Supernowa
Supernowe- gwiazdy kończące swoją ewolucję w katastrofalnym procesie wybuchowym.
Terminu „supernowe” używano do opisania gwiazd, które wybuchały znacznie (o rzędy wielkości) silniej niż tzw. „nowe”. W rzeczywistości ani jedno, ani drugie nie jest fizycznie nowe; istniejące gwiazdy zawsze wybuchają. Ale w kilku historycznych przypadkach rozbłysły te gwiazdy, które wcześniej były praktycznie lub całkowicie niewidoczne na niebie, co stworzyło efekt pojawienia się nowa. Rodzaj supernowej zależy od obecności linii wodoru w widmie rozbłysku. Jeśli tam jest, jest to supernowa typu II, jeśli nie, to jest to supernowa typu I.
Fizyka supernowych
Supernowe typu II
Według współczesnych koncepcji synteza termojądrowa prowadzi z czasem do wzbogacenia składu wewnętrznych obszarów gwiazdy w ciężkie pierwiastki. Podczas procesu syntezy termojądrowej i powstawania ciężkich pierwiastków gwiazda kurczy się, a temperatura w jej centrum wzrasta. (Efekt ujemnej pojemności cieplnej grawitującej materii niezdegenerowanej.) Jeśli masa jądra gwiazdy jest wystarczająco duża (od 1,2 do 1,5 masy Słońca), wówczas proces syntezy termojądrowej osiąga logiczny wniosek z powstawaniem jąder żelaza i niklu. Wewnątrz krzemowej powłoki zaczyna tworzyć się żelazny rdzeń. Takie jądro rośnie w ciągu jednego dnia i zapada się w czasie krótszym niż 1 sekunda, gdy tylko osiągnie granicę Chandrasekhara. Dla jądra granica ta wynosi od 1,2 do 1,5 mas Słońca. Materia wpada do gwiazdy, a odpychanie elektronów nie jest w stanie zatrzymać upadku. Jądro centralne jest coraz bardziej ściskane i w pewnym momencie pod wpływem ciśnienia zaczynają w nim zachodzić reakcje neutronizacji - protony zaczynają pochłaniać elektrony, zamieniając się w neutrony. Powoduje to szybką utratę energii unoszonej przez powstałe neutrina (tzw. chłodzenie neutrin). Substancja nadal przyspiesza, opada i ściska się, aż zacznie działać odpychanie między nukleonami jądra atomowego (protony, neutrony). Ściśle mówiąc, kompresja występuje nawet powyżej tej granicy: spadająca materia na skutek bezwładności przekracza punkt równowagi ze względu na elastyczność nukleonów o 50% („maksymalna kompresja”). Proces zapadania się centralnego jądra jest tak szybki, że wokół niego tworzy się fala rozrzedzenia. Następnie, podążając za rdzeniem, powłoka również pędzi do środka gwiazdy. Następnie „ściśnięta gumowa kulka ustępuje” i fala uderzeniowa wychodzi do zewnętrznych warstw gwiazdy z prędkością od 30 000 do 50 000 km/s. Zewnętrzne części gwiazdy odlatują we wszystkich kierunkach, a zwarta gwiazda neutronowa lub czarna dziura pozostaje w centrum eksplodowanego obszaru. Zjawisko to nazywa się eksplozją supernowej typu II. Eksplozje te różnią się mocą i innymi parametrami, ponieważ eksplodują gwiazdy o różnych masach i różnym składzie chemicznym. Istnieją dowody na to, że podczas eksplozji supernowej typu II uwalnia się niewiele więcej energii niż podczas eksplozji typu I, ponieważ proporcjonalna część energii jest pochłaniana przez powłokę, ale nie zawsze tak jest.
W opisywanym scenariuszu jest wiele niejasności. Podczas obserwacje astronomiczne Ustalono, że masywne gwiazdy w rzeczywistości eksplodują, w wyniku czego powstają rozszerzające się mgławice, pozostawiając w centrum szybko rotującą gwiazdę neutronową, emitującą regularne impulsy fal radiowych (pulsar). Ale teoria pokazuje, że zewnętrzna fala uderzeniowa powinna rozbić atomy na nukleony (protony, neutrony). Należy na to wydać energię, w wyniku czego fala uderzeniowa musi zgasnąć. Ale z jakiegoś powodu tak się nie dzieje: fala uderzeniowa w ciągu kilku sekund dociera do powierzchni jądra, a następnie do powierzchni gwiazdy i wydmuchuje materię. Rozważanych jest kilka hipotez dotyczących różnych mas, ale nie wydają się one przekonujące. Być może w stanie „maksymalnej kompresji” lub podczas interakcji fali uderzeniowej z nadal spadającą materią wchodzą w życie niektóre zasadniczo nowe i nieznane nam prawa fizyczne. Ponadto, gdy supernowa eksploduje, tworząc czarną dziurę, pojawiają się następujące pytania: dlaczego materia po eksplozji nie jest całkowicie pochłaniana przez czarną dziurę; czy istnieje zewnętrzna fala uderzeniowa i dlaczego nie jest ona zwalniana oraz czy istnieje coś analogicznego do „maksymalnej kompresji”?
