Narodziny i śmierć supernowych. Supernowa – śmierć lub początek nowego życia

Widzieliśmy już, że w przeciwieństwie do Słońca i innych gwiazd stacjonarnych, fizyczne gwiazdy zmienne zmieniają rozmiar, temperaturę fotosfery i jasność. Wśród różne typy Spośród gwiazd niestacjonarnych szczególne zainteresowanie budzą nowe i supernowe. W rzeczywistości nie są to gwiazdy nowo pojawiające się, ale te już istniejące, które przyciągnęły uwagę gwałtownym wzrostem jasności.

Podczas wybuchów nowych gwiazd jasność wzrasta tysiące i miliony razy w ciągu kilku dni do kilku miesięcy. Znane są gwiazdy, które wielokrotnie wybuchały jako nowe. Według współczesnych danych nowe gwiazdy są zwykle częścią układów podwójnych, a wybuchy jednej z gwiazd powstają w wyniku wymiany materii między tworzącymi się gwiazdami system podwójny. Przykładowo w układzie „biały karzeł – gwiazda zwyczajna (mała jasność)” dochodzi do eksplozji powodujących to zjawisko nowa, może wystąpić, gdy gaz spada ze zwykłej gwiazdy na białego karła.

Jeszcze wspanialsze są eksplozje supernowych, których jasność nagle wzrasta o około 19 m! Przy maksymalnej jasności promieniująca powierzchnia gwiazdy zbliża się do obserwatora z prędkością kilku tysięcy kilometrów na sekundę. Schemat wybuchów supernowych sugeruje, że supernowe to eksplodujące gwiazdy.

Podczas wybuchów supernowych w ciągu kilku dni uwalniana jest ogromna energia - około 10 41 J. Takie kolosalne eksplozje mają miejsce na końcowe etapy ewolucja gwiazd, których masa jest kilkakrotnie większa od masy Słońca.

Przy maksymalnej jasności jedna supernowa może świecić jaśniej niż miliard gwiazd takich jak nasze Słońce. Podczas najpotężniejszych eksplozji niektórych supernowych materia może zostać wyrzucona z prędkością 5000 - 7000 km/s, a jej masa osiąga kilka mas Słońca. Pozostałości muszli wyrzucone supernowe, widoczny od dawna jak rozprężające się gazy.

Odkryto nie tylko pozostałości powłok supernowych, ale także to, co pozostało z centralnej części niegdyś eksplodującej gwiazdy. Te „pozostałości gwiazd” okazały się niesamowitymi źródłami emisji radiowej, które nazwano pulsarami. Pierwsze pulsary odkryto w 1967 r.

Niektóre pulsary charakteryzują się zadziwiająco stabilną częstotliwością powtarzania impulsów radiowych: impulsy powtarzają się w ściśle równych odstępach czasu, mierzonych z dokładnością przekraczającą 10 -9 s! Otwarte pulsary znajdują się od nas w odległościach nieprzekraczających setek parseków. Zakłada się, że pulsary to szybko rotujące, supergęste gwiazdy o promieniu około 10 km i masach bliskich masie Słońca. Takie gwiazdy składają się z gęsto upakowanych neutronów i nazywane są gwiazdami neutronowymi. Tylko przez część czasu swojego istnienia gwiazdy neutronowe objawiają się jako pulsary.

Wybuchy supernowych klasyfikuje się jako rzadkie wydarzenia. W ciągu ostatniego tysiąclecia w naszym układzie gwiezdnym zaobserwowano jedynie kilka eksplozji supernowych. Spośród nich najbardziej wiarygodnie ustalono następujące trzy: wybuch w 1054 r. w gwiazdozbiorze Byka, w 1572 r. w gwiazdozbiorze Kasjopei, w 1604 r. w gwiazdozbiorze Wężownika. Pierwszą z tych supernowych opisali astronomowie chińscy i japońscy jako „gwiazdę gościnną”, drugą Tycho Brahe, a trzecią zaobserwowaną przez Johannesa Keplera. Jasność supernowych z lat 1054 i 1572 przewyższała jasność Wenus, a gwiazdy te były widoczne w ciągu dnia. Od wynalezienia teleskopu (1609) w naszym układzie gwiazd nie zaobserwowano ani jednej supernowej (możliwe, że niektóre eksplozje pozostały niezauważone). Kiedy pojawiła się możliwość eksploracji innych układów gwiezdnych, często odkrywano w nich nowe gwiazdy i supernowe.

23 lutego 1987 roku w Wielkim Obłoku Magellana (konstelacja Doradus), największym satelicie naszej Galaktyki, eksplodowała supernowa. Po raz pierwszy od 1604 roku supernową można było zobaczyć nawet gołym okiem. Przed eksplozją w miejscu supernowej znajdowała się gwiazda o jasności 12mag. Gwiazda osiągnęła maksymalną jasność 4 m na początku marca, po czym zaczęła powoli blaknąć. Naukowcy, którzy obserwowali supernową za pomocą teleskopów największych obserwatoriów naziemnych, obserwatorium orbitalnego Astron i teleskopów rentgenowskich na module Kvant stacja orbitalna„Mir” po raz pierwszy udało się prześledzić cały proces wybuchu epidemii. Obserwacje prowadzono w różnych zakresach widmowych, w tym widzialnym, ultrafioletowym, rentgenowskim i radiowym. W prasie naukowej pojawiły się sensacyjne doniesienia o wykryciu neutrina i być może promieniowania grawitacyjnego wybuchającej gwiazdy. Udoskonalono i wzbogacono o nowe wyniki model budowy gwiazdy w fazie poprzedzającej eksplozję.

Niebo w pogodny dzień przedstawia ogólnie dość nudny i monotonny obraz: gorącą kulę Słońca i przejrzystą, nieskończoną przestrzeń, czasem ozdobioną chmurami lub rzadkimi chmurami.

Niebo w bezchmurną noc to inna sprawa. Zwykle jest ona usiana jasnymi gromadami gwiazd. Należy wziąć pod uwagę, że na nocnym niebie gołym okiem widać od 3 do 4,5 tys. Nocnych opraw. I wszystkie należą do Drogi Mlecznej, w której znajduje się nasz Układ Słoneczny.

Według współczesnych koncepcji gwiazdy to gorące kule gazu, w głębinach których następuje fuzja termojądrowa jąder helu z jąder wodoru, uwalniając kolosalną ilość energii. To właśnie zapewnia jasność gwiazd.

Najbliższą nam gwiazdą jest nasze Słońce, do którego odległość wynosi 150 milionów kilometrów. Ale kolejna najdalsza gwiazda Proxima Centauri znajduje się w odległości 4,25 lat świetlnych od nas, czyli 270 tysięcy razy dalej od Słońca.

Istnieją gwiazdy, które są setki razy większe od Słońca i tyle samo razy gorsze od niego w tym wskaźniku. Jednak masy gwiazd wahają się w znacznie skromniejszych granicach - od jednej dwunastej masy Słońca do 100 jego mas. Więcej niż połowa widoczne gwiazdy są systemami podwójnymi, a czasami potrójnymi.

Ogólnie rzecz biorąc, liczbę widocznych dla nas gwiazd we Wszechświecie można określić na 125 000 000 000 z jedenastoma dodatkowymi zerami.

Teraz, aby uniknąć pomyłki z zerami, astronomowie nie prowadzą już zapisów pojedynczych gwiazd, ale całych galaktyk, wierząc, że w każdej z nich znajduje się średnio około 100 miliardów gwiazd.

Amerykański astronom Fritz Zwicky jako pierwszy zaczął angażować się w ukierunkowane poszukiwania supernowych

W 1996 roku naukowcy ustalili, że z Ziemi można zobaczyć 50 miliardów galaktyk. Kiedy oddano do użytku Orbitalny Teleskop Hubble'a, którego nie zakłócają zakłócenia atmosfery ziemskiej, liczba widocznych galaktyk wzrosła do 125 miliardów.

Dzięki wszystkowidzące oko Za pomocą tego teleskopu astronomowie penetrowali tak uniwersalne głębiny, że dostrzegli galaktyki, które pojawiły się zaledwie miliard lat po Wielkiej Eksplozji, która dała początek naszemu Wszechświatowi.

