De quoi est faite une supernova. Supernova - mort ou début d'une nouvelle vie ? explosion de supernova

La physique des neutrinos se développe rapidement. Il y a un mois, l'enregistrement des neutrinos d'un sursaut gamma, un événement clé en astrophysique des neutrinos, a été annoncé.
Dans cet article, nous parlerons de l'enregistrement des neutrinos des supernovae. Une fois que l'humanité a déjà eu la chance de les détecter.
Je vais vous dire un peu quel genre d'animaux sont ces "supernovae", pourquoi elles émettent des neutrinos, pourquoi il est si important d'enregistrer ces particules et, enfin, comment elles essaient de le faire avec l'aide d'observatoires à le pôle Sud, au fond de la mer Méditerranée et du Baïkal, sous les montagnes du Caucase et dans les Alpes.
En cours de route, nous apprenons ce qu'est le «processus Urka» - qui vole quoi à qui et pourquoi.

Après une très longue pause, je continue la série d'articles sur la physique des neutrinos. Dans la première publication, nous avons expliqué comment une telle particule a été inventée et comment elle a été enregistrée, dans laquelle j'ai parlé du phénomène étonnant des oscillations des neutrinos. Aujourd'hui, nous allons parler des particules qui nous viennent de l'extérieur du système solaire.

En bref sur les supernovae

Les étoiles que nous voyons dans le ciel nocturne ne restent pas éternellement dans le même état. Comme tout ce qui nous entoure sur Terre, ils naissent, brillent régulièrement pendant longtemps, mais à la fin ils ne peuvent plus maintenir leur ancienne brûlure et meurent. Voici à quoi pourrait ressembler le chemin de vie d'une étoile en utilisant le Soleil comme exemple :

(avec) . Cycle de vie du soleil

Comme on peut le voir, à la fin de sa vie, le Soleil augmentera rapidement de taille jusqu'à l'orbite de la Terre. Mais la finale sera assez paisible - la coquille sera jetée et deviendra une belle nébuleuse planétaire. Dans ce cas, le noyau de l'étoile se transformera en une naine blanche - un objet compact et très brillant.

Mais toutes les étoiles ne terminent pas leur voyage aussi paisiblement que le Soleil. Avec une masse suffisamment importante (> 6-7 masses solaires), une explosion d'une puissance monstrueuse peut se produire, on l'appellera une explosion de supernova.

Pourquoi une explosion ?

Le carburant des étoiles est l'hydrogène. Au cours de la vie d'une étoile, celle-ci se transforme en hélium avec libération d'énergie. C'est d'ici que l'énergie pour la lueur des étoiles est prise. Au fil du temps, l'hydrogène se termine et déjà l'hélium commence à se transformer plus loin dans le tableau périodique en éléments plus lourds. Un tel processus met en évidence plus d'énergie et les couches supérieures de l'étoile commencent à gonfler, l'étoile devient rouge et se dilate fortement. Mais la transformation des éléments n'est pas infinie, sur un mode stable, elle ne peut atteindre que le fer. De plus, le processus n'est plus énergétiquement favorable. Et maintenant, nous avons une énorme, énorme étoile avec un noyau de fer, qui ne brille presque pas, ce qui signifie qu'il n'y a pas de légère pression de l'intérieur. Les couches supérieures commencent à tomber rapidement sur le noyau.

Et ici, deux scénarios sont possibles. La substance peut tranquillement et paisiblement, sans aucune rotation ni hésitation, tomber sur le noyau. Mais souvenez-vous, vous arrivez souvent à vider l'eau de la baignoire/évier pour qu'un entonnoir ne se forme pas ? La moindre fluctuation et la substance va tourner, il y aura des fluctuations, des instabilités...

Techniquement un scénario super stable est possible, deux ont même été observés. L'étoile s'est agrandie et élargie et a soudainement disparu. Mais c'est plus intéressant quand la star colporte !

Simulation de l'effondrement du noyau d'une étoile lourde.
De nombreux mois de travail de plusieurs supercalculateurs ont permis d'évaluer exactement comment les instabilités vont apparaître et se développer au cœur d'une étoile qui se contracte.

Il a déjà été mentionné que seuls des éléments jusqu'au fer peuvent se former dans le cœur des étoiles. D'où viennent donc les autres noyaux atomiques de l'Univers ? Au cours d'une explosion de supernova, des températures et des pressions monstrueuses apparaissent, ce qui rend possible la synthèse d'éléments lourds. Pour être honnête, le fait que tous les atomes que nous voyons autour de nous aient brûlé une fois au centre des étoiles me choque encore énormément. Et le fait que tous les noyaux plus lourds que le fer aient dû naître dans une explosion de supernova dépasse généralement l'entendement.

D'une manière générale, il peut y avoir une autre raison à l'explosion. Une paire d'étoiles tourne autour d'un centre commun, dont l'une est une naine blanche. Il vole lentement la substance de l'étoile partenaire et augmente sa masse. S'il attire brusquement beaucoup de matière sur lui-même, il explosera inévitablement - il ne peut tout simplement pas garder toute la matière à la surface. Un tel flash a été nommé et a joué un rôle clé dans la définition de l'univers. Mais de telles explosions ne produisent presque pas de neutrinos, nous nous concentrerons donc dans ce qui suit sur les explosions d'étoiles massives.

Processus Urka ou qui vole de l'énergie

Il est temps de passer aux neutrinos. Le problème de la création de la théorie des explosions de supernova était associé, comme c'est souvent le cas, à la loi de conservation de l'énergie. Le solde débiteur/créditeur n'a obstinément pas convergé. Le cœur d'une étoile devrait simplement émettre une énorme quantité d'énergie, mais de quelle manière ? Si vous émettez de la lumière ordinaire (photons), ils resteront coincés dans les coquilles extérieures du noyau. Du cœur du Soleil, les photons sont sélectionnés à la surface pendant des dizaines voire des centaines de millions d'années. Et dans le cas d'une supernova, la pression et la densité sont des ordres de grandeur plus élevés.

Des solutions ont été trouvées par Georgy Gamov et Mario Schoenberg. Une fois, alors qu'il était à Rio de Janeiro, Gamow a joué à la roulette. En voyant l'argent se transformer en jetons et laisser ensuite le propriétaire sans aucune résistance, il lui vint à l'esprit comment le même mécanisme pourrait être appliqué à l'effondrement stellaire. L'énergie doit aller dans quelque chose qui interagit extrêmement faiblement. Comme vous l'avez peut-être deviné, une telle particule est un neutrino.

Le casino où une telle perspicacité est venue s'appelait "Urca" (Casino-da-Urca). Avec la main légère de Gamow, ce processus est devenu connu sous le nom de processus Urca. Selon l'auteur du modèle, exclusivement en l'honneur du casino. Mais on soupçonne fortement que le joker Gamov, d'Odessa et un noble troll, ait donné un autre sens à ce concept.

Ainsi, le neutrino vole la part du lion de l'énergie de l'étoile qui explose. Ce n'est que grâce à ces particules que l'explosion elle-même devient possible.

Quel genre de neutrinos attendons-nous ? Une étoile, comme la matière qui nous est familière, est constituée de protons, de neutrons et d'électrons. Afin de respecter toutes les lois de conservation : la charge électrique, la quantité de matière/antimatière, la naissance d'un neutrino électronique est très probable.

Pourquoi les neutrinos des supernovae sont-ils si importants ?

Pendant presque toute l'histoire de l'astronomie, les gens ont étudié l'univers uniquement à l'aide d'ondes électromagnétiques entrantes. Ils transportent beaucoup d'informations, mais beaucoup restent cachés. Les photons sont facilement diffusés dans le milieu interstellaire. Pour différentes longueurs d'onde, la poussière et le gaz interstellaires sont opaques. Après tout, les étoiles elles-mêmes nous sont complètement opaques. Le neutrino, d'autre part, est capable d'apporter des informations de l'épicentre même des événements, racontant des processus avec des températures et des pressions effrénées - avec des conditions que nous ne rencontrerons probablement jamais en laboratoire.

Nous savons assez peu de choses sur le comportement de la matière sous des régimes aussi transcendants que ceux atteints au cœur d'une étoile qui explose. Toutes les branches de la physique sont ici imbriquées : hydrodynamique, physique des particules, théorie quantique des champs, théorie de la gravitation. Toute information "de là" aiderait grandement à élargir notre connaissance du monde.

Imaginez, la luminosité d'une explosion dans un neutrino est 100 (!) fois plus grande que dans le domaine optique. Il serait incroyablement intéressant d'obtenir autant d'informations. Le rayonnement des neutrinos est si puissant que ces particules presque sans interaction tueraient une personne si elle se trouvait à proximité de l'explosion. Pas l'explosion elle-même, mais exclusivement le neutrino ! Une particule qui est garantie de s'arrêter après avoir volé

kilomètres de plomb - 10 millions de fois le rayon de l'orbite terrestre.

