Cili yll shpërthen si një supernova e tipit i. Teoria e shfaqjes së rrezatimit sinkrotron

Çfarë dini për supernova? Me siguri do të thoni se një supernova është një shpërthim madhështor i një ylli, në vendin e të cilit mbetet një yll neutron ose një vrimë e zezë.

Megjithatë, në fakt, jo të gjitha supernova janë faza e fundit në jetën e yjeve masive. Klasifikimi modern i shpërthimeve të supernovës, përveç shpërthimeve të supergjigantëve, përfshin edhe disa dukuri të tjera.

E re dhe supernova

Termi "supernova" migroi nga termi "yll i ri". "Të reja" i quajtën yjet që u shfaqën në qiell pothuajse nga e para, pas së cilës ato gradualisht u zbehën. Të parat "të reja" njihen nga kronikat kineze që datojnë në mijëvjeçarin e dytë para Krishtit. Interesante, supernova shpesh gjendeshin midis këtyre novave. Për shembull, ishte Tycho Brahe që vëzhgoi supernovën në 1571, i cili më vonë shpiku termin "yll i ri". Tani e dimë se në të dyja rastet nuk po flasim për lindjen e ndriçuesve të rinj në kuptimin e mirëfilltë.

Të rejat dhe supernova tregojnë një rritje të mprehtë të shkëlqimit të një ylli ose grupi yjesh. Si rregull, më parë njerëzit nuk kishin mundësinë të vëzhgonin yjet që krijuan këto shpërthime. Këto ishin objekte shumë të zbehta për syrin e lirë apo instrumentin astronomik të atyre viteve. Ata u vëzhguan tashmë në momentin e ndezjes, e cila natyrisht i ngjante lindjes së një ylli të ri.

Pavarësisht ngjashmërisë së këtyre fenomeneve, sot ka një ndryshim të mprehtë në përkufizimet e tyre. Shkëlqimi maksimal i supernovave është mijëra e qindra mijëra herë më i madh se kulmi i shkëlqimit të yjeve të rinj. Kjo mospërputhje shpjegohet me ndryshimin thelbësor në natyrën e këtyre fenomeneve.

Lindja e yjeve të rinj

Shpërthimet e reja janë shpërthime termonukleare që ndodhin në disa sisteme të afërta yjore. Sisteme të tilla gjithashtu përbëhen nga një yll shoqërues më i madh (yll i sekuencës kryesore, nëngjigant ose ). Graviteti i fuqishëm i xhuxhit të bardhë tërheq materien nga ylli shoqërues, duke rezultuar në formimin e një disku grumbullimi rreth tij. Proceset termonukleare që ndodhin në diskun e grumbullimit ndonjëherë humbasin stabilitetin dhe bëhen shpërthyese.

Si rezultat i një shpërthimi të tillë, shkëlqimi i sistemit yjor rritet në mijëra, madje edhe qindra mijëra herë. Kështu lind një yll i ri. Një objekt deri tani i zbehtë dhe madje i padukshëm për vëzhguesin tokësor, fiton një shkëlqim të dukshëm. Si rregull, një shpërthim i tillë arrin kulmin e tij në vetëm disa ditë dhe mund të zbehet me vite. Shumë shpesh, shpërthime të tilla përsëriten në të njëjtin sistem çdo disa dekada; janë periodike. Ekziston gjithashtu një guaskë gazi në zgjerim rreth yllit të ri.

Shpërthimet e supernovës kanë një natyrë krejtësisht të ndryshme dhe më të larmishme të origjinës së tyre.

Supernova zakonisht ndahen në dy klasa kryesore (I dhe II). Këto klasa mund të quhen spektrale, pasi dallohen nga prania dhe mungesa e linjave hidrogjenore në spektrat e tyre. Gjithashtu, këto klasa janë dukshëm të ndryshme vizualisht. Të gjitha supernovat e klasës I janë të ngjashme si në aspektin e fuqisë së shpërthimit ashtu edhe në dinamikën e ndryshimit të shkëlqimit. Supernovat e klasës II janë shumë të ndryshme në këtë drejtim. Fuqia e shpërthimit të tyre dhe dinamika e ndryshimeve të shkëlqimit shtrihen në një gamë shumë të gjerë.

Të gjitha supernovat e klasës II janë krijuar nga kolapsi gravitacional në brendësi të yjeve masive. Me fjalë të tjera, ky është i njëjti, i njohur për ne, shpërthimi i supergjigantëve. Ndër supernovat e klasit të parë, ka nga ato mekanizmi i shpërthimit të të cilëve është më i ngjashëm me shpërthimin e yjeve të rinj.

Vdekja e supergjigandëve

Supernova janë yje, masa e të cilëve kalon 8-10 masa diellore. Bërthamat e yjeve të tillë, pasi kanë shteruar hidrogjenin, kalojnë në reaksione termonukleare me pjesëmarrjen e heliumit. Duke shteruar heliumin, bërthama vazhdon në sintezën e elementeve gjithnjë e më të rëndë. Gjithnjë e më shumë shtresa po krijohen në zorrët e një ylli, secila prej të cilave ka llojin e vet të shkrirjes termonukleare. Në fazën përfundimtare të evolucionit të tij, një yll i tillë shndërrohet në një supergjigant "shtresor". Sinteza e hekurit ndodh në thelbin e tij, ndërsa sinteza e heliumit nga hidrogjeni vazhdon më afër sipërfaqes.

Shkrirja e bërthamave të hekurit dhe elementëve më të rëndë ndodh me thithjen e energjisë. Prandaj, pasi është bërë hekur, bërthama e supergjigantit nuk është më në gjendje të lëshojë energji për të kompensuar forcat gravitacionale. Bërthama humbet ekuilibrin e saj hidrodinamik dhe fillon kompresimin e çrregullt. Shtresat e mbetura të yllit vazhdojnë të ruajnë këtë ekuilibër derisa thelbi të tkurret në një madhësi të caktuar kritike. Tani pjesa tjetër e shtresave dhe ylli në tërësi humbasin ekuilibrin e tyre hidrodinamik. Vetëm në këtë rast nuk është ngjeshja që "fiton", por energjia e çliruar gjatë kolapsit dhe reagimeve të mëtejshme të rastësishme. Ka një rivendosje të guaskës së jashtme - një shpërthim supernova.

dallimet klasore

Klasat dhe nënklasat e ndryshme të supernovave shpjegohen nga mënyra se si ishte ylli përpara shpërthimit. Për shembull, mungesa e hidrogjenit në supernovat e klasës I (nënklasat Ib, Ic) është pasojë e faktit se vetë ylli nuk kishte hidrogjen. Me shumë mundësi, një pjesë e guaskës së saj të jashtme ka humbur gjatë evolucionit në një sistem të ngushtë binar. Spektri i nënklasës Ic ndryshon nga Ib në mungesë të heliumit.

Në çdo rast, supernova e klasave të tilla ndodhin në yje që nuk kanë një shtresë të jashtme hidrogjen-helium. Pjesa tjetër e shtresave shtrihen brenda kufijve mjaft të rreptë të madhësisë dhe masës së tyre. Kjo shpjegohet me faktin se reaksionet termonukleare zëvendësojnë njëra-tjetrën me fillimin e një faze të caktuar kritike. Kjo është arsyeja pse shpërthimet e yjeve të klasës Ic dhe Ib janë kaq të ngjashme. Shkëlqimi i tyre maksimal është rreth 1.5 miliard herë më i madh se ai i Diellit. Ata e arrijnë këtë shkëlqim në 2-3 ditë. Pas kësaj, shkëlqimi i tyre dobësohet 5-7 herë në muaj dhe zvogëlohet ngadalë në muajt pasardhës.

