Ką žinote apie supernovas? Tikrai sakysite, kad supernova – tai grandiozinis žvaigždės sprogimas, kurio vietoje lieka neutroninė žvaigždė arba juodoji skylė.

Tačiau iš tikrųjų ne visos supernovos yra paskutinis masyvių žvaigždžių gyvenimo etapas. Šiuolaikinė supernovų sprogimų klasifikacija, be supergigantų sprogimų, apima ir kai kuriuos kitus reiškinius.

Nauja ir supernova

Terminas „supernova“ persikėlė iš termino „nauja žvaigždė“. „Naujomis“ vadino žvaigždes, kurios danguje pasirodė beveik nuo nulio, o po to jos palaipsniui išnyko. Pirmieji „nauji“ žinomi iš kinų kronikų, datuojamų II tūkstantmečiu prieš Kristų. Įdomu tai, kad tarp šių novų dažnai buvo aptinkamos supernovos. Pavyzdžiui, 1571 m. supernovą stebėjo Tycho Brahe, kuris vėliau sukūrė terminą „nauja žvaigždė“. Dabar žinome, kad abiem atvejais kalbame ne apie naujų šviesuolių gimimą tiesiogine prasme.

Naujos ir supernovos rodo staigų žvaigždės ar žvaigždžių grupės ryškumo padidėjimą. Paprastai anksčiau žmonės neturėjo galimybės stebėti žvaigždžių, kurios sukėlė šiuos protrūkius. Tai buvo per silpni objektai plika akimi ar tų metų astronominiam instrumentui. Jie buvo pastebėti jau blyksnio momentu, kuris natūraliai priminė naujos žvaigždės gimimą.

Nepaisant šių reiškinių panašumo, šiandien jų apibrėžimai smarkiai skiriasi. Didžiausias supernovų šviesumas yra tūkstančius ir šimtus tūkstančių kartų didesnis nei naujų žvaigždžių didžiausias šviesumas. Šis neatitikimas paaiškinamas esminiu šių reiškinių prigimties skirtumu.

Naujų žvaigždžių gimimas

Nauji blyksniai yra termobranduoliniai sprogimai, vykstantys kai kuriose artimose žvaigždžių sistemose. Tokios sistemos taip pat susideda iš didesnės kompanioninės žvaigždės (pagrindinės sekos žvaigždės, submilžino arba ). Galinga baltosios nykštukės gravitacija ištraukia materiją iš žvaigždės kompanionės, todėl aplink ją susidaro akrecinis diskas. Akreciniame diske vykstantys termobranduoliniai procesai kartais praranda stabilumą ir tampa sprogūs.

Dėl tokio sprogimo žvaigždžių sistemos ryškumas padidėja tūkstančiais ir net šimtais tūkstančių kartų. Taip gimsta nauja žvaigždė. Iki tol blausus ir žemiškajam stebėtojui net nematomas objektas įgauna pastebimą ryškumą. Paprastai toks protrūkis pasiekia piką vos per kelias dienas ir gali išnykti daugelį metų. Gana dažnai tokie išsiveržimai kartojasi toje pačioje sistemoje kas kelis dešimtmečius; yra periodiniai. Aplink naująją žvaigždę taip pat yra besiplečiantis dujų apvalkalas.

Supernovos sprogimai turi visiškai kitokią ir įvairesnę kilmę.

Supernovos paprastai skirstomos į dvi pagrindines klases (I ir II). Šios klasės gali būti vadinamos spektrinėmis, nes jie išsiskiria vandenilio linijų buvimu ir nebuvimu jų spektruose. Be to, šios klasės vizualiai pastebimai skiriasi. Visos I klasės supernovos yra panašios tiek pagal sprogimo galią, tiek pagal ryškumo kitimo dinamiką. Šiuo atžvilgiu II klasės supernovos yra labai įvairios. Jų sprogimo galia ir ryškumo kitimo dinamika slypi labai plačiame diapazone.

Visos II klasės supernovos susidaro dėl gravitacinio griūties masyvių žvaigždžių viduje. Kitaip tariant, tai tas pats, mums pažįstamas, supergigantų sprogimas. Tarp pirmos klasės supernovų yra tokių, kurių sprogimo mechanizmas panašesnis į naujų žvaigždžių sprogimą.

Supergigantų mirtis

Supernovos yra žvaigždės, kurių masė viršija 8-10 Saulės masių. Tokių žvaigždžių branduoliai, išnaudoję vandenilį, vyksta į termobranduolines reakcijas, kuriose dalyvauja helis. Išnaudojus helią, šerdis pradeda vis sunkesnių elementų sintezę. Žvaigždės žarnyne susidaro vis daugiau sluoksnių, kurių kiekvienas turi savo termobranduolinės sintezės tipą. Paskutiniame savo evoliucijos etape tokia žvaigždė virsta „sluoksniuotu“ supermilžinu. Geležies sintezė vyksta jos šerdyje, o helio sintezė iš vandenilio tęsiasi arčiau paviršiaus.

