Bir süpernovanın doğum durumunu modellemek kolay bir iş değildir. En azından yakın zamana kadar tüm deneyler başarısız oldu. Ancak astrofizikçiler yine de yıldızı havaya uçurmayı başardılar.

11 Kasım 1572 gökbilimci Tycho Brahe ( Tycho Brahe) Cassiopeia takımyıldızında fark edildi yeni yıldız Jüpiter kadar parlak parlıyor. Belki de o zaman cennetin sonsuz ve değişmez olduğuna olan güven çöktü ve modern astronomi. Dört yüzyıl sonra gökbilimciler, aniden normalden milyarlarca kat daha parlak hale gelen bazı yıldızların patladığını fark ettiler. 1934'te Fritz Zwicky ( Fritz Zwicky) Kaliforniya'dan Teknoloji Enstitüsü onlara "süpernova" adını verdi. Tedarik ediyorlar uzay Evrende galaksilerin oluşumunu ve evrimini kontrol eden ve uzayın genişlemesinin incelenmesine yardımcı olan ağır elementler bulunur.

Zwicky ve meslektaşı Walter Baade ( Walter Baade) yıldızın patlaması için gereken enerjiyi yerçekiminin sağladığını öne sürdü. Onlara göre yıldız, merkezi kısmı atom çekirdeğinin yoğunluğuna ulaşana kadar büzülür. Çöken madde yer çekimini serbest bırakabilir potansiyel enerji, kalıntılarını atmaya yetecek kadar. 1960 yılında Fred Hoyle ( Fred Hoyle) Cambridge Üniversitesi'nden ve Willie Fowler'dan ( Willy Fowler) Caltech'ten süpernovaların devlere benzediğine inanıyordu atom bombası. Güneş gibi bir yıldız hidrojenini ve ardından helyum yakıtını yaktığında sıra oksijen ve karbona gelir. Bu elementlerin sentezi yalnızca büyük bir enerji salınımı sağlamakla kalmıyor, aynı zamanda radyoaktif nikel-56 da üretiyor; bunun bozunması, birkaç ay süren patlamanın ardından oluşan parlamayı açıklayabiliyor.

Her iki fikrin de doğru olduğu ortaya çıktı. Bazı süpernovaların spektrumlarında hiç hidrojen izi yoktur (Tip I olarak adlandırılır); Görünüşe göre çoğunun vardı termonükleer patlama(tip I A) ve geri kalanı için (tip I B ve ben C) - dış hidrojen katmanını döken bir yıldızın çöküşü. Tayflarında hidrojen (tip II) tespit edilen süpernovalar da çökme sonucu ortaya çıkar. Her iki olay da yıldızı genişleyen bir gaz bulutuna dönüştürür ve kütleçekimsel çöküş, süper yoğun bir gaz bulutunun oluşmasına yol açar. nötron yıldızı hatta bir kara delik. Özellikle süpernova 1987A'ya (Tip II) ilişkin gözlemler önerilen teoriyi desteklemektedir.

Ancak süpernova patlaması hala astrofizikteki temel sorunlardan biri olmaya devam ediyor. Bilgisayar modelleri bunu yeniden üretmekte zorluk çekiyor. Bir yıldızı patlatmak çok zordur (ki bu başlı başına güzel bir şeydir). Yıldızlar, milyonlarca ve milyarlarca yıl boyunca sabit kalan, kendi kendini düzenleyen nesnelerdir. Ölmekte olan yıldızların bile zayıflama mekanizmaları vardır ancak patlama yoktur. İkincisini yeniden üretmek için, çok boyutlu modeller hesaplaması bilgisayarların yeteneklerinin ötesindeydi.

Patlama kolay değil

Beyaz cüceler, Güneş benzeri yıldızların yavaş yavaş soğuyup solan aktif olmayan kalıntılarıdır. Tip I süpernova olarak patlayabilirler A. Bununla birlikte, Hoyle ve Fowler'a göre, eğer bir beyaz cüce yakın yörüngedeki başka bir yıldızın yörüngesinde dönerse, arkadaşından malzeme toplayabilir (emebilir), böylece kütlesini, merkezi yoğunluğunu ve sıcaklığını, karbondan patlayıcı füzyonun oluşmasına neden olacak kadar artırabilir. mümkün ve oksijen.

Termonükleer reaksiyonlar sıradan ateş gibi davranmalıdır. Yanma cephesi yıldız boyunca yayılarak geride “nükleer kül” (çoğunlukla nikel) bırakabilir. Füzyon reaksiyonları, zamanın her anında küçük bir hacimde, esas olarak beyaz cücenin derinliklerinde yüzen ve "kül" ile dolu kabarcıkların yüzeyindeki ince bir tabaka halinde meydana gelmelidir. Düşük yoğunlukları nedeniyle kabarcıklar yıldızın yüzeyine doğru yüzebilir.

Ancak enerjinin serbest bırakılması yıldızın genişlemesine ve soğumasına neden olarak yanmasını söndürdüğünden termonükleer alev sönecektir. Geleneksel bir bombanın aksine yıldızın hacmini sınırlayan bir zarfı yok.

Ayrıca süpernova patlamasını laboratuvarda yeniden yaratmak mümkün değildir; yalnızca uzayda gözlemlenebilir. Ekibimiz bir süper bilgisayar kullanarak zorlu simülasyonlar gerçekleştirdi IBM p690. Yıldızın sayısal modeli, her iki tarafında 1024 öğe bulunan bir hesaplamalı ızgarayla temsil edildi; bu, kilometrelerce büyüklükteki ayrıntıların çözülmesini mümkün kıldı. Her hesaplama seti 10 20'den fazla aritmetik işlem gerektiriyordu; Saniyede 10 11'den fazla işlem gerçekleştiren böyle bir görevin üstesinden yalnızca bir süper bilgisayar gelebilir. Sonuçta tüm bunlar neredeyse 60 işlemci yılı sürdü. Modeli basitleştiren ve bilimin diğer alanlarında kullanılan çeşitli hesaplama hileleri, asimetrik akışları olan süpernovalara uygulanamaz. aşırı koşullar ve devasa bir mekansal ve sıcaklık aralığı. Parçacık Fiziği, nükleer fizik Hidrodinamik ve görelilik çok karmaşıktır ve süpernova modellerinin onlarla aynı anda çalışması gerekir.

Kaputun altında

Çözüm, bir araba motorunun çalışmasını incelerken beklenmedik bir yönden geldi. Benzin ve oksijenin karıştırılması ve tutuşması türbülans yaratır, bu da yanma yüzeyini artırarak onu yoğun bir şekilde deforme eder. Bu durumda yanma alanıyla orantılı olarak yakıtın yanma hızı artar. Ancak bir yıldız aynı zamanda çalkantılıdır. Gaz akışları içinden geçer büyük mesafelerİle yüksek hız bu nedenle en ufak bir rahatsızlık, sakin bir akışı hızla çalkantılı bir akışa dönüştürür. Bir süpernovada, yükselen sıcak kabarcıkların maddeyi karıştırması gerekir, bu da nükleer yanmanın o kadar hızlı yayılmasına neden olur ki, yıldızın kendisini yeniden düzenleyip alevi "söndürmeye" zamanı kalmaz.

Düzgün çalışan bir motorda içten yanmalı alev, madde içindeki ısı yayılma hızıyla sınırlı olan ses altı bir hızda yayılır - bu sürece parlama veya hızlı yanma denir. "Ateş eden" bir motorda alev, süpersonik hız formda şok dalgası, oksijen-yakıt karışımının içinden geçerek onu sıkıştırır (patlama). Termonükleer alev iki şekilde de yayılabilir. Patlama, bir yıldızı tamamen yakabilir ve geride yalnızca nikel ve demir gibi en “yanıcı olmayan” elementleri bırakabilir. Ancak gökbilimciler bu patlamaların ürünlerinde aralarında silikon, kükürt ve kalsiyumun da bulunduğu çok çeşitli elementler buluyorlar. Sonuç olarak, nükleer yanma en azından başlangıçta alevlenme şeklinde yayılır.

İÇİNDE son yıllar güvenilir termonükleer patlama modelleri oluşturuldu. Kaliforniya Üniversitesi (Santa Cruz), Chicago Üniversitesi ve grubumuzdan araştırmacılar, çalışma için oluşturulan programlara güvendiler kimyasal yanma ve hatta hava tahminleri için bile. Türbülans temelde üç boyutlu bir süreçtir. Türbülanslı bir kademede kinetik enerji büyükten küçüğe doğru yeniden dağıtılır ve sonuçta ısı olarak dağıtılır. Orijinal akış giderek daha küçük parçalara bölünür. Bu nedenle modellemenin mutlaka üç boyutlu olması gerekir.

Süpernova modeli mantar benzeri bir görünüme sahip: sıcak kabarcıklar katmanlı bir ortamda yükseliyor, türbülansla buruşuyor ve geriliyor. Nükleer reaksiyonların hızının birkaç saniye içinde artmasıyla artan nükleer reaksiyon, kalıntıları yaklaşık 10 bin km/s hızla uçup giden beyaz cücenin yok olmasına neden oluyor ki bu da gözlenen tabloyla örtüşüyor.

Ancak beyaz cücenin neden tutuştuğu hala belli değil. Buna ek olarak, patlama, cücenin malzemesinin çoğunu değişmeden dışarı atmalıdır ve gözlemler, yıldızın yalnızca küçük bir kısmının değişmediğini göstermektedir. Patlama muhtemelen sadece hızlı yanmadan değil, aynı zamanda patlamadan ve tip I süpernovanın sebebinden de kaynaklanmıştır. A- yalnızca bir beyaz cücenin üzerine madde birikmesi değil, aynı zamanda iki beyaz cücenin birleşmesi de.

Yerçekimi mezarı

Bir yıldız çekirdeğinin çökmesinden kaynaklanan başka bir süpernova türünün açıklanması daha zordur. Gözlemsel açıdan bakıldığında, bu süpernovalar termonükleer olanlardan daha çeşitlidir: bazılarında hidrojen vardır, bazılarında yoktur; bazıları yoğun yıldızlararası ortamda patlar, bazıları ise neredeyse boş alanda patlar; bazıları büyük miktarlarda radyoaktif nikel açığa çıkarır, bazıları ise salmaz. Fırlatma enerjisi ve genleşme hızı da değişir. Bunların en güçlüleri yalnızca klasik bir süpernova patlaması değil, aynı zamanda uzun süreli bir gama ışını patlaması da üretir (bakınız: N. Gehrels, P. Leonard ve L. Piro. Evrendeki en parlak patlamalar // VMN, No. 4, 2003). Özelliklerin bu heterojenliği birçok gizemden biridir. Çekirdek çöküşü süpernovaları, yalnızca atmosferde oluşabilen altın, kurşun, toryum ve uranyum gibi en ağır elementlerin oluşumu için başlıca adaylardır. özel koşullar. Ancak bir yıldızın çekirdeği patladığında bu tür koşulların gerçekten ortaya çıkıp çıkmadığını kimse bilmiyor.

