Szupernóva hőmérséklet. Ia típusú szupernóvák

Az égbolt tiszta napon általában meglehetősen unalmas és monoton képet mutat: a nap forró golyója és egy tiszta, végtelen kiterjedés, amelyet néha felhők vagy ritka felhők díszítenek.

Az ég egy felhőtlen éjszakán más kérdés. Általában minden fényes csillaghalmazokkal van tele. Figyelembe kell venni, hogy az éjszakai égbolton szabad szemmel 3-4,5 ezer éjszakai lámpatest látható. És mindegyik a Tejútrendszerhez tartozik, amelyben a naprendszerünk található.

A modern fogalmak szerint a csillagok forró gázgömbök, amelyek mélyén a héliummagok termonukleáris fúziója megy végbe a hidrogénatommagokból, és óriási mennyiségű energia szabadul fel. Ez biztosítja a csillagok fényességét.

A hozzánk legközelebb eső csillag a Napunk, távolsága 150 millió kilométer. De a következő legtávolabbi Proxima Centauri csillag 4,25 fényévnyire található tőlünk, vagyis 270 ezerszer távolabb, mint a Nap.

Vannak csillagok, amelyek mérete több százszor nagyobb, mint a Nap, és ugyanannyiszor alacsonyabbak ebben a mutatóban. A csillagok tömege azonban sokkal szerényebb határok között változik - a Nap tömegének egy tizenkettedétől a tömegének 100-áig. A látható csillagok több mint fele kettős, néha hármas rendszer.

Általánosságban elmondható, hogy az Univerzumban számunkra látható csillagok száma 125 000 000 000-re tehető, tizenegy további nullával.

Most, hogy elkerüljék a nullákkal való összetévesztést, a csillagászok már nem egyes csillagokról, hanem egész galaxisokról vezetnek nyilvántartást, azt hiszik, hogy mindegyikben átlagosan körülbelül 100 milliárd csillag található.

Fritz Zwicky amerikai csillagász kezdett először szupernóvák célzott kutatásába

A tudósok 1996-ban megállapították, hogy 50 milliárd galaxis látható a Földről. Amikor üzembe helyezték a Hubble Orbitális Teleszkópot, amelybe a Föld légköréből származó interferencia sem zavar, a látható galaxisok száma 125 milliárdra ugrott.

A teleszkóp mindent látó szemének köszönhetően a csillagászok olyan univerzális mélységekbe hatoltak be, hogy olyan galaxisokat láttak, amelyek alig egymilliárd évvel az Univerzumunkat létrehozó Nagy Robbanás után jelentek meg.

A csillagok jellemzésére számos paramétert használnak: a fényerőt, a tömeget, a légkör sugarát és kémiai összetételét, valamint hőmérsékletét. És a csillag számos további jellemzőjének felhasználásával meghatározhatja a korát is.

Minden csillag egy dinamikus szerkezet, amely megszületik, növekszik, majd egy bizonyos kor elérése után csendesen elhal. De az is megesik, hogy hirtelen felrobban. Ez az esemény nagy léptékű változásokhoz vezet a felrobbanó csillag melletti területen.

Így a robbanást követő zavar óriási sebességgel terjed, és több tízezer év leforgása alatt hatalmas teret fed le a csillagközi közegben. Ebben a régióban a hőmérséklet meredeken, akár több millió fokig emelkedik, és jelentősen megnő a kozmikus sugarak sűrűsége és a mágneses térerősség.

A felrobbanó csillagok által kilökött anyag ilyen tulajdonságai lehetővé teszik új csillagok, sőt egész bolygórendszerek kialakulását.

Emiatt a szupernóvákat és azok maradványait is nagyon alaposan tanulmányozzák az asztrofizikusok. Hiszen a jelenség tanulmányozása során nyert információk bővíthetik a normál csillagok evolúciójáról, a neutroncsillagok születése során lezajló folyamatokról szóló ismereteket, valamint tisztázhatják azoknak a reakcióknak a részleteit, amelyek nehéz elemek kialakulását eredményezik. , kozmikus sugarak stb.

Egy időben azokat a csillagokat, amelyek fényereje váratlanul több mint 1000-szeresére nőtt, újnak nevezték a csillagászok. Váratlanul megjelentek az égen, megváltoztatva a csillagképek szokásos konfigurációját. Miután hirtelen maximum több ezerszeresére nőtt, fényességük egy idő után hirtelen lecsökkent, néhány év múlva pedig olyan gyengévé vált, mint a robbanás előtt.

Meg kell jegyezni, hogy az új csillagok születésének egyik fő jelének tekintik a fellángolások periodicitását, amely során egy csillag megszabadul tömegének ezredrészétől, és hatalmas sebességgel kidobja a világűrbe. Ugyanakkor furcsa módon a csillagok felrobbanása nem vezet jelentős változáshoz szerkezetükben, sőt pusztulásukhoz sem.

Milyen gyakran fordulnak elő ilyen események Galaxisunkban? Ha csak azokat a csillagokat vesszük figyelembe, amelyek fényessége nem haladta meg a 3. magnitúdót, akkor a történelmi krónikák és a csillagászok megfigyelései szerint ötezer év alatt legfeljebb 200 fényes kitörést figyeltek meg.

Ám amikor elkezdődtek más galaxisok tanulmányozása, nyilvánvalóvá vált, hogy az űr ezen sarkaiban megjelenő új csillagok fényereje gyakran megegyezik annak a galaxisnak a fényesével, amelyben ezek a csillagok megjelennek.

Természetesen az ilyen fényességű csillagok megjelenése rendkívüli esemény, és teljesen különbözik a hétköznapi csillagok születésétől. Ezért 1934-ben Fritz Zwicky és Walter Baade amerikai csillagászok azt javasolták, hogy azokat a csillagokat, amelyek maximális fényereje eléri a hétköznapi galaxisok fényességét, a szupernóvák és a legfényesebb csillagok külön osztályába sorolják. Nem szabad megfeledkezni arról, hogy a szupernóva-robbanások Galaxisunk jelenlegi állapotában rendkívül ritka jelenségek, és legfeljebb 100 évente fordulnak elő. A legszembetűnőbb kitörések, amelyeket a kínai és japán értekezések rögzítettek, 1006-ban és 1054-ben fordultak elő.

Ötszáz évvel később, 1572-ben a kiváló csillagász, Tycho Brahe szupernóva-robbanást észlelt a Cassiopeia csillagképben. Johannes Kepler 1604-ben látta, hogy megszületett egy szupernóva az Ophiuchus csillagképben. És azóta ilyen grandiózus eseményeket nem ünnepeltek Galaxisunkban.

Ennek az lehet az oka, hogy a Naprendszer olyan helyet foglal el Galaxisunkban, hogy a szupernóva-robbanások csak a térfogatának felében figyelhetők meg a Földről érkező optikai műszerekkel. A régió többi részén ezt a csillagközi fényelnyelés akadályozza.

És mivel más galaxisokban ezek a jelenségek megközelítőleg ugyanolyan gyakorisággal fordulnak elő, mint a Tejútrendszerben, a fő információ a szupernóvákról a robbanás idején a más galaxisokban végzett megfigyelésekből származott...

