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

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

Novas dhe supernova

Termi "supernova" ka emigruar nga termi "nova". "Novae" quheshin yje që u shfaqën në qiell pothuajse nga e para, pas së cilës ato gradualisht u zbehën. Të parat "të reja" njihen nga kronikat kineze që datojnë në mijëvjeçarin e dytë para Krishtit. Është interesante se midis këtyre novave shpesh kishte supernova. Për shembull, ishte një supernova në 1571 që u vëzhgua nga Tycho Brahe, i cili më pas shpiku termin "nova". Tani e dimë se në të dyja rastet nuk po flasim për lindjen e ndriçuesve të rinj në kuptimin e mirëfilltë.

Novas dhe supernova tregojnë një rritje të mprehtë të shkëlqimit të një ylli ose grupi yjesh. Si rregull, më parë njerëzit nuk kishin mundësinë të vëzhgonin yjet që krijuan këto ndezje. Këto ishin objekte shumë të zbehta për syrin e lirë apo instrument astronomik të asaj kohe. Ata u vëzhguan tashmë në momentin e shpërthimit, i cili natyrisht i ngjante lindjes së një ylli të ri.

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

Lindja e Yjeve të Ri

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

Si rezultat i një shpërthimi të tillë, shkëlqimi i sistemit yjor rritet me mijëra, apo edhe qindra mijëra herë. Kështu lind një yll i ri. Një objekt deri tani i zbehtë apo edhe i padukshëm për një vëzhgues tokësor fiton shkëlqim të dukshëm. Si rregull, një shpërthim i tillë arrin kulmin e tij në vetëm disa ditë dhe mund të zbehet për vite me rradhë. Shpesh shpërthime të tilla përsëriten në të njëjtin sistem çdo disa dekada, d.m.th. janë periodike. Një mbështjellje gazi në zgjerim vërehet gjithashtu rreth yllit të ri.

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

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

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

Vdekja e Supergjigantëve

Yjet, masa e të cilëve kalon 8-10 masa diellore, bëhen supernova. Bërthamat e yjeve të tillë, pasi kanë shteruar hidrogjenin, vazhdojnë në reaksione termonukleare që përfshijnë heliumin. Duke shteruar heliumin, bërthama vazhdon të sintetizojë elementë gjithnjë e më të rëndë. Në thellësi të yllit krijohen gjithnjë e më shumë shtresa, secila prej të cilave ka llojin e vet të shkrirjes termonukleare. Në fazën përfundimtare të evolucionit të tij, një yll i tillë shndërrohet në një supergjigant "shtresor". Sinteza e hekurit ndodh në thelbin e tij, ndërsa më afër sipërfaqes vazhdon sinteza e heliumit nga hidrogjeni.

Shkrirja e bërthamave të hekurit dhe elementëve më të rëndë ndodh me thithjen e energjisë. Prandaj, pasi është bërë hekur, bërthama supergjigante nuk është më në gjendje të lëshojë energji për të kompensuar forcat gravitacionale. Bërthama humbet ekuilibrin hidrodinamik dhe fillon t'i nënshtrohet kompresimit të rastësishëm. Shtresat e mbetura të yllit vazhdojnë të ruajnë këtë ekuilibër derisa thelbi të tkurret në një madhësi të caktuar kritike. Tani shtresat e mbetura dhe ylli në tërësi po humbasin ekuilibrin hidrodinamik. Vetëm në këtë rast, nuk është ngjeshja që "fiton", por energjia e çliruar gjatë kolapsit dhe reagimeve të mëtejshme kaotike. Lëshohet guaska e jashtme - një shpërthim supernova.

Dallimet klasore

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

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

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

Transformimi i xhuxhit të bardhë

Një kategori e veçantë e supernovave janë flakët. Kjo është e vetmja klasë e supernovave që mund të ndodhin në galaktikat eliptike. Kjo veçori sugjeron që këto shpërthime nuk janë produkt i vdekjes së supergjigantëve. Supergjigantët nuk jetojnë për t'i parë galaktikat e tyre "të plaken", d.m.th. do të bëhet eliptike. Gjithashtu, të gjitha ndezjet e kësaj klase kanë pothuajse të njëjtin shkëlqim. Falë kësaj, supernova e tipit Ia janë "qirinjtë standardë" të Universit.

Ato lindin sipas një modeli dukshëm të ndryshëm. Siç u përmend më herët, këto shpërthime janë disi të ngjashme në natyrë me shpërthimet e reja. Një skemë për origjinën e tyre sugjeron se ata gjithashtu kanë origjinën në një sistem të ngushtë të një xhuxhi të bardhë dhe yllit të tij shoqërues. Sidoqoftë, ndryshe nga yjet e rinj, këtu ndodh shpërthimi i një lloji tjetër, më katastrofik.

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

Shpërthimet e hipernovës

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

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

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

Paraardhësit e jetës

Pavarësisht gjithë natyrës së tyre katastrofike, supernova me të drejtë mund të quhen paraardhësit e jetës në Univers. Fuqia e shpërthimit të tyre e shtyn mediumin ndëryjor në formimin e reve dhe mjegullnajave me gaz dhe pluhur, në të cilat më pas lindin yjet. Një veçori tjetër e tyre është se supernova ngopin mjedisin ndëryjor me elementë të rëndë.

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

Vëzhgimi i Supernovës

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

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

Flakët universale

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

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

Ndikimi në planetin tonë

Nuk ka gjasa që supernova mund të përbëjë një kërcënim për njerëzimin modern dhe në ndonjë mënyrë të ndikojë në planetin tonë. Edhe një shpërthim Betelgeuse do të ndriçonte qiellin tonë vetëm për disa muaj. Megjithatë, ata sigurisht që na ndikuan në mënyrë vendimtare në të kaluarën. Një shembull i kësaj është e para nga pesë zhdukjet masive në Tokë, e cila ndodhi 440 milionë vjet më parë. Sipas një versioni, shkaku i kësaj zhdukjeje ishte një shpërthim i rrezeve gama që ndodhi në Galaxy tonë.

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

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

Shkalla e shpërthimeve yjore

Për të kuptuar qartë se sa energji kanë shpërthimet e supernovës, le t'i drejtohemi ekuacionit të masës dhe ekuivalentit të energjisë. Sipas tij, çdo gram materie përmban një sasi kolosale energjie. Pra, 1 gram i substancës është i barabartë me shpërthimin e një bombe atomike të shpërthyer mbi Hiroshima. Energjia e bombës Car është e barabartë me tre kilogramë lëndë.