Geležies branduolių ir sunkesnių elementų susiliejimas vyksta absorbuojant energiją. Todėl, tapusi geležine, supermilžino šerdis nebegali išleisti energijos, kad kompensuotų gravitacines jėgas. Šerdis praranda savo hidrodinaminę pusiausvyrą ir pradeda nereguliariai suspausti. Likę žvaigždės sluoksniai ir toliau palaiko šią pusiausvyrą, kol šerdis susitraukia iki tam tikro kritinio dydžio. Dabar likę sluoksniai ir visa žvaigždė praranda hidrodinaminę pusiausvyrą. Tik šiuo atveju „laimi“ ne suspaudimas, o žlugimo ir tolesnių atsitiktinių reakcijų metu išsiskirianti energija. Vyksta išorinio apvalkalo atstatymas – supernovos sprogimas.

klasių skirtumai

Skirtingos supernovų klasės ir poklasiai paaiškinami tuo, kaip žvaigždė buvo prieš sprogimą. Pavyzdžiui, vandenilio nebuvimas I klasės supernovose (Ib, Ic poklasiuose) yra pasekmė to, kad pačioje žvaigždėje vandenilio nebuvo. Greičiausiai dalis jo išorinio apvalkalo buvo prarasta evoliucijos metu artimoje dvejetainėje sistemoje. Ic poklasio spektras nuo Ib skiriasi tuo, kad jame nėra helio.

Bet kokiu atveju tokių klasių supernovos atsiranda žvaigždėse, kurios neturi išorinio vandenilio-helio apvalkalo. Likę sluoksniai yra gana griežtose savo dydžio ir masės ribose. Tai paaiškinama tuo, kad termobranduolinės reakcijos pakeičia viena kitą prasidėjus tam tikram kritiniam etapui. Štai kodėl Ic ir Ib klasių žvaigždžių sprogimai yra tokie panašūs. Didžiausias jų šviesumas yra apie 1,5 milijardo karto didesnis nei Saulės. Tokį šviesumą jie pasiekia per 2-3 dienas. Po to jų ryškumas per mėnesį susilpnėja 5-7 kartus, o vėlesniais mėnesiais lėtai mažėja.

II tipo supernovos žvaigždės turėjo vandenilio-helio apvalkalą. Priklausomai nuo žvaigždės masės ir kitų jos savybių, šis apvalkalas gali turėti skirtingas ribas. Tai paaiškina platų supernovų charakterių spektrą. Jų ryškumas gali svyruoti nuo dešimčių milijonų iki dešimčių milijardų saulės šviesų (išskyrus gama spindulių pliūpsnius – žr. toliau). O ryškumo pokyčių dinamika turi labai skirtingą pobūdį.

baltosios nykštukės transformacija

Blyksniai sudaro specialią supernovų kategoriją. Tai vienintelė supernovų klasė, galinti atsirasti elipsinėse galaktikose. Ši savybė rodo, kad šie protrūkiai nėra supergigantų mirties pasekmė. Supergigantai neišgyvena iki to momento, kai jų galaktikos „pasens“, t.y. tapti elipsės formos. Be to, visos šios klasės blykstės yra beveik vienodo ryškumo. Dėl šios priežasties Ia tipo supernovos yra „standartinės Visatos žvakės“.

Jie atsiranda labai skirtingai. Kaip minėta anksčiau, šie sprogimai yra šiek tiek panašūs į naujus sprogimus. Viena iš jų kilmės schemų rodo, kad jie taip pat kilę iš artimos baltosios nykštukės ir jos palydovės žvaigždės sistemos. Tačiau, skirtingai nei naujos žvaigždės, čia įvyksta kitokio, labiau katastrofiško tipo detonacija.

Kai „praryji“ savo kompanioną, baltasis nykštukas masė didėja, kol pasiekia Chandrasekhar ribą. Ši riba, maždaug lygi 1,38 Saulės masės, yra viršutinė baltosios nykštukės masės riba, po kurios ji virsta neutronine žvaigžde. Tokį įvykį lydi termobranduolinis sprogimas su milžinišku energijos išsiskyrimu, daugybe laipsnių didesniu nei įprastas naujas sprogimas. Praktiškai nepakitusi Chandrasekhar ribos reikšmė paaiškina tokį nedidelį įvairių šio poklasio blyksnių ryškumo neatitikimą. Šis ryškumas yra beveik 6 milijardus kartų didesnis už saulės šviesumą, o jo kitimo dinamika tokia pati kaip Ib, Ic klasės supernovų.

Hipernovos sprogimai

Hipernovos yra sprogimai, kurių energija yra keliomis eilėmis didesnė už tipinių supernovų energiją. Tai yra, iš tikrųjų jie yra hipernovos yra labai ryškios supernovos.

Paprastai svarstomas supermasyvių žvaigždžių, dar vadinamų hipernovomis, sprogimas. Tokių žvaigždžių masė prasideda nuo 80 ir dažnai viršija teorinę 150 Saulės masių ribą. Taip pat yra versijų, kad hipernovos gali susidaryti naikinant antimateriją, formuojantis kvarko žvaigždei arba susidūrus dviem masyvioms žvaigždėms.

