Miből áll a szupernóva. Szupernova – halál vagy egy új élet kezdete? szupernóva-robbanás

A neutrínó fizika gyorsan fejlődik. Egy hónappal ezelőtt jelentették be a gamma-kitörésből származó neutrínók regisztrációját, amely a neutrínó asztrofizika kulcsfontosságú eseménye.
Ebben a cikkben a szupernóvákból származó neutrínók regisztrálásáról lesz szó. Ha egyszer az emberiségnek már volt szerencséje felfedezni őket.
Kicsit elmesélem, hogy milyen állatok ezek a „szupernóvák”, miért bocsátanak ki neutrínókat, miért olyan fontos ezeket a részecskéket regisztrálni, és végül, hogyan próbálják ezt megtenni a megfigyelőközpontok segítségével. a Déli-sark, a Földközi-tenger és a Bajkál fenekén, a Kaukázus hegyei alatt és az Alpokban.
Útközben megtudjuk, mi az „urka-folyamat” – ki mit lop kitől és miért.

Nagyon hosszú szünet után folytatom a neutrínófizikáról szóló cikksorozatot. Az első kiadványban arról volt szó, hogy egyáltalán hogyan találtak fel egy ilyen részecskét és hogyan regisztrálták, amiben a neutrínó rezgések elképesztő jelenségéről beszéltem. Ma azokról a részecskékről fogunk beszélni, amelyek a Naprendszeren kívülről érkeznek hozzánk.

Röviden a szupernóvákról

Az éjszakai égbolton látható csillagok nem maradnak örökké ugyanabban az állapotban. Mint minden, ami körülvesz minket a Földön, megszületnek, sokáig kitartóan ragyognak, de végül már nem tudják fenntartani korábbi égésüket és meghalnak. Így nézhet ki egy csillag életútja a Nappal példaként:

(val vel) . Nap életciklusa

Mint látható, a Nap élete végén gyorsan megnövekszik a Föld körüli pályáig. De a finálé elég békés lesz – a héj lehullik, és gyönyörű bolygóköddé válik. Ebben az esetben a csillag magja fehér törpévé válik - kompakt és nagyon fényes objektummá.

De nem minden csillag ér véget olyan békésen, mint a Nap. Megfelelően nagy tömegnél (> 6-7 naptömeg) szörnyű erejű robbanás következhet be, ezt nevezzük szupernóva-robbanásnak.

Miért robbanás?

A csillagok üzemanyaga a hidrogén. A csillag élete során energia felszabadulásával héliummá alakul. Innen veszik a csillagok ragyogásához szükséges energiát. Idővel a hidrogén véget ér, és a hélium már a periódusos rendszer mentén elkezd nehezebb elemekké alakulni. Egy ilyen folyamat több energiát emel ki, és a csillag felső rétegei duzzadni kezdenek, a csillag vörössé válik és nagymértékben kitágul. De az elemek átalakulása nem végtelen, stabil módban csak a vasat érheti el. Ráadásul a folyamat energetikailag már nem kedvező. És most van egy hatalmas, hatalmas csillagunk vasmaggal, ami szinte nem is világít, vagyis nincs enyhe nyomás belülről. A felső rétegek gyorsan esnek a magra.

És itt két forgatókönyv lehetséges. Az anyag csendben és békésen, minden forgás és habozás nélkül hullhat a magra. De ne feledje, gyakran sikerül leengednie a vizet a kádból / mosogatóból, hogy ne képződjön tölcsér? A legkisebb ingadozás és az anyag forogni fog, ingadozások, instabilitások lesznek ...

Technikailag szuperstabil forgatókönyv lehetséges, kettőt még megfigyeltek is. A csillag egyre tágul, és hirtelen eltűnt. De sokkal érdekesebb, amikor a sztár pecázik!

Egy nehéz csillag magjának összeomlásának szimulációja.
Több szuperszámítógép sok hónapos munkája lehetővé tette annak felmérését, hogy pontosan milyen instabilitások keletkeznek és alakulnak ki egy összehúzódó csillag magjában.

Már említettük, hogy a csillagok magjában csak a vasig képződhetnek elemek. Honnan származott tehát az Univerzum többi atommagja? A szupernóva-robbanás során iszonyatos hőmérsékletek és nyomások keletkeznek, amelyek lehetővé teszik a nehéz elemek szintézisét. Őszintén szólva, az a tény, hogy a körülöttünk lévő összes atom egykor a csillagok közepén égett, még mindig nagyon megdöbben. Az pedig, hogy szupernóva-robbanás során minden vasnál nehezebb atommagnak meg kellett születnie, általában felfoghatatlan.

Általánosságban elmondható, hogy a robbanásnak más oka is lehet. Egy közös középpont körül egy csillagpár kering, amelyek közül az egyik egy fehér törpe. Lassan ellopja a partnercsillag anyagát, és növeli a tömegét. Ha hirtelen sok anyagot húz magára, akkor elkerülhetetlenül felrobban – egyszerűen nem tudja az összes anyagot a felszínen tartani. Egy ilyen villanást neveztek el, és kulcsszerepet játszott a világegyetem meghatározásában. De az ilyen kitörések szinte semmilyen neutrínót nem termelnek, ezért a következőkben a hatalmas csillagok robbanásaira koncentrálunk.

Urka folyamat vagy aki energiát lop

Ideje áttérni a neutrínókra. A szupernóva-robbanások elméletének megalkotásával kapcsolatos probléma, ahogy az gyakran előfordul, az energiamegmaradás törvényéhez kapcsolódott. A terhelés/hitel egyenleg makacsul nem közeledett. Egy csillag magjának egyszerűen hatalmas mennyiségű energiát kellene kibocsátania, de milyen módon? Ha közönséges fényt (fotonokat) bocsát ki, akkor azok megakadnak az atommag külső héjában. A Nap magjából a fotonok kiválasztódnak a felszínre több tíz vagy akár több száz millió évre. Egy szupernóva esetében pedig a nyomás és a sűrűség nagyságrendekkel nagyobb.

A megoldásokat Georgy Gamov és Mario Schoenberg találta meg. Egyszer Rio de Janeiróban Gamow rulettet játszott. Nézte, ahogy a pénz zsetonokká alakul, majd ellenállás nélkül hagyja el a tulajdonost, eszébe jutott, hogyan lehetne ugyanezt a mechanizmust alkalmazni a csillagok összeomlására. Az energiának valamibe kell mennie, ami rendkívül gyengén kölcsönhatásba lép. Amint azt sejteni lehetett, egy ilyen részecske egy neutrínó.

A kaszinót, ahol ez a felismerés jött, "Urcának" (Casino-da-Urca) hívták. Gamow könnyed kezével ez a folyamat Urca eljárás néven vált ismertté. A modell szerzője szerint kizárólag a kaszinó tiszteletére. De erős a gyanú, hogy az odesszai joker Gamov és egy nemes troll más értelmet adott ennek a fogalomnak.

Tehát a neutrínó ellopja az energia oroszlánrészét a felrobbanó csillagtól. Csak ezeknek a részecskéknek köszönhetően válik lehetségessé maga a robbanás.

Milyen neutrínókra várunk? A csillagok, akárcsak az általunk ismert anyag, protonokból, neutronokból és elektronokból áll. Az összes megmaradási törvény betartása érdekében: az elektromos töltés, az anyag/antianyag mennyisége, az elektronneutrínó születése a legvalószínűbb.

Miért olyan fontosak a szupernóvákból származó neutrínók?

A csillagászat szinte teljes története során az emberek csak a bejövő elektromágneses hullámok segítségével tanulmányozták az univerzumot. Sok információt hordoznak, de sok rejtve marad. A fotonok könnyen szétszóródnak a csillagközi közegben. Különböző hullámhosszokon a csillagközi por és gáz átlátszatlan. Hiszen maguk a csillagok teljesen átláthatatlanok számunkra. A neutrínó ezzel szemben az események epicentrumából képes információkat hozni, eszeveszett hőmérsékletű és nyomású folyamatokról mesél – olyan körülmények között, amilyeneket a laboratóriumban aligha kapunk meg.

c) Irene Tamborra. A neutrínók ideális információhordozók az Univerzumban.

Elég keveset tudunk arról, hogyan viselkedik az anyag olyan transzcendens rezsimek alatt, mint amilyeneket a felrobbanó csillagok magjában érnek el. A fizika minden ága itt összefonódik: hidrodinamika, részecskefizika, kvantumtérelmélet, gravitációelmélet. Bármilyen "onnan származó" információ nagyban segítene a világgal kapcsolatos ismereteink bővítésében.

Képzeljük csak el, egy neutrínóban a robbanás fényereje 100-szor (!) nagyobb, mint az optikai tartományban. Hihetetlenül érdekes lenne ennyi információhoz jutni. A neutrínósugárzás olyan erős, hogy ezek a szinte nem kölcsönható részecskék megölnék az embert, ha véletlenül a robbanás közelében lenne. Nem maga a robbanás, hanem kizárólag a neutrínó! Egy részecske, amely garantáltan megáll a repülés után

kilométer ólomban – a Föld pályájának sugarának 10 milliószorosa.

A nagy bónusz, hogy a neutrínók még a fényjelzés előtt érkezzenek hozzánk! Végül is a fotonoknak sok időre van szükségük ahhoz, hogy elhagyják a csillagok magját, míg a neutrínók akadálytalanul áthaladnak rajta. Az előleg elérheti az egész napot. Így a neutrínó jele lesz az összes rendelkezésre álló teleszkóp átirányításának kiváltója. Pontosan tudni fogjuk, hol és mikor kell keresni. De a robbanás legelső pillanatai, amikor a fényerő exponenciálisan emelkedik és csökken, a legfontosabb és legérdekesebb a tudomány számára.