Do charakteryzowania gwiazd wykorzystuje się kilka parametrów: jasność, masę, promień i skład chemiczny atmosferę i jej temperaturę. Korzystając z szeregu dodatkowych cech gwiazdy, możesz także określić jej wiek.

Każda gwiazda jest dynamiczną strukturą, która rodzi się, rośnie, a następnie po osiągnięciu pewnego wieku spokojnie umiera. Ale zdarza się też, że nagle eksploduje. To wydarzenie prowadzi do zmian na dużą skalę w obszarze sąsiadującym z eksplodującą gwiazdą.

Zatem zaburzenie, które nastąpiło po tej eksplozji, rozprzestrzenia się z gigantyczną prędkością i w ciągu kilkudziesięciu tysięcy lat pokrywa ogromną przestrzeń w ośrodku międzygwiazdowym. W tym rejonie temperatura gwałtownie wzrasta, aż do kilku milionów stopni, znacznie wzrasta gęstość promieni kosmicznych i natężenie pola magnetycznego.

Takie cechy materii wyrzuconej przez eksplodującą gwiazdę pozwalają na powstawanie nowych gwiazd, a nawet całych układów planetarnych.

Z tego powodu zarówno supernowe, jak i pozostałości po nich są bardzo dokładnie badane przez astrofizyków. Przecież informacje uzyskane podczas badania tego zjawiska mogą poszerzyć wiedzę na temat ewolucji normalnych gwiazd, procesów zachodzących podczas narodzin gwiazd neutronowych, a także wyjaśnić szczegóły tych reakcji, w wyniku których powstają ciężkie pierwiastki , promienie kosmiczne itp.

Kiedyś gwiazdy, których jasność nieoczekiwanie wzrosła ponad 1000 razy, zostały nazwane przez astronomów nowymi. Pojawiły się na niebie niespodziewanie, dokonując zmian w zwykłej konfiguracji konstelacji. Po nagłym wzroście maksymalnie kilka tysięcy razy, ich jasność po pewnym czasie gwałtownie spadła, a po kilku latach ich jasność stała się tak słaba jak przed eksplozją.

Należy zauważyć, że okresowość rozbłysków, podczas których gwiazda uwalnia się z jednej tysięcznej jej masy i jest wyrzucana w przestrzeń kosmiczną z ogromną prędkością, jest uważana za jedną z głównych oznak narodzin nowych gwiazd. Ale jednocześnie, co dziwne, eksplozje gwiazd nie prowadzą do znaczących zmian w ich strukturze, a nawet do ich zniszczenia.

Jak często takie zdarzenia mają miejsce w naszej Galaktyce? Jeśli weźmiemy pod uwagę tylko te gwiazdy, których jasność nie przekraczała 3mag, to według kronik historycznych i obserwacji astronomów w ciągu pięciu tysięcy lat zaobserwowano nie więcej niż 200 jasnych rozbłysków.

Kiedy jednak rozpoczęły się badania innych galaktyk, stało się oczywiste, że jasność nowych gwiazd pojawiających się w tych zakątkach przestrzeni jest często równa jasności całej galaktyki, w której te gwiazdy się pojawiają.

Oczywiście pojawienie się gwiazd o takiej jasności jest wydarzeniem niezwykłym i zupełnie odmiennym od narodzin zwykłych gwiazd. Dlatego już w 1934 roku amerykańscy astronomowie Fritz Zwicky i Walter Baade zaproponowali, aby te gwiazdy, których maksymalna jasność osiąga jasność zwykłych galaktyk, zaliczyć do odrębnej klasy supernowych i najbardziej jasne gwiazdy. Należy pamiętać, że wybuchy supernowych stan obecny nasza Galaktyka jest niezwykle rzadkim zjawiskiem, występującym nie częściej niż raz na 100 lat. Najbardziej uderzające epidemie, odnotowane w traktatach chińskich i japońskich, miały miejsce w latach 1006 i 1054.

Pięćset lat później, w 1572 roku, wybitny astronom Tycho Brahe zaobserwował eksplozję supernowej w gwiazdozbiorze Kasjopei. W 1604 roku Johannes Kepler był świadkiem narodzin supernowej w gwiazdozbiorze Wężownika. I od tego czasu w naszej Galaktyce nie obchodzono tak wspaniałych wydarzeń.

Może to wynikać z faktu, że Układ Słoneczny zajmuje w naszej Galaktyce taką pozycję, że można go obserwować przyrządy optyczne Wybuchy supernowych z Ziemi są możliwe tylko w połowie jej objętości. W pozostałej części regionu utrudnia to międzygwiazdowa absorpcja światła.

A ponieważ w innych galaktykach zjawiska te występują z mniej więcej taką samą częstotliwością jak w Droga Mleczna, główne informacje o supernowych w momencie wybuchu uzyskano z obserwacji ich w innych galaktykach...

Po raz pierwszy astronomowie W. Baade i F. Zwicky rozpoczęli ukierunkowane poszukiwania supernowych w 1936 roku. W ciągu trzech lat obserwacji w różnych galaktykach naukowcy odkryli 12 eksplozji supernowych, które następnie poddano dokładniejszym badaniom z wykorzystaniem fotometrii i spektroskopii.

Co więcej, zastosowanie bardziej zaawansowanego sprzętu astronomicznego umożliwiło poszerzenie listy nowo odkrytych supernowych. Wprowadzenie automatycznych wyszukiwań doprowadziło do tego, że naukowcy odkryli ponad sto supernowych rocznie. W sumie za krótki czas Zarejestrowano 1500 takich obiektów.

W ostatnie lata używając potężne teleskopy Podczas jednej nocy obserwacji naukowcy odkryli ponad 10 odległych supernowych!

W styczniu 1999 r. miało miejsce wydarzenie, które zszokowało nawet współczesnych astronomów, przyzwyczajonych do wielu „sztuczek” Wszechświata: w głębinach kosmosu zarejestrowano błysk dziesięć razy jaśniejszy niż wszystkie wcześniej zarejestrowane przez naukowców. Zostały zauważone przez dwa satelity badawcze i teleskop w górach Nowego Meksyku, wyposażony w automatyczną kamerę. To wyjątkowe zjawisko miało miejsce w gwiazdozbiorze Buta. Nieco później, w kwietniu tego samego roku, naukowcy ustalili, że odległość do wybuchu wynosiła dziewięć miliardów lat świetlnych. To prawie trzy czwarte promienia Wszechświata.

Obliczenia wykonane przez astronomów wykazały, że w ciągu kilku sekund trwania rozbłysku wyzwolono wielokrotnie więcej energii, niż Słońce wyprodukowało przez pięć miliardów lat swojego istnienia. Co spowodowało tak niesamowitą eksplozję? Jakie procesy doprowadziły do ​​tak ogromnego uwolnienia energii? Nauka nie jest jeszcze w stanie odpowiedzieć konkretnie na te pytania, chociaż istnieje takie założenie ogromna ilość energia mogłaby powstać w przypadku połączenia dwóch gwiazd neutronowych.

<<< Назад

Do przodu >>>

Supernowa Lub eksplozja supernowej- zjawisko podczas którego gwiazda gwałtownie zmienia swoją jasność o 4-8 rzędów wielkości (kilkanaście mag), po czym następuje stosunkowo powolne wygaszanie rozbłysku. Jest to wynik kataklizmu, który ma miejsce pod koniec ewolucji niektórych gwiazd i towarzyszy mu uwolnienie ogromnej energii.

Z reguły supernowe obserwuje się po fakcie, czyli gdy zdarzenie już miało miejsce i jego promieniowanie dotarło do Ziemi. Dlatego przez długi czas natura supernowych była niejasna. Ale teraz proponuje się całkiem sporo scenariuszy prowadzących do tego rodzaju epidemii, chociaż główne postanowienia są już całkiem jasne.

Eksplozji towarzyszy wyrzucenie znacznej masy materii z zewnętrznej powłoki gwiazdy do przestrzeni międzygwiazdowej, a z pozostałej części materii z jądra eksplodowanej gwiazdy z reguły powstaje zwarty obiekt - gwiazda neutronowa, jeśli masa gwiazdy przed wybuchem wynosiła więcej niż 8 mas Słońca (M ☉), lub gwiazda czarna dziura o masie gwiazdy powyżej 20 M ☉ (masa jądra pozostałego po zakończeniu eksplozji 5 mln ☉). Razem tworzą pozostałość po supernowej.

