Iš ko sudaryta supernova. Supernova – mirtis ar naujo gyvenimo pradžia? supernovos sprogimas

Neutrinų fizika sparčiai vystosi. Prieš mėnesį buvo paskelbta apie neutrinų registravimą iš gama spindulių pliūpsnio – pagrindinio neutrinų astrofizikos įvykio.
Šiame straipsnyje kalbėsime apie neutrinų registravimą iš supernovų. Kartą žmonijai jau pasisekė juos aptikti.
Trumpai papasakosiu apie tai, kokie gyvūnai yra šios „supernovos“, kodėl jos išskiria neutrinus, kodėl taip svarbu registruoti šias daleles ir, galiausiai, kaip jie tai bando padaryti pasitelkę observatorijas Pietų ašigalyje, Viduržemio jūros ir Baikalo dugne, po Kaukazo kalnais ir Alpėse.
Pakeliui sužinome, kas yra „urkos procesas“ – kas ką iš ko ir kodėl vagia.

Po labai ilgos pertraukos tęsiu straipsnių ciklą apie neutrinų fiziką. Pirmoje publikacijoje kalbėjome apie tai, kaip tokia dalelė iš viso buvo išrasta ir kaip ji buvo užregistruota, kurioje pasakojau apie nuostabų neutrinų virpesių reiškinį. Šiandien kalbėsime apie daleles, kurios pas mus atkeliauja iš už Saulės sistemos ribų.

Trumpai apie supernovas

Žvaigždės, kurias matome naktiniame danguje, nebūna amžinai toje pačioje būsenoje. Kaip ir viskas, kas mus supa Žemėje, jie gimsta, ilgą laiką nuolat šviečia, bet galiausiai nebegali išlaikyti buvusio degimo ir miršta. Štai kaip gali atrodyti žvaigždės gyvenimo kelias, naudojant Saulę kaip pavyzdį:

(su) . Saulės gyvavimo ciklas

Kaip matyti, savo gyvenimo pabaigoje Saulė sparčiai didės iki Žemės orbitos. Tačiau finalas bus pakankamai taikus – apvalkalas nusimes ir taps nuostabiu planetiniu ūku. Tokiu atveju žvaigždės šerdis pavirs į baltą nykštuką – kompaktišką ir labai ryškų objektą.

Tačiau ne visos žvaigždės savo kelionę baigia taip ramiai kaip Saulė. Esant pakankamai didelei masei (> 6-7 saulės masės), gali įvykti siaubingos galios sprogimas, tai bus vadinama supernovos sprogimu.

Kodėl sprogimas?

Žvaigždžių kuras yra vandenilis. Žvaigždės gyvavimo metu, išskirdama energiją, ji virsta heliu. Būtent iš čia paimama energija žvaigždžių švytėjimui. Laikui bėgant vandenilis baigiasi, o helis jau pradeda virsti toliau periodinėje lentelėje į sunkesnius elementus. Toks procesas išryškina daugiau energijos ir viršutiniai žvaigždės sluoksniai pradeda brinkti, žvaigždė parausta ir labai išsiplečia. Tačiau elementų transformacija nėra begalinė, stabiliu režimu jis gali pasiekti tik geležį. Be to, procesas nebėra energetiškai palankus. O dabar turime didžiulę, didžiulę žvaigždę su geležine šerdimi, kuri beveik nešviečia, vadinasi, nėra lengvo spaudimo iš vidaus. Viršutiniai sluoksniai pradeda greitai kristi ant šerdies.

Ir čia galimi du scenarijai. Medžiaga gali tyliai ir ramiai, be jokio sukimosi ir dvejonių nukristi ant branduolio. Tačiau atminkite, kad dažnai pavyksta išleisti vandenį iš vonios / kriauklės taip, kad nesusidarytų piltuvas? Mažiausias svyravimas ir medžiaga suksis, bus svyravimai, nestabilumas ...

Techniškai superstabilus scenarijus galimas, net du buvo pastebėti. Žvaigždė plėtėsi, plėtėsi ir staiga išnyko. Bet įdomiau, kai žvaigždė prekiauja!

Sunkios žvaigždės branduolio žlugimo modeliavimas.
Daugelį mėnesių trukęs kelių superkompiuterių darbas leido įvertinti, kaip tiksliai atsiras ir vystysis nestabilumas besitraukiančios žvaigždės šerdyje.

Jau minėta, kad žvaigždžių šerdyje gali susidaryti elementai tik iki geležies. Iš kur tada atsirado likę atomų branduoliai Visatoje? Supernovos sprogimo procese susidaro siaubinga temperatūra ir slėgis, dėl kurių galima sintezuoti sunkiuosius elementus. Tiesą sakant, tai, kad visi atomai, kuriuos matome aplink save, kažkada sudegė žvaigždžių centre, mane vis dar labai šokiruoja. O faktas, kad visi už geležį sunkesni branduoliai turėjo gimti supernovos sprogimo metu, paprastai yra nesuvokiamas.

Paprastai tariant, gali būti ir kita sprogimo priežastis. Žvaigždžių pora sukasi aplink bendrą centrą, iš kurių viena yra baltoji nykštukė. Jis lėtai vagia partnerės žvaigždės medžiagą ir padidina jos masę. Jei ji staigiai pritrauks ant savęs daug materijos, ji neišvengiamai sprogs – ji tiesiog negali išlaikyti visos materijos paviršiuje. Toks blyksnis buvo pavadintas ir vaidino pagrindinį vaidmenį apibrėžiant visatą. Tačiau tokie protrūkiai beveik nesukelia neutrinų, todėl toliau koncentruosimės ties masyvių žvaigždžių sprogimais.

Urka procesas arba kas vagia energiją

Atėjo laikas pereiti prie neutrinų. Supernovų sprogimų teorijos sukūrimo problema, kaip dažnai būna, buvo susijusi su energijos tvermės dėsniu. Debeto/kredito likutis atkakliai nesutapo. Žvaigždės šerdis tiesiog turėtų skleisti didžiulį energijos kiekį, bet kokiu būdu? Jei skleisite paprastą šviesą (fotonus), tada jie įstrigs išoriniuose branduolio apvalkaluose. Iš Saulės šerdies fotonai atrenkami į paviršių dešimtis ar net šimtus milijonų metų. O supernovos atveju slėgis ir tankis yra didesnėmis eilėmis.

Sprendimus rado Georgijus Gamovas ir Mario Schoenbergas. Kartą, būdamas Rio de Žaneire, Gamow žaidė ruletę. Stebint, kaip pinigai virsta lustais, o paskui palieka savininką be jokio pasipriešinimo, jam kilo mintis, kaip tą patį mechanizmą galima pritaikyti žvaigždžių griūtims. Energija turi eiti į kažką, kas sąveikauja itin silpnai. Kaip jau galėjote atspėti, tokia dalelė yra neutrinas.

Kazino, kuriame atsirado tokia įžvalga, vadinosi „Urca“ (Casino-da-Urca). Lengva Gamow ranka šis procesas tapo žinomas kaip Urca procesas. Modelio autoriaus teigimu, išskirtinai kazino garbei. Tačiau kyla stiprus įtarimas, kad juokdarys Gamovas iš Odesos ir kilnus trolis šiai sąvokai suteikė kitą reikšmę.

Taigi, neutrinas pavagia liūto dalį energijos iš sprogusios žvaigždės. Tik šių dalelių dėka tampa įmanomas ir pats sprogimas.

Kokių neutrinų mes laukiame? Žvaigždė, kaip ir mums pažįstama medžiaga, susideda iš protonų, neutronų ir elektronų. Kad būtų laikomasi visų išsaugojimo dėsnių: elektros krūvio, medžiagos/antimedžiagos kiekio, greičiausiai gims elektroninis neutrinas.

Kodėl supernovų neutrinai yra tokie svarbūs?

Beveik visą astronomijos istoriją žmonės visatą tyrinėjo tik naudodamiesi įeinančiomis elektromagnetinėmis bangomis. Jie neša daug informacijos, bet daug kas lieka paslėpta. Fotonai lengvai išsisklaido tarpžvaigždinėje terpėje. Skirtingiems bangos ilgiams tarpžvaigždinės dulkės ir dujos yra nepermatomos. Juk pačios žvaigždės mums visiškai nepermatomos. Kita vertus, neutrinas gali atnešti informaciją iš paties įvykių epicentro, pasakodamas apie procesus, kurių temperatūra ir slėgis yra pašėlusiai – tokiomis sąlygomis, kurių vargu ar kada nors sulauksime laboratorijoje.

c) Irene Tamborra. Neutrinai yra idealūs informacijos nešėjai Visatoje.

Mes pakankamai mažai žinome, kaip materija elgiasi tokiais transcendentiniais režimais, kurie pasiekiami sprogstančios žvaigždės šerdyje. Čia susipynusios visos fizikos šakos: hidrodinamika, dalelių fizika, kvantinio lauko teorija, gravitacijos teorija. Bet kokia informacija „iš ten“ labai padėtų plėsti mūsų žinias apie pasaulį.

Įsivaizduokite, sprogimo šviesumas neutrine yra 100 (!) kartų didesnis nei optiniame diapazone. Būtų nepaprastai įdomu gauti tiek informacijos. Neutrinų spinduliuotė yra tokia galinga, kad šios beveik nesąveikaujančios dalelės nužudytų žmogų, jei jis atsidurtų šalia sprogimo. Ne pats sprogimas, o išskirtinai neutrinas! Dalelė, kuri garantuotai sustos po skrydžio

kilometrų švinu – 10 milijonų kartų didesnis už Žemės orbitos spindulį.

Didelė premija yra ta, kad neutrinai turėtų ateiti pas mus dar prieš šviesos signalą! Juk fotonams reikia daug laiko palikti žvaigždės šerdį, o neutrinai pro jį prasiskverbs be kliūčių. Avansas gali siekti visą dieną. Taigi, neutrino signalas bus visų turimų teleskopų nukreipimo veiksnys. Mes tiksliai žinosime, kur ir kada ieškoti. Tačiau pačios pirmosios sprogimo akimirkos, kai ryškumas didėja ir mažėja eksponentiškai, yra patys svarbiausi ir įdomiausi mokslui.

