нь орчлон ертөнцийн наснаас бага хугацаанд буюу ойролцоогоор 10 тэрбум жилийн хугацаанд явагдах ёстой гэж тооцоолсон. Ердийн галактикт ийм үйл явдал хэдэн зуун жилд нэг удаа тохиолддог болохыг тооцоолсон. Энэхүү гамшигт үйл явцын үеэр ялгарах асар их энерги нь хэт шинэ гаригийн үзэгдлийг тайлбарлахад хангалттай юм.
Дашрамд дурдахад, цагаан одойнуудын массын ойролцоо тэгш байдал нь тэдний нэгдлийг "ижил төстэй" болгодог бөгөөд энэ нь 1-р хэлбэрийн хэт шинэ одууд хэзээ, аль галактикт дэлбэрэлт болсоноос үл хамааран шинж чанараараа ижил харагдах ёстой гэсэн үг юм. Тиймээс хэт шинэ одны тод тод байдал нь тэдний ажиглагдаж буй галактик хүртэлх зайг тусгадаг. 1-р төрлийн суперновагийн энэ шинж чанарыг эрдэмтэд одоогоор олж авахад ашиглаж байна бие даасан үнэлгээсансар судлалын хамгийн чухал үзүүлэлт бол орчлон ертөнцийн тэлэлтийн хурдыг тоон хэмжүүр болдог Хаббл тогтмол юм. Бид зөвхөн Орчлон ертөнцөд тохиолддог, оптик мужид ажиглагддаг хамгийн хүчтэй оддын дэлбэрэлтийн тухай л ярьсан. Хэт шинэ гаригийн хувьд дэлбэрэлтийн гол энергийг гэрэл биш харин нейтрино авч явдаг тул нейтрино одон орон судлалын аргаар тэнгэрийг судлах нь сонирхолтой ирээдүйтэй. Энэ нь ирээдүйд гэрэлд тунгалаг бус асар том зузаан матераар далдлагдсан суперновагийн "там" руу "харах" боломжийг олгоно. Таталцлын долгионы одон орон судлал бүр ч гайхалтай нээлтүүдийг амлаж байгаа бөгөөд энэ нь ойрын ирээдүйд давхар цагаан одой, нейтрон одод, хар нүхнүүдийн нэгдэх асар том үзэгдлийн талаар бидэнд хэлэх болно.
Цэлмэг өдрийн тэнгэр нь ерөнхийдөө нэлээд уйтгартай, нэгэн хэвийн дүр зургийг харуулдаг: нарны халуун бөмбөлөг, заримдаа үүл эсвэл ховор үүлсээр чимэглэсэн тунгалаг, төгсгөлгүй орон зай.
Үүлгүй шөнийн тэнгэр бол өөр асуудал юм. Энэ нь ихэвчлэн тод оддын бөөгнөрөлөөр бүрхэгдсэн байдаг. Шөнийн тэнгэрт нүцгэн нүдээр 3-4.5 мянган шөнийн гэрэлтүүлэгчийг харж болно гэдгийг анхаарах хэрэгтэй. Тэд бүгд манай нарны аймаг байрладаг Сүүн замд харьяалагддаг.
Орчин үеийн үзэл баримтлалын дагуу одод бол хийн халуун бөмбөлөг бөгөөд түүний гүнд устөрөгчийн цөмөөс гелийн цөмийн термоядролын нэгдэл үүсч, асар их хэмжээний энерги ялгардаг. Энэ нь оддын гэрэлтэлтийг баталгаажуулдаг.
Бидэнд хамгийн ойр байгаа од бол 150 сая километрийн зайтай манай Нар юм. Харин дараагийн хамгийн алслагдсан Proxima Centauri од нь биднээс 4.25 гэрлийн жилийн зайд буюу Нарнаас 270 мянга дахин хол зайд оршдог.
Энэ үзүүлэлтээр нарнаас хэдэн зуу дахин том, түүнээс хэд дахин бага одод байдаг. Гэсэн хэдий ч оддын масс илүү даруухан хязгаарт хэлбэлздэг - нарны массын арван хоёрны нэгээс 100 масс хүртэл. Талаас илүү харагдах одууднь давхар, заримдаа гурвалсан системүүд байдаг.
Ерөнхийдөө бидэнд харагдах Орчлон дахь оддын тоог 125,000,000,000 тоогоор нэмж арван нэгэн тэгээр тодорхойлж болно.