Mint már említettük, a szupernóva-robbanás lehetetlen neutrínók kitörése nélkül. A nehéz kémiai elemek egyszerűen nem képződhetnek nélküle. De fényvillanás nélkül – teljesen
. Ebben az esetben a neutrínó lesz az egyetlen információforrásunk erről az egyedülálló folyamatról.

Szupernóva 1987

Az 1970-es éveket a nagy egyesülési elméletek gyors növekedése jellemezte. Mind a négy alapvető erő arról álmodott, hogy egyetlen leírás egyesítse őket. Az ilyen modelleknek nagyon szokatlan következményei voltak - a szokásos protonnak le kellett bomlania.

Számos detektort építettek ennek a ritka eseménynek a felkutatására. Közülük erősen kiemelkedett a japán hegyekben található Kamiokande installáció.

Kamiokande detektor.

Akkoriban egy hatalmas víztartály végezte a legpontosabb méréseket, de ... nem talált semmit. Ezek az évek még csak a neutrínófizika hajnala volt. Mint kiderült, nagyon előrelátó döntés született, hogy némileg javítják a telepítést, és átorientálják a neutrínókat. A telepítést továbbfejlesztették, több évig zavaró háttérfolyamatokkal küszködtek, 1987 elején kezdtek jó adatokat kapni.

Az SN1987a szupernóva jele a Kamiokande II detektorban. A vízszintes tengely az idő percekben. .

Rendkívül rövid és tiszta jelzés. Másnap a csillagászok szupernóva-robbanásról számolnak be a Magellán-felhőben, galaxisunk egyik műholdjában. Ez volt az első alkalom, hogy az asztrofizikusok megfigyelhették egy járvány kialakulását annak legkorábbi szakaszában. Csak májusban érte el maximumát, majd lassan halványulni kezdett.

A Kamiokande éppen azt produkálta, amit egy szupernóvától látni lehetett – az elektronneutrínókat. De az új detektor most kezdi az adatgyűjtést... Ez gyanús. Szerencsére akkoriban nem ő volt az egyetlen neutrínódetektor.

Egy IMB detektort helyeztek el Amerika sóbányáiban. Munka logikájában Kamiokandéhoz hasonlított. Egy hatalmas kocka vízzel teli és fényérzékelőkkel körülvéve. A gyorsan repülő részecskék izzani kezdenek, és ezt a sugárzást hatalmas fénysokszorozók érzékelik.

Egy IMB detektor egy volt sóbányában az Egyesült Államokban.

Néhány szót kell ejteni a kozmikus sugarak fizikájáról a Szovjetunióban. Az ultranagy energiájú sugárfizika nagyon erős iskolája alakult ki itt. Vadim Kuzmin munkáiban elsőként mutatta meg az űrből érkező részecskék tanulmányozásának rendkívüli fontosságát – a laboratóriumban nem valószínű, hogy valaha is kapunk ilyen energiákat. Valójában az ő csoportja fektette le az ultranagy energiájú sugarak modern fizikája és a neutrínó asztrofizika alapjait.

Természetesen az ilyen vizsgálatok nem korlátozódhattak az elméletre, és a 80-as évek eleje óta egyszerre két kísérlet is gyűjtött adatokat az Andyrchi-hegy alatti Baksanról (Kaukázus). Az egyik a szoláris neutrínók tanulmányozására összpontosít. Fontos szerepet játszott a szoláris neutrínók problémájának megoldásában és a neutrínó oszcillációinak felfedezésében. Erről beszéltem az előzőben. A második, a neutrínó teleszkóp kifejezetten a világűrből érkező hatalmas energiájú neutrínók észlelésére készült.

A teleszkóp három réteg kerozintartályból áll, mindegyikhez egy-egy fotodetektor kapcsolódik. Ez a beállítás lehetővé tette a részecskepálya rekonstrukcióját.

A neutrínó teleszkóp egyik rétege a Baksan Neutrino Obszervatóriumban

Tehát három detektor neutrínókat látott egy szupernóvából – ez magabiztos és rendkívül sikeres kezdet a neutrínó-asztrofizikához!

Három detektor által regisztrált neutrínók: Super-Kamiokande a japán hegyekben, IMB az USA-ban és a kaukázusi Baksan-szorosban.

És így változott az évek során a bolygóköd, amelyet a robbanás során ledobott csillag héja alkotott.

c) Irene Tamborra. Így néznek ki az 1987-es szupernóva maradványai a robbanás után.

Egyszeri promóció vagy...

A kérdés teljesen természetes – milyen gyakran leszünk ilyen „szerencsések”. Sajnos nem sokat. megfigyelés szerint galaxisunk előző szupernóva 1868-ban robbant fel, de nem figyelték meg. Az utolsót pedig már 1604-ben fedezték fel.

De! Valahol az univerzumban minden másodpercben felvillan egy villanás! Messze, de gyakran. Az ilyen robbanások diffúz hátteret hoznak létre, amely némileg hasonlít a háttérsugárzáshoz. Minden irányból jön, és körülbelül állandó. Sikeresen meg tudjuk becsülni, hogy milyen intenzitással és energiákkal kell keresnünk az ilyen eseményeket.

A képen az összes általunk ismert neutrínóforrás fluxusai láthatók:

. A Föld neutrínóinak spektruma minden lehetséges forrásból.

A fenti bordó színű görbe az 1987-es szupernóva neutrínója, az alábbi pedig az Univerzumban másodpercenként felrobbanó csillagokról készült fotó. Ha elég érzékenyek vagyunk, és meg tudjuk különböztetni ezeket a részecskéket attól, ami például a Napból vagy a reaktorokból származik, akkor a regisztráció teljesen lehetséges.

Ráadásul a Super-Kamiokande már elérte a szükséges érzékenységet. Nagyságrendileg javítania kellett rajta. Jelenleg a detektor nyitva van, profilaxis alatt áll, ezt követően új hatóanyagot adnak hozzá, ami jelentősen javítja a hatékonyságát. Tehát továbbra is figyelünk és várunk.

Hogyan keresnek most neutrínókat a szupernóvákból

Kétféle detektor használható a csillagrobbanások eseményeinek keresésére.

Az első a Cserenkov detektor. Nagy mennyiségű átlátszó sűrű anyag - víz vagy jég - kell hozzá. Ha a neutrínók által megszületett részecskék a fénysebességnél nagyobb sebességgel mozognak a közegben, akkor gyenge fényt fogunk látni. Csak a fotodetektorok telepítése marad. Ennek a módszernek a hátrányai közül csak meglehetősen gyors részecskéket látunk, minden, ami egy bizonyos energiánál kisebb, kiszökik belőlünk.

Így működött a már említett IMB és a Kamiokande. Utóbbit Super-Kamiokande-re fejlesztették, és egy hatalmas, 40 méteres hengerré vált, 13 000 fotoszenzorral. A detektor 10 év adatgyűjtés után most nyitva van. Lezárják szivárgásokkal, megtisztítják a baktériumoktól és egy kis neutronérzékeny anyagot adnak hozzá, és újra működik.

Super-Kamiokande a megelőzésre. További nagyméretű fotók és videók.

Használhatja ugyanazt az észlelési módszert, de mesterséges akváriumok helyett természetes tározókat használjon. Például a Bajkál-tó legtisztább vizei. Ott most egy távcsövet telepítenek, amely két köbkilométernyi vizet fed le. Ez 40-szer akkora, mint a Super Kamiokande. De nem olyan kényelmes detektorokat helyezni oda. Általában egy gömbfüzért használnak, amelybe több fényérzékelőt helyeznek be.

Nagyon hasonló koncepciót valósítanak meg a Földközi-tengeren, ahol megépült és működik az Antares detektor, a tervek szerint egy hatalmas KM3Netet építenek majd, amely a kockát nézi majd. kilométernyi tengervíz.

Minden rendben lenne, de sok élőlény úszik a tengerekben. Ennek eredményeként olyan speciális neurális hálózatokat kell kifejleszteni, amelyek megkülönböztetik a neutrínó eseményeket az úszó halaktól.

De nem kell vízzel kísérletezni! Az antarktiszi jég elég átlátszó, egyszerűbb detektorokat szerelni bele, nem lenne még olyan hideg... Az IceCube detektor a Déli-sarkon működik - egy köbkilométernyi jég vastagságába fotoszenzorfüzéreket forrasztanak, amelyek a neutrínó kölcsönhatások nyomait keresik a jégben.

Egy esemény illusztrációja az IceCube detektorban.

Most térjünk át a második módszerre. Víz helyett használhatja a hatóanyagot - szcintillátort. Ezek az anyagok maguk izzanak, amikor egy töltött részecske áthalad rajtuk. Ha nagy fürdőt gyűjt össze egy ilyen anyagból, nagyon érzékeny telepítést kap.

Például az Alpokban található Borexino detektor alig 300 tonna aktív anyagot használ fel.

A kínai DayaBay 160 tonna szcintillátort használ.

De rekordtartóvá készül a JUNO kínai kísérlet is, amely akár 20 000 tonna folyadékszcintillátort is tartalmaz majd.

Amint láthatja, rengeteg kísérlet folyik most, amelyek készen állnak a szupernóva neutrínóinak kimutatására. Csak néhányat soroltam fel közülük, hogy ne bombázzam Önt hasonló fotókkal és diagramokkal.

Érdemes megjegyezni, hogy nem mindegyiküknél a szupernóva elvárása a fő cél. Például a KamLand és a Borexino kiváló antineutrínó-forrásokat épített a Földön – főleg reaktorokat és radioaktív izotópokat a belekben; Az IceCube folyamatosan figyeli az ultramagas neutrínóneutrínókat az űrből; A SuperKamiokande a Napból, a légkörből és a közeli J-PARC gyorsítóból származó neutrínókat tanulmányozza.

