Iz česa je narejena supernova. Supernova - smrt ali začetek novega življenja? eksplozija supernove

Nevtrinska fizika se hitro razvija. Pred mesecem dni je bila napovedana registracija nevtrinov iz izbruha gama žarkov, ki je ključni dogodek v nevtrinski astrofiziki.
V tem članku bomo govorili o registraciji nevtrinov iz supernov. Nekoč je človeštvo že imelo srečo, da jih je odkrilo.
Povedal vam bom nekaj o tem, kakšne živali so te "supernove", zakaj oddajajo nevtrine, zakaj je tako pomembno, da te delce registriramo, in končno, kako to poskušajo narediti s pomočjo observatorijev na Južni tečaj, na dnu Sredozemskega morja in Bajkala, pod gorami Kavkaza in v Alpah.
Na poti spoznavamo, kaj je “urka proces” – kdo komu kaj krade in zakaj.

Po zelo dolgem premoru nadaljujem serijo člankov o fiziki nevtrinov. V prvi publikaciji smo govorili o tem, kako je tak delec sploh izumljen in kako je bil registriran, v kateri sem govoril o neverjetnem pojavu nevtrinskih nihanj. Danes bomo govorili o delcih, ki prihajajo k nam izven sončnega sistema.

Na kratko o supernovah

Zvezde, ki jih vidimo na nočnem nebu, ne ostanejo večno v istem stanju. Tako kot vse, kar nas obdaja na Zemlji, se rodijo, dolgo svetijo, a na koncu ne morejo več vzdrževati prejšnjega gorenja in umrejo. Evo, kako bi lahko izgledala življenjska pot zvezde na primeru Sonca:

(Z) . Življenjski cikel sonca

Kot je razvidno, se bo Sonce ob koncu svojega življenja hitro povečevalo vse do Zemljine orbite. Toda finale bo dovolj miren - lupina se bo odvrgla in postala čudovita planetarna meglica. V tem primeru se bo jedro zvezde spremenilo v belo pritlikavko - kompakten in zelo svetel predmet.

Toda vse zvezde ne končajo svoje poti tako mirno kot Sonce. Pri dovolj veliki masi (> 6-7 sončnih mas) lahko pride do eksplozije pošastne moči, ki se bo imenovala eksplozija supernove.

Zakaj eksplozija?

Gorivo za zvezde je vodik. Med življenjem zvezde se s sproščanjem energije spremeni v helij. Od tod se jemlje energija za sijaj zvezd. Sčasoma se vodik konča in helij se že začne obračati naprej vzdolž periodnega sistema v težje elemente. Takšen proces poudari več energije in zgornje plasti zvezde začnejo nabrekati, zvezda postane rdeča in se močno razširi. Toda preoblikovanje elementov ni neskončno, v stabilnem načinu lahko doseže le železo. Poleg tega proces ni več energetsko ugoden. In zdaj imamo ogromno, ogromno zvezdo z železnim jedrom, ki skoraj ne sveti, kar pomeni, da ni lahkega pritiska od znotraj. Zgornje plasti začnejo hitro padati na jedro.

In tu sta možna dva scenarija. Snov lahko tiho in mirno, brez kakršnega koli vrtenja in obotavljanja, pade na jedro. Ampak ne pozabite, da vam pogosto uspe izprazniti vodo iz kadi / umivalnika, tako da se ne oblikuje lijak? Najmanjše nihanje in snov se bo zavrtela, prišlo bo do nihanj, nestabilnosti ...

Tehnično je možen superstabilen scenarij, dva sta bila celo opažena. Zvezda se je širila in širila ter nenadoma izginila. A bolj zanimivo je, ko se zvezda prodaja!

Simulacija kolapsa jedra težke zvezde.
Večmesečno delo več superračunalnikov je omogočilo oceno, kako natančno bodo nastajale in razvijale nestabilnosti v jedru zvezde, ki se skrči.

Omenjeno je bilo že, da lahko v jedrih zvezd nastanejo elementi le do železa. Od kod torej preostala atomska jedra v vesolju? V procesu eksplozije supernove nastanejo pošastne temperature in tlaki, ki omogočajo sintezo težkih elementov. Če sem iskren, me dejstvo, da so vsi atomi, ki jih vidimo okoli sebe, nekoč goreli v središču zvezd, še vedno močno šokira. In dejstvo, da so se morala vsa jedra, težja od železa, roditi v eksploziji supernove, je na splošno nerazumljivo.

Na splošno lahko obstaja še en razlog za eksplozijo. Par zvezd se vrti okoli skupnega središča, od katerih je ena beli škrat. Počasi ukrade snov partnerske zvezde in poveča njeno maso. Če nenadoma nase potegne veliko snovi, bo neizogibno eksplodirala – vse snovi preprosto ne more zadržati na površini. Takšen blisk je bil poimenovan in je imel ključno vlogo pri definiciji v vesolju. Toda takšni izbruhi skoraj ne proizvajajo nevtrinov, zato se bomo v nadaljevanju osredotočili na eksplozije masivnih zvezd.

Urka proces ali kdo krade energijo

Čas je, da preidemo na nevtrine. Problem pri ustvarjanju teorije eksplozij supernov je bil, kot se pogosto zgodi, povezan z zakonom o ohranjanju energije. Debetno/kreditno stanje se vztrajno ni zbliževalo. Jedro zvezde bi moralo preprosto oddajati ogromno energije, a na kakšen način? Če oddajate navadno svetlobo (fotone), se bodo zataknili v zunanjih lupinah jedra. Iz jedra Sonca se fotoni zbirajo na površje desetine ali celo stotine milijonov let. In v primeru supernove sta tlak in gostota za rede velikosti višji.

Rešitve sta našla Georgy Gamov in Mario Schoenberg. Nekoč, ko je bil v Riu de Janeiru, je Gamow igral ruleto. Ko je opazoval, kako se denar spremeni v žetone in nato lastnika pusti brez kakršnega koli odpora, se mu je zazdelo, kako bi lahko isti mehanizem uporabil za zvezdni kolaps. Energija mora iti v nekaj, kar je zelo šibko v interakciji. Kot ste morda uganili, je tak delec nevtrino.

Igralnica, kamor je prišel tak vpogled, se je imenovala "Urca" (Casino-da-Urca). Z lahkotno roko Gamowa je ta proces postal znan kot proces Urca. Po mnenju avtorja modela izključno v čast igralnice. Obstaja pa močan sum, da je šaljivec Gamov iz Odese in plemeniti trol v ta koncept vnesel še en pomen.

Torej, nevtrino ukrade levji delež energije eksplodirajoči zvezdi. Samo po zaslugi teh delcev je mogoča sama eksplozija.

Kakšne nevtrine čakamo? Zvezda, tako kot nam znana snov, je sestavljena iz protonov, nevtronov in elektronov. Da bi izpolnili vse zakone o ohranjanju: električni naboj, količina snovi/antimaterije, je rojstvo elektronskega nevtrina najverjetneje.

Zakaj so nevtrini iz supernov tako pomembni?

Skoraj vso zgodovino astronomije so ljudje preučevali vesolje le s pomočjo dohodnih elektromagnetnih valov. Nosijo veliko informacij, a veliko ostaja skrito. Fotoni se zlahka razpršijo v medzvezdnem mediju. Za različne valovne dolžine sta medzvezdni prah in plin neprozorna. Navsezadnje so zvezde same za nas popolnoma nepregledne. Po drugi strani pa je nevtrino sposoben prinesti informacije iz samega epicentra dogajanja, ki pripoveduje o procesih z norimi temperaturami in tlaki - s pogoji, ki jih v laboratoriju verjetno ne bomo nikoli dobili.

Vemo dovolj malo, kako se materija obnaša pod takšnimi transcendentnimi režimi, kot so doseženi v jedru eksplodirajoče zvezde. Tu se prepletajo vse veje fizike: hidrodinamika, fizika delcev, kvantna teorija polja, teorija gravitacije. Vsaka informacija "od tam" bi nam zelo pomagala pri širjenju našega znanja o svetu.

Predstavljajte si, da je svetilnost eksplozije v nevtrinu 100 (!)-krat večja kot v optičnem območju. Bilo bi neverjetno zanimivo dobiti toliko informacij. Nevtrinsko sevanje je tako močno, da bi ti delci, ki skoraj ne delujejo, ubili človeka, če bi bil v bližini eksplozije. Ne sama eksplozija, ampak izključno nevtrino! Delec, ki se po letenju zagotovo ustavi

kilometrov v svincu - 10 milijonov krat večji od polmera Zemljine orbite.

Velik bonus je, da naj nevtrini pridejo k nam še pred svetlobnim signalom! Navsezadnje fotoni potrebujejo veliko časa, da zapustijo jedro zvezde, medtem ko bodo nevtrini neovirano prehajali skozenj. Napredek lahko doseže cel dan. Tako bo nevtrinski signal sprožilec za preusmeritev vseh razpoložljivih teleskopov. Točno bomo vedeli, kje in kdaj iskati. Toda prvi trenutki eksplozije, ko se svetlost eksponentno dviga in pada, so za znanost najpomembnejši in najbolj zanimivi.