Одоо тэгтэй андуурахгүйн тулд одон орон судлаачид тус бүрд дунджаар 100 тэрбум орчим од байдаг гэж үзэн тус тусдаа оддын тухай биш харин бүхэл бүтэн галактикийн бүртгэл хөтөлдөг болсон.
Америкийн одон орон судлаач Фриц Цвики анх удаа хэт шинэ гаригийг эрэлхийлж эхэлсэн
Эрдэмтэд 1996 онд 50 тэрбум галактикийг дэлхийгээс харж болохыг тогтоожээ. Дэлхийн агаар мандлын хөндлөнгийн хөндлөнгийн оролцоогүй Хаббл тойрог замын телескоп ашиглалтад ороход харагдахуйц галактикийн тоо 125 тэрбум болж өссөн байна.
Баярлалаа бүхнийг хардаг нүдЭнэхүү дурангаар одон орон судлаачид ертөнцийн ийм гүнд нэвтэрч, манай орчлон ертөнцийг үүсгэсэн их тэсрэлтээс хойш ердөө нэг тэрбум жилийн дараа үүссэн галактикуудыг харсан.
Оддыг тодорхойлохын тулд хэд хэдэн параметрүүдийг ашигладаг: гэрэлтэх чадвар, масс, радиус, химийн найрлагаагаар мандал, түүнчлэн түүний температур. Оддын хэд хэдэн нэмэлт шинж чанарыг ашиглан та түүний насыг тодорхойлж болно.
Од бүр нь төрж, ургаж, дараа нь тодорхой насанд хүрээд чимээгүйхэн үхдэг динамик бүтэц юм. Гэхдээ гэнэт тэсрэх нь бас тохиолддог. Энэ үйл явдал нь дэлбэрч буй одтой зэргэлдээх талбайд томоохон хэмжээний өөрчлөлт гарахад хүргэдэг.
Ийнхүү энэ дэлбэрэлтийн дараа үүссэн үймээн асар хурдацтай тархаж, хэдэн арван мянган жилийн туршид од хоорондын орчмын асар том орон зайг эзэлдэг. Энэ бүс нутагт температур огцом нэмэгдэж, хэдэн сая градус хүртэл нэмэгдэж, сансрын цацрагийн нягтрал, соронзон орны хүч мэдэгдэхүйц нэмэгддэг.
Дэлбэрэх одны хөөсөн материалын ийм шинж чанарууд нь түүнд шинэ од, тэр ч байтугай бүхэл бүтэн гаригийн системийг бий болгох боломжийг олгодог.
Энэ шалтгааны улмаас хэт шинэ болон тэдгээрийн үлдэгдэл хоёулаа астрофизикчид маш нарийн судалдаг. Эцсийн эцэст, энэхүү үзэгдлийг судлах явцад олж авсан мэдээлэл нь ердийн оддын хувьсал, нейтрон оддын төрөх явцад тохиолддог үйл явцын талаархи мэдлэгийг өргөжүүлэхээс гадна хүнд элементүүд үүсэхэд хүргэдэг урвалын нарийн ширийн зүйлийг тодруулах боломжтой юм. , сансрын туяа гэх мэт.
Нэгэн цагт гэрэл гэгээ нь 1000 гаруй дахин нэмэгдсэн эдгээр оддыг одон орон судлаачид шинэ гэж нэрлэдэг байв. Тэд тэнгэрт гэнэт гарч ирэн оддын ердийн тохиргоонд өөрчлөлт оруулав. Гэнэт дээд тал нь хэдэн мянга дахин нэмэгдэж, тэдний гэрэл хэсэг хугацааны дараа огцом буурч, хэдэн жилийн дараа тэдний гэрэл нь дэлбэрэлтийн өмнөх шиг сул болжээ.
Од массынхаа мянганы нэгээс чөлөөлөгдөж, сансар огторгуйд асар их хурдтайгаар хаягдах үе үе шатах нь шинэ одод төрөх гол шинж тэмдгүүдийн нэг гэж тооцогддог гэдгийг тэмдэглэх нь зүйтэй. Гэсэн хэдий ч, хачирхалтай нь, оддын дэлбэрэлт нь тэдний бүтцэд мэдэгдэхүйц өөрчлөлт оруулахгүй, тэр ч байтугай сүйрэхэд хүргэдэггүй.