Supernowe typu Ia
Nieco inaczej wygląda mechanizm wybuchów supernowych typu Ia (SN Ia). Jest to tak zwana supernowa termojądrowa, której mechanizm wybuchu opiera się na procesie syntezy termojądrowej w gęstym rdzeniu węglowo-tlenowym gwiazdy. Przodkami SN Ia są białe karły o masach bliskich granicy Chandrasekhara. Powszechnie przyjmuje się, że takie gwiazdy mogą powstawać w wyniku przepływu materii z drugiego składnika układu podwójnego gwiazd. Dzieje się tak, jeśli druga gwiazda układu wychodzi poza swój płat Roche'a lub należy do klasy gwiazd o superintensywnym wietrze gwiazdowym. Wraz ze wzrostem masy białego karła stopniowo wzrasta jego gęstość i temperatura. Wreszcie, gdy temperatura osiągnie około 3×10 8 K, powstają warunki do termojądrowego zapłonu mieszaniny węgiel-tlen. Front spalania zaczyna rozprzestrzeniać się od środka do warstw zewnętrznych, pozostawiając produkty spalania - jądra grup żelaza. Propagacja frontu spalania zachodzi w trybie powolnej deflagracji i jest niestabilna różne rodzaje zakłócenia. Najwyższa wartość ma niestabilność Rayleigha-Taylora, która powstaje w wyniku działania siły Archimedesa na lekkie i mniej gęste produkty spalania w porównaniu z gęstą powłoką węglowo-tlenową. Rozpoczynają się intensywne procesy konwekcyjne na dużą skalę, prowadzące do jeszcze większej intensyfikacji reakcji termojądrowych i uwolnienia energii niezbędnej do wyrzucenia powłoki supernowej (~10 51 erg). Zwiększa się prędkość frontu spalania, możliwa jest turbulizacja płomienia i powstawanie fali uderzeniowej w zewnętrznych warstwach gwiazdy.
Inne typy supernowych
Istnieją również SN Ib i Ic, których prekursorami są masywne gwiazdy w układach podwójnych, w przeciwieństwie do SN II, których prekursorami są gwiazdy pojedyncze.
Teoria supernowej
Nie ma jeszcze pełnej teorii supernowych. Wszystkie proponowane modele są uproszczone i posiadają dowolne parametry, które należy dostosować, aby uzyskać wymagany obraz wybuchu. Obecnie nie da się uwzględnić w modelach numerycznych wszystkich procesów fizycznych zachodzących w gwiazdach, które są istotne dla rozwoju rozbłysku. Nie ma również pełnej teorii ewolucji gwiazd.
Należy zwrócić uwagę, że poprzednikiem słynnej supernowej SN 1987A, zaliczanej do nadolbrzymów typu II, jest nadolbrzym niebieski, a nie czerwony, jak zakładano przed 1987 rokiem w modelach SN II. Prawdopodobne jest również, że w pozostałej części brakuje zwartego obiektu tego typu gwiazda neutronowa lub czarną dziurę, jak widać z obserwacji.
Miejsce supernowych we Wszechświecie
Według licznych badań, po narodzinach Wszechświata wypełniony był jedynie substancjami lekkimi – wodorem i helem. Wszystkie inne pierwiastki chemiczne mogły powstać jedynie podczas spalania gwiazd. Oznacza to, że nasza planeta (i Ty i ja) składa się z materii powstałej w głębinach prehistorycznych gwiazd i wyrzuconej kiedyś w eksplozjach supernowych.
Według obliczeń naukowców każda supernowa typu II wytwarza około 0,0001 masy Słońca aktywnego izotopu glinu (26Al). Rozpad tego izotopu powoduje powstanie twardego promieniowania, które obserwowano od dawna, a z jego intensywności obliczono, że zawartość tego izotopu w Galaktyce wynosi mniej niż trzy masy Słońca. Oznacza to, że supernowe typu II powinny eksplodować w Galaktyce średnio dwa razy na sto lat, czego nie obserwuje się. Prawdopodobnie w ostatnich stuleciach wielu takich eksplozji nie zaobserwowano (miały one miejsce za obłokami kosmicznego pyłu). Dlatego większość supernowych obserwuje się w innych galaktykach. Głębokie badania nieba za pomocą automatycznych kamer podłączonych do teleskopów pozwalają obecnie astronomom odkryć ponad 300 rozbłysków rocznie. Tak czy inaczej, najwyższy czas na eksplozję supernowej...
Według jednej z hipotez naukowców kosmiczna chmura pyłu powstała w wyniku eksplozji supernowej może przetrwać w kosmosie około dwóch, trzech miliardów lat!
