O'ta yangi yulduz nimadan iborat. Supernova - o'limmi yoki yangi hayotning boshlanishimi? o'ta yangi yulduz portlashi

Neytrino fizikasi jadal rivojlanmoqda. Bir oy oldin, neytrino astrofizikasidagi muhim voqea bo'lgan gamma-nurlari portlashidan neytrinolarning ro'yxatga olinishi e'lon qilindi.
Ushbu maqolada biz o'ta yangi yulduzlardan neytrinolarni ro'yxatga olish haqida gapiramiz. Bir marta insoniyat ularni aniqlashga muvaffaq bo'ldi.
Men sizga bu "supernovalar" qanday hayvonlar ekanligi, nima uchun ular neytrinolarni chiqarishi, nega bu zarralarni ro'yxatga olish juda muhimligi va nihoyat, ular buni observatoriyalar yordamida qanday amalga oshirishga harakat qilishlari haqida bir oz aytib beraman. janubiy qutb, O'rta er dengizi va Baykalning tubida, Kavkaz tog'lari ostida va Alp tog'larida.
Yo'l davomida biz "urka jarayoni" nima ekanligini bilib olamiz - kim kimdan va nima uchun nimani o'g'irlaydi.

Juda uzoq tanaffusdan so'ng men neytrino fizikasi bo'yicha maqolalar seriyasini davom ettiraman. Birinchi nashrda biz bunday zarracha qanday ixtiro qilingani va u qanday ro'yxatga olinganligi haqida gapirib berdik, unda men neytrino tebranishlarining ajoyib hodisasi haqida gapirdim. Bugun biz quyosh tizimidan tashqaridan bizga keladigan zarralar haqida gapiramiz.

O'ta yangi yulduzlar haqida qisqacha

Biz tungi osmonda ko'rgan yulduzlar bir xil holatda abadiy qolmaydi. Bizni er yuzida o'rab turgan barcha narsalar singari, ular tug'iladilar, uzoq vaqt davomida doimiy ravishda porlaydilar, lekin oxir-oqibat ular avvalgi yonishini saqlay olmaydilar va o'ladilar. Quyoshdan misol tariqasida yulduzning hayot yo'li qanday ko'rinishi mumkin:

(bilan) . Quyoshning hayot aylanishi

Ko'rinib turibdiki, o'z hayotining oxirida Quyosh Yer orbitasiga qadar tez o'sib boradi. Ammo final etarlicha tinch bo'ladi - qobiq to'kiladi va go'zal sayyora tumanligiga aylanadi. Bunday holda, yulduzning yadrosi oq mitti - ixcham va juda yorqin ob'ektga aylanadi.

Ammo hamma yulduzlar ham o‘z sayohatlarini Quyosh kabi tinch yakunlamaydilar. Etarlicha katta massa (> 6-7 quyosh massasi) bilan dahshatli kuch portlashi sodir bo'lishi mumkin, bu o'ta yangi yulduz portlashi deb ataladi.

Nega portlash?

Yulduzlar uchun yoqilg'i vodoroddir. Yulduzning hayoti davomida energiya chiqishi bilan geliyga aylanadi. Yulduzlarning porlashi uchun energiya aynan shu yerdan olinadi. Vaqt o'tishi bilan vodorod tugaydi va geliy davriy jadval bo'ylab og'irroq elementlarga aylana boshlaydi. Bunday jarayon ko'proq energiyani ta'kidlaydi va yulduzning yuqori qatlamlari shishishni boshlaydi, yulduz qizil rangga aylanadi va juda kengayadi. Ammo elementlarning o'zgarishi cheksiz emas, barqaror rejimda u faqat temirga etib borishi mumkin. Bundan tashqari, jarayon endi energiya jihatidan qulay emas. Va endi bizda temir yadroli ulkan, ulkan yulduz bor, u deyarli porlamaydi, ya'ni ichkaridan yorug'lik bosimi yo'q. Yuqori qatlamlar tezda yadroga tusha boshlaydi.

Va bu erda ikkita stsenariy bo'lishi mumkin. Modda hech qanday aylanmasdan va ikkilanmasdan tinch va osoyishta yadroga tushishi mumkin. Ammo esda tutingki, huni hosil bo'lmasligi uchun ko'pincha siz vannadan / lavabodan suvni to'kib tashlashga muvaffaq bo'lasizmi? Eng kichik tebranish va modda aylanadi, tebranishlar, beqarorliklar bo'ladi ...

Texnik jihatdan o'ta barqaror stsenariy bo'lishi mumkin, hatto ikkitasi kuzatilgan. Yulduz kengayib, kengayib, birdan g'oyib bo'ldi. Ammo yulduz savdo qilayotganda qiziqroq!

Og'ir yulduz yadrosining qulashini simulyatsiya qilish.
Bir nechta superkompyuterlarning ko'p oylik ishi qisqarayotgan yulduzning yadrosida beqarorlik qanday paydo bo'lishini va rivojlanishini baholashga imkon berdi.

Yulduzlarning yadrolarida faqat temirgacha bo'lgan elementlar hosil bo'lishi mumkinligi allaqachon aytib o'tilgan. Xo'sh, qolgan atom yadrolari koinotda qayerdan paydo bo'lgan? O'ta yangi yulduz portlashi jarayonida dahshatli haroratlar va bosimlar paydo bo'ladi, bu esa og'ir elementlarning sintezini ta'minlaydi. Rostini aytsam, atrofimizdagi barcha atomlarning yulduzlar markazida yonib ketgani hali ham meni qattiq hayratda qoldiradi. Va temirdan og'irroq barcha yadrolar o'ta yangi yulduz portlashida tug'ilishi kerakligi, umuman olganda, tushunib bo'lmaydi.

Umuman olganda, portlashning boshqa sababi ham bo'lishi mumkin. Bir juft yulduz umumiy markaz atrofida aylanadi, ulardan biri oq mitti. U sherik yulduzning moddasini asta-sekin o'g'irlaydi va uning massasini oshiradi. Agar u to'satdan juda ko'p materiyani o'ziga tortsa, u muqarrar ravishda portlaydi - u barcha moddalarni sirtda ushlab turolmaydi. Bunday chaqnash nomlandi va koinotdagi ta'rifda asosiy rol o'ynadi. Ammo bunday portlashlar deyarli neytrinolarni ishlab chiqarmaydi, shuning uchun biz katta yulduzlarning portlashlariga e'tibor qaratamiz.

Urka jarayoni yoki kim energiya o'g'irlaydi

Neytrinolarga o'tish vaqti keldi. O'ta yangi yulduz portlashlari nazariyasini yaratish muammosi, ko'pincha bo'lgani kabi, energiya saqlanish qonuni bilan bog'liq edi. Debet/kredit balansi o'jarlik bilan birlashmadi. Yulduzning yadrosi shunchaki katta miqdorda energiya chiqarishi kerak, lekin qanday yo'l bilan? Agar siz oddiy yorug'lik (fotonlar) chiqarsangiz, ular yadroning tashqi qobig'iga yopishib qoladilar. Quyoshning yadrosidan fotonlar o'nlab, hatto yuzlab million yillar davomida sirtga tanlanadi. Va o'ta yangi yulduz holatida bosim va zichlik kattaroqdir.

Yechimlar Georgiy Gamov va Mario Schoenberg tomonidan topilgan. Bir marta, Rio-de-Janeyroda Gamov ruletka o'ynagan. Pulning chiplarga aylanishini va keyin egasini hech qanday qarshiliksiz qoldirishini ko'rib, xuddi shu mexanizmni yulduzlar qulashi uchun qanday qo'llash mumkinligini o'ylab topdi. Energiya juda zaif o'zaro ta'sir qiladigan narsaga kirishi kerak. Siz taxmin qilganingizdek, bunday zarracha neytrinodir.

Bunday tushuncha kelgan kazino "Urca" (Casino-da-Urca) deb nomlangan. Gamovning engil qo'li bilan bu jarayon Urca jarayoni deb nomlandi. Model muallifining so'zlariga ko'ra, faqat kazino sharafiga. Ammo Odessadan kelgan hazilkash Gamov va olijanob trol bu tushunchaga boshqa ma'no qo'yganiga kuchli shubha bor.

Shunday qilib, neytrino portlayotgan yulduzdan energiyaning sher ulushini o'g'irlaydi. Faqatgina bu zarralar tufayli portlashning o'zi mumkin bo'ladi.

Bizni qanday neytrinolar kutmoqda? Yulduz, bizga tanish bo'lgan materiya kabi, protonlar, neytronlar va elektronlardan iborat. Saqlanishning barcha qonunlariga rioya qilish uchun: elektr zaryadi, materiya / antimateriya miqdori, elektron neytrinoning tug'ilishi ehtimoli katta.

Nega o'ta yangi yulduzlarning neytrinolari shunchalik muhim?

Astronomiyaning deyarli butun tarixi davomida odamlar koinotni faqat kiruvchi elektromagnit to'lqinlar yordamida o'rganishgan. Ular juda ko'p ma'lumotlarni o'z ichiga oladi, lekin ko'p narsa yashirin qoladi. Fotonlar yulduzlararo muhitda osongina tarqaladi. Turli toʻlqin uzunliklari uchun yulduzlararo chang va gaz shaffof emas. Axir, yulduzlarning o'zlari biz uchun mutlaqo noaniq. Boshqa tomondan, neytrino hodisalarning eng epitsentridan ma'lumot olib, g'azablangan harorat va bosimli jarayonlar haqida - biz laboratoriyada hech qachon erisha olmaydigan sharoitlar haqida gapira oladi.

Biz materiyaning portlayotgan yulduzning yadrosida erishilgan bunday transsendent rejimlar ostida qanday harakat qilishini etarlicha bilmaymiz. Bu erda fizikaning barcha sohalari bir-biriga bog'langan: gidrodinamika, zarralar fizikasi, kvant maydon nazariyasi, tortishish nazariyasi. "U yerdan" olingan har qanday ma'lumot bizning dunyo haqidagi bilimimizni kengaytirishga katta yordam beradi.

Tasavvur qiling-a, neytrinodagi portlashning yorqinligi optik diapazondagidan 100 (!) marta kattaroqdir. Bunday ko'p ma'lumotni olish juda qiziqarli bo'lar edi. Neytrino nurlanishi shunchalik kuchliki, bu deyarli o'zaro ta'sir qilmaydigan zarralar odamni portlash yaqinida bo'lsa, o'ldiradi. Portlashning o'zi emas, balki faqat neytrino! Uchib ketganidan keyin to'xtashi kafolatlangan zarracha

kilometr qo'rg'oshin - Yer orbitasining radiusidan 10 million marta.

Katta bonus shundaki, neytrinolar yorug'lik signalidan oldin ham bizga kelishi kerak! Axir, fotonlar yulduz yadrosini tark etishi uchun ko'p vaqt kerak bo'ladi, neytrino esa u orqali hech qanday to'siqsiz o'tadi. Avans bir kunga yetishi mumkin. Shunday qilib, neytrino signali barcha mavjud teleskoplarni qayta yo'naltirish uchun tetik bo'ladi. Biz qaerga va qachon qarashni aniq bilib olamiz. Ammo portlashning birinchi lahzalari, yorqinligi eksponent ravishda ko'tarilib, pasayganda, fan uchun eng muhim va qiziqarli.

Yuqorida aytib o'tilganidek, neytrinolarning portlashisiz o'ta yangi yulduz portlashi mumkin emas. Busiz og'ir kimyoviy elementlar oddiygina shakllana olmaydi. Lekin yorug'lik chirog'isiz - butunlay
. Bunday holda, neytrino ushbu noyob jarayon haqida bizning yagona ma'lumot manbamiz bo'ladi.

