Σύμφωνα με τους αστρονόμους, το 2022 η πιο φωτεινή έκρηξη σουπερνόβα στον αστερισμό του Κύκνου θα είναι ορατή από τη Γη. Το φλας θα μπορεί να ξεπεράσει τη λάμψη των περισσότερων αστεριών στον ουρανό! Η έκρηξη σουπερνόβα είναι ένα σπάνιο φαινόμενο, αλλά δεν θα είναι η πρώτη φορά που η ανθρωπότητα παρατηρεί το φαινόμενο. Γιατί είναι τόσο συναρπαστικό αυτό το φαινόμενο;
ΤΡΟΜΕΡΑ ΣΗΜΑΔΙΑ ΤΟΥ ΠΑΡΕΛΘΟΝΤΟΣ
Έτσι, πριν από 5000 χρόνια, οι κάτοικοι του Αρχαίου Σουμερίου ήταν τρομοκρατημένοι - οι θεοί έδειξαν ότι ήταν θυμωμένοι δείχνοντας ένα σημάδι. Ο δεύτερος ήλιος έλαμπε στον ουρανό, έτσι ακόμα και τη νύχτα ήταν τόσο φωτεινός όσο η μέρα! Προσπαθώντας να αποτρέψουν την καταστροφή, οι Σουμέριοι έκαναν πλούσιες θυσίες και προσεύχονταν ακούραστα στους θεούς - και αυτό είχε αποτέλεσμα. Ο Αν, ο θεός του ουρανού, απέσυρε τον θυμό του - ο δεύτερος ήλιος άρχισε να σβήνει και σύντομα εξαφανίστηκε εντελώς από τον ουρανό.
Αυτός είναι ο τρόπος με τον οποίο οι επιστήμονες ανακατασκευάζουν γεγονότα που συνέβησαν πριν από περισσότερα από πέντε χιλιάδες χρόνια, όταν ένα σουπερνόβα εξερράγη πάνω από το Αρχαίο Σούμερ. Αυτά τα γεγονότα έγιναν γνωστά από μια σφηνοειδή πλάκα που περιείχε μια ιστορία για τη «δεύτερη θεότητα του ήλιου» που εμφανίστηκε στη νότια πλευρά του ουρανού. Οι αστρονόμοι βρήκαν ίχνη ενός αστρικού κατακλυσμού - το νεφέλωμα Parus X παραμένει από το σουπερνόβα που τρόμαξε τους Σουμέριους.
Σύμφωνα με τα σύγχρονα επιστημονικά δεδομένα, η φρίκη των αρχαίων κατοίκων της Μεσοποταμίας ήταν σε μεγάλο βαθμό δικαιολογημένη - αν μια έκρηξη σουπερνόβα είχε συμβεί κάπως πιο κοντά στο ηλιακό σύστημα, όλη η ζωή στην επιφάνεια του πλανήτη μας θα είχε καεί από την ακτινοβολία.
Αυτό συνέβη ήδη μια φορά, όταν πριν από 440 εκατομμύρια χρόνια συνέβη μια έκρηξη σουπερνόβα σε περιοχές του διαστήματος σχετικά κοντά στον ήλιο. Χιλιάδες έτη φωτός από τη Γη, ένα τεράστιο αστέρι έγινε σουπερνόβα και ο πλανήτης μας κάηκε από θανατηφόρα ακτινοβολία. Τα παλαιοζωικά τέρατα, που είχαν την ατυχία να ζήσουν εκείνη την εποχή, μπορούσαν να δουν πώς μια εκτυφλωτική ακτινοβολία που εμφανίστηκε ξαφνικά στον ουρανό έκλεισε τον ήλιο - και αυτό ήταν το τελευταίο πράγμα που είδαν στη ζωή τους. Μέσα σε λίγα δευτερόλεπτα, η ακτινοβολία του σουπερνόβα κατέστρεψε το στρώμα του όζοντος του πλανήτη και η ακτινοβολία σκότωσε τη ζωή στην επιφάνεια της Γης. Ευτυχώς, η επιφάνεια των ηπείρων του πλανήτη μας εκείνη την εποχή ήταν σχεδόν χωρίς κατοίκους και η ζωή ήταν κρυμμένη στους ωκεανούς. Το πάχος του νερού προστάτευε από την ακτινοβολία του σουπερνόβα, αλλά και πάλι πάνω από το 60% των θαλάσσιων ζώων πέθαναν!
Μια έκρηξη σουπερνόβα είναι ένας από τους πιο τεράστιους κατακλυσμούς στο Σύμπαν. Ένα αστέρι που εκρήγνυται απελευθερώνει μια απίστευτη ποσότητα ενέργειας - μέσα σε σύντομο χρονικό διάστημα, ένα αστέρι εκπέμπει περισσότερο φως από δισεκατομμύρια αστέρια στον γαλαξία.
ΕΞΕΛΙΞΗ ΤΩΝ SUPERNOVES
Οι αστρονόμοι έχουν από καιρό παρατηρήσει μακρινές εκρήξεις σουπερνόβα χρησιμοποιώντας ισχυρά τηλεσκόπια. Αρχικά, αυτό το φαινόμενο έγινε αντιληπτό ως μια ακατανόητη περιέργεια, αλλά στο τέλος του πρώτου τετάρτου του 20ου αιώνα, οι αστρονόμοι έμαθαν να προσδιορίζουν τις διαγαλαξιακές αποστάσεις. Τότε έγινε σαφές από ποια αδιανόητη απόσταση έρχεται το φως των σουπερνόβα στη Γη και τι απίστευτη δύναμη έχουν αυτές οι λάμψεις. Ποια είναι όμως η φύση αυτού του φαινομένου;
Τα αστέρια σχηματίζονται από κοσμικές συσσωρεύσεις υδρογόνου. Τέτοια νέφη αερίου καταλαμβάνουν τεράστιους χώρους και μπορούν να έχουν κολοσσιαία μάζα, ίση με εκατοντάδες ηλιακές μάζες. Όταν ένα τέτοιο νέφος είναι αρκετά πυκνό, αρχίζουν να δρουν βαρυτικές δυνάμεις, προκαλώντας συμπίεση του αερίου, που προκαλεί έντονη θέρμανση. Μόλις φτάσουμε σε ένα ορισμένο όριο, αρχίζουν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στο θερμαινόμενο και συμπιεσμένο κέντρο του νέφους - έτσι "φωτίζονται" τα αστέρια.
Το φλεγόμενο αστέρι έχει μεγάλη διάρκεια ζωής: το υδρογόνο στα έγκατα του άστρου μετατρέπεται σε ήλιο (και στη συνέχεια σε άλλα στοιχεία του περιοδικού πίνακα, συμπεριλαμβανομένου του σιδήρου) για εκατομμύρια, ακόμη και δισεκατομμύρια χρόνια. Επιπλέον, όσο μεγαλύτερο είναι το αστέρι, τόσο μικρότερη είναι η ζωή του. Οι κόκκινοι νάνοι (η λεγόμενη κατηγορία μικρών αστεριών) έχουν διάρκεια ζωής τρισεκατομμυρίων ετών, ενώ τα γιγάντια αστέρια μπορούν να «καούν» στα χιλιοστά αυτής της περιόδου.
Το αστέρι «ζει» όσο διατηρείται η «ισορροπία δυνάμεων» μεταξύ των βαρυτικών δυνάμεων που το συμπιέζουν και των θερμοπυρηνικών αντιδράσεων που εκπέμπουν ενέργεια και τείνουν να «απωθήσουν» την ύλη. Εάν το αστέρι είναι αρκετά μεγάλο (έχει μάζα μεγαλύτερη από τη μάζα του Ήλιου), έρχεται μια στιγμή που οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στο αστέρι εξασθενούν (το «καύσιμο» έχει καεί μέχρι εκείνη τη στιγμή) και οι βαρυτικές δυνάμεις γίνονται ισχυρότερες. Σε αυτό το σημείο, η δύναμη που συμπιέζει τον πυρήνα του άστρου γίνεται τόσο ισχυρή που η πίεση της ακτινοβολίας δεν είναι πλέον σε θέση να εμποδίσει τη συστολή της ύλης. Συμβαίνει μια καταστροφικά γρήγορη κατάρρευση - σε λίγα δευτερόλεπτα ο όγκος του πυρήνα του άστρου πέφτει 100.000 φορές!
Η ταχεία συμπίεση του αστεριού οδηγεί στο γεγονός ότι η κινητική ενέργεια της ύλης μετατρέπεται σε θερμότητα και η θερμοκρασία αυξάνεται στα εκατοντάδες δισεκατομμύρια Kelvins! Ταυτόχρονα, η φωτεινότητα του ετοιμοθάνατου αστέρα αυξάνεται αρκετά δισεκατομμύρια φορές - και η «έκρηξη σουπερνόβα» καίει τα πάντα στις γειτονικές περιοχές του διαστήματος. Στον πυρήνα ενός αστέρα που πεθαίνει, τα ηλεκτρόνια «πιέζονται» σε πρωτόνια, έτσι ώστε σχεδόν μόνο τα νετρόνια να παραμένουν μέσα στον πυρήνα.
Η ΖΩΗ ΜΕΤΑ ΤΗΝ ΕΚΡΗΞΗ
Τα επιφανειακά στρώματα του άστρου εκρήγνυνται και υπό συνθήκες γιγαντιαίων θερμοκρασιών και τερατωδών πιέσεων λαμβάνουν χώρα αντιδράσεις με σχηματισμό βαρέων στοιχείων (μέχρι ουράνιο). Και έτσι οι σουπερνόβα εκπληρώνουν τη μεγάλη (από την άποψη της ανθρωπότητας) αποστολή τους - καθιστούν δυνατή την εμφάνιση της ζωής στο Σύμπαν. «Σχεδόν όλα τα στοιχεία που αποτελούν εμάς και τον κόσμο μας προέκυψαν από εκρήξεις σουπερνόβα», λένε οι επιστήμονες. Όλα όσα μας περιβάλλουν: το ασβέστιο στα οστά μας, ο σίδηρος στα ερυθρά αιμοσφαίρια μας, το πυρίτιο στα τσιπ του υπολογιστή μας και ο χαλκός στα καλώδια μας - όλα αυτά βγήκαν από τους κολασμένους φούρνους των σουπερνόβα που εκρήγνυνται. Τα περισσότερα χημικά στοιχεία εμφανίστηκαν στο Σύμπαν αποκλειστικά κατά τη διάρκεια εκρήξεων σουπερνόβα. Και τα άτομα αυτών των λίγων στοιχείων (από ήλιο έως σίδηρο) που συνθέτουν τα αστέρια ενώ βρίσκονται σε «ήσυχη» κατάσταση μπορούν να γίνουν η βάση για την εμφάνιση πλανητών μόνο αφού ριχτούν στον διαστρικό χώρο κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης σουπερνόβα. Επομένως, τόσο ο ίδιος ο άνθρωπος όσο και τα πάντα γύρω του αποτελούνται από απομεινάρια αρχαίων εκρήξεων σουπερνόβα.
Ο πυρήνας που απομένει μετά την έκρηξη γίνεται αστέρι νετρονίων. Πρόκειται για ένα εκπληκτικό διαστημικό αντικείμενο μικρού όγκου, αλλά τερατώδους πυκνότητας. Η διάμετρος ενός συνηθισμένου αστέρα νετρονίων είναι 10-20 km, αλλά η πυκνότητα της ύλης είναι απίστευτη - 665 εκατομμύρια τόνοι ανά κυβικό εκατοστό! Σε αυτή την πυκνότητα, ένα κομμάτι νετρονίου (η ουσία από την οποία αποτελείται ένα τέτοιο αστέρι) στο μέγεθος ενός σπίρτου θα ζυγίζει πολλές φορές περισσότερο από την πυραμίδα του Χέοπα και ένα κουταλάκι του γλυκού νετρονίου θα έχει μάζα μεγαλύτερη από ένα δισεκατομμύριο τόνους . Το νετρόνιο έχει επίσης απίστευτη δύναμη: ένα κομμάτι νετρονίου (αν ήταν στα χέρια της ανθρωπότητας) δεν μπορεί να σπάσει σε κομμάτια από καμία φυσική δύναμη - οποιοδήποτε ανθρώπινο όργανο θα ήταν απολύτως άχρηστο. Το να προσπαθήσεις να κόψεις ή να σχίσεις ένα κομμάτι νετρονίου θα ήταν τόσο απελπιστικό όσο το να κόψεις ένα κομμάτι μέταλλο με αέρα.
Ο ΜΠΕΤΕΛΓΚΙΖ ΕΙΝΑΙ ΤΟ ΠΙΟ ΕΠΙΚΙΝΔΥΝΟ ΑΣΤΕΡΙ
Ωστόσο, δεν μετατρέπονται όλοι οι σουπερνόβα σε αστέρια νετρονίων. Όταν η μάζα ενός άστρου υπερβαίνει ένα ορισμένο όριο (το λεγόμενο δεύτερο όριο Τσαντρασεκάρ), η διαδικασία έκρηξης σουπερνόβα αφήνει πίσω του υπερβολική μάζα ύλης και η βαρυτική πίεση δεν μπορεί να συγκρατήσει τίποτα. Η διαδικασία γίνεται μη αναστρέψιμη - όλη η ύλη συγκεντρώνεται σε ένα σημείο και σχηματίζεται μια μαύρη τρύπα - μια αστοχία που απορροφά αμετάκλητα τα πάντα, ακόμα και το φως του ήλιου.
