Supernova ni mlipuko wa nyota kubwa zinazokufa na kutolewa kwa nishati kubwa, mara trilioni ya nishati ya Jua. Supernova inaweza kuangazia galaksi nzima, na nuru iliyotumwa na nyota itafikia ukingo wa Ulimwengu Ikiwa moja ya nyota hizi italipuka kwa umbali wa miaka 10 ya mwanga kutoka kwa Dunia, Dunia itaungua kabisa kutoka kwa kutolewa kwa Ulimwengu. nishati na mionzi.
Supernova
Supernovae sio tu kuharibu, pia hujaza vitu muhimu katika nafasi: chuma, dhahabu, fedha na wengine. Kila kitu tunachojua kuhusu Ulimwengu kiliumbwa kutokana na mabaki ya kitu ambacho kililipuka mara moja. nova. Supernova ni mojawapo ya vitu vyema na vya kuvutia zaidi katika Ulimwengu. Milipuko mikubwa zaidi katika Ulimwengu huacha mabaki maalum, ya kushangaza zaidi katika Ulimwengu:
Nyota za nyutroni
Neutroni ni miili hatari sana na ya ajabu. Wakati nyota kubwa inakwenda supernova, msingi wake hupungua hadi ukubwa wa jiji kuu la Dunia. Shinikizo ndani ya msingi ni kubwa sana hata hata atomi zilizo ndani huanza kuyeyuka. Wakati atomi zimebanwa sana hivi kwamba hakuna nafasi iliyobaki kati yao, nishati nyingi hujilimbikiza na mlipuko wenye nguvu hutokea. Mlipuko huo unaacha nyuma ya Nyota ya Neutron mnene sana. Kijiko cha kijiko cha nyota ya Neutron itakuwa na uzito wa tani milioni 90.
Pulsar ni mabaki ya mlipuko wa supernova. Mwili unaofanana na wingi na msongamano wa nyota ya nyutroni. Inazunguka kwa kasi kubwa, pulsars hutoa mionzi inayopasuka kwenye nafasi kutoka kaskazini na miti ya kusini. Kasi ya mzunguko inaweza kufikia mapinduzi 1000 kwa sekunde.
Wakati nyota mara 30 ya ukubwa wa Jua letu inapolipuka, inaunda nyota inayoitwa Magnetar. Sumaku huunda nguvu mashamba ya sumaku wao ni wageni hata kuliko nyota za Neutron na Pulsars. Uga wa sumaku wa Magnitar ni mkubwa mara elfu kadhaa kuliko ule wa Dunia.
Mashimo nyeusi
Baada ya kifo cha hypernovae, nyota kubwa zaidi kuliko nyota, ya ajabu zaidi na mahali hatari Kuna shimo nyeusi katika Ulimwengu. Baada ya kifo cha nyota kama hiyo, shimo nyeusi huanza kuchukua mabaki yake. Shimo jeusi lina nyenzo nyingi sana za kunyonya na hutupa mabaki ya nyota kwenye nafasi, na kutengeneza miale 2 ya mionzi ya gamma.
Kwa upande wetu, Jua, kwa kweli, halina misa ya kutosha kuwa shimo nyeusi, pulsar, magnetar au hata nyota ya neva. Kwa viwango vya ulimwengu, nyota yetu ni ndogo sana kwa mwisho wa maisha yake. Wanasayansi wanasema kwamba baada ya mafuta kupungua, nyota yetu itaongezeka kwa ukubwa wa makumi kadhaa ya nyakati, ambayo itawawezesha kunyonya sayari za dunia: Mercury, Venus, Dunia na, ikiwezekana, Mars.
Vitabu vya kale na historia hutuambia kwamba mara kwa mara nyota za mwangaza wa kipekee zilitokea angani ghafla. Waliongezeka haraka katika mwangaza, na kisha polepole, zaidi ya miezi kadhaa, walipotea na wakaacha kuonekana. Karibu na mwangaza wa juu zaidi, nyota hizi zilionekana hata wakati wa mchana. Milipuko ya kushangaza zaidi ilikuwa mnamo 1006 na 1054, habari ambayo iko katika maandishi ya Kichina na Kijapani. Mnamo 1572, nyota kama hiyo iliibuka kwenye kundi la nyota la Cassiopeia na ilizingatiwa na mtaalam wa nyota mashuhuri Tycho Brahe, na mnamo 1604, mwali kama huo katika kundinyota la Ophiuchus ulionekana na Johannes Kepler. Tangu wakati huo, wakati wa karne nne za enzi ya "telescopic" katika unajimu, hakuna miale kama hiyo imeonekana. Walakini, pamoja na maendeleo ya unajimu wa uchunguzi, watafiti walianza kugundua idadi kubwa ya miali kama hiyo, ingawa haikufikia mwangaza wa juu sana. Nyota hizi, zilionekana ghafla na kutoweka hivi karibuni kana kwamba bila kuwaeleza, zilianza kuitwa "novae". Ilionekana kuwa nyota za 1006 na 1054, nyota za Tycho na Kepler, zilikuwa moto sawa, karibu sana na kwa hivyo mkali. Lakini ikawa kwamba hii haikuwa hivyo. Mnamo 1885, mtaalam wa nyota Hartwig katika Kituo cha Kuchunguza cha Tartu aliona kuonekana kwa nyota mpya katika nebula inayojulikana ya Andromeda. Nyota hii ilifikia ukubwa wa 6 unaoonekana, yaani, nguvu ya mionzi yake ilikuwa mara 4 tu chini ya ile ya nebula nzima. Kisha hii haikushangaza wanaastronomia: baada ya yote, asili ya nebula ya Andromeda haikujulikana, ilichukuliwa kuwa ni wingu tu la vumbi na gesi karibu kabisa na Jua. Ni katika miaka ya 20 tu ya karne ya ishirini ambapo hatimaye ikawa wazi kwamba nebula ya Andromeda na nebulae nyingine za ond ni mifumo kubwa ya nyota, yenye mamia ya mabilioni ya nyota na mamilioni ya miaka ya mwanga kutoka kwetu. Mwangaza wa nova za kawaida, zinazoonekana kama vitu vya ukubwa wa 17-18, pia ziligunduliwa kwenye nebula ya Andromeda. Ikawa wazi kwamba nyota ya 1885 ilizidi Nyota za Novaya katika nguvu ya mionzi kwa makumi ya maelfu ya nyakati; Kwa wazi, asili ya milipuko hii lazima iwe tofauti. Baadaye, miale hii yenye nguvu zaidi iliitwa "Supernovae", ambayo kiambishi awali "super" kilimaanisha nguvu yao kubwa ya mionzi, na sio "riwaya" kubwa zaidi.
Utafutaji na Uchunguzi wa Supernova
Milipuko ya Supernova ilianza kuonekana mara nyingi kwenye picha za galaksi za mbali, lakini uvumbuzi huu ulikuwa wa bahati mbaya na haukuweza kutoa habari inayofaa kuelezea sababu na utaratibu wa milipuko hii kubwa. Walakini, mnamo 1936, wanaastronomia Baade na Zwicky, wakifanya kazi katika Palomar Observatory huko USA, walianza utaftaji wa kimfumo wa supernovae. Walikuwa na darubini ya mfumo wa Schmidt, ambayo ilifanya iwezekane kupiga picha maeneo ya makumi kadhaa ya digrii za mraba na kutoa picha za wazi kabisa za hata nyota dhaifu na galaksi. Kwa kulinganisha picha za eneo moja la anga zilizopigwa wiki kadhaa baadaye, mtu angeweza kuona kwa urahisi kuonekana kwa nyota mpya katika galaksi zinazoonekana waziwazi kwenye picha. Kwa upigaji picha, maeneo ya angani ambayo yalikuwa tajiri zaidi katika galaksi za karibu yalichaguliwa, ambapo idadi yao katika picha moja inaweza kufikia dazeni kadhaa na uwezekano wa kugundua supernovae ulikuwa mkubwa zaidi.