Annak érdekében, hogy ezeket a kísérleteket valamilyen módon kombinálják, még triggereket és riasztásokat is kifejlesztettek. Ha az egyik detektor valami szupernóva-eseménynek tűnő dolgot lát, azonnal jelzés érkezik más létesítményekhez. A gravitációs teleszkópokat és az optikai obszervatóriumokat is azonnal riasztják, és átirányítják műszereiket a gyanús forrás irányába. Még amatőr csillagászok is feliratkozhatnak a riasztásokra, és kis szerencsével hozzájárulhatnak ehhez a kutatáshoz.

De ahogy a Borexino munkatársai mondják, a szupernóva jelét gyakran egy tisztító okozza, aki a kábelek között volt...

Mit várunk, ha egy kis szerencsénk van? Az események száma nagymértékben függ a detektor hangerejétől, és a bizonytalan 100-tól a milliós eseménysorozatig terjed. Mit is mondhatnánk a következő generáció kísérleteiről: Hyper-Kamiokande, JUNO, DUNE - sokszor érzékenyebbek lesznek.

Mit látnánk most egy szupernóva-robbanás esetén galaxisunkban?

Holnap szupernóva is kitörhet a galaxisban, és készen állunk arra, hogy üzenetet kapjunk a szörnyű robbanás epicentrumából. Valamint a rendelkezésre álló optikai teleszkópok és gravitációs hullámdetektorok koordinálása és irányítása.

P.S. Külön köszönetet szeretnék mondani 'u-nak, aki erkölcsi rúgást adott egy cikk megírásáért. Erősen javaslom, hogy iratkozzon fel, ha érdekelnek a részecskefizika világából származó hírek / fotók / mémek.

Az ókori krónikák és krónikák azt mondják, hogy időnként kivételesen nagy fényű csillagok jelentek meg az égen. Gyorsan megnőtt a fényességük, majd lassan, több hónap alatt elhalványultak és megszűntek láthatóak lenni. A maximális fényerő közelében ezek a csillagok még nappal is láthatóak voltak. A legfényesebb járványok 1006-ban és 1054-ben voltak, amelyekről a kínai és a japán értekezések tartalmaznak információkat. 1572-ben egy ilyen csillag fellángolt a Cassiopeia csillagképben, és a kiváló csillagász, Tycho Brahe figyelte meg, 1604-ben pedig Johannes Kepler is megfigyelte az Ophiuchus csillagképben. Azóta a csillagászat „teleszkópos” korszakának négy évszázada során nem figyeltek meg ilyen járványokat. A megfigyelőcsillagászat fejlődésével azonban a kutatók meglehetősen nagy számú hasonló kitörést kezdtek észlelni, bár azok nem értek el túl nagy fényerőt. Ezeket a hirtelen felbukkanó és nyomtalanul eltűnt csillagokat „Új”-nak kezdték nevezni. Úgy tűnt, hogy az 1006-os és 1054-es csillagok, Tycho és Kepler csillagai ugyanazok a kitörések, csak nagyon közel, és ezért fényesebbek. De kiderült, hogy ez nem így van. 1885-ben Hartwig csillagász a tartui obszervatóriumban egy új csillag megjelenését vette észre a jól ismert Androméda-ködben. Ez a csillag elérte a 6. látszólagos magnitúdót, vagyis sugárzási ereje mindössze 4-szer kisebb, mint a teljes ködé. Aztán ez nem lepte meg a csillagászokat: elvégre az Androméda-köd természete ismeretlen volt, azt feltételezték, hogy ez csak egy por- és gázfelhő, egészen közel a Naphoz. Csak az 1920-as években vált végre világossá, hogy az Androméda-köd és más spirális ködök hatalmas csillagrendszerek, amelyek több százmilliárd csillagból állnak és több millió fényévnyire vannak tőlünk. Az Androméda-ködben 17-18 magnitúdós objektumként látható közönséges Új Csillagok felvillanását is észlelték. Világossá vált, hogy az 1885-ös csillag sugárzási erejét tekintve több tízezerszeresével múlta felül az Új Csillagokat, rövid ideig fényessége majdnem megegyezett egy hatalmas csillagrendszer fényesével! Nyilvánvalóan ezeknek a járványoknak másnak kell lenniük. Később ezeket a legerősebb villanásokat "szupernováknak" nevezték el, amelyben a "szuper" előtag a nagyobb sugárzási erejüket jelentette, nem pedig a nagyobb "újdonságukat".

Szupernóvák keresése és megfigyelései

A távoli galaxisokról készült fényképeken meglehetősen gyakran észleltek szupernóva-robbanásokat, de ezek a felfedezések véletlenek voltak, és nem tudták megadni a szükséges információkat e grandiózus kitörések okának és mechanizmusának magyarázatához. 1936-ban azonban Baade és Zwicky csillagászok, akik az egyesült államokbeli Palomar Obszervatóriumban dolgoztak, szisztematikus, szisztematikus kutatásba kezdtek szupernóvák után. Rendelkezésükre állt egy Schmidt-teleszkóp, amellyel több tíz négyzetfokos területeket lehetett lefényképezni, és nagyon tiszta képeket adott még halvány csillagokról és galaxisokról is. Az égbolt egyik régiójáról néhány héttel később készült fényképeket összehasonlítva könnyen észrevehető új csillagok megjelenése a galaxisokban, amelyek jól láthatóak a fényképeken. Az égboltnak a közeli galaxisokban leggazdagabb területeit választották ki fotózásra, ahol egy képen számuk elérheti a több tízet és a szupernóvák észlelésének valószínűsége volt a legnagyobb.

1937-ben Baade-nek és Zwickynek 6 szupernóvát sikerült felfedeznie. Voltak köztük meglehetősen fényes 1937C és 1937D csillagok (a csillagászok úgy döntöttek, hogy a szupernóvákat úgy jelölik meg, hogy a felfedezés évéhez betűket adtak, amelyek jelzik a felfedezés sorrendjét az adott évben), amelyek maximum 8, illetve 12 magnitúdót értek el. Számukra fénygörbéket kaptak - a fényesség időbeli változásának függőségét - és nagyszámú spektrogramot - fényképeket a csillag spektrumáról, amelyek bemutatják a sugárzás intenzitásának függését a hullámhossztól. Több évtizeden át ez az anyag lett a fő anyag minden kutató számára, aki megpróbálta feltárni a szupernóva-robbanások okait.

Sajnos a második világháború megszakította a sikeresen megkezdett megfigyelési programot. A szupernóvák szisztematikus keresését a Palomar Obszervatóriumban csak 1958-ban kezdték újra, de a Schmidt-rendszer nagyobb távcsőjével, amely lehetővé tette a 22-23 magnitúdós csillagok fényképezését. 1960 óta ehhez a munkához számos más obszervatórium is csatlakozott szerte a világon, ahol megfelelő teleszkópok álltak rendelkezésre. A Szovjetunióban ilyen munkát végeztek a SAI krími állomásán, ahol 40 cm lencseátmérőjű és nagyon nagy látómezővel - csaknem 100 négyzetfok - asztrográf teleszkópot telepítettek, valamint az Abastumani Asztrofizikai Obszervatóriumban. Grúziában - egy 36 cm-es beömlőnyílású Schmidt-teleszkópon a Krím-félszigeten és Abastumaniban számos szupernóva-felfedezés történt. A többi csillagvizsgáló közül az olaszországi Asiago Obszervatóriumban történt a legtöbb felfedezés, ahol a Schmidt-rendszer két távcsője működött. Ennek ellenére a Palomar Obszervatórium továbbra is vezető maradt mind a felfedezések számában, mind az észlelhető csillagok maximális magnitúdójában. A 60-as és 70-es években együtt évente 20 szupernóvát fedeztek fel, és számuk rohamosan növekedni kezdett. Közvetlenül a felfedezés után megkezdődtek a fotometriai és spektroszkópiai megfigyelések nagy teleszkópokkal.

1974-ben F. Zwicky meghalt, és hamarosan a Palomar Obszervatóriumban leállították a szupernóvák keresését. A felfedezett szupernóvák száma csökkent, de az 1980-as évek eleje óta ismét növekedni kezdett. Új keresőprogramok indultak a déli égbolton - a chilei Cerro el Roble Obszervatóriumban, és a csillagászok elkezdték felfedezni a szupernóvákat. Kiderült, hogy a 20-30 cm-es lencsékkel rendelkező kis amatőr teleszkópok segítségével meglehetősen sikeresen lehet keresni a fényes szupernóvák kitöréseit egy vizuálisan meghatározott galaxishalmaz szisztematikus megfigyelésével. A legnagyobb sikert az ausztrál pap, Robert Evans érte el, akinek a 80-as évek eleje óta évente akár 6 szupernóvát is sikerült felfedeznie. Nem csoda, hogy a hivatásos csillagászok tréfálkoztak "közvetlen kapcsolatán az éggel".

1987-ben fedezték fel a 20. század legfényesebb szupernóváját, az SN 1987A-t a Nagy Magellán-felhő galaxisban, amely galaxisunk "műholdja", és mindössze 55 kiloparszekre van tőlünk. Ez a szupernóva egy ideig még szabad szemmel is látható volt, és elérte a körülbelül 4 magnitúdós maximális fényerőt. Ezt azonban csak a déli féltekén lehetett megfigyelni. Ehhez a szupernóvához fotometriai és spektrális megfigyelések sorozata készült, amelyek pontossága és időtartama egyedülálló, és most a csillagászok továbbra is figyelemmel kísérik, hogyan alakul a szupernóva táguló gázköddé való átalakulása.



