Je, kifo cha supernova au mwanzo wa maisha mapya? Supernova.

Kulingana na wanaastronomia, mnamo 2022 mlipuko mkali zaidi wa supernova katika kundinyota la Cygnus utaonekana kutoka Duniani. Mwako utaweza kuangazia nyota nyingi angani! Mlipuko wa supernova ni jambo la kawaida, lakini hii haitakuwa mara ya kwanza kwa ubinadamu kuona jambo hilo. Kwa nini jambo hili linavutia sana?

ISHARA ZA KUTISHA ZA ZAMANI

Kwa hiyo, miaka 5000 iliyopita, wenyeji wa Sumer ya Kale waliogopa - miungu ilionyesha kuwa walikuwa na hasira kwa kuonyesha ishara. Jua la pili liling’aa angani, hivyo hata wakati wa usiku kulikuwa kumeng’aa kama mchana! Kujaribu kuzuia maafa, Wasumeri walitoa dhabihu nyingi na kusali kwa miungu bila kuchoka - na hii ilikuwa na athari. A, mungu wa anga, aligeuza hasira yake - jua la pili lilianza kufifia na mara kutoweka kabisa kutoka angani.

Hivi ndivyo wanasayansi wanavyounda tena matukio ambayo yalitokea zaidi ya miaka elfu tano iliyopita, wakati supernova ililipuka juu ya Sumer ya Kale. Matukio hayo yalijulikana kutokana na bamba la kikabari lenye hadithi kuhusu “mungu-jua wa pili” aliyetokea upande wa kusini wa anga. Wanaastronomia wamepata athari za janga la nyota - nebula ya Parus X inabaki kutoka kwa supernova ambayo iliwatia hofu Wasumeri.

Kulingana na data ya kisasa ya kisayansi, kutisha kwa wenyeji wa zamani wa Mesopotamia kulihesabiwa haki - ikiwa mlipuko wa supernova ungetokea karibu na mfumo wa jua, maisha yote kwenye uso wa sayari yetu yangekuwa yamechomwa na mionzi.

Hii tayari ilitokea mara moja, wakati miaka milioni 440 iliyopita mlipuko wa supernova ulitokea katika maeneo ya nafasi karibu na jua. Maelfu ya miaka ya mwanga kutoka duniani, nyota kubwa ilikwenda supernova, na sayari yetu ilichomwa na mionzi ya mauti. Wanyama wa Paleozoic, ambao walikuwa na bahati mbaya ya kuishi wakati huo, waliweza kuona jinsi nuru ya upofu ilionekana angani ghafla, ikifunika jua - na hii ilikuwa jambo la mwisho waliona maishani mwao. Ndani ya sekunde chache, mionzi ya supernova iliharibu safu ya ozoni ya sayari, na mionzi hiyo iliua maisha kwenye uso wa Dunia. Kwa bahati nzuri, uso wa mabara ya sayari yetu wakati huo ulikuwa karibu bila wakaaji, na maisha yalikuwa yamefichwa baharini. Unene wa maji ulindwa kutokana na mionzi ya supernova, lakini bado zaidi ya 60% ya wanyama wa baharini walikufa!

Mlipuko wa supernova ni mojawapo ya majanga makubwa zaidi katika Ulimwengu. Nyota inayolipuka hutoa kiasi cha ajabu cha nishati - ndani ya muda mfupi, nyota moja hutoa mwanga zaidi kuliko mabilioni ya nyota kwenye galaksi.

mageuzi ya SUPERNOVES

Wanaastronomia kwa muda mrefu wameona milipuko ya mbali ya supernova kwa kutumia darubini zenye nguvu. Hapo awali, jambo hili liligunduliwa kama udadisi usioeleweka, lakini mwishoni mwa robo ya kwanza ya karne ya 20, wanajimu walijifunza kuamua umbali kati ya galaksi. Kisha ikawa wazi kutoka kwa umbali gani usioweza kufikiria nuru ya supernovae inakuja Duniani na ni nguvu gani ya ajabu ya miale hii. Lakini ni nini asili ya jambo hili?

Nyota huunda kutoka kwa mkusanyiko wa cosmic wa hidrojeni. Mawingu kama hayo ya gesi huchukua nafasi kubwa na yanaweza kuwa na wingi mkubwa, sawa na mamia misa ya jua. Wakati wingu vile ni mnene wa kutosha, nguvu za mvuto huanza kutenda, na kusababisha ukandamizaji wa gesi, ambayo husababisha joto kali. Baada ya kufikia kikomo fulani, athari za nyuklia huanza katika kituo chenye joto na kilichoshinikizwa cha wingu - hivi ndivyo nyota "zinavyowaka".

Nyota inayowaka ina maisha marefu: Haidrojeni kwenye matumbo ya nyota hugeuka kuwa heliamu (na kisha kuwa vipengele vingine vya jedwali la upimaji, hadi chuma) zaidi ya mamilioni na hata mabilioni ya miaka. Zaidi ya hayo, kadiri nyota inavyokuwa kubwa, ndivyo maisha yake yanavyopungua. Vibete nyekundu (kinachojulikana kama darasa la nyota ndogo) wana maisha ya miaka trilioni, wakati nyota kubwa zinaweza "kuchoma" katika maelfu ya kipindi hiki.

Nyota "inaishi" mradi "usawa wa nguvu" unadumishwa kati ya nguvu za uvutano zinazoikandamiza na athari za nyuklia ambazo hutoa nishati na huwa "kusukuma" jambo kando. Ikiwa nyota ni kubwa ya kutosha (ina misa kubwa kuliko misa ya Jua), inakuja wakati ambapo athari za nyuklia kwenye nyota hudhoofika ("mafuta" yamechomwa na wakati huo) na nguvu za mvuto huwa na nguvu. Katika hatua hii, nguvu inayobana kiini cha nyota inakuwa na nguvu sana hivi kwamba shinikizo la mionzi haliwezi tena kuzuia jambo hilo kuganda. Kuanguka kwa kasi kwa janga hutokea - katika sekunde chache kiasi cha msingi wa nyota kinashuka mara 100,000!

Ukandamizaji wa haraka wa nyota husababisha ukweli kwamba nishati ya kinetic ya suala hugeuka kuwa joto na joto hupanda hadi mamia ya mabilioni ya Kelvins! Wakati huo huo, mwangaza wa nyota inayokufa huongezeka mara bilioni kadhaa - na "mlipuko wa supernova" unateketeza kila kitu katika maeneo ya jirani ya nafasi. Katika kiini cha nyota inayokufa, elektroni "zinasisitizwa" ndani ya protoni, ili karibu neutroni tu kubaki ndani ya msingi.

