Supernovae. Variable Sterne

Eine Supernova ist eine Explosion sterbender sehr großer Sterne mit einer enormen Freisetzung von Energie, das Billionenfache der Energie der Sonne. Eine Supernova kann die gesamte Galaxie erleuchten, und das vom Stern gesendete Licht erreicht die Ränder des Universums.Wenn einer dieser Sterne in einer Entfernung von 10 Lichtjahren von der Erde explodiert, brennt die Erde vollständig aus Energie und Strahlung Emissionen.

Supernova

Supernovae zerstören nicht nur, sie füllen auch die notwendigen Elemente in den Weltraum auf: Eisen, Gold, Silber und andere. Alles, was wir über das Universum wissen, entstand aus den Überresten einer Supernova, die einst explodierte. Eine Supernova ist eines der schönsten und interessantesten Objekte im Universum. Die größten Explosionen im Universum hinterlassen besondere, seltsamste Überreste im Universum:

Neutronensterne

Neutron sehr gefährliche und seltsame Körper. Wenn ein Riesenstern zur Supernova wird, schrumpft sein Kern auf die Größe einer Erdmetropole. Der Druck im Inneren des Kerns ist so groß, dass sogar die Atome darin zu schmelzen beginnen. Wenn die Atome so komprimiert werden, dass zwischen ihnen kein Platz mehr ist, sammelt sich enorme Energie und es kommt zu einer gewaltigen Explosion. Nach der Explosion bleibt ein unglaublich dichter Neutronenstern zurück. Ein Teelöffel eines Neutronensterns wiegt 90 Millionen Tonnen.

Ein Pulsar ist der Überrest einer Supernova-Explosion. Ein Körper, der der Masse und Dichte eines Neutronensterns ähnelt. Pulsare rotieren mit enormer Geschwindigkeit und setzen Strahlungsstöße vom Nord- und Südpol ins All frei. Die Rotationsgeschwindigkeit kann 1000 Umdrehungen pro Sekunde erreichen.

Wenn ein Stern explodiert, der 30 Mal so groß ist wie unsere Sonne, entsteht ein Stern namens Magnetar. Magnetare erschaffen mächtig Magnetfelder sie sind sogar noch seltsamer als Neutronensterne und Pulsare. Das Magnetfeld von Magnitar übertrifft das der Erde um mehrere tausend Mal.

Schwarze Löcher

Nach dem Tod von Hypernovae, Sternen, die sogar größer als ein Superstar sind, entsteht der mysteriöseste und gefährlichste Ort im Universum - ein Schwarzes Loch. Nach dem Tod eines solchen Sterns beginnt das Schwarze Loch, seine Überreste zu absorbieren. Das Schwarze Loch hat zu viel Material, um es zu absorbieren, und es wirft die Überreste des Sterns zurück in den Weltraum, wodurch zwei Strahlen Gammastrahlung entstehen.

Soweit es uns betrifft, hat die Sonne sicherlich nicht genug Masse, um ein Schwarzes Loch, ein Pulsar, ein Magnetar oder sogar ein Neuralstern zu werden. Nach kosmischen Maßstäben ist unser Stern für ein solches Finale ihres Lebens sehr klein. Wissenschaftler sagen, dass unser Stern nach der Erschöpfung des Brennstoffs um das Zehnfache an Größe zunehmen wird, wodurch er die Planeten der Erdgruppe aufnehmen kann: Merkur, Venus, Erde und möglicherweise Mars.

Keplers Supernova-Überrest

Eine Supernova oder eine Supernova-Explosion ist ein Phänomen, bei dem sich seine Helligkeit stark um 4-8 Größenordnungen (um ein Dutzend Größenordnungen) ändert, gefolgt von einer relativ langsamen Dämpfung des Blitzes. Es ist das Ergebnis eines katastrophalen Prozesses, der von der Freisetzung enormer Energie begleitet wird und am Ende der Entwicklung einiger Sterne entsteht.

Supernova-Überrest RCW 103 mit Neutronenstern 1E 161348-5055 in der Mitte

Supernovae werden in der Regel nachträglich beobachtet, also wenn das Ereignis bereits eingetreten ist und ihre Strahlung erreicht hat. Daher war ihre Natur lange Zeit nicht klar. Aber jetzt gibt es einige Szenarien, die zu solchen Ausbrüchen führen, obwohl die wichtigsten Bestimmungen bereits ziemlich klar sind.

Die Explosion geht mit dem Auswurf einer erheblichen Masse der Sternmaterie in den interstellaren Raum einher, und aus dem verbleibenden Teil der Materie des explodierten Sterns entsteht in der Regel ein kompaktes Objekt - ein Neutronenstern oder schwarzes Loch. Zusammen bilden sie einen Supernova-Überrest.

Eine umfassende Untersuchung zuvor erhaltener Spektren und Lichtkurven, kombiniert mit der Untersuchung von Überresten und möglichen Vorläufersternen, ermöglicht es, detailliertere Modelle zu erstellen und die zum Zeitpunkt des Ausbruchs bereits bestehenden Bedingungen zu untersuchen.