Çökme fikri basit görünse de (çekirdeğin sıkıştırılması, maddenin dış katmanlarını dışarı atan yerçekimsel bağlanma enerjisini serbest bırakır), süreci detaylı olarak anlamak zordur. Kütlesi 10 güneş kütlesinden fazla olan bir yıldız, ömrünün sonunda katmanlı bir yapı geliştirir; derinlikleri giderek ağırlaşan elementlerden oluşan katmanlar ortaya çıkar. Çekirdek öncelikle demirden oluşur ve yıldızın dengesi elektronların kuantum itmesiyle sağlanır. Ancak sonunda yıldızın kütlesi, atom çekirdeğine sıkışan elektronları bastırır ve burada protonlarla reaksiyona girerek nötronlar ve elektron nötrinoları oluşturmaya başlarlar. Buna karşılık, nötronlar ve geri kalan protonlar, kendi itici güçleri etkili olana ve çöküşü durdurana kadar birbirine yakınlaştırılır.

Bu anda sıkıştırma durur ve yerini genişlemeye bırakır. Yer çekiminin derinlere çektiği madde kısmen dışarı akmaya başlar. Klasik teoride bu görev Bu sorun, bir yıldızın dış katmanlarının, sıkışmasını aniden yavaşlatan bir çekirdekle süpersonik hızlarda çarpışması sonucu oluşan bir şok dalgası kullanılarak çözülüyor. Şok dalgası dışarı doğru hareket ederek çarptığı malzemeyi sıkıştırıp ısıtır, aynı zamanda enerjisini kaybeder ve sonunda söner. Simülasyonlar, sıkıştırma enerjisinin hızla tükendiğini göstermektedir. Peki bir yıldız nasıl kendi kendine patlayabilir?

Sorunu çözmeye yönelik ilk girişim Stirling Colgate'in çalışmasıydı ( Stirling Colgate) ve Richard White ( Richard Beyaz) 1966 ve daha sonra Jim Wilson'ın bilgisayar modelleri ( Jim Wilson), 1980'lerin başında, üçü de Lawrence Livermore Ulusal Laboratuvarı'nda çalışırken onun tarafından yaratıldı. Lawrence. Şok dalgasının yıldızın çekirdeğinden dış katmanlarına kadar olan tek enerji taşıyıcısı olmadığını öne sürdüler. Çökme sırasında üretilen nötrinoların destekleyici bir rol oynaması mümkündür. İlk bakışta fikir tuhaf görünüyor: Bildiğimiz gibi nötrinolar son derece pasiftir, diğer parçacıklarla o kadar zayıf etkileşime girerler ki kaydedilmeleri bile zordur. Ancak çökmekte olan bir yıldızda, bir patlamaya neden olmak için fazlasıyla yeterli enerjiye sahiptirler ve son derece yüksek yoğunluk koşullarında madde ile iyi etkileşime girerler. Nötrinolar, çökmekte olan süpernova çekirdeğinin etrafındaki tabakayı ısıtarak, yavaşlayan şok dalgasındaki basıncı korur.

Çekirdek çöküşü süpernovası

1. Başka türden süpernovalar, 8 güneş kütlesinden daha büyük kütleye sahip yıldızların çökmesiyle oluşur. Tip I'e aittirler B, BEN C veya II, gözlemlenen özelliklere bağlı olarak
2. Ömrünün sonuna gelmiş devasa bir yıldız, farklı kimyasal elementlerden oluşan katmanlı bir yapıya sahiptir.
3. Demir nükleer füzyona katılmaz, dolayısıyla çekirdekte ısı oluşmaz. Gaz basıncı düşer ve yukarıda bulunan malzeme hızla aşağı doğru hareket eder
4. Bir saniye içinde çekirdek büzülür ve bir nötron yıldızına dönüşür. Düşen madde bir nötron yıldızından seker ve bir şok dalgası yaratır
5. Nötrinolar yeni doğmuş bir nötron yıldızından fırlayarak düzensiz bir şok dalgasını dışarı doğru iterler.
6. Bir şok dalgası yıldızın içinden geçip onu parçalıyor

Bir roket gibi

Peki bu ekstra itme dalgayı sürdürmek ve patlamayı tamamlamak için yeterli mi? Bilgisayar simülasyonu yeterli olmadığını gösterdi. Gazın hem nötrinoları absorbe etmesine hem de yaymasına rağmen; modeller kayıpların baskın olduğunu ve dolayısıyla patlamanın başarısız olduğunu gösterdi. Ancak bu modellerde bir basitleştirme vardı: İçlerindeki yıldızın küresel olarak simetrik olduğu düşünülüyordu. Bu nedenle, konveksiyon ve dönme gibi yüksek boyutlu olaylar göz ardı edildi; bunlar çok önemlidir, çünkü gözlemlenen süpernovalar çok küresel olmayan, "tüylü" bir kalıntı üretir.

Çok boyutlu modelleme, nötrinoların süpernova çekirdeği etrafındaki plazmayı ısıttığını ve içinde kabarcıklar ve mantar şeklinde akışlar oluşturduğunu gösteriyor. Konveksiyon, enerjiyi şok dalgalarına aktararak onları yukarı doğru iter ve patlamaya neden olur.

Patlama dalgası biraz yavaşladığında, aşağı doğru akan soğuk malzemeyle ayrılan sıcak, genişleyen plazma kabarcıkları birleşir. Bir veya daha fazla kabarcık yavaş yavaş aşağıya doğru hava akımlarıyla çevrili olarak oluşur. Sonuç olarak patlama asimetrik hale gelir. Ek olarak, yavaşlayan şok dalgası deforme olabilir ve daha sonra çöküş şeklini alır. kum saati. Şok dalgası patlayıp süpernova atasının heterojen katmanlarından geçtiğinde ilave istikrarsızlık meydana gelir. Bu durumda yıldızın ömrü boyunca ve patlama sırasında sentezlenen kimyasal elementler karışır.

Yıldızın kalıntıları çoğunlukla bir yönde uçtuğu için, merkezdeki nötron yıldızı, üzerinden atladığınızda geri dönen bir kaykay gibi, diğer yöne sıçrar. Bizim bilgisayar modeli birçok nötron yıldızının gözlemlenen hareketiyle tutarlı olarak 1000 km/s'nin üzerinde bir geri tepme hızı gösterir. Ancak bazıları daha yavaş hareket ediyor, bunun nedeni muhtemelen baloncukların kendilerini oluşturan patlama sırasında birleşmek için zamanları olmamasıydı. Farklı varyasyonların tek bir ana etkiden kaynaklandığı tek bir resim ortaya çıkar.

Son yıllarda elde edilen önemli başarılara rağmen, mevcut modellerin hiçbiri bir süpernova patlamasıyla ilişkili olay kompleksinin tamamını yeniden üretmiyor ve basitleştirmeler içermiyor. Tam sürüm yedi boyutu kullanmalıdır: uzay (üç koordinat), zaman, nötrino enerjisi ve nötrino hızı (iki açısal koordinatla tanımlanır). Üstelik bu, nötrinoların üç türü veya çeşidi için de yapılmalıdır.

Peki bir patlama çeşitli mekanizmalar tarafından tetiklenebilir mi? Sonuçta, bir manyetik alan engelleyebilir dönme enerjisi yeni oluşan nötron yıldızı ve vermek yeni itişşok dalgası. Ayrıca maddeyi dönme ekseni boyunca iki kutupsal jet şeklinde dışarı doğru sıkıştıracak. Bu etkiler en güçlü patlamaları açıklamaya yardımcı olacaktır. Özellikle gama ışını patlamaları, ışık hızına yakın hızda hareket eden jetlerle ilişkilendirilebilir. Belki de bu tür süpernovaların çekirdekleri bir nötron yıldızına değil, bir kara deliğe çöküyor.

Teorisyenler modellerini geliştirirken, gözlemciler sadece elektromanyetik radyasyonu değil aynı zamanda nötrinoları ve yerçekimi dalgalarını da kullanmaya çalışıyorlar. Yıldızın çekirdeğinin çökmesi, patlamanın başlangıcında kaynaması ve olası bir kara deliğe dönüşmesi, yalnızca yoğun bir nötrino emisyonuna yol açmakla kalmıyor, aynı zamanda uzay-zamanın yapısını da sarsıyor. Yukarıdaki katmanlara nüfuz edemeyen ışığın aksine, bu sinyaller doğrudan patlamanın merkezindeki kaynayan cehennemden geliyor. Yeni geliştirilen nötrino dedektörleri ve yerçekimi dalgaları yıldızların ölümünün gizeminin üzerindeki perdeyi kaldırabilir.

Süpernova reaksiyon etkisi

Gözlemciler nötron yıldızlarının neden Galaksi boyunca büyük bir hızla ilerlediğini merak ediyorlardı. Yeni çekirdek çöküşü süpernova modelleri, bu patlamaların iç asimetrisine dayalı bir açıklama sunuyor

Modelleme, asimetrinin patlamanın başlangıcında zaten geliştiğini göstermektedir. Yıldız çöküşünün başlangıcındaki küçük farklılıklar, asimetri derecesinde büyük farklılıklara yol açar

Yıldızlar sonsuza kadar yaşamazlar. Onlar da doğar ve ölürler. Bazıları, Güneş gibi, birkaç milyar yıldır var oluyor, sakin bir şekilde yaşlanıyor ve sonra yavaş yavaş kayboluyor. Diğerleri çok daha kısa ve çalkantılı hayatlar yaşıyor ve aynı zamanda feci bir ölüme mahkumlar. Varlıkları dev bir patlamayla kesintiye uğrar ve ardından yıldız bir süpernovaya dönüşür. Bir süpernovanın ışığı uzayı aydınlatır: patlaması milyarlarca ışıkyılı uzaklıktan görülebilir. Aniden gökyüzünde daha önce hiçbir şeyin olmadığı bir yıldız belirir. Dolayısıyla adı. Eskiler bu gibi durumlarda yeni bir yıldızın gerçekten parladığına inanıyorlardı. Bugün biliyoruz ki aslında bir yıldız doğmaz, ölür ama adı aynı kalır, süpernova.

SÜPERNOVA 1987A

23-24 Şubat 1987 gecesi bize en yakın galaksilerden birinde. Sadece 163.000 ışıkyılı uzaklıktaki Büyük Macellan Bulutu'nda, Doradus takımyıldızında bir süpernova ortaya çıktı. Çıplak gözle bile görülebiliyordu, Mayıs ayında görünür büyüklüğü +3'e ulaştı ve sonraki aylarda teleskop veya dürbün olmadan tekrar görünmez hale gelene kadar parlaklığını yavaş yavaş kaybetti.

