Supernove. Stele variabile

O supernovă este o explozie de stele foarte mari muribunde, cu o eliberare uriașă de energie, de un trilion de ori energia Soarelui. O supernova poate ilumina intreaga galaxie, iar lumina trimisa de stea va ajunge la marginea Universului.Daca una dintre aceste stele explodeaza la o distanta de 10 ani lumina de Pamant, Pamantul va arde complet de la eliberarea de energie și radiații.

Supernova

Supernovele nu numai că distrug, ci și completează elementele necesare în spațiu: fier, aur, argint și altele. Tot ceea ce știm despre Univers a fost creat din rămășițele unei supernove care a explodat cândva. O supernova este unul dintre cele mai frumoase și interesante obiecte din Univers. Cele mai mari explozii din Univers lasă în urmă vestigii speciale, cele mai ciudate din Univers:

Stele neutronice

Neutronii sunt corpuri foarte periculoase și ciudate. Când o stea uriașă devine supernovă, miezul ei se micșorează la dimensiunea unei metropole terestre. Presiunea din interiorul nucleului este atât de mare încât până și atomii din interior încep să se topească. Când atomii sunt atât de comprimați încât nu mai rămâne spațiu între ei, se acumulează energie colosală și are loc o explozie puternică. Explozia lasă în urmă o stea neutronică incredibil de densă. O linguriță de stea neutronică va cântări 90 de milioane de tone.

Un pulsar este rămășițele unei explozii de supernovă. Un corp care este similar cu masa și densitatea unei stele neutronice. Rotindu-se cu viteză mare, pulsarii eliberează rafale de radiații în spațiu de la polii nord și sud. Viteza de rotație poate atinge 1000 de rotații pe secundă.

Când o stea de 30 de ori mai mare decât Soarele nostru explodează, creează o stea numită Magnetar. Magnetarii creează puternic campuri magnetice sunt chiar mai străini decât stelele neutronice și pulsari. Câmpul magnetic al lui Magnitar este de câteva mii de ori mai mare decât cel al Pământului.

Găuri negre

După moartea hipernovelor, stele chiar mai mari decât un superstar, se formează cel mai misterios și periculos loc din Univers - o gaură neagră. După moartea unei astfel de stele, o gaură neagră începe să-și absoarbă rămășițele. Gaura neagră are prea mult material de absorbit și aruncă rămășițele stelei înapoi în spațiu, formând 2 fascicule de radiații gamma.

Cât despre al nostru, Soarele, desigur, nu are suficientă masă pentru a deveni o gaură neagră, pulsar, magnetar sau chiar o stea neuronală. După standardele cosmice, steaua noastră este foarte mică pentru un astfel de sfârșit al vieții sale. Oamenii de știință spun că, după epuizarea combustibilului, steaua noastră va crește în dimensiune de câteva zeci de ori, ceea ce îi va permite să absoarbă planetele terestre: Mercur, Venus, Pământul și, eventual, Marte.

Rămășița supernovei Kepler

O explozie de supernovă sau supernovă este un fenomen în timpul căruia luminozitatea sa se modifică brusc cu 4-8 ordine de mărime (o duzină de magnitudini), urmată de o atenuare relativ lentă a focarului. Este rezultatul unui proces cataclismic, însoțit de eliberarea unei energii enorme și care apare la sfârșitul evoluției unor stele.

RCW 103 rămășiță de supernovă cu stea de neutroni 1E 161348-5055 în centru

De regulă, supernovele sunt observate după fapt, adică atunci când evenimentul a avut deja loc și radiația lor a ajuns la . Prin urmare, natura lor a fost neclară destul de mult timp. Dar acum sunt propuse destul de multe scenarii care duc la focare de acest fel, deși principalele prevederi sunt deja destul de clare.

Explozia este însoțită de ejectarea unei mase semnificative de materie stelară în spațiul interstelar, iar din partea rămasă a materiei stelei care explodează, de regulă, se formează un obiect compact - o stea neutronică sau gaură neagră. Împreună formează o rămășiță de supernovă.

Un studiu cuprinzător al spectrelor obținute anterior și al curbelor de lumină în combinație cu studiul resturilor și al posibilelor stele progenitoare face posibilă construirea unor modele mai detaliate și studierea condițiilor care existau la momentul izbucnirii.

