Di cosa è fatta una supernova Supernova: morte o inizio di una nuova vita? esplosione di supernova

La fisica dei neutrini si sta sviluppando rapidamente. Un mese fa è stata annunciata la registrazione di neutrini da un lampo di raggi gamma, un evento chiave nell'astrofisica dei neutrini.
In questo articolo parleremo della registrazione dei neutrini dalle supernove. Una volta che l'umanità è già stata fortunata a rilevarli.
Ti parlerò un po' di che tipo di animali sono queste "supernove", perché emettono neutrini, perché è così importante registrare queste particelle e, infine, come stanno cercando di farlo con l'aiuto degli osservatori a il Polo Sud, in fondo al Mar Mediterraneo e al Baikal, sotto le montagne del Caucaso e nelle Alpi.
Lungo la strada, impariamo cos'è il "processo urka": chi ruba cosa a chi e perché.

Dopo una lunghissima pausa, continuo la serie di articoli sulla fisica dei neutrini. Nella prima pubblicazione, abbiamo parlato di come è stata inventata una tale particella e di come è stata registrata, in cui ho parlato del fantastico fenomeno delle oscillazioni dei neutrini. Oggi parleremo delle particelle che ci arrivano dall'esterno del sistema solare.

Brevemente sulle supernove

Le stelle che vediamo nel cielo notturno non rimangono per sempre nello stesso stato. Come tutto ciò che ci circonda sulla Terra, sono nati, brillano costantemente per molto tempo, ma alla fine non possono più mantenere la loro precedente combustione e muoiono. Ecco come potrebbe apparire il percorso di vita di una stella usando il Sole come esempio:

(insieme a) . Ciclo di vita del sole

Come si può vedere, alla fine della sua vita, il Sole aumenterà rapidamente di dimensioni fino all'orbita della Terra. Ma il finale sarà abbastanza pacifico: il guscio sarà sparso e diventerà una bellissima nebulosa planetaria. In questo caso, il nucleo della stella si trasformerà in una nana bianca, un oggetto compatto e molto luminoso.

Ma non tutte le stelle terminano il loro viaggio pacificamente come il Sole. Con una massa sufficientemente grande (> 6-7 masse solari), può verificarsi un'esplosione di potenza mostruosa, questa sarà chiamata esplosione di supernova.

Perché un'esplosione?

Il carburante per le stelle è l'idrogeno. Durante la vita di una stella, si trasforma in elio con il rilascio di energia. È da qui che viene presa l'energia per il bagliore delle stelle. Nel tempo, l'idrogeno finisce e già l'elio inizia a trasformarsi ulteriormente lungo la tavola periodica in elementi più pesanti. Un tale processo evidenzia più energia e gli strati superiori della stella iniziano a gonfiarsi, la stella diventa rossa e si espande notevolmente. Ma la trasformazione degli elementi non è infinita, in modo stabile può raggiungere solo il ferro. Inoltre, il processo non è più energeticamente favorevole. E ora abbiamo una stella enorme, enorme con un nucleo di ferro, che quasi non brilla, il che significa che non c'è una leggera pressione dall'interno. Gli strati superiori iniziano a cadere rapidamente sul nucleo.

E qui sono possibili due scenari. La sostanza può tranquillamente e pacificamente, senza alcuna rotazione ed esitazione, cadere sul nucleo. Ma ricorda, spesso riesci a far defluire l'acqua dalla vasca/lavandino in modo che non si formi un imbuto? La minima fluttuazione e la sostanza girerà, ci saranno fluttuazioni, instabilità ...

Tecnicamente è possibile uno scenario super stabile, ne sono stati addirittura osservati due. La stella si espanse e si espanse e improvvisamente scomparve. Ma è più interessante quando la stella è in giro!

Simulazione del crollo del nucleo di una stella pesante.
Molti mesi di lavoro di diversi supercomputer hanno permesso di valutare come esattamente sorgeranno e si svilupperanno le instabilità nel nucleo di una stella contraente.

È già stato detto che nei nuclei delle stelle si possono formare elementi solo fino al ferro. Da dove veniva, allora, il resto dei nuclei atomici nell'Universo? Nel processo di esplosione di una supernova, sorgono temperature e pressioni mostruose, che rendono possibile la sintesi di elementi pesanti. Ad essere onesti, il fatto che tutti gli atomi che vediamo intorno a noi una volta bruciati al centro delle stelle mi sconvolge ancora molto. E il fatto che tutti i nuclei più pesanti del ferro debbano nascere in un'esplosione di supernova è generalmente al di là della comprensione.

In generale, potrebbe esserci un altro motivo per l'esplosione. Una coppia di stelle ruota attorno a un centro comune, una delle quali è una nana bianca. Ruba lentamente la sostanza della stella partner e ne aumenta la massa. Se attira bruscamente molta materia su se stessa, inevitabilmente esploderà: semplicemente non può mantenere tutta la materia in superficie. Tale lampo è stato nominato e ha svolto un ruolo chiave nella definizione dell'universo. Ma tali esplosioni non producono quasi nessun neutrino, quindi in quanto segue ci concentreremo sulle esplosioni di stelle massicce.

Processo Urka o chi ruba energia

È ora di passare ai neutrini. Il problema con la creazione della teoria delle esplosioni di supernova era associato, come spesso accade, alla legge di conservazione dell'energia. Il saldo debito/credito ostinatamente non convergeva. Il nucleo di una stella dovrebbe semplicemente emettere un'enorme quantità di energia, ma in che modo? Se emetti luce ordinaria (fotoni), rimarranno bloccati nei gusci esterni del nucleo. Dal nucleo del Sole, i fotoni vengono selezionati in superficie per decine o addirittura centinaia di milioni di anni. E nel caso di una supernova, la pressione e la densità sono ordini di grandezza superiori.

Le soluzioni sono state trovate da Georgy Gamov e Mario Schoenberg. Una volta, mentre era a Rio de Janeiro, Gamow giocava alla roulette. Guardando i soldi trasformarsi in fiches e poi lasciare il proprietario senza alcuna resistenza, gli venne in mente come lo stesso meccanismo potesse essere applicato al collasso stellare. L'energia deve entrare in qualcosa che interagisce in modo estremamente debole. Come avrai intuito, una tale particella è un neutrino.

Il casinò da cui giunse tale intuizione si chiamava "Urca" (Casino-da-Urca). Con la mano leggera di Gamow, questo processo divenne noto come il processo Urca. Secondo l'autore del modello, esclusivamente in onore del casinò. Ma c'è il forte sospetto che il burlone Gamov, di Odessa e nobile troll, abbia dato un altro significato a questo concetto.

Quindi, il neutrino ruba la parte del leone dell'energia alla stella che esplode. È solo grazie a queste particelle che l'esplosione stessa diventa possibile.

Che tipo di neutrini stiamo aspettando? Una stella, come la materia a noi familiare, è composta da protoni, neutroni ed elettroni. Al fine di rispettare tutte le leggi di conservazione: è molto probabile la carica elettrica, la quantità di materia/antimateria, la nascita di un neutrino elettronico.

Perché i neutrini delle supernove sono così importanti?

Per quasi tutta la storia dell'astronomia, le persone hanno studiato l'universo solo con l'aiuto delle onde elettromagnetiche in arrivo. Portano molte informazioni, ma molte rimangono nascoste. I fotoni sono facilmente dispersi nel mezzo interstellare. Per diverse lunghezze d'onda, la polvere e il gas interstellari sono opachi. Dopotutto, le stelle stesse sono completamente opache per noi. Il neutrino, invece, è in grado di portare informazioni dall'epicentro stesso degli eventi, raccontando processi con temperature e pressioni frenetiche - con le condizioni che difficilmente troveremo mai in laboratorio.

Sappiamo abbastanza poco come si comporti la materia sotto regimi così trascendenti che si ottengono nel nucleo di una stella che esplode. Tutti i rami della fisica sono qui intrecciati: idrodinamica, fisica delle particelle, teoria quantistica dei campi, teoria della gravitazione. Qualsiasi informazione "da lì" aiuterebbe molto ad ampliare la nostra conoscenza del mondo.

Immagina, la luminosità di un'esplosione in un neutrino è 100 (!) volte maggiore che nel campo ottico. Sarebbe incredibilmente interessante ottenere così tante informazioni. La radiazione di neutrini è così potente che queste particelle quasi non interagenti ucciderebbero una persona se si trovasse vicino all'esplosione. Non l'esplosione in sé, ma esclusivamente il neutrino! Una particella che è garantita per fermarsi dopo il volo

chilometri di piombo - 10 milioni di volte il raggio dell'orbita terrestre.

