Od čega je napravljena supernova. Supernova - smrt ili početak novog života? eksplozija supernove

Fizika neutrina se brzo razvija. Prije mjesec dana najavljena je registracija neutrina iz praska gama zraka, ključnog događaja u neutrinskoj astrofizici.
U ovom članku ćemo govoriti o registraciji neutrina iz supernova. Jednom je čovječanstvo već imalo sreću da ih otkrije.
Reći ću vam malo o tome kakve su životinje te "supernove", zašto emitiraju neutrine, zašto je toliko važno registrirati te čestice i, na kraju, kako to pokušavaju učiniti uz pomoć opservatorija na južnom polu, na dnu Sredozemnog mora i Bajkala, ispod planina Kavkaza i u Alpama.
Usput učimo što je “urka proces” – tko što od koga krade i zašto.

Nakon vrlo duge pauze nastavljam seriju članaka o fizici neutrina. U prvoj publikaciji govorili smo o tome kako je takva čestica uopće izumljena i kako je registrirana, u kojoj sam govorio o nevjerojatnom fenomenu neutrinskih oscilacija. Danas ćemo govoriti o česticama koje nam dolaze izvan Sunčevog sustava.

Ukratko o supernovama

Zvijezde koje vidimo na noćnom nebu ne ostaju zauvijek u istom stanju. Kao i sve što nas okružuje na Zemlji, oni se rađaju, dugo svijetle, ali na kraju više ne mogu zadržati svoje prijašnje gorenje i umiru. Evo kako bi životni put zvijezde mogao izgledati na primjeru Sunca:

(od) . Životni ciklus Sunca

Kao što vidite, na kraju svog života, Sunce će se brzo povećati sve do Zemljine orbite. Ali finale će biti dovoljno mirno - školjka će se odbaciti i postati prekrasna planetarna maglica. U ovom slučaju, jezgra zvijezde će se pretvoriti u bijeli patuljak - kompaktan i vrlo svijetao objekt.

Ali ne završavaju sve zvijezde svoje putovanje tako mirno kao Sunce. S dovoljno velikom masom (> 6-7 solarnih masa) može doći do eksplozije monstruozne snage, to će se zvati eksplozija supernove.

Zašto eksplozija?

Gorivo za zvijezde je vodik. Tijekom života zvijezde, oslobađanjem energije pretvara se u helij. Odavde se uzima energija za sjaj zvijezda. S vremenom vodik prestaje, a već se helij počinje dalje pretvarati duž periodnog sustava u teže elemente. Takav proces ističe više energije i gornji slojevi zvijezde počinju bubriti, zvijezda postaje crvena i jako se širi. Ali transformacija elemenata nije beskonačna; u stabilnom modu, može doći samo do željeza. Nadalje, proces više nije energetski povoljan. A sada, imamo ogromnu, ogromnu zvijezdu sa željeznom jezgrom, koja gotovo da ne sjaji, što znači da nema laganog pritiska iznutra. Gornji slojevi počinju brzo padati na jezgru.

I ovdje su moguća dva scenarija. Tvar može tiho i mirno, bez ikakve rotacije i oklijevanja, pasti na jezgru. Ali zapamtite, često uspijete isušiti vodu iz kade / sudopera kako se ne bi stvorio lijevak? Najmanja fluktuacija i tvar će se okretati, bit će fluktuacija, nestabilnosti...

Tehnički je superstabilan scenarij moguć, čak su dva promatrana. Zvijezda se širila i širila i odjednom nestala. Ali zanimljivije je kad se zvijezda trguje!

Simulacija kolapsa jezgre teške zvijezde.
Višemjesečni rad nekoliko superračunala omogućio je procjenu kako će točno nastajati i razvijati nestabilnosti u jezgri zvijezde koja se skuplja.

Već je spomenuto da se u jezgri zvijezda mogu formirati elementi samo do željeza. Odakle su onda ostale atomske jezgre u Svemiru? U procesu eksplozije supernove nastaju monstruozne temperature i pritisci koji omogućuju sintezu teških elemenata. Da budem iskren, činjenica da su svi atomi koje vidimo oko nas jednom izgorjeli u središtu zvijezda i dalje me jako šokira. A činjenica da su se sve jezgre teže od željeza morale roditi u eksploziji supernove općenito je izvan shvaćanja.

Općenito govoreći, može postojati još jedan razlog za eksploziju. Par zvijezda kruži oko zajedničkog središta, od kojih je jedna bijeli patuljak. Polako krade tvar zvijezde partnera i povećava njezinu masu. Ako naglo povuče mnogo materije na sebe, neminovno će eksplodirati – jednostavno ne može svu tvar zadržati na površini. Takav bljesak dobio je ime i odigrao je ključnu ulogu u definiciji u svemiru. Ali takvi izljevi ne proizvode gotovo nikakve neutrine, pa ćemo se u nastavku usredotočiti na eksplozije masivnih zvijezda.

Urka proces ili tko krade energiju

Vrijeme je da prijeđemo na neutrine. Problem s stvaranjem teorije eksplozija supernova bio je povezan, kao što je često slučaj, sa zakonom održanja energije. Debitno/kreditno stanje tvrdoglavo se nije približavalo. Jezgra zvijezde jednostavno bi trebala emitirati ogromnu količinu energije, ali na koji način? Ako emitirate običnu svjetlost (fotone), tada će se zaglaviti u vanjskim omotačima jezgre. Iz jezgre Sunca fotoni se odabiru na površinu desetke ili čak stotine milijuna godina. A u slučaju supernove, tlak i gustoća su redovi veličine veći.

Rješenja su pronašli Georgy Gamov i Mario Schoenberg. Jednom, dok je bio u Rio de Janeiru, Gamow je igrao rulet. Gledajući kako se novac pretvara u žetone, a zatim ostavlja vlasnika bez ikakvog otpora, palo mu je na pamet kako bi se isti mehanizam mogao primijeniti na zvjezdani kolaps. Energija mora ići u nešto što djeluje izrazito slabo. Kao što ste mogli pretpostaviti, takva čestica je neutrino.

Kasino u koji je došao takav uvid zvao se "Urca" (Casino-da-Urca). Lakom rukom Gamowa ovaj je proces postao poznat kao proces Urca. Prema autoru modela, isključivo u čast kasina. Ali postoji jaka sumnja da je šaljivdžija Gamov, iz Odese i plemeniti trol, dao još jedno značenje u ovaj koncept.

Dakle, neutrino krade lavovski dio energije od zvijezde koja eksplodira. Samo zahvaljujući tim česticama i sama eksplozija postaje moguća.

Kakve neutrine čekamo? Zvijezda, poput materije koja nam je poznata, sastoji se od protona, neutrona i elektrona. Kako bi se poštivali svi zakoni očuvanja: električni naboj, količina materije/antimaterije, najvjerojatnije je rođenje elektronskog neutrina.

Zašto su neutrini iz supernova tako važni?

Gotovo cijelu povijest astronomije ljudi su proučavali svemir samo uz pomoć dolaznih elektromagnetskih valova. Nose puno informacija, ali mnogo toga ostaje skriveno. Fotoni se lako raspršuju u međuzvjezdanom mediju. Za različite valne duljine, međuzvjezdana prašina i plin su neprozirni. Uostalom, same su nam zvijezde potpuno neprozirne. Neutrino je, s druge strane, u stanju donijeti informacije iz samog epicentra događaja, govoreći o procesima s bjesomučnim temperaturama i pritiscima - s uvjetima koje teško da ćemo ikada dobiti u laboratoriju.

Znamo dovoljno malo kako se materija ponaša pod takvim transcendentnim režimima koji se postižu u jezgri zvijezde koja eksplodira. Ovdje su isprepletene sve grane fizike: hidrodinamika, fizika čestica, kvantna teorija polja, teorija gravitacije. Svaka informacija "od tamo" uvelike bi pomogla u širenju našeg znanja o svijetu.

Zamislite samo, luminoznost eksplozije u neutrina je 100 (!) puta veća nego u optičkom rasponu. Bilo bi nevjerojatno zanimljivo dobiti toliko informacija. Neutrinsko zračenje je toliko snažno da bi te čestice koje gotovo ne djeluju u interakciji ubile osobu ako bi se slučajno našla u blizini eksplozije. Ne sama eksplozija, već isključivo neutrino! Čestica koja će se zajamčeno zaustaviti nakon leta

kilometara u olovu - 10 milijuna puta veći od polumjera Zemljine orbite.

Veliki bonus je što bi neutrini trebali doći do nas i prije svjetlosnog signala! Uostalom, fotonima treba dosta vremena da napuste jezgru zvijezde, dok će neutrini nesmetano prolaziti kroz nju. Predujam može doseći cijeli dan. Tako će neutrin signal biti okidač za preusmjeravanje svih dostupnih teleskopa. Točno ćemo znati gdje i kada tražiti. Ali prvi trenuci eksplozije, kada svjetlina eksponencijalno raste i pada, najvažniji su i najzanimljiviji za znanost.

Kao što je već spomenuto, eksplozija supernove je nemoguća bez praska neutrina. Teški kemijski elementi jednostavno ne mogu nastati bez toga. Ali bez bljeska svjetlosti - potpuno
. U ovom slučaju, neutrino će biti naš jedini izvor informacija o ovom jedinstvenom procesu.