Kompleksowe badanie uzyskanych wcześniej widm i krzywych blasku w połączeniu z badaniem pozostałości i ewentualnych gwiazd progenitorowych umożliwia zbudowanie bardziej szczegółowych modeli i zbadanie warunków, jakie panowały w momencie wybuchu.

Między innymi materia wyrzucona podczas rozbłysku zawiera w dużej mierze produkty syntezy termojądrowej, która zachodziła przez całe życie gwiazdy. To dzięki supernowym Wszechświat jako całość, a każda galaktyka w szczególności, ewoluuje chemicznie.

Nazwa odzwierciedla historyczny proces badania gwiazd, których jasność zmienia się znacząco w czasie, tzw. nowych.

Nazwa składa się z etykiety S.N., po którym następuje rok otwarcia i jedno- lub dwuliterowe oznaczenie. Pierwsze 26 supernowych bieżącego roku otrzymuje jednoliterowe oznaczenie na końcu nazwy od wielkie litery z A Do Z. Pozostałe supernowe otrzymują dwuliterowe oznaczenia z małych liter: aa, ok i tak dalej. Niepotwierdzone supernowe są oznaczone literami PSN(eng. możliwa supernowa) ze współrzędnymi nieba w formacie: Jhhmmssss+ddmmsss.

Duży obraz

Nowoczesna klasyfikacja supernowe

Klasa	Podklasa				Mechanizm
I Brak przewodów wodorowych	Silne linie zjonizowanego krzemu (Si II) w temperaturze 6150	Ia			Wybuch termojądrowy
		Iax Przy maksymalnej jasności mają w porównaniu z nimi niższą jasność i niższy Ia
	Linie krzemowe są słabe lub nieobecne	Ib Linie helu (He I) są obecne.			Zapadnięcie grawitacyjne
		Ic Linie helu są słabe lub nieobecne
II Obecne linie wodoru	II-P/L/N Widmo jest stałe	II-P/L Żadnych wąskich linii		II-P Krzywa blasku ma plateau
				II-L Wielkość maleje liniowo w czasie
		IIn Występują wąskie linie
	IIb Widmo zmienia się w czasie i staje się podobne do widma Ib.

Lekkie krzywe

Krzywe blasku dla typu I są bardzo podobne: następuje gwałtowny wzrost przez 2-3 dni, następnie następuje znaczny spadek (o 3 magnitudo) przez 25-40 dni, po którym następuje powolne osłabienie, prawie liniowe na skala wielkości. Średnia bezwzględna wielkość maksimum dla rozbłysków Ia wynosi M b = - 19,5 m (\textstyle M_ (B) = -19,5 ^ (m)), dla Ib\c - .

Ale krzywe blasku typu II są dość zróżnicowane. U niektórych krzywe przypominały te dla typu I, tyle że z wolniejszym i dłuższym spadkiem jasności aż do rozpoczęcia etapu liniowego. Inne, osiągając szczyt, pozostawały na nim do 100 dni, po czym jasność gwałtownie spadła i osiągnęła liniowy „ogon”. Bezwzględna wielkość maksimum jest bardzo zróżnicowana - 20 m (\textstyle -20 ^ (m)) Do - 13 m (\textstyle -13 ^ (m)). Średnia wartość dla IIp - M b = - 18 m (\textstyle M_ (B) = -18 ^ (m)), dla II-L M b = - 17 m (\textstyle M_ (B) = -17 ^ (m)).

Widma

Powyższa klasyfikacja zawiera już pewne podstawowe cechy widm supernowych różne typy, zastanówmy się nad tym, czego nie uwzględniono. Pierwszy i bardzo ważna cecha, co przez długi czas uniemożliwiało dekodowanie otrzymanych widm – główne linie są bardzo szerokie.

Widma supernowych typu II i Ib\c charakteryzują się:

• Obecność wąskich cech absorpcji w pobliżu maksimum jasności i wąskich, nieprzesuniętych składników emisji.
• Linie , , , obserwowane w promieniowaniu ultrafioletowym.

Obserwacje poza zakresem optycznym

Szybkość flashowania

Częstotliwość rozbłysków zależy od liczby gwiazd w galaktyce lub, co jest takie samo w przypadku zwykłych galaktyk, od jasności. Ogólnie przyjętą wielkością charakteryzującą częstotliwość rozbłysków w różnych typach galaktyk jest SNu:

1 S N u = 1 S N 10 10 L ⊙ (B) ∗ 100 y mi za r (\ Displaystyle 1SNu = (\ Frac (1SN) (10 ^ (10) L _ (\ dot) (B) * 100 lat)}},

Gdzie L ⊙ (B) (\textstyle L _ (\odot) (B))- jasność Słońca w filtrze B. Dla różne typy rozbłysk, jego wielkość wynosi:

W tym przypadku supernowe Ib/c i II grawitują w stronę ramion spiralnych.

Obserwacja pozostałości po supernowej

Schemat kanoniczny młodej reszty jest następujący:

1. Możliwa zwarta pozostałość; zwykle pulsar, ale prawdopodobnie czarna dziura
2. Zewnętrzna fala uderzeniowa rozchodząca się w materii międzygwiazdowej.
3. Fala powrotna rozchodząca się w materiale wyrzucanym przez supernową.
4. Wtórne, rozprzestrzeniające się w skupiskach ośrodka międzygwiazdowego i w gęstych emisjach supernowych.

Razem tworzą następujący obraz: za frontem zewnętrznej fali uderzeniowej gaz nagrzewa się do temperatury T S ≥ 10 7 K i emituje w zakresie rentgenowskim energię fotonów 0,1-20 keV podobnie jak gaz znajdujący się za nim; przód fali powrotnej tworzy drugi obszar promieniowania rentgenowskiego. Linie silnie zjonizowanego Fe, Si, S itp. wskazują termiczny charakter promieniowania obu warstw.

Promieniowanie optyczne młodej pozostałości tworzy skupiska gazu za przodem fali wtórnej. Ponieważ prędkość propagacji jest w nich większa, co oznacza, że ​​gaz szybciej się ochładza, a promieniowanie przechodzi z zakresu rentgenowskiego do zakresu optycznego. Pochodzenie uderzenia promieniowania optycznego potwierdza względna intensywność linii.

Opis teoretyczny

Dekompozycja obserwacji

Charakter supernowych Ia różni się od charakteru innych wybuchów. Świadczy o tym wyraźnie brak rozbłysków typu Ib\c i typu II w galaktykach eliptycznych. Z informacje ogólne o tym ostatnim wiadomo, że jest tam mało gwiazd gazowych i niebieskich, a powstawanie gwiazd zakończyło się 10 10 lat temu. Oznacza to, że wszystkie masywne gwiazdy zakończyły już swoją ewolucję i pozostają tylko gwiazdy o masie mniejszej niż masa Słońca i nie większej. Z teorii ewolucji gwiazd wiadomo, że gwiazdy tego typu nie mogą eksplodować, dlatego też dla gwiazd o masach 1-2M ⊙ potrzebny jest mechanizm przedłużania życia.

Brak linii wodoru w widmach Ia\Iax wskazuje, że w atmosferze pierwotnej gwiazdy jest niezwykle mało wodoru. Masa wyrzuconej substancji jest dość duża – 1M ⊙ i zawiera głównie węgiel, tlen i inne ciężkie pierwiastki. A przesunięte linie Si II wskazują, że podczas wyrzutu są one aktywne reakcje jądrowe. Wszystko to przekonuje nas, że poprzedniczką gwiazdą jest biały karzeł, najprawdopodobniej węgiel-tlen.

Przyciąganie ramion spiralnych supernowych typu Ib\c i II wskazuje, że gwiazda progenitorowa to krótkotrwałe gwiazdy typu O o masie 8-10M ⊙ .

Wybuch termojądrowy

Jednym ze sposobów uwolnienia wymaganej ilości energii jest gwałtowny wzrost masa substancji biorącej udział w spalaniu termojądrowym, czyli eksplozji termojądrowej. Jednak fizyka pojedynczych gwiazd na to nie pozwala. Procesy w gwiazdach znajdujących się na ciągu głównym są w równowadze. Dlatego wszystkie modele uwzględniają końcowy etap ewolucji gwiazd - białe karły. Jednak ta ostatnia sama w sobie jest gwiazdą stabilną i wszystko może się zmienić dopiero w momencie zbliżenia się do granicy Chandrasekhara. Prowadzi to do jednoznacznego wniosku, że eksplozja termojądrowa jest możliwa tylko w układach wielokrotnych, najprawdopodobniej w tzw. gwiazdach podwójnych.