W. Baade és F. Zwicky csillagászok először 1936-ban kezdtek el célzottan szupernóvák után kutatni. A különböző galaxisokban végzett hároméves megfigyelések során a tudósok 12 szupernóva-robbanást fedeztek fel, amelyeket ezt követően alaposabb tanulmányozásnak vetettek alá fotometria és spektroszkópia segítségével.

Sőt, a fejlettebb csillagászati ​​berendezések használata lehetővé tette az újonnan felfedezett szupernóvák listájának bővítését. Az automatizált keresések bevezetése pedig oda vezetett, hogy a tudósok évente több mint száz szupernóvát fedeztek fel. Összesen 1500 ilyen objektumot rögzítettek rövid időn belül.

Az elmúlt években a tudósok nagy teljesítményű teleszkópok segítségével több mint 10 távoli szupernóvát fedeztek fel egyetlen éjszakai megfigyelés alatt!

1999 januárjában olyan esemény történt, amely még az Univerzum számos „trükkjéhez” szokott modern csillagászokat is megdöbbentette: az űr mélyén a tudósok által korábban feljegyzett összesnél tízszer fényesebb villanást rögzítettek. Két kutatóműhold és egy teleszkóp vette észre Új-Mexikó hegyeiben, automata kamerával. Ez az egyedülálló jelenség a Bootes csillagképben fordult elő. Kicsit később, ugyanazon év áprilisában a tudósok megállapították, hogy a kitörés távolsága kilencmilliárd fényév volt. Ez az Univerzum sugarának csaknem háromnegyede.

A csillagászok számításai azt mutatták, hogy abban a néhány másodpercben, amely alatt a fellángolás tartott, sokszor több energia szabadult fel, mint amennyit a Nap ötmilliárd éves fennállása alatt termelt. Mi okozhatta ezt a hihetetlen robbanást? Milyen folyamatok idézték elő ezt a hatalmas energiafelszabadulást? A tudomány még nem tud konkrét választ adni ezekre a kérdésekre, bár van egy olyan feltételezés, hogy két neutroncsillag egyesülése esetén ekkora energiamennyiség keletkezhet.

SZUPERNOVA

SZUPERNOVA, egy csillagrobbanás, amelyben szinte az egész CSILLAG megsemmisül. Egy héten belül egy szupernóva felülmúlhatja a Galaxis összes többi csillagát. A szupernóva fényessége 23 magnitúdóval (1000 milliószor) nagyobb, mint a Napé, és a robbanás során felszabaduló energia megegyezik a csillag által az előző élete során kibocsátott összes energiával. Néhány év elteltével a szupernóva térfogata annyira megnövekszik, hogy megritkult és áttetszővé válik. Több száz vagy ezer év alatt a kilökődött anyag maradványai láthatóak szupernóva maradványai. A szupernóva körülbelül 1000-szer fényesebb, mint a nóva. A miénkhez hasonló galaxisok 30 évente egy szupernóvát tapasztalnak, de ezeknek a csillagoknak a többségét eltakarja a por.

A szupernóvák olyan csillagok, amelyek hirtelen fellángolnak, és olykor 10 000 milliószor nagyobb fényerőre tesznek szert, mint a Nap fényessége. Ez több szakaszban történik. Az elején (A) egy hatalmas csillag nagyon gyorsan fejlődik olyan stádiumba, ahol a csillag belsejében egyszerre kezdenek végbemenni különböző nukleáris folyamatok. Középen vas képződhet, ami az atomenergia-termelés végét jelenti. A csillag ekkor gravitációs összeomlásba kezd (B). Ez azonban olyan mértékben felmelegíti a csillag középpontját, hogy a kémiai elemek bomlanak, és új reakciók lépnek fel robbanó erővel (C). A csillag anyagának nagy része kilökődik az űrbe, miközben a csillag középpontjának maradványai összeomlanak, amíg a csillag teljesen elsötétül, és valószínűleg nagyon sűrű neutroncsillaggá (D) válik. Egy ilyen szupernóva 1054-ben volt látható. a Bika (E) csillagképben. Ennek a csillagnak a maradványa a Rák-köd (F) nevű gázfelhő.

Tudományos és műszaki enciklopédikus szótár.

Nézze meg, mi a "SUPERNOVA" más szótárakban:

A "Supernova" lekérdezés ide irányít át; lásd még más jelentéseket is. Kepler szupernóva maradvány szupernóva ... Wikipédia

A robbanás, amely egy csillag halálát jelentette. Néha a szupernóva-robbanás fényesebb, mint a galaxis, amelyben történt. A szupernóvákat két fő típusra osztják. Az I. típust az optikai spektrumban hiányzó hidrogén jellemzi; szóval azt hiszik... Collier enciklopédiája

szupernóva- csillagász. Egy hirtelen fellángoló csillag, amelynek sugárzási ereje sok ezerszer nagyobb, mint egy nóva fellángolás... Sok kifejezés szótára

Szupernóva SN 1572 Szupernóva maradvány SN 1572, a Sptitzer, Chandra távcsövek és a Calar Alto Obszervatórium által készített röntgen- és infravörös képek kompozíciója Megfigyelési adatok (korszak?) Szupernóva típusa ... Wikipédia

Egy Wolf Rayet-csillag művészi ábrázolása A Wolf Rayet-csillagok a csillagok egy osztálya, amelyet nagyon magas hőmérséklet és fényerő jellemez; A Wolf Rayet csillagok abban különböznek a többi forró csillagtól, hogy széles hidrogénemissziós sávokat tartalmaznak spektrumukban... Wikipédia

Szupernóva: A szupernóva olyan csillag, amely egy katasztrofális robbanásveszélyes folyamatban fejezi be fejlődését; Szupernova orosz pop punk banda. Szupernóva (film) fantasztikus horror film 2000-ből egy amerikai rendezőtől... ... Wikipédia

Ennek a kifejezésnek más jelentése is van, lásd Csillag (jelentések). Plejádok csillag égitest, amelyben járnak, járnak vagy fognak járni... Wikipédia

Egy Wolf Rayet-csillag művészi ábrázolása A Wolf Rayet-csillagok a csillagok egy osztálya, amelyet nagyon magas hőmérséklet és fényerő jellemez; Wolf Rayet csillagok különböznek a többi forró csillagtól a ... Wikipédia

SN 2007on Supernova SN 2007on, a Swift űrteleszkóp fényképezte. Megfigyelési adatok (Epoch J2000.0) Ia típusú szupernóva ... Wikipédia

Könyvek

• A Sors ujja (beleértve a nem szempontú bolygók teljes áttekintését is), Hamaker-Zondag K.. A híres asztrológus, Karen Hamaker-Zondag könyve húsz évnyi munka gyümölcse, amely a horoszkóp titokzatos és sokszor megjósolhatatlan rejtett tényezőit tanulmányozza: „Finger of Fate” konfigurációk,…

Néhány évszázaddal ezelőtt a csillagászok észrevették, hogy a galaxis egyes csillagainak fényessége hirtelen több mint ezerszeresére nőtt. A tudósok szupernóva születésének nevezték azt a ritka jelenséget, amely a kozmikus objektumok fényének többszörös növekedését jelenti. Ez bizonyos értelemben kozmikus ostobaság, mert ebben a pillanatban egy csillag nem születik, hanem megszűnik létezni.