Szupernóva 1987A. A bal felső sarokban egy fénykép látható arról a területről, ahol a szupernóva kitört, jóval a kitörés előtt. A hamarosan felrobbanó csillagot nyíl jelzi. A jobb felső sarokban az égbolt ugyanazon régiójának fényképe látható, amikor a szupernóva a maximális fényerő közelében volt. Lent – így néz ki egy szupernóva 12 évvel a járvány kitörése után. A szupernóva körüli gyűrűk csillagközi gáz (amelyet részben a szupernóva előtti csillag lökött ki még a kitörés előtt), amely a kitörés során ionizálódik, és továbbra is világít.

A 80-as évek közepén világossá vált, hogy a fényképezés korszaka a csillagászatban a végéhez közeledik. A gyorsan fejlődő CCD vevők érzékenységben és rögzített hullámhossz-tartományban sokszorosan felülmúlták a fényképes emulziót, felbontásban gyakorlatilag nem maradtak el tőle. A CCD-kamerával kapott kép azonnal látható volt a számítógép képernyőjén és összehasonlítható volt a korábbiakkal, a fotózásnál pedig a fejlesztés, a szárítás és az összehasonlítás folyamata legfeljebb egy napig tartott. A fotólemezek egyetlen megmaradt előnye - az égbolt nagy területeinek lefényképezése - szintén jelentéktelennek bizonyult a szupernóvák keresése szempontjából: egy CCD kamerával ellátott távcső külön-külön le tudta fényképezni az összes, egy fotólemezre eső galaxist egy időben. fényképes expozícióhoz hasonlítható. Megjelentek a teljesen automatizált szupernóva-kereső programok projektjei, amelyekben a teleszkóp egy korábban bevitt program szerint kiválasztott galaxisokra irányul, és a kapott képeket számítógép összehasonlítja a korábban készítettekkel. Csak ha új objektumot észlel, a számítógép jelet küld a csillagásznak, aki megtudja, valóban szupernóva-robbanást rögzítettek-e. Az 1990-es években a Lick Obszervatóriumban (USA) kezdett működni egy ilyen rendszer egy 80 cm-es visszaverő távcsővel.

Az egyszerű CCD-kamerák elérhetősége az amatőrcsillagászok számára oda vezetett, hogy a vizuális megfigyelésekről a CCD-megfigyelésekre térnek át, majd a 20-30 cm-es objektíves teleszkópokhoz 18, sőt 19 magnitúdós csillagok is elérhetővé válnak. Az automatizált keresések bevezetése és a CCD-kamerákkal szupernóvákat kereső amatőrcsillagászok számának növekedése a felfedezések számának robbanásszerű növekedéséhez vezetett: mára évente több mint 100 szupernóvát fedeznek fel, a felfedezések teljes száma pedig meghaladta az 1500-at. Az elmúlt években nagyon távoli és gyenge szupernóvákat kutattak a legnagyobb, 3-4 méteres tükörátmérőjű teleszkópokon. Kiderült, hogy a 23-24 magnitúdós maximális fényerőt elérő szupernóvák vizsgálata számos kérdésre adhat választ az egész Univerzum felépítésével és sorsával kapcsolatban. Az ilyen, a legfejlettebb CCD kamerákkal felszerelt teleszkópokkal végzett megfigyelések egy éjszakája alatt több mint 10 távoli szupernóva fedezhető fel! Az alábbi ábrán több ilyen szupernóva kép is látható.

Szinte minden jelenleg felfedezett szupernóvának van legalább egy spektruma, és sokuknak van fénygörbéjük (hála az amatőr csillagászoknak is). Tehát az elemzésre rendelkezésre álló megfigyelési anyag mennyisége nagyon nagy, és úgy tűnik, hogy e grandiózus jelenségek természetével kapcsolatos minden kérdést meg kell oldani. Sajnos ez még nem így van. Tekintsük részletesebben a szupernóva-kutatók előtt álló főbb kérdéseket és a legvalószínűbb válaszokat ma.

Szupernóva osztályozás, fénygörbék és spektrumok

Mielőtt bármilyen következtetést levonna egy jelenség fizikai természetére vonatkozóan, teljes mértékben meg kell értenie a megfigyelt megnyilvánulásait, amelyeket megfelelően osztályozni kell. A szupernóva-kutatókat természetesen a legelső kérdés az volt, hogy azonosak-e, és ha nem, mennyire különböznek egymástól, és besorolhatók-e. Már az első szupernóvák, amelyeket Baade és Zwicky fedezett fel, jelentős különbségeket mutattak fénygörbéikben és spektrumaikban. 1941-ben R. Minkowski azt javasolta, hogy a szupernóvákat a spektrumok természete szerint két fő típusra osztsák fel. Az I. típusnak tulajdonította a szupernóvákat, amelyek spektruma teljesen eltért az összes akkoriban ismert objektum spektrumától. Az Univerzum leggyakoribb elemének - a hidrogénnek - vonalai teljesen hiányoztak, a teljes spektrum széles maximumokból és minimumokból állt, amelyeket nem lehetett azonosítani, a spektrum ultraibolya része nagyon gyenge volt. A szupernóvákat a II-es típusba sorolták, amelyek spektruma a „hétköznapi” nóvákkal mutat némi hasonlóságot a nagyon intenzív hidrogénemissziós vonalak jelenléte révén, spektrumuk ultraibolya része világos.

Az I. típusú szupernóvák spektruma három évtizedig rejtélyes maradt. Csak miután Yu.P. Pskovskii kimutatta, hogy a spektrum sávjai nem más, mint a széles és meglehetősen mély abszorpciós vonalak közötti folytonos spektrum szegmensei, az I. típusú szupernóvák spektrumainak azonosítása haladt előre. Számos abszorpciós vonalat azonosítottak, elsősorban az egyszeresen ionizált kalcium és szilícium legintenzívebb vonalait. Ezen vonalak hullámhosszai a spektrum ibolya oldalára tolódnak el a 10-15 ezer km/s sebességgel táguló héjban a Doppler-effektus miatt. Rendkívül nehéz azonosítani az összes vonalat az I. típusú szupernóvák spektrumában, mivel ezek nagymértékben kitágultak és egymásra helyezkednek; az említett kalcium és szilícium mellett sikerült azonosítani a magnézium és a vas vonalait.

A szupernóvák spektrumának elemzése fontos következtetések levonását tette lehetővé: az I. típusú szupernóvák során kilökődő héjakban szinte nincs hidrogén; míg a II-es típusú szupernóvák héjának összetétele majdnem megegyezik a szoláris légkörével. A héjak tágulási sebessége 5-15-20 ezer km / s, a fotoszféra hőmérséklete körülbelül a maximum - 10-20 ezer fok. A hőmérséklet gyorsan csökken, és 1-2 hónap múlva eléri az 5-6 ezer fokot.

A szupernóvák fénygörbéi is különböztek: az I. típus esetében mindegyik nagyon hasonló volt, jellegzetes alakjuk van, a fényerő nagyon gyorsan növekszik a maximumig, amely legfeljebb 2-3 napig tart, és a fényerő gyorsan 3 magnitúdóval csökkent. 25-40 napon belül, és ezt követő lassú bomlás, majdnem lineárisan a csillagok magnitúdóinak skáláján, ami a fényesség exponenciális csökkenésének felel meg.

A II. típusú szupernóvák fénygörbéi sokkal változatosabbnak bizonyultak. Némelyik az I. típusú szupernóvák fénygörbéihez hasonlított, csak lassabb és hosszabb fényeséssel egy lineáris "farok" kezdetéig, másokban közvetlenül a maximum után egy szinte állandó fényességű régió kezdődik - az ún. "fennsíknak" nevezik, amely akár 100 napig is eltarthat. Ezután a ragyogás élesen csökken, és egy lineáris "farokba" kerül. Valamennyi korai fénygörbét a közönséges fényképészeti lemezek érzékenységének (3500-5000 A hullámhossz intervallum) megfelelő ún. Már a mellette lévő fotovizuális rendszer (5000-6000 A) alkalmazása is lehetővé tette a szupernóvák színindexének (vagy egyszerűen csak "színének") változásáról fontos információk megszerzését: kiderült, hogy a maximum után mindkét típusú szupernóvák folyamatosan "vörösödnek", vagyis a sugárzás nagy része hosszabb hullámhosszok felé tolódik el. Ez a pirosodás a fényerő lineáris csökkenésének szakaszában megáll, és akár egy "kékebb" szupernóvával is felválthatja.

Ezenkívül az I. és II. típusú szupernóvák különböztek a galaxisok típusaiban, amelyekben fellángoltak. A II-es típusú szupernóvákat csak spirálgalaxisokban észlelték, ahol a csillagok jelenleg is kialakulnak, és ahol mind kis tömegű öreg csillagok, mind fiatal, nagy tömegű és "rövid életű" (csak néhány millió éves) csillagok vannak jelen. Az I. típusú szupernóvák spirális és elliptikus galaxisokban is kitörnek, ahol a csillagkeletkezésről azt gondolják, hogy évmilliárdok óta nem volt intenzív.

A szupernóvák osztályozása ebben a formában az 1980-as évek közepéig megmaradt. A CCD vevők széles körű elterjedésének kezdete a csillagászatban lehetővé tette a megfigyelési anyagok mennyiségének és minőségének jelentős növelését. A modern berendezések lehetővé tették a gyenge, eddig hozzáférhetetlen objektumok spektrogramjának beszerzését; sokkal nagyobb pontossággal lehetett meghatározni a vonalak intenzitását és szélességét, gyengébb vonalakat regisztrálni a spektrumokban. CCD vevők, infravörös detektorok és űrhajókra szerelt műszerek lehetővé tették a szupernóvák megfigyelését az ultraibolya sugárzástól a távoli infravörösig terjedő optikai sugárzás teljes tartományában; szupernóvák gamma-, röntgen- és rádiós megfigyelését is végezték.