Das während des Flares ausgestoßene Material enthält unter anderem größtenteils die Produkte der thermonuklearen Fusion, die während der gesamten Lebensdauer des Sterns stattfand. Es ist den Supernovae im Allgemeinen und jeder einzelnen im Besonderen zu verdanken, dass sie sich chemisch entwickeln.

Der Name spiegelt historischer Prozess die Untersuchung von Sternen, deren Helligkeit sich mit der Zeit erheblich ändert, den sogenannten neuen Sternen. In ähnlicher Weise wird unter Supernovae jetzt eine Unterklasse unterschieden - Hypernovae.

Der Name setzt sich zusammen aus dem SN-Label, gefolgt vom Fundjahr und endet mit einer ein- oder zweibuchstabigen Bezeichnung. Die ersten 26 Supernovae laufendes Jahr erhalten Einzelbuchstabenbezeichnungen am Ende des Namens aus Großbuchstaben von A bis Z. Andere Supernovae erhalten Zweibuchstabenbezeichnungen aus Kleinbuchstaben: aa, ab und so weiter. Unbestätigte Supernovae werden mit den Buchstaben PSN (possible supernova) mit Himmelskoordinaten im Format: Jhhmmssss+ddmmsss bezeichnet.

Lichtkurven Typ I hochgradig sind ähnlich: 2-3 Tage gibt es einen starken Anstieg, dann wird er durch einen signifikanten Abfall (um 3 Größenordnungen) 25-40 Tage ersetzt, gefolgt von einer langsamen Abschwächung, fast linear in der Skala der Sterngrößen.

Aber Lichtkurven vom Typ II sind sehr unterschiedlich. Bei einigen ähnelten die Kurven denen von Typ I, nur mit einem langsameren und länger anhaltenden Abfall der Helligkeit bis zum Einsetzen des linearen Stadiums. Andere, die einen Höhepunkt erreicht hatten, blieben bis zu 100 Tage darauf, und dann fiel die Helligkeit stark ab und erreichte einen linearen „Schwanz“. Die absolute Größe des Maximums variiert über einen weiten Bereich.

Die obige Klassifizierung enthält bereits einige der Hauptmerkmale von Supernova-Spektren. verschiedene Arten, konzentrieren wir uns auf das, was nicht enthalten ist. Zuerst und sehr wichtiges Merkmal, was lange Zeit die Interpretation der erhaltenen Spektren störte - die Hauptlinien sind sehr breit.

Die Spektren von Supernovae vom Typ II und Ib\c sind gekennzeichnet durch:
Das Vorhandensein schmaler Absorptionsmerkmale in der Nähe der maximalen Helligkeit und schmaler unverschobener Emissionskomponenten.
Linien , , , bei ultravioletter Strahlung beobachtet.

Die Häufigkeit der Ausbrüche hängt von der Anzahl der Sterne in der Galaxie oder, was für gewöhnliche Galaxien gleich ist, von der Leuchtkraft ab.

In diesem Fall gravitieren die Supernovae Ib/c und II zu Spiralarmen.

Krebsnebel (Bild im Röntgenbild), die interne Stoßwelle ist deutlich zu erkennen, der sich frei ausbreitende Wind sowie der Jet

Das kanonische Schema des jungen Überrests ist wie folgt:

Möglicher kompakter Rückstand; normalerweise ein Pulsar, aber möglicherweise ein Schwarzes Loch
Externe Stoßwelle, die sich in interstellarer Materie ausbreitet.
Eine Rückwelle, die sich in der Substanz eines Supernova-Auswurfs ausbreitet.
Sekundär, sich in Gerinnseln des interstellaren Mediums und in dichten Supernova-Auswurfmassen ausbreitend.

Zusammen ergeben sie folgendes Bild: Hinter der Front der äußeren Schockwelle wird das Gas auf Temperaturen TS ≥ 107 K erhitzt und emittiert im Röntgenbereich mit einer Photonenenergie von 0,1–20 keV, ähnlich wie das Gas hinter der vor der Rückwelle bildet den zweiten Bereich der Röntgenstrahlung. Die Linien von hochionisiertem Fe, Si, S usw. zeigen die thermische Natur der Strahlung von beiden Schichten an.

Die optische Strahlung des jungen Überrests erzeugt Gasklumpen hinter der Front der Sekundärwelle. Da bei ihnen die Ausbreitungsgeschwindigkeit höher ist, kühlt das Gas schneller ab und die Strahlung gelangt vom Röntgenbereich in den optischen. Der Aufprallursprung der optischen Strahlung wird durch die relative Intensität der Linien bestätigt.

Die Fasern in Cassiopeia A machen deutlich, dass die Materieklumpen zweifachen Ursprungs sein können. Die sogenannten schnellen Fasern streuen mit einer Geschwindigkeit von 5000-9000 km/s und strahlen nur in den O-, S-, Si-Linien - also Bündeln, die im Moment einer Supernova-Explosion entstehen. Stationäre Kondensationen hingegen haben eine Geschwindigkeit von 100–400 km/s, und in ihnen wird eine normale Konzentration von H, N, O beobachtet, was zusammen darauf hindeutet, dass diese Substanz lange vor der Supernova-Explosion ausgestoßen wurde und wurde später durch eine äußere Stoßwelle erhitzt.