Supernova 1987

1970-yillar birlashish nazariyalarining jadal rivojlanishi bilan ajralib turdi. To'rtta asosiy kuchning barchasi bitta tavsif bilan birlashishni orzu qilgan. Bunday modellar juda noodatiy oqibatlarga olib keldi - odatiy proton parchalanishi kerak edi.

Ushbu noyob hodisani qidirish uchun bir nechta detektorlar qurilgan. Ular orasida Yaponiya tog'larida joylashgan Kamiokande o'rnatmasi alohida ajralib turdi.

Kamiokande detektori.

Katta suv idishi o'sha vaqt uchun eng aniq o'lchovlarni amalga oshirdi, lekin ... hech narsa topmadi. O'sha yillar neytrino fizikasining boshlanishi edi. Ma'lum bo'lishicha, o'rnatishni biroz yaxshilash va o'zini neytrinolarga yo'naltirish bo'yicha juda uzoqni ko'zlab qaror qabul qilingan. O'rnatish yaxshilandi, bir necha yillar davomida ular fon jarayonlariga xalaqit berish bilan kurashdilar va 1987 yil boshida ular yaxshi ma'lumotlarni olishni boshladilar.

Kamiokande II detektoridagi o'ta yangi SN1987a signali. Gorizontal o'q - daqiqalardagi vaqt. .

Juda qisqa va aniq signal. Ertasi kuni astronomlar bizning galaktikamizning sun'iy yo'ldoshi bo'lgan Magellan bulutida o'ta yangi yulduz portlashi haqida xabar berishdi. Bu birinchi marta astrofiziklar epidemiyaning rivojlanishini uning dastlabki bosqichlaridan boshlab kuzatishga muvaffaq bo'ldi. U faqat may oyida maksimal darajaga yetdi va keyin asta-sekin so'na boshladi.

Kamiokande o'ta yangi yulduzdan kutilgan narsa - elektron neytrinolarni ishlab chiqardi. Lekin yangi detektor, endigina ma'lumotlarni yig'ishni boshladi... Bu shubhali. Yaxshiyamki, u o'sha paytdagi yagona neytrino detektori emas edi.

IMB detektori Amerikaning tuz konlariga joylashtirildi. Ish mantig'ida u Kamiokandega o'xshardi. Suv bilan to'ldirilgan va fotosensorlar bilan o'ralgan ulkan kub. Tez uchadigan zarralar porlashni boshlaydi va bu nurlanish ulkan fotoko'paytirgichlar tomonidan aniqlanadi.

AQShdagi sobiq tuz konida IMB detektori.

SSSRda kosmik nurlar fizikasi haqida bir necha so'z aytish kerak. Bu yerda oʻta yuqori energiyali nurlar fizikasining juda kuchli maktabi shakllangan. Vadim Kuzmin o'z asarlarida birinchi bo'lib kosmosdan keladigan zarralarni o'rganishning o'ta muhimligini ko'rsatdi - laboratoriyada biz hech qachon bunday energiyani olishimiz dargumon. Aslida, uning guruhi ultra yuqori energiyali nurlarning zamonaviy fizikasi va neytrino astrofizikasiga asos solgan.

Tabiiyki, bunday tadqiqotlar faqat nazariya bilan cheklanib qolmaydi va 80-yillarning boshidan boshlab Andirchi tog'i ostidagi Baksanda (Kavkaz) bir vaqtning o'zida ikkita tajriba ma'lumotlarini yig'ishda davom etmoqda. Ulardan biri quyosh neytrinolarini o'rganishga qaratilgan. U quyosh neytrinolari muammosini hal qilishda va neytrino tebranishlarini ochishda muhim rol o'ynadi. Men bu haqda oldingi maqolada gapirgan edim. Ikkinchisi, neytrino teleskopi kosmosdan kelayotgan ulkan energiyali neytrinolarni aniqlash uchun maxsus qurilgan.

Teleskop uchta qatlamli kerosin tanklaridan iborat bo'lib, ularning har birida fotodetektor biriktirilgan. Ushbu o'rnatish zarracha yo'lini qayta qurish imkonini berdi.

Baksan Neytrino rasadxonasidagi neytrino teleskopining qatlamlaridan biri

Shunday qilib, uchta detektor o'ta yangi yulduzdan neytrinolarni ko'rdi - bu neytrino astrofizikasining ishonchli va juda muvaffaqiyatli boshlanishi!

Neytrinolar uchta detektor tomonidan qayd etilgan: Yaponiya tog'larida Super-Kamiokande, AQShda IMB va Kavkazdagi Baksan darasida.

Portlash paytida tashlangan yulduz qobig'idan hosil bo'lgan sayyora tumanligi esa yillar davomida shunday o'zgargan.

Bir martalik reklama yoki...

Savol juda tabiiy - biz qanchalik tez-tez "omadli" bo'lamiz? Afsuski, ko'p emas. Kuzatuv shuni ko'rsatadiki, bizning galaktikamizdagi oldingi o'ta yangi yulduz 1868 yilda portlagan, ammo u kuzatilmagan. Va oxirgisi 1604 yilda kashf etilgan.

Lekin! Koinotning har bir joyida har soniya chaqnab turadi! Uzoq, lekin tez-tez. Bunday portlashlar fon radiatsiyasiga biroz o'xshash diffuz fon hosil qiladi. U har tomondan keladi va doimiydir. Biz bunday hodisalarni izlash uchun intensivlik va energiyani juda muvaffaqiyatli baholashimiz mumkin.

Rasmda bizga ma'lum bo'lgan barcha neytrino manbalaridan oqimlar ko'rsatilgan:

. Barcha mumkin bo'lgan manbalardan Yerdagi neytrinolar spektri.

Yuqoridagi bordo egri chizig'i 1987 yilgi o'ta yangi yulduzning neytrinosi, pastdagisi esa koinotda har soniyada portlayotgan yulduzlarning fotosurati. Agar biz etarlicha sezgir bo'lsak va bu zarralarni, masalan, Quyoshdan yoki reaktorlardan keladigan narsalardan ajrata olsak, unda ro'yxatga olish juda mumkin.

Bundan tashqari, Super-Kamiokande allaqachon kerakli sezgirlikka erishgan. U buni kattalik tartibida yaxshilashi kerak edi. Hozirda detektor ochiq, profilaktika ishlari olib borilmoqda, shundan so'ng unga yangi faol modda qo'shiladi, bu uning samaradorligini sezilarli darajada oshiradi. Shuning uchun biz kuzatishda va kutishda davom etamiz.

Qanday qilib ular endi o'ta yangi yulduzlardan neytrinolarni qidirmoqdalar

Yulduz portlashlari hodisalarini qidirish uchun ikki turdagi detektorlardan foydalanish mumkin.

Birinchisi - Cherenkov detektori. Buning uchun katta hajmdagi shaffof zich modda - suv yoki muz kerak bo'ladi. Agar neytrinolar tomonidan tug'ilgan zarralar muhitda yorug'lik tezligidan kattaroq tezlikda harakat qilsa, biz zaif nurni ko'ramiz. Faqat fotodetektorlarni o'rnatish qoladi. Ushbu usulning kamchiliklaridan biz faqat juda tez zarralarni ko'ramiz, ma'lum bir energiyadan kam bo'lgan hamma narsa bizdan qochib ketadi.

Yuqorida aytib o'tilgan IMB va Kamiokande shunday ishlagan. Ikkinchisi Super-Kamiokande ga ko'tarilib, 13 000 fotosensorli ulkan 40 metrli silindrga aylandi. Endi detektor 10 yillik ma'lumotlar yig'ilgandan keyin ochiq. U qochqinlar bilan yopiladi, bakteriyalardan tozalanadi va ozgina neytronga sezgir modda qo'shiladi va u yana ishga tushadi.

Oldini olish uchun Super-Kamiokande. Ko'proq katta hajmdagi fotosuratlar va videolar.

Siz bir xil aniqlash usulidan foydalanishingiz mumkin, lekin sun'iy akvariumlar o'rniga tabiiy suv omborlaridan foydalaning. Masalan, Baykal ko'lining eng toza suvlari. Hozir u yerda ikki kub kilometr suvni qamrab oladigan teleskop o‘rnatilmoqda. Bu Super Kamiokandedan 40 baravar katta. Ammo u erda detektorlarni qo'yish unchalik qulay emas. Odatda, bir nechta fotosensorlar kiritilgan to'plarning gulchambari ishlatiladi.

Antares detektori qurilgan va ishlayotgan O'rta er dengizida juda o'xshash kontseptsiya amalga oshirilmoqda, kubni ko'radigan ulkan KM3Net qurilishi rejalashtirilgan. kilometr dengiz suvi.

Hammasi yaxshi bo'lardi, lekin ko'plab tirik mavjudotlar dengizda suzishadi. Natijada, neytrino hodisalarini suzuvchi baliqlardan ajratib turadigan maxsus neyron tarmoqlarni ishlab chiqish kerak.

Lekin siz suv bilan tajriba qilishingiz shart emas! Antarktika muzi ancha shaffof, unga detektorlarni o'rnatish osonroq, u hali u qadar sovuq bo'lmasdi... IceCube detektori Janubiy qutbda ishlaydi - fotosensorlarning gulchambarlari bir kub kilometr muz qalinligida lehimlangan, muzdagi neytrinolarning o'zaro ta'sirining izlarini qidiradi.

IceCube detektoridagi voqea tasviri.

Endi ikkinchi usulga o'tamiz. Suv o'rniga siz faol moddadan foydalanishingiz mumkin - sintilator. Zaryadlangan zarracha ular orqali o'tganda bu moddalarning o'zi porlaydi. Agar siz bunday moddaning katta hammomini yig'sangiz, siz juda sezgir o'rnatishni olasiz.

Misol uchun, Alp tog'laridagi Borexino detektori 300 tonnadan ozroq faol moddadan foydalanadi.

Xitoyning DayaBay kompaniyasi 160 tonna sintilatordan foydalanadi.

Ammo Xitoyning JUNO tajribasi ham 20 000 tonnagacha suyuq sintilatorni o'z ichiga olgan rekordchi bo'lishga tayyorlanmoqda.

Ko'rib turganingizdek, hozirda o'ta yangi yulduzning neytrinolarini aniqlashga tayyor bo'lgan juda ko'p tajribalar ishlamoqda. Sizni shunga o'xshash fotosuratlar va diagrammalar bilan bombardimon qilmaslik uchun men ulardan faqat bir nechtasini sanab o'tdim.

Shuni ta'kidlash kerakki, o'ta yangi yulduzni kutish ularning barchasi uchun asosiy maqsad emas. Masalan, KamLand va Borexino Yerda antineytrinolarning ajoyib manbalarini - asosan reaktorlar va ichaklardagi radioaktiv izotoplarni qurdilar; IceCube doimiy ravishda kosmosdan o'ta yuqori neytrino neytrinolarni kuzatadi; SuperKamiokande Quyoshdan, atmosferadan va yaqin atrofdagi J-PARC tezlatgichidan neytrinolarni o'rganadi.

Ushbu tajribalarni qandaydir tarzda birlashtirish uchun hatto triggerlar va ogohlantirishlar ishlab chiqilgan. Agar detektorlardan biri o'ta yangi yulduz hodisasiga o'xshash narsani ko'rsa, darhol boshqa qurilmalarga signal keladi. Gravitatsion teleskoplar va optik observatoriyalar ham zudlik bilan ogohlantirilib, asboblarini shubhali manba tomon yo‘naltiradi. Hatto havaskor astronomlar ham ogohlantirishlar uchun ro'yxatdan o'tishlari mumkin va bir oz omad bilan ular ushbu tadqiqotga hissa qo'shishlari mumkin.

Ammo, Borexinodagi hamkasblar aytganidek, ko'pincha o'ta yangi yulduz signalini kabellar orasida bo'lgan tozalovchi keltirib chiqaradi ...