Ennek eredményeként a szupernóvák látszólag kialakult bináris osztályozása gyorsan megváltozott és bonyolultabbá vált. Kiderült, hogy az I. típusú szupernóvák messze nem olyan homogének, mint amilyennek látszott. Jelentős különbségeket találtak ezeknek a szupernóváknak a spektrumában, amelyek közül a legjelentősebb az egyszeresen ionizált szilícium vonalának intenzitása volt, amelyet körülbelül 6100 A hullámhosszon figyeltek meg. A legtöbb I. típusú szupernóva esetében ez az abszorpciós vonal a fényesség maximumához közel volt a spektrum legszembetűnőbb jellemzője, de néhány szupernóva esetében gyakorlatilag hiányzott, és a hélium abszorpciós vonalai voltak a legintenzívebbek.

Ezeket a szupernóvákat Ib-vel, a "klasszikus" I-es típusú szupernóvákat pedig Ia-val jelölték. Ezt követően kiderült, hogy egyes Ib szupernóvákból héliumvonalak is hiányoznak, és ezeket Ic típusúnak nevezték. Ezek az új típusú szupernóvák fénygörbéjükben különböztek a "klasszikus" Ia szupernóváktól, amelyek meglehetősen változatosnak bizonyultak, bár alakjukban hasonlóak az Ia szupernóvák fénygörbéihez. Kiderült, hogy az Ib/c típusú szupernóvák rádiósugárzás forrásai is. Mindegyiküket spirálgalaxisokban találták meg, olyan régiókban, ahol a közelmúltban csillagkeletkezés történhetett, és ma is léteznek meglehetősen nagy tömegű csillagok.

Az Ia szupernóvák fénygörbéi a vörös és infravörös spektrum tartományban (R, I, J, H, K sávok) nagymértékben eltértek a korábban vizsgált görbéktől a B és V sávban, az I szűrőben és a hosszabb hullámhosszakban egy igazi másodperc maximum jelenik meg. Néhány Ia szupernóva azonban nem rendelkezik ezzel a második maximummal. Ezeket a szupernóvákat a maximális fényerő melletti vörös színük, a csökkentett fényességük és néhány spektrális jellemzőjük is megkülönbözteti. Az első ilyen szupernóva az SN 1991bg volt, és az ehhez hasonló objektumokat máig sajátos Ia szupernóvának vagy "1991bg típusú szupernóvának" nevezik. Ezzel szemben az Ia szupernóva egy másik típusát a maximálisan megnövekedett fényerő jellemzi. Jellemzőjük a spektrumokban az abszorpciós vonalak alacsonyabb intenzitása. A "prototípus" számukra az SN 1991T.

Már az 1970-es években a II-es típusú szupernóvákat fénygörbéjük természete szerint "lineáris" (II-L) és "plató" (II-P) szupernóvákra osztották. A jövőben egyre több szupernóva II-t kezdték felfedezni, amely bizonyos jellemzőket mutat a fénygörbékben és a spektrumokban. Így a fénygörbék szerint az elmúlt évek két legfényesebb szupernóvája, az 1987A és az 1993J élesen különbözik a többi II-es típusú szupernóvától. Mindkettőnek két maximuma volt a fénygörbékben: a kitörés után a fényerő gyorsan csökkent, majd ismét emelkedni kezdett, és csak a második maximum után kezdődött el a végső fényerő csökkenés. Az Ia szupernóvákkal ellentétben a második maximum a spektrum minden tartományában volt megfigyelhető, és az SN 1987A esetében sokkal fényesebb volt, mint az első hosszabb hullámhossz-tartományokban.

A spektrális jellemzők közül a leggyakrabban és legszembetűnőbb a táguló héjakra jellemző széles emissziós vonalak mellett a szűk emissziós vagy abszorpciós vonalak rendszere is. Ez a jelenség nagy valószínűséggel a csillagot körülvevő sűrű héj jelenlétének köszönhető a kitörés előtt, az ilyen szupernóvákat II-n-nek nevezték.

Szupernova statisztikák

Milyen gyakran törnek ki szupernóvák, és hogyan oszlanak el a galaxisokban? Ezekre a kérdésekre a szupernóvák statisztikai vizsgálatával kell választ adni.

Úgy tűnik, hogy az első kérdésre a válasz meglehetősen egyszerű: több galaxist kellően hosszú ideig kell megfigyelnie, meg kell számolnia a bennük megfigyelt szupernóvákat, és el kell osztania a szupernóvák számát a megfigyelési idővel. De kiderült, hogy a meglehetősen rendszeres megfigyelések által lefedett idő még mindig túl rövid ahhoz, hogy az egyes galaxisokra vonatkozóan határozott következtetéseket lehessen levonni: a legtöbb esetben csak egy-két kitörést figyeltek meg. Igaz, egyes galaxisokban már kellően sok szupernóvát regisztráltak: a rekorder az NGC 6946 galaxis, amelyben 1917 óta 6 szupernóvát fedeztek fel. Ezek az adatok azonban nem adnak pontos adatokat a járványok gyakoriságáról. Egyrészt ennek a galaxisnak a megfigyelésének pontos ideje nem ismert, másrészt a számunkra szinte egyidejű kitöréseket valójában meglehetősen nagy időintervallumok választják el egymástól: elvégre a szupernóvák fénye különböző utakon halad a galaxison belül, fényévekben mért méretei pedig sokkal nagyobbak, mint a megfigyelési idő. Egyelőre csak a galaxisok egy bizonyos csoportjára van lehetőség becslést kapni a felvillanási gyakoriságra. Ehhez a szupernóvák keresésének megfigyelési adatait kell felhasználni: minden megfigyelés ad valamilyen "hatékony követési időt" minden galaxis számára, ami a galaxis távolságától, a keresés határértékétől és a keresés határértékétől függ. a szupernóva fénygörbe természete. A különböző típusú szupernóvák esetében ugyanazon galaxis megfigyelési ideje eltérő lesz. A több galaxisra vonatkozó eredményeket kombinálva figyelembe kell venni tömegük és fényességük, valamint morfológiai típusuk különbségét. Jelenleg az a szokás, hogy az eredményeket a galaxisok fényességére normalizálják, és csak a hasonló típusú galaxisok adatait kombinálják. Az újabb, több szupernóva-kutató program adatainak egyesítésén alapuló munka a következő eredményeket hozta: elliptikus galaxisokban csak az Ia típusú szupernóvákat figyelik meg, egy "átlagos" galaxisban pedig 10 10 napfényfényes fényerővel egy szupernóva kb. 500 évente egyszer. Az azonos fényerejű spirálgalaxisban az Ia szupernóvák csak valamivel nagyobb frekvenciával villannak fel, de hozzáadódnak hozzájuk a II és Ib / c típusú szupernóvák, és a felvillanások teljes gyakorisága körülbelül 100 évente egyszer. A felvillanási frekvencia hozzávetőlegesen arányos a galaxisok fényességével, vagyis az óriásgalaxisokban sokkal magasabb: különösen az NGC 6946 egy spirálgalaxis, amelynek fényereje 2,8 10 10 napfényfény, tehát körülbelül három kitörés 100 évenként várható benne, és a benne megfigyelt 6 szupernóva az átlagos gyakoriságtól nem túl nagy eltérésnek tekinthető. A mi Galaxynk kisebb, mint az NGC 6946, és átlagosan 50 évente számíthatunk benne egy kitörésre. Az elmúlt évezredben azonban mindössze négy szupernóvát figyeltek meg a Galaxisban. Van itt valami ellentmondás? Kiderült, hogy nem – elvégre a Galaxis nagy részét gáz- és porrétegek zárják el tőlünk, és a Nap környéke, amelyben ezt a 4 szupernóvát észlelték, a Galaxisnak csak egy kis részét teszi ki.

Hogyan oszlanak meg a szupernóvák a galaxisokon belül? Természetesen egyelőre csak összegző eloszlásokat lehet tanulmányozni valamilyen "átlagos" galaxisra redukálva, valamint a spirálgalaxisok szerkezetének részleteihez viszonyított eloszlásokat. Ezek az alkatrészek mindenekelőtt a spirálkarokat tartalmazzák; a meglehetősen közeli galaxisokban az aktív csillagképződés régiói is jól láthatók, amelyeket ionizált hidrogénfelhők – a H II régió – vagy fényes kék csillaghalmazok – az OB asszociáció – különböztetnek meg. A felfedezett szupernóvák számának növekedésével ismételten megismételve a térbeli eloszlás vizsgálata a következő eredményeket hozta. A szupernóvák minden típusának a galaxisok középpontjaitól való távolság szerinti eloszlása alig különbözik egymástól, és hasonlóak a fényesség eloszlásához - a sűrűség a középponttól a szélekig egy exponenciális törvény szerint csökken. A szupernóvák típusai közötti különbségek a csillagkeletkezési régiókhoz viszonyított eloszlásban mutatkoznak meg: ha minden típusú szupernóva a spirálkarok felé koncentrálódik, akkor csak a II. és Ib/c típusú szupernóvák koncentrálódnak a H II régiók felé. Megállapítható, hogy a II-es vagy Ib/c típusú fáklyát produkáló csillagok élettartama 10 6-10 7 év, az Ia típusé pedig körülbelül 10 8 év. Az Ia szupernóvákat azonban elliptikus galaxisokban is megfigyelik, ahol úgy gondolják, hogy egyetlen csillag sem lehet 10 9 évesnél fiatalabb. Ennek az ellentmondásnak két magyarázata lehet: vagy az Ia szupernóva-robbanások természete eltérő a spirális és elliptikus galaxisokban, vagy egyes elliptikus galaxisokban még mindig folytatódik a csillagkeletkezés, és fiatalabb csillagok is jelen vannak.