Synchrotron-Radioemission von relativistischen Teilchen in einem starken Magnetfeld ist die wichtigste Beobachtungssignatur für den gesamten Überrest. Der Bereich seiner Lokalisierung sind die Frontbereiche der Außen- und Rückwellen. Synchrotronstrahlung wird auch im Röntgenbereich beobachtet.

Die Natur der Supernovae Ia unterscheidet sich von der Natur anderer Eruptionen. Dies wird deutlich durch das Fehlen von Flares vom Typ Ib/c und Typ II in elliptischen Galaxien belegt. Aus allgemeine InformationenÜber letzteres ist bekannt, dass es wenig Gas und blaue Sterne gibt und die Sternentstehung vor 1010 Jahren endete. Das bedeutet, dass alle massereichen Sterne ihre Entwicklung bereits abgeschlossen haben und es Sterne mit einer Masse kleiner als die Sonnenmasse gibt, nicht mehr. Aus der Theorie der Sternentwicklung ist bekannt, dass es unmöglich ist, Sterne dieses Typs zu sprengen, und daher wird für Sterne mit Massen von 1-2M⊙ ein Lebensverlängerungsmechanismus benötigt.

Das Fehlen von Wasserstofflinien in den Spektren von Ia \ Iax weist darauf hin, dass es in der Atmosphäre des ursprünglichen Sterns extrem klein ist. Die Masse der ausgestoßenen Materie ist ziemlich groß - 1M⊙, enthält hauptsächlich Kohlenstoff, Sauerstoff und andere schwere Elemente. Und die verschobenen Si II-Linien zeigen das während des Auswurfs an Kernreaktionen. All dies überzeugt, dass ein Weißer Zwerg, höchstwahrscheinlich Kohlenstoff-Sauerstoff, als Vorläuferstern fungiert.

Die Gravitation zu den Spiralarmen von Supernovae vom Typ Ib\c und II weist darauf hin, dass es sich bei den Vorläufersternen um kurzlebige O-Sterne mit einer Masse von 8-10 M⊙ handelt.

Dominantes Szenario

Eine der Möglichkeiten, die erforderliche Energiemenge freizusetzen, ist eine starke Zunahme der Masse der an der thermonuklearen Verbrennung beteiligten Substanz, dh eine thermonukleare Explosion. Die Physik von Einzelsternen lässt dies jedoch nicht zu. Prozesse in Sternen, die auf der Hauptreihe liegen, befinden sich im Gleichgewicht. Daher berücksichtigen alle Modelle das Endstadium der Sternentwicklung - Weiße Zwerge. Letzterer selbst ist jedoch ein stabiler Stern, alles kann sich nur ändern, wenn er sich der Chandrasekhar-Grenze nähert. Dies führt zu dem eindeutigen Schluss, dass eine thermonukleare Explosion nur in Sternsystemen möglich ist, höchstwahrscheinlich in den sogenannten Doppelsternen.

In diesem Schema gibt es zwei Variablen, die den Zustand beeinflussen, chemische Zusammensetzung und die Gesamtmasse des an der Explosion beteiligten Stoffes.

Der zweite Begleiter ist ein gewöhnlicher Stern, von dem Materie zum ersten strömt.
Der zweite Begleiter ist derselbe Weiße Zwerg. Dieses Szenario wird als doppelte Degeneration bezeichnet.

Eine Explosion tritt auf, wenn die Chandrasekhar-Grenze überschritten wird.
Vor ihm ereignet sich eine Explosion.

Allen Supernova-Ia-Szenarien gemeinsam ist, dass es sich bei dem explodierenden Zwerg höchstwahrscheinlich um Kohlenstoff-Sauerstoff handelt.

Die Masse der reagierenden Substanz bestimmt die Energie der Explosion und dementsprechend die maximale Brillanz. Wenn wir davon ausgehen, dass die gesamte Masse des Weißen Zwergs an der Reaktion teilnimmt, beträgt die Energie der Explosion 2,2 · 1051 erg.

Das weitere Verhalten der Lichtkurve wird hauptsächlich durch die Abklingkette bestimmt.

Das 56Ni-Isotop ist instabil und hat eine Halbwertszeit von 6,1 Tagen. Weiterhin führt e-Einfang zur Bildung des 56Co-Kerns überwiegend im angeregten Zustand mit einer Energie von 1,72 MeV. Dieses Niveau ist instabil und der Übergang eines Elektrons in den Grundzustand wird von der Emission einer Kaskade von γ-Quanten mit Energien von 0,163 MeV bis 1,56 MeV begleitet. Diese Quanten erfahren eine Compton-Streuung und ihre Energie nimmt schnell auf ~100 keV ab. Solche Quanten werden bereits effektiv durch den Photoeffekt absorbiert und erhitzen dadurch die Substanz. Wenn sich der Stern ausdehnt, nimmt die Materiedichte im Stern ab, die Anzahl der Photonenkollisionen nimmt ab und die Materie auf der Sternoberfläche wird für Strahlung transparent. Wie theoretische Berechnungen zeigen, tritt diese Situation etwa 20–30 Tage ein, nachdem der Stern seine maximale Leuchtkraft erreicht hat.