MAISHA BAADA YA MLIPUKO

Tabaka za uso wa nyota hulipuka, na chini ya hali ya joto kali na shinikizo kubwa, athari hufanyika na malezi ya vitu vizito (hadi uranium). Na kwa hivyo supernovae hutimiza utume wao mkuu (kutoka kwa mtazamo wa ubinadamu) - wanafanya kuonekana iwezekanavyo katika Ulimwengu wa maisha. "Karibu vipengele vyote vinavyotuunda sisi na ulimwengu wetu vilitokana na milipuko ya supernova," wanasayansi wanasema. Kila kitu kinachotuzunguka: kalsiamu katika mifupa yetu, chuma katika chembe nyekundu za damu, silicon kwenye chip za kompyuta na shaba kwenye waya zetu - yote haya yalitoka kwenye tanuru za kuzimu za supernovae zinazolipuka. Vipengele vingi vya kemikali vilionekana katika Ulimwengu pekee wakati wa milipuko ya supernova. Na atomi za elementi hizo chache (kutoka heliamu hadi chuma) ambazo nyota huungana zikiwa katika hali ya "tulivu" zinaweza kuwa msingi wa kuonekana kwa sayari baada tu ya kutupwa kwenye nafasi ya nyota wakati wa mlipuko wa supernova. Kwa hivyo, mtu mwenyewe na kila kitu kinachomzunguka kina mabaki ya milipuko ya zamani ya supernova.

Kiini kilichobaki baada ya mlipuko kinakuwa nyota ya neutroni. Hii ni kitu cha ajabu cha nafasi ya kiasi kidogo, lakini msongamano wa kutisha. Kipenyo cha nyota ya nutroni ya kawaida ni kilomita 10-20, lakini msongamano wa jambo ni wa ajabu - tani milioni 665 kwa sentimita ya ujazo! Katika msongamano huu, kipande cha neutronium (dutu ambayo nyota kama hiyo imeundwa) saizi ya kichwa cha mechi itakuwa na uzito mara nyingi zaidi kuliko piramidi ya Cheops, na kijiko cha neutronium kitakuwa na misa ya zaidi ya tani bilioni. . Neutronium pia ina nguvu ya ajabu: kipande cha neutronium (kama kingekuwa mikononi mwa wanadamu) hakiwezi kukatwa vipande vipande kwa nguvu yoyote ya kimwili - chombo chochote cha binadamu kingekuwa bure kabisa. Kujaribu kukata au kurarua kipande cha neutronium hakutakuwa na tumaini sawa na kukata kipande cha chuma na hewa.

BETELGEUSE NDIYO NYOTA HATARI ZAIDI

Walakini, sio supernovae zote zinazogeuka kuwa nyota za neutroni. Wakati wingi wa nyota unazidi kikomo fulani (kinachojulikana kikomo cha pili cha Chandrasekhar), katika mchakato wa mlipuko wa supernova, molekuli nyingi sana za jambo huachwa nyuma na shinikizo la mvuto haliwezi kuwa na chochote. Mchakato huwa hauwezi kutenduliwa - maada yote huvutwa pamoja hadi hatua moja, na shimo nyeusi huundwa - kutofaulu ambayo inachukua kila kitu bila kubadilika, hata mwanga wa jua.

Je! mlipuko wa supernova unaweza kutishia Dunia? Ole, wanasayansi hujibu kwa uthibitisho. Nyota ya Betelgeuse ni jirani wa karibu, kwa viwango vya cosmic. mfumo wa jua, inaweza kulipuka hivi karibuni. Kulingana na Sergei Popov, mtafiti katika Taasisi ya Jimbo la Astronomia, "Betelgeuse kwa hakika ni mojawapo ya watahiniwa bora, na kwa hakika maarufu zaidi, kwa karibu (kwa wakati) supernovae. Nyota hii kubwa iko katika hatua za mwisho za mageuzi yake na kuna uwezekano mkubwa italipuka kama supernova, na kuacha nyuma nyota ya nyutroni." Betelgeuse ni nyota mara ishirini nzito kuliko Jua letu na kung'aa mara laki moja, iliyoko umbali wa miaka nusu elfu ya mwanga. Kwa kuwa nyota hii imefikia hatua ya mwisho ya mageuzi yake, katika siku za usoni (kwa viwango vya cosmic) ina kila nafasi ya kuwa supernova. Kulingana na wanasayansi, msiba huu haupaswi kuwa hatari kwa Dunia, lakini kwa pango moja.

Ukweli ni kwamba mionzi ya supernova wakati wa mlipuko inaelekezwa kwa kutofautiana - mwelekeo wa mionzi imedhamiriwa na miti ya magnetic ya nyota. Na ikiwa inageuka kuwa moja ya miti ya Betelgeuse inaelekezwa moja kwa moja kwenye Dunia, basi baada ya mlipuko wa supernova mkondo wa mauti wa mionzi ya X-ray itatolewa kwenye Dunia yetu, inayoweza kuharibu angalau safu ya ozoni. Kwa bahati mbaya, leo hakuna dalili zinazojulikana kwa wanaastronomia ambazo zingeweza kufanya uwezekano wa kutabiri janga na kuunda "mfumo wa tahadhari ya mapema" kwa mlipuko wa supernova. Walakini, ingawa Betelgeuse inaishi maisha yake yote, wakati wa kando haulingani na wakati wa mwanadamu, na, uwezekano mkubwa, janga hilo liko maelfu, ikiwa sio makumi ya maelfu ya miaka mbali. Mtu anaweza kutumaini kwamba katika kipindi kama hicho ubinadamu utaunda ulinzi wa kuaminika kutoka kwa milipuko ya supernova.

Supernova- moja ya matukio makubwa zaidi ya cosmic. Kwa kifupi, supernova ni mlipuko wa kweli wa nyota wakati wengi wingi wake (na wakati mwingine yote) hutawanyika kwa kasi ya hadi kilomita 10,000 kwa sekunde, na mikataba iliyobaki (inaanguka) kuwa nyota ya neutroni yenye nguvu sana au shimo nyeusi. Supernovae ina jukumu muhimu katika mageuzi ya nyota. Wao ni mwisho wa maisha ya nyota na wingi wa zaidi ya 8-10 ya jua, huzaa nyota za nutroni na shimo nyeusi na kuimarisha kati ya nyota na nzito. vipengele vya kemikali. Vipengele vyote vizito kuliko chuma viliundwa kama matokeo ya mwingiliano wa viini vya vitu nyepesi na chembe za msingi wakati wa milipuko ya nyota kubwa. Je, hapa si mahali ambapo jibu la tamaa ya milele ya wanadamu ya nyota liko? Baada ya yote, katika seli ndogo zaidi ya viumbe hai kuna atomi za chuma zilizounganishwa wakati wa kifo cha nyota fulani kubwa. Na kwa maana hii, watu ni sawa na mtu wa theluji kutoka hadithi ya Andersen: alipata uzoefu mapenzi ya ajabu kwa jiko la moto, kwa sababu poker ilitumika kama fremu yake...

Wanasayansi wamegundua kuwa katika galaksi zenye umbo la duara (yaani, galaksi zisizo na muundo wa ond, na kiwango cha chini sana cha malezi ya nyota, inayojumuisha nyota nyekundu za chini), supernovae ya aina 1 pekee hulipuka. Katika galaksi za ond, ambayo Galaxy yetu ni mali, Njia ya Milky, aina zote mbili za supernovae hutokea. Katika kesi hii, wawakilishi wa aina ya 2 wamejilimbikizia mikono ya ond, ambapo kuna mchakato wa kazi wa malezi ya nyota na nyota nyingi za vijana. Vipengele hivi vinapendekeza asili tofauti ya aina mbili za supernovae.