Bir oz omadli bo'lsa, nimani ko'rishni kutamiz? Voqealarning soni detektorning hajmiga juda bog'liq va noaniq 100 dan millionlab hodisalar to'plamigacha. Keyingi avlodning tajribalari haqida nima deyish mumkin: Hyper-Kamiokande, JUNO, DUNE - ular bir necha bor sezgir bo'ladi.

Galaktikamizda o'ta yangi yulduz portlashi sodir bo'lgan taqdirda biz nimani ko'rishimiz mumkin?

Ertaga galaktikada o'ta yangi yulduz paydo bo'lishi mumkin va biz dahshatli portlashning epitsentridan xabar olishga tayyormiz. Shuningdek, mavjud optik teleskoplar va gravitatsion to'lqin detektorlarini muvofiqlashtirish va yo'naltirish.

P.S. Maqola yozish uchun ma'naviy zarba bergan ‘uga alohida rahmat aytmoqchiman. Agar siz zarrachalar fizikasi olamidan yangiliklar / fotosuratlar / memlarga qiziqsangiz, obuna bo'lishingizni qat'iy maslahat beraman.

Qadimgi yilnomalar va yilnomalar bizga vaqti-vaqti bilan osmonda juda yuqori yorqin yulduzlar paydo bo'lishini aytadi. Ular tezda yorqinligini oshirdi va keyin asta-sekin, bir necha oy davomida so'nib, ko'rinmay qoldi. Maksimal yorqinlikka yaqin bo'lgan bu yulduzlar hatto kun davomida ham ko'rinardi. Eng yorqin epidemiyalar 1006 va 1054 yillarda bo'lgan, ular haqida ma'lumot Xitoy va Yaponiya risolalarida keltirilgan. 1572 yilda bunday yulduz Kassiopiya yulduz turkumida yonib ketgan va uni taniqli astronom Tixo Brahe kuzatgan va 1604 yilda Ophiuchus yulduz turkumidagi xuddi shunday alangani Iogannes Kepler kuzatgan. O'shandan beri astronomiyada "teleskopik" davrning to'rt asrida bunday o'choqlar kuzatilmagan. Biroq, kuzatuv astronomiyasining rivojlanishi bilan tadqiqotchilar juda yuqori yorqinlikka erisha olmasalar ham, juda ko'p miqdordagi shunga o'xshash chaqnashlarni aniqlay boshladilar. To'satdan paydo bo'lgan va izsiz g'oyib bo'lgan bu yulduzlar "Yangi" deb atala boshlandi. 1006 va 1054 yilgi yulduzlar, Tycho va Kepler yulduzlari bir xil portlashlar bo'lib tuyuldi, faqat juda yaqin va shuning uchun yorqinroq. Ammo bunday emasligi ma'lum bo'ldi. 1885 yilda Tartudagi rasadxonada astronom Xartvig taniqli Andromeda tumanligida yangi yulduz paydo bo'lganini payqadi. Bu yulduz 6-chi ko'rinadigan kattalikka yetdi, ya'ni uning nurlanish kuchi butun tumanlikdan atigi 4 baravar kam edi. Keyin bu astronomlarni ajablantirmadi: axir, Andromeda tumanligining tabiati noma'lum edi, bu shunchaki Quyoshga juda yaqin bo'lgan chang va gaz buluti deb taxmin qilingan. Faqat 1920-yillarda Andromeda tumanligi va boshqa spiral tumanliklar bizdan uzoqda joylashgan yuzlab milliard yulduzlar va millionlab yorug'lik yilidan iborat ulkan yulduz tizimlari ekanligi ayon bo'ldi. Andromeda tumanligida 17-18 magnitudali ob'ektlar sifatida ko'rinadigan oddiy Yangi Yulduzlarning miltillashi ham aniqlandi. Ma'lum bo'ldiki, 1885 yilgi yulduz nurlanish kuchi bo'yicha Yangi Yulduzlardan o'n minglab marta oshib ketgan, qisqa vaqt ichida uning yorqinligi ulkan yulduzlar tizimining yorqinligiga deyarli teng edi! Shubhasiz, bu epidemiyalarning tabiati boshqacha bo'lishi kerak. Keyinchalik, bu eng kuchli chaqnashlar "Supernovalar" deb nomlandi, bunda "super" prefiksi ularning "yangiligi" emas, balki kattaroq nurlanish kuchini anglatardi.

O'ta yangi yulduzlarni qidirish va kuzatish

Uzoq galaktikalarning fotosuratlarida o'ta yangi yulduzlarning portlashlari tez-tez kuzatila boshlandi, ammo bu kashfiyotlar tasodifiy bo'lib, bu ulkan chaqnashlarning sabablari va mexanizmini tushuntirish uchun zarur bo'lgan ma'lumotlarni taqdim eta olmadi. Biroq, 1936 yilda Qo'shma Shtatlardagi Palomar rasadxonasida ishlagan astronomlar Baade va Zviki o'ta yangi yulduzlarni tizimli tizimli qidirishni boshladilar. Ularning ixtiyorida Shmidt teleskopi bor edi, bu bir necha o'nlab kvadrat darajali maydonlarni suratga olish imkonini berdi va hatto zaif yulduzlar va galaktikalarning juda aniq tasvirlarini berdi. Bir necha haftadan so'ng olingan osmonning bir mintaqasi fotosuratlarini solishtirsak, fotosuratlarda aniq ko'rinadigan galaktikalarda yangi yulduzlarning paydo bo'lishini osongina payqash mumkin edi. Suratga olish uchun eng yaqin galaktikalarga boy osmon hududlari tanlab olindi, bu yerda ularning bitta tasvirdagi soni bir necha oʻnlab yetib borishi mumkin va oʻta yangi yulduzlarni aniqlash ehtimoli eng yuqori boʻlgan.

1937 yilda Baade va Zviki 6 ta o'ta yangi yulduzni kashf etishga muvaffaq bo'lishdi. Ular orasida 1937C va 1937D (astronomlar o'ta yangi yulduzlarni kashf qilingan yilga joriy yilda kashfiyotlar ketma-ketligini ko'rsatadigan harflar qo'shib belgilashga qaror qilishdi) mos ravishda maksimal 8 va 12 magnitudaga etgan juda yorqin yulduzlar edi. Ular uchun yorug'lik egri chiziqlari - vaqt o'tishi bilan yorqinlikning o'zgarishiga bog'liqligi va ko'p sonli spektrogrammalar - nurlanish intensivligining to'lqin uzunligiga bog'liqligini ko'rsatadigan yulduz spektrlarining fotosuratlari olingan. Bir necha o'n yillar davomida ushbu material o'ta yangi yulduz portlashlarining sabablarini aniqlashga harakat qilgan barcha tadqiqotchilar uchun asosiy material bo'ldi.

Afsuski, Ikkinchi Jahon urushi muvaffaqiyatli boshlangan kuzatuv dasturini to'xtatdi. Palomar rasadxonasida o'ta yangi yulduzlarni tizimli qidirish faqat 1958 yilda qayta tiklandi, ammo Shmidt tizimining kattaroq teleskopi bilan 22-23 magnitudali yulduzlarni suratga olish imkonini berdi. 1960 yildan buyon bu ishga butun dunyo bo'ylab mos teleskoplar mavjud bo'lgan bir qator boshqa rasadxonalar ham qo'shildi. SSSRda bunday ishlar DAIning Qrim stantsiyasida amalga oshirildi, u erda diametri 40 sm linzali va juda katta ko'rish maydoni - deyarli 100 kvadrat daraja bo'lgan astrograf teleskopi o'rnatildi va Abastumani astrofizika observatoriyasida. Gruziyada - kirish joyi 36 sm bo'lgan Shmidt teleskopida Qrimda va Abastumanida ko'plab o'ta yangi kashfiyotlar qilingan. Boshqa rasadxonalar ichida eng ko'p kashfiyotlar Italiyadagi Asiago rasadxonasida bo'lib, u erda Shmidt tizimining ikkita teleskopi ishlagan. Shunga qaramay, Palomar rasadxonasi kashfiyotlar soni bo'yicha ham, aniqlash uchun mavjud bo'lgan yulduzlarning maksimal kattaligi bo'yicha ham etakchi bo'lib qoldi. Birgalikda, 60-70-yillarda yiliga 20 tagacha o'ta yangi yulduzlar topildi va ularning soni tez o'sishni boshladi. Kashfiyotdan so'ng darhol katta teleskoplar yordamida fotometrik va spektroskopik kuzatishlar boshlandi.

1974 yilda F. Zviki vafot etdi va tez orada Palomar rasadxonasida o'ta yangi yulduzlarni qidirish to'xtatildi. Kashf etilgan o'ta yangi yulduzlar soni kamaydi, ammo 1980-yillarning boshidan buyon yana o'sishni boshladi. Janub osmonida – Chilidagi Cerro el Roble rasadxonasida yangi qidiruv dasturlari ishga tushirildi va astronomlar o‘ta yangi yulduzlarni kashf qila boshladilar. Ma'lum bo'lishicha, 20-30 sm linzali kichik havaskor teleskoplar yordamida vizual ravishda aniqlangan galaktikalar to'plamini muntazam ravishda kuzatish orqali yorqin o'ta yangi yulduzlarning portlashlarini muvaffaqiyatli qidirish mumkin. Eng katta muvaffaqiyatga avstraliyalik ruhoniy Robert Evans erishdi, u 80-yillarning boshidan boshlab yiliga 6 tagacha o'ta yangi yulduzlarni kashf etishga muvaffaq bo'ldi. Professional astronomlar uning “osmon bilan bevosita aloqasi” haqida hazil qilishsa ajabmas.

1987 yilda 20-asrning eng yorqin oʻta yangi yulduzi SN 1987A galaktikamizning “sunʼiy yoʻldoshi” boʻlgan va bizdan bor-yoʻgʻi 55 kiloparsek masofada joylashgan Katta Magellan buluti galaktikasida topildi. Bir muncha vaqt davomida bu o'ta yangi yulduz hatto yalang'och ko'z bilan ham ko'rinib turardi va maksimal yorqinligi taxminan 4 magnitudaga yetdi. Biroq, uni faqat janubiy yarimsharda kuzatish mumkin edi. Ushbu o'ta yangi yulduz uchun aniqligi va davomiyligi bo'yicha noyob fotometrik va spektral kuzatishlar seriyasi olindi va endi astronomlar o'ta yangi yulduzning kengayuvchi gazsimon tumanlikka aylanishi jarayoni qanday rivojlanishini kuzatishda davom etmoqdalar.



Supernova 1987 A. Yuqori chap tomonda o'ta yangi yulduz otilishi sodir bo'lgan hududning portlashdan ancha oldin olingan fotosurati. Tez orada portlaydigan yulduz o'q bilan belgilangan. Yuqori o'ng tomonda - o'ta yangi yulduz maksimal yorqinlikka yaqin bo'lgan osmonning xuddi shu hududining fotosurati. Quyida - o'ta yangi yulduz epidemiyadan 12 yil o'tgach qanday ko'rinishga ega. O'ta yangi yulduz atrofidagi halqalar yulduzlararo gaz (qisman supernova yulduzi tomonidan portlashdan oldin ham chiqariladi), portlash paytida ionlanadi va porlashda davom etadi.

