Nakita na natin na, hindi katulad ng Araw at iba pang mga nakatigil na bituin, nagbabago ang laki, temperatura ng photosphere, at ningning ng mga pisikal na variable na bituin. Among iba't ibang uri Sa mga hindi nakatigil na bituin, partikular na interes ang novae at supernovae. Sa katunayan, ang mga ito ay hindi bagong lumitaw na mga bituin, ngunit ang mga dati nang umiiral na nakakaakit ng pansin sa pamamagitan ng isang matalim na pagtaas sa liwanag.
Sa panahon ng pagsabog ng mga bagong bituin, tumataas ang liwanag ng libu-libo at milyon-milyong beses sa loob ng ilang araw hanggang ilang buwan. May mga kilalang bituin na paulit-ulit na sumiklab bilang novae. Ayon sa modernong data, ang mga bagong bituin ay karaniwang bahagi ng mga binary system, at ang mga pagsabog ng isa sa mga bituin ay nangyayari bilang resulta ng pagpapalitan ng bagay sa pagitan ng mga bituin na bumubuo. dalawahang sistema. Halimbawa, sa sistemang "white dwarf - ordinaryong bituin (mababa ang liwanag)", ang mga pagsabog na nagdudulot ng hindi pangkaraniwang bagay. nova, ay maaaring mangyari kapag ang gas ay bumagsak mula sa isang ordinaryong bituin patungo sa isang puting dwarf.
Ang mas engrande ay ang mga pagsabog ng supernovae, na ang ningning nito ay biglang tumaas ng humigit-kumulang 19 m! Sa pinakamataas na liwanag, ang nagliliwanag na ibabaw ng bituin ay lumalapit sa tagamasid sa bilis na ilang libong kilometro bawat segundo. Ang pattern ng mga pagsabog ng supernova ay nagpapahiwatig na ang mga supernova ay sumasabog na mga bituin.
Sa panahon ng mga pagsabog ng supernova, ang napakalaking enerhiya ay inilalabas sa loob ng ilang araw - mga 10 41 J. Ang ganitong napakalaking pagsabog ay nangyayari sa huling yugto ebolusyon ng mga bituin na ang masa ay ilang beses na mas malaki kaysa sa masa ng Araw.
Sa pinakamataas na liwanag nito, ang isang supernova ay maaaring lumiwanag nang mas maliwanag kaysa sa isang bilyong bituin tulad ng ating Araw. Sa panahon ng pinakamalakas na pagsabog ng ilang supernovae, maaaring ilabas ang matter sa bilis na 5000 - 7000 km/s, na ang masa nito ay umaabot sa ilang solar mass. Ang mga labi ng mga shell ay itinapon mga supernova, nakikita sa mahabang panahon tulad ng pagpapalawak ng mga gas.
Hindi lamang ang mga labi ng mga supernova shell ang natuklasan, kundi pati na rin ang natitira sa gitnang bahagi ng minsang sumabog na bituin. Ang mga "stellar na labi" na ito ay naging kamangha-manghang mga mapagkukunan ng paglabas ng radyo, na tinatawag na pulsar. Ang mga unang pulsar ay natuklasan noong 1967.
Ang ilang mga pulsar ay may kamangha-manghang matatag na rate ng pag-uulit ng mga pulso ng radyo: ang mga pulso ay paulit-ulit sa mahigpit na pantay na mga agwat ng oras, na sinusukat na may katumpakan na higit sa 10 -9 s! Ang mga bukas na pulsar ay matatagpuan mula sa amin sa mga distansyang hindi hihigit sa daan-daang parsec. Ipinapalagay na ang mga pulsar ay mabilis na umiikot ng mga super-siksik na bituin na may radii na halos 10 km at mga masa na malapit sa masa ng Araw. Ang ganitong mga bituin ay binubuo ng mga neutron na makapal at tinatawag na mga neutron na bituin. Bahagi lamang ng panahon ng kanilang pag-iral ang mga neutron star na nagpapakita ng kanilang sarili bilang mga pulsar.
Ang mga pagsabog ng supernova ay inuri bilang mga bihirang pangyayari. Sa nakalipas na milenyo, ilang mga pagsabog ng supernova lamang ang naobserbahan sa ating star system. Sa mga ito, ang sumusunod na tatlo ay pinaka-maaasahang naitatag: isang pagsiklab noong 1054 sa konstelasyong Taurus, noong 1572 sa konstelasyon na Cassiopeia, noong 1604 sa konstelasyong Ophiuchus. Ang una sa mga supernova na ito ay inilarawan bilang isang "guest star" ng mga Chinese at Japanese na astronomer, ang pangalawa ni Tycho Brahe, at ang pangatlo ay naobserbahan ni Johannes Kepler. Ang ningning ng supernovae noong 1054 at 1572 ay lumampas sa ningning ng Venus, at ang mga bituing ito ay makikita sa araw. Mula nang maimbento ang teleskopyo (1609), wala ni isang supernova na naobserbahan sa ating sistema ng bituin (posibleng hindi napansin ang ilang pagsabog). Nang magkaroon ng pagkakataon na galugarin ang iba pang mga sistema ng bituin, ang mga bagong bituin at supernova ay madalas na natuklasan sa kanila.
Noong Pebrero 23, 1987, isang supernova ang sumabog sa Large Magellanic Cloud (konstelasyon Doradus), ang pinakamalaking satellite ng ating Galaxy. Sa unang pagkakataon mula noong 1604, ang isang supernova ay makikita kahit sa mata. Bago ang pagsabog, mayroong 12th magnitude star sa lugar ng supernova. Naabot ng bituin ang pinakamataas na ningning nito na 4 m noong unang bahagi ng Marso, at pagkatapos ay nagsimulang dahan-dahang kumupas. Mga siyentipiko na nag-obserba ng supernova gamit ang mga teleskopyo ng pinakamalaking ground-based na obserbatoryo, ang Astron orbital observatory at X-ray telescope sa Kvant module istasyon ng orbital"Mir", posible sa unang pagkakataon na masubaybayan ang buong proseso ng pagsiklab. Ang mga obserbasyon ay isinagawa sa iba't ibang spectral range, kabilang ang nakikitang optical range, ultraviolet, X-ray at radio range. Ang mga nakakatuwang ulat ay lumitaw sa siyentipikong pahayagan tungkol sa pagtuklas ng neutrino at, posibleng, gravitational radiation mula sa isang sumasabog na bituin. Ang modelo ng istraktura ng bituin sa yugto bago ang pagsabog ay pino at pinayaman ng mga bagong resulta.
Ang kalangitan sa isang maaliwalas na araw ay nagtatanghal, sa pangkalahatan, ng isang medyo boring at walang pagbabago na larawan: isang mainit na bola ng Araw at isang malinaw, walang katapusang kalawakan, kung minsan ay pinalamutian ng mga ulap o bihirang mga ulap.
Ang langit sa isang walang ulap na gabi ay isa pang usapin. Karaniwan itong lahat ay nakakalat na may maliliwanag na kumpol ng mga bituin. Dapat itong isaalang-alang na sa kalangitan sa gabi na may hubad na mata maaari mong makita mula 3 hanggang 4.5 libong mga luminaries ng gabi. At lahat sila ay kabilang sa Milky Way, kung saan matatagpuan ang ating solar system.
Ayon sa mga modernong konsepto, ang mga bituin ay mga mainit na bola ng gas, sa kalaliman kung saan nangyayari ang thermonuclear fusion ng helium nuclei mula sa hydrogen nuclei, na naglalabas ng napakalaking halaga ng enerhiya. Ito ang nagsisiguro sa ningning ng mga bituin.
Ang pinakamalapit na bituin sa atin ay ang ating Araw, ang layo nito ay 150 milyong kilometro. Ngunit ang bituin na Proxima Centauri, ang susunod na pinakamalayo, ay matatagpuan sa layo na 4.25 light years mula sa amin, o 270 libong beses na mas malayo kaysa sa Araw.
May mga bituin na daan-daang beses na mas malaki ang laki kaysa sa Araw at ang parehong bilang ng beses na mas mababa dito sa indicator na ito. Gayunpaman, ang masa ng mga bituin ay nag-iiba sa loob ng mas katamtamang mga limitasyon - mula sa ikalabindalawa ng masa ng Araw hanggang sa 100 ng masa nito. Mahigit kalahati nakikitang mga bituin ay doble at minsan triple system.
Sa pangkalahatan, ang bilang ng mga bituin sa Uniberso na nakikita natin ay maaaring italaga ng bilang na 125,000,000,000 na may labing-isang karagdagang zero.
Ngayon, upang maiwasan ang pagkalito sa mga zero, ang mga astronomo ay hindi na nag-iingat ng mga talaan ng mga indibidwal na bituin, ngunit ng buong mga kalawakan, na naniniwala na sa karaniwan ay may mga 100 bilyong bituin sa bawat isa sa kanila.
Ang American astronomer na si Fritz Zwicky ay unang nagsimulang makisali sa isang naka-target na paghahanap para sa supernovae
Noong 1996, natukoy ng mga siyentipiko na 50 bilyong galaxy ang makikita mula sa Earth. Nang gamitin ang Hubble Orbital Telescope, na hindi naaapektuhan ng interference mula sa atmospera ng Earth, ang bilang ng mga nakikitang galaxy ay tumalon sa 125 bilyon.
Salamat kay ang mata na nakakakita ng lahat Gamit ang teleskopyo na ito, napasok ng mga astronomo ang mga unibersal na kalaliman kung kaya't nakakita sila ng mga kalawakan na lumitaw lamang isang bilyong taon pagkatapos ng Great Explosion na nagsilang sa ating Uniberso.