Sasa imethibitishwa kwa uhakika kwamba wakati wa mlipuko wa supernova yoyote, kiasi kikubwa nishati - karibu 10 46 J! Nishati kuu ya mlipuko haichukuliwi na fotoni, lakini na neutrinos - chembe za haraka zilizo na uzito mdogo sana au hata sifuri. Neutrinos huingiliana kwa unyonge sana na maada, na kwao mambo ya ndani ya nyota ni wazi kabisa.

Nadharia kamili ya mlipuko wa supernova na malezi ya mabaki ya kompakt na kutolewa kwa ganda la nje bado haijaundwa kwa sababu ya ugumu mkubwa wa kuzingatia matukio yote yanayotokea wakati wa mchakato huu. michakato ya kimwili. Walakini, ushahidi wote unaonyesha kwamba aina ya 2 ya supernovae hulipuka kama matokeo ya kuanguka kwa msingi wa nyota kubwa. Washa hatua mbalimbali Wakati wa uhai wa nyota, athari za nyuklia zilitokea katika msingi, ambayo hidrojeni ya kwanza ilibadilishwa kuwa heliamu, kisha heliamu kuwa kaboni, na kadhalika hadi kuundwa kwa vipengele vya "kilele cha chuma" - chuma, cobalt na nickel. Viini vya atomiki vya vipengele hivi vina nishati ya juu zaidi inayofunga kwa kila chembe. Ni wazi kwamba kuongezwa kwa chembe mpya kwenye kiini cha atomiki, kwa mfano, chuma, itahitaji matumizi makubwa ya nishati, na kwa hiyo mwako wa thermonuclear "huacha" kwenye vipengele vya kilele cha chuma.

Ni nini husababisha sehemu za kati za nyota kupoteza uthabiti na kuanguka mara tu kiini cha chuma kinapokuwa kikubwa vya kutosha (takriban misa 1.5 ya jua)? Hivi sasa, sababu mbili kuu zinazosababisha kupoteza utulivu na kuanguka zinajulikana. Kwanza, huu ni "mgawanyiko" wa viini vya chuma kuwa chembe 13 za alpha (viini vya heli) na kunyonya kwa fotoni - kinachojulikana kama utengano wa chuma. Pili, neutronization ya dutu ni kunasa elektroni na protoni kwa kuunda neutroni. Taratibu zote mbili zinawezekana kwa msongamano wa juu (zaidi ya 1 t/cm 3) iliyoanzishwa katikati ya nyota mwishoni mwa mageuzi, na zote mbili kwa ufanisi hupunguza "elasticity" ya dutu, ambayo kwa kweli inapinga athari ya compression ya mvuto. vikosi. Matokeo yake, msingi hupoteza utulivu na mikataba. Katika kesi hii, wakati wa neutronization ya dutu hii, idadi kubwa neutrino, ikibeba nishati kuu iliyohifadhiwa kwenye msingi unaoporomoka.

Kama vile hesabu za kompyuta zinavyoonyesha, msongamano ulio karibu na kiini ni mkubwa sana hivi kwamba hata neutrino ambazo huingiliana hafifu na mada "hufungwa" kwa muda fulani na tabaka za nje za nyota. Lakini nguvu za uvutano huvuta ganda kuelekea msingi, na hali hutokea sawa na ile inayotokea wakati wa kujaribu kumwaga kioevu kikubwa, kama vile maji, juu ya kioevu kidogo, sema mafuta ya taa au mafuta. (Inajulikana kutokana na uzoefu kwamba kioevu nyepesi inaelekea "kuibuka" kutoka chini ya ile nzito - hapa ndipo kinachojulikana kama kutokuwa na utulivu wa Rayleigh-Taylor hujidhihirisha.) Utaratibu huu husababisha harakati kubwa za convective, na wakati kasi ya neutrino inapohamishiwa kwenye ganda la nje, hutupwa ndani. nafasi inayozunguka.

Labda ni harakati za neutrino zinazosababisha ukiukaji wa ulinganifu wa spherical wa mlipuko wa supernova. Kwa maneno mengine, mwelekeo unaonekana pamoja na jambo ambalo linatolewa kwa kiasi kikubwa, na kisha mabaki yanayotokana hupokea msukumo wa kurejesha na huanza kuhamia nafasi kwa inertia kwa kasi ya hadi 1000 km / s. Vile kasi vya juu vya anga vimezingatiwa katika nyota za neutron - pulsars za redio.

Picha iliyoelezewa ya mlipuko wa aina ya 2 ya supernova inaturuhusu kuelewa sifa kuu za uchunguzi wa jambo hili. Na utabiri wa kinadharia kulingana na mtindo huu (haswa kuhusu jumla ya nishati na wigo wa kupasuka kwa neutrino) uligeuka kuwa katika makubaliano kamili na pigo la neutrino lililorekodiwa mnamo Februari 23, 1987, likitoka kwa supernova katika Wingu Kubwa la Magellanic.

Sasa maneno machache kuhusu aina ya 1 ya supernovae. Kutokuwepo kwa mwanga wa hidrojeni katika spectra yao kunaonyesha kwamba mlipuko hutokea katika nyota zisizo na shell ya hidrojeni. Sasa inaaminika kuwa hii inaweza kuwa mlipuko wa kibete nyeupe au matokeo ya kuanguka kwa nyota. Aina ya Wolf-Rayet(kwa kweli hizi ni kiini cha nyota kubwa, tajiri katika heliamu, kaboni na oksijeni).

Je, kibete cheupe kinawezaje kulipuka? Baada ya yote, athari za nyuklia hazifanyiki katika nyota hii mnene sana, na nguvu za mvuto zinakabiliwa na shinikizo la gesi mnene inayojumuisha elektroni na ioni (kinachojulikana kama gesi ya elektroni iliyoharibika). Sababu hapa ni sawa na kuanguka kwa msingi wa nyota kubwa - kupungua kwa elasticity ya jambo la nyota na kuongezeka kwa wiani wake. Hii ni kwa sababu ya "kubonyeza" kwa elektroni ndani ya protoni kuunda neutroni, pamoja na athari zingine za uhusiano.

Kwa nini msongamano wa kibete nyeupe huongezeka? Hii haiwezekani ikiwa ni single. Lakini ikiwa kibete nyeupe ni sehemu ya mfumo wa karibu wa kutosha wa binary, basi chini ya ushawishi wa nguvu za mvuto gesi kutoka kwa nyota ya jirani inaweza kutiririka hadi kwenye kibete nyeupe (kama ilivyo kwa nova). Wakati huo huo, wingi na wiani wake utaongezeka kwa hatua kwa hatua, ambayo hatimaye itasababisha kuanguka na mlipuko.

Chaguo jingine linalowezekana ni la kigeni zaidi, lakini sio kweli - mgongano wa vibete viwili vyeupe. Hii inawezaje kuwa, kwa kuwa uwezekano wa vijeba viwili vyeupe kugongana angani haukubaliki, kwani idadi ya nyota kwa kila kitengo ni kidogo - angalau nyota chache 100 pc3 kwa ukubwa. Na hapa (kwa mara nyingine tena!) Nyota mbili ni "lawama," lakini sasa zinajumuisha mbili ndogo nyeupe.