Kot smo že omenili, je eksplozija supernove nemogoča brez izbruha nevtrinov. Brez tega se težki kemični elementi preprosto ne morejo oblikovati. Toda brez bliskavice - popolnoma
. V tem primeru bo nevtrino naš edini vir informacij o tem edinstvenem procesu.

Supernova 1987

Sedemdeseta leta je zaznamovala hitra rast teorij velikega združevanja. Vse štiri temeljne sile so sanjale, da bi jih združil en sam opis. Takšni modeli so imeli zelo nenavadno posledico – običajni proton je moral razpadti.

Za iskanje tega redkega dogodka je bilo izdelanih več detektorjev. Med njimi je močno izstopala instalacija Kamiokande, ki se nahaja v gorah Japonske.

Kamiokande detektor.

Ogromen rezervoar za vodo je naredil najbolj natančne meritve za tisti čas, a ... ni našel ničesar. Ta leta so bila le zora nevtrinske fizike. Kot se je izkazalo, je bila sprejeta zelo daljnovidna odločitev, da nekoliko izboljšajo inštalacijo in se preusmerijo na nevtrine. Namestitev so izboljšali, nekaj let so se borili z motečimi procesi v ozadju, v začetku leta 1987 pa so začeli prejemati dobre podatke.

Signal supernove SN1987a v detektorju Kamiokande II. Vodoravna os je čas v minutah. .

Izjemno kratek in jasen signal. Naslednji dan astronomi poročajo o eksploziji supernove v Magellanovem oblaku, satelitu naše galaksije. To je bilo prvič, da so astrofiziki lahko opazovali razvoj izbruha od njegovih najzgodnejših stopenj. Svoj maksimum je dosegel šele maja, nato pa je začel počasi bledeti.

Kamiokande je proizvedel ravno tisto, kar je bilo pričakovano videti iz supernove - elektronske nevtrine. Toda novi detektor šele začenja zbirati podatke... To je sumljivo. Na srečo takrat ni bil edini detektor nevtrinov.

V ameriških rudnikih soli so postavili detektor IMB. Po svoji logiki dela je bil podoben Kamiokandeju. Ogromna kocka, napolnjena z vodo in obdana s fotosenzorji. Hitro leteči delci začnejo žareti in to sevanje zaznajo ogromni fotopomnoževalci.

Detektor IMB v nekdanjem rudniku soli v ZDA.

Nekaj besed je treba povedati o fiziki kozmičnih žarkov v ZSSR. Tu se je razvila zelo močna šola fizike ultravisokih energijskih žarkov. Vadim Kuzmin je v svojih delih prvi pokazal izjemen pomen preučevanja delcev, ki prihajajo iz vesolja - v laboratoriju je malo verjetno, da bomo kdaj prejeli takšne energije. Pravzaprav je njegova skupina postavila temelje sodobne fizike ultravisokih energijskih žarkov in nevtrinske astrofizike.

Seveda takšnih študij ni bilo mogoče omejiti na teorijo in od začetka 80-ih let dva eksperimenta naenkrat zbirata podatke o Baksanu (Kavkaz) pod goro Andyrchi. Eden od njih je osredotočen na preučevanje sončnih nevtrinov. Imel je pomembno vlogo pri reševanju problema sončnih nevtrinov in odkrivanju nevtrinskih nihanj. O tem sem govoril v prejšnjem. Drugi, nevtrinski teleskop, je bil zgrajen posebej za odkrivanje ogromnih energijskih nevtrinov, ki prihajajo iz vesolja.

Teleskop je sestavljen iz treh plasti rezervoarjev za kerozin, od katerih je vsaka opremljena s fotodetektorjem. Ta nastavitev je omogočila rekonstrukcijo sledi delcev.

Ena od plasti nevtrinskega teleskopa na nevtrinskem observatoriju Baksan

Tako so trije detektorji videli nevtrine iz supernove - samozavesten in izjemno uspešen začetek nevtrinske astrofizike!

Nevtrine so registrirali trije detektorji: Super-Kamiokande v gorah Japonske, IMB v ZDA in v soteski Baksan na Kavkazu.

In tako se je z leti spreminjala planetarna meglica, ki jo je tvorila lupina zvezde, ki jo je odvrgla med eksplozijo.

Enkratna promocija oz.

Vprašanje je povsem naravno – kako pogosto bomo imeli tako »srečo«. Žal ne veliko. opazovanje pravi, da je prejšnja supernova v naši galaksiji eksplodirala leta 1868, vendar je niso opazili. In zadnji od teh je bil odkrit že leta 1604.

Ampak! Vsako sekundo nekje v vesolju je blisk! Daleč, a pogosto. Takšne eksplozije ustvarijo razpršeno ozadje, ki je nekoliko podobno sevanju ozadja. Prihaja iz vseh smeri in je skoraj konstanten. Dokaj uspešno lahko ocenimo intenzivnost in energije, s katerimi iščemo takšne dogodke.

Slika prikazuje tokove iz vseh nam znanih virov nevtrinov:

. Spekter nevtrinov na Zemlji iz vseh možnih virov.

Burgundska krivulja zgoraj je nevtrino iz supernove iz leta 1987, spodaj pa je fotografija zvezd, ki eksplodirajo vsako sekundo v vesolju. Če smo dovolj občutljivi in lahko te delce ločimo od tistega, kar prihaja na primer iz Sonca ali iz reaktorjev, je registracija povsem možna.

Poleg tega je Super-Kamiokande že dosegel potrebno občutljivost. Moral ga je izboljšati za red velikosti. Trenutno je detektor odprt, na profilaksi, nato pa mu bodo dodali novo učinkovino, ki bo bistveno izboljšala njegovo učinkovitost. Zato bomo še naprej opazovali in čakali.

Kako zdaj iščejo nevtrine iz supernov

Za iskanje dogodkov iz eksplozij zvezd je mogoče uporabiti dve vrsti detektorjev.

Prvi je detektor Čerenkov. Potreboval bo velik volumen prozorne goste snovi - vode ali ledu. Če se delci, ki jih rojevajo nevtrini, premikajo s hitrostjo, ki je večja od hitrosti svetlobe v mediju, bomo videli šibek sij. Ostaja samo namestitev fotodetektorjev. Od minusov te metode - vidimo le dokaj hitre delce, vse, kar je manj od določene energije, nam uide.

Tako sta delovala že omenjeni IMB in Kamiokande. Slednji je bil nadgrajen v Super-Kamiokande in postal ogromen 40-metrski valj s 13.000 fotosenzorji. Zdaj je detektor odprt po 10 letih zbiranja podatkov. Zatesnjen bo z puščanjem, očiščen bakterij in dodan z malo nevtronsko občutljive snovi in bo spet v pogonu.

Super-Kamiokande za preprečevanje. Več obsežnih fotografij in videoposnetkov.

Uporabite lahko isto metodo zaznavanja, vendar namesto umetnih akvarijev uporabite naravne rezervoarje. Na primer, najčistejše vode Bajkalskega jezera. Tam zdaj namestijo teleskop, ki bo pokrival dva kubična kilometra vode. To je 40-krat večje od Super Kamiokande. A tam ni tako priročno postaviti detektorjev. Običajno se uporablja girlanda kroglic, v katero je vstavljenih več fotosenzorjev.

Zelo podoben koncept se izvaja v Sredozemskem morju, kjer je zgrajen in deluje detektor Antares, predvidena je izgradnja ogromnega KM3Neta, ki bo gledal kocko. kilometer morske vode.

Vse bi bilo v redu, a v morju plava veliko živih bitij. Posledično je treba razviti posebne nevronske mreže, ki bodo razlikovale nevtrinske dogodke od plavajočih rib.

Toda z vodo vam ni treba eksperimentirati! Antarktični led je precej pregleden, vanj je lažje namestiti detektorje, tako mrzlo še ne bi bilo ... Detektor IceCube deluje na južnem tečaju - girlande fotosenzorjev so spajkane v debelino kubičnega kilometra ledu, ki iščejo sledi nevtrinskih interakcij v ledu.

Ilustracija dogodka v detektorju IceCube.

Zdaj pa pojdimo na drugo metodo. Namesto vode lahko uporabite aktivno snov - scintilator. Te snovi same zažarijo, ko skozi njih preide nabiti delec. Če zberete veliko kopel takšne snovi, dobite zelo občutljivo namestitev.

Detektor Borexino v Alpah na primer porabi slabih 300 ton aktivne snovi.

Kitajski DayaBay uporablja 160 ton scintilatorja.

A tudi kitajski poskus JUNO se pripravlja na rekord, ki bo vseboval kar 20.000 ton tekočega scintilatorja.

Kot lahko vidite, zdaj deluje ogromno eksperimentov, pripravljenih za odkrivanje nevtrinov iz supernove. Navedel sem le nekaj izmed njih, da vas ne bom zasipal s kopico podobnih fotografij in diagramov.

Omeniti velja, da pričakovanje supernove ni glavni cilj za vse. KamLand in Borexino sta na primer zgradila odlične vire antinevtrinov na Zemlji – predvsem reaktorje in radioaktivne izotope v črevesju; IceCube nenehno opazuje ultravisoke nevtrinske nevtrine iz vesolja; SuperKamiokande preučuje nevtrine iz Sonca, iz atmosfere in iz bližnjega pospeševalnika J-PARC.