80-yillarning o'rtalarida astronomiyada fotografiya davri tugashi aniq bo'ldi. Tez takomillashib borayotgan CCD qabul qiluvchilar sezgirlik va qayd etilgan to'lqin uzunligi diapazoni bo'yicha fotografik emulsiyadan ko'p marta ustun edi, aniqlik jihatidan deyarli undan kam emas edi. CCD kamerasi tomonidan olingan tasvirni darhol kompyuter ekranida ko'rish va ilgari olinganlar bilan solishtirish mumkin edi, va suratga olish uchun ishlab chiqish, quritish va taqqoslash jarayoni eng yaxshi kunni oladi. Fotografik plitalarning qolgan yagona afzalligi - osmonning katta maydonlarini suratga olish qobiliyati ham o'ta yangi yulduzlarni qidirish uchun ahamiyatsiz bo'lib chiqdi: CCD kamerali teleskop bir vaqtning o'zida fotografik plastinkaga tushgan barcha galaktikalarni alohida tasvirlashi mumkin edi. fotografik ekspozitsiya bilan solishtirish mumkin. To'liq avtomatlashtirilgan o'ta yangi yulduzlarni qidirish dasturlari loyihalari paydo bo'ldi, ularda teleskop ilgari kiritilgan dastur bo'yicha tanlangan galaktikalarga qaratilgan va olingan tasvirlar kompyuter tomonidan ilgari olingan tasvirlar bilan taqqoslanadi. Faqatgina yangi ob'ekt aniqlansa, kompyuter astronomga signal yuboradi, u haqiqatan ham o'ta yangi yulduz portlashi qayd etilganmi yoki yo'qligini aniqlaydi. 1990-yillarda Lik observatoriyasida (AQSh) 80 sm aks ettiruvchi teleskop yordamida bunday tizim ishlay boshladi.

Havaskor astronomlar uchun oddiy CCD kameralarining mavjudligi ularning vizual kuzatuvlardan CCD kuzatuvlariga o'tishiga olib keldi, keyin esa 18 va hatto 19 magnitudali yulduzlar 20-30 sm linzali teleskoplar uchun mavjud bo'ladi. Avtomatlashtirilgan qidiruvlarning joriy etilishi va CCD kameralari yordamida o'ta yangi yulduzlarni qidirayotgan havaskor astronomlar sonining o'sishi kashfiyotlar sonining ko'payishiga olib keldi: hozirda yiliga 100 dan ortiq o'ta yangi yulduzlar kashf qilinmoqda va umumiy kashfiyotlar soni 1500 dan oshdi. So'nggi yillarda oyna diametri 3-4 metr bo'lgan eng katta teleskoplarda juda uzoq va zaif o'ta yangi yulduzlarni qidirmoqda. Ma'lum bo'lishicha, maksimal yorqinligi 23-24 magnitudaga etgan o'ta yangi yulduzlarni o'rganish butun olamning tuzilishi va taqdiri haqidagi ko'plab savollarga javob berishi mumkin. Eng ilg'or CCD kameralar bilan jihozlangan bunday teleskoplar yordamida bir kechada kuzatishlar natijasida 10 dan ortiq uzoqdagi o'ta yangi yulduzlarni aniqlash mumkin! Bunday o'ta yangi yulduzlarning bir nechta tasvirlari quyidagi rasmda ko'rsatilgan.

Hozirda kashf etilgan deyarli barcha o'ta yangi yulduzlar kamida bitta spektrga ega va ularning ko'plari yorug'lik egri chiziqlariga ega (havaskor astronomlar ham rahmat). Shunday qilib, tahlil qilish uchun mavjud bo'lgan kuzatuv materiallari miqdori juda katta va bu ulug'vor hodisalarning tabiati haqidagi barcha savollarni hal qilish kerakdek tuyuladi. Afsuski, hozircha bunday emas. Keling, o'ta yangi yulduz tadqiqotchilari oldida turgan asosiy savollarni va bugungi kunda ularga eng ehtimol javoblarni batafsil ko'rib chiqaylik.

O'ta yangi yulduzlarning tasnifi, yorug'lik egri chiziqlari va spektrlari

Hodisaning fizik tabiati haqida xulosa chiqarishdan oldin uning kuzatilayotgan ko'rinishlarini to'liq tushunish kerak, ular to'g'ri tasniflanishi kerak. Tabiiyki, o'ta yangi yulduzlar tadqiqotchilari oldida turgan birinchi savol ular bir xilmi, agar bo'lmasa, qanchalik farq qiladi va ularni tasniflash mumkinmi. Baade va Zviki tomonidan kashf etilgan birinchi o'ta yangi yulduzlar yorug'lik egri chizig'i va spektrlarida sezilarli farqlarni ko'rsatdi. 1941 yilda R.Minkovski o'ta yangi yulduzlarni spektrlarning tabiatiga ko'ra ikkita asosiy turga bo'lishni taklif qildi. U o'ta yangi yulduzlarni I tipga kiritdi, ularning spektrlari o'sha paytda ma'lum bo'lgan barcha ob'ektlar spektrlaridan butunlay farq qiladi. Olamdagi eng keng tarqalgan element - vodorodning chiziqlari butunlay yo'q edi, butun spektr aniqlab bo'lmaydigan keng maksimal va minimallardan iborat edi, spektrning ultrabinafsha qismi juda zaif edi. O'ta yangi yulduzlar II turga tayinlangan, ularning spektrlari vodorodning juda kuchli emissiya chiziqlari mavjudligi bilan "oddiy" yangi yulduzlarga o'xshashligini ko'rsatdi, ularning spektrining ultrabinafsha qismi yorqin.

I turdagi o'ta yangi yulduzlarning spektrlari o'ttiz yil davomida sirli bo'lib qoldi. Yu.P.Pskovskiy spektrlardagi chiziqlar keng va ancha chuqur yutilish chiziqlari orasidagi uzluksiz spektrning segmentlaridan boshqa narsa emasligini ko'rsatganidan keyingina I turdagi o'ta yangi yulduzlarning spektrlarini aniqlash oldinga siljidi. Bir qator assimilyatsiya chiziqlari, birinchi navbatda, bitta ionlangan kaltsiy va kremniyning eng qizg'in chiziqlari aniqlandi. Bu chiziqlarning to'lqin uzunliklari sekundiga 10-15 ming km tezlikda kengayib borayotgan qobiqdagi Dopller effekti tufayli spektrning binafsha tomoniga siljiydi. I turdagi o'ta yangi yulduzlar spektrlaridagi barcha chiziqlarni aniqlash nihoyatda qiyin, chunki ular juda kengayib, bir-birining ustiga qo'yilgan; qayd etilgan kaltsiy va kremniydan tashqari, magniy va temirning chiziqlarini aniqlash mumkin edi.

O'ta yangi yulduzlar spektrlarini tahlil qilish muhim xulosalar chiqarish imkonini berdi: I turdagi o'ta yangi yulduzlar paytida chiqarilgan qobiqlarda vodorod deyarli yo'q; II tipdagi o'ta yangi yulduzlarning qobiqlarining tarkibi quyosh atmosferasi bilan deyarli bir xil. Chig'anoqlarning kengayish tezligi 5 dan 15-20 ming km / s gacha, fotosferaning harorati maksimal - 10-20 ming daraja. Harorat tez pasayib, 1-2 oydan keyin 5-6 ming darajaga etadi.

O'ta yangi yulduzlarning yorug'lik egri chiziqlari ham bir-biridan farq qildi: I tur uchun ularning barchasi juda o'xshash edi, yorqinligi 2-3 kundan ortiq davom etmaydigan maksimal darajaga qadar juda tez ko'tarilishi, yorqinligi 3 magnitudaga tez pasayishi bilan xarakterli shaklga ega edi. 25-40 kun ichida va keyinchalik sekin parchalanish, yulduz kattaliklari shkalasida deyarli chiziqli, bu yorqinlikning eksponensial yemirilishiga to'g'ri keladi.

II turdagi o'ta yangi yulduzlarning yorug'lik egri chiziqlari ancha xilma-xil bo'lib chiqdi. Ba'zilari I turdagi o'ta yangi yulduzlarning yorug'lik egri chizig'iga o'xshardi, faqat chiziqli "dumning boshlanishiga qadar yorug'likning sekinroq va uzoqroq pasayishi bilan", boshqalarda maksimaldan so'ng darhol deyarli doimiy yorqinlik mintaqasi boshlanadi - shuning uchun -100 kungacha davom etishi mumkin bo'lgan "plato" deb ataladi. Keyin yorqinlik keskin tushib, chiziqli "quyruq" ga kiradi. Barcha erta yorug'lik egri chiziqlari oddiy fotografik plitalarning sezgirligiga (to'lqin uzunligi oralig'i 3500-5000 A) mos keladigan fotografik kattalik tizimi deb ataladigan fotografik kuzatuvlar asosida olingan. Hatto unga qo'shimcha ravishda fotovizual tizimdan foydalanish (5000-6000 A) o'ta yangi yulduzlarning rang indeksining (yoki oddiygina "rangi") o'zgarishi haqida muhim ma'lumotlarni olish imkonini berdi: ma'lum bo'lishicha, maksimaldan keyin ikkalasi ham. o'ta yangi yulduzlar turlari doimiy ravishda "qizarib turadi", ya'ni nurlanishning asosiy qismi uzunroq to'lqin uzunliklari tomon siljiydi. Bu qizarish yorqinlikning chiziqli pasayishi bosqichida to'xtaydi va hatto "moviyroq" o'ta yangi yulduzlar bilan almashtirilishi mumkin.

Bundan tashqari, I va II turdagi o'ta yangi yulduzlar o'zlari alangalangan galaktikalar turlari bo'yicha farqlanadi. II tipdagi oʻta yangi yulduzlar faqat spiral galaktikalarda aniqlangan, bu yerda yulduzlar hozirgi vaqtda shakllanishda davom etmoqda va bu yerda ham past massali eski yulduzlar, ham yosh, massiv va “qisqa umr” (faqat bir necha million yil) yulduzlar mavjud. I turdagi o'ta yangi yulduzlar ham spiral, ham elliptik galaktikalarda otilib chiqadi, bu erda yulduz shakllanishi milliardlab yillar davomida kuchli bo'lmagan deb hisoblanadi.

O'ta yangi yulduzlarning tasnifi bu shaklda 1980-yillarning o'rtalarigacha saqlanib qoldi. Astronomiyada CCD qabul qiluvchilarning keng qo'llanilishining boshlanishi kuzatuv materialining miqdori va sifatini sezilarli darajada oshirishga imkon berdi. Zamonaviy asbob-uskunalar zaif, shu paytgacha erishib bo'lmaydigan ob'ektlar uchun spektrogrammalarni olish imkonini berdi; ancha katta aniqlik bilan chiziqlarning intensivligi va kengligini aniqlash, spektrlarda zaifroq chiziqlarni qayd etish mumkin edi. CCD qabul qiluvchilar, infraqizil detektorlar va kosmik kemaga o'rnatilgan asboblar ultrabinafshadan uzoq infraqizilgacha bo'lgan optik nurlanishning barcha diapazonida o'ta yangi yulduzlarni kuzatish imkonini berdi; o'ta yangi yulduzlarning gamma, rentgen va radio kuzatuvlari ham o'tkazildi.

Natijada, o'ta yangi yulduzlarning aniq belgilangan ikkilik tasnifi tez o'zgarib, murakkablasha boshladi. Ma'lum bo'lishicha, I turdagi o'ta yangi yulduzlar ko'rinadigan darajada bir hil emas. Ushbu o'ta yangi yulduzlarning spektrlarida sezilarli farqlar topildi, ularning eng muhimi taxminan 6100 A to'lqin uzunligida kuzatilgan yakka ionlangan kremniy chizig'ining intensivligi edi. I turdagi o'ta yangi yulduzlarning ko'pchiligi uchun bu yutilish chizig'i yorqinlik maksimaliga yaqin edi. spektrdagi eng sezilarli xususiyat, lekin ba'zi o'ta yangi yulduzlar uchun u amalda yo'q edi va geliyni yutish chiziqlari eng qizg'in edi.