Kama ifuatavyo kutoka nadharia ya jumla Kulingana na uhusiano wa Einstein, misa zote mbili zinazozunguka kila mmoja lazima zigongane mapema au baadaye kwa sababu ya mara kwa mara, ingawa ni duni sana, kuondolewa kwa nishati kutoka kwa mfumo kama huo kwa mawimbi ya mvuto - mawimbi ya mvuto. Kwa mfano, Dunia na Jua, ikiwa mwisho zingeishi kwa muda usiojulikana, zingegongana kama matokeo ya athari hii, ingawa baada ya muda mwingi, maagizo mengi ya ukubwa zaidi kuliko umri wa Ulimwengu. Imehesabiwa kuwa katika kesi ya mifumo ya karibu ya binary na raia wa nyota karibu na Jua (2 10 30 kg), kuunganishwa kwao kunapaswa kutokea kwa muda chini ya umri wa Ulimwengu - takriban miaka bilioni 10. Makadirio yanaonyesha kuwa katika galaksi ya kawaida matukio hayo hutokea mara moja kila baada ya miaka mia chache. Nishati kubwa iliyotolewa wakati wa mchakato huu mbaya inatosha kuelezea jambo la supernova.

Kwa njia, takriban usawa wa wingi wa vibete nyeupe hufanya muunganisho wao "sawa" kwa kila mmoja, ambayo inamaanisha kuwa aina ya 1 ya supernovae inapaswa kuonekana sawa katika sifa zao bila kujali ni lini na katika gala gani mlipuko huo ulitokea. Kwa hivyo, mwangaza unaoonekana wa supernovae huonyesha umbali wa galaksi ambamo zinazingatiwa. Mali hii ya aina ya 1 supernovae kwa sasa inatumiwa na wanasayansi kupata makadirio ya kujitegemea ya parameter muhimu zaidi ya cosmological - mara kwa mara ya Hubble, ambayo hutumika kama kipimo cha kiasi cha kiwango cha upanuzi wa Ulimwengu. Tulizungumza tu juu ya milipuko yenye nguvu zaidi ya nyota ambayo hufanyika kwenye Ulimwengu na huzingatiwa katika safu ya macho. Kwa kuwa katika kesi ya supernovae nishati kuu ya mlipuko inachukuliwa na neutrinos na si kwa mwanga, kusoma anga kwa kutumia mbinu za astronomy ya neutrino kuna matarajio ya kuvutia. Itafanya iwezekanavyo katika siku zijazo "kuangalia" ndani ya "kuzimu" sana ya supernova, iliyofichwa na unene mkubwa wa suala opaque kwa mwanga. Ugunduzi wa kushangaza zaidi unaahidiwa na unajimu wa mawimbi ya mvuto, ambayo katika siku za usoni itatuambia juu ya matukio makubwa ya kuunganishwa kwa vibete nyeupe mbili, nyota za nyutroni na shimo nyeusi.

Ni nadra sana kwamba watu wanaweza kuona jambo la kupendeza kama supernova. Lakini hii sio kuzaliwa kwa kawaida kwa nyota, kwa sababu hadi nyota kumi huzaliwa kwenye gala yetu kila mwaka. Supernova ni jambo ambalo linaweza kuzingatiwa mara moja kila baada ya miaka mia moja. Nyota hufa kwa uangavu na uzuri.

Ili kuelewa kwa nini mlipuko wa supernova hutokea, tunahitaji kurudi kwenye kuzaliwa kwa nyota. Hydrojeni huruka angani, ambayo polepole hukusanyika kwenye mawingu. Wakati wingu ni kubwa ya kutosha, hidrojeni iliyofupishwa huanza kujilimbikiza katikati yake, na joto huongezeka polepole. Chini ya ushawishi wa mvuto, msingi wa nyota ya baadaye imekusanyika, ambapo, shukrani kwa joto la juu na kuongezeka kwa mvuto, mmenyuko wa mchanganyiko wa thermonuclear huanza kuchukua nafasi. Ni kiasi gani cha hidrojeni nyota inaweza kuvutia yenyewe huamua ukubwa wake wa baadaye - kutoka kwa kibete nyekundu hadi kikubwa cha bluu. Baada ya muda, usawa wa kazi ya nyota huanzishwa, tabaka za nje zinaweka shinikizo kwenye msingi, na msingi hupanua kutokana na nishati ya fusion ya thermonuclear.

Nyota ni ya kipekee na, kama kinu chochote, siku moja itaisha mafuta - hidrojeni. Lakini ili tuone jinsi supernova inavyolipuka, muda kidogo zaidi lazima upite, kwa sababu katika reactor, badala ya hidrojeni, mafuta mengine (heliamu) yaliundwa, ambayo nyota itaanza kuwaka, na kuibadilisha kuwa oksijeni, na kisha ndani. kaboni. Na hii itaendelea hadi chuma kitengenezwe kwenye msingi wa nyota, ambayo wakati wa mmenyuko wa thermonuclear haitoi nishati, lakini hutumia. Chini ya hali kama hizo, mlipuko wa supernova unaweza kutokea.

Msingi unakuwa mzito na baridi, na kusababisha tabaka za juu nyepesi kuanguka juu yake. Fusion huanza tena, lakini wakati huu kwa kasi zaidi kuliko kawaida, kama matokeo ambayo nyota hupuka tu, ikitawanya jambo lake kwenye nafasi inayozunguka. Kulingana na wale wanaojulikana wanaweza pia kubaki baada yake - (dutu yenye wiani wa juu sana, ambayo ni ya juu sana na inaweza kutoa mwanga). Uundaji kama huo unabaki baada ya nyota kubwa sana ambazo ziliweza kutoa muunganisho wa thermonuclear kwa vitu vizito sana. Nyota ndogo huacha nyuma nyota ndogo za neutroni au chuma, ambazo hazitoi mwanga wowote, lakini pia zina msongamano mkubwa jambo.

Novas na supernovae zinahusiana kwa karibu, kwa sababu kifo cha mmoja wao kinaweza kumaanisha kuzaliwa kwa mpya. Utaratibu huu unaendelea bila mwisho. Supernova hueneza mamilioni ya tani za vitu kwenye nafasi inayozunguka, ambayo hukusanyika tena kwenye mawingu, na malezi ya mpya huanza. mwili wa mbinguni. Wanasayansi wanadai kwamba vipengele vyote vizito vilivyo katika mfumo wetu wa jua "viliibiwa" na Jua wakati wa kuzaliwa kwake kutoka kwa nyota ambayo mara moja ililipuka. Asili ni ya kushangaza, na kifo cha kitu kimoja kila wakati inamaanisha kuzaliwa kwa kitu kipya. Maada hutengana katika anga ya nje na kuundwa katika nyota, na kuunda usawa mkubwa wa Ulimwengu.