Maraming mga parameter ang ginagamit upang makilala ang mga bituin: ningning, masa, radius at komposisyong kemikal kapaligiran, gayundin ang temperatura nito. At gamit ang isang bilang ng mga karagdagang katangian ng isang bituin, maaari mo ring matukoy ang edad nito.
Ang bawat bituin ay isang dinamikong istraktura na ipinanganak, lumalaki at pagkatapos, na umabot sa isang tiyak na edad, tahimik na namatay. Ngunit nangyayari rin na bigla itong sumabog. Ang kaganapang ito ay humahantong sa malalaking pagbabago sa lugar na katabi ng sumasabog na bituin.
Kaya, ang kaguluhan na sumunod sa pagsabog na ito ay kumakalat na may napakalaking bilis, at sa paglipas ng ilang sampu-sampung libong taon ay sumasakop sa isang malaking espasyo sa interstellar medium. Sa rehiyong ito, ang temperatura ay tumataas nang husto, hanggang sa ilang milyong degree, at ang density ng cosmic ray at ang lakas ng magnetic field ay tumataas nang malaki.
Ang ganitong mga katangian ng materyal na inilabas ng isang sumasabog na bituin ay nagbibigay-daan dito upang bumuo ng mga bagong bituin at maging ang buong planetary system.
Para sa kadahilanang ito, parehong supernovae at ang kanilang mga labi ay pinag-aralan nang mabuti ng mga astrophysicist. Pagkatapos ng lahat, ang impormasyong nakuha sa panahon ng pag-aaral ng hindi pangkaraniwang bagay na ito ay maaaring mapalawak ang kaalaman tungkol sa ebolusyon ng mga normal na bituin, tungkol sa mga proseso na nagaganap sa panahon ng pagsilang ng mga neutron na bituin, pati na rin linawin ang mga detalye ng mga reaksyong iyon na nagreresulta sa pagbuo ng mabibigat na elemento. , cosmic rays, atbp.
Sa isang pagkakataon, ang mga bituin na ang ningning ay hindi inaasahang tumaas ng higit sa 1000 beses ay tinawag na bago ng mga astronomo. Lumitaw sila sa kalangitan nang hindi inaasahan, na gumagawa ng mga pagbabago sa karaniwang pagsasaayos ng mga konstelasyon. Ang pagkakaroon ng biglaang pagtaas ng ilang libong beses sa maximum, ang kanilang ningning pagkaraan ng ilang oras ay biglang nabawasan, at pagkaraan ng ilang taon ang kanilang ningning ay naging mahina tulad ng bago ang pagsabog.
Dapat pansinin na ang periodicity ng mga flare, kung saan ang isang bituin ay napalaya mula sa isang ikalibo ng masa nito at kung saan ay itinapon sa kalawakan sa napakalaking bilis, ay itinuturing na isa sa mga pangunahing palatandaan ng kapanganakan ng mga bagong bituin. Ngunit, sa parehong oras, sapat na kakaiba, ang mga pagsabog ng mga bituin ay hindi humantong sa mga makabuluhang pagbabago sa kanilang istraktura, o kahit na sa kanilang pagkawasak.
Gaano kadalas nangyayari ang mga ganitong pangyayari sa ating Galaxy? Kung isasaalang-alang lamang natin ang mga bituin na ang ningning ay hindi lalampas sa ika-3 magnitude, kung gayon, ayon sa mga makasaysayang talaan at obserbasyon ng mga astronomo, hindi hihigit sa 200 maliwanag na flares ang naobserbahan sa loob ng limang libong taon.
Ngunit nang magsimula ang mga pag-aaral ng iba pang mga kalawakan, naging malinaw na ang ningning ng mga bagong bituin na lumilitaw sa mga sulok na ito ng kalawakan ay kadalasang katumbas ng ningning ng buong kalawakan kung saan lumilitaw ang mga bituing ito.
Siyempre, ang hitsura ng mga bituin na may tulad na ningning ay isang pambihirang kaganapan at ganap na naiiba mula sa pagsilang ng mga ordinaryong bituin. Samakatuwid, noong 1934, iminungkahi ng mga Amerikanong astronomo na sina Fritz Zwicky at Walter Baade na ang mga bituin na ang pinakamataas na ningning ay umabot sa ningning ng mga ordinaryong kalawakan ay mauuri bilang isang hiwalay na klase ng supernovae at ang pinaka. maliwanag na mga bituin. Dapat tandaan na ang mga pagsabog ng supernova ay pumasok kasalukuyang estado ang ating Galaxy ay isang napakabihirang kababalaghan, na nangyayari nang hindi hihigit sa isang beses bawat 100 taon. Ang pinakakapansin-pansing mga paglaganap, na naitala ng mga treatise ng Tsino at Hapon, ay naganap noong 1006 at 1054.
Pagkalipas ng limang daang taon, noong 1572, isang pagsabog ng supernova sa konstelasyon na Cassiopeia ang naobserbahan ng namumukod-tanging astronomer na si Tycho Brahe. Noong 1604, nakita ni Johannes Kepler ang pagsilang ng isang supernova sa konstelasyong Ophiuchus. At mula noon, hindi na ipinagdiriwang sa ating Kalawakan ang gayong mga engrande na kaganapan.
Ito ay maaaring dahil sa ang katunayan na ang Solar system ay sumasakop sa isang posisyon sa ating Galaxy kung saan maaari itong maobserbahan mga optical na instrumento Ang mga pagsabog ng supernova mula sa Earth ay posible lamang sa kalahati ng dami nito. Sa natitirang bahagi ng rehiyon, ito ay nahahadlangan ng interstellar absorption ng liwanag.
At dahil sa iba pang mga kalawakan ang mga phenomena na ito ay nangyayari nang humigit-kumulang sa parehong dalas tulad ng sa Milky Way, ang pangunahing impormasyon tungkol sa mga supernova sa oras ng pagsabog ay nakuha mula sa mga obserbasyon sa kanila sa ibang mga kalawakan...
Sa unang pagkakataon, ang mga astronomo na sina W. Baade at F. Zwicky ay nagsimulang gumawa ng target na paghahanap para sa supernovae noong 1936. Sa loob ng tatlong taon ng mga obserbasyon sa iba't ibang mga kalawakan, natuklasan ng mga siyentipiko ang 12 pagsabog ng supernova, na pagkatapos ay sumailalim sa mas masusing pag-aaral gamit ang photometry at spectroscopy.
Bukod dito, ang paggamit ng mas advanced na kagamitang pang-astronomiya ay naging posible upang mapalawak ang listahan ng mga bagong natuklasang supernovae. At ang pagpapakilala ng mga awtomatikong paghahanap ay humantong sa katotohanan na natuklasan ng mga siyentipiko ang higit sa isang daang supernovae bawat taon. Sa kabuuan para sa maikling panahon 1,500 sa mga bagay na ito ay naitala.
SA mga nakaraang taon sa pamamagitan ng paggamit malalakas na teleskopyo Sa isang gabi ng mga obserbasyon, natuklasan ng mga siyentipiko ang higit sa 10 malayong supernovae!
Noong Enero 1999, isang kaganapan ang naganap na ikinagulat ng mga modernong astronomo, na nasanay sa maraming "panlilinlang" ng Uniberso: sa kailaliman ng kalawakan, isang flash na sampung beses na mas maliwanag kaysa sa lahat ng naunang naitala ng mga siyentipiko ay naitala. Napansin ito ng dalawang research satellite at isang teleskopyo sa kabundukan ng New Mexico, na nilagyan ng awtomatikong camera. Ang kakaibang phenomenon na ito ay naganap sa konstelasyon na Bootes. Maya-maya, noong Abril ng parehong taon, natukoy ng mga siyentipiko na ang distansya sa pagsiklab ay siyam na bilyong light years. Ito ay halos tatlong-kapat ng radius ng Uniberso.
Ang mga kalkulasyon na ginawa ng mga astronomo ay nagpakita na sa ilang segundo kung saan tumagal ang flare, maraming beses na mas maraming enerhiya ang inilabas kaysa sa ginawa ng Araw sa loob ng limang bilyong taon ng pag-iral nito. Ano ang naging sanhi ng hindi kapani-paniwalang pagsabog? Anong mga proseso ang nagbunga ng napakalaking paglabas ng enerhiya na ito? Hindi pa tiyak na masagot ng agham ang mga tanong na ito, bagama't mayroong isang palagay na malaking halaga maaaring mangyari ang enerhiya sa kaganapan ng pagsasama ng dalawang neutron na bituin.
| <<< Назад
|
Pasulong >>> |
Supernova o pagsabog ng supernova- isang kababalaghan kung saan ang isang bituin ay biglang nagbabago ng liwanag nito ng 4-8 na mga order ng magnitude (isang dosenang magnitude) na sinusundan ng medyo mabagal na pagpapahina ng flare. Ito ay resulta ng isang cataclysmic na proseso na nangyayari sa pagtatapos ng ebolusyon ng ilang mga bituin at sinamahan ng paglabas ng napakalaking enerhiya.
Bilang isang patakaran, ang mga supernova ay sinusunod pagkatapos ng katotohanan, iyon ay, kapag ang kaganapan ay naganap na at ang radiation nito ay umabot sa Earth. Samakatuwid, ang likas na katangian ng supernovae ay hindi malinaw sa loob ng mahabang panahon. Ngunit ngayon ay napakaraming mga senaryo ang iminungkahi na humahantong sa mga paglaganap ng ganitong uri, bagaman ang mga pangunahing probisyon ay medyo malinaw na.