Printre altele, substanța ejectată în timpul erupției conține în mare parte produse de fuziune termonucleară care au avut loc de-a lungul vieții stelei. Datorită supernovelor în general și fiecare în particular, evoluează chimic.

Numele reflectă proces istoric studiind stelele a căror luminozitate se modifică semnificativ în timp, așa-numitele novae. În mod similar, printre supernove există acum o subclasă - hipernove.

Numele este alcătuit din eticheta SN, urmată de anul deschiderii, care se termină cu o desemnare cu una sau două litere. Primele 26 de supernove anul curent primesc desemnări cu o literă, la sfârșitul numelui, de la majuscule de la A la Z. Supernovele rămase primesc desemnări cu două litere de la litere mici: aa, ab și așa mai departe. Supernovele neconfirmate sunt desemnate prin literele PSN (posibilă supernova) cu coordonatele cerești în formatul: Jhhmmssss+ddmmsss.

Curbe de lumină pentru tipul I grad înalt sunt asemănătoare: are loc o creștere bruscă timp de 2-3 zile, apoi este înlocuită cu o scădere semnificativă (cu 3 magnitudini) timp de 25-40 de zile, urmată de o slăbire lentă, aproape liniară pe scara mărimii.

Dar curbele luminii de tip II sunt destul de diverse. Pentru unii, curbele semănau cu cele pentru tipul I, doar cu o scădere mai lentă și mai lungă a luminozității până la începutul etapei liniare. Alții, după ce au atins un vârf, au rămas la el timp de până la 100 de zile, apoi luminozitatea a scăzut brusc și a atins o „coadă” liniară. Mărimea absolută a maximului variază foarte mult.

Clasificarea de mai sus conține deja câteva caracteristici de bază ale spectrelor supernovei tipuri variate, să ne oprim asupra a ceea ce nu a fost inclus. Primul și foarte caracteristică importantă, care a împiedicat mult timp decodarea spectrelor obținute - liniile principale sunt foarte largi.

Spectrele supernovelor de tip II și Ib\c sunt caracterizate prin:
Prezența unor caracteristici de absorbție înguste în apropierea luminozității maxime și componente înguste de emisie nedeplasată.
Liniile , , , observate în radiațiile ultraviolete.

Frecvența erupțiilor depinde de numărul de stele din galaxie sau, ceea ce este același pentru galaxiile obișnuite, de luminozitate.

În acest caz, supernovele Ib/c și II gravitează spre brațele spiralate.

Nebuloasa Crab (imagine cu raze X) care arată unda de șoc internă, vânt care curge liber și jet

Schema canonică a restului tânăr este următoarea:

Posibil rest compact; de obicei un pulsar, dar posibil o gaură neagră
O undă de șoc externă care se propagă în materia interstelară.
O undă de întoarcere care se propagă în materialul ejectat din supernova.
Secundar, care se propagă în aglomerări ale mediului interstelar și în emisii dense de supernove.

Împreună formează următoarea imagine: în spatele frontului undei de șoc extern, gazul este încălzit la temperaturi TS ≥ 107 K și emite în domeniul de raze X cu o energie fotonică de 0,1-20 keV; în mod similar, gazul din spatele fața undei de întoarcere formează o a doua regiune de radiație de raze X. Liniile de Fe, Si, S etc. puternic ionizat indică natura termică a radiației din ambele straturi.

Emisia optică din rămășița tânără creează gaze în aglomerări în spatele frontului de undă secundar. Deoarece viteza de propagare în ele este mai mare, ceea ce înseamnă că gazul se răcește mai repede și radiația trece din domeniul de raze X în domeniul optic. Originea impactului radiației optice este confirmată de intensitatea relativă a liniilor.

Fibrele din Cassiopeia A arată clar că originea aglomerărilor de materie poate fi dublă. Așa-numitele filamente rapide zboară cu o viteză de 5000-9000 km/s și emit doar în liniile O, S, Si - adică acestea sunt bulgări formate în momentul exploziei supernovei. Condensările staționare au o viteză de 100-400 km/s, iar în ele se observă concentrații normale de H, N, O. Împreună, acest lucru indică faptul că această substanță a fost ejectată cu mult înainte de explozia supernovei și a fost ulterior încălzită de o undă de șoc externă. .

Emisia radio sincrotron de la particule relativiste într-un câmp magnetic puternic este principala semnătură de observație pentru întreaga rămășiță. Zona de localizare a acesteia este zonele frontale ale undelor externe și de întoarcere. Radiația de sincrotron este de asemenea observată în domeniul razelor X.