Манай Галактикт ийм үйл явдал хэр их тохиолддог вэ? Хэрэв бид зөвхөн 3-р магнитудаас хэтрээгүй оддыг л тооцвол одон орон судлаачдын түүхэн тэмдэглэл, ажиглалтын дагуу таван мянган жилийн хугацаанд 200 гаруй тод гэрэл ажиглагдаагүй байна.
Гэвч бусад галактикуудыг судалж эхлэхэд сансар огторгуйн эдгээр өнцөгт гарч ирэх шинэ оддын тод байдал нь эдгээр оддын харагдах бүх галактикийн гэрэлтэх чадвартай тэнцүү байдаг нь тодорхой болсон.
Мэдээжийн хэрэг, ийм гялалзсан оддын харагдах байдал нь ер бусын үйл явдал бөгөөд жирийн оддын төрөлтөөс огт өөр юм. Тиймээс 1934 онд Америкийн одон орон судлаачид Фриц Цвики, Уолтер Баад нар хамгийн их тод нь ердийн галактикийн гэрэлтүүлгийн хэмжээнд хүрдэг оддыг хэт шинэ одны тусдаа ангилалд оруулахыг санал болгов. тод одод. Суперновагийн дэлбэрэлт болсныг санах нь зүйтэй одоогийн байдалМанай Галактик бол 100 жилд нэгээс илүүгүй тохиолддог маш ховор үзэгдэл юм. Хятад, Японы судруудад бүртгэгдсэн хамгийн гайхалтай дэгдэлт нь 1006, 1054 онд тохиолдсон.
Таван зуун жилийн дараа 1572 онд Кассиопея одны одны суперновагийн дэлбэрэлтийг нэрт одон орон судлаач Тихо Браэ ажиглажээ. 1604 онд Иоганнес Кеплер Офиучус одны ордонд супернова төрөхийг харжээ. Түүнээс хойш манай Галактикт ийм сүр жавхлантай үйл явдлууд тэмдэглэгдээгүй.
Энэ нь нарны аймаг манай Галактикт ийм байр суурь эзэлдэгтэй холбоотой байж болох юм. оптик хэрэгсэлДэлхийгээс суперновагийн дэлбэрэлт нь түүний эзлэхүүний тал хувь нь л боломжтой юм. Бусад бүс нутагт энэ нь од хоорондын гэрлийн шингээлтээс болж саад болдог.
Бусад галактикуудад эдгээр үзэгдлүүд ойролцоогоор ижил давтамжтайгаар тохиолддог сүүн зам, дэлбэрэлт болох үеийн суперновагийн талаарх үндсэн мэдээллийг бусад галактикуудад ажиглалтаас олж авсан...
Анх удаа одон орон судлаач В.Бааде, Ф.Звики нар 1936 онд хэт шинэ туяаг эрэлхийлж эхэлсэн. Өөр өөр галактикуудад гурван жилийн ажиглалт хийх явцад эрдэмтэд 12 суперновагийн дэлбэрэлтийг илрүүлсэн бөгөөд дараа нь фотометрийн болон спектроскопи ашиглан илүү нарийвчилсан судалгаанд хамрагдсан.
Түүгээр ч зогсохгүй одон орон судлалын илүү дэвшилтэт тоног төхөөрөмжийг ашигласнаар шинээр нээгдсэн суперновагийн жагсаалтыг өргөжүүлэх боломжтой болсон. Мөн автоматжуулсан хайлтыг нэвтрүүлснээр эрдэмтэд жилд зуу гаруй суперновагийг илрүүлсэн. Нийтдээ богино хугацааЭдгээрийн 1500 объект бүртгэгдсэн байна.
IN өнгөрсөн жилашиглах замаар хүчирхэг телескопуудЭрдэмтэд нэг шөнийн ажиглалтаар 10 гаруй алс холын суперновагийг илрүүлжээ!