Şimdiki ve geçmiş

Süpernova 1987A, adından da anlaşılacağı gibi, 1987'de gözlemlenen ilk süpernovaydı ve teleskop çağının başlangıcından bu yana çıplak gözle görülebilen ilk süpernovaydı. Gerçek şu ki, galaksimizdeki son süpernova patlaması, teleskobun henüz icat edilmediği 1604 yılında gözlemlenmişti.

Ancak daha da önemlisi, yıldız* 1987A, modern tarım bilimcilerine nispeten kısa bir mesafeden bir süpernovayı gözlemleme fırsatını verdi.

Daha önce ne vardı?

Süpernova 1987A üzerine yapılan bir çalışma, bunun Tip II süpernova olduğunu gösterdi. Yani, gökyüzünün bu bölümünün daha önceki fotoğraflarında keşfedilen öncül yıldızın veya öncül yıldızın, kütlesi Güneş'in kütlesinin neredeyse 20 katı olan mavi bir süperdev olduğu ortaya çıktı. Dolayısıyla nükleer yakıtı hızla tükenen çok sıcak bir yıldızdı.

Devasa patlamadan sonra geriye kalan tek şey, teorik olarak ortaya çıkması beklenen bir nötron yıldızını henüz kimsenin ayırt edemediği, hızla genişleyen bir gaz bulutuydu. Bazı gökbilimciler yıldızın hâlâ salınan gazlarla örtülü olduğunu öne sürerken, bazıları da yıldız yerine bir kara deliğin oluştuğunu öne sürüyor.

BİR YILDIZIN HAYATI

Yıldızlar, ısıtıldığında merkezi çekirdeğini termonükleer reaksiyonları başlatmak için yeterli sıcaklıklara getiren yıldızlararası madde bulutunun yerçekimsel sıkıştırması sonucu doğar. Halihazırda ateşlenmiş bir yıldızın sonraki gelişimi iki faktöre bağlıdır: ilk kütle ve kimyasal bileşim, özellikle yanma oranını belirleyen ilki. Daha büyük kütleli yıldızlar daha sıcak ve daha hafiftir ancak bu yüzden daha erken sönerler. Bu nedenle büyük bir yıldızın ömrü, düşük kütleli bir yıldıza göre daha kısadır.

Kırmızı devler

Hidrojeni yakan bir yıldızın “birincil fazda” olduğu söyleniyor. Herhangi bir yıldızın yaşamının büyük bir kısmı bu aşamaya denk gelir. Mesela Güneş 5 milyar yıldır ana fazdadır ve uzun bir süre orada kalacaktır ve bu periyot bittiğinde yıldızımız kısa bir kararsızlık evresine girecek, sonrasında bu kez tekrar stabil hale gelecektir. kırmızı dev şeklinde. Kırmızı dev, ana evredeki yıldızlarla kıyaslanamayacak kadar büyük ve parlak ama aynı zamanda çok daha soğuk. Akrep takımyıldızındaki Antares veya Orion takımyıldızındaki Betelgeuse - canlı örnekler kırmızı devler. Renkleri çıplak gözle bile hemen tanınabilir.

Güneş kırmızı deve dönüştüğünde dış katmanları Merkür ve Venüs gezegenlerini “emecek” ve Dünya'nın yörüngesine ulaşacak. Kırmızı dev aşamasında, yıldızlar atmosferlerinin dış katmanlarının önemli bir bölümünü kaybederler ve bu katmanlar, Lyra takımyıldızındaki M57, Halka Bulutsusu veya Vulpecula takımyıldızındaki M27, Halter Bulutsusu gibi bir gezegenimsi bulutsu oluşturur. Her ikisi de teleskopunuzla izlemek için mükemmeldir.

Finale giden yol

Bu andan itibaren yıldızın kaderi kaçınılmaz olarak kütlesine bağlı. Eğer 1,4 güneş kütlesinden azsa, nükleer yanmanın sona ermesinden sonra böyle bir yıldız, dış katmanlarından kurtulacak ve beyaz bir cüceye dönüşecektir; bu, güneş enerjisi olmayan bir yıldızın evriminin son aşamasıdır. büyük kütle. Beyaz cücenin soğuması ve görünmez hale gelmesi milyarlarca yıl alacak. Buna karşılık, yüksek kütleli bir yıldız (Güneş'ten en az 8 kat daha büyük kütleli), hidrojeni bittiğinde helyum ve karbon gibi hidrojenden daha ağır gazları yakarak hayatta kalır. Bir dizi sıkıştırma ve genişleme aşamasından geçen böyle bir yıldız, birkaç milyon yıl sonra yıkıcı bir süpernova patlaması yaşar, kendi maddesinin devasa bir kısmını uzaya fırlatır ve bir süpernova kalıntısına dönüşür. Yaklaşık bir hafta içinde süpernova, galaksisindeki tüm yıldızların parlaklığını aşar ve ardından hızla kararır. Merkezde devasa yoğunluğa sahip küçük bir nesne olan bir nötron yıldızı kalıyor. Yıldızın kütlesi daha da büyükse süpernova patlaması sonucu yıldızlar değil kara delikler ortaya çıkar.

SÜPERNOVA TÜRLERİ

Gökbilimciler, süpernovalardan gelen ışığı inceleyerek bunların hepsinin aynı olmadığını ve spektrumlarında temsil edilen kimyasal elementlere göre sınıflandırılabileceğini keşfettiler. Özel rol Hidrojen burada rol oynuyor: Bir süpernovanın spektrumu hidrojenin varlığını doğrulayan çizgiler içeriyorsa, o zaman tip II olarak sınıflandırılır; eğer böyle çizgiler yoksa tip I olarak sınıflandırılır. Tip I süpernovalar, spektrumun diğer unsurları dikkate alınarak la, lb ve l alt sınıflarına ayrılır.

Patlamaların farklı doğası

Türlerin ve alt türlerin sınıflandırılması, patlamanın altında yatan mekanizmaların çeşitliliğini ve farklı öncü yıldız türlerini yansıtır. SN 1987A gibi süpernova patlamaları, büyük kütleli (Güneş kütlesinin 8 katından fazla) bir yıldızın son evrim aşamasında meydana gelir.

Tip lb ve lc süpernovaları, güçlü yıldız rüzgarları nedeniyle hidrojen kabuklarının önemli bir bölümünü kaybetmiş büyük yıldızların merkez kısımlarının çökmesi veya maddenin başka bir yıldıza aktarılması nedeniyle ortaya çıkar. ikili sistem.

Çeşitli öncüller

lb, lc ve II tipindeki tüm süpernovalar, Popülasyon I yıldızlarından, yani sarmal galaksilerin disklerinde yoğunlaşan genç yıldızlardan kaynaklanır. Tip la süpernovalar ise eski Popülasyon II yıldızlarından kaynaklanır ve hem eliptik galaksilerde hem de spiral galaksilerin çekirdeklerinde gözlemlenebilir. Bu süpernova türü, ikili sistemin parçası olan ve komşusundan malzeme çeken bir beyaz cüceden geliyor. Beyaz cücenin kütlesi kararlılık sınırına (Chandrasekhar sınırı denir) ulaştığında, karbon çekirdeklerinin hızlı bir füzyon süreci başlar ve bir patlama meydana gelir, bunun sonucunda yıldız kütlesinin çoğunu dışarı atar.

Farklı parlaklık

Farklı süpernova sınıfları, yalnızca spektrumları açısından değil, aynı zamanda patlama sırasında elde ettikleri maksimum parlaklık ve bu parlaklığın zaman içinde tam olarak nasıl azaldığı açısından da birbirlerinden farklılık gösterir. Tip I süpernovalar genellikle Tip II süpernovalardan çok daha parlaktır ancak aynı zamanda çok daha hızlı sönerler. Tip I süpernova en yüksek parlaklıkta birkaç saatten birkaç güne kadar sürerken, Tip II süpernova birkaç aya kadar sürebilir. Çok büyük kütleye sahip yıldızların (Güneş kütlesinin onlarca katı) "hipernovalar" gibi daha şiddetli patladığı ve çekirdeklerinin bir kara deliğe dönüştüğü hipotezi öne sürüldü.

TARİHTE SÜPERNOVLAR

Gökbilimciler ortalama olarak her 100 yılda bir Galaksimizde bir süpernovanın patladığına inanıyorlar. Ancak son iki bin yılda tarihsel olarak belgelenen süpernova sayısı 10'a bile ulaşmamaktadır. Bunun bir nedeni, özellikle tip II süpernovaların, yıldızlararası tozun çok daha yoğun olduğu sarmal kollarda patlaması ve buna bağlı olarak ortaya çıkması olabilir. , parlayan süpernovayı karartabilir.

İlk gördüğüm

Her ne kadar bilim insanları başka adayları düşünse de, tarihte bir süpernova patlamasının ilk gözleminin MS 185 yılına dayandığı bugün genel olarak kabul ediliyor. Çinli gökbilimciler tarafından belgelendi. Çin'de 386 ve 393'te galaktik süpernova patlamaları da gözlemlendi. Sonra 600 yıldan fazla zaman geçti ve nihayet gökyüzünde başka bir süpernova belirdi: 1006'da Kurt takımyıldızında yeni bir yıldız parladı, bu kez diğer şeylerin yanı sıra Arap ve Avrupalı ​​gökbilimciler tarafından kaydedildi. Bu en parlak armatür(kimin görünür değer parlaklığı -7,5'e ulaştığında) bir yıldan fazla bir süre gökyüzünde görünür durumda kaldı.
.
Yengeç Bulutsusu

1054'teki süpernova da son derece parlaktı (maksimum kadir -6), ancak yine de yalnızca Çinli gökbilimciler ve belki de Amerikan Kızılderilileri tarafından fark edildi. Bu muhtemelen en ünlü süpernovadır, çünkü onun kalıntısı, Charles Messier'in kataloğuna 1 numarayla dahil ettiği Boğa takımyıldızındaki Yengeç Bulutsusu'dur.

Ayrıca Çinli gökbilimcilere, 1181 yılında Cassiopeia takımyıldızında bir süpernovanın ortaya çıkışı hakkında bilgi borçluyuz. Bu kez 1572'de başka bir süpernova patladı. Bu süpernova, Avrupalı ​​gökbilimciler tarafından da fark edildi; Tycho Brahe, hem görünüşünü hem de parlaklığındaki müteakip değişimi "Yeni Yıldız Üzerine" adlı kitabında anlattı; bu süpernova, adı bu tür yıldızları belirtmek için yaygın olarak kullanılan terimin ortaya çıkmasına neden oldu. .