Natura supernovelor Ia este diferită de natura altor focare. Acest lucru este evident evidențiat de absența erupțiilor de tip Ib\c și de tip II în galaxiile eliptice. Din Informații generale despre acesta din urmă se știe că acolo există puține stele gazoase și albastre, iar formarea stelare s-a încheiat acum 1010 ani. Aceasta înseamnă că toate stelele masive și-au încheiat deja evoluția și rămân doar stelele cu o masă mai mică decât masa solară și nu mai mult. Din teoria evoluției stelare se știe că stelele de acest tip nu pot fi explodate și de aceea este nevoie de un mecanism de extindere a vieții pentru stelele cu mase de 1-2M⊙.

Absența liniilor de hidrogen în spectrele Ia\Iax indică faptul că există extrem de puțin hidrogen în atmosfera stelei originale. Masa substanței ejectate este destul de mare - 1M⊙, conținând în principal carbon, oxigen și alte elemente grele. Și liniile Si II deplasate indică faptul că în timpul ejectării sunt active reactii nucleare. Toate acestea ne convinge că steaua predecesoră este o pitică albă, cel mai probabil carbon-oxigen.

Atracția față de brațele spiralate ale supernovelor de tip Ib\c și tip II indică faptul că steaua progenitoare este stele O de scurtă durată, cu o masă de 8-10M⊙.

Scenariul dominant

Una dintre modalitățile de a elibera cantitatea necesară de energie este o creștere bruscă a masei substanței implicate în arderea termonucleară, adică o explozie termonucleară. Cu toate acestea, fizica stelelor individuale nu permite acest lucru. Procesele din stelele situate pe secvența principală sunt în echilibru. Prin urmare, toate modelele iau în considerare stadiul final al evoluției stelare - piticele albe. Cu toate acestea, aceasta din urmă în sine este o stea stabilă; totul se poate schimba numai atunci când se apropie de limita Chandrasekhar. Acest lucru duce la concluzia fără ambiguitate că o explozie termonucleară este posibilă numai în sistemele stelare, cel mai probabil în așa-numitele stele duble.

În acest circuit există două variabile care afectează starea, compoziție chimicăși masa finală a substanței implicate în explozie.

Al doilea însoțitor este o stea obișnuită din care curge materia către prima.
Al doilea însoțitor este aceeași pitică albă. Acest scenariu se numește dublă degenerare.

O explozie are loc atunci când limita Chandrasekhar este depășită.
Explozia are loc înaintea lui.

Ceea ce toate scenariile de supernova Ia au în comun este că piticul care explodează este cel mai probabil carbon-oxigen.

Masa substanței care reacționează determină energia exploziei și, în consecință, luminozitatea maximă. Dacă presupunem că întreaga masă a piticei albe reacţionează, atunci energia exploziei va fi de 2,2 1051 erg.

Comportarea ulterioară a curbei luminii este determinată în principal de lanțul de dezintegrare.

Izotopul 56Ni este instabil și are un timp de înjumătățire de 6,1 zile. Mai mult, e-captura duce la formarea unui nucleu 56Co predominant într-o stare excitată cu o energie de 1,72 MeV. Acest nivel este instabil și trecerea electronului la starea fundamentală este însoțită de emisia unei cascade de γ-quanta cu energii de la 0,163 MeV la 1,56 MeV. Aceste cuante experimentează împrăștierea Compton și energia lor scade rapid la ~100 keV. Astfel de cuante sunt deja absorbite efectiv de efectul fotoelectric și, ca rezultat, încălzesc substanța. Pe măsură ce steaua se extinde, densitatea materiei din stea scade, numărul de ciocniri fotonice scade și materia de suprafață a stelei devine transparentă la radiații. După cum arată calculele teoretice, această situație apare la aproximativ 20-30 de zile după ce steaua își atinge luminozitatea maximă.

La 60 de zile de la debut, substanța devine transparentă la radiațiile γ. Curba luminii începe să scadă exponențial. Până în acest moment, 56Ni s-a degradat deja și eliberarea de energie are loc datorită dezintegrarii β a 56Co la 56Fe (T1/2 = 77 de zile) cu energii de excitație de până la 4,2 MeV.