Da bi nekako združili te poskuse, so bili razviti celo sprožilci in opozorila. Če eden od detektorjev vidi nekaj, kar je videti kot dogodek supernove, takoj pride signal do drugih naprav. Takoj so opozorjeni tudi gravitacijski teleskopi in optične observatorije, ki svoje instrumente preusmerijo v smer sumljivega vira. Celo amaterski astronomi se lahko prijavijo na opozorila in z malo sreče lahko prispevajo k tej raziskavi.

Toda, kot pravijo kolegi iz Borexina, pogosto signal iz supernove povzroči čistilec, ki je bil med kabli ...

Kaj pričakujemo, če bomo imeli malo sreče? Število dogodkov je zelo odvisno od glasnosti detektorja in se giblje od negotovih 100 do naleta milijonov dogodkov. Kaj lahko rečemo o poskusih naslednje generacije: Hyper-Kamiokande, JUNO, DUNE - postali bodo večkrat bolj občutljivi.

Kaj bi videli zdaj v primeru eksplozije supernove v naši galaksiji.

Jutri lahko v galaksiji izbruhne supernova in pripravljeni bomo sprejeti sporočilo iz samega epicentra pošastne eksplozije. Kot tudi usklajevanje in usmerjanje razpoložljivih optičnih teleskopov in detektorjev gravitacijskih valov.

P.S. Posebej bi se rad zahvalil ‘u, ki si dal moralni udarec za pisanje članka. Toplo vam svetujem, da se naročite, če vas zanimajo novice/fotografije/memi iz sveta fizike delcev.

Starodavne kronike in kronike nam pripovedujejo, da so se občasno na nebu nenadoma pojavile zvezde izjemno velike svetlosti. Hitro so se povečale v svetlosti, nato pa so počasi, več mesecev, zbledele in prenehale biti vidne. Skoraj največje svetlosti so bile te zvezde vidne tudi podnevi. Najsvetlejša izbruha sta bila leta 1006 in 1054, informacije o tem pa vsebujejo kitajske in japonske razprave. Leta 1572 je taka zvezda vnela v ozvezdju Kasiopeje in jo je opazil izjemni astronom Tycho Brahe, leta 1604 pa je podoben izbruh v ozvezdju Ophiuchus opazil Johannes Kepler. Od takrat, v štirih stoletjih »teleskopske« dobe v astronomiji, ni bilo opaziti nobenih tovrstnih izbruhov. Vendar pa so z razvojem opazovalne astronomije raziskovalci začeli zaznavati precej veliko število podobnih izbruhov, čeprav niso dosegli zelo visoke svetlosti. Te zvezde, ki so se nenadoma pojavile in kmalu, kot da bi izginile brez sledu, so se začele imenovati "Nove". Zdelo se je, da sta bili zvezdi iz let 1006 in 1054, zvezdi Tycho in Kepler, enaki izbruhi, le zelo blizu in zato svetlejše. A izkazalo se je, da temu ni tako. Leta 1885 je astronom Hartwig v observatoriju v Tartuju opazil pojav nove zvezde v znani Andromedini meglici. Ta zvezda je dosegla 6. navidezno magnitudo, torej je bila moč njenega sevanja le 4-krat manjša kot iz celotne meglice. Potem to astronomov ni presenetilo: navsezadnje narava meglice Andromeda ni bila znana, domnevali so, da gre le za oblak prahu in plina precej blizu Sonca. Šele v dvajsetih letih prejšnjega stoletja je dokončno postalo jasno, da so meglica Andromeda in druge spiralne meglice ogromni zvezdni sistemi, sestavljeni iz sto milijard zvezd in milijonov svetlobnih let stran od nas. V meglici Andromeda so zaznali tudi bliske navadnih novih zvezd, vidnih kot objekte velikosti 17-18 magnitude. Postalo je jasno, da je zvezda iz leta 1885 po moči sevanja presegla Nove zvezde za deset tisočkrat, za kratek čas je bila njena svetlost skoraj enaka svetlosti ogromnega zvezdnega sistema! Očitno mora biti narava teh izbruhov drugačna. Kasneje so te najmočnejše bliske poimenovali "Supernove", pri čemer je predpona "super" pomenila njihovo večjo moč sevanja, in ne večjo "novost".

Iskanje in opazovanje supernov

Na fotografijah oddaljenih galaksij so začeli precej pogosto opažati eksplozije supernov, vendar so bila ta odkritja naključna in niso mogla zagotoviti informacij, potrebnih za razlago vzroka in mehanizma teh veličastnih izbruhov. Vendar sta leta 1936 astronoma Baade in Zwicky, ki sta delala na observatoriju Palomar v Združenih državah, začela sistematično sistematično iskanje supernov. Na razpolago so imeli Schmidtov teleskop, ki je omogočal fotografiranje območij več deset kvadratnih stopinj in dajal zelo jasne slike celo šibkih zvezd in galaksij. Če primerjamo fotografije enega območja neba, posnete nekaj tednov pozneje, bi zlahka opazili pojav novih zvezd v galaksijah, ki so jasno vidne na slikah. Za fotografiranje so bila izbrana območja neba, ki so bila najbogatejša z bližnjimi galaksijami, kjer je njihovo število na eni sliki lahko doseglo več deset in je bila verjetnost zaznavanja supernov najvišja.

Leta 1937 sta Baade in Zwicky uspela odkriti 6 supernov. Med njimi sta bili precej svetli zvezdi 1937C in 1937D (astronomi so se odločili, da bodo supernove označili z dodajanjem črk v leto odkritja, ki označujejo zaporedje odkritja v tekočem letu), ki sta dosegli največ 8 oziroma 12 magnitude. Zanje so bile pridobljene svetlobne krivulje - odvisnost spremembe svetlosti s časom - in veliko število spektrogramov - fotografije spektrov zvezde, ki prikazujejo odvisnost intenzivnosti sevanja od valovne dolžine. Ta material je že več desetletij postal glavni za vse raziskovalce, ki so poskušali razkriti vzroke eksplozij supernov.

Žal je druga svetovna vojna prekinila tako uspešno začeti opazovalni program. Sistematično iskanje supernov na observatoriju Palomar se je nadaljevalo šele leta 1958, vendar z večjim teleskopom Schmidtovega sistema, ki je omogočal fotografiranje zvezd do 22-23 magnitud. Od leta 1960 se temu delu pridružijo številni drugi observatoriji po svetu, kjer so bili na voljo ustrezni teleskopi. V ZSSR so takšno delo izvajali na krimski postaji SAI, kjer je bil nameščen astrografski teleskop s premerom leče 40 cm in zelo velikim vidnim poljem - skoraj 100 kvadratnih stopinj, in na Astrofizičnem observatoriju Abastumani v Gruziji - na Schmidtovem teleskopu z vhodom 36 cm Krim in v Abastumaniju so odkrili veliko supernov. Od ostalih observatorijev je bilo največ odkritij na observatoriju Asiago v Italiji, kjer sta delovala dva teleskopa Schmidtovega sistema. Toda kljub temu je Observatorij Palomar ostal vodilni tako po številu odkritij kot po največji magnitudi zvezd, ki so na voljo za odkrivanje. Skupaj so v 60. in 70. letih odkrili do 20 supernov na leto in njihovo število je začelo hitro naraščati. Takoj po odkritju so se začela fotometrična in spektroskopska opazovanja z velikimi teleskopi.

Leta 1974 je umrl F. Zwicky in kmalu je bilo iskanje supernov na observatoriju Palomar prekinjeno. Število odkritih supernov se je zmanjšalo, vendar je od začetka osemdesetih let prejšnjega stoletja spet začelo rasti. Na južnem nebu - na observatoriju Cerro el Roble v Čilu so se začeli novi iskalni programi in astronomi so začeli odkrivati supernove. Izkazalo se je, da lahko s pomočjo majhnih amaterskih teleskopov z lečami 20-30 cm precej uspešno iščemo izbruhe svetlih supernov s sistematičnim opazovanjem vizualno določenega niza galaksij. Največji uspeh je dosegel avstralski duhovnik Robert Evans, ki mu je od zgodnjih 80-ih let uspelo odkriti do 6 supernov na leto. Ni čudno, da so se profesionalni astronomi šalili o njegovi "neposredni povezavi z nebesi".

Leta 1987 so v galaksiji Veliki Magellanov oblak, ki je »satelit« naše Galaksije in je od nas oddaljena le 55 kiloparsekov, odkrili najsvetlejšo supernovo 20. stoletja, SN 1987A. Nekaj časa je bila ta supernova vidna tudi s prostim očesom in je dosegla največjo svetlost okoli 4 magnitude. Vendar pa ga je bilo mogoče opaziti le na južni polobli. Za to supernovo je bila pridobljena serija fotometričnih in spektralnih opazovanj, edinstvenih po natančnosti in trajanju, zdaj pa astronomi še naprej spremljajo, kako se razvija proces preoblikovanja supernove v razširjajočo se plinasto meglico.



Supernova 1987A. Zgoraj levo je fotografija območja, kjer je izbruhnila supernova, posneta veliko pred izbruhom. Zvezda, ki bo kmalu eksplodirala, je označena s puščico. Zgoraj desno je fotografija istega območja neba, ko je bila supernova blizu največje svetlosti. Spodaj - tako izgleda supernova 12 let po izbruhu. Obroči okoli supernove so medzvezdni plin (ki ga je zvezda pred supernovo delno izvrgla še pred izbruhom), ioniziran med izbruhom in še naprej žari.