Supernova au mlipuko wa supernova- jambo ambalo nyota hubadilisha mwangaza wake kwa amri 4-8 za ukubwa (idadi kadhaa) ikifuatiwa na upunguzaji wa polepole wa mwako. Ni matokeo ya mchakato wa janga ambao hutokea mwishoni mwa mageuzi ya nyota fulani na unaambatana na kutolewa kwa nishati kubwa.

Kama sheria, supernovae huzingatiwa baada ya ukweli, ambayo ni, wakati tukio tayari limetokea na mionzi yake imefika Duniani. Kwa hivyo, asili ya supernovae haikuwa wazi kwa muda mrefu. Lakini sasa matukio mengi yanapendekezwa ambayo husababisha milipuko ya aina hii, ingawa vifungu kuu tayari viko wazi.

Mlipuko huo unaambatana na kutolewa kwa wingi mkubwa wa jambo kutoka kwa ganda la nje la nyota hadi nafasi ya kati, na kutoka kwa sehemu iliyobaki ya jambo hilo kutoka kwa msingi wa nyota iliyolipuka, kama sheria, kitu cha kompakt huundwa - nyota ya nyutroni, ikiwa uzito wa nyota kabla ya mlipuko ulikuwa zaidi ya molekuli 8 za jua (M ☉), au nyota nyeusi shimo na nyota ya zaidi ya 20 M ☉ (wingi wa kiini kilichobaki baada ya mlipuko kumalizika. 5 M ☉). Kwa pamoja huunda mabaki ya supernova.

Utafiti wa kina wa spectra zilizopatikana hapo awali na curves za mwanga pamoja na utafiti wa mabaki na nyota zinazowezekana za wazazi hufanya iwezekanavyo kujenga mifano ya kina zaidi na kujifunza hali zilizokuwepo wakati wa mlipuko.

Miongoni mwa mambo mengine, dutu iliyotolewa wakati wa kuwaka kwa kiasi kikubwa ina bidhaa za fusion ya thermonuclear ambayo ilitokea katika maisha ya nyota. Ni kutokana na supernovae kwamba Ulimwengu kwa ujumla na kila galaksi hasa kemikali hubadilika.

Jina linaonyesha mchakato wa kihistoria wa kusoma nyota ambazo mwangaza wake hubadilika sana kwa wakati, kinachojulikana kama novae.

Jina linaundwa na lebo SN, ikifuatiwa na mwaka wa ufunguzi, ikifuatiwa na jina la herufi moja au mbili. Nyota 26 za kwanza za mwaka huu hupokea majina ya herufi moja, mwishoni mwa jina, kutoka kwa herufi kubwa kutoka. A kwa Z. Supernovae iliyobaki hupokea majina ya herufi mbili kutoka herufi ndogo: aa, ab, na kadhalika. Supernovae ambazo hazijathibitishwa huteuliwa na barua PSN(eng. inawezekana supernova) na kuratibu za mbinguni katika umbizo: Jhhmmsss+ddmmsss.

Picha kubwa

Mikunjo ya mwanga

Mikondo nyepesi ya aina ya I shahada ya juu ni sawa: kuna ongezeko kubwa kwa siku 2-3, basi inabadilishwa na kushuka kwa kiasi kikubwa (kwa ukubwa 3) kwa siku 25-40, ikifuatiwa na kupungua kwa polepole, karibu na mstari kwa kiwango cha ukubwa. Wastani wa ukubwa kamili wa upeo wa juu wa miale ya Ia ni M B = − 19.5 m (\textstyle M_(B)=-19.5^(m)), kwa Ib\c - .

Lakini curves mwanga wa aina II ni tofauti kabisa. Kwa wengine, mikunjo ilifanana na ile ya aina ya I, tu na kupungua kwa polepole na kwa muda mrefu kwa mwangaza hadi hatua ya mstari ilipoanza. Wengine, wakiwa wamefikia kilele, walikaa hapo kwa hadi siku 100, na kisha mwangaza ulishuka sana na kufikia "mkia" wa mstari. Ukubwa kamili wa kiwango cha juu hutofautiana sana kutoka − mita 20 (\mtindo wa maandishi -20^(m)) kwa − mita 13 (\mtindo wa maandishi -13^(m)). Thamani ya wastani ya IIp - M B = − 18 m (\mtindo wa maandishi M_(B)=-18^(m)), kwa II-L M B = − 17 m (\mtindo wa maandishi M_(B)=-17^(m)).

Spectra

Uainishaji hapo juu tayari una baadhi ya vipengele vya msingi vya spectra ya supernovae ya aina mbalimbali; Ya kwanza na sana kipengele muhimu, ambayo kwa muda mrefu ilizuia decoding ya spectra iliyopatikana - mistari kuu ni pana sana.

Mwonekano wa aina ya II na Ib\c supernovae ni sifa ya:

• Uwepo wa vipengele finyu vya ufyonzaji karibu na upeo wa juu wa mwangaza na vipengee finyu vya utoaji hewa chafu ambavyo havijahamishwa.
• Mistari ,,, iliyozingatiwa katika mionzi ya ultraviolet.

Uchunguzi nje ya safu ya macho

Kiwango cha mweko

Mzunguko wa miali hutegemea idadi ya nyota kwenye galaji au, ambayo ni sawa kwa galaksi za kawaida, mwangaza. Kiasi kinachokubalika kwa ujumla kinachoonyesha mzunguko wa miali katika aina tofauti za galaksi ni SNu:

1 S N u = 1 S N 10 10 L ⊙ (B) ∗ 100 y e a r (\displaystyle 1Snu=(\frac (1SN)(10^(10)L_(\odot )(B)*100year)),

Wapi L ⊙ (B) (\mtindo wa maandishi L_(\odot )(B))- mwangaza wa Jua kwenye kichungi B. Kwa aina tofauti inawaka ukubwa wake ni:

Katika kesi hii, supernovae Ib/c na II huvuta kuelekea mikono ya ond.

Kuzingatia mabaki ya supernova

Mpango wa kisheria wa salio la vijana ni kama ifuatavyo:

1. Salio la kompakt linalowezekana; kawaida pulsar, lakini ikiwezekana shimo nyeusi
2. Wimbi la mshtuko wa nje likieneza katika jambo kati ya nyota.
3. Wimbi la kurudi linaloenea katika nyenzo ya supernova ejecta.
4. Sekondari, kueneza katika makundi ya kati kati ya nyota na katika uzalishaji mnene wa supernova.

Pamoja wao huunda picha ifuatayo: nyuma ya mbele ya wimbi la mshtuko wa nje, gesi inapokanzwa kwa joto T S ≥ 10 7 K na hutoa katika safu ya X-ray na nishati ya photon ya 0.1-20 keV vile vile, gesi nyuma mbele ya wimbi la kurudi hufanya eneo la pili la mionzi ya X-ray. Mistari ya Fe, Si, S, nk iliyotiwa ionized sana inaonyesha hali ya joto ya mionzi kutoka kwa tabaka zote mbili.