Supernova 1987

Sedamdesete su bile obilježene brzim rastom teorija velikog ujedinjenja. Sve četiri temeljne sile sanjale su da budu ujedinjene jednim opisom. Takvi modeli imali su vrlo neobičnu posljedicu – uobičajeni proton se morao raspasti.

Za traženje ovog rijetkog događaja napravljeno je nekoliko detektora. Među njima se snažno isticala instalacija Kamiokande koja se nalazi u planinama Japana.

Kamiokande detektor.

Ogroman rezervoar za vodu napravio je najtočnija mjerenja za to vrijeme, ali ... nije pronašao ništa. Te su godine bile tek zora neutrina fizike. Kako se pokazalo, donesena je vrlo dalekovidna odluka da se malo poboljša instalacija i preorijentira na neutrine. Instalacija je poboljšana, nekoliko godina su se borili s ometajućim pozadinskim procesima, a početkom 1987. počeli su dobivati dobre podatke.

Signal iz supernove SN1987a u detektoru Kamiokande II. Horizontalna os je vrijeme u minutama. .

Izuzetno kratak i jasan signal. Sljedećeg dana astronomi izvještavaju o eksploziji supernove u Magellanovom oblaku, satelitu naše galaksije. Ovo je bio prvi put da su astrofizičari mogli promatrati razvoj epidemije od njezinih najranijih faza. Svoj je maksimum dosegnuo tek u svibnju, a zatim je počeo polako nestajati.

Kamiokande je proizveo upravo ono što se očekivalo da će se vidjeti od supernove - elektronske neutrine. Ali novi detektor, tek počinje prikupljati podatke... To je sumnjivo. Srećom, on u to vrijeme nije bio jedini detektor neutrina.

IMB detektor postavljen je u rudnike soli u Americi. Po svojoj logici rada bio je sličan Kamiokandeu. Ogromna kocka ispunjena vodom i okružena fotosenzorima. Brzoleteće čestice počinju svijetliti, a to zračenje detektiraju ogromni fotomultiplikatori.

IMB detektor u bivšem rudniku soli u SAD-u.

Treba reći nekoliko riječi o fizici kozmičkih zraka u SSSR-u. Ovdje se razvila vrlo jaka škola fizike ultravisokih energija zraka. Vadim Kuzmin u svojim je radovima prvi pokazao iznimnu važnost proučavanja čestica koje stižu iz svemira - u laboratoriju teško da ćemo ikada primiti takve energije. Zapravo, njegova skupina je postavila temelje moderne fizike ultravisokih energetskih zraka i neutrina astrofizike.

Naravno, takva istraživanja nisu se mogla ograničiti na teoriju, a od početka 80-ih, dva su eksperimenta odjednom prikupljala podatke o Baksanu (Kavkaz) ispod planine Andyrchi. Jedna od njih je usmjerena na proučavanje solarnih neutrina. Imao je važnu ulogu u rješavanju problema solarnih neutrina i otkrivanju neutrinskih oscilacija. O tome sam govorio u prethodnom. Drugi, neutrinski teleskop, napravljen je posebno za otkrivanje neutrina velike energije koji dolaze iz svemira.

Teleskop se sastoji od tri sloja spremnika kerozina, na svaki je pričvršćen fotodetektor. Ova postavka omogućila je rekonstrukciju traga čestica.

Jedan od slojeva neutrinskog teleskopa u Baksanskom neutrinskom opservatoriju

Dakle, tri detektora su vidjela neutrine iz supernove - siguran i iznimno uspješan početak neutrin astrofizike!

Neutrine su registrirala tri detektora: Super-Kamiokande u planinama Japana, IMB u SAD-u i u klancu Baksan na Kavkazu.

I ovako se tijekom godina mijenjala planetarna maglica, nastala školjkom zvijezde odbačenom prilikom eksplozije.

Jednokratna promocija ili...

Pitanje je sasvim prirodno – koliko ćemo često biti toliko “sretni”. Nažalost, ne puno. promatranje kaže da je prethodna supernova u našoj galaksiji eksplodirala 1868. godine, ali nije uočena. A posljednji od njih otkriven je već 1604. godine.

Ali! Svake sekunde negdje u svemiru bljesak! Daleko, ali često. Takve eksplozije stvaraju difuznu pozadinu, donekle sličnu pozadinskom zračenju. Dolazi sa svih strana i otprilike je konstantan. Možemo prilično uspješno procijeniti intenzitet i energije u kojima treba tražiti takve događaje.

Na slici su prikazani tokovi svih nama poznatih izvora neutrina:

. Spektar neutrina na Zemlji iz svih mogućih izvora.

Burgundska krivulja iznad je neutrino iz supernove iz 1987. godine, a ova ispod je fotografija zvijezda koje eksplodiraju svake sekunde u Svemiru. Ako smo dovoljno osjetljivi i možemo razlikovati te čestice od onoga što dolazi, na primjer, sa Sunca ili iz reaktora, onda je registracija sasvim moguća.

Štoviše, Super-Kamiokande je već dosegao potrebnu osjetljivost. Morao ga je poboljšati za red veličine. Trenutno je detektor otvoren, na profilaksi, nakon čega će mu se dodati nova aktivna tvar, što će značajno poboljšati njegovu učinkovitost. Dakle, nastavit ćemo promatrati i čekati.

Kako sada traže neutrine iz supernova

Dvije vrste detektora mogu se koristiti za traženje događaja iz zvjezdanih eksplozija.

Prvi je detektor Čerenkov. Trebat će veliki volumen prozirne guste tvari - vode ili leda. Ako se čestice koje rađaju neutrini kreću brzinom većom od brzine svjetlosti u mediju, tada ćemo vidjeti slab sjaj. Ostaje samo instalirati fotodetektore. Od minusa ove metode - vidimo samo prilično brze čestice, izmiče nam sve što je manje od određene energije.

Tako su radili već spomenuti IMB i Kamiokande. Potonji je nadograđen na Super-Kamiokande, postavši ogroman cilindar od 40 metara s 13.000 fotosenzora. Sada je detektor otvoren nakon 10 godina prikupljanja podataka. Zabrtvit će se propusnošću, očistiti od bakterija i dodati malo tvari osjetljive na neutrone te će ponovno biti u funkciji.

Super-Kamiokande za prevenciju. Više velikih fotografija i videozapisa.

Možete koristiti istu metodu detekcije, ali koristite prirodne rezervoare umjesto umjetnih akvarija. Na primjer, najčišće vode jezera Baikal. Ondje se sada postavlja teleskop koji će pokriti dva kubična kilometra vode. Ovo je 40 puta veće od Super Kamiokande. Ali nije tako zgodno staviti detektore tamo. Obično se koristi vijenac od kuglica u koji je umetnuto nekoliko fotosenzora.

Vrlo sličan koncept implementira se i u Sredozemnom moru, gdje je izgrađen i radi detektor Antares, planirana je izgradnja ogromnog KM3Neta koji će vidjeti kocku. kilometar morske vode.

Sve bi bilo u redu, ali puno živih bića pliva u morima. Kao rezultat toga, potrebno je razviti posebne neuronske mreže koje će razlikovati neutrinske događaje od plivajućih riba.

Ali ne morate eksperimentirati s vodom! Antarktički led je dosta proziran, u njega je lakše ugraditi detektore, ne bi još bilo tako hladno... Detektor IceCube radi na Južnom polu - vijenci fotosenzora zalemljeni su u debljinu kubnog kilometra leda, koji traže tragove interakcija neutrina u ledu.

Ilustracija događaja u IceCube detektoru.

Sada prijeđimo na drugu metodu. Umjesto vode možete koristiti aktivnu tvar - scintilator. Ove tvari same svijetle kada nabijena čestica prođe kroz njih. Ako skupite veliku kupku takve tvari, dobivate vrlo osjetljivu instalaciju.

Na primjer, detektor Borexino u Alpama koristi nešto manje od 300 tona aktivnog materijala.

Kineski DayaBay koristi 160 tona scintilatora.

No, kineski eksperiment JUNO sprema se postati i rekorder koji će sadržavati čak 20.000 tona tekućeg scintilatora.

Kao što vidite, sada radi ogroman broj eksperimenata, spremnih za otkrivanje neutrina iz supernove. Naveo sam samo neke od njih kako vas ne bih bombardirao gomilom sličnih fotografija i dijagrama.

Vrijedi napomenuti da svima njima očekivanje supernove nije glavni cilj. Na primjer, KamLand i Borexino izgradili su izvrsne izvore antineutrina na Zemlji – uglavnom reaktore i radioaktivne izotope u crijevima; IceCube neprestano promatra ultra-visoke neutrine neutrine iz svemira; SuperKamiokande proučava neutrine sa Sunca, iz atmosfere i iz obližnjeg J-PARC akceleratora.

Kako bi se ti eksperimenti nekako kombinirali, razvijeni su čak i okidači i upozorenja. Ako jedan od detektora vidi nešto što izgleda kao događaj supernove, signal odmah dolazi na druge instalacije. Gravitacijski teleskopi i optičke zvjezdarnice također se odmah upozoravaju i preusmjeravaju svoje instrumente u smjeru sumnjivog izvora. Čak se i astronomi amateri mogu prijaviti za upozorenja i, uz malo sreće, mogu doprinijeti ovom istraživanju.