Ang pagsabog ay sinamahan ng pagbuga ng isang makabuluhang masa ng bagay mula sa panlabas na shell ng bituin sa interstellar space, at mula sa natitirang bahagi ng bagay mula sa core ng sumabog na bituin, bilang panuntunan, isang compact na bagay ang nabuo - isang neutron star, kung ang mass ng star bago ang pagsabog ay higit sa 8 solar mass (M ☉), o isang black star isang butas na may star mass na higit sa 20 M ☉ (ang mass ng core na natitira pagkatapos ng pagsabog 5 M ☉). Magkasama silang bumubuo ng isang supernova na labi.
Ang isang komprehensibong pag-aaral ng dati nang nakuha na spectra at light curves kasama ang pag-aaral ng mga labi at posibleng progenitor star ay ginagawang posible na bumuo ng mas detalyadong mga modelo at pag-aralan ang mga kondisyon na umiral sa oras ng pagsabog.
Sa iba pang mga bagay, ang materyal na inilabas sa panahon ng flare ay higit sa lahat ay naglalaman ng mga produkto ng thermonuclear fusion na naganap sa buong buhay ng bituin. Ito ay salamat sa supernovae na ang Uniberso sa kabuuan at ang bawat kalawakan sa partikular ay chemically evolve.
Ang pangalan ay sumasalamin sa makasaysayang proseso ng pag-aaral ng mga bituin na ang liwanag ay nagbabago nang malaki sa paglipas ng panahon, ang tinatawag na novae.
Ang pangalan ay binubuo ng label SN, na sinusundan ng taon ng pagbubukas, na sinusundan ng isa o dalawang titik na pagtatalaga. Ang unang 26 na supernova ng kasalukuyang taon ay tumatanggap ng mga solong titik na pagtatalaga, sa dulo ng pangalan, mula sa malaking titik mula sa A dati Z. Ang natitirang mga supernovae ay tumatanggap ng dalawang titik na pagtatalaga mula sa maliliit na titik: aa, ab, at iba pa. Ang mga hindi kumpirmadong supernovae ay itinalaga ng mga titik PSN(eng. posibleng supernova) na may celestial coordinates sa format: Jhhmmssss+ddmmsss.
Ang malaking larawan
| Klase | Subclass | Mekanismo | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| ako Walang mga linya ng hydrogen |
Malakas na linya ng ionized silicon (Si II) sa 6150 | Ia | Thermonuclear na pagsabog | |||||
| Iax Sa pinakamataas na ningning mayroon silang mas mababang ningning at mas mababa ang Ia kung ihahambing |
||||||||
| Ang mga linya ng silikon ay mahina o wala | Ib Ang mga linya ng Helium (He I) ay naroroon. |
Gravitational collapse | ||||||
| Ic Ang mga linya ng helium ay mahina o wala |
||||||||
| II Ang mga linya ng hydrogen ay naroroon |
II-P/L/N Ang spectrum ay pare-pareho |
II-P/L Walang makitid na linya |
II-P Ang light curve ay may talampas |
|||||
| II-L Ang magnitude ay bumababa nang linear sa paglipas ng panahon |
||||||||
| IIin Naroroon ang mga makitid na linya |
||||||||
| IIb Ang spectrum ay nagbabago sa paglipas ng panahon at nagiging katulad ng Ib spectrum. |
||||||||
Banayad na mga kurba
Ang mga light curves para sa uri I ay lubos na magkatulad: mayroong isang matalim na pagtaas sa loob ng 2-3 araw, pagkatapos ay pinalitan ito ng isang makabuluhang pagbaba (sa pamamagitan ng 3 magnitude) sa loob ng 25-40 araw, na sinusundan ng isang mabagal na pagpapahina, halos linear sa sukat ng magnitude. Ang average na absolute magnitude ng maximum para sa Ia flares ay M B = − 19.5 m (\textstyle M_(B)=-19.5^(m)), para sa Ib\c - .
Ngunit ang mga light curves ng type II ay medyo iba-iba. Para sa ilan, ang mga kurba ay katulad ng para sa uri I, na may mas mabagal at mas mahabang pagbaba sa liwanag hanggang sa magsimula ang linear na yugto. Ang iba, na umabot sa tuktok, ay nanatili dito nang hanggang 100 araw, at pagkatapos ay bumaba nang husto ang ningning at umabot sa isang linear na "buntot." Ang ganap na magnitude ng maximum ay malawak na nag-iiba mula sa − 20 m (\textstyle -20^(m)) dati − 13 m (\textstyle -13^(m)). Average na halaga para sa IIp - M B = − 18 m (\textstyle M_(B)=-18^(m)), para sa II-L M B = − 17 m (\textstyle M_(B)=-17^(m)).
Spectra
Ang klasipikasyon sa itaas ay naglalaman na ng ilang pangunahing katangian ng supernova spectra iba't ibang uri, pag-isipan natin kung ano ang hindi kasama. Ang una at pinaka mahalagang katangian, na sa loob ng mahabang panahon ay pumigil sa pag-decode ng nakuha na spectra - ang mga pangunahing linya ay napakalawak.
Ang spectra ng type II at Ib\c supernovae ay nailalarawan sa pamamagitan ng:
- Ang pagkakaroon ng mga tampok na makitid na pagsipsip na malapit sa maximum na liwanag at makitid na hindi inilipat na mga bahagi ng paglabas.
- Mga linya , , , naobserbahan sa ultraviolet radiation.
Mga obserbasyon sa labas ng optical range
rate ng flash
Ang dalas ng mga flare ay nakasalalay sa bilang ng mga bituin sa kalawakan o, na pareho para sa mga ordinaryong kalawakan, liwanag. Ang isang karaniwang tinatanggap na dami na nagpapakilala sa dalas ng mga flare sa iba't ibang uri ng mga kalawakan ay SNu:
1 S N u = 1 S N 10 10 L ⊙ (B) ∗ 100 taon (\displaystyle 1SNu=(\frac (1SN)(10^(10)L_(\odot )(B)*100year))),
saan L ⊙ (B) (\textstyle L_(\odot )(B))- ningning ng Araw sa filter B. Para sa iba't ibang uri flares ang magnitude nito ay:
Sa kasong ito, ang mga supernovae na Ib/c at II ay dumidikit patungo sa mga spiral arm.
Pagmamasid sa mga labi ng supernova
Ang canonical scheme ng young remainder ay ang mga sumusunod:
- Posibleng compact na natitira; kadalasan ay isang pulsar, ngunit posibleng isang black hole
- External shock wave na kumakalat sa interstellar matter.
- Isang return wave na kumakalat sa supernova ejecta material.
- Pangalawa, nagpapalaganap sa mga kumpol ng interstellar medium at sa mga siksik na paglabas ng supernova.
Magkasama silang bumubuo ng sumusunod na larawan: sa likod ng harap ng panlabas na shock wave, ang gas ay pinainit sa mga temperatura T S ≥ 10 7 K at naglalabas sa hanay ng X-ray na may enerhiya ng photon na 0.1-20 keV; katulad din, ang gas sa likod ang harap ng return wave ay bumubuo ng pangalawang rehiyon ng X-ray radiation. Ang mga linya ng highly ionized Fe, Si, S, atbp. ay nagpapahiwatig ng thermal na katangian ng radiation mula sa parehong mga layer.
Ang optical radiation mula sa batang labi ay lumilikha ng gas sa mga kumpol sa likod ng harap ng pangalawang alon. Dahil ang bilis ng pagpapalaganap sa kanila ay mas mataas, na nangangahulugan na ang gas ay lumalamig nang mas mabilis at ang radiation ay pumasa mula sa hanay ng X-ray hanggang sa optical range. Ang pinagmulan ng epekto ng optical radiation ay nakumpirma ng relatibong intensity ng mga linya.
Teoretikal na paglalarawan
Pagkabulok ng mga obserbasyon
Ang likas na katangian ng supernovae Ia ay naiiba sa likas na katangian ng iba pang mga paglaganap. Ito ay malinaw na napatunayan sa pamamagitan ng kawalan ng uri ng Ib\c at uri ng II flares sa mga elliptical galaxies. Mula sa Pangkalahatang Impormasyon ito ay kilala tungkol sa huli na mayroong maliit na gas at asul na mga bituin doon, at ang pagbuo ng bituin ay natapos 10 10 taon na ang nakakaraan. Nangangahulugan ito na ang lahat ng napakalaking bituin ay nakumpleto na ang kanilang ebolusyon, at tanging ang mga bituin na may mass na mas mababa kaysa sa solar mass ay nananatili, at wala na. Mula sa teorya ng stellar evolution alam na ang mga bituin ng ganitong uri ay hindi maaaring sumabog, at samakatuwid ang isang mekanismo ng pagpapahaba ng buhay ay kinakailangan para sa mga bituin na may masa na 1-2M ⊙.
Ang kawalan ng mga linya ng hydrogen sa Ia\Iax spectra ay nagpapahiwatig na mayroong napakakaunting hydrogen sa atmospera ng orihinal na bituin. Ang masa ng na-eject na substance ay medyo malaki - 1M ⊙, pangunahing naglalaman ng carbon, oxygen at iba pang mabibigat na elemento. At ang mga inilipat na linya ng Si II ay nagpapahiwatig na sa panahon ng pagbuga ay may mga aktibo mga reaksyong nuklear. Ang lahat ng ito ay nakakumbinsi na ang hinalinhan na bituin ay isang puting dwarf, malamang na carbon-oxygen.
Ang pagkahumaling sa mga spiral arm ng type Ib\c at type II supernovae ay nagpapahiwatig na ang progenitor star ay mga panandaliang O-star na may mass na 8-10M ⊙ .