Mnamo 1937, Baada na Zwicky waliweza kugundua nyota 6 za supernova. Miongoni mwao walikuwa kabisa nyota angavu 1937C na 1937D (wanaastronomia waliamua kuteua supernovae kwa kuongeza barua kwa mwaka wa ugunduzi, kuonyesha utaratibu wa ugunduzi katika mwaka wa sasa), kufikia upeo wa 8 na 12 magnitudes, kwa mtiririko huo. Kwao, curves za mwanga zilipatikana - utegemezi wa mabadiliko ya mwangaza kwa muda - na idadi kubwa spectrogram - picha za mwonekano wa nyota, zinazoonyesha utegemezi wa nguvu ya mionzi kwenye urefu wa wimbi. Kwa miongo kadhaa, nyenzo hii ikawa msingi wa watafiti wote wanaojaribu kufunua sababu za milipuko ya supernova.
Kwa bahati mbaya, ya pili vita vya dunia ilikatiza programu ya uchunguzi ambayo ilikuwa imeanza kwa mafanikio. Utafutaji wa kimfumo wa supernovae kwenye Observatory ya Palomar ulianza tena mnamo 1958, lakini kwa darubini kubwa ya mfumo wa Schmidt, ambayo ilifanya iwezekane kupiga picha za nyota hadi ukubwa wa 22-23. Tangu 1960, idadi ya waangalizi wengine wamejiunga katika kazi hii. nchi mbalimbali ulimwengu ambapo kulikuwa na darubini zinazofaa. Katika USSR, kazi kama hiyo ilifanyika katika kituo cha Crimea cha SAI, ambapo darubini ya astrograph yenye kipenyo cha lens ya cm 40 na uwanja mkubwa sana wa mtazamo - karibu digrii 100 za mraba, iliwekwa, na katika Observatory ya Astrophysical ya Abastumani. huko Georgia - kwenye darubini ya Schmidt na shimo la kuingilia la cm 36 Na huko Crimea, na huko Abastumani, uvumbuzi mwingi wa supernova ulifanywa. Kati ya vituo vingine vya uchunguzi, idadi kubwa zaidi ya uvumbuzi ilitokea katika Asiago Observatory nchini Italia, ambapo darubini mbili za mfumo wa Schmidt zilifanya kazi. Lakini bado, Observatory ya Palomar ilibaki kuwa kiongozi katika idadi ya uvumbuzi na kwa ukubwa wa juu wa nyota zinazopatikana kwa kugunduliwa. Pamoja, katika miaka ya 60 na 70, hadi supernovae 20 ziligunduliwa kwa mwaka, na idadi yao ilianza kukua kwa kasi. Mara tu baada ya ugunduzi huo, uchunguzi wa photometric na spectroscopic ulianza kwenye darubini kubwa.
Mnamo 1974, F. Zwicky alikufa, na hivi karibuni utafutaji wa supernovae kwenye Palomar Observatory ulisimamishwa. Idadi ya supernovae iliyogunduliwa imepungua, lakini imeanza kuongezeka tena tangu mapema miaka ya 1980. Programu mpya za utaftaji zilizinduliwa katika anga ya kusini - kwenye uchunguzi wa Cerro el Roble huko Chile, na wapenda astronomia walianza kugundua supernovae. Ilibadilika kuwa kwa kutumia darubini ndogo za amateur zilizo na lensi za cm 20-30, mtu anaweza kutafuta kwa mafanikio milipuko mkali ya supernova, akiangalia kwa utaratibu seti maalum ya galaxi. Mafanikio makubwa zaidi yalipatikana na kasisi kutoka Australia, Robert Evans, ambaye aliweza kugundua hadi 6 supernovae kwa mwaka tangu mapema 80s. Haishangazi kwamba wataalamu wa elimu ya nyota walitania kuhusu “uhusiano wake wa moja kwa moja na mbingu.”
Mnamo 1987, supernova angavu zaidi ya karne ya 20 iligunduliwa - SN 1987A kwenye Galaxy Kubwa ya Magellanic Cloud, ambayo ni "satellite" ya Galaxy yetu na iko umbali wa kiloparsecs 55 tu kutoka kwetu. Kwa muda fulani, supernova hii ilionekana hata kwa macho, na kufikia mwangaza wa juu wa ukubwa wa 4. Hata hivyo, inaweza kuzingatiwa tu katika ulimwengu wa kusini. Mfululizo wa uchunguzi wa picha na spectral ambao ulikuwa wa kipekee kwa usahihi na muda ulipatikana kwa supernova hii, na sasa wanaastronomia wanaendelea kufuatilia jinsi mchakato wa kubadilisha supernova kuwa nebula ya gesi inayopanuka hukua.
 |
 |
 |
|
Supernova 1987A. Juu kushoto ni picha ya eneo ambalo supernova ililipuka, iliyochukuliwa muda mrefu kabla ya mlipuko huo. Nyota itakayolipuka hivi karibuni inaonyeshwa na mshale. Juu kulia ni picha ya eneo moja la anga wakati supernova ilikuwa karibu na mwangaza wa juu zaidi. Chini ni jinsi supernova inavyoonekana miaka 12 baada ya mlipuko. Pete karibu na supernova ni gesi ya nyota (iliyotolewa na nyota ya pre-supernova kabla ya mlipuko), ioni wakati wa mlipuko na kuendelea kung'aa. |
|
Katikati ya miaka ya 80, ikawa wazi kwamba enzi ya upigaji picha katika unajimu ilikuwa inaisha. Vipokezi vya CCD vilivyoboreshwa kwa haraka vilikuwa bora mara nyingi kuliko emulsion ya picha katika unyeti na masafa ya mawimbi yaliyorekodiwa, huku yakiwa sawa katika azimio. Picha iliyopatikana na kamera ya CCD inaweza kuonekana mara moja kwenye skrini ya kompyuta na ikilinganishwa na ile iliyopatikana mapema, lakini kwa kupiga picha mchakato wa kuendeleza, kukausha na kulinganisha ulichukua bora kwa siku. Faida pekee iliyobaki ya sahani za picha - uwezo wa kupiga picha maeneo makubwa ya anga - pia iligeuka kuwa isiyo na maana kwa utafutaji wa supernovae: darubini iliyo na kamera ya CCD inaweza kupata picha za galaxi zote zinazoanguka kwenye sahani ya picha, kwa wakati unaolinganishwa na mfiduo wa picha. Miradi ya mipango ya utaftaji ya kiotomatiki ya supernova imeonekana, ambayo darubini inaelekezwa kwa galaksi zilizochaguliwa kulingana na programu iliyoingizwa hapo awali, na picha zinazosababishwa zinalinganishwa na kompyuta na zile zilizopatikana hapo awali. Ikiwa tu kitu kipya kimegunduliwa, kompyuta hutuma ishara kwa mnajimu, ambaye hugundua ikiwa kweli mlipuko wa supernova umegunduliwa. Katika miaka ya 90, mfumo kama huo, kwa kutumia darubini inayoonyesha 80-cm, ulianza kufanya kazi kwenye Lick Observatory (USA).