1999 оны 1-р сард орчлон ертөнцийн олон "заль мэх"-д дассан орчин үеийн одон орон судлаачдыг хүртэл цочирдуулсан үйл явдал тохиолдов: сансрын гүнд өмнө нь эрдэмтдийн тэмдэглэж байсан бүх зүйлээс арав дахин илүү гэрэлтсэн гэрэл бүртгэгджээ. Үүнийг Нью-Мексикогийн уулс дахь судалгааны хоёр хиймэл дагуул, автомат камераар тоноглогдсон телескоп анзаарчээ. Энэхүү өвөрмөц үзэгдэл Гутал одны ордонд тохиолдсон. Хэсэг хугацааны дараа буюу мөн оны дөрөвдүгээр сард эрдэмтэд дэгдэлт хүртэлх зай есөн тэрбум гэрлийн жил болохыг тогтоожээ. Энэ нь орчлон ертөнцийн радиусын бараг дөрөвний гурав юм.
Одон орон судлаачдын хийсэн тооцоолол нь гал асаах хэдхэн секундын дотор нарны оршин тогтнох таван тэрбум жилийн хугацаанд үйлдвэрлэсэн эрчим хүчнээс хэд дахин их энерги ялгарсныг харуулжээ. Юунаас болж ийм гайхалтай дэлбэрэлт болсон бэ? Энэ асар их энерги ялгарахад ямар процессууд нөлөөлсөн бэ? Хоёр нейтрон од нийлсэн тохиолдолд ийм асар их энерги гарч болзошгүй гэсэн таамаглал байдаг ч шинжлэх ухаан эдгээр асуултуудад тусгайлан хариулж чадахгүй байна.
| <<< Назад
|
Урагшаа >>> |
Хэт шинэ од шиг сонирхолтой үзэгдлийг хүмүүс ажиглах нь маш ховор байдаг. Гэхдээ энэ нь оддын ердийн төрөл биш, учир нь манай галактикт жил бүр арав хүртэлх од төрдөг. Супернова бол зуун жилд нэг л удаа ажиглагдах үзэгдэл юм. Одууд маш тод, үзэсгэлэнтэйгээр үхдэг.
Яагаад суперновагийн дэлбэрэлт болдгийг ойлгохын тулд бид одны төрсөн үе рүү буцах хэрэгтэй. Устөрөгч нь сансарт нисдэг бөгөөд энэ нь аажмаар үүлэнд цуглардаг. Үүл хангалттай том бол түүний төвд өтгөрүүлсэн устөрөгч хуримтлагдаж, температур аажмаар нэмэгддэг. Таталцлын нөлөөн дор ирээдүйн одны цөмийг угсарч, хаана, ачаар өндөр температурболон таталцлын хүч нэмэгдэж, термоядролын нэгдлийн урвал явагдаж эхэлдэг. Од хэдий хэмжээний устөрөгчийг өөртөө татаж чадах нь түүний ирээдүйн хэмжээг тодорхойлдог - улаан одойноос цэнхэр аварга хүртэл. Цаг хугацаа өнгөрөхөд одны ажлын тэнцвэр тогтож, гаднах давхарга нь цөмд дарамт учруулж, термоядролын нэгдлийн энергийн улмаас цөм нь тэлдэг.
Энэ од нь өвөрмөц бөгөөд ямар ч реакторын нэгэн адил хэзээ нэгэн цагт түлш - устөрөгчгүй болно. Гэхдээ супернова хэрхэн дэлбэрч байгааг харахын тулд бага зэрэг хугацаа өнгөрөх ёстой, учир нь реакторт устөрөгчийн оронд өөр түлш (гели) үүссэн бөгөөд од шатаж, хүчилтөрөгч болж хувирах болно. нүүрстөрөгч. Энэ нь одны цөмд төмөр үүсэх хүртэл үргэлжлэх бөгөөд термоядролын урвалын үед энерги ялгардаггүй, харин түүнийг хэрэглэдэг. Ийм нөхцөлд суперновагийн дэлбэрэлт үүсч болно.
Цөм нь илүү хүнд, хүйтэн болж, хөнгөн дээд давхаргууд түүн дээр унахад хүргэдэг. Fusion дахин эхэлдэг, гэхдээ энэ удаад ердийнхөөс хурдан, үүний үр дүнд од зүгээр л дэлбэрч, бодисоо хүрээлэн буй орон зайд тараадаг. Мэдэгдэж байгаа зүйлээс хамааран түүний дараа үлдэж болно - (маш өндөр нягтралтай, гэрэл ялгаруулах чадвартай бодис). Ийм тогтоц нь маш дараа хэвээр байна том одод, тэдгээр нь маш хүнд элементүүдэд термоядролын нэгдэл үүсгэх боломжтой байв. Жижиг одод нь нейтрон эсвэл төмрийн жижиг оддыг үлдээдэг бөгөөд тэдгээр нь бараг гэрэл гаргадаггүй, гэхдээ бас өндөр нягттай матери байдаг.