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

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

Supernova kaq të ndryshme

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

Yjet nuk jetojnë përgjithmonë. Ata gjithashtu lindin dhe vdesin. Disa prej tyre, si Dielli, ekzistojnë për disa miliarda vjet, me qetësi arrijnë pleqërinë dhe më pas zbehen ngadalë. Të tjerët jetojnë shumë më të shkurtër dhe më të trazuar dhe janë gjithashtu të dënuar me vdekje katastrofike. Ekzistenca e tyre ndërpritet nga një shpërthim gjigant dhe më pas ylli shndërrohet në një supernova. Drita e një supernova ndriçon hapësirën: shpërthimi i saj është i dukshëm në një distancë prej shumë miliarda vjet dritë. Papritur një yll shfaqet në qiell ku më parë, me sa duket, nuk kishte asgjë. Prandaj emri. Të lashtët besonin se në raste të tilla ndizet një yll i ri. Sot e dimë që në fakt një yll nuk lind, por vdes, por emri mbetet i njëjtë, supernova.

SUPERNOVA 1987A

Natën e 23-24 shkurt 1987, në një nga galaktikat më të afërta me ne. Në Renë e Madhe të Magelanit, vetëm 163,000 vite dritë larg, një supernova u shfaq në yjësinë Doradus. Ai u bë i dukshëm edhe me sy të lirë, në maj arriti madhësinë e dukshme +3, dhe në muajt në vijim gradualisht humbi shkëlqimin e tij derisa u bë përsëri i padukshëm pa teleskop ose dylbi.

E tashmja dhe e kaluara

Supernova 1987A, siç sugjeron emri i saj, ishte supernova e parë e vëzhguar në vitin 1987 dhe e para që ishte e dukshme me sy të lirë që nga agimi i epokës së teleskopit. Fakti është se shpërthimi i fundit i supernovës në galaktikën tonë u vu re në vitin 1604, kur teleskopi ende nuk ishte shpikur.

Por më e rëndësishmja, ylli* 1987A u dha agronomëve modernë mundësinë e parë për të vëzhguar një supernova në një distancë relativisht të shkurtër.

Çfarë kishte më parë?

Një studim i supernovës 1987A tregoi se ishte një supernova e tipit II. Kjo do të thotë, ylli paraardhës ose ylli paraardhës, i cili u zbulua në fotografitë e mëparshme të kësaj pjese të qiellit, doli të ishte një supergjigant blu, masa e të cilit ishte pothuajse 20 herë më e madhe se masa e Diellit. Kështu, ishte një yll shumë i nxehtë që i mbaroi shpejt karburanti bërthamor.

E vetmja gjë që mbeti pas shpërthimit gjigant ishte një re gazi që zgjerohej me shpejtësi, brenda së cilës askush nuk kishte mundur ende të dallonte një yll neutron, shfaqja e të cilit teorikisht duhej të pritej. Disa astronomë argumentojnë se ylli është ende i mbuluar me gazra të lëshuar, ndërsa të tjerë kanë hipotezuar se një vrimë e zezë po formohet në vend të një ylli.

JETA E NJË YLI

Yjet lindin si rezultat i ngjeshjes gravitacionale të një reje të materies ndëryjore, e cila, kur nxehet, e sjell bërthamën e saj qendrore në temperatura të mjaftueshme për të filluar reaksionet termonukleare. Zhvillimi i mëvonshëm i një ylli tashmë të ndezur varet nga dy faktorë: masa fillestare dhe përbërja kimike, i pari, në veçanti, që përcakton shkallën e djegies. Yjet me masa më të mëdha janë më të nxehtë dhe më të lehtë, por kjo është arsyeja pse ata digjen më herët. Kështu, jeta e një ylli masiv është më i shkurtër në krahasim me një yll me masë të ulët.

Gjigantët e kuq

Një yll që djeg hidrogjen thuhet se është në "fazën e tij parësore". Pjesa më e madhe e jetës së çdo ylli përkon me këtë fazë. Për shembull, Dielli ka qenë në fazën kryesore për 5 miliardë vjet dhe do të qëndrojë atje për një kohë të gjatë, dhe kur të përfundojë kjo periudhë, ylli ynë do të shkojë në një fazë të shkurtër paqëndrueshmërie, pas së cilës do të stabilizohet përsëri, këtë herë. në formën e një gjiganti të kuq. Gjigandi i kuq është pakrahasueshëm më i madh dhe më i ndritshëm se yjet në fazën kryesore, por edhe shumë më i ftohtë. Antares në yjësinë Akrepi ose Betelgeuse në yjësinë Orion janë shembuj kryesorë të gjigantëve të kuq. Ngjyra e tyre mund të njihet menjëherë edhe me sy të lirë.

Kur Dielli kthehet në një gjigant të kuq, shtresat e tij të jashtme do të "thithin" planetët Mërkurin dhe Venusin dhe do të arrijnë në orbitën e Tokës. Në fazën e gjigantit të kuq, yjet humbasin një pjesë të konsiderueshme të shtresave të jashtme të atmosferës së tyre dhe këto shtresa formojnë një mjegullnajë planetare si M57, Mjegullnaja e Unazës në konstelacionin Lyra, ose M27, Mjegullnaja e trapeve në konstelacionin Vulpecula. Të dyja janë të shkëlqyera për t'u parë përmes teleskopit tuaj.

Rruga drejt finales

Nga ky moment, fati i mëtejshëm i yllit varet në mënyrë të pashmangshme nga masa e tij. Nëse është më pak se 1.4 masa diellore, atëherë pas përfundimit të djegies bërthamore një yll i tillë do të çlirohet nga shtresat e tij të jashtme dhe do të tkurret në një xhuxh të bardhë, faza e fundit e evolucionit të një ylli me një masë të vogël. Do të duhen miliarda vjet që xhuxhi i bardhë të ftohet dhe të bëhet i padukshëm. Në të kundërt, një yll me masë të lartë (të paktën 8 herë më i madh se Dielli), pasi i mbaron hidrogjeni, mbijeton duke djegur gazra më të rëndë se hidrogjeni, si heliumi dhe karboni. Pasi ka kaluar nëpër një sërë fazash të ngjeshjes dhe zgjerimit, një yll i tillë pas disa milionë vjetësh përjeton një shpërthim katastrofik të supernovës, duke nxjerrë një sasi gjigante të materies së tij në hapësirë ​​dhe kthehet në një mbetje supernova. Brenda rreth një jave, supernova tejkalon shkëlqimin e të gjithë yjeve në galaktikën e saj dhe më pas errësohet shpejt. Një yll neutron mbetet në qendër, një objekt i vogël me një densitet gjigant. Nëse masa e yllit është edhe më e madhe, si rezultat i shpërthimit të supernovës, nuk shfaqen yje, por vrima të zeza.