Yjet e supernovës së tipit II kishin një guaskë hidrogjen-helium. Në varësi të masës së yllit dhe veçorive të tjera të tij, kjo guaskë mund të ketë kufij të ndryshëm. Kjo shpjegon gamën e gjerë të personazheve të supernovës. Shkëlqimi i tyre mund të variojë nga dhjetëra miliona deri në dhjetëra miliarda ndriçime diellore (duke përjashtuar shpërthimet e rrezeve gama - shih më poshtë). Dhe dinamika e ndryshimeve në shkëlqim ka një karakter shumë të ndryshëm.

transformimi i xhuxhit të bardhë

Flakët përbëjnë një kategori të veçantë supernovash. Kjo është e vetmja klasë e supernovave që mund të ndodhin në galaktikat eliptike. Kjo veçori sugjeron që këto shpërthime nuk janë produkt i vdekjes së supergjigantëve. Supergjigantët nuk mbijetojnë deri në momentin kur galaktikat e tyre “plaken”, d.m.th. bëhen eliptike. Gjithashtu, të gjitha ndezjet e kësaj klase kanë pothuajse të njëjtin shkëlqim. Për shkak të kësaj, supernova e tipit Ia janë "qirinjtë standardë" të Universit.

Ato shfaqen në një model shumë të ndryshëm. Siç u përmend më herët, këto shpërthime janë disi të ngjashme në natyrë me shpërthimet e reja. Një nga skemat për origjinën e tyre sugjeron që ata gjithashtu kanë origjinën në një sistem të ngushtë të një xhuxhi të bardhë dhe yllit të tij shoqërues. Megjithatë, ndryshe nga yjet e rinj, këtu ndodh një shpërthim i një lloji tjetër, më katastrofik.

Ndërsa "gllabëron" shokun e tij, xhuxhi i bardhë rritet në masë derisa të arrijë kufirin Chandrasekhar. Ky kufi, afërsisht i barabartë me 1.38 masa diellore, është kufiri i sipërm i masës së një xhuxhi të bardhë, pas së cilës ai shndërrohet në një yll neutron. Një ngjarje e tillë shoqërohet nga një shpërthim termonuklear me një çlirim kolosal të energjisë, shumë urdhra të përmasave më të mëdha se një shpërthim i ri konvencional. Vlera praktikisht e pandryshuar e kufirit Chandrasekhar shpjegon një mospërputhje kaq të vogël në shkëlqimin e ndezjeve të ndryshme të kësaj nënklase. Ky shkëlqim është pothuajse 6 miliardë herë më i madh se shkëlqimi diellor dhe dinamika e ndryshimit të tij është e njëjtë si për supernovat e klasës Ib, Ic.

Shpërthimet e hipernovës

Hipernova janë shpërthime, energjia e të cilave është disa rend magnitudë më e lartë se energjia e supernovave tipike. Kjo është, në fakt, ato janë hipernova janë supernova shumë të ndritshme.

Si rregull, konsiderohet një shpërthim i yjeve supermasive, të quajtur edhe hipernova. Masa e yjeve të tillë fillon nga 80 dhe shpesh tejkalon kufirin teorik prej 150 masash diellore. Ekzistojnë gjithashtu versione që hipernova mund të formohen gjatë asgjësimit të antimateries, formimit të një ylli kuarku ose përplasjes së dy yjeve masivë.

Hipernova janë të rëndësishme për faktin se ato janë shkaku kryesor i, ndoshta, ngjarjeve më intensive të energjisë dhe më të rralla në Univers - shpërthimet e rrezeve gama. Kohëzgjatja e shpërthimeve të rrezeve gama varion nga të qindtat e sekondës deri në disa orë. Por më shpesh ato zgjasin 1-2 sekonda. Në këto sekonda, ata lëshojnë energji të ngjashme me energjinë e Diellit për të gjitha 10 miliardë vitet e jetës së tij! Natyra e shpërthimeve të rrezeve gama është ende kryesisht e diskutueshme.

Paraardhësit e jetës

Pavarësisht gjithë natyrës së tyre katastrofike, supernova me të drejtë mund të quhen paraardhësit e jetës në Univers. Fuqia e shpërthimit të tyre e shtyn mediumin ndëryjor të formojë re gazi dhe pluhuri dhe mjegullnaja, në të cilat më pas lindin yjet. Një veçori tjetër e tyre është se supernova ngopin mjedisin ndëryjor me elementë të rëndë.

Janë supernova ato që gjenerojnë të gjithë elementët kimikë që janë më të rëndë se hekuri. Në fund të fundit, siç u përmend më herët, sinteza e elementeve të tillë kërkon energji. Vetëm supernova janë të afta të "ngarkojnë" bërthamat e përbëra dhe neutronet për prodhimin me energji intensive të elementeve të rinj. Energjia kinetike e shpërthimit i bart ato nëpër hapësirë ​​së bashku me elementët e formuar në zorrët e yllit të shpërthyer. Këto përfshijnë karbonin, azotin dhe oksigjenin dhe elementë të tjerë pa të cilët jeta organike është e pamundur.

vëzhgimi i supernovës

Shpërthimet e supernovës janë fenomene jashtëzakonisht të rralla. Në galaktikën tonë, e cila përmban mbi njëqind miliardë yje, ka vetëm disa ndezje në shekull. Sipas kronikës dhe burimeve astronomike mesjetare, gjatë dy mijë viteve të fundit, janë regjistruar vetëm gjashtë supernova të dukshme me sy të lirë. Astronomët modernë nuk kanë parë kurrë supernova në galaktikën tonë. Më e afërta ndodhi në vitin 1987 në Renë e Madhe të Magelanit, një nga satelitët e Rrugës së Qumështit. Çdo vit, shkencëtarët vëzhgojnë deri në 60 supernova që ndodhin në galaktika të tjera.

Është për shkak të kësaj gjëje të rrallë që supernova vërehen pothuajse gjithmonë në kohën e shpërthimit. Ngjarjet që i paraprinë pothuajse kurrë nuk u vëzhguan, kështu që natyra e supernovave është ende kryesisht misterioze. Shkenca moderne nuk është në gjendje të parashikojë me saktësi supernova. Çdo yll kandidat është i aftë të ndizet vetëm pas miliona vjetësh. Më interesantja në këtë drejtim është Betelgeuse, e cila ka një mundësi shumë reale për të ndriçuar qiellin tokësor gjatë jetës sonë.

Shpërthimet universale

Shpërthimet e hipernovës janë edhe më të rralla. Në galaktikën tonë, një ngjarje e tillë ndodh një herë në qindra mijëra vjet. Megjithatë, shpërthimet e rrezeve gama të krijuara nga hipernova vërehen pothuajse çdo ditë. Ato janë aq të fuqishme sa janë regjistruar pothuajse nga të gjitha anët e universit.

Për shembull, një nga shpërthimet e rrezeve gama, e vendosur 7.5 miliardë vite dritë larg, mund të shihej me sy të lirë. Për të ndodhur në galaktikën Andromeda, qielli i tokës u ndriçua për disa sekonda nga një yll me shkëlqimin e hënës së plotë. Nëse do të ndodhte në anën tjetër të galaktikës sonë, një Diell i dytë do të shfaqej në sfondin e Rrugës së Qumështit! Rezulton se shkëlqimi i blicit është katërmilion herë më i ndritshëm se Dielli dhe miliona herë më i ndritshëm se Galaktika jonë. Duke marrë parasysh që ka miliarda galaktika në Univers, nuk është për t'u habitur pse ngjarje të tilla regjistrohen çdo ditë.

Ndikimi në planetin tonë

Nuk ka gjasa që supernova mund të përbëjë një kërcënim për njerëzimin modern dhe në çfarëdo mënyre të ndikojë në planetin tonë. Edhe shpërthimi i Betelgeuse do të ndriçojë qiellin tonë vetëm për disa muaj. Megjithatë, ata me siguri kanë pasur një ndikim vendimtar tek ne në të kaluarën. Një shembull i kësaj është e para nga pesë zhdukjet masive në Tokë që ndodhën 440 milionë vjet më parë. Sipas një versioni, shkaku i kësaj zhdukjeje ishte një blic i rrezeve gama që ndodhi në Galaxy tonë.

