Ni maonyesho mangapi yanahusishwa na maneno haya kati ya wapenzi na wataalamu - wachunguzi wa nafasi. Neno "mpya" lenyewe hubeba maana chanya, na "super" ina maana chanya sana, lakini, kwa bahati mbaya, inadanganya kiini kabisa. Supernovae inaweza kuitwa nyota za zamani zaidi, kwa sababu ni hatua ya mwisho ya ukuaji wa Nyota. Kwa hivyo kusema, apotheosis ya eccentric ya maisha ya nyota. Mwali huo wakati mwingine hufunika galaksi nzima ambamo nyota inayokufa iko, na kuishia na kutoweka kabisa.
Wanasayansi wamegundua aina 2 za Supernovae. Moja inaitwa jina la utani la mlipuko wa kibete nyeupe (aina ya I) ambayo, ikilinganishwa na jua letu, ni mnene zaidi, na wakati huo huo ndogo zaidi katika radius. Kibete kidogo, kizito Nyeupe ni hatua ya mwisho ya kawaida ya mageuzi ya nyota nyingi. Kwa kweli hakuna hidrojeni kwenye wigo wa macho tena. Na ikiwa kibete cheupe kipo katika symbiosis ya mfumo wa binary na nyota nyingine, huchota jambo lake hadi kuvuka kikomo chake. S. Chandresekhar katika miaka ya 30 ya karne ya 20 alisema kwamba kila kibete kina kikomo cha wazi cha msongamano na wingi, kinachozidi ambayo kuanguka hutokea. Haiwezekani kupungua bila mwisho na mapema au baadaye mlipuko lazima kutokea! Aina ya pili ya elimu nova husababishwa na mchakato wa mchanganyiko wa thermonuclear, ambayo hutengeneza metali nzito na mikataba ndani yake yenyewe, na kusababisha joto katikati ya nyota kuongezeka. Kiini cha nyota kinasisitizwa zaidi na zaidi na michakato ya neutronization (protoni za "grating" na elektroni, wakati ambao zote mbili hugeuka kuwa neutroni) huanza kutokea ndani yake, ambayo husababisha upotezaji wa nishati na baridi ya katikati ya nyota. Yote hii hukasirisha hali isiyo ya kawaida, na ganda hukimbia kuelekea msingi. Mlipuko! Mamia ya vipande vidogo vya nyota hutawanyika angani, na mwanga mkali kutoka kwa galaksi ya mbali, ambapo mamilioni ya miaka iliyopita (idadi ya sufuri katika miaka ya kuonekana kwa nyota inategemea umbali wake kutoka kwa Dunia) nyota ililipuka, inaonekana. leo kwa wanasayansi wa sayari ya Dunia. Habari za mkasa wa siku za nyuma, maisha mengine yamefupishwa, uzuri wa kusikitisha ambao wakati mwingine tunaweza kuuona kwa karne nyingi.
Kwa mfano, Nebula ya Crab, ambayo inaweza kuonekana kupitia jicho la darubini ya uchunguzi wa kisasa, ni matokeo ya mlipuko wa supernova, ambao ulionekana na wanaastronomia wa Kichina mwaka wa 1054. Inafurahisha sana kugundua kuwa kile unachokiangalia leo kilipendwa kwa karibu miaka 1000 na mtu ambaye hakuwepo tena Duniani kwa muda mrefu. Hili ndilo fumbo lote la Ulimwengu, uwepo wake polepole, na wa kuvutia, ambao hufanya maisha yetu kuwa kama mwako wa cheche kutoka kwa moto, inashangaza na kusababisha mshangao fulani. Wanasayansi wamegundua milipuko kadhaa maarufu ya supernova, ambayo huteuliwa kulingana na mpango uliowekwa wazi. Kilatini SuperNova imefupishwa kwa herufi SN, ikifuatiwa na mwaka wa uchunguzi na hatimaye kuandikwa nambari ya serial kwa mwaka. Kwa hivyo, majina yafuatayo ya supernovae maarufu yanaweza kuonekana:
Nebula ya Crab - kama ilivyotajwa hapo awali, ni matokeo ya mlipuko wa supernova, ambao uko umbali wa miaka 6,500 ya mwanga kutoka kwa Dunia, na kipenyo cha miaka 6,000 ya mwanga leo. Nebula hii inaendelea kuruka mbali pande tofauti, ingawa mlipuko huo ulitokea chini ya miaka 1000 iliyopita. Na katikati yake kuna neutron star-pulsar, ambayo huzunguka mhimili wake. Kwa kufurahisha, kwa mwangaza wa juu nebula hii ina mtiririko wa mara kwa mara wa nishati, ambayo inaruhusu kutumika kama sehemu ya kumbukumbu katika urekebishaji wa unajimu wa X-ray. Ugunduzi mwingine ulikuwa supernova SN1572 kama jina linavyopendekeza, wanasayansi waliona mlipuko huo mnamo Novemba 1572. Kwa dalili zote, nyota hii ilikuwa kibete nyeupe. Mnamo 1604, kwa mwaka mzima, wanajimu wa Kichina, Wakorea, na kisha Wazungu waliweza kuona mwangaza wa mlipuko wa supernova SN1604, ambayo ilikuwa kwenye kundinyota la Ophiuchus. Johannes Kepler alitumia kazi yake kuu kwa utafiti wake, "Kwenye nyota mpya kwenye kundi la nyota la Ophiuchus," na kwa hivyo supernova ilipewa jina la mwanasayansi - SuperNova Kepler. Mlipuko wa karibu zaidi wa supernova ulikuwa mwangaza mnamo 1987 - SN1987A, iliyoko kwenye sehemu kubwa ya Wingu la Magellanic 50 kutoka kwa Jua letu, galaksi ndogo ya satelaiti. njia ya maziwa. Mlipuko huu ulipindua baadhi ya nadharia ambazo tayari zimeanzishwa za mageuzi ya nyota. Ilidhaniwa kuwa ni majitu mekundu tu yangeweza kuwaka, lakini basi, bila kufaa, moja ya bluu ililipuka! Blue supergiant (zaidi ya misa 17 ya jua) Sanduleak. Mabaki mazuri sana ya sayari huunda pete mbili za kuunganisha zisizo za kawaida, ambazo wanasayansi wanajifunza leo. Supernova iliyofuata ilishangaza wanasayansi mnamo 1993 - SN1993J, ambayo kabla ya mlipuko huo ilikuwa supergiant nyekundu. Lakini jambo la kushangaza ni kwamba mabaki, ambayo yalipaswa kutoweka baada ya mlipuko, kinyume chake, ilianza kupata mwangaza. Kwa nini?
Miaka michache baadaye, sayari ya satelaiti iligunduliwa ambayo haikuharibiwa na mlipuko wa supernova wa jirani yake na kuunda hali ya mwangaza wa ganda la nyota ya mwenzake ambayo iling'olewa muda mfupi kabla ya mlipuko (majirani ni majirani, lakini wewe. haiwezi kubishana na mvuto ...), inayozingatiwa na wanasayansi. Nyota huyu pia anatabiriwa kuwa jitu jekundu na supernova. Mlipuko wa supernova iliyofuata mnamo 2006 (SN206gy) inatambuliwa kama mwanga mkali zaidi katika historia nzima ya kutazama matukio haya. Hii iliruhusu wanasayansi kuweka mbele nadharia mpya za milipuko ya supernova (kama vile nyota za quark, mgongano wa sayari mbili kubwa, na zingine) na kuuita mlipuko huu mlipuko wa hypernova! Na supernova ya mwisho ya kuvutia ni G1.9+0.3. Kwa mara ya kwanza, ishara zake kama chanzo cha redio cha Galaxy zilinaswa na darubini ya redio ya VLA. Na leo Chandra Observatory inaisoma. Kiwango cha upanuzi wa mabaki ya nyota iliyolipuka ni ya kushangaza ni kilomita 15,000 kwa saa! Ambayo ni 5% ya kasi ya mwanga!
Mbali na milipuko hii ya kuvutia zaidi ya supernova na mabaki yao, bila shaka, kuna matukio mengine ya "kila siku" katika nafasi. Lakini ukweli unabaki kuwa kila kitu kinachotuzunguka leo ni matokeo ya milipuko ya supernova. Hakika, kwa nadharia, mwanzoni mwa kuwepo kwake, Ulimwengu ulikuwa na gesi nyepesi za heliamu na hidrojeni, ambazo, wakati wa kuchomwa kwa nyota, zilibadilishwa kuwa vipengele vingine vya "kujenga" kwa sayari zote zilizopo sasa. Kwa maneno mengine, Stars ilitoa maisha yao kwa kuzaliwa kwa maisha mapya!
Wanaastronomia wametangaza rasmi moja ya matukio ya hali ya juu katika ulimwengu wa kisayansi: mnamo 2022, kutoka kwa Dunia kwa macho tutaweza kuona jambo la kipekee - moja ya milipuko mkali zaidi ya supernova. Kulingana na utabiri, itaangazia mng'ao wa nyota nyingi kwenye gala yetu.
Tunazungumza juu ya mfumo wa karibu wa binary KIC 9832227 katika kikundi cha nyota cha Cygnus, ambacho kimetenganishwa na sisi na miaka 1800 ya mwanga. Nyota katika mfumo huu ziko karibu sana kwa kila mmoja kwamba wanashiriki anga ya kawaida, na kasi yao ya mzunguko inaongezeka mara kwa mara (sasa kipindi cha orbital ni masaa 11).