Thermonuclear na pagsabog
Ang isang paraan upang mailabas ang kinakailangang dami ng enerhiya ay matalim na pagtaas ang masa ng sangkap na kasangkot sa thermonuclear combustion, iyon ay, isang thermonuclear na pagsabog. Gayunpaman, hindi pinapayagan ito ng pisika ng mga nag-iisang bituin. Ang mga proseso sa mga bituin na matatagpuan sa pangunahing sequence ay nasa equilibrium. Samakatuwid, isinasaalang-alang ng lahat ng mga modelo ang huling yugto ng stellar evolution - mga puting dwarf. Gayunpaman, ang huli mismo ay isang matatag na bituin, at ang lahat ay maaaring magbago lamang kapag papalapit sa limitasyon ng Chandrasekhar. Ito ay humahantong sa hindi malabo na konklusyon na ang isang thermonuclear na pagsabog ay posible lamang sa maramihang mga sistema ng bituin, malamang sa tinatawag na double star.
Sa pamamaraang ito, mayroong dalawang variable na nakakaapekto sa estado, komposisyon ng kemikal at panghuling masa ng sangkap na kasangkot sa pagsabog.
- Ang pangalawang kasama ay isang ordinaryong bituin, kung saan ang bagay ay dumadaloy sa una.
- Ang pangalawang kasama ay ang parehong puting duwende. Ang senaryo na ito ay tinatawag na double degeneracy.
- Nangyayari ang pagsabog kapag nalampasan ang limitasyon ng Chandrasekhar.
- Ang pagsabog ay nangyayari sa harap niya.
Ano ang pagkakatulad ng lahat ng mga senaryo ng supernova Ia ay ang sumasabog na dwarf ay malamang na carbon-oxygen. Sa explosive combustion wave na naglalakbay mula sa gitna hanggang sa ibabaw, ang mga sumusunod na reaksyon ay nangyayari:
12 C + 16 O → 28 S i + γ (Q = 16.76 M e V) (\displaystyle ^(12)C~+~^(16)O~\rightarrow ~^(28)Si~+~\gamma ~ (Q=16.76~MeV)), 28 S i + 28 S i → 56 N i + γ (Q = 10.92 M e V) (\displaystyle ^(28)Si~+~^(28)Si~\rightarrow ~^(56)Ni~+~\ gamma ~(Q=10.92~MeV)).Tinutukoy ng mass ng reacting substance ang enerhiya ng pagsabog at, nang naaayon, ang maximum na liwanag. Kung ipagpalagay natin na ang buong masa ng puting dwarf ay tumutugon, kung gayon ang enerhiya ng pagsabog ay magiging 2.2 10 51 erg.
Ang karagdagang pag-uugali ng light curve ay pangunahing tinutukoy ng decay chain:
56 N i → 56 C o → 56 F e (\displaystyle ^(56)Ni~\rightarrow ~^(56)Co~\rightarrow ~^(56)Fe)Ang isotope 56 Ni ay hindi matatag at may kalahating buhay na 6.1 araw. Dagdag pa e-Ang pagkuha ay humahantong sa pagbuo ng isang 56 Co nucleus na nakararami sa isang nasasabik na estado na may enerhiya na 1.72 MeV. Ang antas na ito ay hindi matatag, at ang paglipat ng electron sa ground state ay sinamahan ng paglabas ng isang kaskad ng γ quanta na may mga enerhiya mula 0.163 MeV hanggang 1.56 MeV. Ang quanta na ito ay nakakaranas ng Compton scattering, at ang kanilang enerhiya ay mabilis na bumababa sa ~100 keV. Ang nasabing quanta ay epektibong hinihigop ng photoelectric effect, at, bilang resulta, pinainit ang sangkap. Habang lumalawak ang bituin, bumababa ang density ng bagay sa bituin, bumababa ang bilang ng mga banggaan ng photon, at nagiging transparent sa radiation ang materyal sa ibabaw ng bituin. Tulad ng ipinapakita ng mga teoretikal na kalkulasyon, ang sitwasyong ito ay nangyayari humigit-kumulang 20-30 araw pagkatapos maabot ng bituin ang pinakamataas na ningning nito.
60 araw pagkatapos ng simula, ang sangkap ay nagiging transparent sa γ-radiation. Ang light curve ay nagsisimulang mabulok nang husto. Sa oras na ito, ang 56 Ni isotope ay nabulok na, at ang paglabas ng enerhiya ay dahil sa β-decay ng 56 Co hanggang 56 Fe (T 1/2 = 77 araw) na may mga energies ng paggulo hanggang 4.2 MeV.
Pagbagsak ng gravitational core
Ang pangalawang senaryo para sa pagpapalabas ng kinakailangang enerhiya ay ang pagbagsak ng core ng bituin. Ang masa nito ay dapat na eksaktong katumbas ng masa ng labi nito - isang neutron star, na pinapalitan ang mga tipikal na halaga na nakukuha natin:
E t o t ∼ G M 2 R ∼ 10 53 (\displaystyle E_(tot)\sim (\frac (GM^(2))(R))\sim 10^(53)) erg,kung saan ang M = 0, at R = 10 km, ang G ay ang gravitational constant. Ang katangian ng oras para dito ay:
τ f f ∼ 1 G ρ 4 ⋅ 10 − 3 ⋅ ρ 12 − 0 , 5 (\displaystyle \tau _(ff)\sim (\frac (1)(\sqrt (G\rho )))~4\cdot 10 ^(-3)\cdot \rho _(12)^(-0.5)) c,kung saan ang ρ 12 ay ang density ng bituin, na na-normalize sa 10 12 g/cm 3 .
Ang resultang halaga ay dalawang order ng magnitude na mas malaki kaysa sa kinetic energy ng shell. Ang isang carrier ay kailangan na, sa isang banda, ay dapat dalhin ang inilabas na enerhiya, at sa kabilang banda, hindi nakikipag-ugnayan sa sangkap. Ang mga neutrino ay angkop para sa papel ng naturang carrier.
Ang ilang mga proseso ay responsable para sa kanilang pagbuo. Ang una at pinakamahalaga para sa destabilization ng isang bituin at ang simula ng contraction ay ang proseso ng neutronization:
3 H e + e − → 3 H + ν e (\displaystyle ()^(3)He+e^(-)\to ()^(3)H+\nu _(e))
4 H e + e − → 3 H + n + ν e (\displaystyle ()^(4)He+e^(-)\to ()^(3)H+n+\nu _(e))
56 F e + e − → 56 M n + ν e (\displaystyle ()^(56)Fe+e^(-)\to ()^(56)Mn+\nu _(e))
Ang mga neutrino mula sa mga reaksyong ito ay nagdadala ng 10%. Ang pangunahing papel sa paglamig ay nilalaro ng mga proseso ng URKA (neutrino cooling):
E + + n → ν ~ e + p (\displaystyle e^(+)+n\to (\tilde (\nu ))_(e)+p)
E − + p → ν e + n (\displaystyle e^(-)+p\to \nu _(e)+n)
Sa halip na mga proton at neutron, maaari ding kumilos ang atomic nuclei, na bumubuo ng hindi matatag na isotope na nakakaranas ng beta decay:
E − + (A , Z) → (A , Z − 1) + ν e , (\displaystyle e^(-)+(A,Z)\to (A,Z-1)+\nu _(e) ,)
(A , Z − 1) → (A , Z) + e − + ν ~ e . (\displaystyle (A,Z-1)\to (A,Z)+e^(-)+(\tilde (\nu ))_(e).)
Ang intensity ng mga prosesong ito ay tumataas sa compression, at sa gayon ay pinabilis ito. Ang prosesong ito ay huminto sa pamamagitan ng pagkalat ng mga neutrino sa mga degenerate na electron, kung saan sila ay thermolyzed at naka-lock sa loob ng substance. Ang isang sapat na konsentrasyon ng mga degenerate na electron ay nakakamit sa mga densidad ρ n u c = 2, 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14)) g/cm 3 .
Tandaan na ang mga proseso ng neutronization ay nangyayari lamang sa mga densidad na 10 11 /cm 3, na makakamit lamang sa stellar core. Nangangahulugan ito na ang hydrodynamic equilibrium ay nabalisa lamang dito. Ang mga panlabas na layer ay nasa lokal na hydrodynamic equilibrium, at ang pagbagsak ay magsisimula lamang pagkatapos magkontrata ang gitnang core at bumuo ng isang solidong ibabaw. Tinitiyak ng rebound mula sa ibabaw na ito ang paglabas ng shell.
Modelo ng isang batang labi ng supernova
Supernova remnant evolution theory
Mayroong tatlong yugto sa ebolusyon ng labi ng supernova:
Ang pagpapalawak ng shell ay humihinto sa sandaling ang presyon ng gas sa labi ay katumbas ng presyon ng gas sa interstellar medium. Pagkatapos nito, ang nalalabi ay nagsisimulang maglaho, bumabangga sa magulo na gumagalaw na mga ulap. Ang oras ng resorption ay umabot sa:
T m a x = 7 E 51 0.32 n 0 0.34 P ~ 0 , 4 − 0.7 (\displaystyle t_(max)=7E_(51)^(0.32)n_(0)^(0.34)(\tilde (P))_( 0.4)^(-0.7)) taon
Teorya ng paglitaw ng synchrotron radiation
Pagbuo ng isang detalyadong paglalarawan
Maghanap ng mga labi ng supernova
Maghanap ng mga precursor na bituin
Teorya ng Supernova Ia
Bilang karagdagan sa mga kawalan ng katiyakan sa mga teoryang supernova Ia na inilarawan sa itaas, ang mekanismo ng pagsabog mismo ay naging mapagkukunan ng maraming kontrobersya. Kadalasan, ang mga modelo ay maaaring nahahati sa mga sumusunod na grupo:
- Agad na pagpapasabog
- Naantala ang pagpapasabog
- Pulsating delayed detonation
- Magulong mabilis na pagkasunog
Hindi bababa sa para sa bawat kumbinasyon ng mga paunang kondisyon, ang mga nakalistang mekanismo ay matatagpuan sa isang pagkakaiba-iba o iba pa. Ngunit ang hanay ng mga iminungkahing modelo ay hindi limitado dito. Ang isang halimbawa ay isang modelo kung saan dalawang puting dwarf ang sabay-sabay na sumasabog. Natural, ito ay posible lamang sa mga sitwasyon kung saan ang parehong mga bahagi ay nagbago.