Më i shquar është roli krejtësisht i ndryshëm i supernovës. Siç u përmend tashmë, janë supernova ato që krijojnë elementët kimikë të nevojshëm për shfaqjen e jetës me bazë karboni. Biosfera tokësore nuk ishte përjashtim. Sistemi diellor u formua në një re gazi që përmbante fragmente të shpërthimeve të mëparshme. Rezulton se ne të gjithë ia detyrojmë pamjen tonë një supernova.

Për më tepër, supernova vazhdoi të ndikonte në evolucionin e jetës në Tokë. Duke rritur sfondin e rrezatimit të planetit, ata i detyruan organizmat të ndryshojnë. Mos harroni për zhdukjet e mëdha. Me siguri supernova më shumë se një herë "bënë rregullime" në biosferën e tokës. Në fund të fundit, nëse nuk do të kishte ato zhdukje globale, specie krejtësisht të ndryshme tani do të dominonin Tokën.

Shkalla e shpërthimeve yjore

Për të kuptuar vizualisht se çfarë lloj energjie kanë shpërthimet e supernovës, le të kthehemi te ekuacioni i ekuivalentit të masës dhe energjisë. Sipas tij, çdo gram materie përmban një sasi kolosale energjie. Pra, 1 gram substancë është e barabartë me shpërthimin e një bombe atomike të shpërthyer mbi Hiroshima. Energjia e bombës car është e barabartë me tre kilogramë lëndë.

Çdo sekondë gjatë proceseve termonukleare në zorrët e Diellit, 764 milionë tonë hidrogjen shndërrohen në 760 milionë tonë helium. Ato. çdo sekondë Dielli rrezaton energji ekuivalente me 4 milionë tonë materie. Vetëm një e dy miliarda e gjithë energjisë së Diellit arrin në Tokë, e cila është e barabartë me dy kilogramë masë. Prandaj, ata thonë se shpërthimi i bombës car mund të vëzhgohej nga Marsi. Nga rruga, Dielli i jep Tokës disa qindra herë më shumë energji sesa konsumon njerëzimi. Kjo do të thotë, për të mbuluar nevojat vjetore për energji të të gjithë njerëzimit modern, vetëm disa tonë materie duhet të shndërrohen në energji.

Duke pasur parasysh sa më sipër, imagjinoni që supernova mesatare në kulmin e saj "djeg" katërliona ton lëndë. Kjo korrespondon me masën e një asteroidi të madh. Energjia totale e një supernova është e barabartë me masën e një planeti apo edhe të një ylli me masë të ulët. Më në fund, një shpërthim i rrezeve gama në sekonda, apo edhe në fraksione të sekondës së jetës së tij, nxjerr energji ekuivalente me masën e Diellit!

Supernova kaq të ndryshme

Termi "supernova" nuk duhet të lidhet vetëm me shpërthimin e yjeve. Këto dukuri janë ndoshta po aq të ndryshme sa edhe vetë yjet. Shkenca ende nuk ka kuptuar shumë nga sekretet e tyre.

Shfaqja e tyre është një fenomen mjaft i rrallë kozmik. Mesatarisht, tre supernova në shekull ndizen në hapësirat e hapura të Universit të arritshme për vëzhgim. Çdo ndezje e tillë është një katastrofë gjigante kozmike, në të cilën çlirohet një sasi e pabesueshme energjie. Në vlerësimin më të përafërt, kjo sasi energjie mund të gjenerohet nga shpërthimi i njëkohshëm i shumë miliarda bombave me hidrogjen.

Një teori mjaft rigoroze e supernovave nuk është ende e disponueshme, por shkencëtarët kanë paraqitur një hipotezë interesante. Ata sugjeruan, bazuar në llogaritjet më komplekse, që gjatë shkrirjes alfa të elementeve, bërthama vazhdon të tkurret. Temperatura në të arrin një shifër fantastike - 3 miliardë gradë. Në kushte të tilla, të ndryshme përshpejtohen ndjeshëm në bërthamë; si rezultat, lirohet shumë energji. Tkurrja e shpejtë e bërthamës sjell një tkurrje po aq të shpejtë të mbështjellësit yjor.

Është gjithashtu shumë e nxehtë dhe reaksionet bërthamore që ndodhin në të, nga ana tjetër, përshpejtohen shumë. Kështu, fjalë për fjalë në pak sekonda, lëshohet një sasi e madhe energjie. Kjo rezulton në një shpërthim. Natyrisht, kushte të tilla nuk arrihen aspak gjithmonë, dhe për këtë arsye supernova ndizet mjaft rrallë.

Kjo është hipoteza. Se sa të drejtë kanë shkencëtarët në supozimet e tyre, do ta tregojë e ardhmja. Por e tashmja i ka çuar studiuesit në supozime absolutisht të mahnitshme. Metodat astrofizike kanë bërë të mundur gjurmimin se si zvogëlohet shkëlqimi i supernovave. Dhe ja çfarë doli: në ditët e para pas shpërthimit, shkëlqimi zvogëlohet shumë shpejt, dhe më pas kjo rënie (brenda 600 ditësh) ngadalësohet. Për më tepër, çdo 55 ditë shkëlqimi dobësohet saktësisht përgjysmë. Nga pikëpamja e matematikës, kjo rënie ndodh sipas të ashtuquajturit ligj eksponencial. Një shembull i mirë i një ligji të tillë është ligji i zbërthimit radioaktiv. Shkencëtarët bënë një supozim të guximshëm: lirimi i energjisë pas një shpërthimi supernova është për shkak të prishjes radioaktive të një izotopi të një elementi me një gjysmë jetë prej 55 ditësh.

Por çfarë izotopi dhe çfarë elementi? Ky kërkim vazhdoi për disa vite. "Kandidatë" për rolin e "gjeneruesve" të tillë të energjisë ishin berilium-7 dhe stroncium-89. Ata u shpërbënë përgjysmë në vetëm 55 ditë. Por ata nuk arritën të kalonin provimin: llogaritjet treguan se energjia e çliruar gjatë kalbjes së tyre beta është shumë e vogël. Dhe izotopet e tjerë radioaktivë të njohur nuk kishin një gjysmë jetë të ngjashme.

Një pretendent i ri u shfaq në mesin e elementeve që nuk ekzistojnë në Tokë. Ai doli të ishte një përfaqësues i elementeve transuranium të sintetizuar artificialisht nga shkencëtarët. Emri i aplikantit është Kaliforni, numri i tij rendor është nëntëdhjetë e tetë. Izotopi i tij Californium-254 është përgatitur vetëm në sasi prej rreth 30 miliarda të gramit. Por edhe kjo sasi vërtet pa peshë ishte mjaft e mjaftueshme për të matur gjysmën e jetës së izotopit. Doli të ishte e barabartë me 55 ditë.

Dhe nga kjo lindi një hipotezë kurioze: është energjia e kalbjes së kalifornium-254 që siguron një shkëlqim jashtëzakonisht të lartë të një supernova për dy vjet. Prishja e kaliforniumit ndodh nga ndarja spontane e bërthamave të tij; me këtë lloj zbërthimi, bërthama, si të thuash, ndahet në dy fragmente - bërthamat e elementeve në mes të sistemit periodik.