Modelul mecanismului de colaps gravitațional

Al doilea scenariu pentru eliberarea energiei necesare este prăbușirea nucleului stelei. Masa sa trebuie să fie exact egală cu masa rămășiței sale - o stea neutronică.

Este nevoie de un purtător care, pe de o parte, trebuie să transporte energia eliberată și, pe de altă parte, să nu interacționeze cu substanța. Neutrinii sunt potriviți pentru rolul unui astfel de purtător.

Mai multe procese sunt responsabile de formarea lor. Primul și cel mai important pentru destabilizarea unei stele și începutul compresiei este procesul de neutronizare.

Neutrinii din aceste reacții elimină 10%. Rolul principal în răcire îl joacă procesele URKA (răcire cu neutrini).

În loc de protoni și neutroni, nucleele atomice pot acționa, de asemenea, formând un izotop instabil care suferă dezintegrare beta.

Intensitatea acestor procese crește odată cu compresia, accelerând-o astfel. Acest proces este oprit prin împrăștierea neutrinilor pe electronii degenerați, timp în care aceștia sunt termolizați și blocați în interiorul substanței.

Rețineți că procesele de neutronizare au loc numai la densități de 1011/cm3, realizabile doar în miezul stelar. Aceasta înseamnă că echilibrul hidrodinamic este perturbat doar în el. Straturile exterioare sunt în echilibru hidrodinamic local, iar colapsul începe numai după ce miezul central se contractă și formează o suprafață solidă. Recul de pe această suprafață asigură eliberarea carcasei.

Există trei etape în evoluția rămășiței supernovei:

Zbor gratuit.
Expansiune adiabatică (etapa Sedov). O explozie de supernovă în acest stadiu pare a fi puternică explozie punctualăîntr-un mediu cu capacitate termică constantă. Soluția automodală a lui Sedov, testată explozii nucleareîn atmosfera pământului.
Etapa de iluminare intensă. Începe atunci când temperatura din spatele frontului atinge un maxim pe curba pierderilor de radiație.

Expansiunea învelișului se oprește în momentul în care presiunea gazului din rest este egală cu presiunea gazului din mediul interstelar. După aceasta, reziduul începe să se disipeze, ciocnindu-se cu norii care se mișcă haotic.

Pe lângă incertitudinile din teoriile supernovei Ia descrise mai sus, mecanismul exploziei în sine a fost o sursă de multe controverse. Cel mai adesea, modelele pot fi împărțite în următoarele grupuri:

Detonare instantanee
Detonație întârziată
Detonație întârziată pulsatorie
Combustie rapidă turbulentă

Cel puțin pentru fiecare combinație de condiții inițiale, mecanismele enumerate pot fi găsite într-o variație sau alta. Dar gama de modele propuse nu se limitează la asta. Ca exemplu, putem cita modele când două detonează simultan. Desigur, acest lucru este posibil doar în scenariile în care ambele componente au evoluat.

Exploziile de supernove sunt principala sursă de reumplere a mediului interstelar cu elemente numerele atomice mai mult (sau cum se spune mai greu) El. Cu toate acestea, procesele care le-au dat naștere sunt diferite pentru diferite grupuri de elemente și chiar izotopi.

Aproape toate elementele mai grele decât He și până la Fe sunt rezultatul fuziunii termonucleare clasice, care are loc, de exemplu, în interiorul stelelor sau în timpul exploziilor supernovei în timpul procesului p. Merită menționat aici că o parte extrem de mică a fost obținută în timpul nucleosintezei primare.
Toate elementele mai grele decât 209Bi sunt rezultatul procesului r
Originea celorlalte este o chestiune de dezbatere, ca mecanisme posibile Sunt oferite procesele s-, r-, ν- și rp.

Structura și procesele de nucleosinteză în pre-supernova și în imediata următoare după izbucnirea unei stele de 25M☉, nu la scară.

Procesul r este procesul de formare a nucleelor ​​mai grele din nuclee mai uşoare prin captarea secvenţială a neutronilor în timpul reacţiilor (n, γ) şi continuă atâta timp cât viteza de captare a neutronilor este mai mare decât rata de dezintegrare β− a izotopului.

Procesul ν este un proces de nucleosinteză, prin interacțiunea neutrinilor cu nuclee atomice. Poate fi responsabil pentru apariția izotopilor 7Li, 11B, 19F, 138La și 180Ta.