Obserwacje supernowych
Aby wyznaczyć supernowe, astronomowie używają następujący system: najpierw zapisywane są litery SN (z łac S górny N komórki jajowe), potem rok otwarcia i potem z literami łacińskimi - numer seryjny supernowa roku. Na przykład, SN 1997cj oznacza odkrytą supernową 26 * 3 ( C) + 10 (J) = 88. w 1997 r.
Najsłynniejsze supernowe
- Supernowa SN 1604 (Supernowa Keplera)
- Supernova G1.9+0.3 (najmłodsza w naszej galaktyce)
Historyczne supernowe w naszej Galaktyce (obserwowane)
| Supernowa | Data wybuchu | Konstelacja | Maks. świecić | Odległość (pierwszy rok) | Typ Flasha | Czas widoczności | 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 | nieznany | nieznany | nieznany | 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 wolna. | |
| SN 386 | Strzelec | +1.5 | 16,000 | II? | 2-4 miesiące | |||
| SN 393 | Skorpion | 0 | 34000 | nieznany | 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 | nieznany | 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 Tycho | 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 | nieznany (nie dłużej niż tydzień) | Pozostałość po supernowej Cassiopeia A | zauważony przez Flamsteeda, umieścił gwiazdę w swoim katalogu jako 3 Cas. |
Zobacz też
Spinki do mankietów
- Pskowski Yu.P. Nowe i supernowe- książka o nowych i supernowych.
- Tsvetkov D. Yu. Supernowe - nowoczesna recenzja supernowe.
- Aleksiej Lewin Bomby kosmiczne- artykuł w czasopiśmie „Popular Mechanika”
- Lista wszystkich zaobserwowanych eksplozji supernowych - Lista supernowych, IAU
- Studenci Badań i Zagospodarowania Kosmosu -
Supernowe- jedno z najbardziej imponujących zjawisk kosmicznych. Krótko mówiąc, supernowa to prawdziwy wybuch gwiazdy, podczas którego większość jej masy (a czasami cała) odlatuje z prędkością do 10 000 km/s, a pozostała część kurczy się (zapada) w supergęstą gwiazdę neutronową lub czarna dziura. Supernowe grają ważna rola w ewolucji gwiazd. Są one zwieńczeniem życia gwiazd o masach powyżej 8-10 mas Słońca, rodząc gwiazdy neutronowe i czarne dziury oraz wzbogacając ośrodek międzygwiazdowy w ciężkie pierwiastki chemiczne. Wszystkie pierwiastki cięższe od żelaza powstały w wyniku oddziaływania jąder lżejszych pierwiastków i cząstki elementarne podczas eksplozji masywnych gwiazd. Czyż nie w tym leży odpowiedź na odwieczne pragnienie ludzkości gwiazd? Przecież w najmniejszej komórce żywej materii znajdują się atomy żelaza syntetyzowane podczas śmierci jakiejś masywnej gwiazdy. I w tym sensie ludzie są podobni do bałwana z baśni Andersena: czuł dziwną miłość do gorącego pieca, bo za ramę służył mu pogrzebacz...
Naukowcy zaobserwowali, że w galaktykach eliptycznych (czyli galaktykach bez struktury spiralnej, o bardzo niskim tempie powstawania gwiazd, składających się głównie z czerwonych gwiazd o małej masie) eksplodują tylko supernowe typu 1. W galaktykach spiralnych, do których należy nasza Galaktyka, Droga Mleczna, występują oba typy supernowych. W tym przypadku przedstawiciele drugiego typu koncentrują się na ramionach spiralnych, tam gdzie one występują aktywny proces powstawanie gwiazd i wiele młodych, masywnych gwiazd. Cechy te sugerują odmienną naturę obu typów supernowych.
Obecnie zostało wiarygodnie ustalone, że podczas wybuchu jakiejkolwiek supernowej, wielka ilość energia - około 10 46 J! Główną energię eksplozji przenoszą nie fotony, ale neutrina – szybkie cząstki o bardzo małej lub nawet zerowej masie spoczynkowej. Neutrina niezwykle słabo oddziałują z materią i dla nich wnętrze gwiazdy jest dość przezroczyste.
Pełna teoria wybuchu supernowej z utworzeniem zwartej pozostałości i wyrzuceniem powłoki zewnętrznej nie została jeszcze stworzona ze względu na ogromną trudność uwzględnienia wszystkich zdarzeń zachodzących podczas tego procesu. procesy fizyczne. Jednak wszystkie dowody sugerują, że supernowe typu 2 wybuchają w wyniku zapadnięcia się jąder masywnych gwiazd. Na różnych etapach życia gwiazdy, termiczne reakcje jądrowe, w którym najpierw wodór zamienił się w hel, następnie hel w węgiel i tak dalej, aż do powstania pierwiastków „szczytu żelaza” – żelaza, kobaltu i niklu. Jądra atomowe tych pierwiastków mają maksymalną energię wiązania na cząstkę. Oczywiste jest, że dodanie nowych cząstek do jądra atomowego, na przykład żelaza, będzie wymagało znacznych wydatków energetycznych, dlatego spalanie termojądrowe „zatrzymuje się” na elementach piku żelaza.