Sredi 80-ih je postalo jasno, da se era fotografije v astronomiji bliža koncu. Sprejemniki CCD, ki se hitro izboljšujejo, so bili po občutljivosti in zabeleženem območju valovnih dolžin večkrat boljši od fotografske emulzije, po ločljivosti pa praktično niso slabši. Sliko, ki jo je pridobila CCD kamera, je bilo mogoče takoj videti na računalniškem zaslonu in jo primerjati s prej pridobljenimi, pri fotografiji pa je proces razvoja, sušenja in primerjave trajal v najboljšem primeru en dan. Edina preostala prednost fotografskih plošč - možnost fotografiranja velikih površin neba - se je izkazala tudi za nepomembno za iskanje supernov: teleskop s CCD kamero bi lahko ločeno posnel vse galaksije, ki so padle na fotografsko ploščo v določenem času. primerljivo s fotografsko osvetlitvijo. Pojavili so se projekti popolnoma avtomatiziranih programov za iskanje supernov, pri katerih je teleskop usmerjen v izbrane galaksije po predhodno vnesenem programu, pridobljene slike pa računalniško primerjajo s prej pridobljenimi. Šele če zazna nov objekt, računalnik pošlje signal astronomu, ki ugotovi, ali je eksplozija supernove res bila posneta. V devetdesetih letih prejšnjega stoletja je tak sistem z 80-cm odsevnim teleskopom začel delovati na Observatoriju Lick (ZDA).

Razpoložljivost preprostih CCD kamer za amaterske astronome je privedla do tega, da se od vizualnih opazovanj premaknejo na opazovanja CCD, nato pa postanejo zvezde do 18 in celo 19 magnitude na voljo za teleskope z lečami 20-30 cm. Uvedba avtomatiziranega iskanja in rast števila amaterskih astronomov, ki iščejo supernove s pomočjo CCD kamer, sta privedla do eksplozije števila odkritij: zdaj je odkritih več kot 100 supernov na leto, skupno število odkritij pa je preseglo 1500. V zadnjih letih iščejo zelo oddaljene in šibke supernove na največjih teleskopih s premerom zrcala 3-4 metre. Izkazalo se je, da lahko študije supernov, ki dosežejo največjo svetlost 23-24 magnitud, dajo odgovore na številna vprašanja o strukturi in usodi celotnega vesolja. V eni noči opazovanja s tovrstnimi teleskopi, opremljenimi z najsodobnejšimi CCD kamerami, je mogoče odkriti več kot 10 oddaljenih supernov! Več slik takšnih supernov je prikazanih na spodnji sliki.

Skoraj vse trenutno odkrite supernove imajo vsaj en spekter in mnoge poznajo svetlobne krivulje (tudi po zaslugi amaterskih astronomov). Tako je količina opazovalnega gradiva, ki je na voljo za analizo, zelo velika in zdi se, da bi bilo treba rešiti vsa vprašanja o naravi teh veličastnih pojavov. Žal še ni tako. Poglejmo podrobneje glavna vprašanja, s katerimi se soočajo raziskovalci supernov, in najverjetnejše odgovore nanje danes.

Klasifikacija supernove, svetlobne krivulje in spektri

Preden naredimo kakršne koli zaključke o fizični naravi pojava, je potrebno popolno razumevanje njegovih opazovanih manifestacij, ki jih je treba ustrezno razvrstiti. Seveda je bilo prvo vprašanje, s katerim so se soočili raziskovalci supernov, ali so enaki, in če ne, kako različni in ali jih je mogoče razvrstiti. Že prve supernove, ki sta jih odkrila Baade in Zwicky, so pokazale pomembne razlike v svojih svetlobnih krivuljah in spektrih. Leta 1941 je R. Minkowski predlagal razdelitev supernov na dva glavna tipa glede na naravo spektrov. Tipu I je pripisal supernove, katerih spektri so bili popolnoma drugačni od spektrov vseh takrat znanih objektov. Linije najpogostejšega elementa v vesolju - vodika - so bile popolnoma odsotne, celoten spekter je bil sestavljen iz širokih maksimumov in minimumov, ki jih ni bilo mogoče identificirati, ultravijolični del spektra je bil zelo šibek. Supernove so uvrstili v tip II, katerih spektri so pokazali nekaj podobnosti z "navadnimi" novimi zaradi prisotnosti zelo intenzivnih emisijskih linij vodika, ultravijolični del njihovega spektra je svetel.

Spektri supernov tipa I so tri desetletja ostali skrivnostni. Šele potem, ko je Yu.P. Pskovskii pokazal, da pasovi v spektrih niso nič drugega kot segmenti neprekinjenega spektra med širokimi in precej globokimi absorpcijskimi črtami, se je identifikacija spektrov supernov tipa I premaknila naprej. Identificirane so bile številne absorpcijske linije, predvsem najbolj intenzivne linije enkrat ioniziranega kalcija in silicija. Valovne dolžine teh črt so premaknjene na vijolično stran spektra zaradi Dopplerjevega učinka v lupini, ki se širi s hitrostjo 10-15 tisoč km na sekundo. Izjemno težko je identificirati vse črte v spektrih supernov tipa I, saj so zelo razširjene in naložene ena na drugo; poleg omenjenega kalcija in silicija je bilo mogoče prepoznati liniji magnezija in železa.

Analiza spektrov supernov je omogočila pomembne zaključke: v lupinah, izvrženih med supernovo tipa I, skoraj ni vodika; medtem ko je sestava lupin supernov tipa II skoraj enaka kot v sončni atmosferi. Stopnje razširitve lupin so od 5 do 15-20 tisoč km / s, temperatura fotosfere je približno največja - 10-20 tisoč stopinj. Temperatura hitro pade in po 1-2 mesecih doseže 5-6 tisoč stopinj.

Tudi svetlobne krivulje supernov so se razlikovale: za tip I so bile vse zelo podobne, imajo značilno obliko z zelo hitrim povečanjem svetlosti do največ, ki ne traja več kot 2-3 dni, hitrim zmanjšanjem svetlosti za 3 magnitude. v 25-40 dneh in kasnejši počasen upad, skoraj linearen na lestvici zvezdnih magnitud, kar ustreza eksponentnemu upadanju svetilnosti.

Izkazalo se je, da so svetlobne krivulje supernov tipa II veliko bolj raznolike. Nekatere so bile podobne svetlobnim krivuljam supernov tipa I, le s počasnejšim in daljšim padanjem svetlosti do začetka linearnega "repa", pri drugih se takoj za maksimumom začne območje skoraj konstantne svetlosti - tj. -imenovano "plato", ki lahko traja do 100 dni. Nato sijaj močno pade in vstopi v linearni "rep". Vse zgodnje svetlobne krivulje so bile pridobljene iz fotografskih opazovanj v tako imenovanem sistemu fotografskih magnitud, ki ustreza občutljivosti običajnih fotografskih plošč (interval valovnih dolžin 3500-5000 A). Tudi uporaba fotovizualnega sistema (5000-6000 A) je poleg njega omogočila pridobivanje pomembnih informacij o spremembi barvnega indeksa (ali preprosto "barve") supernov: izkazalo se je, da sta po maksimumu oba vrste supernov nenehno "rdečijo", se pravi, da se glavni del sevanja premakne proti daljšim valovnim dolžinam. To pordelost se ustavi v fazi linearnega zmanjšanja svetlosti in jo lahko celo nadomestijo "modrejše" supernove.

Poleg tega sta se supernovi tipa I in II razlikovali po vrstah galaksij, v katerih so se razplamtele. Supernove tipa II so odkrili le v spiralnih galaksijah, kjer se zvezde še naprej oblikujejo in kjer so prisotne tako stare zvezde z majhno maso kot mlade, masivne in "kratkožive" (le nekaj milijonov let) zvezde. Supernove tipa I izbruhnejo tako v spiralnih kot v eliptičnih galaksijah, kjer naj bi nastajanje zvezd ni bilo intenzivno že milijarde let.

Razvrstitev supernov je ostala v tej obliki do sredine osemdesetih let prejšnjega stoletja. Začetek široke uporabe sprejemnikov CCD v astronomiji je omogočil znatno povečanje količine in kakovosti opazovalnega materiala. Sodobna oprema je omogočala pridobivanje spektrogramov za šibke, doslej nedostopne predmete; z veliko večjo natančnostjo je bilo mogoče določiti intenzitete in širine črt, registrirati šibkejše črte v spektrih. CCD sprejemniki, infrardeči detektorji in instrumenti, nameščeni v vesoljskih plovilih, so omogočili opazovanje supernov v celotnem območju optičnega sevanja od ultravijoličnega do daljnega infrardečega; Opravljena so bila tudi gama, rentgenska in radijska opazovanja supernov.