Por si sintetizohet vetë kaliforni? Shkencëtarët këtu japin një shpjegim logjik. Gjatë ngjeshjes së bërthamës, e cila i paraprin shpërthimit të një supernova, reagimi bërthamor i ndërveprimit të neon-21 tashmë të njohur me grimcat alfa përshpejtohet jashtëzakonisht. Pasoja e kësaj është shfaqja brenda një periudhe mjaft të shkurtër kohore e një fluksi jashtëzakonisht të fuqishëm neutronesh. Procesi i kapjes së neutroneve ndodh përsëri, por këtë herë është i shpejtë. Bërthamat kanë kohë për të thithur neutronet e ardhshme përpara se të kthehen në zbërthimin beta. Për këtë proces, paqëndrueshmëria e elementeve transbismut nuk është më pengesë. Zinxhiri i transformimeve nuk do të prishet dhe fundi i tabelës periodike gjithashtu do të mbushet. Në këtë rast, me sa duket, formohen edhe elementë të tillë transuranium që nuk janë marrë ende në kushte artificiale.

Shkencëtarët kanë llogaritur se në çdo shpërthim të supernovës, vetëm californium-254 prodhon një sasi fantastike. Nga kjo sasi mund të bëheshin 20 topa, secili prej të cilëve do të peshonte sa Toka jonë. Cili është fati i supernovës? Ajo vdes shumë shpejt. Në vend të ndezjes së tij, ka mbetur vetëm një yll i vogël, shumë i zbehtë. Megjithatë, ai ndryshon në një densitet jashtëzakonisht të lartë të materies: një kuti shkrepse e mbushur me të do të peshonte dhjetëra tonë. Yje të tillë quhen "". Se çfarë do të ndodhë më pas me ta, nuk e dimë ende.

Lënda që hidhet në hapësirën botërore mund të kondensohet dhe të formojë yje të rinj; ata do të fillojnë një rrugë të re të gjatë zhvillimi. Shkencëtarët deri më tani kanë bërë vetëm goditje të përgjithshme të përafërta të figurës së origjinës së elementeve, fotografi të punës së yjeve - fabrika madhështore të atomeve. Ndoshta ky krahasim përgjithësisht përcjell thelbin e çështjes: artisti skicon në telajo vetëm konturet e para të veprës së ardhshme të artit. Ideja kryesore është tashmë e qartë, por shumë, duke përfshirë detaje thelbësore, ende duhet të hamendësohen.

Zgjidhja përfundimtare e problemit të origjinës së elementeve do të kërkojë punën kolosale të shkencëtarëve të specialiteteve të ndryshme. Ka të ngjarë që shumë gjëra që tani na duken pa dyshim, në fakt do të rezultojnë të jenë jashtëzakonisht të përafërta, nëse jo plotësisht të gabuara. Ndoshta, shkencëtarët do të duhet të përballen me modele që janë ende të panjohura për ne. Në të vërtetë, për të kuptuar proceset më komplekse që ndodhin në Univers, pa dyshim, do të nevojitet një kërcim i ri cilësor në zhvillimin e ideve tona për të.

Sa përshtypje janë të lidhura mes amatorëve dhe profesionistëve - eksploruesve të hapësirës me këto fjalë. Vetë fjala "e re" ka një kuptim pozitiv, dhe "super" ka një kuptim super pozitiv, por, për fat të keq, mashtron vetë thelbin. Supernova mund të quhen më tepër yje super të vjetër, sepse kjo është praktikisht faza e fundit në zhvillimin e Yllit. Si të thuash, një apoteozë e ndritur ekscentrike e jetës yjore. Blici ndonjëherë errëson të gjithë galaktikën në të cilën ndodhet ylli që po vdes dhe përfundon me zhdukjen e plotë të tij.
Shkencëtarët kanë identifikuar 2 lloje supernova. Njëri quhet me dashuri një shpërthim xhuxhi i bardhë (tipi I) i cili është më i dendur se dielli ynë, por në rreze shumë më të vogël. Një xhuxh i bardhë i vogël dhe i rëndë është faza e parafundit normale në evolucionin e shumë yjeve. Ajo tashmë nuk ka praktikisht asnjë hidrogjen në spektrin optik. Dhe nëse një xhuxh i bardhë ekziston në një simbiozë të një sistemi binar me një yll tjetër, ai e tërheq lëndën e tij derisa të tejkalojë rishpërndarjen e tij. S. Chandresekhar në vitet '30 të shekullit të 20 tha se çdo xhuxh ka një kufi të qartë të densitetit dhe masës, tejkalimi i të cilit ndodh kolapsi. Është e pamundur të tkurret pafundësisht, dhe herët a vonë duhet të ndodhë një shpërthim! Lloji i dytë i formimit të supernovës shkaktohet nga procesi i shkrirjes termonukleare, i cili, duke formuar metale të rënda, tkurret në vetvete, nga i cili fillon të rritet temperatura në qendër të yllit. Bërthama e yllit kontraktohet gjithnjë e më shumë dhe proceset e neutronizimit fillojnë të ndodhin në të (“rende” protonesh dhe elektronesh, gjatë të cilave të dyja shndërrohen në neutrone), gjë që çon në humbjen e energjisë dhe ftohjen e qendrës së yllit. E gjithë kjo provokon një atmosferë të rrallë, dhe guaska nxiton në thelb. Shpërthim! Një mori copash të vogla të një ylli shpërndahen në të gjithë hapësirën dhe një shkëlqim i ndritshëm nga një galaktikë e largët, ku një yll shpërtheu miliona vjet më parë (numri i zerove në vitet e dukshmërisë së një ylli, varet nga distanca e tij nga Toka) , është e dukshme sot për shkencëtarët e planetit Tokë. Lajme për tragjedinë e së kaluarës, një jetë tjetër e shkurtuar, bukuri e trishtë, të cilën ndonjëherë mund ta vëzhgojmë me shekuj.

Kështu, për shembull, Mjegullnaja e Gaforres, e cila mund të shihet përmes vrimës së teleskopit të observatorëve modernë, është pasoja e një shpërthimi supernova, e cila u pa nga astronomët kinezë në 1054. Është kaq interesante të kuptosh se ajo që po shikon sot është admiruar për gati 1000 vjet nga një person që prej kohësh ka pushuar së ekzistuari në Tokë. Ky është i gjithë misteri i Universit, ekzistenca e tij zvarritëse e ngadaltë, e cila e bën jetën tonë një shkëndijë të një shkëndije zjarri, ajo godet dhe çon në njëfarë dridhjeje. Shkencëtarët kanë identifikuar disa nga shpërthimet më të famshme të supernovës, përcaktimi i të cilave kryhet sipas një skeme të qartë të rënë dakord. Latinishtja SuperNova u shkurtua në karakteret SN, e ndjekur nga viti i vëzhgimit dhe në fund shkruhet numri serial në vit. Kështu, emrat e mëposhtëm të supernovave të njohura mund të shihen:
Mjegullnaja e Gaforres - siç u përmend më herët, është rezultat i një shpërthimi supernova, i cili ndodhet në një distancë prej 6,500 vjet dritë nga Toka, me një diametër prej 6,000 vjet dritë sot. Kjo mjegullnajë vazhdon të shpërndahet në drejtime të ndryshme, megjithëse shpërthimi ndodhi pak më pak se 1000 vjet më parë. Dhe në qendër të tij për të gjetur një yll neutron-pulsar, i cili rrotullohet rreth boshtit të tij. Është interesante se me shkëlqim të lartë kjo mjegullnajë ka një fluks të vazhdueshëm energjie, gjë që bën të mundur përdorimin e saj si pikë referimi në kalibrimin e astronomisë me rreze X. Një tjetër zbulim ishte supernova SN1572, siç sugjeron emri, shpërthimi u vëzhgua nga shkencëtarët në 1572 në nëntor. Sipas të gjitha indikacioneve, ky yll ishte një xhuxh i bardhë. Në vitin 1604, për një vit të tërë, astrologët kinezë, koreanë dhe më pas evropianë mund të vëzhgonin shkëlqimin e shpërthimit të supernovës SN1604, e cila ndodhet në yjësinë Ophiuchus. Johannes Kepler i kushtoi studimit të tij veprën e tij kryesore "Për një yll të ri në yjësinë Ophiuchus", në lidhje me të cilën supernova u emërua pas shkencëtarit - SuperNova Kepler. Supernova më e afërt ishte shkëlqimi në 1987 - SN1987A, i vendosur në Renë e Madhe të Magelanit 50 parsekë nga Dielli ynë, një galaktikë xhuxh - një satelit i Rrugës së Qumështit. Ky shpërthim përmbysi disa pozicione të teorisë tashmë të krijuar të evolucionit yjor. Besohej aq shumë se vetëm gjigantët e kuq mund të ndizeshin, dhe më pas, në mënyrë të pahijshme, bluja mori dhe shpërtheu! Supergjiganti blu (më shumë se 17 masa diellore) Sanduleak. Mbetjet shumë të bukura të planetit formojnë dy unaza të pazakonta lidhëse, të cilat shkencëtarët po studiojnë sot. Supernova tjetër goditi shkencëtarët në vitin 1993, SN1993J, i cili ishte një supergjigant i kuq përpara se të shpërthente. Por ajo që është befasuese është se mbetjet që supozohet të dalin jashtë pas shpërthimit, përkundrazi, filluan të fitojnë shkëlqim. Pse?