LLOJET E SUPERNOVAVE

Duke studiuar dritën që vjen nga supernova, astronomët kanë zbuluar se ato nuk janë të gjitha njësoj dhe mund të klasifikohen në varësi të elementeve kimike të përfaqësuara në spektrat e tyre. Hidrogjeni luan një rol të veçantë këtu: nëse spektri i një supernove përmban linja që konfirmojnë praninë e hidrogjenit, atëherë ai klasifikohet si tipi II; nëse nuk ka linja të tilla, ajo klasifikohet si tipi I. Supernova e tipit I ndahen në nënklasa la, lb dhe l, duke marrë parasysh elementët e tjerë të spektrit.

Natyra e ndryshme e shpërthimeve

Klasifikimi i llojeve dhe nënllojeve pasqyron shumëllojshmërinë e mekanizmave që qëndrojnë në themel të shpërthimit dhe llojet e ndryshme të yjeve paraardhës. Shpërthimet e supernovës si SN 1987A ndodhin në fazën e fundit evolucionare të një ylli me një masë të madhe (më shumë se 8 herë më shumë se masa e Diellit).

Supernova e tipit lb dhe lc rezultojnë nga kolapsi i pjesëve qendrore të yjeve masive që kanë humbur një pjesë të konsiderueshme të mbështjelljes së tyre të hidrogjenit për shkak të erërave të forta yjore ose për shkak të transferimit të materies në një yll tjetër në një sistem binar.

Paraardhës të ndryshëm

Të gjitha supernovat e llojeve lb, lc dhe II e kanë origjinën nga yjet e popullsisë I, domethënë nga yjet e rinj të përqendruar në disqet e galaktikave spirale. Lloji la supernova, nga ana tjetër, e ka origjinën nga yjet e vjetër të Popullsisë II dhe mund të vërehet si në galaktikat eliptike ashtu edhe në bërthamat e galaktikave spirale. Ky lloj supernova vjen nga një xhuxh i bardhë që është pjesë e një sistemi binar dhe po tërheq material nga fqinji i tij. Kur masa e një xhuxhi të bardhë arrin kufirin e qëndrueshmërisë (i quajtur kufiri Chandrasekhar), fillon një proces i shpejtë i shkrirjes së bërthamave të karbonit dhe ndodh një shpërthim, si rezultat i të cilit ylli hedh pjesën më të madhe të masës së tij.

Shkëlqim i ndryshëm

Klasat e ndryshme të supernovave ndryshojnë nga njëra-tjetra jo vetëm në spektrin e tyre, por edhe në shkëlqimin maksimal që arrijnë në shpërthim dhe në mënyrën se si saktësisht kjo shkëlqim zvogëlohet me kalimin e kohës. Supernova e tipit I në përgjithësi janë shumë më të ndritshme se supernova e tipit II, por ato gjithashtu zbehen shumë më shpejt. Supernova e tipit I zgjasin nga disa orë deri në disa ditë në kulmin e shkëlqimit, ndërsa supernova e tipit II mund të zgjasë deri në disa muaj. U parashtrua një hipotezë sipas së cilës yjet me një masë shumë të madhe (disa dhjetëra herë më shumë se masa e Diellit) shpërthejnë edhe më fort, si "hipernova" dhe thelbi i tyre shndërrohet në një vrimë të zezë.

SUPERNOVAT NË HISTORI

Astronomët besojnë se mesatarisht një supernova shpërthen në galaktikën tonë çdo 100 vjet. Megjithatë, numri i supernovave të dokumentuara historikisht në dy mijëvjeçarët e fundit nuk arrin as në 10. Një arsye për këtë mund të jetë fakti se supernova, veçanërisht tipi II, shpërthejnë në krahë spirale, ku pluhuri ndëryjor është shumë më i dendur dhe, në përputhje me rrethanat. , mund të zbeh supernovën e shkëlqimit.

E para që pashë

Megjithëse shkencëtarët po shqyrtojnë kandidatë të tjerë, sot përgjithësisht pranohet se vëzhgimi i parë i një shpërthimi supernova në histori daton në vitin 185 pas Krishtit. Ajo u dokumentua nga astronomët kinezë. Në Kinë, shpërthimet e supernovës galaktike u vëzhguan gjithashtu në 386 dhe 393. Pastaj kaluan më shumë se 600 vjet dhe më në fund, një tjetër supernova u shfaq në qiell: në vitin 1006, një yll i ri shkëlqeu në yjësinë Ujku, këtë herë i regjistruar, ndër të tjera, nga astronomët arabë dhe evropianë. Ky yll më i ndritshëm (madhësia e dukshme e të cilit në kulmin e shkëlqimit të tij arriti -7.5) mbeti i dukshëm në qiell për më shumë se një vit.
.
Mjegullnaja e Gaforres

Supernova e vitit 1054 ishte gjithashtu jashtëzakonisht e ndritshme (magnituda maksimale -6), por përsëri ajo u vu re vetëm nga astronomët kinezë, dhe ndoshta edhe nga indianët amerikanë. Kjo është ndoshta supernova më e famshme, pasi mbetja e saj është Mjegullnaja e Gaforres në yjësinë Demi, të cilën Charles Messier e përfshiu në katalogun e tij nën numrin 1.

Ne gjithashtu u detyrohemi astronomëve kinezë informacion rreth shfaqjes së një supernova në yjësinë Cassiopeia në 1181. Një tjetër supernova shpërtheu atje, këtë herë në 1572. Kjo supernova u vu re gjithashtu nga astronomët evropianë, duke përfshirë Tycho Brahe, i cili përshkroi pamjen e saj dhe ndryshimin e mëvonshëm në shkëlqimin e saj në librin e tij "On the New Star", emri i të cilit shkaktoi termin që përdoret zakonisht për të përcaktuar yje të tillë. .

Supernova e qetë

32 vjet më vonë, në 1604, një tjetër supernova u shfaq në qiell. Tycho Brahe ia kaloi këtë informacion studentit të tij Johannes Kepler, i cili filloi të gjurmonte "yllin e ri" dhe ia kushtoi librin "Mbi yllin e ri në këmbët e Ophiuchus". Ky yll, i vëzhguar edhe nga Galileo Galilei, mbetet sot supernova e fundit e dukshme me sy të lirë që shpërtheu në galaktikën tonë.

Megjithatë, nuk ka dyshim se një tjetër supernova ka shpërthyer në Rrugën e Qumështit, përsëri në yjësinë Cassiopeia (plejada që mban rekordin për tre supernova galaktike). Edhe pse nuk ka prova vizuale të kësaj ngjarjeje, astronomët kanë gjetur një mbetje të yllit dhe llogaritin se duhet të korrespondojë me një shpërthim që ndodhi në 1667.