Süpernova Sessizliği

32 yıl sonra, 1604'te gökyüzünde başka bir süpernova ortaya çıktı. Tycho Brahe bu bilgiyi öğrencisi Johannes Kepler'e aktardı; o da "yeni yıldızı" takip etmeye başladı ve ona "Ophiuchus'un Ayaklarındaki Yeni Yıldız Üzerine" kitabını ithaf etti. Galileo Galilei'nin de gözlemlediği bu yıldız, bugün Galaksimizde patlayan ve çıplak gözle görülebilen son süpernova olmaya devam ediyor.

Ancak Samanyolu'nda yine Cassiopeia takımyıldızında (üç galaktik süpernova rekorunu elinde bulunduran takımyıldız) başka bir süpernovanın patladığına şüphe yok. Bu olaya dair görsel bir kanıt olmasa da gökbilimciler yıldızın bir kalıntısını buldular ve bunun 1667'de meydana gelen bir patlamaya karşılık gelmesi gerektiğini hesapladılar.

Samanyolu'nun dışında, gökbilimciler 1987A süpernovasına ek olarak Andromeda galaksisinde patlayan ikinci bir süpernova olan 1885'i de gözlemlediler.

Süpernova Gözlemi

Süpernova avcılığı sabır ve doğru yöntem gerektirir.

İlki gereklidir, çünkü hiç kimse bir süpernovayı ilk akşam keşfedebileceğinizi garanti etmez. Zaman kaybetmek istemiyorsanız ve bir süpernovayı keşfetme şansınızı gerçekten artırmak istiyorsanız ikincisi olmadan yapamazsınız. Asıl sorun, uzak galaksilerden birinde bir süpernova patlamasının ne zaman ve nerede meydana geleceğini tahmin etmenin fiziksel olarak imkansız olmasıdır. Bu nedenle bir süpernova avcısının her gece gökyüzünü taraması ve bu amaç için özenle seçilmiş düzinelerce galaksiyi kontrol etmesi gerekir.

Ne yapalım

En yaygın tekniklerden biri, teleskopu belirli bir galaksiye yöneltmek ve onun görünümünü daha önceki bir görüntüyle (çizim, fotoğraf, fotoğraf) karşılaştırmaktır. dijital görüntü), V ideal Gözlemlerin yapıldığı teleskopla yaklaşık olarak aynı büyütmede. Eğer orada bir süpernova ortaya çıkarsa hemen gözünüze çarpacaktır. Günümüzde birçok amatör gökbilimci, yıldızlı gökyüzünün fotoğraflarını doğrudan dijital formatta çekmelerine olanak tanıyan bilgisayar kontrollü teleskoplar ve CCD kameralar gibi profesyonel bir gözlemevine layık ekipmanlara sahiptir. Ancak bugün bile pek çok gözlemci, bir teleskopu belirli bir galaksiye doğrultarak ve göz merceğinden bakarak bir yerlerde başka bir yıldızın görünüp görünmediğini görmeyi umarak süpernova arayışına giriyor.

Gerekli ekipman

Süpernova avcılığı aşırı karmaşık ekipmanlar gerektirmez. Tabii ki teleskopunuzun gücünü de göz önünde bulundurmanız gerekir. Gerçek şu ki, her enstrümanın çeşitli faktörlere bağlı olan sınırlayıcı bir büyüklüğü vardır ve bunlardan en önemlisi merceğin çapıdır (ancak ışık kirliliğine bağlı olarak gökyüzünün parlaklığı da önemlidir: ne kadar küçükse). sınır değeri ne kadar yüksek olursa). Teleskopunuzla süpernova arayan yüzlerce galaksiye bakabilirsiniz. Ancak gözlem yapmaya başlamadan önce, galaksileri tanımlamak için gök haritalarının yanı sıra gözlemlemeyi planladığınız galaksilerin çizimleri ve fotoğraflarını da elinizde bulundurmanız çok önemlidir (süpernova avcıları için internette onlarca kaynak vardır) ve son olarak , her gözlem oturumu için verileri kaydedeceğiniz bir gözlem günlüğü.

Gece zorlukları

Süpernova avcılarının sayısı ne kadar fazlaysa, patlama anında bunların ortaya çıktığını hemen fark etme şansı da o kadar artar, bu da onların tüm ışık eğrilerini takip etmeyi mümkün kılar. Bu açıdan bakıldığında amatör gökbilimciler profesyonellere değerli yardımlar sağlamaktadır.

Süpernova avcıları gecenin soğuğuna ve nemine dayanmaya hazır olmalıdır. Ek olarak, uykululukla mücadele etmek zorunda kalacaklar (gece astronomik gözlemlerini sevenlerin temel ekipmanına her zaman sıcak kahveli bir termos dahildir). Ama er ya da geç sabırlarının karşılığını alacaklar!

20. yüzyılın önemli başarılarından biri, hidrojen ve helyumdan daha ağır olan hemen hemen tüm elementlerin yıldızların iç kısımlarında oluşup yıldızlararası ortama girdiğinin, süpernova patlamaları sonucu ortaya çıktığının anlaşılmasıydı; bu, evrenin en güçlü olaylarından biridir. Evren.

Fotoğraf: Parlayan yıldızlar ve gaz tutamları, Süpernova 1987A adı verilen devasa bir yıldızın kendi kendini yok etmesine nefes kesici bir fon sağlıyor. Gökbilimciler patlamayı gözlemledi Güney Yarımküre 23 Şubat 1987. Bu Hubble görüntüsü, dağınık gaz bulutlarındaki iç ve dış malzeme halkalarıyla çevrelenmiş süpernova kalıntılarını gösteriyor. Bu üç renkli görüntü, süpernova ve çevresindeki bölgenin Eylül 1994, Şubat 1996 ve Temmuz 1997'de çekilen çeşitli fotoğraflarının birleşimidir. Süpernova yakınındaki çok sayıda parlak mavi yıldız, her biri yaklaşık 12 milyon yaşında ve Güneş'ten 6 kat daha ağır olan devasa yıldızlardır. Hepsi patlayanla aynı nesil yıldızlara ait. Parlak gaz bulutlarının varlığı, hala yeni yıldızların doğuşu için verimli bir zemin olan bu bölgenin gençliğinin bir başka işaretidir.

Başlangıçta parlaklığı aniden 1000 kattan fazla artan tüm yıldızlara yeni deniyordu. Parlarken, bu tür yıldızlar aniden gökyüzünde belirdi, takımyıldızın olağan konfigürasyonunu bozdu ve parlaklıklarını birkaç bin kat maksimuma çıkardı, ardından parlaklıkları keskin bir şekilde düşmeye başladı ve birkaç yıl sonra eskisi kadar sönük hale geldiler. alevlerden önceydi. Her biri sırasında yıldızın kütlesinin binde biri kadarını yüksek hızda fırlattığı parlamaların tekrarı, yeni yıldızların karakteristik özelliğidir. Ve yine de, böyle bir parlama olgusunun büyüklüğüne rağmen, ne yıldızın yapısındaki temel bir değişiklikle ne de onun yok edilmesiyle ilişkili değildir.

Kendimizi parlaklık bakımından 3. büyüklüğü aşmayanlarla sınırlandırırsak, beş bin yıldan fazla bir süredir, 200'den fazla parlak yıldız parlaması hakkında bilgi korunmuştur. Ancak bulutsuların galaksi dışı doğası belirlendiğinde, içlerinde parıldayan yeni yıldızların, özellikleri açısından sıradan novalardan üstün olduğu ortaya çıktı, çünkü parlaklıkları çoğu zaman içinde bulundukları galaksinin tamamının parlaklığına eşit olduğu ortaya çıktı. alevlendi. Bu tür olayların olağandışı doğası, gökbilimcileri bu tür olayların sıradan novalardan tamamen farklı bir şey olduğu fikrine yöneltti ve bu nedenle, 1934'te Amerikalı gökbilimciler Fritz Zwicky ve Walter Baade'nin önerisi üzerine, parlamaları maksimum parlaklıkta olan yıldızların parlaklıklarına ulaştı. normal galaksiler ayrı, parlaklık açısından en parlak ve nadir bir süpernova sınıfı olarak tanımlandı.

Sıradan nova patlamalarının aksine, Galaksimizin mevcut durumundaki süpernova patlamaları son derece nadir görülen olaylardır ve her 100 yılda bir defadan fazla meydana gelmezler. En çarpıcı salgınlar 1006 ve 1054'te gerçekleşti; bunlarla ilgili bilgiler Çin ve Japon incelemelerinde yer alıyor. 1572'de, Cassiopeia takımyıldızında böyle bir yıldızın patlak vermesi, seçkin gökbilimci Tycho Brahe tarafından gözlemlendi ve 1604 yılında Ophiuchus takımyıldızındaki süpernova olayını izleyen son kişi Johannes Kepler'di. Astronomideki “teleskopik” çağın dört yüzyılı boyunca Galaksimizde bu tür parlamalar gözlemlenmedi. Güneş Sisteminin içindeki konumu, süpernova patlamalarını hacminin yaklaşık yarısında optik olarak gözlemleyebileceğimiz ve hacminin geri kalanında salgınların parlaklığı yıldızlararası emilim nedeniyle azalacak şekildedir. V.I. Krasovsky ve I.S. Shklovsky, Galaksimizde süpernova patlamalarının ortalama 100 yılda bir meydana geldiğini hesapladı. Diğer galaksilerde bu süreçler yaklaşık olarak aynı frekansta meydana gelir, dolayısıyla optik patlama aşamasındaki süpernovalarla ilgili ana bilgi, bunların diğer galaksilerdeki gözlemlerinden elde edildi.

Bu kadar güçlü fenomenleri incelemenin öneminin farkına varan ABD'deki Palomar Gözlemevi'nde çalışan gökbilimciler W. Baade ve F. Zwicky, 1936'da süpernova için sistematik ve sistematik bir araştırmaya başladılar. Ellerinde, onlarca derece karelik alanların fotoğraflanmasını mümkün kılan ve sönük yıldızların ve galaksilerin bile çok net görüntülerini veren Schmidt sisteminin bir teleskopu vardı. Üç yıl boyunca farklı galaksilerde 12 süpernova patlaması keşfettiler ve bunlar daha sonra fotometri ve spektroskopi kullanılarak incelendi. Gözlem teknolojisi geliştikçe, yeni keşfedilen süpernovaların sayısı istikrarlı bir şekilde arttı ve daha sonra otomatik aramaların devreye girmesi, keşiflerin sayısında çığ benzeri bir artışa yol açtı (yılda 100'den fazla süpernova). toplam sayı 1.500). Son yıllarda büyük teleskoplar da çok uzak ve sönük süpernovaları aramaya başladı, çünkü onların çalışmaları tüm Evrenin yapısı ve kaderi hakkında birçok soruya cevap verebilir. Bu tür teleskoplarla bir gecelik gözlemlerde 10'dan fazla uzaktaki süpernova keşfedilebilir.