Posledično se je očitno uveljavljena binarna klasifikacija supernov začela hitro spreminjati in postajati bolj zapletena. Izkazalo se je, da supernove tipa I še zdaleč niso tako homogene, kot se je zdelo. Pomembne razlike so bile ugotovljene v spektrih teh supernov, od katerih je bila najpomembnejša intenzivnost linije enkratno ioniziranega silicija, opažene pri valovni dolžini okoli 6100 A. Za večino supernov tipa I je bila ta absorpcijska črta blizu maksimuma svetlosti. najbolj opazna lastnost v spektru, pri nekaterih supernovah pa je bila tako rekoč odsotna, najbolj intenzivne pa so bile absorpcijske linije helija.

Te supernove so bile označene z Ib, "klasične" supernove tipa I pa Ia. Kasneje se je izkazalo, da tudi nekaterim supernovam Ib manjkajo helijeve črte in so jih poimenovali tipa Ic. Te nove vrste supernov so se od "klasičnih" Ia razlikovale po svojih svetlobnih krivuljah, ki so se izkazale za precej raznolike, čeprav so po obliki podobne svetlobnim krivuljam supernov Ia. Izkazalo se je tudi, da so supernove tipa Ib/c vir radijskih emisij. Vse so bile najdene v spiralnih galaksijah, v regijah, kjer je morda pred kratkim prišlo do nastajanja zvezd in dokaj masivne zvezde obstajajo še danes.

Svetlobne krivulje supernov Ia v rdečem in infrardečem spektralnem območju (pasovi R, I, J, H, K) so se močno razlikovale od prej raziskanih krivulj v pasovih B in V. v filtru I in daljših valovnih dolžinah, prava sekunda pojavi se maksimum. Vendar pa nekatere supernove Ia nimajo tega drugega maksimuma. Te supernove odlikujejo tudi rdeča barva pri največji svetlosti, zmanjšana svetilnost in nekatere spektralne značilnosti. Prva taka supernova je bila SN 1991bg, podobni objekti pa se še vedno imenujejo posebne Ia supernove ali "supernove tipa 1991bg". Za drugo vrsto supernove Ia je, nasprotno, značilna povečana svetilnost na maksimumu. Zanje so značilne nižje intenzitete absorpcijskih linij v spektrih. "Prototip" zanje je SN 1991T.

Že v sedemdesetih letih prejšnjega stoletja so bile supernove tipa II glede na naravo njihovih svetlobnih krivulj razdeljene na "linearne" (II-L) in "platojske" (II-P). V prihodnosti se je začelo odkrivati vse več supernove II, ki kažejo določene značilnosti v svetlobnih krivuljah in spektrih. Tako se glede na svetlobne krivulje dve najsvetlejši supernovi zadnjih let, 1987A in 1993J, močno razlikujeta od drugih supernov tipa II. Oba sta imela v svetlobnih krivuljah dva maksimuma: po izbruhu je svetlost hitro padala, nato se je spet začela povečevati in šele po drugem maksimumu se je začelo končno zmanjševanje svetilnosti. V nasprotju s supernovami Ia je bil drugi maksimum opažen v vseh območjih spektra, pri SN 1987A pa je bil v daljših valovnih dolžinah veliko svetlejši od prvega.

Med spektralnimi značilnostmi je bila najbolj pogosta in opazna prisotnost, poleg širokih emisijskih linij, značilnih za raztegljive lupine, tudi sistema ozkih emisijskih ali absorpcijskih linij. Ta pojav je najverjetneje posledica prisotnosti goste lupine, ki obdaja zvezdo pred izbruhom, takšne supernove so bile označene kot II-n.

Statistika supernove

Kako pogosto izbruhnejo supernove in kako so razporejene v galaksijah? Na ta vprašanja morajo odgovoriti statistične študije supernov.

Zdi se, da je odgovor na prvo vprašanje precej preprost: dovolj dolgo morate opazovati več galaksij, prešteti opažene supernove v njih in število supernov deliti s časom opazovanja. A izkazalo se je, da je čas, ki ga pokrivajo dokaj redna opazovanja, še vedno prekratek za dokončne zaključke za posamezne galaksije: v večini so opazili le enega ali dva izbruha. Res je, v nekaterih galaksijah je bilo registriranih že dovolj veliko supernov: rekorderka je galaksija NGC 6946, v kateri so od leta 1917 odkrili 6 supernov. Vendar ti podatki ne zagotavljajo točnih podatkov o pogostosti izbruhov. Prvič, natančen čas opazovanj te galaksije ni znan, in drugič, izbruhe, ki so za nas skoraj istočasni, bi lahko dejansko ločili precej veliki časovni intervali: navsezadnje svetloba supernov potuje po različnih poteh znotraj galaksije in njena dimenzije v svetlobnih letih so veliko večje od časa opazovanja. Doslej je mogoče dobiti oceno frekvence izbruha le za določen niz galaksij. Za to je treba uporabiti opazovalne podatke o iskanju supernov: vsako opazovanje daje za vsako galaksijo nekaj »učinkovitega časa sledenja«, ki je odvisen od oddaljenosti do galaksije, od mejne velikosti iskanja in od narava svetlobne krivulje supernove. Za supernove različnih vrst bo čas opazovanja iste galaksije različen. Če združimo rezultate za več galaksij, je treba upoštevati njihovo razliko v masi in svetilnosti ter v morfološkem tipu. Trenutno je običajno, da rezultate normaliziramo na svetilnost galaksij in združujemo podatke samo za galaksije podobnih tipov. Nedavno delo, ki temelji na združevanju podatkov iz več programov za iskanje supernov, je dalo naslednje rezultate: v eliptičnih galaksijah opazimo samo supernove tipa Ia, v "povprečni" galaksiji s svetilnostjo 10 10 sončnih sijaj pa ena supernova izbruhne približno enkrat na 500 let. V spiralni galaksiji enake svetilnosti supernove Ia izbruhnejo le z nekoliko višjo frekvenco, vendar se jim dodajo supernove tipa II in Ib / c, skupna frekvenca izbruhov pa je približno enkrat na 100 let. Frekvenca izbruha je približno sorazmerna s svetilnostjo galaksij, torej v velikanskih galaksijah je veliko višja: zlasti NGC 6946 je spiralna galaksija s svetilnostjo 2,8 10 10 sončne svetilnosti, torej približno tri izbruhe na 100 let v njej lahko pričakujemo, 6 supernov, opaženih v njej, pa lahko štejemo za ne zelo veliko odstopanje od povprečne frekvence. Naša galaksija je manjša od NGC 6946 in v njej lahko v povprečju pričakujemo en izbruh vsakih 50 let. Vendar je znano, da so bile v zadnjem tisočletju opažene le štiri supernove v Galaksiji. Je tu protislovje? Izkazalo se je, da ne - navsezadnje je večina Galaksije pred nami zaprta s plastmi plina in prahu, bližina Sonca, v kateri smo opazili te 4 supernove, pa sestavljajo le majhen del Galaksije.

Kako so supernove razporejene znotraj galaksij? Seveda je zaenkrat mogoče preučevati le povzete porazdelitve, reducirane na neko "povprečno" galaksijo, pa tudi porazdelitve glede na podrobnosti strukture spiralnih galaksij. Ti deli vključujejo najprej spiralne roke; v dokaj blizu galaksijah so jasno vidna tudi območja aktivnega nastajanja zvezd, ki jih odlikujejo oblaki ioniziranega vodika - območje H II ali kopice svetlo modrih zvezd - asociacija OB. Večkrat ponovljene, ko se število odkritih supernov povečuje, so študije prostorske porazdelitve prinesle naslednje rezultate. Porazdelitve supernov vseh vrst po oddaljenosti od središč galaksij se med seboj malo razlikujejo in so podobne porazdelitvi svetilnosti - gostota se od središča do robov zmanjšuje po eksponentnem zakonu. Razlike med tipi supernov se kažejo v porazdelitvi glede na območja, ki tvorijo zvezde: če so supernove vseh vrst koncentrirane proti spiralnim krakom, so proti regijam H II koncentrirane le supernove tipa II in Ib/c. Sklepamo lahko, da je življenjska doba zvezde, ki proizvaja izbruh tipa II ali Ib/c, od 10 6 do 10 7 let, za tip Ia pa približno 10 8 let. Vendar pa supernove Ia opazimo tudi v eliptičnih galaksijah, kjer ne velja, da bi bila zvezda mlajša od 10 9 let. Za to protislovje obstajata dve možni razlagi: ali je narava eksplozij supernove Ia v spiralnih in eliptičnih galaksijah drugačna ali pa se v nekaterih eliptičnih galaksijah še vedno nastajajo zvezde in so prisotne mlajše zvezde.

Teoretični modeli

Na podlagi vseh opazovalnih podatkov so raziskovalci sklenili, da bi morala biti eksplozija supernove zadnja faza v evoluciji zvezde, po kateri preneha obstajati v prejšnji obliki. Dejansko je energija eksplozije supernove ocenjena na 10 50 - 10 51 erg, kar presega tipične vrednosti gravitacijske vezne energije zvezd. Energija, ki se sprosti med eksplozijo supernove, je več kot dovolj za popolno razpršitev snovi zvezde v vesolju. Kakšne zvezde in kdaj končajo svoje življenje z eksplozijo supernove, kakšna je narava procesov, ki vodijo do tako velikanskega sproščanja energije?