60 Tage nach Beginn wird die Substanz transparent für γ-Strahlung. Auf der Lichtkurve beginnt ein exponentieller Abfall. Zu diesem Zeitpunkt ist 56Ni bereits zerfallen und die Energiefreisetzung erfolgt durch den β-Zerfall von 56Co zu 56Fe (T1/2 = 77 Tage) mit Anregungsenergien bis 4,2 MeV.

Modell des Mechanismus des Gravitationskollaps

Das zweite Szenario für die Freisetzung der notwendigen Energie ist der Kollaps des Sternkerns. Seine Masse muss genau gleich der Masse seines Überrests sein – eines Neutronensterns.

Es wird ein Träger benötigt, der einerseits die freigesetzte Energie abtransportieren muss und andererseits nicht mit dem Stoff in Wechselwirkung treten darf. Das Neutrino ist für die Rolle eines solchen Trägers geeignet.

Für ihre Bildung sind mehrere Prozesse verantwortlich. Der erste und wichtigste für die Destabilisierung eines Sterns und den Beginn der Kompression ist der Prozess der Neutronisierung.

Neutrinos aus diesen Reaktionen tragen 10% davon. Die Hauptrolle bei der Kühlung spielen URCA-Prozesse (Neutrino Cooling).

Anstelle von Protonen und Neutronen können auch Atomkerne wirken, wobei sich ein instabiles Isotop bildet, das einem Beta-Zerfall unterliegt.

Die Intensität dieser Prozesse nimmt mit der Kompression zu und beschleunigt sie dadurch. Dieser Prozess wird durch die Streuung von Neutrinos durch entartete Elektronen gestoppt, bei der sie thermolysiert und in der Substanz eingeschlossen werden.

Beachten Sie, dass Neutronisierungsprozesse nur bei Dichten von 1011/cm3 stattfinden, die nur im Kern eines Sterns erreichbar sind. Das bedeutet, dass das hydrodynamische Gleichgewicht nur in ihm verletzt wird. Die äußeren Schichten befinden sich in einem lokalen hydrodynamischen Gleichgewicht, und der Kollaps beginnt erst, nachdem sich der zentrale Kern zusammengezogen und eine feste Oberfläche gebildet hat. Der Rückprall von dieser Oberfläche sorgt für den Hüllenauswurf.

Es gibt drei Stadien in der Entwicklung eines Supernova-Überrests:

Kostenlose Verbreitung.
Adiabatische Expansion (Sedov-Stadium). Eine Supernova-Explosion in diesem Stadium wird als stark dargestellt Punktexplosion in einer Umgebung mit konstanter Wärmekapazität. Die automodale Sedov-Lösung, verifiziert auf nukleare Explosionen in der Erdatmosphäre.
Stufe der intensiven Beleuchtung. Sie beginnt, wenn die Temperatur hinter der Front ein Maximum auf der Strahlungsverlustkurve erreicht.

Die Ausdehnung der Schale stoppt in dem Moment, in dem der Druck des Restgases gleich dem Druck des Gases im interstellaren Medium wird. Danach beginnt sich der Überrest aufzulösen und kollidiert mit sich zufällig bewegenden Wolken.

Zusätzlich zu den oben beschriebenen Unsicherheiten in den Supernova-Ia-Theorien verursacht der Mechanismus der Explosion selbst viele Kontroversen. Am häufigsten können Modelle in die folgenden Gruppen eingeteilt werden:

Sofortige Detonation
Verzögerte Detonation
Pulsierende verzögerte Detonation
Turbulente schnelle Verbrennung

Zumindest für jede Kombination von Anfangsbedingungen lassen sich die aufgeführten Mechanismen in der einen oder anderen Variation finden. Die Palette der vorgeschlagenen Modelle ist jedoch nicht darauf beschränkt. Ein Beispiel sind Modelle, bei denen zwei gleichzeitig gezündet werden. Dies ist natürlich nur in solchen Szenarien möglich, in denen sich beide Komponenten entwickelt haben.

Supernova-Explosionen sind die Hauptquelle für die Auffüllung des interstellaren Mediums mit Elementen mit Ordnungszahlen mehr (oder wie sie sagen härter) Er. Die Prozesse, die sie hervorgebracht haben, sind jedoch für verschiedene Gruppen von Elementen und sogar Isotopen unterschiedlich.

Fast alle Elemente schwerer als He bis hin zu Fe sind das Ergebnis der klassischen thermonuklearen Fusion, die beispielsweise im Inneren von Sternen oder bei Supernova-Explosionen während des p-Prozesses stattfindet. Hier ist erwähnenswert, dass dennoch ein äußerst kleiner Teil im Verlauf der primären Nukleosynthese erhalten wurde.
Alle Elemente, die schwerer als 209Bi sind, sind das Ergebnis des r-Prozesses
Der Ursprung der anderen ist Gegenstand der Diskussion, wie mögliche Mechanismen Es werden s-, r-, ν- und rp-Prozesse angeboten.

Die Struktur und die Prozesse der Nukleosynthese in der Prä-Supernova und im nächsten Moment nach dem Ausbruch für einen 25M☉-Stern, nicht maßstabsgetreu.

