Temperatura e supernovës. Supernova e tipit Ia

Qielli në një ditë të kthjellët paraqet, në përgjithësi, një pamje mjaft të mërzitshme dhe monotone: një top i nxehtë Dielli dhe një hapësirë ​​e pastër, e pafund, ndonjëherë e zbukuruar me re ose re të rralla.

Qielli në një natë pa re është një çështje tjetër. Zakonisht është e gjitha e shpërndarë me grupe të ndritshme yjesh. Duhet të kihet parasysh se në qiellin e natës me sy të lirë mund të shihni nga 3 deri në 4.5 mijë ndriçues nate. Dhe të gjithë i përkasin Rrugës së Qumështit, në të cilën ndodhet sistemi ynë diellor.

Sipas koncepteve moderne, yjet janë topa të nxehtë gazi, në thellësi të të cilave ndodh shkrirja termonukleare e bërthamave të heliumit nga bërthamat e hidrogjenit, duke lëshuar një sasi kolosale energjie. Është kjo që siguron shkëlqimin e yjeve.

Ylli më i afërt me ne është Dielli ynë, distanca deri në të cilën është 150 milionë kilometra. Por ylli Proxima Centauri, ylli tjetër më i largët, ndodhet në një distancë prej 4.25 vite dritë nga ne, ose 270 mijë herë më larg se Dielli.

Ka yje që janë qindra herë më të mëdhenj në madhësi se Dielli dhe po aq herë inferior ndaj tij në këtë tregues. Megjithatë, masat e yjeve ndryshojnë brenda kufijve shumë më modestë - nga një e dymbëdhjetë e masës së Diellit në 100 të masës së tij. Më shumë se gjysma e yjeve të dukshëm janë sisteme binare dhe ndonjëherë të trefishta.

Në përgjithësi, numri i yjeve në Univers të dukshëm për ne mund të përcaktohet si 125,000,000,000 me njëmbëdhjetë zero shtesë.

Tani, për të shmangur konfuzionin me zero, astronomët nuk mbajnë më të dhëna për yje individualë, por për galaktika të tëra, duke besuar se mesatarisht ka rreth 100 miliardë yje në secilën prej tyre.

Astronomi amerikan Fritz Zwicky fillimisht filloi të angazhohej në një kërkim të synuar për supernova

Në vitin 1996, shkencëtarët përcaktuan se 50 miliardë galaktika mund të shihen nga Toka. Kur u vu në funksion Teleskopi Orbital Hubble, i cili nuk ndërhyhet nga ndërhyrjet nga atmosfera e Tokës, numri i galaktikave të dukshme u hodh në 125 miliardë.

Falë syrit që sheh gjithçka të këtij teleskopi, astronomët kanë depërtuar në thellësi të tilla universale saqë kanë parë galaktika që u shfaqën vetëm një miliard vjet pas Shpërthimit të Madh që lindi Universin tonë.

Për të karakterizuar yjet përdoren disa parametra: shkëlqimi, masa, rrezja dhe përbërja kimike e atmosferës, si dhe temperatura e saj. Dhe duke përdorur një numër karakteristikash shtesë të një ylli, ju gjithashtu mund të përcaktoni moshën e tij.

Çdo yll është një strukturë dinamike që lind, rritet dhe më pas, pasi ka arritur një moshë të caktuar, vdes në heshtje. Por ndodh edhe që të shpërthejë papritmas. Kjo ngjarje çon në ndryshime në shkallë të gjerë në zonën ngjitur me yllin në shpërthim.

Kështu, shqetësimi që pasoi këtë shpërthim përhapet me një shpejtësi gjigante dhe gjatë disa dhjetëra mijëra viteve mbulon një hapësirë ​​të madhe në mediumin ndëryjor. Në këtë rajon, temperatura rritet ndjeshëm, deri në disa milionë gradë, dhe dendësia e rrezeve kozmike dhe forca e fushës magnetike rriten ndjeshëm.

Veçori të tilla të materialit të hedhur nga një yll shpërthyes e lejojnë atë të formojë yje të rinj dhe madje edhe sisteme të tëra planetare.

Për këtë arsye, si supernova ashtu edhe mbetjet e tyre studiohen shumë nga afër nga astrofizikanët. Në fund të fundit, informacioni i marrë gjatë studimit të këtij fenomeni mund të zgjerojë njohuritë për evolucionin e yjeve normalë, për proceset që ndodhin gjatë lindjes së yjeve neutron, si dhe të sqarojnë detajet e atyre reaksioneve që rezultojnë në formimin e elementeve të rënda. , rrezet kozmike etj.

Në një kohë, ato yje, shkëlqimi i të cilëve u rrit papritur me më shumë se 1000 herë, u quajtën të rinj nga astronomët. Ata u shfaqën në qiell papritur, duke bërë ndryshime në konfigurimin e zakonshëm të yjësive. Pasi u rrit papritmas disa mijëra herë në maksimum, shkëlqimi i tyre pas ca kohësh u ul ndjeshëm, dhe pas disa vitesh shkëlqimi i tyre u bë aq i dobët sa para shpërthimit.

Duhet të theksohet se periodiciteti i ndezjeve, gjatë së cilës një yll lirohet nga një e mijtë e masës së tij dhe që hidhet në hapësirën e jashtme me shpejtësi të madhe, konsiderohet si një nga shenjat kryesore të lindjes së yjeve të rinj. Por, në të njëjtën kohë, çuditërisht, shpërthimet e yjeve nuk çojnë në ndryshime të rëndësishme në strukturën e tyre, madje as në shkatërrimin e tyre.

Sa shpesh ndodhin ngjarje të tilla në galaktikën tonë? Nëse marrim parasysh vetëm ato yje, shkëlqimi i të cilëve nuk e kalonte madhësinë e 3-të, atëherë, sipas kronikave historike dhe vëzhgimeve të astronomëve, nuk u vunë re më shumë se 200 ndezje të ndritshme gjatë rrjedhës së pesë mijë viteve.

Por kur filluan studimet e galaktikave të tjera, u bë e qartë se shkëlqimi i yjeve të rinj që shfaqen në këto qoshe të hapësirës është shpesh i barabartë me shkëlqimin e të gjithë galaktikës në të cilën shfaqen këta yje.

Natyrisht, shfaqja e yjeve me një shkëlqim të tillë është një ngjarje e jashtëzakonshme dhe absolutisht e ndryshme nga lindja e yjeve të zakonshëm. Prandaj, në vitin 1934, astronomët amerikanë Fritz Zwicky dhe Walter Baade propozuan që ato yje, shkëlqimi maksimal i të cilëve arrin shkëlqimin e galaktikave të zakonshme, të klasifikohen si një klasë e veçantë e supernovave dhe yjeve më të ndritshëm. Duhet të kihet parasysh se shpërthimet e supernovës në gjendjen aktuale të galaktikës sonë janë fenomene jashtëzakonisht të rralla, që ndodhin jo më shpesh se një herë në 100 vjet. Shpërthimet më të habitshme, të cilat u regjistruan nga traktatet kineze dhe japoneze, ndodhën në 1006 dhe 1054.

Pesëqind vjet më vonë, në 1572, një shpërthim supernova në yjësinë Cassiopeia u vëzhgua nga astronomi i shquar Tycho Brahe. Në 1604, Johannes Kepler pa lindjen e një supernova në yjësinë Ophiuchus. Dhe që atëherë, ngjarje të tilla madhështore nuk janë festuar në Galaktikën tonë.

Kjo mund të jetë për shkak të faktit se Sistemi Diellor zë një pozicion të tillë në galaktikën tonë, saqë shpërthimet e supernovës mund të vërehen me instrumente optike nga Toka vetëm në gjysmën e vëllimit të tij. Në pjesën tjetër të rajonit, kjo pengohet nga thithja ndëryjore e dritës.