Il grande vantaggio è che i neutrini dovrebbero arrivare da noi anche prima del segnale luminoso! Dopotutto, i fotoni hanno bisogno di molto tempo per lasciare il nucleo di una stella, mentre i neutrini lo attraverseranno senza impedimenti. L'anticipo può raggiungere un'intera giornata. Pertanto, il segnale del neutrino sarà l'innesco per il reindirizzamento di tutti i telescopi disponibili. Sapremo esattamente dove e quando cercare. Ma i primissimi momenti dell'esplosione, quando la luminosità aumenta e diminuisce in modo esponenziale, sono i più importanti e interessanti per la scienza.

Come già accennato, un'esplosione di supernova è impossibile senza un'esplosione di neutrini. Gli elementi chimici pesanti semplicemente non possono formarsi senza di essa. Ma senza un lampo di luce - completamente
. In questo caso, il neutrino sarà la nostra unica fonte di informazioni su questo processo unico.

Supernova 1987

Gli anni '70 furono segnati dalla rapida crescita delle teorie della grande unificazione. Tutte e quattro le forze fondamentali sognavano di essere unite da un'unica descrizione. Tali modelli hanno avuto una conseguenza molto insolita: il solito protone doveva decadere.

Diversi rivelatori sono stati costruiti per cercare questo raro evento. Tra questi spicca l'installazione di Kamiokande, situata sulle montagne del Giappone.

Rivelatore Kamiokande.

Un enorme serbatoio d'acqua ha effettuato le misurazioni più accurate per quel tempo, ma ... non ha trovato nulla. Quegli anni furono solo gli albori della fisica dei neutrini. Come si è scoperto, è stata presa una decisione molto lungimirante di migliorare leggermente l'installazione e riorientarsi verso i neutrini. L'installazione è stata migliorata, per diversi anni hanno lottato con processi in background interferenti e all'inizio del 1987 hanno iniziato a ricevere buoni dati.

Segnale dalla supernova SN1987a nel rivelatore Kamiokande II. L'asse orizzontale è il tempo in minuti. .

Segnale estremamente breve e chiaro. Il giorno successivo, gli astronomi segnalano l'esplosione di una supernova nella Nube di Magellano, un satellite della nostra galassia. Questa è stata la prima volta che gli astrofisici sono stati in grado di osservare lo sviluppo di un focolaio sin dalle sue prime fasi. Ha raggiunto il suo massimo solo a maggio e poi ha cominciato lentamente a sbiadire.

Kamiokande ha prodotto proprio quello che ci si aspettava di vedere da una supernova: i neutrini elettronici. Ma il nuovo rilevatore, che ha appena iniziato a raccogliere dati... È sospetto. Fortunatamente, non era l'unico rilevatore di neutrini in quel momento.

Un rilevatore IMB è stato posizionato nelle miniere di sale americane. Nella sua logica di lavoro, era simile a Kamiokande. Un enorme cubo pieno d'acqua e circondato da fotosensori. Le particelle che volano velocemente iniziano a brillare e questa radiazione viene rilevata da enormi fotomoltiplicatori.

Un rilevatore IMB in un'ex miniera di sale negli Stati Uniti.

Alcune parole dovrebbero essere dette sulla fisica dei raggi cosmici in URSS. Qui si è sviluppata una scuola molto forte di fisica dei raggi ad altissima energia. Vadim Kuzmin nelle sue opere è stato il primo a mostrare l'estrema importanza dello studio delle particelle che arrivano dallo spazio: in laboratorio difficilmente riceveremo tali energie. In effetti, il suo gruppo ha gettato le basi della fisica moderna dei raggi ad altissima energia e dell'astrofisica dei neutrini.

Naturalmente, tali studi non potevano essere limitati alla teoria e dall'inizio degli anni '80 due esperimenti hanno raccolto dati contemporaneamente su Baksan (Caucaso) sotto il monte Andyrchi. Uno di questi è focalizzato sullo studio dei neutrini solari. Ha svolto un ruolo importante nella risoluzione del problema dei neutrini solari e nella scoperta delle oscillazioni dei neutrini. Ne ho parlato nel precedente. Il secondo, il telescopio dei neutrini, è stato costruito appositamente per rilevare i neutrini di grande energia provenienti dallo spazio.

Il telescopio è costituito da tre strati di serbatoi di cherosene, ciascuno con un fotorilevatore collegato. Questa configurazione ha permesso di ricostruire la traccia delle particelle.

Uno degli strati del telescopio dei neutrini all'Osservatorio dei neutrini di Baksan

Quindi, tre rivelatori hanno visto i neutrini di una supernova: un inizio sicuro ed estremamente riuscito per l'astrofisica dei neutrini!

Neutrini registrati da tre rivelatori: Super-Kamiokande nelle montagne del Giappone, IMB negli Stati Uniti e nella gola di Baksan nel Caucaso.

Ed è così che la nebulosa planetaria, formata dal guscio di una stella espulsa durante un'esplosione, è cambiata negli anni.

Promozione una tantum o...

La domanda è abbastanza naturale: quante volte saremo così "fortunati". Purtroppo non molto. l'osservazione dice che la precedente supernova nella nostra galassia è esplosa nel 1868, ma non è stata osservata. E l'ultimo di quelli scoperti già nel 1604.

Ma! Ogni secondo da qualche parte nell'universo c'è un lampo! Lontano, ma spesso. Tali esplosioni creano uno sfondo diffuso, in qualche modo simile alla radiazione di fondo. Proviene da tutte le direzioni ed è costante. Possiamo stimare con successo l'intensità e le energie a cui cercare tali eventi.

L'immagine mostra i flussi da tutte le fonti di neutrini a noi note:

. Spettro di neutrini sulla Terra da tutte le possibili fonti.

La curva bordeaux sopra è un neutrino della supernova del 1987 e quella sotto è una foto di stelle che esplodono ogni secondo nell'Universo. Se siamo abbastanza sensibili e siamo in grado di distinguere queste particelle da ciò che proviene, ad esempio, dal Sole o dai reattori, la registrazione è del tutto possibile.

Inoltre, il Super-Kamiokande ha già raggiunto la necessaria sensibilità. Doveva migliorarlo di un ordine di grandezza. In questo momento, il rivelatore è aperto, in fase di profilassi, dopo di che verrà aggiunto un nuovo principio attivo, che migliorerà notevolmente la sua efficienza. Quindi continueremo ad osservare e ad aspettare.

Come stanno ora cercando i neutrini dalle supernove

Due tipi di rivelatori possono essere utilizzati per cercare eventi da esplosioni stellari.

Il primo è il rivelatore Cherenkov. Ci vorrà un grande volume di una sostanza densa trasparente: acqua o ghiaccio. Se le particelle nate dai neutrini si muovono a una velocità maggiore della velocità della luce nel mezzo, allora vedremo un debole bagliore. Resta solo da installare i fotorilevatori. Tra gli svantaggi di questo metodo: vediamo solo particelle abbastanza veloci, tutto ciò che è inferiore a una certa energia ci sfugge.

Così hanno funzionato i già citati IMB e Kamiokande. Quest'ultimo è stato aggiornato a Super-Kamiokande, diventando un enorme cilindro di 40 metri con 13.000 fotosensori. Ora il rilevatore è aperto dopo 10 anni di raccolta dati. Sarà sigillato con perdite, ripulito dai batteri e aggiunto con una piccola sostanza sensibile ai neutroni, e tornerà in funzione.

Super-Kamiokande per la prevenzione. Più foto e video su larga scala.

È possibile utilizzare lo stesso metodo di rilevamento, ma utilizzare serbatoi naturali anziché acquari artificiali. Ad esempio, le acque più pure del lago Baikal. Lì viene ora installato un telescopio che coprirà due chilometri cubi di acqua. Questo è 40 volte più grande di Super Kamiokande. Ma non è così conveniente mettere i rilevatori lì. Di solito viene utilizzata una ghirlanda di palline, in cui sono inseriti diversi fotosensori.

Un concetto molto simile è stato implementato nel Mar Mediterraneo, dove è stato costruito e sta lavorando il rivelatore Antares, si prevede di costruire un enorme KM3Net che visualizzerà il cubo. chilometro di acqua di mare.

Andrebbe tutto bene, ma molte creature viventi nuotano nei mari. Di conseguenza, è necessario sviluppare reti neurali speciali che distingueranno gli eventi dei neutrini dai pesci che nuotano.

Ma non devi sperimentare con l'acqua! Il ghiaccio antartico è abbastanza trasparente, è più facile installarvi dei rivelatori, non farebbe ancora così freddo... Il rivelatore IceCube opera al Polo Sud - ghirlande di fotosensori sono saldate nello spessore di un chilometro cubo di ghiaccio, che cercano tracce di interazioni di neutrini nel ghiaccio.

Un'illustrazione di un evento nel rilevatore IceCube.

Passiamo ora al secondo metodo. Invece dell'acqua, puoi usare il principio attivo: uno scintillatore. Queste stesse sostanze si illuminano quando una particella carica le attraversa. Se raccogli un grande bagno di una tale sostanza, otterrai un'installazione molto sensibile.