Elméleti modellek

A megfigyelési adatok összessége alapján a kutatók arra a következtetésre jutottak, hogy a szupernóva-robbanás a csillag fejlődésének utolsó szakasza, amely után megszűnik létezni korábbi formájában. Valójában a szupernóva-robbanás energiáját 10 50-10 51 erg-re becsülik, ami meghaladja a csillagok gravitációs kötési energiájának tipikus értékeit. A szupernóva-robbanás során felszabaduló energia több mint elég ahhoz, hogy a csillag anyagát teljesen szétszórja az űrben. Milyen csillagok és mikor fejezik be életüket szupernóva-robbanással, milyen természetűek azok a folyamatok, amelyek ilyen gigantikus energiafelszabaduláshoz vezetnek?

A megfigyelési adatok azt mutatják, hogy a szupernóvákat több típusra osztják, amelyek különböznek egymástól a héjak kémiai összetételében és tömegében, az energiakibocsátás jellegében, valamint a különböző típusú csillagpopulációkkal kapcsolatban. A II-es típusú szupernóvák egyértelműen fiatal, nagy tömegű csillagokhoz kötődnek, és héjukban nagy mennyiségben van jelen hidrogén. Ezért a fáklyáikat a csillagok evolúciójának utolsó szakaszának tekintik, amelyek kezdeti tömege meghaladja a 8-10 naptömeget. Az ilyen csillagok központi részeiben energia szabadul fel a magfúziós reakciók során, kezdve a legegyszerűbbtől - a hélium képződésétől a hidrogénmagok fúziója során, és a vasmagok szilíciumból történő kialakulásáig. A vasmagok a legstabilabbak a természetben, egyesülésükkor nem szabadul fel energia. Így amikor egy csillag magja vas lesz, az energia felszabadulása leáll benne. A mag nem tud ellenállni a gravitációs erőknek, és gyorsan zsugorodik - összeomlik. Az összeomlás során lezajló folyamatok még messze vannak a teljes magyarázattól. Ismeretes azonban, hogy ha egy csillag magjában az összes anyag neutronná alakul, akkor képes ellenállni a vonzási erőknek. A csillag magja "neutroncsillaggá" változik, és az összeomlás leáll. Ilyenkor hatalmas energia szabadul fel, ami belép a csillag héjába és tágulni kezd, amit mi szupernóva-robbanásnak látunk. Ha a csillag fejlődése ezt megelőzően "csendben" ment végbe, akkor héjának sugara több százszor nagyobb, mint a Nap sugara, és elegendő hidrogént kell tartania ahhoz, hogy megmagyarázza a II. típusú szupernóvák spektrumát. Ha a héj nagy része elveszett az evolúció során egy szoros bináris rendszerben vagy más módon, akkor nem lesznek hidrogénvonalak a spektrumban - Ib vagy Ic típusú szupernóvát fogunk látni.

A kisebb tömegű csillagokban az evolúció másképp megy végbe. A hidrogén elégetése után a mag héliummá válik, és megindul a hélium szénné alakításának reakciója. A mag azonban nem melegszik fel olyan magas hőmérsékletre, hogy a szén részvételével fúziós reakciók induljanak meg. Az atommag nem tud elegendő energiát felszabadítani és összezsugorodik, azonban ebben az esetben a kompressziót az atommag anyagában lévő elektronok leállítják. A csillag magja az úgynevezett "fehér törpévé" változik, és a héj bolygóköd formájában szétszóródik az űrben. S. Chandrasekhar indiai asztrofizikus kimutatta, hogy fehér törpe csak akkor létezhet, ha tömege kisebb, mint körülbelül 1,4 naptömeg. Ha a fehér törpe kellően szoros kettős rendszerben van, akkor az anyag elkezdhet áramlani egy közönséges csillagból egy fehér törpébe. A fehér törpe tömege fokozatosan növekszik, és amikor túllépi a határértéket, robbanás következik be, amely során a szén és az oxigén gyors termonukleáris égése következik be, amelyek radioaktív nikkellé alakulnak. A csillag teljesen megsemmisül, és a táguló héjban a nikkel radioaktív bomlása megy végbe kobalttá, majd vasgá, amely energiát ad a héj izzásához. Így robbannak fel az Ia típusú szupernóvák.

A szupernóvák modern elméleti vizsgálatai főként a felrobbanó csillagok modelljeinek legerősebb számítógépein végzett számítások. Sajnos még nem sikerült olyan modellt létrehozni, amely a csillagfejlődés késői szakaszából szupernóva-robbanáshoz és annak megfigyelhető megnyilvánulásaihoz vezetne. A meglévő modellek azonban megfelelően leírják a szupernóvák túlnyomó többségének fénygörbéit és spektrumát. Általában ez egy csillag héjának modellje, amelybe a robbanás energiáját "manuálisan" fektetik be, majd megkezdődik a tágulása és felmelegedése. A fizikai folyamatok összetettségével és sokféleségével járó nagy nehézségek ellenére az elmúlt években nagy sikereket értek el ebben a kutatási irányban.

A szupernóvák hatása a környezetre

A szupernóva-robbanások erős és sokrétű hatást gyakorolnak a környező csillagközi közegre. A szupernóva óriási sebességgel ledobott héja felkanalazza és összenyomja a körülvevő gázt. Talán ez lendületet adhat a gázfelhőkből új csillagok kialakulásának. A robbanás energiája olyan nagy, hogy új elemek szintetizálódnak, különösen a vasnál nehezebbek. A szupernóva-robbanások során a nehéz elemekkel dúsított anyagok szétszóródnak a galaxisban, ennek következtében a szupernóva-robbanások után keletkezett csillagok több nehéz elemet tartalmaznak. A Tejútrendszer "mi" régiójában lévő csillagközi közegről kiderült, hogy olyan nehéz elemekkel gazdagodott, hogy lehetségessé vált az élet megjelenése a Földön. A szupernóvák közvetlenül felelősek ezért! A szupernóvák nyilvánvalóan nagyon nagy energiájú részecskefolyamokat is generálnak - kozmikus sugarakat. Ezek a részecskék, amelyek a légkörön keresztül behatolnak a Föld felszínére, genetikai mutációkat okozhatnak, amelyeknek köszönhetően a földi élet evolúciója megy végbe.

A szupernóvák az univerzum sorsáról mesélnek

A szupernóvák, és különösen az Ia típusú szupernóvák a világegyetem legfényesebb csillagszerű objektumai közé tartoznak. Ezért a jelenleg rendelkezésre álló berendezésekkel még nagyon távoli szupernóvák is tanulmányozhatók.

Sok Ia szupernóvát fedeztek fel olyan galaxisokban, amelyek elég közel vannak ahhoz, hogy a távolságuk többféleképpen is meghatározható legyen. A legpontosabbnak jelenleg a távolságok meghatározása egy bizonyos típusú fényes változó csillagok - a cefeidák - látszólagos fényessége alapján. Az űrteleszkóp segítségével A Hubble nagyszámú cefeidát fedezett fel és tanulmányozott olyan galaxisokban, amelyek tőlünk körülbelül 20 megaparszeknyire vannak. A galaxisok távolságának kellően pontos becslése lehetővé tette a bennük fellángoló Ia típusú szupernóvák fényességének meghatározását. Ha feltételezzük, hogy a távoli Ia szupernóvák átlagos fényessége megegyezik, akkor a maximális fényerő mellett megfigyelt nagyság alapján megbecsülhetjük a távolságukat.

A szupernóva születése

Az égbolt tiszta napon általában meglehetősen unalmas és monoton kép: forró napgömb és tiszta, végtelen kiterjedés, amelyet néha felhők vagy ritka felhők díszítenek.

Egy másik dolog az égbolt egy felhőtlen éjszakán. Általában minden fényes csillaghalmazokkal van tele. Ugyanakkor figyelembe kell venni, hogy az éjszakai égbolton szabad szemmel 3-4,5 ezer éjszakai lámpatest látható. És mindegyik a Tejútrendszerhez tartozik, amelyben a naprendszerünk található.

A modern felfogások szerint a csillagok forró gázgömbök, amelyek mélyén a hidrogénatommagokból héliummagok termonukleáris fúziója megy végbe, hatalmas energia felszabadulásával. Ő biztosítja a csillagok fényességét.

A hozzánk legközelebb eső csillag a Napunk, amely 150 millió kilométerre van. De a távolban következő Proxima Centauri csillag 4,25 fényévnyire található tőlünk, vagyis 270 ezerszer távolabb, mint a Nap.

Vannak csillagok, amelyek több százszor nagyobbak, mint a Nap, és ugyanannyiszor alacsonyabbak ebben a mutatóban. A csillagok tömege azonban sokkal szerényebb határok között változik - a Nap tömegének egy tizenkettedétől tömegének 100-áig. A látható csillagok több mint fele kettős, néha hármas rendszer.

Általánosságban elmondható, hogy az Univerzumban számunkra látható csillagok száma 125 000 000 000 számmal jelölhető tizenegy további nullával.

A nullákkal való összetéveszthetőség elkerülése érdekében a csillagászok már nem egyes csillagokról, hanem egész galaxisokról vezetnek nyilvántartást, tekintve, hogy mindegyikben átlagosan körülbelül 100 milliárd csillag található.

Fritz Zwicky amerikai csillagász úttörő volt a szupernóvák célzott kutatásában.

A tudósok 1996-ban úgy becsülték, hogy 50 milliárd galaxist lehetett látni a Földről. A Hubble Űrteleszkóp üzembe helyezésekor, amibe a földi légkör interferenciája sem zavar, a látható galaxisok száma 125 milliárdra ugrott.

A távcső mindent látó szemének köszönhetően a csillagászok az univerzum olyan mélységeibe hatoltak be, hogy olyan galaxisokat láttak, amelyek alig egymilliárd évvel az Univerzumunkat megszülető Nagy Bumm után jelentek meg.

A csillagok jellemzésére számos paramétert használnak: a fényerőt, a tömeget, a légkör sugarát és kémiai összetételét, valamint hőmérsékletét. És a csillag számos további jellemzőjének felhasználásával meghatározhatja a korát is.