Süpernova olayı olarak gözlemlenen bir yıldızın patlaması sonucu, çevresinde muazzam bir hızla (yaklaşık 10.000 km/s) genişleyen bir bulutsu oluşur. Yüksek genişleme hızı, süpernova kalıntılarının diğer bulutsulardan ayırt edilmesini sağlayan temel özelliktir. Süpernova kalıntılarında her şey, yıldızın dış katmanlarını dağıtan ve fırlatılan kabuğun tek tek parçalarına muazzam hızlar kazandıran muazzam bir güç patlamasından bahsediyor.

Yengeç Bulutsusu

Tek bir uzay nesnesi gökbilimcilere, Toros takımyıldızında gözlemlenen ve yüksek hızla uçup giden dağınık gazlı maddelerden oluşan nispeten küçük Yengeç Bulutsusu kadar değerli bilgi vermemiştir. 1054'te gözlenen bir süpernovanın kalıntısı olan bu bulutsu, bir radyo kaynağının tanımlandığı ilk galaktik nesne oldu. Radyo emisyonunun doğasının termal emisyonla hiçbir ortak yanının olmadığı ortaya çıktı: yoğunluğu, dalga boyuyla birlikte sistematik olarak artıyor. Yakında bu fenomenin doğasını açıklamak mümkün oldu. Süpernova kalıntısı, yarattığı şeyi tutan güçlü bir manyetik alana sahip olmalıdır. kozmik ışınlar(elektronlar, pozitronlar, atom çekirdekleri) ışık hızına yakın hızlara sahiptir. Manyetik alanda hareket yönünde dar bir ışın halinde elektromanyetik enerji yayarlar. Yengeç Bulutsusu'ndan gelen termal olmayan radyo emisyonunun keşfi, gökbilimcileri bu özelliği kullanarak süpernova kalıntılarını aramaya yöneltti.

Cassiopeia takımyıldızında bulunan bulutsunun özellikle güçlü bir radyo emisyon kaynağı olduğu ortaya çıktı; metre dalgalarında, ondan gelen radyo emisyonu akışı, Yengeç Bulutsusu'ndan gelen akıştan 10 kat daha yüksektir, ancak ikincisinden çok daha fazladır. . Hızla genişleyen bu bulutsu, optik ışınlarda oldukça zayıftır. Cassiopeia Bulutsusu'nun yaklaşık 300 yıl önce meydana gelen bir süpernova patlamasının kalıntısı olduğuna inanılıyor.

Kuğu takımyıldızındaki bir filaman bulutsu sistemi de eski süpernova kalıntılarının radyo emisyon özelliğini gösterdi. Radyo astronomisi, süpernova kalıntıları olduğu ortaya çıkan diğer birçok termal olmayan radyo kaynağının belirlenmesine yardımcı oldu. farklı yaşlarda. Böylece, onbinlerce yıl önce bile meydana gelen süpernova patlamalarının kalıntılarının, güçlü termal olmayan radyo emisyonları nedeniyle diğer nebulalar arasında öne çıktığı sonucuna varıldı.

Daha önce de belirtildiği gibi Yengeç Bulutsusu, X-ışını emisyonunun keşfedildiği ilk nesneydi. 1964 yılında, açısal boyutlarının 5 kat daha küçük olmasına rağmen, buradan yayılan X-ışını radyasyonunun kaynağının uzatıldığı keşfedildi. açısal boyutlar Yengeç Bulutsusu'nun kendisi. Buradan, X-ışını radyasyonunun bir zamanlar süpernova olarak patlayan bir yıldız tarafından değil, bulutsunun kendisi tarafından yayıldığı sonucuna varıldı.

Süpernova etkisi

23 Şubat 1987'de, komşu galaksimiz Büyük Macellan Bulutu'nda bir süpernova patladı; bu, modern astronomik aletlerle donanmış olarak ayrıntılı olarak inceleyebildikleri ilk gökbilimciler için son derece önemli hale geldi. Ve bu yıldız bir dizi öngörüyü doğruladı. Optik parlamayla eşzamanlı olarak, Japonya ve Ohio'da (ABD) kurulan özel dedektörler, yıldızın çekirdeğinin çökmesi sırasında çok yüksek sıcaklıklarda doğan ve kabuğunun içinden kolayca nüfuz eden temel parçacıklar olan bir nötrino akışı tespit etti. Bu gözlemler, çöken bir yıldızın çekirdeğinin kütlesinin yaklaşık %10'unun, çekirdeğin kendisi bir nötron yıldızına çökerken nötrino olarak yayıldığı yönündeki daha önceki bir öneriyi doğruladı. Çok büyük kütleli yıldızlarda, bir süpernova patlaması sırasında çekirdekler daha da büyük yoğunluklara sıkışır ve muhtemelen kara deliklere dönüşür, ancak yıldızın dış katmanları hâlâ dökülmektedir. Son yıllarda bazı kozmik gama ışını patlamaları ile süpernovalar arasında bir bağlantı olduğuna dair belirtiler ortaya çıktı. Kozmik gama ışını patlamalarının doğasının patlamaların doğasıyla ilişkili olması mümkündür.

Süpernova patlamalarının çevredeki yıldızlararası ortam üzerinde güçlü ve çeşitli etkileri vardır. Muazzam bir hızla fırlatılan süpernova zarfı, etrafındaki gazı toplayıp sıkıştırıyor, bu da gaz bulutlarından yeni yıldızların oluşumuna ivme kazandırabiliyor. Dr. John Hughes (Rutgers Üniversitesi) liderliğindeki bir gökbilimci ekibi, yörüngedeki Chandra X-ışını Gözlemevi'nden (NASA) yapılan gözlemleri kullanarak, önemli keşif süpernova patlamalarının silikon, demir ve diğer elementleri nasıl oluşturduğuna ışık tutuyor. Süpernova kalıntısı Cassiopeia A'nın (Cas A) X-ışını görüntüsü, patlama sırasında yıldızın iç kısmından çıkan silikon, kükürt ve demir yığınlarını ortaya çıkarıyor.

Chandra Gözlemevi tarafından elde edilen Cas A süpernova kalıntısı görüntülerinin yüksek kalitesi, netliği ve bilgi içeriği, gökbilimcilerin yalnızca kimyasal bileşim Bu kalıntının birçok düğümü, aynı zamanda bu düğümlerin tam olarak nerede oluştuğunu da bulmak için. Örneğin, en kompakt ve en parlak düğümler öncelikle silikon ve kükürt ile çok az demirden oluşur. Bu, süpernova patlamasıyla sonuçlanan çöküş sırasında sıcaklığın üç milyar dereceye ulaştığı yıldızın derinliklerinde oluştuklarını gösteriyor. Gökbilimciler diğer düğüm noktalarında çok şey keşfettiler. harika içerik bir miktar silikon ve kükürt katkılı demir. Bu madde, patlama sırasındaki sıcaklığın 300'ün üzerinde sıcaklığa ulaştığı bölgelerde daha da derinlerde oluştu. yüksek değerler dört ila beş milyar derece. Cas A süpernova kalıntısındaki hem silikon açısından zengin parlak hem de daha sönük, demir açısından zengin düğümlerin konumları karşılaştırıldığında, yıldızın en derin katmanlarından kaynaklanan “demir” özelliklerin, kalıntının dış kenarlarında yer aldığı ortaya çıktı. . Bu, patlamanın “demir” düğümleri diğerlerinden daha uzağa fırlattığı anlamına geliyor. Ve şimdi bile patlamanın merkezinden daha büyük bir hızla uzaklaşıyor gibi görünüyorlar. Chandra'nın elde ettiği verileri incelemek, süpernova patlamasının doğasını, sürecin dinamiklerini ve yeni elementlerin kökenini açıklayan teorisyenlerin önerdiği çeşitli mekanizmalardan birine karar vermemizi sağlayacak.

SN I süpernovaları çok benzer spektrumlara (hidrojen çizgileri olmadan) ve ışık eğrisi şekillerine sahipken, SN II spektrumları parlak hidrojen çizgileri içerir ve hem spektrum hem de ışık eğrilerindeki çeşitlilik ile karakterize edilir. Bu formda süpernovaların sınıflandırılması geçen yüzyılın 80'li yıllarının ortalarına kadar mevcuttu. CCD alıcılarının yaygın kullanımının başlamasıyla birlikte, gözlem materyalinin miktarı ve kalitesi önemli ölçüde arttı; bu, daha önce erişilemeyen soluk nesneler için spektrogramların elde edilmesini, çizgilerin yoğunluğunu ve genişliğini çok daha yüksek bir doğrulukla belirlemeyi mümkün kıldı ve ayrıca spektrumdaki daha zayıf çizgileri kaydetmek için. Sonuç olarak, süpernovaların görünüşte yerleşik olan ikili sınıflandırması hızla değişmeye ve daha karmaşık hale gelmeye başladı.

Süpernovalar patladıkları galaksi türlerine göre de farklılık gösterir. İÇİNDE sarmal galaksiler her iki türden süpernova patlar, ancak neredeyse yıldızlararası ortamın bulunmadığı ve yıldız oluşum sürecinin sona erdiği eliptik olanlarda, patlamadan önce yalnızca SN I tipi süpernovalar gözlemlenir - bunlar, kütleleri çok eski olan yıldızlardır. güneş enerjisine yakın. Ve bu tür süpernovaların spektrumları ve ışık eğrileri çok benzer olduğundan, sarmal galaksilerde aynı yıldızların patladığı anlamına gelir. Kütleleri Güneş'e yakın olan yıldızların evrim yolunun doğal sonu, eş zamanlı olarak gezegenimsi bulutsunun oluşmasıyla birlikte beyaz cüceye dönüşmesidir. Beyaz cüce, normal bir yıldızın evriminin son ürünü olduğundan neredeyse hiç hidrojen içermez.

Galaksimizde her yıl birkaç gezegenimsi bulutsu oluşur, bu nedenle bu kütledeki yıldızların çoğu yaşam yolunu sessizce tamamlar ve yalnızca yüz yılda bir SN tip I süpernova patlar. Diğer benzer yıldızların kaderine benzemeyen, tamamen özel bir sonu hangi nedenler belirliyor? Ünlü Hintli astrofizikçi S. Chandrasekhar, bir beyaz cücenin kütlesi yaklaşık 1,4 güneş kütlesinden azsa, sessizce ömrünü "yaşayacağını" gösterdi. Ancak yeterince yakın bir ikili sistemdeyse, güçlü yerçekimi, maddeyi eşlik eden yıldızdan "çekme" yeteneğine sahiptir, bu da kütlede kademeli bir artışa yol açar ve izin verilen sınırı aştığında. güçlü patlama, yıldızın ölümüne yol açar.