Ad esempio, il rilevatore Borexino nelle Alpi utilizza poco meno di 300 tonnellate di materiale attivo.

Il cinese DayaBay utilizza 160 tonnellate di scintillatore.

Ma anche l'esperimento cinese JUNO si prepara a diventare un detentore del record, che conterrà ben 20.000 tonnellate di scintillatore liquido.

Come puoi vedere, un numero enorme di esperimenti sta ora lavorando, pronti per rilevare i neutrini da una supernova. Ne ho elencati solo alcuni per non bombardarti con una raffica di foto e diagrammi simili.

Vale la pena notare che l'aspettativa di una supernova non è l'obiettivo principale per tutti loro. Ad esempio, KamLand e Borexino hanno costruito eccellenti fonti di antineutrini sulla Terra, principalmente reattori e isotopi radioattivi nelle viscere; IceCube osserva costantemente i neutrini ultra alti dallo spazio; SuperKamiokande studia i neutrini provenienti dal Sole, dall'atmosfera e dal vicino acceleratore J-PARC.

Per combinare in qualche modo questi esperimenti, sono stati sviluppati anche trigger e avvisi. Se uno dei rilevatori vede qualcosa che assomiglia a un evento di supernova, un segnale arriva immediatamente ad altre installazioni. Anche i telescopi gravitazionali e gli osservatori ottici vengono immediatamente allertati e riorientano i loro strumenti nella direzione della sorgente sospetta. Anche gli astrofili possono iscriversi agli avvisi e, con un po' di fortuna, possono contribuire a questa ricerca.

Ma, come dicono i colleghi di Borexino, spesso il segnale di una supernova è causato da un addetto alle pulizie che era tra i cavi...

Cosa ci aspettiamo di vedere se siamo un po' fortunati? Il numero di eventi dipende fortemente dal volume del rivelatore e varia da un incerto 100 a una raffica di un milione di eventi. Cosa possiamo dire degli esperimenti della prossima generazione: Hyper-Kamiokande, JUNO, DUNE - diventeranno molte volte più sensibili.

Cosa vedremmo ora in caso di esplosione di una supernova nella nostra galassia.

Domani potrebbe scoppiare una supernova nella galassia e saremo pronti a ricevere un messaggio dall'epicentro di una mostruosa esplosione. Oltre a coordinare e dirigere i telescopi ottici disponibili e i rilevatori di onde gravitazionali.

PS Vorrei ringraziare in modo speciale 'tu, che hai dato un calcio morale per aver scritto un articolo. Vi consiglio vivamente di iscrivervi se siete interessati a notizie/foto/meme dal mondo della fisica delle particelle.

Antiche cronache e cronache ci dicono che occasionalmente nel cielo apparivano all'improvviso stelle di luminosità eccezionalmente elevata. Aumentarono rapidamente di luminosità e poi lentamente, nel corso di diversi mesi, sbiadirono e smisero di essere visibili. Quasi alla massima luminosità, queste stelle erano visibili anche durante il giorno. I focolai più luminosi si sono verificati nel 1006 e nel 1054, le cui informazioni sono contenute nei trattati cinesi e giapponesi. Nel 1572, una tale stella si accese nella costellazione di Cassiopea e fu osservata dall'eccezionale astronomo Tycho Brahe, e nel 1604 un bagliore simile nella costellazione dell'Ofiuco fu osservato da Johannes Kepler. Da allora, per quattro secoli dell'era "telescopica" in astronomia, non sono stati osservati focolai di questo tipo. Tuttavia, con lo sviluppo dell'astronomia osservativa, i ricercatori hanno iniziato a rilevare un numero abbastanza elevato di bagliori simili, sebbene non raggiungessero una luminosità molto elevata. Queste stelle, apparse all'improvviso e presto come se scomparissero senza lasciare traccia, iniziarono a essere chiamate "Nuove". Sembrava che le stelle del 1006 e del 1054, le stelle di Tycho e Keplero, fossero le stesse esplosioni, solo molto vicine e quindi più luminose. Ma si è scoperto che non era così. Nel 1885, l'astronomo Hartwig all'Osservatorio di Tartu notò l'apparizione di una nuova stella nella famosa Nebulosa di Andromeda. Questa stella ha raggiunto la 6a magnitudine apparente, cioè la potenza della sua radiazione era solo 4 volte inferiore a quella dell'intera nebulosa. Quindi questo non ha sorpreso gli astronomi: dopotutto, la natura della nebulosa di Andromeda era sconosciuta, si presumeva che fosse solo una nuvola di polvere e gas abbastanza vicina al Sole. Solo negli anni '20 è finalmente diventato chiaro che la nebulosa di Andromeda e altre nebulose a spirale sono enormi sistemi stellari costituiti da centinaia di miliardi di stelle e milioni di anni luce da noi. Nella Nebulosa Andromeda sono stati rilevati anche lampi di normali Nuove Stelle, visibili come oggetti di 17-18 magnitudini. È diventato chiaro che la stella del 1885 ha superato le Nuove Stelle in termini di potenza di radiazione di decine di migliaia di volte, per un breve periodo la sua luminosità è stata quasi uguale alla luminosità di un enorme sistema stellare! Ovviamente, la natura di questi focolai deve essere diversa. Successivamente, questi lampi più potenti furono chiamati "Supernovae", in cui il prefisso "super" significava il loro maggiore potere di radiazione e non la loro maggiore "novità".

Ricerca e osservazione di supernove

Nelle fotografie di galassie lontane, le esplosioni di supernova iniziarono a essere notate abbastanza spesso, ma queste scoperte furono accidentali e non potevano fornire le informazioni necessarie per spiegare la causa e il meccanismo di questi grandiosi bagliori. Tuttavia, nel 1936, gli astronomi Baade e Zwicky, che lavoravano all'Osservatorio di Palomar negli Stati Uniti, iniziarono una ricerca sistematica delle supernove. Avevano a disposizione un telescopio Schmidt, che permetteva di fotografare aree di diverse decine di gradi quadrati e dava immagini molto nitide di stelle e galassie anche deboli. Confrontando le fotografie di una regione del cielo scattate poche settimane dopo, si potrebbe facilmente notare la comparsa di nuove stelle nelle galassie che sono chiaramente visibili nelle fotografie. Per fotografare sono state selezionate le aree del cielo più ricche nelle galassie vicine, dove il loro numero in un'immagine poteva raggiungere diverse decine e la probabilità di rilevare le supernove era la più alta.

Nel 1937, Baade e Zwicky riuscirono a scoprire 6 supernove. Tra loro c'erano stelle piuttosto luminose 1937C e 1937D (gli astronomi decisero di designare le supernove aggiungendo lettere all'anno della scoperta indicando la sequenza della scoperta nell'anno in corso), che raggiunsero rispettivamente un massimo di 8 e 12 magnitudini. Per loro sono state ottenute curve di luce - la dipendenza della variazione di luminosità nel tempo - e un gran numero di spettrogrammi - fotografie degli spettri della stella, che mostrano la dipendenza dell'intensità della radiazione dalla lunghezza d'onda. Per diversi decenni, questo materiale è diventato il principale per tutti i ricercatori che hanno cercato di svelare le cause delle esplosioni di supernova.

Sfortunatamente, la seconda guerra mondiale interruppe il programma di osservazione iniziato con tanto successo. La ricerca sistematica delle supernove all'Osservatorio Palomar fu ripresa solo nel 1958, ma con un telescopio più grande del sistema Schmidt, che permise di fotografare stelle fino a 22-23 magnitudini. Dal 1960, a questo lavoro si sono aggiunti numerosi altri osservatori in tutto il mondo, dove erano disponibili telescopi adatti. In URSS, tale lavoro è stato svolto presso la stazione di Crimea della SAI, dove è stato installato un telescopio astrografo con un diametro della lente di 40 cm e un campo visivo molto ampio - quasi 100 gradi quadrati, e presso l'Osservatorio Astrofisico Abastumani in Georgia - su un telescopio Schmidt con un ingresso di 36 cm Crimea e ad Abastumani sono state fatte molte scoperte di supernova. Tra gli altri osservatori, il maggior numero di scoperte è stato effettuato presso l'Osservatorio di Asiago in Italia, dove operavano due telescopi del sistema Schmidt. Tuttavia, l'Osservatorio Palomar è rimasto il leader sia nel numero di scoperte che nella magnitudine massima di stelle disponibili per il rilevamento. Insieme, negli anni '60 e '70, furono scoperte fino a 20 supernove all'anno e il loro numero iniziò a crescere rapidamente. Subito dopo la scoperta, sono iniziate le osservazioni fotometriche e spettroscopiche con grandi telescopi.