Jashtë Rrugës së Qumështit, përveç supernovës 1987A, astronomët vëzhguan edhe një supernovë të dytë, 1885, e cila shpërtheu në galaktikën Andromeda.

Vëzhgimi i Supernovës

Gjuetia për supernova kërkon durim dhe metodën e duhur.

E para është e nevojshme, pasi askush nuk ju garanton se do të jeni në gjendje të zbuloni një supernova që në mbrëmjen e parë. Ju nuk mund të bëni pa të dytën nëse nuk doni të humbni kohë dhe vërtet dëshironi të rrisni shanset tuaja për të zbuluar një supernova. Problemi kryesor është se është fizikisht e pamundur të parashikohet se kur dhe ku do të ndodhë një shpërthim supernova në një nga galaktikat e largëta. Pra, një gjuetar supernova duhet të skanojë qiellin çdo natë, duke kontrolluar dhjetëra galaktika të zgjedhura me kujdes për këtë qëllim.

Çfarë duhet të bëjmë

Një nga teknikat më të zakonshme është të drejtoni një teleskop në një galaktikë të caktuar dhe të krahasoni pamjen e tij me një imazh të mëparshëm (vizatim, fotografi, imazh dixhital), në mënyrë ideale me përafërsisht të njëjtën zmadhim si teleskopi me të cilin bëhen vëzhgimet. Nëse një supernova shfaqet atje, ajo menjëherë do t'ju bie në sy. Sot, shumë astronomë amatorë kanë pajisje të denja për një observator profesionist, si teleskopë të kontrolluar nga kompjuteri dhe kamera CCD që u lejojnë atyre të bëjnë fotografi të qiellit me yje direkt në format dixhital. Por edhe sot, shumë vëzhgues gjuajnë për supernova thjesht duke drejtuar një teleskop në një galaktikë të caktuar dhe duke parë përmes okularit, duke shpresuar të shohin nëse një yll tjetër shfaqet diku.

Pajisjet e nevojshme

Gjuetia e supernovës nuk kërkon pajisje tepër të sofistikuara Sigurisht, duhet të keni parasysh fuqinë e teleskopit tuaj. Fakti është se çdo instrument ka një madhësi kufizuese, e cila varet nga faktorë të ndryshëm, dhe më i rëndësishmi prej tyre është diametri i thjerrëzës (megjithatë, shkëlqimi i qiellit është gjithashtu i rëndësishëm, në varësi të ndotjes nga drita: sa më i vogël të jetë , aq më e lartë është vlera kufizuese). Me teleskopin tuaj, ju mund të shikoni qindra galaktika që kërkojnë supernova. Megjithatë, përpara se të filloni të vëzhgoni, është shumë e rëndësishme të keni në dorë harta qiellore për të identifikuar galaktikat, si dhe vizatime dhe fotografi të galaktikave që planifikoni të vëzhgoni (ka dhjetëra burime në internet për gjuetarët e supernovës) dhe, në fund, një regjistër vëzhgimi ku do të regjistroni të dhëna për çdo seancë vëzhgimi.

Vështirësitë e natës

Sa më shumë gjuetarë të supernovës të ketë, aq më të mëdha janë shanset për të vërejtur pamjen e tyre menjëherë në momentin e shpërthimit, gjë që bën të mundur gjurmimin e të gjithë kurbës së tyre të dritës. Nga ky këndvështrim, astronomët amatorë ofrojnë ndihmë jashtëzakonisht të vlefshme për profesionistët.

Gjuetarët e supernovës duhet të përgatiten për të duruar të ftohtin dhe lagështinë e natës. Përveç kësaj, ata do të duhet të luftojnë përgjumjen (një termos me kafe të nxehtë përfshihet gjithmonë në pajisjet bazë të adhuruesve të vëzhgimeve astronomike të natës). Por herët a vonë durimi i tyre do të shpërblehet!

Supernova ose shpërthim supernova- një fenomen gjatë të cilit një yll ndryshon ashpër shkëlqimin e tij me 4-8 rend të madhësisë (një duzinë magnitudë) i ndjekur nga një zbutje relativisht e ngadaltë e ndezjes. Është rezultat i një procesi kataklizmik që ndodh në fund të evolucionit të disa yjeve dhe shoqërohet me çlirimin e energjisë së madhe.

Si rregull, supernova vërehen pas faktit, domethënë kur ngjarja ka ndodhur tashmë dhe rrezatimi i saj ka arritur në Tokë. Prandaj, natyra e supernovës ishte e paqartë për një kohë të gjatë. Por tani propozohen mjaft skenarë që çojnë në shpërthime të këtij lloji, megjithëse dispozitat kryesore tashmë janë mjaft të qarta.

Shpërthimi shoqërohet me nxjerrjen e një mase të konsiderueshme të materies nga guaska e jashtme e yllit në hapësirën ndëryjore, dhe nga pjesa e mbetur e materies nga thelbi i yllit të shpërthyer, si rregull, formohet një objekt kompakt - një yll neutron, nëse masa e yllit para shpërthimit ishte më shumë se 8 masa diellore (M ☉), ose një yll i zi një vrimë me një masë ylli mbi 20 M ☉ (masa e bërthamës së mbetur pas përfundimit të shpërthimit 5 M ☉). Së bashku ata formojnë një mbetje supernova.

Një studim gjithëpërfshirës i spektrave të marra më parë dhe kthesave të dritës në kombinim me studimin e mbetjeve dhe yjeve të mundshëm paraardhës bën të mundur ndërtimin e modeleve më të detajuara dhe studimin e kushteve që ekzistonin në kohën e shpërthimit.

Ndër të tjera, materiali i nxjerrë gjatë shpërthimit përmban kryesisht produkte të shkrirjes termonukleare që ndodhi gjatë gjithë jetës së yllit. Është falë supernovave që Universi në tërësi dhe çdo galaktikë në veçanti evoluon kimikisht.

Emri pasqyron procesin historik të studimit të yjeve, shkëlqimi i të cilëve ndryshon ndjeshëm me kalimin e kohës, të ashtuquajturat novae.

Emri përbëhet nga etiketa S.N., e ndjekur nga viti i hapjes, i ndjekur nga një përcaktim me një ose dy shkronja. 26 supernova e para të vitit aktual marrin emërtime me një shkronjë, në fund të emrit, nga shkronja të mëdha nga A përpara Z. Supernova e mbetur marrin përcaktime me dy shkronja nga shkronjat e vogla: aa, ab, dhe kështu me radhë. Supernova e pakonfirmuar përcaktohen me shkronja PSN(eng. supernova e mundshme) me koordinata qiellore në formatin: Jhhmmssss+ddmmsss.