SN II süpernovaları açıkça gençlerle ilişkilidir. büyük yıldızlar, kabuklarında büyük miktarlarda hidrojen bulunan. Bu tür süpernova patlamaları, başlangıç ​​kütlesi 8 x 10 güneş kütlesinden fazla olan yıldızların evriminin son aşaması olarak kabul edilir. Genel olarak, bu tür yıldızların evrimi oldukça hızlı ilerler - birkaç milyon yıl içinde hidrojenlerini yakarlar, sonra helyum karbona dönüşür ve ardından karbon atomları daha yüksek enerjili atomlara dönüşmeye başlar. atom numaraları.

Doğada, büyük enerji salınımına sahip elementlerin dönüşümleri, çekirdekleri en kararlı olan demir ile biter ve füzyonları sırasında enerji salınımı meydana gelmez. Böylece bir yıldızın çekirdeği demir haline geldiğinde içindeki enerji salınımı durur, çekim kuvvetlerine artık direnemez ve bu nedenle hızla küçülmeye veya çökmeye başlar.

Çöküş sırasında meydana gelen süreçler henüz tam olarak anlaşılmaktan uzaktır. Ancak çekirdekteki tüm maddenin nötronlara dönüşmesi durumunda çekim kuvvetlerine direnebileceği biliniyor - yıldızın çekirdeği bir "nötron yıldızına" dönüşüyor ve çöküş duruyor. Bu durumda muazzam bir enerji açığa çıkar, yıldızın kabuğuna girer ve süpernova patlaması olarak gördüğümüz genişlemeye neden olur.

Bu beklenen bir şey genetik bağlantı süpernova patlamaları ile nötron yıldızlarının ve kara deliklerin oluşumu arasında. Eğer yıldızın evrimi daha önce "sessizce" gerçekleşmiş olsaydı, zarfının Güneş'in yarıçapından yüzlerce kat daha büyük bir yarıçapa sahip olması ve ayrıca SN II süpernova spektrumunu açıklamak için yeterli miktarda hidrojen tutması gerekirdi.

Süpernovalar ve pulsarlar

Bir süpernova patlamasından sonra, genişleyen kabuk ve çeşitli radyasyon türlerine ek olarak başka nesnelerin de kaldığı gerçeği, 1968'de radyo gökbilimcilerinin bir yıl önce radyasyonu yoğunlaşan radyo kaynakları olan pulsarları keşfetmeleri nedeniyle biliniyordu. kesin olarak tanımlanmış bir süre sonra tekrarlanan bireysel darbeler. Bilim adamları, nabızların katı periyodikliği ve periyotlarının kısalığı karşısında hayrete düştüler. En büyük ilgiyi, koordinatları gökbilimciler için çok ilginç olan bir bulutsunun koordinatlarına yakın olan pulsar çekti. güney takımyıldızı Bir süpernova patlamasının kalıntısı olduğu düşünülen Parusov'un periyodu yalnızca 0,089 saniyeydi. Ve Yengeç Bulutsusu'nun merkezinde bir pulsarın keşfedilmesinden sonra (periyodu saniyenin 1/30'u kadardı), pulsarların bir şekilde süpernova patlamalarıyla ilişkili olduğu ortaya çıktı. Ocak 1969'da Yengeç Bulutsusu'ndan gelen bir pulsar, aynı periyotta parlaklığını değiştiren 16. büyüklükte soluk bir yıldızla tanımlandı ve 1977'de Velae takımyıldızındaki bir pulsarın yıldızla birlikte tanımlanması mümkün oldu.

Pulsar radyasyonunun periyodikliği onların hızlı dönüş ancak tek bir sıradan yıldız, hatta bir beyaz cüce bile pulsarların karakteristik periyoduyla dönemezdi; merkezkaç kuvvetleri tarafından anında parçalanırdı ve yalnızca çok yoğun ve kompakt bir nötron yıldızı bunlara dayanabilirdi. Pek çok seçeneğin analiz edilmesinin bir sonucu olarak, bilim adamları, süpernova patlamalarına, varlığı yüksek kütleli yıldızların evrimi teorisi tarafından tahmin edilen, niteliksel olarak yeni bir nesne türü olan nötron yıldızlarının oluşumunun eşlik ettiği sonucuna vardılar.

Süpernova ve kara delikler

Süpernova patlaması ile kara delik oluşumu arasında doğrudan bir bağlantı olduğuna dair ilk kanıt İspanyol gökbilimciler tarafından elde edildi. Nova Scorpii 1994 ikili sistemindeki bir kara deliğin yörüngesindeki bir yıldızın yaydığı radyasyon üzerine yapılan bir araştırma, bu yıldızın büyük miktarlarda oksijen, magnezyum, silikon ve kükürt içerdiğini buldu. Bir süpernova patlamasından sağ kurtulan komşu bir yıldızın kara deliğe dönüştüğünde bu unsurların onun tarafından yakalandığı varsayımı var.

Süpernovalar (özellikle Tip Ia süpernovaları) Evrendeki en parlak yıldız şeklindeki nesneler arasındadır, dolayısıyla en uzaktakiler bile mevcut ekipmanlar kullanılarak incelenebilir. Nispeten yakın galaksilerde birçok Tip Ia süpernova keşfedildi. Bu galaksilere olan mesafelerin yeterince doğru tahminleri, içlerinde patlayan süpernovaların parlaklığını belirlemeyi mümkün kıldı. Uzaktaki süpernovaların ortalama olarak aynı parlaklığa sahip olduğunu varsayarsak, onlara olan mesafe, maksimum parlaklıkta gözlemlenen büyüklükten tahmin edilebilir. Süpernovaya olan mesafeyi, patladığı galaksinin uzaklaşma hızıyla (kırmızıya kayma) karşılaştırmak, Hubble sabiti olarak adlandırılan Evrenin genişlemesini karakterize eden ana miktarı belirlemeyi mümkün kılar.

10 yıl önce bile, 55 ila 100 km/s Mpc arasında neredeyse iki kat farklılık gösteren değerler elde edildi, ancak bugün doğruluk önemli ölçüde arttı, bunun sonucunda 72 km/s Mpc değeri kabul edildi (yaklaşık% 10'luk bir hatayla). Kırmızıya kayması 1'e yakın olan uzak süpernovalar için mesafe ile kırmızıya kayma arasındaki ilişki aynı zamanda Evrendeki maddenin yoğunluğuna bağlı miktarları belirlememize de olanak tanır. Einstein'ın genel görelilik teorisine göre uzayın eğriliğini belirleyen maddenin yoğunluğudur ve dolayısıyla gelecekteki kader Evren. Yani: süresiz olarak genişleyecek mi, yoksa bu süreç durup yerini sıkıştırmaya mı bırakacak? Süpernovalarla ilgili son araştırmalar, evrendeki madde yoğunluğunun büyük olasılıkla genişlemeyi durdurmaya yetmediğini ve devam edeceğini gösterdi. Bu sonucu doğrulamak için süpernovalara ilişkin yeni gözlemlere ihtiyaç var.

Süpernova veya süpernova patlaması- bir yıldızın parlaklığını 4-8 kadir (bir düzine kadir) kadar keskin bir şekilde değiştirdiği ve ardından parlamanın nispeten yavaş bir şekilde zayıfladığı bir olay. Bu, bazı yıldızların evriminin sonunda meydana gelen ve muazzam bir enerjinin açığa çıkmasının eşlik ettiği felaketsel bir sürecin sonucudur.

Kural olarak, süpernovalar olaydan sonra, yani olay zaten meydana geldiğinde ve radyasyonu Dünya'ya ulaştığında gözlemlenir. Bu nedenle süpernovaların doğası uzun süre belirsizdi. Ancak şimdi bu tür salgınlara yol açacak pek çok senaryo öneriliyor, ancak ana hükümler zaten oldukça açık.

Patlamaya, yıldızın dış kabuğundan önemli bir madde kütlesinin yıldızlararası uzaya fırlatılması eşlik eder ve maddenin geri kalan kısmından, patlayan yıldızın çekirdeğinden, kural olarak, kompakt bir nesne oluşur - patlamadan önceki yıldızın kütlesi 8 güneş kütlesinden (M ☉) fazlaysa bir nötron yıldızı veya yıldız kütlesi 20 M ☉'nin üzerinde olan bir siyah yıldız (patlamadan sonra çekirdeğin kütlesi bitti) 5M ☉). Birlikte bir süpernova kalıntısı oluştururlar.

Daha önce elde edilen spektrumlar ve ışık eğrilerinin, kalıntıların ve olası öncü yıldızların incelenmesiyle birlikte kapsamlı bir şekilde incelenmesi, daha ayrıntılı modeller oluşturmayı ve patlama sırasında var olan koşulları incelemeyi mümkün kılıyor.

Diğer şeylerin yanı sıra, parlama sırasında fırlatılan malzeme büyük ölçüde yıldızın ömrü boyunca meydana gelen termonükleer füzyon ürünlerini içeriyor. Süpernovalar sayesinde bir bütün olarak Evren ve özellikle de her galaksi kimyasal olarak gelişir.

İsim yansıtıyor tarihsel süreç Parlaklığı zaman içinde önemli ölçüde değişen, nova adı verilen yıldızların incelenmesi.

İsim etiketten oluşur SN, ardından açılış yılı ve ardından bir veya iki harfli bir isim gelir. İçinde bulunduğumuz yılın ilk 26 süpernovası, adının sonunda tek harfle adlandırılmıştır: büyük harfler itibaren A ile Z. Geriye kalan süpernovalar küçük harflerden iki harfli adlar alırlar: aa, ab, ve benzeri. Doğrulanmamış süpernovalar harflerle gösterilir PSN(İng. olası süpernova) gök koordinatları şu formattadır: Jhhmmsss+ddmmss.

Büyük resim

Işık eğrileri

Tip I'in ışık eğrileri oldukça benzerdir: 2-3 gün boyunca keskin bir artış olur, ardından 25-40 gün boyunca yerini önemli bir düşüşe (3 kadir) bırakır, ardından yavaş yavaş, neredeyse doğrusal bir zayıflama gelir. büyüklük ölçeği. Ia işaret fişekleri için maksimumun ortalama mutlak büyüklüğü M B = − 19,5 m (\textstyle M_(B)=-19,5^(m)), Ib\c için - .

Ancak tip II'nin ışık eğrileri oldukça çeşitlidir. Bazıları için eğriler tip I'dekilere benziyordu, ancak doğrusal aşama başlayana kadar parlaklıkta daha yavaş ve daha uzun süreli bir düşüş vardı. Zirveye ulaşan diğerleri 100 güne kadar bu seviyede kaldılar ve ardından parlaklık keskin bir şekilde düştü ve doğrusal bir "kuyruğa" ulaştı. Maksimumun mutlak büyüklüğü büyük ölçüde değişir. − 20 m (\textstyle -20^(m)) ile − 13 m (\textstyle -13^(m)). IIp için ortalama değer - M B = − 18 m (\textstyle M_(B)=-18^(m)), II-L için M B = − 17 m (\textstyle M_(B)=-17^(m)).