Dhe duke qenë se në galaktikat e tjera këto dukuri ndodhin me të njëjtën frekuencë si në Rrugën e Qumështit, informacioni kryesor për supernova në kohën e shpërthimit u mor nga vëzhgimet e tyre në galaktika të tjera...

Për herë të parë, astronomët W. Baade dhe F. Zwicky filluan të angazhohen në një kërkim të synuar për supernova në 1936. Gjatë tre viteve të vëzhgimeve në galaktika të ndryshme, shkencëtarët zbuluan 12 shpërthime supernova, të cilat më pas iu nënshtruan një studimi më të plotë duke përdorur fotometri dhe spektroskopi.

Për më tepër, përdorimi i pajisjeve më të avancuara astronomike ka bërë të mundur zgjerimin e listës së supernovave të sapo zbuluara. Dhe futja e kërkimeve të automatizuara çoi në faktin se shkencëtarët zbuluan më shumë se njëqind supernova në vit. Në total, 1500 prej këtyre objekteve u regjistruan në një kohë të shkurtër.

Vitet e fundit, duke përdorur teleskopë të fuqishëm, shkencëtarët kanë zbuluar më shumë se 10 supernova të largëta në një natë vëzhgimi!

Në janar 1999, ndodhi një ngjarje që tronditi edhe astronomët modernë, të mësuar me shumë "mashtrime" të Universit: në thellësitë e hapësirës, ​​u regjistrua një blic dhjetë herë më e ndritshme se të gjitha ato të regjistruara më parë nga shkencëtarët. Ajo u vu re nga dy satelitë kërkimore dhe një teleskop në malet e New Mexico, i pajisur me një aparat fotografik automatik. Ky fenomen unik ndodhi në yjësinë Çizme. Pak më vonë, në prill të të njëjtit vit, shkencëtarët përcaktuan se distanca deri në shpërthim ishte nëntë miliardë vite dritë. Kjo është pothuajse tre të katërtat e rrezes së Universit.

Llogaritjet e bëra nga astronomët treguan se në pak sekonda gjatë të cilave shpërthimi zgjati, u lëshua shumë herë më shumë energji sesa prodhoi Dielli gjatë pesë miliardë viteve të ekzistencës së tij. Çfarë e shkaktoi një shpërthim kaq të pabesueshëm? Cilat procese shkaktuan këtë çlirim të madh energjie? Shkenca ende nuk mund t'u përgjigjet këtyre pyetjeve në mënyrë specifike, megjithëse ekziston një supozim se një sasi kaq e madhe energjie mund të ndodhë në rast të bashkimit të dy yjeve neutron.

SUPERNOVA

SUPERNOVA, një shpërthim yjor në të cilin pothuajse i gjithë STAR është shkatërruar. Brenda një jave, një supernova mund të shkëlqejë më shumë se të gjithë yjet e tjerë në Galaxy. Shkëlqimi i një supernova është 23 magnitudë (1000 milionë herë) më i madh se shkëlqimi i Diellit, dhe energjia e çliruar gjatë shpërthimit është e barabartë me të gjithë energjinë e emetuar nga ylli gjatë gjithë jetës së tij të mëparshme. Pas disa vitesh, supernova rritet në vëllim aq shumë sa bëhet e rrallë dhe e tejdukshme. Gjatë qindra apo mijëra viteve, mbetjet e materialit të hedhur janë të dukshme si mbetjet e një supernova. Supernova është rreth 1000 herë më e ndritshme se nova. Çdo 30 vjet, një galaktikë si e jona përjeton rreth një supernova, por shumica e këtyre yjeve janë të errësuar nga pluhuri. Supernova vijnë në dy lloje kryesore, të dalluara nga kthesat dhe spektrat e tyre të dritës.

Supernova janë yje që ndizen papritur, ndonjëherë duke marrë një shkëlqim 10,000 milionë herë më të madh se shkëlqimi i Diellit. Kjo ndodh në disa faza Në fillim (A), një yll i madh zhvillohet shumë shpejt në një fazë ku procese të ndryshme bërthamore fillojnë të ndodhin njëkohësisht brenda yllit. Hekuri mund të formohet në qendër, që do të thotë fundi i prodhimit të energjisë bërthamore. Ylli më pas fillon t'i nënshtrohet kolapsit gravitacional (B). Megjithatë, kjo e ngroh qendrën e yllit në atë masë saqë elementët kimikë prishen dhe ndodhin reaksione të reja me forcë shpërthyese (C). Pjesa më e madhe e materialit të yllit hidhet në hapësirë, ndërsa mbetjet e qendrës së yllit shemben derisa ylli të errësohet plotësisht, duke u bërë ndoshta një yll neutron shumë i dendur (D). Një supernova e tillë ishte e dukshme në vitin 1054. në yjësinë Demi (E). Mbetja e këtij ylli është një re gazi e quajtur Mjegullnaja e Gaforres (F).

Fjalor enciklopedik shkencor dhe teknik.

Shihni se çfarë është "SUPERNOVA" në fjalorë të tjerë:

Pyetja "Supernova" ridrejtohet këtu; shih edhe kuptime të tjera. Supernova e mbetur e Keplerit ... Wikipedia

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; kështu që ata mendojnë se ... Enciklopedia e Collier

supernova- astron. Një yll që ndizet papritmas me një fuqi rrezatimi mijëra herë më të madhe se fuqia e një shpërthimi nova... Fjalor i shumë shprehjeve

Supernova SN 1572 Mbetja e supernovës SN 1572, një përbërje e imazheve me rreze X dhe infra të kuqe të marra nga teleskopët Spitzer, Chandra dhe Observatori Calar Alto Të dhënat vëzhguese (Epoka?) Lloji i supernovës ... Wikipedia

Përshkrim artistik i një ylli të Wolf Rayet Yjet e Wolf Rayet janë një klasë yjesh të karakterizuar nga temperatura dhe shkëlqime shumë të larta; Yjet e Wolf Rayet ndryshojnë nga yjet e tjerë të nxehtë nga prania e brezave të gjerë të emetimit të hidrogjenit në spektrin e tyre... Wikipedia

Supernova: Një supernova është një yll që përfundon evolucionin e tij në një proces shpërthyes katastrofik; Banda pop-punk ruse Supernova. Supernova (film) 2000 film fantazi horror nga regjisori amerikan... ... Wikipedia

Ky term ka kuptime të tjera, shih Yll (kuptimet). Pleiades Ylli trup qiellor në të cilin ata po ecin, ecin ose do të ecin... Wikipedia

Përshkrim artistik i një ylli të Wolf Rayet Yjet e Wolf Rayet janë një klasë yjesh të karakterizuar nga temperatura dhe shkëlqime shumë të larta; Yjet e Wolf Rayet ndryshojnë nga yjet e tjerë të nxehtë nga prania e ... Wikipedia

SN 2007on Supernova SN 2007on, fotografuar nga teleskopi hapësinor Swift. Të dhëna vëzhguese (Epoka J2000.0) Supernova e tipit Ia ... Wikipedia

libra

• Finger of Fate (duke përfshirë një përmbledhje të plotë të planetëve të paaspektuar), Hamaker-Zondag K.. Libri i astrologes së famshme Karen Hamaker-Zondag është fryt i një pune njëzet vjeçare duke studiuar faktorët e fshehtë misterioz dhe shpesh të paparashikueshëm të horoskopit: Konfigurimet e “Gishtit të Fatit”,…

Disa shekuj më parë, astronomët vunë re se si shkëlqimi i disa yjeve në galaktikë u rrit papritur me më shumë se një mijë herë. Shkencëtarët kanë përcaktuar një fenomen të rrallë të një rritje të shumëfishtë të shkëlqimit të një objekti kozmik si lindja e një supernova. Kjo është në një farë mënyre marrëzi kozmike, sepse në këtë moment një yll nuk lind, por pushon së ekzistuari.

