Supernova
Supernovae- mga bituin na nagtatapos sa kanilang ebolusyon sa isang sakuna na proseso ng pagsabog.
Ang terminong "supernovae" ay ginamit upang ilarawan ang mga bituin na sumiklab nang mas malakas (sa pamamagitan ng mga order ng magnitude) na mas malakas kaysa sa tinatawag na "novae". Sa katunayan, hindi ang isa o ang isa ay pisikal na bago; ang mga umiiral na bituin ay palaging sumisikat. Ngunit sa ilang mga makasaysayang kaso, ang mga bituin na iyon ay kumikislap na dati ay praktikal o ganap na hindi nakikita sa kalangitan, na lumikha ng epekto ng hitsura. nova. Ang uri ng supernova ay tinutukoy ng pagkakaroon ng mga linya ng hydrogen sa flare spectrum. Kung ito ay naroroon, kung gayon ito ay isang uri II supernova; kung hindi, kung gayon ito ay isang uri ng supernova.
Physics ng supernovae
Uri II supernovae
Ayon sa mga modernong konsepto, ang thermonuclear fusion ay humahantong sa paglipas ng panahon sa pagpapayaman ng komposisyon ng mga panloob na rehiyon ng bituin na may mabibigat na elemento. Sa panahon ng proseso ng thermonuclear fusion at pagbuo ng mga mabibigat na elemento, ang bituin ay nagkontrata, at ang temperatura sa gitna nito ay tumataas. (Ang epekto ng negatibong kapasidad ng init ng gravitating non-degenerate matter.) Kung ang mass ng core ng bituin ay sapat na malaki (mula 1.2 hanggang 1.5 solar mass), ang proseso ng thermonuclear fusion ay umaabot. lohikal na konklusyon sa pagbuo ng iron at nickel nuclei. Nagsisimulang mabuo ang isang iron core sa loob ng silicon shell. Ang nasabing nucleus ay lumalaki sa loob ng isang araw at bumagsak sa loob ng wala pang 1 segundo, sa sandaling maabot nito ang limitasyon ng Chandrasekhar. Para sa core, ang limitasyong ito ay mula 1.2 hanggang 1.5 solar masa. Ang bagay ay nahuhulog sa bituin, at ang pagtanggi ng mga electron ay hindi maaaring pigilan ang pagbagsak. Ang gitnang core ay naka-compress nang higit pa, at sa ilang mga punto, dahil sa presyon, ang mga reaksyon ng neutronization ay nagsisimulang maganap sa loob nito - ang mga proton ay nagsisimulang sumipsip ng mga electron, na nagiging mga neutron. Nagdudulot ito ng mabilis na pagkawala ng enerhiya na natatangay ng mga nagresultang neutrino (tinatawag na neutrino cooling). Ang substansiya ay patuloy na bumibilis, bumabagsak at nag-compress hanggang sa ang pagtanggi sa pagitan ng mga nucleon ng atomic nucleus (protons, neutrons) ay nagsimulang magkabisa. Sa mahigpit na pagsasalita, ang compression ay nangyayari kahit na lampas sa limitasyong ito: ang bumabagsak na bagay, sa pamamagitan ng inertia, ay lumampas sa punto ng balanse dahil sa pagkalastiko ng mga nucleon ng 50% ("maximum compression"). Ang proseso ng pagbagsak ng gitnang core ay napakabilis na ang isang rarefaction wave ay nabuo sa paligid nito. Pagkatapos, kasunod ng core, ang shell ay dumadaloy din sa gitna ng bituin. Pagkatapos nito, "nagbabalik ang naka-compress na bola ng goma," at ang shock wave ay lumabas sa mga panlabas na layer ng bituin sa bilis na 30,000 hanggang 50,000 km/s. Ang mga panlabas na bahagi ng bituin ay lumilipad sa lahat ng direksyon, at ang isang compact neutron star o black hole ay nananatili sa gitna ng sumabog na rehiyon. Ang phenomenon na ito ay tinatawag na Type II supernova explosion. Ang mga pagsabog na ito ay naiiba sa kapangyarihan at iba pang mga parameter, dahil sumasabog ang mga bituin na may iba't ibang masa at iba't ibang komposisyon ng kemikal. Mayroong katibayan na sa panahon ng pagsabog ng supernova na uri II, hindi gaanong mas maraming enerhiya ang inilalabas kaysa sa pagsabog ng uri I, dahil isang proporsyonal na bahagi ng enerhiya ang nasisipsip ng shell, ngunit maaaring hindi ito palaging nangyayari.
Mayroong ilang mga kalabuan sa inilarawang senaryo. Sa panahon ng mga obserbasyon sa astronomiya Ito ay itinatag na ang napakalaking bituin ay talagang sumasabog, na nagreresulta sa pagbuo ng lumalawak na mga nebula, na nag-iiwan ng mabilis na umiikot na neutron star sa gitna, na naglalabas ng mga regular na pulso ng mga radio wave (pulsar). Ngunit ang teorya ay nagpapakita na ang panlabas na shock wave ay dapat hatiin ang mga atomo sa mga nucleon (proton, neutron). Ang enerhiya ay dapat na ginugol dito, bilang isang resulta kung saan ang shock wave ay dapat lumabas. Ngunit sa ilang kadahilanan hindi ito nangyayari: ang shock wave ay umabot sa ibabaw ng core sa loob ng ilang segundo, pagkatapos ay ang ibabaw ng bituin at tinatangay ang bagay. Ang ilang mga hypotheses ay isinasaalang-alang para sa iba't ibang mga masa, ngunit hindi sila mukhang nakakumbinsi. Marahil, sa isang estado ng "maximum compression" o sa panahon ng pakikipag-ugnayan ng isang shock wave sa bagay na patuloy na bumabagsak, ang ilan sa panimula ay bago at hindi alam sa amin ay magkakabisa. pisikal na batas. Bilang karagdagan, kapag ang isang supernova ay sumabog sa pagbuo ng isang itim na butas, ang mga sumusunod na katanungan ay lumitaw: bakit ang bagay pagkatapos ng pagsabog ay hindi ganap na hinihigop ng itim na butas; mayroon bang outward shock wave at bakit hindi ito pinabagal at may kahalintulad ba sa "maximum compression"?