No, kako kažu kolege iz Borexina, često signal iz supernove uzrokuje čistač koji je bio među kablovima...

Što očekujemo vidjeti ako budemo imali malo sreće? Broj događaja uvelike ovisi o volumenu detektora i kreće se od nesigurnih 100 do navale od milijun događaja. Što možemo reći o eksperimentima sljedeće generacije: Hyper-Kamiokande, JUNO, DINE - postat će višestruko osjetljiviji.

Što bismo sada vidjeli u slučaju eksplozije supernove u našoj galaksiji.

Sutra bi supernova mogla izbiti u galaksiji i mi ćemo biti spremni primiti poruku iz samog epicentra monstruozne eksplozije. Kao i koordiniranje i usmjeravanje dostupnih optičkih teleskopa i detektora gravitacijskih valova.

p.s. Želio bih se posebno zahvaliti 'u, koji je dao moralni udarac za pisanje članka. Preporučujem vam da se pretplatite ako vas zanimaju vijesti / fotografije / memovi iz svijeta fizike čestica.

Drevne kronike i kronike govore nam da su se povremeno na nebu iznenada pojavile zvijezde iznimno velikog sjaja. Brzo su se povećale u svjetlini, a zatim su polako, tijekom nekoliko mjeseci, izblijedjele i prestale biti vidljive. Blizu maksimalnog sjaja, ove su zvijezde bile vidljive čak i tijekom dana. Najsjajnije epidemije bile su 1006. i 1054. godine, a informacije o tome sadržane su u kineskim i japanskim raspravama. Godine 1572. takva je zvijezda planula u zviježđu Kasiopeje i promatrao ju je izvanredni astronom Tycho Brahe, a 1604. sličnu bljesak u zviježđu Zmijonik promatrao je Johannes Kepler. Od tada, tijekom četiri stoljeća "teleskopske" ere u astronomiji, nisu uočena takva izbijanja. Međutim, s razvojem promatračke astronomije, istraživači su počeli otkrivati prilično velik broj sličnih baklji, iako nisu postigle vrlo veliku svjetlinu. Ove zvijezde, iznenada se pojavljuju i ubrzo kao da nestaju bez traga, počele su se zvati "Nove". Činilo se da su zvijezde iz 1006. i 1054., zvijezde Tychoa i Keplera, isti izboji, samo vrlo blizu i stoga svjetlije. No, pokazalo se da to nije tako. Godine 1885. astronom Hartwig u zvjezdarnici u Tartuu primijetio je pojavu nove zvijezde u poznatoj maglici Andromeda. Ova zvijezda dosegnula je 6. prividnu magnitudu, odnosno snaga njenog zračenja bila je samo 4 puta manja nego iz cijele maglice. Onda to nije iznenadilo astronome: uostalom, priroda maglice Andromeda je bila nepoznata, pretpostavljalo se da je to samo oblak prašine i plina sasvim blizu Sunca. Tek 20-ih godina prošlog stoljeća konačno je postalo jasno da su Andromedina maglica i druge spiralne maglice ogromni zvjezdani sustavi koji se sastoje od stotina milijardi zvijezda i milijuna svjetlosnih godina udaljeni od nas. U maglici Andromeda također su otkriveni bljeskovi običnih Novih zvijezda, vidljivi kao objekti od 17-18 magnituda. Postalo je jasno da je zvijezda iz 1885. nadmašila Nove Zvijezde po snazi zračenja za desetke tisuća puta, za kratko vrijeme njezina je svjetlina bila gotovo jednaka svjetlini ogromnog zvjezdanog sustava! Očito, priroda ovih izbijanja mora biti drugačija. Kasnije su ti najsnažniji bljeskovi nazvani "Supernove", u čemu je prefiks "super" značio njihovu veću snagu zračenja, a ne veću "novost".

Pretraga i promatranje supernova

Na fotografijama udaljenih galaksija počele su se prilično često primjećivati eksplozije supernova, no ta su otkrića bila slučajna i nisu mogla pružiti informacije potrebne za objašnjenje uzroka i mehanizma ovih grandioznih baklji. Međutim, 1936. godine astronomi Baade i Zwicky, koji su radili u zvjezdarnici Palomar u Sjedinjenim Državama, započeli su sustavnu sustavnu potragu za supernovama. Na raspolaganju su imali Schmidtov teleskop koji je omogućio fotografiranje područja od nekoliko desetaka kvadratnih stupnjeva i dao vrlo jasne slike čak i slabih zvijezda i galaksija. Uspoređujući fotografije jedne regije neba snimljene nekoliko tjedana kasnije, lako se moglo uočiti pojavu novih zvijezda u galaksijama koje su jasno vidljive na fotografijama. Za fotografiranje su odabrana područja neba koja su bila najbogatija obližnjim galaksijama, gdje je njihov broj na jednoj slici mogao doseći nekoliko desetina, a vjerojatnost otkrivanja supernove bila je najveća.

Godine 1937. Baade i Zwicky uspjeli su otkriti 6 supernova. Među njima su bile prilično svijetle zvijezde 1937C i 1937D (astronomi su odlučili označiti supernove dodavanjem slova u godinu otkrića koja označavaju slijed otkrića u tekućoj godini), koje su dosegle maksimum od 8, odnosno 12 magnitude. Za njih su dobivene svjetlosne krivulje - ovisnost promjene svjetline s vremenom - i veliki broj spektrograma - fotografije spektra zvijezde, koje pokazuju ovisnost intenziteta zračenja o valnoj duljini. Nekoliko desetljeća ovaj je materijal postao glavni za sve istraživače koji su pokušavali otkriti uzroke eksplozija supernove.

Nažalost, Drugi svjetski rat prekinuo je tako uspješno započeti promatrački program. Sustavna potraga za supernovama u zvjezdarnici Palomar nastavljena je tek 1958. godine, ali s većim teleskopom Schmidtovog sustava, koji je omogućio fotografiranje zvijezda do 22-23 magnitude. Od 1960. godine ovom se radu pridružio niz drugih zvjezdarnica diljem svijeta, gdje su bili dostupni odgovarajući teleskopi. U SSSR-u je takav rad izveden na krimskoj postaji VRI, gdje je postavljen astrografski teleskop s promjerom leće od 40 cm i vrlo velikim vidnim poljem - gotovo 100 četvornih stupnjeva, te u Astrofizičkom opservatoriju Abastumani u Gruziji - na Schmidtovom teleskopu s ulazom od 36 cm.Krim i u Abastumaniju napravljena su mnoga otkrića supernove. Od ostalih zvjezdarnica, najveći broj otkrića ostvaren je u zvjezdarnici Asiago u Italiji, gdje su djelovala dva teleskopa Schmidtovog sustava. No, ipak je Zvjezdarnica Palomar ostala vodeći i po broju otkrića i po maksimalnoj veličini zvijezda dostupnih za detekciju. Zajedno je 60-ih i 70-ih godina otkriveno i do 20 supernova godišnje, a njihov je broj počeo naglo rasti. Odmah nakon otkrića počela su fotometrijska i spektroskopska promatranja velikim teleskopima.

Godine 1974. umro je F. Zwicky, a ubrzo je prekinuta potraga za supernovom u zvjezdarnici Palomar. Broj otkrivenih supernova se smanjio, ali je od početka 1980-ih ponovno počeo rasti. Pokrenuti su novi programi pretraživanja na južnom nebu - u zvjezdarnici Cerro el Roble u Čileu, a astronomi su počeli otkrivati supernove. Pokazalo se da se uz pomoć malih amaterskih teleskopa s lećama od 20-30 cm može prilično uspješno tražiti praska sjajnih supernova sustavnim promatranjem vizualno definiranog skupa galaksija. Najveći uspjeh postigao je svećenik iz Australije Robert Evans koji je od ranih 80-ih uspio otkriti i do 6 supernova godišnje. Nije ni čudo što su se profesionalni astronomi šalili na račun njegove "izravne veze s nebom".

Godine 1987. otkrivena je najsjajnija supernova 20. stoljeća, SN 1987A, u galaksiji Veliki Magellanov oblak, koja je "satelit" naše Galaksije i udaljena je samo 55 kiloparseka od nas. Neko je vrijeme ova supernova bila vidljiva čak i golim okom, dosegnuvši maksimalnu svjetlinu od oko 4 magnitude. Međutim, to se moglo promatrati samo na južnoj hemisferi. Za ovu supernovu dobiven je niz fotometrijskih i spektralnih promatranja, jedinstvenih po točnosti i trajanju, a sada astronomi nastavljaju pratiti kako se razvija proces transformacije supernove u plinovitu maglicu koja se širi.



Supernova 1987A. Gore lijevo je fotografija područja gdje je supernova eruptirala, snimljena mnogo prije izbijanja. Zvijezda koja će uskoro eksplodirati označena je strelicom. Gore desno je fotografija iste regije neba kada je supernova bila blizu maksimalnog sjaja. U nastavku - ovako izgleda supernova 12 godina nakon izbijanja. Prstenovi oko supernove su međuzvjezdani plin (djelomično izbačen od strane zvijezde prije supernove čak i prije izbijanja), ioniziran tijekom izbijanja i nastavlja svijetliti.