Vaku szupernóva- ez valójában egy csillag felrobbanása, amihez kolosszális mennyiségű energia szabadul fel ~10 50 erg. A szupernóva fényessége, amely bárhol láthatóvá válik az Univerzumban, néhány nap alatt növekszik. Ebben az esetben másodpercenként annyi a felszabaduló energiamennyiség, amennyit a Nap teljes létezése alatt képes előállítani.

Szupernóva-robbanás a kozmikus objektumok evolúciójának következménye

A csillagászok ezt a jelenséget olyan evolúciós folyamatokkal magyarázzák, amelyek évmilliók óta minden kozmikus objektumnál előfordulnak. A szupernóva folyamatának elképzeléséhez meg kell értened egy csillag szerkezetét. (kép lent).

A csillag egy hatalmas objektum, melynek tömege hatalmas, és ezért ugyanolyan gravitációja van. A csillagnak van egy kis magja, amelyet egy külső gázburok vesz körül, amely a csillag tömegének nagy részét alkotja. A gravitációs erők nyomást gyakorolnak a héjra és a magra, olyan erővel összenyomva azokat, hogy a gázhéj felforrósodik, és kitágulva belülről nyomódni kezd, kompenzálva a gravitációs erőt. A két erő paritása határozza meg a csillag stabilitását.

Hatalmas hőmérséklet hatására a magban termonukleáris reakció indul meg, melynek során a hidrogén héliummá alakul. Még több hő szabadul fel, melynek kisugárzása a csillag belsejében megnő, de a gravitáció továbbra is visszafogja. És ekkor kezdődik az igazi kozmikus alkímia: kimerülnek a hidrogéntartalékok, a hélium kezd szénné, a szén oxigénné, az oxigén magnéziummá... Így egy termonukleáris reakció révén egyre nehezebb elemek szintézise megy végbe.

A vas megjelenéséig minden reakció hőfelszabadulással megy végbe, de amint a vas elkezd degenerálódni az azt követő elemekké, az exoterm reakció endotermvé válik, vagyis megszűnik a hő felszabadulása és elkezd elfogyni. A gravitációs erők és a hősugárzás egyensúlya megbomlik, a mag több ezerszer összenyomódik, és a héj minden külső rétege a csillag közepe felé rohan. Fénysebességgel a magba ütközve visszapattannak, egymásnak ütközve. A külső rétegek robbanása következik be, és a csillagot alkotó anyag másodpercenként több ezer kilométeres sebességgel repül el.

A folyamatot olyan fényes villanás kíséri, hogy még szabad szemmel is látható, ha egy közeli galaxisban kigyullad egy szupernóva. Aztán a ragyogás halványulni kezd, és a robbanás helyén a...És mi marad a szupernóva-robbanás után? Az események alakulására több lehetőség is kínálkozik: egyrészt a szupernóva-maradvány egy neutronmag lehet, amelyet a tudósok neutroncsillagnak neveznek, másrészt egy fekete lyuk, harmadrészt pedig egy gázköd.

Az ókori évkönyvek és krónikák azt mondják, hogy időnként kivételesen nagy fényű csillagok jelentek meg az égen. Gyorsan megnőtt a fényességük, majd lassan, több hónap alatt elhalványultak, és megszűntek láthatóak lenni. A maximális fényerő közelében ezek a csillagok még nappal is láthatóak voltak. A legszembetűnőbb járványok 1006-ban és 1054-ben voltak, amelyekről a kínai és a japán értekezések tartalmaznak információkat. 1572-ben egy ilyen csillag fellángolt a Cassiopeia csillagképben, és a kiváló csillagász, Tycho Brahe figyelte meg, 1604-ben pedig az Ophiuchus csillagképben hasonló fellángolást Johannes Kepler. Azóta, a csillagászat „teleszkópos” korszakának négy évszázada alatt nem figyeltek meg ilyen fellángolásokat. A megfigyelő csillagászat fejlődésével azonban a kutatók meglehetősen nagy számú hasonló kitörést kezdtek észlelni, bár azok nem értek el túl nagy fényerőt. Ezeket a hirtelen megjelenő, majd nyomtalanul eltűnő csillagokat „nováknak” kezdték nevezni. Úgy tűnt, hogy az 1006-os és 1054-es csillagok, Tycho és Kepler csillagai ugyanazok a fáklyák, csak nagyon közel, és ezért fényesebbek. De kiderült, hogy ez nem így van. 1885-ben Hartwig csillagász a Tartu Obszervatóriumban egy új csillag megjelenését vette észre a jól ismert Androméda-ködben. Ez a csillag elérte a 6. látható magnitúdót, vagyis sugárzási ereje mindössze 4-szer kisebb, mint a teljes ködé. Aztán ez nem lepte meg a csillagászokat: elvégre az Androméda-köd természete ismeretlen volt, azt feltételezték, hogy ez csak egy por- és gázfelhő, egészen közel a Naphoz. Csak a huszadik század 20-as éveiben vált végre világossá, hogy az Androméda-köd és más spirális ködök hatalmas csillagrendszerek, amelyek több százmilliárd csillagból és tőlünk több millió fényévnyire találhatók. Az Androméda-ködben 17-18 magnitúdós objektumként látható közönséges nóvák villanásait is felfedezték. Világossá vált, hogy az 1885-ös csillag sugárzási erejében több tízezerszeresen haladja meg a Novaya Stars-t, fényessége szinte egy hatalmas csillagrendszer ragyogásával egyenlő! Nyilvánvalóan ezeknek a járványoknak másnak kell lenniük. Később ezeket a legerősebb fáklyákat "szupernováknak" nevezték el, amelyben a "szuper" előtag nagyobb sugárzási erejüket jelentette, nem pedig nagyobb "újdonságot".

Szupernóva-keresés és megfigyelések

A szupernóva-robbanásokat meglehetősen gyakran lehetett észrevenni a távoli galaxisokról készült fényképeken, de ezek a felfedezések véletlenek voltak, és nem tudták megadni a szükséges információkat e grandiózus kitörések okának és mechanizmusának magyarázatához. 1936-ban azonban Baade és Zwicky csillagászok, akik az Egyesült Államokban található Palomar Obszervatóriumban dolgoztak, szisztematikus, szisztematikus kutatásba kezdtek szupernóvák után. Rendelkezésükre állt a Schmidt-rendszer teleszkópja, amely lehetővé tette több tíz négyzetfokos területek fényképezését, és nagyon tiszta képeket adott még halvány csillagokról és galaxisokról is. Az égbolt egy területéről néhány héttel később készült fényképeket összehasonlítva könnyen észrevehető új csillagok megjelenése a galaxisokban, amelyek jól láthatóak a fényképeken. Az égboltnak a közeli galaxisokban leggazdagabb régióit választották ki fotózásra, ahol egy képen számuk elérheti a több tucatot, és a szupernóvák észlelésének valószínűsége a legnagyobb.