Nel 1974 morì F. Zwicky e presto la ricerca di supernove all'Osservatorio di Palomar fu interrotta. Il numero di supernove scoperte è diminuito, ma dall'inizio degli anni '80 ha ricominciato a crescere. Nuovi programmi di ricerca sono stati lanciati nel cielo meridionale - presso l'Osservatorio Cerro el Roble in Cile, e gli astronomi hanno iniziato a scoprire le supernove. Si è scoperto che con l'aiuto di piccoli telescopi amatoriali con lenti di 20-30 cm, è possibile cercare con successo esplosioni di supernove luminose osservando sistematicamente un insieme di galassie visivamente definito. Il più grande successo è stato ottenuto dal sacerdote australiano, Robert Evans, che è riuscito a scoprire fino a 6 supernove all'anno dai primi anni '80. Non c'è da stupirsi se gli astronomi professionisti hanno scherzato sul suo "collegamento diretto con i cieli".

Nel 1987, la supernova più brillante del 20° secolo, SN 1987A, è stata scoperta nella galassia della Grande Nube di Magellano, che è un "satellite" della nostra Galassia e dista solo 55 kiloparsec da noi. Per qualche tempo questa supernova è stata visibile anche ad occhio nudo, raggiungendo una luminosità massima di circa 4 magnitudine. Tuttavia, potrebbe essere osservato solo nell'emisfero sud. Per questa supernova sono state ottenute serie di osservazioni fotometriche e spettrali, uniche per accuratezza e durata, e ora gli astronomi continuano a monitorare come si sviluppa il processo di trasformazione di una supernova in una nebulosa gassosa in espansione.



Supernova 1987A. In alto a sinistra c'è una fotografia dell'area in cui è esplosa la supernova, scattata molto prima dell'esplosione. La stella che presto esploderà è contrassegnata da una freccia. In alto a destra c'è una fotografia della stessa regione del cielo quando la supernova era vicina alla massima luminosità. Sotto: ecco come appare una supernova 12 anni dopo lo scoppio. Gli anelli attorno alla supernova sono gas interstellari (parzialmente espulsi dalla stella pre-supernova anche prima dello scoppio), ionizzato durante lo scoppio e che continua a brillare.

A metà degli anni '80, divenne chiaro che l'era della fotografia in astronomia stava volgendo al termine. I ricevitori CCD in rapido miglioramento erano molte volte superiori all'emulsione fotografica in sensibilità e gamma di lunghezze d'onda registrate, praticamente non inferiori ad essa in risoluzione. L'immagine ottenuta dalla camera CCD poteva essere immediatamente vista sullo schermo del computer e confrontata con quelle ottenute in precedenza, e per la fotografia, il processo di sviluppo, essiccazione e confronto ha richiesto al massimo un giorno. Anche l'unico vantaggio rimasto delle lastre fotografiche - la possibilità di fotografare vaste aree di cielo - si è rivelato insignificante per la ricerca delle supernove: un telescopio con una camera CCD poteva riprendere separatamente tutte le galassie che cadono su una lastra fotografica in un tempo paragonabile a un'esposizione fotografica. Sono comparsi progetti di programmi di ricerca di supernova completamente automatizzati, in cui il telescopio è puntato su galassie selezionate secondo un programma precedentemente inserito e le immagini ottenute vengono confrontate da un computer con quelle ottenute in precedenza. Solo se viene rilevato un nuovo oggetto, il computer invia un segnale all'astronomo, che scopre se è stata effettivamente registrata un'esplosione di supernova. Negli anni '90, un tale sistema, utilizzando un telescopio riflettore di 80 cm, iniziò a funzionare presso l'Osservatorio di Lick (USA).

La disponibilità di semplici camere CCD per gli astrofili ha portato al fatto che si spostano dalle osservazioni visive alle osservazioni CCD, e quindi diventano disponibili stelle fino a 18 e persino 19 magnitudine per telescopi con obiettivi di 20-30 cm. L'introduzione delle ricerche automatizzate e la crescita del numero di astrofili alla ricerca di supernove utilizzando camere CCD ha portato a un'esplosione nel numero di scoperte: ora vengono scoperte più di 100 supernove all'anno e il numero totale di scoperte ha superato le 1500 Negli ultimi anni, ricerca di supernove molto lontane e deboli sui telescopi più grandi con un diametro dello specchio di 3-4 metri. Si è scoperto che gli studi sulle supernove, raggiungendo una luminosità massima di 23-24 magnitudini, possono fornire risposte a molte domande sulla struttura e sul destino dell'intero Universo. In una notte di osservazioni con tali telescopi, equipaggiati con le più avanzate camere CCD, si possono scoprire più di 10 supernove lontane! Diverse immagini di tali supernove sono mostrate nella figura seguente.

Quasi tutte le supernove attualmente scoperte possono ottenere almeno uno spettro e molte hanno curve di luce conosciute (a merito anche degli astronomi dilettanti). Quindi la quantità di materiale osservativo disponibile per l'analisi è molto grande e sembrerebbe che tutte le domande sulla natura di questi fenomeni grandiosi dovrebbero essere risolte. Purtroppo non è ancora così. Consideriamo più in dettaglio le principali domande che i ricercatori di supernova devono affrontare e le risposte più probabili a loro oggi.

Classificazione delle supernova, curve di luce e spettri

Prima di trarre qualsiasi conclusione sulla natura fisica di un fenomeno, è necessario avere una comprensione completa delle sue manifestazioni osservate, che devono essere adeguatamente classificate. Naturalmente, la prima domanda che si sono posti i ricercatori delle supernovae è stata se sono uguali e, in caso negativo, quanto sono diverse e se possono essere classificate. Già le prime supernove, scoperte da Baade e Zwicky, mostravano differenze significative nelle curve di luce e negli spettri. Nel 1941, R. Minkowski propose di dividere le supernove in due tipi principali in base alla natura degli spettri. Attribuì le supernove al tipo I, i cui spettri erano completamente diversi dagli spettri di tutti gli oggetti conosciuti a quel tempo. Le righe dell'elemento più comune nell'Universo - l'idrogeno - erano completamente assenti, l'intero spettro era costituito da massimi e minimi ampi non identificabili, la parte ultravioletta dello spettro era molto debole. Le supernove sono state assegnate al tipo II, i cui spettri hanno mostrato una certa somiglianza con le nove "ordinarie" per la presenza di linee di emissione di idrogeno molto intense, la parte ultravioletta del loro spettro è luminosa.

Gli spettri delle supernove di tipo I sono rimasti enigmatici per tre decenni. Solo dopo che Yu.P. Pskovskii ha mostrato che le bande negli spettri non sono altro che segmenti dello spettro continuo tra linee di assorbimento ampie e piuttosto profonde, l'identificazione degli spettri delle supernove di tipo I è andata avanti. Sono state identificate numerose linee di assorbimento, principalmente le linee più intense di calcio e silicio singolarmente ionizzati. Le lunghezze d'onda di queste righe vengono spostate sul lato viola dello spettro a causa dell'effetto Doppler nel guscio che si espande a una velocità di 10-15 mila km al secondo. È estremamente difficile identificare tutte le righe negli spettri delle supernove di tipo I, poiché sono molto espanse e sovrapposte l'una all'altra; oltre ai citati calcio e silicio, è stato possibile identificare le linee di magnesio e ferro.

L'analisi degli spettri delle supernove ha permesso di trarre importanti conclusioni: non c'è quasi idrogeno nei gusci espulsi durante una supernova di tipo I; mentre la composizione dei gusci delle supernove di tipo II è quasi la stessa di quella dell'atmosfera solare. I tassi di espansione dei gusci vanno da 5 a 15-20 mila km / s, la temperatura della fotosfera è circa il massimo - 10-20 mila gradi. La temperatura scende rapidamente e dopo 1-2 mesi raggiunge i 5-6mila gradi.

Anche le curve di luce delle supernove differivano: per il tipo I erano tutte molto simili, hanno una forma caratteristica con un rapidissimo aumento della luminosità fino ad un massimo che non dura più di 2-3 giorni, una rapida diminuzione della luminosità di 3 magnitudini in 25-40 giorni, e successivo lento decadimento, pressoché lineare nella scala delle magnitudini stellari, cui corrisponde un decadimento esponenziale della luminosità.