Uri ng Ia supernovae
Ang mekanismo ng mga pagsabog ng uri ng Ia supernovae (SN Ia) ay mukhang kakaiba. Ito ay isang tinatawag na thermonuclear supernova, ang mekanismo ng pagsabog na kung saan ay batay sa proseso ng thermonuclear fusion sa siksik na carbon-oxygen core ng bituin. Ang mga ninuno ni SN Ia ay mga white dwarf na may mga masa na malapit sa limitasyon ng Chandrasekhar. Karaniwang tinatanggap na ang mga naturang bituin ay maaaring mabuo sa pamamagitan ng daloy ng bagay mula sa pangalawang bahagi ng isang binary star system. Nangyayari ito kung ang pangalawang bituin ng system ay lalampas sa Roche lobe nito o kabilang sa klase ng mga bituin na may napakalakas na hangin ng bituin. Habang tumataas ang masa ng isang puting dwarf, unti-unting tumataas ang density at temperatura nito. Sa wakas, kapag ang temperatura ay umabot sa humigit-kumulang 3 × 10 8 K, ang mga kondisyon ay lumitaw para sa thermonuclear ignition ng carbon-oxygen mixture. Ang harap ng pagkasunog ay nagsisimulang kumalat mula sa gitna hanggang sa mga panlabas na layer, na iniiwan ang mga produkto ng pagkasunog - iron group nuclei. Ang propagation ng combustion front ay nangyayari sa isang mabagal na deflagration mode at hindi matatag sa iba't ibang uri mga kaguluhan. Pinakamataas na halaga ay may Rayleigh-Taylor instability, na lumitaw dahil sa pagkilos ng Archimedean force sa magaan at hindi gaanong siksik na mga produkto ng pagkasunog, kumpara sa siksik na carbon-oxygen shell. Nagsisimula ang matinding malakihang proseso ng convective, na humahantong sa mas matinding pagtindi ng mga thermonuclear reactions at pagpapalabas ng enerhiya na kailangan para sa pagbuga ng supernova shell (~10 51 erg). Ang bilis ng pagtaas ng harap ng pagkasunog, ang turbulization ng apoy at ang pagbuo ng isang shock wave sa mga panlabas na layer ng bituin ay posible.
Iba pang mga uri ng supernovae
Mayroon ding SN Ib at Ic, na ang mga precursor ay napakalaking bituin sa binary system, kumpara sa SN II, na ang mga precursor ay iisang bituin.
Teorya ng supernova
Wala pang kumpletong teorya ng supernovae. Ang lahat ng mga iminungkahing modelo ay pinasimple at may mga libreng parameter na dapat ayusin upang makuha ang kinakailangang larawan ng pagsabog. Sa kasalukuyan, imposibleng isaalang-alang sa mga numerical na modelo ang lahat ng mga pisikal na proseso na nagaganap sa mga bituin na mahalaga para sa pagbuo ng isang flare. Wala ring kumpletong teorya ng stellar evolution.
Tandaan na ang hinalinhan ng sikat na supernova SN 1987A, na inuri bilang isang type II supergiant, ay isang asul na supergiant, at hindi isang pula, gaya ng ipinapalagay bago ang 1987 sa mga modelo ng SN II. Malamang din na ang natitira nito ay kulang ng isang compact na bagay ng uri neutron star o isang black hole, gaya ng makikita sa mga obserbasyon.
Lugar ng mga supernova sa Uniberso
Ayon sa maraming pag-aaral, pagkatapos ng kapanganakan ng Uniberso, napuno lamang ito ng mga magaan na sangkap - hydrogen at helium. Ang lahat ng iba pang elemento ng kemikal ay mabubuo lamang sa panahon ng pagsunog ng mga bituin. Nangangahulugan ito na ang ating planeta (at ikaw at ako) ay binubuo ng mga bagay na nabuo sa kalaliman ng mga prehistoric na bituin at minsang inilabas sa mga pagsabog ng supernova.
Ayon sa mga kalkulasyon ng mga siyentipiko, ang bawat uri ng II supernova ay gumagawa ng humigit-kumulang 0.0001 solar masa ng aktibong isotope ng aluminyo (26Al). Ang pagkabulok ng isotope na ito ay lumilikha ng matigas na radiation, na naobserbahan sa loob ng mahabang panahon, at mula sa intensity nito ay nakalkula na ang nilalaman ng isotope na ito sa Galaxy ay mas mababa sa tatlong solar masa. Nangangahulugan ito na ang type II supernovae ay dapat na sumabog sa Galaxy sa average na dalawang beses sa isang siglo, na hindi sinusunod. Marahil, sa mga nagdaang siglo, maraming mga pagsabog ang hindi napansin (naganap ang mga ito sa likod ng mga ulap ng cosmic dust). Samakatuwid, ang karamihan sa mga supernova ay sinusunod sa ibang mga kalawakan. Ang malalalim na survey sa kalangitan gamit ang mga awtomatikong camera na nakakonekta sa mga teleskopyo ay nagpapahintulot na sa mga astronomo na tumuklas ng higit sa 300 flare bawat taon. Sa anumang kaso, oras na para sumabog ang isang supernova...
Ayon sa isa sa mga hypotheses ng mga siyentipiko, ang isang kosmikong ulap ng alikabok na nagreresulta mula sa isang pagsabog ng supernova ay maaaring tumagal sa kalawakan ng mga dalawa o tatlong bilyong taon!