1937-ben Baadának és Zwickynek 6 szupernóvát sikerült felfedeznie. Voltak köztük meglehetősen fényes csillagok, 1937C és 1937D (a csillagászok úgy döntöttek, hogy a szupernóvákat úgy jelölik meg, hogy a felfedezés évéhez betűket adtak, amelyek a felfedezés sorrendjét mutatják az aktuális évben), amelyek maximum 8, illetve 12 magnitúdót értek el. Számukra fénygörbéket kaptak - a fényesség időbeli változásának függőségét - és nagyszámú spektrogramot - fényképeket a csillag spektrumáról, amelyek bemutatják a sugárzás intenzitásának függését a hullámhossztól. Több évtizeden át ez az anyag lett az alapja minden kutatónak, aki megpróbálta feltárni a szupernóva-robbanások okait.

Sajnos a második világháború megszakította a sikeresen megkezdett megfigyelési programot. A szupernóvák szisztematikus keresését a Palomar Obszervatóriumban csak 1958-ban kezdték újra, de a Schmidt-rendszer nagyobb távcsőjével, amely lehetővé tette a 22-23 magnitúdóig terjedő csillagok fényképezését. 1960 óta ehhez a munkához számos más obszervatórium is csatlakozott szerte a világon, ahol megfelelő teleszkópok álltak rendelkezésre. A Szovjetunióban ilyen munkát végeztek a SAI krími állomásán, ahol 40 cm lencseátmérőjű és nagyon nagy látómezővel - csaknem 100 négyzetfok - asztrográf teleszkópot telepítettek, valamint az Abastumani Asztrofizikai Obszervatóriumban. Grúziában - egy 36 cm-es bejárati lyukkal rendelkező Schmidt-teleszkópon, a Krím-félszigeten és Abastumaniban pedig sok szupernóva-felfedezés történt. A többi obszervatórium közül a legtöbb felfedezés az olaszországi Asiago Obszervatóriumban történt, ahol a Schmidt-rendszer két távcsője működött. Ennek ellenére a Palomar Obszervatórium vezető maradt mind a felfedezések számában, mind az észlelhető csillagok maximális magnitúdójában. A 60-as és 70-es években együtt évente akár 20 szupernóvát fedeztek fel, és számuk rohamosan növekedni kezdett. Közvetlenül a felfedezés után nagy távcsöveken megkezdődtek a fotometriai és spektroszkópiai megfigyelések.

1974-ben F. Zwicky meghalt, és hamarosan leállították a szupernóvák keresését a Palomar Obszervatóriumban. A felfedezett szupernóvák száma csökkent, de az 1980-as évek eleje óta ismét növekedni kezdett. Új keresőprogramok indultak a déli égbolton - a chilei Cerro el Roble obszervatóriumban, és a csillagászat szerelmesei elkezdték felfedezni a szupernóvákat. Kiderült, hogy kisméretű, 20-30 cm-es lencsékkel ellátott amatőr távcsövekkel meglehetősen sikeresen lehet fényes szupernóva-robbanásokat keresni, szisztematikusan vizuálisan megfigyelve egy adott galaxishalmazt. A legnagyobb sikert egy ausztrál pap, Robert Evans érte el, akinek a 80-as évek eleje óta évente akár 6 szupernóvát is sikerült felfedeznie. Nem meglepő, hogy hivatásos csillagászok tréfálkoztak „közvetlen kapcsolatán az éggel”.

1987-ben fedezték fel a 20. század legfényesebb szupernóváját - az SN 1987A-t a Nagy Magellán-felhő galaxisban, amely galaxisunk „műholdja”, és mindössze 55 kiloparszek távolságra van tőlünk. Ez a szupernóva egy ideig még szabad szemmel is látható volt, és elérte a körülbelül 4 magnitúdós maximális fényerőt. Ezt azonban csak a déli féltekén lehetett megfigyelni. Egy sor fotometriai és spektrális megfigyelést végeztek, amelyek pontossága és időtartama egyedülálló volt ehhez a szupernóvához, és most a csillagászok továbbra is figyelemmel kísérik, hogyan alakul a szupernóva táguló gázköddé alakításának folyamata.

Szupernóva 1987A. A bal felső sarokban egy fénykép látható arról a területről, ahol a szupernóva felrobbant, jóval a robbanás előtt. A hamarosan felrobbanó csillagot nyíl jelzi. A jobb felső sarokban az égbolt ugyanazon területéről készült fénykép látható, amikor a szupernóva a maximális fényerő közelében volt. Az alábbiakban bemutatjuk, hogyan néz ki egy szupernóva 12 évvel a robbanás után. A szupernóva körüli gyűrűk csillagközi gáz (amelyet a szupernóva előtti csillag részben lökött ki a kitörés előtt), amely a kitörés során ionizált, és továbbra is világít.

A 80-as évek közepén világossá vált, hogy a fényképezés korszaka a csillagászatban véget ér. A gyorsan továbbfejlesztett CCD-vevők érzékenységében és rögzített hullámhossz-tartományában sokszorosan felülmúlták a fényképes emulziót, miközben gyakorlatilag azonos felbontásúak voltak. A CCD-kamerával kapott kép azonnal látható volt a számítógép képernyőjén, és összehasonlítható volt a korábbiakkal, de a fotózásnál az előhívás, a szárítás és az összehasonlítás folyamata legfeljebb egy napot vett igénybe. A fotólemezek egyetlen megmaradt előnye - az égbolt nagy területeinek fényképezési képessége - szintén jelentéktelennek bizonyult a szupernóvák keresése szempontjából: egy CCD-kamerával ellátott teleszkóp külön-külön képes képeket készíteni a fényképezőlemezre eső összes galaxisról, egy fényképes expozícióhoz hasonló idő alatt. Megjelentek a teljesen automatizált szupernóva-kereső programok projektjei, amelyekben a távcsövet egy előre megadott program szerint kiválasztott galaxisokra irányítják, és az így kapott képeket számítógéppel összehasonlítják a korábban készítettekkel. A számítógép csak új objektum észlelése esetén küld jelet a csillagásznak, aki megtudja, valóban észleltek-e szupernóva-robbanást. A 90-es években a Lick Obszervatóriumban (USA) kezdett működni egy ilyen rendszer egy 80 cm-es visszaverő távcsővel.

Az egyszerű CCD-kamerák elérhetősége a csillagászat iránt érdeklődők számára oda vezetett, hogy a vizuális megfigyelésekről a CCD-megfigyelésekre térnek át, majd a 20-30 cm-es objektíves távcsövek számára elérhetővé válnak a 18., sőt a 19. magnitúdóig terjedő csillagok is. Az automatizált keresések bevezetése és a CCD-kamerákkal szupernóvákat kereső amatőrcsillagászok növekvő száma a felfedezések számának robbanásszerű növekedéséhez vezetett: ma már több mint 100 szupernóvát fedeznek fel évente, a felfedezések száma pedig meghaladta az 1500-at. Az elmúlt években a legnagyobb, 3-4 méteres tükörátmérőjű teleszkópokon is megkezdték a keresést nagyon távoli és halvány szupernóvák után. Kiderült, hogy a 23-24 magnitúdós maximális fényerőt elérő szupernóvák vizsgálata számos kérdésre adhat választ az egész Univerzum felépítésével és sorsával kapcsolatban. Az ilyen, a legfejlettebb CCD kamerákkal felszerelt teleszkópokkal végzett megfigyelések egy éjszaka alatt több mint 10 távoli szupernóva fedezhető fel! Az alábbi ábrán több ilyen szupernóva kép is látható.