Kaip jau minėta, supernovos sprogimas neįmanomas be neutrinų sprogimo. Sunkieji cheminiai elementai be jo tiesiog negali susidaryti. Bet be šviesos blyksnio – visiškai
. Šiuo atveju neutrinas bus vienintelis informacijos apie šį unikalų procesą šaltinis.

Supernova 1987 m

Aštuntasis dešimtmetis pasižymėjo sparčiu didžiojo susivienijimo teorijų augimu. Visos keturios pagrindinės jėgos svajojo būti sujungtos vienu apibūdinimu. Tokie modeliai turėjo labai neįprastą pasekmę – įprastas protonas turėjo irti.

Šio reto įvykio paieškai buvo sukurti keli detektoriai. Tarp jų stipriai išsiskyrė Japonijos kalnuose esanti instaliacija Kamiokande.

Kamiokande detektorius.

Didžiulė vandens talpykla tuo metu atliko tiksliausius matavimus, bet ... nieko nerado. Tie metai buvo tik neutrinų fizikos aušra. Kaip paaiškėjo, buvo priimtas labai toliaregiškas sprendimas šiek tiek patobulinti instaliaciją ir persiorientuoti į neutrinus. Įrenginys buvo patobulintas, keletą metų jie kovojo su trukdančiais foniniais procesais, o 1987 m. pradžioje jie pradėjo gauti gerus duomenis.

Signalas iš supernovos SN1987a Kamiokande II detektoriuje. Horizontalioji ašis yra laikas minutėmis. .

Itin trumpas ir aiškus signalas. Kitą dieną astronomai praneša apie supernovos sprogimą Magelano debesyje, mūsų galaktikos palydove. Tai buvo pirmas kartas, kai astrofizikai galėjo stebėti protrūkio vystymąsi nuo ankstyviausių jo etapų. Savo maksimumą jis pasiekė tik gegužę, o paskui pradėjo pamažu nykti.

Kamiokande pagamino būtent tai, ko tikėtasi iš supernovos – elektronų neutrinus. Bet naujas detektorius, tik pradeda rinkti duomenis... Tai įtartina. Laimei, tuo metu jis nebuvo vienintelis neutrinų detektorius.

IMB detektorius buvo patalpintas Amerikos druskos kasyklose. Savo darbo logika jis buvo panašus į Kamiokandę. Didžiulis kubas, pripildytas vandens ir apsuptas fotosensorių. Greitai skraidančios dalelės pradeda švytėti, o šią spinduliuotę aptinka didžiuliai fotodaugintuvai.

IMB detektorius buvusioje druskos kasykloje JAV.

Keletą žodžių reikėtų pasakyti apie kosminių spindulių fiziką SSRS. Čia susiformavo labai stipri ultraaukštos energijos spindulių fizikos mokykla. Vadimas Kuzminas savo darbuose pirmasis parodė, kaip nepaprastai svarbu tirti daleles, atkeliaujančias iš kosmoso – laboratorijoje vargu ar kada nors sulauksime tokios energijos. Tiesą sakant, jo grupė padėjo šiuolaikinės ypač didelės energijos spindulių fizikos ir neutrinų astrofizikos pagrindus.

Natūralu, kad tokie tyrimai negalėjo apsiriboti teorija, o nuo devintojo dešimtmečio pradžios Baksan (Kaukazas) po Andyrchi kalnu buvo renkami du eksperimentai. Vienas iš jų yra skirtas saulės neutrinų tyrimams. Jis atliko svarbų vaidmenį sprendžiant saulės neutrinų problemą ir atrandant neutrinų virpesius. Apie tai kalbėjau ankstesniame. Antrasis, neutrinų teleskopas, buvo sukurtas specialiai tam, kad aptiktų didžiulės energijos neutrinus, sklindančius iš kosmoso.

Teleskopas susideda iš trijų sluoksnių žibalo talpyklų, prie kurių kiekviena pritvirtinta fotodetektoriumi. Ši sąranka leido rekonstruoti dalelių takelį.

Vienas iš neutrino teleskopo sluoksnių Baksano neutrinų observatorijoje

Taigi, trys detektoriai pamatė neutrinus iš supernovos – tai pasitikinti ir itin sėkminga neutrinų astrofizikos pradžia!

Neutrinai registruojami trimis detektoriais: Super-Kamiokande Japonijos kalnuose, IMB JAV ir Baksano tarpekle Kaukaze.

Ir taip bėgant metams keitėsi planetinis ūkas, susidaręs iš per sprogimą išmestos žvaigždės apvalkalo.

c) Irene Tamborra. Taip po sprogimo atrodo 1987 metų supernovos likučiai.

Vienkartinė akcija arba...

Klausimas gana natūralus – kaip dažnai mums taip „pasisekės“. Deja, nelabai. stebėjimas sako, kad ankstesnė supernova mūsų galaktikoje sprogo 1868 m., tačiau ji nebuvo pastebėta. O paskutinis iš tų atrastų jau 1604 m.

Bet! Kiekvieną sekundę kur nors visatoje blyksteli! Toli, bet dažnai. Tokie sprogimai sukuria išsklaidytą foną, šiek tiek panašų į foninę spinduliuotę. Jis ateina iš visų pusių ir yra pastovus. Galime gana sėkmingai įvertinti, kokio intensyvumo ir energijos reikia ieškoti tokių įvykių.

Paveikslėlyje pavaizduoti srautai iš visų mums žinomų neutrinų šaltinių:

. Neutrinų spektras Žemėje iš visų įmanomų šaltinių.

Viršuje esanti bordo spalvos kreivė yra neutrinas iš 1987 m. supernovos, o žemiau yra nuotrauka iš žvaigždžių, sprogstančių kas sekundę Visatoje. Jei esame pakankamai jautrūs ir galime atskirti šias daleles nuo to, kas ateina, pavyzdžiui, iš Saulės ar iš reaktorių, registracija yra visiškai įmanoma.

Be to, „Super-Kamiokande“ jau pasiekė reikiamą jautrumą. Jis turėjo jį patobulinti eilės tvarka. Šiuo metu detektorius atidarytas, atliekama profilaktika, po kurios į jį bus įdėta nauja veiklioji medžiaga, kuri žymiai pagerins jo efektyvumą. Taigi toliau stebėsime ir lauksime.

Kaip jie dabar ieško neutrinų iš supernovų

Žvaigždžių sprogimų įvykių paieškai galima naudoti dviejų tipų detektorius.

Pirmasis yra Čerenkovo detektorius. Tam reikės daug skaidrios tankios medžiagos - vandens ar ledo. Jei neutrinų pagimdytos dalelės judės didesniu nei šviesos greitis terpėje, pamatysime silpną švytėjimą. Belieka tik sumontuoti fotodetektorius. Iš šio metodo minusų – matome tik gana greitas daleles, iš mūsų išeina viskas, kas yra mažesnė už tam tikrą energiją.

Taip veikė jau minėta IMB ir Kamiokande. Pastarasis buvo atnaujintas iki Super-Kamiokande, tapęs didžiuliu 40 metrų cilindru su 13 000 fotosensorių. Dabar detektorius atidarytas po 10 metų duomenų rinkimo. Jis bus sandariai uždarytas, išvalytas nuo bakterijų ir pridėtas šiek tiek neutronams jautrios medžiagos, ir jis vėl pradės veikti.

Super-Kamiokande profilaktikai. Daugiau didelio masto nuotraukų ir vaizdo įrašų.

Galite naudoti tą patį aptikimo metodą, bet vietoj dirbtinių akvariumų naudokite natūralius rezervuarus. Pavyzdžiui, tyriausi Baikalo ežero vandenys. Dabar ten dislokuojamas teleskopas, kuris apims du kubinius kilometrus vandens. Tai yra 40 kartų daugiau nei Super Kamiokande. Bet detektorius ten dėti nėra taip patogu. Dažniausiai naudojama rutuliukų girlianda, į kurią įkišami keli fotojutikliai.

Labai panaši koncepcija įgyvendinama ir Viduržemio jūroje, kur pastatytas ir veikia Antares detektorius, planuojama pastatyti didžiulį KM3Net, kuris apžiūrės kubą. kilometras jūros vandens.

Viskas būtų gerai, bet jūrose plaukioja daug gyvų būtybių. Dėl to būtina sukurti specialius neuroninius tinklus, kurie atskirtų neutrinų įvykius nuo plaukiojančių žuvų.

Bet jums nereikia eksperimentuoti su vandeniu! Antarktidos ledas gana skaidrus, jame lengviau sumontuoti detektorius, dar nebūtų taip šalta... IceCube detektorius veikia Pietų ašigalyje - fotosensorių girliandos sulituotos į kubinio kilometro ledo storį, kurie ieško neutrinų sąveikos pėdsakų lede.

Įvykio „IceCube“ detektoriuje iliustracija.

Dabar pereikime prie antrojo metodo. Vietoj vandens galite naudoti veikliąją medžiagą – scintiliatorių. Šios medžiagos pačios švyti, kai pro jas praeina įkrauta dalelė. Jei surinksite didelę tokios medžiagos vonią, gausite labai jautrią instaliaciją.

Pavyzdžiui, Alpėse esantis Borexino detektorius naudoja kiek mažiau nei 300 tonų aktyvios medžiagos.

Kinijos „DayaBay“ naudoja 160 tonų scintiliatoriaus.

Tačiau rekordininku ruošiasi tapti ir Kinijos eksperimentas JUNO, kuriame bus net 20 000 tonų skysto scintiliatoriaus.

Kaip matote, dabar vyksta daugybė eksperimentų, paruoštų aptikti neutrinus iš supernovos. Aš išvardijau tik keletą iš jų, kad neužpulčiau jūsų panašių nuotraukų ir diagramų srautu.

Verta paminėti, kad supernovos laukimas nėra pagrindinis jų visų tikslas. Pavyzdžiui, KamLand ir Borexino sukūrė puikius antineutrinų šaltinius Žemėje – daugiausia reaktorius ir radioaktyviuosius izotopus žarnyne; IceCube nuolat stebi itin aukštus neutrinus iš kosmoso; „SuperKamiokande“ tiria neutrinus iš Saulės, atmosferos ir netoliese esančio J-PARC greitintuvo.