Le gros plus, c'est que les neutrinos devraient nous arriver avant même le signal lumineux ! Après tout, les photons ont besoin de beaucoup de temps pour quitter le cœur d'une étoile, tandis que les neutrinos la traverseront sans encombre. L'avance peut atteindre une journée entière. Ainsi, le signal neutrino sera le déclencheur de la redirection de tous les télescopes disponibles. Nous saurons exactement où et quand chercher. Mais les tout premiers instants de l'explosion, lorsque la luminosité monte et descend de façon exponentielle, sont les plus importants et les plus intéressants pour la science.

Comme déjà mentionné, une explosion de supernova est impossible sans un éclatement de neutrinos. Les éléments chimiques lourds ne peuvent tout simplement pas se former sans lui. Mais sans un éclair de lumière - complètement
. Dans ce cas, le neutrino sera notre seule source d'information sur ce processus unique.

Supernova 1987

Les années 1970 ont été marquées par la croissance rapide des théories de la grande unification. Les quatre forces fondamentales rêvaient d'être unies par une seule description. De tels modèles avaient une conséquence très inhabituelle - le proton habituel devait se désintégrer.

Plusieurs détecteurs ont été construits pour rechercher cet événement rare. Parmi eux, l'installation Kamiokande, située dans les montagnes du Japon, s'est fortement démarquée.

Détecteur Kamiokande.

Un énorme réservoir d'eau a effectué les mesures les plus précises pour cette époque, mais ... n'a rien trouvé. Ces années n'étaient que l'aube de la physique des neutrinos. Il s'est avéré qu'une décision très clairvoyante a été prise d'améliorer légèrement l'installation et de se réorienter vers les neutrinos. L'installation a été améliorée, pendant plusieurs années, ils ont lutté avec des processus d'arrière-plan interférents et, au début de 1987, ils ont commencé à recevoir de bonnes données.

Signal de la supernova SN1987a dans le détecteur Kamiokande II. L'axe horizontal est le temps en minutes. .

Signal extrêmement court et clair. Le lendemain, des astronomes rapportent une explosion de supernova dans le Nuage de Magellan, un satellite de notre galaxie. C'était la première fois que les astrophysiciens pouvaient observer le développement d'une épidémie dès ses premiers stades. Il n'a atteint son maximum qu'en mai, puis a commencé à s'estomper lentement.

Kamiokande a produit exactement ce que l'on attendait d'une supernova : des neutrinos électroniques. Mais le nouveau détecteur commence tout juste à collecter des données... C'est suspect. Heureusement, il n'était pas le seul détecteur de neutrinos à cette époque.

Un détecteur IMB a été placé dans les mines de sel d'Amérique. Dans sa logique de travail, il ressemblait à Kamiokande. Un énorme cube rempli d'eau et entouré de photocapteurs. Les particules volant rapidement commencent à briller et ce rayonnement est détecté par d'énormes photomultiplicateurs.

Un détecteur IMB dans une ancienne mine de sel aux États-Unis.

Il convient de dire quelques mots sur la physique des rayons cosmiques en URSS. Une très solide école de physique des rayons à ultra-haute énergie s'est développée ici. Vadim Kuzmin dans ses travaux a été le premier à montrer l'extrême importance d'étudier les particules arrivant de l'espace - en laboratoire, il est peu probable que nous recevions jamais de telles énergies. En fait, son groupe a jeté les bases de la physique moderne des rayons à ultra-haute énergie et de l'astrophysique des neutrinos.

Naturellement, de telles études ne pouvaient se limiter à la théorie, et depuis le début des années 80, deux expériences ont collecté des données à la fois sur Baksan (Caucase) sous le mont Andyrchi. L'un d'eux est consacré à l'étude des neutrinos solaires. Il a joué un rôle important dans la résolution du problème des neutrinos solaires et dans la découverte des oscillations des neutrinos. J'en ai parlé dans le précédent. Le second, le télescope à neutrinos, a été construit spécifiquement pour détecter les neutrinos de grande énergie provenant de l'espace extra-atmosphérique.

Le télescope se compose de trois couches de réservoirs de kérosène, chacun avec un photodétecteur attaché. Cette configuration a permis de reconstituer la trajectoire des particules.

L'une des couches du télescope à neutrinos de l'observatoire de neutrinos de Baksan

Ainsi, trois détecteurs ont vu les neutrinos d'une supernova - un début confiant et extrêmement réussi pour l'astrophysique des neutrinos !

Neutrinos enregistrés par trois détecteurs : Super-Kamiokande dans les montagnes du Japon, IMB aux USA et dans les gorges de Baksan dans le Caucase.

Et c'est ainsi que la nébuleuse planétaire, formée par la coquille d'une étoile éjectée lors d'une explosion, s'est transformée au fil des ans.

Promotion unique ou...

La question est tout à fait naturelle - combien de fois aurons-nous autant de "chance". Malheureusement, pas grand-chose. L'observation indique que la supernova précédente dans notre galaxie a explosé en 1868, mais elle n'a pas été observée. Et le dernier de ceux découverts déjà en 1604.

Mais! Chaque seconde quelque part dans l'univers, il y a un flash ! Loin, mais souvent. De telles explosions créent un fond diffus, quelque peu similaire au rayonnement de fond. Il vient de toutes les directions et est à peu près constant. Nous pouvons estimer avec succès l'intensité et les énergies auxquelles rechercher de tels événements.

L'image montre les flux de toutes les sources de neutrinos que nous connaissons :

. Spectre de neutrinos sur Terre provenant de toutes les sources possibles.

La courbe bordeaux ci-dessus est un neutrino de la supernova de 1987, et celle ci-dessous est une photo d'étoiles explosant chaque seconde dans l'Univers. Si nous sommes suffisamment sensibles et pouvons distinguer ces particules de ce qui vient, par exemple, du Soleil ou des réacteurs, alors l'enregistrement est tout à fait possible.

De plus, le Super-Kamiokande a déjà atteint la sensibilité nécessaire. Il devait l'améliorer d'un ordre de grandeur. À l'heure actuelle, le détecteur est ouvert, en cours de prophylaxie, après quoi une nouvelle substance active y sera ajoutée, ce qui améliorera considérablement son efficacité. Nous continuerons donc d'observer et d'attendre.

Comment ils recherchent maintenant les neutrinos des supernovae

Deux types de détecteurs peuvent être utilisés pour rechercher des événements d'explosions stellaires.

Le premier est le détecteur Cherenkov. Il faudra un grand volume d'une substance dense transparente - de l'eau ou de la glace. Si les particules nées des neutrinos se déplacent à une vitesse supérieure à la vitesse de la lumière dans le milieu, alors nous verrons une faible lueur. Il ne reste plus qu'à installer des photodétecteurs. Parmi les inconvénients de cette méthode - nous ne voyons que des particules assez rapides, tout ce qui est inférieur à une certaine énergie nous échappe.

C'est ainsi que fonctionnaient l'IMB et Kamiokande déjà mentionnés. Ce dernier a été mis à niveau vers Super-Kamiokande, devenant un énorme cylindre de 40 mètres avec 13 000 capteurs photo. Maintenant, le détecteur est ouvert après 10 ans de collecte de données. Il sera colmaté avec des fuites, nettoyé des bactéries et additionné d'un peu de substance sensible aux neutrons, et il sera de nouveau opérationnel.

Super-Kamiokande pour la prévention. Plus de photos et de vidéos à grande échelle.

Vous pouvez utiliser la même méthode de détection, mais utilisez des réservoirs naturels au lieu d'aquariums artificiels. Par exemple, les eaux les plus pures du lac Baïkal. Un télescope y est actuellement déployé, qui couvrira deux kilomètres cubes d'eau. C'est 40 fois la taille de Super Kamiokande. Mais ce n'est pas si pratique d'y mettre des détecteurs. Habituellement, une guirlande de boules est utilisée, dans laquelle plusieurs photocapteurs sont insérés.

Un concept très similaire est mis en œuvre en mer Méditerranée, où le détecteur Antares a été construit et fonctionne, il est prévu de construire un énorme KM3Net qui visualisera le cube. kilomètre d'eau de mer.

Tout irait bien, mais beaucoup de créatures vivantes nagent dans les mers. En conséquence, il est nécessaire de développer des réseaux de neurones spéciaux qui distingueront les événements neutrinos des poissons nageurs.

Mais vous n'avez pas à expérimenter avec de l'eau ! La glace de l'Antarctique est assez transparente, il est plus facile d'y installer des détecteurs, il ne ferait pas encore si froid ... Le détecteur IceCube fonctionne au pôle Sud - des guirlandes de photocapteurs sont soudées dans l'épaisseur d'un kilomètre cube de glace, qui recherchent des traces d'interactions de neutrinos dans la glace.

Une illustration d'un événement dans le détecteur IceCube.

Passons maintenant à la deuxième méthode. Au lieu d'eau, vous pouvez utiliser la substance active - un scintillateur. Ces substances elles-mêmes brillent lorsqu'une particule chargée les traverse. Si vous collectez un grand bain d'une telle substance, vous obtenez une installation très sensible.

Par exemple, le détecteur Borexino dans les Alpes utilise un peu moins de 300 tonnes de matière active.

DayaBay chinois utilise 160 tonnes de scintillateur.