Szinte az összes jelenleg felfedezett szupernóva esetében lehet legalább egy spektrumot szerezni, és sokaknál ismertek a fénygörbék (ez is az amatőr csillagászok nagy érdeme). Tehát az elemzésre rendelkezésre álló megfigyelési anyagok mennyisége igen nagy, és úgy tűnik, hogy e grandiózus jelenségek természetével kapcsolatos minden kérdést meg kell oldani. Sajnos ez még nem így van. Nézzük meg közelebbről a szupernóva-kutatók előtt álló főbb kérdéseket és a legvalószínűbb válaszokat napjainkban.

Szupernóva osztályozás, fénygörbék és spektrumok

Mielőtt következtetéseket vonnánk le egy jelenség fizikai természetére vonatkozóan, teljes mértékben meg kell értenünk annak megfigyelhető megnyilvánulásait, amelyeket megfelelően osztályozni kell. Természetesen a szupernóva-kutatók előtt a legelső kérdés az volt, hogy azonosak-e, és ha nem, mennyiben különböznek egymástól, és besorolhatók-e. Már a Baade és Zwicky által felfedezett első szupernóvák is jelentős különbségeket mutattak a fénygörbékben és a spektrumokban. 1941-ben R. Minkowski javasolta a szupernóvák két fő típusra osztását spektrumaik természete alapján. Az I. típusba sorolta a szupernóvákat, amelyek spektruma teljesen eltért az összes akkor ismert objektum spektrumától. Az Univerzum leggyakoribb elemének - a hidrogénnek - vonalai teljesen hiányoztak, a teljes spektrum széles maximumokból és minimumokból állt, amelyeket nem lehetett azonosítani, a spektrum ultraibolya része nagyon gyenge volt. A szupernóvákat a II. típusba sorolták, amelyek spektruma bizonyos hasonlóságot mutatott a „hétköznapi” nóvákkal nagyon intenzív hidrogénemissziós vonalak jelenlétében, spektrumuk ultraibolya része világos.

Az I. típusú szupernóvák spektruma három évtizeden át titokzatos maradt. Csak miután Yu.P Pskovsky megmutatta, hogy a spektrumban lévő sávok nem mások, mint a széles és meglehetősen mély abszorpciós vonalak közötti folytonos spektrum szakaszai, az I. típusú szupernóvák spektrumainak azonosítása haladt előre. Számos abszorpciós vonalat azonosítottak, elsősorban az egyszeresen ionizált kalcium és szilícium legintenzívebb vonalait. Ezen vonalak hullámhosszai a spektrum lila oldalára tolódnak el a 10-15 ezer km/s sebességgel táguló héjban a Doppler-effektus miatt. Rendkívül nehéz azonosítani az összes vonalat az I. típusú szupernóvák spektrumában, mivel ezek nagymértékben kitágultak és átfedik egymást; Az említett kalcium és szilícium mellett sikerült azonosítani a magnézium és a vas vonalait.

A szupernóva-spektrumok elemzése lehetővé tette számunkra, hogy fontos következtetéseket vonjunk le: az I. típusú szupernóva-robbanás során kilökődő héjakban szinte nincs hidrogén; míg a II-es típusú szupernóvahéjak összetétele csaknem megegyezik a szoláris légkörével. A héjak tágulási sebessége 5-15-20 ezer km/s, a fotoszféra hőmérséklete a maximum - 10-20 ezer fok körül van. A hőmérséklet gyorsan csökken, és 1-2 hónap múlva eléri az 5-6 ezer fokot.

A szupernóvák fénygörbéi is különböztek: az I-es típusnál mindegyik nagyon hasonló volt, jellegzetes alakjuk van, nagyon gyorsan a maximumig emelkedik a fényerő, ami legfeljebb 2-3 napig tart, a fényerősség gyors csökkenése 3-mal. magnitúdók 25-40 nap alatt, majd lassú, a magnitúdóskála szerint majdnem lineáris lecsengés, ami a fényesség exponenciális csökkenésének felel meg.

A II-es típusú szupernóvák fénygörbéi sokkal változatosabbnak bizonyultak. Némelyik az I. típusú szupernóvák fénygörbéihez hasonlított, csak lassabb és hosszabb fényességgel, egészen a lineáris „farok” kezdetéig, mások számára közvetlenül a maximum után szinte állandó fényű régió kezdődött - az ún. „fennsíknak” nevezik, amely akár 100 napig is eltarthat. Ezután a fénye élesen csökken, és eléri a lineáris „farkot”. Az összes korai fénygörbét a hagyományos fényképészeti lemezek érzékenységének (3500-5000 A hullámhossz-tartomány) megfelelő, úgynevezett fényképészeti magnitúdórendszerben végzett fényképészeti megfigyelésekből kaptuk. A mellette egy fotovizuális rendszer (5000-6000 A) alkalmazása lehetővé tette a szupernóvák színindexe (vagy egyszerűen csak „szín”) változásáról fontos információk megszerzését: kiderült, hogy a maximum után a szupernóvák mindkét típus folyamatosan „vörösödik”, vagyis a sugárzás nagy része hosszabb hullámok felé tolódik el. Ez a pirosodás a fényesség lineáris csökkenésének szakaszában megáll, és akár a szupernóvák „kéksége” is felválthatja.

Ezenkívül az I. és II. típusú szupernóvák különböztek a galaxisok típusában, amelyekben felrobbantak. A II-es típusú szupernóvákat csak olyan spirálgalaxisokban fedezték fel, ahol a csillagok jelenleg még formálódnak, és vannak régi, kis tömegű csillagok, valamint fiatal, nagy tömegű és „rövid életű” (csak néhány millió éves) csillagok. Az I. típusú szupernóvák spirális és elliptikus galaxisokban egyaránt előfordulnak, ahol az intenzív csillagkeletkezésről azt gondolják, hogy évmilliárdok óta nem fordult elő.

Ebben a formában a szupernóvák osztályozása a 80-as évek közepéig fennmaradt. A CCD vevők széles körű elterjedésének kezdete a csillagászatban lehetővé tette a megfigyelési anyagok mennyiségének és minőségének jelentős növelését. A modern berendezések lehetővé tették a halvány, korábban hozzáférhetetlen tárgyak spektrogramjának beszerzését; sokkal nagyobb pontossággal lehetett meghatározni a vonalak intenzitását és szélességét, valamint regisztrálni a spektrumokban a gyengébb vonalakat. A CCD vevők, infravörös detektorok és az űrhajókra szerelt műszerek lehetővé tették a szupernóvák megfigyelését az ultraibolya sugárzástól a távoli infravörösig terjedő optikai sugárzás teljes tartományában; A szupernóvák gamma-, röntgen- és rádiós megfigyelését is végezték.

Ennek eredményeként a szupernóvák látszólag kialakult bináris osztályozása gyorsan megváltozott és bonyolultabbá vált.