Mga obserbasyon ng supernova
Upang italaga ang supernovae, ginagamit ng mga astronomo ang sumusunod na sistema: ang mga titik SN ay unang nakasulat (mula sa Latin S itaas N ova), pagkatapos ay ang pagbubukas ng taon, at pagkatapos may mga letrang Latin - serial number supernova ng taon. Halimbawa, SN 1997cj nagsasaad ng supernova na natuklasan 26 * 3 ( c) + 10 (j) = ika-88 noong 1997.
Ang pinakasikat na supernovae
- Supernova SN 1604 (Kepler Supernova)
- Supernova G1.9+0.3 (Pinakamabata sa ating Galaxy)
Makasaysayang supernovae sa ating Galaxy (naobserbahan)
| Supernova | Petsa ng pagsiklab | Konstelasyon | Max. sumikat | Distansya (st. year) | Uri ng flash | Tagal ng visibility | Natitira | Mga Tala |
| SN 185 | , Disyembre 7 | Centaurus | -8 | 3000 | Ia? | 8 - 20 buwan | G315.4-2.3 (RCW 86) | Mga tala ng Tsino: naobserbahan malapit sa Alpha Centauri. |
| SN 369 | hindi kilala | hindi kilala | hindi kilala | hindi 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 | |||
| SN 393 | alakdan | 0 | 34000 | hindi 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 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 na labi Tycho | 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 Kepler supernova | Mula Oktubre 17, sinimulan itong pag-aralan ni Johannes Kepler, na binalangkas ang kanyang mga obserbasyon sa isang hiwalay na aklat. |
| SN 1680 | , Agosto 16 | Cassiopeia | +6 | 10000 | IIb | hindi alam (hindi hihigit sa isang linggo) | Ang natitirang supernova na si Cassiopeia A | napansin ni Flamsteed, inilista ang bituin sa kanyang catalog bilang 3 Cas. |
Tingnan din
Mga link
- Pskovsky Yu. P. Novas at supernovae- isang libro tungkol sa novae at supernovae.
- Tsvetkov D. Yu. Mga supernova - modernong pagsusuri mga supernova.
- Alexey Levin Mga Bomba sa Kalawakan- artikulo sa magazine na "Popular Mechanics"
- Listahan ng lahat ng naobserbahang pagsabog ng supernovae - Listahan ng Supernovae, IAU
- Mga Mag-aaral para sa Paggalugad at Pagpapaunlad ng Kalawakan -
Supernovae- isa sa mga pinaka engrande na cosmic phenomena. Sa madaling salita, ang supernova ay isang tunay na pagsabog ng isang bituin, kapag ang karamihan sa masa nito (at kung minsan ay lahat) ay lumilipad palayo sa bilis na hanggang 10,000 km/s, at ang natitira ay kumukuha (bumagsak) sa isang super-dense na neutron star o Black hole. Naglalaro ang mga supernova mahalagang papel sa ebolusyon ng mga bituin. Ang mga ito ang katapusan ng buhay ng mga bituin na may mass na higit sa 8-10 solar, na nagsilang ng mga neutron star at black hole at pinayaman ang interstellar medium na may mabigat mga elemento ng kemikal. Ang lahat ng mga elemento na mas mabigat kaysa sa bakal ay nabuo bilang isang resulta ng pakikipag-ugnayan ng nuclei ng mas magaan na elemento at elementarya na mga particle sa panahon ng pagsabog ng malalaking bituin. Hindi ba't dito nakasalalay ang sagot sa walang hanggang pananabik ng sangkatauhan para sa mga bituin? Pagkatapos ng lahat, sa pinakamaliit na selula ng buhay na bagay mayroong mga atomo ng bakal na na-synthesize sa panahon ng pagkamatay ng ilang napakalaking bituin. At sa ganitong diwa, ang mga tao ay katulad ng taong yari sa niyebe mula sa engkanto ni Andersen: nakaramdam siya ng kakaibang pag-ibig para sa isang mainit na kalan, dahil ang poker ang nagsilbing kanyang frame...
Napansin ng mga siyentipiko na sa mga elliptical galaxies (iyon ay, mga galaxy na walang spiral structure, na may napakababang rate ng pagbuo ng bituin, na binubuo pangunahin ng mababang-mass red na bituin), ang type 1 supernovae lamang ang sumasabog. Sa spiral galaxies, kung saan kabilang ang ating Galaxy, ang Milky Way, ang parehong uri ng supernovae ay nangyayari. Sa kasong ito, ang mga kinatawan ng ika-2 uri ay tumutok patungo sa mga spiral arm, kung saan mayroon aktibong proseso pagbuo ng bituin at maraming mga batang napakalaking bituin. Iminumungkahi ng mga tampok na ito ang magkaibang katangian ng dalawang uri ng supernovae.
Ngayon ay mapagkakatiwalaang itinatag na sa panahon ng pagsabog ng anumang supernova, malaking halaga enerhiya - mga 10 46 J! Ang pangunahing enerhiya ng pagsabog ay dinadala hindi ng mga photon, ngunit ng mga neutrino - mabilis na mga particle na may napakaliit o kahit na zero rest mass. Ang mga neutrino ay lubhang mahinang nakikipag-ugnayan sa bagay, at para sa kanila ang loob ng isang bituin ay medyo transparent.
Ang isang kumpletong teorya ng pagsabog ng supernova na may pagbuo ng isang compact na labi at ang pagbuga ng panlabas na shell ay hindi pa nagagawa dahil sa matinding kahirapan sa pagsasaalang-alang sa lahat ng mga kaganapan na nagaganap sa prosesong ito. mga pisikal na proseso. Gayunpaman, ang lahat ng ebidensya ay nagmumungkahi na ang type 2 supernovae ay sumabog bilang resulta ng pagbagsak ng mga core ng malalaking bituin. Sa iba't ibang yugto ng buhay ng bituin, thermal mga reaksyong nuklear, kung saan ang unang hydrogen ay na-convert sa helium, pagkatapos ay helium sa carbon, at iba pa hanggang sa pagbuo ng mga elemento ng "iron peak" - iron, cobalt at nickel. Ang atomic nuclei ng mga elementong ito ay may pinakamataas na enerhiyang nagbubuklod sa bawat particle. Malinaw na ang pagdaragdag ng mga bagong particle sa atomic nucleus, halimbawa, ng bakal, ay mangangailangan ng makabuluhang paggasta ng enerhiya, at samakatuwid ang thermonuclear combustion ay "hihinto" sa mga elemento ng iron peak.