Θα μπορούσε μια έκρηξη σουπερνόβα να απειλήσει τη Γη; Αλίμονο, οι επιστήμονες απαντούν καταφατικά. Το αστέρι Betelgeuse, ένας στενός γείτονας του Ηλιακού Συστήματος για τα κοσμικά πρότυπα, μπορεί να εκραγεί πολύ σύντομα. Σύμφωνα με τον Σεργκέι Ποπόφ, ερευνητή στο Κρατικό Αστρονομικό Ινστιτούτο, «ο Μπετελγκέζ είναι πράγματι ένας από τους καλύτερους υποψήφιους, και σίγουρα ο πιο διάσημος, για κοντινούς (σε βάθος χρόνου) σουπερνόβα. Αυτό το τεράστιο αστέρι βρίσκεται στα τελευταία στάδια της εξέλιξής του και πιθανότατα θα εκραγεί ως σουπερνόβα, αφήνοντας πίσω του ένα αστέρι νετρονίων». Ο Betelgeuse είναι ένα αστέρι είκοσι φορές βαρύτερο από τον Ήλιο μας και εκατό χιλιάδες φορές φωτεινότερο, που βρίσκεται περίπου πέντε χιλιάδες έτη φωτός μακριά. Εφόσον αυτό το αστέρι έχει φτάσει στο τελικό στάδιο της εξέλιξής του, στο εγγύς μέλλον (με κοσμικά πρότυπα) έχει κάθε πιθανότητα να γίνει σουπερνόβα. Σύμφωνα με τους επιστήμονες, αυτός ο κατακλυσμός δεν πρέπει να είναι επικίνδυνος για τη Γη, αλλά με μια προειδοποίηση.
Το γεγονός είναι ότι η ακτινοβολία ενός σουπερνόβα κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης κατευθύνεται άνισα - η κατεύθυνση της ακτινοβολίας καθορίζεται από τους μαγνητικούς πόλους του αστεριού. Και αν αποδειχθεί ότι ένας από τους πόλους του Betelgeuse κατευθύνεται απευθείας στη Γη, τότε μετά την έκρηξη του σουπερνόβα ένα θανατηφόρο ρεύμα ακτινοβολίας ακτίνων Χ θα απελευθερωθεί στη Γη μας, ικανό τουλάχιστον να καταστρέψει το στρώμα του όζοντος. Δυστυχώς, σήμερα δεν υπάρχουν σημάδια γνωστά στους αστρονόμους που θα επέτρεπαν να προβλέψουν έναν κατακλυσμό και να δημιουργήσουν ένα «σύστημα έγκαιρης προειδοποίησης» για μια έκρηξη σουπερνόβα. Ωστόσο, παρόλο που ο Betelgeuse ζει τη ζωή του, ο αστρονομικός χρόνος δεν είναι ανάλογος με τον ανθρώπινο χρόνο και, πιθανότατα, η καταστροφή απέχει χιλιάδες, αν όχι δεκάδες χιλιάδες χρόνια. Μπορεί κανείς να ελπίζει ότι μέσα σε μια τέτοια περίοδο η ανθρωπότητα θα δημιουργήσει αξιόπιστη προστασία από τα ξεσπάσματα σουπερνόβα.
Ψηφίστηκε Ευχαριστώ!
Μπορεί να σας ενδιαφέρει:
Σε αντίθεση με τα ξεσπάσματα «συνηθισμένων» νέων, αυτό το φαινόμενο είναι ένα από τα πολύ σπάνια. Υπάρχουν περίπου 100 δισεκατομμύρια αστέρια στον Γαλαξία μας. Υπολογίζεται ότι περίπου 1 έως 10 νέα αστέρια γεννιούνται κάθε χρόνο. Οι σουπερνόβα φουντώνουν κατά μέσο όρο μία ή δύο φορές τον αιώνα. Επομένως, τέτοιες εκλάμψεις σπάνια παρατηρούνται σε άλλους γαλαξίες. Εάν κρατάτε συστηματικά αρκετές εκατοντάδες γαλαξίες «υπό παρατήρηση», τότε μπορείτε να πείτε με μεγάλη πιθανότητα ότι μέσα σε ένα χρόνο ένας σουπερνόβα θα εκραγεί σε τουλάχιστον έναν από αυτούς τους γαλαξίες. Σήμερα, ανακαλύπτονται περίπου 20-30 εξωγαλαξιακές σουπερνόβα ετησίως. Ο συνολικός αριθμός τους φτάνει σχεδόν τους 600.
Ωστόσο, η ιστορία έχει διατηρήσει αρκετά σημαντικό αριθμό χρονικών και ακόμη και επιστημονικών πραγματειών που περιέχουν περιγραφές εκρήξεων σουπερνόβα στον Γαλαξία μας. Για παράδειγμα, έχουν διατηρηθεί ορισμένα κινεζικά χρονικά, τα οποία λένε για την εμφάνιση στον ουρανό τον Ιούλιο του 1054 ενός "ξενοδοχείου" στον αστερισμό του Ταύρου. Αυτό το αστέρι ήταν τόσο φωτεινό που μπορούσε να το δει κανείς ακόμη και κατά τη διάρκεια της ημέρας. στη λαμπρότητά του ξεπέρασε την Αφροδίτη - το λαμπρότερο φωτιστικό στον ουρανό μετά τον Ήλιο και τη Σελήνη. Το αστέρι ήταν ορατό με γυμνό μάτι για αρκετούς μήνες και στη συνέχεια σταδιακά έσβησε.
Από το 1054, δύο ακόμη εκρήξεις σουπερνόβα έχουν παρατηρηθεί στον Γαλαξία μας: η μία από αυτές παρατηρήθηκε το 1572 από τον Δανό αστρονόμο Tycho Brahe, η άλλη το 1604 από τον Johannes Kepler. Μετά ήρθε μια παύση τριών αιώνων. Ωστόσο, οι σουπερνόβα μπορούν να ανιχνευθούν ακόμη και αφού έχουν εξαφανιστεί - από την επίδρασή τους στο περιβάλλον διαστρικό μέσο και από τα υπολείμματα που παραμένουν μετά την έκρηξη.
ΝΕΦΕΛΩΜΑ
Νεφέλωμα καβουριού
Επτάμισι αιώνες μετά την έκρηξη σουπερνόβα το 1054, ο Γάλλος αστρονόμος Σαρλ Μεσιέ, συντάσσοντας τον περίφημο κατάλογο των νεφελωμάτων, τοποθέτησε ένα αντικείμενο εξαιρετικής μορφής κάτω από το Νο. 1. Αυτό το αντικείμενο στη συνέχεια ονομάστηκε Νεφέλωμα Καβουριού. Αυτό το αντικείμενο δεν μπορεί να παρατηρηθεί με γυμνό μάτι. Η φωτογραφία του ελήφθη με μακροχρόνια έκθεση σε μια φωτογραφική πλάκα σε ένα από τα πιο προηγμένα αστρονομικά παρατηρητήρια.
Η ινώδης δομή του φωτεινού αντικειμένου μοιάζει κάπως με καβούρι στην όψη, γι' αυτό και έλαβε το όνομα Νεφέλωμα Καβούρι. Για τους αστρονόμους, μια τέτοια δομή είναι σημάδι κάποιας βίαιης δραστηριότητας στο κέντρο του αντικειμένου. Τα σημάδια δραστηριότητας γίνονται ακόμη πιο εμφανή μετά από μια λεπτομερή μελέτη του νεφελώματος. Για παράδειγμα, μετρήσεις της ταχύτητας της φωτεινής ουσίας του νεφελώματος έδειξαν ότι απομακρύνεται από το κέντρο του αντικειμένου με ταχύτητα περίπου 1000 km/s ή περισσότερο. Και μεταγενέστερες μελέτες στο εύρος ραδιοφώνου και ακτίνων Χ αποκάλυψαν ότι το νεφέλωμα του Καβουριού εκπέμπει επίσης ραδιοκύματα, ακτίνες Χ και ακτινοβολία γάμμα. Αυτό το αξιοσημείωτο αντικείμενο πιστεύεται ότι είναι το απομεινάρι μιας αστρικής έκρηξης που συνέβη πριν από πολλούς αιώνες, συγκεκριμένα τον Ιούλιο του 1054.
Περαιτέρω παρατηρήσεις έδειξαν ότι το νεφέλωμα του Καβουριού επεκτείνεται αργά, σαν να «απλώνεται» στον ουρανό. Δεδομένου ότι η απόσταση από αυτό το νεφέλωμα είναι 2000 pc, μια αισθητή αύξηση του μεγέθους του στον ουρανό σημαίνει ότι η ταχύτητα διαστολής των αερίων που το σχηματίζουν φτάνει τα 1500 km/s, δηλ. περισσότερο από 100 φορές ταχύτερη από την ταχύτητα των τεχνητών δορυφόρων της Γης. Εν τω μεταξύ, η ταχύτητα κίνησης των συνηθισμένων νεφελωμάτων αερίου στον Γαλαξία σπάνια υπερβαίνει τα 20-30 km/s. Μόνο μια έκρηξη γιγαντιαίων διαστάσεων θα μπορούσε να προσδώσει τόσο υψηλή ταχύτητα σε μια τόσο μεγάλη μάζα αερίου. Από τον παρατηρούμενο ρυθμό εξάπλωσης του νεφελώματος του Καβουριού προκύπτει ότι περίπου πριν από 900 χρόνια ολόκληρο το νεφέλωμα ήταν συγκεντρωμένο σε πολύ μικρό όγκο και ότι αυτό το νεφέλωμα δεν είναι τίποτα άλλο από το απομεινάρι μιας μεγαλειώδους κοσμικής καταστροφής - μιας έκρηξης σουπερνόβα.
Πώς να διακρίνετε τα νεφελώματα - απομεινάρια εκρήξεων σουπερνόβα -
από συνηθισμένα νεφελώματα
Το 1949, το Νεφέλωμα του Καβουριού ανακαλύφθηκε ότι είναι μια ισχυρή πηγή ραδιοφωνικής εκπομπής. Ήταν σύντομα δυνατό να εξηγηθεί η φύση αυτού του φαινομένου: τα υπερενεργητικά ηλεκτρόνια εκπέμπουν ακτινοβολία που κινείται στα μαγνητικά πεδία που βρίσκονται σε αυτό το νεφέλωμα. Ο ίδιος λόγος εξηγεί τη γενική ραδιοεκπομπή του Γαλαξία. Έτσι, κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης σουπερνόβα, παράγεται με κάποιο τρόπο ένας τεράστιος αριθμός σωματιδίων εξαιρετικά υψηλής ενέργειας - κοσμικές ακτίνες. Καθώς το νεφέλωμα διαστέλλεται και διαχέεται, οι κοσμικές ακτίνες που περιέχονται σε αυτό διαφεύγουν στο διαστρικό διάστημα. Αν λάβουμε υπόψη πόσο συχνά εκρήγνυνται οι σουπερνόβα στον Γαλαξία, τότε οι κοσμικές ακτίνες που δημιουργούνται κατά τη διάρκεια αυτών των εστιών είναι αρκετές για να γεμίσουν ολόκληρο τον Γαλαξία με την παρατηρούμενη πυκνότητα.
Έτσι, για πρώτη φορά, ήταν σαφώς δυνατό να αποδειχθεί ότι οι εκρήξεις σουπερνόβα είναι μία από τις κύριες πηγές αναπλήρωσης του Γαλαξία με κοσμικές ακτίνες. επιπλέον, εμπλουτίζουν το διαστρικό μέσο με βαριά στοιχεία. Αυτό έχει μεγάλη σημασία για την εξέλιξη των άστρων και ολόκληρου του Γαλαξία στο σύνολό του.
Το νεφέλωμα του Καβουριού έχει ένα άλλο εκπληκτικό χαρακτηριστικό. Η οπτική ακτινοβολία του, τουλάχιστον 95%, είναι «σύγχροτρον» φύσης (επίσης λόγω των υπερ-ενεργητικών ηλεκτρονίων). Με βάση μια νέα θεωρία της οπτικής ακτινοβολίας από το νεφέλωμα του Καβουριού, ήταν δυνατό να προβλεφθεί ότι αυτή η ακτινοβολία θα έπρεπε να είναι πολωμένη. Οι παρατηρήσεις των επιστημόνων επιβεβαίωσαν πλήρως αυτό το συμπέρασμα της θεωρίας. Επί του παρόντος, η οπτική ακτινοβολία σύγχροτρον έχει ανιχνευθεί σε πολλά άλλα αντικείμενα, κυρίως ραδιογαλαξίες.
Το 1963, χρησιμοποιώντας έναν πύραυλο με όργανα εγκατεστημένα πάνω του, ήταν δυνατό να ανιχνευθεί αρκετά ισχυρή ακτινοβολία ακτίνων Χ από το Νεφέλωμα του Καβουριού. Το 1964, κατά τη διάρκεια της σεληνιακής απόκρυψης αυτού του νεφελώματος, ήταν δυνατό να φανεί ότι αυτή η πηγή ακτινοβολίας ακτίνων Χ είναι εκτεταμένη. Κατά συνέπεια, η ακτινοβολία ακτίνων Χ δεν εκπέμπεται από το αστέρι που κάποτε εξερράγη ως σουπερνόβα, αλλά από το ίδιο το νεφέλωμα. Έχει αποδειχθεί ότι η εκπομπή ακτίνων Χ από το νεφέλωμα του Καβουριού είναι επίσης σύγχροτρον.
Η ακτινοβολία ακτίνων Χ απορροφάται πλήρως από την ατμόσφαιρα της γης και μπορεί να παρατηρηθεί μόνο με τη χρήση εξοπλισμού που είναι εγκατεστημένος σε πυραύλους και δορυφόρους. Ιδιαίτερα πολύτιμα αποτελέσματα προέκυψαν στον εξειδικευμένο δορυφόρο Αϊνστάιν, που εκτοξεύτηκε για να τιμήσει την εκατονταετηρίδα από τη γέννηση του μεγάλου επιστήμονα.