Upatikanaji wa kamera rahisi za CCD kwa wanaopenda unajimu umesababisha ukweli kwamba wanahama kutoka kwa uchunguzi wa kuona hadi uchunguzi wa CCD, na kisha nyota hadi 18 na hata ukubwa wa 19 hupatikana kwa darubini na lensi za 20-30 cm. Kuanzishwa kwa utafutaji wa kiotomatiki na kuongezeka kwa idadi ya wanaastronomia amateur wanaotafuta supernovae kwa kutumia kamera za CCD kumesababisha mlipuko wa idadi ya uvumbuzi: sasa kuna zaidi ya supernovae 100 zinazogunduliwa kwa mwaka, na jumla ya idadi ya uvumbuzi imezidi 1500. Katika miaka ya hivi karibuni, utafutaji pia umezinduliwa kwa supernovae za mbali sana na dhaifu kwenye darubini kubwa zaidi na kipenyo cha kioo cha mita 3-4. Ilibadilika kuwa masomo ya supernovae, kufikia mwangaza wa juu wa ukubwa wa 23-24, inaweza kutoa majibu kwa maswali mengi kuhusu muundo na hatima ya Ulimwengu wote. Katika usiku mmoja wa uchunguzi na darubini kama hizo zilizo na kamera za juu zaidi za CCD, zaidi ya nyota 10 za mbali zinaweza kugunduliwa! Picha kadhaa za supernovae kama hizo zinaonyeshwa kwenye takwimu hapa chini.
Kwa karibu supernovae zote zinazogunduliwa kwa sasa, inawezekana kupata angalau wigo mmoja, na kwa wengi curve za mwanga hujulikana (hii pia ni sifa nzuri ya wanaastronomia wa Amateur). Kwa hivyo kiasi cha nyenzo za uchunguzi zinazopatikana kwa uchambuzi ni kubwa sana, na inaweza kuonekana kuwa maswali yote kuhusu asili ya matukio haya makubwa lazima yatatuliwe. Kwa bahati mbaya, hii si kesi bado. Wacha tuchunguze kwa undani maswali kuu yanayowakabili watafiti wa supernova na majibu yanayowezekana kwao leo.
Uainishaji wa Supernova, curves mwanga na spectra
Kabla ya kufanya hitimisho lolote kuhusu asili ya kimwili uzushi, ni muhimu kuwa na ufahamu kamili wa maonyesho yake yanayoonekana, ambayo lazima yaainishwe vizuri. Kwa kawaida, swali la kwanza ambalo liliibuka kabla ya watafiti wa supernova lilikuwa ikiwa walikuwa sawa, na ikiwa sivyo, walikuwa tofauti jinsi gani na ikiwa wanaweza kuainishwa. Tayari supernovae ya kwanza iliyogunduliwa na Baade na Zwicky ilionyesha tofauti kubwa katika mikondo ya mwanga na spectra. Mnamo 1941, R. Minkowski alipendekeza kugawanya supernovae katika aina mbili kuu kulingana na asili ya spectra yao. Aliainisha supernovae kama aina ya I, ambayo mwonekano wake ulikuwa tofauti kabisa na mwonekano wa vitu vyote vilivyojulikana wakati huo. Mistari ya kipengele cha kawaida katika Ulimwengu - hidrojeni - haikuwepo kabisa, wigo mzima ulikuwa na maxima pana na minima ambayo haikuweza kutambuliwa, sehemu ya ultraviolet ya wigo ilikuwa dhaifu sana. Supernovae ziliainishwa kama aina ya II, mwonekano ambao ulionyesha kufanana na nova "ya kawaida" mbele ya mistari mikali sana ya utoaji wa hidrojeni;
Mwonekano wa aina ya I supernovae ulibaki kuwa wa ajabu kwa miongo mitatu. Ni baada tu ya Yu.P. Pskovsky kuonyesha kuwa bendi kwenye spectra sio kitu zaidi ya sehemu za wigo unaoendelea kati ya mistari pana na ya kina ya kunyonya, utambuzi wa aina ya I supernovae ulisonga mbele. Idadi ya mistari ya kunyonya ilitambuliwa, hasa mistari mikali zaidi ya kalsiamu iliyoainishwa na silikoni. Urefu wa mawimbi ya mistari hii huhamishiwa upande wa violet wa wigo kwa sababu ya athari ya Doppler kwenye ganda inayopanuka kwa kasi ya kilomita 10-15,000 kwa sekunde. Ni ngumu sana kutambua mistari yote katika wigo wa aina ya I supernovae, kwani imepanuliwa sana na kuingiliana; Mbali na kalsiamu iliyotajwa na silicon, iliwezekana kutambua mistari ya magnesiamu na chuma.
Uchambuzi wa spectra ya supernova ilituruhusu kupata hitimisho muhimu: karibu hakuna hidrojeni kwenye makombora yaliyotolewa wakati wa mlipuko wa aina ya I supernova; wakati muundo wa shells za supernova za aina ya II ni karibu sawa na ile ya anga ya jua. Kasi ya upanuzi wa makombora ni kutoka 5 hadi 15-20,000 km / s, joto la picha ni karibu na kiwango cha juu - digrii 10-20 elfu. Joto hupungua haraka na baada ya miezi 1-2 hufikia digrii 5-6,000.
Njia nyepesi za supernovae pia zilitofautiana: kwa aina ya I zote zilifanana sana, zilikuwa na umbo la tabia na sana. ukuaji wa haraka mwangaza hadi upeo, ambao hudumu si zaidi ya siku 2-3, kupungua kwa kasi kwa mwangaza kwa ukubwa 3 katika siku 25-40 na kudhoofika kwa polepole, karibu na mstari kwa kiwango cha ukubwa, ambayo inalingana na kupungua kwa kasi kwa mwangaza.
Mikondo nyepesi ya aina ya II ya supernovae iligeuka kuwa tofauti zaidi. Baadhi zilikuwa sawa na curve nyepesi za aina ya supernovae, tu na kupungua kwa polepole na kwa muda mrefu kwa mwangaza hadi mwanzo wa "mkia" wa mstari kwa wengine, mara baada ya upeo, eneo la mwangaza wa mara kwa mara ulianza - hivyo- inayoitwa "plateau", ambayo inaweza kudumu hadi siku 100. Kisha kuangaza hupungua kwa kasi na kufikia "mkia" wa mstari. Vipande vyote vya mwanga vya mapema vilipatikana kutokana na uchunguzi wa picha katika mfumo unaoitwa ukubwa wa picha, unaofanana na unyeti wa sahani za kawaida za picha (wimbi la urefu wa 3500-5000 A). Matumizi ya mfumo wa picha ya kuona (5000-6000 A) kwa kuongeza ilifanya iwezekane kupata habari muhimu juu ya mabadiliko katika faharisi ya rangi (au tu "rangi") ya supernovae: ikawa kwamba baada ya kiwango cha juu, supernovae aina zote mbili zinaendelea "kugeuka nyekundu," yaani, sehemu kuu ya mionzi hubadilika kuelekea mawimbi marefu. Uwekundu huu huacha katika hatua ya kushuka kwa mstari wa mwangaza na inaweza hata kubadilishwa na "blueness" ya supernovae.
Kwa kuongezea, aina ya I na aina ya II ya supernovae zilitofautiana katika aina za galaksi ambazo zililipuka. Aina ya II ya supernovae imegunduliwa tu katika galaksi za ond ambapo nyota bado zinaundwa na kuna nyota za zamani, za chini na nyota, kubwa, na "zinazoishi muda mfupi" (miaka milioni chache tu). Aina ya I supernovae hutokea katika galaksi ond na duaradufu, ambapo uundaji mkali wa nyota haufikiriwi kuwa umetokea kwa mabilioni ya miaka.