Der r-Prozess ist der Prozess der Bildung schwererer Kerne aus leichteren durch sequentiellen Einfang von Neutronen im Verlauf von (n,γ)-Reaktionen und dauert an, solange die Rate des Neutroneneinfangs höher ist als die Rate des β-Zerfalls von das Isotop.

ν-Prozess ist der Prozess der Nukleosynthese, durch die Wechselwirkung von Neutrinos mit Atomkerne. Es kann für das Auftreten der Isotope 7Li, 11B, 19F, 138La und 180Ta verantwortlich sein.

Der Krebsnebel als Überbleibsel der Supernova SN 1054

Hipparch' Interesse an Fixsternen könnte durch die Beobachtung einer Supernova (nach Plinius) angeregt worden sein. Die früheste Aufzeichnung, die als Beobachtungsaufzeichnung der Supernova SN 185 identifiziert wird, wurde 185 n. Chr. Von chinesischen Astronomen gemacht. Die hellste bekannte Supernova, SN 1006, wurde von chinesischen und arabischen Astronomen detailliert beschrieben. Die Supernova SN 1054, die den Krebsnebel hervorbrachte, wurde gut beobachtet. Supernovae SN 1572 und SN 1604 waren mit bloßem Auge sichtbar und hatten sehr wichtig in der Entwicklung der Astronomie in Europa, da sie als Argument gegen die aristotelische Vorstellung verwendet wurden, dass die Welt jenseits des Mondes sei und Sonnensystem unverändert. Johannes Kepler begann am 17. Oktober 1604 mit der Beobachtung von SN 1604. Dies war die zweite Supernova, die im Aufhellungsstadium aufgezeichnet wurde (nach Tycho Brahes SN 1572 im Sternbild Kassiopeia).

Mit der Entwicklung von Teleskopen wurde es möglich, Supernovae in anderen Galaxien zu beobachten, beginnend mit der Beobachtung der Supernova S Andromeda im Andromeda-Nebel im Jahr 1885. Während des 20. Jahrhunderts wurden erfolgreiche Modelle für jede Art von Supernova entwickelt, und das Verständnis ihrer Rolle im Prozess der Sternentstehung nahm zu. 1941 entwickelten die amerikanischen Astronomen Rudolf Minkowski und Fritz Zwicky ein modernes Klassifikationsschema für Supernovae.

In den 1960er Jahren fanden Astronomen heraus, dass die maximale Leuchtkraft von Supernova-Explosionen als Standardkerze verwendet werden konnte, also als Maß für astronomische Entfernungen. Jetzt geben Supernovae wichtige Informationenüber kosmologische Entfernungen. Die am weitesten entfernten Supernovae erwiesen sich als schwächer als erwartet, was nach modernen Vorstellungen zeigt, dass sich die Expansion des Universums beschleunigt.

Es wurden Methoden entwickelt, um die Geschichte von Supernova-Explosionen zu rekonstruieren, für die es keine schriftlichen Beobachtungsaufzeichnungen gibt. Das Erscheinungsdatum der Supernova Cassiopeia A wurde aus dem Lichtecho des Nebels bestimmt, während das Alter des Supernova-Überrests RX J0852.0-4622 aus Temperaturmessungen und γ-Emissionen aus dem Zerfall von Titan-44 geschätzt wird. Im Jahr 2009 wurden im antarktischen Eis Nitrate gefunden, die dem Zeitpunkt einer Supernova-Explosion entsprechen.

Am 22. Januar 2014 explodierte die Supernova SN 2014J in der Galaxie M82 im Sternbild Großer Bär. Die Galaxie M82 befindet sich in einer Entfernung von 12 Millionen Lichtjahren von unserer Galaxie und hat eine scheinbare Sternhelligkeit von knapp 9. Diese Supernova ist seit 1987 die erdnächste (SN 1987A).

direkt nach der Explosion hängt viel vom Glück ab. Sie bestimmt, ob es möglich sein wird, die Prozesse der Geburt einer Supernova zu studieren, oder ob man sie nach einer Explosion erraten muss - einem planetarischen Nebel, der sich von einem ehemaligen Stern ausbreitet. Die Anzahl der von Menschen gebauten Teleskope reicht nicht aus, um den gesamten Himmel, insbesondere in allen Bereichen des Spektrums, ständig zu beobachten. elektromagnetische Strahlung. Oft kommen Amateurastronomen Wissenschaftlern zu Hilfe, indem sie ihre Teleskope dorthin richten, wo sie wollen, und nicht auf interessante und wichtige Untersuchungsobjekte. Aber eine Supernova-Explosion kann überall passieren!

Ein Beispiel für die Hilfe von Amateurastronomen ist eine Supernova in der Spiralgalaxie M51. Bekannt als die Windradgalaxie, ist sie bei Liebhabern der Beobachtung des Universums sehr beliebt. Die Galaxie befindet sich in einer Entfernung von 25 Millionen Lichtjahren von uns und ist mit ihrer Ebene direkt auf uns gerichtet, wodurch es sehr bequem ist, sie zu beobachten. Die Galaxie hat einen Satelliten, der mit einem der Arme von M51 in Kontakt steht. Das Licht eines in der Galaxie explodierten Sterns erreichte im März 2011 die Erde und wurde von Amateurastronomen aufgezeichnet. Die Supernova erhielt bald die offizielle Bezeichnung 2011dh und rückte in den Fokus von Berufs- und Amateurastronomen. „M51 ist eine der uns am nächsten gelegenen Galaxien, sie ist extrem schön und daher weithin bekannt“, sagt Caltech-Mitarbeiter Sheeler van Dyck.