Blic supernova- ky është në fakt një shpërthim i një ylli, i shoqëruar me çlirimin e një sasie kolosale energjie ~10 50 erg. Shkëlqimi i një supernova, e cila bëhet e dukshme kudo në Univers, rritet gjatë disa ditëve. Në këtë rast, çdo sekondë sasia e energjisë së çliruar është aq sa Dielli mund të prodhojë gjatë gjithë ekzistencës së tij.

Shpërthimi i supernovës si pasojë e evolucionit të objekteve kozmike

Astronomët e shpjegojnë këtë fenomen me procese evolucionare që kanë ndodhur me të gjitha objektet kozmike për miliona vjet. Për të imagjinuar procesin e një supernova, duhet të kuptoni strukturën e një ylli. (foto më poshtë).

Një yll është një objekt i madh me masë kolosale dhe, për rrjedhojë, të njëjtën gravitet. Ylli ka një bërthamë të vogël të rrethuar nga një shtresë e jashtme gazesh që përbëjnë pjesën më të madhe të masës së yllit. Forcat gravitacionale ushtrojnë presion mbi guaskën dhe bërthamën, duke i ngjeshur ato me një forcë të tillë që guaska e gazit bëhet e nxehtë dhe, duke u zgjeruar, fillon të shtypë nga brenda, duke kompensuar forcën e gravitetit. Barazia e dy forcave përcakton stabilitetin e yllit.

Nën ndikimin e temperaturave të mëdha, një reaksion termonuklear fillon në bërthamë, duke e kthyer hidrogjenin në helium. Lëshohet edhe më shumë nxehtësi, rrezatimi i së cilës rritet brenda yllit, por ende frenohet nga graviteti. Dhe pastaj fillon alkimia e vërtetë kozmike: rezervat e hidrogjenit shterohen, heliumi fillon të shndërrohet në karbon, karboni në oksigjen, oksigjeni në magnez... Kështu, nëpërmjet një reaksioni termonuklear, sintetizohen elementë gjithnjë e më të rëndë.

Deri në shfaqjen e hekurit, të gjitha reaksionet vazhdojnë me çlirimin e nxehtësisë, por sapo hekuri fillon të degjenerohet në elementët që e pasojnë, reaksioni nga ekzotermik bëhet endotermik, domethënë nxehtësia pushon së çliruari dhe fillon të konsumohet. Bilanci i forcave gravitacionale dhe rrezatimit termik prishet, bërthama ngjesh mijëra herë dhe të gjitha shtresat e jashtme të guaskës nxitojnë drejt qendrës së yllit. Duke u përplasur në bërthamë me shpejtësinë e dritës, ato kthehen prapa, duke u përplasur me njëri-tjetrin. Ndodh një shpërthim i shtresave të jashtme dhe materiali që përbën yllin fluturon larg me një shpejtësi prej disa mijëra kilometrash në sekondë.

Procesi shoqërohet nga një blic aq i ndritshëm saqë mund të shihet edhe me sy të lirë nëse një supernova ndizet në një galaktikë aty pranë. Pastaj shkëlqimi fillon të zbehet, dhe në vendin e shpërthimit një...Dhe çfarë mbetet pas shpërthimit të supernovës? Ekzistojnë disa opsione për zhvillimin e ngjarjeve: së pari, mbetja e supernovës mund të jetë një bërthamë neutronesh, të cilën shkencëtarët e quajnë një yll neutron, së dyti, një vrimë e zezë dhe së treti, një mjegullnajë gazi.

Analet dhe kronikat e lashta na tregojnë se herë pas here yje me shkëlqim jashtëzakonisht të madh shfaqeshin papritur në qiell. Ata shpejt u rritën në shkëlqim, dhe më pas ngadalë, gjatë disa muajve, u zbehën dhe pushuan së qeni i dukshëm. Pranë shkëlqimit maksimal, këta yje ishin të dukshëm edhe gjatë ditës. Shpërthimet më të habitshme ishin në 1006 dhe 1054, informacione për të cilat gjenden në traktatet kineze dhe japoneze. Në 1572, një yll i tillë u ndez në yjësinë Cassiopeia dhe u vëzhgua nga astronomi i shquar Tycho Brahe, dhe në 1604, një shpërthim i ngjashëm në yjësinë Ophiuchus u vëzhgua nga Johannes Kepler. Që atëherë, gjatë katër shekujve të epokës "teleskopike" në astronomi, nuk janë vërejtur shpërthime të tilla. Sidoqoftë, me zhvillimin e astronomisë vëzhguese, studiuesit filluan të zbulojnë një numër mjaft të madh të ndezjeve të ngjashme, megjithëse ato nuk arritën shkëlqim shumë të lartë. Këta yje, duke u shfaqur papritur dhe duke u zhdukur shpejt si pa lënë gjurmë, filluan të quheshin "novae". Dukej se yjet e 1006 dhe 1054, yjet e Tycho dhe Keplerit, ishin të njëjtat ndezje, vetëm shumë afër dhe për këtë arsye më të ndritshme. Por doli që nuk ishte kështu. Në 1885, astronomi Hartwig në Observatorin Tartu vuri re shfaqjen e një ylli të ri në mjegullnajën e mirënjohur Andromeda. Ky yll arriti madhësinë e 6-të të dukshme, domethënë, fuqia e rrezatimit të tij ishte vetëm 4 herë më e vogël se ajo e të gjithë mjegullnajës. Atëherë kjo nuk i befasoi astronomët: në fund të fundit, natyra e mjegullnajës Andromeda ishte e panjohur, supozohej se ishte vetëm një re pluhuri dhe gazi mjaft afër Diellit. Vetëm në vitet 20 të shekullit të njëzetë më në fund u bë e qartë se mjegullnaja Andromeda dhe mjegullnajat e tjera spirale janë sisteme të mëdha yjore, të përbërë nga qindra miliarda yje dhe miliona vite dritë larg nesh. Në mjegullnajën e Andromedës u zbuluan gjithashtu ndezje të novave të zakonshme, të dukshme si objekte me magnitudë 17-18. U bë e qartë se ylli i vitit 1885 tejkaloi yjet e Novaya në fuqinë e rrezatimit me dhjetëra mijëra herë, shkëlqimi i tij ishte pothuajse i barabartë me shkëlqimin e një sistemi të madh yjor! Natyrisht, natyra e këtyre shpërthimeve duhet të jetë e ndryshme. Më vonë, këto flakërima më të fuqishme u quajtën "Supernovae", në të cilën parashtesa "super" nënkuptonte fuqinë e tyre më të madhe të rrezatimit dhe jo "risinë" e tyre më të madhe.

Kërkimi dhe Vëzhgimet e Supernovës

Shpërthimet e supernovës filluan të vërehen mjaft shpesh në fotografitë e galaktikave të largëta, por këto zbulime ishin aksidentale dhe nuk mund të siguronin informacionin e nevojshëm për të shpjeguar shkakun dhe mekanizmin e këtyre shpërthimeve madhështore. Megjithatë, në vitin 1936, astronomët Baade dhe Zwicky, duke punuar në Observatorin Palomar në SHBA, filluan një kërkim sistematik sistematik për supernova. Ata kishin në dispozicion një teleskop të sistemit Schmidt, i cili bëri të mundur fotografimin e zonave me disa dhjetëra gradë katrore dhe jepte pamje shumë të qarta të yjeve dhe galaktikave edhe të zbehta. Duke krahasuar fotografitë e një zone të qiellit të marra disa javë më vonë, mund të vërehej lehtësisht shfaqja e yjeve të rinj në galaktika që ishin qartë të dukshme në fotografi. Rajonet e qiellit që ishin më të pasura me galaktikat e afërta u zgjodhën për fotografim, ku numri i tyre në një imazh mund të arrinte disa dhjetëra dhe probabiliteti i zbulimit të supernovave ishte më i madhi.