Hipernovos vertos dėmesio tuo, kad jos yra pagrindinė, ko gero, daugiausiai energijos reikalaujančių ir rečiausių įvykių Visatoje – gama spindulių pliūpsnių – priežastis. Gama spindulių pliūpsnių trukmė svyruoja nuo šimtųjų sekundės dalių iki kelių valandų. Tačiau dažniausiai jie trunka 1-2 sekundes. Per šias sekundes jie skleidžia energiją, panašią į Saulės energiją visus 10 milijardų jos gyvavimo metų! Gama spindulių pliūpsnių prigimtis vis dar kelia daugiausiai klausimų.

Gyvybės protėviai

Nepaisant viso savo katastrofiško pobūdžio, supernovos teisėtai gali būti vadinamos gyvybės Visatoje protėviais. Jų sprogimo galia stumia tarpžvaigždinę terpę, kad susidarytų dujų ir dulkių debesys bei ūkai, kuriuose vėliau gimsta žvaigždės. Kitas jų bruožas – supernovos prisotina tarpžvaigždinę terpę sunkiais elementais.

Būtent supernovos sukuria visus cheminius elementus, sunkesnius už geležį. Galų gale, kaip minėta anksčiau, tokių elementų sintezei reikia energijos. Tik supernovos yra pajėgios „įkrauti“ junginių branduolius ir neutronus, kad energija imtųsi naujų elementų. Sprogimo kinetinė energija neša juos erdvėje kartu su sprogusios žvaigždės žarnose susiformavusiais elementais. Tai anglis, azotas ir deguonis bei kiti elementai, be kurių neįmanoma organinė gyvybė.

supernovos stebėjimas

Supernovos sprogimai – itin retas reiškinys. Mūsų galaktikoje, kurioje yra daugiau nei šimtas milijardų žvaigždžių, per šimtmetį įvyksta tik keli blyksniai. Remiantis kronikos ir viduramžių astronomijos šaltiniais, per pastaruosius du tūkstančius metų buvo užfiksuotos tik šešios plika akimi matomos supernovos. Šiuolaikiniai astronomai niekada nematė supernovų mūsų galaktikoje. Artimiausias įvykis įvyko 1987 metais Didžiajame Magelano debesyje, viename iš Paukščių Tako palydovų. Kiekvienais metais mokslininkai stebi iki 60 supernovų, atsirandančių kitose galaktikose.

Būtent dėl ​​šios retumo supernovos beveik visada stebimos jau protrūkio metu. Prieš tai buvę įvykiai beveik niekada nebuvo stebimi, todėl supernovų prigimtis vis dar iš esmės paslaptinga. šiuolaikinis mokslas negali tiksliai numatyti supernovų. Bet kuri kandidatė į žvaigždę gali sužibėti tik po milijonų metų. Įdomiausia šiuo atžvilgiu yra Betelgeuse, kuri mūsų gyvenime turi labai realią galimybę apšviesti žemiškąjį dangų.

Visuotiniai protrūkiai

Hipernovos sprogimai yra dar retesni. Mūsų galaktikoje toks įvykis įvyksta kartą per šimtus tūkstančių metų. Tačiau hipernovų generuojami gama spindulių pliūpsniai stebimi beveik kasdien. Jie tokie galingi, kad užfiksuoti beveik iš visų visatos kampelių.

Pavyzdžiui, vieną iš gama spindulių pliūpsnių, esančių už 7,5 milijardo šviesmečių, buvo galima pamatyti plika akimi. Andromedos galaktikoje žemės dangų kelioms sekundėms apšvietė pilnaties ryškumo žvaigždė. Jei tai atsitiktų kitoje mūsų galaktikos pusėje, Paukščių Tako fone pasirodys antroji Saulė! Pasirodo, blykstės ryškumas siekia kvadrilijonus kartų šviesesnė už saulę ir milijonus kartų šviesesnis už mūsų galaktiką. Atsižvelgiant į tai, kad Visatoje yra milijardai galaktikų, nenuostabu, kodėl tokie įvykiai registruojami kasdien.

Poveikis mūsų planetai

Mažai tikėtina, kad supernovos gali kelti grėsmę šiuolaikinei žmonijai ir kaip nors paveikti mūsų planetą. Net Betelgeuse sprogimas mūsų dangų nušvies tik keliems mėnesiams. Tačiau jie tikrai turėjo mums lemiamos įtakos praeityje. To pavyzdys yra pirmasis iš penkių masinių išnykimų Žemėje, įvykusių prieš 440 mln. Remiantis viena versija, šio išnykimo priežastis buvo mūsų galaktikoje įvykęs gama spindulių blyksnis.

Įspūdingesnis yra visiškai kitoks supernovų vaidmuo. Kaip jau buvo pažymėta, būtent supernovos sukuria cheminius elementus, būtinus anglies pagrindu sukurtai gyvybei atsirasti. Antžeminė biosfera nebuvo išimtis. saulės sistema susidarė dujų debesyje, kuriame buvo buvusių sprogimų fragmentai. Pasirodo, kad mes visi esame skolingi savo išvaizdai supernovai.