Profesa Larry Molnar kutoka Chuo cha Calvin nchini Marekani alizungumza kuhusu uwezekano wa mgongano, unaotarajiwa katika takriban miaka mitano (kutoa au kuchukua mwaka mmoja), katika mkutano wa kila mwaka wa Jumuiya ya Wanajimu ya Marekani. Kulingana na yeye, ni ngumu sana kutabiri majanga kama haya ya ulimwengu - utafiti ulichukua miaka kadhaa (wanaastronomia walianza kusoma jozi ya nyota mnamo 2013).
Wa kwanza kufanya utabiri kama huo alikuwa Daniel Van Noord, msaidizi wa utafiti wa Molnar (wakati huo bado ni mwanafunzi).
"Alisoma jinsi rangi ya nyota inavyohusiana na mwangaza wake na akapendekeza kuwa tunashughulika na kitu cha binary, kwa kweli mfumo wa karibu wa binary - moja ambapo nyota mbili zinashiriki anga, kama punje mbili za karanga chini ya ganda moja." Molnar anafafanua katika taarifa kwa vyombo vya habari.
Mnamo mwaka wa 2015, baada ya uchunguzi wa miaka kadhaa, Molnar aliwaambia wenzake juu ya utabiri huo: wanaastronomia walikuwa na uwezekano wa kupata mlipuko sawa na kuzaliwa kwa supernova V1309 katika kundinyota la Scorpius mnamo 2008. Sio wanasayansi wote walichukua taarifa yake kwa uzito, lakini sasa, baada ya uchunguzi mpya, Larry Molnar aliinua tena mada hii, akiwasilisha data zaidi. Uchunguzi wa Spectroscopic na usindikaji wa picha zaidi ya elfu 32 zilizopatikana kutoka kwa darubini tofauti ziliondoa hali zingine za ukuzaji wa matukio.
Wanaastronomia wanaamini kwamba wakati nyota zinapogongana, zote zitakufa, lakini si kabla ya kutoa mwanga mwingi na nishati, kutengeneza supernova nyekundu na kuongeza mwangaza wa nyota ya binary kwa mara elfu kumi. Supernova itaonekana angani kama sehemu ya kundinyota Cygnus na Msalaba wa Kaskazini. Hii itakuwa mara ya kwanza kwa wataalam na hata mastaa wataweza kufuata nyota mbili moja kwa moja wakati wa kifo chao.
"Itakuwa sana mabadiliko ya ghafla angani, na mtu yeyote anaweza kuiona. Hutahitaji darubini kuniambia mwaka wa 2023 kama nilikuwa sahihi au si sahihi. Ingawa kukosekana kwa mlipuko kunaweza kukatisha tamaa, matokeo yoyote mbadala yangevutia vile vile," Molner anaongeza.
Kulingana na wanaastronomia, utabiri huo kwa kweli hauwezi kuchukuliwa kirahisi: kwa mara ya kwanza, wataalam wana fursa ya kuchunguza miaka michache iliyopita ya maisha ya nyota kabla ya kuunganishwa kwao.
Utafiti wa siku zijazo utafichua mengi kuhusu mifumo hiyo ya binary na michakato yao ya ndani, pamoja na matokeo ya mgongano mkubwa. "Milipuko" ya aina hii, kulingana na takwimu, hutokea takriban mara moja kila baada ya miaka kumi, lakini hii ni mara ya kwanza kwamba mgongano wa nyota utatokea. Hapo awali, kwa mfano, wanasayansi waliona mlipuko.
Kielelezo cha awali cha karatasi inayowezekana ya baadaye ya Molnar (hati ya PDF) inaweza kusomwa kwenye tovuti ya Chuo.
Kwa njia, mnamo 2015, wanajimu wa ESA waligundua moja ya kipekee kwenye Nebula ya Tarantula, ambayo njia zake ziko umbali wa karibu sana kutoka kwa kila mmoja. Wanasayansi wametabiri kwamba wakati fulani ujirani kama huo utaisha kwa kusikitisha: miili ya mbinguni au kuunganisha katika nyota moja saizi kubwa, au mlipuko wa supernova utatokea, ambao utatoa mfumo wa binary.
Wacha tukumbuke pia kwamba hapo awali tulizungumza juu ya jinsi milipuko ya supernova.
Mlipuko wa supernova (inayoashiria SN) ni jambo la ukubwa usio na kifani kuliko mlipuko wa nova. Tunapoona kuonekana kwa supernova katika mojawapo ya mifumo ya nyota, mwangaza wa nyota hii wakati mwingine ni wa utaratibu sawa na mwangaza muhimu wa mfumo mzima wa nyota. Kwa hivyo, nyota iliyoibuka mnamo 1885 karibu na katikati ya nebula ya Andromeda ilifikia mwangaza wa , wakati mwangaza muhimu wa nebula ni sawa na, i.e., mtiririko wa mwanga kutoka kwa supernova ni kidogo tu chini ya mara nne kuliko flux kutoka kwa nebula. Katika visa viwili, mwangaza wa supernova uligeuka kuwa mkubwa kuliko uzuri wa gala ambayo supernova ilionekana. Ukubwa kabisa wa supernovae kwa kiwango cha juu ni karibu na , yaani, mara 600 mkali kuliko ukubwa kamili wa nova ya kawaida kwa mwangaza wa juu. Supernovae ya mtu binafsi hufikia upeo ambao ni mara bilioni kumi ya mwangaza wa Jua.