Нова ба суперновагууд хоорондоо нягт холбоотой байдаг, учир нь тэдгээрийн аль нэг нь үхэх нь шинэ төрөлтийг илтгэж болно. Энэ үйл явц эцэс төгсгөлгүй үргэлжилдэг. Хэт шинэ од нь эргэн тойрныхоо орон зайд сая сая тонн бодис зөөвөрлөж, тэр нь дахин үүлэнд цугларч, шинэ үүл үүсч эхэлдэг. тэнгэрийн бие. Эрдэмтэд манайд байгаа бүх хүнд элементүүдийг хэлдэг нарны систем, Нар төрөхдөө нэгэн цагт дэлбэрч байсан одноос "хулгайлсан". Байгаль бол гайхалтай бөгөөд нэг зүйлийн үхэл нь үргэлж шинэ зүйл төрдөг гэсэн үг юм. Матери нь сансар огторгуйд задарч, одод бүрэлдэж, орчлон ертөнцийн агуу тэнцвэрийг бий болгодог.
Суперновагийн дэлбэрэлт (SN гэж тэмдэглэсэн) нь нова дэлбэрэлттэй харьцуулашгүй том хэмжээний үзэгдэл юм. Оддын системүүдийн аль нэгэнд суперновагийн дүр төрхийг ажиглахад энэ нэг одны тод байдал нь заримдаа бүхэл бүтэн оддын системийн салшгүй гэрэлтэй ижил дараалалтай байдаг. Ийнхүү 1885 онд Андромеда мананцарын төвийн ойролцоо дүрэлзсэн од нь 0-ийн тод гэрэлтэй болсон бол мананцарын салшгүй тод байдал нь -тэй тэнцүү, өөрөөр хэлбэл хэт шинэ гаригаас гарах гэрлийн урсгал нь 4 дахин бага байна. мананцараас үүсэх урсгал. Хоёр тохиолдолд суперновагийн гялбаа нь хэт шинэ од гарч ирсэн галактикийн гялалзахаас ч илүү байсан. Хэт шинэ одны үнэмлэхүй хэмжээ нь дээд талдаа ойролцоо байна, өөрөөр хэлбэл хамгийн их гэрэлтэх үед ердийн шинэ одны үнэмлэхүй хэмжээнээс 600 дахин их гэрэлтдэг. Бие даасан суперновагууд нарны гэрэлтэлтээс арван тэрбум дахин их дээд хэмжээнд хүрдэг.
Сүүлийн мянган жилийн хугацаанд манай Галактикт гурван хэт шинэ од найдвартай ажиглагдсан: 1054 онд (Үхрийн ордонд), 1572 онд (Кассиопейд), 1604 онд (Офиучуст). 1670 онд Кассиопея дахь суперновагийн дэлбэрэлт бас анзаарагдаагүй бололтой, үүнээс одоо нисдэг хийн утас, хүчирхэг радио ялгаруулалтын систем (Cas A) үлджээ. Зарим галактикуудад 40 жилийн хугацаанд гурав, бүр дөрвөн супернова дэлбэрчээ (NGC 5236 ба 6946 мананцарт). Дунджаар галактик бүрт 200 жил тутамд нэг супернова дэлбэрдэг бөгөөд эдгээр хоёр галактикийн хувьд энэ интервал 8 жил болж багасдаг! Дөрвөн жилийн (1957-1961) олон улсын хамтын ажиллагааны үр дүнд дөчин хоёр суперновагийг нээсэн. Ажиглагдсан суперновагийн нийт тоо одоогоор 500 даваад байна.
Гэрэлтүүлгийн өөрчлөлтийн шинж чанарын дагуу супернова нь хоёр төрөлд хуваагддаг - I ба II (Зураг 129); хамгийн бага гэрэлтэх чадвартай хэт шинэ туяаг нэгтгэдэг III төрөл ч байж болох юм.