Siekiant kažkaip sujungti šiuos eksperimentus, buvo sukurti net paleidikliai ir įspėjimai. Jei vienas iš detektorių mato kažką panašaus į supernovos įvykį, signalas iš karto ateina į kitus įrenginius. Gravitaciniai teleskopai ir optinės observatorijos taip pat nedelsiant įspėjami ir perorientuoja savo prietaisus įtartino šaltinio kryptimi. Netgi astronomai mėgėjai gali užsiregistruoti įspėjimams ir, šiek tiek pasisekę, gali prisidėti prie šio tyrimo.

Tačiau, kaip sako kolegos iš Borexino, dažnai supernovos signalą sukelia valytojas, kuris buvo tarp kabelių ...

Ko tikimės pamatyti, jei šiek tiek pasiseks? Įvykių skaičius labai priklauso nuo detektoriaus garsumo ir svyruoja nuo neaiškių 100 iki milijono įvykių. Ką jau kalbėti apie naujos kartos eksperimentus: Hyper-Kamiokande, JUNO, DUNE – jie taps daug kartų jautresni.

Ką dabar pamatytume, jei mūsų galaktikoje įvyktų supernovos sprogimas.

Rytoj galaktikoje gali prasiskverbti supernova ir būsime pasiruošę gauti žinią iš paties siaubingo sprogimo epicentro. Taip pat koordinuoja ir nukreipia turimus optinius teleskopus ir gravitacinių bangų detektorius.

P.S. Ypatingą ačiū norėčiau pasakyti „u“, kuris morališkai palinkėjo parašyti straipsnį. Primygtinai patariu užsiprenumeruoti, jei jus domina naujienos / nuotraukos / memai iš dalelių fizikos pasaulio.

Senovės metraščiai ir kronikos byloja, kad kartais danguje staiga pasirodydavo išskirtinai ryškios žvaigždės. Jie greitai padidino ryškumą, o po to lėtai, per kelis mėnesius, išbluko ir nustojo būti matomi. Prie didžiausio ryškumo šios žvaigždės buvo matomos net dieną. Ryškiausi protrūkiai buvo 1006 ir 1054 metais, apie kuriuos informacija yra kinų ir japonų traktatuose. 1572 metais tokia žvaigždė įsiliepsnojo Kasiopėjos žvaigždyne ir ją pastebėjo iškilus astronomas Tycho Brahe, o 1604 metais panašų pliūpsnį Ophiuchus žvaigždyne pastebėjo Johannesas Kepleris. Nuo to laiko, per keturis šimtmečius „teleskopinės“ astronomijos eros, tokių protrūkių nebuvo pastebėta. Tačiau tobulėjant stebėjimo astronomijai, mokslininkai pradėjo aptikti gana daug panašių blyksnių, nors jie ir nepasiekė labai didelio ryškumo. Šios staiga atsiradusios ir greitai tarsi be pėdsako išnykusios žvaigždės imtos vadinti „Naujomis“. Atrodė, kad 1006 ir 1054 metų žvaigždės, Tycho ir Keplerio žvaigždės, buvo tie patys protrūkiai, tik labai arti ir todėl ryškesni. Tačiau paaiškėjo, kad taip nėra. 1885 m. astronomas Hartwigas Tartu observatorijoje pastebėjo naujos žvaigždės pasirodymą gerai žinomame Andromedos ūke. Ši žvaigždė pasiekė 6-ąjį regimąjį dydį, tai yra, jos spinduliuotės galia buvo tik 4 kartus mažesnė nei viso ūko. Tada tai astronomų nenustebino: juk Andromedos ūko prigimtis buvo nežinoma, buvo manoma, kad tai tik gana arti Saulės esantis dulkių ir dujų debesis. Tik 1920-aisiais pagaliau paaiškėjo, kad Andromedos ūkas ir kiti spiraliniai ūkai yra didžiulės žvaigždžių sistemos, susidedančios iš šimtų milijardų žvaigždžių ir milijonų šviesmečių atstumu nuo mūsų. Andromedos ūke taip pat buvo aptikti paprastų Naujųjų žvaigždžių blyksniai, matomi kaip 17-18 balų objektai. Tapo aišku, kad 1885 metų žvaigždė pagal spinduliavimo galią aplenkė Naująsias žvaigždes dešimtis tūkstančių kartų, trumpam jos ryškumas beveik prilygo didžiulės žvaigždžių sistemos ryškumui! Akivaizdu, kad šių protrūkių pobūdis turi būti kitoks. Vėliau šie galingiausi blyksniai buvo pavadinti „supernovomis“, kuriose priešdėlis „super“ reiškė didesnę jų spinduliavimo galią, o ne didesnę „naujovę“.

Supernovų paieška ir stebėjimai

Tolimųjų galaktikų nuotraukose supernovų sprogimai buvo pradėti pastebėti gana dažnai, tačiau šie atradimai buvo atsitiktiniai ir negalėjo suteikti informacijos, būtinos paaiškinti šių grandiozinių žybsnių priežastį ir mechanizmą. Tačiau 1936 metais astronomai Baade ir Zwicky, dirbę Palomaro observatorijoje JAV, pradėjo sistemingą sistemingą supernovų paiešką. Jų žinioje buvo Schmidto teleskopas, kuris leido nufotografuoti kelių dešimčių kvadratinių laipsnių plotus ir davė labai aiškius net ir silpnų žvaigždžių bei galaktikų vaizdus. Palyginus vienos dangaus srities nuotraukas, darytas po kelių savaičių, nesunkiai būtų galima pastebėti naujų žvaigždžių atsiradimą galaktikose, kurios aiškiai matomos nuotraukose. Fotografavimui buvo atrinktos tos dangaus sritys, kuriose gausiausia šalia esančių galaktikų, kur jų skaičius viename vaizde galėjo siekti kelias dešimtis ir supernovų aptikimo tikimybė buvo didžiausia.

1937 m. Baade ir Zwicky sugebėjo atrasti 6 supernovas. Tarp jų buvo gana ryškios žvaigždės 1937C ir 1937D (astronomai nusprendė priskirti supernovas, pridėdami raides prie atradimo metų, nurodančių atradimo seką einamaisiais metais), kurios siekė atitinkamai 8 ir 12 dydžių. Jiems gautos šviesos kreivės – ryškumo kitimo priklausomybė nuo laiko – ir daugybė spektrogramų – žvaigždės spektrų nuotraukos, parodančios spinduliavimo intensyvumo priklausomybę nuo bangos ilgio. Keletą dešimtmečių ši medžiaga tapo pagrindine visiems tyrinėtojams, kurie bandė išsiaiškinti supernovų sprogimų priežastis.

Deja, Antrasis pasaulinis karas nutraukė taip sėkmingai prasidėjusią stebėjimo programą. Sisteminga supernovų paieška Palomaro observatorijoje buvo atnaujinta tik 1958 m., tačiau naudojant didesnį Schmidto sistemos teleskopą, kuris leido nufotografuoti iki 22-23 balų žvaigždes. Nuo 1960 m. prie šio darbo prisijungė daugybė kitų observatorijų visame pasaulyje, kur buvo prieinami tinkami teleskopai. SSRS tokie darbai buvo atliekami AAI Krymo stotyje, kur buvo įrengtas astrografo teleskopas, kurio objektyvo skersmuo 40 cm ir labai didelis matymo laukas – beveik 100 kvadratinių laipsnių, bei Abastumani astrofizikos observatorijoje. Gruzijoje - Schmidto teleskopu, kurio įvadas 36 cm.. Kryme, o Abastumanyje buvo padaryta daug supernovos atradimų. Iš kitų observatorijų daugiausiai atradimų buvo Italijoje esančioje Asiago observatorijoje, kur veikė du Schmidto sistemos teleskopai. Tačiau vis tiek Palomaro observatorija išliko lyderė tiek pagal atradimų skaičių, tiek pagal maksimalų aptikti galimų žvaigždžių dydį. Kartu 60-70-aisiais per metus buvo aptinkama iki 20 supernovų, kurių skaičius pradėjo sparčiai augti. Iš karto po atradimo dideliais teleskopais prasidėjo fotometriniai ir spektroskopiniai stebėjimai.

1974 metais F. Zwicky mirė, o netrukus supernovų paieškos Palomaro observatorijoje buvo nutrauktos. Aptiktų supernovų skaičius sumažėjo, tačiau nuo devintojo dešimtmečio pradžios jis vėl pradėjo augti. Pietiniame danguje – Čilės Cerro el Roble observatorijoje – pradėtos naujos paieškos programos, astronomai pradėjo atrasti supernovas. Paaiškėjo, kad naudojant mažus mėgėjiškus teleskopus su 20-30 cm lęšiais galima gana sėkmingai ieškoti ryškių supernovų proveržių, sistemingai stebint vizualiai apibrėžtą galaktikų rinkinį. Didžiausios sėkmės sulaukė kunigas iš Australijos Robertas Evansas, kuris nuo devintojo dešimtmečio pradžios sugebėjo atrasti iki 6 supernovų per metus. Nenuostabu, kad profesionalūs astronomai juokavo apie jo „tiesioginį ryšį su dangumi“.

1987 metais Didžiojo Magelano debesies galaktikoje, kuri yra mūsų galaktikos „palydovas“ ir nuo mūsų nutolusi tik 55 kiloparsekai, buvo aptikta ryškiausia XX amžiaus supernova SN 1987A. Kurį laiką ši supernova buvo matoma net plika akimi ir pasiekė maksimalų maždaug 4 balų ryškumą. Tačiau jį buvo galima pastebėti tik pietiniame pusrutulyje. Dėl šios supernovos buvo gautos serijos fotometrinių ir spektrinių stebėjimų, kurių tikslumas ir trukmė yra unikalūs, o dabar astronomai toliau stebi, kaip vystosi supernovos virsmo besiplečiančiu dujiniu ūku procesas.



Supernova 1987A. Viršuje kairėje yra vietovės, kurioje išsiveržė supernova, nuotrauka, daryta gerokai prieš protrūkį. Greitai sprogsianti žvaigždė pažymėta rodykle. Viršuje dešinėje yra tos pačios dangaus srities nuotrauka, kai supernova buvo beveik didžiausia. Žemiau – taip atrodo supernova praėjus 12 metų po protrūkio. Žiedai aplink supernovą yra tarpžvaigždinės dujos (iš dalies priešsupernovos žvaigždės išmestos dar prieš protrūkį), protrūkio metu jonizuotos ir toliau švytinčios.