Mais l'expérience chinoise JUNO s'apprête également à devenir un recordman, qui contiendra jusqu'à 20 000 tonnes de scintillateur liquide.

Comme vous pouvez le voir, un grand nombre d'expériences fonctionnent maintenant, prêtes à détecter les neutrinos d'une supernova. Je n'en ai répertorié que quelques-uns afin de ne pas vous bombarder de photos et de schémas similaires.

Il convient de noter que l'attente d'une supernova n'est pas l'objectif principal de tous. Par exemple, KamLand et Borexino ont construit d'excellentes sources d'antineutrinos sur Terre - principalement des réacteurs et des isotopes radioactifs dans les intestins ; IceCube observe en permanence des neutrinos ultra-élevés depuis l'espace ; SuperKamiokande étudie les neutrinos du Soleil, de l'atmosphère et de l'accélérateur J-PARC situé à proximité.

Afin de combiner d'une manière ou d'une autre ces expériences, même des déclencheurs et des alertes ont été développés. Si l'un des détecteurs voit quelque chose qui ressemble à un événement de supernova, un signal est immédiatement transmis aux autres installations. Les télescopes gravitationnels et les observatoires optiques sont également immédiatement alertés et réorientent leurs instruments en direction de la source suspecte. Même les astronomes amateurs peuvent s'inscrire aux alertes et, avec un peu de chance, ils peuvent contribuer à cette recherche.

Mais, comme le disent des collègues de Borexino, souvent le signal d'une supernova est causé par un nettoyeur qui se trouvait parmi les câbles...

Qu'est-ce qu'on s'attend à voir si on a un peu de chance ? Le nombre d'événements dépend fortement du volume du détecteur et varie d'une centaine incertaine à une vague d'un million d'événements. Que dire des expériences de la prochaine génération : Hyper-Kamiokande, JUNO, DUNE - elles deviendront plusieurs fois plus sensibles.

Que verrions-nous maintenant en cas d'explosion d'une supernova dans notre galaxie.

Demain, une supernova pourrait bien éclater dans la galaxie et nous serons prêts à recevoir un message de l'épicentre même de la monstrueuse explosion. En plus de coordonner et de diriger les télescopes optiques disponibles et les détecteurs d'ondes gravitationnelles.

PS Je voudrais remercier tout particulièrement ‘u, qui a donné un coup de pied moral pour avoir écrit un article. Je vous conseille fortement de vous abonner si vous êtes intéressé par les news/photos/memes du monde de la physique des particules.

Des chroniques et des chroniques anciennes nous disent que parfois des étoiles d'une luminosité exceptionnellement élevée sont soudainement apparues dans le ciel. Ils ont rapidement augmenté en luminosité, puis lentement, pendant plusieurs mois, se sont estompés et ont cessé d'être visibles. Près de la luminosité maximale, ces étoiles étaient visibles même pendant la journée. Les épidémies les plus brillantes ont eu lieu en 1006 et 1054, dont les informations sont contenues dans les traités chinois et japonais. En 1572, une telle étoile s'embrasa dans la constellation de Cassiopée et fut observée par l'éminent astronome Tycho Brahe, et en 1604 une éruption similaire dans la constellation d'Ophiuchus fut observée par Johannes Kepler. Depuis lors, pendant quatre siècles de l'ère "télescopique" de l'astronomie, aucune épidémie de ce type n'a été observée. Cependant, avec le développement de l'astronomie d'observation, les chercheurs ont commencé à détecter un assez grand nombre d'éruptions similaires, bien qu'elles n'aient pas atteint une luminosité très élevée. Ces étoiles, apparaissant soudainement et disparaissant bientôt sans laisser de trace, ont commencé à s'appeler "Nouvelles". Il semblait que les étoiles de 1006 et 1054, les étoiles de Tycho et de Kepler, étaient les mêmes explosions, seulement très proches et donc plus brillantes. Mais il s'est avéré que ce n'était pas le cas. En 1885, l'astronome Hartwig de l'observatoire de Tartu remarqua l'apparition d'une nouvelle étoile dans la célèbre nébuleuse d'Andromède. Cette étoile a atteint la 6e magnitude apparente, c'est-à-dire que la puissance de son rayonnement n'était que 4 fois inférieure à celle de la nébuleuse entière. Ensuite, cela n'a pas surpris les astronomes: après tout, la nature de la nébuleuse d'Andromède était inconnue, on supposait qu'il ne s'agissait que d'un nuage de poussière et de gaz assez proche du Soleil. Ce n'est que dans les années 1920 qu'il est finalement devenu clair que la nébuleuse d'Andromède et les autres nébuleuses spirales sont d'énormes systèmes stellaires composés de centaines de milliards d'étoiles et de millions d'années-lumière de nous. Dans la nébuleuse d'Andromède, des éclairs de nouvelles étoiles ordinaires, visibles comme des objets de 17-18 magnitudes, ont également été détectés. Il est devenu clair que l'étoile de 1885 a dépassé les nouvelles étoiles en termes de puissance de rayonnement de dizaines de milliers de fois, pendant une courte période, sa luminosité était presque égale à la luminosité d'un énorme système stellaire ! De toute évidence, la nature de ces épidémies doit être différente. Plus tard, ces éclairs les plus puissants ont été appelés "Supernovae", dans lesquels le préfixe "super" signifiait leur plus grande puissance de rayonnement, et non leur plus grande "nouveauté".

Recherche et observations de supernovae

Sur les photographies de galaxies lointaines, des explosions de supernova ont commencé à être remarquées assez souvent, mais ces découvertes étaient accidentelles et ne pouvaient pas fournir les informations nécessaires pour expliquer la cause et le mécanisme de ces éruptions grandioses. Cependant, en 1936, les astronomes Baade et Zwicky, qui travaillaient à l'observatoire Palomar aux États-Unis, ont commencé une recherche systématique systématique des supernovae. Ils disposaient d'un télescope Schmidt qui permettait de photographier des zones de plusieurs dizaines de degrés carrés et donnait des images très nettes d'étoiles et de galaxies même faibles. En comparant des photographies d'une région du ciel prises quelques semaines plus tard, on pourrait facilement remarquer l'apparition de nouvelles étoiles dans des galaxies qui sont clairement visibles sur les photographies. Les zones du ciel les plus riches en galaxies proches ont été sélectionnées pour être photographiées, là où leur nombre dans une image pouvait atteindre plusieurs dizaines et où la probabilité de détecter des supernovae était la plus élevée.

En 1937, Baade et Zwicky parviennent à découvrir 6 supernovae. Parmi elles se trouvaient des étoiles plutôt brillantes 1937C et 1937D (les astronomes ont décidé de désigner les supernovae en ajoutant des lettres à l'année de découverte indiquant la séquence de découverte dans l'année en cours), qui ont atteint un maximum de 8 et 12 magnitudes, respectivement. Pour eux, des courbes de lumière ont été obtenues - la dépendance du changement de luminosité avec le temps - et un grand nombre de spectrogrammes - des photographies des spectres de l'étoile, montrant la dépendance de l'intensité du rayonnement sur la longueur d'onde. Pendant plusieurs décennies, ce matériau est devenu le principal pour tous les chercheurs qui ont tenté de démêler les causes des explosions de supernova.

Malheureusement, la Seconde Guerre mondiale a interrompu le programme d'observation qui avait commencé avec tant de succès. La recherche systématique de supernovae à l'observatoire de Palomar n'a repris qu'en 1958, mais avec un télescope plus grand du système Schmidt, qui a permis de photographier des étoiles jusqu'à 22-23 magnitudes. Depuis 1960, ce travail a été rejoint par un certain nombre d'autres observatoires à travers le monde, où des télescopes appropriés étaient disponibles. En URSS, un tel travail a été effectué à la station de Crimée du SAI, où un télescope astrographique avec un diamètre de lentille de 40 cm et un très grand champ de vision - près de 100 degrés carrés, a été installé, et à l'observatoire astrophysique Abastumani en Géorgie - sur un télescope Schmidt avec une entrée de 36 cm Crimée, et à Abastumani, de nombreuses découvertes de supernova ont été faites. Parmi les autres observatoires, le plus grand nombre de découvertes a été fait à l'Observatoire d'Asiago en Italie, où deux télescopes du système Schmidt fonctionnaient. Néanmoins, l'Observatoire Palomar est resté le leader à la fois en nombre de découvertes et en magnitude maximale d'étoiles disponibles pour la détection. Ensemble, dans les années 60 et 70, jusqu'à 20 supernovae par an ont été découvertes, et leur nombre a commencé à croître rapidement. Immédiatement après la découverte, des observations photométriques et spectroscopiques ont commencé avec de grands télescopes.

En 1974, F. Zwicky mourut et bientôt la recherche de supernovae à l'observatoire de Palomar fut interrompue. Le nombre de supernovae découvertes a diminué, mais depuis le début des années 1980, il a recommencé à croître. De nouveaux programmes de recherche ont été lancés dans le ciel austral - à l'observatoire de Cerro el Roble au Chili, et les astronomes ont commencé à découvrir des supernovae. Il s'est avéré qu'avec l'aide de petits télescopes amateurs dotés d'objectifs de 20 à 30 cm, on peut rechercher avec succès des éclats de supernovae brillantes en observant systématiquement un ensemble de galaxies défini visuellement. Le plus grand succès a été obtenu par le prêtre australien Robert Evans, qui a réussi à découvrir jusqu'à 6 supernovas par an depuis le début des années 80. Pas étonnant que les astronomes professionnels aient plaisanté sur sa "connexion directe avec les cieux".