Spektrum

Yukarıdaki sınıflandırma, çeşitli türlerdeki süpernova spektrumlarının bazı temel özelliklerini zaten içermektedir; nelerin dahil edilmediği üzerinde duralım. İlk ve çok önemli özellik elde edilen spektrumların kodunun çözülmesini uzun süre engelleyen ana çizgiler çok geniştir.

Tip II ve Ib\c süpernovalarının spektrumları şu şekilde karakterize edilir:

• Parlaklık maksimumuna yakın dar soğurma özelliklerinin ve dar yer değiştirmemiş emisyon bileşenlerinin varlığı.
• Ultraviyole radyasyonda gözlenen çizgiler , , .

Optik aralık dışındaki gözlemler

Flaş hızı

Parlamaların sıklığı galaksideki yıldız sayısına veya sıradan galaksiler için aynı olan parlaklığa bağlıdır. Farklı gökada türlerindeki parlamaların sıklığını karakterize eden genel olarak kabul edilen bir miktar SNu'dur:

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

Nerede L ⊙ (B) (\textstyle L_(\odot )(B))- B filtresindeki Güneş'in parlaklığı. Farklı parlama türleri için değeri:

Bu durumda süpernova Ib/c ve II sarmal kollara doğru çekilir.

Süpernova kalıntılarını gözlemlemek

Geriye kalan gençlerin kanonik şeması aşağıdaki gibidir:

1. Olası kompakt kalan; genellikle bir pulsar, ancak muhtemelen bir kara delik
2. Yıldızlararası maddede yayılan dış şok dalgası.
3. Süpernova fırlatılan malzemede yayılan bir geri dönüş dalgası.
4. İkincil, pıhtılar halinde yayılıyor yıldızlararası ortam ve yoğun süpernova emisyonlarında.

Birlikte aşağıdaki resmi oluştururlar: Dış şok dalgasının ön kısmının arkasında, gaz T S ≥ 10 7 K sıcaklıklarına ısıtılır ve X-ışını aralığında 0,1-20 keV foton enerjisiyle yayılır; arkadaki gaz da benzer şekilde; geri dönüş dalgasının ön tarafı, X-ışını radyasyonunun ikinci bir bölgesini oluşturur. Yüksek derecede iyonize olmuş Fe, Si, S, vb. çizgiler her iki katmandan gelen radyasyonun termal doğasını gösterir.

Genç kalıntıdan gelen optik radyasyon, ikincil dalganın ön kısmının arkasında kümeler halinde gaz oluşturur. İçlerindeki yayılma hızı daha yüksek olduğundan gaz daha hızlı soğur ve radyasyon X-ışını aralığından optik aralığa geçer. Optik radyasyonun darbe kaynağı, çizgilerin göreceli yoğunluğuyla doğrulanır.

Teorik açıklama

Gözlemlerin ayrıştırılması

Süpernova Ia'nın doğası diğer salgınların doğasından farklıdır. Bu, eliptik gökadalarda tip Ib\c ve tip II parlamaların bulunmaması ile açıkça kanıtlanmaktadır. İtibaren Genel bilgi ikincisi hakkında orada çok az gaz ve mavi yıldızların olduğu ve yıldız oluşumunun 10 10 yıl önce sona erdiği biliniyor. Bu, tüm büyük yıldızların evrimlerini zaten tamamladıkları ve yalnızca güneş kütlesinden daha az kütleye sahip yıldızların kaldığı ve daha fazlasının olmadığı anlamına gelir. Yıldızların evrimi teorisinden bu tip yıldızların patlatılamayacağı, dolayısıyla 1-2M ⊙ kütleli yıldızlar için yaşam uzatma mekanizmasına ihtiyaç duyulduğu bilinmektedir.

Ia\Iax spektrumunda hidrojen çizgilerinin bulunmaması, orijinal yıldızın atmosferinde son derece az hidrojen bulunduğunu gösterir. Fırlatılan maddenin kütlesi oldukça büyüktür - 1M ⊙, esas olarak karbon, oksijen ve diğer ağır elementleri içerir. Kaymış Si II çizgileri de fırlatma sırasında nükleer reaksiyonların aktif olarak meydana geldiğini gösteriyor. Bütün bunlar öncül yıldızın beyaz bir cüce, büyük olasılıkla karbon-oksijen olduğuna ikna ediyor.

Tip Ib\c ve tip II süpernovaların sarmal kollarının çekiciliği, öncül yıldızın 8-10M⊙ kütleli kısa ömürlü O-yıldızları olduğunu gösterir.

Termonükleer patlama

Gerekli miktarda enerjiyi serbest bırakmanın yollarından biri, termonükleer yanmaya katılan maddenin kütlesindeki keskin bir artış, yani termonükleer bir patlamadır. Ancak tek yıldızların fiziği buna izin vermiyor. Ana dizide yer alan yıldızlardaki süreçler dengededir. Bu nedenle tüm modeller son aşamayı dikkate alır. yıldız evrimi- beyaz cüceler. Ancak ikincisinin kendisi sabit bir yıldızdır ve her şey ancak Chandrasekhar sınırına yaklaşıldığında değişebilir. Bu, termonükleer bir patlamanın yalnızca çoklu yıldız sistemlerinde, büyük olasılıkla çift yıldızlarda mümkün olduğu yönünde kesin bir sonuca varıyor.

Bu şemada patlamaya karışan maddenin durumunu, kimyasal bileşimini ve nihai kütlesini etkileyen iki değişken vardır.

• İkinci yoldaş, maddenin birinciye aktığı sıradan bir yıldızdır.
• İkinci yoldaş ise aynı beyaz cücedir. Bu senaryoya çift dejenerasyon denir.

• Chandrasekhar sınırı aşıldığında bir patlama meydana gelir.
• Patlama ondan önce meydana gelir.

Tüm süpernova Ia senaryolarının ortak noktası, patlayan cücenin büyük olasılıkla karbon-oksijen olmasıdır. Merkezden yüzeye doğru ilerleyen patlayıcı yanma dalgasında aşağıdaki reaksiyonlar meydana gelir:

Reaksiyona giren maddenin kütlesi patlamanın enerjisini ve buna bağlı olarak maksimum parlaklığı belirler. Beyaz cücenin tüm kütlesinin tepki verdiğini varsayarsak patlamanın enerjisi 2,2 · 10 · 51 erg olacaktır.

Işık eğrisinin diğer davranışı esas olarak bozunma zinciri tarafından belirlenir:

İzotop 56 Ni kararsızdır ve yarı ömrü 6,1 gündür. Sonraki e-yakalama, ağırlıklı olarak uyarılmış durumda 1,72 MeV enerjiye sahip 56 Co'luk bir çekirdeğin oluşumuna yol açar. Bu seviye kararsızdır ve elektronun temel duruma geçişine, 0,163 MeV'den 1,56 MeV'ye kadar enerjilere sahip bir γ kuantum dizisinin emisyonu eşlik eder. Bu kuantumlar Compton saçılımına maruz kalır ve enerjileri hızla ~100 keV'ye düşer. Bu tür kuantumlar zaten fotoelektrik etki tarafından etkili bir şekilde emilir ve sonuç olarak maddeyi ısıtır. Yıldız genişledikçe yıldızdaki madde yoğunluğu azalır, foton çarpışmalarının sayısı azalır ve yıldızın yüzeyindeki malzeme radyasyona karşı şeffaf hale gelir. Teorik hesaplamaların gösterdiği gibi bu durum yıldızın maksimum parlaklığına ulaşmasından yaklaşık 20-30 gün sonra ortaya çıkar.

Başlangıçtan 60 gün sonra madde γ-radyasyonuna karşı şeffaf hale gelir. Işık eğrisi katlanarak azalmaya başlar. Bu zamana kadar, 56 Ni izotopu zaten bozunmuştur ve enerji salınımı, 4,2 MeV'ye kadar uyarılma enerjileriyle 56 Co'nun 56 Fe'ye (T 1/2 = 77 gün) β bozunmasından kaynaklanmaktadır.

Yerçekimi çekirdeği çöküşü

Gerekli enerjinin açığa çıkmasıyla ilgili ikinci senaryo ise yıldızın çekirdeğinin çökmesidir. Kütlesi, kalıntısının kütlesine tam olarak eşit olmalıdır - bir nötron yıldızı, elde ettiğimiz tipik değerlerin yerine geçer:

burada M = 0 ve R = 10 km, G yer çekimi sabitidir. Bunun için karakteristik zaman:

burada ρ 12 yıldızın yoğunluğu olup, 10 12 g/cm3'e normalize edilmiştir.

Elde edilen değer, şu değerden iki kat daha büyüktür: kinetik enerji kabuklar. Bir yandan açığa çıkan enerjiyi taşıması, diğer yandan maddeyle etkileşime girmemesi gereken bir taşıyıcıya ihtiyaç vardır. Nötrinolar böyle bir taşıyıcının rolüne uygundur.

Bunların oluşumundan çeşitli süreçler sorumludur. Bir yıldızın istikrarsızlaşması ve büzülmenin başlaması için ilk ve en önemlisi nötronizasyon sürecidir:

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 (\displaystyle ()^(56)Fe+e^(-)\to ()^(56)Mn+\nu _(e))

Bu reaksiyonlardan çıkan nötrinolar %10'u taşır. Soğutmadaki ana rol URKA süreçleri (nötrino soğutma) tarafından oynanır:

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

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

Protonlar ve nötronlar yerine atom çekirdekleri de hareket ederek oluşturabilirler. kararsız izotop, beta bozunmasına uğrayan:

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 .

(\displaystyle (A,Z-1)\to (A,Z)+e^(-)+(\tilde (\nu ))_(e).) ρ n sen c = 2, 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14)) g/cm3 .

Nötronizasyon işlemlerinin yalnızca 10 11 /cm3 yoğunluklarda meydana geldiğini ve yalnızca yıldız çekirdeğinde gerçekleştirilebildiğini unutmayın. Bu, hidrodinamik dengenin yalnızca içinde bozulduğu anlamına gelir. Dış katmanlar yerel hidrodinamik dengededir ve çöküş ancak merkezi çekirdek büzülüp oluştuktan sonra başlar. sert yüzey. Bu yüzeyden geri tepme, kabuğun serbest kalmasını sağlar.