Podatki opazovanja kažejo, da so supernove razdeljene na več tipov, ki se razlikujejo po kemični sestavi lupin in njihovi masi, po naravi sproščanja energije in v povezavi z različnimi vrstami zvezdnih populacij. Supernove tipa II so jasno povezane z mladimi, masivnimi zvezdami, vodik pa je prisoten v velikih količinah v njihovih lupinah. Zato se njihovi izbruhi štejejo za zadnjo stopnjo v evoluciji zvezd, katerih začetna masa je več kot 8-10 sončnih mas. V osrednjih delih takšnih zvezd se energija sprošča med reakcijami jedrske fuzije, ki segajo od najpreprostejših - tvorbe helija med fuzijo vodikovih jeder in konča s tvorbo železovih jeder iz silicija. Železova jedra so v naravi najbolj stabilna in se pri združitvi ne sproščajo energije. Tako, ko jedro zvezde postane železo, se sproščanje energije v njem ustavi. Jedro se ne more upreti gravitacijskim silam in se hitro skrči – zruši. Procesi, ki se pojavljajo med kolapsom, so še daleč od popolne razlage. Vendar pa je znano, da če se vsa snov v jedru zvezde spremeni v nevtrone, potem se lahko upre silam privlačnosti. Jedro zvezde se spremeni v "nevtronsko zvezdo" in kolaps se ustavi. V tem primeru se sprosti ogromna energija, ki vstopi v lupino zvezde in povzroči, da se ta začne širiti, kar vidimo kot eksplozijo supernove. Če se je evolucija zvezde pred tem zgodila "tiho", bi morala imeti njena lupina stokrat večji polmer od polmera Sonca in ohraniti dovolj vodika, da pojasni spekter supernov tipa II. Če se je večina lupine izgubila med evolucijo v tesnem binarnem sistemu ali na kakšen drug način, potem v spektru ne bo vodikovih linij - videli bomo supernovo tipa Ib ali Ic.

Pri manj masivnih zvezdah evolucija poteka drugače. Po zgorevanju vodika jedro postane helij in začne se reakcija pretvorbe helija v ogljik. Vendar se jedro ne segreje na tako visoko temperaturo, da bi se začele fuzijske reakcije, ki vključujejo ogljik. Jedro ne more sprostiti dovolj energije in se skrči, vendar v tem primeru kompresijo ustavijo elektroni v snovi jedra. Jedro zvezde se spremeni v tako imenovano "belo pritlikavko", lupina pa se v vesolju razblini v obliki planetarne meglice. Indijski astrofizik S. Chandrasekhar je pokazal, da lahko beli škrat obstaja le, če je njegova masa manjša od približno 1,4 sončne mase. Če je bela pritlikavka v dovolj tesnem binarnem sistemu, potem lahko snov začne teči od navadne zvezde do belega pritlikavka. Masa belega pritlikavka se postopoma povečuje in ko preseže mejo, pride do eksplozije, med katero pride do hitrega termonuklearnega izgorevanja ogljika in kisika, ki se spremenita v radioaktivni nikelj. Zvezda je popolnoma uničena, v raztezni lupini pa pride do radioaktivnega razpada niklja v kobalt in nato v železo, ki zagotavlja energijo za sijaj lupine. Tako eksplodirajo supernove tipa Ia.

Sodobne teoretične študije supernov so predvsem izračuni na najmočnejših računalnikih modelov eksplodirajočih zvezd. Na žalost še ni bilo mogoče ustvariti modela, ki bi vodil do eksplozije supernove in njenih opaznih manifestacij iz pozne faze evolucije zvezd. Vendar pa obstoječi modeli ustrezno opisujejo svetlobne krivulje in spektre velike večine supernov. Običajno je to model lupine zvezde, v katerega se "ročno" vloži energija eksplozije, nato pa se začne njeno širjenje in segrevanje. Kljub velikim težavam, ki so povezane s kompleksnostjo in raznovrstnostjo fizikalnih procesov, so v zadnjih letih v tej smeri raziskovanja dosegli velike uspehe.

Vpliv supernov na okolje

Eksplozije supernove imajo močan in raznolik učinek na okoliški medzvezdni medij. Lupina supernove, odvržena z izjemno hitrostjo, se dvigne in stisne plin, ki jo obdaja. Morda bi to lahko dalo zagon za nastanek novih zvezd iz oblakov plina. Energija eksplozije je tako velika, da se sintetizirajo novi elementi, predvsem tisti, ki so težji od železa. Material, obogaten s težkimi elementi, je razpršen po galaksiji z eksplozijami supernov, zato zvezde, ki nastanejo po eksplozijah supernove, vsebujejo več težkih elementov. Izkazalo se je, da je medzvezdni medij v "naši" regiji Rimske ceste tako obogaten s težkimi elementi, da je postal možen nastanek življenja na Zemlji. Za to so neposredno odgovorne supernove! Supernove očitno ustvarjajo tudi tokove delcev z zelo visoko energijo - kozmičnimi žarki. Ti delci, ki skozi atmosfero prodrejo na površino Zemlje, lahko povzročijo genetske mutacije, zaradi katerih poteka evolucija življenja na Zemlji.

Supernove nam pripovedujejo o usodi vesolja

Supernove, zlasti supernove tipa Ia, so med najsvetlejšimi zvezdastimi objekti v vesolju. Zato je mogoče s trenutno razpoložljivo opremo preučevati tudi zelo oddaljene supernove.

Veliko supernov Ia je bilo odkritih v galaksijah, ki so dovolj blizu, da je razdaljo do njih mogoče določiti na več načinov. Najbolj natančno se trenutno šteje za določanje razdalj po navidezni svetlosti svetlih spremenljivih zvezd določene vrste - Cefeidov. S pomočjo vesoljskega teleskopa Hubble je odkril in preučil veliko število cefeidov v galaksijah, ki so od nas oddaljene do približno 20 megaparsekov. Dovolj natančne ocene razdalj do teh galaksij so omogočile določitev svetilnosti supernov tipa Ia, ki so se v njih razplamtele. Če predpostavimo, da imajo oddaljene supernove Ia enako povprečno svetilnost, potem lahko opazovano magnitudo pri največji svetlosti uporabimo za oceno razdalje do njih.

Rojstvo supernove

Nebo na jasen dan je na splošno precej dolgočasna in monotona slika: vroča krogla sonca in čisto, neskončno prostranstvo, včasih okrašeno z oblaki ali redkimi oblaki.

Druga stvar je nebo v noči brez oblačka. Običajno je vsa posuta s svetlimi kopicami zvezd. Hkrati je treba upoštevati, da lahko na nočnem nebu s prostim očesom vidite od 3 do 4,5 tisoč nočnih svetilk. In vsi pripadajo Rimski cesti, v kateri se nahaja naš sončni sistem.

Po sodobnih konceptih so zvezde vroče plinske kroglice, v globinah katerih poteka termonuklearna fuzija jeder helija iz vodikovih jeder s sproščanjem ogromne količine energije. Ona je tista, ki zagotavlja sij zvezd.

Najbližja zvezda nam je naše Sonce, ki je oddaljeno 150 milijonov kilometrov. Toda zvezda Proxima Centauri, ki je naslednja po oddaljenosti, se nahaja na razdalji 4,25 svetlobnih let od nas ali 270 tisoč krat dlje od Sonca.

Obstajajo zvezde, ki so stokrat večje od Sonca in enako število krat slabše od njega v tem kazalcu. Vendar se mase zvezd razlikujejo v veliko skromnejših mejah – od ene dvanajstine mase Sonca do 100 njegovih mas. Več kot polovica vidnih zvezd je binarnih in včasih trojnih sistemov.

Na splošno lahko število zvezd v vesolju, ki jih vidimo, označimo s številom 125.000.000.000 z enajstimi dodatnimi ničlami.

Zdaj, da bi se izognili zamenjavi z ničlami, astronomi ne vodijo več evidence posameznih zvezd, temveč celih galaksij, glede na to, da je v vsaki od njih v povprečju okoli 100 milijard zvezd.

Ameriški astronom Fritz Zwicky je pionir ciljnega iskanja supernov.

Leta 1996 so znanstveniki ocenili, da je z Zemlje mogoče videti 50 milijard galaksij. Ob začetku delovanja vesoljskega teleskopa Hubble, v katerega motnje zemeljske atmosfere ne posegajo, je število vidnih galaksij poskočilo na 125 milijard.

Zahvaljujoč vsevidnemu očesu tega teleskopa so astronomi prodrli v takšne globine vesolja, da so videli galaksije, ki so se pojavile le milijardo let po velikem poku, ki je rodil naše vesolje.

Za karakterizacijo zvezd se uporablja več parametrov: svetilnost, masa, polmer in kemična sestava atmosfere ter njena temperatura. In z uporabo številnih dodatnih značilnosti zvezde lahko določite tudi njeno starost.

Vsaka zvezda je dinamična struktura, ki se rodi, raste in nato, ko doseže določeno starost, tiho umre. Zgodi pa se tudi, da kar naenkrat poči. Ta dogodek vodi do obsežnih sprememb v območju, ki meji na eksplodirano zvezdo.

Tako se motnja, ki je sledila tej eksploziji, širi z velikansko hitrostjo in v nekaj deset tisoč letih zajame ogromen prostor v medzvezdnem mediju. V tem območju se temperatura močno dvigne, do nekaj milijonov stopinj, gostota kozmičnih žarkov in moč magnetnega polja se močno povečata.