Die im Detail betrachtete Supernova 2011dh entpuppte sich als Zugehörigkeit zu einer seltenen Explosionsklasse des Typs IIb. Solche Explosionen treten auf, wenn einem massereichen Stern praktisch seine gesamte äußere Hülle aus Wasserstoffbrennstoff abgenommen wird, die wahrscheinlich von seinem binären Begleiter überrollt wird. Danach stoppt die thermonukleare Fusion aufgrund des Brennstoffmangels, die Strahlung des Sterns kann der Schwerkraft nicht widerstehen, die dazu neigt, den Stern zusammenzudrücken, und er fällt in Richtung Zentrum. Dies ist eine der beiden Arten von Supernova-Explosionen, und in einem solchen Szenario (ein Stern, der unter dem Einfluss der Schwerkraft auf sich selbst fällt), führt nur jeder zehnte Stern zu einer Typ-IIb-Explosion.

Es gibt mehrere fundierte Hypothesen bzgl allgemeines Schema die Geburt einer Supernova vom Typ IIb, aber die genaue Kette der Ereignisse zu rekonstruieren ist sehr schwierig. Da man nicht sagen kann, dass ein Stern sehr bald zur Supernova wird, ist es unmöglich, sich auf seine sorgfältige Beobachtung vorzubereiten. Natürlich kann die Untersuchung des Zustands eines Sterns darauf hindeuten, dass er bald zu einer Supernova werden wird, aber dies entspricht der Zeitskala des Universums in Millionen von Jahren, während die Beobachtung die Kenntnis des Zeitpunkts der Explosion mit einer Genauigkeit von mehreren Jahren erfordert. Nur gelegentlich haben Astronomen Glück und haben detaillierte Bilder des Sterns vor der Explosion. Im Fall der M51-Galaxie findet diese Situation statt - aufgrund der Popularität der Galaxie gibt es viele Bilder davon, in denen 2011dh noch nicht explodiert ist. „Innerhalb von Tagen nach der Entdeckung der Supernova wandten wir uns den Archiven des Orbitals zu Hubble Teleskop. Wie sich herausstellte, hat dieses Teleskop zuvor ein detailliertes Mosaik der M51-Galaxie bei verschiedenen Wellenlängen erstellt“, sagt van Dyck. Als das Hubble-Teleskop 2005 die 2011dh-Region fotografierte, war an ihrer Stelle nur ein unscheinbarer gelber Riesenstern zu sehen.

Beobachtungen der Supernova 2011dh haben gezeigt, dass sie nicht gut zur Standardvorstellung einer Explosion eines riesigen Sterns passt. Eher geeignet ist er hingegen als Folge der Explosion eines kleinen Sterns, beispielsweise des gelben Überriesen-Begleiters aus Hubble-Bildern, der fast seine gesamte Atmosphäre verloren hat. Unter dem Einfluss der Schwerkraft eines nahe gelegenen Riesen blieb nur sein Kern von dem Stern übrig, der explodierte. „Wir entschieden, dass der Vorläufer der Supernova ein fast vollständig entblößter Stern war, blau und daher für Hubble unsichtbar“, sagt van Dyck. - Der gelbe Riese versteckte seinen kleinen blauen Begleiter mit seiner Strahlung, bis er explodierte. Das ist unser Fazit."

Ein anderes Forscherteam, das den Stern 2011dh untersuchte, kam zu dem gegenteiligen Schluss, der mit der klassischen Theorie übereinstimmt. Laut Justin Mound, einem Angestellten der Queen's University in Belfast, war der gelbe Riese der Vorläufer der Supernova. Im März dieses Jahres enthüllte jedoch eine Supernova beiden Teams ein Rätsel. Das Problem wurde zuerst von van Dyck bemerkt, der beschloss, zusätzliche Informationen über 2011dh mit dem Hubble-Teleskop zu sammeln. Allerdings fand das Gerät keinen großen gelben Stern an der alten Stelle. „Wir wollten einfach noch einmal die Entwicklung einer Supernova beobachten“, sagt van Dyck. „Wir hätten uns nie vorstellen können, dass der gelbe Stern irgendwohin gehen würde.“ Ein anderes Team kam mit bodengestützten Teleskopen zu demselben Ergebnis: Der Riese ist verschwunden.