Mionzi ya macho kutoka kwa mabaki ya vijana huunda gesi katika makundi nyuma ya mbele ya wimbi la sekondari. Kwa kuwa kasi ya uenezi ndani yao ni ya juu, ambayo ina maana kwamba gesi hupungua kwa kasi na mionzi hupita kutoka kwa safu ya X-ray hadi upeo wa macho. Asili ya athari ya mionzi ya macho inathibitishwa na ukubwa wa jamaa wa mistari.

Maelezo ya kinadharia

Mtengano wa uchunguzi

Asili ya supernovae Ia ni tofauti na asili ya milipuko mingine. Hii inathibitishwa wazi na kukosekana kwa miali ya aina Ib\c na aina ya II katika galaksi za duaradufu. Kutoka habari ya jumla inajulikana juu ya mwisho kwamba kuna gesi kidogo na nyota za bluu huko, na uundaji wa nyota ulimalizika miaka 10 10 iliyopita. Hii ina maana kwamba nyota zote kubwa tayari zimekamilisha mageuzi yao, na nyota tu zilizo na molekuli chini ya molekuli ya jua zinabaki, na hakuna zaidi. Kutoka kwa nadharia ya mageuzi ya nyota inajulikana kuwa nyota za aina hii haziwezi kulipuka, na kwa hiyo utaratibu wa ugani wa maisha unahitajika kwa nyota zilizo na wingi wa 1-2M ⊙.

Kutokuwepo kwa mistari ya hidrojeni katika mwonekano wa Ia\Iax kunaonyesha kwamba kuna hidrojeni kidogo sana katika angahewa ya nyota asilia. Uzito wa dutu iliyotolewa ni kubwa kabisa - 1M ⊙, haswa iliyo na kaboni, oksijeni na vitu vingine vizito. Na mistari ya Si II iliyobadilishwa inaonyesha kuwa athari za nyuklia zinatokea wakati wa kutolewa. Yote hii inatuaminisha kuwa nyota iliyotangulia ni kibete nyeupe, uwezekano mkubwa wa kaboni-oksijeni.

Mvuto kuelekea mikono ya ond ya aina ya Ib\c na aina ya II ya supernovae inaonyesha kuwa nyota ya ukoo ni nyota za muda mfupi za O na uzito wa 8-10M ⊙ .

Mlipuko wa nyuklia

Njia moja ya kutolewa kwa kiasi kinachohitajika cha nishati ni ongezeko kubwa wingi wa dutu inayohusika katika mwako wa thermonuclear, yaani, mlipuko wa thermonuclear. Walakini, fizikia ya nyota moja hairuhusu hii. Taratibu katika nyota ziko kwenye mlolongo mkuu ziko katika usawa. Kwa hivyo, mifano yote huzingatia hatua ya mwisho ya mageuzi ya nyota - vibete nyeupe. Hata hivyo, mwisho yenyewe ni nyota imara, na kila kitu kinaweza kubadilika tu wakati unakaribia kikomo cha Chandrasekhar. Hii inasababisha hitimisho lisilo na utata kwamba mlipuko wa thermonuclear inawezekana tu katika mifumo mingi ya nyota, uwezekano mkubwa katika kinachojulikana nyota mbili.

Katika mzunguko huu kuna vigezo viwili vinavyoathiri serikali, muundo wa kemikali na wingi wa mwisho wa dutu iliyohusika katika mlipuko.

• Sahaba wa pili ni nyota ya kawaida, ambayo maada hutiririka hadi ya kwanza.
• Sahaba wa pili ni yule yule kibete mweupe. Hali hii inaitwa kuzorota mara mbili.

• Mlipuko hutokea wakati kikomo cha Chandrasekhar kinapopitwa.
• Mlipuko hutokea mbele yake.

Kile ambacho matukio yote ya supernova Ia yanafanana ni kwamba kibete kinacholipuka kina uwezekano mkubwa wa kaboni-oksijeni. Katika wimbi la mwako unaolipuka linalosafiri kutoka katikati hadi juu ya uso, athari zifuatazo hutokea:

Wingi wa dutu inayojibu huamua nishati ya mlipuko na, ipasavyo, mwangaza wa juu. Ikiwa tunadhania kwamba molekuli nzima ya kibete nyeupe humenyuka, basi nishati ya mlipuko itakuwa 2.2 10 51 erg.

Tabia zaidi ya curve ya mwanga imedhamiriwa hasa na mnyororo wa kuoza:

Isotopu 56 Ni haina msimamo na ina nusu ya maisha ya siku 6.1. Inayofuata e-kukamata husababisha kuundwa kwa kiini cha 56Co hasa katika hali ya msisimko na nishati ya 1.72 MeV. Kiwango hiki hakina utulivu, na mpito wa elektroni hadi hali ya chini unaambatana na utoaji wa cascade ya γ-quanta na nishati kutoka 0.163 MeV hadi 1.56 MeV. Quanta hizi hupitia mtawanyiko wa Compton, na nishati yao hupungua haraka hadi ~100 keV. Quanta kama hiyo tayari imefyonzwa kwa ufanisi na athari ya picha, na, kwa sababu hiyo, joto la dutu hii. Kadiri nyota inavyopanuka, msongamano wa maada katika nyota hupungua, idadi ya migongano ya fotoni hupungua, na nyenzo kwenye uso wa nyota huwa wazi kwa mionzi. Kama mahesabu ya kinadharia yanavyoonyesha, hali hii hutokea takriban siku 20-30 baada ya nyota kufikia mwangaza wake wa juu zaidi.

Siku 60 baada ya kuanza, dutu hii inakuwa wazi kwa γ-mionzi. Curve ya mwanga huanza kuoza kwa kasi. Kufikia wakati huu, isotopu ya 56 Ni tayari imeharibika, na kutolewa kwa nishati kunatokana na kuoza kwa β-56 Co hadi 56 Fe (T 1/2 = siku 77) na nishati ya msisimko hadi 4.2 MeV.

Kuanguka kwa msingi wa mvuto

Hali ya pili ya kutolewa kwa nishati muhimu ni kuanguka kwa msingi wa nyota. Uzito wake lazima uwe sawa na wingi wa mabaki yake - nyota ya neutron badala ya maadili ya kawaida tunayopata:

ambapo M = 0, na R = 10 km, G ni mara kwa mara ya mvuto. Wakati wa tabia ya hii ni:

ambapo ρ 12 ni msongamano wa nyota, kawaida kwa 10 12 g/cm 3 .

Thamani inayotokana ni amri mbili za ukubwa zaidi kuliko nishati ya kinetic ya shell. Carrier inahitajika, ambayo lazima, kwa upande mmoja, kubeba nishati iliyotolewa, na kwa upande mwingine, si kuingiliana na dutu. Neutrinos zinafaa kwa jukumu la carrier vile.