Co powoduje, że centralne części gwiazdy tracą stabilność i zapadają się, gdy tylko żelazne jądro stanie się wystarczająco masywne (około 1,5 masy Słońca)? Obecnie znane są dwa główne czynniki prowadzące do utraty stabilności i zawalenia się. Po pierwsze, jest to „rozpad” jąder żelaza na 13 cząstek alfa (jądra helu) wraz z absorpcją fotonów – tzw. fotodysocjacja żelaza. Po drugie, neutronizacja substancji polega na wychwytywaniu elektronów przez protony z utworzeniem neutronów. Obydwa procesy stają się możliwe przy dużych gęstościach (ponad 1 t/cm 3 ) powstałych w centrum gwiazdy pod koniec ewolucji i oba skutecznie zmniejszają „elastyczność” substancji, która faktycznie wytrzymuje ściskające działanie grawitacji siły. W efekcie rdzeń traci stabilność i kurczy się. W tym przypadku podczas neutronizacji materii uwalniana jest duża liczba neutrin, unosząc główną energię zmagazynowaną w zapadającym się jądrze.
W przeciwieństwie do procesu katastrofalnego zapadnięcia się jądra, który teoretycznie został opracowany wystarczająco szczegółowo, uwolnienie otoczki gwiazdowej (sama eksplozja) nie jest tak łatwe do wyjaśnienia. Najprawdopodobniej neutrina odgrywają w tym procesie znaczącą rolęJak pokazują obliczenia komputerowe, gęstość w pobliżu jądra jest tak duża, że nawet neutrina słabo oddziałujące z materią są przez pewien czas „blokowane” przez zewnętrzne warstwy gwiazdy. Jednak siły grawitacyjne przyciągają powłokę w stronę jądra i powstaje sytuacja podobna do tej, która pojawia się przy próbie wylania gęstszej cieczy, takiej jak woda, na ciecz o mniejszej gęstości, np. naftę lub olej. (Z doświadczenia wiadomo, że lekki płyn ma tendencję do „wyłaniania się” spod ciężkiego – tu objawia się tzw. niestabilność Rayleigha-Taylora.) Mechanizm ten powoduje gigantyczne ruchy konwekcyjne, a kiedy w efekcie pęd neutrina zostanie przeniesiony na powłokę zewnętrzną, następuje wyrzucone w otaczającą przestrzeń.
Być może to ruchy konwekcyjne neutrin prowadzą do naruszenia symetrii sferycznej wybuchu supernowej. Inaczej mówiąc, pojawia się kierunek, wzdłuż którego wyrzucana jest głównie materia, a następnie powstała pozostałość otrzymuje impuls odrzutu i zaczyna poruszać się w przestrzeni na zasadzie bezwładności z prędkością dochodzącą do 1000 km/s. Tak duże prędkości przestrzenne zaobserwowano w młodych gwiazdach neutronowych – pulsarach radiowych.
Opisany schematyczny obraz wybuchu supernowej typu 2 pozwala zrozumieć główne cechy obserwacyjne tego zjawiska. Teoretyczne przewidywania oparte na tym modelu (szczególnie dotyczące całkowitej energii i widma wybuchu neutrin) okazały się w pełni zgodne z impulsem neutrin zarejestrowanym 23 lutego 1987 r., pochodzącym z supernowej w Wielkim Obłoku Magellana.
Teraz kilka słów o supernowych typu 1. Brak blasku wodoru w ich widmach sugeruje, że eksplozja zachodzi w gwiazdach pozbawionych otoczki wodorowej. Obecnie uważa się, że może to być eksplozja białego karła lub skutek zapadnięcia się gwiazdy. typu Wolfa-Rayeta(właściwie są to jądra masywnych gwiazd, bogate w hel, węgiel i tlen).
Jak biały karzeł może eksplodować? Przecież w tej bardzo gęstej gwieździe nie zachodzą reakcje jądrowe, a siłom grawitacyjnym przeciwdziała ciśnienie gęstego gazu składającego się z elektronów i jonów (tzw. zdegenerowany gaz elektronowy). Powód jest taki sam, jak w przypadku zapadania się jąder masywnych gwiazd - spadek elastyczności materii gwiazdy wraz ze wzrostem jej gęstości. Jest to ponownie spowodowane „wciskaniem” elektronów w protony w celu utworzenia neutronów, a także pewnymi efektami relatywistycznymi.