Kiderült, hogy az I. típusú szupernóvák közel sem olyan homogének, mint amilyennek látszott. Jelentős különbségeket találtak ezeknek a szupernóváknak a spektrumában, amelyek közül a legjelentősebb az egyszeresen ionizált szilíciumvonal intenzitása volt, körülbelül 6100 A hullámhosszon. A legtöbb I-es típusú szupernóva esetében ez a maximális fényességhez közeli abszorpciós vonal volt a legnagyobb. észrevehető vonás a spektrumban, de néhány szupernóva esetében gyakorlatilag hiányzott, és a hélium abszorpciós vonalai voltak a legintenzívebbek.

Az Ia szupernóvák fénygörbéi a vörös és infravörös spektrum tartományban (R, I, J, H, K sáv) nagyon eltértek a korábban vizsgált görbéktől a B és V sávban Ha a görbén „váll” látható R-ben 20 nappal a maximum után, majd az I. szűrőben és hosszabb hullámhossz tartományokban valódi második maximum jelenik meg. Néhány Ia szupernóva azonban nem rendelkezik ezzel a második maximummal. Ezeket a szupernóvákat a maximális fényerő melletti vörös színük, a csökkentett fényességük és néhány spektrális jellemzőjük is megkülönbözteti. Az első ilyen szupernóva az SN 1991bg volt, és a hozzá hasonló objektumokat ma is különleges Ia szupernóvának vagy „1991bg típusú szupernóvának” nevezik. Ezzel szemben az Ia szupernóva egy másik típusát a maximálisan megnövekedett fényerő jellemzi. Jellemzőjük a spektrumokban az abszorpciós vonalak alacsonyabb intenzitása. A "prototípus" számukra az SN 1991T.

Az 1970-es években a II. típusú szupernóvákat fénygörbéjük jellege szerint „lineáris” (II-L) és „fennsíkkal” (II-P) rendelkezőkre osztották. Ezt követően egyre több II. szupernóvát kezdtek felfedezni, amelyek fénygörbéiben és spektrumaikban bizonyos jellemzőket mutattak. Így fénygörbéjükben az elmúlt évek két legfényesebb szupernóvája élesen eltér a többi II-es típusú szupernóvától: az 1987A és az 1993J. Mindkettőnek két maximuma volt a fénygörbéjében: a fellángolás után a fényerő gyorsan leesett, majd ismét növekedni kezdett, és csak a második maximum után kezdődött el a fényerő végső gyengülése. Az Ia szupernóvákkal ellentétben a második maximumot minden spektrális tartományban megfigyelték, és az SN 1987A esetében sokkal fényesebb volt, mint az első hosszabb hullámhossz-tartományokban.

A spektrális jellemzők közül a leggyakrabban és legszembetűnőbb a táguló héjakra jellemző széles emissziós vonalak mellett a szűk emissziós vagy abszorpciós vonalak rendszere is. Ez a jelenség nagy valószínűséggel a csillagot körülvevő sűrű héj jelenlétének köszönhető a kitörés előtt.

Szupernóva-statisztika

Milyen gyakran fordulnak elő szupernóvák, és hogyan oszlanak meg a galaxisokban? A szupernóvák statisztikai vizsgálatának választ kell adnia ezekre a kérdésekre.

Úgy tűnik, hogy az első kérdésre a válasz meglehetősen egyszerű: több galaxist kellően hosszú ideig kell megfigyelnie, meg kell számolnia a bennük megfigyelt szupernóvákat, és el kell osztania a szupernóvák számát a megfigyelési idővel. Kiderült azonban, hogy a meglehetősen rendszeres megfigyelések által lefedett idő még mindig túl rövid ahhoz, hogy az egyes galaxisokra vonatkozóan határozott következtetéseket lehessen levonni: a legtöbb esetben csak egy-két kitörést figyeltek meg. Igaz, néhány galaxisban már meglehetősen nagy számban regisztráltak szupernóvát: a rekorder az NGC 6946 galaxis, amelyben 1917 óta 6 szupernóvát fedeztek fel. Ezek az adatok azonban nem adnak pontos adatokat a járványok gyakoriságáról. Először is, ennek a galaxisnak a megfigyelésének pontos ideje nem ismert, másrészt a számunkra szinte egyidejű kitöréseket valójában meglehetősen hosszú időszakok választják el egymástól: elvégre a szupernóvák fénye más utat jár be a galaxison belül, és annak mérete is. fényévekben sokkal nagyobb, mint a megfigyelési idő. Jelenleg csak egy bizonyos galaxishalmazra lehet megbecsülni a felvillanási frekvenciát. Ehhez a szupernóvák kereséséből származó megfigyelési adatokat kell felhasználni: minden megfigyelés ad valamilyen „hatékony követési időt” minden galaxis számára, ami a galaxis távolságától, a keresés határértékétől és természetétől függ. a szupernóva fénygörbéből. Különböző típusú szupernóvák esetén ugyanazon galaxis megfigyelési ideje eltérő lesz. Ha több galaxisra vonatkozó eredményeket kombinálunk, figyelembe kell venni azok tömegbeli és fényességbeli különbségeit, valamint morfológiai típusukat. Jelenleg az a szokás, hogy az eredményeket a galaxisok fényességére normalizálják, és csak a hasonló típusú galaxisok adatait kombinálják. A több szupernóva-kutató program adatainak egyesítésén alapuló közelmúltbeli munka a következő eredményeket hozta: csak az Ia típusú szupernóvákat figyelik meg elliptikus galaxisokban, és egy „átlagos” galaxisban, amelynek fényereje 10 10 napfényes, körülbelül 500-onként egyszer tör ki egy szupernóva. évre. Az azonos fényerejű spirálgalaxisban az Ia szupernóvák csak valamivel nagyobb frekvenciával robbannak fel, de hozzáadódnak hozzájuk a II. és Ib/c típusú szupernóvák, és a teljes kitörési sebesség körülbelül 100 évente egyszer. A kitörések gyakorisága hozzávetőlegesen arányos a galaxisok fényességével, vagyis az óriásgalaxisokban sokkal magasabb: különösen az NGC 6946 egy spirálgalaxis, amelynek fényereje 2,8 10 10 napfényfény, ezért körülbelül három kitörés lehetséges. 100 évenként várható benne, és a benne megfigyelt 6 szupernóva nem tekinthető túl nagy eltérésnek az átlagos gyakoriságtól. A mi Galaxynk kisebb, mint az NGC 6946, és átlagosan 50 évente egy-egy kitörésre lehet számítani benne. Ismeretes azonban, hogy az elmúlt évezred során mindössze négy szupernóvát figyeltek meg a Galaxisban. Van itt valami ellentmondás? Kiderült, hogy nem – elvégre a Galaxis nagy részét gáz- és porrétegek rejtik el előlünk, és a Nap környéke, amelyben ezt a 4 szupernóvát észlelték, csak egy kis részét képezi a Galaxisnak.