I төрлийн суперновагууд нь богино хугацааны дээд тал нь (долоо хоног орчим) ялгагддаг бөгөөд үүний дараа 20-30 хоногийн дотор гэрэлтэлт нь нэг өдрийн хурдаар буурдаг. Дараа нь уналт удааширч, дараа нь од үл үзэгдэх хүртэл үргэлжилдэг тогтмол хурдөдөрт. Одны гэрэлтэлт 55 хоног тутамд хоёр дахин буурч, экспоненциалаар буурч байна. Жишээлбэл, Үхрийн ордны Supernova 1054 нь өдрийн цагаар бараг нэг сарын турш харагдахуйц гялалзсан бөгөөд энгийн нүдээр харагдах байдал нь хоёр жил үргэлжилсэн. Хамгийн их гэрэлтэх үед I төрлийн суперновагийн үнэмлэхүй хэмжээ нь дунджаар хүрдэг бөгөөд дэлбэрэлтийн дараа хамгийн ихээс хамгийн бага гэрэлтэлтийн далайц хүрдэг.
II төрлийн суперновагийн гэрэлтэлт бага байдаг: дээд тал нь далайц нь тодорхойгүй байдаг. Дээд талдаа ойрхон гэрэлтэлт нь бага зэрэг сунжирч, харин дээд тал нь 100 хоногийн дараа I төрлийн суперновагийнхаас хамаагүй хурдан, тухайлбал 20 хоногоор буурдаг.
Суперновагууд ихэвчлэн галактикийн захад дэлбэрдэг.
I төрлийн суперновагууд ямар ч хэлбэрийн галактикт байдаг бол II төрлийн суперновагууд зөвхөн спираль хэлбэртэй байдаг. Спираль галактикийн аль аль нь ихэвчлэн экваторын хавтгайд ойрхон, спиральуудын гарт байдаг ба галактикийн төвөөс зайлсхийдэг. Тэд хавтгай бүрэлдэхүүн хэсэг (I төрлийн популяци) багтдаг.
I төрлийн суперновагийн спектрүүд нь шинэ гаригуудын спектртэй ямар ч адилгүй. Маш өргөн цацрагийн зурвасын тухай санааг орхисны дараа л тэдгээрийг тайлсан бөгөөд харанхуй завсар нь 5000-аас 20,000 км/ ойртох хурдтай тохирч DH-ийн утгаар нил ягаан руу хүчтэй шилжсэн маш өргөн шингээлтийн зурвас гэж ойлгогдсон. с.
Цагаан будаа. 129. I ба II төрлийн суперновагийн гэрэл зургийн гэрлийн муруй. Дээр 1937 онд IC 4182 ба NGC 1003 мананцарт нэгэн зэрэг дэлбэрч байсан хоёр төрлийн I суперновагийн гэрэлтэлтийн өөрчлөлтийг харуулав. Жулиан өдрүүдийг x тэнхлэг дээр зурсан байна. Доорх нь гэрлийн бие даасан муруйг магнитудын тэнхлэгийн дагуу (ординатыг шошгогүй орхисон) шилжүүлэх замаар олж авсан II төрлийн гурван суперновагийн синтетик гэрлийн муруй юм. Тасархай муруй нь I төрлийн суперновагийн гэрлийн өөрчлөлтийг илэрхийлдэг. Дурын эхлэлээс хойшхи өдрүүдийг x тэнхлэг дээр зурна
Эдгээр нь суперновагийн бүрхүүлийн тэлэлтийн хурд юм! Хамгийн дээд цэгээс өмнө болон дээд цэгийн дараа анх удаа суперновагийн спектр нь өнгөний температур нь 10,000 К ба түүнээс дээш (хэт ягаан туяаны илүүдэл нь ойролцоогоор ) байдаг супер аварга биетийн спектртэй төстэй байх нь тодорхой байна;
хамгийн ихдээ удалгүй цацрагийн температур 5-6 мянган Келвин хүртэл буурдаг. Гэхдээ спектр нь ионжуулсан металлын шугамаар баялаг хэвээр байна, ялангуяа CaII (хэт ягаан туяаны давхар ба хэт улаан туяаны гурвалсан), гели (HeI) шугамууд сайн дүрслэгдсэн, олон тооны азотын (NI) шугамууд маш тод харагдаж, устөрөгчийн шугамууд маш тодорхойгүй байна. Мэдээжийн хэрэг, галын тодорхой үе шатанд ялгаралтын шугамууд нь спектрт байдаг, гэхдээ тэдгээр нь богино хугацаанд амьдардаг. Шингээх шугамын маш том өргөн нь ялгарсан хийн бүрхүүлийн хурдны тархалтаар тайлбарлагддаг.