Supernova tatu zimezingatiwa kwa uaminifu katika Galaxy yetu katika milenia iliyopita: mnamo 1054 (huko Taurus), mnamo 1572 (huko Cassiopeia), mnamo 1604 (huko Ophiuchus). Inavyoonekana, mlipuko wa supernova huko Cassiopeia karibu 1670 pia haukuonekana, ambayo sasa inabakia ni mfumo wa nyuzi za gesi zinazoruka na utoaji wa redio yenye nguvu (Cas A). Katika baadhi ya galaksi, nyota tatu au hata nne zililipuka kwa muda wa miaka 40 (katika nebulae NGC 5236 na 6946). Kwa wastani, supernova moja hulipuka katika kila galaksi kila baada ya miaka 200, na kwa galaksi hizi mbili muda huu umepunguzwa hadi miaka 8! Ushirikiano wa kimataifa kwa miaka minne (1957-1961) ulisababisha ugunduzi wa supernovae arobaini na mbili. Jumla ya idadi ya supernovae inayozingatiwa kwa sasa inazidi 500.
Kwa mujibu wa sifa za mabadiliko ya mwangaza, supernovae huanguka katika aina mbili - I na II (Mchoro 129); inawezekana kwamba pia kuna aina ya III, ambayo inachanganya supernovae na mwanga wa chini kabisa.
Aina ya supernovae ya aina ya I inajulikana na upeo wa muda mfupi (karibu wiki), baada ya hapo, kwa muda wa siku 20-30, mwangaza hupungua kwa kiwango cha siku moja. Kisha kuanguka kunapungua na kisha, mpaka nyota inakuwa isiyoonekana, inaendelea kasi ya mara kwa mara kwa siku. Mwangaza wa nyota hupungua kwa kasi, na nusu kila siku 55. Kwa mfano, Supernova 1054 huko Taurus ilifikia ukubwa kwamba ilionekana wakati wa mchana kwa karibu mwezi, na kuonekana kwake kwa jicho la uchi kulidumu miaka miwili. Kwa mwangaza wa juu, ukubwa kamili wa aina ya supernovae hufikia wastani, na amplitude kutoka upeo hadi mwangaza wa chini baada ya mlipuko.
Aina ya II ya supernovae ina mwanga wa chini: kwa kiwango cha juu, amplitude haijulikani. Karibu na kiwango cha juu, mwangaza hudumu kwa kiasi fulani, lakini siku 100 baada ya kiwango cha juu hupungua kwa kasi zaidi kuliko kwa aina ya I supernovae, yaani kwa siku 20.
Supernovae kawaida hulipuka kwenye ukingo wa galaksi.
Aina ya I supernovae hutokea katika galaksi za umbo lolote, wakati aina ya II supernovae hutokea tu katika zile ond. Wote wawili katika galaksi za ond mara nyingi hupatikana karibu na ndege ya ikweta, ikiwezekana kwenye mikono ya ond, na labda huepuka katikati ya gala. Uwezekano mkubwa zaidi wao ni wa sehemu ya gorofa (idadi ya aina ya I).
Mwonekano wa aina ya I supernovae haufanani kwa njia yoyote na wigo wa novae. Zilibainishwa tu baada ya wazo la bendi pana sana za uzalishaji kutelekezwa, na mapengo ya giza yaligunduliwa kama bendi pana sana za kunyonya, zilizohamishwa sana hadi zambarau kwa thamani ya DH, inayolingana na kasi ya kukaribia kutoka 5000 hadi 20,000 km / s.
Mchele. 129. Mikondo ya mwanga ya picha ya aina ya I na II ya supernovae. Hapo juu ni mabadiliko ya mwangaza wa aina mbili za I supernovae ambayo ililipuka mwaka wa 1937 karibu wakati huo huo katika nebulae IC 4182 na NGC 1003. Siku za Julian zimepangwa kwenye mhimili wa x. Ifuatayo ni mkunjo wa sintetiki wa nuru ya aina tatu ya supernovae ya Aina ya II, iliyopatikana kwa kuhamisha vijipindo vya mwanga binafsi pamoja na mhimili wa ukubwa (kiratibu kushoto bila lebo). Mviringo uliopinda unawakilisha mabadiliko ya mwangaza wa aina ya I supernova. Siku kutoka kwa kuanza kiholela zimepangwa kwenye mhimili wa x
Hivi ndivyo viwango vya upanuzi wa makombora ya supernova! Ni wazi kwamba kabla ya kiwango cha juu na kwa mara ya kwanza baada ya kiwango cha juu, wigo wa supernova ni sawa na wigo wa supergiant, joto la rangi ambayo ni karibu 10,000 K au zaidi (ziada ya ultraviolet kuhusu);
mara baada ya kiwango cha juu, joto la mionzi hupungua hadi 5-6 elfu Kelvin. Lakini wigo unabaki kuwa matajiri katika mistari ya metali zenye ioni, hasa CaII (wote ultraviolet doublet na infrared triplet), mistari ya heli (HeI) inawakilishwa vyema na mistari mingi ya nitrojeni (NI) ni maarufu sana, na mistari ya hidrojeni inatambuliwa kwa kutokuwa na uhakika mkubwa. Bila shaka, katika awamu fulani za mwako, mistari ya chafu pia hupatikana katika wigo, lakini ni ya muda mfupi. Upana mkubwa sana wa mistari ya kunyonya unaelezewa na mtawanyiko mkubwa wa kasi katika shells za gesi zilizotolewa.