Na tym schemacie istnieją dwie zmienne, które wpływają na stan, skład chemiczny i końcową masę substancji biorącej udział w eksplozji.

• Drugim towarzyszem jest zwykła gwiazda, z której materia przepływa do pierwszej.
• Drugim towarzyszem jest ten sam biały karzeł. Ten scenariusz nazywa się podwójną degeneracją.

• Eksplozja następuje po przekroczeniu limitu Chandrasekhara.
• Eksplozja następuje przed nim.

Cechą wspólną wszystkich scenariuszy supernowych Ia jest to, że eksplodujący karzeł składa się najprawdopodobniej z węgla i tlenu. W wybuchowej fali spalania przemieszczającej się od środka do powierzchni zachodzą następujące reakcje:

12 do + 16 O → 28 S ja + γ (Q = 16,76 M mi V) (\ Displaystyle ^ (12) C ~+ ~ ^ (16) O ~ \rightarrow ~ ^ (28) Si ~ + ~ \ gamma ~ (Q=16,76~MeV)), 28 S ja + 28 S ja → 56 N ja + γ (Q = 10,92 M mi V) (\ Displaystyle ^ (28) Si ~ + ~ ^ (28) Si ~ \rightarrow ~ ^ (56) Ni ~ + ~ \ gamma ~(Q=10,92~MeV)).

Masa reagującej substancji określa energię eksplozji i odpowiednio maksymalną jasność. Jeśli założymy, że reaguje cała masa białego karła, wówczas energia eksplozji wyniesie 2,2 10 51 erg.

Dalsze zachowanie krzywej blasku zależy głównie od łańcucha zaniku:

56 N ja → 56 do o → 56 fa mi (\ Displaystyle ^ (56) Ni ~ \rightarrow ~ ^ (56) Co ~ \rightarrow ~ ^ (56) Fe)

Izotop 56 Ni jest niestabilny i ma okres półtrwania wynoszący 6,1 dnia. Następny mi-wychwyt prowadzi do powstania jądra 56Co, głównie w stanie wzbudzonym, o energii 1,72 MeV. Poziom ten jest niestabilny, a przejściu elektronu do stanu podstawowego towarzyszy emisja kaskady kwantów γ o energiach od 0,163 MeV do 1,56 MeV. Kwanty te ulegają rozproszeniu Comptona, a ich energia szybko spada do ~100 keV. Kwanty takie są już skutecznie pochłaniane przez efekt fotoelektryczny i w efekcie podgrzewają substancję. W miarę rozszerzania się gwiazdy zmniejsza się gęstość materii w gwieździe, liczba zderzeń fotonów maleje, a materia powierzchniowa gwiazdy staje się przezroczysta dla promieniowania. Jak pokazują obliczenia teoretyczne, sytuacja ta ma miejsce około 20-30 dni po osiągnięciu przez gwiazdę maksymalnej jasności.

Po 60 dniach od wystąpienia substancja staje się przezroczysta dla promieniowania γ. Krzywa blasku zaczyna zanikać wykładniczo. Do tego czasu izotop 56 Ni uległ już rozkładowi, a uwolnienie energii następuje w wyniku rozpadu β 56 Co do 56 Fe (T 1/2 = 77 dni) przy energiach wzbudzenia do 4,2 MeV.

Zapadnięcie się rdzenia grawitacyjnego

Drugi scenariusz uwolnienia niezbędnej energii to zapadnięcie się jądra gwiazdy. Jej masa powinna być dokładnie równa masie pozostałości po niej – gwiazdy neutronowej, podstawiając typowe wartości, które otrzymujemy:

mi t o t ∼ sol M 2 R ∼ 10 53 (\ Displaystyle E_ (tot) \ sim (\ Frac (GM ^ (2)) (R)) \ sim 10 ^ (53)} erg,

gdzie M = 0 i R = 10 km, G jest stałą grawitacji. Charakterystyczny dla tego czas to:

τ fa fa ∼ 1 sol 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,

gdzie ρ 12 to gęstość gwiazdy znormalizowana do 10 12 g/cm 3 .

Otrzymana wartość jest o dwa rzędy wielkości większa od energii kinetycznej powłoki. Potrzebny jest nośnik, który z jednej strony musi odprowadzać uwolnioną energię, a z drugiej nie oddziaływać z substancją. Neutrina nadają się do roli takiego nośnika.

Za ich powstawanie odpowiada kilka procesów. Pierwszym i najważniejszym dla destabilizacji gwiazdy i początku jej skurczu jest proces neutronizacji:

3 H. mi + mi - → 3 H. + ν mi (\ Displaystyle () ^ (3) On + e ^ (-) \ do () ^ (3) H + \ nu _ (e)}

4 H. mi + mi - → 3 H. + n + ν mi (\ Displaystyle () ^ (4) On + e ^ (-) \ do () ^ (3) H + n + \ nu _ (e))

56 fa mi + mi - → 56 M n + ν mi (\ Displaystyle () ^ (56) Fe + e ^ (-) \ do () ^ (56) Mn + \ nu _ (e)}

Neutrina z tych reakcji zabierają 10%. Główną rolę w chłodzeniu odgrywają procesy URKA (chłodzenie neutrin):

mi + + n → ν ~ mi + p (\ Displaystyle e ^ (+) + n \ do (\ tylda (\ nu)) _ (e) + p)

mi - + p → ν mi + n (\ Displaystyle e ^ (-) + p \ do \ nu _ (e) + n)

Zamiast protonów i neutronów mogą również działać jądra atomowe, tworząc niestabilny izotop, który ulega rozpadowi beta:

mi - + (A, Z) → (A, Z - 1) + ν mi, (\ Displaystyle e ^ (-) + (A, Z) \ do (A, Z-1) + \ nu _ (e) ,)

(A , Z - 1) → (A , Z) + mi - + ν ~ mi .

(\ Displaystyle (A, Z-1) \ do (A, Z) + e ^ (-) + (\ tylda (\ nu)) _ (e).) Intensywność tych procesów wzrasta wraz ze ściskaniem, przyspieszając je. Proces ten zostaje zatrzymany poprzez rozproszenie neutrin na zdegenerowanych elektronach, podczas których ulegają one termolizie i zamknięciu w substancji. Wystarczające stężenie zdegenerowanych elektronów osiąga się przy gęstościachρ n u do = 2, 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14)}

g/cm 3 .

Należy zauważyć, że procesy neutronizacji zachodzą tylko przy gęstościach 10 11 /cm 3, osiągalnych tylko w jądrze gwiazdowym. Oznacza to, że tylko w nim zostaje zakłócona równowaga hydrodynamiczna. Warstwy zewnętrzne znajdują się w lokalnej równowadze hydrodynamicznej, a zapadanie się rozpoczyna się dopiero po skurczeniu się centralnego rdzenia i utworzeniu stałej powierzchni. Odbicie od tej powierzchni zapewnia uwolnienie łuski.

Model młodej pozostałości po supernowej

Teoria ewolucji pozostałości po supernowej

Ekspansja powłoki zatrzymuje się w momencie, gdy ciśnienie gazu w pozostałości zrówna się z ciśnieniem gazu w ośrodku międzygwiazdowym. Następnie pozostałość zaczyna się rozpraszać, zderzając się z chaotycznie poruszającymi się chmurami. Czas resorpcji osiąga:

T m za x = 7 mi 51 0,32 n 0 0,34 P ~ 0 , 4 - 0,7 (\ Displaystyle t_ (max) = 7E_ (51) ^ (0,32) n_ (0) ^ (0,34) (\ tylda (P)) _ ( 0,4)^(-0,7)) lata

Teoria występowania promieniowania synchrotronowego

Budowa opisu szczegółowego

Szukaj pozostałości po supernowych

Wyszukaj gwiazdy prekursorskie

Teoria supernowej Ia

Oprócz opisanych powyżej niepewności dotyczących teorii supernowej Ia, sam mechanizm eksplozji był źródłem wielu kontrowersji. Najczęściej modele można podzielić na następujące grupy:

• Natychmiastowa detonacja
• Opóźniona detonacja
• Pulsująca opóźniona detonacja
• Turbulentne szybkie spalanie

Przynajmniej dla każdej kombinacji warunków początkowych wymienione mechanizmy można znaleźć w tej czy innej odmianie. Ale zakres proponowanych modeli nie ogranicza się do tego. Przykładem jest model, w którym dwa białe karły eksplodują jednocześnie. Oczywiście jest to możliwe tylko w scenariuszach, w których oba komponenty ewoluowały.