En 1987, la supernova la plus brillante du XXe siècle, SN 1987A, a été découverte dans la galaxie du Grand Nuage de Magellan, qui est un "satellite" de notre Galaxie et se trouve à seulement 55 kiloparsecs de nous. Pendant un certain temps, cette supernova était visible même à l'œil nu, atteignant une luminosité maximale d'environ 4 magnitudes. Cependant, il n'a pu être observé que dans l'hémisphère sud. Pour cette supernova, des séries d'observations photométriques et spectrales, uniques en termes de précision et de durée, ont été obtenues, et maintenant les astronomes continuent de surveiller le développement du processus de transformation d'une supernova en une nébuleuse gazeuse en expansion.



Supernova 1987A. En haut à gauche se trouve une photographie de la zone où la supernova a éclaté, prise bien avant l'explosion. L'étoile qui va bientôt exploser est marquée d'une flèche. En haut à droite, une photographie de la même région du ciel lorsque la supernova était proche de la luminosité maximale. Ci-dessous - voici à quoi ressemble une supernova 12 ans après l'épidémie. Les anneaux autour de la supernova sont du gaz interstellaire (partiellement éjecté par l'étoile pré-supernova avant même l'explosion), ionisé pendant l'explosion et continuant à briller.

Au milieu des années 80, il est devenu clair que l'ère de la photographie en astronomie touchait à sa fin. Les récepteurs CCD à amélioration rapide étaient plusieurs fois supérieurs à l'émulsion photographique en termes de sensibilité et de gamme de longueurs d'onde enregistrées, pratiquement pas inférieurs à celle-ci en résolution. L'image obtenue par la caméra CCD pouvait être immédiatement vue sur l'écran de l'ordinateur et comparée à celles obtenues précédemment, et pour la photographie, le processus de développement, de séchage et de comparaison prenait au mieux une journée. Le seul avantage restant des plaques photographiques - la possibilité de photographier de vastes zones du ciel - s'est également avéré insignifiant pour la recherche de supernovae: un télescope avec une caméra CCD pourrait imager séparément toutes les galaxies tombant sur une plaque photographique en un temps comparable à une exposition photographique. Des projets de programmes de recherche de supernova entièrement automatisés sont apparus, dans lesquels le télescope vise des galaxies sélectionnées selon un programme préalablement entré, et les images obtenues sont comparées par un ordinateur avec celles obtenues précédemment. Ce n'est que si un nouvel objet est détecté que l'ordinateur envoie un signal à l'astronome, qui découvre si une explosion de supernova a bien été enregistrée. Dans les années 1990, un tel système, utilisant un télescope à réflexion de 80 cm, a commencé à fonctionner à l'observatoire de Lick (États-Unis).

La disponibilité de simples caméras CCD pour les astronomes amateurs a conduit au fait qu'ils passent des observations visuelles aux observations CCD, puis des étoiles jusqu'à 18 et même 19 magnitudes deviennent disponibles pour les télescopes avec des lentilles de 20-30 cm. L'introduction des recherches automatisées et l'augmentation du nombre d'astronomes amateurs à la recherche de supernovae à l'aide de caméras CCD a conduit à une explosion du nombre de découvertes : désormais plus de 100 supernovae sont découvertes par an, et le nombre total de découvertes a dépassé les 1500 Ces dernières années, recherche de supernovae très éloignées et faibles sur les plus grands télescopes avec un diamètre de miroir de 3-4 mètres. Il s'est avéré que les études de supernovae, atteignant une luminosité maximale de 23 à 24 magnitudes, peuvent fournir des réponses à de nombreuses questions sur la structure et le destin de l'Univers tout entier. En une nuit d'observations avec de tels télescopes, équipés des caméras CCD les plus avancées, plus de 10 supernovae lointaines peuvent être découvertes ! Plusieurs images de ces supernovae sont présentées dans la figure ci-dessous.

Presque toutes les supernovae actuellement découvertes ont au moins un spectre, et beaucoup ont des courbes de lumière connues (grâce aux astronomes amateurs également). Ainsi, la quantité de matériel d'observation disponible pour l'analyse est très importante, et il semblerait que toutes les questions sur la nature de ces phénomènes grandioses devraient être résolues. Malheureusement, ce n'est pas encore le cas. Examinons plus en détail les principales questions auxquelles sont confrontés les chercheurs sur les supernovas et les réponses les plus probables à celles-ci aujourd'hui.

Classification des supernovas, courbes et spectres de lumière

Avant de tirer des conclusions sur la nature physique d'un phénomène, il est nécessaire d'avoir une compréhension complète de ses manifestations observées, qui doivent être correctement classées. Naturellement, la toute première question à laquelle ont été confrontés les chercheurs sur les supernovas était de savoir si elles sont identiques, et si ce n'est pas le cas, à quel point elles sont différentes et si elles peuvent être classées. Déjà les premières supernovae, découvertes par Baade et Zwicky, montraient des différences significatives dans leurs courbes lumineuses et leurs spectres. En 1941, R. Minkowski proposa de diviser les supernovae en deux types principaux selon la nature des spectres. Il a attribué les supernovae au type I, dont les spectres étaient complètement différents des spectres de tous les objets connus à cette époque. Les raies de l'élément le plus commun de l'Univers - l'hydrogène - étaient complètement absentes, tout le spectre était constitué de larges maxima et minima qui ne pouvaient pas être identifiés, la partie ultraviolette du spectre était très faible. Les supernovae ont été affectées au type II, dont les spectres présentaient une certaine similitude avec les novae "ordinaires" par la présence de raies d'émission très intenses d'hydrogène, la partie ultraviolette de leur spectre est brillante.

Les spectres des supernovae de type I sont restés énigmatiques pendant trois décennies. Ce n'est qu'après que Yu.P. Pskovskii a montré que les bandes dans les spectres ne sont rien d'autre que des segments du spectre continu entre des raies d'absorption larges et plutôt profondes, que l'identification des spectres des supernovae de type I a progressé. Un certain nombre de raies d'absorption ont été identifiées, principalement les raies les plus intenses de calcium et de silicium ionisés individuellement. Les longueurs d'onde de ces raies sont décalées vers le côté violet du spectre en raison de l'effet Doppler dans la coque se dilatant à une vitesse de 10 à 15 000 km par seconde. Il est extrêmement difficile d'identifier toutes les raies dans les spectres des supernovae de type I, car elles sont très étendues et superposées les unes aux autres ; en plus du calcium et du silicium mentionnés, il a été possible d'identifier les lignes de magnésium et de fer.

L'analyse des spectres des supernovae a permis de tirer des conclusions importantes : il n'y a quasiment pas d'hydrogène dans les coquilles éjectées lors d'une supernovae de type I ; tandis que la composition des coquilles des supernovae de type II est presque la même que celle de l'atmosphère solaire. Les taux d'expansion des coquilles sont de 5 à 15-20 mille km / s, la température de la photosphère est d'environ le maximum - 10-20 mille degrés. La température chute rapidement et après 1 à 2 mois, elle atteint 5 à 6 000 degrés.

Les courbes de lumière des supernovae différaient également : pour le type I, elles étaient toutes très similaires, ont une forme caractéristique avec une augmentation très rapide de la luminosité jusqu'à un maximum qui ne dure pas plus de 2-3 jours, une diminution rapide de la luminosité de 3 magnitudes en 25-40 jours, et une décroissance lente subséquente, presque linéaire dans l'échelle des magnitudes stellaires, qui correspond à une décroissance exponentielle de la luminosité.

Les courbes de lumière des supernovae de type II se sont révélées beaucoup plus diversifiées. Certaines étaient similaires aux courbes de lumière des supernovae de type I, seulement avec une chute de luminosité plus lente et plus prolongée jusqu'au début d'une "queue" linéaire, dans d'autres, immédiatement après le maximum, une région de luminosité presque constante commence - le so -appelé "plateau", qui peut durer jusqu'à 100 jours. Ensuite, la brillance chute brusquement et entre dans une "queue" linéaire. Toutes les premières courbes de lumière ont été obtenues sur la base d'observations photographiques dans le système dit de magnitude photographique, correspondant à la sensibilité des plaques photographiques ordinaires (intervalle de longueur d'onde 3500-5000 A). Même l'utilisation d'un système photovisuel (5000-6000 A) en plus de celui-ci a permis d'obtenir des informations importantes sur le changement de l'indice de couleur (ou simplement "couleur") des supernovae : il s'est avéré qu'après le maximum, les deux les types de supernovae "rougissent" continuellement, c'est-à-dire que la majeure partie du rayonnement se déplace vers des longueurs d'onde plus longues. Ce rougissement s'arrête au stade d'une diminution linéaire de la luminosité et peut même être remplacé par une supernovae "plus bleue".