Mtazamo wa aina ya II ya supernovae ni sawa na mwonekano wa novae ya kawaida: mistari mipana ya utoaji unaopakana na upande wa urujuani na mistari ya kunyonya ambayo ina upana sawa na uzalishaji. Uwepo wa mistari ya Balmer inayoonekana sana ya hidrojeni, mwanga na giza, ni tabia. Upana mkubwa wa mistari ya kunyonya inayoundwa katika ganda linalosonga, katika sehemu hiyo ambayo iko kati ya nyota na mwangalizi, inaonyesha mtawanyiko wa kasi katika ganda na saizi yake kubwa. Mabadiliko ya joto katika aina ya II ya supernovae ni sawa na yale ya aina ya I, na viwango vya upanuzi vinafikia hadi 15,000 km / s.
Kati ya aina za supernovae na eneo lao kwenye Galaxy au frequency ya kutokea katika galaksi aina tofauti Kuna uhusiano, ingawa sio kali sana. Aina ya supernovae hupatikana kwa upendeleo kati ya idadi ya nyota ya sehemu ya spherical na, haswa, katika galaksi za mviringo, na aina ya II ya supernovae, kinyume chake, hupatikana kati ya idadi ya diski, katika ond na, mara chache, nebulae isiyo ya kawaida. Walakini, supernovae zote zilizoonekana kwenye Wingu Kubwa la Magellanic zilikuwa aina ya I. Bidhaa ya mwisho ya supernovae katika galaksi nyingine haijulikani kwa ujumla. Kwa amplitude ya takriban supernovae inayozingatiwa katika galaksi zingine, kwa mwangaza wa chini wanapaswa kuwa vitu, i.e., isiyoweza kufikiwa kabisa na uchunguzi.
Hali hizi zote zinaweza kusaidia katika kujua ni aina gani ya nyota inaweza kuwa - harbingers ya supernovae. Kutokea kwa aina ya I supernovae katika galaksi duaradufu na idadi yao ya zamani huturuhusu kuzingatia pre-supernova kama nyota za zamani za molekuli ya chini ambazo zimetumia hidrojeni zao zote. Kinyume chake, aina ya II supernovae, ambayo hutokea hasa katika mikono ond iliyo na gesi nyingi, huchukua muda wa miaka kwa watangulizi kuvuka mkono, kwa hiyo wana umri wa miaka milioni mia moja. Wakati huu, nyota lazima, kuanzia mlolongo kuu, iondoke wakati mafuta ya hidrojeni katika kina chake yamechoka. Nyota ya chini haitakuwa na muda wa kupitia hatua hii, na, kwa hiyo, mtangulizi wa aina ya II ya supernova lazima awe na wingi sio chini na awe nyota mdogo wa OB hadi mlipuko.
Ukweli, mwonekano uliotajwa hapo juu wa aina ya I supernovae kwenye Wingu Kubwa la Magellanic kwa kiasi fulani inakiuka kuegemea kwa picha iliyoelezewa.
Ni kawaida kudhani kuwa kitangulizi cha aina ya I supernova ni kibete nyeupe chenye uzito wa takriban , isiyo na hidrojeni. Lakini ikawa hivyo kwa sababu ilikuwa sehemu ya mfumo wa binary ambapo jitu kubwa zaidi nyekundu huacha jambo lake katika mtiririko mkali ili kile kinachobaki, mwishowe, ni msingi ulioharibika - kibete nyeupe cha kaboni-oksijeni. utungaji, na satelaiti ya zamani yenyewe inakuwa kubwa na huanza kurudisha maada kwa kibete nyeupe, na kutengeneza H = He-shell huko. Misa yake pia huongezeka inapokaribia kikomo (18.9), na joto lake la kati huongezeka hadi 4-10 ° K, ambayo kaboni "huwasha".