Περαιτέρω παρατηρήσεις έδειξαν ότι όλα τα νεφελώματα ανεξαιρέτως - απομεινάρια εκρήξεων σουπερνόβα - αποδεικνύονται περισσότερο ή λιγότερο ισχυρές πηγές ραδιοεκπομπών της ίδιας φύσης με αυτό του Νεφελώματος του Καβουριού.
Νεφέλωμα στον αστερισμό της Κασσιόπης
Μια ιδιαίτερα ισχυρή πηγή ραδιοεκπομπών είναι το νεφέλωμα που βρίσκεται στον αστερισμό της Κασσιόπης. Στα μετρικά κύματα, η ροή ραδιοεκπομπών από αυτό είναι 10 φορές υψηλότερη από τη ροή από το νεφέλωμα του Καβουριού, αν και είναι πιο μακριά από το τελευταίο. Αυτό το ταχέως διαστελλόμενο νεφέλωμα είναι πολύ αχνό στο οπτικό φως. Όπως έχει πλέον αποδειχθεί, το νεφέλωμα στην Κασσιόπη είναι το απομεινάρι μιας έκρηξης σουπερνόβα που έγινε πριν από περίπου 300 χρόνια. Δεν είναι απολύτως σαφές γιατί δεν έγινε αντιληπτό το αστέρι που φλέγεται τότε. Άλλωστε το επίπεδο ανάπτυξης της αστρονομίας στην Ευρώπη ήταν τότε
αρκετά ψηλά.
Η πηγή ραδιοεκπομπής, αν και 10 φορές λιγότερο ισχυρή από το νεφέλωμα του Καβουριού, είναι το νεφέλωμα IC 443 και τα νεφελώματα του νήματος στον αστερισμό του Κύκνου.
Μεγάλο Νεφέλωμα στον αστερισμό του Ωρίωνα
Αυτή είναι μια από τις πολλές περιοχές στο Σύμπαν όπου πιστεύεται ότι συμβαίνει ενεργός σχηματισμός άστρων στη σύγχρονη εποχή. Το νεφέλωμα βρίσκεται σε απόσταση περίπου 1500 ετών φωτός από εμάς. Περιέχει μεγάλο αριθμό πρωτοαστέρων. Στους πρωτοαστέρες, η εσωτερική θερμοκρασία δεν είναι ακόμη αρκετά υψηλή για να προκαλέσει θερμοπυρηνικές αντιδράσεις. Η θερμοκρασία που υπάρχει εκεί, ωστόσο, είναι αρκετά επαρκής ώστε τα πρωτάστρα να εκπέμπουν ενέργεια αρκετά έντονα, κυρίως στην υπέρυθρη περιοχή του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Πολλές πηγές υπέρυθρης ακτινοβολίας έχουν ανακαλυφθεί στο Νεφέλωμα του Ωρίωνα. Αυτό χρησιμεύει ως επιβεβαίωση ότι τα αστέρια γεννιούνται εδώ και τώρα.
ΔΥΟ ΤΥΠΟΙ ΣΟΥΠΕΡΝΟΒΑ
Μέχρι τώρα, μιλούσαμε κυρίως για νεφελώματα που σχηματίστηκαν κατά τις εκρήξεις σουπερνόβα. Τι μπορεί να ειπωθεί για τα ίδια τα αστέρια που φλέγονται; Όπως ήδη αναφέρθηκε, τα δεδομένα παρατήρησης σχετίζονται με σουπερνόβα που εκρήγνυνται σε άλλα αστρικά συστήματα. Στον Γαλαξία μας, η τελευταία τέτοια έκλαμψη παρατηρήθηκε το 1604. Αυτό το αστέρι παρατηρήθηκε από τον Κέπλερ. Το τηλεσκόπιο δεν είχε ακόμη εφευρεθεί και η φασματική ανάλυση - αυτή η πιο ισχυρή μέθοδος αστρονομικής έρευνας - άρχισε να χρησιμοποιείται μόλις δυόμισι αιώνες αργότερα.
Με βάση τις παρατηρήσεις εκρήξεων σε άλλους γαλαξίες, διαπιστώθηκε ότι υπάρχουν δύο τύποι σουπερνόβα. Οι σουπερνόβα τύπου Ι είναι αρκετά παλιά αστέρια με μάζα ελαφρώς μεγαλύτερη από αυτή του Ήλιου. Τέτοιοι σουπερνόβα εκρήγνυνται σε ελλειπτικούς γαλαξίες, καθώς και σε σπειροειδή αστρικά συστήματα. Η ισχύς ακτινοβολίας τέτοιων σουπερνόβα είναι ιδιαίτερα υψηλή, αν και οι μάζες των κελυφών αερίου που εκτινάσσονται δεν υπερβαίνουν τα αρκετά δέκατα της μάζας του Ήλιου.
Οι λεγόμενοι σουπερνόβα τύπου II εκρήγνυνται σε σπειροειδείς γαλαξίες. Ποτέ δεν φουντώνουν σε ελλειπτικά αστρικά συστήματα. Οι σουπερνόβα αυτού του τύπου γενικά πιστεύεται ότι είναι τεράστια νεαρά αστέρια. Αυτός είναι ο λόγος που συνήθως παρατηρούνται σε σπειροειδείς βραχίονες, όπου η διαδικασία σχηματισμού άστρων είναι ακόμη σε εξέλιξη. Είναι πιθανό ότι, αν όχι ένα μεγάλο, τότε τουλάχιστον ένα σημαντικό μέρος των καυτών ογκωδών αστέρων φασματικής κατηγορίας Ο τερματίζει την ύπαρξή τους σε μια έκρηξη σουπερνόβα αυτού του τύπου.
ΑΙΤΙΑ ΕΚΡΗΞΕΩΝ ΑΣΤΕΡΩΝ
Υπάρχουν αρκετές υποθέσεις σχετικά με την αιτία των αστρικών εκρήξεων που παρατηρούνται ως σουπερνόβα. Ωστόσο, δεν υπάρχει γενικά αποδεκτή θεωρία που να βασίζεται σε γνωστά γεγονότα και να μπορεί να προβλέψει νέα φαινόμενα. Δεν υπάρχει, ωστόσο, καμία αμφιβολία ότι μια τέτοια θεωρία θα δημιουργηθεί στο πολύ κοντινό μέλλον. Κατά πάσα πιθανότητα, η αιτία της έκρηξης είναι η καταστροφικά γρήγορη απελευθέρωση δυνητικής βαρυτικής ενέργειας κατά τη διάρκεια της «παρακμής» των εσωτερικών στρωμάτων του άστρου προς το κέντρο του.
Εξέλιξη των αστεριών
Γιατί εκρήγνυνται τα αστέρια; Κάθε αστέρι εκρήγνυται; Ποια είναι τα θραύσματα ενός αστέρα που εκρήγνυται; Τι μένει μετά την έκρηξη; Όλα αυτά τα ερωτήματα δεν μπορούν να απαντηθούν χωρίς την κατανόηση της δομής και της εξέλιξης των άστρων. Μια έκρηξη είναι απόδειξη παραβίασης της εσωτερικής ισορροπίας ενός άστρου και για να κατανοήσουμε γιατί και πότε συμβαίνει αυτή η παραβίαση, είναι απαραίτητο πρώτα απ 'όλα να γνωρίζουμε πώς διατηρείται γενικά η ισορροπία στα αστέρια.
Το ίδιο το βαρυτικό πεδίο των ογκωδών αντικειμένων προκαλεί τη συρρίκνωση τους. Και αν η εσωτερική πίεση δεν είναι αρκετή για να αποτρέψει τη συμπίεση, τότε ογκώδη αντικείμενα καταρρέουν. Το γεγονός ότι ο Ήλιος παραμένει αμετάβλητος σε μέγεθος δείχνει την ύπαρξη ισχυρής πίεσης στο εσωτερικό του.
Σύμφωνα με τις σύγχρονες αντιλήψεις, τα αστέρια σχηματίζονται κατά τη συμπίεση ενός διαστρικού νέφους αερίου και σκόνης. Καθώς συστέλλεται, το σύννεφο διασπάται σταδιακά σε πολλά μικρά μέρη. Κάθε μέρος συνεχίζει να συρρικνώνεται περαιτέρω και θερμαίνεται καθώς το κάνει, ειδικά στη μέση. Αυτό το πρώιμο στάδιο της ζωής των άστρων μελετήθηκε από τον Ιάπωνα αστρονόμο Χαγιάσι. Όταν η θερμοκρασία στο κέντρο του άστρου γίνει αρκετά υψηλή, αρχίζουν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης - το αστέρι, όπως λένε, εισέρχεται στην εποχή της ωρίμανσης.
Ωστόσο, υπάρχει ένα πρόβλημα σχετικά με το αρχικό στάδιο σχηματισμού άστρων. Η λύση σε αυτό το πρόβλημα περιλαμβάνει σουπερνόβα.
Μόλις ένα αστέρι αρχίσει να «λειτουργεί» ως πυρηνικός αντιδραστήρας, η ποιοτική εικόνα της εξέλιξής του συνοψίζεται εν συντομία ως εξής. Πρώτον, το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο μέσω αντιδράσεων πυρηνικής σύντηξης. Αυτή η διαδικασία απελευθερώνει ενέργεια που εμποδίζει το αστέρι να καταρρεύσει υπό τη δική του βαρύτητα. Όσο συνεχίζονται οι αντιδράσεις πυρηνικής σύντηξης, το αστέρι λέγεται ότι βρίσκεται στην κύρια ακολουθία. Το στάδιο της κύριας ακολουθίας είναι το μεγαλύτερο στη ζωή ενός άστρου και η διάρκειά του εξαρτάται από τη μάζα του αστεριού. Όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα, τόσο μικρότερος είναι ο χρόνος που αφιερώνεται στην κύρια ακολουθία, επειδή Στα τεράστια αστέρια, το υδρογόνο καίγεται πιο γρήγορα.
Όταν εξαντληθεί η παροχή υδρογόνου, ειδικά στον πυρήνα ενός άστρου, ο πυρήνας αρχίζει να συρρικνώνεται, γιατί μετά τη διακοπή των πυρηνικών αντιδράσεων το αστέρι χάνει την ικανότητά του να αντιστέκεται στη βαρύτητα. Ωστόσο, καθώς συστέλλεται, ο πυρήνας θερμαίνεται ακόμη περισσότερο και ως αποτέλεσμα της αύξησης της θερμοκρασίας, ξεκινά ο επόμενος κύκλος πυρηνικών αντιδράσεων. Σε αυτές τις αντιδράσεις, το ήλιο μετατρέπεται σε άνθρακα, στη συνέχεια ο άνθρακας μετατρέπεται σε οξυγόνο και νέο. Σε κάθε στάδιο αυτής της σειράς αντιδράσεων, σχηματίζονται ολοένα και πιο μαζικοί ατομικοί πυρήνες. Κάθε ατομικός πυρήνας απορροφά έναν επιπλέον πυρήνα ενός ατόμου ηλίου, ενώ το φορτίο του αυξάνεται κατά 2 και ο μαζικός του αριθμός κατά 4. Μόλις οι πυρήνες του επόμενου τύπου μεταμορφωθούν σε πιο μαζικούς πυρήνες του επόμενου τύπου, η σύνθεση σταματά. Αυτό οδηγεί σε εξασθένηση της αντίδρασης στις βαρυτικές δυνάμεις, οι οποίες και πάλι αρχίζουν να συμπιέζουν τον πυρήνα του άστρου, αυξάνοντας περαιτέρω τη θερμοκρασία του. Όταν η θερμοκρασία ανέβει αρκετά, ξεκινά ο επόμενος κύκλος πυρηνικών αντιδράσεων. Και ενώ συνεχίζουν, η περαιτέρω συμπίεση του αστεριού αναστέλλεται. Αυτές οι αντιδράσεις οδηγούν τους ατομικούς πυρήνες ένα βήμα ψηλότερα προσθέτοντας έναν πυρήνα ατόμου ηλίου σε κάθε έναν. Σε επαρκώς υψηλές θερμοκρασίες, πιο μαζικοί πυρήνες μπορούν να συντηχθούν. Και έτσι αυτή η διαδικασία πολλαπλών σταδίων ενεργοποίησης και απενεργοποίησης πυρηνικών αντιδράσεων συνεχίζεται.
Τι συμβαίνει σε ένα αστέρι ενώ λαμβάνουν χώρα πυρηνικές αντιδράσεις;
Εξαρτάται από τη μάζα του αστεριού. Γενικά, ο πυρήνας ενός αστεριού συμπιέζεται και θερμαίνεται όλο και περισσότερο, ενώ το εξωτερικό κέλυφος διαστέλλεται και ψύχεται. Έτσι, ένας εξωτερικός παρατηρητής βλέπει ότι το μέγεθος του αστεριού αυξάνεται και το χρώμα του γίνεται κοκκινωπό (συνέπεια της ψύξης του φακέλου). Τέτοια αστέρια ονομάζονται κόκκινοι γίγαντες. (Αν η θερμοκρασία στην επιφάνεια του Ήλιου είναι περίπου 5500 °C, τότε η θερμοκρασία της επιφάνειας ενός γιγάντιου άστρου μπορεί να πέσει στους 3500 °C. Επομένως, ο Ήλιος μας έχει ένα κιτρινωπό χρώμα και το χρώμα των γιγάντων αστεριών πλησιάζει το κόκκινο.)
Αυτή είναι ακριβώς η στιγμή στη ζωή ενός άστρου που είναι έτοιμο να μετατραπεί σε σουπερνόβα, αν μόνο η μάζα του είναι αρκετά μεγάλη.
Περιορίστε το μέγεθος. Καταστροφή.