Ano ang nagiging sanhi ng pagkawala ng katatagan at pagbagsak ng mga gitnang bahagi ng bituin sa sandaling ang core ng bakal ay naging sapat na napakalaking (mga 1.5 solar masa)? Sa kasalukuyan, kilala ang dalawang pangunahing salik na humahantong sa pagkawala ng katatagan at pagbagsak. Una, ito ang "breakup" ng iron nuclei sa 13 alpha particle (helium nuclei) na may pagsipsip ng mga photon - ang tinatawag na photodissociation ng iron. Pangalawa, ang neutronization ng isang substance ay ang pagkuha ng mga electron ng mga proton sa pagbuo ng mga neutron. Ang parehong mga proseso ay nagiging posible sa mataas na densidad (mahigit sa 1 t/cm 3), na itinatag sa gitna ng bituin sa pagtatapos ng ebolusyon, at pareho silang epektibong binabawasan ang "pagkalastiko" ng sangkap, na talagang lumalaban sa compressive epekto ng gravitational forces. Bilang resulta, ang core ay nawawalan ng katatagan at mga kontrata. Sa kasong ito, sa panahon ng neutronization ng bagay, ang isang malaking bilang ng mga neutrino ay inilabas, na dinadala ang pangunahing enerhiya na nakaimbak sa gumuho na nucleus.
Hindi tulad ng proseso ng catastrophic core collapse, na ayon sa teorya ay binuo sa sapat na detalye, ang pagbuga ng stellar envelope (ang pagsabog mismo) ay hindi napakadaling ipaliwanag. Malamang, ang mga neutrino ay may mahalagang papel sa prosesong itoTulad ng ipinapakita ng mga kalkulasyon ng computer, ang density na malapit sa core ay napakataas na kahit na ang mga neutrino na mahinang nakikipag-ugnayan sa bagay ay "naka-lock" sa loob ng ilang panahon ng mga panlabas na layer ng bituin. Ngunit ang mga puwersa ng gravitational ay humihila ng shell patungo sa core, at ang isang sitwasyon ay lumitaw na katulad ng nangyayari kapag sinusubukang ibuhos ang isang mas siksik na likido, tulad ng tubig, sa ibabaw ng isang hindi gaanong siksik na likido, sabihin ang kerosene o langis. (Ito ay kilala mula sa karanasan na magaan na likido may posibilidad na "lumabas" mula sa ilalim ng mabigat - dito ipinakikita ang tinatawag na Rayleigh-Taylor instability.) Ang mekanismong ito ay nagdudulot ng napakalaking convective na paggalaw, at kapag sa huli ang neutrino momentum ay inilipat sa panlabas na shell, ito ay itinapon sa nakapalibot na espasyo.
Marahil ito ay neutrino convective na paggalaw na humantong sa paglabag sa spherical symmetry ng isang pagsabog ng supernova. Sa madaling salita, lumilitaw ang isang direksyon kung saan ang bagay ay nakararami na ibinubugaw, at pagkatapos ay ang resultang nalalabi ay tumatanggap ng isang recoil impulse at nagsisimulang gumalaw sa kalawakan sa pamamagitan ng inertia sa bilis na hanggang 1000 km/s. Ang ganitong mataas na spatial velocities ay na-obserbahan sa mga batang neutron star - radio pulsars.
Ang inilarawan na eskematiko na larawan ng isang uri 2 na pagsabog ng supernova ay nagpapahintulot sa amin na maunawaan ang mga pangunahing tampok sa pagmamasid ng hindi pangkaraniwang bagay na ito. At ang mga teoretikal na hula batay sa modelong ito (lalo na tungkol sa kabuuang enerhiya at spectrum ng pagsabog ng neutrino) ay naging ganap na sumasang-ayon sa neutrino pulse na naitala noong Pebrero 23, 1987, na nagmumula sa isang supernova sa Malaking Magellanic Cloud.
Ngayon ng ilang salita tungkol sa type 1 supernovae. Ang kawalan ng hydrogen glow sa kanilang spectra ay nagpapahiwatig na ang pagsabog ay nangyayari sa mga bituin na walang hydrogen shell. Ngayon ay pinaniniwalaan na ito ay maaaring ang pagsabog ng isang white dwarf o ang resulta ng pagbagsak ng isang bituin. Uri ng Wolf-Rayet(talagang ito ang mga core ng napakalaking bituin, mayaman sa helium, carbon at oxygen).
Paano sumabog ang isang puting dwarf? Pagkatapos ng lahat, ang mga reaksyong nuklear ay hindi nagaganap sa napakasiksik na bituin na ito, at ang mga puwersa ng gravitational ay kinokontra ng presyon ng isang siksik na gas na binubuo ng mga electron at ions (ang tinatawag na degenerate electron gas). Ang dahilan dito ay kapareho ng para sa pagbagsak ng mga core ng napakalaking bituin - isang pagbawas sa pagkalastiko ng bagay ng bituin na may pagtaas sa density nito. Ito ay muli dahil sa "pagpindot" ng mga electron sa mga proton upang bumuo ng mga neutron, pati na rin ang ilang mga relativistic na epekto.