Taratibu kadhaa zinawajibika kwa malezi yao. Ya kwanza na muhimu zaidi kwa uharibifu wa nyota na mwanzo wa compression ni mchakato wa neutronization:

3 H e + e − → 3 H + ν e (\mtindo wa kuonyesha ()^(3)He+e^(-)\to ()^(3)H+\nu _(e))

4 H e + e − → 3 H + n + ν e (\mtindo wa kuonyesha ()^(4)He+e^(-)\to ()^(3)H+n+\nu _(e))

56 F e + e − → 56 M n + ν e (\mtindo wa kuonyesha ()^(56)Fe+e^(-)\to ()^(56)Mn+\nu _(e))

Neutrinos kutoka kwa athari hizi hubeba 10%. Jukumu kuu katika kupoeza linachezwa na michakato ya URKA (ubaridi wa neutrino):

E + + n → ν ~ e + p (\mtindo wa kuonyesha e^(+)+n\to (\tilde (\nu ))_(e)+p)

E − + p → ν e + n (\mtindo wa kuonyesha e^(-)+p\to \nu _(e)+n)

Badala ya protoni na neutroni, viini vya atomiki vinaweza pia kufanya kazi, na kutengeneza isotopu isiyo imara ambayo hupata uozo wa beta:

E − + (A , Z) → (A , Z − 1) + ν e , (\mtindo wa kuonyesha e^(-)+(A,Z)\to (A,Z-1)+\nu _(e) ,)

(A , Z − 1) → (A , Z) + e − + ν ~ e .

(\mtindo wa kuonyesha (A,Z-1)\to (A,Z)+e^(-)+(\tilde (\nu ))_(e).) Nguvu ya michakato hii huongezeka kwa compression, na hivyo kuongeza kasi yake. Utaratibu huu umesimamishwa na kueneza kwa neutrinos kwenye elektroni zilizoharibika, wakati ambapo wao ni thermolized na kufungwa ndani ya dutu. Mkusanyiko wa kutosha wa elektroni zilizoharibika hupatikana kwa msongamanoρ n u c = 2, 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14))

g/cm 3 .

Kumbuka kwamba michakato ya neutronization hutokea tu kwa msongamano wa 10 11 / cm 3, inayopatikana tu katika msingi wa nyota. Hii ina maana kwamba usawa wa hydrodynamic unafadhaika tu ndani yake. Tabaka za nje ziko katika usawa wa ndani wa hydrodynamic, na kuanguka huanza tu baada ya mikataba ya msingi wa kati na kuunda uso imara. Rebound kutoka kwa uso huu inahakikisha kutolewa kwa shell.

Mfano wa mabaki ya vijana wa supernova

Nadharia ya mageuzi ya mabaki ya Supernova

Kuna hatua tatu katika mageuzi ya mabaki ya supernova:

Upanuzi wa shell huacha wakati shinikizo la gesi katika mabaki ni sawa na shinikizo la gesi katika kati ya nyota. Baada ya hayo, mabaki huanza kuharibika, yakigongana na mawingu ya kusonga kwa machafuko. Wakati wa resorption unafikia: T m a x = 7 E 51 0.32 n 0 0.34 P ~ 0 , 4 − 0.7 (\displaystyle t_(max)=7E_(51)^(0.32)n_(0)^(0.34)(\tilde (P))_( 0.4)^(-0.7))

miaka

Nadharia ya tukio la mionzi ya synchrotron

Ujenzi wa maelezo ya kina

Tafuta mabaki ya supernova

Tafuta nyota za watangulizi

Nadharia ya Supernova Ia

• Mbali na kutokuwa na uhakika katika nadharia za supernova Ia zilizoelezwa hapo juu, utaratibu wa mlipuko yenyewe umekuwa chanzo cha utata mwingi. Mara nyingi, mifano inaweza kugawanywa katika vikundi vifuatavyo:
• Ulipuaji wa papo hapo
• Ulipuaji umechelewa
• Kupuliza kucheleweshwa kwa mlipuko

Angalau kwa kila mchanganyiko wa hali ya awali, taratibu zilizoorodheshwa zinaweza kupatikana katika tofauti moja au nyingine. Lakini anuwai ya mifano iliyopendekezwa sio mdogo kwa hii. Mfano ni mfano ambapo vibete viwili vyeupe hulipua mara moja. Kwa kawaida, hii inawezekana tu katika hali ambapo vipengele vyote viwili vimebadilika.

Mabadiliko ya kemikali na athari kwenye kati ya nyota

Maendeleo ya kemikali ya Ulimwengu. Asili ya vipengele vilivyo na nambari ya atomiki zaidi ya chuma

Milipuko ya supernova ndio chanzo kikuu cha ujazo wa kati ya nyota na vitu vilivyo na nambari za atomiki kubwa (au kama wanasema. nzito zaidi) Yeye. Hata hivyo, taratibu zilizowapa makundi mbalimbali vipengele na hata isotopu zao wenyewe.

Mchakato wa R

r-mchakato ni mchakato wa uundaji wa viini vizito kutoka kwa nyepesi kupitia kunasa kwa mpangilio wa neutroni wakati ( n,γ) miitikio na huendelea hadi kasi ya kunasa nyutroni iwe juu kuliko kiwango cha β- kuoza kwa isotopu. Kwa maneno mengine, muda wa wastani wa kukamata n neutroni τ(n,γ) inapaswa kuwa:

ambapo τ β ni muda wa wastani wa kuoza kwa β wa viini kutengeneza mnyororo wa mchakato-r. Hali hii inaweka kizuizi kwenye msongamano wa nyutroni, kwa sababu:

Wapi (σ n γ , v n) ¯ (\mtindo wa kuonyesha (\mtandao wa juu ((\sigma _(n\gamma),v_(n)))))- bidhaa ya sehemu ya msalaba ya majibu ( n,γ) kwenye kasi ya neutroni inayohusiana na kiini lengwa, iliyo wastani juu ya wigo wa Maxwellian wa usambazaji wa kasi. Kwa kuzingatia kwamba r-mchakato hutokea katika nuclei nzito na ya kati, 0.1 s< τ β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 10 9 , получим характерную плотность

Masharti kama haya yanapatikana katika:

ν-mchakato

Makala kuu: ν-mchakato

ν-mchakato ni mchakato wa nucleosynthesis, kupitia mwingiliano wa neutrinos na viini vya atomiki. Inaweza kuwajibika kwa kuonekana kwa isotopu 7 Li, 11 B, 19 F, 138 La na 180 Ta.

Athari kwa muundo wa kiwango kikubwa cha gesi ya nyota ya galaksi

Historia ya uchunguzi

Kuvutiwa kwa Hipparchus kwa nyota zilizowekwa kunaweza kuongozwa na uchunguzi wa supernova (kulingana na Pliny). Rekodi ya mapema zaidi iliyotambuliwa kama supernova SN 185 (Kiingereza), ilitengenezwa na wanaastronomia wa China mwaka 185 BK. Supernova inayong'aa zaidi, SN 1006, imeelezewa kwa kina na wanajimu wa China na Waarabu. Supernova SN 1054, ambayo ilizaa Nebula ya Crab, ilizingatiwa vizuri. Supernovae SN 1572 na SN 1604 zilionekana kwa macho na zilikuwa na umuhimu mkubwa katika maendeleo ya elimu ya nyota huko Uropa, kwani zilitumika kama hoja dhidi ya wazo la Aristotle kwamba ulimwengu zaidi ya Mwezi na mfumo wa jua haubadiliki. Johannes Kepler alianza kutazama SN 1604 mnamo Oktoba 17, 1604. Hii ilikuwa supernova ya pili ambayo ilirekodiwa katika hatua ya kuongezeka kwa mwangaza (baada ya SN 1572, iliyozingatiwa na Tycho Brahe kwenye kikundi cha nyota cha Cassiopeia).