Pamja e madhe

Kthesa të lehta

Kurbat e dritës për tipin I janë shumë të ngjashme: ka një rritje të mprehtë për 2-3 ditë, pastaj zëvendësohet nga një rënie e konsiderueshme (me 3 madhësi) për 25-40 ditë, e ndjekur nga një dobësim i ngadaltë, pothuajse linear në shkalla e madhësisë. Madhësia mesatare absolute e maksimumit për ndezjet Ia është M B = − 19,5 m (\textstyle M_(B)=-19,5^(m)), për Ib\c - .

Por kthesat e dritës të tipit II janë mjaft të ndryshme. Për disa, kthesat u ngjanin atyre të tipit I, vetëm me një rënie më të ngadaltë dhe më të gjatë të shkëlqimit derisa filloi faza lineare. Të tjerët, pasi arritën një kulm, qëndruan në të deri në 100 ditë, dhe më pas shkëlqimi ra ndjeshëm dhe arriti një "bisht" linear. Madhësia absolute e maksimumit ndryshon shumë nga − 20 m (\textstyle -20^(m)) përpara − 13 m (\textstyle -13^(m)). Vlera mesatare për IIp - M B = − 18 m (\textstyle M_(B)=-18^(m)), për II-L M B = − 17 m (\textstyle M_(B)=-17^(m)).

Spektra

Klasifikimi i mësipërm përmban tashmë disa veçori themelore të spektrave të supernovave të llojeve të ndryshme, le të ndalemi në atë që nuk përfshihet. Karakteristika e parë dhe shumë e rëndësishme, e cila për një kohë të gjatë pengoi interpretimin e spektrave të përftuara, është se linjat kryesore janë shumë të gjera.

Spektrat e supernovave të tipit II dhe Ib\c karakterizohen nga:

• Prania e veçorive të ngushta të absorbimit pranë maksimumit të ndriçimit dhe komponentëve të ngushtë të emetimit të pazhvendosur.
• Vijat , , , të vëzhguara në rrezatimin ultravjollcë.

Vëzhgimet jashtë gamës optike

Shpejtësia e blicit

Frekuenca e ndezjeve varet nga numri i yjeve në galaktikë ose, që është i njëjtë për galaktikat e zakonshme, nga shkëlqimi. Një sasi e pranuar përgjithësisht që karakterizon frekuencën e ndezjeve në lloje të ndryshme galaktikash është 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)*100vjet))),

Ku L ⊙ (B) (\textstyle L_(\odot )(B))- ndriçimi i Diellit në filtrin B. Për lloje të ndryshme flakërimesh vlera e tij është:

Në këtë rast, supernova Ib/c dhe II gravitojnë drejt krahëve spirale.

Vëzhgimi i mbetjeve të supernovës

Skema kanonike e mbetjes së të rinjve është si më poshtë:

1. Mbetje e mundshme kompakte; zakonisht një pulsar, por ndoshta një vrimë e zezë
2. Vala e jashtme e goditjes që përhapet në lëndën ndëryjore.
3. Një valë kthimi që përhapet në materialin e derdhjes së supernovës.
4. Dytësore, duke u përhapur në grupe të mediumit ndëryjor dhe në emetime të dendura të supernovës.

Së bashku ata formojnë pamjen e mëposhtme: pas pjesës së përparme të valës së jashtme të goditjes, gazi nxehet në temperatura T S ≥ 10 7 K dhe lëshon në rrezen X me një energji fotonike prej 0,1-20 keV, në mënyrë të ngjashme; pjesa e përparme e valës së kthimit formon një rajon të dytë të rrezatimit me rreze X. Linjat e Fe, Si, S të jonizuar shumë, etj. tregojnë natyrën termike të rrezatimit nga të dyja shtresat.

Rrezatimi optik nga mbetja e re krijon gaz në grumbuj pas pjesës së përparme të valës dytësore. Meqenëse shpejtësia e përhapjes në to është më e lartë, që do të thotë se gazi ftohet më shpejt dhe rrezatimi kalon nga diapazoni i rrezeve X në intervalin optik. Origjina e ndikimit të rrezatimit optik konfirmohet nga intensiteti relativ i linjave.

Përshkrimi teorik

Zbërthimi i vëzhgimeve

Natyra e supernovës Ia është e ndryshme nga natyra e shpërthimeve të tjera. Kjo dëshmohet qartë nga mungesa e ndezjeve të tipit Ib\c dhe tipit II në galaktikat eliptike. Nga informacionet e përgjithshme për këtë të fundit, dihet se atje ka pak gaz dhe yje blu, dhe formimi i yjeve përfundoi 10 10 vjet më parë. Kjo do të thotë se të gjithë yjet masivë kanë përfunduar tashmë evolucionin e tyre dhe kanë mbetur vetëm yje me masë më të vogël se masa diellore, dhe jo më shumë. Nga teoria e evolucionit yjor dihet se yjet e këtij lloji nuk mund të shpërthehen dhe për këtë arsye nevojitet një mekanizëm i zgjatjes së jetës për yjet me masa 1-2M ⊙.

Mungesa e linjave të hidrogjenit në spektrat Ia\Iax tregon se ka jashtëzakonisht pak hidrogjen në atmosferën e yllit origjinal. Masa e substancës së hedhur është mjaft e madhe - 1M ⊙, që përmban kryesisht karbon, oksigjen dhe elementë të tjerë të rëndë. Dhe linjat e zhvendosura Si II tregojnë se reaksionet bërthamore po ndodhin në mënyrë aktive gjatë nxjerrjes. E gjithë kjo bind se ylli paraardhës është një xhuxh i bardhë, me shumë mundësi oksigjen-karbon.

Tërheqja ndaj krahëve spirale të supernovës së tipit Ib\c dhe tipit II tregon se ylli paraardhës është O-yje jetëshkurtër me një masë prej 8-10M ⊙ .

Shpërthimi termonuklear

Një nga mënyrat për të çliruar sasinë e kërkuar të energjisë është një rritje e mprehtë e masës së substancës së përfshirë në djegien termonukleare, domethënë një shpërthim termonuklear. Megjithatë, fizika e yjeve të vetëm nuk e lejon këtë. Proceset në yjet e vendosur në sekuencën kryesore janë në ekuilibër. Prandaj, të gjitha modelet e konsiderojnë fazën përfundimtare të evolucionit yjor - xhuxhët e bardhë. Sidoqoftë, vetë ky i fundit është një yll i qëndrueshëm dhe gjithçka mund të ndryshojë vetëm kur i afrohet kufirit Chandrasekhar. Kjo çon në përfundimin e qartë se një shpërthim termonuklear është i mundur vetëm në sisteme të shumta yjesh, me shumë mundësi në të ashtuquajturit yje të dyfishtë.