Bakit tumataas ang density ng isang white dwarf? Ito ay imposible kung ito ay single. Ngunit kung ang isang puting dwarf ay bahagi ng isang sapat na malapit dalawahang sistema, pagkatapos ay sa ilalim ng impluwensya ng mga puwersa ng gravitational na gas mula sa isang kalapit na bituin ay maaaring dumaloy sa puting dwarf (tulad ng sa kaso ng isang bagong bituin). Kasabay nito, ang mass at density nito ay unti-unting tataas, na sa huli ay hahantong sa pagbagsak at pagsabog.
 |
Isa pa posibleng variant mas kakaiba, ngunit hindi gaanong totoo, ay ang banggaan ng dalawang puting dwarf. Paano ito mangyayari, dahil ang posibilidad ng dalawang puting dwarf na nagbanggaan sa kalawakan ay bale-wala, dahil ang bilang ng mga bituin sa bawat dami ng yunit ay bale-wala - hindi hihigit sa ilang mga bituin na 100 pc3 ang laki. At narito (muli!) ang mga double star ay "may kasalanan," ngunit ngayon ay binubuo ng dalawang puting dwarf.
Tulad ng mga sumusunod mula sa pangkalahatang teorya ng relativity ni Einstein, anumang dalawang masa na nag-oorbit sa paligid ng isa't isa ay dapat na maaga o huli ay magbangga dahil sa pare-pareho, kahit na napakaliit, pag-alis ng enerhiya mula sa naturang sistema sa pamamagitan ng gravitational waves - gravitational waves. Halimbawa, ang Earth at ang Araw, kung ang huli ay nabubuhay nang walang katiyakan, ay magbanggaan bilang resulta ng epektong ito, kahit na pagkatapos ng napakalaking panahon, maraming mga order ng magnitude na mas malaki kaysa sa edad ng Uniberso. Kinakalkula na sa kaso ng mga malapit na binary system na may mga stellar na masa sa paligid ng Araw (2 10 30 kg), ang kanilang pagsasama ay dapat mangyari sa isang oras na mas mababa kaysa sa edad ng Uniberso - humigit-kumulang 10 bilyong taon. Ipinakikita ng mga pagtatantya na sa isang tipikal na kalawakan ang gayong mga kaganapan ay nangyayari isang beses bawat ilang daang taon. Ang napakalaking enerhiya na inilabas sa panahon ng sakuna na prosesong ito ay sapat na upang ipaliwanag ang supernova phenomenon.
Sa pamamagitan ng paraan, ang tinatayang pagkakapantay-pantay ng masa ng mga white dwarf ay ginagawang "katulad" ang kanilang mga pagsasanib sa isa't isa, na nangangahulugan na ang uri ng 1 supernovae ay dapat magmukhang pareho sa kanilang mga katangian anuman ang kung kailan at saang galaxy naganap ang pagsabog. Samakatuwid, ang maliwanag na ningning ng mga supernova ay sumasalamin sa mga distansya sa mga kalawakan kung saan sila inoobserbahan. Ang property na ito ng type 1 supernovae ay kasalukuyang ginagamit ng mga siyentipiko upang makuha malayang pagtatasa ang pinakamahalagang cosmological parameter - ang Hubble constant, na nagsisilbing quantitative measure ng expansion rate ng Universe. Napag-usapan lamang namin ang tungkol sa pinakamalakas na pagsabog ng bituin na nangyayari sa Uniberso at naobserbahan sa optical range. Dahil sa kaso ng supernovae ang pangunahing enerhiya ng pagsabog ay dinadala ng mga neutrino at hindi ng liwanag, ang pag-aaral sa kalangitan gamit ang mga pamamaraan ng neutrino astronomy ay may mga kagiliw-giliw na prospect. Ito ay magbibigay-daan sa hinaharap na "tumingin" sa mismong "impiyerno" ng isang supernova, na nakatago ng malalaking kapal ng bagay na malabo sa liwanag. Ang higit pang kamangha-manghang mga pagtuklas ay ipinangako ng astronomy ng gravitational wave, na sa malapit na hinaharap ay magsasabi sa amin tungkol sa napakagandang phenomena ng pagsasama ng double white dwarfs, neutron star at black hole.
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 phenomenon, 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 sanay sa maraming "panlilinlang" ng Uniberso: sa kalaliman 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 masagot ng agham ang mga tanong na ito nang espesipiko, kahit na mayroong isang pag-aakalang maaaring mangyari ang napakalaking halaga ng enerhiya sa kaganapan ng pagsasama ng dalawang neutron na bituin.
| <<< Назад
|
Pasulong >>> |
Ito ay medyo bihira na ang mga tao ay maaaring obserbahan tulad ng isang kagiliw-giliw na kababalaghan bilang isang supernova. Ngunit hindi ito isang ordinaryong kapanganakan ng isang bituin, dahil hanggang sampung bituin ang ipinanganak sa ating kalawakan bawat taon. Ang supernova ay isang kababalaghan na maaari lamang maobserbahan isang beses bawat daang taon. Ang mga bituin ay namamatay nang napakaliwanag at napakaganda.
Upang maunawaan kung bakit nangyayari ang pagsabog ng supernova, kailangan nating bumalik sa mismong pagsilang ng bituin. Ang hydrogen ay lumilipad sa kalawakan, na unti-unting nagtitipon sa mga ulap. Kapag ang ulap ay sapat na malaki, ang condensed hydrogen ay nagsisimulang maipon sa gitna nito, at ang temperatura ay unti-unting tumataas. Sa ilalim ng impluwensya ng grabidad, ang core ng hinaharap na bituin ay binuo, kung saan, salamat sa mataas na temperatura at pagtaas ng gravity, ang thermonuclear fusion reaction ay nagsisimulang maganap. Kung gaano karaming hydrogen ang maaaring maakit ng isang bituin sa sarili nito ang tumutukoy sa laki nito sa hinaharap - mula sa isang pulang dwarf hanggang sa isang asul na higante. Sa paglipas ng panahon, ang balanse ng trabaho ng bituin ay naitatag, ang mga panlabas na layer ay naglalagay ng presyon sa core, at ang core ay lumalawak dahil sa enerhiya ng thermonuclear fusion.