Nebuloasa Crab ca rămășiță a supernovei SN 1054

Interesul lui Hipparchus pentru stelele fixe ar fi putut fi inspirat de observarea unei supernove (după Pliniu). Cea mai veche înregistrare identificată ca supernova SN 185 a fost făcută de astronomii chinezi în 185 d.Hr. Cea mai strălucitoare supernova cunoscută, SN 1006, a fost descrisă în detaliu de astronomii chinezi și arabi. Supernova SN 1054, care a dat naștere Nebuloasei Crabului, a fost bine observată. Supernovele SN 1572 și SN 1604 erau vizibile cu ochiul liber și aveau mare importanțăîn dezvoltarea astronomiei în Europa, deoarece au fost folosite ca argument împotriva ideii aristotelice că lumea de dincolo de Lună și sistem solar neschimbat. Johannes Kepler a început să observe SN 1604 pe 17 octombrie 1604. Aceasta a fost a doua supernovă care a fost înregistrată în stadiul de creștere a luminozității (după SN 1572, observată de Tycho Brahe în constelația Cassiopeia).

Odată cu dezvoltarea telescoapelor, a devenit posibilă observarea supernovelor în alte galaxii, începând cu observațiile supernovei S Andromeda din Nebuloasa Andromeda în 1885. Pe parcursul secolului al XX-lea, au fost dezvoltate modele de succes pentru fiecare tip de supernovă și a crescut înțelegerea rolului lor în formarea stelelor. În 1941, astronomii americani Rudolf Minkowski și Fritz Zwicky au dezvoltat o schemă modernă de clasificare a supernovelor.

În anii 1960, astronomii au descoperit că luminozitatea maximă a exploziilor de supernove putea fi folosită ca o lumânare standard, deci o măsură a distanțelor astronomice. Acum supernovele dau Informații importante despre distanţele cosmologice. Cele mai îndepărtate supernove s-au dovedit a fi mai slabe decât se aștepta, ceea ce, conform ideilor moderne, arată că expansiunea Universului se accelerează.

Au fost dezvoltate metode pentru a reconstrui istoria exploziilor de supernove care nu au înregistrări de observație scrise. Data supernovei Cassiopeia A a fost determinată din ecourile luminoase din nebuloasă, în timp ce vârsta rămășiței supernovei RX J0852.0-4622 a fost estimată din măsurători ale temperaturii și emisiilor de raze γ din dezintegrarea titanului-44. În 2009, nitrații au fost descoperiți în gheața din Antarctica corespunzătoare momentului exploziei supernovei.

Pe 22 ianuarie 2014, o supernova SN 2014J a erupt în galaxia M82, situată în constelația Ursa Major. Galaxy M82 este situată la 12 milioane de ani lumină de galaxia noastră și are o magnitudine aparentă de puțin sub 9. Această supernova este cea mai apropiată de Pământ din 1987 (SN 1987A).

imediat după explozie depinde în mare măsură de noroc. Acesta este cel care determină dacă va fi posibil să studiem procesele nașterii supernovei sau dacă va trebui să ghicim despre ele din urmele exploziei - o nebuloasă planetară care se răspândește din fosta stea. Numărul de telescoape construite de om nu este suficient de mare pentru a observa în mod constant întregul cer, mai ales în toate regiunile spectrului radiatie electromagnetica. Adesea, astronomii amatori vin în ajutorul oamenilor de știință, îndreptându-și telescoapele oriunde doresc, și nu către obiecte care sunt interesante și importante de studiat. Dar o explozie de supernovă se poate întâmpla oriunde!

Un exemplu de ajutor din partea astronomilor amatori este supernova din galaxia spirală M51. Cunoscută sub numele de Galaxia Pinwheel, este foarte populară printre fanii observării universului. Galaxia este situată la o distanță de 25 de milioane de ani lumină de noi și planul său este întors direct spre noi, ceea ce face foarte convenabil de observat. Galaxia are un satelit care este în contact cu unul dintre brațele lui M51. Lumina de la o stea care a explodat în galaxie a ajuns pe Pământ în martie 2011 și a fost detectată de astronomi amatori. Supernova a primit în curând denumirea oficială 2011dh și a devenit centrul atenției atât al astronomilor profesioniști, cât și al amatorilor. „M51 este una dintre cele mai apropiate galaxii de noi, este extrem de frumoasă și, prin urmare, cunoscută pe scară largă”, spune cercetătorul Caltech Schiler van Dyck.