Katika fomu hii, uainishaji wa supernovae ulihifadhiwa hadi katikati ya miaka ya 80. Anza maombi pana katika unajimu, wapokeaji wa CCD wamefanya uwezekano wa kuongeza kwa kiasi kikubwa wingi na ubora wa nyenzo za uchunguzi. Vifaa vya kisasa vilifanya iwezekane kupata spectrograms kwa vitu dhaifu, visivyoweza kufikiwa hapo awali; kwa usahihi mkubwa zaidi iliwezekana kuamua ukubwa na upana wa mistari na kusajili mistari dhaifu katika spectra. Vipokezi vya CCD, vigunduzi vya infrared, na vyombo vilivyowekwa kwenye vyombo vya anga vimewezesha kuona supernovae katika safu nzima ya mionzi ya macho kutoka kwa urujuani hadi kwa infrared ya mbali; Uchunguzi wa Gamma-ray, X-ray na redio ya supernovae pia ulifanyika.
Kama matokeo, uainishaji unaoonekana kuwa wa binary wa supernovae ulianza kubadilika haraka na kuwa ngumu zaidi.
Ilibainika kuwa aina ya I supernovae sio karibu sawa kama ilivyoonekana. Tofauti kubwa zilipatikana katika mwonekano wa hizi supernovae, muhimu zaidi ikiwa ni ukubwa wa laini ya silicon iliyoainishwa moja kwa moja, iliyozingatiwa kwa urefu wa takriban 6100 A. Kwa aina nyingi za supernovae, mstari huu wa kunyonya karibu na mwangaza wa kiwango cha juu zaidi ulikuwa. kipengele kinachoonekana katika wigo, lakini kwa supernovae fulani haikuwepo, na mistari ya kunyonya ya heliamu ilikuwa kali zaidi.
Hizi supernovae ziliteuliwa Ib, na supernovae ya "classical" Aina ya I ikateuliwa Ia. Baadaye ikawa kwamba baadhi ya Ib supernovae pia hawana mistari ya heliamu, na waliitwa aina Ic. Aina hizi mpya za supernovae zilitofautiana na zile za "classical" Ia kwenye mikondo yao nyepesi, ambayo iliibuka kuwa tofauti kabisa, ingawa zilikuwa sawa kwa umbo na mikunjo nyepesi ya Ia supernovae. Aina ya Ib/c supernovae pia iligeuka kuwa vyanzo vya utoaji wa redio. Zote ziligunduliwa katika galaksi za ond, katika maeneo ambayo uundaji wa nyota unaweza kutokea hivi karibuni na nyota kubwa bado zipo. Miingo nyepesi ya supernovae Ia katika safu nyekundu na infrared spectral () walikuwa tofauti sana na curves zilizosomwa hapo awali katika bendi za B na V Ikiwa "bega" inaonekana kwenye curve katika siku ya R 20 baada ya kiwango cha juu, basi katika kichujio cha I na urefu wa urefu wa wimbi la juu halisi la pili linaonekana. Walakini, baadhi ya Ia supernovae hawana upeo huu wa pili. Supernova hizi pia hutofautishwa na rangi nyekundu katika mwangaza wa juu, mwanga uliopunguzwa, na sifa zingine za spectral. Supernova ya kwanza kama hiyo ilikuwa SN 1991bg, na vitu vinavyofanana nayo bado vinaitwa supernovae ya kipekee Ia au "aina ya 1991bg supernovae." Aina nyingine ya supernova Ia, kinyume chake, ina sifa ya kuongezeka kwa mwangaza kwa kiwango cha juu. Wao ni sifa ya ukali wa chini wa mistari ya kunyonya katika spectra. "Mfano" kwao ni SN 1991T.
Huko nyuma katika miaka ya 1970, aina ya II ya supernovae iligawanywa kulingana na asili ya curves zao za mwanga katika "linear" (II-L) na wale walio na "plateau" (II-P). Baadaye, supernovae II zaidi na zaidi ilianza kugunduliwa, ikionyesha vipengele fulani katika curves zao za mwanga na spectra. Kwa hivyo, katika curves zao za mwanga, supernovae mbili zenye mkali hutofautiana kwa kasi kutoka kwa aina nyingine ya II ya supernovae miaka ya hivi karibuni: 1987A na 1993J. Wote walikuwa na maxima mawili kwenye curve zao nyepesi: baada ya kuwaka, mwangaza ulianguka haraka, kisha ukaanza kuongezeka tena, na tu baada ya upeo wa pili ndipo kudhoofika kwa mwisho kwa mwangaza kulianza. Tofauti na supernovae Ia, kiwango cha juu cha pili kilizingatiwa katika safu zote za spectral, na kwa SN 1987A ilikuwa angavu zaidi kuliko ya kwanza katika safu ndefu za mawimbi.
Miongoni mwa vipengele vya spectral, ya mara kwa mara na inayoonekana ilikuwa uwepo, pamoja na mistari pana ya utoaji wa tabia ya kupanua shells, pia ya mfumo wa utoaji nyembamba au mistari ya kunyonya. Jambo hili linawezekana zaidi kwa sababu ya uwepo wa ganda lenye kuzunguka nyota kabla ya mlipuko huo wa supernova huteuliwa II-n.
Takwimu za Supernova
Ni mara ngapi supernovae hutokea na jinsi gani husambazwa katika galaksi? Uchunguzi wa takwimu wa supernovae unapaswa kujibu maswali haya.