Ωστόσο, υπάρχει ένα περιοριστικό μέγεθος του ατομικού πυρήνα, πάνω από το οποίο οι αντιδράσεις πυρηνικής σύντηξης γίνονται ενεργειακά δυσμενείς. Αυτό το όριο βρίσκεται στην περιοχή των πυρήνων κοντά στον πυρήνα του σιδήρου (αριθμός μάζας 56), στη λεγόμενη ομάδα σιδήρου, η οποία περιλαμβάνει τον σίδηρο, το κοβάλτιο και το νικέλιο. Περαιτέρω προσκόλληση σωματιδίων στον πυρήνα του σιδήρου δεν μπορεί πλέον να οδηγήσει στην απελευθέρωση ενέργειας. Σε αυτό το σημείο, η θερμοκρασία του πυρήνα φτάνει περίπου τους 10 δισεκατομμύρια βαθμούς Κελσίου, και το αστέρι βρίσκεται σε μια καταστροφική κατάσταση. Η βαρύτητα, που μέχρι τώρα ρύθμιζε την ισορροπία ενός θερμού αστέρα, δεν είναι πλέον σε θέση να το κάνει αυτό. Αναπτύσσονται αστάθειες στο αστέρι, με αποτέλεσμα το εξωτερικό κέλυφος να μπορεί να αποβληθεί. Αυτή η καταστροφή παρατηρείται ως έκρηξη σουπερνόβα.
Έκρηξη αστεριών
Το κρουστικό κύμα επιταχύνει την ουσία του κελύφους σε ταχύτητες που υπερβαίνουν την παραβολική ταχύτητα (ταχύτητα απελευθέρωσης), έτσι το κέλυφος απομακρύνεται από το αστέρι και ρίχνεται στον διαστρικό χώρο. Έτσι εκρήγνυται τελικά ένα αστέρι.
Για έναν εξωτερικό παρατηρητή, όπως συνέβη με την έκρηξη σουπερνόβα του 1054, η έκρηξη εκδηλώνεται με μια απότομη αύξηση της φωτεινότητας του άστρου και στη συνέχεια με τη σταδιακή, μακροχρόνια εξαφάνισή του. Στη μέγιστη φωτεινότητά του, ένας σουπερνόβα μπορεί να συγκριθεί σε ισχύ ακτινοβολίας με έναν ολόκληρο γαλαξία που περιέχει έως και 100 δισεκατομμύρια συνηθισμένα αστέρια!
Προϊόντα έκρηξης και οι συνέπειές τους
Τα προϊόντα μιας τέτοιας έκρηξης είναι ατομικοί πυρήνες (συντίθενται στο αστέρι), ηλεκτρόνια, νετρίνα και ακτινοβολία. Οι πυρήνες των ατόμων σχηματίζουν ρεύματα κοσμικών ακτίνων που διαδίδονται σε τεράστιες αποστάσεις στον Γαλαξία μας.
Θα ήταν πραγματική καταστροφή για εμάς, τους κατοίκους της Γης, αν συνέβαινε μια έκρηξη σουπερνόβα σε απόσταση, ας πούμε, 100 ετών φωτός. Οι υψηλής ενέργειας κοσμικές ακτίνες που δημιουργούνται από αυτή την έκρηξη θα προκαλούσαν τρομερή βλάβη στην ατμόσφαιρα της γης. Θα μπορούσαν, για παράδειγμα, να καταστρέψουν ολόκληρο το προστατευτικό στρώμα του όζοντος και έτσι να εκθέσουν όλη τη ζωή στη Γη στην υπεριώδη ακτινοβολία του Ήλιου. Ευτυχώς, μια έκρηξη σουπερνόβα είναι ένα αρκετά σπάνιο φαινόμενο. Η πιθανότητα έκρηξης ενός σουπερνόβα στην περιοχή μας μέσα σε 100 έτη φωτός μέσα σε 1000 χρόνια είναι μόνο μία στο εκατομμύριο.
Εκρήγνυται ολόκληρο το αστέρι σε σουπερνόβα;
Πάλσαρ
Υπάρχει λόγος να πιστεύουμε ότι ο κεντρικός πυρήνας ενός αστεριού μπορεί να επιβιώσει από την έκρηξη. Αν όμως είναι έτσι, τότε σε ποια μορφή διατηρείται; Μια απροσδόκητη πειραματική ανακάλυψη που έγινε το 1968 έδωσε μια πολύ πειστική απάντηση σε αυτό το ερώτημα.
Ο J. Bell, μεταπτυχιακός φοιτητής στο Εργαστήριο Cavendish στο Πανεπιστήμιο του Κέιμπριτζ, χρησιμοποίησε ένα μεγάλο ραδιοτηλεσκόπιο για να μετρήσει τον σπινθηρισμό των ραδιοφωνικών πηγών που προκαλείται από τη σκέδαση των ραδιοκυμάτων από ανωμαλίες στο διαπλανητικό μέσο. Εκτός από την ακτινοβολία του αναμενόμενου τύπου, κατέγραψε επίσης μια άλλη, εντελώς ασυνήθιστη παλμική ακτινοβολία. Ήταν έκπληξη για δύο λόγους. Η ακτινοβολία ήταν αυστηρά περιοδική και η περίοδος της ήταν πολύ μικρή. Το γεγονός ότι η περίοδος επανάληψης του παλμού μπορούσε να καθοριστεί με το έβδομο δεκαδικό ψηφίο έδειξε την εκπληκτική κανονικότητα της ανιχνευόμενης ακτινοβολίας. Ήταν επίσης εκπληκτικό ότι η σημασία της περιόδου ήταν τόσο μικρή, γιατί... Εκείνη την εποχή, αστρονομικά αντικείμενα ικανά να εκπέμπουν με τόσο γρήγορη μεταβλητότητα δεν ήταν ακόμη γνωστά.
Αυτή η ασυνήθιστη παλμική εκπομπή έχει διερευνηθεί. Η ανάλυση έδειξε ότι οι παλμοί δεν θα μπορούσαν να εκπέμπονται από κανέναν πλανήτη που περιστρέφεται γύρω από το αστέρι. Έτσι, θάφτηκε η συναρπαστική υπόθεση ότι μας έστελνε σήματα από κάποιον προηγμένο πολιτισμό. Αντίθετα, οι αστρονόμοι του ραδιοφώνου κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι οι παλμοί δημιουργήθηκαν σε μια συμπαγή αστρονομική πηγή, η οποία ονομαζόταν PULSAR.
Αν και το πρώτο πάλσαρ, γνωστό τώρα ως CP-1919 (CP σημαίνει Κατάλογος Πάλσαρ του Κέιμπριτζ), ανακαλύφθηκε τυχαία, τα χαρακτηριστικά εκπομπής του ήταν τόσο ασυνήθιστα που ώθησαν τους αστρονόμους ραδιοφώνου σε όλο τον κόσμο να αναζητήσουν νέα πάλσαρ. Η αναζήτηση ήταν επιτυχής. Η ανακάλυψη ενός πάλσαρ στο Νεφέλωμα του Καβουριού προκάλεσε μεγάλο ενθουσιασμό, γιατί αυτή η ανακάλυψη προφανώς θα απαντούσε στο παλιό ερώτημα σχετικά με το υπόλοιπο σουπερνόβα.
Μέχρι σήμερα, έχουν ανακαλυφθεί περισσότερα από 300 πάλσαρ και οι αστρονόμοι έχουν αποκαλύψει με επιτυχία το μυστήριο των αυστηρά τακτικών, μικρής περιόδου παλμών ακτινοβολίας από αυτά τα παράξενα αντικείμενα.
Ένα πάλσαρ είναι ένα αστέρι νετρονίων που δημιουργήθηκε από μια έκρηξη σουπερνόβα.
Τα δεδομένα για τον συνολικό αριθμό των πάλσαρ και τη διάρκεια ζωής τους σημαίνουν ότι κατά μέσο όρο γεννιούνται 2-3 πάλσαρ ανά αιώνα - αυτό περίπου συμπίπτει με τη συχνότητα των εκρήξεων σουπερνόβα στον Γαλαξία. Όλα αυτά τα δεδομένα συνάδουν με την ιδέα ότι ένα πάλσαρ είναι ένα αστέρι νετρονίων που δημιουργήθηκε από μια έκρηξη σουπερνόβα. Η παρουσία ενός πάλσαρ στο Νεφέλωμα του Καβουριού δείχνει το ίδιο. Ένα άλλο πάλσαρ ανακαλύφθηκε κοντά στο απομεινάρι μιας έκρηξης σουπερνόβα στον αστερισμό Velae.
Ωστόσο, δεν πρέπει να πιστεύουμε ότι η σύνδεση μεταξύ πάλσαρ και σουπερνόβα είναι απόλυτα αξιόπιστη. Για έναν αστρονόμο που εμπιστεύεται μόνο καλά τεκμηριωμένα δεδομένα παρατήρησης, ένα τέτοιο αποτέλεσμα δεν φαίνεται πειστικό.
Τα αστέρια δεν ζουν για πάντα. Επίσης γεννιούνται και πεθαίνουν. Μερικά από αυτά, όπως ο Ήλιος, υπάρχουν για αρκετά δισεκατομμύρια χρόνια, φτάνουν ήρεμα σε μεγάλη ηλικία και μετά σιγά σιγά εξαφανίζονται. Άλλοι ζουν πολύ μικρότερες και πιο ταραχώδεις ζωές και είναι επίσης καταδικασμένοι σε καταστροφικό θάνατο. Η ύπαρξή τους διακόπτεται από μια γιγάντια έκρηξη και στη συνέχεια το αστέρι μετατρέπεται σε σουπερνόβα. Το φως ενός σουπερνόβα φωτίζει το διάστημα: η έκρηξή του είναι ορατή σε απόσταση πολλών δισεκατομμυρίων ετών φωτός. Ξαφνικά ένα αστέρι εμφανίζεται στον ουρανό όπου πριν, όπως φαινόταν, δεν υπήρχε τίποτα. Εξ ου και το όνομα. Οι αρχαίοι πίστευαν ότι σε τέτοιες περιπτώσεις ένα νέο αστέρι στην πραγματικότητα ανάβει. Σήμερα γνωρίζουμε ότι στην πραγματικότητα ένα αστέρι δεν γεννιέται, αλλά πεθαίνει, αλλά το όνομα παραμένει το ίδιο, σουπερνόβα.
SUPERNOVA 1987A
Τη νύχτα 23 προς 24 Φεβρουαρίου 1987, σε έναν από τους πιο κοντινούς μας γαλαξίες. Στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου, μόλις 163.000 έτη φωτός μακριά, εμφανίστηκε ένας σουπερνόβα στον αστερισμό Doradus. Έγινε ορατό ακόμη και με γυμνό μάτι, τον Μάιο έφτασε στο ορατό μέγεθος +3 και στους επόμενους μήνες έχασε σταδιακά τη φωτεινότητά του μέχρι που έγινε ξανά αόρατο χωρίς τηλεσκόπιο ή κιάλια.
Παρόν και παρελθόν
Το Supernova 1987A, όπως υποδηλώνει το όνομά του, ήταν το πρώτο σουπερνόβα που παρατηρήθηκε το 1987 και το πρώτο που ήταν ορατό με γυμνό μάτι από την αυγή της εποχής των τηλεσκοπίων. Το γεγονός είναι ότι η τελευταία έκρηξη σουπερνόβα στον Γαλαξία μας παρατηρήθηκε το 1604, όταν το τηλεσκόπιο δεν είχε ακόμη εφευρεθεί.
Αλλά το πιο σημαντικό, το star* 1987A έδωσε στους σύγχρονους γεωπόνους την πρώτη ευκαιρία να παρατηρήσουν έναν σουπερνόβα σε σχετικά μικρή απόσταση.
Τι υπήρχε πριν;
Μια μελέτη του σουπερνόβα 1987Α έδειξε ότι ήταν σουπερνόβα τύπου ΙΙ. Δηλαδή, το προγονικό αστέρι ή το προκάτοχο αστέρι, που ανακαλύφθηκε σε προηγούμενες φωτογραφίες αυτού του τμήματος του ουρανού, αποδείχθηκε ότι ήταν ένας μπλε υπεργίγαντας, του οποίου η μάζα ήταν σχεδόν 20 φορές η μάζα του Ήλιου. Έτσι, ήταν ένα πολύ καυτό αστέρι που γρήγορα τελείωσε το πυρηνικό του καύσιμο.
Το μόνο πράγμα που έμεινε μετά τη γιγαντιαία έκρηξη ήταν ένα ταχέως διαστελλόμενο νέφος αερίου, μέσα στο οποίο κανείς δεν είχε ακόμη μπορέσει να διακρίνει ένα αστέρι νετρονίων, του οποίου η εμφάνιση θεωρητικά θα έπρεπε να ήταν αναμενόμενη. Μερικοί αστρονόμοι υποστηρίζουν ότι το αστέρι εξακολουθεί να καλύπτεται από απελευθερωμένα αέρια, ενώ άλλοι έχουν υποθέσει ότι μια μαύρη τρύπα σχηματίζεται αντί για ένα αστέρι.
LIFE OF A STAR
Τα αστέρια γεννιούνται ως αποτέλεσμα της βαρυτικής συμπίεσης ενός νέφους διαστρικής ύλης, το οποίο, όταν θερμαίνεται, φέρνει τον κεντρικό πυρήνα του σε θερμοκρασίες επαρκείς για την έναρξη θερμοπυρηνικών αντιδράσεων. Η επακόλουθη ανάπτυξη ενός ήδη αναφλεγμένου άστρου εξαρτάται από δύο παράγοντες: την αρχική μάζα και τη χημική σύνθεση, ο πρώτος, ειδικότερα, που καθορίζει τον ρυθμό καύσης. Τα αστέρια με μεγαλύτερες μάζες είναι πιο καυτά και ελαφρύτερα, αλλά γι' αυτό καίγονται νωρίτερα. Έτσι, η ζωή ενός αστέρα μεγάλης μάζας είναι μικρότερη σε σύγκριση με ένα αστέρι χαμηλής μάζας.