Supernova 2011dh, examinată în detaliu, s-a dovedit a aparține clasei rare de explozii de tip IIb. Astfel de explozii au loc atunci când o stea masivă este dezbrăcată de aproape toată învelișul exterior de hidrogen, care este probabil tras de însoțitorul său binar. După aceasta, din cauza lipsei de combustibil, fuziunea termonucleară se oprește, radiația stelei nu poate rezista gravitației, care tinde să comprime steaua, iar aceasta cade spre centru. Acesta este unul dintre cele două moduri în care supernovele explodează, iar în acest scenariu (o stea care cade pe ea însăși sub influența gravitației) numai fiecare a zecea stea dă naștere unei explozii de tip IIb.

Există mai multe ipoteze bine întemeiate cu privire la schema generala nașterea unei supernove de tip IIb, dar reconstruirea lanțului exact de evenimente este foarte dificilă. Deoarece nu se poate spune că stea va deveni supernovă foarte curând, este imposibil să vă pregătiți pentru a o observa îndeaproape. Desigur, studierea stării unei stele poate sugera că aceasta va deveni în curând o supernovă, dar aceasta este pe scara de timp a Universului de milioane de ani, în timp ce pentru observare trebuie să cunoașteți momentul exploziei cu o precizie de mai mulți ani. Doar ocazional, astronomii au noroc și au fotografii detaliate ale unei stele înainte de explozie. În cazul galaxiei M51, apare această situație - datorită popularității galaxiei, există multe fotografii ale acesteia în care 2011dh nu a explodat încă. „În câteva zile de la descoperirea supernovei, ne-am orientat către arhivele orbitalei. Telescopul Hubble. După cum se dovedește, acest telescop a creat anterior un mozaic detaliat al galaxiei M51 la diferite lungimi de undă”, spune van Dyk. În 2005, când telescopul Hubble a fotografiat locația lui 2011dh, în locul său se afla doar o stea gigantică galbenă discretă.

Observațiile supernovei 2011dh au arătat că nu se încadrează bine în ideea standard a exploziei unei stele uriașe. Dimpotrivă, este mai potrivită ca rezultat al exploziei unei stele mici, de exemplu, tovarășul supergigantului galben din imaginile Hubble, care și-a pierdut aproape toată atmosfera. Sub influența gravitației unui gigant din apropiere, doar miezul său a rămas din stele, care a explodat. „Am decis că precursorul supernovei era o stea aproape complet dezbrăcată, albastră și, prin urmare, invizibilă pentru Hubble”, spune van Dyk. - Gigantul galben și-a ascuns micul său însoțitor albastru cu radiațiile sale până a explodat. Aceasta este concluzia noastră.”

O altă echipă de cercetători, care studiază steaua 2011dh, a ajuns la concluzia opusă, care coincide cu teoria clasică. A fost gigantul galben care a fost predecesorul supernovei, conform lui Justin Mound, angajat al Universității Queen din Belfast. Cu toate acestea, în martie a acestui an, supernova a dezvăluit un mister pentru ambele echipe. Problema a fost observată pentru prima dată de van Dyck, care a decis să colecteze informații suplimentare despre 2011dh folosind telescopul Hubble. Cu toate acestea, dispozitivul nu a găsit o stea mare galbenă în vechiul loc. „Am vrut doar să observăm din nou evoluția supernovei”, spune van Dyk. „Nu ne-am fi putut imagina niciodată că steaua galbenă va merge undeva.” O altă echipă a ajuns la aceleași concluzii folosind telescoape de la sol: gigantul dispăruse.

Dispariția gigantului galben îl arată ca pe un adevărat precursor al supernovei. Publicația lui Van Dijk rezolvă această dispută: „Cealaltă echipă a avut perfectă dreptate, iar noi ne-am înșelat”. Cu toate acestea, studiul supernovei 2011dh nu se termină aici. Pe măsură ce luminozitatea lui 2011dh se estompează, galaxia M51 va reveni la starea de dinainte de explozie (deși fără o stea strălucitoare). Până la sfârșitul acestui an, luminozitatea supernovei ar fi trebuit să scadă suficient pentru a dezvălui însoțitorul supergigantului galben - dacă a existat unul, așa cum s-a sugerat. teoria clasică nașterea supernovelor de tip IIb. Mai multe grupuri de astronomi și-au rezervat deja timp de observare pe telescopul Hubble pentru a studia evoluția anului 2011dh. „Trebuie să găsim o supernovă însoțitoare într-un sistem binar”, spune van Dyk. „Dacă va fi descoperit, va exista o înțelegere sigură a originii unor astfel de explozii”.