Dlaczego gęstość białego karła wzrasta? Jest to niemożliwe, jeśli jest to singiel. Ale jeśli biały karzeł jest częścią wystarczająco blisko system podwójny, wówczas pod wpływem sił grawitacyjnych gaz z sąsiedniej gwiazdy może przedostać się do białego karła (jak w przypadku nowej gwiazdy). Jednocześnie jego masa i gęstość będą stopniowo wzrastać, co ostatecznie doprowadzi do zapadnięcia się i eksplozji.
 |
Inny możliwy wariant bardziej egzotyczne, ale nie mniej realne, jest zderzenie dwóch białych karłów. Jak to możliwe, skoro prawdopodobieństwo zderzenia dwóch białych karłów w przestrzeni jest znikome, ponieważ liczba gwiazd na jednostkę objętości jest znikoma - najwyżej kilka gwiazd o wielkości 100 pc3. I tutaj (po raz kolejny!) „winne” są gwiazdy podwójne, ale teraz składające się z dwóch białych karłów.
Jak wynika z ogólnej teorii względności Einsteina, dowolne dwie masy krążące wokół siebie muszą prędzej czy później zderzyć się ze sobą na skutek ciągłego, aczkolwiek bardzo nieznacznego, usuwania energii z takiego układu przez fale grawitacyjne – fale grawitacyjne. Na przykład Ziemia i Słońce, gdyby żyło w nieskończoność, zderzyłyby się w wyniku tego efektu, aczkolwiek po kolosalnym czasie, o wiele rzędów wielkości większym niż wiek Wszechświata. Oblicza się, że w przypadku bliskich układów podwójnych o masach gwiazd wokół Słońca (2 10 30 kg) ich połączenie powinno nastąpić w czasie krótszym niż wiek Wszechświata – około 10 miliardów lat. Szacunki pokazują, że w typowej galaktyce takie zdarzenia zdarzają się raz na kilkaset lat. Gigantyczna energia uwolniona podczas tego katastrofalnego procesu wystarczy, aby wyjaśnić zjawisko supernowej.
Nawiasem mówiąc, przybliżona równość mas białych karłów sprawia, że ich połączenia są do siebie „podobne”, co oznacza, że supernowe typu 1 powinny wyglądać tak samo pod względem swoich cech, niezależnie od tego, kiedy i w której galaktyce nastąpiła eksplozja. Dlatego pozorna jasność supernowych odzwierciedla odległości do galaktyk, w których są obserwowane. Ta właściwość supernowych typu 1 jest obecnie wykorzystywana przez naukowców do uzyskania niezależna ocena najważniejszy parametr kosmologiczny - stała Hubble'a, która służy jako ilościowa miara tempa ekspansji Wszechświata. Mówiliśmy tylko o najpotężniejszych eksplozjach gwiazdowych, które mają miejsce we Wszechświecie i są obserwowane w zakresie optycznym. Ponieważ w przypadku supernowych główna energia wybuchu jest przenoszona przez neutrina, a nie przez światło, badanie nieba metodami astronomii neutrinowej ma interesujące perspektywy. Pozwoli w przyszłości „zajrzeć” w samo „piekło” supernowej, ukryte za ogromnymi grubościami materii nieprzezroczystej dla światła. Jeszcze bardziej niesamowite odkrycia obiecuje astronomia fal grawitacyjnych, która w niedalekiej przyszłości powie nam o wspaniałych zjawiskach łączenia się podwójnych białych karłów, gwiazd neutronowych i czarnych dziur.
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 liczbą 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 nieoczekiwanie, 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 aktulany 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. A 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 konkretnie odpowiedzieć na te pytania, choć zakłada się, że w przypadku połączenia dwóch gwiazd neutronowych może powstać tak ogromna ilość energii.
| <<< Назад
|
Do przodu >>> |
Rzadko zdarza się, aby ludzie mogli zaobserwować tak interesujące zjawisko jak supernowa. Nie są to jednak zwykłe narodziny gwiazdy, ponieważ co roku w naszej galaktyce rodzi się nawet dziesięć gwiazd. Supernowa to zjawisko, które można zaobserwować tylko raz na sto lat. Gwiazdy umierają tak jasno i pięknie.
Aby zrozumieć, dlaczego dochodzi do eksplozji supernowej, musimy cofnąć się do samych narodzin gwiazdy. Wodór leci w przestrzeń kosmiczną, która stopniowo gromadzi się w chmury. Kiedy chmura jest wystarczająco duża, w jej środku zaczyna gromadzić się skondensowany wodór, a temperatura stopniowo rośnie. Pod wpływem grawitacji składa się rdzeń przyszłej gwiazdy, gdzie dzięki podniesiona temperatura i zwiększając grawitację, zaczyna zachodzić reakcja syntezy termojądrowej. To, ile wodoru gwiazda może przyciągnąć do siebie, określa jej przyszły rozmiar - od czerwonego karła po niebieskiego olbrzyma. Z biegiem czasu ustala się równowaga pracy gwiazdy, zewnętrzne warstwy wywierają nacisk na rdzeń, a rdzeń rozszerza się pod wpływem energii syntezy termojądrowej.