Disa vjet më vonë, u zbulua një planet - një satelit që nuk u prek nga shpërthimi i një fqinji supernova dhe krijoi kushtet për shkëlqimin e guaskës së një ylli shoqërues të shqyer pak para shpërthimit (fqinjët janë fqinjë, por ju nuk mund të argumentojë me gravitetin ...), vëzhguar nga shkencëtarët. Ky yll është profetizuar gjithashtu të bëhet një gjigant i kuq dhe një supernova. Shpërthimi i supernovës së ardhshme në vitin 2006 (SN206gy) njihet si shkëlqimi më i ndritshëm në të gjithë historinë e vëzhgimit të këtyre fenomeneve. Kjo i lejoi shkencëtarët të parashtronin teori të reja të shpërthimeve të supernovës (të tilla si yjet e kuarkut, përplasja e dy planetëve masivë dhe të tjerë) dhe ta quajnë këtë shpërthim një shpërthim hipernova! Dhe supernova e fundit interesante G1.9+0.3. Për herë të parë, sinjalet e tij, si burim radiofonik i Galaxy, u kapën nga radio teleskopi VLA. Dhe sot Observatori Chandra është i angazhuar në studimin e tij. Shkalla e zgjerimit të mbetjeve të një ylli të shpërthyer është e mahnitshme, është 15,000 km në orë! Që është 5% e shpejtësisë së dritës!
Përveç këtyre shpërthimeve më interesante të supernovës dhe mbetjeve të tyre, sigurisht që ka edhe ngjarje të tjera "të përditshme" në hapësirë. Por fakti mbetet se gjithçka që na rrethon sot është rezultat i shpërthimeve të supernovës. Në të vërtetë, në teori, në fillim të ekzistencës së tij, Universi përbëhej nga gazra të lehta të heliumit dhe hidrogjenit, të cilët, në procesin e djegies së yjeve, u shndërruan në elementë të tjerë "ndërtues" për të gjithë planetët që ekzistojnë sot. Me fjalë të tjera, Yjet dhanë jetën për lindjen e një jete të re!

Një nga arritjet e rëndësishme të shekullit të 20-të ishte të kuptuarit e faktit se pothuajse të gjithë elementët më të rëndë se hidrogjeni dhe heliumi formohen në pjesët e brendshme të yjeve dhe hyjnë në mjedisin ndëryjor si rezultat i shpërthimeve të supernovës, një nga fenomenet më të fuqishme. në univers.

Në foto: Yjet e shkëlqyer dhe grilat e gazit ofrojnë një sfond të lë pa frymë për vetëshkatërrimin e një ylli masiv të quajtur Supernova 1987A. Shpërthimi i tij u vëzhgua nga astronomët në hemisferën jugore më 23 shkurt 1987. Ky imazh i Hubble tregon një mbetje supernova të rrethuar nga unaza të brendshme dhe të jashtme të materies në retë difuze të gazit. Ky imazh me tre ngjyra është një përbërje e disa fotografive të supernovës dhe rajonit fqinj të saj, të marra në shtator 1994, shkurt 1996 dhe korrik 1997. Yje të shumtë blu të shndritshëm pranë supernovës janë yje masivë, secili prej të cilëve është rreth 12 milionë vjet i vjetër dhe 6 herë më i rëndë se Dielli. Ata të gjithë i përkasin të njëjtit brez yjesh si ai që shpërtheu. Prania e reve të ndritshme të gazit është një tjetër shenjë e rinisë së këtij rajoni, i cili është ende terren pjellor për lindjen e yjeve të rinj.

Fillimisht, të gjithë yjet, shkëlqimi i të cilëve u rrit papritur me më shumë se 1000 herë, quheshin novae. Duke ndezur, yje të tillë u shfaqën papritmas në qiell, duke thyer konfigurimin e zakonshëm të yjësisë dhe e rritën shkëlqimin e tyre në maksimum, disa mijëra herë, pastaj shkëlqimi i tyre filloi të bjerë ndjeshëm dhe pas disa vitesh ata u bënë aq të dobët sa ishin. Përpara shpërthimit. Përsëritja e ndezjeve, gjatë secilës prej të cilave ylli nxjerr deri në një të mijëtën e masës së tij me shpejtësi të madhe, është karakteristikë e yjeve të rinj. E megjithatë, me gjithë madhështinë e fenomenit të një ndezjeje të tillë, ai nuk shoqërohet as me një ndryshim rrënjësor në strukturën e yllit, as me shkatërrimin e tij.

Për pesë mijë vjet, informacioni është ruajtur për më shumë se 200 shpërthime të ndritshme të yjeve, nëse kufizohemi në ato që nuk e kaluan shkëlqimin e magnitudës së tretë. Por kur u vërtetua natyra ekstragalaktike e mjegullnajave, u bë e qartë se novat që u ndezën në to tejkaluan novat e zakonshme në karakteristikat e tyre, pasi shkëlqimi i tyre shpesh rezultonte të ishte i barabartë me shkëlqimin e të gjithë galaktikës në të cilën ata u ndezën. Natyra e pazakontë e fenomeneve të tilla i shtyu astronomët në idenë se ngjarje të tilla janë diçka krejtësisht e ndryshme nga yjet e rinj të zakonshëm, dhe për këtë arsye, në vitin 1934, me sugjerimin e astronomëve amerikanë Fritz Zwicky dhe Walter Baade, ata yje, ndezjet e të cilëve arrijnë shkëlqimin e galaktikat normale në shkëlqimin e tyre maksimal u izoluan në një klasë të veçantë, më të shndritshme në shkëlqim dhe në klasë të rrallë supernovash.

Ndryshe nga shpërthimet e yjeve të rinj të zakonshëm, shpërthimet e supernovave në gjendjen aktuale të galaktikës sonë janë jashtëzakonisht të rralla, që ndodhin jo më shumë se një herë në 100 vjet. Shpërthimet më të habitshme ishin në 1006 dhe 1054; informacioni rreth tyre gjendet në traktatet kineze dhe japoneze. Në 1572, astronomi i shquar Tycho Brahe vëzhgoi shpërthimin e një ylli të tillë në yjësinë e Cassiopeia, ndërsa Johannes Kepler ishte i fundit që ndoqi supernovën në yjësinë e Ophiuchus në 1604. Për katër shekuj të epokës "teleskopike" në astronomi, asnjë ndezje e tillë nuk u vërejt në galaktikën tonë. Pozicioni i sistemit diellor në të është i tillë që vëzhgimet e supernovave janë optikisht të disponueshme për ne në rreth gjysmën e vëllimit të tij, dhe në pjesën tjetër të tij shkëlqimi i shpërthimeve zvogëlohet nga përthithja ndëryjore. NË DHE. Krasovsky dhe I.S. Shklovsky llogariti se shpërthimet e supernovës në galaktikën tonë ndodhin mesatarisht një herë në 100 vjet. Në galaktika të tjera, këto procese ndodhin me përafërsisht të njëjtën frekuencë; prandaj, informacioni kryesor për supernovat në fazën e shpërthimit optik u mor nga vëzhgimet e tyre në galaktika të tjera.