Ebolusyon ng kemikal at epekto sa interstellar medium
Ebolusyon ng kemikal ng Uniberso. Pinagmulan ng mga elemento na may atomic number na mas mataas kaysa sa bakal
Ang mga pagsabog ng supernova ay ang pangunahing pinagmumulan ng muling pagdadagdag ng interstellar medium na may mga elementong may mga atomic number na mas malaki (o gaya ng sinasabi nila mas mabigat) Siya. Gayunpaman, ang mga proseso na nagbunga ng mga ito para sa iba't ibang grupo mga elemento at maging ang kanilang sariling mga isotopes.
R proseso
r-proseso ay ang proseso ng pagbuo ng mas mabibigat na nuclei mula sa mas magaan sa pamamagitan ng sunud-sunod na pagkuha ng mga neutron sa panahon ng ( n,γ) reaksyon at nagpapatuloy hanggang ang rate ng pagkuha ng neutron ay mas mataas kaysa sa rate ng β− pagkabulok ng isotope. Sa madaling salita, ang average na oras ng pagkuha ng n neutrons τ(n,γ) ay dapat na:
τ (n , γ) ≈ 1 n τ β (\displaystyle \tau (n,\gamma)\approx (\frac (1)(n))\tau _(\beta ))kung saan ang τ β ay ang average na oras ng β-pagkabulok ng nuclei na bumubuo ng isang chain ng r-process. Ang kundisyong ito ay nagpapataw ng limitasyon sa density ng neutron, dahil:
τ (n , γ) ≈ (ρ (σ n γ , v n) ¯) − 1 (\displaystyle \tau (n,\gamma)\approx \left(\rho (\overline ((\sigma _(n\gamma) ),v_(n))))\kanan)^(-1))saan (σ n γ , v n) ¯ (\displaystyle (\overline ((\sigma _(n\gamma),v_(n)))))- produkto ng cross section ng reaksyon ( n,γ) sa neutron velocity na nauugnay sa target na nucleus, na na-average sa Maxwellian spectrum ng velocity distribution. Isinasaalang-alang na ang r-proseso ay nangyayari sa mabigat at katamtamang nuclei, 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 \approx 2\cdot 10^(17)) mga neutron/cm 3 .Ang ganitong mga kondisyon ay nakamit sa:
ν-proseso
Pangunahing artikulo: ν-proseso
ν-proseso ay isang proseso ng nucleosynthesis sa pamamagitan ng interaksyon ng mga neutrino sa atomic nuclei. Maaaring may pananagutan ito sa paglitaw ng isotopes 7 Li, 11 B, 19 F, 138 La at 180 Ta
Epekto sa malakihang istraktura ng interstellar gas ng kalawakan
Kasaysayan ng pagmamasid
Ang interes ni Hipparchus sa mga nakapirming bituin ay maaaring naging inspirasyon ng pagmamasid sa isang supernova (ayon kay Pliny). Ang pinakaunang rekord na kinilala bilang supernova SN 185 (Ingles), ay ginawa ng mga astronomong Tsino noong 185 AD. Ang pinakamaliwanag na kilalang supernova, ang SN 1006, ay inilarawan nang detalyado ng mga Chinese at Arab na astronomer. Ang supernova SN 1054, na nagsilang ng Crab Nebula, ay mahusay na naobserbahan. Ang Supernovae SN 1572 at SN 1604 ay nakikita ng mata at nagkaroon ng pinakamahalaga sa pag-unlad ng astronomiya sa Europa, dahil ginamit ang mga ito bilang argumento laban sa ideyang Aristotelian na ang mundo sa kabila ng Buwan at solar system hindi nagbabago. Sinimulan ni Johannes Kepler na obserbahan ang SN 1604 noong Oktubre 17, 1604. Ito ang pangalawang supernova na naitala sa yugto ng pagtaas ng ningning (pagkatapos ng SN 1572, na naobserbahan ni Tycho Brahe sa konstelasyon na Cassiopeia).
Sa pag-unlad ng mga teleskopyo, naging posible na obserbahan ang mga supernova sa iba pang mga kalawakan, simula sa mga obserbasyon ng supernova S Andromeda sa Andromeda Nebula noong 1885. Sa panahon ng ikadalawampu siglo, ang mga matagumpay na modelo para sa bawat uri ng supernova ay binuo at nadagdagan ang pag-unawa sa kanilang papel sa pagbuo ng bituin. Noong 1941, ang mga Amerikanong astronomo na sina Rudolf Minkowski at Fritz Zwicky ay bumuo ng isang modernong pamamaraan ng pag-uuri para sa mga supernova.
Noong 1960s, natuklasan ng mga astronomo na ang pinakamataas na ningning ng mga pagsabog ng supernova ay maaaring gamitin bilang isang karaniwang kandila, kaya isang sukatan ng mga astronomical na distansya. Ngayon bigyan ng supernovae mahalagang impormasyon tungkol sa mga distansyang kosmolohiya. Ang pinakamalayong supernovae ay naging mas mahina kaysa sa inaasahan, na, ayon sa mga modernong ideya, ay nagpapakita na ang pagpapalawak ng Uniberso ay bumibilis.
Ang mga pamamaraan ay binuo upang muling buuin ang kasaysayan ng mga pagsabog ng supernova na walang nakasulat na mga talaan ng pagmamasid. Natukoy ang petsa ng supernova Cassiopeia A mula sa light echo mula sa nebula, habang ang edad ng supernova remnant RX J0852.0-4622 (Ingles) tinatantya sa pamamagitan ng pagsukat ng temperatura at γ emissions mula sa pagkabulok ng titanium-44. Noong 2009, natuklasan ang mga nitrates sa Antarctic ice, na naaayon sa tiyempo ng pagsabog ng supernova.
Noong Pebrero 23, 1987, ang supernova SN 1987A, ang pinakamalapit sa Earth na naobserbahan mula noong imbento ang teleskopyo, ay sumabog sa Large Magellanic Cloud sa layo na 168 thousand light years mula sa Earth. Sa unang pagkakataon, naitala ang neutrino flux mula sa flare. Ang flare ay masinsinang pinag-aralan gamit ang mga astronomical satellite sa ultraviolet, X-ray at gamma-ray range. Ang supernova remnant ay pinag-aralan gamit ang ALMA, Hubble at Chandra. Ni isang neutron star o isang black hole, na, ayon sa ilang mga modelo, ay dapat na matatagpuan sa lugar ng flare, ay natuklasan pa.
Enero 22, 2014 sa M82 galaxy, na matatagpuan sa konstelasyon Big Dipper, sumabog ang supernova SN 2014J. Ang Galaxy M82 ay matatagpuan 12 milyong light-years mula sa ating kalawakan at may maliwanag na magnitude na mas mababa sa 9. Ang supernova na ito ang pinakamalapit sa Earth mula noong 1987 (SN 1987A).
Ang pinakasikat na supernovae at ang kanilang mga labi
- Supernova SN 1604 (Kepler Supernova)
- Supernova G1.9+0.3 (Ang pinakabatang kilala sa ating Galaxy)
Makasaysayang supernovae sa ating Galaxy (naobserbahan)
| Supernova | Petsa ng pagsiklab | Konstelasyon | Max. sumikat | Distansya yaniye (sant years) |
Uri ng flash shki |
Ang haba tel- visibility mga tulay |
Natitira | Mga Tala |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| SN 185 | , Disyembre 7 | Centaurus | −8 | 3000 | Ia? | 8-20 buwan | G315.4-2.3 (RCW 86) | Mga rekord ng Tsino: naobserbahan malapit sa Alpha Centauri. |
| SN 369 | hindi kilala | hindi mula sa- kilala |
hindi mula sa- kilala |
hindi mula sa- kilala |
5 buwan | hindi kilala | Mga salaysay ng Tsino: ang sitwasyon ay hindi gaanong kilala. Kung ito ay malapit sa galactic equator, malamang na ito ay isang supernova; kung hindi, ito ay malamang na isang mabagal na nova. | |
| SN 386 | Sagittarius | +1,5 | 16 000 | II? | 2-4 na buwan | G11.2-0.3 | Mga salaysay ng Tsino | |
| SN 393 | alakdan | 0 | 34 000 | hindi mula sa- kilala |
8 buwan | ilang kandidato | Mga salaysay ng Tsino | |
| SN 1006 | , ika-1 ng Mayo | Lobo | −7,5 | 7200 | Ia | 18 buwan | SNR 1006 | Swiss monghe, Arab scientist at Chinese astronomers. |
| SN 1054 | , Hulyo 4 | Taurus | −6 | 6300 | II | 21 buwan | Crab Nebula | sa Gitna at Malayong Silangan(hindi lumilitaw sa mga tekstong European, bukod sa hindi malinaw na mga pahiwatig sa Irish monastic chronicles). |
| SN 1181 | , Agosto | Cassiopeia | −1 | 8500 | hindi mula sa- kilala |
6 na buwan | Posibleng 3C58 (G130.7+3.1) | mga gawa ng propesor ng Unibersidad ng Paris na si Alexandre Nequem, mga tekstong Tsino at Hapones. |
| SN 1572 | , Nobyembre 6 | Cassiopeia | −4 | 7500 | Ia | 16 na buwan | Supernova Remnant Quiet | Ang kaganapang ito ay naitala sa maraming mga mapagkukunang European, kabilang ang mga talaan ng batang Tycho Brahe. Totoo, napansin niya ang sumiklab na bituin noong Nobyembre 11 lamang, ngunit sinundan niya ito ng isang buong taon at kalahati at isinulat ang aklat na "De Nova Stella" ("Sa Bagong Bituin") - ang unang gawaing pang-astronomiya sa paksang ito. |
| SN 1604 | , Oktubre 9 | Ophiuchus | −2,5 | 20000 | Ia | 18 buwan | Ang labi ng supernova ni Kepler | Mula Oktubre 17, sinimulan itong pag-aralan ni Johannes Kepler, na binalangkas ang kanyang mga obserbasyon sa isang hiwalay na aklat. |
| SN 1680 | , 16 Agosto | Cassiopeia | +6 | 10000 | IIb | hindi mula sa- kilala (hindi hihigit sa isang linggo) |
Ang natitirang supernova na si Cassiopeia A | posibleng nakita ng Flamsteed at na-catalog bilang 3 Cassiopeiae. |
SUPERNOVA
SUPERNOVA, isang stellar explosion kung saan halos nawasak ang buong STAR. Sa loob ng isang linggo, maaaring madaig ng isang supernova ang lahat ng iba pang bituin sa Galaxy. Ang liwanag ng isang supernova ay 23 magnitude (1000 milyong beses) na mas malaki kaysa sa ningning ng Araw, at ang enerhiya na inilabas sa panahon ng pagsabog ay katumbas ng lahat ng enerhiya na ibinubuga ng bituin sa buong nakaraang buhay nito. Pagkalipas ng ilang taon, ang supernova ay tumataas sa dami nang labis na nagiging bihira at translucent. Sa paglipas ng daan-daang o libu-libong taon, ang mga labi ng na-eject na materyal ay makikita bilang mga labi ng isang supernova. Ang supernova ay halos 1000 beses na mas maliwanag kaysa sa nova. Bawat 30 taon, ang isang kalawakan na tulad natin ay nakakaranas ng tungkol sa isang supernova, ngunit karamihan sa mga bituin na ito ay natatakpan ng alikabok. Ang mga supernova ay may dalawang pangunahing uri, na nakikilala sa pamamagitan ng kanilang mga light curves at spectra.