Be to, supernovos ir toliau darė įtaką gyvybės evoliucijai Žemėje. Didindami planetos radiacinį foną, jie privertė organizmus mutuoti. Nepamirškite apie didelius išnykimus. Neabejotinai supernovos ne kartą „koregavo“ žemės biosferą. Juk jei nebūtų tų visuotinių išnykimų, dabar Žemėje dominuotų visai kitos rūšys.

Žvaigždžių sprogimų mastai

Norėdami vizualiai suprasti, kokią energiją turi supernovos sprogimai, pereikime prie masės ir energijos ekvivalento lygties. Pasak jo, kiekviename medžiagos grame yra milžiniškas energijos kiekis. Taigi 1 gramas medžiagos prilygsta sprogimui atominė bomba susprogdintas virš Hirosimos. Caro bombos energija prilygsta trims kilogramams medžiagos.

Kas sekundę per termobranduolinius procesus Saulės žarnyne 764 milijonai tonų vandenilio virsta 760 milijonų tonų helio. Tie. kas sekundę Saulė išspinduliuoja energiją, atitinkančią 4 milijonus tonų medžiagos. Žemę pasiekia tik viena dvi milijardosios visos Saulės energijos, kuri atitinka du kilogramus masės. Todėl jie sako, kad caro bombos sprogimą buvo galima stebėti iš Marso. Beje, Saulė į Žemę tiekia kelis šimtus kartų daugiau energijos nei sunaudoja žmonija. Tai yra, norint patenkinti metinius visos šiuolaikinės žmonijos energijos poreikius, reikia tik kelias tonas medžiagos paversti energija.

Atsižvelgdami į tai, kas išdėstyta aukščiau, įsivaizduokite, kad vidutinė supernova savo piko metu „sudegina“ kvadrilijonus tonų medžiagos. Tai atitinka didelio asteroido masę. Bendra supernovos energija prilygsta planetos ar net mažos masės žvaigždės masei. Galiausiai gama spinduliuotės pliūpsnis per kelias sekundes ar net sekundės daleles išskleidžia energiją, lygiavertę Saulės masei!

Tokios skirtingos supernovos

Sąvoka „supernova“ neturėtų būti siejama tik su žvaigždžių sprogimu. Šie reiškiniai galbūt tokie pat įvairūs, kaip ir pačios žvaigždės. Mokslas dar turi suprasti daugelį jų paslapčių.

Supernovos sprogimas yra neįtikėtino masto įvykis. Tiesą sakant, supernovos sprogimas reiškia jos egzistavimo pabaigą arba, kas taip pat įvyksta, atgimimą juodosios skylės arba neutroninės žvaigždės pavidalu. Supernovos gyvavimo pabaigą visada lydi milžiniškos jėgos sprogimas, kurio metu žvaigždės materija į kosmosą išsviedžiama neįtikėtinu greičiu ir dideliais atstumais.

Supernovos sprogimas trunka vos kelias sekundes, tačiau per šį trumpą laiką išsiskiria fenomenalus energijos kiekis. Taigi, pavyzdžiui, supernovos sprogimas gali skleisti 13 kartų daugiau šviesos nei visa galaktika, susidedanti iš milijardų žvaigždžių, o spinduliuotės kiekis, išsiskiriantis gama ir rentgeno bangų pavidalu per sekundes, yra daug kartų didesnis nei milijarduose žvaigždžių. gyvenimo metų.

Kadangi supernovų sprogimai netrunka labai ilgai, ypač atsižvelgiant į kosminį mastą ir dydį, jie žinomi daugiausia iš pasekmių. Tokios pasekmės – didžiuliai dujų ūkai, kurie po sprogimo dar labai ilgai švyti ir plečiasi erdvėje.

Bene garsiausias ūkas, susidaręs dėl supernovos sprogimo krabų ūkas. Senovės Kinijos astronomų kronikų dėka žinoma, kad ji atsirado po žvaigždės sprogimo Tauro žvaigždyne 1054 m. Kaip galima spėti, blykstė buvo tokia ryški, kad ją buvo galima stebėti plika akimi. Dabar krabo ūką tamsią naktį galima pamatyti įprastais žiūronais.

Krabo ūkas vis dar plečiasi 1500 km per sekundę greičiu. Ant Šis momentas jo dydis viršija 5 šviesmečius.

Aukščiau pateikta nuotrauka yra trijų vaizdų, darytų trimis skirtingais spektrais, rinkinys: rentgeno (Chandra teleskopas), infraraudonųjų spindulių (Spitzer teleskopas) ir įprastinis optinis (). Rentgeno spinduliai pavaizduoti mėlyna spalva, o jų šaltinis yra pulsaras – neįtikėtinai tanki žvaigždė, susidariusi po supernovos mirties.

Simeis 147 ūkas yra vienas didžiausių šiuo metu žinomų ūkų. Maždaug prieš 40 000 metų sprogusi supernova sukūrė 160 šviesmečių ūką. Jį 1952 metais atrado sovietų mokslininkai G. Shayonas ir V. Gaza to paties pavadinimo Simeiz observatorijoje.