Ewolucja chemiczna i wpływ na ośrodek międzygwiazdowy

Ewolucja chemiczna Wszechświata. Pochodzenie pierwiastków o liczbie atomowej większej niż żelazo

Wybuchy supernowych są głównym źródłem uzupełniania ośrodka międzygwiazdowego pierwiastkami o większej liczbie atomowej (lub jak to mówią cięższy) On . Jednak procesy, które do nich doprowadziły różne grupy pierwiastki, a nawet ich własne izotopy.

Proces R

proces r to proces powstawania cięższych jąder z lżejszych w wyniku sekwencyjnego wychwytywania neutronów podczas ( N,γ) i trwa do momentu, gdy szybkość wychwytu neutronów będzie większa niż szybkość rozpadu β-izotopu. Inaczej mówiąc, średni czas wychwytu n neutronów τ(n,γ) powinno być:

τ (n, γ) ≈ 1 n τ β (\ Displaystyle \ tau (n, \ gamma) \ około (\ Frac (1) (n)) \ tau _ (\ beta)}

gdzie τ β jest średnim czasem rozpadu β jąder tworzących łańcuch procesu r. Warunek ten nakłada ograniczenie na gęstość neutronów, ponieważ:

τ (n, γ) ≈ (ρ (σ n γ, v n) ¯) - 1 (\ Displaystyle \ tau (n, \ gamma) \ około \ lewo (\ rho (\ overline ({\ sigma _ (n \ gamma ),v_(n))))\prawo)^(-1))

Gdzie (σ n γ, v n) ¯ (\ Displaystyle (\ overline ({\ sigma _ (n \ gamma), v_ (n)})- iloczyn przekroju reakcji ( N,γ) na prędkości neutronów względem jądra docelowego, uśrednionej dla widma Maxwella rozkładu prędkości. Biorąc pod uwagę, że proces r zachodzi w jądrach ciężkich i średnich, 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 \ około 2 \ cdot 10 ^ (17)) neutrony/cm 3 .

Warunki takie osiąga się w:

proces ν

Główny artykuł: proces ν

proces ν to proces nukleosyntezy poprzez oddziaływanie neutrin z jądrami atomowymi. Może odpowiadać za pojawienie się izotopów 7 Li, 11 B, 19 F, 138 La i 180 Ta

Wpływ na wielkoskalową strukturę gazu międzygwiazdowego w galaktyce

Historia obserwacji

Zainteresowanie Hipparcha gwiazdami stałymi mogło być zainspirowane obserwacją supernowej (według Pliniusza). Najwcześniejszy zapis zidentyfikowany jako supernowa SN 185 (Angielski), został wykonany przez chińskich astronomów w 185 r. n.e. Najjaśniejsza znana supernowa, SN 1006, została szczegółowo opisana przez astronomów chińskich i arabskich. Dobrze zaobserwowano supernową SN 1054, która dała początek Mgławicy Krab. Supernowe SN 1572 i SN 1604 były widoczne gołym okiem i miały wielka wartość w rozwoju astronomii w Europie, gdyż wykorzystywano je jako argument przeciwko arystotelesowskiej idei mówiącej, że świat poza Księżycem i układ słoneczny niezmienione. Johannes Kepler rozpoczął obserwacje SN 1604 17 października 1604 roku. Była to druga supernowa, którą zarejestrowano w fazie rosnącej jasności (po SN 1572, obserwowanej przez Tycho Brahe w gwiazdozbiorze Kasjopei).

Wraz z rozwojem teleskopów możliwe stało się obserwowanie supernowych w innych galaktykach, począwszy od obserwacji supernowej S Andromeda w Mgławicy Andromedy w 1885 roku. W XX wieku opracowano udane modele każdego typu supernowych i wzrosło zrozumienie ich roli w powstawaniu gwiazd. W 1941 roku amerykańscy astronomowie Rudolf Minkowski i Fritz Zwicky opracowali nowoczesny schemat klasyfikacji supernowych.

W latach sześćdziesiątych astronomowie odkryli, że maksymalną jasność wybuchów supernowych można wykorzystać jako świecę standardową, a tym samym miarę odległości astronomicznych. Teraz dają supernowe ważne informacje o odległościach kosmologicznych. Najdalsze supernowe okazały się słabsze niż oczekiwano, co według współczesnych wyobrażeń pokazuje, że ekspansja Wszechświata przyspiesza.

Opracowano metody rekonstrukcji historii wybuchów supernowych, dla których nie ma pisemnych zapisów obserwacyjnych. Datę wybuchu supernowej Kasjopei A wyznaczono na podstawie echa świetlnego mgławicy, natomiast wiek pozostałości po supernowej RX J0852.0-4622 (Angielski) oszacowano poprzez pomiar temperatury i emisji γ z rozpadu tytanu-44. W 2009 roku w lodzie Antarktyki odkryto azotany, co odpowiada czasowi wybuchu supernowej.

23 lutego 1987 roku w Wielkim Obłoku Magellana w odległości 168 tysięcy lat świetlnych od Ziemi eksplodowała supernowa SN 1987A, najbliższa Ziemi obserwowana od czasu wynalezienia teleskopu. Po raz pierwszy zarejestrowano strumień neutrin z rozbłysku. Rozbłysk był intensywnie badany za pomocą satelitów astronomicznych w zakresie ultrafioletu, promieniowania rentgenowskiego i gamma. Pozostałość po supernowej badano za pomocą ALMA, Hubble'a i Chandry. Nie odkryto jeszcze ani gwiazdy neutronowej, ani czarnej dziury, która według niektórych modeli powinna znajdować się w miejscu rozbłysku.

22 stycznia 2014 r. w galaktyce M82, znajdującej się w konstelacji Wielka Niedźwiedzica wybuchła supernowa SN 2014J. Galaktyka M82 znajduje się 12 milionów lat świetlnych od naszej galaktyki i ma pozorną jasność nieco poniżej 9 mag. Ta supernowa jest najbliżej Ziemi od 1987 roku (SN 1987A).

Najsłynniejsze supernowe i ich pozostałości

• Supernowa SN 1604 (Supernowa Keplera)
• Supernowa G1.9+0.3 (najmłodsza znana w naszej Galaktyce)

Historyczne supernowe w naszej Galaktyce (obserwowane)

Supernowa	Data wybuchu	Konstelacja	Maks. świecić	Dystans yaniye (święte lata)	Typ Flasha Szki	Długość tel- widoczność mosty	Reszta	Notatki
SN 185	, 7 grudnia	Centaurus	−8	3000	ja?	8-20 miesięcy	G315.4-2.3 (RCW 86)	Chińskie zapisy: zaobserwowane w pobliżu Alpha Centauri.
SN 369		nieznany	nie- znany	nie- znany	nie- znany	5 miesięcy	nieznany	Kroniki chińskie: sytuacja jest bardzo słabo znana. Jeśli znajdowała się w pobliżu równika galaktycznego, było bardzo prawdopodobne, że była to supernowa, jeśli nie, najprawdopodobniej była to nowa powolna;
SN 386		Strzelec	+1,5	16 000	II?	2-4 miesiące	G11.2-0.3	Kroniki chińskie
SN 393		Skorpion	0	34 000	nie- znany	8 miesięcy	kilku kandydatów	Kroniki chińskie
SN 1006	, 1 maja	Wilk	−7,5	7200	Ia	18 miesięcy	SNR 1006	Szwajcarscy mnisi, arabscy ​​naukowcy i chińscy astronomowie.
SN 1054	, 4 lipca	Byk	−6	6300	II	21 miesięcy	Mgławica Krab	w środku i Daleki Wschód(nie pojawia się w tekstach europejskich, poza niejasnymi wzmiankami w irlandzkich kronikach klasztornych).
SN 1181	, Sierpień	Kasjopeja	−1	8500	nie- znany	6 miesięcy	Ewentualnie 3C58 (G130.7+3.1)	dzieła profesora Uniwersytetu Paryskiego Alexandre’a Nequema, teksty chińskie i japońskie.
SN 1572	, 6 listopada	Kasjopeja	−4	7500	Ia	16 miesięcy	Pozostałość po supernowej cicho	Wydarzenie to odnotowane jest w wielu źródłach europejskich, m.in. w aktach młodego Tycho Brahe. Co prawda, zauważył płonącą gwiazdę dopiero 11 listopada, ale śledził ją przez całe półtora roku i napisał książkę „De Nova Stella” („O nowej gwieździe”) – pierwszą pracę astronomiczną na ten temat.
SN 1604	, 9 października	Wężownik	−2,5	20000	Ia	18 miesięcy	Pozostałość po supernowej Keplera	Od 17 października zaczął go badać Johannes Kepler, który swoje obserwacje przedstawił w osobnej książce.
SN 1680	, 16 sierpnia	Kasjopeja	+6	10000	IIb	nie- znany (nie więcej niż tydzień)	Pozostałość po supernowej Cassiopeia A	prawdopodobnie widziany przez Flamsteeda i skatalogowany jako 3 Cassiopeiae.