Në vitin 1937, Baada dhe Zwicky arritën të zbulojnë 6 supernova. Midis tyre ishin yje mjaft të shndritshëm 1937C dhe 1937D (astronomët vendosën të caktojnë supernova duke shtuar shkronja në vitin e zbulimit, duke treguar rendin e zbulimit në vitin aktual), të cilat arritën respektivisht maksimumi 8 dhe 12 magnitudë. Për ta, u morën kthesa të dritës - varësia e ndryshimit të shkëlqimit me kalimin e kohës - dhe një numër i madh spektrogramesh - fotografi të spektrave të yllit, duke treguar varësinë e intensitetit të rrezatimit nga gjatësia e valës. Për disa dekada, ky material u bë baza për të gjithë studiuesit që përpiqeshin të zbulonin shkaqet e shpërthimeve të supernovës.

Fatkeqësisht, Lufta e Dytë Botërore ndërpreu programin e vëzhgimit që kishte filluar me kaq sukses. Kërkimi sistematik për supernova në Observatorin Palomar u rifillua vetëm në vitin 1958, por me një teleskop më të madh të sistemit Schmidt, i cili bëri të mundur fotografimin e yjeve deri në magnitudë 22-23. Që nga viti 1960, kësaj pune i është bashkuar një sërë observatorësh të tjerë në mbarë botën ku disponoheshin teleskopë të përshtatshëm. Në BRSS, një punë e tillë u krye në stacionin e Krimesë të SAI, ku u instalua një teleskop astrograf me një diametër lente prej 40 cm dhe një fushë shumë të madhe shikimi - pothuajse 100 gradë katrore, dhe në Observatorin Astrofizik Abastumani. në Gjeorgji - në një teleskop Schmidt me një vrimë hyrëse prej 36 cm Dhe në Krime dhe në Abastumani u bënë shumë zbulime të supernovës. Nga observatorët e tjerë, numri më i madh i zbulimeve ka ndodhur në Observatorin Asiago në Itali, ku funksiononin dy teleskopë të sistemit Schmidt. Por megjithatë, Observatori Palomar mbeti një lider si në numrin e zbulimeve ashtu edhe në madhësinë maksimale të yjeve të disponueshëm për zbulim. Së bashku, në vitet '60 dhe '70, u zbuluan deri në 20 supernova në vit dhe numri i tyre filloi të rritet me shpejtësi. Menjëherë pas zbulimit filluan vëzhgimet fotometrike dhe spektroskopike në teleskopë të mëdhenj.

Në 1974, F. Zwicky vdiq dhe së shpejti kërkimi për supernova në Observatorin Palomar u ndal. Numri i supernovave të zbuluara është zvogëluar, por ka filluar të rritet sërish që nga fillimi i viteve 1980. Programe të reja kërkimi u nisën në qiellin jugor - në observatorin Cerro el Roble në Kili dhe entuziastët e astronomisë filluan të zbulojnë supernova. Doli se duke përdorur teleskopë të vegjël amatorë me lente 20-30 cm, mund të kërkohet me mjaft sukses për shpërthime të ndritshme supernova, duke vëzhguar sistematikisht vizualisht një grup specifik galaktikash. Suksesin më të madh e arriti një prift nga Australia, Robert Evans, i cili arriti të zbulonte deri në 6 supernova në vit që nga fillimi i viteve '80. Nuk është për t'u habitur që astronomët profesionistë bënin shaka për "lidhjen e drejtpërdrejtë me qiejt".

Në vitin 1987, u zbulua supernova më e ndritshme e shekullit të 20-të - SN 1987A në galaktikën e Resë së Madhe Magelanic, e cila është një "satelit" i galaktikës sonë dhe është vetëm 55 kiloparsekë larg nesh. Për disa kohë, kjo supernova ishte e dukshme edhe me sy të lirë, duke arritur një shkëlqim maksimal prej rreth 4 ballë. Megjithatë, mund të vërehej vetëm në hemisferën jugore. Një seri vëzhgimesh fotometrike dhe spektrale që ishin unike në saktësinë dhe kohëzgjatjen e tyre u morën për këtë supernova, dhe tani astronomët vazhdojnë të monitorojnë se si zhvillohet procesi i transformimit të supernovës në një mjegullnajë gazi në zgjerim.

Supernova 1987A. Lart majtas është një fotografi e zonës ku shpërtheu supernova, e bërë shumë kohë përpara shpërthimit. Ylli që do të shpërthejë së shpejti tregohet me një shigjetë. Sipër djathtas është një fotografi e së njëjtës zonë të qiellit kur supernova ishte afër shkëlqimit maksimal. Më poshtë është se si duket një supernova 12 vjet pas shpërthimit. Unazat rreth supernovës janë gaz ndëryjor (i nxjerrë pjesërisht nga ylli para-supernovës përpara shpërthimit), të jonizuar gjatë shpërthimit dhe duke vazhduar të shkëlqejë.

Në mesin e viteve 80, u bë e qartë se epoka e fotografisë në astronomi po përfundonte. Marrësit CCD të përmirësuar me shpejtësi ishin shumë herë më të lartë se emulsioni fotografik për nga ndjeshmëria dhe diapazoni i gjatësisë së valës së regjistruar, ndërkohë që ishin praktikisht të barabartë në rezolucion. Imazhi i marrë nga një kamerë CCD mund të shihej menjëherë në ekranin e kompjuterit dhe të krahasohej me ato të marra më parë, por për fotografimin procesi i zhvillimit, tharjes dhe krahasimit zgjati në rastin më të mirë një ditë. Avantazhi i vetëm i mbetur i pllakave fotografike - aftësia për të fotografuar zona të mëdha të qiellit - doli gjithashtu të jetë i parëndësishëm për kërkimin e supernovave: një teleskop me një kamerë CCD mund të merrte veçmas imazhe të të gjitha galaktikave që binin në pllakën fotografike, në një kohë të krahasueshme me një ekspozim fotografik. Janë shfaqur projekte të programeve plotësisht të automatizuara të kërkimit të supernovës, në të cilat teleskopi drejtohet nga galaktikat e zgjedhura sipas një programi të futur paraprakisht, dhe imazhet që rezultojnë krahasohen me kompjuter me ato të marra më parë. Vetëm nëse zbulohet një objekt i ri, kompjuteri i dërgon një sinjal astronomit, i cili zbulon nëse në të vërtetë është zbuluar një shpërthim supernova. Në vitet '90, një sistem i tillë, duke përdorur një teleskop reflektues 80 cm, filloi të funksionojë në Observatorin Lick (SHBA).

Disponueshmëria e kamerave të thjeshta CCD për entuziastët e astronomisë ka çuar në faktin se ata po kalojnë nga vëzhgimet vizuale në vëzhgimet e CCD, dhe më pas yjet deri në madhësinë e 18-të dhe madje të 19-të bëhen të disponueshme për teleskopët me lente 20-30 cm. Futja e kërkimeve të automatizuara dhe numri në rritje i astronomëve amatorë që kërkojnë supernova duke përdorur kamerat CCD ka çuar në një shpërthim në numrin e zbulimeve: tani zbulohen më shumë se 100 supernova në vit dhe numri i përgjithshëm i zbulimeve ka tejkaluar 1500. Vitet e fundit është nisur edhe kërkimi për supernova shumë të largëta dhe të zbehta në teleskopët më të mëdhenj me diametër pasqyre 3-4 metra. Doli se studimet e supernovave, duke arritur një shkëlqim maksimal prej 23-24 magnitudë, 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 të pajisur me kamerat më të avancuara CCD, mund të zbulohen më shumë se 10 supernova të largëta! Disa imazhe të supernovave të tilla janë paraqitur në figurën më poshtë.