Hogyan oszlanak meg a szupernóvák a galaxisokon belül? Természetesen egyelőre csak összegző eloszlásokat lehet tanulmányozni valamilyen „átlagos” galaxisra redukálva, valamint a spirálgalaxisok szerkezetének részleteihez viszonyított eloszlásokat. Ezek az alkatrészek mindenekelőtt spirális hüvelyeket tartalmaznak; a meglehetősen közeli galaxisokban az aktív csillagképződés régiói is jól láthatók, amelyeket ionizált hidrogénfelhők – a H II régió – vagy fényes kék csillaghalmazok – az OB asszociáció – azonosítanak. A térbeli eloszlás vizsgálata, amelyet a felfedezett szupernóvák számának növekedésével sokszor megismételtek, a következő eredményeket hozta. A szupernóvák minden típusának a galaxisok középpontjaitól való távolság szerinti eloszlása ​​alig különbözik egymástól, és hasonlóak a fényesség eloszlásához - a sűrűség egy exponenciális törvény szerint csökken a középponttól a szélekig. A szupernóvák típusai közötti különbségek a csillagkeletkezési régiókhoz viszonyított eloszlásban mutatkoznak meg: ha a spirálkarokban minden típusú szupernóva koncentrálódik, akkor a H II régiókban csak a II. és Ib/c típusú szupernóvák koncentrálódnak. Megállapíthatjuk, hogy a II-es vagy Ib/c típusú fáklyát produkáló csillagok élettartama 10 6-10 7 év, az Ia típusé pedig körülbelül 10 8 év. Az Ia szupernóvákat azonban elliptikus galaxisokban is megfigyelik, ahol úgy gondolják, hogy nincs 10 9 évnél fiatalabb csillag. Ennek az ellentmondásnak két lehetséges magyarázata van: vagy az Ia szupernóva-robbanások természete eltérő a spirális és elliptikus galaxisokban, vagy egyes elliptikus galaxisokban még mindig folytatódik a csillagkeletkezés, és vannak jelen fiatalabb csillagok.

Elméleti modellek

A kutatók a megfigyelési adatok összessége alapján arra a következtetésre jutottak, hogy a szupernóva-robbanás a csillag fejlődésének utolsó szakasza, amely után megszűnik létezni korábbi formájában. Valójában a szupernóva-robbanási energiát 10 50-10 51 erg-re becsülik, ami meghaladja a csillagok gravitációs kötési energiájának tipikus értékeit. A szupernóva-robbanás során felszabaduló energia több mint elég ahhoz, hogy a csillag anyagát teljesen eloszlassa az űrben. Milyen csillagok és mikor fejezik be életüket szupernóva-robbanással, milyen természetűek azok a folyamatok, amelyek ilyen gigantikus energiafelszabaduláshoz vezetnek?

A megfigyelési adatok azt mutatják, hogy a szupernóvákat több típusra osztják, amelyek a héjak kémiai összetételében és tömegében, az energiafelszabadulás jellegében és a különböző típusú csillagpopulációkkal való összefüggésben különböznek egymástól. A II-es típusú szupernóvák egyértelműen fiatal, nagy tömegű csillagokhoz kötődnek, héjaik nagy mennyiségű hidrogént tartalmaznak. Ezért kitöréseiket a 8-10 naptömegnél nagyobb kezdeti tömegű csillagok fejlődésének utolsó szakaszának tekintik. Az ilyen csillagok központi részeiben energia szabadul fel a magfúziós reakciók során, kezdve a legegyszerűbbtől - a hélium képződésétől a hidrogénmagok fúziója során, és a vasmagok szilíciumból történő kialakulásáig. A vasmagok a legstabilabbak a természetben, és nem szabadul fel energia, amikor összeolvadnak. Így amikor egy csillag magja vas lesz, az energia felszabadulása leáll benne. A mag nem tud ellenállni a gravitációs erőknek, és gyorsan összehúzódik - összeomlik. Az összeomlás során fellépő folyamatok még mindig messze vannak a teljes magyarázattól. Ismeretes azonban, hogy ha egy csillag magjában az összes anyag neutronná alakul, akkor képes ellenállni a gravitációs erőknek. A csillag magja „neutroncsillaggá” változik, és az összeomlás leáll. Ebben az esetben hatalmas energia szabadul fel, amely behatol a csillag héjába, és tágulni kezd, amit szupernóva-robbanásnak látunk. Ha a csillag evolúciója korábban „csendesen” ment végbe, akkor burkának sugara több százszor nagyobb, mint a Nap sugara, és elegendő mennyiségű hidrogént kell tartania ahhoz, hogy megmagyarázza a II. típusú szupernóvák spektrumát. Ha a héj nagy része elveszett az evolúció során egy szoros bináris rendszerben vagy más módon, akkor nem lesznek hidrogénvonalak a spektrumban - Ib vagy Ic típusú szupernóvát fogunk látni.

A kisebb tömegű csillagokban az evolúció másképp megy végbe. A hidrogén elégetése után a mag héliummá válik, és megindul a hélium szénné alakításának reakciója. A mag azonban nem melegszik fel olyan magas hőmérsékletre, hogy szén részvételével fúziós reakciók induljanak meg. Az atommag nem tud elegendő energiát felszabadítani és összehúzódik, de ebben az esetben a kompressziót az atommagban található elektronok leállítják. A csillag magja úgynevezett „fehér törpévé” változik, és a héj bolygóköd formájában szétszóródik az űrben. S. Chandrasekhar indiai asztrofizikus kimutatta, hogy fehér törpe csak akkor létezhet, ha tömege kisebb, mint körülbelül 1,4 naptömeg. Ha a fehér törpe kellően szoros kettős rendszerben található, akkor az anyag elkezdhet áramlani a közönséges csillagból a fehér törpébe. A fehér törpe tömege fokozatosan növekszik, és amikor túllépi a határértéket, robbanás következik be, amely során a szén és az oxigén gyors termonukleáris égése következik be, radioaktív nikkellé alakulva. A csillag teljesen elpusztul, és a táguló héjban a nikkel radioaktív bomlása következik be kobalttá, majd vasgá, amely energiát ad a héj izzásához. Így robbannak fel az Ia típusú szupernóvák.

A szupernóvák modern elméleti tanulmányai főként a felrobbanó csillagok modelljeinek legerősebb számítógépein végzett számítások. Sajnos még nem sikerült olyan modellt létrehozni, amely a csillagfejlődés egy késői szakaszából szupernóva-robbanáshoz és annak megfigyelhető megnyilvánulásaihoz vezetne. A meglévő modellek azonban elég jól leírják a szupernóvák túlnyomó többségének fénygörbéit és spektrumát. Általában ez egy csillag héjának modellje, amelybe a robbanás energiáját „manuálisan” fektetik be, majd megkezdődik a tágulása és felmelegedése. A fizikai folyamatok összetettségével és sokféleségével kapcsolatos nagy nehézségek ellenére az elmúlt években nagy előrelépés történt ezen a kutatási területen.