Inaweza kuonekana kuwa jibu la swali la kwanza ni rahisi sana: unahitaji kutazama galaksi kadhaa kwa muda mrefu wa kutosha, hesabu supernovae iliyozingatiwa ndani yao na ugawanye idadi ya supernovae kwa wakati wa uchunguzi. Lakini ikawa kwamba wakati uliofunikwa na uchunguzi wa kawaida bado ulikuwa mfupi sana kwa hitimisho dhahiri kwa galaksi za mtu binafsi: katika nyingi, miali moja au mbili tu ndizo zilizingatiwa. Ukweli, idadi kubwa ya supernovae tayari imesajiliwa katika galaksi zingine: mmiliki wa rekodi ni gala NGC 6946, ambayo supernovae 6 zimegunduliwa tangu 1917. Hata hivyo, data hizi hazitoi data sahihi juu ya mzunguko wa milipuko. Kwanza, haijulikani wakati halisi uchunguzi wa gala hii, na pili, milipuko ya karibu wakati huo huo kwa ajili yetu inaweza kweli kutenganishwa na vipindi vikubwa vya wakati: baada ya yote, mwanga kutoka kwa supernovae husafiri. njia tofauti ndani ya galaksi, na vipimo vyake katika miaka ya mwanga ni kubwa zaidi kuliko wakati wa uchunguzi. Kwa sasa inawezekana kukadiria masafa ya mwako tu kwa seti fulani ya galaksi. Ili kufanya hivyo, inahitajika kutumia data ya uchunguzi kutoka kwa utaftaji wa supernovae: kila uchunguzi unatoa "wakati mzuri wa kufuatilia" kwa kila gala, ambayo inategemea umbali wa gala, juu ya ukubwa wa kizuizi cha utaftaji na asili. ya mkondo wa mwanga wa supernova. Kwa supernovae aina tofauti wakati wa uchunguzi wa galaksi moja itakuwa tofauti. Wakati wa kuchanganya matokeo ya galaksi kadhaa, ni muhimu kuzingatia tofauti zao katika wingi na mwanga, na pia katika aina ya morphological. Hivi sasa, ni kawaida kurekebisha matokeo kwa mwangaza wa galaksi na kuchanganya data tu kwa galaksi zilizo na aina zinazofanana. Kazi za hivi punde, kulingana na kuchanganya data kutoka kwa programu kadhaa za utafutaji wa supernova, ilitoa matokeo yafuatayo: aina pekee ya Ia supernovae huzingatiwa katika galaxies ya mviringo, na katika galaksi "ya wastani" yenye mwangaza wa miale ya jua 10 10, supernova moja hupuka takriban mara moja kila baada ya miaka 500. . Katika galaksi ya ond ya mwangaza sawa, Ia supernovae hulipuka kwa masafa ya juu kidogo tu, lakini Aina ya II na Ib/c supernovae huongezwa kwao, na kiwango cha jumla cha mlipuko ni takriban mara moja kila baada ya miaka 100. Mzunguko wa miali ni takriban sawia na mwangaza wa galaksi, ambayo ni, katika galaksi kubwa ni ya juu zaidi: haswa, NGC 6946 ni gala ya ond yenye mwangaza wa miale ya jua 2.8 10 10, kwa hivyo, karibu miali mitatu inaweza kuwa. inatarajiwa ndani yake kwa miaka 100, na supernovae 6 zilizozingatiwa ndani yake zinaweza kuchukuliwa kuwa sio kupotoka kubwa sana kutoka kwa mzunguko wa wastani. Galaxy yetu ni ndogo kuliko NGC 6946, na mlipuko mmoja unaweza kutarajiwa ndani yake kwa wastani kila baada ya miaka 50. Walakini, inajulikana kuwa supernovae nne tu zimezingatiwa kwenye Galaxy katika milenia iliyopita. Je, kuna ukinzani hapa? Inageuka sio - baada ya yote wengi Galaxy imefichwa kutoka kwetu na tabaka za gesi na vumbi, na ujirani wa Jua ambapo hizi supernovae 4 zilizingatiwa ni tu. sehemu ndogo Magalaksi.
Je, supernovae husambazwaje ndani ya galaksi? Kwa kweli, kwa sasa inawezekana kusoma ugawaji wa muhtasari tu uliopunguzwa kwa gala "ya wastani", na pia usambazaji unaohusiana na maelezo ya muundo wa galaksi za ond. Sehemu hizi ni pamoja na, kwanza kabisa, sleeves ya ond; katika galaksi zilizo karibu sana, maeneo ya uundaji wa nyota hai pia yanaonekana wazi, yanatambuliwa na mawingu ya hidrojeni ionized - eneo la H II, au kwa makundi ya nyota za bluu angavu - chama cha OB. Uchunguzi wa usambazaji wa anga, unaorudiwa mara nyingi kadiri idadi ya supernovae iliyogunduliwa inavyoongezeka, ilitoa matokeo yafuatayo. Usambazaji wa supernovae wa aina zote kwa umbali kutoka kwa vituo vya galaxi hutofautiana kidogo kutoka kwa kila mmoja na ni sawa na usambazaji wa mwangaza - msongamano hupungua kutoka katikati hadi kingo kulingana na sheria ya kielelezo. Tofauti kati ya aina za supernovae zinaonyeshwa katika usambazaji kuhusiana na mikoa ya malezi ya nyota: ikiwa supernovae ya aina zote hujilimbikizia mikono ya ond, basi supernovae tu ya aina II na Ib / c hujilimbikizia katika mikoa ya H II. Tunaweza kuhitimisha kwamba maisha ya nyota inayozalisha aina ya II au Ib/c flare ni kutoka miaka 10 6 hadi 10 7, na kwa aina ya Ia ni karibu miaka 10 8. Walakini, supernovae Ia pia huzingatiwa katika galaksi za mviringo, ambapo inaaminika kuwa hakuna nyota zilizo chini ya miaka 10 9. Kuna maelezo mawili yanayowezekana kwa mkanganyiko huu - ama asili ya milipuko ya supernova Ia katika galaksi za ond na duara ni tofauti, au malezi ya nyota bado yanaendelea katika galaksi zingine za duara na nyota ndogo zipo.
Mifano ya kinadharia
Kulingana na jumla ya data ya uchunguzi, watafiti walifikia hitimisho kwamba mlipuko wa supernova unapaswa kutokea. hatua ya mwisho katika mageuzi ya nyota, baada ya hapo huacha kuwepo katika hali yake ya awali. Hakika, nishati ya mlipuko wa supernova inakadiriwa kama 10 50 - 10 51 erg, ambayo inazidi maadili ya kawaida ya nishati ya mvuto ya nyota. Nishati iliyotolewa wakati wa mlipuko wa supernova ni zaidi ya kutosha kutawanya kabisa jambo la nyota katika nafasi. Ni aina gani ya nyota na wakati wanamaliza maisha yao na mlipuko wa supernova, ni nini asili ya michakato inayoongoza kwa kutolewa kwa nishati kubwa kama hiyo?
Takwimu za uchunguzi zinaonyesha kuwa supernovae imegawanywa katika aina kadhaa, tofauti katika muundo wa kemikali shells na wingi wao, kwa asili ya kutolewa kwa nishati na kwa kuunganishwa na aina mbalimbali idadi ya nyota. Aina ya II ya supernovae inahusishwa kwa uwazi na nyota changa, kubwa, na shells zao zina kiasi kikubwa cha hidrojeni. Kwa hivyo, miale yao inachukuliwa kuwa hatua ya mwisho ya mageuzi ya nyota ambazo misa yao ya awali ni zaidi ya 8-10 za jua. Katika sehemu za kati za nyota kama hizo, nishati hutolewa wakati wa athari za muunganisho wa nyuklia, kuanzia rahisi zaidi - uundaji wa heliamu wakati wa kuunganishwa kwa viini vya hidrojeni, na kuishia na malezi ya viini vya chuma kutoka kwa silicon. Viini vya chuma ni imara zaidi katika asili, na hakuna nishati iliyotolewa wakati wao huunganishwa. Kwa hivyo, wakati msingi wa nyota unakuwa chuma, kutolewa kwa nishati ndani yake huacha. Msingi hauwezi kupinga nguvu za mvuto na mikataba ya haraka - huanguka. Michakato inayotokea wakati wa kuanguka bado iko mbali na kuelezewa kikamilifu. Hata hivyo, inajulikana kuwa ikiwa mambo yote katika kiini cha nyota yanabadilishwa kuwa nyutroni, basi inaweza kupinga nguvu za mvuto. Msingi wa nyota hugeuka kuwa "nyota ya neutron" na kuanguka hukoma. Katika kesi hii, nishati kubwa hutolewa, ikiingia kwenye ganda la nyota na kuifanya ianze upanuzi, ambao tunaona kama mlipuko wa supernova. Ikiwa mageuzi ya nyota hapo awali yametokea "kimya kimya," basi bahasha yake inapaswa kuwa na radius mamia ya mara kubwa kuliko radius ya Jua, na kuhifadhi kiasi cha kutosha cha hidrojeni kuelezea wigo wa aina ya II ya supernovae. Ikiwa shell nyingi zilipotea wakati wa mageuzi katika mfumo wa karibu wa binary au kwa njia nyingine, basi hakutakuwa na mistari ya hidrojeni katika wigo - tutaona aina ya Ib au Ic supernova.