Pothuajse për të gjitha supernova që po zbulohen aktualisht, është e mundur të merret të paktën një spektër, dhe për shumë janë të njohura kthesat e dritës (kjo është gjithashtu një meritë e madhe e astronomëve amatorë). Pra, vëllimi i materialit vëzhgues të disponueshëm për analizë është shumë i madh dhe duket se të gjitha pyetjet në lidhje me natyrën e këtyre fenomeneve madhështore duhet të zgjidhen. Fatkeqësisht, ende nuk është kështu. Le të hedhim një vështrim më të afërt në pyetjet kryesore me të cilat përballen studiuesit e supernovës dhe përgjigjet më të mundshme për to sot.

Klasifikimi i supernovës, kthesat dhe spektrat e dritës

Përpara se të nxjerrim ndonjë përfundim për natyrën fizike të një dukurie, është e nevojshme të kemi një kuptim të plotë të manifestimeve të tij të vëzhgueshme, të cilat duhet të klasifikohen siç duhet. Natyrisht, pyetja e parë që u ngrit para studiuesve të supernovës ishte nëse ata ishin të njëjtë, dhe nëse jo, sa të ndryshëm ishin dhe nëse mund të klasifikoheshin. Tashmë supernova e parë e zbuluar nga Baade dhe Zwicky tregoi dallime domethënëse në kthesat dhe spektrat e dritës. Në vitin 1941, R. Minkowski propozoi ndarjen e supernovave në dy lloje kryesore bazuar në natyrën e spektrave të tyre. Ai i klasifikoi supernova si tipi I, spektrat e të cilave ishin krejtësisht të ndryshme nga spektri i të gjitha objekteve të njohura në atë kohë. Linjat e elementit më të zakonshëm në Univers - hidrogjenit - mungonin plotësisht, i gjithë spektri përbëhej nga maksimumi dhe minimumi i gjerë që nuk mund të identifikoheshin, pjesa ultravjollcë e spektrit ishte shumë e dobët. Supernova u klasifikuan si tipi II, spektri i të cilave tregoi njëfarë ngjashmërie me novat "e zakonshme" në prani të linjave shumë intensive të emetimit të hidrogjenit, pjesa ultravjollcë e spektrit të tyre është e ndritshme.

Spektrat e supernovës së tipit I mbetën misterioze për tre dekada. Vetëm pasi Yu.Pskovsky tregoi se brezat në spektra nuk janë gjë tjetër veçse seksione të spektrit të vazhdueshëm midis linjave të përthithjes së gjerë dhe mjaft të thellë, identifikimi i spektrit të supernovës së tipit I. U identifikuan një numër linjash absorbimi, kryesisht linjat më intensive të kalciumit dhe silikonit të vetëm të jonizuar. Gjatësia e valës së këtyre linjave zhvendoset në anën vjollce të spektrit për shkak të efektit Doppler në guaskën që zgjerohet me një shpejtësi prej 10-15 mijë km në sekondë. Është jashtëzakonisht e vështirë të identifikohen të gjitha linjat në spektrat e supernovës së tipit I, pasi ato janë zgjeruar shumë dhe mbivendosen njëra-tjetrën; Përveç kalciumit dhe silikonit të përmendur, ishte e mundur të identifikoheshin linjat e magnezit dhe hekurit.

Analiza e spektrit të supernovës na lejoi të nxjerrim përfundime të rëndësishme: nuk ka pothuajse asnjë hidrogjen në predha të hedhura gjatë një shpërthimi të supernovës së tipit I; ndërsa përbërja e predhave të supernovës së tipit II është pothuajse e njëjtë me atë të atmosferës diellore. Shpejtësia e zgjerimit të predhave është nga 5 në 15-20 mijë km/s, temperatura e fotosferës është rreth maksimumit - 10-20 mijë gradë. Temperatura bie shpejt dhe pas 1-2 muajsh arrin 5-6 mijë gradë.

Lakoret e dritës së supernovave gjithashtu ndryshonin: për tipin I ishin të gjitha shumë të ngjashme, ato kanë një formë karakteristike me një rritje shumë të shpejtë të shkëlqimit në maksimum, e cila zgjat jo më shumë se 2-3 ditë, një rënie e shpejtë e shkëlqimit me 3. magnitudat në 25-40 ditë dhe zbërthimi i ngadalshëm i mëvonshëm, pothuajse linear në shkallën e madhësisë, që korrespondon me një zbehje eksponenciale të shkëlqimit.

Kurbat e dritës së supernovës së tipit II rezultuan të ishin shumë më të ndryshme. Disa ishin të ngjashme me kthesat e dritës të supernovave të tipit I, vetëm me një rënie më të ngadaltë dhe më të gjatë të shkëlqimit deri në fillimin e një "bishti" linear për të tjerët, menjëherë pas maksimumit, filloi një rajon me shkëlqim pothuajse konstant - kështu-; quhet “pllajë”, e cila mund të zgjasë deri në 100 ditë. Pastaj shkëlqimi bie ndjeshëm dhe arrin një "bisht" linear. Të gjitha kthesat e hershme të dritës janë marrë nga vëzhgimet fotografike në të ashtuquajturin sistem të madhësisë fotografike, që korrespondon me ndjeshmërinë e pllakave fotografike konvencionale (gama e gjatësisë valore 3500-5000 A). Përdorimi i një sistemi fotovizual (5000-6000 A) përveç tij bëri të mundur marrjen e informacionit të rëndësishëm në lidhje me ndryshimin e indeksit të ngjyrave (ose thjesht "ngjyrës") të supernovës: rezultoi se pas maksimumit, supernova e të dy llojet vazhdimisht "bëhen të kuqe", domethënë pjesa kryesore e rrezatimit zhvendoset drejt valëve më të gjata. Kjo skuqje ndalon në fazën e rënies lineare të shkëlqimit dhe madje mund të zëvendësohet nga "kaltërsia" e supernovës.

Përveç kësaj, supernova e tipit I dhe tipit II ndryshonin në llojet e galaktikave në të cilat shpërthyen. Supernova e tipit II janë zbuluar vetëm në galaktikat spirale ku yjet aktualisht janë ende duke u formuar dhe ka yje të vjetër, me masë të ulët dhe yje të rinj, masivë dhe "jetëshkurtër" (vetëm disa milionë vjet). Supernova e tipit I ndodhin si në galaktikat spirale ashtu edhe në ato eliptike, ku formimi intensiv i yjeve nuk mendohet të ketë ndodhur për miliarda vjet.

Në këtë formë, klasifikimi i supernovave u mbajt deri në mesin e viteve '80. Fillimi i përdorimit të gjerë të marrësve CCD në astronomi ka bërë të mundur rritjen e ndjeshme të sasisë dhe cilësisë së materialit vëzhgues. Pajisjet moderne bënë të mundur marrjen e spektrogrameve për objekte të zbehta, të paarritshme më parë; me saktësi shumë më të madhe ishte e mundur të përcaktoheshin intensitetet dhe gjerësia e vijave dhe të regjistroheshin vija më të dobëta në spektra. Marrësit CCD, detektorët infra të kuqe dhe instrumentet e montuara në anije kozmike kanë bërë të mundur vëzhgimin e supernovave në të gjithë gamën e rrezatimit optik nga ultravjollcë në infra të kuqe të largët; U kryen gjithashtu vëzhgime me rreze gama, rreze X dhe radio të supernovave.

Si rezultat, klasifikimi binar në dukje i vendosur i supernovave filloi të ndryshonte shpejt dhe të bëhej më kompleks. Doli që supernova e tipit I nuk janë aq homogjene sa dukej. Spektrat e këtyre supernovave treguan dallime domethënëse, më e rëndësishmja prej të cilave ishte intensiteti i linjës së silikonit të vetëm të jonizuar, e vëzhguar në një gjatësi vale prej rreth 6100 A. Për shumicën e supernovave të tipit I, kjo linjë absorbimi afër shkëlqimit maksimal ishte tipari më i dukshëm. në spektër, por për disa supernova praktikisht mungonte dhe linjat e thithjes së heliumit ishin më intensivet.