II төрлийн суперновагийн спектрүүд нь энгийн шинэ гаригуудын спектртэй төстэй: ялгаралтын өргөнтэй ижил өргөнтэй шингээлтийн шугамаар нил ягаан тал дээр хүрээлэгдсэн өргөн ялгаралтын шугамууд. Устөрөгч, цайвар, бараан өнгийн маш мэдэгдэхүйц Балмер шугамууд байгаа нь онцлог шинж юм. Хөдөлгөөнт бүрхүүлд, түүний од ба ажиглагчийн хооронд байрлах хэсэгт үүссэн шингээлтийн шугамын өргөн нь бүрхүүл дэх хурдны тархалт ба түүний асар том хэмжээг илтгэнэ. II төрлийн суперновагийн температурын өөрчлөлт нь I төрлийнхтэй төстэй бөгөөд тэлэлтийн хурд нь 15,000 км/с хүрдэг.
Хэт шинэ одны төрлүүд ба тэдгээрийн Галактик дахь байршил эсвэл галактикт үүсэх давтамжийн хооронд янз бүрийн төрөлХэдийгээр тийм ч хүчтэй биш ч гэсэн харилцан хамаарал бий. I төрлийн суперновагууд нь бөмбөрцөг бүрэлдэхүүн хэсгийн оддын популяцийн дунд, ялангуяа зууван галактикт, II төрлийн суперновагууд нь дискний популяцийн дунд спираль хэлбэртэй, ховор тохиолдолд жигд бус мананцарт байдаг. Гэсэн хэдий ч Том Магелланы үүлэнд ажиглагдсан бүх суперновагууд I төрөл байв. Бусад галактикийн хэт шинэ одны эцсийн бүтээгдэхүүн нь ерөнхийдөө тодорхойгүй байдаг. Бусад галактикуудад ажиглагдсан хэт шинэ одны далайцын хувьд хамгийн бага гэрэлтэй үед тэдгээр нь объект байх ёстой, өөрөөр хэлбэл ажиглалтад бүрэн нэвтрэх боломжгүй болно.
Эдгээр бүх нөхцөл байдал нь ямар төрлийн одод болохыг олж мэдэхэд тусална - хэт шинэ гаригийн дохио. Хуучин популяци бүхий эллипс галактикт I төрлийн суперновагууд тохиолдсон нь өмнөх суперновагуудыг устөрөгчөө бүрэн ашигласан хуучин бага масстай од гэж үзэх боломжийг бидэнд олгодог. Үүний эсрэгээр, II төрлийн суперновагууд нь ихэвчлэн хийгээр баялаг спираль гарт тохиолддог бөгөөд өвөг дээдэс нь гарыг туулахад ойролцоогоор хэдэн жил зарцуулдаг бөгөөд энэ нь тэднийг зуун сая жилийн настай болгодог. Энэ хугацаанд од нь үндсэн дарааллаас эхлэн гүн дэх устөрөгчийн түлш дуусах үед түүнийг орхих ёстой. Бага масстай од энэ үе шатыг давах цаг гарахгүй тул II төрлийн суперновагийн урьдал нь үүнээс багагүй масстай байх ёстой бөгөөд дэлбэрэлт хүртэл залуу OB од байх ёстой.
Үнэн бол Том Магелланы үүлэн дэх I хэлбэрийн суперновагийн дээр дурдсан дүр төрх нь тайлбарласан зургийн найдвартай байдлыг зарим талаараа зөрчиж байна.
I төрлийн суперновагийн урьдал зүйл нь устөрөгчгүй, ойролцоогоор масстай цагаан одой гэж таамаглах нь зүйн хэрэг юм. Гэхдээ энэ нь илүү том улаан аварга биет бодисоо орхидог хоёртын системийн нэг хэсэг байсан тул ийм болсон. torrentИнгэснээр үүнээс үлдэж байгаа зүйл нь эцэстээ доройтсон цөм болох нүүрстөрөгч-хүчилтөрөгчийн найрлагатай цагаан одой бөгөөд хуучин хиймэл дагуул нь өөрөө аварга болж, цагаан одой руу бодисыг буцааж илгээж, H = He- үүсгэдэг. тэнд бүрхүүл. Хязгаарт (18.9) ойртох үед түүний масс нэмэгдэж, төвийн температур нь 4-10 ° К хүртэл нэмэгдэж, нүүрстөрөгч "галддаг".