Genç bir süpernova kalıntısının modeli

Süpernova kalıntısı evrim teorisi

Süpernova kalıntısının evriminde üç aşama vardır:

Kabuğun genişlemesi, kalıntıdaki gazın basıncı yıldızlararası ortamdaki gazın basıncına eşit olduğu anda durur. Bundan sonra kalıntı, düzensiz hareket eden bulutlarla çarpışarak dağılmaya başlar. Rezorpsiyon süresi ulaşır:

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)) yıllar

Senkrotron radyasyonunun oluşum teorisi

Ayrıntılı bir açıklamanın oluşturulması

Süpernova kalıntılarını arayın

Öncü yıldızları arayın

Süpernova Ia teorisi

Yukarıda açıklanan süpernova Ia teorilerindeki belirsizliklere ek olarak, patlamanın mekanizması da pek çok tartışmanın kaynağı olmuştur. Çoğu zaman modeller aşağıdaki gruplara ayrılabilir:

• Anında patlama
• Gecikmeli patlama
• Titreşimli gecikmeli patlama
• Türbülanslı hızlı yanma

En azından her kombinasyon için başlangıç ​​koşulları Listelenen mekanizmalar şu veya bu varyasyonda bulunabilir. Ancak önerilen modellerin yelpazesi bununla sınırlı değildir. Bir örnek, iki beyaz cücenin aynı anda patladığı bir modeldir. Doğal olarak bu ancak her iki bileşenin de evrimleştiği senaryolarda mümkündür.

Kimyasal evrim ve yıldızlararası ortam üzerindeki etkisi

Evrenin kimyasal evrimi. Atom numarası demirden büyük olan elementlerin kökeni

Süpernova patlamaları, yıldızlararası ortamın atom numaraları daha büyük olan elementlerle (veya dedikleri gibi) yenilenmesinin ana kaynağıdır. daha ağır) O . Ancak bunlara yol açan süreçler çeşitli gruplar elementler ve hatta kendi izotopları.

R süreci

r-süreci sırasında nötronların sıralı yakalanması yoluyla daha hafif çekirdeklerden daha ağır çekirdeklerin oluşma sürecidir ( N,γ) reaksiyonları ve nötron yakalama hızı izotopun β− bozunma hızından daha yüksek olana kadar devam eder. Başka bir deyişle, n nötronun ortalama yakalanma süresi τ(n,γ)şöyle olmalı:

burada τ β, r-sürecinin bir zincirini oluşturan çekirdeklerin β-bozunmasının ortalama süresidir. Bu durum nötron yoğunluğuna bir sınırlama getirir çünkü:

Nerede (σ n γ , v n) ¯ (\displaystyle (\overline ((\sigma _(n\gamma),v_(n))))- reaksiyon kesitinin ürünü ( N, γ) hedef çekirdeğe göre nötron hızı üzerinde, hız dağılımının Maxwell spektrumu üzerinden ortalaması alınır. R-sürecinin ağır ve orta çekirdeklerde gerçekleştiği dikkate alındığında 0,1 s< τ β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 10 9 , получим характерную плотность

Bu tür koşullar şu şekilde elde edilir:

ν-süreci

Ana makale: ν-süreci

ν-süreci nötrinoların atom çekirdeği ile etkileşimi yoluyla bir nükleosentez sürecidir. 7 Li, 11 B, 19 F, 138 La ve 180 Ta izotoplarının ortaya çıkmasından sorumlu olabilir.

Galaksinin yıldızlararası gazının büyük ölçekli yapısı üzerindeki etkisi

Gözlem geçmişi

Hipparchus'un sabit yıldızlara olan ilgisi, bir süpernovanın gözlemlenmesinden ilham almış olabilir (Pliny'ye göre). Süpernova SN 185 olarak tanımlanan en eski kayıt (İngilizce) MS 185 yılında Çinli gökbilimciler tarafından yapılmıştır. Bilinen en parlak süpernova SN 1006, Çinli ve Arap gökbilimciler tarafından ayrıntılı olarak tanımlanmıştır. Yengeç Bulutsusu'nu doğuran süpernova SN 1054 iyi bir şekilde gözlemlendi. Süpernova SN 1572 ve SN 1604 görüldü çıplak göz ve vardı büyük değer Avrupa'da astronominin gelişmesinde, Ay ve Güneş sisteminin ötesindeki dünyanın değişmediği yönündeki Aristotelesçi düşünceye karşı bir argüman olarak kullanıldılar. Johannes Kepler, 17 Ekim 1604'te SN 1604'ü gözlemlemeye başladı. Bu, parlaklığın arttığı aşamada kaydedilen ikinci süpernovaydı (Tycho Brahe tarafından Cassiopeia takımyıldızında gözlemlenen SN 1572'den sonra).

Teleskopların gelişmesiyle birlikte, 1885 yılında Andromeda Bulutsusu'ndaki süpernova S Andromeda'nın gözlemlenmesiyle başlayarak, diğer galaksilerdeki süpernovaları gözlemlemek mümkün hale geldi. Yirminci yüzyıl boyunca, başarılı modeller Her bir süpernova türü için ve yıldız oluşumundaki rollerinin anlaşılması arttı. 1941'de Amerikalı gökbilimciler Rudolf Minkowski ve Fritz Zwicky, süpernovalar için modern bir sınıflandırma şeması geliştirdiler.

1960'larda gökbilimciler süpernova patlamalarının maksimum parlaklığının standart bir mum, dolayısıyla bir gösterge olarak kullanılabileceğini keşfettiler. astronomik mesafeler. Süpernovalar artık kozmolojik mesafeler hakkında önemli bilgiler sağlıyor. En uzaktaki süpernovanın beklenenden daha sönük olduğu ortaya çıktı. modern fikirler, Evrenin genişlemesinin hızlandığını gösteriyor.

Yazılı gözlem kayıtları olmayan süpernova patlamalarının geçmişini yeniden yapılandırmak için yöntemler geliştirildi. Süpernova Cassiopeia A'nın tarihi, nebuladan gelen ışık yankısından belirlenirken, süpernova kalıntısı RX J0852.0-4622'nin yaşı belirlendi. (İngilizce) titanyum-44'ün bozunmasından kaynaklanan sıcaklık ve γ emisyonları ölçülerek tahmin edilir. 2009 yılında Antarktika buzu Süpernova patlamasının zamanlamasına karşılık gelen nitratlar keşfedildi.

23 Şubat 1987'de, teleskobun icadından bu yana gözlemlenen Dünya'ya en yakın süpernova SN 1987A, Dünya'dan 168 bin ışıkyılı uzaklıktaki Büyük Macellan Bulutu'nda patladı. İlk kez parlamadan kaynaklanan nötrino akışı kaydedildi. Parlama, ultraviyole, X-ışını ve gama ışını aralıklarındaki astronomik uydular kullanılarak yoğun bir şekilde incelendi. Süpernova kalıntısı ALMA, Hubble ve Chandra kullanılarak incelendi. Bazı modellere göre parlamanın olduğu yerde bulunması gereken ne bir nötron yıldızı ne de bir kara delik henüz keşfedilmedi.

22 Ocak 2014, takımyıldızında bulunan M82 galaksisinde Büyük Kepçe, SN 2014J süpernovası patladı. Galaxy M82, galaksimizden 12 milyon ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır ve görünen büyüklüğü 9'un biraz altındadır. Bu süpernova, 1987'den bu yana Dünya'ya en yakın süpernovadır (SN 1987A).

En ünlü süpernovalar ve kalıntıları

• Süpernova SN 1604 (Kepler Süpernovası)
• Süpernova G1.9+0.3 (Galaksimizde bilinen en genç)

Galaksimizdeki tarihsel süpernova (gözlenen)

İnsanların süpernova gibi ilginç bir olayı gözlemleyebilmesi oldukça nadirdir. Ancak bu sıradan bir yıldız doğumu değil çünkü galaksimizde her yıl on kadar yıldız doğuyor. Süpernova yalnızca yüz yılda bir gözlemlenebilen bir olaydır. Yıldızlar çok parlak ve güzel bir şekilde ölüyor.

Bir süpernova patlamasının neden meydana geldiğini anlamak için yıldızın doğuşuna dönmemiz gerekiyor. Hidrojen uzayda uçuyor ve yavaş yavaş bulutlar halinde toplanıyor. Bulut yeterince büyüdüğünde merkezinde yoğunlaşmış hidrojen birikmeye başlar ve sıcaklık giderek artar. Yerçekiminin etkisi altında, gelecekteki yıldızın çekirdeği toplanır ve burada artan sıcaklık ve artan yerçekimi sayesinde termonükleer füzyon reaksiyonu gerçekleşmeye başlar. Bir yıldızın kendine ne kadar hidrojen çekebileceği, onun kırmızı cüceden mavi deve kadar gelecekteki büyüklüğünü belirler. Zamanla yıldızın işinde denge kurulur, dış katmanlar çekirdeğe baskı yapar ve termonükleer füzyon enerjisi nedeniyle çekirdek genişler.

Yıldız benzersizdir ve herhangi bir reaktör gibi, bir gün yakıtı, yani hidrojeni tükenecektir. Ancak bir süpernovanın nasıl patladığını görmemiz için biraz daha zaman geçmesi gerekiyor, çünkü reaktörde hidrojen yerine başka bir yakıt (helyum) oluştu ve yıldız bunu yakmaya başlayacak, onu oksijene ve sonra da oksijene dönüştürecek. karbon. Ve bu, yıldızın çekirdeğinde demir oluşuncaya kadar devam edecek. termonükleer reaksiyon enerjiyi açığa çıkarmaz ancak tüketir. Bu koşullar altında bir süpernova patlaması meydana gelebilir.

Çekirdek ağırlaşır ve soğur, bu da daha hafif olan üst katmanların üzerine düşmesine neden olur. Füzyon yeniden başlıyor, ancak bu sefer normalden daha hızlı, bunun sonucunda yıldız patlıyor ve içindeki maddeyi çevredeki boşluğa saçıyor. Bilinenlere bağlı olarak arkasında da kalabilir - (inanılmaz derecede yüksek yoğunluğa sahip, çok yüksek ve ışık yayabilen bir madde). Bu tür oluşumlar çok sonra kalır büyük yıldızlarçok ağır elementlere termonükleer füzyon üretebildiler. Daha küçük yıldızlar, geride neredeyse hiç ışık yaymayan fakat aynı zamanda yüksek madde yoğunluğuna sahip olan nötron veya demir küçük yıldızları bırakır.

Novalar ve süpernovalar yakından ilişkilidir çünkü bunlardan birinin ölümü yenisinin doğuşu anlamına gelebilir. Bu süreç sonsuza kadar devam eder. Bir süpernova milyonlarca ton maddeyi çevredeki alana taşır, bunlar tekrar bulutlar halinde toplanır ve yeni bir maddenin oluşumu başlar. gök cismi. Bilim adamları her şeyin olduğunu söylüyor ağır elementler Güneş sistemimizde bulunan Güneş, doğumu sırasında bir zamanlar patlayan bir yıldızdan “çaldı”. Doğa muhteşemdir ve bir şeyin ölümü her zaman yeni bir şeyin doğuşu anlamına gelir. İÇİNDE uzay Madde bozunur ve yıldızlarda oluşur, bu da Evrenin büyük dengesini yaratır.