SUPERNOWA

SUPERNOWA, gwiezdna eksplozja, w wyniku której prawie cała GWIAZDA ulega zniszczeniu. W ciągu tygodnia supernowa może przyćmić wszystkie inne gwiazdy w Galaktyce. Jasność supernowej jest o 23 magnitudo (1000 milionów razy) większa od jasności Słońca, a energia uwolniona podczas eksplozji jest równa całej energii wyemitowanej przez gwiazdę podczas całego jej poprzedniego życia. Po kilku latach supernowa zwiększa swoją objętość tak bardzo, że staje się rozrzedzona i przezroczysta. Przez setki lub tysiące lat pozostałości wyrzuconego materiału są widoczne jako pozostałości po supernowej. Supernowa jest około 1000 razy jaśniejsza od nowej. Co 30 lat galaktyka taka jak nasza doświadcza jednej supernowej, ale większość tych gwiazd jest zasłonięta przez pył.

Supernowe występują w dwóch głównych typach, różniących się krzywymi blasku i widmami. Supernowe to gwiazdy, które nagle wybuchają, osiągając czasami jasność 10 000 milionów razy większą niż jasność Słońca. Dzieje się to w kilku etapach. Na początku (A) ogromna gwiazda rozwija się bardzo szybko, aż do etapu, w którym wewnątrz gwiazdy zaczynają zachodzić jednocześnie różne procesy jądrowe. W środku może tworzyć się żelazo, co oznacza koniec produkcji energii jądrowej. Następnie gwiazda zaczyna ulegać zapadnięciu grawitacyjnemu (B). To jednak podgrzewa środek gwiazdy do tego stopnia, że rozpadają się i zachodzą nowe reakcje z siłą wybuchową (C). Większość materii gwiazdy zostaje wyrzucona w przestrzeń kosmiczną, podczas gdy pozostałości centrum gwiazdy zapadają się, aż gwiazda stanie się całkowicie ciemna, prawdopodobnie przekształcając się w bardzo gęstą gwiazdę neutronową (D). Jedną z takich supernowych można było zobaczyć w roku 1054. w gwiazdozbiorze Byka (E). Pozostałością po tej gwieździe jest obłok gazu zwany Mgławicą Krab (F).

Naukowy i techniczny słownik encyklopedyczny.

Zobacz, co „SUPERNOVA” znajduje się w innych słownikach:

Zapytanie „Supernova” przekierowuje tutaj; zobacz także inne znaczenia. Pozostałość po supernowej Keplera… Wikipedia

Eksplozja, która oznaczała śmierć gwiazdy. Czasami eksplozja supernowej jest jaśniejsza niż galaktyka, w której nastąpiła. Supernowe dzielą się na dwa główne typy. Typ I charakteryzuje się niedoborem wodoru w widmie optycznym; więc myślą, że... Encyklopedia Colliera

supernowa- astron. Nagle rozbłyskująca gwiazda o mocy promieniowania wiele tysięcy razy większej niż moc rozbłysku nowej... Słownik wielu wyrażeń

Supernowa SN 1572 Pozostałość po supernowej SN 1572, kompozycja zdjęć rentgenowskich i podczerwonych wykonanych przez teleskopy Sptitzera, Chandra i Obserwatorium Calar Alto Dane obserwacyjne (Epoka?) Rodzaj supernowej ... Wikipedia

Artystyczne przedstawienie gwiazdy Wolfa Rayeta Gwiazdy Wolfa Rayeta to klasa gwiazd, które charakteryzują się bardzo wysoka temperatura i jasność; Gwiazdy Wolfa Rayeta różnią się od innych gorących gwiazd obecnością w ich widmie szerokich pasm emisji wodoru... Wikipedia

Supernowa: Supernowa to gwiazda, która kończy swoją ewolucję w katastrofalnym procesie wybuchowym; Supernova Rosyjski zespół pop-punkowy. Supernova (film) 2000 horror fantasy amerykańskiego reżysera... ... Wikipedia

Termin ten ma inne znaczenia, patrz Gwiazda (znaczenia). Gwiazda Plejady ciało niebieskie, w którym jadą, jechali lub będą jechać... Wikipedia

Artystyczne przedstawienie gwiazdy Wolfa Rayeta Gwiazdy Wolfa Rayeta to klasa gwiazd charakteryzujących się bardzo wysokimi temperaturami i jasnością; Gwiazdy Wolfa Rayeta różnią się od innych gorących gwiazd obecnością… Wikipedii

SN 2007on Supernowa SN 2007on, sfotografowana przez kosmiczny teleskop Swift. Dane obserwacyjne (Epoch J2000.0) Supernowa typu Ia... Wikipedia

Książki

• Finger of Fate (zawierający pełny przegląd planet nieaspektowanych), Hamaker-Zondag K.. Książka słynnej astrolog Karen Hamaker-Zondag jest owocem dwudziestu lat pracy nad badaniem tajemniczych i często nieprzewidywalnych, ukrytych czynników horoskopu: Konfiguracje „Palca Losu”,…

Pozostałość po supernowej Keplera

Supernowa lub eksplozja supernowej to zjawisko, podczas którego jej jasność gwałtownie zmienia się o 4-8 rzędów wielkości (kilkanaście magnitudo), po czym następuje stosunkowo powolne wygaszanie wybuchu. Jest to wynik kataklizmicznego procesu, któremu towarzyszy wyzwolenie ogromnej energii i który powstaje pod koniec ewolucji niektórych gwiazd.

Pozostałość po supernowej RCW 103 z gwiazdą neutronową 1E 161348-5055 w środku

Z reguły supernowe obserwuje się po fakcie, czyli gdy zdarzenie już nastąpiło, a ich promieniowanie osiągnęło . Dlatego też ich charakter był przez długi czas niejasny. Ale teraz proponuje się całkiem sporo scenariuszy prowadzących do tego rodzaju epidemii, chociaż główne postanowienia są już całkiem jasne.

Eksplozji towarzyszy wyrzucenie znacznej masy materii gwiazdowej do przestrzeni międzygwiazdowej, a z pozostałej części materii eksplodującej gwiazdy z reguły powstaje zwarty obiekt - gwiazda neutronowa lub czarna dziura. Razem tworzą pozostałość po supernowej.

Kompleksowe badanie uzyskanych wcześniej widm i krzywych blasku w połączeniu z badaniem pozostałości i ewentualnych gwiazd progenitorowych umożliwia zbudowanie bardziej szczegółowych modeli i zbadanie warunków, jakie panowały w momencie wybuchu.

Między innymi substancja wyrzucona podczas rozbłysku zawiera w dużej mierze produkty syntezy termojądrowej, która zachodziła przez całe życie gwiazdy. To dzięki supernowym w ogóle i każdej z nich w szczególności następuje ewolucja chemiczna.

Nazwa odzwierciedla historyczny proces badania gwiazd, których jasność zmienia się znacząco w czasie, tzw. nowych. Podobnie wśród supernowych wyróżnia się obecnie podklasę - hipernowe.