Nuotraukoje parodytas paskutinis supernovos sprogimas, kurį buvo galima stebėti plika akimi. Įvyko 1987 metais Didžiojo Magelano debesies galaktikoje, esančioje 160 000 šviesmečių atstumu nuo mūsų. Didžiulį susidomėjimą kelia neįprasti žiedai skaičiaus 8 pavidalu, apie kurių tikrąją prigimtį mokslininkai vis dar daro tik prielaidas.

Medūzos ūkas Dvynių žvaigždyne taip pat nebuvo ištirtas, tačiau yra labai populiarus dėl savo precedento neturinčio grožio ir didelės kompanionės žvaigždės, kuri periodiškai keičia savo ryškumą.

Supernovos sprogimas yra tikrai kosminis reiškinys. Tiesą sakant, tai yra milžiniškos galios sprogimas, dėl kurio žvaigždė arba nustoja egzistuoti, arba kokybiškai pereina į nauja forma- neutroninės žvaigždės arba juodosios skylės pavidalu. Šiuo atveju išoriniai žvaigždės sluoksniai išmetami į erdvę. Išsklaidydami dideliu greičiu, jie sukuria gražius švytinčius ūkus.

Krabo ūkas išgarsėjo 1758 m., kai astronomai laukė Halio kometos sugrįžimo. Garsusis to meto „kometų gaudytojas“ Charlesas Messier uodegos svečio ieškojo tarp Jaučio ragų, kur ir buvo išpranašauta. Tačiau vietoj to astronomas atrado pailgą ūką, kuris jį taip supainiojo, kad jį supainiojo su kometa. Ateityje, siekdamas išvengti painiavos, Mesjė nusprendė surašyti visus miglotus dangaus objektus. Krabo ūkas yra katalogo numeris 1. Šis Krabo ūko vaizdas buvo padarytas Hablo kosminiu teleskopu. Jame matyti daug detalių: dujų pluoštai, mazgai, kondensacijos. Šiandien ūkas plečiasi maždaug 1500 km/s greičiu, o jo dydžio pasikeitimas matomas vos kelerių metų skirtumu darytose nuotraukose. Bendri Krabo ūko matmenys viršija 5 šviesmečius.

Krabo ūkas (arba M1 pagal C. Messier katalogą) yra vienas žinomiausių kosminių objektų. Čia esmė yra ne jo ryškumas ar ypatingas grožis, o vaidmuo, kurį Krabo ūkas atliko mokslo istorijoje. Ūkas yra supernovos sprogimo, įvykusio 1054 m., liekana. Kinijos kronikose išliko paminėjimai apie labai ryškios žvaigždės atsiradimą šioje vietoje. M1 yra Tauro žvaigždyne, šalia žvaigždės ζ; tamsiomis skaidriomis naktimis galima pamatyti su žiūronais.


Garsusis objektas Cassiopeia A, ryškiausias radijo spinduliuotės šaltinis danguje. Tai supernovos, išsiveržusios apie 1667 metus Kasiopėjos žvaigždyne, liekana. Keista, bet XVII amžiaus antrosios pusės metraščiuose nerandame jokio paminėjimo apie ryškią žvaigždę. Tikriausiai optiniame diapazone jo spinduliavimas buvo labai susilpnėjęs tarpžvaigždinės dulkės. Dėl paskutinės mūsų galaktikoje pastebėtos supernovos vis dar yra Keplerio supernova.


Krabo ūkas optikoje, šiluminėje ir rentgeno spinduliuose. Ūko centre yra pulsaras – itin tanki neutroninė žvaigždė, skleidžianti radijo bangas ir aplinkinėje medžiagoje generuojanti rentgeno spindulius (rentgeno spinduliai rodomi mėlyna spalva). Krabo ūko stebėjimai įvairiais bangos ilgiais astronomams suteikė esminės informacijos apie neutronines žvaigždes, pulsarus ir supernovas. Šis vaizdas yra trijų vaizdų, padarytų Chandra, Hablo ir Spitzer kosminiais teleskopais, derinys.


Tycho supernovos liekana. 1572 metais Kasiopėjos žvaigždyne išsiveržė supernova. Ryškią žvaigždę stebėjo danas Tycho Brahe, geriausias priešteleskopinės eros astronomas-stebėtojas. Po šio įvykio Brahės parašyta knyga turėjo milžinišką ideologinę reikšmę, nes tuo metu buvo tikima, kad žvaigždės nepasikeitė. Jau mūsų laikais astronomai ilgą laiką šį ūką medžiojo teleskopais, o 1952 metais atrado jo radijo spinduliavimą. Pirmoji nuotrauka optikoje buvo padaryta tik septintajame dešimtmetyje.


Supernovos liekanos burių žvaigždyne. Dauguma supernovų mūsų galaktikoje pasirodo Paukščių Tako plokštumoje, nes čia jos gimsta ir praleidžia trumpas gyvenimas masyvios žvaigždės. Skaidulinės supernovos liekanos šiame vaizde sunkiai įžiūrimos dėl daugybės žvaigždžių ir raudonųjų vandenilio ūkų, tačiau besiplečiantį sferinį apvalkalą vis tiek galima atpažinti pagal žalsvą švytėjimą. Supernova Sails sprogo maždaug prieš 11-12 tūkstančių metų. Protrūkio metu žvaigždė į kosmosą išstūmė didžiulę materijos masę, tačiau visiškai nesugriuvo: jos vietoje buvo pulsaras – radijo bangas skleidžianti neutroninė žvaigždė.