Κόκκινοι γίγαντες
Ένα αστέρι που καίει υδρογόνο λέγεται ότι βρίσκεται στην «πρωταρχική του φάση». Το μεγαλύτερο μέρος της ζωής οποιουδήποτε αστεριού συμπίπτει με αυτή τη φάση. Για παράδειγμα, ο Ήλιος βρίσκεται στην κύρια φάση για 5 δισεκατομμύρια χρόνια και θα παραμείνει εκεί για μεγάλο χρονικό διάστημα, και όταν τελειώσει αυτή η περίοδος, το αστέρι μας θα περάσει σε μια σύντομη φάση αστάθειας, μετά την οποία θα σταθεροποιηθεί ξανά, αυτή τη φορά με τη μορφή ενός κόκκινου γίγαντα. Ο κόκκινος γίγαντας είναι ασύγκριτα μεγαλύτερος και φωτεινότερος από τα αστέρια στην κύρια φάση, αλλά και πολύ πιο ψυχρός. Οι Antares στον αστερισμό του Σκορπιού ή ο Betelgeuse στον αστερισμό του Ωρίωνα είναι χαρακτηριστικά παραδείγματα κόκκινων γιγάντων. Το χρώμα τους μπορεί να αναγνωριστεί αμέσως ακόμη και με γυμνό μάτι.
Όταν ο Ήλιος μετατραπεί σε κόκκινο γίγαντα, τα εξωτερικά του στρώματα θα «απορροφήσουν» τους πλανήτες Ερμή και Αφροδίτη και θα φτάσουν στην τροχιά της Γης. Στη φάση του κόκκινου γίγαντα, τα αστέρια χάνουν ένα σημαντικό μέρος των εξωτερικών στρωμάτων της ατμόσφαιράς τους και αυτά τα στρώματα σχηματίζουν ένα πλανητικό νεφέλωμα όπως το M57, το νεφέλωμα του δακτυλίου στον αστερισμό της Λύρας ή το M27, το νεφέλωμα του αλτήρα στον αστερισμό Vulpecula. Και τα δύο είναι εξαιρετικά για προβολή μέσω του τηλεσκοπίου σας.
Δρόμος για τον τελικό
Από αυτή τη στιγμή, η περαιτέρω μοίρα του αστεριού εξαρτάται αναπόφευκτα από τη μάζα του. Εάν είναι μικρότερη από 1,4 ηλιακές μάζες, τότε μετά το τέλος της πυρηνικής καύσης ένα τέτοιο αστέρι θα ελευθερωθεί από τα εξωτερικά του στρώματα και θα συρρικνωθεί σε λευκό νάνο, το τελικό στάδιο της εξέλιξης ενός αστέρα με μικρή μάζα. Θα χρειαστούν δισεκατομμύρια χρόνια για να κρυώσει ο λευκός νάνος και να γίνει αόρατος. Αντίθετα, ένα αστέρι μεγάλης μάζας (τουλάχιστον 8 φορές μεγαλύτερη από τον Ήλιο), μόλις τελειώσει το υδρογόνο, επιβιώνει καίγοντας αέρια βαρύτερα από το υδρογόνο, όπως το ήλιο και τον άνθρακα. Έχοντας περάσει από μια σειρά από φάσεις συμπίεσης και διαστολής, ένα τέτοιο αστέρι μετά από αρκετά εκατομμύρια χρόνια βιώνει μια καταστροφική έκρηξη σουπερνόβα, εκτοξεύοντας μια γιγαντιαία ποσότητα δικής του ύλης στο διάστημα και μετατρέπεται σε ένα κατάλοιπο σουπερνόβα. Μέσα σε περίπου μια εβδομάδα, το σουπερνόβα ξεπερνά τη φωτεινότητα όλων των αστεριών του γαλαξία του και μετά γρήγορα σκοτεινιάζει. Ένα αστέρι νετρονίων παραμένει στο κέντρο, ένα μικρό αντικείμενο με γιγαντιαία πυκνότητα. Εάν η μάζα του αστεριού είναι ακόμη μεγαλύτερη, ως αποτέλεσμα της έκρηξης σουπερνόβα, δεν εμφανίζονται αστέρια, αλλά μαύρες τρύπες.
ΕΙΔΗ ΣΟΥΠΕΡΝΟΒΑ
Μελετώντας το φως που προέρχεται από σουπερνόβα, οι αστρονόμοι διαπίστωσαν ότι δεν είναι όλοι ίδιοι και μπορούν να ταξινομηθούν ανάλογα με τα χημικά στοιχεία που αντιπροσωπεύονται στα φάσματα τους. Το υδρογόνο παίζει έναν ιδιαίτερο ρόλο εδώ: εάν το φάσμα ενός σουπερνόβα περιέχει γραμμές που επιβεβαιώνουν την παρουσία υδρογόνου, τότε ταξινομείται ως τύπου II. αν δεν υπάρχουν τέτοιες γραμμές, ταξινομείται ως τύπου Ι. Οι σουπερνόβα τύπου Ι χωρίζονται σε υποκατηγορίες la, lb και l, λαμβάνοντας υπόψη άλλα στοιχεία του φάσματος.
Διαφορετική φύση των εκρήξεων
Η ταξινόμηση των τύπων και των υποτύπων αντικατοπτρίζει την ποικιλία των μηχανισμών που κρύβονται πίσω από την έκρηξη και τους διαφορετικούς τύπους προγονικών άστρων. Εκρήξεις σουπερνόβα όπως το SN 1987A συμβαίνουν στο τελευταίο εξελικτικό στάδιο ενός άστρου με μεγάλη μάζα (πάνω από 8 φορές τη μάζα του Ήλιου).
Οι σουπερνόβα τύπου lb και lc προκύπτουν από την κατάρρευση των κεντρικών τμημάτων μεγάλων αστεριών που έχουν χάσει σημαντικό μέρος του περιβλήματος υδρογόνου τους λόγω ισχυρών αστρικών ανέμων ή λόγω της μεταφοράς ύλης σε άλλο αστέρι σε ένα δυαδικό σύστημα.
Διάφοροι προκάτοχοι
Όλα τα σουπερνόβα των τύπων lb, lc και II προέρχονται από αστέρια του Πληθυσμού Ι, δηλαδή από νεαρά αστέρια συγκεντρωμένα στους δίσκους των σπειροειδών γαλαξιών. Οι σουπερνόβα τύπου la, με τη σειρά τους, προέρχονται από παλιά αστέρια του πληθυσμού II και μπορούν να παρατηρηθούν τόσο σε ελλειπτικούς γαλαξίες όσο και στους πυρήνες των σπειροειδών γαλαξιών. Αυτός ο τύπος σουπερνόβα προέρχεται από έναν λευκό νάνο που είναι μέρος ενός δυαδικού συστήματος και τραβάει υλικό από τον γείτονά του. Όταν η μάζα ενός λευκού νάνου φτάσει στο όριο σταθερότητάς της (που ονομάζεται όριο Chandrasekhar), ξεκινά μια ταχεία διαδικασία σύντηξης πυρήνων άνθρακα και συμβαίνει μια έκρηξη, ως αποτέλεσμα της οποίας το αστέρι πετάει έξω το μεγαλύτερο μέρος της μάζας του.
Διαφορετική φωτεινότητα
Οι διαφορετικές κατηγορίες σουπερνόβα διαφέρουν μεταξύ τους όχι μόνο στο φάσμα τους, αλλά και στη μέγιστη φωτεινότητα που επιτυγχάνουν στην έκρηξη και στο πώς ακριβώς αυτή η φωτεινότητα μειώνεται με την πάροδο του χρόνου. Οι σουπερνόβα τύπου Ι είναι γενικά πολύ πιο φωτεινές από τις υπερκαινοφανείς τύπου ΙΙ, αλλά επίσης χαμηλώνουν πολύ πιο γρήγορα. Οι σουπερνόβα τύπου Ι διαρκούν από λίγες ώρες έως μερικές ημέρες στη μέγιστη φωτεινότητα, ενώ οι σουπερνόβα τύπου ΙΙ μπορούν να διαρκέσουν έως και αρκετούς μήνες. Προτάθηκε μια υπόθεση σύμφωνα με την οποία αστέρια με πολύ μεγάλη μάζα (αρκετές δεκάδες φορές τη μάζα του Ήλιου) εκρήγνυνται ακόμη πιο βίαια, σαν «υπερνόβα», και ο πυρήνας τους μετατρέπεται σε μαύρη τρύπα.
SUPERNOVES ΣΤΗΝ ΙΣΤΟΡΙΑ
Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι κατά μέσο όρο ένας σουπερνόβα εκρήγνυται στον Γαλαξία μας κάθε 100 χρόνια. Ωστόσο, ο αριθμός των υπερκαινοφανών ιστορικά τεκμηριωμένων τις τελευταίες δύο χιλιετίες δεν φτάνει ούτε τους 10. Ένας λόγος για αυτό μπορεί να οφείλεται στο γεγονός ότι οι σουπερνόβα, ειδικά ο τύπος II, εκρήγνυνται σε σπειροειδείς βραχίονες, όπου η διαστρική σκόνη είναι πολύ πιο πυκνή και, κατά συνέπεια , μπορεί να μειώσει τη λάμψη σουπερνόβα.
Το πρώτο που είδα
Αν και οι επιστήμονες εξετάζουν άλλους υποψηφίους, σήμερα είναι γενικά αποδεκτό ότι η πρώτη παρατήρηση έκρηξης σουπερνόβα στην ιστορία χρονολογείται από το 185 μ.Χ. Τεκμηριώθηκε από Κινέζους αστρονόμους. Στην Κίνα, γαλαξιακές εκρήξεις σουπερνόβα παρατηρήθηκαν επίσης το 386 και το 393. Στη συνέχεια πέρασαν περισσότερα από 600 χρόνια και τελικά, ένας άλλος σουπερνόβα εμφανίστηκε στον ουρανό: το 1006, ένα νέο αστέρι έλαμψε στον αστερισμό του Λύκου, που αυτή τη φορά καταγράφηκε, μεταξύ άλλων, από Άραβες και Ευρωπαίους αστρονόμους. Αυτό το λαμπρότερο αστέρι (του οποίου το φαινομενικό μέγεθος στη μέγιστη φωτεινότητά του έφτανε το -7,5) παρέμεινε ορατό στον ουρανό για περισσότερο από ένα χρόνο.
.
Νεφέλωμα καβουριού
Ο σουπερνόβα του 1054 ήταν επίσης εξαιρετικά φωτεινός (μέγιστο μέγεθος -6), αλλά και πάλι έγινε αντιληπτός μόνο από Κινέζους αστρονόμους και ίσως και από Ινδιάνους της Αμερικής. Αυτό είναι ίσως το πιο διάσημο σουπερνόβα, αφού το απομεινάρι του είναι το Νεφέλωμα του Καβουριού στον αστερισμό του Ταύρου, τον οποίο ο Charles Messier συμπεριέλαβε στον κατάλογό του με τον αριθμό 1.
Οφείλουμε επίσης στους Κινέζους αστρονόμους πληροφορίες σχετικά με την εμφάνιση ενός σουπερνόβα στον αστερισμό της Κασσιόπης το 1181. Ένα άλλο σουπερνόβα εξερράγη εκεί, αυτή τη φορά το 1572. Αυτός ο σουπερνόβα παρατηρήθηκε επίσης από Ευρωπαίους αστρονόμους, συμπεριλαμβανομένου του Tycho Brahe, ο οποίος περιέγραψε τόσο την εμφάνισή του όσο και την επακόλουθη αλλαγή στη φωτεινότητά του στο βιβλίο του "On the New Star", του οποίου το όνομα οδήγησε στον όρο που χρησιμοποιείται συνήθως για να προσδιορίσει τέτοια αστέρια. .
Supernova Quiet
32 χρόνια αργότερα, το 1604, ένας άλλος σουπερνόβα εμφανίστηκε στον ουρανό. Ο Tycho Brahe μετέδωσε αυτές τις πληροφορίες στον μαθητή του Johannes Kepler, ο οποίος άρχισε να παρακολουθεί το «νέο αστέρι» και του αφιέρωσε το βιβλίο «On the New Star at the Foot of Ophiuchus». Αυτό το αστέρι, που επίσης παρατηρήθηκε από τον Galileo Galilei, παραμένει σήμερα το τελευταίο σουπερνόβα ορατό με γυμνό μάτι που εξερράγη στον Γαλαξία μας.
Ωστόσο, δεν υπάρχει αμφιβολία ότι ένας άλλος σουπερνόβα έχει εκραγεί στον Γαλαξία μας, πάλι στον αστερισμό της Κασσιόπης (ο αστερισμός που κατέχει το ρεκόρ για τρεις γαλαξιακούς σουπερνόβα). Αν και δεν υπάρχουν οπτικές ενδείξεις αυτού του γεγονότος, οι αστρονόμοι βρήκαν ένα απομεινάρι του άστρου και υπολογίζουν ότι πρέπει να αντιστοιχεί σε μια έκρηξη που συνέβη το 1667.
Έξω από τον Γαλαξία, εκτός από τον σουπερνόβα 1987Α, οι αστρονόμοι παρατήρησαν επίσης μια δεύτερη σουπερνόβα, το 1885, η οποία εξερράγη στον γαλαξία της Ανδρομέδας.
Παρατήρηση σουπερνόβα
Το κυνήγι των σουπερνόβα απαιτεί υπομονή και σωστή μέθοδο.