Katika nyota zisizo kubwa, mageuzi yanaendelea tofauti. Baada ya kuchoma hidrojeni, msingi huwa heliamu, na majibu ya kubadilisha heliamu ndani ya kaboni huanza. Walakini, msingi hauchomi joto hadi joto la juu hivi kwamba athari za muunganisho zinazohusisha kaboni huanza. Kiini hakiwezi kutolewa nishati ya kutosha na mikataba, lakini katika kesi hii compression ni kusimamishwa na elektroni ziko katika kiini. Kiini cha nyota kinageuka kuwa kinachojulikana kama "kibeti nyeupe", na ganda hutawanyika katika nafasi kwa namna ya nebula ya sayari. Mwanafizikia wa Kihindi S. Chandrasekhar alionyesha kuwa kibete nyeupe kinaweza kuwepo tu ikiwa wingi wake ni chini ya takriban misa 1.4 ya jua. Ikiwa kibete nyeupe iko katika mfumo wa binary ulio karibu vya kutosha, basi mada inaweza kuanza kutiririka kutoka kwa nyota ya kawaida hadi kibete nyeupe. Uzito wa kibete nyeupe huongezeka polepole, na inapozidi kikomo, mlipuko hutokea, wakati ambapo mwako wa haraka wa kaboni na oksijeni hutokea, na kugeuka kuwa nikeli ya mionzi. Nyota imeharibiwa kabisa, na katika ganda linalopanuka kuna kuoza kwa mionzi ya nikeli ndani ya cobalt na kisha kuwa chuma, ambayo hutoa nishati kwa mwanga wa ganda. Hivi ndivyo aina ya Ia supernovae hulipuka.
Masomo ya kisasa ya kinadharia ya supernovae ni mahesabu hasa kwenye kompyuta zenye nguvu zaidi za mifano ya nyota zinazolipuka. Kwa bahati mbaya, bado haijawezekana kuunda mfano huo hatua ya marehemu mageuzi ya nyota ingesababisha mlipuko wa supernova na udhihirisho wake unaoonekana. Hata hivyo, mifano iliyopo inaelezea curves mwanga na spectra ya idadi kubwa ya supernovae vizuri kabisa. Kawaida hii ni mfano wa ganda la nyota, ambayo nishati ya mlipuko huwekezwa "kwa mikono", baada ya hapo upanuzi wake na joto huanza. Licha ya shida kubwa zinazohusiana na ugumu na utofauti michakato ya kimwili Katika miaka ya hivi karibuni, hatua kubwa zimepigwa katika mwelekeo huu wa utafiti.
Athari za Supernovae kwenye Mazingira
Milipuko ya Supernova ina athari kali na tofauti kwenye kati inayozunguka nyota. Bahasha ya supernova, ikitolewa kwa kasi kubwa, huinua na kubana gesi inayoizunguka. Labda hii inaweza kutoa malezi ya nyota mpya kutoka kwa mawingu ya gesi. Nishati ya mlipuko ni kubwa sana kwamba awali ya vipengele vipya hutokea, hasa wale nzito kuliko chuma. Nyenzo zilizorutubishwa katika vipengele vizito hutawanywa na milipuko ya supernova kote kwenye galaksi, na kusababisha nyota kutokea baada ya milipuko ya supernova iliyo na vipengele vizito zaidi. Njia ya katikati ya nyota katika eneo la "yetu" la Milky Way iligeuka kuwa na utajiri wa vitu vizito hivi kwamba ikawa. tukio linalowezekana maisha duniani. Supernovae wanawajibika moja kwa moja kwa hili! Supernovae, inaonekana, pia hutoa mito ya chembe na nishati ya juu sana - mionzi ya cosmic. Chembe hizi, zinazopenya kwenye uso wa Dunia kupitia angahewa, zinaweza kusababisha mabadiliko ya kijeni, shukrani ambayo mageuzi ya maisha duniani hutokea.
Supernovae tuambie juu ya hatima ya Ulimwengu
Supernovae, na haswa Aina ya Ia supernovae, ni kati ya vitu vyenye umbo la nyota angavu zaidi katika Ulimwengu. Kwa hiyo, hata supernovae ya mbali sana inaweza kusomwa na vifaa vinavyopatikana sasa.
Ia nyingi za supernovae zimegunduliwa katika galaksi zilizo karibu sana, umbali ambao unaweza kuamua kwa njia kadhaa. Hivi sasa, uamuzi sahihi zaidi wa umbali unachukuliwa kuwa msingi wa mwangaza unaoonekana wa mkali nyota zinazobadilika aina fulani - Cepheid. Kwa kutumia Darubini ya Anga. Hubble aligundua na kusoma idadi kubwa ya Cepheid katika galaksi zilizo mbali na sisi kwa umbali wa megaparsec 20 hivi. Makadirio sahihi ya kutosha ya umbali wa galaksi hizi ilifanya iwezekane kubainisha mwangaza wa aina ya Ia supernovae iliyolipuka ndani yake. Ikiwa tunadhania kwamba supernovae Ia ya mbali ina mwangaza sawa kwa wastani, basi umbali kwao unaweza kukadiriwa kutoka kwa ukubwa unaozingatiwa kwa mwangaza wa juu zaidi.
Milipuko ya nyota, inayojulikana kama supernovae, inaweza kung'aa sana hivi kwamba inashinda galaksi zilizomo.
Kama Upendo Haha Lo! Inasikitisha Mwenye hasira
Walipokuwa wakitazama mabaki ya supernova iliyolipuka miaka sita iliyopita, wanaastronomia walishangaa kupata nyota mpya mahali palipotokea mlipuko, ikiangazia wingu la nyenzo zilizoizunguka. Matokeo ya wanasayansi yanawasilishwa kwenye jarida AstrofizikiaJaridaBarua .
"Hapo awali hatujawahi kuona mlipuko wa aina hii ukibaki mkali kwa muda mrefu isipokuwa ulikuwa na mwingiliano fulani na haidrojeni iliyotolewa na nyota kabla ya tukio la janga. Lakini hakuna saini ya hidrojeni katika uchunguzi wa supernova hii, "anasema Dan Milisavljevic, mwandishi mkuu wa utafiti kutoka Chuo Kikuu cha Purdue (Marekani).
Tofauti na milipuko mingi ya nyota ambayo hupotea, SN 2012au inaendelea kung'aa kutokana na pulsar yenye nguvu, iliyozaliwa hivi karibuni. Credit: NASA, ESA, na J. DePasquale
Milipuko ya nyota, inayojulikana kama supernovae, inaweza kung'aa sana hivi kwamba inashinda galaksi zilizomo. Kawaida "hupotea" kabisa ndani ya miezi michache au miaka, lakini wakati mwingine mabaki ya mlipuko "huanguka" kwenye mawingu ya gesi yenye hidrojeni na kuwa mkali tena. Lakini wanaweza kuangaza tena bila kuingiliwa na nje?
Nyota kubwa zinapolipuka, mambo yao ya ndani huporomoka hadi chembe zote kuwa neutroni. Ikiwa nyota ya neutroni inayotokana ina uga wa sumaku na inazunguka haraka vya kutosha, inaweza kuwa nebula ya upepo wa pulsar. Uwezekano mkubwa zaidi, hii ndio hasa ilifanyika kwa SN 2012au, iliyoko kwenye gala ya NGC 4790 katika mwelekeo wa Virgo ya nyota.
"Wakati nebula ya pulsar inang'aa vya kutosha, hufanya kazi kama balbu, kuangazia uzalishaji wa nje kutoka kwa mlipuko uliopita. Tulijua kwamba supernovae hutoa mzunguko wa haraka nyota za neutroni, lakini hawajawahi kupokea ushahidi wa moja kwa moja wa tukio hili la kipekee,” aliongeza Dan Milisavljevic.