Sredinom 80-ih postalo je jasno da se era fotografije u astronomiji bliži kraju. CCD prijemnici koji su se brzo usavršavali bili su višestruko bolji od fotografske emulzije u osjetljivosti i zabilježenom rasponu valnih duljina, praktički ne inferiorniji u razlučivosti. Slika dobivena CCD kamerom mogla se odmah vidjeti na ekranu računala i usporediti s ranije dobivenim, a za fotografiju je proces razvijanja, sušenja i usporedbe trajao u najboljem slučaju jedan dan. Jedina preostala prednost fotografskih ploča - mogućnost fotografiranja velikih područja neba - također se pokazala beznačajnom za potragu za supernovom: teleskop s CCD kamerom mogao bi zasebno snimiti sve galaksije koje padaju na fotografsku ploču u jednom vremenu. usporediva s fotografskom ekspozicijom. Pojavili su se projekti potpuno automatiziranih programa za pretraživanje supernove u kojima se teleskop usmjerava na odabrane galaksije prema prethodno unesenom programu, a dobivene slike se kompjutorski uspoređuju s ranije dobivenim. Tek ako se otkrije novi objekt, računalo šalje signal astronomu koji doznaje je li eksplozija supernove doista zabilježena. Devedesetih godina 20. stoljeća takav je sustav, pomoću reflektirajućeg teleskopa od 80 cm, počeo djelovati u Opservatoriju Lick (SAD).

Dostupnost jednostavnih CCD kamera za astronome amatere dovela je do toga da oni prelaze s vizualnih promatranja na CCD promatranja, a zatim zvijezde do 18, pa čak i 19 magnitude postaju dostupne za teleskope s lećama od 20-30 cm. Uvođenje automatiziranih pretraživanja i rast broja astronoma amatera koji traže supernove pomoću CCD kamera doveli su do eksplozije u broju otkrića: sada se godišnje otkrije više od 100 supernova, a ukupan broj otkrića premašio je 1500 Posljednjih godina traga se za vrlo udaljenim i slabim supernovama na najvećim teleskopima s promjerom zrcala od 3-4 metra. Pokazalo se da studije supernova, koje dosežu maksimalnu svjetlinu od 23-24 magnitude, mogu dati odgovore na mnoga pitanja o strukturi i sudbini cijelog Svemira. U jednoj noći promatranja takvim teleskopima, opremljenim najnaprednijim CCD kamerama, može se otkriti više od 10 udaljenih supernova! Nekoliko slika takvih supernova prikazano je na donjoj slici.

Gotovo sve trenutno otkrivene supernove mogu dobiti barem jedan spektar, a mnoge imaju poznate krivulje svjetlosti (zasluga i astronoma amatera). Dakle, količina opservacijskog materijala dostupna za analizu je vrlo velika i čini se da bi se sva pitanja o prirodi ovih grandioznih fenomena trebala riješiti. Nažalost, to još nije slučaj. Razmotrimo detaljnije glavna pitanja s kojima se susreću istraživači supernova i najvjerojatnije odgovore na njih danas.

Klasifikacija supernove, svjetlosne krivulje i spektri

Prije donošenja bilo kakvih zaključaka o fizičkoj prirodi nekog fenomena, potrebno je potpuno razumjeti njegove uočene manifestacije, koje se moraju ispravno klasificirati. Naravno, prvo pitanje koje je postavilo istraživačima supernova bilo je jesu li iste, a ako nisu, koliko su različite i mogu li se klasificirati. Već prve supernove, koje su otkrili Baade i Zwicky, pokazale su značajne razlike u svojim svjetlosnim krivuljama i spektrima. Godine 1941. R. Minkowski je predložio podjelu supernova u dva glavna tipa prema prirodi spektra. Supernove je pripisao tipu I, čiji su se spektri potpuno razlikovali od spektra svih tada poznatih objekata. Linije najčešćeg elementa u Svemiru - vodika - bile su potpuno odsutne, cijeli se spektar sastojao od širokih maksimuma i minimuma koji se nisu mogli identificirati, ultraljubičasti dio spektra bio je vrlo slab. Supernove su pripisane tipu II, čiji su spektri pokazivali određenu sličnost s "običnim" novima po prisutnosti vrlo intenzivnih emisijskih linija vodika, ultraljubičasti dio njihovog spektra je svijetao.

Spektri supernove tipa I ostali su zagonetni tri desetljeća. Tek nakon što je Yu.P. Pskovskii pokazao da su trake u spektrima ništa drugo nego segmenti kontinuiranog spektra između širokih i prilično dubokih apsorpcijskih linija, identifikacija spektra supernova tipa I krenula je naprijed. Identificiran je niz apsorpcijskih linija, prvenstveno najintenzivnije linije pojedinačno ioniziranog kalcija i silicija. Valne duljine ovih linija pomaknute su na ljubičastu stranu spektra zbog Dopplerovog efekta u ljusci koja se širi brzinom od 10-15 tisuća km u sekundi. Izuzetno je teško identificirati sve linije u spektrima supernova tipa I, budući da su one jako proširene i jedna na drugu; uz spomenuti kalcij i silicij, bilo je moguće identificirati linije magnezija i željeza.

Analiza spektra supernova omogućila je donošenje važnih zaključaka: gotovo da nema vodika u školjkama izbačenim tijekom supernove tipa I; dok je sastav ljuski supernova tipa II gotovo isti kao i solarne atmosfere. Brzine širenja školjki su od 5 do 15-20 tisuća km / s, temperatura fotosfere je oko maksimuma - 10-20 tisuća stupnjeva. Temperatura brzo pada i nakon 1-2 mjeseca doseže 5-6 tisuća stupnjeva.

Svjetlosne krivulje supernova također su se razlikovale: za tip I, sve su bile vrlo slične, imaju karakterističan oblik s vrlo brzim porastom svjetline do maksimuma koji traje ne više od 2-3 dana, brzim smanjenjem svjetline za 3 magnitude u 25-40 dana, i kasnijim polaganim raspadanjem, gotovo linearnim u skali zvjezdanih veličina, što odgovara eksponencijalnom opadanju svjetline.

Pokazalo se da su krivulje svjetla supernova tipa II mnogo raznolikije. Neke su bile slične svjetlosnim krivuljama supernove tipa I, samo sa sporijim i dugotrajnijim padom svjetline do početka linearnog "repa", u drugima, odmah nakon maksimuma, počinje područje gotovo konstantnog sjaja - tj. -zvana "visoravan", koja može trajati i do 100 dana. Tada sjaj naglo pada i ulazi u linearni "rep". Sve rane svjetlosne krivulje dobivene su na temelju fotografskih promatranja u takozvanom sustavu fotografskih veličina, koji odgovara osjetljivosti običnih fotografskih ploča (interval valnih duljina 3500-5000 A). Čak je i korištenje fotovizualnog sustava (5000-6000 A) uz njega omogućilo dobivanje važnih informacija o promjeni indeksa boja (ili jednostavno "boje") supernove: pokazalo se da nakon maksimuma oba vrste supernova kontinuirano "crvene", odnosno glavni dio zračenja pomiče se prema dužim valnim duljinama. Ovo crvenilo prestaje u fazi linearnog smanjenja svjetline i čak može biti zamijenjeno "plavijom" supernovom.

Osim toga, supernove tipa I i II razlikovale su se po vrstama galaksija u kojima su planule. Supernove tipa II otkrivene su samo u spiralnim galaksijama, gdje se zvijezde nastavljaju formirati u današnje vrijeme i gdje su prisutne i stare zvijezde male mase i mlade, masivne i "kratkovječne" (samo nekoliko milijuna godina) zvijezde. Supernove tipa I izbijaju u spiralnim i eliptičnim galaksijama, gdje se smatra da formiranje zvijezda nije bilo intenzivno milijardama godina.

Klasifikacija supernova ostala je u ovom obliku do sredine 1980-ih. Početak široke uporabe CCD prijamnika u astronomiji omogućio je značajno povećanje količine i kvalitete materijala za promatranje. Suvremena oprema omogućila je dobivanje spektrograma za blijede, dosad nedostupne objekte; s mnogo većom točnošću bilo je moguće odrediti intenzitete i širine linija, registrirati slabije linije u spektrima. CCD prijemnici, infracrveni detektori i instrumenti postavljeni na svemirske letjelice omogućili su promatranje supernova u cijelom rasponu optičkog zračenja od ultraljubičastog do dalekog infracrvenog; Također su provedena gama, rendgenska i radijska promatranja supernova.

Kao rezultat toga, očito uspostavljena binarna klasifikacija supernova počela se brzo mijenjati i postajati složenija. Pokazalo se da supernove tipa I nisu toliko homogene kao što se činilo. U spektrima ovih supernova pronađene su značajne razlike, od kojih je najznačajniji intenzitet linije pojedinačno ioniziranog silicija, promatrane na valnoj duljini od oko 6100 A. Za većinu supernova tipa I, ova apsorpcijska linija blizu maksimuma svjetline bila je najuočljivija značajka u spektru, ali za neke supernove je praktički izostala, a linije apsorpcije helija bile su najintenzivnije.