Le curve di luce delle supernove di tipo II si sono rivelate molto più diverse. Alcuni erano simili alle curve di luce delle supernove di tipo I, solo con una caduta di luminosità più lenta e prolungata fino all'inizio di una "coda" lineare, in altri, subito dopo il massimo, inizia una regione di luminosità quasi costante - così -chiamato "altopiano", che può durare fino a 100 giorni. Quindi la brillantezza diminuisce bruscamente ed entra in una "coda" lineare. Tutte le prime curve di luce sono state ottenute sulla base di osservazioni fotografiche nel cosiddetto sistema di magnitudine fotografica, corrispondente alla sensibilità delle normali lastre fotografiche (intervallo di lunghezza d'onda 3500-5000 A). Anche l'utilizzo di un sistema fotovisivo (5000-6000 A) in aggiunta ad esso ha permesso di ottenere importanti informazioni sul cambiamento dell'indice di colore (o semplicemente "colore") delle supernove: si è scoperto che dopo il massimo, entrambi tipi di supernove "arrossano continuamente", ovvero la parte principale della radiazione si sposta verso lunghezze d'onda più lunghe. Questo arrossamento si interrompe allo stadio di una diminuzione lineare della luminosità e può anche essere sostituito da una supernova "più blu".

Inoltre, le supernove di tipo I e II differivano per i tipi di galassie in cui si sono infiammate. Le supernove di tipo II sono state rilevate solo nelle galassie a spirale, dove le stelle continuano a formarsi al momento attuale e dove sono presenti sia stelle vecchie di piccola massa che stelle giovani, massicce e "di breve durata" (solo pochi milioni di anni). Le supernove di tipo I eruttano sia nelle galassie a spirale che in quelle ellittiche, dove si pensa che la formazione stellare non sia stata intensa per miliardi di anni.

La classificazione delle supernove è rimasta in questa forma fino alla metà degli anni '80. L'inizio dell'uso diffuso dei ricevitori CCD in astronomia ha permesso di aumentare notevolmente la quantità e la qualità del materiale di osservazione. Le moderne apparecchiature hanno permesso di ottenere spettrogrammi per oggetti deboli e fino ad allora inaccessibili; con una precisione molto maggiore è stato possibile determinare le intensità e le larghezze delle righe, per registrare le righe più deboli negli spettri. Ricevitori CCD, rivelatori a infrarossi e strumenti montati su veicoli spaziali hanno permesso di osservare le supernove nell'intero intervallo della radiazione ottica dall'ultravioletto al lontano infrarosso; Sono state inoltre effettuate osservazioni gamma, raggi X e radio di supernove.

Di conseguenza, la classificazione binaria apparentemente stabilita delle supernove iniziò a cambiare rapidamente e diventare più complessa. Si è scoperto che le supernove di tipo I sono tutt'altro che omogenee come sembrava. Sono state trovate differenze significative negli spettri di queste supernove, la più significativa delle quali era l'intensità della linea di silicio ionizzato singolarmente, osservata a una lunghezza d'onda di circa 6100 A. Per la maggior parte delle supernove di tipo I, questa linea di assorbimento vicino al massimo di luminosità era la caratteristica più evidente nello spettro, ma per alcune supernove era praticamente assente e le linee di assorbimento dell'elio erano le più intense.

Queste supernove sono state designate Ib e le supernove "classiche" di tipo I sono state designate Ia. Successivamente, si è scoperto che anche alcune supernove Ib sono prive di linee di elio e sono state chiamate di tipo Ic. Questi nuovi tipi di supernove differivano da quelli "classici" Ia nelle loro curve di luce, che si sono rivelate piuttosto diverse, sebbene abbiano una forma simile alle curve di luce delle supernove Ia. Anche le supernove di tipo Ib/c si sono rivelate fonti di emissione radio. Tutti loro sono stati trovati nelle galassie a spirale, in regioni dove la formazione stellare potrebbe aver avuto luogo di recente e dove esistono ancora oggi stelle abbastanza massicce.

Le curve di luce delle supernove Ia nelle gamme spettrali del rosso e dell'infrarosso (bande R, I, J, H, K) differivano notevolmente dalle curve precedentemente studiate nelle bande B e V. nel filtro I e lunghezze d'onda maggiori, un vero secondo appare il massimo. Tuttavia, alcune supernove Ia non hanno questo secondo massimo. Queste supernove si distinguono anche per il loro colore rosso alla massima luminosità, luminosità ridotta e alcune caratteristiche spettrali. La prima supernova di questo tipo è stata SN 1991bg e oggetti simili sono ancora chiamati supernove peculiari Ia o "supernovae di tipo 1991bg". Un altro tipo di supernova Ia, invece, è caratterizzata da una maggiore luminosità al massimo. Sono caratterizzati da intensità più basse delle linee di assorbimento negli spettri. Il "prototipo" per loro è SN 1991T.

Già negli anni '70, le supernove di tipo II erano divise in base alla natura delle loro curve di luce in "lineari" (II-L) e "altopiano" (II-P). In futuro, iniziarono a essere scoperte sempre più supernova II, che mostravano alcune caratteristiche nelle curve di luce e negli spettri. Pertanto, secondo le curve di luce, due delle supernove più luminose degli ultimi anni, 1987A e 1993J, differiscono nettamente dalle altre supernove di tipo II. Entrambi avevano due massimi nelle curve di luce: dopo lo sfogo, la luminosità è diminuita rapidamente, poi ha ripreso a salire e solo dopo il secondo massimo è iniziata la diminuzione della luminosità finale. A differenza delle supernovae Ia, il secondo massimo è stato osservato in tutte le gamme dello spettro e per SN 1987A è stato molto più luminoso del primo nelle gamme di lunghezze d'onda più lunghe.

Tra le caratteristiche spettrali, la più frequente e evidente era la presenza, insieme alle larghe righe di emissione caratteristiche dei proiettili in espansione, anche di un sistema di strette righe di emissione o di assorbimento. Questo fenomeno è molto probabilmente dovuto alla presenza di un guscio denso che circondava la stella prima dello scoppio, tali supernove erano designate II-n.

Statistiche sulle supernove

Con quale frequenza scoppiano le supernove e come sono distribuite nelle galassie? Queste domande devono trovare risposta da studi statistici sulle supernove.

Sembrerebbe che la risposta alla prima domanda sia abbastanza semplice: è necessario osservare diverse galassie per un tempo sufficientemente lungo, contare le supernove osservate in esse e dividere il numero di supernove per il tempo di osservazione. Ma si è scoperto che il tempo coperto da osservazioni abbastanza regolari è ancora troppo breve per trarre conclusioni definitive per le singole galassie: nella maggior parte sono state osservate solo una o due esplosioni. È vero, in alcune galassie è già stato registrato un numero abbastanza elevato di supernove: il detentore del record è la galassia NGC 6946, nella quale dal 1917 sono state scoperte 6 supernove. Tuttavia, questi dati non forniscono dati accurati sulla frequenza dei focolai. In primo luogo, il momento esatto delle osservazioni di questa galassia è sconosciuto e, in secondo luogo, le esplosioni, che per noi sono quasi simultanee, potrebbero effettivamente essere separate da intervalli di tempo abbastanza grandi: dopotutto, la luce delle supernove percorre percorsi diversi all'interno della galassia, e le sue dimensioni in anni luce sono molto maggiori del tempo di osservazione. Finora è possibile ottenere una stima della frequenza di brillamento solo per un certo insieme di galassie. Per fare ciò, è necessario utilizzare i dati osservativi sulla ricerca delle supernove: ogni osservazione fornisce un "tempo di tracciamento effettivo" per ciascuna galassia, che dipende dalla distanza dalla galassia, dalla magnitudine limite della ricerca e dalla natura della curva di luce della supernova. Per supernove di diverso tipo, il tempo di osservazione della stessa galassia sarà diverso. Combinando i risultati per diverse galassie, si deve tener conto della loro differenza di massa e luminosità, oltre che di tipo morfologico. Al momento, è consuetudine normalizzare i risultati alla luminosità delle galassie e combinare i dati solo per galassie con tipi simili. Un lavoro recente, basato sulla combinazione di dati provenienti da diversi programmi di ricerca di supernova, ha dato i seguenti risultati: nelle galassie ellittiche si osservano solo supernove di tipo Ia e in una galassia "media" con una luminosità di 10 10 luminosità solare, una supernova si accende a circa una volta ogni 500 anni. In una galassia a spirale della stessa luminosità, le supernove Ia brillano con una frequenza solo leggermente superiore, ma ad esse vengono aggiunte supernove di tipo II e Ib / c e la frequenza totale dei brillamenti è di circa una volta ogni 100 anni. La frequenza dei brillamenti è approssimativamente proporzionale alla luminosità delle galassie, cioè nelle galassie giganti è molto più alta: in particolare, NGC 6946 è una galassia a spirale con una luminosità di 2,8 10 10 luminosità solari, quindi circa tre brillamenti ogni 100 anni ci si può aspettare in esso e 6 supernove osservate in esso possono essere considerate come una deviazione non molto grande dalla frequenza media. La nostra galassia è più piccola di NGC 6946 e ci si può aspettare in media un'esplosione ogni 50 anni. Tuttavia, solo quattro supernove nella Galassia sono state osservate nell'ultimo millennio. C'è una contraddizione qui? Si scopre che non - dopotutto, la maggior parte della Galassia è chiusa da noi da strati di gas e polvere, e le vicinanze del Sole, in cui sono state osservate queste 4 supernove, costituiscono solo una piccola parte della Galassia.