Ang mga supernova ay mga bituin na biglang sumisikat, kung minsan ay nakakakuha ng ningning na 10,000 milyong beses na mas mataas kaysa sa ningning ng Araw. Nangyayari ito sa ilang yugto.Sa simula (A), napakabilis na nabubuo ang isang malaking bituin hanggang sa yugto kung saan ang iba't ibang prosesong nuklear ay nagsimulang mangyari nang sabay-sabay sa loob ng bituin. Maaaring mabuo ang bakal sa gitna, na nangangahulugan ng pagtatapos ng produksyon ng nuclear energy. Ang bituin ay magsisimulang sumailalim sa gravitational collapse (B). Ito, gayunpaman, ay nagpapainit sa gitna ng bituin sa isang lawak na mga elemento ng kemikal maghiwa-hiwalay, at ang mga bagong reaksyon ay nagaganap nang may puwersang sumasabog (C). Karamihan sa materyal ng bituin ay inilalabas sa kalawakan, habang ang mga labi ng sentro ng bituin ay gumuho hanggang sa maging ganap na madilim ang bituin, na posibleng maging isang napakasiksik na neutron star (D). Ang isang naturang supernova ay nakita noong 1054. sa konstelasyon ng Taurus (E). Ang nalalabi ng bituin na ito ay isang ulap ng gas na tinatawag na Crab Nebula (F).
Pang-agham at teknikal na encyclopedic na diksyunaryo.
Tingnan kung ano ang "SUPERNOVA" sa ibang mga diksyunaryo:
Ang query na "Supernova" ay nagre-redirect dito; tingnan din ang iba pang kahulugan. Kepler Supernova Remnant Supernovae ... Wikipedia
Ang pagsabog na nagmarka ng pagkamatay ng isang bituin. Minsan ang pagsabog ng supernova ay mas maliwanag kaysa sa kalawakan kung saan ito nangyari. Ang mga supernova ay nahahati sa dalawang pangunahing uri. Type I ay nailalarawan sa pamamagitan ng isang kakulangan ng hydrogen sa optical spectrum; kaya akala nila... Collier's Encyclopedia
supernova- astrona. Isang biglang sumiklab na bituin na may lakas ng radiation na libu-libong beses na mas malaki kaysa sa kapangyarihan ng isang nova flare... Diksyunaryo ng maraming expression
Supernova SN 1572 Supernova remnant SN 1572, isang komposisyon ng X-ray at infrared na mga imahe na kinunan ng Sptitzer, Chandra telescope at ng Calar Alto Observatory Observational data (Epoch?) Uri ng supernova ... Wikipedia
Ang masining na paglalarawan ng isang Wolf Rayet na bituin Ang mga bituin ng Wolf Rayet ay isang klase ng mga bituin na nailalarawan sa pamamagitan ng napaka init at ningning; Ang mga bituin ng Wolf Rayet ay naiiba sa iba pang maiinit na bituin sa pagkakaroon ng malawak na mga banda ng paglabas ng hydrogen sa kanilang spectrum... Wikipedia
Supernova: Ang supernova ay isang bituin na nagtatapos sa ebolusyon nito sa isang mapaminsalang proseso ng pagsabog; Supernova Russian pop punk band. Supernova (pelikula) 2000 fantasy horror film ng American director... ... Wikipedia
Ang terminong ito ay may iba pang kahulugan, tingnan ang Bituin (mga kahulugan). Bituin ng Pleiades makalangit na katawan, kung saan sila pupunta, pupunta o pupunta... Wikipedia
Masining na paglalarawan ng isang Wolf Rayet na bituin Ang Wolf Rayet na mga bituin ay isang klase ng mga bituin na nailalarawan sa napakataas na temperatura at ningning; Ang mga bituin ng Wolf Rayet ay naiiba sa iba pang maiinit na bituin sa pagkakaroon ng ... Wikipedia
SN 2007on Supernova SN 2007on, nakuhanan ng larawan ng Swift space telescope. Data ng pagmamasid (Epoch J2000.0) Uri ng Ia supernova ... Wikipedia
Mga libro
- Finger of Fate (kabilang ang isang kumpletong pangkalahatang-ideya ng mga hindi nakikitang planeta), Hamaker-Zondag K.. Ang aklat ng sikat na astrologo na si Karen Hamaker-Zondag ay bunga ng dalawampung taon ng trabaho sa pag-aaral ng mahiwaga at madalas na hindi nahuhulaang nakatagong mga salik ng horoscope: ang Mga pagsasaayos ng "Daliri ng Kapalaran",...
Ang labi ng Kepler supernova
Ang pagsabog ng supernova o supernova ay isang phenomenon kung saan ang liwanag nito ay biglang nagbabago ng 4-8 orders of magnitude (isang dosenang magnitude) na sinusundan ng medyo mabagal na pagpapahina ng outbreak. Ito ay resulta ng isang cataclysmic na proseso, na sinamahan ng paglabas ng napakalaking enerhiya at nagmumula sa pagtatapos ng ebolusyon ng ilang mga bituin.
Supernova remnant RCW 103 na may neutron star 1E 161348-5055 sa gitna
Bilang isang patakaran, ang mga supernova ay sinusunod pagkatapos ng katotohanan, iyon ay, kapag ang kaganapan ay naganap na at ang kanilang radiation ay umabot . Samakatuwid, ang kanilang kalikasan ay hindi malinaw sa loob ng mahabang panahon. Ngunit ngayon ay napakaraming mga senaryo ang iminungkahi na humahantong sa mga paglaganap ng ganitong uri, bagaman ang mga pangunahing probisyon ay medyo malinaw na.
Ang pagsabog ay sinamahan ng pagbuga ng isang makabuluhang masa ng star matter sa interstellar space, at mula sa natitirang bahagi ng bagay ng sumasabog na bituin, bilang panuntunan, ang isang compact na bagay ay nabuo - isang neutron star o isang black hole. Magkasama silang bumubuo ng isang supernova na labi.
Ang isang komprehensibong pag-aaral ng dati nang nakuha na spectra at light curves kasama ang pag-aaral ng mga labi at posibleng progenitor star ay ginagawang posible na bumuo ng mas detalyadong mga modelo at pag-aralan ang mga kondisyon na umiral sa oras ng pagsabog.
Sa iba pang mga bagay, ang substance na inilabas sa panahon ng flare ay higit sa lahat ay naglalaman ng mga produkto ng thermonuclear fusion na naganap sa buong buhay ng bituin. Ito ay salamat sa supernovae sa pangkalahatan at sa bawat partikular na kemikal na nagbabago.
Ang pangalan ay sumasalamin sa makasaysayang proseso ng pag-aaral ng mga bituin na ang liwanag ay nagbabago nang malaki sa paglipas ng panahon, ang tinatawag na novae. Katulad nito, sa mga supernovae mayroon na ngayong isang subclass - hypernovae.
Ang pangalan ay binubuo ng tag na SN, na sinusundan ng taon ng pagbubukas, na nagtatapos sa isa o dalawang titik na pagtatalaga. Ang unang 26 na supernovae ng kasalukuyang taon ay tumatanggap ng mga solong letrang pagtatalaga, sa dulo ng kanilang pangalan, mula sa malalaking titik A hanggang Z. Ang natitirang mga supernovae ay tumatanggap ng dalawang letrang pagtatalaga mula sa maliliit na titik: aa, ab, at iba pa. Ang mga hindi kumpirmadong supernova ay itinalaga ng mga titik na PSN (posibleng supernova) na may mga celestial na coordinate sa format na: Jhhmmssss+ddmmsss.