Ang bituin ay natatangi at, tulad ng anumang reaktor, balang araw ay mauubusan ito ng gasolina - hydrogen. Ngunit para makita natin kung paano sumabog ang isang supernova, kailangan pang lumipas ng kaunting oras, dahil sa reaktor, sa halip na hydrogen, isa pang gasolina (helium) ang nabuo, na kung saan ang bituin ay magsisimulang magsunog, gagawing oxygen, at pagkatapos ay carbon. At ito ay magpapatuloy hanggang sa mabuo ang bakal sa core ng bituin, na sa panahon ng isang thermonuclear reaction ay hindi naglalabas ng enerhiya, ngunit kumakain nito. Sa ganitong mga kondisyon, maaaring mangyari ang pagsabog ng supernova.
Ang core ay nagiging mas mabigat at mas malamig, na nagiging sanhi ng mas magaan na itaas na mga layer na bumagsak dito. Nagsisimula muli ang pagsasanib, ngunit sa pagkakataong ito ay mas mabilis kaysa karaniwan, bilang isang resulta kung saan ang bituin ay sumasabog lamang, nakakalat ang bagay nito sa nakapalibot na kalawakan. Depende sa mga kilala ay maaari ding manatili pagkatapos nito - (isang substance na may hindi kapani-paniwalang mataas na density, na napakataas at maaaring naglalabas ng liwanag). Ang ganitong mga pormasyon ay nananatili pagkatapos ng napaka malalaking bituin, na nagawang gumawa ng thermonuclear fusion sa napakabibigat na elemento. Ang mga maliliit na bituin ay nag-iiwan ng neutron o bakal na maliliit na bituin, na halos walang ilaw na naglalabas, ngunit mayroon ding mataas na density ng bagay.
Ang mga Novas at supernovae ay malapit na magkaugnay, dahil ang pagkamatay ng isa sa kanila ay maaaring mangahulugan ng pagsilang ng isang bago. Ang prosesong ito ay nagpapatuloy nang walang hanggan. Ang isang supernova ay nagdadala ng milyun-milyong toneladang bagay sa nakapalibot na espasyo, na muling nagtitipon sa mga ulap, at ang pagbuo ng isang bago ay nagsisimula. celestial body. Sinasabi ng mga siyentipiko na ang lahat ng mabibigat na elemento na nasa ating solar system, Ang Araw, sa panahon ng pagsilang nito, ay "nagnakaw" mula sa isang bituin na minsang sumabog. Ang kalikasan ay kamangha-mangha, at ang pagkamatay ng isang bagay ay palaging nangangahulugan ng pagsilang ng isang bagong bagay. Ang bagay ay nawasak sa outer space at nabubuo sa mga bituin, na lumilikha ng mahusay na balanse ng Uniberso.
Ang pagsabog ng supernova (na tinukoy na SN) ay isang kababalaghan sa isang hindi maihahambing na mas malaking sukat kaysa sa isang pagsabog ng nova. Kapag napagmasdan natin ang hitsura ng isang supernova sa isa sa mga stellar system, minsan ang liwanag ng isang bituin na ito ay kapareho ng pagkakasunud-sunod ng integral na ningning ng buong sistema ng stellar. Kaya, ang bituin na sumiklab noong 1885 malapit sa gitna ng Andromeda nebula ay umabot sa liwanag na , habang ang integral na liwanag ng nebula ay katumbas ng , ibig sabihin, ang light flux mula sa supernova ay bahagyang mas mababa sa apat na beses na mas mababa kaysa sa pagkilos ng bagay mula sa nebula. Sa dalawang kaso, ang ningning ng supernova ay naging mas malaki kaysa sa ningning ng kalawakan kung saan lumitaw ang supernova. Ang absolute magnitude ng supernovae sa maximum ay malapit sa , ibig sabihin, 600 beses na mas maliwanag kaysa sa absolute magnitude ng isang ordinaryong nova sa maximum na liwanag. Ang mga indibidwal na supernovae ay umabot sa maximum na sampung bilyong beses sa ningning ng Araw.
Tatlong supernovae ang mapagkakatiwalaang naobserbahan sa ating Galaxy sa nakalipas na milenyo: noong 1054 (sa Taurus), noong 1572 (sa Cassiopeia), noong 1604 (sa Ophiuchus). Tila, ang pagsabog ng supernova sa Cassiopeia noong 1670 ay hindi rin napansin, kung saan ang nananatili ngayon ay isang sistema ng lumilipad na mga filament ng gas at malakas na paglabas ng radyo (Cas A). Sa ilang galaxy, tatlo o kahit apat na supernovae ang sumabog sa loob ng 40 taon (sa nebulae NGC 5236 at 6946). Sa karaniwan, isang supernova ang sumasabog sa bawat kalawakan kada 200 taon, at para sa dalawang kalawakan na ito ang pagitan ay nababawasan sa 8 taon! Ang internasyonal na pakikipagtulungan sa loob ng apat na taon (1957-1961) ay nagresulta sa pagkatuklas ng apatnapu't dalawang supernovae. Ang kabuuang bilang ng mga naobserbahang supernova ay kasalukuyang lumampas sa 500.
Ayon sa mga katangian ng pagbabago sa liwanag, ang mga supernova ay nahuhulog sa dalawang uri - I at II (Larawan 129); posible na mayroon ding uri III, na pinagsasama ang mga supernova na may pinakamababang ningning.