Come sono distribuite le supernove all'interno delle galassie? Naturalmente, finora è possibile studiare solo distribuzioni sommarie ridotte a qualche galassia "media", così come distribuzioni relative ai dettagli della struttura delle galassie a spirale. Queste parti includono, prima di tutto, i bracci a spirale; in galassie abbastanza vicine sono chiaramente visibili anche regioni di formazione stellare attiva, distinte da nubi di idrogeno ionizzato - la regione H II, o da ammassi di stelle blu brillante - l'associazione OB. Ripetutamente ripetuti all'aumentare del numero di supernove scoperte, gli studi sulla distribuzione spaziale hanno prodotto i seguenti risultati. Le distribuzioni delle supernove di tutti i tipi in base alla distanza dai centri delle galassie differiscono poco l'una dall'altra e sono simili alla distribuzione della luminosità: la densità diminuisce dal centro ai bordi secondo una legge esponenziale. Le differenze tra i tipi di supernove si manifestano nella distribuzione relativa alle regioni di formazione stellare: se le supernove di tutti i tipi sono concentrate verso i bracci a spirale, solo le supernove di tipo II e Ib/c sono concentrate verso le regioni H II. Si può concludere che la vita di una stella che produce un bagliore di tipo II o Ib/c va da 10 6 a 10 7 anni, e per il tipo Ia è di circa 10 8 anni. Tuttavia, le supernove Ia sono osservate anche nelle galassie ellittiche, dove si ritiene che nessuna stella abbia meno di 10 9 anni. Ci sono due possibili spiegazioni per questa contraddizione: o la natura delle esplosioni di supernova Ia nelle galassie a spirale ed ellittiche è diversa, oppure la formazione stellare continua ancora in alcune galassie ellittiche e sono presenti stelle più giovani.

Modelli teorici

Sulla base della totalità dei dati di osservazione, i ricercatori hanno concluso che l'esplosione di una supernova dovrebbe essere l'ultimo stadio nell'evoluzione di una stella, dopo di che cessa di esistere nella sua forma precedente. Infatti, l'energia di un'esplosione di supernova è stimata in 10 50 - 10 51 erg, che supera i valori tipici dell'energia di legame gravitazionale delle stelle. L'energia rilasciata durante l'esplosione della supernova è più che sufficiente per disperdere completamente la materia della stella nello spazio. Che tipo di stelle e quando finiscono la loro vita con l'esplosione di una supernova, qual è la natura dei processi che portano a un rilascio di energia così gigantesco?

I dati osservazionali mostrano che le supernove sono suddivise in diversi tipi, che differiscono per la composizione chimica dei gusci e delle loro masse, per la natura del rilascio di energia e in connessione con vari tipi di popolazioni stellari. Le supernove di tipo II sono chiaramente associate a stelle giovani e massicce e l'idrogeno è presente in grandi quantità nei loro gusci. Pertanto, i loro bagliori sono considerati lo stadio finale dell'evoluzione delle stelle, la cui massa iniziale è superiore a 8-10 masse solari. Nelle parti centrali di tali stelle, l'energia viene rilasciata durante le reazioni di fusione nucleare, che vanno dalla più semplice: la formazione di elio durante la fusione dei nuclei di idrogeno e termina con la formazione di nuclei di ferro dal silicio. I nuclei di ferro sono i più stabili in natura e non viene rilasciata energia quando si fondono. Pertanto, quando il nucleo di una stella diventa ferro, il rilascio di energia in esso si interrompe. Il nucleo non può resistere alle forze gravitazionali e si restringe rapidamente - collassa. I processi che si sono verificati durante il crollo sono ancora lontani da una spiegazione completa. Tuttavia, è noto che se tutta la materia nel nucleo di una stella si trasforma in neutroni, allora può resistere alle forze di attrazione. Il nucleo della stella si trasforma in una "stella di neutroni" e il collasso si interrompe. In questo caso, viene rilasciata un'enorme energia, che entra nel guscio della stella e ne fa iniziare l'espansione, che vediamo come un'esplosione di supernova. Se l'evoluzione della stella prima è avvenuta "tranquillamente", il suo guscio dovrebbe avere un raggio centinaia di volte maggiore del raggio del Sole e trattenere abbastanza idrogeno per spiegare lo spettro delle supernove di tipo II. Se la maggior parte del guscio è stata persa durante l'evoluzione in un sistema binario vicino o in qualche altro modo, allora non ci saranno righe di idrogeno nello spettro: vedremo una supernova di tipo Ib o Ic.

Nelle stelle meno massicce, l'evoluzione procede diversamente. Dopo aver bruciato l'idrogeno, il nucleo diventa elio e inizia la reazione di conversione dell'elio in carbonio. Tuttavia, il nucleo non viene riscaldato a una temperatura così elevata che iniziano le reazioni di fusione che coinvolgono il carbonio. Il nucleo non riesce a rilasciare abbastanza energia e si restringe, tuttavia, in questo caso, la compressione viene interrotta dagli elettroni nella sostanza del nucleo. Il nucleo della stella si trasforma nella cosiddetta "nana bianca" e il guscio si dissipa nello spazio sotto forma di una nebulosa planetaria. L'astrofisico indiano S. Chandrasekhar ha mostrato che una nana bianca può esistere solo se la sua massa è inferiore a circa 1,4 masse solari. Se la nana bianca si trova in un sistema binario sufficientemente vicino, la materia può iniziare a fluire da una stella normale a una nana bianca. La massa della nana bianca aumenta gradualmente e quando supera il limite si verifica un'esplosione, durante la quale si verifica una rapida combustione termonucleare di carbonio e ossigeno, che si trasformano in nichel radioattivo. La stella è completamente distrutta e nel guscio in espansione c'è un decadimento radioattivo del nichel in cobalto e poi in ferro, che fornisce energia per il bagliore del guscio. Ecco come esplodono le supernove di tipo Ia.

Gli studi teorici moderni sulle supernove sono principalmente calcoli sui computer più potenti di modelli di stelle che esplodono. Sfortunatamente, non è stato ancora possibile creare un modello che porti all'esplosione di una supernova e alle sue manifestazioni osservabili dalla fase avanzata dell'evoluzione stellare. Tuttavia, i modelli esistenti descrivono adeguatamente le curve di luce e gli spettri della stragrande maggioranza delle supernove. Di solito questo è un modello del guscio di una stella, in cui l'energia dell'esplosione viene investita "manualmente", dopo di che inizia la sua espansione e riscaldamento. Nonostante le grandi difficoltà associate alla complessità e diversità dei processi fisici, negli ultimi anni è stato ottenuto un grande successo in questa direzione di ricerca.

L'impatto delle supernove sull'ambiente

Le esplosioni di supernova hanno un effetto forte e diversificato sul mezzo interstellare circostante. Il guscio di una supernova espulsa a una velocità tremenda raccoglie e comprime il gas che lo circonda. Forse questo può dare slancio alla formazione di nuove stelle da nubi di gas. L'energia dell'esplosione è così grande che vengono sintetizzati nuovi elementi, specialmente quelli più pesanti del ferro. Il materiale arricchito di elementi pesanti è sparso in tutta la galassia dalle esplosioni di supernova, di conseguenza, le stelle formate dopo le esplosioni di supernova contengono elementi più pesanti. Il mezzo interstellare nella "nostra" regione della Via Lattea si è rivelato così arricchito di elementi pesanti che l'emergere della vita sulla Terra è diventato possibile. Le supernovae ne sono direttamente responsabili! Le supernove, a quanto pare, generano anche flussi di particelle con un'energia molto elevata: raggi cosmici. Queste particelle, penetrando la superficie della Terra attraverso l'atmosfera, possono causare mutazioni genetiche, a causa delle quali avviene l'evoluzione della vita sulla Terra.

Le supernove ci parlano del destino dell'universo

Le supernove, e in particolare le supernove di tipo Ia, sono tra gli oggetti stellari più luminosi dell'universo. Pertanto, anche supernove molto distanti possono essere studiate con le apparecchiature attualmente disponibili.

Molte supernove Ia sono state scoperte in galassie abbastanza vicine da poter determinare la distanza da esse in diversi modi. La più accurata è attualmente considerata la determinazione delle distanze dalla luminosità apparente di stelle variabili luminose di un certo tipo: le Cefeidi. Con l'aiuto del telescopio spaziale Hubble ha scoperto e studiato un gran numero di Cefeidi nelle galassie che si trovano a circa 20 megaparsec di distanza da noi. Stime sufficientemente accurate delle distanze di queste galassie hanno permesso di determinare la luminosità delle supernove di tipo Ia che vi sono esplose. Se assumiamo che le supernove lontane Ia abbiano la stessa luminosità media, la magnitudine osservata alla massima luminosità può essere utilizzata per stimare la distanza da esse.