Këto supernova u emëruan Ib, dhe supernova "klasike" e tipit I u emërua Ia. Më vonë doli se disa supernova Ib gjithashtu u mungojnë linjat e heliumit, dhe ato u quajtën tipi Ic. Këto lloje të reja supernovash ndryshonin nga ato "klasike" Ia në kthesat e tyre të dritës, të cilat rezultuan të ishin mjaft të ndryshme, megjithëse ishin të ngjashme në formë me kthesat e dritës të supernovës Ia. Supernova e tipit Ib/c doli të ishin gjithashtu burime të emetimit të radios. Të gjithë ata u zbuluan në galaktikat spirale, në rajone ku formimi i yjeve mund të ketë ndodhur kohët e fundit dhe yje mjaft masive ende ekzistojnë.

Lakoret e dritës së supernovës Ia në rangun e spektrit të kuq dhe infra të kuq (bandat R, I, J, H, K) ishin shumë të ndryshme nga kthesat e studiuara më parë në brezat B dhe V në R 20 ditë pas maksimumit, pastaj në filtrin I dhe intervalet më të gjata valore shfaqet një maksimum i dytë real. Megjithatë, disa supernova Ia nuk e kanë këtë maksimum të dytë. Këto supernova dallohen gjithashtu nga ngjyra e tyre e kuqe në shkëlqimin maksimal, ndriçimi i reduktuar dhe disa veçori spektrale. Supernova e parë e tillë ishte SN 1991bg dhe objektet e ngjashme me të quhen ende supernova të veçanta Ia ose "supernova e tipit 1991bg". Një lloj tjetër i supernovës Ia, përkundrazi, karakterizohet nga rritja e shkëlqimit në maksimum. Ato karakterizohen nga intensitet më të ulët të linjave të absorbimit në spektra. "Prototipi" për ta është SN 1991T.

Në vitet 1970, supernova e tipit II u ndanë sipas natyrës së kthesave të tyre të dritës në "lineare" (II-L) dhe ato me "pllajë" (II-P). Më pas, gjithnjë e më shumë supernova II filluan të zbulohen, duke treguar veçori të caktuara në kthesat dhe spektrat e tyre të dritës. Kështu, në kthesat e tyre të dritës, dy supernova më të shndritshme të viteve të fundit ndryshojnë ndjeshëm nga supernova të tjera të tipit II: 1987A dhe 1993J. Të dy kishin dy maksimum në kthesat e tyre të dritës: pas ndezjes, shkëlqimi ra shpejt, pastaj filloi të rritet përsëri dhe vetëm pas maksimumit të dytë filloi dobësimi përfundimtar i shkëlqimit. Ndryshe nga supernova Ia, maksimumi i dytë u vu re në të gjitha vargjet spektrale, dhe për SN 1987A ishte shumë më i ndritshëm se i pari në intervalet më të gjata valore.

Ndër veçoritë spektrale, më e shpeshta dhe më e dukshme ishte prania, së bashku me linjat e gjera të emetimit, karakteristike të predhave në zgjerim, edhe e një sistemi linjash të ngushta emetimi ose absorbimi. Ky fenomen ka shumë të ngjarë për shkak të pranisë së një guaskë të dendur që rrethon yllin përpara shpërthimit, supernova të tilla janë caktuar II-n.

Statistikat e Supernovës

Sa shpesh ndodhin supernova dhe si shpërndahen ato në galaktika? Studimet statistikore të supernovave duhet t'u përgjigjen këtyre pyetjeve.

Duket se përgjigjja për pyetjen e parë është mjaft e thjeshtë: ju duhet të vëzhgoni disa galaktika për një kohë mjaft të gjatë, të numëroni supernovat e vëzhguara në to dhe të ndani numrin e supernovave me kohën e vëzhgimit. Por doli se koha e mbuluar nga vëzhgime mjaft të rregullta ishte ende shumë e shkurtër për përfundime të caktuara për galaktikat individuale: në shumicën e rasteve u vëzhguan vetëm një ose dy ndezje. Vërtetë, një numër mjaft i madh supernovash janë regjistruar tashmë në disa galaktika: mbajtësi i rekordeve është galaktika NGC 6946, në të cilën janë zbuluar 6 supernova që nga viti 1917. Megjithatë, këto të dhëna nuk japin të dhëna të sakta për shpeshtësinë e shpërthimeve. Së pari, koha e saktë e vëzhgimeve të kësaj galaktike është e panjohur, dhe së dyti, shpërthimet pothuajse të njëkohshme për ne mund të ndahen nga periudha mjaft të mëdha kohore: në fund të fundit, drita nga supernova udhëton një rrugë të ndryshme brenda galaktikës dhe madhësinë e saj. në vite dritë është shumë më e madhe se koha e vëzhgimit. Aktualisht është e mundur të vlerësohet frekuenca e ndezjes vetëm për një grup të caktuar galaktikash. Për ta bërë këtë, është e nevojshme të përdoren të dhënat vëzhguese nga kërkimi për supernova: çdo vëzhgim jep një "kohë efektive gjurmimi" për secilën galaktikë, e cila varet nga distanca në galaktikë, nga madhësia kufizuese e kërkimit dhe nga natyra. të lakores së dritës së supernovës. Për lloje të ndryshme supernovash, koha e vëzhgimit të së njëjtës galaktikë do të jetë e ndryshme. Kur kombinohen rezultatet për disa galaktika, është e nevojshme të merren parasysh dallimet e tyre në masë dhe shkëlqim, si dhe në llojin morfologjik. Aktualisht, është zakon që rezultatet të normalizohen në shkëlqimin e galaktikave dhe të kombinohen të dhënat vetëm për galaktikat me lloje të ngjashme. Puna e fundit e bazuar në kombinimin e të dhënave nga disa programe të kërkimit të supernovës ka dhënë rezultatet e mëposhtme: vetëm supernova e tipit Ia vërehen në galaktikat eliptike, dhe në një galaktikë "mesatare" me një shkëlqim prej 10 10 shkëlqime diellore, një supernova shpërthen afërsisht një herë në 500 vjet. Në një galaktikë spirale me të njëjtën shkëlqim, supernova Ia shpërthen vetëm në një frekuencë pak më të lartë, por supernova e tipit II dhe Ib/c u shtohen atyre dhe shkalla totale e shpërthimit është afërsisht një herë në 100 vjet. Frekuenca e ndezjeve është përafërsisht proporcionale me shkëlqimin e galaktikave, domethënë në galaktikat gjigante është shumë më e lartë: në veçanti, NGC 6946 është një galaktikë spirale me një shkëlqim prej 2.8 10 10 shkëlqime diellore, prandaj, rreth tre ndezje mund të jenë pritet në të për 100 vjet, dhe 6 supernova të vëzhguara në të mund të konsiderohen si një devijim jo shumë i madh nga frekuenca mesatare. Galaktika jonë është më e vogël se NGC 6946 dhe mesatarisht çdo 50 vjet mund të pritet një shpërthim në të. Megjithatë, dihet se vetëm katër supernova janë vërejtur në galaktikë gjatë mijëvjeçarit të kaluar. A ka ndonjë kontradiktë këtu? Rezulton se jo - në fund të fundit, pjesa më e madhe e galaktikës është e fshehur nga ne nga shtresa gazi dhe pluhuri, dhe afërsia e Diellit, në të cilën u vëzhguan këto 4 supernova, përbën vetëm një pjesë të vogël të galaktikës.