Bu o'ta yangi yulduzlar Ib, "klassik" tip I o'ta yangi yulduzlar esa Ia deb belgilandi. Keyinchalik, ba'zi Ib o'ta yangi yulduzlarida geliy chiziqlari yo'qligi ma'lum bo'ldi va ular Ic tipi deb nomlandi. Ushbu yangi turdagi o'ta yangi yulduzlar "klassik" Ia-dan yorug'lik egri chizig'i bilan ajralib turardi, ular juda xilma-xil bo'lib chiqdi, garchi ular Ia o'ta yangi yulduzlarining yorug'lik egri chizig'iga o'xshash bo'lsa ham. Ib/c tipidagi o'ta yangi yulduzlar ham radio emissiya manbalari bo'lib chiqdi. Ularning barchasi spiral galaktikalarda, yulduz paydo bo'lishi yaqinda sodir bo'lishi mumkin bo'lgan mintaqalarda topilgan va juda katta yulduzlar hali ham mavjud.

Qizil va infraqizil spektral diapazondagi (R, I, J, H, K diapazonlari) o'ta yangi yulduzlarning Ia yorug'lik egri chiziqlari B va V diapazonlaridagi ilgari o'rganilgan egri chiziqlardan, I filtrda va uzunroq to'lqin uzunliklarida, haqiqiy soniyada katta farq qilgan. maksimal ko'rinadi. Biroq, ba'zi Ia o'ta yangi yulduzlar bu ikkinchi maksimalga ega emas. Bu o'ta yangi yulduzlar, shuningdek, maksimal yorqinlikda qizil rangga ega, yorqinligi pasaygan va ba'zi spektral xususiyatlar bilan ajralib turadi. Birinchi bunday o'ta yangi yulduz SN 1991bg edi va shunga o'xshash ob'ektlar hali ham o'ziga xos Ia o'ta yangi yulduzlar yoki "1991bg tipidagi o'ta yangi yulduzlar" deb ataladi. Ia o'ta yangi yulduzning yana bir turi, aksincha, maksimal darajada yorqinligi oshishi bilan tavsiflanadi. Ular spektrlardagi yutilish chiziqlarining pastroq intensivligi bilan tavsiflanadi. Ular uchun "prototip" SN 1991T.

1970-yillardayoq II turdagi oʻta yangi yulduzlar yorugʻlik egri chizigʻining tabiatiga koʻra “chiziqli” (II-L) va “plato” (II-P)ga boʻlingan. Kelajakda yorug'lik egri chizig'i va spektrlarida ma'lum xususiyatlarni ko'rsatadigan ko'proq o'ta yangi yulduz II kashf etila boshlandi. Shunday qilib, yorug'lik egri chizig'iga ko'ra, so'nggi yillardagi eng yorqin ikkita o'ta yangi yulduz - 1987A va 1993J, boshqa II turdagi o'ta yangi yulduzlardan keskin farq qiladi. Ikkalasi ham yorug'lik egri chizig'ida ikkita maksimal darajaga ega edi: portlashdan keyin yorqinlik tez pasayib ketdi, keyin yana ko'tarila boshladi va faqat ikkinchi maksimaldan so'ng oxirgi yorqinlikning pasayishi boshlandi. Ia o'ta yangi yulduzlardan farqli o'laroq, ikkinchi maksimal spektrning barcha diapazonlarida kuzatildi va SN 1987A uchun u uzunroq to'lqin uzunligi diapazonlarida birinchisidan ancha yorqinroq edi.

Spektral xususiyatlar orasida eng tez-tez uchraydigan va sezilarli darajada kengayadigan qobiqlarga xos bo'lgan keng emissiya chiziqlari bilan bir qatorda tor emissiya yoki yutilish chiziqlari tizimining mavjudligi edi. Bu hodisa, ehtimol, paydo bo'lishidan oldin yulduzni o'rab turgan zich qobiq mavjudligi bilan bog'liq, bunday o'ta yangi yulduzlar II-n deb belgilangan.

Supernova statistikasi

O'ta yangi yulduzlar qanchalik tez-tez paydo bo'ladi va ular galaktikalarda qanday taqsimlanadi? Bu savollarga o'ta yangi yulduzlarning statistik tadqiqotlari javob berishi kerak.

Ko'rinishidan, birinchi savolga javob juda oddiy: siz bir nechta galaktikalarni etarlicha uzoq vaqt davomida kuzatishingiz, ularda kuzatilgan o'ta yangi yulduzlarni hisoblashingiz va o'ta yangi yulduzlar sonini kuzatish vaqtiga bo'lishingiz kerak. Ammo ma'lum bo'lishicha, muntazam kuzatuvlar bilan qamrab olingan vaqt alohida galaktikalar uchun aniq xulosalar chiqarish uchun hali juda qisqa: ko'p hollarda faqat bitta yoki ikkita portlash kuzatilgan. Toʻgʻri, baʼzi galaktikalarda yetarlicha koʻp oʻta yangi yulduzlar roʻyxatga olingan: rekordchi NGC 6946 galaktikasi boʻlib, unda 1917 yildan buyon 6 ta oʻta yangi yulduz topilgan. Biroq, bu ma'lumotlar avj olish chastotasi haqida aniq ma'lumot bermaydi. Birinchidan, ushbu galaktikani kuzatishning aniq vaqti noma'lum, ikkinchidan, biz uchun deyarli bir vaqtning o'zida bo'lgan portlashlar, aslida, juda katta vaqt oraliqlari bilan ajralib turishi mumkin edi: axir, o'ta yangi yulduzlarning yorug'ligi galaktika ichida turli yo'llar bilan o'tadi, va yorug'lik yillarida uning o'lchamlari kuzatish vaqtidan ancha katta. Hozircha, faqat ma'lum bir galaktikalar to'plami uchun chaqnash chastotasini taxmin qilish mumkin. Buning uchun o'ta yangi yulduzlarni qidirish bo'yicha kuzatuv ma'lumotlaridan foydalanish kerak: har bir kuzatish har bir galaktika uchun qandaydir "samarali kuzatuv vaqtini" beradi, bu galaktikagacha bo'lgan masofaga, qidiruvning chegaralangan kattaligiga bog'liq. o'ta yangi yulduz yorug'lik egri chizig'ining tabiati. Har xil turdagi o'ta yangi yulduzlar uchun bir xil galaktikani kuzatish vaqti har xil bo'ladi. Bir nechta galaktikalar uchun natijalarni birlashtirganda, ularning massasi va yorqinligi, shuningdek morfologik turidagi farqini hisobga olish kerak. Hozirgi vaqtda natijalarni galaktikalarning yorqinligiga normallashtirish va ma'lumotlarni faqat o'xshash turdagi galaktikalar uchun birlashtirish odatiy holdir. Bir nechta o'ta yangi yulduzlarni qidirish dasturlari ma'lumotlarini birlashtirishga asoslangan yaqinda olib borilgan ishlar quyidagi natijalarni berdi: elliptik galaktikalarda faqat Ia tipidagi o'ta yangi yulduzlar kuzatiladi va yorug'ligi 10 10 quyosh nuri bo'lgan "o'rtacha" galaktikada bitta o'ta yangi yulduz taxminan yonadi. har 500 yilda bir marta. Xuddi shu yorqinlikdagi spiral galaktikada Ia o'ta yangi yulduzlari faqat bir oz yuqoriroq chastotada yonadi, ammo ularga II va Ib / c turdagi o'ta yangi yulduzlar qo'shiladi va alangalanishlarning umumiy chastotasi taxminan har 100 yilda bir marta. Olovlanish chastotasi taxminan galaktikalarning yorqinligiga mutanosibdir, ya'ni yirik galaktikalarda u ancha yuqori: xususan, NGC 6946 spiral galaktika bo'lib, 2,8 10 10 quyosh nuri yorqinligi bilan ajralib turadi, shuning uchun har 100 yilda taxminan uchta chaqnash sodir bo'ladi. unda kutish mumkin va unda kuzatilgan 6 ta o'ta yangi yulduzni o'rtacha chastotadan unchalik katta bo'lmagan og'ish deb hisoblash mumkin. Bizning Galaktikamiz NGC 6946 dan kichikroq va unda o'rtacha har 50 yilda bir marta portlash kutilishi mumkin. Biroq, so'nggi ming yillikda Galaktikada faqat to'rtta o'ta yangi yulduz kuzatilgan. Bu yerda qarama-qarshilik bormi? Ma'lum bo'lishicha, galaktikaning ko'p qismi bizdan gaz va chang qatlamlari bilan yopilgan va bu 4 ta o'ta yangi yulduz kuzatilgan Quyosh yaqinlari Galaktikaning faqat kichik qismini tashkil qiladi.

O'ta yangi yulduzlar galaktikalar ichida qanday tarqalgan? Albatta, hozirgacha faqat qandaydir "o'rtacha" galaktikaga qisqartirilgan yig'ma taqsimotlarni, shuningdek, spiral galaktikalar tuzilishi tafsilotlariga nisbatan taqsimotlarni o'rganish mumkin. Bu qismlarga, birinchi navbatda, spiral qo'llar kiradi; juda yaqin galaktikalarda faol yulduz hosil bo'lish hududlari ham aniq ko'rinadi, ular ionlangan vodorod bulutlari - H II mintaqasi yoki yorqin ko'k yulduzlar klasterlari - OB assotsiatsiyasi bilan ajralib turadi. Qayta-qayta takrorlangan kashf etilgan o'ta yangi yulduzlar soni ortib borishi bilan fazoviy taqsimotni o'rganish quyidagi natijalarni berdi. Barcha turdagi o'ta yangi yulduzlarning galaktikalar markazlaridan masofa bo'yicha taqsimlanishi bir-biridan unchalik farq qilmaydi va yorug'lik taqsimotiga o'xshaydi - zichlik eksponensial qonun bo'yicha markazdan qirralarga kamayadi. O'ta yangi yulduzlarning turlari o'rtasidagi farqlar yulduz hosil qiluvchi hududlarga nisbatan taqsimlanishida namoyon bo'ladi: agar barcha turdagi o'ta yangi yulduzlar spiral qo'llar tomon to'plangan bo'lsa, faqat II va Ib/c tipdagi o'ta yangi yulduzlar H II mintaqalariga to'g'ri keladi. Xulosa qilish mumkinki, II yoki Ib/c tipdagi chaqnash hosil qiluvchi yulduzning umri 10 6 yildan 10 7 yilgacha, Ia turi uchun esa taxminan 10 8 yil. Biroq, Ia o'ta yangi yulduzlar elliptik galaktikalarda ham kuzatiladi, bu erda hech qanday yulduz 10 9 yoshdan kichik deb hisoblanmaydi. Bu qarama-qarshilikni ikkita izohlash mumkin: yoki spiral va elliptik galaktikalarda Ia o'ta yangi yulduz portlashlarining tabiati boshqacha, yoki ba'zi elliptik galaktikalarda yulduz shakllanishi hali ham davom etmoqda va yosh yulduzlar mavjud.

Nazariy modellar

Kuzatish ma'lumotlarining umumiyligiga asoslanib, tadqiqotchilar o'ta yangi yulduz portlashi yulduz evolyutsiyasining so'nggi bosqichi bo'lishi kerak degan xulosaga kelishdi, shundan so'ng u avvalgi shaklida mavjud bo'lishni to'xtatadi. Darhaqiqat, o'ta yangi yulduz portlashining energiyasi 10 50 - 10 51 erg deb baholanadi, bu yulduzlarning tortishish bog'lanish energiyasining odatiy qiymatlaridan oshadi. O'ta yangi yulduz portlashi paytida ajralib chiqadigan energiya yulduz materiyasini kosmosda to'liq tarqatish uchun etarli. Qanday yulduzlar va qachon o'ta yangi yulduz portlashi bilan o'z hayotlarini tugatadilar, energiyaning bunday ulkan chiqishiga olib keladigan jarayonlarning tabiati qanday?