Das Verschwinden des gelben Riesen deutet darauf hin, dass er der wahre Supernova-Vorläufer ist. Van Dyks Post löst diese Kontroverse auf: „Das andere Team hatte vollkommen recht, wir lagen falsch.“ Die Untersuchung der Supernova 2011dh endet jedoch nicht dort. Wenn die Helligkeit von 2011dh nachlässt, wird M51 in seinen Zustand vor der Explosion zurückkehren (allerdings ohne einen hellen Stern). Bis Ende dieses Jahres sollte die Helligkeit der Supernova weit genug abnehmen, um den Begleiter des Gelben Überriesen zu zeigen – wenn es denn so wäre, wie vorgeschlagen klassische Theorie die Geburt von Supernovae vom Typ IIb. Mehrere Gruppen von Astronomen haben bereits Hubble-Beobachtungszeit reserviert, um die Entwicklung von 2011dh zu studieren. „Wir müssen einen binären Begleiter für die Supernova finden“, sagt van Dyck. „Wenn es entdeckt wird, wird es ein sicheres Verständnis für den Ursprung solcher Explosionen geben.“

Wir haben bereits gesehen, dass sich physikalisch variable Sterne im Gegensatz zur Sonne und anderen stationären Sternen in Größe, Photosphärentemperatur und Leuchtkraft ändern. Unter verschiedene Sorten Nichtstationäre Sterne von besonderem Interesse sind neue und Supernovae-Sterne. Tatsächlich handelt es sich nicht um neu aufgetauchte Sterne, sondern um bereits existierende, die durch einen starken Helligkeitsanstieg aufgefallen sind.

Bei den Ausbrüchen neuer Sterne nimmt die Helligkeit über einen Zeitraum von mehreren Tagen bis zu mehreren Monaten tausend- und millionenfach zu. Es ist bekannt, dass Sterne als neue aufflackern. Nach modernen Daten sind neue Sterne normalerweise Teil von Doppelsternsystemen, und die Ausbrüche eines der Sterne treten als Ergebnis des Austauschs von Materie zwischen den Sternen auf, die das Doppelsternsystem bilden. Beispielsweise können im System "Weißer Zwerg - gewöhnlicher Stern (mit geringer Leuchtkraft)" Explosionen auftreten, die das Erscheinen eines neuen Sterns verursachen, wenn Gas von einem gewöhnlichen Stern auf einen Weißen Zwerg fällt.

Noch grandioser sind die Explosionen von Supernovae, deren Helligkeit plötzlich um etwa 19 m zunimmt! Bei maximaler Helligkeit nähert sich die strahlende Oberfläche des Sterns dem Beobachter mit einer Geschwindigkeit von mehreren tausend Kilometern pro Sekunde. Das Muster von Supernova-Explosionen deutet darauf hin, dass Supernovae explodierende Sterne sind.

Supernova-Explosionen setzen im Laufe mehrerer Tage enorme Energie frei - etwa 10 41 J. Solche kolossalen Explosionen treten in den Endstadien der Entwicklung von Sternen auf, deren Masse um ein Vielfaches größer ist als die Masse der Sonne.

Bei maximaler Helligkeit kann eine Supernova heller leuchten als eine Milliarde Sterne wie unsere Sonne. Bei den stärksten Explosionen einiger Supernovae kann Materie mit einer Geschwindigkeit von 5000 - 7000 km / s ausgestoßen werden, deren Masse mehrere Sonnenmassen erreicht. Die Überreste der von Supernovae abgeworfenen Granaten sind lange Zeit als expandierendes Gas sichtbar.

Es wurden nicht nur die Überreste von Supernova-Granaten gefunden, sondern auch die Überreste des zentralen Teils des einst explodierten Sterns. Solche „Sternreste“ erwiesen sich als erstaunliche Quellen von Radioemissionen, die Pulsare genannt wurden. Die ersten Pulsare wurden 1967 entdeckt.

Einige Pulsare haben eine erstaunlich stabile Wiederholungsrate von Radioemissionsimpulsen: Die Impulse wiederholen sich in genau denselben Zeitintervallen, gemessen mit einer Genauigkeit von mehr als 10 -9 s! Offene Pulsare befinden sich in Entfernungen von nicht mehr als Hunderten von Parsecs von uns. Es wird angenommen, dass Pulsare schnell rotierende superdichte Sterne mit Radien von etwa 10 km und Massen nahe der Sonnenmasse sind. Solche Sterne bestehen aus dicht gepackten Neutronen und werden Neutronensterne genannt. Nur einen Teil der Zeit ihrer Existenz manifestieren sich Neutronensterne als Pulsare.

Supernova-Explosionen sind seltene Ereignisse. Im vergangenen Jahrtausend wurden in unserem Sternensystem nur wenige Supernova-Explosionen beobachtet. Von diesen wurden die folgenden drei am zuverlässigsten festgestellt: der Ausbruch von 1054 im Sternbild Stier, 1572 im Sternbild Kassiopeia, 1604 im Sternbild Ophiuchus. Die erste dieser Supernovae wurde von chinesischen und japanischen Astronomen als „Gaststern“ beschrieben, die zweite von Tycho Brahe und die dritte von Johannes Kepler beobachtet. Die Helligkeit der Supernovae von 1054 und 1572 übertraf die Helligkeit der Venus, und diese Sterne waren tagsüber sichtbar. Seit der Erfindung des Teleskops (1609) wurde in unserem Sternensystem keine einzige Supernova beobachtet (möglicherweise sind einige Ausbrüche unbemerkt geblieben). Als es möglich wurde, andere Sternensysteme zu erforschen, begannen sie oft, neue und Supernovae-Sterne zu entdecken.