Pieštuko ūkas (NGC 2736), supernovos apvalkalo dalis Vela žvaigždyne. Tiesą sakant, ūkas yra smūginė banga, sklindanti erdvėje pusės milijono kilometrų per valandą greičiu (nuotraukoje jis skrenda iš apačios į viršų). Prieš kelis tūkstančius metų šis greitis buvo dar didesnis, tačiau aplinkinių tarpžvaigždinių dujų slėgis, kad ir koks jis buvo nereikšmingas, sulėtino besiplečiantį supernovos apvalkalą.


NGC 6962 arba Rytų šydas iš arti. Kitas šio objekto pavadinimas yra tinklo ūkas


Simeiz 147 ūkas (dar žinomas kaip Sh 2-240) yra didžiulė supernovos sprogimo liekana, esanti ant Tauro ir Aurigos žvaigždynų ribos. Ūką 1952 metais aptiko sovietų astronomai G. A. Shainas ir V. E. Žvilgsnis Simeizo observatorijoje Kryme. Sprogimas įvyko maždaug prieš 40 000 metų, per tą laiką besiplečianti medžiaga užėmė dangaus plotą, 36 kartus didesnį už pilnaties! Tikrieji ūko matmenys yra įspūdingi 160 šviesmečių, o atstumas iki jo vertinamas 3000 šviesmečių. metų. Išskirtinis bruožas objektas – ilgi lenkti dujų siūlai, suteikiantys ūkui pavadinimą Spagečiai


Medūzos ūkas, kita gerai žinoma supernovos liekana, yra Dvynių žvaigždyne. Atstumas iki šio ūko yra menkai žinomas ir tikriausiai yra apie 5000 šviesmečių. Sprogimo data taip pat žinoma labai apytiksliai: prieš 3 - 30 tūkst. Ryški žvaigždė dešinėje yra įdomus kintamasis eta Dvyniai, kurį galima stebėti (ir tirti, ar keičiasi jos ryškumas) plika akimi.


Paskutinis plika akimi stebėtas supernovos sprogimas įvyko 1987 metais netoliese esančioje galaktikoje – Didžiajame Magelano debesyje. Supernovos 1987A ryškumas pasiekė 3 dydžius, o tai yra gana daug, atsižvelgiant į milžinišką atstumą iki jos (apie 160 000 šviesmečių); Supernovos pirmtakas buvo mėlyna hipermilžinė žvaigždė. Po sprogimo žvaigždės vietoje liko besiplečiantis ūkas ir paslaptingi žiedai skaičiaus 8 pavidalu.Mokslininkai teigia, kad jų atsiradimo priežastis gali būti žvaigždės pirmtako žvaigždinio vėjo sąveika su dujomis, išmestomis per dujas. sprogimas

MASKVA, vasario 13 d. – RIA Novosti. Mokslininkams pirmą kartą pavyko pamatyti supernovos sprogimą per pirmąsias valandas po jos gimimo ir stebėti, kaip smūginė banga „pagreitina“ elektronus išmestos žvaigždės liekanose, teigiama žurnale „Nature Physics“ paskelbtame straipsnyje.

"Supernovos blyksteli taip ryškiai, kad jas galima pamatyti iš kitos visatos pusės, tačiau dažniausiai jos turi laiko sunaikinti dalį savo emisijų tuo momentu, kai jas pastebime. Todėl šie stebėjimai yra tokie vertingi – pirmą kartą pamatėme dujinis apvalkalas, supantis mirštančią žvaigždę“, – komentavo tyrimą Norbertas Langeris (Norbertas Langeris) iš Bonos universiteto (Vokietija).

Paskutinis žvaigždės blyksnis

Supernovos įsiliepsnoja dėl masyvių žvaigždžių gravitacinio griūties, kai žvaigždės sunkusis šerdis susitraukia ir sukuria retėjimo bangą, kuri išstumia žvaigždės išorinių sluoksnių lengvąją medžiagą į kosmosą. Dėl to susidaro šviečiantis dujinis ūkas, kuris po sprogimo kurį laiką toliau plečiasi. Pirmojo tipo supernovos susidaro sprogus baltosios nykštukės ir masyvesnės žvaigždės dvejetainei sistemai, o dažnesni antrojo tipo protrūkiai – milžiniškų žvaigždžių sprogimo pasekmė.

Mokslininkai: „Nobelio supernova“ išmetė žvaigždę iš GalaktikosKaip dabar tiki mokslininkai, dauguma hipergreičio žvaigždės gimsta dėl sąveikos su juodąja skyle, ir jie mano, kad hipergreičių žvaigždžių orbitų tyrimas leis spręsti apie juodųjų skylių ir net tamsiosios materijos savybes.