De plus, les supernovae de type I et II différaient par les types de galaxies dans lesquelles elles éclataient. Les supernovae de type II n'ont été détectées que dans les galaxies spirales, où les étoiles continuent de se former à l'heure actuelle et où sont présentes à la fois des étoiles anciennes de faible masse et des étoiles jeunes, massives et "éphémères" (seulement quelques millions d'années). Les supernovae de type I éclatent dans les galaxies spirales et elliptiques, où l'on pense que la formation d'étoiles n'a pas été intense depuis des milliards d'années.

La classification des supernovae est restée sous cette forme jusqu'au milieu des années 1980. Le début de l'utilisation généralisée des récepteurs CCD en astronomie a permis d'augmenter considérablement la quantité et la qualité du matériel d'observation. Des équipements modernes ont permis d'obtenir des spectrogrammes pour des objets faibles, jusqu'alors inaccessibles ; avec une précision beaucoup plus grande, il était possible de déterminer les intensités et les largeurs des lignes, d'enregistrer des lignes plus faibles dans les spectres. Les récepteurs CCD, les détecteurs infrarouges et les instruments embarqués sur les engins spatiaux ont permis d'observer les supernovae dans toute la gamme des rayonnements optiques allant de l'ultraviolet à l'infrarouge lointain ; Des observations gamma, rayons X et radio des supernovae ont également été effectuées.

En conséquence, la classification binaire apparemment établie des supernovae a commencé à changer rapidement et à devenir plus complexe. Il s'est avéré que les supernovae de type I sont loin d'être aussi homogènes qu'il y paraît. Des différences significatives ont été trouvées dans les spectres de ces supernovae, dont la plus significative était l'intensité de la raie du silicium ionisé individuellement, observée à une longueur d'onde d'environ 6100 A. Pour la plupart des supernovae de type I, cette raie d'absorption proche du maximum de luminosité était la caractéristique la plus notable du spectre, mais pour certaines supernovae, elle était pratiquement absente et les raies d'absorption de l'hélium étaient les plus intenses.

Ces supernovae ont été désignées Ib, et les supernovae "classiques" de type I ont été désignées Ia. Par la suite, il s'est avéré que certaines supernovae Ib manquaient également de raies d'hélium, et on les a appelées de type Ic. Ces nouveaux types de supernovae se distinguaient des supernovae "classiques" par leurs courbes de lumière, qui se sont avérées assez diverses, bien qu'elles soient de forme similaire aux courbes de lumière des supernovae Ia. Les supernovae de type Ib/c se sont également avérées être des sources d'émission radio. Tous ont été trouvés dans des galaxies spirales, dans des régions où la formation d'étoiles a peut-être eu lieu récemment et où des étoiles assez massives existent encore aujourd'hui.

Les courbes de lumière des supernovae Ia dans les domaines spectraux rouge et infrarouge (bandes R, I, J, H, K) différaient fortement des courbes précédemment étudiées dans les bandes B et V. dans le filtre I et les longueurs d'onde plus longues, une vraie seconde maximale apparaît. Cependant, certaines supernovae Ia n'ont pas ce second maximum. Ces supernovae se distinguent également par leur couleur rouge à luminosité maximale, luminosité réduite et certaines caractéristiques spectrales. La première supernova de ce type était SN 1991bg, et des objets comme celui-ci sont encore appelés supernovae Ia particulières ou "supernovae de type 1991bg". Un autre type de supernova Ia, au contraire, se caractérise par une luminosité accrue au maximum. Ils sont caractérisés par des intensités plus faibles des raies d'absorption dans les spectres. Le "prototype" pour eux est SN 1991T.

Dès les années 1970, les supernovae de type II étaient divisées selon la nature de leurs courbes de lumière en courbes "linéaires" (II-L) et "en plateau" (II-P). À l'avenir, de plus en plus de supernova II ont commencé à être découvertes, montrant certaines caractéristiques dans les courbes et les spectres de lumière. Ainsi, d'après les courbes de lumière, deux des supernovae les plus brillantes de ces dernières années, 1987A et 1993J, se distinguent nettement des autres supernovae de type II. Les deux ont eu deux maxima dans les courbes de lumière : après l'explosion, la luminosité a rapidement chuté, puis a recommencé à augmenter, et ce n'est qu'après le deuxième maximum que la diminution finale de la luminosité a commencé. Contrairement aux supernovae Ia, le deuxième maximum a été observé dans toutes les gammes du spectre, et pour SN 1987A, il était beaucoup plus brillant que le premier dans les gammes de longueurs d'onde plus longues.

Parmi les caractéristiques spectrales, la plus fréquente et la plus notable était la présence, parallèlement aux larges raies d'émission caractéristiques des obus en expansion, également d'un système de raies d'émission ou d'absorption étroites. Ce phénomène est très probablement dû à la présence d'une coquille dense entourant l'étoile avant l'éclosion, ces supernovae ont été désignées II-n.

Statistiques de supernova

À quelle fréquence les supernovae éclatent-elles et comment sont-elles réparties dans les galaxies ? Ces questions doivent être résolues par des études statistiques des supernovae.

Il semblerait que la réponse à la première question soit assez simple : il faut observer plusieurs galaxies pendant un temps suffisamment long, compter les supernovae observées dans celles-ci, et diviser le nombre de supernovae par le temps d'observation. Mais il s'est avéré que le temps couvert par des observations assez régulières est encore trop court pour tirer des conclusions définitives pour des galaxies individuelles : dans la plupart, seules une ou deux explosions ont été observées. Certes, un nombre suffisamment important de supernovae a déjà été enregistré dans certaines galaxies : le détenteur du record est la galaxie NGC 6946, dans laquelle 6 supernovae ont été découvertes depuis 1917. Cependant, ces données ne fournissent pas de données précises sur la fréquence des épidémies. Premièrement, l'heure exacte des observations de cette galaxie est inconnue, et deuxièmement, les explosions, presque simultanées pour nous, pourraient en fait être séparées par des intervalles de temps assez importants : après tout, la lumière des supernovae parcourt des chemins différents à l'intérieur de la galaxie, et ses dimensions en années-lumière sont beaucoup plus grandes que le temps d'observation. Jusqu'à présent, il n'est possible d'obtenir une estimation de la fréquence des éruptions que pour un certain ensemble de galaxies. Pour ce faire, il est nécessaire d'utiliser des données d'observation sur la recherche de supernovae : chaque observation donne un "temps de suivi effectif" pour chaque galaxie, qui dépend de la distance à la galaxie, de la magnitude limite de la recherche, et de la nature de la courbe de lumière de la supernova. Pour des supernovae de types différents, le temps d'observation d'une même galaxie sera différent. En combinant les résultats pour plusieurs galaxies, il faut tenir compte de leur différence de masse et de luminosité, ainsi que de type morphologique. À l'heure actuelle, il est d'usage de normaliser les résultats à la luminosité des galaxies et de ne combiner les données que pour les galaxies de types similaires. Des travaux récents, basés sur la combinaison des données de plusieurs programmes de recherche de supernovae, ont donné les résultats suivants : seules les supernovae de type Ia sont observées dans les galaxies elliptiques, et dans une galaxie "moyenne" avec une luminosité de 10 10 luminosités solaires, une supernova éclate environ une fois tous les 500 ans. Dans une galaxie spirale de même luminosité, les supernovae Ia éclatent avec une fréquence légèrement plus élevée, mais des supernovae de types II et Ib / c leur sont ajoutées, et la fréquence totale des éruptions est d'environ une fois tous les 100 ans. La fréquence des éruptions est approximativement proportionnelle à la luminosité des galaxies, c'est-à-dire que dans les galaxies géantes, elle est beaucoup plus élevée : en particulier, NGC 6946 est une galaxie spirale avec une luminosité de 2,8 10 10 luminosités solaires, donc environ trois éruptions par 100 ans on peut s'y attendre, et 6 supernovae observées peuvent être considérées comme un écart pas très important par rapport à la fréquence moyenne. Notre Galaxie est plus petite que NGC 6946, et on peut s'attendre à une explosion tous les 50 ans en moyenne. Cependant, seules quatre supernovae ont été observées dans la Galaxie au cours du dernier millénaire. Y a-t-il une contradiction ici? Il s'avère que non - après tout, la majeure partie de la Galaxie nous est fermée par des couches de gaz et de poussière, et le voisinage du Soleil, dans lequel ces 4 supernovae ont été observées, ne représente qu'une petite partie de la Galaxie.