Am văzut deja că, spre deosebire de Soare și de alte stele staționare, stelele fizice variabile își schimbă dimensiunea, temperatura fotosferei și luminozitatea. Printre tipuri variate Dintre stelele nestaționare, novele și supernovele prezintă un interes deosebit. De fapt, acestea nu sunt stele nou apărute, ci cele preexistente care au atras atenția printr-o creștere bruscă a luminozității.

În timpul izbucnirilor de noi stele, luminozitatea crește de mii și milioane de ori pe o perioadă de la câteva zile până la câteva luni. Există stele cunoscute care au izbucnit în mod repetat sub formă de nova. Conform datelor moderne, noile stele fac de obicei parte din sistemele binare, iar izbucnirile uneia dintre stele apar ca urmare a schimbului de materie între stelele care formează sistemul binar. De exemplu, în sistemul „pitică albă – stea obișnuită (luminozitate scăzută)”, exploziile care provoacă fenomenul unei noi pot avea loc atunci când gazul cade dintr-o stea obișnuită pe pitica albă.

Și mai grandioase sunt exploziile de supernove, a căror luminozitate crește brusc cu aproximativ 19 m! La luminozitate maximă, suprafața radiantă a stelei se apropie de observator cu o viteză de câteva mii de kilometri pe secundă. Modelul exploziilor supernovelor sugerează că supernovele sunt stele care explodează.

În timpul exploziilor de supernove, se eliberează o energie enormă pe parcursul mai multor zile - aproximativ 10 41 J. Astfel de explozii colosale au loc în etapele finale ale evoluției stelelor, a căror masă este de câteva ori mai mare decât masa Soarelui.

La luminozitatea sa maximă, o supernova poate străluci mai mult decât un miliard de stele precum Soarele nostru. În timpul celor mai puternice explozii ale unor supernove, materia poate fi ejectată cu o viteză de 5000 - 7000 km/s, a cărei masă atinge câteva mase solare. Rămășițele de obuze ejectate de supernove sunt vizibile mult timp ca gaz în expansiune.

Au fost descoperite nu numai rămășițele de cochilii de supernovă, ci și ceea ce rămâne din partea centrală a stelei explodate cândva. Aceste „rămășițe stelare” s-au dovedit a fi surse uimitoare de emisie radio, care au fost numite pulsari. Primii pulsari au fost descoperiți în 1967.

Unii pulsari au o rată de repetiție uimitor de stabilă a impulsurilor radio: impulsurile sunt repetate la intervale de timp strict egale, măsurate cu o precizie care depășește 10 -9 s! Pulsarii deschisi sunt localizați de noi la distanțe care nu depășesc sute de parsecs. Se presupune că pulsarii se rotesc rapid stele super-dense cu raze de aproximativ 10 km și mase apropiate de masa Soarelui. Astfel de stele constau din neutroni împachetati dens și sunt numite stele neutronice. Doar o parte din timpul existenței lor stelele cu neutroni se manifestă ca pulsari.

Exploziile de supernove sunt fenomene rare. În ultimul mileniu, doar câteva explozii de supernove au fost observate în sistemul nostru stelar. Dintre acestea, următoarele trei au fost stabilite cel mai sigur: un focar în 1054 în constelația Taur, în 1572 în constelația Cassiopeia, în 1604 în constelația Ophiuchus. Prima dintre aceste supernove a fost descrisă ca o „stea invitată” de către astronomii chinezi și japonezi, a doua de Tycho Brahe, iar a treia a fost observată de Johannes Kepler. Strălucirea supernovelor din 1054 și 1572 a depășit strălucirea lui Venus, iar aceste stele erau vizibile în timpul zilei. De la inventarea telescopului (1609), nici o singură supernova nu a fost observată în sistemul nostru stelar (este posibil ca unele explozii să fi trecut neobservate). Când a apărut oportunitatea de a explora alte sisteme stelare, noi stele și supernove au fost adesea descoperite în ele.