Pastaraisiais metais mokslininkai užfiksavo šimtus naujų supernovų ir aktyviai tyrinėjo jų protrūkius, o tai padėjo mums daug sužinoti apie tai, kaip gimsta už geležį sunkesni elementai, kaip galėjo atsirasti Saulės sistema ir kokį vaidmenį atlieka supernovos galaktikų evoliucijoje. ir žvaigždžių gimimas juose. Tačiau pagrindinės supernovų paslaptys astronomams lieka paslaptimi, nes dažniausiai jos aptinkamos praėjus kelioms dienoms po protrūkio, o kai iš supernovos centro per visą jos ūką sklindanti smūginė banga jau spėjo sunaikinti dalį mirusios žvaigždės išoriniai apvalkalai.

Oferis Yaronas iš Weizmanno mokslo instituto Rehovote, Izraelyje, žengė pirmąjį žingsnį šių paslapčių išaiškinimo link, gavęs nuotraukas ir pirmuosius spektrinius duomenis iš supernovos iPTF 13dqy, kuri sprogo Pegaso žvaigždyne galaktikoje NGC 7610 praėjus vos trims valandoms po. jo gimimas. Jis yra gana arti Paukščių Tako, tik už 160 milijonų šviesmečių, todėl mokslininkai galėjo išsamiai ištirti šį blyksnį naudojant Swift teleskopą ir antžeminę Palomaro observatoriją.

Pati iPTF 13dqy yra 2 tipo supernova, kuri sprogo naktiniame danguje 2013 m. spalio 6 d. Dėl to, kad jis buvo greitai atrastas, mokslininkai sugebėjo ištirti dujų lukštus, kuriuos per pastaruosius kelis milijonus gyvenimo metų prieš mirtį numetė jo pirmtakas.

Mokslininkai tikisi supernovos sprogimo Paukščių Take per ateinančius 50 metųAstronomai planuoja sugauti tinkamą momentą neutrinų detektoriaus pagalba. Supernova juos skleidžia nuo pat sprogimo pradžios, tačiau tuo pačiu infraraudonojoje ar matomoje šviesoje gali blykstelėti tik po kelių minučių, valandų ar dienų.

supernovos lemputė

Šie apvalkalai, kaip teigia mokslininkai, yra galingiausių supernovos sukeltų blyksnių šaltinis. Juose esančios dujos susiduria su smūgine banga, sklindančia iš mirštančios žvaigždės vidurių, ir įkaista iki itin aukštų temperatūrų, dėl to elektronai „pabėga“ iš atomų ir generuoja galingus ultravioletinių bei kitokio pobūdžio elektromagnetinių bangų pluoštus. Šios spinduliuotės stiprumas, trukmė ir kitos charakteristikos priklauso nuo buvusios žvaigždės apvalkalų struktūros, kurios dėka Yaronas ir jo kolegos galėjo „pamatyti“ jos struktūrą, stebėdami atskirų spektro linijų ryškumo svyravimus. iPTF 13dqy pirmosiomis gyvavimo valandomis.

© Ofer Yaron

Šie stebėjimai parodė, kad šio dujų ir dulkių kamuoliuko skersmuo yra gana didelis – apie 20 šviesos minučių, arba apie 360 ​​milijonų kilometrų. Šis atstumas atitinka maždaug tokį patį atstumą, kuriuo Saulės atžvilgiu yra pagrindinė asteroidų juosta tarp Jupiterio ir Marso. Visi šios struktūros pėdsakai turėjo išnykti praėjus maždaug 10 dienų po žvaigždės sprogimo ir smūgio bangos, pasiekusios tolimiausius jos dujų ir dulkių „kokono“ kampelius.

Šios dujų ir dulkių struktūros egzistavimas rodo, kad Praeitais metais Per savo gyvenimą mirštanti žvaigždė į aplinkinę erdvę išmetė rekordinius kiekius dujų ir dulkių, per tą laiką praradusi apie 0,1% Saulės masės. Tai, pasak mokslininkų, buvo įmanoma tik tuo atveju, jei žvaigždės vidus buvo labai nestabilus Paskutinės dienos jos gyvenimas.

Toks ryšys tarp emisijos ir žvaigždės viduje vykstančių procesų, lemiančių jos sprogimą, gali padėti astrofizikams tiksliau numatyti, kaip sprogs supernovos ir kaip greitai sprogs artimiausias Žemei kandidatas – raudonasis supermilžinas Betelgeuse Oriono žvaigždyne, kuris yra tik 640 šviesmečių. Tyrėjai tikisi, kad kitų ankstyvųjų supernovų atradimas paaiškins šią problemą.

Jau matėme, kad skirtingai nuo Saulės ir kitų nejudančių žvaigždžių, kintamų fizinių žvaigždžių dydis, fotosferos temperatūra ir šviesumas keičiasi. Tarp Įvairios rūšys ypač dominančios nestacionarios žvaigždės yra naujosios ir supernovos žvaigždės. Tiesą sakant, tai ne naujai atsiradusios žvaigždės, o jau buvusios, kurios patraukė dėmesį smarkiai padidėjus ryškumui.