La nascita di una supernova

Il cielo in una giornata limpida è, in generale, un'immagine piuttosto noiosa e monotona: una calda sfera di sole e una distesa pulita e infinita, a volte decorata con nuvole o nuvole rare.

Un'altra cosa è il cielo in una notte senza nuvole. Di solito è tutto cosparso di luminosi ammassi di stelle. Allo stesso tempo, va tenuto conto del fatto che nel cielo notturno ad occhio nudo puoi vedere da 3 a 4,5 mila luminari notturni. E appartengono tutti alla Via Lattea, in cui si trova il nostro sistema solare.

Secondo i concetti moderni, le stelle sono sfere di gas calde, nelle cui profondità avviene la fusione termonucleare dei nuclei di elio dai nuclei di idrogeno con il rilascio di un'enorme quantità di energia. È lei che fornisce la luminosità delle stelle.

La stella più vicina a noi è il nostro Sole, che dista 150 milioni di chilometri. Ma la stella Proxima Centauri, la prossima in lontananza, si trova a una distanza di 4,25 anni luce da noi, ovvero 270mila volte più lontano del Sole.

Ci sono stelle centinaia di volte più grandi del Sole e lo stesso numero di volte inferiori ad esso in questo indicatore. Tuttavia, le masse delle stelle variano in limiti molto più modesti: da un dodicesimo della massa del Sole a 100 delle sue masse. Più della metà delle stelle visibili sono sistemi binari e talvolta tripli.

In generale, il numero di stelle nell'Universo a noi visibili può essere indicato con il numero 125.000.000.000 con undici zeri aggiuntivi.

Ora, per evitare confusione con gli zeri, gli astronomi non tengono più registrazioni di singole stelle, ma di intere galassie, considerando che in media ci sono circa 100 miliardi di stelle in ciascuna di esse.

L'astronomo americano Fritz Zwicky ha aperto la strada alla ricerca mirata di supernove.

Già nel 1996, gli scienziati stimarono che dalla Terra si potevano vedere 50 miliardi di galassie. Quando il telescopio spaziale Hubble è stato messo in funzione, che non è interferito dall'interferenza dell'atmosfera terrestre, il numero di galassie visibili è balzato a 125 miliardi.

Grazie all'occhio onniveggente di questo telescopio, gli astronomi sono penetrati in tali profondità dell'universo da aver visto le galassie che sono apparse appena un miliardo di anni dopo il Great Bang che ha dato vita al nostro Universo.

Diversi parametri vengono utilizzati per caratterizzare le stelle: luminosità, massa, raggio e composizione chimica dell'atmosfera, nonché la sua temperatura. E utilizzando una serie di caratteristiche aggiuntive di una stella, puoi anche determinarne l'età.

Ogni stella è una struttura dinamica che nasce, cresce e poi, raggiunta una certa età, muore silenziosamente. Ma capita anche che esploda all'improvviso. Questo evento porta a cambiamenti su larga scala nell'area adiacente alla stella esplosa.

Pertanto, la perturbazione che ha seguito questa esplosione si diffonde a una velocità gigantesca e nel corso di diverse decine di migliaia di anni cattura un enorme spazio nel mezzo interstellare. In questa regione, la temperatura aumenta bruscamente, fino a diversi milioni di gradi, la densità dei raggi cosmici e la forza del campo magnetico aumentano in modo significativo.

Tali caratteristiche della sostanza espulsa dalla stella esplosa le consentono di formare nuove stelle e persino interi sistemi planetari.

Per questo motivo, sia le supernove che i loro resti sono studiati molto da vicino dagli astrofisici. Dopotutto, le informazioni ottenute nel corso dello studio di questo fenomeno possono ampliare le conoscenze sull'evoluzione delle stelle normali, sui processi che si verificano durante la nascita delle stelle di neutroni e anche chiarire i dettagli di quelle reazioni che portano alla formazione di elementi, raggi cosmici, ecc.

Un tempo, quelle stelle la cui luminosità aumentava improvvisamente di oltre 1000 volte erano chiamate dagli astronomi novae. Sono apparsi in cielo inaspettatamente, apportando modifiche alla consueta configurazione delle costellazioni. Aumentando improvvisamente a un massimo di diverse migliaia di volte, la loro luminosità dopo qualche tempo diminuì bruscamente e dopo alcuni anni la loro luminosità divenne debole come prima dell'esplosione.

Da notare che la frequenza delle esplosioni, durante le quali una stella viene rilasciata da un millesimo della sua massa e che viene lanciata nello spazio con grande velocità, è considerata uno dei principali segni della nascita di nuove stelle. Ma, allo stesso tempo, per quanto strano possa sembrare, le esplosioni delle stelle non portano a cambiamenti significativi nella loro struttura, e nemmeno alla loro distruzione.

Con quale frequenza accadono eventi simili nella nostra Galassia? Se prendiamo in considerazione solo quelle stelle che non hanno superato la 3a magnitudine nella loro luminosità, secondo le cronache storiche e le osservazioni degli astronomi, non sono stati osservati più di 200 lampi luminosi in cinquemila anni.

Ma quando sono iniziati gli studi su altre galassie, è diventato ovvio che la luminosità delle nuove stelle che appaiono in questi angoli di spazio è spesso uguale alla luminosità dell'intera galassia in cui appaiono queste stelle.

Naturalmente, la comparsa di stelle con tale luminosità è un evento straordinario e assolutamente diverso dalla nascita di stelle ordinarie. Pertanto, già nel 1934, gli astronomi americani Fritz Zwicky e Walter Baade proposero che quelle stelle la cui luminosità massima raggiunge la luminosità delle galassie ordinarie dovessero essere classificate come una classe separata di supernove e le stelle più luminose. Allo stesso tempo, va tenuto presente che le esplosioni di supernova nello stato attuale della nostra Galassia sono un fenomeno estremamente raro, che si verifica non più di una volta ogni 100 anni. I focolai più sorprendenti registrati dai trattati cinesi e giapponesi si sono verificati nel 1006 e nel 1054.

Cinquecento anni dopo, nel 1572, l'eccezionale astronomo Tycho Brahe osservò l'esplosione di una supernova nella costellazione di Cassiopea. Nel 1604, Johannes Keplero vide la nascita di una supernova nella costellazione dell'Ofiuco. E da allora, eventi così grandiosi non sono stati notati nella nostra Galassia.

Forse questo è dovuto al fatto che il Sistema Solare occupa una posizione tale nella nostra Galassia che è possibile osservare le esplosioni di supernova dalla Terra con strumenti ottici solo a metà del suo volume. Nella parte restante, questo è ostacolato dall'assorbimento interstellare della luce.

E poiché in altre galassie questi fenomeni si verificano approssimativamente con la stessa frequenza della Via Lattea, le principali informazioni sulle supernove al momento dell'epidemia sono state ottenute dalle loro osservazioni in altre galassie ...

Per la prima volta nel 1936, gli astronomi W. Baade e F. Zwicky iniziarono a impegnarsi in una ricerca mirata di supernove. Durante tre anni di osservazioni in diverse galassie, gli scienziati hanno scoperto 12 esplosioni di supernova, che sono state successivamente sottoposte a ricerche più approfondite utilizzando la fotometria e la spettroscopia.

Inoltre, l'uso di apparecchiature astronomiche più avanzate ha permesso di ampliare l'elenco delle supernove scoperte di recente. E l'introduzione della ricerca automatizzata ha portato al fatto che gli scienziati hanno scoperto più di cento supernove all'anno. In totale, 1500 di questi oggetti sono stati registrati in breve tempo.

Negli ultimi anni, con l'aiuto di potenti telescopi, gli scienziati hanno scoperto più di 10 supernove distanti in una notte di osservazioni!

Nel gennaio del 1999 si verificò un evento che sconvolse anche gli astronomi moderni, abituati a tanti "trucchi" dell'Universo: nelle profondità dello spazio fu registrato un lampo dieci volte più luminoso di tutti quelli che prima erano stati registrati dagli scienziati. È stata notata da due satelliti di ricerca e da un telescopio nelle montagne del New Mexico, dotato di una fotocamera automatica. Questo fenomeno unico è accaduto nella costellazione del Boote. Poco dopo, nell'aprile dello stesso anno, gli scienziati scoprirono che la distanza dal flash era di nove miliardi di anni luce. Questo è quasi tre quarti del raggio dell'universo.

I calcoli effettuati dagli astronomi hanno mostrato che in pochi secondi, durante i quali è durato il lampo, è stata rilasciata energia molte volte superiore a quella prodotta dal Sole durante i cinque miliardi di anni della sua esistenza. Cosa ha causato un'esplosione così incredibile? Quali processi hanno dato origine a questo grandioso rilascio di energia? La scienza non può ancora rispondere a queste domande in modo specifico, sebbene si presuppone che una tale enorme quantità di energia possa verificarsi in caso di fusione di due stelle di neutroni.