Katika nyota ya kawaida, joto linapoongezeka, shinikizo huongezeka, ambayo inasaidia tabaka zinazozidi. Lakini kwa gesi iliyopungua, shinikizo inategemea tu wiani haitaongezeka kwa joto, na tabaka za juu zitaanguka kuelekea katikati badala ya kupanua ili kulipa fidia kwa joto la kuongezeka. Tabaka za msingi na zilizo karibu zitaanguka (kuanguka). Kupungua kunaendelea kwa kasi kwa kasi hadi joto la kuongezeka linaondoa uharibifu, na kisha nyota huanza kupanua "kwa jaribio la bure" ili kuimarisha, wakati wimbi la mwako wa kaboni linapita ndani yake. Utaratibu huu hudumu sekunde moja au mbili, wakati ambapo dutu iliyo na wingi wa misa moja ya Jua inageuka kuwa, kuoza ambayo (na kutolewa kwa -quanta na positrons) hudumisha joto la juu kwenye ganda, na kupanuka kwa kasi. kwa ukubwa wa makumi ya a. e. Inaundwa (na nusu ya maisha), kutoka kwa kuoza ambayo inaonekana kwa kiasi cha karibu Kibete nyeupe kinaharibiwa hadi mwisho. Lakini hakuna sababu dhahiri ya kuundwa kwa nyota ya nyutroni. Wakati huo huo, katika mabaki ya mlipuko wa supernova hatupati kiasi kinachoonekana cha chuma, lakini tunapata nyota za neutroni (tazama hapa chini). Ukweli huu ndio ugumu kuu wa mfano uliowasilishwa wa mlipuko wa aina ya I supernova.
Lakini maelezo ya utaratibu wa mlipuko wa aina ya II ya supernova hukutana na shida kubwa zaidi. Inavyoonekana, mtangulizi wake sio sehemu ya mfumo wa binary. Kwa wingi mkubwa (zaidi ya ) inajitokeza kwa kujitegemea na kwa haraka, inakabiliwa na awamu moja baada ya nyingine ya mwako wa H, He, C, O hadi Na na Si na zaidi kwa msingi wa Fe-Ni. Kila moja awamu mpya inawasha wakati uliopita umechoka, wakati, baada ya kupoteza uwezo wa kukabiliana na mvuto, msingi huanguka, joto huongezeka na hatua inayofuata huanza kutumika. Ikiwa inakuja kwa awamu ya Fe-Ni, chanzo cha nishati kitatoweka, kwani msingi wa chuma huharibiwa chini ya ushawishi wa picha za juu za nishati kwenye chembe nyingi, na mchakato huu ni wa mwisho. Inasaidia kuanguka. Na hakuna nishati zaidi inayoweza kuzuia ganda linaloanguka.
Na kiini kina uwezo wa kwenda katika hali ya shimo jeusi (tazama uk. 289) kupitia hatua ya nyota ya nyutroni kupitia mmenyuko.
Maendeleo zaidi matukio huwa hayaeleweki sana. Chaguzi nyingi zimependekezwa, lakini hazielezei jinsi, wakati msingi unapoanguka, shell inatupwa nje.
Kwa upande wa maelezo ya jambo hilo, na wingi wa shell ndani na kasi ya ejection ya karibu 2000 km / s, nishati inayotumiwa juu ya hili hufikia , na mionzi wakati wa kuwaka (zaidi ya siku 70) huchukuliwa.
Tutarudi tena kuzingatia mchakato wa mlipuko wa supernova, lakini kwa msaada wa kusoma mabaki ya milipuko (tazama § 28).
Wakati nyota zinatukonyeza kutoka angani usiku, hatufikirii kwamba tunaziona kama zilivyokuwa mamia na maelfu ya miaka iliyopita. Hivi ndivyo inachukua muda kwa fotoni kufikia macho yetu, zikisafiri kwa kasi ya mwanga.
Jua nyingi za mbali labda zimetoka muda mrefu uliopita; Wazao wetu watajifunza mapema au baadaye juu ya kuonekana kwao.
Nyenzo za ujenzi kwa nyota
Kwa nyota mpya kuzaliwa, inachukua kiasi kikubwa hidrojeni? rahisi zaidi ya molekuli zote zilizopo. Inajumuisha atomi mbili, na hizo, kwa upande wake, za kiini na protoni moja, karibu na ambayo elektroni moja huenea katika wingu la quantum.
Je, pia kuna haja ya deuterium, hidrojeni nzito, ambayo kiini, pamoja na protoni, ina neutron nyingine? chembe ya msingi ambayo haina chaji ya umeme.
Haidrojeni? moja ya vitu vya kwanza vilivyoundwa baada ya Big Bang, baada ya maada katika mfumo wa protoni, neutroni, elektroni na vingine vilipashwa joto hadi joto la ajabu. chembe za msingi ilianza kufupisha.
Picha ya nyota aliye karibu zaidi na Jua - Proxima Centauri
©ESA/Hubble & NASA
Mara baada ya Big Bang
Molekuli za hidrojeni ziliundwa kwa wingi sana wakati halijoto ya Ulimwengu mchanga iliposhuka kwa kiasi fulani na protoni zilianza kuunganishwa na elektroni.