Ang Type I supernovae ay nakikilala sa pamamagitan ng isang panandaliang maximum (mga isang linggo), pagkatapos nito, sa paglipas ng 20-30 araw, ang liwanag ay bumababa sa rate ng isang araw. Pagkatapos ay bumagal ang pagbagsak at pagkatapos, hanggang sa ang bituin ay maging hindi nakikita, ito ay nagpapatuloy pare-pareho ang bilis kada araw. Ang ningning ng bituin ay mabilis na bumababa, humihinto sa kalahati bawat 55 araw. Halimbawa, ang Supernova 1054 sa Taurus ay umabot sa isang kinang na ito ay nakikita sa araw sa loob ng halos isang buwan, at ang visibility nito sa mata ay tumagal ng dalawang taon. Sa maximum na liwanag, ang absolute magnitude ng type I supernovae ay umaabot sa average , at ang amplitude mula sa maximum hanggang minimum na liwanag pagkatapos ng outburst.
Ang Type II supernovae ay may mas mababang ningning: sa maximum, ang amplitude ay hindi alam. Malapit sa maximum, medyo nananatili ang liwanag, ngunit 100 araw pagkatapos ng maximum ay mas mabilis itong bumababa kaysa sa type I supernovae, lalo na ng 20 araw.
Karaniwang sumasabog ang mga supernova sa paligid ng mga kalawakan.
Ang Type I supernovae ay matatagpuan sa mga galaxy ng anumang hugis, habang ang type II supernovae ay matatagpuan lamang sa mga spiral. Ang dalawa sa mga spiral galaxy ay madalas na matatagpuan malapit sa equatorial plane, mas mabuti sa mga bisig ng mga spiral, at malamang na iwasan ang gitna ng kalawakan. Malamang na kabilang sila sa flat component (type I na populasyon).
Ang spectra ng type I supernovae ay hindi katulad ng spectra ng novae. Ang mga ito ay na-decipher lamang matapos ang ideya ng napakalawak na mga banda ng paglabas ay inabandona, at ang mga madilim na gaps ay nakita bilang napakalawak na mga banda ng pagsipsip, na malakas na inilipat sa violet sa pamamagitan ng halaga ng DH, na tumutugma sa paglapit sa mga bilis mula 5000 hanggang 20,000 km/ s.
kanin. 129. Photographic light curves ng type I at II supernovae. Sa itaas ay isang pagbabago sa liwanag ng dalawang uri I supernovae na pumutok noong 1937 halos sabay-sabay sa nebulae IC 4182 at NGC 1003. Ang mga araw ng Julian ay naka-plot sa x-axis. Nasa ibaba ang isang sintetikong light curve ng tatlong Type II supernovae, na nakuha sa pamamagitan ng katumbas na paglilipat ng mga indibidwal na light curve sa kahabaan ng magnitude axis (ang ordinate ay iniwang walang label). Kinakatawan ng dashed curve ang pagbabago sa liwanag ng isang type I supernova. Ang mga araw mula sa isang di-makatwirang pagsisimula ay naka-plot sa x-axis
Ito ang mga rate ng pagpapalawak ng mga supernova shell! Ito ay malinaw na bago ang maximum at sa unang pagkakataon pagkatapos ng maximum, ang spectrum ng isang supernova ay katulad ng spectrum ng isang supergiant, ang temperatura ng kulay na kung saan ay tungkol sa 10,000 K o mas mataas (ultraviolet labis ay tungkol sa );
sa lalong madaling panahon pagkatapos ng maximum, ang temperatura ng radiation ay bumaba sa 5-6 thousand Kelvin. Ngunit ang spectrum ay nananatiling mayaman sa mga linya ng mga ionized na metal, pangunahin ang CaII (parehong ultraviolet doublet at infrared triplet), ang mga linya ng helium (HeI) ay mahusay na kinakatawan at maraming mga linya ng nitrogen (NI) ay napaka-prominente, at ang mga linya ng hydrogen ay natukoy na may malaking kawalan ng katiyakan. Siyempre, sa ilang mga yugto ng flare, ang mga linya ng paglabas ay matatagpuan din sa spectrum, ngunit ang mga ito ay panandalian. Ang napakalaking lapad ng mga linya ng pagsipsip ay ipinaliwanag sa pamamagitan ng malaking pagpapakalat ng mga tulin sa mga inilabas na shell ng gas.
Ang spectra ng type II supernovae ay katulad ng spectra ng ordinaryong novae: ang malawak na mga linya ng paglabas ay napapaligiran sa gilid ng violet ng mga linya ng pagsipsip na may parehong lapad ng mga emisyon. Ang pagkakaroon ng napakapansing Balmer na mga linya ng hydrogen, liwanag at madilim, ay katangian. Ang malaking lapad ng mga linya ng pagsipsip na nabuo sa gumagalaw na shell, sa bahaging iyon na nasa pagitan ng bituin at ng tagamasid, ay nagpapahiwatig ng parehong pagpapakalat ng mga bilis sa shell at ang napakalaking sukat nito. Ang mga pagbabago sa temperatura sa type II supernovae ay katulad sa mga nasa type I, at ang mga rate ng pagpapalawak ay umaabot hanggang 15,000 km/s.
Sa pagitan ng mga uri ng supernovae at ang kanilang lokasyon sa Galaxy o dalas ng paglitaw sa mga galaxy iba't ibang uri Mayroong isang ugnayan, kahit na hindi masyadong malakas. Ang Type I supernovae ay mas gusto sa mga stellar na populasyon ng spherical component at, sa partikular, sa elliptical galaxies, at type II supernovae, sa kabaligtaran, ay matatagpuan sa disk population, sa spiral at, bihira, irregular nebulae. Gayunpaman, ang lahat ng supernovae na naobserbahan sa Large Magellanic Cloud ay type I. Ang huling produkto ng supernovae sa ibang mga kalawakan ay karaniwang hindi kilala. Sa isang amplitude ng humigit-kumulang supernovae na naobserbahan sa iba pang mga kalawakan, sa pinakamababang liwanag ay dapat silang mga bagay, ibig sabihin, ganap na hindi naa-access sa pagmamasid.