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Il 29 agosto 1975 una supernova apparve in cielo nella costellazione del Cigno. La brillantezza di luminari come questo durante un lampo aumenta di decine di magnitudini stellari in pochi giorni. Una supernova è paragonabile in luminosità all'intera galassia in cui è eruttata e può persino superarla. Abbiamo compilato una selezione delle supernove più famose.

"Nebulosa del granchio". In realtà, questa non è una stella, ma un residuo di essa. È nella costellazione del Toro. La Nebulosa del Granchio è stata lasciata da un'esplosione di supernova chiamata SN 1054 avvenuta nel 1054. Il flash è stato visibile per 23 giorni ad occhio nudo, anche di giorno. E questo nonostante si trovi ad una distanza di circa 6500 anni luce (2 kpc) dalla Terra.

Ora la nebulosa si sta espandendo a una velocità di circa 1.500 chilometri al secondo. La Nebulosa del Granchio ha preso il nome da un disegno dell'astronomo William Parsons che utilizzava un telescopio da 36 pollici nel 1844. In questo schizzo, la nebulosa assomigliava molto a un granchio.

SN 1572 (Supernova Tycho Brahe). Divampò nella costellazione di Cassiopea nel 1572. Tycho Brahe ha descritto le sue osservazioni dalla stella che ha visto.

Una sera, quando, come al solito, mi guardavo intorno nel cielo, la cui vista mi è così familiare, con mia indescrivibile sorpresa vidi vicino allo zenit di Cassiopea una stella luminosa di dimensioni insolite. Stupito dalla scoperta, non sapevo se credere ai miei stessi occhi. In termini di brillantezza, potrebbe essere paragonato solo a Venere, quando quest'ultimo si trova alla distanza più vicina dalla Terra. Le persone dotate di buona vista potevano distinguere questa stella in un cielo limpido durante il giorno, anche a mezzogiorno. Di notte, quando il cielo era nuvoloso, quando altre stelle erano nascoste, la nuova stella restava visibile attraverso nubi piuttosto fitte.

SN 1604 o Supernova di Keplero. Scoppiò nell'autunno del 1604 nella costellazione dell'Ofiuco. E questo luminare si trova a circa 20.000 anni luce dal sistema solare. Nonostante ciò, dopo lo scoppio, è stato visibile nel cielo per circa un anno.

SN 1987A eruttò nella Grande Nube di Magellano, una galassia satellite nana della Via Lattea. La luce del bagliore ha raggiunto la Terra il 23 febbraio 1987. La stella poteva essere vista ad occhio nudo nel maggio di quell'anno. Il picco di magnitudine apparente era +3:185. Questa è l'esplosione di supernova più vicina dall'invenzione del telescopio. Questa stella è diventata la prima più luminosa nel 20° secolo.

SN 1993J è la seconda stella più luminosa del 20° secolo. Ha eruttato nel 1993 nella galassia a spirale M81. Questa è una doppia stella. Gli scienziati lo hanno intuito quando, invece di svanire gradualmente, i prodotti dell'esplosione hanno iniziato ad aumentare stranamente la loro luminosità. Poi è diventato chiaro: una normale stella supergigante rossa non poteva trasformarsi in una supernova così insolita. Si presumeva che la supergigante svasata fosse accoppiata con un'altra stella.

Nel 1975 una supernova esplose nella costellazione del Cigno. Nel 1975 ci fu un'esplosione così potente nella coda del Cigno che la supernova era visibile ad occhio nudo. È così che è stata notata alla stazione di Crimea dallo studente di astronomo Sergei Shugarov. Più tardi si è scoperto che il suo messaggio era già il sesto. La prima volta, otto ore prima di Shugarov, gli astronomi giapponesi videro la stella. La nuova stella è stata vista senza telescopi per alcune notti: è stata luminosa solo dal 29 agosto al 1 settembre. Poi è diventata una stella normale di terza magnitudine in termini di brillantezza. Tuttavia, durante il suo bagliore, la nuova stella è riuscita a superare Alpha Cygnus in luminosità. Gli osservatori non vedevano nuove stelle così luminose dal 1936. La stella si chiamava Nova Cygnus 1975, V1500 Cygni, e nel 1992 si verificò un'altra esplosione nella stessa costellazione.

Già nel 21 ° secolo è esplosa una stella, che è diventata la supernova più brillante nell'intera storia delle osservazioni: SN 2006gy. L'esplosione del 18 settembre 2006 nella galassia NGC 1260. La sua luminosità ha superato la luminosità delle supernove ordinarie di circa due ordini di grandezza, il che ha permesso di presumere che appartenga a una nuova classe di tali processi: le ipernove. Gli scienziati hanno proposto diverse teorie su quanto accaduto: la formazione di una stella di quark, l'esplosione multipla di una stella, la collisione di due stelle massicce.

La supernova più giovane della nostra Galassia è G1.9+0.3. Si trova a circa 25.000 anni luce di distanza e si trova nella costellazione del Sagittario al centro della Via Lattea. La velocità di espansione dei resti di una supernova è senza precedenti: più di 15mila chilometri al secondo (che è il 5% della velocità della luce). Questa stella è esplosa nella nostra galassia circa 25.000 anni fa. Sulla Terra, la sua esplosione potrebbe essere osservata intorno al 1868.

Osservando i resti di una supernova eruttata sei anni fa, gli astronomi, con loro sorpresa, hanno identificato una nuova stella nel luogo dell'esplosione, illuminando la nuvola di materiale che la circonda. I risultati degli scienziati sono presentati nella rivista astrofisicorivistalettere .

“Non abbiamo mai visto un'esplosione di questo tipo rimanere brillante per così tanto tempo prima, se non avesse avuto alcuna interazione con l'idrogeno espulso dalla stella prima dell'evento catastrofico. Ma non c'è traccia dell'idrogeno nelle osservazioni di questa supernova", afferma Dan Milisavlevich, autore principale dello studio della Purdue University (USA).

A differenza della maggior parte delle esplosioni stellari, che scompaiono, SN 2012au continua a brillare grazie a una potente pulsar neonatale. Credito: NASA, ESA e J. DePasquale

Le esplosioni di stelle, note come supernove, possono essere così luminose da eclissare le galassie che le contengono. Di solito "scompaiono" completamente in pochi mesi o anni, ma a volte i resti dell'esplosione "collassano" in nubi di gas ricche di idrogeno e diventano di nuovo luminose. Ma possono brillare di nuovo senza alcuna interferenza dall'esterno?

Quando le grandi stelle esplodono, il loro interno si "arrotola" al punto in cui tutte le particelle diventano neutroni. Se la stella di neutroni risultante ha un campo magnetico e ruota abbastanza velocemente, può trasformarsi in una nebulosa del vento pulsar. Questo è molto probabilmente ciò che è successo a SN 2012au, situato nella galassia NGC 4790 in direzione della costellazione della Vergine.

“Quando la nebulosa pulsar è abbastanza luminosa, si comporta come una lampadina, illuminando l'ejecta esterno dell'esplosione precedente. Sapevamo che le supernove producevano stelle di neutroni in rapida rotazione, ma non abbiamo mai avuto prove dirette di questo evento unico", ha aggiunto Dan Milisavlevich.

Un'immagine della pulsar in Sails scattata dall'Osservatorio Chandra della NASA. Credito: NASA

SN 2012au inizialmente si è rivelato insolito e strano sotto molti aspetti. Anche se l'esplosione non è stata abbastanza brillante per essere classificata come una supernova "superluminale", è stata estremamente energetica e di lunga durata.

"Se viene creata una pulsar al centro dell'esplosione, può espellere e persino accelerare il gas, quindi tra qualche anno saremo in grado di vedere come il gas ricco di ossigeno "scappa" dal sito dell'esplosione di SN 2012au ”, ha spiegato Dan Milisavlevich.

Il cuore pulsante della Nebulosa del Granchio. Al suo centro si trova una pulsar. Credito: NASA/ESA

Le supernove superluminali sono un argomento discusso in astronomia. Sono potenziali sorgenti di onde gravitazionali, così come lampi di raggi gamma e lampi radio veloci. Ma la comprensione dei processi alla base di questi eventi deve affrontare la complessità delle osservazioni e solo la prossima generazione di telescopi aiuterà gli astronomi a svelare i misteri di questi bagliori.

“Questo è un processo fondamentale nell'universo. Non saremmo qui se non fosse per le supernove. Molti degli elementi necessari alla vita, inclusi calcio, ossigeno e ferro, vengono creati in questi eventi catastrofici. Penso che sia importante per noi, come cittadini dell'Universo, comprendere questo processo", ha concluso Dan Milisavlevich.