Am 23. Februar 1987 explodierte eine Supernova in der Großen Magellanschen Wolke (Sternbild Dorado), dem größten Satelliten unserer Galaxie. Erstmals seit 1604 war eine Supernova sogar mit bloßem Auge zu sehen. Vor dem Ausbruch befand sich anstelle der Supernova ein Stern der 12. Größenordnung. Anfang März erreichte der Stern seine maximale Helligkeit von 4 m und begann dann langsam zu verblassen. Wissenschaftler, die die Supernova mit Hilfe von Teleskopen der größten bodengebundenen Observatorien, des Orbitalobservatoriums Astron und Röntgenteleskopen auf dem Kvant-Modul beobachteten Orbitalstation"Mir" gelang es erstmals, den gesamten Verlauf des Ausbruchs nachzuvollziehen. Beobachtungen wurden in verschiedenen Bereichen des Spektrums durchgeführt, einschließlich des sichtbaren optischen Bereichs, des Ultraviolett-, Röntgen- und Radiobereichs. In der Fachpresse erschienen sensationelle Berichte über die Registrierung von Neutrino- und möglicherweise Gravitationsstrahlung eines explodierten Sterns. Das Modell der Struktur des Sterns in der Phase vor der Explosion wurde verfeinert und mit neuen Ergebnissen angereichert.

SUPERNOVA, die Explosion, die den Tod eines Sterns markierte. Manchmal ist eine Supernova-Explosion heller als die Galaxie, in der sie aufgetreten ist.

Supernovae werden in zwei Haupttypen unterteilt. Typ I ist durch einen Mangel an Wasserstoff im optischen Spektrum gekennzeichnet; Daher wird angenommen, dass dies eine Explosion eines Weißen Zwergsterns ist, dessen Masse der Sonne nahe kommt, aber kleiner und dichter ist. In der Zusammensetzung eines Weißen Zwergs ist fast kein Wasserstoff enthalten, da dies das Endprodukt der Entwicklung eines normalen Sterns ist. In den 1930er Jahren zeigte S. Chandrasekhar, dass die Masse eines Weißen Zwergs eine bestimmte Grenze nicht überschreiten kann. Befindet er sich in einem Doppelsternsystem mit einem normalen Stern, dann kann seine Materie auf die Oberfläche des Weißen Zwergs strömen. Wenn seine Masse die Chandrasekhar-Grenze überschreitet, kollabiert (schrumpft) der Weiße Zwerg, erwärmt sich und explodiert. siehe auch STERNE.

Am 23. Februar 1987 brach in unserer Nachbargalaxie, der Großen Magellanschen Wolke, eine Supernova vom Typ II aus. Sie erhielt den Namen Ian Shelton, der eine Supernova-Explosion zuerst mit einem Teleskop und dann mit bloßem Auge bemerkte. (Die letzte derartige Entdeckung stammt von Kepler, der 1604, kurz vor der Erfindung des Teleskops, eine Supernova-Explosion in unserer Galaxie sah.) Ohio (USA) registrierte einen Neutrinofluss Elementarteilchen, die bei sehr hohen Temperaturen während des Zusammenbruchs des Kerns eines Sterns entstehen und leicht durch seine Hülle dringen. Obwohl der Neutrinostrom vor etwa 150.000 Jahren von einem Stern zusammen mit einem optischen Blitz ausgesandt wurde, erreichte er die Erde fast gleichzeitig mit Photonen und bewies damit, dass Neutrinos keine Masse haben und sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen. Diese Beobachtungen bestätigten auch die Annahme, dass etwa 10 % der Masse des kollabierenden Sternkerns in Form von Neutrinos emittiert werden, wenn der Kern selbst hinein kollabiert Neutronenstern. In sehr massereichen Sternen werden die Kerne während einer Supernova-Explosion gleichmäßig komprimiert hohe Dichten und verwandeln sich wahrscheinlich in Schwarze Löcher, aber die äußeren Schichten des Sterns werden immer noch abgestoßen. Cm. Auch SCHWARZES LOCH.

In unserer Galaxie ist der Krebsnebel der Überrest einer Supernova-Explosion, die 1054 von chinesischen Wissenschaftlern beobachtet wurde. Der berühmte Astronom T. Brahe beobachtete auch 1572 eine Supernova, die in unserer Galaxie ausbrach. Obwohl Sheltons Supernova die erste nahe Supernova war, die seit Kepler entdeckt wurde, wurden in den letzten 100 Jahren Hunderte von Supernovae in anderen, weiter entfernten Galaxien mit Teleskopen entdeckt.

In den Überresten einer Supernova-Explosion findet man Kohlenstoff, Sauerstoff, Eisen und schwerere Elemente. Daher spielen diese Explosionen wichtige Rolle in der Nukleosynthese der Bildungsprozess chemische Elemente. Es ist möglich, dass vor 5 Milliarden Jahren der Geburt des Sonnensystems auch eine Supernova-Explosion vorausging, die zur Entstehung vieler Elemente führte, die Teil der Sonne und der Planeten waren. Nukleosynthese.