Comment les supernovae sont-elles réparties dans les galaxies ? Bien sûr, jusqu'à présent, il n'est possible d'étudier que des distributions sommaires réduites à une galaxie "moyenne", ainsi que des distributions relatives aux détails de la structure des galaxies spirales. Ces pièces comprennent, tout d'abord, des bras spiraux ; dans les galaxies assez proches, les régions de formation d'étoiles actives sont également clairement visibles, distinguées par des nuages d'hydrogène ionisé - la région H II, ou par des amas d'étoiles bleues brillantes - l'association OB. Répétées à plusieurs reprises à mesure que le nombre de supernovae découvertes augmente, les études de la distribution spatiale ont donné les résultats suivants. Les distributions des supernovae de tous types selon la distance aux centres des galaxies diffèrent peu les unes des autres et s'apparentent à la distribution de la luminosité - la densité décroît du centre vers les bords selon une loi exponentielle. Les différences entre les types de supernovae se manifestent dans la répartition relative aux régions de formation d'étoiles : si les supernovae de tous types sont concentrées vers les bras spiraux, seules les supernovae de types II et Ib/c sont concentrées vers les régions H II. On peut conclure que la durée de vie d'une étoile produisant une éruption de type II ou Ib/c est de 10 6 à 10 7 ans, et pour le type Ia elle est d'environ 10 8 ans. Cependant, les supernovae Ia sont également observées dans les galaxies elliptiques, où l'on pense qu'aucune étoile n'a moins de 10 9 ans. Il y a deux explications possibles à cette contradiction : soit la nature des explosions de supernova Ia dans les galaxies spirales et elliptiques est différente, soit la formation d'étoiles se poursuit encore dans certaines galaxies elliptiques et des étoiles plus jeunes sont présentes.

Modèles théoriques

Sur la base de la totalité des données d'observation, les chercheurs ont conclu qu'une explosion de supernova devrait être la dernière étape de l'évolution d'une étoile, après quoi elle cesse d'exister sous sa forme précédente. En effet, l'énergie d'une explosion de supernova est estimée à 10 50 - 10 51 erg, ce qui dépasse les valeurs typiques de l'énergie de liaison gravitationnelle des étoiles. L'énergie libérée lors de l'explosion de la supernova est plus que suffisante pour disperser complètement la matière de l'étoile dans l'espace. Quel genre d'étoiles et quand finissent-elles leur vie par une explosion de supernova, quelle est la nature des processus conduisant à une libération d'énergie aussi gigantesque ?

Les données d'observation montrent que les supernovae sont divisées en plusieurs types, différant par la composition chimique des coquilles et leurs masses, par la nature de la libération d'énergie et en relation avec divers types de populations stellaires. Les supernovae de type II sont clairement associées à de jeunes étoiles massives et l'hydrogène est présent en grande quantité dans leurs coquilles. Par conséquent, leurs éruptions sont considérées comme la dernière étape de l'évolution des étoiles, dont la masse initiale est supérieure à 8-10 masses solaires. Dans les parties centrales de ces étoiles, de l'énergie est libérée lors des réactions de fusion nucléaire, allant de la plus simple - la formation d'hélium lors de la fusion de noyaux d'hydrogène à la formation de noyaux de fer à partir de silicium. Les noyaux de fer sont les plus stables de la nature et aucune énergie n'est libérée lorsqu'ils fusionnent. Ainsi, lorsque le noyau d'une étoile devient du fer, la libération d'énergie en elle s'arrête. Le noyau ne peut pas résister aux forces gravitationnelles et se rétrécit rapidement - s'effondre. Les processus qui se sont produits lors de l'effondrement sont encore loin d'être une explication complète. Cependant, on sait que si toute la matière du cœur d'une étoile se transforme en neutrons, alors elle peut résister aux forces d'attraction. Le cœur de l'étoile se transforme en "étoile à neutrons" et l'effondrement s'arrête. Dans ce cas, une énorme énergie est libérée, qui pénètre dans la coquille de l'étoile et la fait commencer à se dilater, ce que nous voyons comme une explosion de supernova. Si l'évolution de l'étoile avant cela s'est produite "tranquillement", alors sa coquille devrait avoir un rayon des centaines de fois supérieur au rayon du Soleil, et retenir suffisamment d'hydrogène pour expliquer le spectre des supernovae de type II. Si la majeure partie de la coquille a été perdue au cours de l'évolution dans un système binaire proche ou d'une autre manière, alors il n'y aura pas de raies d'hydrogène dans le spectre - nous verrons une supernova de type Ib ou Ic.

Dans les étoiles moins massives, l'évolution se déroule différemment. Après avoir brûlé de l'hydrogène, le noyau devient de l'hélium et la réaction de conversion de l'hélium en carbone commence. Cependant, le noyau n'est pas chauffé à une température suffisamment élevée pour que des réactions de fusion impliquant du carbone commencent. Le noyau ne peut pas libérer suffisamment d'énergie et se rétrécit, cependant, dans ce cas, la compression est arrêtée par les électrons dans la substance du noyau. Le noyau de l'étoile se transforme en ce qu'on appelle la "naine blanche", et la coquille se dissipe dans l'espace sous la forme d'une nébuleuse planétaire. L'astrophysicien indien S. Chandrasekhar a montré qu'une naine blanche ne peut exister que si sa masse est inférieure à environ 1,4 masse solaire. Si la naine blanche se trouve dans un système binaire suffisamment proche, alors la matière peut commencer à s'écouler d'une étoile ordinaire vers une naine blanche. La masse de la naine blanche augmente progressivement, et lorsqu'elle dépasse la limite, une explosion se produit, au cours de laquelle se produit une combustion thermonucléaire rapide du carbone et de l'oxygène, qui se transforment en nickel radioactif. L'étoile est complètement détruite et dans la coquille en expansion, il y a une désintégration radioactive du nickel en cobalt puis en fer, qui fournit de l'énergie pour la lueur de la coquille. C'est ainsi qu'explosent les supernovae de type Ia.

Les études théoriques modernes des supernovae sont principalement des calculs sur les ordinateurs les plus puissants de modèles d'étoiles qui explosent. Malheureusement, il n'a pas encore été possible de créer un modèle qui conduirait à une explosion de supernova et à ses manifestations observables depuis le dernier stade de l'évolution stellaire. Cependant, les modèles existants décrivent adéquatement les courbes de lumière et les spectres de la grande majorité des supernovae. Il s'agit généralement d'un modèle de coquille d'étoile, dans lequel l'énergie de l'explosion est investie "manuellement", après quoi son expansion et son chauffage commencent. Malgré les grandes difficultés liées à la complexité et à la diversité des processus physiques, de grands succès ont été obtenus dans cette direction de recherche ces dernières années.

L'impact des supernovae sur l'environnement

Les explosions de supernova ont un effet fort et diversifié sur le milieu interstellaire environnant. L'enveloppe d'une supernova lancée à une vitesse fulgurante ramasse et comprime le gaz qui l'entoure. Cela peut peut-être donner une impulsion à la formation de nouvelles étoiles à partir de nuages de gaz. L'énergie de l'explosion est si grande que de nouveaux éléments sont synthétisés, notamment ceux plus lourds que le fer. La matière enrichie en éléments lourds est dispersée dans toute la galaxie par les explosions de supernova, par conséquent, les étoiles formées après les explosions de supernova contiennent plus d'éléments lourds. Le milieu interstellaire de "notre" région de la Voie lactée s'est avéré tellement riche en éléments lourds que l'émergence de la vie sur Terre est devenue possible. Les supernovae en sont directement responsables ! Les supernovae, apparemment, génèrent également des flux de particules à très haute énergie - les rayons cosmiques. Ces particules, pénétrant la surface de la Terre à travers l'atmosphère, peuvent provoquer des mutations génétiques, à l'origine de l'évolution de la vie sur Terre.

Les supernovae nous parlent du destin de l'univers

Les supernovae, et en particulier les supernovae de type Ia, comptent parmi les objets ressemblant à des étoiles les plus brillants de l'univers. Par conséquent, même les supernovae très éloignées peuvent être étudiées avec les équipements actuellement disponibles.

De nombreuses supernovae Ia ont été découvertes dans des galaxies suffisamment proches pour que leur distance puisse être déterminée de plusieurs manières. La plus précise est actuellement considérée comme la détermination des distances par la luminosité apparente d'étoiles variables brillantes d'un certain type - les céphéides. Avec l'aide du télescope spatial Hubble a découvert et étudié un grand nombre de céphéides dans des galaxies situées à environ 20 mégaparsecs de nous. Des estimations suffisamment précises des distances à ces galaxies ont permis de déterminer la luminosité des supernovae de type Ia qui y ont éclaté. Si nous supposons que les supernovae distantes Ia ont la même luminosité moyenne, alors la magnitude observée à la luminosité maximale peut être utilisée pour estimer la distance qui les sépare.

La naissance d'une supernova

Le ciel par temps clair est, en général, une image plutôt ennuyeuse et monotone : une boule chaude du Soleil et une étendue propre et sans fin, parfois décorée de nuages ou de nuages rares.

Une autre chose est le ciel par une nuit sans nuages. Il est généralement tout parsemé d'amas d'étoiles brillantes. Dans le même temps, il convient de tenir compte du fait que dans le ciel nocturne à l'œil nu, vous pouvez voir de 3 à 4,5 mille luminaires nocturnes. Et ils appartiennent tous à la Voie lactée, dans laquelle se trouve notre système solaire.

Selon les concepts modernes, les étoiles sont des boules de gaz chaud, au fond desquelles se produit la fusion thermonucléaire des noyaux d'hélium à partir des noyaux d'hydrogène avec la libération d'une énorme quantité d'énergie. C'est elle qui fournit la luminosité des étoiles.