Ove supernove su označene Ib, a "klasične" supernove tipa I označene su Ia. Naknadno se pokazalo da nekim Ib supernovama također nedostaju helijeve linije, a nazvane su tip Ic. Ove nove vrste supernova razlikovale su se od "klasičnih" Ia po svojim svjetlosnim krivuljama, koje su se pokazale prilično raznolikima, iako su po obliku slične svjetlosnim krivuljama Ia supernove. Pokazalo se da su supernove tipa Ib/c također bili izvori radio emisije. Svi su oni pronađeni u spiralnim galaksijama, u regijama gdje je možda nedavno došlo do formiranja zvijezda, a prilično masivne zvijezde postoje i danas.

Svjetlosne krivulje supernove Ia u crvenom i infracrvenom spektru (opsegovi R, I, J, H, K) uvelike su se razlikovale od prethodno proučavanih krivulja u pojasu B i V. u I filteru i dužim valnim duljinama, prava sekunda pojavljuje se maksimum. Međutim, neke Ia supernove nemaju ovaj drugi maksimum. Ove supernove također se odlikuju crvenom bojom pri maksimalnoj svjetlini, smanjenom osvjetljenošću i nekim spektralnim značajkama. Prva takva supernova bila je SN 1991bg, a objekti poput nje još se nazivaju osebujne Ia supernove ili "supernove tipa 1991bg". Drugi tip supernove Ia, naprotiv, karakterizira povećana svjetlina na maksimumu. Karakteriziraju ih niži intenziteti apsorpcijskih linija u spektrima. "Prototip" za njih je SN 1991T.

Još 1970-ih supernove tipa II dijelile su se prema prirodi svojih svjetlosnih krivulja na "linearne" (II-L) i "plato" (II-P). U budućnosti se počelo otkrivati sve više supernove II koja pokazuje određene značajke u svjetlosnim krivuljama i spektrima. Dakle, prema svjetlosnim krivuljama, dvije najsjajnije supernove posljednjih godina, 1987A i 1993J, oštro se razlikuju od ostalih supernova tipa II. Obje su imale dva maksimuma u krivuljama svjetla: nakon izbijanja, svjetlina je naglo opadala, zatim ponovno počela rasti, a tek nakon drugog maksimuma počelo je konačno smanjenje svjetline. Za razliku od Ia supernove, drugi maksimum je uočen u svim rasponima spektra, a za SN 1987A bio je puno svjetliji od prvog u duljim rasponima valnih duljina.

Među spektralnim značajkama najčešća je i uočljiva bila prisutnost, uz široke emisione linije karakteristične za ekspandirajuće ljuske, i sustav uskih emisijskih ili apsorpcijskih linija. Ovaj fenomen najvjerojatnije je posljedica prisutnosti guste ljuske koja okružuje zvijezdu prije izbijanja, takve su supernove označene II-n.

Statistika supernove

Koliko često supernove izbijaju i kako su raspoređene u galaksijama? Na ova pitanja moraju odgovoriti statističke studije supernova.

Čini se da je odgovor na prvo pitanje prilično jednostavan: trebate promatrati nekoliko galaksija dovoljno dugo, prebrojati supernove koje se promatraju u njima i podijeliti broj supernova s vremenom promatranja. No pokazalo se da je vrijeme koje pokrivaju prilično redovita promatranja još uvijek prekratko za konačne zaključke za pojedinačne galaksije: u većini su uočeni samo jedan ili dva izbijanja. Istina, u nekim galaksijama već je registriran prilično velik broj supernova: rekorder je galaksija NGC 6946, u kojoj je od 1917. otkriveno 6 supernova. Međutim, ti podaci ne daju točne podatke o učestalosti izbijanja. Prvo, nepoznato je točno vrijeme promatranja ove galaksije, a drugo, ispadi, koji su za nas gotovo istovremeni, zapravo bi mogli biti razdvojeni prilično velikim vremenskim intervalima: uostalom, svjetlost supernove putuje različitim putovima unutar galaksije, a njegove su dimenzije u svjetlosnim godinama mnogo veće od vremena promatranja. Do sada je moguće dobiti procjenu frekvencije bljeskanja samo za određeni skup galaksija. Da biste to učinili, potrebno je koristiti podatke promatranja o potrazi za supernovom: svako promatranje daje neko "učinkovito vrijeme praćenja" za svaku galaksiju, koje ovisi o udaljenosti do galaksije, o graničnoj veličini pretraživanja i o priroda svjetlosne krivulje supernove. Za supernove različitih tipova, vrijeme promatranja iste galaksije bit će različito. Kombinirajući rezultate za nekoliko galaksija, potrebno je uzeti u obzir njihovu razliku u masi i svjetlini, kao iu morfološkom tipu. Trenutno je uobičajeno normalizirati rezultate na svjetlinu galaksija i kombinirati podatke samo za galaksije sličnih tipova. Nedavni rad, koji se temelji na kombiniranju podataka iz nekoliko programa za pretraživanje supernova, dao je sljedeće rezultate: u eliptičnim galaksijama promatraju se samo supernove tipa Ia, a u "prosječnoj" galaksiji sa luminozitetom od 10 10 solarnih luminoziteta jedna supernova bukne oko jednom svakih 500 godina. U spiralnoj galaksiji iste svjetline, supernove Ia pale s tek nešto većom frekvencijom, ali im se dodaju supernove tipa II i Ib/c, a ukupna frekvencija baklji je otprilike jednom u 100 godina. Frekvencija baklji je približno proporcionalna svjetlini galaksija, odnosno u divovskim galaksijama mnogo je veća: konkretno, NGC 6946 je spiralna galaksija sa svjetlinom od 2,8 10 10 sunčevih luminoziteta, dakle oko tri baklje na 100 godina u njemu se može očekivati, a 6 supernova promatranih u njemu može se smatrati ne baš velikim odstupanjem od prosječne frekvencije. Naša galaksija je manja od NGC 6946 i u njoj se u prosjeku može očekivati jedan ispad svakih 50 godina. Međutim, poznato je da su samo četiri supernove u Galaksiji opažene u prošlom tisućljeću. Postoji li ovdje kontradikcija? Ispada da nije - uostalom, veći dio Galaksije zatvoren je od nas slojevima plina i prašine, a blizina Sunca, u kojoj su ove 4 supernove opažene, čine samo mali dio Galaksije.

Kako su supernove raspoređene unutar galaksija? Naravno, zasad je moguće proučavati samo sumarne raspodjele svedene na neku "prosječnu" galaksiju, kao i raspodjele u odnosu na detalje strukture spiralnih galaksija. Ti dijelovi uključuju, prije svega, spiralne krakove; u prilično bliskim galaksijama također su jasno vidljive regije aktivnog stvaranja zvijezda, koje se razlikuju po oblacima ioniziranog vodika - H II regija, ili po nakupinama svijetloplavih zvijezda - OB asocijacija. Više puta ponavljane kako se broj otkrivenih supernova povećava, studije prostorne raspodjele dale su sljedeće rezultate. Raspodjele supernova svih vrsta po udaljenosti od središta galaksija malo se razlikuju jedna od druge i slične su raspodjeli sjaja - gustoća se smanjuje od središta prema rubovima prema eksponencijalnom zakonu. Razlike između tipova supernova očituju se u distribuciji u odnosu na područja stvaranja zvijezda: ako su supernove svih tipova koncentrirane prema spiralnim krakovima, samo su supernove tipa II i Ib/c koncentrirane prema H II regijama. Može se zaključiti da je životni vijek zvijezde koja proizvodi bljesak tipa II ili Ib/c od 10 6 do 10 7 godina, a za tip Ia oko 10 8 godina. Međutim, Ia supernove se također opažaju u eliptičnim galaksijama, gdje se smatra da nijedna zvijezda nije mlađa od 10 9 godina. Postoje dva moguća objašnjenja za ovu kontradikciju: ili je priroda eksplozija supernove Ia u spiralnim i eliptičnim galaksijama različita, ili se formiranje zvijezda još uvijek nastavlja u nekim eliptičnim galaksijama i prisutne su mlađe zvijezde.

Teorijski modeli

Na temelju ukupnih podataka promatranja, istraživači su zaključili da bi eksplozija supernove trebala biti posljednja faza u evoluciji zvijezde, nakon čega ona prestaje postojati u svom prijašnjem obliku. Doista, energija eksplozije supernove procjenjuje se na 10 50 - 10 51 erg, što premašuje tipične vrijednosti gravitacijske energije vezivanja zvijezda. Energija oslobođena tijekom eksplozije supernove više je nego dovoljna da potpuno rasprši materiju zvijezde u svemiru. Kakve su to zvijezde i kada završavaju svoj život eksplozijom supernove, kakva je priroda procesa koji dovode do tako gigantskog oslobađanja energije?