Takšne lastnosti snovi, ki jo izvrže eksplodirana zvezda, ji omogočajo, da tvori nove zvezde in celo celotne planetarne sisteme.

Zaradi tega astrofiziki zelo natančno preučujejo supernove in njihove ostanke. Navsezadnje lahko informacije, pridobljene med preučevanjem tega pojava, razširijo znanje o evoluciji normalnih zvezd, o procesih, ki se pojavijo med rojstvom nevtronskih zvezd, in tudi razjasnijo podrobnosti tistih reakcij, ki povzročijo nastanek težkih zvezd. elementi, kozmični žarki itd.

Nekoč so zvezde, katerih svetlost se je nenadoma povečala za več kot 1000-krat, astronomi imenovali nove. Nepričakovano so se pojavili na nebu in spremenili običajno konfiguracijo ozvezdij. Nenadoma se je povečala največ nekaj tisočkrat, se je njihova svetlost čez nekaj časa močno zmanjšala, po nekaj letih pa je postala tako šibka kot pred eksplozijo.

Opozoriti je treba, da pogostost izbruhov, med katerimi se zvezda sprosti iz tisočinke svoje mase in se z veliko hitrostjo vrže v vesolje, velja za enega glavnih znakov rojstva novih zvezd. Toda hkrati, kot se morda zdi čudno, eksplozije zvezd ne vodijo do bistvenih sprememb v njihovi strukturi ali celo do njihovega uničenja.

Kako pogosto se takšni dogodki dogajajo v naši galaksiji? Če upoštevamo samo tiste zvezde, ki v svoji svetlosti niso presegle 3. magnitude, potem po zgodovinskih kronikah in opazovanjih astronomov v pet tisoč letih ni bilo opaženih več kot 200 svetlih utripov.

Ko pa so se začele izvajati študije drugih galaksij, je postalo očitno, da je svetlost novih zvezd, ki se pojavljajo v teh kotih vesolja, pogosto enaka svetilnosti celotne galaksije, v kateri se te zvezde pojavljajo.

Seveda je pojav zvezd s takšno svetilnostjo izjemen dogodek in popolnoma drugačen od rojstva navadnih zvezd. Zato sta že leta 1934 ameriška astronoma Fritz Zwicky in Walter Baade predlagala, da se tiste zvezde, katerih največja svetlost doseže svetilnost navadnih galaksij, razvrsti v ločen razred supernov in najsvetlejših zvezd. Hkrati je treba upoštevati, da so eksplozije supernov v trenutnem stanju naše Galaksije izjemno redek pojav, ki se ne pojavlja več kot enkrat na 100 let. Najbolj presenetljivi izbruhi, ki so jih zabeležili kitajski in japonski traktati, so se zgodili v letih 1006 in 1054.

Petsto let pozneje, leta 1572, je izjemni astronom Tycho Brahe opazil eksplozijo supernove v ozvezdju Kasiopeja. Leta 1604 je Johannes Kepler videl rojstvo supernove v ozvezdju Ophiuchus. In od takrat takih veličastnih dogodkov v naši Galaksiji ni bilo opaziti.

Morda je to posledica dejstva, da Osončje zavzema tak položaj v naši galaksiji, da je eksplozije supernove z Zemlje mogoče opazovati z optičnimi instrumenti le v polovici njene prostornine. V preostalem delu to ovira medzvezdna absorpcija svetlobe.

In ker se v drugih galaksijah ti pojavi pojavljajo s približno enako pogostostjo kot v Rimski cesti, so bile glavne informacije o supernovah v času izbruha pridobljene iz opazovanj v drugih galaksijah ...

Prvič leta 1936 sta se astronoma W. Baade in F. Zwicky začela ukvarjati s ciljnim iskanjem supernov. V treh letih opazovanj v različnih galaksijah so znanstveniki odkrili 12 eksplozij supernov, ki so bile nato podvržene temeljitejši raziskavi s pomočjo fotometrije in spektroskopije.

Poleg tega je uporaba naprednejše astronomske opreme omogočila razširitev seznama na novo odkritih supernov. In uvedba avtomatiziranega iskanja je privedla do dejstva, da so znanstveniki odkrili več kot sto supernov na leto. Skupno je bilo v kratkem času posnetih 1500 teh objektov.

V zadnjih letih so znanstveniki s pomočjo zmogljivih teleskopov v eni noči opazovanj odkrili več kot 10 oddaljenih supernov!

Januarja 1999 se je zgodil dogodek, ki je šokiral celo sodobne astronome, vajene številnih "trikov" vesolja: v globinah vesolja je bil posnet blisk, desetkrat močnejši od vseh tistih, ki so jih zabeležili znanstveniki prej. Opazila sta jo dva raziskovalna satelita in teleskop v gorah Nove Mehike, opremljen z avtomatsko kamero. Ta edinstven pojav se je zgodil v ozvezdju Bootes. Nekoliko kasneje, aprila istega leta, so znanstveniki ugotovili, da je razdalja do bliskavice devet milijard svetlobnih let. To je skoraj tri četrtine polmera vesolja.

Izračuni, ki so jih naredili astronomi, so pokazali, da se je v nekaj sekundah, med katerimi je trajal blisk, sprostilo velikokrat več energije, kot jo je proizvedlo Sonce v petih milijardah let svojega obstoja. Kaj je povzročilo tako neverjetno eksplozijo? Kateri procesi so povzročili to veličastno sproščanje energije? Na ta vprašanja znanost še ne more natančno odgovoriti, čeprav obstaja domneva, da bi se v primeru združitve dveh nevtronskih zvezd lahko pojavila tako velika količina energije.

To besedilo je uvodni del. Iz knjige 100 velikih skrivnosti astronavtike avtor Slavin Stanislav Nikolajevič

Rojstvo RNII V tem času se je v življenju ruskih raketnih znanstvenikov zgodil pomemben dogodek. Jeseni 1933 sta se Laboratorij za plinsko dinamiko in MosGIRD združila v enotno organizacijo - Inštitut za reaktivne raziskave (RNII).

Iz knjige Ti in tvoja nosečnost avtor Avtorska ekipa

Iz knjige Ženska. Vodnik za moške avtor Novoselov Oleg Olegovič

Iz knjige Geografska odkritja avtor Khvorostukhina Svetlana Aleksandrovna

Rojstvo Zemlje Danes si je težko predstavljati čas, ko je planet Zemlja izgledal kot ogromna prašna krogla, brez vegetacije in živih organizmov. Trajalo je nekaj milijard let, preden se je življenje pojavilo na površini planeta. Trajalo je veliko več

Iz knjige Miti ugrofinskih ljudstev avtor Petrukhin Vladimir Jakovlevič

Iz knjige Slovanska enciklopedija avtor Artemov Vladislav Vladimirovič

Iz knjige Slovani smo! avtor Semenova Marija Vasiljevna

Iz knjige Nenavadnosti našega telesa - 2 avtorja Juan Steven

1. POGLAVJE Rojstvo V Alicinih pustolovščinah v čudežni deželi je Lewis Carroll zapisal: »Začnite na začetku,« je slovesno rekel kralj, »in nadaljujte, dokler ne pridete do konca. Potem nehaj." Neki moder človek je nekoč rekel: »Začetek je vedno lahek. Veliko težje je, kaj se dogaja

Iz knjige Skrivnosti draguljev avtor Startsev Ruslan Vladimirovič

Rojstvo in rezanje Oseba, ki ne pozna zapletenosti nakitne umetnosti, ne more skriti svojega razočaranja ob pogledu na neobrezan smaragd. Kje je čistost in preglednost, kje je igra svetlobe in globoka, edinstvena svetloba, kot da živi v samem kamnu in sije v samem njegovem srcu?

Iz knjige Računalniški teroristi [Najnovejše tehnologije v službi podzemlja] avtor Revyako Tatjana Ivanovna

"Rojstvo" virusov Zgodovina računalniškega virusa je praviloma informacija o kraju in času nastanka (prvega odkritja) virusa; podatke o identiteti ustvarjalca (če je zanesljivo znana); domnevne "družinske" povezave virusa; informacije pridobljene iz

Iz knjige Velika sovjetska enciklopedija (AN) avtorja TSB

Iz knjige Velika sovjetska enciklopedija (PA) avtorja TSB

Iz knjige Poznam svet. Orožje avtor Zigunenko Stanislav Nikolajevič

Rojstvo Browninga Prvo samopolnilno pištolo, ki ni več čutila vpliva revolverske postavitve, je leta 1897 razvil J. Browning, uslužbenec belgijske nacionalne tovarne vojaškega orožja v Gerstalu. Za zmanjšanje velikosti orožja je izumitelj

Iz knjige Poznam svet. Kriminalistika avtor Malashkina M. M.