Si shpërndahen supernova brenda galaktikave? Sigurisht, tani për tani është e mundur të studiohen vetëm shpërndarjet përmbledhëse të reduktuara në një galaktikë "mesatare", si dhe shpërndarjet në lidhje me detajet e strukturës së galaktikave spirale. Këto pjesë përfshijnë, para së gjithash, mëngë spirale; në galaktika mjaft të afërta, rajonet e formimit aktiv të yjeve janë gjithashtu qartë të dukshme, të identifikuara nga retë e hidrogjenit të jonizuar - rajoni H II, ose nga grupimet e yjeve blu të shndritshëm - shoqata OB. Studimet e shpërndarjes hapësinore, të përsëritura shumë herë me rritjen e numrit të supernovave të zbuluara, dhanë rezultatet e mëposhtme. Shpërndarjet e supernovave të të gjitha llojeve sipas distancës nga qendrat e galaktikave ndryshojnë pak nga njëra-tjetra dhe janë të ngjashme me shpërndarjen e shkëlqimit - dendësia zvogëlohet nga qendra në skajet sipas një ligji eksponencial. Dallimet midis llojeve të supernovave manifestohen në shpërndarjen në lidhje me rajonet e formimit të yjeve: nëse supernova e të gjitha llojeve përqendrohen në krahët spirale, atëherë vetëm supernova e llojeve II dhe Ib/c përqendrohen në rajonet H II. Mund të konkludojmë se jetëgjatësia e një ylli që prodhon një shpërthim të tipit II ose Ib/c është nga 10 6 në 10 7 vjet, dhe për llojin Ia është rreth 10 8 vjet. Megjithatë, supernova Ia vërehen edhe në galaktikat eliptike, ku besohet se nuk ka yje më të rinj se 10 9 vjet. Ekzistojnë dy shpjegime të mundshme për këtë kontradiktë - ose natyra e shpërthimeve të supernovës Ia në galaktikat spirale dhe eliptike është e ndryshme, ose formimi i yjeve vazhdon ende në disa galaktika eliptike dhe yjet më të rinj janë të pranishëm.

Modelet teorike

Bazuar në tërësinë e të dhënave vëzhguese, studiuesit arritën në përfundimin se një shpërthim supernova duhet të jetë faza e fundit në evolucionin e një ylli, pas së cilës ai pushon së ekzistuari në formën e tij të mëparshme. Në të vërtetë, energjia e shpërthimit të supernovës vlerësohet si 10 50 - 10 51 erg, e cila tejkalon vlerat tipike të energjisë së lidhjes gravitacionale të yjeve. Energjia e çliruar gjatë një shpërthimi të supernovës është më se e mjaftueshme për të shpërndarë plotësisht lëndën e yllit në hapësirë. Çfarë lloj yjesh dhe kur i japin fund jetës së tyre me një shpërthim supernova, cila është natyra e proceseve që çojnë në një çlirim kaq gjigant të energjisë?

Të dhënat e vëzhgimit tregojnë se supernova ndahen në disa lloje, që ndryshojnë në përbërjen kimike të predhave dhe masat e tyre, në natyrën e çlirimit të energjisë dhe në lidhjen e tyre me lloje të ndryshme të popullatave yjore. Supernova e tipit II janë të lidhura qartë me yje të rinj, masivë dhe guaskat e tyre përmbajnë sasi të mëdha hidrogjeni. Prandaj, ndezjet e tyre konsiderohen si faza përfundimtare e evolucionit të yjeve, masa fillestare e të cilëve është më shumë se 8-10 masa diellore. Në pjesët qendrore të yjeve të tillë, energjia lëshohet gjatë reaksioneve të shkrirjes bërthamore, duke filluar nga më të thjeshtat - formimi i heliumit gjatë shkrirjes së bërthamave të hidrogjenit dhe duke përfunduar me formimin e bërthamave të hekurit nga silikoni. Bërthamat e hekurit janë më të qëndrueshmet në natyrë dhe nuk lëshohet energji kur ato shkrihen. Kështu, kur bërthama e një ylli bëhet hekur, çlirimi i energjisë në të ndalet. Bërthama nuk mund t'i rezistojë forcave gravitacionale dhe shpejt tkurret - shembet. Proceset që ndodhin gjatë kolapsit janë ende larg shpjegimit të plotë. Sidoqoftë, dihet se nëse e gjithë lënda në bërthamën e një ylli shndërrohet në neutrone, atëherë ajo mund t'i rezistojë forcave të gravitetit. Bërthama e yllit kthehet në një "yll neutron" dhe kolapsi ndalon. Në këtë rast, çlirohet një energji e madhe, duke hyrë në guaskën e yllit dhe duke bërë që ai të fillojë zgjerimin, të cilin ne e shohim si një shpërthim supernova. Nëse evolucioni i yllit kishte ndodhur më parë "në mënyrë të qetë", atëherë mbështjellja e tij duhet të ketë një rreze qindra herë më të madhe se rrezja e Diellit dhe të mbajë një sasi të mjaftueshme hidrogjeni për të shpjeguar spektrin e supernovave të tipit II. Nëse pjesa më e madhe e guaskës humbi gjatë evolucionit në një sistem të ngushtë binar ose në ndonjë mënyrë tjetër, atëherë nuk do të ketë linja hidrogjeni në spektër - do të shohim një supernova të tipit Ib ose Ic.

Në yjet më pak masive, evolucioni vazhdon ndryshe. Pas djegies së hidrogjenit, bërthama bëhet helium dhe fillon reagimi i shndërrimit të heliumit në karbon. Megjithatë, bërthama nuk nxehet në një temperaturë kaq të lartë sa të fillojnë reaksionet e shkrirjes që përfshijnë karbonin. Bërthama nuk mund të lëshojë energji të mjaftueshme dhe tkurret, por në këtë rast ngjeshja ndalet nga elektronet që ndodhen në bërthamë. Bërthama e yllit kthehet në një të ashtuquajtur "xhuxh të bardhë" dhe guaska shpërndahet në hapësirë ​​në formën e një mjegullnaje planetare. Astrofizikani indian S. Chandrasekhar tregoi se një xhuxh i bardhë mund të ekzistojë vetëm nëse masa e tij është më pak se rreth 1.4 masa diellore. Nëse xhuxhi i bardhë ndodhet në një sistem binar mjaft të ngushtë, atëherë materia mund të fillojë të rrjedhë nga ylli i zakonshëm në xhuxhin e bardhë. Masa e xhuxhit të bardhë gradualisht rritet dhe kur kalon kufirin, ndodh një shpërthim, gjatë të cilit ndodh djegia e shpejtë termonukleare e karbonit dhe oksigjenit, duke u shndërruar në nikel radioaktiv. Ylli është shkatërruar plotësisht, dhe në guaskën në zgjerim ka zbërthim radioaktiv të nikelit në kobalt dhe më pas në hekur, i cili siguron energji për shkëlqimin e guaskës. Kështu shpërthejnë supernova e tipit Ia.

Studimet teorike moderne të supernovave janë kryesisht llogaritje në kompjuterët më të fuqishëm të modeleve të yjeve që shpërthejnë. Fatkeqësisht, nuk ka qenë ende e mundur të krijohet një model që, nga një fazë e vonë e evolucionit të yjeve, do të çonte në një shpërthim supernova dhe manifestimet e tij të vëzhgueshme. Megjithatë, modelet ekzistuese përshkruajnë mjaft mirë kthesat e dritës dhe spektrat e shumicës dërrmuese të supernovave. Zakonisht ky është një model i guaskës së një ylli, në të cilin energjia e shpërthimit investohet "me dorë", pas së cilës fillon zgjerimi dhe ngrohja e tij. Megjithë vështirësitë e mëdha që lidhen me kompleksitetin dhe diversitetin e proceseve fizike, vitet e fundit është bërë përparim i madh në këtë fushë të kërkimit.