L'étoile la plus proche de nous est notre Soleil, à 150 millions de kilomètres. Mais l'étoile Proxima Centauri, la prochaine en distance, est située à une distance de 4,25 années-lumière de nous, soit 270 mille fois plus loin que le Soleil.

Il y a des étoiles qui sont des centaines de fois plus grandes que le Soleil et le même nombre de fois inférieures à celui-ci dans cet indicateur. Cependant, les masses des étoiles varient dans des limites beaucoup plus modestes - d'un douzième de la masse du Soleil à 100 de ses masses. Plus de la moitié des étoiles visibles sont des systèmes binaires et parfois triples.

En général, le nombre d'étoiles dans l'Univers qui nous est visible peut être désigné par le nombre 125 000 000 000 avec onze zéros supplémentaires.

Désormais, pour éviter toute confusion avec les zéros, les astronomes ne tiennent plus des registres d'étoiles individuelles, mais de galaxies entières, considérant qu'il y a en moyenne environ 100 milliards d'étoiles dans chacune d'elles.

L'astronome américain Fritz Zwicky a lancé une recherche ciblée des supernovae.

En 1996, les scientifiques estimaient que 50 milliards de galaxies pouvaient être vues depuis la Terre. Lorsque le télescope spatial Hubble a été mis en service, qui n'est pas perturbé par les interférences de l'atmosphère terrestre, le nombre de galaxies visibles est passé à 125 milliards.

Grâce à l'œil qui voit tout de ce télescope, les astronomes ont pénétré dans de telles profondeurs de l'univers qu'ils ont vu des galaxies apparues juste un milliard d'années après le Grand Bang qui a donné naissance à notre Univers.

Plusieurs paramètres sont utilisés pour caractériser les étoiles : luminosité, masse, rayon et composition chimique de l'atmosphère, ainsi que sa température. Et en utilisant un certain nombre de caractéristiques supplémentaires d'une étoile, vous pouvez également déterminer son âge.

Chaque étoile est une structure dynamique qui naît, grandit puis, ayant atteint un certain âge, meurt tranquillement. Mais il arrive aussi qu'il explose soudainement. Cet événement entraîne des changements à grande échelle dans la zone adjacente à l'étoile explosée.

Ainsi, la perturbation qui a suivi cette explosion se propage à une vitesse gigantesque, et en plusieurs dizaines de milliers d'années capte un immense espace dans le milieu interstellaire. Dans cette région, la température augmente fortement, jusqu'à plusieurs millions de degrés, la densité des rayons cosmiques et la force du champ magnétique augmentent considérablement.

De telles caractéristiques de la substance éjectée par l'étoile explosée lui permettent de former de nouvelles étoiles et même des systèmes planétaires entiers.

Pour cette raison, les supernovae et leurs restes sont étudiés de très près par les astrophysiciens. Après tout, les informations obtenues au cours de l'étude de ce phénomène peuvent élargir les connaissances sur l'évolution des étoiles normales, sur les processus qui se produisent lors de la naissance des étoiles à neutrons, et également clarifier les détails de ces réactions qui entraînent la formation de particules lourdes. éléments, rayons cosmiques, etc.

À une certaine époque, les étoiles dont la luminosité augmentait soudainement de plus de 1000 fois étaient appelées novae par les astronomes. Ils sont apparus dans le ciel de manière inattendue, modifiant la configuration habituelle des constellations. Augmentant soudainement à un maximum de plusieurs milliers de fois, leur luminosité après un certain temps a fortement diminué, et après quelques années, leur luminosité est devenue aussi faible qu'avant l'explosion.

Il est à noter que la fréquence des sursauts, au cours desquels une étoile est libérée d'un millième de sa masse et qui est projetée dans l'espace à grande vitesse, est considérée comme l'un des principaux signes de la naissance de nouvelles étoiles. Mais, en même temps, aussi étrange que cela puisse paraître, les explosions d'étoiles n'entraînent pas de modifications significatives de leur structure, ni même leur destruction.

À quelle fréquence de tels événements se produisent-ils dans notre Galaxie ? Si nous ne prenons en compte que les étoiles dont la luminosité n'a pas dépassé la 3e magnitude, alors, selon les chroniques historiques et les observations des astronomes, pas plus de 200 éclairs lumineux ont été observés sur cinq mille ans.

Mais lorsque des études sur d'autres galaxies ont commencé à être menées, il est devenu évident que la luminosité des nouvelles étoiles qui apparaissent dans ces coins de l'espace est souvent égale à la luminosité de toute la galaxie dans laquelle ces étoiles apparaissent.

Bien sûr, l'apparition d'étoiles avec une telle luminosité est un événement extraordinaire et absolument différent de la naissance d'étoiles ordinaires. Par conséquent, en 1934, les astronomes américains Fritz Zwicky et Walter Baade ont proposé que les étoiles dont la luminosité maximale atteint la luminosité des galaxies ordinaires soient classées dans une classe distincte de supernovae et d'étoiles les plus brillantes. Dans le même temps, il convient de garder à l'esprit que les explosions de supernova dans l'état actuel de notre Galaxie sont un phénomène extrêmement rare, ne se produisant pas plus d'une fois tous les 100 ans. Les épidémies les plus frappantes enregistrées par les traités chinois et japonais se sont produites en 1006 et 1054.

Cinq cents ans plus tard, en 1572, l'éminent astronome Tycho Brahe a observé une explosion de supernova dans la constellation de Cassiopée. En 1604, Johannes Kepler a vu naître une supernova dans la constellation d'Ophiuchus. Et depuis lors, de tels événements grandioses n'ont pas été notés dans notre Galaxie.

Cela est peut-être dû au fait que le système solaire occupe une position telle dans notre Galaxie qu'il est possible d'observer des explosions de supernova depuis la Terre avec des instruments optiques seulement dans la moitié de son volume. Dans la partie restante, cela est gêné par l'absorption interstellaire de la lumière.

Et comme dans d'autres galaxies, ces phénomènes se produisent à peu près à la même fréquence que dans la Voie lactée, les principales informations sur les supernovae au moment de l'apparition ont été obtenues à partir de leurs observations dans d'autres galaxies ...

Pour la première fois en 1936, les astronomes W. Baade et F. Zwicky ont commencé à s'engager dans une recherche ciblée de supernovae. Au cours de trois années d'observations dans différentes galaxies, les scientifiques ont découvert 12 explosions de supernova, qui ont ensuite fait l'objet de recherches plus approfondies utilisant la photométrie et la spectroscopie.

De plus, l'utilisation d'équipements astronomiques plus avancés a permis d'allonger la liste des supernovae nouvellement découvertes. Et l'introduction de la recherche automatisée a conduit au fait que les scientifiques ont découvert plus d'une centaine de supernovae par an. Au total, 1500 de ces objets ont été enregistrés en peu de temps.

Ces dernières années, à l'aide de puissants télescopes, les scientifiques ont découvert plus de 10 supernovae lointaines en une nuit d'observations !

En janvier 1999, un événement s'est produit qui a choqué même les astronomes modernes, habitués à de nombreuses "astuces" de l'Univers : un éclair a été enregistré dans les profondeurs de l'espace dix fois plus lumineux que tous ceux qui ont été enregistrés par les scientifiques auparavant. Elle a été remarquée par deux satellites de recherche et un télescope dans les montagnes du Nouveau-Mexique, équipé d'une caméra automatique. Ce phénomène unique s'est produit dans la constellation de Bootes. Un peu plus tard, en avril de la même année, les scientifiques ont découvert que la distance au flash était de neuf milliards d'années-lumière. C'est presque les trois quarts du rayon de l'univers.

Les calculs effectués par les astronomes ont montré qu'en quelques secondes, pendant lesquelles l'éclair a duré, l'énergie a été libérée plusieurs fois plus que le Soleil n'en a produit pendant les cinq milliards d'années de son existence. Qu'est-ce qui a causé une explosion aussi incroyable ? Quels processus ont donné lieu à cette grandiose libération d'énergie ? La science ne peut pas encore répondre précisément à ces questions, bien qu'il existe une hypothèse selon laquelle une telle quantité d'énergie pourrait se produire en cas de fusion de deux étoiles à neutrons.

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Naissance de Browning Le tout premier pistolet à chargement automatique, qui ne ressentait plus l'influence d'une disposition de revolver, a été développé en 1897 par J. Browning, un employé de l'usine nationale belge d'armes militaires à Gerstal. Pour réduire la taille des armes, l'inventeur

D'après le livre, je connais le monde. Criminalistique auteur Malashkina M. M.