Devintojo dešimtmečio viduryje tapo aišku, kad fotografijos era astronomijoje eina į pabaigą. Sparčiai tobulėjantys CCD imtuvai jautrumu ir užfiksuotu bangos ilgio diapazonu daug kartų pranoko fotografinę emulsiją, praktiškai nenusileido jai raiška. CCD kamera gautą vaizdą buvo galima iš karto matyti kompiuterio ekrane ir lyginti su anksčiau gautais, o fotografuojant kūrimo, džiovinimo ir palyginimo procesas geriausiu atveju užtrukdavo vieną dieną. Vienintelis likęs fotografinių plokščių privalumas – galimybė fotografuoti didelius dangaus plotus – taip pat pasirodė nereikšmingas supernovų paieškoms: teleskopu su CCD kamera buvo galima atskirai nufotografuoti visas galaktikas, per vieną laiką krentančias ant fotoplokštės. palyginama su fotografine ekspozicija. Atsirado visiškai automatizuotų supernovų paieškos programų projektai, kuriuose teleskopas pagal anksčiau įvestą programą nukreipiamas į pasirinktas galaktikas, o gauti vaizdai kompiuteriu lyginami su anksčiau gautais. Tik aptikus naują objektą kompiuteris siunčia signalą astronomui, kuris išsiaiškina, ar tikrai buvo užfiksuotas supernovos sprogimas. Dešimtajame dešimtmetyje tokia sistema, naudojanti 80 cm atspindintį teleskopą, pradėjo veikti Licko observatorijoje (JAV).

Paprastų CCD kamerų prieinamumas astronomams mėgėjams lėmė tai, kad jie nuo vizualinių stebėjimų pereina prie CCD stebėjimų, o tada teleskopams su 20-30 cm objektyvais tampa prieinamos iki 18 ir net 19 balų dydžio žvaigždės. Dėl automatizuotų paieškų įdiegimo ir astronomų-mėgėjų, ieškančių supernovų naudojant CCD kameras, skaičiaus augimas privedė prie atradimų skaičiaus sprogimo: dabar per metus atrandama daugiau nei 100 supernovų, o bendras atradimų skaičius viršijo 1500. Pastaraisiais metais didžiausiuose teleskopuose, kurių veidrodžio skersmuo siekia 3–4 metrus, ieškoma labai tolimų ir silpnų supernovų. Paaiškėjo, kad supernovų, pasiekiančių maksimalų 23-24 balų ryškumą, tyrimai gali pateikti atsakymus į daugelį klausimų apie visos Visatos sandarą ir likimą. Per vieną stebėjimų naktį tokiais teleskopais, aprūpintais pažangiausiomis CCD kameromis, galima atrasti daugiau nei 10 tolimų supernovų! Žemiau esančiame paveikslėlyje parodyta keletas tokių supernovų vaizdų.

Beveik visos šiuo metu atrastos supernovos turi bent vieną spektrą, o daugelis žinojo šviesos kreives (ačiū ir astronomams mėgėjams). Taigi analizei prieinamos stebėjimo medžiagos kiekis yra labai didelis ir, atrodytų, visi klausimai apie šių grandiozinių reiškinių prigimtį turėtų būti išspręsti. Deja, kol kas taip nėra. Leiskite mums išsamiau apsvarstyti pagrindinius supernovų tyrinėtojų klausimus ir labiausiai tikėtinus atsakymus į juos šiandien.

Supernovos klasifikacija, šviesos kreivės ir spektrai

Prieš darant kokias nors išvadas apie fizinę reiškinio prigimtį, būtina visiškai suprasti jo pastebėtas apraiškas, kurios turi būti tinkamai klasifikuojamos. Natūralu, kad pats pirmasis supernovų tyrinėtojų klausimas buvo, ar jie yra vienodi, o jei ne – kuo skiriasi ir ar galima jas klasifikuoti. Jau pirmosios supernovos, kurias atrado Baade ir Zwicky, parodė reikšmingus jų šviesos kreivių ir spektrų skirtumus. 1941 metais R. Minkovskis pasiūlė suskirstyti supernovas į du pagrindinius tipus pagal spektrų prigimtį. I tipui jis priskyrė supernovas, kurių spektrai visiškai skyrėsi nuo visų tuo metu žinomų objektų spektrų. Labiausiai paplitusio Visatoje elemento – vandenilio – linijų visiškai nebuvo, visą spektrą sudarė platūs maksimumai ir minimumai, kurių nepavyko atpažinti, ultravioletinė spektro dalis buvo labai silpna. Supernovos buvo priskirtos II tipui, kurių spektrai tam tikrą panašumą su „įprastomis“ novomis parodė labai intensyviomis vandenilio emisijos linijomis, ultravioletinė jų spektro dalis yra šviesi.

I tipo supernovų spektrai išliko mįslingi tris dešimtmečius. Tik po to, kai Yu.P. Pskovskii parodė, kad juostos spektruose yra ne kas kita, kaip ištisinio spektro segmentai tarp plačių ir gana gilių sugerties linijų, I tipo supernovų spektrų identifikavimas pajudėjo į priekį. Buvo nustatytos kelios absorbcijos linijos, visų pirma pačios intensyviausios atskirai jonizuoto kalcio ir silicio linijos. Šių linijų bangos ilgiai pasislenka į violetinę spektro pusę dėl Doplerio efekto apvalkale, besiplečiančiame 10-15 tūkstančių km per sekundę greičiu. Itin sunku nustatyti visas I tipo supernovų spektro linijas, nes jos labai išsiplėtusios ir viena ant kitos uždėtos; be minėtų kalcio ir silicio, buvo galima nustatyti magnio ir geležies linijas.

Supernovų spektrų analizė leido padaryti svarbias išvadas: I tipo supernovos metu išmestuose apvalkaluose vandenilio beveik nėra; o II tipo supernovų apvalkalų sudėtis yra beveik tokia pati kaip saulės atmosferos. Korpusų plėtimosi greitis yra nuo 5 iki 15-20 tūkstančių km / s, fotosferos temperatūra yra apie maksimalią - 10-20 tūkstančių laipsnių. Temperatūra greitai krenta ir po 1-2 mėnesių pasiekia 5-6 tūkstančius laipsnių.

Supernovų šviesos kreivės taip pat skyrėsi: I tipo atveju jos visos buvo labai panašios, turi būdingą formą su labai sparčiu ryškumo padidėjimu iki maksimumo, kuris trunka ne ilgiau kaip 2-3 dienas, o ryškumas greitai sumažėjo 3 dydžiais. per 25–40 dienų ir vėlesnis lėtas skilimas, beveik tiesinis žvaigždžių dydžių skalėje, o tai atitinka eksponentinį šviesumo mažėjimą.

II tipo supernovų šviesos kreivės pasirodė daug įvairesnės. Kai kurios buvo panašios į I tipo supernovų šviesos kreives, tik su lėtesniu ir ilgesniu ryškumo kritimu iki linijinės „uodegos“ pradžios, kitose iškart po maksimumo prasideda beveik pastovaus ryškumo sritis – taigi. - vadinamas "plato", kuris gali trukti iki 100 dienų. Tada spindesys smarkiai krenta ir patenka į linijinę „uodegą“. Visos ankstyvosios šviesos kreivės buvo gautos iš fotografinių stebėjimų vadinamojoje fotografijos dydžių sistemoje, atitinkančioje įprastų fotografinių plokščių jautrumą (bangos ilgio intervalas 3500-5000 A). Netgi panaudojus fotovizualinę sistemą (5000–6000 A), be jos, buvo galima gauti svarbios informacijos apie supernovų spalvinio indekso (arba tiesiog „spalvos“) kitimą: paaiškėjo, kad po maksimumo tiek supernovų tipai nuolat „raudonuoja“, tai yra, pagrindinė spinduliuotės dalis pasislenka link ilgesnių bangų. Šis paraudimas sustoja tiesinio ryškumo mažėjimo stadijoje ir netgi gali būti pakeistas „mėlynesnėmis“ supernovomis.

Be to, I ir II tipo supernovos skyrėsi galaktikų, kuriose jos įsiliepsnojo, tipais. II tipo supernovos buvo aptiktos tik spiralinėse galaktikose, kuriose žvaigždės ir toliau formuojasi šiuo metu ir kuriose yra tiek mažos masės senų žvaigždžių, tiek jaunų, masyvių ir „trumpaamžių“ (tik kelis milijonus metų) žvaigždžių. I tipo supernovos išsiveržia tiek spiralinėse, tiek elipsinėse galaktikose, kuriose, kaip manoma, žvaigždžių formavimasis nebuvo intensyvus milijardus metų.

Tokia supernovų klasifikacija išliko iki devintojo dešimtmečio vidurio. Plačiojo CCD imtuvų naudojimo astronomijoje pradžia leido žymiai padidinti stebėjimo medžiagos kiekį ir kokybę. Šiuolaikinė įranga leido gauti silpnų, iki šiol neprieinamų objektų spektrogramas; daug didesniu tikslumu buvo galima nustatyti linijų intensyvumą ir plotį, spektruose registruoti silpnesnes linijas. CCD imtuvai, infraraudonųjų spindulių detektoriai ir erdvėlaivyje sumontuoti instrumentai leido stebėti supernovas visame optinės spinduliuotės diapazone nuo ultravioletinių iki tolimųjų infraraudonųjų spindulių; Taip pat buvo atlikti supernovų gama, rentgeno ir radijo stebėjimai.

Dėl to akivaizdžiai nustatyta dvejetainė supernovų klasifikacija pradėjo sparčiai keistis ir tapo sudėtingesnė. Paaiškėjo, kad I tipo supernovos toli gražu nėra tokios vienalytės, kaip atrodė. Šių supernovų spektruose buvo nustatyti reikšmingi skirtumai, iš kurių reikšmingiausias buvo pavieniui jonizuoto silicio linijos intensyvumas, stebimas esant maždaug 6100 A bangos ilgiui. Daugumai I tipo supernovų ši sugerties linija, esanti šalia ryškumo maksimumo, buvo labiausiai pastebimas spektro požymis, tačiau kai kurioms supernovoms jo praktiškai nebuvo, o helio sugerties linijos buvo intensyviausios.