Pamoja na maendeleo ya darubini, iliwezekana kutazama supernovae katika galaksi zingine, kuanzia na uchunguzi wa supernova S Andromeda kwenye Nebula ya Andromeda mnamo 1885. Wakati wa karne ya ishirini, mifano iliyofanikiwa kwa kila aina ya supernova ilitengenezwa na uelewa wa jukumu lao katika malezi ya nyota uliongezeka. Mnamo 1941, wanaastronomia wa Amerika Rudolf Minkowski na Fritz Zwicky walitengeneza mpango wa kisasa wa uainishaji wa supernovae.

Mnamo miaka ya 1960, wanaastronomia waligundua kuwa mwangaza wa juu zaidi wa milipuko ya supernova inaweza kutumika kama mshumaa wa kawaida, kwa hivyo kipimo cha umbali wa angani. Sasa supernovae toa habari muhimu kuhusu umbali wa cosmological. Supernovae ya mbali zaidi iligeuka kuwa nyepesi kuliko ilivyotarajiwa, ambayo, kulingana na mawazo ya kisasa, inaonyesha kwamba upanuzi wa Ulimwengu unaongezeka kwa kasi.

Njia zimetengenezwa ili kuunda upya historia ya milipuko ya supernova ambayo haina rekodi za uchunguzi zilizoandikwa. Tarehe ya supernova Cassiopeia A iliamuliwa kutoka kwa mwangwi wa mwanga kutoka kwa nebula, wakati umri wa mabaki ya supernova RX J0852.0-4622 (Kiingereza) inakadiriwa kwa kupima halijoto na γ utoaji kutoka kwa kuoza kwa titanium-44. Mnamo 2009, nitrati ziligunduliwa katika barafu ya Antarctic, kulingana na wakati wa mlipuko wa supernova.

Mnamo Februari 23, 1987, supernova SN 1987A, iliyo karibu zaidi na Dunia iliyozingatiwa tangu uvumbuzi wa darubini, ililipuka kwenye Wingu Kubwa la Magellanic kwa umbali wa miaka 168,000 ya mwanga kutoka kwa Dunia. Kwa mara ya kwanza, flux ya neutrino kutoka kwa moto ilirekodiwa. Mwali huo ulichunguzwa kwa kina kwa kutumia satelaiti za anga katika safu za urujuanimno, X-ray na gamma-ray. Mabaki ya supernova yalichunguzwa kwa kutumia ALMA, Hubble na Chandra. Wala nyota ya neutron au shimo nyeusi, ambayo, kulingana na mifano fulani, inapaswa kuwa iko kwenye tovuti ya flare, bado haijagunduliwa.

Mnamo Januari 22, 2014, supernova SN 2014J ililipuka kwenye gala ya M82, iliyoko kwenye kundinyota la Ursa Meja. Galaxy M82 iko umbali wa miaka mwanga milioni 12 kutoka kwenye galaksi yetu na ina ukubwa unaoonekana wa chini ya 9. Supernova hii ndiyo iliyo karibu zaidi na Dunia tangu 1987 (SN 1987A).

Supernovae maarufu zaidi na mabaki yao

• Supernova SN 1604 (Kepler Supernova)
• Supernova G1.9+0.3 (Mdogo zaidi anayejulikana katika Galaxy yetu)

Supernova ya kihistoria katika Galaxy yetu (inazingatiwa)

Mlipuko wa supernova ni tukio la idadi ya ajabu. Kwa kweli, mlipuko wa supernova unamaanisha mwisho wa kuwepo kwake au, ambayo pia hutokea, kuzaliwa upya kama shimo nyeusi au nyota ya neutron. Mwisho wa maisha ya supernova daima hufuatana na mlipuko wa nguvu kubwa, wakati ambapo jambo la nyota hutupwa angani kwa kasi ya ajabu na kwa umbali mkubwa.

Mlipuko wa supernova huchukua sekunde chache tu, lakini katika kipindi hiki kifupi kiasi cha ajabu cha nishati hutolewa. Kwa mfano, mlipuko wa supernova unaweza kutoa mwanga mara 13 zaidi ya galaksi nzima yenye mabilioni ya nyota, na kiasi cha mionzi iliyotolewa kwa sekunde kwa namna ya mawimbi ya gamma na X-ray ni mara kadhaa zaidi ya zaidi ya mabilioni ya miaka. maisha.

Kwa kuwa milipuko ya supernova haidumu kwa muda mrefu, haswa ukizingatia kiwango cha cosmic na kiasi, wanajifunza juu yao hasa kwa matokeo yao. Matokeo kama haya ni nebula ya gesi ya ukubwa mkubwa, ambayo bado ni sana kwa muda mrefu baada ya mlipuko wanaendelea kung'aa na kupanuka angani.

Labda nebula maarufu zaidi iliyoundwa kama matokeo ya mlipuko wa supernova ni Kaa Nebula. Shukrani kwa historia ya wanaastronomia wa kale wa China, inajulikana kuwa iliibuka baada ya mlipuko wa nyota kwenye kundinyota la Taurus mnamo 1054. Kama unavyoweza kudhani, flash ilikuwa mkali sana kwamba inaweza kuzingatiwa kwa jicho la uchi. Sasa, Nebula ya Kaa inaweza kuonekana usiku wa giza na darubini za kawaida.

Nebula ya Crab bado inapanuka kwa kasi ya kilomita 1,500 kwa sekunde. Washa kwa sasa ukubwa wake unazidi miaka 5 ya mwanga.

Picha iliyo hapo juu ina picha tatu zilizopigwa katika spectra tatu tofauti: X-ray (darubini ya Chandra), infrared (darubini ya Spitzer) na macho ya kawaida (). X-rays inawakilishwa bluu, chanzo chake ni pulsar - nyota mnene sana iliyoundwa baada ya kifo cha supernova.

Nebula ya Simeiz 147 ni mojawapo ya kubwa inayojulikana kwa sasa. Supernova ambayo ililipuka takriban miaka 40,000 iliyopita iliunda nebula ya miaka 160 ya mwanga. Iligunduliwa na wanasayansi wa Soviet G. Shayon na V. Gaze mwaka wa 1952 katika Simeiz Observatory ya jina moja.

Picha inaonyesha mlipuko wa mwisho wa supernova ambao ungeweza kuzingatiwa kwa macho. Ilitokea mwaka wa 1987 katika Galaxy Kubwa ya Wingu la Magellanic kwa umbali wa miaka 160,000 ya mwanga kutoka kwetu. Ya riba kubwa ni pete zisizo za kawaida katika sura ya nambari 8, asili ya kweli ambayo wanasayansi bado wanafikiria tu.

Nebula ya Medusa kutoka kwa kundi la nyota ya Gemini haijasomwa vizuri, lakini inajulikana sana kwa sababu ya uzuri wake usio na kifani na nyota kubwa ya rafiki, ambayo mara kwa mara hubadilisha mwangaza wake.