Nazwa składa się z oznaczenia SN, po którym następuje rok otwarcia i kończy się jedno- lub dwuliterowym oznaczeniem. Pierwsze 26 supernowych z bieżącego roku otrzymuje na końcu nazwy jednoliterowe oznaczenie od wielkich liter od A do Z. Pozostałe supernowe otrzymują dwuliterowe oznaczenia z małych liter: aa, ab i tak dalej. Niepotwierdzone supernowe oznaczane są literami PSN (możliwa supernowa) ze współrzędnymi niebieskimi w formacie: Jhhmmssss+ddmmsss.

Krzywe blasku dla typu I są bardzo podobne: następuje gwałtowny wzrost przez 2-3 dni, następnie następuje znaczny spadek (o 3 magnitudo) przez 25-40 dni, po którym następuje powolne osłabienie, prawie liniowe na skala wielkości.

Ale krzywe blasku typu II są dość zróżnicowane. U niektórych krzywe przypominały te dla typu I, tyle że z wolniejszym i dłuższym spadkiem jasności aż do rozpoczęcia etapu liniowego. Inne, osiągając szczyt, pozostawały na nim do 100 dni, po czym jasność gwałtownie spadła i osiągnęła liniowy „ogon”. Bezwzględna wielkość maksimum jest bardzo zróżnicowana.

Powyższa klasyfikacja zawiera już pewne podstawowe cechy widm supernowych różnych typów; Pierwszą i bardzo ważną cechą, która przez długi czas uniemożliwiała interpretację uzyskanych widm, jest to, że główne linie są bardzo szerokie.

Widma supernowych typu II i Ib\c charakteryzują się:
Obecność wąskich cech absorpcji w pobliżu maksimum jasności i wąskich, nieprzesuniętych składników emisji.
Linie , , , obserwowane w promieniowaniu ultrafioletowym.

Częstotliwość rozbłysków zależy od liczby gwiazd w galaktyce lub, co jest takie samo w przypadku zwykłych galaktyk, od jasności.

W tym przypadku supernowe Ib/c i II grawitują w stronę ramion spiralnych.

Mgławica Krab (zdjęcie rentgenowskie) ukazująca wewnętrzną falę uderzeniową, swobodnie płynący wiatr i dżet

Schemat kanoniczny młodej reszty jest następujący:

Możliwa zwarta pozostałość; zwykle pulsar, ale prawdopodobnie czarna dziura
Zewnętrzna fala uderzeniowa rozchodząca się w materii międzygwiazdowej.
Fala powrotna rozchodząca się w materiale wyrzucanym przez supernową.
Wtórne, rozprzestrzeniające się w skupiskach ośrodka międzygwiazdowego i w gęstych emisjach supernowych.

Razem tworzą następujący obraz: za frontem zewnętrznej fali uderzeniowej gaz nagrzewa się do temperatury TS ≥ 107 K i emituje w zakresie rentgenowskim energię fotonów 0,1-20 keV podobnie jak gaz za nim; przód fali powrotnej tworzy drugi obszar promieniowania rentgenowskiego. Linie silnie zjonizowanego Fe, Si, S itp. wskazują termiczny charakter promieniowania obu warstw.

Emisja optyczna młodej pozostałości tworzy skupiska gazu za frontem fali wtórnej. Ponieważ prędkość propagacji jest w nich większa, co oznacza, że ​​gaz szybciej się ochładza, a promieniowanie przechodzi z zakresu rentgenowskiego do zakresu optycznego. Pochodzenie uderzenia promieniowania optycznego potwierdza względna intensywność linii.

Włókna w Kasjopei A jasno pokazują, że pochodzenie grudek materii może być dwojakie. Tzw. szybkie włókna odlatują z prędkością 5000-9000 km/s i emitują jedynie w liniach O, S, Si – czyli są to skupiska powstałe w momencie wybuchu supernowej. Kondensacje stacjonarne mają prędkość 100-400 km/s i obserwuje się w nich normalne stężenia H, N, O. Łącznie oznacza to, że substancja ta została wyrzucona na długo przed wybuchem supernowej, a później została podgrzana przez zewnętrzną falę uderzeniową .

Główną cechą obserwacyjną całej pozostałości jest synchrotronowa emisja radiowa cząstek relatywistycznych w silnym polu magnetycznym. Obszar jego lokalizacji to czołowe obszary fal zewnętrznych i powrotnych. Promieniowanie synchrotronowe obserwuje się także w zakresie rentgenowskim.

Charakter supernowych Ia różni się od charakteru innych wybuchów. Świadczy o tym wyraźnie brak rozbłysków typu Ib\c i typu II w galaktykach eliptycznych. Z ogólnych informacji na temat tej ostatniej wiadomo, że jest tam niewiele gwiazd gazowych i niebieskich, a powstawanie gwiazd zakończyło się 1010 lat temu. Oznacza to, że wszystkie masywne gwiazdy zakończyły już swoją ewolucję i pozostają tylko gwiazdy o masie mniejszej niż masa Słońca i nie większej. Z teorii ewolucji gwiazd wiadomo, że gwiazdy tego typu nie mogą eksplodować, dlatego w przypadku gwiazd o masach 1-2M⊙ potrzebny jest mechanizm przedłużania życia.

Brak linii wodoru w widmach Ia\Iax wskazuje, że w atmosferze pierwotnej gwiazdy jest niezwykle mało wodoru. Masa wyrzuconej substancji jest dość duża – 1M⊙ i zawiera głównie węgiel, tlen i inne ciężkie pierwiastki. Przesunięte linie Si II wskazują, że podczas wyrzutu aktywnie zachodzą reakcje jądrowe. Wszystko to przekonuje nas, że poprzedniczką gwiazdą jest biały karzeł, najprawdopodobniej węgiel-tlen.

Przyciąganie ramion spiralnych supernowych typu Ib\c i II wskazuje, że gwiazdą progenitorową są krótkotrwałe gwiazdy typu O o masie 8-10M⊙.

Dominujący scenariusz

Jednym ze sposobów uwolnienia wymaganej ilości energii jest gwałtowny wzrost masy substancji biorącej udział w spalaniu termojądrowym, czyli eksplozji termojądrowej. Jednak fizyka pojedynczych gwiazd na to nie pozwala. Procesy w gwiazdach znajdujących się na ciągu głównym są w równowadze. Dlatego wszystkie modele uwzględniają końcowy etap ewolucji gwiazd - białe karły. Jednak ta ostatnia sama w sobie jest gwiazdą stabilną; wszystko może się zmienić dopiero po zbliżeniu się do granicy Chandrasekhara. Prowadzi to do jednoznacznego wniosku, że eksplozja termojądrowa jest możliwa tylko w układach gwiazdowych, najprawdopodobniej w tzw. Gwiazdach podwójnych.

Na tym schemacie istnieją dwie zmienne, które wpływają na stan, skład chemiczny i końcową masę substancji biorącej udział w eksplozji.

Drugi towarzysz to zwykła gwiazda, z której materia przepływa do pierwszego.
Drugim towarzyszem jest ten sam biały karzeł. Ten scenariusz nazywa się podwójną degeneracją.

Eksplozja następuje po przekroczeniu limitu Chandrasekhara.
Eksplozja następuje przed nim.

Cechą wspólną wszystkich scenariuszy supernowych Ia jest to, że eksplodujący karzeł składa się najprawdopodobniej z węgla i tlenu.

Masa reagującej substancji określa energię eksplozji i odpowiednio maksymalną jasność. Jeśli założymy, że cała masa białego karła reaguje, wówczas energia eksplozji wyniesie 2,2 · 1051 erg.

Dalsze zachowanie krzywej blasku zależy głównie od łańcucha zaniku.

Izotop 56Ni jest niestabilny, a jego okres półtrwania wynosi 6,1 dnia. Ponadto e-wychwytywanie prowadzi do powstania jądra 56Co, głównie w stanie wzbudzonym, o energii 1,72 MeV. Poziom ten jest niestabilny i przejściu elektronu do stanu podstawowego towarzyszy emisja kaskady kwantów γ o energiach od 0,163 MeV do 1,56 MeV. Kwanty te ulegają rozproszeniu Comptona, a ich energia szybko spada do ~100 keV. Kwanty takie są już skutecznie pochłaniane przez efekt fotoelektryczny i w efekcie podgrzewają substancję. W miarę rozszerzania się gwiazdy zmniejsza się gęstość materii w gwieździe, liczba zderzeń fotonów maleje, a materia powierzchniowa gwiazdy staje się przezroczysta dla promieniowania. Jak pokazują obliczenia teoretyczne, sytuacja ta ma miejsce około 20-30 dni po osiągnięciu przez gwiazdę maksymalnej jasności.