Το πρώτο είναι απαραίτητο, αφού κανείς δεν εγγυάται ότι θα μπορέσετε να ανακαλύψετε ένα σουπερνόβα το πρώτο βράδυ. Δεν μπορείτε να κάνετε χωρίς το δεύτερο εάν δεν θέλετε να χάνετε χρόνο και θέλετε πραγματικά να αυξήσετε τις πιθανότητές σας να ανακαλύψετε μια σουπερνόβα. Το κύριο πρόβλημα είναι ότι είναι φυσικά αδύνατο να προβλεφθεί πότε και πού θα συμβεί μια έκρηξη σουπερνόβα σε έναν από τους μακρινούς γαλαξίες. Έτσι, ένας κυνηγός σουπερνόβα πρέπει να σαρώνει τον ουρανό κάθε βράδυ, ελέγχοντας δεκάδες γαλαξίες που έχουν επιλεγεί προσεκτικά για αυτό το σκοπό.
Τι πρέπει να κάνουμε
Μία από τις πιο κοινές τεχνικές είναι να στρέφετε ένα τηλεσκόπιο σε έναν συγκεκριμένο γαλαξία και να συγκρίνετε την εμφάνισή του με μια προηγούμενη εικόνα (σχέδιο, φωτογραφία, ψηφιακή εικόνα), ιδανικά περίπου στην ίδια μεγέθυνση με το τηλεσκόπιο με το οποίο γίνονται οι παρατηρήσεις. Εάν εμφανιστεί εκεί ένα σουπερνόβα, θα τραβήξει αμέσως το μάτι σας. Σήμερα, πολλοί ερασιτέχνες αστρονόμοι διαθέτουν εξοπλισμό αντάξιο ενός επαγγελματικού παρατηρητηρίου, όπως τηλεσκόπια ελεγχόμενα από υπολογιστή και κάμερες CCD που τους επιτρέπουν να τραβούν φωτογραφίες του έναστρου ουρανού απευθείας σε ψηφιακή μορφή. Αλλά ακόμη και σήμερα, πολλοί παρατηρητές κυνηγούν για σουπερνόβα στρέφοντας απλώς ένα τηλεσκόπιο σε έναν συγκεκριμένο γαλαξία και κοιτάζοντας μέσα από τον προσοφθάλμιο φακό, ελπίζοντας να δουν αν κάποιο άλλο αστέρι εμφανίζεται κάπου.
Απαραίτητος εξοπλισμός
Το κυνήγι σουπερνόβα δεν απαιτεί υπερβολικά εξελιγμένο εξοπλισμό Φυσικά, πρέπει να λάβετε υπόψη τη δύναμη του τηλεσκοπίου σας. Το γεγονός είναι ότι κάθε όργανο έχει ένα περιοριστικό μέγεθος, το οποίο εξαρτάται από διάφορους παράγοντες και ο πιο σημαντικός από αυτούς είναι η διάμετρος του φακού (ωστόσο, η φωτεινότητα του ουρανού είναι επίσης σημαντική, ανάλογα με τη φωτορύπανση: όσο μικρότερη είναι , τόσο μεγαλύτερη είναι η οριακή τιμή). Με το τηλεσκόπιό σας, μπορείτε να κοιτάξετε εκατοντάδες γαλαξίες που αναζητούν σουπερνόβα. Ωστόσο, προτού αρχίσετε να παρατηρείτε, είναι πολύ σημαντικό να έχετε στη διάθεσή σας ουράνιους χάρτες για τον εντοπισμό γαλαξιών, καθώς και σχέδια και φωτογραφίες των γαλαξιών που σκοπεύετε να παρατηρήσετε (υπάρχουν δεκάδες πόροι στο Διαδίκτυο για κυνηγούς σουπερνόβα) και Τέλος, ένα αρχείο καταγραφής παρατήρησης όπου θα καταγράφετε δεδομένα για κάθε συνεδρία παρατήρησης.
Νυχτερινές δυσκολίες
Όσο περισσότεροι κυνηγοί σουπερνόβα υπάρχουν, τόσο μεγαλύτερες είναι οι πιθανότητες να παρατηρήσετε την εμφάνισή τους αμέσως τη στιγμή της έκρηξης, γεγονός που καθιστά δυνατή την παρακολούθηση ολόκληρης της καμπύλης φωτός τους. Από αυτή την άποψη, οι ερασιτέχνες αστρονόμοι παρέχουν εξαιρετικά πολύτιμη βοήθεια στους επαγγελματίες.
Οι κυνηγοί σουπερνόβα πρέπει να είναι προετοιμασμένοι να αντέξουν το κρύο και την υγρασία της νύχτας. Επιπλέον, θα πρέπει να καταπολεμήσουν την υπνηλία (ένα θερμός με ζεστό καφέ περιλαμβάνεται πάντα στον βασικό εξοπλισμό των λάτρεις των νυχτερινών αστρονομικών παρατηρήσεων). Όμως αργά ή γρήγορα η υπομονή τους θα ανταμειφθεί!
Ψηφίστηκε Ευχαριστώ!
Μπορεί να σας ενδιαφέρει:
Ο κύκλος του αερίου και της σκόνης στο σύμπαν
Έκρηξη σουπερνόβα
|
Αρχικά, όλα τα αστέρια των οποίων η φωτεινότητα αυξήθηκε ξαφνικά κατά περισσότερες από 1.000 φορές ονομάζονταν νέα. Όταν εκλάμβαναν, τέτοια αστέρια εμφανίστηκαν ξαφνικά στον ουρανό, διαταράσσοντας τη συνήθη διαμόρφωση του αστερισμού, και αύξησαν τη φωτεινότητά τους στο μέγιστο, αρκετές χιλιάδες φορές, στη συνέχεια η φωτεινότητά τους άρχισε να πέφτει απότομα και μετά από λίγα χρόνια έγιναν τόσο αδύναμα όσο και ήταν πριν από τη φωτοβολίδα. Η επανάληψη εκλάμψεων, κατά τη διάρκεια καθεμιάς από τις οποίες το αστέρι εκτοξεύεται έως και το ένα χιλιοστό της μάζας του με μεγάλη ταχύτητα, είναι χαρακτηριστικό των νέων αστέρων. Και όμως, παρά το μεγαλείο του φαινομένου μιας τέτοιας έκλαμψης, δεν συνδέεται ούτε με θεμελιώδη αλλαγή στη δομή του άστρου, ούτε με την καταστροφή του. Για πέντε χιλιάδες χρόνια, έχουν διατηρηθεί πληροφορίες για περισσότερες από 200 φωτεινές εκλάμψεις άστρων, αν περιοριστούμε σε αυτές που δεν ξεπέρασαν το 3ο μέγεθος σε φωτεινότητα. Αλλά όταν διαπιστώθηκε η εξωγαλαξιακή φύση των νεφελωμάτων, έγινε σαφές ότι τα νέα αστέρια που αναλάμβαναν μέσα τους ήταν ανώτερα στα χαρακτηριστικά τους από τους συνηθισμένους νέους, αφού η φωτεινότητά τους συχνά αποδεικνυόταν ίση με τη φωτεινότητα ολόκληρου του γαλαξία στον οποίο βρίσκονταν φούντωσε. Η ασυνήθιστη φύση τέτοιων φαινομένων οδήγησε τους αστρονόμους στην ιδέα ότι τέτοια γεγονότα ήταν κάτι τελείως διαφορετικό από τους συνηθισμένους καινοφανείς, και επομένως το 1934, μετά από πρόταση των Αμερικανών αστρονόμων Fritz Zwicky και Walter Baade, τα αστέρια των οποίων οι εκλάμψεις στη μέγιστη λαμπρότητα έφτασαν τη φωτεινότητα του Οι κανονικοί γαλαξίες αναγνωρίστηκαν σε μια ξεχωριστή, πιο φωτεινή και σπάνια κατηγορία σουπερνόβα.
Σε αντίθεση με τις εκρήξεις των συνηθισμένων καινοφανών, οι εκρήξεις σουπερνόβα στην τρέχουσα κατάσταση του Γαλαξία μας είναι ένα εξαιρετικά σπάνιο φαινόμενο, που συμβαίνει όχι συχνότερα από μία φορά κάθε 100 χρόνια. Τα πιο εντυπωσιακά κρούσματα ήταν το 1006 και το 1054 πληροφορίες σχετικά με αυτές περιέχονται σε κινεζικές και ιαπωνικές πραγματείες. Το 1572, το ξέσπασμα ενός τέτοιου άστρου στον αστερισμό της Κασσιόπης παρατηρήθηκε από τον εξαιρετικό αστρονόμο Tycho Brahe και το τελευταίο άτομο που παρακολούθησε το φαινόμενο σουπερνόβα στον αστερισμό Ophiuchus το 1604 ήταν ο Johannes Kepler. Κατά τη διάρκεια των τεσσάρων αιώνων της «τηλεσκοπικής» εποχής στην αστρονομία, τέτοιες εκλάμψεις δεν έχουν παρατηρηθεί στον Γαλαξία μας. Η θέση του Ηλιακού Συστήματος σε αυτό είναι τέτοια που μπορούμε οπτικά να παρατηρούμε εκρήξεις σουπερνόβα στο μισό περίπου του όγκου του και στον υπόλοιπο όγκο του η φωτεινότητα των εστιών μειώνεται από τη διαστρική απορρόφηση. ΣΕ ΚΑΙ. Krasovsky και I.S. Ο Shklovsky υπολόγισε ότι οι εκρήξεις σουπερνόβα στον Γαλαξία μας συμβαίνουν κατά μέσο όρο μία φορά κάθε 100 χρόνια. Σε άλλους γαλαξίες, αυτές οι διεργασίες συμβαίνουν με την ίδια περίπου συχνότητα, επομένως οι κύριες πληροφορίες για τους σουπερνόβα στο στάδιο της οπτικής έκρηξης ελήφθησαν από τις παρατηρήσεις τους σε άλλους γαλαξίες.
 |
| SUPERNOVA EXPLOSION CAS A |
Συνειδητοποιώντας τη σημασία της μελέτης τέτοιων ισχυρών φαινομένων, οι αστρονόμοι W. Baade και F. Zwicky, που εργάζονταν στο Αστεροσκοπείο Palomar στις ΗΠΑ, ξεκίνησαν μια συστηματική συστηματική αναζήτηση για σουπερνόβα το 1936. Είχαν στη διάθεσή τους ένα τηλεσκόπιο του συστήματος Schmidt, το οποίο επέτρεπε τη φωτογράφιση περιοχών πολλών δεκάδων τετραγωνικών μοιρών και έδινε πολύ καθαρές εικόνες ακόμη και αμυδρά αστέρια και γαλαξίες. Μέσα σε τρία χρόνια, ανακάλυψαν 12 εκρήξεις σουπερνόβα σε διαφορετικούς γαλαξίες, οι οποίες στη συνέχεια μελετήθηκαν χρησιμοποιώντας φωτομετρία και φασματοσκοπία. Καθώς η τεχνολογία παρατήρησης βελτιωνόταν, ο αριθμός των πρόσφατα ανακαλυφθέντων σουπερνόβα αυξανόταν σταθερά και η επακόλουθη εισαγωγή αυτοματοποιημένων αναζητήσεων οδήγησε σε μια αύξηση σαν χιονοστιβάδα στον αριθμό των ανακαλύψεων (πάνω από 100 σουπερνόβα ετησίως, με συνολικό αριθμό 1.500). Τα τελευταία χρόνια, μεγάλα τηλεσκόπια έχουν αρχίσει επίσης να αναζητούν πολύ μακρινούς και αμυδρά σουπερνόβα, καθώς οι μελέτες τους μπορούν να δώσουν απαντήσεις σε πολλά ερωτήματα σχετικά με τη δομή και τη μοίρα ολόκληρου του Σύμπαντος. Σε μια νύχτα παρατηρήσεων με τέτοια τηλεσκόπια, μπορούν να ανακαλυφθούν περισσότερες από 10 μακρινές σουπερνόβα.
Ως αποτέλεσμα της έκρηξης ενός άστρου, το οποίο παρατηρείται ως φαινόμενο σουπερνόβα, σχηματίζεται γύρω του ένα νεφέλωμα που διαστέλλεται με τεράστια ταχύτητα (περίπου 10.000 km/s). Ο υψηλός ρυθμός διαστολής είναι το κύριο χαρακτηριστικό με το οποίο τα υπολείμματα σουπερνόβα διακρίνονται από άλλα νεφελώματα. Στα υπολείμματα σουπερνόβα, όλα μιλούν για μια έκρηξη τεράστιας δύναμης, η οποία σκόρπισε τα εξωτερικά στρώματα του άστρου και προσέδωσε τεράστιες ταχύτητες σε μεμονωμένα κομμάτια του εκτινασσόμενου κελύφους.
Υπερκαινοφανείς για παράδειγμα:Κανένα διαστημικό αντικείμενο δεν έχει δώσει τόσο πολύτιμες πληροφορίες στους αστρονόμους όσο η σχετικά μικρή αφάνεια σε σχήμα Καβουριού, που παρατηρείται στον αστερισμό του Ταύρου και αποτελείται από διάχυτη αέρια ύλη που πετά μακριά με μεγάλη ταχύτητα. Αυτό το νεφέλωμα, ένα απομεινάρι ενός σουπερνόβα που παρατηρήθηκε το 1054, έγινε το πρώτο γαλαξιακό αντικείμενο με το οποίο αναγνωρίστηκε μια ραδιοφωνική πηγή. Αποδείχθηκε ότι η φύση της ραδιοεκπομπής δεν έχει τίποτα κοινό με τη θερμική εκπομπή: η έντασή της αυξάνεται συστηματικά με το μήκος κύματος. Σύντομα κατέστη δυνατό να εξηγηθεί η φύση αυτού του φαινομένου. Το υπόλειμμα σουπερνόβα πρέπει να έχει ισχυρό μαγνητικό πεδίο που παγιδεύει τις κοσμικές ακτίνες που δημιουργεί (ηλεκτρόνια, ποζιτρόνια, ατομικοί πυρήνες), οι οποίες έχουν ταχύτητες κοντά στην ταχύτητα του φωτός. Σε ένα μαγνητικό πεδίο, εκπέμπουν ηλεκτρομαγνητική ενέργεια σε μια στενή δέσμη προς την κατεύθυνση της κίνησης. Η ανακάλυψη μη θερμικής ραδιοεκπομπής από το Νεφέλωμα του Καβουριού ώθησε τους αστρονόμους να αναζητήσουν υπολείμματα σουπερνόβα ακριβώς για αυτόν τον λόγο.