Podaci promatranja pokazuju da se supernove dijele na nekoliko tipova, koji se razlikuju po kemijskom sastavu ljuski i njihovoj masi, po prirodi oslobađanja energije te u vezi s različitim tipovima zvjezdanih populacija. Supernove tipa II jasno su povezane s mladim, masivnim zvijezdama, a vodik je prisutan u velikim količinama u njihovim školjkama. Stoga se njihove baklje smatraju završnom fazom u evoluciji zvijezda, čija je početna masa veća od 8-10 solarnih masa. U središnjim dijelovima takvih zvijezda energija se oslobađa tijekom reakcija nuklearne fuzije, počevši od najjednostavnijih - nastajanja helija tijekom fuzije jezgri vodika, i završavajući stvaranjem jezgri željeza iz silicija. Željezne jezgre su najstabilnije u prirodi i pri spajanju se ne oslobađa energija. Dakle, kada jezgra zvijezde postane željezo, oslobađanje energije u njoj prestaje. Jezgra se ne može oduprijeti gravitacijskim silama i brzo se skuplja – kolabira. Procesi koji se događaju tijekom kolapsa još su daleko od potpunog objašnjenja. Međutim, poznato je da ako se sva materija u jezgri zvijezde pretvori u neutrone, onda se ona može oduprijeti silama privlačenja. Jezgra zvijezde pretvara se u "neutronsku zvijezdu" i kolaps prestaje. U tom slučaju se oslobađa ogromna energija koja ulazi u školjku zvijezde i uzrokuje njezino širenje, što vidimo kao eksploziju supernove. Ako se evolucija zvijezde prije toga dogodila "tiho", tada bi njezina ljuska trebala imati radijus stotine puta veći od radijusa Sunca i zadržati dovoljno vodika da objasni spektar supernove tipa II. Ako je većina ljuske izgubljena tijekom evolucije u bliskom binarnom sustavu ili na neki drugi način, tada u spektru neće biti vodikovih linija – vidjet ćemo supernovu tipa Ib ili Ic.

Kod manje masivnih zvijezda evolucija se odvija drugačije. Nakon izgaranja vodika, jezgra postaje helij, a počinje reakcija pretvaranja helija u ugljik. Međutim, jezgra se ne zagrijava na tako visoku temperaturu da počnu fuzijske reakcije koje uključuju ugljik. Jezgra ne može osloboditi dovoljno energije i skuplja se, međutim, u ovom slučaju kompresiju zaustavljaju elektroni u tvari jezgre. Jezgra zvijezde pretvara se u takozvani "bijeli patuljak", a školjka se raspršuje u svemiru u obliku planetarne maglice. Indijski astrofizičar S. Chandrasekhar pokazao je da bijeli patuljak može postojati samo ako je njegova masa manja od oko 1,4 solarne mase. Ako je bijeli patuljak u dovoljno bliskom binarnom sustavu, tada materija može početi teći od obične zvijezde do bijelog patuljka. Masa bijelog patuljka postupno raste, a kada prijeđe granicu, dolazi do eksplozije, tijekom koje dolazi do brzog termonuklearnog izgaranja ugljika i kisika, koji se pretvaraju u radioaktivni nikal. Zvijezda je potpuno uništena, a u ljusci koja se širi dolazi do radioaktivnog raspada nikla na kobalt, a zatim na željezo, što daje energiju za sjaj ljuske. Ovako eksplodiraju supernove tipa Ia.

Suvremena teorijska proučavanja supernova uglavnom su proračuni na najmoćnijim računalima modela zvijezda koje eksplodiraju. Nažalost, još nije bilo moguće stvoriti model koji bi doveo do eksplozije supernove i njezinih vidljivih manifestacija iz kasne faze evolucije zvijezda. Međutim, postojeći modeli adekvatno opisuju svjetlosne krivulje i spektre velike većine supernova. Obično se radi o modelu ljuske zvijezde, u koju se "ručno" ulaže energija eksplozije, nakon čega počinje njezino širenje i zagrijavanje. Unatoč velikim poteškoćama povezanim sa složenošću i raznolikošću fizikalnih procesa, posljednjih godina postignut je veliki uspjeh u ovom smjeru istraživanja.

Utjecaj supernove na okoliš

Eksplozije supernove imaju snažan i raznolik učinak na okolni međuzvjezdani medij. Školjka supernove izbačena ogromnom brzinom zahvata i komprimira plin koji je okružuje. Možda to može dati poticaj za stvaranje novih zvijezda iz oblaka plina. Energija eksplozije je tolika da se sintetiziraju novi elementi, osobito oni teži od željeza. Materijal obogaćen teškim elementima raspršen je po cijeloj galaksiji eksplozijama supernove, zbog čega zvijezde nastale nakon eksplozija supernove sadrže više teških elemenata. Pokazalo se da je međuzvjezdani medij u "našem" području Mliječne staze toliko obogaćen teškim elementima da je nastanak života na Zemlji postao moguć. Supernove su izravno odgovorne za to! Supernove, očito, također generiraju struje čestica s vrlo visokom energijom - kozmičke zrake. Te čestice, prodirući u površinu Zemlje kroz atmosferu, mogu uzrokovati genetske mutacije, zbog kojih se odvija evolucija života na Zemlji.

Supernove nam govore o sudbini svemira

Supernove, a posebno supernove tipa Ia, među najsjajnijim su objektima poput zvijezda u svemiru. Stoga se čak i vrlo udaljene supernove mogu proučavati trenutno dostupnom opremom.

Mnoge Ia supernove otkrivene su u galaksijama dovoljno blizu da se udaljenost do njih može odrediti na nekoliko načina. Najtočnijim se trenutno smatra određivanje udaljenosti po prividnom sjaju svijetlih promjenjivih zvijezda određene vrste - Cefeida. Uz pomoć svemirskog teleskopa Hubble je otkrio i proučavao veliki broj cefeida u galaksijama koje su od nas udaljene i do 20 megaparseka. Dovoljno točne procjene udaljenosti do ovih galaksija omogućile su određivanje svjetline supernove tipa Ia koja je u njima planula. Ako pretpostavimo da udaljene supernove Ia imaju istu prosječnu svjetlost, tada se promatrana veličina pri maksimalnoj svjetlini može koristiti za procjenu udaljenosti do njih.

Rođenje supernove

Nebo za vedra dana je, općenito, prilično dosadna i monotona slika: vruća lopta Sunca i čisto, beskrajno prostranstvo, ponekad ukrašeno oblacima ili rijetkim oblacima.

Druga stvar je nebo u noći bez oblaka. Obično je sav posut svijetlim nakupinama zvijezda. Istodobno, treba uzeti u obzir da na noćnom nebu golim okom možete vidjeti od 3 do 4,5 tisuće noćnih svjetiljki. I svi oni pripadaju Mliječnoj stazi, u kojoj se nalazi naš Sunčev sustav.

Prema modernim konceptima, zvijezde su vruće plinske kugle, u dubinama kojih se odvija termonuklearna fuzija jezgri helija iz jezgri vodika uz oslobađanje ogromne količine energije. Ona je ta koja osigurava sjaj zvijezda.

Nama najbliža zvijezda je naše Sunce koje je udaljeno 150 milijuna kilometara. Ali zvijezda Proxima Centauri, sljedeća po udaljenosti, nalazi se na udaljenosti od 4,25 svjetlosnih godina od nas, odnosno 270 tisuća puta dalje od Sunca.

Postoje zvijezde koje su stotine puta veće od Sunca i isto toliko puta niže od njega u ovom pokazatelju. Međutim, mase zvijezda variraju u mnogo skromnijim granicama – od jedne dvanaestine mase Sunca do 100 njegovih masa. Više od polovice vidljivih zvijezda su binarni, a ponekad i trostruki sustavi.

Općenito, broj nama vidljivih zvijezda u Svemiru može se označiti brojem 125.000.000.000 s jedanaest dodatnih nula.

Sada, da ne bi bilo zabune s nulama, astronomi više ne vode evidenciju o pojedinačnim zvijezdama, već o cijelim galaksijama, s obzirom na to da u svakoj od njih u prosjeku ima oko 100 milijardi zvijezda.

Američki astronom Fritz Zwicky pokrenuo je ciljanu potragu za supernovama.

Još 1996. godine znanstvenici su procijenili da se sa Zemlje može vidjeti 50 milijardi galaksija. Kada je pušten u rad svemirski teleskop Hubble, u koji ne ometa smetnje zemljine atmosfere, broj vidljivih galaksija skočio je na 125 milijardi.

Zahvaljujući svevidećem oku ovog teleskopa, astronomi su prodrli u takve dubine svemira da su vidjeli galaksije koje su se pojavile samo milijardu godina nakon Velikog praska koji je iznjedrio naš Svemir.

Za karakterizaciju zvijezda koristi se nekoliko parametara: sjaj, masa, polumjer i kemijski sastav atmosfere, kao i njena temperatura. A pomoću niza dodatnih karakteristika zvijezde možete odrediti i njezinu starost.

Svaka zvijezda je dinamična struktura koja se rađa, raste i zatim, nakon što je dosegnula određenu dob, tiho umire. Ali događa se i da iznenada eksplodira. Ovaj događaj dovodi do velikih promjena u području uz eksplodiranu zvijezdu.

Dakle, perturbacija koja je uslijedila nakon ove eksplozije širi se gigantskom brzinom i tijekom nekoliko desetaka tisuća godina zahvata ogroman prostor u međuzvjezdanom mediju. U ovoj regiji temperatura naglo raste, do nekoliko milijuna stupnjeva, gustoća kozmičkih zraka i jakost magnetskog polja značajno rastu.

Takve značajke tvari koju izbaci eksplodirana zvijezda omogućuju joj da formira nove zvijezde, pa čak i čitave planetarne sustave.