Në këtë skemë, ka dy variabla që ndikojnë në gjendjen, përbërjen kimike dhe masën përfundimtare të substancës së përfshirë në shpërthim.

• Shoqëruesi i dytë është një yll i zakonshëm, nga i cili materia rrjedh te i pari.
• Shoqëruesi i dytë është i njëjti xhuxh i bardhë. Ky skenar quhet degjenerim i dyfishtë.

• Një shpërthim ndodh kur tejkalohet kufiri i Chandrasekhar.
• Shpërthimi ndodh para tij.

Ajo që të gjithë skenarët e supernovës Ia kanë të përbashkët është se xhuxhi shpërthyes ka shumë të ngjarë të jetë karboni-oksigjen. Në valën e djegies shpërthyese që udhëton nga qendra në sipërfaqe, ndodhin reagimet e mëposhtme:

Masa e substancës reaguese përcakton energjinë e shpërthimit dhe, në përputhje me rrethanat, shkëlqimin maksimal. Nëse supozojmë se e gjithë masa e xhuxhit të bardhë reagon, atëherë energjia e shpërthimit do të jetë 2,2 10 51 erg.

Sjellja e mëtejshme e kurbës së dritës përcaktohet kryesisht nga zinxhiri i kalbjes:

Izotopi 56 Ni është i paqëndrueshëm dhe ka një gjysmë jetë prej 6,1 ditësh. Me tutje e- kapja çon në formimin e një bërthame 56 Co kryesisht në një gjendje të ngacmuar me një energji prej 1.72 MeV. Ky nivel është i paqëndrueshëm dhe kalimi i elektronit në gjendjen bazë shoqërohet me emetimin e një kaskade të kuanteve γ me energji nga 0,163 MeV në 1,56 MeV. Këto kuanta përjetojnë shpërndarjen e Compton, dhe energjia e tyre zvogëlohet shpejt në ~ 100 keV. Kuanta të tilla tashmë janë zhytur në mënyrë efektive nga efekti fotoelektrik dhe, si rezultat, ngrohin substancën. Ndërsa ylli zgjerohet, dendësia e materies në yll zvogëlohet, numri i përplasjeve të fotoneve zvogëlohet dhe materiali në sipërfaqen e yllit bëhet transparent ndaj rrezatimit. Siç tregojnë llogaritjet teorike, kjo situatë ndodh afërsisht 20-30 ditë pasi ylli të arrijë shkëlqimin e tij maksimal.

60 ditë pas fillimit, substanca bëhet transparente ndaj rrezatimit γ. Kurba e dritës fillon të zbehet në mënyrë eksponenciale. Në këtë kohë, izotopi 56 Ni tashmë është zbërthyer dhe çlirimi i energjisë është për shkak të zbërthimit β të 56 Co në 56 Fe (T 1/2 = 77 ditë) me energji ngacmimi deri në 4.2 MeV.

Kolapsi i bërthamës gravitacionale

Skenari i dytë për çlirimin e energjisë së nevojshme është kolapsi i bërthamës së yllit. Masa e tij duhet të jetë saktësisht e barabartë me masën e mbetjes së tij - një yll neutron, duke zëvendësuar vlerat tipike që marrim:

ku M = 0, dhe R = 10 km, G është konstanta gravitacionale. Koha karakteristike për këtë është:

ku ρ 12 është dendësia e yllit, e normalizuar në 10 12 g/cm 3 .

Vlera që rezulton është dy rend magnitudë më e madhe se energjia kinetike e guaskës. Nevojitet një bartës që, nga njëra anë, duhet të marrë energjinë e çliruar dhe nga ana tjetër, të mos ndërveprojë me substancën. Neutrinot janë të përshtatshme për rolin e një bartësi të tillë.

Disa procese janë përgjegjëse për formimin e tyre. E para dhe më e rëndësishmja për destabilizimin e një ylli dhe fillimin e tkurrjes është procesi i neutronizimit:

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

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

56 F e + e − → 56 M n + ν e (\style display ()^(56)Fe+e^(-)\to ()^(56)Mn+\nu _(e))

Neutrinot nga këto reaksione bartin 10%. Rolin kryesor në ftohje e luajnë proceset URKA (ftohja me neutrino):

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

E − + p → ν e + n (\displaystyle e^(-)+p\nu _(e)+n)

Në vend të protoneve dhe neutroneve, bërthamat atomike mund të veprojnë gjithashtu, duke formuar një izotop të paqëndrueshëm që përjeton zbërthimin beta:

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

(A , Z − 1) → (A , Z) + e − + ν ~ e . (\style ekrani (A,Z-1)\në (A,Z)+e^(-)+(\tilde (\nu ))_(e).)

Intensiteti i këtyre proceseve rritet me ngjeshjen, duke e përshpejtuar atë. Ky proces ndalet nga shpërndarja e neutrinos në elektronet e degjeneruara, gjatë së cilës ato termolizohen dhe mbyllen brenda substancës. Në densitet arrihet një përqendrim i mjaftueshëm i elektroneve të degjeneruara ρ n u c = 2, 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14)) g/cm 3 .

Vini re se proceset e neutronizimit ndodhin vetëm në densitet 10 11 /cm 3, të arritshme vetëm në bërthamën yjore. Kjo do të thotë se ekuilibri hidrodinamik është i shqetësuar vetëm në të. Shtresat e jashtme janë në ekuilibër hidrodinamik lokal dhe kolapsi fillon vetëm pasi bërthama qendrore tkurret dhe formon një sipërfaqe të fortë. Kthimi nga kjo sipërfaqe siguron lëshimin e guaskës.

Modeli i një mbetjeje të re supernova

Teoria e evolucionit të mbetjeve të supernovës

Ekzistojnë tre faza në evolucionin e mbetjes së supernovës:

Zgjerimi i guaskës ndalon në momentin kur presioni i gazit në mbetje është i barabartë me presionin e gazit në mjedisin ndëryjor. Pas kësaj, mbetjet fillojnë të shpërndahen, duke u përplasur me retë që lëvizin në mënyrë kaotike. Koha e resorbimit arrin:

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)) vjet

Teoria e shfaqjes së rrezatimit sinkrotron

Ndërtimi i një përshkrimi të detajuar

Kërkoni për mbetjet e supernovës

Kërkoni për yje pararendës

Teoria e Supernovës Ia

Përveç pasigurive në teoritë e supernovës Ia të përshkruara më sipër, vetë mekanizmi i shpërthimit ka qenë një burim shumë polemikash. Më shpesh, modelet mund të ndahen në grupet e mëposhtme:

• Shpërthim i menjëhershëm
• Shpërthimi i vonuar
• Shpërthim i vonuar pulsues
• Djegie e shpejtë turbulente

Të paktën për çdo kombinim të kushteve fillestare, mekanizmat e listuar mund të gjenden në një variant ose në një tjetër. Por gama e modeleve të propozuara nuk është e kufizuar në këtë. Një shembull është një model ku dy xhuxha të bardhë shpërthejnë menjëherë. Natyrisht, kjo është e mundur vetëm në skenarë ku të dy komponentët kanë evoluar.