Kuzatish ma'lumotlari shuni ko'rsatadiki, o'ta yangi yulduzlar qobiqlarning kimyoviy tarkibi va ularning massalari, energiya ajralib chiqish tabiati va yulduz populyatsiyalarining har xil turlari bilan bir-biridan farq qiladigan bir necha turlarga bo'linadi. II turdagi o'ta yangi yulduzlar yosh, massiv yulduzlar bilan aniq bog'langan va vodorod ularning qobig'ida ko'p miqdorda mavjud. Shuning uchun ularning chaqnashlari yulduzlar evolyutsiyasining yakuniy bosqichi hisoblanadi, ularning boshlang'ich massasi 8-10 quyosh massasidan ortiq. Bunday yulduzlarning markaziy qismlarida energiya eng oddiy - vodorod yadrolarining sintezi paytida geliy hosil bo'lishidan tortib, kremniydan temir yadrolari hosil bo'lishi bilan yakunlangan yadro sintezi reaktsiyalari paytida chiqariladi. Temir yadrolari tabiatda eng barqaror hisoblanadi va ular birlashganda energiya ajralib chiqmaydi. Shunday qilib, yulduzning yadrosi temirga aylanganda, undagi energiyaning chiqishi to'xtaydi. Yadro tortishish kuchlariga qarshi tura olmaydi va tezda qisqaradi - qulab tushadi. Yiqilish paytida sodir bo'lgan jarayonlar hali ham to'liq tushuntirishdan uzoqdir. Biroq, ma'lumki, agar yulduz yadrosidagi barcha moddalar neytronlarga aylansa, u tortishish kuchlariga qarshi tura oladi. Yulduzning yadrosi "neytron yulduz" ga aylanadi va qulash to'xtaydi. Bunday holda, yulduzning qobig'iga kirib, uning kengayishiga olib keladigan ulkan energiya ajralib chiqadi, biz buni o'ta yangi yulduz portlashi sifatida ko'ramiz. Agar bundan oldin yulduzning evolyutsiyasi "sokin" sodir bo'lgan bo'lsa, unda uning qobig'i Quyosh radiusidan yuzlab marta kattaroq radiusga ega bo'lishi va II turdagi o'ta yangi yulduzlar spektrini tushuntirish uchun etarli vodorodni saqlab turishi kerak. Agar qobiqning katta qismi evolyutsiya jarayonida yaqin ikkilik tizimda yoki boshqa yo'l bilan yo'qolgan bo'lsa, u holda spektrda vodorod chiziqlari bo'lmaydi - biz Ib yoki Ic tipidagi o'ta yangi yulduzlarni ko'ramiz.

Kamroq massali yulduzlarda evolyutsiya boshqacha davom etadi. Vodorodni yoqishdan keyin yadro geliyga aylanadi va geliyni uglerodga aylantirish reaktsiyasi boshlanadi. Biroq yadro shu qadar yuqori haroratgacha qizdirilmaydiki, uglerod ishtirokidagi termoyadroviy reaksiyalar boshlanadi. Yadro yetarlicha energiya ajrata olmaydi va qisqaradi, ammo bu holda siqilish yadro moddasidagi elektronlar tomonidan to'xtatiladi. Yulduzning yadrosi "oq mitti" deb ataladigan narsaga aylanadi va qobiq kosmosda sayyora tumanligi shaklida tarqaladi. Hind astrofiziki S.Chandrasekhar, agar oq mitti uning massasi taxminan 1,4 quyosh massasidan kam bo'lsagina mavjud bo'lishi mumkinligini ko'rsatdi. Agar oq mitti etarlicha yaqin ikkilik tizimda bo'lsa, u holda materiya oddiy yulduzdan oq mittigacha oqishni boshlashi mumkin. Oq mitti massasi asta-sekin o'sib boradi va u chegaradan oshib ketganda, portlash sodir bo'ladi, bu vaqtda uglerod va kislorodning tez termoyadroviy yonishi sodir bo'lib, ular radioaktiv nikelga aylanadi. Yulduz butunlay vayron bo'lib, kengaygan qobiqda nikelning kobaltga, so'ngra temirga radioaktiv parchalanishi sodir bo'ladi, bu qobiqning porlashi uchun energiya beradi. Ia tipidagi o'ta yangi yulduzlar shunday portlaydi.

O'ta yangi yulduzlarning zamonaviy nazariy tadqiqotlari, asosan, portlovchi yulduzlar modellarining eng kuchli kompyuterlarida hisob-kitoblardir. Afsuski, yulduzlar evolyutsiyasining kech bosqichidan o'ta yangi yulduz portlashi va uning kuzatilishi mumkin bo'lgan namoyon bo'lishiga olib keladigan modelni yaratish hali imkoni yo'q. Biroq, mavjud modellar o'ta yangi yulduzlarning katta qismining yorug'lik egri chizig'i va spektrlarini etarli darajada tavsiflaydi. Odatda bu yulduz qobig'ining modeli bo'lib, unga portlash energiyasi "qo'lda" sarflanadi, shundan so'ng uning kengayishi va isishi boshlanadi. Jismoniy jarayonlarning murakkabligi va xilma-xilligi bilan bog'liq katta qiyinchiliklarga qaramasdan, so'nggi yillarda tadqiqotning ushbu yo'nalishida katta muvaffaqiyatlarga erishildi.

O'ta yangi yulduzlarning atrof-muhitga ta'siri

Supernova portlashlari atrofdagi yulduzlararo muhitga kuchli va xilma-xil ta'sir ko'rsatadi. Katta tezlikda tashlangan o'ta yangi yulduzning qobig'i ko'tarilib, uni o'rab turgan gazni siqib chiqaradi. Ehtimol, bu gaz bulutlaridan yangi yulduzlarning paydo bo'lishiga turtki berishi mumkin. Portlashning energiyasi shunchalik kattaki, yangi elementlar sintezlanadi, ayniqsa temirdan og'irroq. Og'ir elementlar bilan boyitilgan material o'ta yangi yulduz portlashlari natijasida butun galaktika bo'ylab tarqaladi, natijada o'ta yangi yulduz portlashlaridan keyin hosil bo'lgan yulduzlar ko'proq og'ir elementlarni o'z ichiga oladi. Somon yo'lining "bizning" mintaqasidagi yulduzlararo muhit og'ir elementlarga shunchalik boy bo'lganki, Yerda hayotning paydo bo'lishi mumkin bo'ldi. Buning uchun o'ta yangi yulduzlar bevosita javobgardir! Ko'rinishidan, o'ta yangi yulduzlar juda yuqori energiyaga ega bo'lgan zarrachalar oqimlarini - kosmik nurlarni ham hosil qiladi. Atmosfera orqali Yer yuzasiga kirib boradigan bu zarralar genetik mutatsiyalarni keltirib chiqarishi mumkin, buning natijasida Yerdagi hayot evolyutsiyasi sodir bo'ladi.

O'ta yangi yulduzlar bizga koinotning taqdiri haqida gapirib beradi

O'ta yangi yulduzlar, xususan, Ia tipidagi o'ta yangi yulduzlar koinotdagi eng yorqin yulduzga o'xshash jismlar qatoriga kiradi. Shu sababli, hozirda mavjud bo'lgan asbob-uskunalar yordamida juda uzoq o'ta yangi yulduzlarni ham o'rganish mumkin.

Ko'pgina Ia o'ta yangi yulduzlar etarlicha yaqin bo'lgan galaktikalarda topilgan, ularga bo'lgan masofani bir necha usul bilan aniqlash mumkin. Hozirgi vaqtda ma'lum bir turdagi yorqin o'zgaruvchan yulduzlar - Sefeidlarning aniq yorqinligi bo'yicha masofalarni aniqlash eng aniq hisoblanadi. Kosmik teleskop yordamida Xabbl bizdan taxminan 20 megaparsek masofada joylashgan galaktikalarda ko'p sonli sefeidlarni topdi va o'rgandi. Ushbu galaktikalargacha bo'lgan masofani etarlicha aniq hisoblash ularda yonayotgan Ia tipidagi o'ta yangi yulduzlarning yorqinligini aniqlash imkonini berdi. Agar uzoqdagi o'ta yangi yulduzlar Ia bir xil o'rtacha yorqinlikka ega deb faraz qilsak, maksimal yorqinlikda kuzatilgan kattalikdan ularga masofani baholash uchun foydalanish mumkin.

O'ta yangi yulduzning tug'ilishi

Aniq kundagi osmon, umuman olganda, juda zerikarli va monoton rasm: quyoshning issiq to'pi va ba'zan bulutlar yoki noyob bulutlar bilan bezatilgan toza, cheksiz kenglik.

Yana bir narsa - bulutsiz tunda osmon. Odatda u yulduzlarning yorqin klasterlari bilan qoplangan. Shu bilan birga, tungi osmonda yalang'och ko'z bilan 3 dan 4,5 minggacha tungi yorug'likni ko'rish mumkinligini hisobga olish kerak. Va ularning barchasi bizning quyosh sistemamiz joylashgan Somon yo'liga tegishli.

Zamonaviy tushunchalarga ko'ra, yulduzlar issiq gaz sharlari bo'lib, ularning chuqurligida geliy yadrolarining vodorod yadrolaridan termoyadroviy sintezi juda ko'p miqdorda energiya chiqishi bilan sodir bo'ladi. Aynan u yulduzlarning yorqinligini ta'minlaydi.

Bizga eng yaqin yulduz 150 million kilometr uzoqlikda joylashgan Quyoshimizdir. Ammo keyingi masofada joylashgan Proksima Sentavr yulduzi bizdan 4,25 yorug'lik yili uzoqlikda yoki Quyoshdan 270 ming marta uzoqroqda joylashgan.

Bu ko'rsatkich bo'yicha Quyoshdan yuzlab marta kattaroq va undan bir necha marta kam yulduzlar mavjud. Biroq, yulduzlarning massalari juda oddiy chegaralarda o'zgarib turadi - Quyosh massasining o'n ikkidan bir qismidan 100 massasigacha. Ko'rinadigan yulduzlarning yarmidan ko'pi ikkilik, ba'zan esa uch tomonlama tizimlardir.

Umuman olganda, koinotdagi bizga ko'rinadigan yulduzlar sonini qo'shimcha o'n bitta nol bilan 125 000 000 000 raqami bilan belgilash mumkin.

Endi nol bilan chalkashmaslik uchun astronomlar endi alohida yulduzlar emas, balki butun galaktikalar hisobini yuritadilar, chunki ularning har birida oʻrtacha 100 milliardga yaqin yulduz bor.

Amerikalik astronom Frits Zviki o'ta yangi yulduzlarni maqsadli qidirishga kashshof bo'ldi.

1996 yilda olimlar Yerdan 50 milliard galaktikani ko'rish mumkinligini taxmin qilishgan. Yer atmosferasining interferensiyasi bilan xalaqit bermaydigan Hubble kosmik teleskopi ishga tushirilganda, ko'rinadigan galaktikalar soni 125 milliardga ko'tarildi.

Ushbu teleskopning hamma narsani ko'ruvchi ko'zi tufayli astronomlar koinotning shu qadar chuqurligiga kirib borishdiki, ular bizning koinotni tug'dirgan Buyuk Portlashdan atigi bir milliard yil o'tgach paydo bo'lgan galaktikalarni ko'rishdi.

Yulduzlarni tavsiflash uchun bir nechta parametrlar qo'llaniladi: atmosferaning yorqinligi, massasi, radiusi va kimyoviy tarkibi, shuningdek uning harorati. Va yulduzning bir qator qo'shimcha xususiyatlaridan foydalanib, siz uning yoshini ham aniqlashingiz mumkin.