Gwiazda jest wyjątkowa i jak każdy reaktor, kiedyś zabraknie jej paliwa – wodoru. Ale abyśmy mogli zobaczyć, jak wybucha supernowa, musi upłynąć trochę więcej czasu, ponieważ w reaktorze zamiast wodoru powstało inne paliwo (hel), które gwiazda zacznie spalać, zamieniając je w tlen, a następnie w węgiel. I tak będzie, dopóki w jądrze gwiazdy nie utworzy się żelazo, które podczas reakcji termojądrowej nie uwalnia energii, ale ją zużywa. W takich warunkach może nastąpić eksplozja supernowej.
Rdzeń staje się cięższy i zimniejszy, co powoduje, że lżejsze górne warstwy spadają na niego. Fuzja rozpoczyna się ponownie, ale tym razem szybciej niż zwykle, w wyniku czego gwiazda po prostu eksploduje, rozrzucając swoją materię w otaczającą przestrzeń. W zależności od znanych może po nim również pozostać - (substancja o niewiarygodnie dużej gęstości, która jest bardzo duża i może emitować światło). Takie formacje pozostają po bardzo wielkie gwiazdy, które były w stanie wytworzyć syntezę termojądrową do bardzo ciężkich pierwiastków. Mniejsze gwiazdy pozostawiają po sobie małe gwiazdy neutronowe lub żelazne, które prawie nie emitują światła, ale mają też dużą gęstość materii.
Nowe i supernowe są ze sobą ściśle powiązane, ponieważ śmierć jednej z nich może oznaczać narodziny nowej. Proces ten trwa w nieskończoność. Supernowa unosi miliony ton materii do otaczającej przestrzeni, która ponownie gromadzi się w chmury i rozpoczyna się tworzenie nowej ciało niebieskie. Naukowcy twierdzą, że wszystkie ciężkie pierwiastki znajdujące się w naszym organizmie Układ Słoneczny Słońce podczas swoich narodzin „ukradło” gwiazdę, która kiedyś eksplodowała. Natura jest niesamowita, a śmierć jednej rzeczy zawsze oznacza narodziny czegoś nowego. Materia rozpada się w przestrzeni kosmicznej i powstaje w gwiazdach, tworząc wielką równowagę Wszechświata.
Wybuch supernowej (oznaczany jako SN) jest zjawiskiem na nieporównywalnie większą skalę niż wybuch nowej. Kiedy obserwujemy pojawienie się supernowej w jednym z układów gwiazdowych, jasność tej jednej gwiazdy jest czasami tego samego rzędu, co jasność całkowa całego układu gwiazdowego. Tym samym gwiazda, która rozbłysła w 1885 roku w pobliżu centrum mgławicy Andromedy, osiągnęła jasność , podczas gdy całkowita jasność mgławicy jest równa , czyli strumień świetlny supernowej jest tylko nieco mniej niż czterokrotnie mniejszy niż jasność strumień z mgławicy. W dwóch przypadkach blask supernowej okazał się większy od blasku galaktyki, w której pojawiła się supernowa. Bezwzględne wielkości supernowych w maksimum są bliskie , tj. 600 razy jaśniejsze niż bezwzględna wielkość zwykłej nowej przy maksymalnej jasności. Poszczególne supernowe osiągają maksimum, które jest dziesięć miliardów razy większe od jasności Słońca.
W ciągu ostatniego tysiąclecia w naszej Galaktyce zaobserwowano trzy supernowe: w 1054 r. (w Byku), w 1572 r. (w Kasjopei) i w 1604 r. (w Wężowniku). Najwyraźniej eksplozja supernowej w Kasjopei około 1670 roku również pozostała niezauważona, po czym obecnie pozostaje system latających włókien gazowych i potężna emisja radiowa (Cas A). W niektórych galaktykach w ciągu 40 lat eksplodowały trzy, a nawet cztery supernowe (w mgławicach NGC 5236 i 6946). Średnio jedna supernowa wybucha w każdej galaktyce co 200 lat, a dla tych dwóch galaktyk odstęp ten skraca się do 8 lat! Międzynarodowa współpraca trwająca cztery lata (1957-1961) zaowocowała odkryciem czterdziestu dwóch supernowych. Całkowita liczba zaobserwowanych supernowych przekracza obecnie 500.
Zgodnie z charakterystyką zmiany jasności supernowe dzielą się na dwa typy - I i II (ryc. 129); możliwe, że istnieje również typ III, który łączy supernowe o najniższej jasności.
Supernowe typu I charakteryzują się krótkotrwałym maksimum (około tygodnia), po którym w ciągu 20-30 dni jasność maleje w tempie jednego dnia. Następnie spadek zwalnia i postępuje dalej, aż gwiazda stanie się niewidoczna stała prędkość na dzień. Jasność gwiazdy maleje wykładniczo, zmniejszając się o połowę co 55 dni. Przykładowo Supernowa 1054 w Byku osiągnęła taką jasność, że była widoczna w dzień przez prawie miesiąc, a jej widoczność gołym okiem trwała dwa lata. Przy maksymalnej jasności bezwzględna wielkość supernowych typu I osiąga średnio , a amplituda od maksymalnej do minimalnej jasności po wybuchu.