Duke kuptuar rëndësinë e studimit të fenomeneve të tilla të fuqishme, astronomët W. Baade dhe F. Zwicky, të cilët punuan në Observatorin Palomar në SHBA, filluan një kërkim sistematik sistematik për supernova në vitin 1936. Ata kishin në dispozicion një teleskop Schmidt, i cili bëri të mundur fotografimin e zonave me disa dhjetëra gradë katrore dhe jepte imazhe shumë të qarta të yjeve dhe galaktikave edhe të zbehta. Gjatë tre viteve, ata zbuluan 12 shpërthime supernova në galaktika të ndryshme, të cilat më pas u studiuan duke përdorur fotometrinë dhe spektroskopinë. Ndërsa teknologjia e vëzhgimit u përmirësua, numri i supernovave të reja të zbuluara u rrit në mënyrë të qëndrueshme dhe futja pasuese e kërkimit të automatizuar çoi në një rritje si orteku në numrin e zbulimeve (më shumë se 100 supernova në vit, me një numër total prej 1500). Vitet e fundit, teleskopët e mëdhenj kanë filluar gjithashtu kërkimin për supernova shumë të largëta dhe të zbehta, pasi kërkimet e tyre mund të japin përgjigje për shumë pyetje në lidhje me strukturën dhe fatin e të gjithë Universit. Në një natë vëzhgimesh me teleskopë të tillë, mund të zbulohen më shumë se 10 supernova të largëta.

Si rezultat i shpërthimit të një ylli, i cili vërehet si një fenomen supernova, rreth tij formohet një mjegullnajë, duke u zgjeruar me një shpejtësi të jashtëzakonshme (rreth 10,000 km / s). Shkalla e lartë e zgjerimit është tipari kryesor me të cilin mbetjet e supernovës dallohen nga mjegullnajat e tjera. Në mbetjet e supernovave, gjithçka flet për një shpërthim fuqie të madhe, që shpërndau shtresat e jashtme të yllit dhe u dha shpejtësi të jashtëzakonshme pjesëve individuale të guaskës së hedhur.

mjegullnaja e gaforres

Asnjë objekt i vetëm hapësinor nuk u ka dhënë astronomëve aq informacion të vlefshëm sa Mjegullnaja relativisht e vogël e Gaforres e vëzhguar në konstelacionin Demi dhe e përbërë nga një substancë e gaztë e shpërndarë që zgjerohet me shpejtësi të madhe. Kjo mjegullnajë, e cila është mbetja e një supernova të vëzhguar në vitin 1054, ishte objekti i parë galaktik me të cilin u identifikua një burim radioje. Doli se natyra e emetimit të radios nuk ka asnjë lidhje me rrezatimin termik: intensiteti i tij rritet sistematikisht me gjatësinë e valës. Së shpejti u bë e mundur të shpjegohej natyra e këtij fenomeni. Në mbetjen e supernovës duhet të ketë një fushë të fortë magnetike, e cila mban rrezet kozmike (elektrone, pozitrone, bërthama atomike) të krijuara prej saj, të cilat kanë shpejtësi afër shpejtësisë së dritës. Në një fushë magnetike, ato rrezatojnë energji elektromagnetike në një rreze të ngushtë në drejtim të lëvizjes. Zbulimi i emetimit të radios jo termike nga Mjegullnaja e Gaforres i shtyu astronomët të kërkonin mbetjet e supernovës pikërisht mbi këtë bazë.

Mjegullnaja e vendosur në konstelacionin Cassiopeia doli të ishte një burim veçanërisht i fuqishëm i emetimit të radios; në gjatësi vale metër, fluksi i emetimit të radios prej tij është 10 herë më i lartë se fluksi nga Mjegullnaja e Gaforres, megjithëse është shumë më larg se kjo e fundit. Në rrezet optike kjo mjegullnajë që zgjerohet me shpejtësi është shumë e dobët. Mjegullnaja Cassiopeia besohet të jetë mbetja e një shpërthimi supernova që ndodhi rreth 300 vjet më parë.

Një sistem mjegullnajash filamentoze në yjësinë Cygnus tregoi gjithashtu emetim radio karakteristik për mbetjet e vjetra të supernovës. Radioastronomia ka ndihmuar në gjetjen e shumë burimeve të tjera radio jo-termale, të cilat rezultuan se ishin mbetje supernovash të moshave të ndryshme. Kështu, u arrit në përfundimin se mbetjet e supernovave, madje edhe dhjetëra mijëra vjet më parë, dallohen midis mjegullnajave të tjera me emetimin e tyre të fuqishëm radio jotermik.

Siç u përmend tashmë, Mjegullnaja e Gaforres ishte objekti i parë në të cilin u zbulua emetimi i rrezeve X. Në vitin 1964, u zbulua se burimi i rrezatimit me rreze X që buron prej tij është zgjeruar, megjithëse dimensionet e tij këndore janë 5 herë më të vogla se dimensionet këndore të vetë Mjegullnajës së Gaforres. Nga ku u arrit në përfundimin se rrezet X nuk emetohen nga një yll që dikur shpërtheu si supernova, por nga vetë mjegullnaja.

Ndikimi i supernovës

Më 23 shkurt 1987, një supernova shpërtheu në galaktikën tonë fqinje, Renë e Madhe të Magelanit, e cila u bë jashtëzakonisht e rëndësishme për astronomët, sepse ishte e para që ata, të armatosur me instrumente moderne astronomike, mund të studionin në detaje. Dhe ky yll dha konfirmimin e një serie të tërë parashikimesh. Njëkohësisht me blicin optik, detektorë specialë të instaluar në Japoni dhe Ohio (SHBA) regjistruan një rrymë neutrinosh - grimca elementare që lindin në temperatura shumë të larta gjatë rënies së bërthamës së yllit dhe depërtojnë lehtësisht përmes guaskës së tij. Këto vëzhgime konfirmuan supozimin e mëparshëm se rreth 10% e masës së bërthamës yjore në kolaps emetohet si neutrino në momentin kur vetë bërthama shembet në një yll neutron. Në yjet shumë masive, gjatë një shpërthimi të supernovës, bërthamat kompresohen në një dendësi edhe më të madhe dhe, me siguri, kthehen në vrima të zeza, por shtresat e jashtme të yllit janë ende të hedhura. Vitet e fundit, janë shfaqur indikacione se disa shpërthime kozmike të rrezeve gama janë të lidhura me supernova. Është e mundur që natyra e shpërthimeve kozmike të rrezeve gama të lidhet me natyrën e shpërthimeve.

Shpërthimet e supernovës kanë një efekt të fortë dhe të larmishëm në mjedisin ndëryjor përreth. Predha e supernovës, e cila hidhet jashtë me një shpejtësi të jashtëzakonshme, grumbullon dhe ngjesh gazin që e rrethon, gjë që mund t'i japë shtysë formimit të yjeve të rinj nga retë e gazit. Një ekip astronomësh i udhëhequr nga Dr. John Hughes i Universitetit Rutgers, duke përdorur vëzhgimet nga Observatori i rrezeve X Chandra të NASA-s, ka bërë një zbulim të rëndësishëm që hedh dritë mbi mënyrën sesi silikoni, hekuri dhe elementë të tjerë formohen në shpërthimet e supernovës. Një imazh me rreze X i mbetjes së supernovës Cassiopeia A (Cas A) zbulon grumbuj silikoni, squfuri dhe hekuri të nxjerra nga brendësia e yllit gjatë shpërthimit.