Har bir yulduz dinamik tuzilma bo'lib, u tug'iladi, o'sadi va keyin ma'lum bir yoshga etib, jimgina o'ladi. Lekin shunday bo'ladiki, u to'satdan portlaydi. Bu hodisa portlagan yulduzga tutashgan hududda keng ko'lamli o'zgarishlarga olib keladi.

Shunday qilib, bu portlashdan keyin paydo bo'lgan bezovtalik ulkan tezlikda tarqaladi va bir necha o'n minglab yillar davomida yulduzlararo muhitda ulkan bo'shliqni egallaydi. Bu mintaqada harorat keskin ko'tarilib, bir necha million darajagacha ko'tariladi, kosmik nurlarning zichligi va magnit maydonning kuchi sezilarli darajada oshadi.

Portlagan yulduz tomonidan chiqarib yuborilgan moddaning bunday xususiyatlari unga yangi yulduzlar va hatto butun sayyora tizimlarini yaratishga imkon beradi.

Shu sababli ham o'ta yangi yulduzlar ham, ularning qoldiqlari ham astrofiziklar tomonidan juda yaqindan o'rganiladi. Axir, ushbu hodisani o'rganish jarayonida olingan ma'lumotlar oddiy yulduzlarning evolyutsiyasi, neytron yulduzlarning tug'ilishi paytida sodir bo'ladigan jarayonlar haqidagi bilimlarni kengaytirishi, shuningdek, og'ir yulduzlarning paydo bo'lishiga olib keladigan reaktsiyalar tafsilotlarini aniqlashtirishi mumkin. elementlar, kosmik nurlar va boshqalar.

Bir vaqtlar yorqinligi to'satdan 1000 martadan ko'proq oshgan yulduzlarni astronomlar yangi yulduzlar deb atashgan. Ular yulduz turkumlarining odatiy konfiguratsiyasiga o'zgartirishlar kiritib, kutilmaganda osmonda paydo bo'ldi. To'satdan maksimal bir necha ming marta ortib, bir muncha vaqt o'tgach, ularning yorqinligi keskin pasayib ketdi va bir necha yil o'tgach, ularning yorqinligi portlashdan oldingi kabi zaiflashdi.

Shuni ta'kidlash kerakki, yulduz massasining mingdan bir qismidan ajralib chiqadigan va katta tezlikda koinotga otiladigan portlashlar chastotasi yangi yulduzlar tug'ilishining asosiy belgilaridan biri hisoblanadi. Ammo, shu bilan birga, qanchalik g'alati tuyulmasin, yulduzlarning portlashi ularning tuzilishida sezilarli o'zgarishlarga olib kelmaydi, hatto ularni yo'q qilishga ham olib kelmaydi.

Bizning Galaktikada bunday hodisalar qanchalik tez-tez sodir bo'ladi? Agar biz faqat yorqinligi 3-kattalikdan oshmagan yulduzlarni hisobga olsak, tarixiy yilnomalar va astronomlarning kuzatishlariga ko'ra, besh ming yil ichida 200 dan ortiq yorqin chaqnash kuzatilmagan.

Ammo boshqa galaktikalarni o'rganish boshlanganda, fazoning bu burchaklarida paydo bo'ladigan yangi yulduzlarning yorqinligi ko'pincha bu yulduzlar paydo bo'lgan butun galaktikaning yorqinligiga teng ekanligi ma'lum bo'ldi.

Albatta, bunday yorqinlikka ega yulduzlarning paydo bo'lishi g'ayrioddiy hodisa va oddiy yulduzlarning tug'ilishidan mutlaqo farq qiladi. Shu sababli, 1934 yilda amerikalik astronomlar Fritz Tsviki va Uolter Baade maksimal yorqinligi oddiy galaktikalar yorqinligiga yetadigan yulduzlarni o'ta yangi yulduzlarning alohida sinfi va eng yorqin yulduzlar deb tasniflashni taklif qilishdi. Shu bilan birga, shuni yodda tutish kerakki, bizning Galaktikamizning hozirgi holatida o'ta yangi yulduz portlashlari har 100 yilda bir marta sodir bo'ladigan juda kam uchraydigan hodisadir. Xitoy va yapon risolalarida qayd etilgan eng hayratlanarli epidemiyalar 1006 va 1054 yillarda sodir bo'lgan.

Besh yuz yil o'tgach, 1572 yilda taniqli astronom Tycho Brahe Kassiopeia yulduz turkumida o'ta yangi yulduz portlashini kuzatdi. 1604 yilda Iogannes Kepler Ophiuchus yulduz turkumida o'ta yangi yulduzning tug'ilishini ko'rdi. O'shandan beri bizning Galaktikamizda bunday ulug'vor voqealar qayd etilmagan.

Ehtimol, bu Quyosh tizimining bizning Galaktikamizda shunday pozitsiyani egallashi bilan bog'liqdirki, Yerdan o'ta yangi yulduz portlashlarini optik asboblar bilan uning hajmining faqat yarmida kuzatish mumkin. Qolgan qismida yulduzlararo yorug'likning yutilishi bunga to'sqinlik qiladi.

Va boshqa galaktikalarda bu hodisalar Somon yo'lidagi kabi taxminan bir xil chastotada sodir bo'lganligi sababli, o'ta yangi yulduzlar haqida asosiy ma'lumotlar epidemiya paytida ularni boshqa galaktikalarda kuzatish natijasida olingan ...

Birinchi marta 1936 yilda astronomlar V. Baade va F. Zviki o'ta yangi yulduzlarni maqsadli qidirish bilan shug'ullana boshladilar. Turli galaktikalardagi uch yillik kuzatuvlar davomida olimlar 12 ta o'ta yangi yulduz portlashlarini aniqladilar, keyinchalik ular fotometriya va spektroskopiya yordamida yanada chuqurroq tadqiqotlar o'tkazdilar.

Bundan tashqari, ilg'or astronomik uskunalardan foydalanish yangi kashf etilgan o'ta yangi yulduzlar ro'yxatini kengaytirish imkonini berdi. Va avtomatlashtirilgan qidiruvning joriy etilishi olimlarning yiliga yuzdan ortiq o'ta yangi yulduzlarni kashf qilishiga olib keldi. Qisqa vaqt ichida jami 1500 ta obyekt qayd etildi.

Oxirgi yillarda kuchli teleskoplar yordamida olimlar bir kechada kuzatishlar natijasida 10 dan ortiq olisdagi oʻta yangi yulduzlarni kashf etdilar!

1999 yil yanvar oyida koinotning ko'plab "hiylalari" ga o'rganib qolgan zamonaviy astronomlarni ham hayratda qoldirgan voqea sodir bo'ldi: kosmos qa'rida o'n baravar yorqinroq chaqnash qayd etildi. Uni Nyu-Meksiko tog'larida ikkita tadqiqot yo'ldoshi va avtomatik kamera bilan jihozlangan teleskop payqab qoldi. Bu noyob hodisa Bootes yulduz turkumida sodir bo'ldi. Biroz vaqt o'tgach, o'sha yilning aprel oyida olimlar chaqnashgacha bo'lgan masofa to'qqiz milliard yorug'lik yili ekanligini aniqladilar. Bu koinot radiusining deyarli to'rtdan uch qismidir.

Astronomlar tomonidan olib borilgan hisob-kitoblar shuni ko'rsatdiki, chaqnash davom etgan bir necha soniya ichida quyosh besh milliard yil davomida ishlab chiqarilgan energiyadan bir necha baravar ko'p energiya ajralib chiqqan. Bunday aql bovar qilmaydigan portlashga nima sabab bo'ldi? Qanday jarayonlar bu ulkan energiya chiqishiga sabab bo'ldi? Ilm-fan hali bu savollarga aniq javob bera olmaydi, garchi ikkita neytron yulduzlari birlashganda bunday katta energiya paydo bo'lishi mumkin degan taxmin mavjud.

Ushbu matn kirish qismidir. Kitobdan kosmonavtikaning 100 buyuk sirlari muallif Slavin Stanislav Nikolaevich

RNIIning tug'ilishi Shu bilan birga, rus raketa olimlari hayotida muhim voqea sodir bo'ldi. 1933 yilning kuzida Gaz dinamikasi laboratoriyasi va MosGIRD yagona tashkilotga - Jet tadqiqot institutiga (RNII) birlashdi.Natijada ba'zi

Siz va homiladorligingiz kitobidan muallif Mualliflar jamoasi

"Ayol" kitobidan. Erkaklar uchun qo'llanma muallif Novoselov Oleg Olegovich

Geografik kashfiyotlar kitobidan muallif Xvorostuxina Svetlana Aleksandrovna

Yerning tug'ilishi Yer sayyorasi o'simliklar va tirik organizmlardan mahrum bo'lgan ulkan changli to'pga o'xshagan vaqtni tasavvur qilish qiyin. Sayyora yuzasida hayot paydo bo'lguncha bir necha milliard yil kerak bo'ldi. Bu ko'proq vaqt talab qildi

"Fin-Ugr xalqlarining afsonalari" kitobidan muallif Petruxin Vladimir Yakovlevich

Slavyan entsiklopediyasi kitobidan muallif Artemov Vladislav Vladimirovich

Biz slavyanmiz kitobidan! muallif Semenova Mariya Vasilevna

"Tanamizning g'alati narsalari" kitobidan - 2 Xuan Stiven tomonidan

1-BOB Tug'ilish Elisning mo''jizalar mamlakatidagi sarguzashtlarida Lyuis Kerroll shunday deb yozgan edi: "Boshidan boshlang, - dedi qirol tantanali ravishda, "va oxirigacha davom eting. Keyin to'xta." Bir donishmand shunday degan edi: “Boshlanishi doim oson. Nima bo'layotgani ancha qiyin

Qimmatbaho toshlar sirlari kitobidan muallif Startsev Ruslan Vladimirovich

Tug'ilish va kesish Zargarlik san'atining nozik jihatlari bilan tanish bo'lmagan odam kesilmagan zumradni ko'rib, hafsalasi pir bo'lishini yashira olmaydi. Qani poklik va shaffoflik, qayerda yorug‘lik o‘yinlari va go‘yo toshning o‘zida yashab, uning qalbida charaqlab turgan chuqur, betakror nur qani?

"Kompyuter terrorchilari" kitobidan [Oldning xizmatidagi so'nggi texnologiyalar] muallif Revyako Tatyana Ivanovna

Viruslarning "tug'ilishi" Kompyuter virusi tarixi, qoida tariqasida, virusning yaratilgan joyi va vaqti (birinchi aniqlash) haqidagi ma'lumotdir; yaratuvchining shaxsi to'g'risidagi ma'lumotlar (agar u ishonchli ma'lum bo'lsa); virusning taxmin qilingan "oilaviy" aloqalari; dan olingan ma'lumotlar

Muallifning Buyuk Sovet Entsiklopediyasi (AN) kitobidan TSB

Muallifning Buyuk Sovet Entsiklopediyasi (PA) kitobidan TSB

Men dunyoni bilaman kitobidan. Qurol muallif Zigunenko Stanislav Nikolaevich

Brauningning tug'ilishi Revolver sxemasining ta'sirini sezmaydigan birinchi o'z-o'zidan yuklanuvchi to'pponcha 1897 yilda Gerstaldagi Belgiya milliy harbiy qurol zavodi xodimi J. Brauning tomonidan ishlab chiqilgan. Qurollarning hajmini kamaytirish uchun ixtirochi

Men dunyoni bilaman kitobidan. Kriminalistika muallif Malashkina M. M.