Supernowe typu II mają niższą jasność: maksymalna amplituda jest nieznana. W pobliżu maksimum jasność nieco się utrzymuje, ale 100 dni po maksimum spada znacznie szybciej niż w przypadku supernowych typu I, mianowicie o 20 dni.
Supernowe zwykle wybuchają na obrzeżach galaktyk.
Supernowe typu I występują w galaktykach o dowolnym kształcie, natomiast supernowe typu II występują tylko w galaktykach spiralnych. Obydwa w galaktykach spiralnych najczęściej znajdują się w pobliżu płaszczyzny równikowej, najlepiej w ramionach spiral i prawdopodobnie omijają centrum galaktyki. Najprawdopodobniej należą one do komponentu płaskiego (populacja typu I).
Widma supernowych typu I w niczym nie przypominają widm nowych. Rozszyfrowano je dopiero po porzuceniu idei bardzo szerokich pasm emisyjnych, a ciemne przerwy postrzegano jako bardzo szerokie pasma absorpcyjne, silnie przesunięte w stronę fioletu o wartość DH, odpowiadającą prędkościom podejścia od 5000 do 20 000 km/ S.
Ryż. 129. Fotograficzne krzywe blasku supernowych typu I i II. Powyżej widać zmianę jasności dwóch supernowych typu I, które wybuchły w 1937 roku niemal jednocześnie w mgławicach IC 4182 i NGC 1003. Dni juliańskie naniesiono na osi x. Poniżej znajduje się syntetyczna krzywa blasku trzech supernowych typu II, uzyskana poprzez odpowiednie przesunięcie poszczególnych krzywych blasku wzdłuż osi wielkości (rzędna nieoznaczona). Przerywana krzywa przedstawia zmianę jasności supernowej typu I. Dni od dowolnego początku są wykreślane na osi x
Oto tempo ekspansji powłok supernowych! Oczywiste jest, że przed maksimum i po raz pierwszy po maksimum widmo supernowej jest podobne do widma nadolbrzyma, którego temperatura barwowa wynosi około 10 000 K lub więcej (nadmiar ultrafioletu wynosi około );
wkrótce po maksimum temperatura promieniowania spada do 5-6 tysięcy Kelwinów. Jednak widmo pozostaje bogate w linie zjonizowanych metali, głównie CaII (zarówno dublet ultrafioletowy, jak i triplet podczerwieni), linie helu (HeI) są dobrze reprezentowane, liczne linie azotu (NI) są bardzo widoczne, a linie wodoru są identyfikowane z dużą niepewnością. Oczywiście w pewnych fazach rozbłysku w widmie znajdują się również linie emisyjne, ale są one krótkotrwałe. Bardzo dużą szerokość linii absorpcyjnych tłumaczy się dużym rozproszeniem prędkości w wyrzucanych powłokach gazowych.
Widma supernowych typu II są podobne do widm zwykłych nowych: szerokie linie emisyjne ograniczone od fioletowej strony liniami absorpcyjnymi o tej samej szerokości co emisje. Charakterystyczna jest obecność bardzo wyraźnych linii Balmera wodoru, jasnych i ciemnych. Duża szerokość linii absorpcyjnych powstałych w poruszającej się powłoce, w jej części leżącej pomiędzy gwiazdą a obserwatorem, wskazuje zarówno na rozproszenie prędkości w powłoce, jak i na jej ogromne rozmiary. Zmiany temperatury w supernowych typu II są podobne jak w supernowych typu I, a tempo ekspansji sięga 15 000 km/s.
Pomiędzy rodzajami supernowych a ich lokalizacją w Galaktyce czy częstotliwością występowania w galaktykach różne rodzaje Istnieje korelacja, choć niezbyt silna. Supernowe typu I występują preferencyjnie wśród populacji gwiazd składnika sferycznego, w szczególności w galaktykach eliptycznych, natomiast supernowe typu II, przeciwnie, występują wśród populacji dysków, w mgławicach spiralnych i rzadko nieregularnych. Jednak wszystkie supernowe zaobserwowane w Wielkim Obłoku Magellana były typu I. Końcowy produkt supernowych w innych galaktykach jest ogólnie nieznany. Przy amplitudzie w przybliżeniu supernowych obserwowanych w innych galaktykach, przy minimalnej jasności powinny one być obiektami, czyli całkowicie niedostępnymi do obserwacji.