Awamu hii ilianza mawazo ya kisasa tayari sekunde moja baada ya Big Bang na ilidumu kwa dakika tatu; Wakati huu, joto la Ulimwengu lilipungua sana.
Je! Ulimwengu mchanga uliundwa na 75% ya hidrojeni, na 25% ya heliamu, na athari za vitu vingine? kwa boroni (bila kuhesabu antimatter).
Nyenzo za ujenzi kwa ajili ya kuzaliwa kwa nyota zilikuwa tayari, lakini uwepo wa hidrojeni pekee haukutosha. Molekuli zililazimika kujibana sana hivi kwamba nguvu ya uvutano ya mvuto kati yao ingesababisha mmenyuko wa nyuklia.
Mara tu baada ya Mlipuko Mkubwa, maada ilisambazwa sawasawa angani na pengine ingebakia kuwa wingu la hidrojeni ikiwa si kwa mabadiliko ya quantum, ambayo yalisababisha kushuka kwa msongamano wa gesi na kuunda miundo fulani.
Kundi la nyota wazi Pleiades katika kundinyota Taurus
©Roberto Columbari
utoto wa nyota
Athari za miundo hii bado zinaweza kugunduliwa kwa njia ya mionzi ya asili ya ulimwengu na nebulae ya nyota kwenye Ulimwengu, inayojumuisha hidrojeni na heliamu. Ni kutokana na wingu hilo la hidrojeni ambapo nyota huundwa wakati msongamano wa gesi unafikia kiwango fulani, cha juu sana.
Wakati huo huo, joto la gesi huongezeka na molekuli zake huanza kuzunguka. Kadiri wingu linavyokuwa mnene, ndivyo mzunguko unavyokuwa na nguvu zaidi, na molekuli za hidrojeni hugongana na kutoa fotoni kwenye wigo wa infrared.
Wakati wa kuzunguka, wingu la molekuli, pia huitwa utoto wa nyota, huanguka, lakini wakati huo huo nguvu za centrifugal hutokea ambazo zinasukuma jambo lililofupishwa nje. Kwa hivyo diski ya protoplanetary inatokea ambayo sayari zinaweza kuunda? uwezekano mkubwa haya yatakuwa makubwa ya gesi kama Jupiter.
Nguzo kuu ya nyota ya Westerlund 1
©ESO/VPHAS+ Survey/N. Wright
Nyota inazaliwa
Baada ya takriban miaka milioni 50, je, wingu la gesi hatimaye huwa protostar? mpira wa plasma unaozunguka. Wakati huo huo, molekuli za hidrojeni huharibiwa kwa sababu ya joto kali, na kutengeneza atomi za kibinafsi.
Baadhi ya protostar hazifikii halijoto inayohitajika kwa muunganisho wa thermonuclear. Protostar kama hizo huunda vibete vya kahawia, ambavyo polepole hupoa zaidi ya miaka milioni mia kadhaa. Je, wingi wao ni mdogo? 1-10% tu ya jua.
Lakini katika protostars kubwa mchakato wa kuanguka unaendelea, joto la ndani huongezeka hadi nishati ya atomi za hidrojeni kufikia thamani muhimu ambayo mmenyuko wa thermonuclear huanza. Nishati ya mvuto hugeuka kuwa joto, mpira wa plasma huanza kuangaza, na kuanguka kwa mvuto huacha? nyota yetu iko tayari.
Mlipuko wa Supernova katika galaksi ya M82 kwenye kundinyota la Ursa Meja
©UCL/Chuo Kikuu cha London Observatory/Steve Fossey/Ben Cooke/Guy Pollack/Matthew Wilde/Thomas Wright
Maisha na kifo cha nyota
Kama matokeo ya mmenyuko wa thermonuclear, hidrojeni inabadilishwa kuwa heliamu, nyota hufanya kazi kama Jua letu. Baada ya miaka bilioni kadhaa, hidrojeni yote ndani ya nyota imechoka, msingi wa hidrojeni hubadilika kuwa heliamu, ingawa athari bado inaendelea kwenye ganda la nje.
Msingi wa heliamu unakuwa mkubwa na mkubwa, wingi wake huongezeka, na kuanguka kwa mvuto huanza tena. Wakati wa awamu hii, nyota inakuwa kubwa nyekundu.
Ndani ya msingi wa nyota, chini ya ushawishi wa ukandamizaji wa mvuto, athari za thermonuclear hufanyika tena: heliamu hugeuka kuwa vipengele vingine: kaboni, kisha oksijeni, silicon? hadi chini ya chuma.
Huu ndio mwisho wa nyota yetu. Ikiwa ni kubwa ya kutosha? mara nane nzito kuliko Jua letu, inaweza kugeuka kuwa supernova, ambayo, wakati inalipuka, hutawanya kwenye anga ya nje. Milipuko ya Supernova inaweza kuwa angavu zaidi kuliko galaksi zao.