Στο Σχ.: The Crab Nebula. Μια νέα ακολουθία εικόνων Hubble του υπολείμματος μιας τεράστιας αστρικής έκρηξης δίνει στους αστρονόμους μια βαθύτερη ματιά στη δυναμική της σύνδεσης μεταξύ του μικρού πάλσαρ Crab και του τεράστιου νεφελώματος που τροφοδοτεί. Η έγχρωμη φωτογραφία στα αριστερά είναι μια εικόνα επίγειου τηλεσκοπίου σχεδόν ολόκληρου του νεφελώματος του Καβουριού, το οποίο σχηματίστηκε μετά από μια έκρηξη σουπερνόβα πριν από περισσότερα από 900 χρόνια. Το νεφέλωμα, με διάμετρο 10 ετών φωτός, βρίσκεται 7.000 έτη φωτός μακριά στον αστερισμό του Ταύρου. Τα πράσινα, κίτρινα και κόκκινα νήματα που συγκεντρώνονται στις άκρες του νεφελώματος είναι το απομεινάρι ενός αστεριού που πετάχτηκε στο διάστημα από την έκρηξη. Στο κέντρο του νεφελώματος του Καβουριού βρίσκεται το πάλσαρ Καβούρι, ο πυρήνας ενός αστεριού που εκρήγνυται. Η μπλε λάμψη στο εσωτερικό του νεφελώματος είναι το φως που εκπέμπεται από τα ενεργητικά ηλεκτρόνια. Η εικόνα στα δεξιά τραβήχτηκε από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble και δείχνει το εσωτερικό του Καβούρι. Το ίδιο το πάλσαρ είναι ορατό ως το αριστερό ενός ζεύγους εβέσδας κοντά στο κέντρο του πλαισίου. Το πάλσαρ περιβάλλεται από ένα σύμπλεγμα διακριτών κόμβων και κουρελιασμένων σχηματισμών. Αυτή είναι μια από μια σειρά εικόνων που έλαβε το Hubble για αρκετούς μήνες. Δείχνει ότι το εσωτερικό του νεφελώματος του Καβουριού είναι πιο δυναμικό από ό,τι πιστεύαμε.
 |
| -Πριν από 20.000 χρόνια. Το μεγαλύτερο αστέρι στο δυαδικό σύστημα φουσκώνει και γίνεται κόκκινος γίγαντας. -Ο κόκκινος γίγαντας παραχωρεί την ύλη στο μπλε αστέρι, μερικά από τα οποία σχηματίζουν έναν δίσκο. -Δύο αστέρια συγχωνεύονται σε ένα μπλε αστέρι που περιβάλλεται από έναν δίσκο αερίου. |
 |
| -Ο «άνεμος» από το αστέρι δημιουργεί μια τρύπα στο δίσκο. -Φεβρουάριος 1987 Μια έκρηξη σουπερνόβα φωτίζει την εσωτερική άκρη του δακτυλίου. -1991-1996 Το κύμα έκρηξης και η ροή των συντριμμιών εξαπλώνονται γρήγορα στο διάστημα. |
 |
| -1997 Το κύμα έκρηξης φτάνει στην εσωτερική άκρη του δακτυλίου, προκαλώντας σημειακές λάμψεις. |
-2007 Οι εκλάμψεις εμφανίζονται σε όλο το εσωτερικό άκρο, σχηματίζοντας ένα φωτεινό δακτύλιο. ΕΚΡΗΞΗ 1987Α
Ένα σύστημα νεφελωμάτων με νήματα στον αστερισμό του Κύκνου έδειξε επίσης ραδιοεκπομπή χαρακτηριστική των παλαιών υπολειμμάτων σουπερνόβα. Η ραδιοαστρονομία βοήθησε στην εύρεση πολλών άλλων μη θερμικών ραδιοφωνικών πηγών που αποδείχθηκε ότι ήταν υπολείμματα σουπερνόβα διαφορετικών ηλικιών. Έτσι, συνήχθη το συμπέρασμα ότι τα υπολείμματα των εκρήξεων σουπερνόβα που συνέβησαν ακόμη και πριν από δεκάδες χιλιάδες χρόνια ξεχωρίζουν μεταξύ άλλων νεφελωμάτων για την ισχυρή μη θερμική ραδιοεκπομπή τους.
Όπως ήδη αναφέρθηκε, το Νεφέλωμα του Καβουριού ήταν το πρώτο αντικείμενο από το οποίο ανακαλύφθηκε η εκπομπή ακτίνων Χ. Το 1964, ανακαλύφθηκε ότι η πηγή ακτινοβολίας ακτίνων Χ που προέρχεται από αυτό είναι εκτεταμένη, αν και οι γωνιακές του διαστάσεις είναι 5 φορές μικρότερες από τις γωνιακές διαστάσεις του ίδιου του Νεφελώματος του Καβουριού. Από το οποίο συνήχθη το συμπέρασμα ότι η ακτινοβολία ακτίνων Χ δεν εκπέμπεται από ένα αστέρι που κάποτε εξερράγη ως σουπερνόβα, αλλά από το ίδιο το νεφέλωμα.
Οι πολύχρωμοι πίδακες που διασχίζουν τον ουρανό σε αυτήν την εικόνα του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble δημιουργήθηκαν από ένα από τα μεγαλύτερα πυροτεχνήματα που έχουν καταγραφεί στην ιστορία του γαλαξία μας - την τεράστια έκρηξη ενός τεράστιου αστεριού. Το φως από αυτό έφτασε στη Γη πριν από 320 χρόνια. Τα κουρελιασμένα υπολείμματα του νεκρού αστεριού ονομάζονται Cassiopeia A, ή "Cas A" για συντομία. Αυτό το νεότερο γνωστό απομεινάρι σουπερνόβα στον Γαλαξία μας βρίσκεται 10.000 έτη φωτός μακριά στον αστερισμό της Κασσιόπης. Το φως από την έκρηξη σουπερνόβα έφτασε στη Γη το 1600 και η ίδια η έκρηξη συνέβη 10.000 χρόνια νωρίτερα. Αυτή η φωτογραφία δείχνει το επάνω άκρο του διαστελλόμενου κελύφους ενός υπολείμματος σουπερνόβα. Στην κορυφή της εικόνας υπάρχουν δεκάδες μικροσκοπικά υπολείμματα υλικού. Κάθε μικρό κομμάτι ήταν αρχικά ένα μικρό θραύσμα ενός αστεριού δεκάδες φορές μεγαλύτερο από ολόκληρο το ηλιακό σύστημα. Το αστέρι που τα δημιούργησε ήταν τεράστιο: 15-25 φορές μεγαλύτερη από τον Ήλιο μας. Τέτοια αστέρια είναι συνήθως βραχύβια, καταναλώνοντας την απόδοσή τους σε πυρηνικό καύσιμο σε δεκάδες εκατομμύρια χρόνια (1.000 φορές ταχύτερα από τον Ήλιο μας). Αυτή η εκπληκτική εικόνα του Cas A επιτρέπει στους αστρονόμους να μελετήσουν τα υπολείμματα σουπερνόβα λεπτομερώς, δείχνοντας για πρώτη φορά ότι αποτελούνται από μικρές, ψυκτικές μπάλες αερίου. Αυτή η ουσία θα χρησιμοποιηθεί για τη δημιουργία μιας νέας γενιάς αστέρων και πλανητών. Ίσως ο Ήλιος μας και οι πλανήτες του ηλιακού συστήματος δημιουργήθηκαν από τα υπολείμματα ενός σουπερνόβα που εξερράγη πριν από δισεκατομμύρια χρόνια.
Στην εικόνα: Supernova 1987A. Τα αστραφτερά αστέρια και οι μύτες αερίου παρέχουν ένα συναρπαστικό σκηνικό για την αυτοκαταστροφή ενός τεράστιου αστεριού που ονομάζεται Supernova 1987A. Οι αστρονόμοι παρατήρησαν την έκρηξή του στο νότιο ημισφαίριο στις 23 Φεβρουαρίου 1987. Αυτή η εικόνα από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble δείχνει υπολείμματα σουπερνόβα που περιβάλλονται από εσωτερικούς και εξωτερικούς δακτυλίους υλικού σε διάχυτα σύννεφα αερίου. Αυτή η τρίχρωμη εικόνα είναι μια σύνθεση πολλών φωτογραφιών του σουπερνόβα και της γύρω περιοχής που τραβήχτηκαν τον Σεπτέμβριο του 1994, τον Φεβρουάριο του 1996 και τον Ιούλιο του 1997. Τα πολυάριθμα φωτεινά μπλε αστέρια κοντά στο σουπερνόβα είναι αστέρια με τεράστια μάζα, το καθένα ηλικίας περίπου 12 εκατομμυρίων ετών και 6 φορές βαρύτερο από τον Ήλιο. Ανήκουν όλα στην ίδια γενιά αστεριών με αυτή που εξερράγη. Η παρουσία φωτεινών νεφών αερίου είναι ένα άλλο σημάδι της νεότητας αυτής της περιοχής, η οποία εξακολουθεί να είναι γόνιμο έδαφος για τη γέννηση νέων άστρων. Το Hubble ανακάλυψε δακτυλίους από λαμπερό αέριο που περιβάλλουν την τοποθεσία του Supernova 1987A. Είναι πιθανό ότι οι δύο δακτύλιοι θα μπορούσαν να «τραβηχτούν» από ακτινοβολία ή σωματίδια υψηλής ενέργειας, παρόμοια με το πώς μια δέσμη φωτός λέιζερ σχεδιάζει κύκλους σε μια οθόνη. Η πηγή της ακτινοβολίας μπορεί να είναι προηγουμένως άγνωστα αστρικά υπολείμματα του δεύτερου συστατικού του άστρου που εξερράγη το 1987. Η εικόνα του Hubble δείχνει ένα ελαφρώς φωτεινό αντικείμενο στη θέση της ύποπτης πηγής.
Η εικόνα δακτυλίου [A] που λήφθηκε από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble το 1994 δείχνει έναν δακτύλιο λαμπερού αερίου γύρω από τον σουπερνόβα 1987Α. Εικόνα [B] - Πρόσφατες παρατηρήσεις από το 1997 από το τηλεσκόπιο Hubble δείχνουν αύξηση της φωτεινότητας των κόμβων στην επάνω δεξιά πλευρά του δακτυλίου. Αυτός είναι ο τόπος ισχυρών συγκρούσεων μεταξύ του κύματος έκρηξης που κινείται προς τα έξω και των εσωτερικών τμημάτων του περιαστρικού δακτυλίου. Οι συγκρούσεις θερμαίνουν το αέριο και το κάνουν να λάμπει πιο φωτεινό. Αυτό είναι πιθανότατα το πρώτο σήμα δραματικών και βίαιων συγκρούσεων που θα συμβούν τα επόμενα χρόνια, αναζωογονώντας το σουπερνόβα ως ισχυρή πηγή εκπομπής ακτίνων Χ και ραδιοφώνου. Η λευκή μισοφέγγαρη ύλη στο κέντρο είναι το ορατό τμήμα ενός διάσπαρτου αστεριού, που ορμάει με ταχύτητα 3.000 km/s, το οποίο θερμαίνεται από ραδιενεργά στοιχεία που δημιουργούνται όταν το αστέρι εξερράγη.
Επιρροή σουπερνόβα
Υπερκαινοφανείς.
Στις 23 Φεβρουαρίου 1987, ένας σουπερνόβα εξερράγη στον γειτονικό μας γαλαξία, το Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου, το οποίο έγινε εξαιρετικά σημαντικό για τους αστρονόμους επειδή ήταν το πρώτο που, οπλισμένοι με σύγχρονα αστρονομικά όργανα, μπορούσαν να μελετήσουν λεπτομερώς. Και αυτό το αστέρι επιβεβαίωσε μια ολόκληρη σειρά από προβλέψεις. Ταυτόχρονα με την οπτική έκλαμψη, ειδικοί ανιχνευτές που εγκαταστάθηκαν στην Ιαπωνία και στο Οχάιο (ΗΠΑ) κατέγραψαν μια ροή στοιχειωδών σωματιδίων νετρίνων που γεννήθηκαν σε πολύ υψηλές θερμοκρασίες κατά την κατάρρευση του πυρήνα του άστρου και διεισδύουν εύκολα μέσω του κελύφους του. Αυτές οι παρατηρήσεις επιβεβαίωσαν μια προηγούμενη πρόταση ότι περίπου το 10% της μάζας του πυρήνα ενός αστεριού που καταρρέει εκπέμπεται ως νετρίνα καθώς ο ίδιος ο πυρήνας καταρρέει σε αστέρι νετρονίων. Σε αστέρια με μεγάλη μάζα, κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης σουπερνόβα, οι πυρήνες συμπιέζονται σε ακόμη μεγαλύτερες πυκνότητες και πιθανότατα μετατρέπονται σε μαύρες τρύπες, αλλά τα εξωτερικά στρώματα του άστρου εξακολουθούν να απορρίπτονται. Τα τελευταία χρόνια, υπήρξαν ενδείξεις για σύνδεση μεταξύ κάποιων κοσμικών εκρήξεων ακτίνων γάμμα και σουπερνόβα. Είναι πιθανό ότι η φύση των εκρήξεων κοσμικών ακτίνων γάμμα σχετίζεται με τη φύση των εκρήξεων.