Naujų žvaigždžių protrūkių metu ryškumas padidėja tūkstančius ir milijonus kartų per laikotarpį nuo kelių dienų iki kelių mėnesių. Buvo žinoma, kad žvaigždės vėl įsiliepsnojo kaip naujos. Remiantis šiuolaikiniais duomenimis, naujos žvaigždės dažniausiai yra dvinarės sistemos dalis, o vienos iš žvaigždžių protrūkiai įvyksta dėl dvinarės sistemą sudarančių žvaigždžių apsikeitimo medžiagomis. Pavyzdžiui, sistemoje „balta nykštukė – paprastoji žvaigždė (mažo šviesumo)“ gali įvykti sprogimai, dėl kurių atsiranda nauja žvaigždė, kai dujos nukrenta iš paprastos žvaigždės ant baltosios nykštukės.

Dar grandioziškesni yra supernovų sprogimai, kurių ryškumas staiga padidėja apie 19 m! Esant didžiausiam ryškumui, spinduliuojantis žvaigždės paviršius priartėja prie stebėtojo kelių tūkstančių kilometrų per sekundę greičiu. Supernovos sprogimų modelis rodo, kad supernovos yra sprogstančios žvaigždės.

Supernovos sprogimai per kelias dienas išskiria milžinišką energiją – apie 10 41 J. Tokie kolosalūs sprogimai įvyksta paskutinėse žvaigždžių evoliucijos stadijose, kurių masė kelis kartus didesnė už Saulės masę.

Esant didžiausiam ryškumui, viena supernova gali šviesti ryškiau nei milijardas žvaigždžių, tokių kaip mūsų Saulė. Labiausiai galingi sprogimai Kai kurios supernovos gali išmesti 5000–7000 km/s greičiu medžiagą, kurios masė siekia kelias Saulės mases. Supernovų išmestų lukštų likučiai ilgą laiką matomi kaip besiplečiančios dujos.

Buvo rasta ne tik supernovų apvalkalų liekanos, bet ir tai, kas liko iš kadaise sprogusios žvaigždės centrinės dalies. Tokios „žvaigždžių liekanos“ pasirodė esąs nuostabūs radijo spinduliuotės šaltiniai, kurie buvo pavadinti pulsarais. Pirmieji pulsarai buvo atrasti 1967 m.

Kai kurie pulsarai turi stebėtinai stabilų radijo spinduliuotės impulsų pasikartojimo dažnį: impulsai kartojasi lygiai tokiais pačiais laiko intervalais, matuojant tikslumu, viršijančiu 10–9 s! Atviri pulsarai yra ne didesniu kaip šimtų parsekų atstumu nuo mūsų. Daroma prielaida, kad pulsarai yra greitai besisukančios supertankios žvaigždės, kurių spindulys yra apie 10 km, o masė artima Saulės masei. Tokios žvaigždės susideda iš tankiai sukrautų neutronų ir vadinamos neutroninėmis žvaigždėmis. Tik dalį savo egzistavimo laiko neutroninės žvaigždės pasireiškia kaip pulsarai.

Supernovos sprogimai yra reti įvykiai. Per pastarąjį tūkstantmetį mūsų žvaigždžių sistemoje buvo pastebėti tik keli supernovos sprogimai. Iš jų patikimiausiai nustatyti trys: 1054 metų protrūkis Jaučio žvaigždyne, 1572 metais Kasiopėjos žvaigždyne, 1604 metais Ophiuchus žvaigždyne. Pirmąją iš šių supernovų kaip „svečią žvaigždę“ apibūdino Kinijos ir Japonijos astronomai, antrąją – Tycho Brahe, o trečiąją stebėjo Johannesas Kepleris. 1054 ir 1572 metų supernovų ryškumas viršijo Veneros ryškumą, o šios žvaigždės buvo matomos dieną. Nuo teleskopo išradimo (1609 m.) mūsų žvaigždžių sistemoje nebuvo pastebėta nė vienos supernovos (gali būti, kad kai kurie protrūkiai liko nepastebėti). Kai tapo įmanoma tyrinėti kitas žvaigždžių sistemas, jie dažnai pradėjo atrasti naujas ir supernovas žvaigždes.

1987 m. vasario 23 d. Didžiajame Magelano debesyje (Dorado žvaigždyne), didžiausiame mūsų galaktikos palydove, sprogo supernova. Pirmą kartą nuo 1604 m. supernovą buvo galima pamatyti net plika akimi. Prieš protrūkį supernovos vietoje buvo 12 dydžio žvaigždė. Žvaigždė kovo pradžioje pasiekė maksimalų 4 m ryškumą, o vėliau pradėjo lėtai blėsti. Mokslininkai, stebėję supernovą naudodamiesi didžiausių antžeminių observatorijų teleskopais, orbitinės observatorijos Astron ir rentgeno teleskopais, esančiais Mir orbitinės stoties Kvanto modulyje, pirmą kartą sugebėjo atsekti visą protrūkio procesą. Stebėjimai buvo atlikti įvairiuose spektro diapazonuose, įskaitant matomą optinį diapazoną, ultravioletinius, rentgeno ir radijo diapazonus. Mokslinėje spaudoje pasirodė sensacingi pranešimai apie sprogusios žvaigždės neutrinų ir, galbūt, gravitacinės spinduliuotės registravimą. Žvaigždės struktūros modelis fazėje prieš sprogimą buvo patobulintas ir praturtintas naujais rezultatais.