Ang mga light curves para sa uri I ay lubos na magkatulad: mayroong isang matalim na pagtaas sa loob ng 2-3 araw, pagkatapos ay pinalitan ito ng isang makabuluhang pagbaba (sa pamamagitan ng 3 magnitude) sa loob ng 25-40 araw, na sinusundan ng isang mabagal na pagpapahina, halos linear sa sukat ng magnitude.
Ngunit ang mga light curves ng uri II ay medyo magkakaibang. Para sa ilan, ang mga kurba ay katulad ng para sa uri I, na may mas mabagal at mas mahabang pagbaba sa liwanag hanggang sa magsimula ang linear na yugto. Ang iba, na umabot sa tuktok, ay nanatili dito nang hanggang 100 araw, at pagkatapos ay bumaba nang husto ang ningning at umabot sa isang linear na "buntot." Ang ganap na magnitude ng maximum ay malawak na nag-iiba.
Ang klasipikasyon sa itaas ay naglalaman na ng ilang pangunahing katangian ng spectra ng mga supernova ng iba't ibang uri; pag-isipan natin kung ano ang hindi kasama. Ang una at napakahalagang tampok, na sa loob ng mahabang panahon ay humadlang sa interpretasyon ng nakuha na spectra, ay ang mga pangunahing linya ay napakalawak.
Ang spectra ng type II at Ib\c supernovae ay nailalarawan sa pamamagitan ng:
Ang pagkakaroon ng mga tampok na makitid na pagsipsip na malapit sa maximum na liwanag at makitid na hindi inilipat na mga bahagi ng paglabas.
Mga linya , , , naobserbahan sa ultraviolet radiation.
Ang dalas ng mga flare ay nakasalalay sa bilang ng mga bituin sa kalawakan o, na pareho para sa mga ordinaryong kalawakan, liwanag.
Sa kasong ito, ang mga supernovae na Ib/c at II ay dumidikit patungo sa mga spiral arm.
Crab Nebula (Larawan ng X-ray) na nagpapakita ng panloob na shock wave, libreng daloy ng hangin, at jet
Ang canonical scheme ng young remainder ay ang mga sumusunod:
Posibleng compact na natitira; kadalasan ay isang pulsar, ngunit posibleng isang black hole
Isang panlabas na shock wave na kumakalat sa interstellar matter.
Isang return wave na kumakalat sa supernova ejecta material.
Pangalawa, nagpapalaganap sa mga kumpol ng interstellar medium at sa mga siksik na paglabas ng supernova.
Magkasama silang bumubuo ng sumusunod na larawan: sa likod ng harap ng panlabas na shock wave, ang gas ay pinainit sa mga temperatura TS ≥ 107 K at naglalabas sa hanay ng X-ray na may enerhiya ng photon na 0.1-20 keV; katulad din, ang gas sa likod ng Ang harap ng return wave ay bumubuo ng pangalawang rehiyon ng X-ray radiation. Ang mga linya ng highly ionized Fe, Si, S, atbp. ay nagpapahiwatig ng thermal na katangian ng radiation mula sa parehong mga layer.
Ang optical emission mula sa batang labi ay lumilikha ng gas sa mga kumpol sa likod ng pangalawang harap ng alon. Dahil ang bilis ng pagpapalaganap sa kanila ay mas mataas, na nangangahulugan na ang gas ay lumalamig nang mas mabilis at ang radiation ay pumasa mula sa hanay ng X-ray hanggang sa optical range. Ang pinagmulan ng epekto ng optical radiation ay nakumpirma ng relatibong intensity ng mga linya.
Ang mga hibla sa Cassiopeia A ay nilinaw na ang pinagmulan ng mga kumpol ng bagay ay maaaring dalawahan. Ang tinatawag na mabilis na mga filament ay lumilipad sa bilis na 5000-9000 km/s at naglalabas lamang sa mga linya ng O, S, Si - iyon ay, ito ay mga kumpol na nabuo sa sandali ng pagsabog ng supernova. Ang mga nakatigil na condensation ay may bilis na 100-400 km / s, at ang mga normal na konsentrasyon ng H, N, O ay sinusunod sa kanila. Magkasama, ito ay nagpapahiwatig na ang sangkap na ito ay na-ejected bago ang pagsabog ng supernova at kalaunan ay pinainit ng isang panlabas na shock wave .
Ang synchrotron radio emission mula sa relativistic particle sa isang malakas na magnetic field ay ang pangunahing observational signature para sa buong labi. Ang lugar ng lokalisasyon nito ay ang mga frontal na lugar ng panlabas at bumalik na mga alon. Ang synchrotron radiation ay sinusunod din sa hanay ng X-ray.
Ang likas na katangian ng supernovae Ia ay naiiba sa likas na katangian ng iba pang mga paglaganap. Ito ay malinaw na napatunayan sa pamamagitan ng kawalan ng uri ng Ib\c at uri ng II flares sa mga elliptical galaxies. Mula sa pangkalahatang impormasyon tungkol sa huli, alam na mayroong maliit na gas at asul na mga bituin doon, at ang pagbuo ng bituin ay natapos 1010 taon na ang nakalilipas. Nangangahulugan ito na ang lahat ng napakalaking bituin ay nakumpleto na ang kanilang ebolusyon, at tanging ang mga bituin na may mass na mas mababa kaysa sa solar mass ay nananatili, at wala na. Mula sa teorya ng stellar evolution, alam na ang mga bituin ng ganitong uri ay hindi maaaring sumabog, at samakatuwid ang isang mekanismo ng pagpapahaba ng buhay ay kinakailangan para sa mga bituin na may masa na 1-2M⊙.
Ang kawalan ng mga linya ng hydrogen sa Ia\Iax spectra ay nagpapahiwatig na mayroong napakakaunting hydrogen sa atmospera ng orihinal na bituin. Ang masa ng na-eject na substance ay medyo malaki - 1M⊙, pangunahing naglalaman ng carbon, oxygen at iba pang mabibigat na elemento. At ang mga inilipat na linya ng Si II ay nagpapahiwatig na ang mga reaksyong nuklear ay aktibong nagaganap sa panahon ng pagbuga. Ang lahat ng ito ay nakakumbinsi sa amin na ang hinalinhan na bituin ay isang puting dwarf, malamang na carbon-oxygen.
Ang pagkahumaling sa mga spiral arm ng type Ib\c at type II supernovae ay nagpapahiwatig na ang progenitor star ay panandaliang O star na may mass na 8-10M⊙.
Dominant na senaryo
Ang isa sa mga paraan upang palabasin ang kinakailangang halaga ng enerhiya ay isang matalim na pagtaas sa masa ng sangkap na kasangkot sa thermonuclear combustion, iyon ay, isang thermonuclear na pagsabog. Gayunpaman, hindi pinapayagan ito ng pisika ng mga nag-iisang bituin. Ang mga proseso sa mga bituin na matatagpuan sa pangunahing sequence ay nasa equilibrium. Samakatuwid, isinasaalang-alang ng lahat ng mga modelo ang huling yugto ng stellar evolution - mga puting dwarf. Gayunpaman, ang huli mismo ay isang matatag na bituin; ang lahat ay maaaring magbago lamang kapag papalapit sa limitasyon ng Chandrasekhar. Ito ay humahantong sa hindi malabo na konklusyon na ang isang thermonuclear explosion ay posible lamang sa mga stellar system, malamang sa tinatawag na double star.
Sa pamamaraang ito, mayroong dalawang variable na nakakaimpluwensya sa estado, komposisyon ng kemikal at panghuling masa ng sangkap na kasangkot sa pagsabog.
Ang pangalawang kasama ay isang ordinaryong bituin kung saan ang bagay ay dumadaloy sa una.
Ang pangalawang kasama ay ang parehong puting duwende. Ang senaryo na ito ay tinatawag na double degeneration.
Nangyayari ang pagsabog kapag nalampasan ang limitasyon ng Chandrasekhar.
Ang pagsabog ay nangyayari sa harap niya.
Ano ang pagkakatulad ng lahat ng mga senaryo ng supernova Ia ay ang sumasabog na dwarf ay malamang na carbon-oxygen.
Tinutukoy ng mass ng reacting substance ang enerhiya ng pagsabog at, nang naaayon, ang maximum na liwanag. Kung ipagpalagay natin na ang buong masa ng puting dwarf ay tumutugon, kung gayon ang enerhiya ng pagsabog ay magiging 2.2 1051 erg.
Ang karagdagang pag-uugali ng light curve ay pangunahing tinutukoy ng decay chain.
Ang 56Ni isotope ay hindi matatag at may kalahating buhay na 6.1 araw. Dagdag pa, humahantong ang e-capture sa pagbuo ng isang 56Co nucleus na nakararami sa isang nasasabik na estado na may enerhiya na 1.72 MeV. Ang antas na ito ay hindi matatag at ang paglipat ng electron sa ground state ay sinamahan ng paglabas ng isang cascade ng γ-quanta na may mga energies mula 0.163 MeV hanggang 1.56 MeV. Ang quanta na ito ay nakakaranas ng Compton scattering at ang kanilang enerhiya ay mabilis na bumababa sa ~100 keV. Ang nasabing quanta ay epektibong nasisipsip ng photoelectric effect, at bilang resulta ay pinainit ang sangkap. Habang lumalawak ang bituin, bumababa ang density ng matter sa bituin, bumababa ang bilang ng mga banggaan ng photon, at nagiging transparent sa radiation ang surface matter ng bituin. Tulad ng ipinapakita ng mga teoretikal na kalkulasyon, ang sitwasyong ito ay nangyayari humigit-kumulang 20-30 araw pagkatapos maabot ng bituin ang pinakamataas na ningning nito.