Evolucioni kimik dhe ndikimi në mjedisin ndëryjor

Evolucioni kimik i universit. Origjina e elementeve me numër atomik më të madh se hekuri

Shpërthimet e supernovës janë burimi kryesor i rimbushjes së mediumit ndëryjor me elementë me numër atomik më të madh (ose siç thonë ata më të rënda) Ai. Megjithatë, proceset që i kanë shkaktuar ato janë të ndryshme për grupe të ndryshme elementësh dhe madje edhe për izotope.

Procesi R

r-procesiështë procesi i formimit të bërthamave më të rënda nga ato më të lehta përmes kapjes sekuenciale të neutroneve gjatë ( n,γ) reaksionet dhe vazhdon derisa shpejtësia e kapjes së neutronit të jetë më e lartë se shkalla e zbërthimit β- të izotopit. Me fjalë të tjera, koha mesatare e kapjes së n neutroneve τ(n,γ) duhet te jete:

ku τ β është koha mesatare e β-zbërthimit të bërthamave që formojnë një zinxhir të procesit r. Kjo gjendje imponon një kufizim në densitetin e neutronit, sepse:

Ku (σ n γ , v n) ¯ (\style ekrani (\overline ((\sigma _(n\gama),v_(n)))))- produkti i seksionit kryq të reaksionit ( n,γ) në shpejtësinë e neutronit në lidhje me bërthamën e synuar, mesatarisht mbi spektrin Maxwellian të shpërndarjes së shpejtësisë. Duke marrë parasysh që procesi r ndodh në bërthama të rënda dhe të mesme, 0,1 s< τ β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 10 9 , получим характерную плотность

Kushtet e tilla arrihen në:

ν-procesi

Artikulli kryesor: ν-procesi

ν-procesiështë një proces i nukleosintezës përmes bashkëveprimit të neutrinos me bërthamat atomike. Mund të jetë përgjegjës për shfaqjen e izotopeve 7 Li, 11 B, 19 F, 138 La dhe 180 Ta

Ndikimi në strukturën në shkallë të gjerë të gazit ndëryjor të galaktikës

Historia e vëzhgimit

Interesi i Hiparkut për yjet fikse mund të jetë frymëzuar nga vëzhgimi i një supernova (sipas Plinit). Regjistrimi më i hershëm i identifikuar si supernova SN 185 (anglisht), është bërë nga astronomët kinezë në vitin 185 pas Krishtit. Supernova më e shndritshme e njohur, SN 1006, është përshkruar në detaje nga astronomët kinezë dhe arabë. Supernova SN 1054, e cila lindi Mjegullnajën e Gaforres, u vëzhgua mirë. Supernova SN 1572 dhe SN 1604 ishin të dukshme me sy të lirë dhe kishin një rëndësi të madhe në zhvillimin e astronomisë në Evropë, pasi ato u përdorën si argument kundër idesë Aristoteliane se bota përtej Hënës dhe Sistemit Diellor është e pandryshueshme. Johannes Kepler filloi të vëzhgonte SN 1604 më 17 tetor 1604. Kjo ishte supernova e dytë që u regjistrua në fazën e rritjes së shkëlqimit (pas SN 1572, vëzhguar nga Tycho Brahe në yjësinë Cassiopeia).

Me zhvillimin e teleskopëve, u bë e mundur vëzhgimi i supernovave në galaktika të tjera, duke filluar me vëzhgimet e supernovës S Andromeda në Mjegullnajën Andromeda në 1885. Gjatë shekullit të njëzetë, modele të suksesshme për çdo lloj supernova u zhvilluan dhe kuptimi i rolit të tyre në formimin e yjeve u rrit. Në vitin 1941, astronomët amerikanë Rudolf Minkowski dhe Fritz Zwicky zhvilluan një skemë moderne klasifikimi për supernova.

Në vitet 1960, astronomët zbuluan se shkëlqimi maksimal i shpërthimeve të supernovës mund të përdoret si një qiri standard, pra një masë e distancave astronomike. Supernova tani ofrojnë informacione të rëndësishme për distancat kozmologjike. Supernova më e largët doli të ishte më e zbehtë se sa pritej, gjë që, sipas ideve moderne, tregon se zgjerimi i Universit po përshpejtohet.

Janë zhvilluar metoda për të rindërtuar historinë e shpërthimeve të supernovës që nuk kanë të dhëna të shkruara vëzhgimi. Data e supernovës Cassiopeia A u përcaktua nga jehona e dritës nga mjegullnaja, ndërsa mosha e mbetjes së supernovës RX J0852.0-4622 (anglisht) vlerësuar duke matur temperaturën dhe emetimet γ nga prishja e titanium-44. Në vitin 2009, nitratet u zbuluan në akullin e Antarktikut, në përputhje me kohën e shpërthimit të supernovës.

Më 23 shkurt 1987, supernova SN 1987A, më e afërta me Tokën e vëzhguar që nga shpikja e teleskopit, shpërtheu në Renë e Madhe të Magelanit në një distancë prej 168 mijë vjet dritë nga Toka. Për herë të parë, u regjistrua fluksi i neutrinos nga shpërthimi. Shpërthimi u studiua intensivisht duke përdorur satelitë astronomikë në rrezet ultravjollcë, rreze X dhe rrezet gama. Mbetja e supernovës u studiua duke përdorur ALMA, Hubble dhe Chandra. As një yll neutron dhe as një vrimë e zezë, e cila, sipas disa modeleve, duhet të jetë e vendosur në vendin e shpërthimit, nuk janë zbuluar ende.

Më 22 janar 2014, supernova SN 2014J shpërtheu në galaktikën M82, e vendosur në yjësinë Arusha e Madhe. Galaxy M82 ndodhet 12 milionë vite dritë nga galaktika jonë dhe ka një magnitudë të dukshme pak më pak se 9. Kjo supernova është më e afërta me Tokën që nga viti 1987 (SN 1987A).