Iz tog razloga astrofizičari pomno proučavaju i supernove i njihove ostatke. Uostalom, informacije dobivene tijekom proučavanja ovog fenomena mogu proširiti znanje o evoluciji normalnih zvijezda, o procesima koji se događaju tijekom rađanja neutronskih zvijezda, a također razjasniti detalje onih reakcija koje rezultiraju stvaranjem teških zvijezda. elementi, kozmičke zrake itd.

Svojedobno su astronomi nazivali one zvijezde čiji se sjaj naglo povećao za više od 1000 puta. Pojavili su se na nebu neočekivano, mijenjajući uobičajenu konstelaciju zviježđa. Naglo se povećavajući maksimalno nekoliko tisuća puta, njihova se svjetlina nakon nekog vremena naglo smanjila, a nakon nekoliko godina njihova je svjetlina postala slaba kao prije eksplozije.

Treba napomenuti da se učestalost izljeva, tijekom kojih se zvijezda oslobađa iz jedne tisućinke svoje mase i koja se velikom brzinom izbacuje u svemir, smatra jednim od glavnih znakova rađanja novih zvijezda. No, u isto vrijeme, koliko god čudno izgledalo, eksplozije zvijezda ne dovode do značajnih promjena u njihovoj strukturi, pa čak ni do njihovog uništenja.

Koliko se često takvi događaji događaju u našoj Galaksiji? Ako uzmemo u obzir samo one zvijezde koje po svojoj sjajnosti nisu prelazile 3. magnitudu, tada, prema povijesnim kronikama i opažanjima astronoma, tijekom pet tisuća godina nije opaženo više od 200 sjajnih bljeskova.

Ali kada su se počela provoditi istraživanja drugih galaksija, postalo je očito da je sjaj novih zvijezda koje se pojavljuju u tim kutovima svemira često jednak svjetlini cijele galaksije u kojoj se te zvijezde pojavljuju.

Naravno, pojava zvijezda s takvim sjajem je izvanredan događaj i apsolutno za razliku od rođenja običnih zvijezda. Stoga su još 1934. američki astronomi Fritz Zwicky i Walter Baade predložili da se one zvijezde čiji maksimalni sjaj dostiže svjetlinu običnih galaksija treba svrstati u zasebnu klasu supernova i najsjajnijih zvijezda. Istodobno, treba imati na umu da su eksplozije supernove u trenutnom stanju naše Galaksije izuzetno rijedak fenomen, koji se događa ne više od jednom u 100 godina. Najupečatljivije epidemije koje su zabilježile kineski i japanski traktati dogodile su se 1006. i 1054. godine.

Pet stotina godina kasnije, 1572. godine, izvanredni astronom Tycho Brahe promatrao je eksploziju supernove u zviježđu Kasiopeja. Godine 1604. Johannes Kepler vidio je rođenje supernove u zviježđu Zmije. I od tada takvi grandiozni događaji nisu zabilježeni u našoj Galaksiji.

Možda je to zbog činjenice da Sunčev sustav zauzima takav položaj u našoj galaksiji da je moguće promatrati eksplozije supernove sa Zemlje pomoću optičkih instrumenata samo u polovici svog volumena. U preostalom dijelu to je otežano međuzvjezdanom apsorpcijom svjetlosti.

A budući da se u drugim galaksijama ovi fenomeni događaju s približno istom frekvencijom kao u Mliječnom putu, glavne informacije o supernovima u vrijeme izbijanja dobivene su promatranjem istih u drugim galaksijama...

Prvi put 1936. astronomi W. Baade i F. Zwicky počeli su se baviti ciljanom potragom za supernovom. Tijekom tri godine promatranja u različitim galaksijama, znanstvenici su otkrili 12 eksplozija supernova, koje su naknadno podvrgnute temeljitijim istraživanjima fotometrijom i spektroskopijom.

Štoviše, korištenje naprednije astronomske opreme omogućilo je proširenje popisa novootkrivenih supernova. A uvođenje automatiziranog pretraživanja dovelo je do činjenice da su znanstvenici otkrili više od sto supernova godišnje. Ukupno je u kratkom vremenu snimljeno 1500 ovih objekata.

Posljednjih godina znanstvenici su uz pomoć moćnih teleskopa u jednoj noći promatranja otkrili više od 10 udaljenih supernova!

U siječnju 1999. dogodio se događaj koji je šokirao čak i moderne astronome, naviknute na mnoge "trikove" Svemira: u dubinama svemira zabilježen je bljesak deset puta jači od svih onih koje su znanstvenici zabilježili prije. Primijetila su je dva istraživačka satelita i teleskop u planinama Novog Meksika, opremljen automatskom kamerom. Ovaj jedinstveni fenomen dogodio se u zviježđu Bootes. Nešto kasnije, u travnju iste godine, znanstvenici su otkrili da je udaljenost do bljeskalice bila devet milijardi svjetlosnih godina. To je gotovo tri četvrtine polumjera svemira.

Proračuni koje su napravili astronomi pokazali su da je u nekoliko sekundi, tijekom kojih je trajao bljesak, oslobođeno višestruko više energije nego što je Sunce proizvelo tijekom pet milijardi godina svog postojanja. Što je izazvalo tako nevjerojatnu eksploziju? Koji su procesi doveli do ovog grandioznog oslobađanja energije? Znanost još ne može konkretno odgovoriti na ova pitanja, iako postoji pretpostavka da bi se tako ogromna količina energije mogla pojaviti u slučaju spajanja dviju neutronskih zvijezda.

Ovaj tekst je uvodni dio. Iz knjige 100 velikih tajni astronautike Autor Slavin Stanislav Nikolajevič

Rođenje RNII-a U međuvremenu se dogodio jedan važan događaj u životu ruskih raketnih znanstvenika. U jesen 1933. Laboratorij za plinsku dinamiku i MosGIRD spojili su se u jedinstvenu organizaciju - Jet Research Institute (RNII).

Iz knjige Ti i tvoja trudnoća Autor Autorski tim

Iz knjige Žena. Vodič za muškarce Autor Novoselov Oleg Olegovič

Iz knjige Geografska otkrića Autor Khvorostukhina Svetlana Aleksandrovna

Rođenje Zemlje Sada je teško čak i zamisliti vrijeme kada je planet Zemlja izgledao kao ogromna prašnjava lopta, lišena vegetacije i živih organizama. Prošlo je nekoliko milijardi godina prije nego što je život nastao na površini planeta. Trebalo je puno više

Iz knjige Mitovi ugrofinskih naroda Autor Petrukhin Vladimir Jakovljevič

Iz knjige Slavenska enciklopedija Autor Artemov Vladislav Vladimirovič

Iz knjige Slaveni smo! Autor Semenova Marija Vasiljevna

Iz knjige Čudnosti našeg tijela - 2 od Juana Stevena

1. POGLAVLJE Rođenje U Alicinim pustolovinama u zemlji čudesa, Lewis Carroll je napisao: “Počni od početka”, svečano je rekao kralj, “i nastavi dok ne dođeš do kraja. Onda prestani." Jedan mudar čovjek je jednom rekao: “Početak je uvijek lak. Mnogo je teže što se događa

Iz knjige Tajne dragulja Autor Startsev Ruslan Vladimirovič

Rođenje i rezanje Osoba koja nije upoznata sa zamršenostima nakitne umjetnosti ne može sakriti svoje razočaranje pri pogledu na nebrušeni smaragd. Gdje je tu čistoća i prozirnost, gdje je igra svjetlosti i duboke, jedinstvene svjetlosti, koja kao da živi u samom kamenu i blista u samom njegovom srcu?

Iz knjige Računalni teroristi [Najnovije tehnologije u službi podzemlja] Autor Revyako Tatyana Ivanovna

"Rađanje" virusa Povijest računalnog virusa u pravilu je informacija o mjestu i vremenu nastanka (prvog otkrivanja) virusa; podatke o identitetu stvaratelja (ako je pouzdano poznat); navodne "obiteljske" veze virusa; informacije primljene od

Iz knjige Velika sovjetska enciklopedija (AN) autora TSB

Iz knjige Velika sovjetska enciklopedija (PA) autora TSB

Iz knjige poznajem svijet. Oružje Autor Zigunenko Stanislav Nikolajevič

Rođenje Browninga Prvi samopunjajući pištolj, koji više nije osjećao utjecaj revolverskog rasporeda, razvio je 1897. J. Browning, zaposlenik belgijske nacionalne tvornice vojnog oružja u Gerstalu. Kako bi smanjio veličinu oružja, izumitelj

Iz knjige poznajem svijet. Kriminalistika autor Malashkina M. M.