Gugurt va o'ta yangi yulduz qanday umumiyliklarga ega? Qora porox 1000 yil oldin Xitoyda ixtiro qilingan. Xitoyliklar formulani sir tutdilar, ammo 1242 yilda ingliz olimi Rojer Bekon buni hammaga oshkor qildi. Bekon buni qilishga majbur bo'ldi, aks holda uni jodugarlikda ayblashardi va

Ayollar salomatligining 1000 siri kitobidan muallif Foley Denis

"Petringacha Moskvada yurish" kitobidan muallif Besedina Mariya Borisovna

Shaharning tug'ilishi Ammo keling, insonning iste'molchi munosabati bilan hali bulutli bo'lmagan bu suv ulug'vorligi quyosh nurlari ostida porlab turgan vaqtlarga qaytaylik. O'sha qadimgi davrda daryolar nafaqat suv ta'minotining tabiiy manbalari, balki "ta'minotchilar" ham emas edi.

1975 yil 29 avgustda osmonda Cygnus yulduz turkumida o'ta yangi yulduz paydo bo'ldi. Yoritgichlarning chaqnash paytidagi yorqinligi bir necha kun ichida o'nlab yulduz kattaligiga oshadi. O'ta yangi yulduz yorqinligi bo'yicha u otilgan butun galaktika bilan taqqoslanadi va hatto undan ham oshib ketishi mumkin. Biz eng mashhur supernovalar to'plamini tuzdik.

"Qisqichbaqa tumanligi". Aslida, bu yulduz emas, balki uning qoldig'i. U Toros yulduz turkumida joylashgan. Qisqichbaqa tumanligi 1054 yilda sodir bo'lgan SN 1054 deb nomlangan o'ta yangi yulduz portlashidan qolgan edi. Chiroq 23 kun davomida yalang'och ko'z bilan, hatto kunduzi ham ko'rindi. Va bu Yerdan taxminan 6500 yorug'lik yili (2 kpc) masofada joylashganiga qaramay.

Hozir tumanlik sekundiga taxminan 1500 kilometr tezlikda kengaymoqda. Qisqichbaqa tumanligi o'z nomini astronom Uilyam Parsonsning 1844 yilda 36 dyuymli teleskop yordamida chizgan chizmasidan olgan. Ushbu eskizda tumanlik qisqichbaqaga juda o'xshardi.

SN 1572 (Supernova Tycho Brahe). U 1572 yilda Kassiopiya yulduz turkumida yondi. Tycho Brahe o'z kuzatuvlarini o'zi ko'rgan yulduzdan tasvirlab berdi.

Bir kuni kechqurun, odatdagidek, o'zimga juda yaxshi tanish bo'lgan osmonni ko'zdan kechirganimda, men ta'riflab bo'lmaydigan darajada hayratda qoldim, Kassiopiyadagi zenit yaqinida g'ayrioddiy o'lchamdagi yorqin yulduzni ko'rdim. Bu kashfiyotdan hayron bo‘lib, o‘z ko‘zlarimga ishonishni bilmadim. Yorqinligi nuqtai nazaridan, uni Venera bilan solishtirish mumkin, agar u Yerdan eng yaqin masofada joylashgan bo'lsa. Yaxshi ko'rish qobiliyatiga ega bo'lgan odamlar kunduzi, hatto peshin vaqtida ham bu yulduzni musaffo osmonda ajrata olishadi. Kechasi, osmon bulutli bo'lganda, boshqa yulduzlar yashiringanida, yangi yulduz qalin bulutlar orasidan ko'rinib turardi.

SN 1604 yoki Keplerning o'ta yangi yulduzi. U 1604 yilning kuzida Ophiuchus yulduz turkumida paydo bo'lgan. Va bu yoritgich Quyosh tizimidan taxminan 20 000 yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan. Shunga qaramay, epidemiyadan keyin u osmonda bir yil davomida ko'rindi.

SN 1987A Somon yo'lining mitti sun'iy yo'ldosh galaktikasi bo'lgan Katta Magellan bulutida otildi. Olovdan tushgan yorug'lik Yerga 1987 yil 23 fevralda etib keldi. Yulduzni o'sha yilning may oyida oddiy ko'z bilan ko'rish mumkin edi. Maksimal koʻrinadigan magnitudasi +3:185 edi. Bu teleskop ixtiro qilinganidan beri eng yaqin o'ta yangi yulduz portlashi. Bu yulduz 20-asrda birinchi eng yorqin yulduzga aylandi.

SN 1993J XX asrdagi ikkinchi eng yorqin yulduzdir. U 1993 yilda M81 spiral galaktikasida otildi. Bu ikki yulduz. Olimlar buni portlash mahsulotlari asta-sekin so'nish o'rniga, yorqinligini g'alati tarzda oshira boshlaganda taxmin qilishdi. Keyin ma'lum bo'ldi: oddiy qizil supergigant yulduz bunday noodatiy o'ta yangi yulduzga aylana olmadi. Yonayotgan supergigant boshqa yulduz bilan bog'langan degan taxmin bor edi.

1975 yilda Cygnus yulduz turkumida o'ta yangi yulduz portladi. 1975 yilda Cygnus dumida shunday kuchli portlash sodir bo'ldiki, o'ta yangi yulduzni oddiy ko'z bilan ko'rish mumkin edi. Shunday qilib, uni Qrim stantsiyasida astronom talaba Sergey Shugarov payqadi. Keyinchalik uning xabari allaqachon oltinchi bo'lganligi ma'lum bo'ldi. Birinchi marta, Shugarovdan sakkiz soat oldin yapon astronomlari yulduzni ko'rishgan. Yangi yulduzni bir necha kecha-kunduz teleskoplarsiz ko'rish mumkin edi: u faqat 29 avgustdan 1 sentyabrgacha yorqin edi. Keyin u yorqinligi jihatidan uchinchi darajali oddiy yulduzga aylandi. Biroq, porlash paytida, yangi yulduz yorqinligi bo'yicha Alpha Cygnusdan o'zib ketishga muvaffaq bo'ldi. Kuzatuvchilar 1936 yildan beri bunday yorqin yangi yulduzlarni ko'rmagan. Yulduz Nova Cygnus 1975, V1500 Cygni deb nomlangan va 1992 yilda xuddi shu yulduz turkumida yana bir portlash sodir bo'lgan.

21-asrda allaqachon yulduz portladi, bu butun kuzatishlar tarixidagi eng yorqin o'ta yangi yulduzga aylandi - SN 2006gy. 2006 yil 18 sentyabrda NGC 1260 galaktikasida portlash sodir bo'ldi. Uning yorqinligi oddiy o'ta yangi yulduzlarning yorqinligidan taxminan ikki darajaga oshib ketdi, bu esa uni bunday jarayonlarning yangi sinfi - gipernovalar toifasiga tegishli deb taxmin qilish imkonini berdi. Olimlar sodir bo'lgan voqeaning bir nechta nazariyalarini taklif qilishdi: kvark yulduzning paydo bo'lishi, yulduzning ko'p marta portlashi, ikkita massiv yulduzning to'qnashuvi.

Galaktikamizdagi eng yosh oʻta yangi yulduz G1.9+0.3. U taxminan 25 000 yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan va Somon yo'lining markazida Sagittarius yulduz turkumida joylashgan. O'ta yangi yulduz qoldiqlarining kengayish tezligi misli ko'rilmagan - sekundiga 15 ming kilometrdan ko'proq (bu yorug'lik tezligining 5 foizi). Bu yulduz bizning galaktikamizda taxminan 25 000 yil oldin yonib ketgan. Yerda uning portlashi taxminan 1868 yilda kuzatilgan.

Olti yil muqaddam otilib chiqqan o‘ta yangi yulduz qoldiqlarini kuzatar ekan, astronomlar o‘zlarini hayratda qoldirib, portlash joyida uni o‘rab turgan material bulutini yoritgan yangi yulduzni aniqladilar. Olimlarning xulosalari jurnalda taqdim etilgan AstrofizikJurnalharflar .

“Agar falokatdan oldin yulduz tomonidan chiqarilgan vodorod bilan hech qanday o'zaro ta'sir qilmagan bo'lsa, biz bunday turdagi portlashning uzoq vaqt yorqinligini ko'rmaganmiz. Ammo bu o‘ta yangi yulduz kuzatuvlarida vodorod belgisi yo‘q”, - deydi Den Milisavlevich, Purdue universiteti (AQSh) tadqiqotining yetakchi muallifi.

Ko'pchilik yo'qolib ketadigan yulduz portlashlaridan farqli o'laroq, SN 2012au kuchli yangi tug'ilgan pulsar tufayli porlashda davom etmoqda. Kredit: NASA, ESA va J. DePasquale

O'ta yangi yulduzlar deb nomlanuvchi yulduzlarning portlashlari shunchalik yorqin bo'lishi mumkinki, ular o'z ichiga olgan galaktikalardan ham oshib ketadi. Odatda ular bir necha oy yoki yil ichida butunlay "yo'qoladi", lekin ba'zida portlash qoldiqlari vodorodga boy gaz bulutlariga "qulab tushadi" va yana yorqin bo'ladi. Ammo ular tashqaridan hech qanday aralashuvsiz yana porlashi mumkinmi?

Yirik yulduzlar portlaganda, ularning ichki qismi barcha zarrachalar neytronga aylanadigan nuqtaga qadar «aylana boshlaydi». Agar hosil bo'lgan neytron yulduz magnit maydonga ega bo'lsa va etarlicha tez aylansa, u pulsar shamol tumanligiga aylanishi mumkin. Bu, katta ehtimol bilan, NGC 4790 galaktikasida Virgo yulduz turkumi yo'nalishida joylashgan SN 2012au bilan sodir bo'lgan voqeadir.

"Pulsar tumanligi etarlicha yorqin bo'lsa, u lampochka kabi harakat qiladi va oldingi portlashning tashqi eektasini yoritadi. Biz o‘ta yangi yulduzlar tez aylanuvchi neytron yulduzlarini hosil qilishini bilardik, lekin bizda bu noyob hodisa haqida to‘g‘ridan-to‘g‘ri dalillar bo‘lmagan”, — deya qo‘shimcha qildi Dan Milisavlevich.

Yelkanlardagi pulsarning surati NASA Chandra rasadxonasi tomonidan olingan. Kredit: NASA

SN 2012au dastlab ko'p jihatdan g'ayrioddiy va g'alati bo'lib chiqdi. Garchi portlash "superlyuminal" o'ta yangi yulduz sifatida tasniflash uchun etarlicha yorqin bo'lmasa ham, u juda baquvvat va uzoq umr ko'rdi.

"Agar portlash markazida pulsar hosil bo'lsa, u gazni tashqariga chiqarib yuborishi va hatto tezlashtirishi mumkin, shuning uchun bir necha yil ichida biz kislorodga boy gaz SN 2012au portlashidan qanday qilib "qochib ketishini" ko'rishimiz mumkin. - tushuntirdi Dan Milisavlevich.

Qisqichbaqa tumanligining urayotgan yuragi. Uning markazida pulsar yotadi. Kredit: NASA/ESA

Superluminal o'ta yangi yulduzlar astronomiyada muhokama qilinadigan mavzudir. Ular tortishish to'lqinlarining potentsial manbalari, shuningdek, gamma-nurlari portlashlari va tez radio portlashlari. Ammo bu hodisalar ortidagi jarayonlarni tushunish kuzatishlarning murakkabligiga duch keladi va faqat keyingi avlod teleskoplari astronomlarga bu chaqnashlarning sirlarini ochishga yordam beradi.

“Bu koinotdagi asosiy jarayon. Agar o‘ta yangi yulduzlar bo‘lmaganida, biz bu yerda bo‘lmas edik. Hayot uchun zarur bo'lgan ko'plab elementlar, jumladan, kaltsiy, kislorod va temir ushbu halokatli hodisalarda yaratilgan. O‘ylaymanki, biz, koinot fuqarolari sifatida bu jarayonni tushunishimiz muhim”, — deya xulosa qildi Dan Milisavlevich.