Cilësia e lartë, qartësia dhe përmbajtja e informacionit të imazheve të mbetjes së supernovës Cas A të marra nga observatori Chandra lejoi astronomët jo vetëm të përcaktojnë përbërjen kimike të shumë nyjeve të kësaj mbetjeje, por edhe të zbulojnë saktësisht se ku janë formuar këto nyje. Për shembull, nyjet më kompakte dhe të ndritshme përbëhen kryesisht nga silikoni dhe squfuri me shumë pak hekur. Kjo tregon se ato u formuan thellë brenda yllit, ku temperaturat arritën tre miliardë gradë gjatë kolapsit që përfundoi në një shpërthim supernova. Në nyje të tjera, astronomët gjetën një përmbajtje shumë të lartë hekuri me papastërti të një sasie të caktuar silikoni dhe squfuri. Kjo substancë u formua edhe më thellë në ato pjesë ku temperatura gjatë shpërthimit arriti vlera më të larta nga katër deri në pesë miliardë gradë. Një krahasim i rregullimeve në mbetjen e supernovës Cas A të nyjeve të ndritshme të pasura me silikon dhe më të zbehta të pasura me hekur zbuloi se tiparet "hekuri" që burojnë nga shtresat më të thella të yllit ndodhen në skajet e jashtme të mbetjes. Kjo do të thotë se shpërthimi i hodhi nyjet "hekuri" më larg se të gjitha të tjerat. Dhe edhe tani, ata duket se po largohen nga qendra e shpërthimit me një ritëm më të shpejtë. Studimi i të dhënave të marra nga Chandra do të bëjë të mundur që të ndalemi në një nga disa mekanizmat e propozuar nga teoricienët që shpjegojnë natyrën e një shpërthimi supernova, dinamikën e procesit dhe origjinën e elementeve të rinj.

Supernovat SN I kanë spektra shumë të ngjashëm (pa vija hidrogjeni) dhe forma të kurbës së dritës, ndërsa spektrat SN II përmbajnë linja të ndritshme hidrogjeni dhe dallohen nga një shumëllojshmëri spektrash dhe kurbash të dritës. Në këtë formë, klasifikimi i supernovave ekzistonte deri në mesin e viteve 1980. Dhe me fillimin e përdorimit të gjerë të marrësve CCD, sasia dhe cilësia e materialit vëzhgues u rrit ndjeshëm, gjë që bëri të mundur marrjen e spektrogrameve për objektet e zbehta më parë të paarritshme, përcaktimin e intensitetit dhe gjerësisë së linjave me saktësi shumë më të madhe, si dhe regjistrimin vija më të dobëta në spektra. Si rezultat, klasifikimi binar i vendosur në dukje i supernovave filloi të ndryshojë me shpejtësi dhe të bëhet më kompleks.

Supernova dallohen edhe nga llojet e galaktikave në të cilat ato ndizen. Në galaktikat spirale, supernova të të dy llojeve ndizen, por në galaktikat eliptike, ku pothuajse nuk ka mjedis ndëryjor dhe procesi i formimit të yjeve ka përfunduar, vërehen vetëm supernova të tipit SN I, padyshim, para shpërthimit këta janë yje shumë të vjetër, masat e të cilit janë afër diellit. Dhe meqenëse spektri dhe kthesa e dritës së supernovave të këtij lloji janë shumë të ngjashme, do të thotë se të njëjtat yje shpërthejnë në galaktika spirale. Fundi natyror i rrugës evolucionare të yjeve me masa afër diellit është shndërrimi në një xhuxh të bardhë me formimin e njëkohshëm të një mjegullnaje planetare. Nuk ka pothuajse asnjë hidrogjen në përbërjen e një xhuxhi të bardhë, pasi ai është produkti përfundimtar i evolucionit të një ylli normal.

Disa mjegullnaja planetare formohen në galaktikën tonë çdo vit, prandaj, shumica e yjeve të një mase të tillë përfundojnë qetësisht jetën e tyre dhe vetëm një herë në njëqind vjet shpërthen një supernova e tipit SN I. Cilat arsye përcaktojnë një fund shumë të veçantë, jo të ngjashëm me fatin e yjeve të tjerë të të njëjtit lloj? Astrofizikani i famshëm indian S. Chandrasekhar tregoi se në rast se një xhuxh i bardhë ka një masë më të vogël se rreth 1.4 masa diellore, ai do ta "jetojë" me qetësi jetën e tij. Por nëse është në një sistem binar mjaftueshëm të ngushtë, graviteti i tij i fuqishëm është në gjendje të "tërheqë" materien nga ylli shoqërues, gjë që çon në një rritje graduale të masës dhe kur ai kalon kufirin e lejuar, ndodh një shpërthim i fuqishëm, duke çuar në vdekja e yllit.

Supernova SN II lidhen qartë me yje të rinj masivë, në guaskat e të cilave hidrogjeni është i pranishëm në sasi të mëdha. Shpërthimet e këtij lloji supernova konsiderohen si faza përfundimtare në evolucionin e yjeve me një masë fillestare prej më shumë se 810 masa diellore. Në përgjithësi, evolucioni i yjeve të tillë vazhdon mjaft shpejt në disa milion vjet ata djegin hidrogjenin e tyre, pastaj heliumin, i cili shndërrohet në karbon, dhe më pas atomet e karbonit fillojnë të shndërrohen në atome me numër atomik më të lartë.

Në natyrë shndërrimet e elementeve me çlirim të madh energjie përfundojnë në hekur, bërthamat e të cilit janë më të qëndrueshmet dhe gjatë shkrirjes së tyre nuk çlirohet energji. Kështu, kur bërthama e një ylli bëhet hekur, çlirimi i energjisë në të ndalet, ai nuk mund t'i rezistojë më forcave gravitacionale dhe për këtë arsye fillon të tkurret shpejt, ose të shembet.

Proceset që ndodhin gjatë kolapsit janë ende larg nga të kuptuarit plotësisht. Sidoqoftë, dihet se nëse e gjithë lënda e bërthamës shndërrohet në neutrone, atëherë ajo mund t'i rezistojë forcave tërheqëse, bërthama e yllit shndërrohet në një "yll neutron" dhe kolapsi ndalon. Në këtë rast çlirohet energji e madhe, e cila hyn në guaskën e yllit dhe shkakton zgjerim, të cilin e shohim si një shpërthim supernova.

Nga kjo, mund të pritej një lidhje gjenetike midis shpërthimeve të supernovës dhe formimit të yjeve neutron dhe vrimave të zeza. Nëse evolucioni i yllit përpara kësaj ndodhi "në heshtje", atëherë guaska e tij duhet të ketë një rreze qindra herë më të madhe se rrezja e Diellit, dhe gjithashtu të mbajë mjaft hidrogjen për të shpjeguar spektrin e supernovës SN II.

Supernova dhe pulsarët

Fakti që pas një shpërthimi të supernovës, përveç një guaskë në zgjerim dhe llojeve të ndryshme të rrezatimit, mbeten objekte të tjera, u bë i njohur në vitin 1968 për faktin se një vit më parë, astronomët e radios zbuluan pulsarë - burime radio, rrezatimi i të cilave përqendrohet në impulse të veçanta, duke u përsëritur pas një periudhe kohe të përcaktuar rreptësisht. Shkencëtarët u mahnitën nga periodiciteti i rreptë i pulseve dhe shkurtësia e periodave të tyre. Vëmendjen më të madhe tërhoqi pulsari, koordinatat e të cilit ishin afër koordinatave të një mjegullnaje shumë interesante për astronomët, e vendosur në yjësinë jugore të Velat, e cila konsiderohet si mbetje e një shpërthimi supernova, periudha e saj ishte vetëm 0,089 sekonda. Dhe pas zbulimit të një pulsari në qendër të Mjegullnajës së Gaforres (periudha e tij ishte 1/30 e sekondës), u bë e qartë se pulsarët janë disi të lidhur me shpërthimet e supernovës. Në janar 1969, një pulsar nga Mjegullnaja e Gaforres u identifikua me një yll të zbehtë me magnitudë të 16-të që ndryshon shkëlqimin e tij me të njëjtën periudhë, dhe në 1977, një pulsar në yjësinë e Velat u identifikua gjithashtu me një yll.