60 araw pagkatapos ng simula, ang sangkap ay nagiging transparent sa γ-radiation. Ang light curve ay nagsisimulang mabulok nang husto. Sa oras na ito, ang 56Ni ay naagnas na at ang paglabas ng enerhiya ay nangyayari dahil sa β-pagkabulok ng 56Co hanggang 56Fe (T1/2 = 77 araw) na may mga enerhiya ng paggulo hanggang sa 4.2 MeV.
Modelo ng mekanismo ng pagbagsak ng gravitational
Ang pangalawang senaryo para sa pagpapalabas ng kinakailangang enerhiya ay ang pagbagsak ng core ng bituin. Ang masa nito ay dapat na eksaktong katumbas ng masa ng labi nito - isang neutron star.
Ang isang carrier ay kailangan na, sa isang banda, ay dapat dalhin ang inilabas na enerhiya, at sa kabilang banda, hindi nakikipag-ugnayan sa sangkap. Ang mga neutrino ay angkop para sa papel ng naturang carrier.
Ang ilang mga proseso ay responsable para sa kanilang pagbuo. Ang una at pinakamahalaga para sa destabilization ng isang bituin at ang simula ng compression ay ang proseso ng neutronization.
Ang mga neutrino mula sa mga reaksyong ito ay nagdadala ng 10%. Ang pangunahing papel sa paglamig ay nilalaro ng mga proseso ng URKA (neutrino cooling).
Sa halip na mga proton at neutron, maaari ding kumilos ang atomic nuclei, na bumubuo ng hindi matatag na isotope na nakakaranas ng beta decay.
Ang intensity ng mga prosesong ito ay tumataas sa compression, at sa gayon ay pinabilis ito. Ang prosesong ito ay huminto sa pamamagitan ng pagkalat ng mga neutrino sa mga degenerate na electron, kung saan sila ay thermolyzed at naka-lock sa loob ng substance.
Tandaan na ang mga proseso ng neutronization ay nangyayari lamang sa mga densidad na 1011/cm3, na makakamit lamang sa stellar core. Nangangahulugan ito na ang hydrodynamic equilibrium ay nabalisa lamang dito. Ang mga panlabas na layer ay nasa lokal na hydrodynamic equilibrium, at ang pagbagsak ay magsisimula lamang pagkatapos magkontrata ang gitnang core at bumuo ng isang solidong ibabaw. Tinitiyak ng rebound mula sa ibabaw na ito ang paglabas ng shell.
Mayroong tatlong yugto sa ebolusyon ng labi ng supernova:
Libreng flight.
Pagpapalawak ng Adiabatic (Sedov stage). Ang pagsabog ng supernova sa yugtong ito ay lumilitaw bilang isang malakas na pagsabog sa isang daluyan na may pare-parehong kapasidad ng init. Ang self-modal na solusyon ni Sedov, nasubok para sa mga pagsabog ng nukleyar sa atmospera ng lupa.
Yugto ng matinding pag-iilaw. Nagsisimula ito kapag ang temperatura sa likod ng harap ay umabot sa pinakamataas sa curve ng pagkawala ng radiation.
Ang pagpapalawak ng shell ay humihinto sa sandaling ang presyon ng gas sa labi ay katumbas ng presyon ng gas sa interstellar medium. Pagkatapos nito, ang nalalabi ay nagsisimulang maglaho, bumabangga sa magulo na gumagalaw na mga ulap.
Bilang karagdagan sa mga kawalan ng katiyakan sa mga teoryang supernova Ia na inilarawan sa itaas, ang mekanismo ng pagsabog mismo ay naging mapagkukunan ng maraming kontrobersya. Kadalasan, ang mga modelo ay maaaring nahahati sa mga sumusunod na grupo:
Agad na pagpapasabog
Naantala ang pagpapasabog
Pulsating delayed detonation
Magulong mabilis na pagkasunog
Hindi bababa sa para sa bawat kumbinasyon ng mga paunang kondisyon, ang mga nakalistang mekanismo ay matatagpuan sa isang pagkakaiba-iba o iba pa. Ngunit ang hanay ng mga iminungkahing modelo ay hindi limitado dito. Bilang halimbawa, maaari tayong magbanggit ng mga modelo kapag ang dalawa ay sumabog nang sabay-sabay. Natural, ito ay posible lamang sa mga sitwasyon kung saan ang parehong mga bahagi ay nagbago.
Ang mga pagsabog ng supernova ay ang pangunahing pinagmumulan ng muling pagdadagdag ng interstellar medium na may mga elementong may atomic number na mas malaki (o, gaya ng sinasabi nila, mas mabigat) He. Gayunpaman, ang mga proseso na nagbunga ng mga ito ay iba para sa iba't ibang grupo ng mga elemento at kahit isotopes.
Halos lahat ng elementong mas mabigat kaysa sa He at hanggang sa Fe ay resulta ng klasikal na thermonuclear fusion, na nagaganap, halimbawa, sa loob ng mga bituin o sa panahon ng pagsabog ng supernova sa panahon ng p-process. Ito ay nagkakahalaga ng pagbanggit dito na ito ay lubhang maliit na bahagi gayunpaman ay nakuha sa panahon ng pangunahing nucleosynthesis.
Ang lahat ng mga elemento na mas mabigat kaysa sa 209Bi ay ang resulta ng r-process
Ang pinagmulan ng iba ay ang paksa ng debate; s-, r-, ν-, at rp-proseso ay iminungkahi bilang posibleng mekanismo.
Ang istraktura at mga proseso ng nucleosynthesis sa pre-supernova at sa susunod na sandali pagkatapos ng pagsabog para sa isang 25M☉ na bituin, hindi sa sukat.
Ang r-process ay ang proseso ng pagbuo ng mas mabibigat na nuclei mula sa mas magaan sa pamamagitan ng sunud-sunod na pagkuha ng mga neutron sa panahon ng (n, γ) na mga reaksyon at nagpapatuloy hangga't ang rate ng neutron capture ay mas mataas kaysa sa rate ng β− decay ng isotope.
Ang ν-process ay isang proseso ng nucleosynthesis, sa pamamagitan ng interaksyon ng mga neutrino sa atomic nuclei. Ito ay maaaring maging responsable para sa hitsura ng isotopes 7Li, 11B, 19F, 138La at 180Ta.
Ang Crab Nebula bilang isang labi ng supernova SN 1054
Ang interes ni Hipparchus sa mga nakapirming bituin ay maaaring naging inspirasyon ng pagmamasid sa isang supernova (ayon kay Pliny). Ang pinakaunang rekord na kinilala bilang supernova SN 185 ay ginawa ng mga astronomong Tsino noong 185 AD. Ang pinakamaliwanag na kilalang supernova, ang SN 1006, ay inilarawan nang detalyado ng mga astronomong Tsino at Arabo. Ang supernova SN 1054, na nagsilang ng Crab Nebula, ay mahusay na naobserbahan. Ang Supernovae SN 1572 at SN 1604 ay nakikita ng mata at may malaking kahalagahan sa pag-unlad ng astronomiya sa Europa, dahil ginamit ang mga ito bilang argumento laban sa ideya ng Aristotelian na ang mundo sa kabila ng Buwan at ang solar system ay hindi nagbabago. Sinimulan ni Johannes Kepler na obserbahan ang SN 1604 noong Oktubre 17, 1604. Ito ang pangalawang supernova na naitala sa yugto ng pagtaas ng ningning (pagkatapos ng SN 1572, na naobserbahan ni Tycho Brahe sa konstelasyon na Cassiopeia).
Sa pagbuo ng mga teleskopyo, naging posible na obserbahan ang mga supernova sa iba pang mga kalawakan, simula sa mga obserbasyon ng supernova S Andromeda sa Andromeda Nebula noong 1885. Sa panahon ng ikadalawampu siglo, ang mga matagumpay na modelo para sa bawat uri ng supernova ay binuo at nadagdagan ang pag-unawa sa kanilang papel sa pagbuo ng bituin. Noong 1941, ang mga Amerikanong astronomo na sina Rudolf Minkowski at Fritz Zwicky ay bumuo ng isang modernong pamamaraan ng pag-uuri para sa mga supernova.
Noong 1960s, natuklasan ng mga astronomo na ang pinakamataas na ningning ng mga pagsabog ng supernova ay maaaring gamitin bilang isang karaniwang kandila, kaya isang sukatan ng mga astronomical na distansya. Nagbibigay na ngayon ang Supernovae ng mahalagang impormasyon tungkol sa mga distansyang kosmolohiya. Ang pinakamalayong supernovae ay naging mas mahina kaysa sa inaasahan, na, ayon sa mga modernong ideya, ay nagpapakita na ang pagpapalawak ng Uniberso ay bumibilis.
Ang mga pamamaraan ay binuo upang muling buuin ang kasaysayan ng mga pagsabog ng supernova na walang nakasulat na mga talaan ng pagmamasid. Ang petsa ng supernova Cassiopeia A ay natukoy mula sa mga light echoes mula sa nebula, habang ang edad ng supernova remnant RX J0852.0-4622 ay tinantya mula sa mga sukat ng temperatura at γ-ray emissions mula sa pagkabulok ng titanium-44. Noong 2009, natuklasan ang mga nitrates sa yelo ng Antarctic na tumutugma sa oras ng pagsabog ng supernova.
Noong Enero 22, 2014, isang supernova SN 2014J ang sumabog sa M82 galaxy, na matatagpuan sa konstelasyon na Ursa Major. Ang Galaxy M82 ay matatagpuan 12 milyong light-years mula sa ating kalawakan at may maliwanag na magnitude na mas mababa sa 9. Ang supernova na ito ang pinakamalapit sa Earth mula noong 1987 (SN 1987A).