Ndikimi i Supernovës në Mjedis

Shpërthimet e supernovës kanë një ndikim të fortë dhe të larmishëm në mjedisin ndëryjor përreth. Zarfi i supernovës, i nxjerrë me shpejtësi të madhe, mbledh dhe ngjesh gazin që e rrethon. Ndoshta kjo mund të shkaktojë formimin e yjeve të rinj nga retë e gazit. Energjia e shpërthimit është aq e madhe sa ndodh sinteza e elementëve të rinj, veçanërisht atyre më të rëndë se hekuri. Materiali i pasuruar me elementë të rëndë shpërndahet nga shpërthimet e supernovës në të gjithë galaktikën, duke rezultuar në yje të formuar pas shpërthimeve të supernovës që përmbajnë më shumë elementë të rëndë. Mediumi ndëryjor në rajonin "tona" të Rrugës së Qumështit doli të ishte aq i pasuruar me elementë të rëndë sa u bë e mundur shfaqja e jetës në Tokë. Supernova janë drejtpërdrejt përgjegjëse për këtë! Supernova, me sa duket, gjenerojnë gjithashtu rryma grimcash me energji shumë të lartë - rreze kozmike. Këto grimca, duke depërtuar në sipërfaqen e Tokës përmes atmosferës, mund të shkaktojnë mutacione gjenetike, për shkak të të cilave ndodh evolucioni i jetës në Tokë.

Supernova na tregojnë për fatin e Universit

Supernova, dhe veçanërisht supernova e tipit Ia, janë ndër objektet më të shndritshme në formë ylli në Univers. Prandaj, edhe supernova shumë të largëta mund të studiohen me pajisjet e disponueshme aktualisht.

Shumë supernova Ia janë zbuluar në galaktika mjaft të afërta, distanca deri në të cilat mund të përcaktohet në disa mënyra. Aktualisht, më e sakta konsiderohet të jetë përcaktimi i distancave bazuar në shkëlqimin e dukshëm të yjeve të ndryshueshëm të ndritshëm të një lloji të caktuar - Cepheids. Duke përdorur teleskopin hapësinor. Hubble zbuloi dhe studioi një numër të madh Cefeidësh në galaktika të largëta prej nesh në një distancë prej rreth 20 megaparseks. Vlerësimet mjaft të sakta të distancave në këto galaktika bënë të mundur përcaktimin e shkëlqimit të supernovës së tipit Ia që shpërtheu në to. Nëse supozojmë se supernova e largët Ia kanë mesatarisht të njëjtën shkëlqim, atëherë distanca me to mund të vlerësohet nga madhësia e vëzhguar në shkëlqimin maksimal.

Ne kemi parë tashmë se, ndryshe nga Dielli dhe yjet e tjerë të palëvizshëm, yjet e ndryshueshëm fizikë ndryshojnë në madhësi, temperaturë të fotosferës dhe shkëlqim. Ndër llojet e ndryshme të yjeve jo të palëvizshëm, novae dhe supernova janë me interes të veçantë. Në fakt, këta nuk janë yje të saposhfaqur, por ato para-ekzistuese që tërhoqën vëmendjen nga një rritje e mprehtë e shkëlqimit.

Gjatë shpërthimeve të yjeve të rinj, shkëlqimi rritet mijëra e miliona herë gjatë një periudhe prej disa ditësh deri në disa muaj. Ka yje të njohur që janë ndezur vazhdimisht si novae. Sipas të dhënave moderne, yjet e rinj zakonisht janë pjesë e sistemeve binare, dhe shpërthimet e njërit prej yjeve ndodhin si rezultat i shkëmbimit të materies midis yjeve që formojnë sistemin binar. Për shembull, në një sistem "xhuxh i bardhë - yll i zakonshëm (shkëlqim i ulët)", shpërthimet që shkaktojnë fenomenin e një nova mund të ndodhin kur gazi bie nga një yll i zakonshëm mbi një xhuxh të bardhë.

Akoma më madhështore janë shpërthimet e supernovave, shkëlqimi i të cilave rritet papritur me rreth 19 m! Në shkëlqimin maksimal, sipërfaqja rrezatuese e yllit i afrohet vëzhguesit me një shpejtësi prej disa mijëra kilometrash në sekondë. Modeli i shpërthimeve të supernovës sugjeron që supernova janë yje që shpërthejnë.

Gjatë shpërthimeve të supernovës, energji e madhe lëshohet gjatë disa ditëve - rreth 10 41 J. Shpërthime të tilla kolosale ndodhin në fazat përfundimtare të evolucionit të yjeve, masa e të cilave është disa herë më e madhe se masa e Diellit.

Në shkëlqimin e saj maksimal, një supernova mund të shkëlqejë më shumë se një miliard yje si Dielli ynë. Gjatë shpërthimeve më të fuqishme të disa supernovave, lënda mund të hidhet me shpejtësi 5000 - 7000 km/s, masa e së cilës arrin disa masa diellore. Mbetjet e predhave të nxjerra nga supernova janë të dukshme për një kohë të gjatë si gaz në zgjerim.

Janë zbuluar jo vetëm mbetjet e predhave të supernovës, por edhe atë që ka mbetur nga pjesa qendrore e yllit të shpërthyer dikur. Këto "mbetje yjore" doli të ishin burime të mahnitshme të emetimit të radios, të cilat u quajtën pulsarë. Pulsarët e parë u zbuluan në vitin 1967.

Disa pulsarë kanë një ritëm jashtëzakonisht të qëndrueshëm të përsëritjes së pulseve të radios: pulset përsëriten në intervale rreptësisht të barabarta kohore, të matura me një saktësi që tejkalon 10 -9 s! Pulsarët e hapur janë të vendosur nga ne në distanca që nuk i kalojnë qindra parsekë. Supozohet se pulsarët rrotullohen me shpejtësi yje super të dendur me rreze rreth 10 km dhe masa afër masës së Diellit. Yje të tillë përbëhen nga neutrone të mbushura dendur dhe quhen yje neutron. Vetëm një pjesë e kohës së ekzistencës së tyre yjet neutron manifestohen si pulsarë.

Shpërthimet e supernovës janë fenomene të rralla. Gjatë mijëvjeçarit të kaluar, vetëm disa shpërthime të supernovës janë vërejtur në sistemin tonë yjor. Nga këto, tre në vijim janë vërtetuar më me besueshmëri: një shpërthim në 1054 në yjësinë Demi, në 1572 në yjësinë Cassiopeia, në 1604 në yjësinë Ophiuchus. E para nga këto supernova u përshkrua si një "yll mysafir" nga astronomët kinezë dhe japonezë, e dyta nga Tycho Brahe dhe e treta u vëzhgua nga Johannes Kepler. Shkëlqimi i supernovës së viteve 1054 dhe 1572 tejkaloi shkëlqimin e Venusit dhe këta yje ishin të dukshëm gjatë ditës. Që nga shpikja e teleskopit (1609), asnjë supernova e vetme nuk është vërejtur në sistemin tonë yjor (është e mundur që disa shpërthime të kalojnë pa u vënë re). Kur u krijua mundësia për të eksploruar sisteme të tjera yjore, yje dhe supernova të reja shpesh zbuloheshin në to.

Më 23 shkurt 1987, një supernova shpërtheu në Renë e Madhe të Magelanit (konstelacioni Doradus), sateliti më i madh i galaktikës sonë. Për herë të parë që nga viti 1604, një supernova mund të shihet edhe me sy të lirë. Para shpërthimit, kishte një yll me magnitudë të 12-të në vendin e supernovës. Ylli arriti shkëlqimin e tij maksimal prej 4 m në fillim të marsit, dhe më pas filloi të zbehet ngadalë. Shkencëtarët që vëzhguan supernovën duke përdorur teleskopë nga observatorët më të mëdhenj në tokë, observatori orbital Astron dhe teleskopët me rreze X në modulin Kvant të stacionit orbital Mir ishin në gjendje të gjurmonin të gjithë procesin e ndezjes për herë të parë. Vëzhgimet u kryen në intervale të ndryshme spektrale, duke përfshirë rrezet e dukshme optike, rrezet ultravjollcë, rrezet X dhe rrezet e radios. Raportet e bujshme u shfaqën në shtypin shkencor në lidhje me zbulimin e neutrinës dhe, ndoshta, rrezatimit gravitacional nga një yll në shpërthim. Modeli i strukturës së yllit në fazën para shpërthimit u rafinua dhe u pasurua me rezultate të reja.