Picha ya Parus pulsar iliyopigwa na Chandra Observatory ya NASA. Credit: NASA
SN 2012au hapo awali iligeuka kuwa isiyo ya kawaida na ya kushangaza kwa njia nyingi. Ingawa mlipuko huo haukuwa mkali vya kutosha kuainishwa kama "superluminal" supernova, ulikuwa wa nguvu sana na wa muda mrefu.
"Ikiwa pulsar imeundwa katikati ya mlipuko, inaweza kusukuma nje na hata kuongeza kasi ya gesi, kwa hiyo katika miaka michache tunaweza kuona gesi yenye utajiri wa oksijeni "ikitoka" kutoka kwenye tovuti ya mlipuko wa SN 2012au," alielezea Dan. Milisavljevic.
Moyo unaodunda wa Kaa Nebula. Katikati yake kuna pulsar. Credit: NASA/ESA
Supanovae kuu ni mada inayojadiliwa sana katika unajimu. Ni vyanzo vinavyowezekana vya mawimbi ya mvuto, pamoja na milipuko ya mionzi ya gamma na milipuko ya haraka ya redio. Lakini kuelewa michakato ya matukio haya kunakabiliwa na ugumu wa uchunguzi, na ni kizazi kijacho cha darubini tu kitakachowasaidia wanaastronomia kufungua siri za miale hii.
Tukio lao ni jambo la nadra sana la ulimwengu. Kwa wastani, supernovae tatu hutokea kwa karne katika ulimwengu unaoonekana. Kila flare kama hiyo ni janga kubwa la ulimwengu, ikitoa kiasi cha ajabu cha nishati. Kulingana na makadirio mabaya zaidi, kiasi hiki cha nishati kinaweza kuzalishwa na mlipuko wa wakati mmoja wa mabilioni mengi ya mabomu ya hidrojeni.
Bado hakuna nadharia kali ya kutosha ya milipuko ya supernova, lakini wanasayansi wameweka dhana ya kuvutia. Walipendekeza, kwa kuzingatia mahesabu changamano, kwamba wakati wa usanisi wa alfa wa vipengele msingi unaendelea kupunguzwa. Joto ndani yake hufikia takwimu ya ajabu - digrii bilioni 3. Chini ya hali kama hizi, michakato mbalimbali katika msingi huharakishwa kwa kiasi kikubwa; Matokeo yake, nishati nyingi hutolewa. Ukandamizaji wa haraka wa msingi unajumuisha ukandamizaji wa haraka sawa wa shell ya nyota.
Pia ina joto sana, na athari za nyuklia zinazotokea ndani yake, kwa upande wake, zinaharakishwa sana. Kwa hivyo, halisi katika suala la sekunde, kiasi kikubwa cha nishati hutolewa. Hii inasababisha mlipuko. Kwa kweli, hali kama hizo hazipatikani kila wakati, na kwa hivyo supernovae huwaka mara chache.
Hii ndiyo dhana. Wakati ujao utaonyesha jinsi wanasayansi walivyo sahihi katika mawazo yao. Lakini sasa pia imesababisha watafiti kwa nadhani za kushangaza kabisa. Mbinu za kiangazi zimefanya iwezekane kufuatilia jinsi mwangaza wa supernovae unavyopungua. Na hii ndiyo iliyogeuka kuwa: katika siku chache za kwanza baada ya mlipuko, mwanga hupungua haraka sana, na kisha kupungua huku (ndani ya siku 600) kunapungua. Zaidi ya hayo, kila baada ya siku 55 mwangaza hudhoofika hasa kwa nusu. Kutoka kwa mtazamo wa hisabati, kupungua huku hutokea kwa mujibu wa kinachojulikana sheria ya kielelezo. Mfano mzuri Sheria kama hiyo ni sheria ya kuoza kwa mionzi. Wanasayansi wamefanya dhana ya ujasiri: kutolewa kwa nishati baada ya mlipuko wa supernova ni kutokana na kuoza kwa mionzi ya isotopu ya kipengele na nusu ya maisha ya siku 55.
Lakini ni isotopu gani na kipengele gani? Utafutaji huu uliendelea kwa miaka kadhaa. Beryllium-7 na strontium-89 walikuwa "wagombea" wa jukumu la "jenereta" kama hizo za nishati. Walisambaratika kwa nusu ndani ya siku 55 tu. Lakini hawakupata nafasi ya kufaulu mtihani: hesabu zilionyesha kuwa nishati iliyotolewa wakati wa kuoza kwao kwa beta ilikuwa ndogo sana. Na wengine ni maarufu isotopu za mionzi hakuwa na nusu ya maisha sawa.
Mgombea mpya ameibuka kati ya vitu ambavyo havipo Duniani. Ilibadilika kuwa mwakilishi wa vitu vya transuranium vilivyoundwa bandia na wanasayansi. Jina la mwombaji ni Californian, yake nambari ya serial- tisini na nane. Isotopu yake californium-254 ilitayarishwa kwa kiasi cha karibu bilioni 30 tu ya gramu. Lakini kiasi hiki kisicho na uzito kilitosha kupima nusu ya maisha ya isotopu. Ilibadilika kuwa sawa na siku 55.
Na kutoka hapa nadharia ya kushangaza iliibuka: ni nishati ya kuoza ya California-254 ambayo inahakikisha mwangaza wa juu usio wa kawaida wa supernova kwa miaka miwili. Kuoza kwa californium hutokea kwa njia ya mpasuko wa hiari wa viini vyake; Kwa aina hii ya kuoza, kiini inaonekana kugawanyika katika vipande viwili - nuclei ya vipengele katikati ya meza ya mara kwa mara.
Lakini californium yenyewe inaundwaje? Wanasayansi wanatoa maelezo ya kimantiki hapa pia. Wakati wa kubanwa kwa kiini kabla ya mlipuko wa supernova, mmenyuko wa nyuklia wa mwingiliano wa neon-21 tayari unaojulikana na chembe za alpha huharakishwa isivyo kawaida. Matokeo ya hii ni kuonekana ndani ya muda mfupi sana wa flux ya nyutroni yenye nguvu sana. Mchakato wa kukamata neutroni hutokea tena, lakini wakati huu ni wa haraka. Viini hufaulu kunyonya neutroni zinazofuata kabla ya kuoza kwa beta. Kwa mchakato huu, kutokuwa na utulivu wa vipengele vya transbismuth sio kikwazo tena. Mlolongo wa mabadiliko hautavunjika, na mwisho meza ya mara kwa mara pia itajazwa. Katika kesi hiyo, inaonekana, hata vipengele vya transuranium vinatengenezwa ambavyo bado hazijapatikana chini ya hali ya bandia.
Wanasayansi wamehesabu kwamba kila mlipuko wa supernova hutoa kiasi cha ajabu cha California-254 pekee. Kutoka kwa idadi hii itawezekana kutengeneza mipira 20, ambayo kila moja ingepima kama Dunia yetu. Nini hatima zaidi ya supernova? Anakufa haraka sana. Kwenye tovuti ya kuzuka kwake, ni nyota ndogo tu, dhaifu sana iliyobaki. Ni tofauti, lakini isiyo ya kawaida msongamano mkubwa dutu: kisanduku cha kiberiti kilichojazwa nacho kitakuwa na uzito wa makumi ya tani. Nyota kama hizo huitwa "". Bado hatujui ni nini kitatokea kwao baadaye.