Šios supernovos buvo pažymėtos Ib, o „klasikinės“ I tipo supernovos – Ia. Vėliau paaiškėjo, kad kai kurioms Ib supernovoms taip pat trūksta helio linijų, ir jos buvo vadinamos Ic tipu. Šie nauji supernovų tipai nuo „klasikinių“ Ia skyrėsi savo šviesos kreivėmis, kurios pasirodė gana įvairios, nors savo forma panašios į Ia supernovų šviesos kreives. Ib/c tipo supernovos taip pat pasirodė esąs radijo spinduliuotės šaltiniai. Visos jos buvo aptiktos spiralinėse galaktikose, regionuose, kur neseniai galėjo atsirasti žvaigždžių ir gana masyvios žvaigždės tebeegzistuoja ir šiandien.

Supernovų Ia šviesos kreivės raudonojo ir infraraudonojo spektro diapazonuose (juostos R, I, J, H, K) labai skyrėsi nuo anksčiau tirtų kreivių B ir V juostose. I filtre ir ilgesniuose bangos ilgiuose, tikra sekundė pasirodo maksimumas. Tačiau kai kurios Ia supernovos neturi šio antrojo maksimumo. Šios supernovos taip pat išsiskiria raudona spalva esant didžiausiam ryškumui, sumažintu šviesumu ir kai kuriomis spektrinėmis savybėmis. Pirmoji tokia supernova buvo SN 1991bg, o panašūs objektai iki šiol vadinami savotiškomis Ia supernovomis arba „1991bg tipo supernovomis“. Kitam supernovos tipui Ia, atvirkščiai, būdingas maksimalus padidėjęs šviesumas. Jiems būdingas mažesnis spektrų sugerties linijų intensyvumas. Jų „prototipas“ yra SN 1991T.

Dar aštuntajame dešimtmetyje II tipo supernovos pagal jų šviesos kreivių pobūdį buvo skirstomos į „linijines“ (II-L) ir „plato“ (II-P). Ateityje buvo pradėta atrasti vis daugiau supernovų II, kurios šviesos kreivėse ir spektruose parodė tam tikras ypatybes. Taigi, pagal šviesos kreives, dvi ryškiausios pastarųjų metų supernovos – 1987A ir 1993J – smarkiai skiriasi nuo kitų II tipo supernovų. Abu turėjo du maksimumus šviesos kreivėse: po protrūkio ryškumas sparčiai krito, tada vėl pradėjo kilti ir tik po antrojo maksimumo prasidėjo galutinis šviesumo mažėjimas. Priešingai nei Ia supernovos, antrasis maksimumas buvo pastebėtas visuose spektro diapazonuose, o SN 1987A jis buvo daug ryškesnis nei pirmasis ilgesniuose bangų ilgių diapazonuose.

Tarp spektrinių ypatybių dažniausiai ir pastebimiausia buvo buvimas kartu su plačiomis emisijos linijomis, būdingomis besiplečiantiems apvalkalams, taip pat siaurų emisijos arba sugerties linijų sistema. Šis reiškinys greičiausiai atsirado dėl to, kad prieš protrūkį žvaigždę supęs tankus apvalkalas, tokios supernovos buvo pavadintos II-n.

Supernovos statistika

Kaip dažnai prasiveržia supernovos ir kaip jos pasiskirsto galaktikose? Į šiuos klausimus turi atsakyti statistiniai supernovų tyrimai.

Atrodytų, atsakymas į pirmąjį klausimą gana paprastas: reikia pakankamai ilgai stebėti kelias galaktikas, suskaičiuoti jose pastebėtas supernovas ir padalyti supernovų skaičių iš stebėjimo laiko. Tačiau paaiškėjo, kad laikas, kurį apima gana reguliarūs stebėjimai, vis dar yra per trumpas, kad būtų galima daryti konkrečias išvadas dėl atskirų galaktikų: daugumoje buvo pastebėtas tik vienas ar du protrūkiai. Tiesa, kai kuriose galaktikose jau užregistruota gana daug supernovų: rekordininkė yra galaktika NGC 6946, kurioje nuo 1917 metų buvo aptiktos 6 supernovos. Tačiau šie duomenys nepateikia tikslių duomenų apie protrūkių dažnumą. Pirma, tikslus šios galaktikos stebėjimų laikas nežinomas, antra, mums beveik vienu metu vykstančius proveržius iš tikrųjų galėtų atskirti gana dideli laiko intervalai: juk supernovų šviesa galaktikos viduje keliauja skirtingais keliais, o jos. matmenys šviesmečiais yra daug didesni nei stebėjimo laikas. Kol kas galima gauti tik tam tikro galaktikų rinkinio blyksnių dažnio įvertinimą. Tam reikia naudoti supernovų paieškos stebėjimo duomenis: kiekvienas stebėjimas kiekvienai galaktikai suteikia tam tikrą „efektyvų sekimo laiką“, kuris priklauso nuo atstumo iki galaktikos, nuo ribinio paieškos masto ir nuo supernovos šviesos kreivės prigimtis. Skirtingų tipų supernovoms tos pačios galaktikos stebėjimo laikas bus skirtingas. Sujungus kelių galaktikų rezultatus, reikia atsižvelgti į jų masės ir šviesumo bei morfologinio tipo skirtumus. Šiuo metu įprasta rezultatus normalizuoti pagal galaktikų šviesumą ir sujungti tik panašių tipų galaktikų duomenis. Neseniai atliktas darbas, pagrįstas kelių supernovų paieškos programų duomenų sujungimu, davė tokius rezultatus: elipsinėse galaktikose stebimos tik Ia tipo supernovos, o „vidutinėje“ galaktikoje, kurios šviesumas yra 10 10 saulės šviesų, viena supernova įsiliepsnoja maždaug kartą per 500 metų. To paties šviesumo spiralinėje galaktikoje supernovos Ia blyksteli tik šiek tiek didesniu dažniu, tačiau prie jų pridedamos II ir Ib / c tipų supernovos, o bendras žybsnių dažnis yra maždaug kartą per 100 metų. Blyksnių dažnis yra maždaug proporcingas galaktikų šviesumui, tai yra, milžiniškose galaktikose jis yra daug didesnis: visų pirma, NGC 6946 yra spiralinė galaktika, kurios šviesumas yra 2,8 10 10 saulės šviesų, taigi apie tris blyksnius per 100 metų joje galima tikėtis, o joje pastebėtos 6 supernovos laikytinos ne itin dideliu nuokrypiu nuo vidutinio dažnio. Mūsų galaktika yra mažesnė nei NGC 6946, ir joje galima tikėtis vieno protrūkio vidutiniškai kas 50 metų. Tačiau žinoma, kad per pastarąjį tūkstantmetį Galaktikoje buvo pastebėtos tik keturios supernovos. Ar čia yra prieštaravimas? Pasirodo, ne – juk didžioji galaktikos dalis nuo mūsų uždaryta dujų ir dulkių sluoksniais, o Saulės kaimynystė, kurioje buvo pastebėtos šios 4 supernovos, sudaro tik nedidelę Galaktikos dalį.

Kaip supernovos pasiskirsto galaktikose? Žinoma, kol kas galima tirti tik apibendrintus pasiskirstymus, sumažintus iki kokios nors „vidutinės“ galaktikos, taip pat pasiskirstymus, susijusius su spiralinių galaktikų sandaros detalėmis. Šios dalys visų pirma apima spiralines svirtis; gana artimose galaktikose taip pat aiškiai matomi aktyvių žvaigždžių formavimosi regionai, išsiskiriantys jonizuoto vandenilio debesimis – H II sritis arba ryškiai mėlynų žvaigždžių spiečiais – OB asociacija. Pakartotinai kartojama, kai daugėja atrastų supernovų, erdvinio pasiskirstymo tyrimai davė tokius rezultatus. Visų tipų supernovų pasiskirstymai pagal atstumą nuo galaktikų centrų mažai skiriasi vienas nuo kito ir yra panašūs į šviesumo pasiskirstymą – tankis mažėja nuo centro iki kraštų pagal eksponentinį dėsnį. Supernovų tipų skirtumai pasireiškia pasiskirstyme pagal žvaigždžių formavimosi sritis: jei visų tipų supernovos telkiasi link spiralių, tai tik II ir Ib/c tipų supernovos koncentruojasi į H II sritis. Galima daryti išvadą, kad II arba Ib/c tipo pliūpsnį gaminančios žvaigždės gyvavimo laikas yra nuo 10 6 iki 10 7 metų, o Ia tipo – apie 10 8 metus. Tačiau Ia supernovos stebimos ir elipsinėse galaktikose, kuriose manoma, kad nėra jaunesnių nei 10 9 metų žvaigždžių. Yra du galimi šio prieštaravimo paaiškinimai: arba Ia supernovos sprogimų pobūdis spiralinėse ir elipsinėse galaktikose skiriasi, arba kai kuriose elipsinėse galaktikose vis dar formuojasi žvaigždės ir yra jaunesnių žvaigždžių.

Teoriniai modeliai

Remdamiesi stebėjimų duomenų visuma, mokslininkai padarė išvadą, kad supernovos sprogimas turėtų būti paskutinis žvaigždės evoliucijos etapas, po kurio ji nustoja egzistuoti ankstesne forma. Iš tiesų, supernovos sprogimo energija yra įvertinta 10 50–10 51 erg, o tai viršija tipines žvaigždžių gravitacinio susiejimo energijos vertes. Supernovos sprogimo metu išsiskiriančios energijos yra daugiau nei pakankamai, kad visiškai išsklaidytų žvaigždės materiją erdvėje. Kokios žvaigždės ir kada baigia savo gyvenimą supernovos sprogimu, koks procesų pobūdis lemia tokį milžinišką energijos išsiskyrimą?