Po 60 dniach od wystąpienia substancja staje się przezroczysta dla promieniowania γ. Krzywa blasku zaczyna zanikać wykładniczo. W tym czasie 56Ni uległ już rozkładowi i następuje uwolnienie energii w wyniku rozpadu β 56Co do 56Fe (T1/2 = 77 dni) przy energiach wzbudzenia do 4,2 MeV.

Model mechanizmu zapadania się grawitacyjnego

Drugi scenariusz uwolnienia niezbędnej energii to zapadnięcie się jądra gwiazdy. Jej masa musi być dokładnie równa masie pozostałości po niej – gwiazdy neutronowej.

Potrzebny jest nośnik, który z jednej strony musi odprowadzać uwolnioną energię, a z drugiej nie oddziaływać z substancją. Neutrina nadają się do roli takiego nośnika.

Za ich powstawanie odpowiada kilka procesów. Pierwszym i najważniejszym dla destabilizacji gwiazdy i początku kompresji jest proces neutronizacji.

Neutrina z tych reakcji zabierają 10%. Główną rolę w chłodzeniu odgrywają procesy URKA (chłodzenie neutrin).

Zamiast protonów i neutronów mogą również działać jądra atomowe, tworząc niestabilny izotop, który ulega rozpadowi beta.

Intensywność tych procesów wzrasta wraz ze ściskaniem, przyspieszając je. Proces ten zostaje zatrzymany poprzez rozproszenie neutrin na zdegenerowanych elektronach, podczas których ulegają one termolizie i zamknięciu w substancji.

Należy pamiętać, że procesy neutronizacji zachodzą jedynie przy gęstościach 1011/cm3, osiągalnych jedynie w jądrze gwiazdowym. Oznacza to, że tylko w nim zostaje zakłócona równowaga hydrodynamiczna. Warstwy zewnętrzne znajdują się w lokalnej równowadze hydrodynamicznej, a zapadanie się rozpoczyna się dopiero po skurczeniu się centralnego rdzenia i utworzeniu stałej powierzchni. Odbicie od tej powierzchni zapewnia uwolnienie łuski.

Teoria ewolucji pozostałości po supernowej

Bezpłatny lot.
Rozprężanie adiabatyczne (etap Sedowa). Wybuch supernowej na tym etapie jawi się jako eksplozja w mocnym punkcie w ośrodku o stałej pojemności cieplnej. Rozwiązanie samomodalne Siedowa, przetestowane pod kątem wybuchy nuklearne w atmosferze ziemskiej.
Etap intensywnego oświetlenia. Rozpoczyna się, gdy temperatura za frontem osiągnie maksimum na krzywej strat promieniowania.

Ekspansja powłoki zatrzymuje się w momencie, gdy ciśnienie gazu w pozostałości zrówna się z ciśnieniem gazu w ośrodku międzygwiazdowym. Następnie pozostałość zaczyna się rozpraszać, zderzając się z chaotycznie poruszającymi się chmurami.

Oprócz opisanych powyżej niepewności dotyczących teorii supernowej Ia, sam mechanizm eksplozji był źródłem wielu kontrowersji. Najczęściej modele można podzielić na następujące grupy:

Natychmiastowa detonacja
Opóźniona detonacja
Pulsująca opóźniona detonacja
Turbulentne szybkie spalanie

Przynajmniej dla każdej kombinacji warunków początkowych wymienione mechanizmy można znaleźć w tej czy innej odmianie. Ale zakres proponowanych modeli nie ogranicza się do tego. Jako przykład możemy przytoczyć modele, w których dwie detonują na raz. Oczywiście jest to możliwe tylko w scenariuszach, w których oba komponenty ewoluowały.

Eksplozje supernowych są głównym źródłem uzupełniania ośrodka międzygwiazdowego pierwiastkami o liczbie atomowej większej (lub, jak mówią, cięższej) He. Jednak procesy, które je spowodowały, są różne dla różnych grup pierwiastków, a nawet izotopów.

Prawie wszystkie pierwiastki cięższe od He i aż do Fe powstają w wyniku klasycznej syntezy termojądrowej, zachodzącej np. we wnętrzach gwiazd lub podczas wybuchów supernowych w procesie p. Warto w tym miejscu nadmienić, że niezwykle mała część niemniej jednak uzyskano podczas pierwotnej nukleosyntezy.
Wszystkie pierwiastki cięższe od 209Bi powstają w wyniku procesu r
Pochodzenie pozostałych jest przedmiotem debaty; jako możliwe mechanizmy proponuje się procesy s-, r-, ν- i rp.

Struktura i procesy nukleosyntezy przed supernową i chwilę po wybuchu dla gwiazdy 25M☉, bez skali.

Proces r to proces tworzenia cięższych jąder z lżejszych w wyniku sekwencyjnego wychwytu neutronów podczas reakcji (n, γ) i trwa tak długo, jak szybkość wychwytywania neutronów jest większa niż szybkość rozpadu β- izotopu.

Proces ν to proces nukleosyntezy poprzez oddziaływanie neutrin z jądrami atomowymi. Może odpowiadać za pojawienie się izotopów 7Li, 11B, 19F, 138La i 180Ta.

Mgławica Krab jako pozostałość po supernowej SN 1054

Zainteresowanie Hipparcha gwiazdami stałymi mogło być zainspirowane obserwacją supernowej (według Pliniusza). Najwcześniejszy zapis zidentyfikowany jako supernowa SN 185 został dokonany przez chińskich astronomów w 185 roku naszej ery. Najjaśniejsza znana supernowa, SN 1006, została szczegółowo opisana przez astronomów chińskich i arabskich. Dobrze zaobserwowano supernową SN 1054, która dała początek Mgławicy Krab. Supernowe SN 1572 i SN 1604 były widoczne gołym okiem i miały ogromne znaczenie w rozwoju astronomii w Europie, gdyż posłużyły jako argument przeciwko arystotelesowskiej idei mówiącej, że świat poza Księżycem i Układem Słonecznym jest niezmienny. Johannes Kepler rozpoczął obserwacje SN 1604 17 października 1604 roku. Była to druga supernowa, którą zarejestrowano w fazie rosnącej jasności (po SN 1572, obserwowanej przez Tycho Brahe w gwiazdozbiorze Kasjopei).

Wraz z rozwojem teleskopów możliwe stało się obserwowanie supernowych w innych galaktykach, począwszy od obserwacji supernowej S Andromeda w Mgławicy Andromedy w 1885 roku. W XX wieku opracowano udane modele każdego typu supernowych i wzrosło zrozumienie ich roli w powstawaniu gwiazd. W 1941 roku amerykańscy astronomowie Rudolf Minkowski i Fritz Zwicky opracowali nowoczesny schemat klasyfikacji supernowych.

W latach sześćdziesiątych astronomowie odkryli, że maksymalną jasność wybuchów supernowych można wykorzystać jako świecę standardową, a tym samym miarę odległości astronomicznych. Supernowe dostarczają obecnie ważnych informacji na temat odległości kosmologicznych. Najdalsze supernowe okazały się słabsze niż oczekiwano, co według współczesnych wyobrażeń pokazuje, że ekspansja Wszechświata przyspiesza.

Opracowano metody rekonstrukcji historii wybuchów supernowych, dla których nie ma pisemnych zapisów obserwacyjnych. Datę wybuchu supernowej Kasjopei A określono na podstawie ech świetlnych mgławicy, natomiast wiek pozostałości po supernowej RX J0852.0-4622 oszacowano na podstawie pomiarów temperatury i emisji promieni γ powstałych w wyniku rozpadu tytanu-44. W 2009 roku w lodzie Antarktyki odkryto azotany odpowiadające czasowi wybuchu supernowej.

22 stycznia 2014 r. w galaktyce M82, znajdującej się w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy, eksplodowała supernowa SN 2014J. Galaktyka M82 znajduje się 12 milionów lat świetlnych od naszej galaktyki i ma pozorną jasność nieco poniżej 9 mag. Ta supernowa jest najbliżej Ziemi od 1987 roku (SN 1987A).