Pe 23 februarie 1987, o supernova a explodat în Marele Nor Magellanic (constelația Doradus), cel mai mare satelit al galaxiei noastre. Pentru prima dată din 1604, o supernova a putut fi văzută chiar și cu ochiul liber. Înainte de explozie, pe locul supernovei se afla o stea cu magnitudinea a 12-a. Steaua a atins luminozitatea maximă de 4 m la începutul lunii martie, apoi a început să se estompeze încet. Oamenii de știință care au observat supernova folosind telescoape ale celor mai mari observatoare de la sol, observatorul orbital Astron și telescoape cu raze X de pe modulul Kvant stație orbitală„Mir”, a fost posibil pentru prima dată să urmărim întregul proces al focarului. Observațiile au fost efectuate în diferite domenii spectrale, inclusiv în domeniul optic vizibil, ultraviolete, cu raze X și radio. În presa științifică au apărut rapoarte senzaționale despre detectarea neutrinului și, eventual, a radiației gravitaționale de la o stea care explodează. Modelul structurii stelei în faza premergătoare exploziei a fost rafinat și îmbogățit cu rezultate noi.

SUPERNOVA, explozie care a marcat moartea unei stele. Uneori, o explozie de supernovă este mai strălucitoare decât galaxia în care a avut loc.

Supernovele sunt împărțite în două tipuri principale. Tipul I se caracterizează printr-o deficiență de hidrogen în spectrul optic; prin urmare, se crede că aceasta este o explozie a unei pitici albe - o stea cu o masă apropiată de Soare, dar mai mică ca dimensiune și mai densă. O pitică albă aproape că nu conține hidrogen, deoarece este produsul final al evoluției unei stele normale. În anii 1930, S. Chandrasekhar a arătat că masa unei pitici albe nu poate fi peste o anumită limită. Dacă se află într-un sistem binar cu o stea normală, atunci materia sa poate curge pe suprafața piticii albe. Când masa sa depășește limita Chandrasekhar, piticul alb se prăbușește (se micșorează), se încălzește și explodează. Vezi si STELE.

O supernova de tip II a erupt pe 23 februarie 1987 în galaxia noastră vecină, Marele Nor Magellanic. Ea a primit numele de Ian Shelton, care a fost primul care a observat o explozie de supernovă folosind un telescop și apoi cu ochiul liber. (Ultima astfel de descoperire îi aparține lui Kepler, care a văzut o explozie de supernovă în galaxia noastră în 1604, cu puțin timp înainte de inventarea telescopului.) Concomitent cu explozia de supernova optică din 1987, detectoare speciale în Japonia și în Statele Unite. Ohio (SUA) a înregistrat un flux de neutrini particule elementare, născut la temperaturi foarte ridicate în timpul prăbușirii nucleului stelei și pătrunzând ușor prin învelișul său. Deși fluxul de neutrini a fost emis de o stea împreună cu o erupție optică acum aproximativ 150 de mii de ani, a ajuns pe Pământ aproape simultan cu fotonii, dovedind astfel că neutrinii nu au masă și se mișcă cu viteza luminii. Aceste observații au confirmat, de asemenea, ipoteza că aproximativ 10% din masa nucleului stelar care se prăbușește este emisă sub formă de neutrini atunci când miezul însuși este comprimat în stea neutronică. În stelele foarte masive, în timpul exploziei unei supernove, nucleele sunt comprimate într-o măsură și mai mare. densități mariși probabil se transformă în găuri negre, dar deversarea straturilor exterioare ale stelei are loc în continuare. Cm. De asemenea GAURĂ NEAGRĂ.

În Galaxia noastră, Nebuloasa Crab este rămășița unei explozii de supernovă, care a fost observată de oamenii de știință chinezi în 1054. Celebrul astronom T. Brahe a observat și o supernovă care a izbucnit în galaxia noastră în 1572. Deși supernova lui Shelton a fost prima supernovă din apropiere descoperită de la Kepler, sute de supernove din alte galaxii mai îndepărtate au fost văzute de telescoape în ultimii 100 de ani.

Carbonul, oxigenul, fierul și elementele mai grele pot fi găsite în rămășițele unei explozii de supernovă. Prin urmare, aceste explozii joacă rol importantîn nucleosinteză procesul de formare elemente chimice. Este posibil ca acum 5 miliarde de ani nașterea sistemului solar să fi fost precedată și de o explozie de supernovă, în urma căreia au apărut multe elemente care au devenit parte a Soarelui și planetelor. NUCLEOSINTEZĂ.