Što šibica i supernova imaju zajedničko? Crni barut je izumljen u Kini prije više od 1000 godina. Kinezi su formulu držali u tajnosti, ali ju je 1242. godine svima otkrio engleski znanstvenik Roger Bacon. Bacon je bio prisiljen na to, inače bi bio optužen za vještičarenje i

Iz knjige 1000 tajni ženskog zdravlja autor Foley Denise

Iz knjige Šetnje predpetrovskom Moskvom Autor Besedina Marija Borisovna

Rađanje grada No, vratimo se u vremena kada je sav taj vodeni sjaj, još nezamućen potrošačkim stavom čovjeka, blistavo blistao pod zrakama sunca. U to davno doba rijeke nisu bile samo prirodni izvori vodoopskrbe, ne samo "dobavljači"

29. kolovoza 1975. na nebu se pojavila supernova u zviježđu Labud. Sjaj svjetiljki poput njega tijekom bljeska povećava se za desetke zvjezdanih veličina unutar nekoliko dana. Supernova je po sjaju usporediva s cijelom galaksijom u kojoj je eruptirala, a može je čak i nadmašiti. Sastavili smo izbor najpoznatijih supernova.

"Rakova maglica". Zapravo, ovo nije zvijezda, već njen ostatak. Nalazi se u sazviježđu Bika. Rakova maglica ostala je od eksplozije supernove nazvane SN 1054 koja se dogodila 1054. godine. Bljesak je bio vidljiv golim okom 23 dana, čak i danju. I to unatoč činjenici da se nalazi na udaljenosti od oko 6500 svjetlosnih godina (2 kpc) od Zemlje.

Sada se maglica širi brzinom od oko 1500 kilometara u sekundi. Rakova maglica dobila je ime po crtežu astronoma Williama Parsonsa koji je 1844. godine napravio 36-inčni teleskop. Na ovoj skici maglica je vrlo nalikovala raku.

SN 1572 (Supernova Tycho Brahe). Rasplamsao se u zviježđu Kasiopeja 1572. godine. Tycho Brahe opisao je svoja zapažanja sa zvijezde koju je vidio.

Jedne večeri, kada sam se, kao i obično, osvrnuo oko neba, čiji mi je pogled tako poznat, na svoje neopisivo iznenađenje ugledao sam blizu zenita u Kasiopeji sjajnu zvijezdu neobične veličine. Začuđen otkrićem, nisam znao da li da vjerujem vlastitim očima. U pogledu sjaja mogao bi se usporediti samo s Venerom, kada je ova potonja na najbližoj udaljenosti od Zemlje. Ljudi nadareni dobrim vidom mogli su razlikovati ovu zvijezdu na vedrom nebu tijekom dana, čak i u podne. Noću, kada je nebo bilo oblačno, kada su druge zvijezde bile skrivene, nova zvijezda je ostala vidljiva kroz prilično guste oblake.

SN 1604 ili Keplerova supernova. Izbio je u jesen 1604. godine u sazviježđu Zmije. A ova svjetiljka se nalazi otprilike 20 000 svjetlosnih godina od Sunčevog sustava. Unatoč tome, nakon izbijanja, bio je vidljiv na nebu oko godinu dana.

SN 1987A eruptirao je u Velikom Magelanovom oblaku, patuljastoj satelitskoj galaksiji Mliječne staze. Svjetlost baklje stigla je do Zemlje 23. veljače 1987. godine. Zvijezda se mogla vidjeti golim okom u svibnju te godine. Najviša prividna magnituda bila je +3:185. Ovo je najbliža eksplozija supernove od izuma teleskopa. Ova zvijezda postala je prva najsjajnija u 20. stoljeću.

SN 1993J je druga najsjajnija zvijezda u 20. stoljeću. Eruptirao je 1993. u spiralnoj galaksiji M81. Ovo je dvostruka zvijezda. Znanstvenici su to pogodili kada su, umjesto da postupno blijede, proizvodi eksplozije počeli čudno povećavati svoju svjetlinu. Tada je postalo jasno: obična crvena supergigantska zvijezda ne može se pretvoriti u tako neobičnu supernovu. Postojala je pretpostavka da je upaljeni superdiv bio uparen s drugom zvijezdom.

Godine 1975. supernova je eksplodirala u zviježđu Labud. Godine 1975. dogodila se tako snažna eksplozija u repu Cygnusa da je supernova bila vidljiva golim okom. Tako ju je na krimskoj postaji primijetio student astronom Sergej Šugarov. Kasnije se pokazalo da je njegova poruka već šesta. Prvih, osam sati prije Šugarova, japanski su astronomi vidjeli zvijezdu. Nova zvijezda se nekoliko noći mogla vidjeti bez teleskopa: bila je sjajna samo od 29. kolovoza do 1. rujna. Tada je postala obična zvijezda treće veličine po sjaju. Međutim, tijekom svog sjaja, nova zvijezda uspjela je nadmašiti Alpha Cygnus u sjaju. Promatrači nisu vidjeli tako sjajne nove zvijezde od 1936. godine. Zvijezda je nazvana Nova Cygnus 1975, V1500 Cygni, a 1992. godine dogodio se još jedan ispad u istom zviježđu.

Već u 21. stoljeću eksplodirala je zvijezda, koja je postala najsjajnija supernova u cijeloj povijesti promatranja - SN 2006gy. Eksplozija 18. rujna 2006. u galaksiji NGC 1260. Njezin sjaj premašio je svjetlinu običnih supernova za oko dva reda veličine, što nam je omogućilo da pretpostavimo da pripada novoj klasi takvih procesa - hipernove. Znanstvenici su predložili nekoliko teorija o tome što se dogodilo: formiranje kvarkove zvijezde, višestruka eksplozija zvijezde, sudar dviju masivnih zvijezda.

Najmlađa supernova u našoj galaksiji je G1.9+0.3. Nalazi se oko 25.000 svjetlosnih godina od nas i nalazi se u zviježđu Strijelca u središtu Mliječne staze. Brzina širenja ostataka supernove je bez presedana - više od 15 tisuća kilometara u sekundi (to je 5% brzine svjetlosti). Ova zvijezda je planula u našoj galaksiji prije oko 25.000 godina. Na Zemlji se njegova eksplozija mogla promatrati oko 1868. godine.

Promatrajući ostatke supernove koja je eruptirala prije šest godina, astronomi su, na svoje iznenađenje, identificirali novu zvijezdu na mjestu eksplozije, osvjetljavajući oblak materijala koji ga okružuje. Nalazi znanstvenika predstavljeni su u časopisu AstrofizičkiČasopisslova .

“Nikada prije nismo vidjeli da je eksplozija ovog tipa ostala sjajna tako dugo, ako nije imala interakciju s vodikom koji je zvijezda izbacila prije katastrofalnog događaja. Ali u promatranjima ove supernove nema potpisa vodika”, kaže Dan Milisavlevich, glavni autor studije sa Sveučilišta Purdue (SAD).

Za razliku od većine zvjezdanih eksplozija, koje nestaju, SN 2012au nastavlja sjati zahvaljujući snažnom novorođenom pulsaru. Zasluge: NASA, ESA i J. DePasquale

Eksplozije zvijezda, poznate kao supernove, mogu biti toliko svijetle da zasjenjuju galaksije koje ih sadrže. Obično potpuno "nestanu" za nekoliko mjeseci ili godina, no ponekad se ostaci eksplozije "slože" u oblake plina bogate vodikom i ponovno postanu svijetli. Ali mogu li ponovno zasjati bez ikakvih smetnji izvana?

Kako velike zvijezde eksplodiraju, njihova se unutrašnjost "zakotrlja" do točke u kojoj sve čestice postaju neutroni. Ako rezultirajuća neutronska zvijezda ima magnetsko polje i vrti se dovoljno brzo, može se pretvoriti u pulsarnu maglicu vjetra. To se najvjerojatnije dogodilo sa SN 2012au, koji se nalazi u galaksiji NGC 4790 u smjeru zviježđa Djevica.

“Kada je pulsarska maglica dovoljno svijetla, djeluje poput žarulje, osvjetljavajući vanjski izbačaj iz prethodne eksplozije. Znali smo da supernove stvaraju brzo rotirajuće neutronske zvijezde, ali nikada nismo imali izravne dokaze o ovom jedinstvenom događaju”, dodao je Dan Milisavlevich.

Slika pulsara u Jedrima koju je snimio NASA-in opservatorij Chandra. Zasluge: NASA

SN 2012au u početku se pokazao neobičnim i po mnogo čemu čudnim. Iako eksplozija nije bila dovoljno jaka da bi se klasificirala kao "superluminalna" supernova, bila je iznimno energična i dugovječna.

“Ako se pulsar stvori u središtu eksplozije, onda može istisnuti, pa čak i ubrzati plin, pa ćemo za nekoliko godina moći vidjeti kako plin bogat kisikom “bježi” s mjesta eksplozije SN 2012au ”, objasnio je Dan Milisavlevič.

Lupa srce Rakovine maglice. U njegovom središtu leži pulsar. Zasluge: NASA/ESA

Superluminalne supernove tema su o kojoj se raspravlja u astronomiji. Oni su potencijalni izvori gravitacijskih valova, kao i rafala gama zraka i brzih radijskih praska. Ali razumijevanje procesa iza ovih događaja suočava se sa složenošću promatranja, a tek sljedeća generacija teleskopa pomoći će astronomima da razotkriju misterije ovih baklji.

“Ovo je temeljni proces u svemiru. Ne bismo bili ovdje da nije bilo supernova. Mnogi elementi potrebni za život, uključujući kalcij, kisik i željezo, nastaju u tim katastrofalnim događajima. Mislim da je za nas, kao građane svemira, važno razumjeti ovaj proces”, zaključio je Dan Milisavlevich.