Kaj imata skupnega vžigalica in supernova? Črni smodnik so izumili na Kitajskem pred več kot 1000 leti. Kitajci so formulo ohranili skrivnost, a leta 1242 jo je vsem razkril angleški znanstvenik Roger Bacon. Bacon je bil v to prisiljen, sicer bi ga obtožili čarovništva in

Iz knjige 1000 skrivnosti zdravja žensk avtor Foley Denise

Iz knjige Sprehodi po predpetrovski Moskvi avtor Besedina Marija Borisovna

Rojstvo mesta A vrnimo se v čase, ko se je ves ta vodni blišč, še ne zamegljen s potrošniško držo človeka, močno iskril pod sončnimi žarki. V tistem davnem času reke niso bile le naravni viri oskrbe z vodo, ne le "dobavitelji"

29. avgusta 1975 se je na nebu v ozvezdju Labodeja pojavila supernova. Sijaj svetil, kot je ta, se med bliskanjem poveča za desetine zvezdnih magnitud v nekaj dneh. Supernova je po svetlosti primerljiva s celotno galaksijo, v kateri je izbruhnila, in jo lahko celo preseže. Zbrali smo izbor najbolj znanih supernov.

"Rakova meglica". Pravzaprav to ni zvezda, ampak njen ostanek. Je v ozvezdju Bik. Rakova meglica je ostala od eksplozije supernove, imenovane SN 1054, ki se je zgodila leta 1054. Bliskavica je bila s prostim očesom vidna 23 dni, tudi podnevi. In to kljub dejstvu, da se nahaja na razdalji približno 6500 svetlobnih let (2 kpc) od Zemlje.

Zdaj se meglica širi s hitrostjo okoli 1500 kilometrov na sekundo. Rakova meglica je dobila ime po risbi astronoma Williama Parsonsa z uporabo 36-palčnega teleskopa leta 1844. Na tej skici je meglica zelo podobna raku.

SN 1572 (Supernova Tycho Brahe). Vzgorela je v ozvezdju Kasiopeja leta 1572. Tycho Brahe je opisal svoja opažanja z zvezde, ki jo je videl.

Nekega večera, ko sem se kot običajno ozrl po nebu, katerega pogled tako dobro poznam, sem na svoje nepopisno presenečenje zagledal blizu zenita v Kasiopeji svetlo zvezdo nenavadne velikosti. Presenečen nad odkritjem, nisem vedel, ali naj verjamem svojim očem. Po sijaju bi jo lahko primerjali le z Venero, ko je ta najbližje Zemlji. Ljudje, nadarjeni z dobrim vidom, so to zvezdo lahko razločili na jasnem nebu podnevi, tudi opoldne. Ponoči, ko je bilo nebo oblačno, ko so bile skrite druge zvezde, je nova zvezda ostala vidna skozi precej goste oblake.

SN 1604 ali Keplerjeva supernova. Izbruhnila je jeseni 1604 v ozvezdju Ophiuchus. In ta svetilka se nahaja približno 20.000 svetlobnih let od sončnega sistema. Kljub temu je bil po izbruhu na nebu viden približno leto dni.

SN 1987A je izbruhnil v Velikem Magellanovem oblaku, pritlikavi satelitski galaksiji Rimske ceste. Svetloba iz plamena je dosegla Zemljo 23. februarja 1987. Zvezdo je bilo mogoče videti s prostim očesom maja istega leta. Najvišja navidezna magnituda je bila +3:185. To je najbližja eksplozija supernove od izuma teleskopa. Ta zvezda je postala prva najsvetlejša v 20. stoletju.

SN 1993J je druga najsvetlejša zvezda 20. stoletja. Izbruhnil je leta 1993 v spiralni galaksiji M81. To je dvojna zvezda. Znanstveniki so to uganili, ko so produkti eksplozije, namesto da bi postopoma zbledeli, nenavadno povečevali svojo svetlost. Potem je postalo jasno: navadna rdeča supergigantska zvezda se ne more spremeniti v tako nenavadno supernovo. Obstajala je domneva, da je bil vžgani supergigant seznanjen z drugo zvezdo.

Leta 1975 je v ozvezdju Laboda eksplodirala supernova. Leta 1975 je v repu Laboda prišlo do tako močne eksplozije, da je bila supernova vidna s prostim očesom. Tako jo je na krimski postaji opazil študent astronom Sergej Šugarov. Kasneje se je izkazalo, da je bilo njegovo sporočilo že šesto. Že prvi, osem ur pred Šugarovim, so zvezdo videli japonski astronomi. Novo zvezdo je bilo nekaj noči mogoče videti brez teleskopov: svetla je bila le od 29. avgusta do 1. septembra. Potem je po sijaju postala navadna zvezda tretje velikosti. Vendar je med svojim sijajem novi zvezdi uspelo preseči Alpha Cygnus po svetlosti. Tako svetlih novih zvezd opazovalci niso videli že od leta 1936. Zvezdo so poimenovali Nova Cygnus 1975, V1500 Cygni, leta 1992 pa se je v istem ozvezdju zgodil še en izbruh.

Že v 21. stoletju je eksplodirala zvezda, ki je postala najsvetlejša supernova v celotni zgodovini opazovanj - SN 2006gy. Eksplozija 18. septembra 2006 v galaksiji NGC 1260. Njena svetlost je presegla svetlost navadnih supernov za približno dva reda velikosti, zaradi česar je bilo mogoče domnevati, da spada v nov razred takšnih procesov - hipernove. Znanstveniki so predlagali več teorij o tem, kaj se je zgodilo: nastanek zvezde kvark, večkratna eksplozija zvezde, trk dveh masivnih zvezd.

Najmlajša supernova v naši galaksiji je G1.9+0.3. Leži približno 25.000 svetlobnih let od nas in se nahaja v ozvezdju Strelec v središču Rimske ceste. Hitrost širjenja ostankov supernove je brez primere - več kot 15 tisoč kilometrov na sekundo (to je 5% svetlobne hitrosti). Ta zvezda je v naši galaksiji izbruhnila pred približno 25.000 leti. Na Zemlji so lahko njegovo eksplozijo opazili okoli leta 1868.

Ko so opazovali ostanke supernove, ki je izbruhnila pred šestimi leti, so astronomi na svoje presenečenje odkrili novo zvezdo na mestu eksplozije, ki osvetljuje oblak materiala, ki ga obdaja. Ugotovitve znanstvenikov so predstavljene v reviji AstrofizičnaDnevnikčrke .

»Še nikoli prej nismo videli, da bi eksplozija te vrste ostala svetla tako dolgo, če ne bi imela interakcije z vodikom, ki ga je zvezda izvrgla pred katastrofalnim dogodkom. Toda v opazovanjih te supernove ni podpisa vodika,« pravi Dan Milisavlevich, glavni avtor študije z univerze Purdue (ZDA).

Za razliko od večine zvezdnih eksplozij, ki izginejo, SN 2012au še naprej sije zahvaljujoč močnemu novorojenemu pulsarju. Zasluge: NASA, ESA in J. DePasquale

Eksplozije zvezd, znane kot supernove, so lahko tako svetle, da zasenčijo galaksije, ki jih vsebujejo. Običajno v nekaj mesecih ali letih popolnoma »izginejo«, včasih pa se ostanki eksplozije »zrušijo« v plinaste oblake, bogate z vodikom in spet zasvetijo. Toda ali lahko spet zasijejo brez vmešavanja od zunaj?

Ko velike zvezde eksplodirajo, se njihova notranjost "zvije" do točke, kjer vsi delci postanejo nevtroni. Če ima nastala nevtronska zvezda magnetno polje in se dovolj hitro vrti, se lahko spremeni v meglico pulsarnega vetra. To se je najverjetneje zgodilo s SN 2012au, ki se nahaja v galaksiji NGC 4790 v smeri ozvezdja Devica.

»Ko je meglica pulsarjev dovolj svetla, deluje kot žarnica, ki osvetljuje zunanji izmet prejšnje eksplozije. Vedeli smo, da supernove proizvajajo hitro vrteče se nevtronske zvezde, vendar nikoli nismo imeli neposrednih dokazov o tem edinstvenem dogodku,« je dodal Dan Milisavlevich.

Slika pulsarja v Sails, ki jo je posnel Nasin observatorij Chandra. Zasluge: NASA

SN 2012au se je sprva izkazalo za nenavadno in v marsičem čudno. Čeprav eksplozija ni bila dovolj svetla, da bi jo lahko označili kot "supersvetilno" supernovo, je bila izjemno energična in dolgoživa.

"Če v središču eksplozije nastane pulzar, potem lahko iztisne in celo pospeši plin, tako da bomo čez nekaj let lahko videli, kako s kisikom bogat plin "beži" od eksplozije SN 2012au, « je pojasnil Dan Milisavlevič.

Utripajoče srce Rakovice meglice. V njegovem središču leži pulsar. Zasluge: NASA/ESA

Supersvetinske supernove so tema, o kateri se razpravlja v astronomiji. So potencialni viri gravitacijskih valov, pa tudi izbruhov gama žarkov in hitrih radijskih izbruhov. Toda razumevanje procesov za temi dogodki se sooča s kompleksnostjo opazovanj in šele naslednja generacija teleskopov bo pomagala astronomom razkriti skrivnosti teh izbruhov.

»To je temeljni proces v vesolju. Če ne bi bilo supernov, nas ne bi bilo. Številni elementi, potrebni za življenje, vključno s kalcijem, kisikom in železom, nastanejo v teh katastrofalnih dogodkih. Mislim, da je za nas kot državljane vesolja pomembno, da razumemo ta proces,« je zaključil Dan Milisavlevich.