Periodiciteti i emetimit të pulsarëve lidhet me rrotullimin e tyre të shpejtë, por asnjë yll i zakonshëm, qoftë edhe një xhuxh i bardhë, nuk mund të rrotullohej me një periudhë karakteristike për pulsarët, ai do të copëtohej menjëherë nga forcat centrifugale, dhe vetëm një yll neutron, shumë të dendura dhe kompakte, mund të qëndronin para tyre. Si rezultat i analizimit të shumë opsioneve, shkencëtarët arritën në përfundimin se shpërthimet e supernovës shoqërohen nga formimi i yjeve neutron, një lloj objektesh cilësisht i ri, ekzistenca e të cilave ishte parashikuar nga teoria e evolucionit të yjeve me masë të madhe.

Supernova dhe vrimat e zeza

Prova e parë e një lidhjeje të drejtpërdrejtë midis një shpërthimi supernova dhe formimit të një vrime të zezë u mor nga astronomët spanjollë. Si rezultat i studimit të rrezatimit të emetuar nga një yll që rrotullohet rreth një vrime të zezë në sistemin binar Nova Scorpii 1994, u zbulua se ai përmban sasi të mëdha të oksigjenit, magnezit, silikonit dhe squfurit. Ekziston një supozim se këta elementë u kapën nga ai kur një yll aty pranë, pasi i mbijetoi një shpërthimi supernova, u shndërrua në një vrimë të zezë.

Supernova (veçanërisht supernova e tipit Ia) janë ndër objektet më të shndritshme yjore në univers, kështu që edhe ato më të largëtat mund të eksplorohen me pajisjet e disponueshme aktualisht. Shumë supernova të tipit Ia janë zbuluar në galaktika relativisht të afërta. Vlerësimet mjaft të sakta të distancave nga këto galaktika bënë të mundur përcaktimin e shkëlqimit të supernovës që shpërtheu në to. Nëse supozojmë se supernovat e largëta kanë të njëjtën shkëlqim mesatar, atëherë madhësia e vëzhguar në shkëlqimin maksimal mund të përdoret gjithashtu për të vlerësuar distancën me to. Krahasimi i distancës nga supernova me shpejtësinë e largimit (shiftimin e kuq) të galaktikës në të cilën ajo shpërtheu bën të mundur përcaktimin e sasisë kryesore që karakterizon zgjerimin e Universit, të ashtuquajturën konstante Hubble.

Edhe 10 vjet më parë, për të u morën vlera që ndryshonin pothuajse dy herë nga 55 në 100 km/s Mpc, sot saktësia është rritur ndjeshëm, si rezultat i së cilës pranohet një vlerë prej 72 km/s Mpc. (me një gabim prej rreth 10%). Për supernova të largëta, zhvendosja e kuqe e të cilave është afër 1, marrëdhënia midis distancës dhe zhvendosjes së kuqe gjithashtu bën të mundur përcaktimin e sasive që varen nga dendësia e materies në Univers. Sipas teorisë së përgjithshme të relativitetit të Ajnshtajnit, është dendësia e materies që përcakton lakimin e hapësirës dhe, rrjedhimisht, fatin e ardhshëm të universit. Domethënë: a do të zgjerohet pafundësisht apo do të ndalet ndonjëherë ky proces dhe do të zëvendësohet me tkurrje. Studimet e fundit të supernovave kanë treguar se ka shumë të ngjarë që dendësia e materies në univers është e pamjaftueshme për të ndaluar zgjerimin dhe ai do të vazhdojë. Dhe për të konfirmuar këtë përfundim, nevojiten vëzhgime të reja të supernovave.

SUPERNOVA, shpërthimi që shënoi vdekjen e një ylli. Ndonjëherë një shpërthim supernova është më i ndritshëm se galaktika në të cilën ka ndodhur.

Supernova ndahen në dy lloje kryesore. Tipi I karakterizohet nga një mungesë hidrogjeni në spektrin optik; prandaj, besohet se ky është një shpërthim i një ylli xhuxh të bardhë, afër Diellit në masë, por më i vogël në madhësi dhe më i dendur. Nuk ka pothuajse asnjë hidrogjen në përbërjen e një xhuxhi të bardhë, pasi ky është produkti përfundimtar i evolucionit të një ylli normal. Në vitet 1930, S. Chandrasekhar tregoi se masa e një xhuxhi të bardhë nuk mund të kalojë një kufi të caktuar. Nëse është në një sistem binar me një yll normal, atëherë lënda e tij mund të rrjedhë në sipërfaqen e xhuxhit të bardhë. Kur masa e tij tejkalon kufirin Chandrasekhar, xhuxhi i bardhë shembet (tkurret), nxehet dhe shpërthen. Shiko gjithashtu YJET.

Një supernova e tipit II shpërtheu më 23 shkurt 1987 në galaktikën tonë fqinje, Renë e Madhe të Magelanit. Ajo mori emrin e Ian Shelton, i cili së pari vuri re një shpërthim supernova me një teleskop, dhe më pas me sy të lirë. (Zbulimi i fundit i tillë i përket Keplerit, i cili pa një shpërthim supernova në galaktikën tonë në 1604, pak para shpikjes së teleskopit.) Ohio (SHBA) regjistroi një fluks të grimcave elementare të neutrinos të prodhuara në temperatura shumë të larta gjatë rënies së bërthamës së një ylli dhe që depërtojnë lehtësisht përmes guaskës së tij. Megjithëse rryma e neutrinos u emetua nga një yll së bashku me një blic optik rreth 150 mijë vjet më parë, ai arriti në Tokë pothuajse njëkohësisht me fotone, duke vërtetuar kështu se neutrinot nuk kanë masë dhe lëvizin me shpejtësinë e dritës. Këto vëzhgime konfirmuan gjithashtu supozimin se rreth 10% e masës së bërthamës yjore në kolaps emetohet si neutrino kur vetë bërthama shembet në një yll neutron. Në yjet shumë masive, gjatë një shpërthimi të supernovës, bërthamat kompresohen në një dendësi edhe më të madhe dhe, me siguri, kthehen në vrima të zeza, por shtresat e jashtme të yllit janë ende të hedhura. Cm. Gjithashtu VRIMË E ZEZË.

Në galaktikën tonë, Mjegullnaja e Gaforres është mbetja e një shpërthimi supernova, e cila u vëzhgua nga shkencëtarët kinezë në vitin 1054. Astronomi i famshëm T. Brahe gjithashtu vëzhgoi në vitin 1572 një supernova që shpërtheu në galaktikën tonë. Edhe pse supernova e Shelton-it ishte supernova e parë afër e zbuluar që nga Kepleri, qindra supernova në galaktika të tjera më të largëta janë parë me teleskopë gjatë 100 viteve të fundit.

Në mbetjet e një shpërthimi supernova, mund të gjeni karbon, oksigjen, hekur dhe elementë më të rëndë. Prandaj, këto shpërthime luajnë një rol të rëndësishëm në nukleosintezën - procesi i formimit të elementeve kimike. Është e mundur që 5 miliardë vjet më parë lindja e sistemit diellor të jetë paraprirë edhe nga një shpërthim supernova, i cili rezultoi në shfaqjen e shumë elementëve që ishin pjesë e diellit dhe planetëve. NUKLEOSINTEZA.