Энгийн одны хувьд температур нэмэгдэхийн хэрээр даралт ихсэх бөгөөд энэ нь давхаргыг дэмждэг. Харин доройтсон хийн хувьд даралт нь зөвхөн нягтралаас хамаардаг бөгөөд энэ нь температурын хувьд нэмэгдэхгүй бөгөөд температурын өсөлтийг нөхөхийн тулд дээгүүр давхрагууд нь тэлэхээсээ илүү төв рүү унах болно. Гол болон зэргэлдээх давхаргууд нь нурах (нурах) болно. Өсөн нэмэгдэж буй температур нь доройтлыг арилгах хүртэл бууралт огцом хурдацтай үргэлжилж, дараа нь од тогтворжуулахын тулд "дэмий оролдлого" -оор өргөжиж, нүүрстөрөгчийн шаталтын давалгаа түүгээр дамжин өнгөрдөг. Энэ үйл явц нь нэг юмуу хоёр секунд үргэлжилдэг бөгөөд энэ хугацаанд нарны нэг орчим масстай бодис задрах нь (-квант ба позитрон ялгарах үед) болж хувирдаг. өндөр температурбүрхүүлд, хэдэн арван хэмжээтэй хүртэл хурдацтай өргөжиж байна. д) Энэ нь үүсдэг (хагас задралын хугацаатай), ялзралаас ойролцоогоор гарч ирдэг Цагаан одой эцсээ хүртэл устдаг. Гэвч нейтрон од үүсэх тодорхой шалтгаан байхгүй. Үүний зэрэгцээ, суперновагийн дэлбэрэлтийн үлдэгдэлд бид мэдэгдэхүйц хэмжээний төмөр олдоггүй, харин нейтрон оддыг олдог (доороос үзнэ үү). Эдгээр баримтууд нь I төрлийн суперновагийн дэлбэрэлтийн танилцуулсан загварын гол бэрхшээл юм.
Гэхдээ II төрлийн суперновагийн дэлбэрэлтийн механизмын тайлбар нь илүү их бэрхшээлтэй тулгардаг. Түүний өмнөх хувилбар нь хоёртын системийн нэг хэсэг биш бололтой. Их хэмжээний масстай (-ээс их) бие даасан бөгөөд хурдан хөгжиж, H, He, C, O-ийн шаталтын үе шатуудыг дараалан туулж Na, Si болон цаашлаад Fe-Ni цөм рүү шилждэг. Шинэ үе бүр өмнөх үе нь дуусч, таталцлыг эсэргүүцэх чадвараа алдаж, цөм нь нурж, температур нэмэгдэж, дараагийн үе шат хүчин төгөлдөр болох үед идэвхждэг. Хэрэв энэ нь Fe-Ni үе шатанд ирвэл эрчим хүчний эх үүсвэр алга болно, учир нь төмрийн цөм нь олон тооны бөөмс дээр өндөр энергитэй фотонуудын нөлөөн дор устаж, энэ процесс нь эндотермик шинж чанартай байдаг. Энэ нь нурахад тусалдаг. Мөн нурж буй бүрхүүлийг зогсоох эрчим хүч байхгүй болсон.
Мөн цөм нь урвалаар дамжин нейтрон одны үе шатаар дамжин хар нүхний төлөвт (289-р хуудсыг үз) орох чадвартай.
Цаашдын хөгжилүзэгдэл маш тодорхойгүй болно. Олон хувилбаруудыг санал болгосон боловч цөм нь нурах үед бүрхүүл нь хэрхэн яаж хаягддагийг тайлбарлаагүй байна.
Асуудлын тайлбарын хувьд, бүрхүүлийн масстай, 2000 км/с орчим хөөрөх хурдтай байх үед үүнд зарцуулсан энерги нь 2000 км / сек хүрч, гал асаах үед цацраг туяа (ихэнхдээ 70 хоног) арилдаг.
Бид суперновагийн дэлбэрэлтийн үйл явцыг дахин авч үзэх болно, гэхдээ дэгдэлтийн үлдэгдлийг судлах тусламжтайгаар (§ 28-ыг үзнэ үү).