Mambo ambayo yametupwa kwenye anga ya juu yanaweza kubana na kuunda nyota mpya; wataanza njia mpya ndefu ya maendeleo. Wanasayansi hadi sasa wamefanya viboko vya jumla tu vya picha ya asili ya vitu, picha ya kazi ya nyota - viwanda vikubwa vya atomi. Labda ulinganisho huu kwa ujumla unaonyesha kiini cha jambo hilo: msanii huchora kwenye turubai tu muhtasari wa kwanza wa kazi ya baadaye ya sanaa. Wazo kuu tayari liko wazi, lakini mengi, pamoja na muhimu, maelezo bado yanapaswa kukisiwa.
Suluhisho la mwisho la tatizo la asili ya vipengele litahitaji kazi kubwa na wanasayansi wa utaalam mbalimbali. Kuna uwezekano kwamba mengi ambayo sasa yanaonekana kutokuwa na shaka kwetu kwa kweli yatageuka kuwa takriban, au hata sio sahihi kabisa. Wanasayansi labda watalazimika kukabiliana na mifumo ambayo bado haijulikani kwetu. Hakika, ili kuelewa michakato ngumu zaidi inayotokea katika Ulimwengu, bila shaka kutakuwa na hitaji la kiwango kipya cha ubora katika ukuzaji wa maoni yetu juu yake.
Tayari tumeona kwamba, tofauti na Jua na nyota nyingine zisizosimama, nyota zinazobadilika-badilika hubadilika kwa ukubwa, halijoto ya ulimwengu wa picha, na mwangaza. Miongoni mwa aina mbalimbali Kati ya nyota zisizo za kawaida, novae na supernovae zinavutia sana. Kwa kweli, hizi sio nyota mpya zilizoonekana, lakini zile zilizokuwepo ambazo zilivutia umakini na ongezeko kubwa la mwangaza.
Wakati wa mlipuko wa nyota mpya, mwangaza huongeza maelfu na mamilioni ya nyakati kwa muda wa siku kadhaa hadi miezi kadhaa. Kuna nyota zinazojulikana ambazo zimejitokeza mara kwa mara kama novae. Kulingana na data ya kisasa, nyota mpya kawaida ni sehemu ya mifumo ya binary, na mlipuko wa moja ya nyota hufanyika kama matokeo ya kubadilishana vitu kati ya nyota zinazounda mfumo wa binary. Kwa mfano, katika mfumo wa "nyeupe nyeupe - nyota ya kawaida (mwangaza mdogo)", milipuko ambayo husababisha tukio la nova inaweza kutokea wakati gesi inaanguka kutoka kwa nyota ya kawaida hadi kwenye kibete nyeupe.
Kubwa zaidi ni milipuko ya supernovae, mwangaza ambao huongezeka ghafla kwa karibu 19 m! Kwa mwangaza wa juu, uso wa nyota unaoangaza hukaribia mwangalizi kwa kasi ya kilomita elfu kadhaa kwa sekunde. Mfano wa milipuko ya supernova unaonyesha kwamba supernovae ni nyota zinazolipuka.
Wakati wa milipuko ya supernova, nishati kubwa hutolewa kwa siku kadhaa - karibu 10 41 J. Milipuko hiyo mikubwa sana hutokea hatua za mwisho mageuzi ya nyota ambazo uzito wake ni mkubwa mara kadhaa kuliko wingi wa Jua.
Katika mwangaza wake wa juu zaidi, supernova moja inaweza kung'aa zaidi ya nyota bilioni kama Jua letu. Wakati wa milipuko yenye nguvu zaidi ya supernovae, jambo linaweza kutolewa kwa kasi ya 5000 - 7000 km / s, ambayo wingi wake hufikia kadhaa. misa ya jua. Mabaki ya makombora yaliyotolewa na supernovae yanaonekana kwa muda mrefu kama kuongezeka kwa gesi.
Sio tu mabaki ya makombora ya supernova yamegunduliwa, lakini pia mabaki ya sehemu ya kati ya nyota iliyolipuka mara moja. "Mabaki haya ya nyota" yaligeuka kuwa vyanzo vya kushangaza vya utoaji wa redio, ambayo iliitwa pulsars. Pulsars za kwanza ziligunduliwa mnamo 1967.
Baadhi ya mapigo yana kasi ya kurudia ya kushangaza ya mipigo ya redio: mipigo hurudiwa kwa vipindi sawa vya wakati, ikipimwa kwa usahihi unaozidi 10 -9 s! Pulsars wazi ziko kutoka kwetu kwa umbali usiozidi mamia ya parsecs. Inachukuliwa kuwa pulsars ni nyota zenye kuzunguka kwa kasi na radii ya kilomita 10 na wingi karibu na wingi wa Jua. Nyota kama hizo zina nyutroni zilizojaa sana na huitwa nyota za nyutroni. Ni sehemu tu ya wakati wa uwepo wao ambapo nyota za neutroni hujidhihirisha kama pulsars.
Milipuko ya Supernova ni matukio adimu. Katika milenia iliyopita, ni milipuko michache tu ya supernova ambayo imeonekana katika mfumo wetu wa nyota. Kati ya hizi, tatu zifuatazo zimeanzishwa kwa uhakika zaidi: mlipuko wa 1054 katika kundinyota Taurus, mwaka wa 1572 katika kundinyota Cassiopeia, mwaka 1604 katika kundinyota Ophiuchus. Ya kwanza kati ya hizi supernovae ilielezewa kuwa "nyota mgeni" na wanaastronomia wa China na Japan, ya pili na Tycho Brahe, na ya tatu ilizingatiwa na Johannes Kepler. Uangavu wa supernovae wa 1054 na 1572 ulizidi uzuri wa Venus, na nyota hizi zilionekana wakati wa mchana. Tangu uvumbuzi wa darubini (1609), hakuna supernova moja imeonekana katika mfumo wetu wa nyota (inawezekana kwamba milipuko fulani haikuonekana). Wakati fursa ilipotokea kuchunguza mifumo mingine ya nyota, nyota mpya na supernovae mara nyingi ziligunduliwa ndani yao.
Mnamo Februari 23, 1987, supernova ililipuka katika Wingu Kubwa la Magellanic (kundinyota Doradus), satelaiti kubwa zaidi ya Galaxy yetu. Kwa mara ya kwanza tangu 1604, supernova inaweza kuonekana hata kwa jicho uchi. Kabla ya mlipuko huo, kulikuwa na nyota ya ukubwa wa 12 kwenye tovuti ya supernova. Nyota ilifikia mwangaza wake wa juu wa 4 m mapema Machi, na kisha ikaanza kufifia polepole. Wanasayansi waliotazama supernova kwa kutumia darubini kutoka kwa uchunguzi mkubwa zaidi wa msingi wa ardhini, uchunguzi wa obiti wa Astron na darubini ya X-ray kwenye moduli ya Kvant ya kituo cha Mir orbital waliweza kufuatilia mchakato mzima wa kuwaka kwa mara ya kwanza. Uchunguzi ulifanyika katika safu tofauti za spectral, ikiwa ni pamoja na upeo wa macho unaoonekana, ultraviolet, X-ray na safu za redio. Ripoti za kusisimua zilionekana kwenye vyombo vya habari vya kisayansi kuhusu kugunduliwa kwa neutrino na, ikiwezekana, mionzi ya mvuto kutoka kwa nyota inayolipuka. Mfano wa muundo wa nyota katika awamu iliyotangulia mlipuko uliboreshwa na kuimarishwa na matokeo mapya.