A szupernóvák hatása a környezetre

A szupernóva-robbanások erős és változatos hatást gyakorolnak a környező csillagközi közegre. A hatalmas sebességgel kilökődő szupernóva-burok felszívja és összenyomja az őt körülvevő gázt. Talán ez vezethet új csillagok kialakulásához a gázfelhőkből. A robbanás energiája olyan nagy, hogy új elemek szintézise lép fel, különösen a vasnál nehezebbek. A nehéz elemekkel dúsított anyagot szupernóva-robbanások szétszórják a galaxisban, aminek eredményeként több nehéz elemet tartalmazó szupernóva-robbanások után keletkeznek csillagok. A Tejútrendszer „mi” régiójában lévő csillagközi közegről kiderült, hogy annyira feldúsult nehéz elemekkel, hogy lehetségessé vált az élet megjelenése a Földön. A szupernóvák közvetlenül felelősek ezért! A szupernóvák nyilvánvalóan nagyon nagy energiájú részecskefolyamokat is generálnak - kozmikus sugarakat. Ezek a részecskék, amelyek a légkörön keresztül a Föld felszínére hatolnak, genetikai mutációkat okozhatnak, amelyek következtében létrejön a földi élet.

A szupernóvák az Univerzum sorsáról mesélnek

A szupernóvák, és különösen az Ia típusú szupernóvák az Univerzum legfényesebb csillag alakú objektumai közé tartoznak. Ezért a jelenleg rendelkezésre álló berendezésekkel még nagyon távoli szupernóvák is tanulmányozhatók.

Sok Ia szupernóvát fedeztek fel meglehetősen közeli galaxisokban, amelyek távolsága többféleképpen is meghatározható. Jelenleg a legpontosabb módszer a távolságok meghatározása egy bizonyos típusú fényes változó csillagok - a cefeidák - látszólagos fényessége alapján. Az űrteleszkóp használata. Hubble nagyszámú cefeidát fedezett fel és tanulmányozott tőlünk távoli galaxisokban, körülbelül 20 megaparszek távolságra. A galaxisok távolságának kellően pontos becslése lehetővé tette a bennük kitört Ia típusú szupernóvák fényességének meghatározását. Ha feltételezzük, hogy a távoli Ia szupernóvák átlagosan azonos fényerővel rendelkeznek, akkor a távolságuk a maximális fényerő mellett megfigyelt nagyságból megbecsülhető.

Már láttuk, hogy a Nappal és más állócsillagokkal ellentétben a fizikai változócsillagok mérete, a fotoszféra hőmérséklete és fényereje változik. A különböző típusú nem állócsillagok közül a nóvák és a szupernóvák különösen érdekesek. Valójában ezek nem újonnan megjelent csillagok, hanem már létezők, amelyek a fényerő hirtelen növekedésével vonzották magukra a figyelmet.

Az új csillagok kitörése során a fényesség ezerszeresére és milliószorosára nő néhány naptól több hónapig tartó időszak alatt. Vannak ismert sztárok, amelyek többször is nóvaként lobbantak fel. A modern adatok szerint az új csillagok általában kettősrendszerek részét képezik, és az egyik csillag kitörése a kettősrendszert alkotó csillagok közötti anyagcsere eredményeként következik be. Például egy „fehér törpe – közönséges csillag (alacsony fényerejű)” rendszerben nóva jelenséget okozó robbanások történhetnek, amikor egy közönséges csillagról gáz hullik egy fehér törpére.

Még grandiózusabbak a szupernóvák robbanásai, amelyek fényereje hirtelen körülbelül 19 m-rel nő! Maximális fényerő mellett a csillag sugárzó felülete másodpercenként több ezer kilométeres sebességgel közelíti meg a megfigyelőt. A szupernóva-robbanások mintázata arra utal, hogy a szupernóvák felrobbanó csillagok.

A szupernóva-robbanások során hatalmas energia szabadul fel több napon keresztül – körülbelül 10 41 J. Az ilyen kolosszális robbanások a csillagok evolúciójának végső szakaszában következnek be, amelyek tömege többszöröse a Nap tömegének.

Maximális fényerején egy szupernóva fényesebben ragyoghat, mint egymilliárd csillag, mint a mi Napunk. Egyes szupernóvák legerősebb robbanásai során 5000 - 7000 km/s sebességgel kilökődhet az anyag, amelynek tömege több naptömeget is elér. A szupernóvák által kilökődött kagylók maradványai hosszú ideig láthatóak táguló gázként.

Nemcsak a szupernóva-héjak maradványait fedezték fel, hanem azt is, ami az egykor felrobbant csillag központi részének maradványaira került. Ezek a „csillagmaradványok” elképesztő rádiókibocsátási forrásoknak bizonyultak, amelyeket pulzároknak neveztek. Az első pulzárokat 1967-ben fedezték fel.

Egyes pulzárok a rádióimpulzusok elképesztően stabil ismétlődési sebességgel rendelkeznek: az impulzusok szigorúan egyenlő időközönként ismétlődnek, 10-9 s-ot meghaladó pontossággal mérve! A nyitott pulzárok tőlünk legfeljebb több száz parszeknyi távolságra helyezkednek el. Feltételezzük, hogy a pulzárok gyorsan forgó szupersűrű csillagok, amelyek sugara körülbelül 10 km, tömegük pedig közel van a Nap tömegéhez. Az ilyen csillagok sűrűn tömött neutronokból állnak, és neutroncsillagoknak nevezik őket. A neutroncsillagok létezésük idejének csak egy részében mutatkoznak meg pulzárként.

A szupernóva-robbanások ritka jelenségek. Az elmúlt évezredben csak néhány szupernóva-robbanást figyeltek meg csillagrendszerünkben. Ezek közül a következő hármat állapították meg a legmegbízhatóbban: járvány 1054-ben a Bika csillagképben, 1572-ben a Cassiopeia csillagképben, 1604-ben az Ophiuchus csillagképben. Az első szupernóvát a kínai és japán csillagászok „vendégcsillagként” írták le, a másodikat Tycho Brahe, a harmadikat pedig Johannes Kepler figyelte meg. Az 1054-es és 1572-es szupernóvák ragyogása meghaladta a Vénusz ragyogását, és ezek a csillagok nappal is láthatók voltak. A távcső feltalálása (1609) óta egyetlen szupernóvát sem figyeltek meg csillagrendszerünkben (lehet, hogy néhány robbanást nem vettek észre). Amikor lehetőség nyílt más csillagrendszerek felfedezésére, gyakran új csillagokat és szupernóvákat fedeztek fel bennük.

1987. február 23-án szupernóva robbant fel a Nagy Magellán-felhőben (Doradus csillagkép), galaxisunk legnagyobb műholdjában. 1604 óta most először lehetett szabad szemmel is szupernóvát látni. A robbanás előtt egy 12. magnitúdójú csillag volt a szupernóva helyén. A csillag március elején érte el maximum 4 m-es fényességét, majd lassan halványulni kezdett. A szupernóvát a legnagyobb földi obszervatóriumok, az Astron orbitális obszervatórium és a Mir orbitális állomás Kvant modulján található röntgenteleszkópok segítségével figyelő tudósok először tudták nyomon követni a teljes felvillanási folyamatot. A megfigyeléseket különböző spektrális tartományokban végezték, beleértve a látható optikai tartományt, az ultraibolya, röntgen- és rádiótartományokat. Szenzációs tudósítások jelentek meg a tudományos sajtóban egy felrobbanó csillag neutrínó-, és esetleg gravitációs sugárzásának kimutatásáról. A csillag felépítésének modelljét a robbanást megelőző fázisban finomították és új eredményekkel gazdagították.