Wimbi la mshtuko linalosababishwa linaweza kusababisha ukandamizaji wa mawingu mengine ya nyota na kuundwa kwa nyota mpya. Hata hivyo, mara nyingi mwanga wa nyota mpya unaweza kusababisha mmenyuko wa mnyororo, ambayo inatoa msukumo kwa kuzaliwa kwa mwangaza mpya. Hivi ndivyo vizazi vyote vya nyota vinaundwa.
Wakati huo huo, sayari dhabiti zinaweza kutengenezwa kutoka kwa vitu vilivyotawanyika vya supernovae karibu na nyota mpya zilizoundwa, na vile vile asteroidi nyingi zinazoingia kwenye nafasi ya nyota.
SUPERNOVA, mlipuko ulioashiria kifo cha nyota. Wakati mwingine mlipuko wa supernova huwa mkali zaidi kuliko galaksi ambayo ulitokea.
Supernovae imegawanywa katika aina mbili kuu. Aina ya I ina sifa ya upungufu wa hidrojeni katika wigo wa macho; kwa hivyo, inaaminika kuwa huu ni mlipuko wa kibete nyeupe - nyota iliyo na misa karibu na Jua, lakini ndogo kwa saizi na mnene zaidi. Kuna karibu hakuna hidrojeni katika muundo wa kibete nyeupe, kwani ni bidhaa ya mwisho mageuzi ya nyota ya kawaida. Katika miaka ya 1930, S. Chandrasekhar alionyesha kwamba wingi wa kibete nyeupe hauwezi kuwa juu ya kikomo fulani. Ikiwa iko katika mfumo wa binary na nyota ya kawaida, basi jambo lake linaweza kutiririka kwenye uso wa kibete nyeupe. Wakati wingi wake unazidi kikomo cha Chandrasekhar, kibete nyeupe huanguka (hupungua), joto na kulipuka. Tazama pia NYOTA.
Supernova ya aina ya II ililipuka mnamo Februari 23, 1987 katika galaksi ya jirani yetu, Wingu Kubwa la Magellanic. Alipewa jina la Ian Shelton, ambaye alikuwa wa kwanza kuona mlipuko wa supernova kwa kutumia darubini, na kisha kwa macho. (Ugunduzi wa mwisho kama huo ni wa Kepler, ambaye aliona mlipuko wa supernova katika Galaxy yetu mnamo 1604, muda mfupi kabla ya uvumbuzi wa darubini.) Sambamba na mlipuko wa supernova wa 1987, vigunduzi maalum huko Japani na Amerika. Ohio (Marekani) ilisajili mtiririko wa chembe za msingi za neutrino zilizozaliwa saa sana joto la juu katika mchakato wa kuanguka kwa msingi wa nyota na kupenya kwa urahisi kupitia bahasha yake. Ingawa mkondo wa neutrinos ulitolewa na nyota pamoja na mwanga wa macho takriban miaka elfu 150 iliyopita, ilifika Duniani karibu wakati huo huo na picha, na hivyo kuthibitisha kwamba neutrinos hazina misa na huenda kwa kasi ya mwanga. Uchunguzi huu pia ulithibitisha dhana kwamba karibu 10% ya wingi wa msingi wa nyota unaoanguka hutolewa kwa namna ya neutrinos wakati msingi wenyewe umebanwa. nyota ya neutron. Katika nyota kubwa sana, wakati wa mlipuko wa supernova, cores hubanwa hadi msongamano mkubwa zaidi na labda hubadilika kuwa mashimo meusi, lakini tabaka za nje za nyota bado zimemwagika. Cm. Pia SHIMO NYEUSI.
Katika Galaxy yetu, Nebula ya Crab ni mabaki ya mlipuko wa supernova, ambao ulizingatiwa na wanasayansi wa China mwaka wa 1054. Mwanaastronomia maarufu T. Brahe pia aliona supernova iliyotokea katika Galaxy yetu mwaka wa 1572. Ingawa supernova ya Shelton ilikuwa supernova ya kwanza iliyo karibu kugunduliwa tangu Kepler, mamia ya supernovae katika galaksi nyingine, za mbali zaidi zimeonekana kwa darubini katika miaka 100 iliyopita.
Carbon, oksijeni, chuma na vipengele nzito vinaweza kupatikana katika mabaki ya mlipuko wa supernova. Kwa hiyo, milipuko hii ina jukumu muhimu katika nucleosynthesis, mchakato wa malezi vipengele vya kemikali. Inawezekana kwamba miaka bilioni 5 iliyopita kuzaliwa mfumo wa jua pia ilitanguliwa na mlipuko wa supernova, kama matokeo ambayo vitu vingi ambavyo vilikuwa sehemu ya Jua na sayari viliibuka. NUCLEOSYNTHESIS.