Stebėjimo duomenys rodo, kad supernovos skirstomos į keletą tipų, kurios skiriasi chemine apvalkalų sudėtimi ir jų masėmis, energijos išsiskyrimo pobūdžiu ir ryšiu su įvairių tipų žvaigždžių populiacijomis. II tipo supernovos yra aiškiai susijusios su jaunomis, masyviomis žvaigždėmis, o jų apvalkaluose vandenilio yra dideli kiekiai. Todėl jų blyksniai laikomi paskutine žvaigždžių, kurių pradinė masė yra didesnė nei 8-10 Saulės masių, evoliucijos etapu. Tokių žvaigždžių centrinėse dalyse energija išsiskiria vykstant branduolių sintezės reakcijoms, pradedant nuo paprasčiausių – helio susidarymo sintezės metu vandenilio branduoliams ir baigiant geležies branduolių susidarymu iš silicio. Geležies branduoliai yra stabiliausi gamtoje, jiems susijungus energija neišsiskiria. Taigi, kai žvaigždės šerdis tampa geležine, energijos išsiskyrimas joje sustoja. Šerdis negali atsispirti gravitacinėms jėgoms ir greitai susitraukia – griūna. Žlugimo metu vykstantys procesai dar toli gražu nėra visiškai paaiškinti. Tačiau žinoma, kad jei visa žvaigždės šerdyje esanti medžiaga virsta neutronais, ji gali atsispirti traukos jėgoms. Žvaigždės šerdis virsta „neutronine žvaigžde“ ir griūtis sustoja. Tokiu atveju išsiskiria didžiulė energija, kuri patenka į žvaigždės apvalkalą ir priverčia ją pradėti plėstis, o tai matome kaip supernovos sprogimą. Jei žvaigždės evoliucija prieš tai įvyko „tyliai“, tada jos apvalkalo spindulys turėtų būti šimtus kartų didesnis už Saulės spindulį ir jame turėtų būti pakankamai vandenilio, kad paaiškintų II tipo supernovų spektrą. Jei didžioji dalis apvalkalo buvo prarasta evoliucijos metu artimoje dvejetainėje sistemoje ar kitu būdu, tai spektre vandenilio linijų nebus – pamatysime Ib arba Ic tipo supernovą.

Mažiau masyviose žvaigždėse evoliucija vyksta skirtingai. Sudeginus vandenilį, šerdis tampa heliu ir prasideda helio pavertimo anglimi reakcija. Tačiau šerdis nekaitinama iki tokios aukštos temperatūros, kad prasidėtų sintezės reakcijos, kuriose dalyvauja anglis. Branduolys negali išleisti pakankamai energijos ir susitraukia, tačiau tokiu atveju suspaudimą sustabdo branduolio medžiagoje esantys elektronai. Žvaigždės šerdis virsta vadinamąja „baltuoju nykštuku“, o apvalkalas erdvėje išsisklaido planetinio ūko pavidalu. Indijos astrofizikas S. Chandrasekharas parodė, kad baltoji nykštukė gali egzistuoti tik tada, kai jos masė yra mažesnė nei maždaug 1,4 Saulės masės. Jei baltoji nykštukė yra pakankamai artimoje dvejetainėje sistemoje, tada materija gali pradėti tekėti iš paprastos žvaigždės į baltąją nykštukę. Baltosios nykštukės masė palaipsniui didėja, o jai peržengus ribą, įvyksta sprogimas, kurio metu vyksta greitas termobranduolinis anglies ir deguonies degimas, kurie virsta radioaktyviuoju nikeliu. Žvaigždė visiškai sunaikinama, o besiplečiančiame apvalkale nikelis radioaktyviai skyla į kobaltą, o vėliau į geležį, kuri suteikia energijos apvalkalo švytėjimui. Taip sprogsta Ia tipo supernovos.

Šiuolaikiniai teoriniai supernovų tyrimai daugiausia yra skaičiavimai galingiausiais sprogstančių žvaigždžių modelių kompiuteriais. Deja, kol kas nepavyko sukurti modelio, kuris lemtų supernovos sprogimą ir jo pastebimas apraiškas iš vėlyvojo žvaigždžių evoliucijos etapo. Tačiau esami modeliai tinkamai apibūdina daugumos supernovų šviesos kreives ir spektrus. Dažniausiai tai yra žvaigždės apvalkalo modelis, į kurį „rankiniu būdu“ investuojama sprogimo energija, po kurios prasideda jos plėtimasis ir kaitinimas. Nepaisant didelių sunkumų, susijusių su fizinių procesų sudėtingumu ir įvairove, pastaraisiais metais šioje tyrimų kryptyje buvo pasiekta didelės sėkmės.

Supernovų poveikis aplinkai

Supernovos sprogimai turi stiprų ir įvairų poveikį aplinkinei tarpžvaigždinei terpei. Didžiuliu greičiu išmestas supernovos apvalkalas susigriebia ir suspaudžia jį supančias dujas. Galbūt tai gali paskatinti naujų žvaigždžių formavimąsi iš dujų debesų. Sprogimo energija tokia didelė, kad susintetinami nauji elementai, ypač sunkesni už geležį. Medžiaga, prisodrinta sunkiųjų elementų, dėl supernovos sprogimų pasklinda po visą galaktiką, todėl po supernovos sprogimų susiformavusiose žvaigždėse yra daugiau sunkiųjų elementų. Tarpžvaigždinė terpė „mūsų“ Paukščių Tako regione pasirodė taip prisodrinta sunkiųjų elementų, kad gyvybės atsiradimas Žemėje tapo įmanomas. Supernovos yra tiesiogiai atsakingos už tai! Supernovos, matyt, taip pat generuoja labai didelės energijos dalelių srautus – kosminius spindulius. Šios dalelės, per atmosferą prasiskverbdamos į Žemės paviršių, gali sukelti genetines mutacijas, dėl kurių Žemėje vyksta gyvybės raida.

Supernovos mums pasakoja apie visatos likimą

Supernovos, ypač Ia tipo supernovos, yra vieni ryškiausių į žvaigždes panašių objektų visatoje. Todėl su šiuo metu turima įranga galima tirti net labai tolimas supernovas.

Daug Ia supernovų buvo aptikta pakankamai arti galaktikos, kad atstumą iki jų galima nustatyti keliais būdais. Tiksliausiu šiuo metu laikomas atstumų nustatymas pagal tariamą tam tikro tipo ryškių kintamų žvaigždžių – cefeidų – ryškumą. Kosminio teleskopo pagalba Hablas atrado ir ištyrė daugybę cefeidų galaktikose, kurios yra maždaug 20 megaparsekų atstumu nuo mūsų. Pakankamai tikslūs atstumų iki šių galaktikų įvertinimai leido nustatyti jose plykstelėjusių Ia tipo supernovų šviesumą. Jei darysime prielaidą, kad tolimos supernovos Ia turi tokį patį vidutinį šviesumą, tada stebimas dydis esant didžiausiam šviesumui gali būti naudojamas atstumui iki jų įvertinti.

Supernovos gimimas

Dangus giedrą dieną apskritai yra gana nuobodus ir monotoniškas vaizdas: karštas Saulės kamuolys ir švari, begalinė erdvė, kartais papuošta debesimis ar retais debesimis.

Kitas dalykas – dangus be debesų naktį. Paprastai visa tai nusėta ryškiomis žvaigždžių grupėmis. Tuo pačiu reikia atsižvelgti į tai, kad naktiniame danguje plika akimi galima pamatyti nuo 3 iki 4,5 tūkstančio naktinių šviesulių. Ir jie visi priklauso Paukščių Takui, kuriame yra mūsų saulės sistema.

Pagal šiuolaikines koncepcijas žvaigždės yra karštų dujų kamuoliukai, kurių gelmėse vyksta termobranduolinis helio branduolių susiliejimas iš vandenilio branduolių, išskiriant milžinišką energijos kiekį. Būtent ji suteikia žvaigždžių šviesumą.

Arčiausiai mūsų esanti žvaigždė yra mūsų Saulė, nutolusi už 150 milijonų kilometrų. Tačiau žvaigždė Proxima Centauri, esanti šalia tolo, yra 4,25 šviesmečio atstumu nuo mūsų arba 270 tūkstančių kartų toliau nei Saulė.

Šiame rodiklyje yra žvaigždžių, kurios yra šimtus kartų didesnės už Saulę ir tiek pat kartų už ją prastesnės. Tačiau žvaigždžių masės skiriasi daug kuklesnėmis ribomis – nuo vienos dvyliktosios Saulės masės iki 100 jos masių. Daugiau nei pusė matomų žvaigždžių yra dvejetainės, o kartais ir trigubos sistemos.

Apskritai, mums matomų Visatoje žvaigždžių skaičių galima žymėti skaičiumi 125 000 000 000 su vienuolika papildomų nulių.

Dabar, kad būtų išvengta painiavos su nuliais, astronomai registruoja nebe atskirų žvaigždžių, o ištisų galaktikų, atsižvelgiant į tai, kad kiekvienoje iš jų vidutiniškai yra apie 100 milijardų žvaigždžių.

Amerikiečių astronomas Fritzas Zwicky pradėjo tikslinę supernovų paiešką.

Dar 1996 metais mokslininkai apskaičiavo, kad iš Žemės galima pamatyti 50 milijardų galaktikų. Pradėjus eksploatuoti Hablo kosminį teleskopą, kuriam netrukdo žemės atmosferos trukdžiai, matomų galaktikų skaičius šoktelėjo iki 125 mlrd.

Viską matančios šio teleskopo akies dėka astronomai įsiskverbė į tokias visatos gelmes, kad pamatė galaktikas, atsiradusias praėjus vos milijardui metų po Didžiojo sprogimo, pagimdžiusio mūsų Visatą.

Žvaigždėms apibūdinti naudojami keli parametrai: šviesumas, masė, spindulys ir atmosferos cheminė sudėtis, taip pat jos temperatūra. Naudodami daugybę papildomų žvaigždės savybių taip pat galite nustatyti jos amžių.

Kiekviena žvaigždė yra dinamiška struktūra, kuri gimsta, auga ir tada, sulaukusi tam tikro amžiaus, tyliai miršta. Bet būna ir taip, kad staiga sprogsta. Šis įvykis sukelia didelio masto pokyčius teritorijoje, esančioje šalia sprogusios žvaigždės.