Minden csillag egy dinamikus szerkezet, amely megszületik, növekszik, majd egy bizonyos kor elérése után csendesen elhal. De az is megesik, hogy hirtelen felrobban. Ez az esemény nagy léptékű változásokhoz vezet a felrobbant csillag melletti területen.

Így a robbanást követő perturbáció óriási sebességgel terjed, és több tízezer év leforgása alatt hatalmas teret foglal el a csillagközi közegben. Ebben a régióban a hőmérséklet meredeken, akár több millió fokig emelkedik, jelentősen megnő a kozmikus sugarak sűrűsége és a mágneses tér erőssége.

A felrobbant csillag által kilökött anyag ilyen tulajdonságai lehetővé teszik új csillagok, sőt egész bolygórendszerek kialakulását.

Emiatt a szupernóvákat és azok maradványait is nagyon alaposan tanulmányozzák az asztrofizikusok. Hiszen a jelenség tanulmányozása során szerzett információk bővíthetik az ismereteket a normál csillagok evolúciójáról, a neutroncsillagok születése során lezajló folyamatokról, és tisztázhatják azon reakciók részleteit is, amelyek nehéz csillagok kialakulását eredményezik. elemek, kozmikus sugarak stb.

Egy időben azokat a csillagokat, amelyek fényessége hirtelen több mint 1000-szeresére nőtt, a csillagászok nóvának nevezték. Váratlanul megjelentek az égen, megváltoztatva a csillagképek szokásos konfigurációját. Hirtelen, maximum több ezerszeresére nőve fényességük egy idő után meredeken csökkent, néhány év múlva pedig olyan gyengévé vált, mint a robbanás előtt.

Meg kell jegyezni, hogy az új csillagok születésének egyik fő jelének tekintik a kitörések gyakoriságát, amelyek során egy csillag kiszabadul tömegének ezrelékéből, és amelyet nagy sebességgel dobnak ki az űrbe. Ugyanakkor, bármennyire is furcsának tűnik, a csillagok robbanásai nem vezetnek jelentős változáshoz szerkezetükben, sőt pusztulásukhoz sem.

Milyen gyakran történnek ilyen események Galaxisunkban? Ha csak azokat a csillagokat vesszük figyelembe, amelyek fényességükben nem haladták meg a 3. magnitúdót, akkor a történelmi krónikák és a csillagászok megfigyelései szerint ötezer év alatt legfeljebb 200 fényes villanást figyeltek meg.

De amikor más galaxisok vizsgálatát elkezdték végezni, nyilvánvalóvá vált, hogy az űr ezen sarkaiban megjelenő új csillagok fényereje gyakran megegyezik annak a galaxisnak a fényesével, amelyben ezek a csillagok megjelennek.

Természetesen az ilyen fényességű csillagok megjelenése rendkívüli esemény, és teljesen eltérő a hétköznapi csillagok születésétől. Ezért 1934-ben Fritz Zwicky és Walter Baade amerikai csillagászok azt javasolták, hogy azokat a csillagokat, amelyek maximális fényereje eléri a közönséges galaxisok fényességét, a szupernóvák és a legfényesebb csillagok külön osztályába sorolják. Ugyanakkor szem előtt kell tartani, hogy Galaxisunk jelenlegi állapotában a szupernóva-robbanások rendkívül ritka jelenségek, legfeljebb 100 évente fordulnak elő. A kínai és japán értekezések legfeltűnőbb kitörései 1006-ban és 1054-ben fordultak elő.

Ötszáz évvel később, 1572-ben a kiváló csillagász, Tycho Brahe szupernóva-robbanást figyelt meg a Cassiopeia csillagképben. 1604-ben Johannes Kepler látta, hogy megszületett egy szupernóva az Ophiuchus csillagképben. És azóta ilyen grandiózus eseményeket nem jegyeztek fel Galaxisunkban.

Talán ennek az az oka, hogy a Naprendszer olyan helyet foglal el galaxisunkban, hogy a Földről csak térfogatának felében lehet optikai műszerekkel megfigyelni szupernóva-robbanásokat. A fennmaradó részben ezt a csillagközi fényelnyelés akadályozza.

És mivel más galaxisokban ezek a jelenségek megközelítőleg ugyanolyan gyakorisággal fordulnak elő, mint a Tejútrendszerben, a fő információ a szupernóvákról a kitörés idején a más galaxisokban végzett megfigyelésekből származott ...

W. Baade és F. Zwicky csillagászok először 1936-ban kezdtek el célzottan szupernóvák után kutatni. A különböző galaxisokban végzett hároméves megfigyelések során a tudósok 12 szupernóva-robbanást fedeztek fel, amelyeket ezt követően alaposabb kutatásnak vetettek alá fotometria és spektroszkópia segítségével.

Sőt, a fejlettebb csillagászati berendezések használata lehetővé tette az újonnan felfedezett szupernóvák listájának bővítését. Az automatizált keresés bevezetése pedig oda vezetett, hogy a tudósok évente több mint száz szupernóvát fedeztek fel. Összesen 1500 ilyen objektumot rögzítettek rövid időn belül.

Az elmúlt években a tudósok nagy teljesítményű teleszkópok segítségével több mint 10 távoli szupernóvát fedeztek fel egyetlen éjszaka alatt!

1999 januárjában egy olyan esemény történt, amely még az Univerzum sok "trükkjéhez" szokott modern csillagászokat is megdöbbentette: a világűr mélyén egy villanást tízszer fényesebben rögzítettek, mint a tudósok által korábban rögzítettek. Két kutatóműhold és egy teleszkóp vette észre Új-Mexikó hegyei között, automata kamerával. Ez az egyedülálló jelenség a Bootes csillagképben történt. Kicsit később, ugyanazon év áprilisában a tudósok megállapították, hogy a vaku távolsága kilencmilliárd fényév volt. Ez az univerzum sugarának csaknem háromnegyede.

A csillagászok számításai kimutatták, hogy néhány másodperc alatt, amely alatt a villanás tartott, sokszorosa annyi energia szabadult fel, mint amennyit a Nap ötmilliárd éves fennállása alatt termelt. Mi okozhatott egy ilyen hihetetlen robbanást? Milyen folyamatok idézték elő ezt a grandiózus energiafelszabadulást? A tudomány még nem tud konkrét választ adni ezekre a kérdésekre, bár van egy olyan feltételezés, hogy két neutroncsillag egyesülése esetén ekkora mennyiségű energia keletkezhet.

Ez a szöveg egy bevezető darab. Az űrhajózás 100 nagy titka című könyvből szerző Szlavin Sztanyiszlav Nyikolajevics

Az RNII születése Időközben az orosz rakétakutatók életében egy fontos esemény történt. 1933 őszén a Gas Dynamics Laboratory és a MosGIRD egyetlen szervezetté, a Jet Research Institute-ba (RNII) egyesült, ennek eredményeként néhány

A Te és a terhességed című könyvből szerző Szerzők csapata

A Nő című könyvből. Útmutató férfiaknak szerző Novoszelov Oleg Olegovics

A Földrajzi felfedezések című könyvből szerző Khvorostukhina Svetlana Alexandrovna

A Föld születése Ma még elképzelni is nehéz olyan időszakot, amikor a Föld bolygó egy hatalmas poros golyónak tűnt, növényzettől és élő szervezetektől mentes. Több milliárd évnek kellett eltelnie, mire az élet megjelent a bolygó felszínén. Sokkal több kellett

A finnugor népek mítoszai című könyvből szerző Petruhin Vlagyimir Jakovlevics

A Slavic Encyclopedia című könyvből szerző Artemov Vladislav Vladimirovics

A Szlávok vagyunk című könyvből! szerző Semenova Maria Vasziljevna

A Testünk furcsaságai című könyvből - 2 írta: Juan Steven

1. FEJEZET Születés Az Alice kalandjai csodaországban című művében Lewis Carroll ezt írta: „Kezdd az elején – mondta ünnepélyesen a király –, és folytasd, amíg el nem éred a végét. Akkor állj meg." Egy bölcs ember azt mondta egyszer: „A kezdet mindig könnyű. Sokkal nehezebb, ami történik

A drágakövek titkai című könyvből szerző Starcev Ruszlan Vlagyimirovics

Születés és vágás Az ékszerművészet fortélyait nem ismerő ember nem tudja leplezni csalódottságát a vágatlan smaragd láttán. Hol a tisztaság és az átlátszóság, hol a fényjáték és a mély, egyedi fény, mintha magában a kőben élne, és a szívében ragyogna?

A Computer Terroristák [A legújabb technológiák az alvilág szolgálatában] című könyvből szerző Revjako Tatyana Ivanovna

A vírusok „születése” A számítógépes vírusok története általában a vírus keletkezésének (első észlelésének) helyéről és idejéről szóló információ; az alkotó kilétére vonatkozó információ (ha ez megbízhatóan ismert); a vírus állítólagos „családi” kapcsolatai; származó információk

A szerző Great Soviet Encyclopedia (AN) című könyvéből TSB

A szerző Great Soviet Encyclopedia (PA) című könyvéből TSB

A könyvből ismerem a világot. Fegyver szerző Zigunenko Sztanyiszlav Nyikolajevics

Browning születése A legelső öntöltő pisztolyt, amely már nem érezte a revolver elrendezésének hatását, 1897-ben fejlesztette ki J. Browning, a gerstali belga nemzeti katonai fegyvergyár alkalmazottja. A fegyverek méretének csökkentésére a feltaláló

A könyvből ismerem a világot. Kriminalistika szerző Malashkina M.M.