Ang lahat ng mga pangyayaring ito ay maaaring makatulong sa pag-alam kung anong uri ng mga bituin ang maaaring - ang mga tagapagpahiwatig ng supernovae. Ang paglitaw ng type I supernovae sa mga elliptical galaxies kasama ang kanilang mga lumang populasyon ay nagbibigay-daan sa amin na isaalang-alang ang mga pre-supernova bilang mga lumang low-mass na bituin na inubos ang lahat ng kanilang hydrogen. Sa kabaligtaran, ang Type II supernovae, na pangunahing nangyayari sa mga spiral arm na mayaman sa gas, ay tumatagal ng mga taon para madaanan ng mga ninuno ang braso, na ginagawa silang humigit-kumulang isang daang milyong taong gulang. Sa panahong ito, ang bituin ay dapat, simula sa pangunahing pagkakasunud-sunod, iwanan ito kapag ang hydrogen fuel sa kailaliman nito ay naubos na. Ang isang low-mass star ay hindi magkakaroon ng oras upang dumaan sa yugtong ito, at, samakatuwid, ang precursor ng isang type II supernova ay dapat na may mass na hindi bababa at maging isang batang OB star hanggang sa pagsabog.
Totoo, ang nabanggit na hitsura ng type I supernovae sa Large Magellanic Cloud ay medyo lumalabag sa pagiging maaasahan ng inilarawan na larawan.
Natural na ipagpalagay na ang precursor ng isang type I supernova ay isang white dwarf na may mass na humigit-kumulang , walang hydrogen. Ngunit naging ganito ito dahil bahagi ito ng isang binary system kung saan ang isang mas malaking pulang higante ay nagbibigay ng bagay nito agos upang kung ano ang nananatili mula dito, sa huli, ay isang degenerate core - isang puting dwarf ng carbon-oxygen composition, at ang dating satellite mismo ay nagiging isang higante at nagsisimulang magpadala ng bagay pabalik sa white dwarf, na bumubuo ng isang H = He- shell doon. Tumataas din ang masa nito kapag lumalapit ito sa limitasyon (18.9), at ang gitnang temperatura nito ay tumataas sa 4-10 ° K, kung saan ang carbon ay "nag-aapoy".
Sa isang ordinaryong bituin, habang tumataas ang temperatura, tumataas ang presyon, na sumusuporta sa mga nakapatong na layer. Ngunit para sa isang degenerate na gas, ang presyon ay nakasalalay lamang sa density; hindi ito tataas sa temperatura, at ang mga nakapatong na layer ay babagsak patungo sa gitna sa halip na palawakin upang mabayaran ang tumataas na temperatura. Ang core at katabing mga layer ay babagsak (mag-collapse). Ang pagbaba ay nagpapatuloy nang husto hanggang sa ang tumaas na temperatura ay nag-aalis ng pagkabulok, at pagkatapos ay ang bituin ay nagsimulang lumawak "sa isang walang kabuluhang pagtatangka" upang patatagin, habang ang isang alon ng pagkasunog ng carbon ay dumaan dito. Ang prosesong ito ay tumatagal ng isa o dalawa, kung saan ang isang sangkap na may masa na halos isang masa ng Araw ay nagiging, ang pagkabulok nito (kasama ang paglabas ng -quanta at positrons) ay sinusuportahan mataas na temperatura sa shell, mabilis na lumalawak sa laki ng sampu-sampung a. e. Ito ay nabuo (na may kalahating buhay), mula sa pagkabulok kung saan ito ay lumilitaw sa halagang humigit-kumulang Isang puting dwarf ay nawasak hanggang sa katapusan. Ngunit walang maliwanag na dahilan para sa pagbuo ng isang neutron star. Samantala, sa mga labi ng pagsabog ng supernova ay wala kaming nakitang kapansin-pansing dami ng bakal, ngunit nakahanap kami ng mga neutron na bituin (tingnan sa ibaba). Ang mga katotohanang ito ay ang pangunahing kahirapan ng ipinakita na modelo ng isang uri ng pagsabog ng supernova.
Ngunit ang mga paliwanag ng mekanismo ng isang uri II na pagsabog ng supernova ay nakatagpo ng mas malalaking paghihirap. Tila, ang hinalinhan nito ay hindi bahagi ng binary system. Sa isang malaking masa (higit sa) ito ay umuunlad nang nakapag-iisa at mabilis, nakakaranas ng sunud-sunod na mga yugto ng pagkasunog ng H, He, C, O hanggang Na at Si at higit pa sa Fe-Ni core. Ang bawat bagong yugto ay isinaaktibo kapag ang nauna ay naubos, kapag, nawalan ng kakayahang humadlang sa gravity, ang core ay bumagsak, ang temperatura ay tumaas at ang susunod na yugto ay magkakabisa. Kung ito ay dumating sa Fe-Ni phase, ang pinagmumulan ng enerhiya ay mawawala, dahil ang iron core ay nawasak sa ilalim ng impluwensya ng mga high-energy photon sa maraming -particle, at ang prosesong ito ay endothermic. Nakakatulong ito sa pagbagsak. At wala nang lakas na kayang pigilan ang gumuho na shell.
At ang nucleus ay may kakayahang pumunta sa estado ng black hole (tingnan ang p. 289) sa pamamagitan ng yugto ng neutron star sa pamamagitan ng reaksyon.
Karagdagang pag-unlad ang mga phenomena ay nagiging napakalinaw. Maraming mga pagpipilian ang iminungkahi, ngunit hindi nila ipinapaliwanag kung paano, kapag ang core ay bumagsak, ang shell ay itinapon.
Tulad ng para sa mapaglarawang bahagi ng bagay, na may isang shell mass sa at isang bilis ng pagbuga na humigit-kumulang 2000 km/s, ang enerhiya na ginugol dito ay umaabot sa , at ang radiation sa panahon ng flare (karamihan ay 70 araw) ay nadadala.
Muli tayong babalik sa pagsasaalang-alang sa proseso ng pagsabog ng supernova, ngunit sa tulong ng pag-aaral ng mga labi ng mga paglaganap (tingnan ang § 28).