Quel est le point commun entre une allumette et une supernova ? La poudre noire a été inventée en Chine il y a plus de 1000 ans. Les Chinois ont gardé la formule secrète, mais en 1242, le scientifique anglais Roger Bacon l'a révélée à tout le monde. Bacon a été forcé de le faire, sinon il aurait été accusé de sorcellerie et

Du livre 1000 secrets de la santé des femmes auteur Foley Denise

Extrait du livre Promenades dans le Moscou pré-pétrinien auteur Besedina Maria Borisovna

Naissance de la ville Mais revenons à l'époque où toute cette splendeur de l'eau, non encore assombrie par l'attitude consommatrice de l'homme, scintillait de mille feux sous les rayons du soleil. À cette époque ancienne, les rivières n'étaient pas seulement des sources naturelles d'approvisionnement en eau, pas seulement des "fournisseurs"

Le 29 août 1975, une supernova est apparue dans le ciel dans la constellation du Cygne. La brillance des luminaires comme lui pendant un flash augmente de dizaines de magnitudes stellaires en quelques jours. Une supernova est comparable en luminosité à toute la galaxie dans laquelle elle a éclaté, et peut même la surpasser. Nous avons compilé une sélection des supernovas les plus célèbres.

"Nébuleuse du Crabe". En fait, ce n'est pas une étoile, mais un vestige de celle-ci. Il est dans la constellation du Taureau. La nébuleuse du crabe a été laissée par une explosion de supernova appelée SN 1054 qui s'est produite en 1054. Le flash a été visible pendant 23 jours à l'œil nu, même de jour. Et ceci malgré le fait qu'elle se situe à une distance d'environ 6500 années-lumière (2 kpc) de la Terre.

Maintenant, la nébuleuse se dilate à une vitesse d'environ 1 500 kilomètres par seconde. La nébuleuse du crabe tire son nom d'un dessin de l'astronome William Parsons utilisant un télescope de 36 pouces en 1844. Dans ce croquis, la nébuleuse ressemblait beaucoup à un crabe.

SN 1572 (Supernova Tycho Brahé). Il s'embrasa dans la constellation de Cassiopée en 1572. Tycho Brahe a décrit ses observations depuis l'étoile qu'il a vue.

Un soir, alors que, comme d'habitude, je regardais autour de moi le ciel, dont je connais si bien la vue, j'ai, à mon indescriptible surprise, vu près du zénith de Cassiopée une étoile brillante d'une taille inhabituelle. Étonné par la découverte, je ne savais pas s'il fallait en croire mes propres yeux. En termes de brillance, elle ne peut être comparée qu'à Vénus, lorsque cette dernière est la plus proche de la Terre. Les personnes douées d'une bonne vue pouvaient distinguer cette étoile dans un ciel clair pendant la journée, même à midi. La nuit, quand le ciel était nuageux, quand d'autres étoiles étaient cachées, la nouvelle étoile restait visible à travers des nuages assez épais.

SN 1604 ou Supernova de Kepler. Il éclata à l'automne 1604 dans la constellation d'Ophiuchus. Et ce luminaire est situé à environ 20 000 années-lumière du système solaire. Malgré cela, après l'épidémie, il était visible dans le ciel pendant environ un an.

SN 1987A est entré en éruption dans le Grand Nuage de Magellan, une galaxie satellite naine de la Voie lactée. La lumière de l'éruption a atteint la Terre le 23 février 1987. L'étoile a pu être vue à l'œil nu en mai de cette année. La magnitude apparente maximale était de +3:185. Il s'agit de l'explosion de supernova la plus proche depuis l'invention du télescope. Cette étoile est devenue la première plus brillante du 20e siècle.

SN 1993J est la deuxième étoile la plus brillante du 20ème siècle. Il est entré en éruption en 1993 dans la galaxie spirale M81. C'est une étoile double. Les scientifiques l'ont deviné lorsque, au lieu de s'estomper progressivement, les produits de l'explosion ont commencé à augmenter étrangement leur luminosité. Puis c'est devenu clair : une étoile supergéante rouge ordinaire ne pouvait pas se transformer en une supernova aussi inhabituelle. On supposait que la supergéante évasée était associée à une autre étoile.

En 1975, une supernova explose dans la constellation du Cygne. En 1975, il y a eu une explosion si puissante dans la queue de Cygnus que la supernova était visible à l'œil nu. C'est ainsi qu'elle a été remarquée à la station de Crimée par l'étudiant astronome Sergei Shugarov. Plus tard, il s'est avéré que son message était déjà le sixième. La toute première, huit heures avant Shugarov, les astronomes japonais ont vu l'étoile. La nouvelle étoile a pu être vue sans télescope pendant quelques nuits : elle n'a été brillante que du 29 août au 1er septembre. Puis elle est devenue une étoile ordinaire de troisième grandeur en termes de brillance. Cependant, pendant sa lueur, la nouvelle étoile a réussi à surpasser Alpha Cygnus en luminosité. Les observateurs n'ont pas vu de nouvelles étoiles aussi brillantes depuis 1936. L'étoile a été nommée Nova Cygnus 1975, V1500 Cygni, et en 1992 une autre explosion s'est produite dans la même constellation.

Déjà au 21e siècle, une étoile a explosé, qui est devenue la supernova la plus brillante de toute l'histoire des observations - SN 2006gy. L'explosion du 18 septembre 2006 dans la galaxie NGC 1260. Sa luminosité a dépassé la luminosité des supernovae ordinaires d'environ deux ordres de grandeur, ce qui a permis de supposer qu'elle appartient à une nouvelle classe de tels processus - les hypernovae. Les scientifiques ont proposé plusieurs théories sur ce qui s'est passé : la formation d'une étoile quark, l'explosion multiple d'une étoile, la collision de deux étoiles massives.

La plus jeune supernova de notre Galaxie est G1.9+0.3. Il se trouve à environ 25 000 années-lumière et est situé dans la constellation du Sagittaire au centre de la Voie lactée. La vitesse d'expansion des restes d'une supernova est sans précédent - plus de 15 000 kilomètres par seconde (soit 5% de la vitesse de la lumière). Cette étoile s'est enflammée dans notre galaxie il y a environ 25 000 ans. Sur Terre, son explosion a pu être observée vers 1868.

En observant les restes d'une supernova qui a éclaté il y a six ans, les astronomes, à leur grande surprise, ont identifié une nouvelle étoile sur le site de l'explosion, illuminant le nuage de matière qui l'entoure. Les découvertes des scientifiques sont présentées dans la revue AstrophysiqueJournaldes lettres .

"Nous n'avons jamais vu une explosion de ce type rester brillante aussi longtemps, si elle n'avait eu aucune interaction avec l'hydrogène éjecté par l'étoile avant l'événement catastrophique. Mais il n'y a pas de signature d'hydrogène dans les observations de cette supernova », explique Dan Milisavlevich, auteur principal de l'étude de l'Université Purdue (États-Unis).

Contrairement à la plupart des explosions stellaires, qui disparaissent, SN 2012au continue de briller grâce à un puissant pulsar nouveau-né. Crédit : NASA, ESA et J. DePasquale

Les explosions d'étoiles, appelées supernovae, peuvent être si brillantes qu'elles éclipsent les galaxies qui les contiennent. Ils "disparaissent" généralement complètement en quelques mois ou années, mais parfois les restes de l'explosion "s'effondrent" en nuages de gaz riches en hydrogène et redeviennent brillants. Mais peuvent-ils briller à nouveau sans aucune interférence de l'extérieur ?

Lorsque les grandes étoiles explosent, leurs intérieurs "s'enroulent" au point où toutes les particules deviennent des neutrons. Si l'étoile à neutrons résultante a un champ magnétique et tourne assez vite, elle peut se transformer en une nébuleuse du vent pulsar. C'est très probablement ce qui est arrivé à SN 2012au, situé dans la galaxie NGC 4790 en direction de la constellation de la Vierge.

"Lorsque la nébuleuse du pulsar est suffisamment brillante, elle agit comme une ampoule, éclairant l'éjecta externe de l'explosion précédente. Nous savions que les supernovae produisaient des étoiles à neutrons en rotation rapide, mais nous n'avons jamais eu de preuves directes de cet événement unique », a ajouté Dan Milisavlevich.

Une image du pulsar dans Sails prise par l'observatoire Chandra de la NASA. Crédit : NASA

SN 2012au s'est d'abord avéré inhabituel et étrange à bien des égards. Même si l'explosion n'était pas assez brillante pour être classée comme une supernova "superluminale", elle était extrêmement énergique et de longue durée.

"Si un pulsar est créé au centre de l'explosion, alors il peut expulser et même accélérer le gaz, donc dans quelques années, nous pourrons voir comment le gaz riche en oxygène" s'enfuit "de l'explosion SN 2012au, ", a expliqué Dan Milisavlevitch.

Le cœur battant de la nébuleuse du Crabe. En son centre se trouve un pulsar. Crédit : NASA/ESA

Les supernovae superluminales sont un sujet discuté en astronomie. Ce sont des sources potentielles d'ondes gravitationnelles, ainsi que de sursauts gamma et de sursauts radio rapides. Mais comprendre les processus derrière ces événements se heurte à la complexité des observations, et seule la prochaine génération de télescopes aidera les astronomes à percer les mystères de ces éruptions.

« C'est un processus fondamental dans l'univers. Nous ne serions pas ici sans les supernovae. De nombreux éléments nécessaires à la vie, notamment le calcium, l'oxygène et le fer, sont créés lors de ces événements catastrophiques. Je pense qu'il est important pour nous, en tant que citoyens de l'Univers, de comprendre ce processus », a conclu Dan Milisavlevich.