Mi a közös a gyufában és a szupernóvában? A fekete lőport Kínában találták fel több mint 1000 évvel ezelőtt. A kínaiak titokban tartották a képletet, de 1242-ben Roger Bacon angol tudós mindenki előtt felfedte. Bacont erre kényszerítették, különben boszorkánysággal vádolták volna és

A női egészség 1000 titka című könyvből szerző Foley Denise

A Séták a Petrin előtti Moszkvában című könyvből szerző Beszedina Mária Boriszovna

A város születése De térjünk vissza az időkbe, amikor ez a sok vízpompa, amelyet még nem homályosított el az ember fogyasztói attitűdje, fényesen szikrázott a napsugarak alatt. Abban az ókorban a folyók nem csak a vízellátás természetes forrásai, nem csak „ellátói” voltak.

1975. augusztus 29-én egy szupernóva jelent meg az égen a Cygnus csillagképben. Az ehhez hasonló világítótestek ragyogása egy villanás közben néhány napon belül több tíz csillagmagasságnyival növekszik. A szupernóva fényereje összehasonlítható az egész galaxiséval, amelyben kitört, és még meg is haladhatja azt. Összeállítottunk egy válogatást a leghíresebb szupernóvákból.

"Rák-köd". Valójában ez nem egy csillag, hanem annak maradványa. A Bika csillagképben található. A Rák-köd az SN 1054 nevű szupernóva-robbanásból maradt meg, amely 1054-ben történt. A villanás 23 napig volt látható szabad szemmel, még nappal is. És ez annak ellenére, hogy körülbelül 6500 fényévnyire (2 kpc) található a Földtől.

Most a köd körülbelül 1500 kilométer/s sebességgel tágul. A Rák-köd nevét William Parsons csillagász 36 hüvelykes távcsővel készített 1844-es rajzáról kapta. Ezen a vázlaton a köd nagyon hasonlított egy rákra.

SN 1572 (Supernova Tycho Brahe). 1572-ben a Cassiopeia csillagképben lobbant fel. Tycho Brahe leírta megfigyeléseit a látott csillagról.

Egy este, amikor szokásomhoz híven körbenéztem az eget, melynek látványát annyira ismerem, leírhatatlan meglepetésemre a Cassiopeia zenit közelében egy szokatlan méretű fényes csillagot láttam. Meglepett a felfedezés, és nem tudtam, higgyek-e a saját szememnek. Ragyogását tekintve csak a Vénuszhoz lehetne hasonlítani, ha ez utóbbi van a legközelebb a Földhöz. A jó látással megajándékozott emberek nappal, délben is meg tudták különböztetni ezt a csillagot a tiszta égbolton. Éjszaka, amikor felhős volt az ég, amikor más csillagok rejtőztek, az új csillag meglehetősen vastag felhőkön keresztül látható maradt.

SN 1604 vagy Kepler szupernóva. 1604 őszén tört ki az Ophiuchus csillagképben. És ez a világítótest körülbelül 20 000 fényévnyire található a Naprendszertől. Ennek ellenére a járvány kitörése után körülbelül egy évig látható volt az égen.

Az SN 1987A a Nagy Magellán-felhőben, a Tejútrendszer egy törpe műholdgalaxisában tört ki. A fáklyából származó fény 1987. február 23-án érte el a Földet. A csillagot az év májusában szabad szemmel lehetett látni. A csúcs látható magnitúdója +3:185 volt. A teleszkóp feltalálása óta ez a legközelebbi szupernóva-robbanás. Ez a csillag lett az első legfényesebb a 20. században.

Az SN 1993J a 20. század második legfényesebb csillaga. 1993-ban tört ki az M81 spirálgalaxisban. Ez egy kettős csillag. A tudósok akkor sejtették ezt, amikor ahelyett, hogy fokozatosan elhalványultak volna, a robbanás termékei furcsán növelni kezdték fényességüket. Aztán világossá vált: egy közönséges vörös szuperóriás csillag nem változhat ilyen szokatlan szupernóvává. Feltételezték, hogy a fellángoló szuperóriást egy másik csillaggal párosították.

1975-ben egy szupernóva robbant fel a Cygnus csillagképben. 1975-ben olyan erős robbanás történt a Cygnus farkában, hogy a szupernóva szabad szemmel is látható volt. Így vette észre a krími állomáson Szergej Sugarov csillagász hallgató. Később kiderült, hogy üzenete már a hatodik. A legelső, nyolc órával Shugarov előtt japán csillagászok látták meg a csillagot. Az új csillagot néhány éjszakán át lehetett látni távcső nélkül: csak augusztus 29-től szeptember 1-ig volt fényes. Aztán ragyogását tekintve egy átlagos, harmadik nagyságrendű sztár lett. Ragyogása során azonban az új csillagnak sikerült felülmúlnia az Alpha Cygnust fényességében. A megfigyelők 1936 óta nem láttak ilyen fényes új csillagokat. A csillag a Nova Cygnus 1975, V1500 Cygni nevet kapta, és 1992-ben egy másik kitörés történt ugyanabban a csillagképben.

Már a 21. században felrobbant egy csillag, amely az egész megfigyeléstörténet legfényesebb szupernóvája lett - SN 2006gy. A 2006. szeptember 18-i robbanás az NGC 1260 galaxisban. Fényereje körülbelül két nagyságrenddel meghaladta a közönséges szupernóvák fényességét, ami lehetővé tette annak feltételezését, hogy az ilyen folyamatok új osztályába tartozik - a hipernóvákhoz. A tudósok több elméletet is javasoltak a történtekről: kvarkcsillag kialakulása, egy csillag többszöri felrobbanása, két hatalmas csillag ütközése.

Galaxisunk legfiatalabb szupernóva a G1.9+0.3. Körülbelül 25 000 fényévre fekszik tőle, és a Nyilas csillagképben található, a Tejútrendszer közepén. A szupernóva maradványainak tágulási sebessége példátlan - több mint 15 ezer kilométer másodpercenként (ez a fénysebesség 5%-a). Ez a csillag körülbelül 25 000 évvel ezelőtt lángolt fel galaxisunkban. A Földön 1868 körül volt megfigyelhető a robbanása.

A hat évvel ezelőtt kitört szupernóva maradványait figyelve a csillagászok meglepetésükre egy új csillagot azonosítottak a robbanás helyén, amely megvilágítja az azt körülvevő anyagfelhőt. A tudósok eredményeit a folyóirat ismerteti AsztrofizikaiFolyóiratleveleket .

„Soha nem láttunk még ilyen típusú robbanást ilyen hosszú ideig fényesnek maradni, ha ne lett volna kölcsönhatása a csillag által a katasztrófa előtt kilökődött hidrogénnel. De ennek a szupernóvának a megfigyeléseiben nincs hidrogén jele” – mondja Dan Milisavlevich, a tanulmány vezető szerzője, a Purdue Egyetem (USA) munkatársa.

A legtöbb csillagrobbanástól eltérően, amelyek eltűnnek, az SN 2012au továbbra is ragyog az újszülött nagy teljesítményű pulzárjának köszönhetően. Köszönetnyilvánítás: NASA, ESA és J. DePasquale

A szupernóvákként ismert csillagok robbanásai olyan fényesek lehetnek, hogy felülmúlják az őket tartalmazó galaxisokat. Általában néhány hónap vagy év alatt teljesen "eltűnnek", de néha a robbanás maradványai hidrogénben gazdag gázfelhőkké "összeomlanak", és újra fényessé válnak. De vajon újra ragyoghatnak-e külső beavatkozás nélkül?

Ahogy a nagy csillagok felrobbannak, belsejük addig a pontig "feltekeredik", ahol minden részecske neutronná válik. Ha a létrejövő neutroncsillag mágneses mezővel rendelkezik, és elég gyorsan forog, akkor pulzár szélköddé alakulhat át. Valószínűleg ez történt az SN 2012au-val, amely az NGC 4790 galaxisban található a Szűz csillagkép irányában.

„Amikor a pulzár-köd elég fényes, úgy működik, mint egy villanykörte, és megvilágítja az előző robbanás külső kilökődését. Tudtuk, hogy a szupernóvák gyorsan forgó neutroncsillagokat termelnek, de soha nem volt közvetlen bizonyítékunk erre az egyedülálló eseményre” – tette hozzá Dan Milisavlevich.

A NASA Chandra Obszervatóriumának képe a vitorlás pulzárról. Köszönetnyilvánítás: NASA

Az SN 2012au kezdetben sok szempontból szokatlannak és furcsanak bizonyult. Annak ellenére, hogy a robbanás nem volt elég erős ahhoz, hogy „szuperluminális” szupernóvának lehessen minősíteni, rendkívül energikus és hosszú életű volt.

„Ha a robbanás középpontjában pulzár keletkezik, akkor az kinyomhatja, sőt fel is gyorsíthatja a gázt, így néhány év múlva láthatjuk, hogyan „szalad el” az oxigéndús gáz az SN 2012au robbanás elől. – magyarázta Dan Milisavlevich.

A Rák-köd dobogó szíve. Középen egy pulzár található. Köszönetnyilvánítás: NASA/ESA

A szuperluminális szupernóvák a csillagászat vita tárgyát képezik. Ezek potenciális forrásai a gravitációs hullámoknak, valamint a gamma-kitöréseknek és a gyors rádiókitöréseknek. Az események mögött meghúzódó folyamatok megértése azonban a megfigyelések bonyolultságával szembesül, és csak a távcsövek következő generációja segít a csillagászoknak megfejteni e fellángolások titkait.

„Ez egy alapvető folyamat az univerzumban. Nem lennénk itt, ha nem lennének szupernóvák. Az élethez szükséges elemek közül sok, köztük a kalcium, az oxigén és a vas keletkezik ezekben a katasztrofális eseményekben. Úgy gondolom, hogy nekünk, az Univerzum polgárainak fontos megérteni ezt a folyamatot” – zárta szavait Dan Milisavlevich.