Taigi po šio sprogimo kilęs trikdymas plinta milžinišku greičiu ir per kelias dešimtis tūkstančių metų užfiksuoja didžiulę erdvę tarpžvaigždinėje terpėje. Šiame regione temperatūra pakyla smarkiai, iki kelių milijonų laipsnių, žymiai padidėja kosminių spindulių tankis ir magnetinio lauko stiprumas.

Tokios sprogusios žvaigždės išmestos medžiagos savybės leidžia suformuoti naujas žvaigždes ir net ištisas planetų sistemas.

Dėl šios priežasties tiek supernovas, tiek jų liekanas astrofizikai tiria labai atidžiai. Juk informacija, gauta tiriant šį reiškinį, gali praplėsti žinias apie normalių žvaigždžių evoliuciją, apie procesus, vykstančius gimstant neutroninėms žvaigždėms, taip pat patikslinti tų reakcijų, kurios baigiasi sunkiųjų žvaigždžių susidarymu. elementai, kosminiai spinduliai ir kt.

Kadaise tas žvaigždes, kurių ryškumas staiga padidėjo daugiau nei 1000 kartų, astronomai vadino nova. Jie netikėtai pasirodė danguje, pakeisdami įprastą žvaigždynų konfigūraciją. Staiga padidėjus daugiausiai kelis tūkstančius kartų, jų ryškumas po kurio laiko smarkiai sumažėjo, o po kelerių metų jų ryškumas tapo toks pat silpnas kaip ir prieš sprogimą.

Pažymėtina, kad protrūkių, kurių metu žvaigždė išsilaisvina iš tūkstantosios masės ir kuri didžiuliu greičiu išmetama į kosmosą, dažnis yra laikomas vienu pagrindinių naujų žvaigždžių gimimo ženklų. Tačiau tuo pat metu, kad ir kaip keistai atrodytų, žvaigždžių sprogimai nesukelia reikšmingų jų struktūros pokyčių ar net jų sunaikinimo.

Kaip dažnai tokie įvykiai nutinka mūsų galaktikoje? Jei atsižvelgsime tik į tas žvaigždes, kurios savo ryškumu neviršijo 3 didumo, tai, remiantis istorinėmis kronikomis ir astronomų stebėjimais, per penkis tūkstančius metų buvo pastebėta ne daugiau kaip 200 ryškių blyksnių.

Tačiau pradėjus vykdyti kitų galaktikų tyrimus tapo akivaizdu, kad šiuose kosmoso kampeliuose pasirodančių naujų žvaigždžių ryškumas dažnai prilygsta visos galaktikos, kurioje atsiranda šios žvaigždės, šviesumui.

Žinoma, tokio ryškumo žvaigždžių pasirodymas yra nepaprastas įvykis ir visiškai nepanašus į paprastų žvaigždžių gimimą. Todėl dar 1934 metais amerikiečių astronomai Fritzas Zwicky ir Walteris Baade'as pasiūlė tas žvaigždes, kurių didžiausias ryškumas siekia įprastų galaktikų šviesumą, priskirti prie atskiros supernovų klasės ir ryškiausių žvaigždžių. Kartu reikia turėti omenyje, kad supernovų sprogimai dabartinėje mūsų Galaktikos būsenoje yra itin retas reiškinys, nutinkantis ne dažniau kaip kartą per 100 metų. Ryškiausi protrūkiai, užregistruoti kinų ir japonų traktatuose, įvyko 1006 ir 1054 m.

Po penkių šimtų metų, 1572 m., puikus astronomas Tycho Brahe pastebėjo supernovos sprogimą Kasiopėjos žvaigždyne. 1604 m. Johanesas Kepleris matė supernovos gimimą Ophiuchus žvaigždyne. Ir nuo to laiko tokių grandiozinių įvykių mūsų galaktikoje nebuvo pastebėta.

Galbūt taip yra dėl to, kad Saulės sistema mūsų Galaktikoje užima tokią poziciją, kad supernovų sprogimus iš Žemės optiniais instrumentais galima stebėti tik pusėje jos tūrio. Likusioje dalyje tam trukdo tarpžvaigždinė šviesos sugertis.

Ir kadangi kitose galaktikose šie reiškiniai vyksta maždaug tokiu pat dažniu kaip ir Paukščių Take, pagrindinė informacija apie supernovas protrūkio metu buvo gauta iš jų stebėjimų kitose galaktikose...

Pirmą kartą 1936 metais astronomai W. Baade ir F. Zwicky pradėjo tikslingai ieškoti supernovų. Per trejus metus trukusių stebėjimų skirtingose galaktikose mokslininkai atrado 12 supernovų sprogimų, kurie vėliau buvo nuodugnesni, naudojant fotometriją ir spektroskopiją.

Be to, pažangesnės astronominės įrangos naudojimas leido išplėsti naujai atrastų supernovų sąrašą. O automatizuotos paieškos įdiegimas lėmė tai, kad mokslininkai per metus aptinka daugiau nei šimtą supernovų. Iš viso per trumpą laiką užfiksuota 1500 šių objektų.

Pastaraisiais metais, pasitelkę galingus teleskopus, mokslininkai per vieną stebėjimų naktį aptiko daugiau nei 10 tolimų supernovų!

1999-ųjų sausį įvyko įvykis, sukrėtęs net šiuolaikinius astronomus, pripratusius prie daugybės Visatos „gudrybių“: kosmoso gelmėse užfiksuotas dešimt kartų ryškesnis blyksnis nei visi tie, kuriuos mokslininkai užfiksavo anksčiau. Ją pastebėjo du tyrimų palydovai ir Naujosios Meksikos kalnuose esantis teleskopas, aprūpintas automatine kamera. Šis unikalus reiškinys įvyko Bootes žvaigždyne. Kiek vėliau, tų pačių metų balandį, mokslininkai nustatė, kad atstumas iki blykstės buvo devyni milijardai šviesmečių. Tai yra beveik trys ketvirtadaliai visatos spindulio.

Astronomų atlikti skaičiavimai parodė, kad per kelias sekundes, per kurias truko blyksnis, išsiskyrė daug kartų daugiau energijos, nei Saulė pagamino per penkis milijardus savo gyvavimo metų. Kas sukėlė tokį neįtikėtiną sprogimą? Kokie procesai paskatino šį grandiozinį energijos išsiskyrimą? Mokslas dar negali konkrečiai atsakyti į šiuos klausimus, nors yra prielaida, kad susijungus dviem neutroninėms žvaigždėms gali susidaryti toks didžiulis energijos kiekis.

Šis tekstas yra įžanginė dalis. Iš knygos 100 didžiųjų astronautikos paslapčių autorius Slavinas Stanislavas Nikolajevičius

RNII gimimas Tuo tarpu Rusijos raketų mokslininkų gyvenime įvyko vienas svarbus įvykis. 1933 metų rudenį Dujų dinamikos laboratorija ir MosGIRD susijungė į vieną organizaciją – Reaktyvinių tyrimų institutą (RNII), todėl kai kurie

Iš knygos Tu ir tavo nėštumas autorius Autorių komanda

Iš knygos Moteris. Vadovas vyrams autorius Novoselovas Olegas Olegovičius

Iš knygos Geografiniai atradimai autorius Chvorostukhina Svetlana Aleksandrovna

Žemės gimimas Dabar sunku net įsivaizduoti laiką, kai Žemės planeta atrodė kaip didžiulis dulkėtas kamuolys, be augmenijos ir gyvų organizmų. Prireikė kelių milijardų metų, kol planetos paviršiuje atsirado gyvybė. Reikėjo daug daugiau

Iš knygos „Finougrų mitai“. autorius Petrukhinas Vladimiras Jakovlevičius

Iš knygos Slavų enciklopedija autorius Artemovas Vladislavas Vladimirovičius

Iš knygos Mes – slavai! autorius Semenova Marija Vasiljevna

Iš knygos „Mūsų kūno keistenybės“ – 2 pateikė Juanas Stevenas

1 SKYRIUS Gimimas „Alisos nuotykiuose stebuklų šalyje“ Lewisas Carrollas rašė: „Pradėkite nuo pradžių, – iškilmingai pasakė karalius, – ir tęskite tol, kol pasieksite pabaigą. Tada sustok“. Išmintingas žmogus kartą pasakė: „Pradžia visada lengva. Daug sunkiau, kas vyksta

Iš knygos Brangakmenių paslaptys autorius Starcevas Ruslanas Vladimirovičius

Gimimas ir kirpimas Žmogus, kuris nėra susipažinęs su juvelyrikos meno subtilybėmis, negali nuslėpti nusivylimo pamačius nešlifuotą smaragdą. Kur tyrumas ir skaidrumas, kur šviesos žaismas ir gili, nepakartojama šviesa, tarsi gyvenanti pačiame akmenyje ir šviečianti pačioje jo širdyje?

Iš knygos Kompiuteriniai teroristai [Naujausios technologijos požemio tarnyboje] autorius Revyako Tatjana Ivanovna

Virusų „gimimas“ Kompiuterinio viruso istorija, kaip taisyklė, yra informacija apie viruso sukūrimo (pirmojo aptikimo) vietą ir laiką; informacija apie kūrėjo tapatybę (jei ji patikimai žinoma); tariamos viruso „šeimos“ sąsajos; informacija, gauta iš

Iš autoriaus knygos Didžioji sovietinė enciklopedija (AN). TSB

Iš autoriaus knygos Didžioji sovietinė enciklopedija (PA). TSB

Iš knygos aš pažįstu pasaulį. Ginklas autorius Zigunenko Stanislavas Nikolajevičius

Brauningo gimimas Pats pirmasis savaime užsitaisantis pistoletas, kuris nebejautė revolverio išdėstymo įtakos, buvo sukurtas 1897 metais Belgijos nacionalinės karinių ginklų gamyklos Gerstalyje darbuotojo J. Browningo. Siekdamas sumažinti ginklų dydį, išradėjas

Iš knygos aš pažįstu pasaulį. Kriminalistika autorius Malashkina M.M.