Supernovat më të famshme dhe mbetjet e tyre

• Supernova SN 1604 (Supernova Kepler)
• Supernova G1.9+0.3 (Më i riu i njohur në galaktikën tonë)

Supernova historike në galaktikën tonë (vërejtur)

Sa përshtypje lidhen me këto fjalë midis amatorëve dhe profesionistëve - eksploruesve të hapësirës. Vetë fjala "e re" ka një kuptim pozitiv, dhe "super" ka një kuptim super pozitiv, por, për fat të keq, ajo mashtron vetë thelbin. Supernova mund të quhen më tepër yje super të vjetër, sepse ato janë praktikisht faza e fundit e zhvillimit të një Ylli. Si të thuash, një apoteozë e ndritur ekscentrike e jetës së yjeve. Shpërthimi ndonjëherë eklipson të gjithë galaktikën në të cilën ndodhet ylli që po vdes dhe përfundon me zhdukjen e plotë të tij.
Shkencëtarët kanë identifikuar 2 lloje supernova. Njëri është mbiquajtur me dashuri shpërthimi i një xhuxhi të bardhë (tipi I), i cili, në krahasim me diellin tonë, është më i dendur dhe në të njëjtën kohë shumë më i vogël në rreze. Xhuxhi i vogël, i bardhë i rëndë është faza e parafundit normale e evolucionit të shumë yjeve. Praktikisht nuk ka më hidrogjen në spektrin optik. Dhe nëse një xhuxh i bardhë ekziston në një simbiozë të një sistemi binar me një yll tjetër, ai tërheq lëndën e tij derisa të tejkalojë kufirin e tij. S. Chandresekhar në vitet '30 të shekullit të 20 tha se çdo xhuxh ka një kufi të qartë të densitetit dhe masës, tejkalimi i të cilit ndodh kolapsi. Është e pamundur të tkurret pafund dhe herët a vonë duhet të ndodhë një shpërthim! Lloji i dytë i formimit të supernovës shkaktohet nga procesi i shkrirjes termonukleare, i cili formon metale të rënda dhe tkurret në vetvete, duke bërë që temperatura në qendër të yllit të rritet. Bërthama e yllit ngjeshet gjithnjë e më shumë dhe në të fillojnë të ndodhin proceset e neutronizimit (“grimja” e protoneve dhe elektroneve, gjatë të cilave të dyja shndërrohen në neutrone), gjë që çon në humbjen e energjisë dhe ftohjen e qendrës së yllit. E gjithë kjo provokon një atmosferë të rrallë, dhe guaska nxiton drejt thelbit. Shpërthim! Miriadë copa të vogla të një ylli shpërndahen në të gjithë hapësirën dhe një shkëlqim i ndritshëm nga një galaktikë e largët, ku miliona vjet më parë (numri i zerave në vitet e dukshmërisë së një ylli varet nga largësia e tij nga Toka) ylli shpërtheu, është i dukshëm. sot për shkencëtarët e planetit Tokë. Lajmi për tragjedinë e së shkuarës, një jetë tjetër e prerë, një bukuri e trishtë që ndonjëherë mund ta vëzhgojmë me shekuj.

Për shembull, Mjegullnaja e Gaforres, e cila mund të shihet përmes syrit të teleskopit të observatorëve modernë, është pasoja e një shpërthimi supernova, e cila u pa nga astronomët kinezë në 1054. Është kaq interesante të kuptosh se ajo që po shikon sot është admiruar për gati 1000 vjet nga një person që nuk ekzistonte më në Tokë për një kohë të gjatë. Ky është i gjithë misteri i Universit, ekzistenca e tij e ngadaltë, e zgjatur, e cila e bën jetën tonë si një shkëndijë nga një zjarr, ajo mahnit dhe të çon në një frikë. Shkencëtarët kanë identifikuar disa nga shpërthimet më të famshme të supernovës, të cilat janë caktuar sipas një skeme të përcaktuar qartë. Latinisht SuperNova shkurtohet me karakteret SN, pasuar nga viti i vëzhgimit dhe në fund shkruhet numri serial në vit. Kështu, mund të shihen emrat e mëposhtëm të supernovave të famshme:
Mjegullnaja e Gaforres – siç u përmend më herët, është rezultat i një shpërthimi supernova, i cili ndodhet në një distancë prej 6500 vjet dritë nga Toka, me një diametër sot prej 6000 vite dritë. Kjo mjegullnajë vazhdon të ndahet në drejtime të ndryshme, megjithëse shpërthimi ndodhi pak më pak se 1000 vjet më parë. Dhe në qendër të tij ka një yll neutron-pulsar, i cili rrotullohet rreth boshtit të tij. Është interesante se me ndriçim të lartë kjo mjegullnajë ka një rrjedhë të vazhdueshme energjie, e cila e lejon atë të përdoret si një pikë referimi në kalibrimin e astronomisë me rreze X. Një tjetër zbulim ishte supernova SN1572, siç sugjeron emri, shkencëtarët vëzhguan shpërthimin në nëntor 1572. Sipas të gjitha indikacioneve, ky yll ishte një xhuxh i bardhë. Në vitin 1604, për një vit të tërë, astrologët kinezë, koreanë dhe më pas evropianë mund të vëzhgonin shkëlqimin e shpërthimit të supernovës SN1604, e cila ndodhej në yjësinë Ophiuchus. Johannes Kepler ia kushtoi punën e tij kryesore studimit, "Për një yll të ri në yjësinë Ophiuchus", dhe për këtë arsye supernova u emërua pas shkencëtarit - SuperNova Kepler. Shpërthimi më i afërt i supernovës ndodhi në vitin 1987 - SN1987A, i vendosur në Renë e Madhe të Magelanit 50 parsekë nga Dielli ynë, një galaktikë xhuxh - një satelit i Rrugës së Qumështit. Ky shpërthim përmbysi disa nga teoritë e krijuara tashmë të evolucionit yjor. Supozohej se vetëm gjigantët e kuq mund të ndizeshin, por më pas, në mënyrë të pahijshme, shpërtheu një blu! Supergjiganti blu (masa më shumë se 17 masa diellore) Sanduleak. Mbetjet shumë të bukura të planetit formojnë dy unaza të pazakonta lidhëse, të cilat shkencëtarët po studiojnë sot. Supernova tjetër i mahniti shkencëtarët në 1993 - SN1993J, e cila para shpërthimit ishte një supergjigant i kuq. Por gjëja befasuese është se mbetjet, të cilat supozohej të zbeheshin pas shpërthimit, përkundrazi, filluan të fitojnë shkëlqim. Pse?

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

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

Kërkimi dhe Vëzhgimet e Supernovës

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Klasifikimi i supernovës, kthesat dhe spektrat e dritës

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Statistikat e Supernovës

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

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

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

Modelet teorike

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

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

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

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

Ndikimi i Supernovës në Mjedis

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

Supernova na tregojnë për fatin e Universit

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

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