Wszystkie te okoliczności mogą pomóc w ustaleniu, jakiego rodzaju gwiazdy mogą być zwiastunami supernowych. Występowanie supernowych typu I w galaktykach eliptycznych wraz z ich starymi populacjami pozwala nam uważać pre-supernowe za stare gwiazdy o małej masie, które zużyły cały swój wodór. Dla kontrastu, supernowe typu II, które występują głównie w ramionach spiralnych bogatych w gaz, przejście ich przodków zajmuje około lat, co oznacza, że mają około stu milionów lat. W tym czasie gwiazda musi, zaczynając od ciągu głównego, opuścić ją, gdy wyczerpie się paliwo wodorowe w jej głębinach. Gwiazda o małej masie nie będzie miała czasu przejść przez ten etap, dlatego prekursor supernowej typu II musi mieć masę nie mniejszą i być młodą gwiazdą OB aż do eksplozji.
To prawda, że wspomniane pojawienie się supernowych typu I w Wielkim Obłoku Magellana nieco podważa wiarygodność opisywanego obrazu.
Naturalne jest założenie, że prekursorem supernowej typu I jest biały karzeł pozbawiony wodoru o masie około . Stało się tak jednak, ponieważ stanowiło część układu podwójnego, w którym masywniejszy czerwony olbrzym oddaje swoją materię potok tak że w końcu to, co z niego pozostało, to zdegenerowane jądro - biały karzeł o składzie węgiel-tlen, a dawny satelita sam staje się olbrzymem i zaczyna wysyłać materię z powrotem do białego karła, tworząc H = He- tam skorupa. Jego masa również wzrasta, gdy zbliża się do granicy (18,9), a temperatura centralna wzrasta do 4-10 ° K, przy czym węgiel „zapala się”.
W zwykłej gwieździe wraz ze wzrostem temperatury wzrasta ciśnienie, co podtrzymuje leżące nad nimi warstwy. Ale w przypadku gazu zdegenerowanego ciśnienie zależy tylko od gęstości; nie będzie rosło wraz z temperaturą, a leżące nad nim warstwy będą opadać w kierunku środka, zamiast rozszerzać się, aby skompensować rosnącą temperaturę. Rdzeń i sąsiednie warstwy zapadną się (zapadną). Spadek postępuje gwałtownie przyspieszając, aż podwyższona temperatura usunie degenerację, po czym gwiazda zaczyna się rozszerzać „w daremnej próbie” ustabilizowania się, podczas gdy przepływa przez nią fala spalania węgla. Proces ten trwa sekundę lub dwie i w tym czasie substancja o masie około jednej masy Słońca zamienia się w substancję, której rozpad (wraz z uwolnieniem kwantów i pozytonów) jest wspomagany wysoka temperatura na muszli, szybko rozszerzając się do rozmiarów kilkudziesięciu a. e. Powstaje (z okresem półtrwania), z którego rozpadu pojawia się w ilości około Białego karła ulega zniszczeniu do końca. Ale nie ma wyraźnego powodu powstawania gwiazdy neutronowej. Tymczasem w pozostałościach po wybuchu supernowej nie znajdziemy zauważalnej ilości żelaza, za to znajdziemy gwiazdy neutronowe (patrz niżej). Fakty te stanowią główną trudność zaprezentowanego modelu eksplozji supernowej typu I.
Jednak wyjaśnienia mechanizmu wybuchu supernowej typu II napotykają jeszcze większe trudności. Najwyraźniej jego poprzednik nie jest częścią systemu binarnego. Przy dużej masie (ponad ) ewoluuje samodzielnie i szybko, przeżywając jedną po drugiej fazy spalania H, He, C, O do Na i Si i dalej do rdzenia Fe-Ni. Każda nowa faza aktywuje się, gdy poprzednia się wyczerpie, gdy utraciwszy zdolność przeciwdziałania grawitacji, rdzeń zapadnie się, temperatura wzrośnie i nastąpi kolejny etap. Jeśli chodzi o fazę Fe-Ni, to źródło energii zaniknie, gdyż żelazny rdzeń ulega zniszczeniu pod wpływem wysokoenergetycznych fotonów na wielu cząsteczkach, a proces ten ma charakter endotermiczny. Pomaga upaść. I nie ma już energii zdolnej zatrzymać zapadającą się skorupę.
Jądro ma zdolność przejścia w stan czarnej dziury (patrz str. 289) poprzez fazę gwiazdy neutronowej w wyniku reakcji.
Dalszy rozwój zjawiska stają się bardzo niejasne. Zaproponowano wiele opcji, ale nie wyjaśniają one, w jaki sposób w przypadku zapadnięcia się rdzenia skorupa zostaje wyrzucona.
Jeśli chodzi o opisową stronę zagadnienia, przy masie pocisku i prędkości wyrzutu około 2000 km/s, energia wydatkowana na tę energię sięga , a promieniowanie podczas rozbłysku (przeważnie 70 dni) jest porywane.
Powrócimy jeszcze raz do rozważania procesu wybuchu supernowej, ale przy pomocy badania pozostałości wybuchów (patrz § 28).