Ką bendro turi degtukas ir supernova? Juodasis parakas buvo išrastas Kinijoje daugiau nei prieš 1000 metų. Kinai formulę laikė paslaptyje, tačiau 1242 metais anglų mokslininkas Rogeris Baconas ją visiems atskleidė. Bekonas buvo priverstas tai padaryti, kitaip jis būtų buvęs apkaltintas raganavimu ir

Iš knygos 1000 moterų sveikatos paslapčių autorė Foley Denise

Iš knygos Pasivaikščiojimai prieš Petrinę Maskvą autorius Besedina Marija Borisovna

Miesto gimimas Bet grįžkime į tuos laikus, kai visas šis vandens spindesys, dar neaptemdytas vartotojiško žmogaus požiūrio, ryškiai žėrėjo po saulės spinduliais. Tais laikais upės buvo ne tik natūralūs vandens tiekimo šaltiniai, ne tik „tiekėjos“.

1975 metų rugpjūčio 29 dieną danguje Cygnus žvaigždyne pasirodė supernova. Tokių šviesuolių spindesys blyksnio metu per kelias dienas padidėja dešimtimis žvaigždžių dydžių. Supernova savo ryškumu prilygsta visos galaktikos, kurioje ji išsiveržė, ryškumu ir netgi gali ją pranokti. Sudarėme žinomiausių supernovų pasirinkimą.

„Krabų ūkas“. Tiesą sakant, tai ne žvaigždė, o jos likutis. Jis yra Jaučio žvaigždyne. Krabo ūkas liko po supernovos sprogimo, pavadinto SN 1054, įvykusio 1054 m. Blyksnis buvo matomas 23 dienas plika akimi, net ir dieną. Ir tai nepaisant to, kad jis yra maždaug 6500 šviesmečių (2 kpc) atstumu nuo Žemės.

Dabar ūkas plečiasi maždaug 1500 kilometrų per sekundę greičiu. Krabo ūkas gavo savo pavadinimą iš astronomo Williamo Parsonso piešinio, 1844 m. naudojant 36 colių teleskopą. Šiame eskize ūkas buvo labai panašus į krabą.

SN 1572 (Supernova Tycho Brahe). Jis įsiliepsnojo Kasiopėjos žvaigždyne 1572 m. Tycho Brahe aprašė savo pastebėjimus iš žvaigždės, kurią matė.

Vieną vakarą, kai, kaip įprasta, apsidairiau po dangų, kurio vaizdas man taip gerai pažįstamas, mano neapsakomai nuostabai, netoli zenito Kasiopėjoje pamačiau ryškią neįprasto dydžio žvaigždę. Nustebintas atradimo nežinojau, ar tikėti savo akimis. Pagal blizgesį ją būtų galima palyginti su Venera, kai pastaroji yra arčiausiai Žemės. Geru regėjimu žmonės šią žvaigždę galėjo atskirti giedrame danguje dieną, net vidurdienį. Naktį, kai dangus buvo debesuotas, kai kitos žvaigždės buvo paslėptos, naujoji žvaigždė liko matoma per gana storus debesis.

SN 1604 arba Keplerio supernova. Jis iškilo 1604 m. rudenį Ophiuchus žvaigždyne. Ir šis šviestuvas yra maždaug 20 000 šviesmečių nuo Saulės sistemos. Nepaisant to, po protrūkio jis buvo matomas danguje maždaug metus.

SN 1987A išsiveržė Didžiajame Magelano debesyje, nykštukinėje Paukščių Tako palydovinėje galaktikoje. Blyksnio šviesa Žemę pasiekė 1987 metų vasario 23 dieną. Tų metų gegužę žvaigždę buvo galima pamatyti plika akimi. Didžiausias matomas dydis buvo +3:185. Tai artimiausias supernovos sprogimas nuo teleskopo išradimo. Ši žvaigždė tapo pirmąja ryškiausia XX a.

SN 1993J yra antra pagal ryškumą XX amžiaus žvaigždė. Jis išsiveržė 1993 metais spiralinėje galaktikoje M81. Tai dviguba žvaigždė. Tai spėjo mokslininkai, kai, užuot palaipsniui išblukę, sprogimo produktai ėmė keistai didinti savo ryškumą. Tada tapo aišku: paprasta raudona supermilžinė žvaigždė negali virsti tokia neįprasta supernova. Buvo daroma prielaida, kad išsiliejęs supermilžinas buvo suporuotas su kita žvaigžde.

1975 metais Cygnus žvaigždyne sprogo supernova. 1975 metais Cygnus uodegoje įvyko toks galingas sprogimas, kad supernova buvo matoma plika akimi. Taip ją Krymo stotyje pastebėjo astronomas studentas Sergejus Šugarovas. Vėliau paaiškėjo, kad jo žinutė jau šeštoji. Pirmą kartą, aštuonias valandas prieš Šugarovą, Japonijos astronomai pamatė žvaigždę. Naująją žvaigždę be teleskopų buvo galima pamatyti keletą naktų: ji ryški tik nuo rugpjūčio 29 iki rugsėjo 1 dienos. Tada ji pagal spindesį tapo eiline trečio dydžio žvaigžde. Tačiau per savo švytėjimą naujoji žvaigždė sugebėjo ryškumu pranokti Alpha Cygnus. Tokių ryškių naujų žvaigždžių stebėtojai nematė nuo 1936 m. Žvaigždė buvo pavadinta Nova Cygnus 1975, V1500 Cygni, o 1992 metais tame pačiame žvaigždyne įvyko dar vienas protrūkis.

Jau XXI amžiuje sprogo žvaigždė, kuri tapo ryškiausia supernova per visą stebėjimų istoriją – SN 2006gy. 2006 m. rugsėjo 18 d. įvykęs sprogimas galaktikoje NGC 1260. Jo ryškumas maždaug dviem dydžiais viršijo įprastų supernovų ryškumą, todėl buvo galima daryti prielaidą, kad ji priklauso naujai tokių procesų klasei – hipernovoms. Mokslininkai pasiūlė keletą teorijų apie tai, kas atsitiko: kvarko žvaigždės susidarymas, daugkartinis žvaigždės sprogimas, dviejų masyvių žvaigždžių susidūrimas.

Jauniausia supernova mūsų galaktikoje yra G1.9+0.3. Jis yra maždaug už 25 000 šviesmečių ir yra Šaulio žvaigždyne Paukščių Tako centre. Supernovos liekanų plėtimosi greitis yra precedento neturintis – daugiau nei 15 tūkstančių kilometrų per sekundę (tai 5% šviesos greičio). Ši žvaigždė mūsų galaktikoje įsiliepsnojo maždaug prieš 25 000 metų. Žemėje jo sprogimą buvo galima stebėti apie 1868 m.

Stebėdami prieš šešerius metus išsiveržusios supernovos likučius, astronomai nustebo sprogimo vietoje pastebėję naują žvaigždę, apšviečiančią aplinkinį medžiagos debesį. Žurnale pateikiamos mokslininkų išvados AstrofizinisŽurnalaslaiškus .

„Mes niekada anksčiau nematėme, kad tokio tipo sprogimas išliktų taip ilgai ryškus, jei jis neturėjo jokios sąveikos su žvaigždės išmestu vandeniliu prieš katastrofą. Tačiau šios supernovos stebėjimuose nėra vandenilio ženklo“, – sako Danas Milisavlevichas, pagrindinis tyrimo autorius iš Purdue universiteto (JAV).

Skirtingai nuo daugelio žvaigždžių sprogimų, kurie išnyksta, SN 2012au ir toliau šviečia dėl galingo naujagimio pulsaro. Autoriai: NASA, ESA ir J. DePasquale

Žvaigždžių, žinomų kaip supernovos, sprogimai gali būti tokie ryškūs, kad pranoksta galaktikas, kuriose jos yra. Paprastai jie visiškai „išnyksta“ per kelis mėnesius ar metus, tačiau kartais sprogimo likučiai „sugriūva“ į vandenilio turtingus dujų debesis ir vėl tampa šviesūs. Bet ar jie gali vėl spindėti be jokio išorės trukdymo?

Didelėms žvaigždėms sprogus, jų vidus „susiriečia“ iki taško, kai visos dalelės tampa neutronais. Jei susidariusi neutroninė žvaigždė turi magnetinį lauką ir sukasi pakankamai greitai, ji gali virsti pulsaro vėjo ūku. Greičiausiai taip nutiko SN 2012au, esančiam galaktikoje NGC 4790 Mergelės žvaigždyno kryptimi.

„Kai pulsaro ūkas pakankamai ryškus, jis veikia kaip lemputė, apšviečianti išorinį ankstesnio sprogimo išmetimą. Žinojome, kad supernovos gamina greitai besisukančias neutronines žvaigždes, bet niekada neturėjome tiesioginių šio unikalaus įvykio įrodymų“, – pridūrė Danas Milisavlevichas.

NASA Chandra observatorijos padarytas pulsaro vaizdas burėse. Autoriai: NASA

SN 2012au iš pradžių pasirodė neįprastas ir keistas daugeliu atžvilgių. Nors sprogimas nebuvo pakankamai ryškus, kad jį būtų galima priskirti „superluminal“ supernovai, jis buvo nepaprastai energingas ir ilgaamžis.

„Jei sprogimo centre bus sukurtas pulsaras, jis gali išstumti ir net pagreitinti dujas, taigi po kelerių metų galėsime pamatyti, kaip deguonies turtingos dujos „bėga“ nuo SN 2012au sprogimo“, Danas Milisavlevičius paaiškino.

Plakanti Krabo ūko širdis. Jo centre yra pulsaras. Autoriai: NASA/ESA

Superluminal supernovos yra aptariama tema astronomijoje. Jie yra potencialūs gravitacinių bangų, taip pat gama spindulių pliūpsnių ir greitų radijo pliūpsnių šaltiniai. Tačiau norint suprasti, kas vyksta už šių įvykių, stebimi sudėtingi stebėjimai, ir tik naujos kartos teleskopai padės astronomams atskleisti šių žybsnių paslaptis.

„Tai esminis procesas visatoje. Mūsų čia nebūtų, jei ne supernovos. Šių katastrofiškų įvykių metu susidaro daug gyvybei reikalingų elementų, įskaitant kalcį, deguonį ir geležį. Manau, kad mums, kaip Visatos piliečiams, svarbu suprasti šį procesą“, – apibendrino Danas Milisavlevičius.