Οι εκρήξεις σουπερνόβα έχουν ισχυρό και ποικίλο αντίκτυπο στο περιβάλλον διαστρικό μέσο. Το κέλυφος που εκτοξεύτηκε με τεράστια ταχύτητα από τον σουπερνώνα συλλέγει και συμπιέζει το αέριο που το περιβάλλει, το οποίο μπορεί να δώσει ώθηση στο σχηματισμό νέων άστρων από τα σύννεφα αερίου. Μια ομάδα αστρονόμων με επικεφαλής τον Δρ. John Hughes (Πανεπιστήμιο Rutgers), χρησιμοποιώντας παρατηρήσεις από το παρατηρητήριο ακτίνων Χ Chandra της NASA, έκανε μια σημαντική ανακάλυψη που ρίχνει φως στον τρόπο σχηματισμού του πυριτίου, του σιδήρου και άλλων στοιχείων κατά τις εκρήξεις σουπερνόβα. Μια εικόνα ακτίνων Χ του υπολείμματος σουπερνόβα Κασσιόπης Α (Cas A) αποκαλύπτει συστάδες πυριτίου, θείου και σιδήρου που εκτοξεύτηκαν από το εσωτερικό του αστεριού κατά τη διάρκεια της έκρηξης. Η υψηλή ποιότητα, η σαφήνεια και το περιεχόμενο πληροφοριών των εικόνων του υπολείμματος σουπερνόβα Cas A που ελήφθησαν από το Παρατηρητήριο Chandra επέτρεψε στους αστρονόμους όχι μόνο να προσδιορίσουν τη χημική σύνθεση πολλών κόμβων αυτού του υπολείμματος, αλλά και να ανακαλύψουν πού ακριβώς σχηματίστηκαν αυτοί οι κόμβοι. Για παράδειγμα, οι πιο συμπαγείς και φωτεινότεροι κόμβοι αποτελούνται κυρίως από πυρίτιο και θείο με πολύ λίγο σίδηρο. Αυτό δείχνει ότι σχηματίστηκαν βαθιά μέσα στο αστέρι, όπου οι θερμοκρασίες έφτασαν τα τρία δισεκατομμύρια βαθμούς κατά τη διάρκεια της κατάρρευσης που κατέληξε σε έκρηξη σουπερνόβα. Σε άλλους κόμβους, οι αστρονόμοι ανακάλυψαν πολύ υψηλή περιεκτικότητα σε σίδηρο με μείγματα πυριτίου και θείου. Αυτή η ουσία σχηματίστηκε ακόμη βαθύτερα - σε εκείνα τα μέρη όπου η θερμοκρασία κατά την έκρηξη έφτασε σε υψηλότερες τιμές - από τέσσερα έως πέντε δισεκατομμύρια βαθμούς. Μια σύγκριση των τοποθεσιών τόσο των πλούσιων σε πυρίτιο φωτεινών όσο και των αμυδρότερων σε σίδηρο κόμβων στο υπόλειμμα σουπερνόβα Cas A αποκάλυψε ότι τα χαρακτηριστικά «σιδήρου», που προέρχονται από τα βαθύτερα στρώματα του άστρου, βρίσκονται στις εξωτερικές άκρες του υπολείμματος . Αυτό σημαίνει ότι η έκρηξη πέταξε τους «σιδερένιους» κόμβους πιο μακριά από όλους τους άλλους. Και ακόμη και τώρα φαίνεται να απομακρύνονται από το κέντρο της έκρηξης με μεγαλύτερη ταχύτητα. Η μελέτη των δεδομένων που έλαβε ο Chandra θα μας επιτρέψει να καταλήξουμε σε έναν από τους διάφορους μηχανισμούς που προτείνονται από θεωρητικούς που εξηγούν τη φύση της έκρηξης σουπερνόβα, τη δυναμική της διαδικασίας και την προέλευση νέων στοιχείων.
Η έρευνα έχει δείξει ότι οι σουπερνόβα δεν αντιπροσωπεύουν μια ομοιογενή ομάδα αντικειμένων - τόσο τα φάσματα όσο και οι καμπύλες φωτός (μεταβολές στη φωτεινότητα με την πάροδο του χρόνου) διέφεραν σημαντικά η φασματική ταξινόμηση τους χωρίζει σε δύο τύπους: SN I και SN II.
 |
| Οι 14ωρες παρατηρήσεις του Παρατηρητηρίου Chandra του υπολείμματος σουπερνόβα Cas A απέδωσαν την καλύτερη κατανομή των βαρέων στοιχείων που εκτοξεύτηκαν κατά τη διάρκεια της έκρηξης. Επάνω αριστερά είναι μια ευρυζωνική εικόνα ακτίνων Χ του Cas A. Οι υπόλοιπες εικόνες δημιουργούνται από ακτίνες από ιόντα πυριτίου (πάνω δεξιά), ιόντα ασβεστίου (κάτω αριστερά), ιόντα σιδήρου (κάτω δεξιά). Αυτά τα στοιχεία αποτελούν μέρος ενός αερίου με θερμοκρασία περίπου 50 εκατομμύρια °C. Τα χρώματα αντιπροσωπεύουν την ένταση των ακτίνων Χ, από κίτρινο (πιο έντονο), κόκκινο και βιολετί έως πράσινο (λιγότερο έντονο). |
| SUPERNOVA CAS A |
Supernovae SN Iέχουν πολύ παρόμοια φάσματα (με την απουσία γραμμών υδρογόνου) και σχήματα καμπύλης φωτός, ενώ τα φάσματα του SN II περιέχουν φωτεινές γραμμές υδρογόνου και διακρίνονται από την ποικιλομορφία τόσο των φασμάτων όσο και των καμπυλών φωτός. Με αυτή τη μορφή, η ταξινόμηση των σουπερνόβα υπήρχε μέχρι τα μέσα της δεκαετίας του '80 του περασμένου αιώνα. Και με την έναρξη της ευρείας χρήσης των δεκτών CCD, η ποσότητα και η ποιότητα του υλικού παρατήρησης αυξήθηκαν σημαντικά, γεγονός που κατέστησε δυνατή τη λήψη φασματογραμμάτων για προηγουμένως απρόσιτα αμυδρά αντικείμενα, τον προσδιορισμό της έντασης και του πλάτους των γραμμών με πολύ μεγαλύτερη ακρίβεια και επίσης για την καταγραφή ασθενέστερων γραμμών στα φάσματα. Ως αποτέλεσμα, η φαινομενικά καθιερωμένη δυαδική ταξινόμηση των σουπερνόβα άρχισε να αλλάζει γρήγορα και να γίνεται πιο περίπλοκη. Οι σουπερνόβα διαφέρουν επίσης ανάλογα με τους τύπους των γαλαξιών στους οποίους εκρήγνυνται. Στους σπειροειδείς γαλαξίες, οι σουπερνόβα και των δύο τύπων εκρήγνυνται, αλλά σε ελλειπτικούς γαλαξίες, όπου δεν υπάρχει σχεδόν κανένα διαστρικό μέσο και η διαδικασία σχηματισμού άστρων έχει τελειώσει, παρατηρούνται μόνο σουπερνόβα τύπου SN I, προφανώς, πριν από την έκρηξη - πρόκειται για πολύ παλιά αστέρια , οι μάζες των οποίων είναι κοντά στην ηλιακή. Και δεδομένου ότι τα φάσματα και οι καμπύλες φωτός των σουπερνόβα αυτού του τύπου είναι πολύ παρόμοια, σημαίνει ότι τα ίδια αστέρια εκρήγνυνται σε σπειροειδείς γαλαξίες. Το φυσικό τέλος της εξελικτικής διαδρομής των αστεριών με μάζες κοντά στον Ήλιο είναι η μετατροπή σε λευκό νάνο με τον ταυτόχρονο σχηματισμό ενός πλανητικού νεφελώματος. Ένας λευκός νάνος δεν περιέχει σχεδόν καθόλου υδρογόνο, αφού είναι το τελικό προϊόν της εξέλιξης ενός κανονικού αστέρα.
Κάθε χρόνο, πολλά πλανητικά νεφελώματα σχηματίζονται στον Γαλαξία μας, επομένως, τα περισσότερα αστέρια αυτής της μάζας ολοκληρώνουν αθόρυβα τη διαδρομή της ζωής τους και μόνο μία φορά κάθε εκατό χρόνια εκρήγνυται ένας σουπερνόβα τύπου Ι SN. Ποιοι λόγοι καθορίζουν ένα εντελώς ιδιαίτερο τέλος, που δεν μοιάζει με τη μοίρα άλλων παρόμοιων σταρ; Ο διάσημος Ινδός αστροφυσικός S. Chandrasekhar έδειξε ότι εάν ένας λευκός νάνος έχει μάζα μικρότερη από περίπου 1,4 ηλιακές μάζες, θα «ζήσει» ήσυχα τη ζωή του. Αλλά εάν βρίσκεται σε ένα αρκετά στενό δυαδικό σύστημα, η ισχυρή του βαρύτητα είναι ικανή να «τραβήξει» ύλη από το συνοδό αστέρι, γεγονός που οδηγεί σε σταδιακή αύξηση της μάζας και όταν ξεπεράσει το επιτρεπόμενο όριο, συμβαίνει μια ισχυρή έκρηξη που οδηγεί σε ο θάνατος του αστεριού.
| ΣΟΥΠΕΡΝΟΒΑ G11.2-0.3 |
| Αυτή η εικόνα Chandra δείχνει καθαρά ένα πάλσαρ στο γεωμετρικό κέντρο του υπολείμματος σουπερνόβα που είναι γνωστό ως G11.2-0.3. Ο Chandra έλαβε ισχυρή επιβεβαίωση ότι το πάλσαρ σχηματίστηκε από μια σουπερνόβα το 386, που καταγράφηκε από Κινέζους αστρονόμους. Ο προσδιορισμός της πραγματικής ηλικίας των αστρονομικών αντικειμένων είναι πολύ δύσκολος, επομένως τα ιστορικά αρχεία σχετικά με τα γεγονότα σουπερνόβα είναι πολύ σημαντικά. Εάν αυτή η ανακάλυψη επιβεβαιωθεί, αυτό το πάλσαρ θα γίνει μόνο το δεύτερο πάλσαρ που σχετίζεται ακριβώς με ένα ιστορικό γεγονός. |
 |
Supernovae SN IIσυνδέονται σαφώς με νεαρά, τεράστια αστέρια, στα κελύφη των οποίων υπάρχει υδρογόνο σε μεγάλες ποσότητες. Οι εκρήξεις αυτού του τύπου σουπερνόβα θεωρούνται το τελικό στάδιο της εξέλιξης των άστρων με αρχική μάζα μεγαλύτερη από 8-10 ηλιακές μάζες. Γενικά, η εξέλιξη τέτοιων αστεριών προχωρά αρκετά γρήγορα - σε μερικά εκατομμύρια χρόνια καίνε το υδρογόνο τους, μετά το ήλιο, το οποίο μετατρέπεται σε άνθρακα και στη συνέχεια τα άτομα άνθρακα αρχίζουν να μετατρέπονται σε άτομα με υψηλότερο ατομικό αριθμό. Στη φύση, οι μετασχηματισμοί στοιχείων με μεγάλη απελευθέρωση ενέργειας καταλήγουν στον σίδηρο, του οποίου οι πυρήνες είναι οι πιο σταθεροί και δεν απελευθερώνεται ενέργεια κατά τη σύντηξή τους. Έτσι, όταν ο πυρήνας ενός άστρου γίνεται σίδηρος, η απελευθέρωση ενέργειας σε αυτό σταματά, δεν μπορεί πλέον να αντισταθεί στις βαρυτικές δυνάμεις και ως εκ τούτου αρχίζει γρήγορα να συρρικνώνεται ή να καταρρέει. Οι διεργασίες που συμβαίνουν κατά τη διάρκεια της κατάρρευσης απέχουν ακόμη από το να είναι πλήρως κατανοητές. Ωστόσο, είναι γνωστό ότι εάν όλη η ύλη στον πυρήνα μετατραπεί σε νετρόνια, τότε μπορεί να αντισταθεί στις δυνάμεις της βαρύτητας - ο πυρήνας του άστρου μετατρέπεται σε "άστρο νετρονίων" και η κατάρρευση σταματά. Σε αυτή την περίπτωση, απελευθερώνεται τεράστια ενέργεια, η οποία εισέρχεται στο κέλυφος του άστρου και προκαλεί διαστολή, την οποία βλέπουμε ως έκρηξη σουπερνόβα. Από αυτό θα περίμενε κανείς μια γενετική σύνδεση μεταξύ των εκρήξεων σουπερνόβα και του σχηματισμού αστεριών νετρονίων και μαύρων οπών. Εάν η εξέλιξη του άστρου είχε προηγουμένως συμβεί «αθόρυβα», τότε το περίβλημά του θα έπρεπε να έχει ακτίνα εκατοντάδες φορές μεγαλύτερη από την ακτίνα του Ήλιου και επίσης να διατηρεί επαρκή ποσότητα υδρογόνου για να εξηγήσει το φάσμα των σουπερνόβα SN II.
Πάλσαρ. Το γεγονός ότι μετά από μια έκρηξη σουπερνόβα, εκτός από το διαστελλόμενο κέλυφος και τους διάφορους τύπους ακτινοβολίας, παραμένουν και άλλα αντικείμενα, έγινε γνωστό το 1968 λόγω του γεγονότος ότι ένα χρόνο νωρίτερα οι αστρονόμοι του ραδιοφώνου είχαν ανακαλύψει πάλσαρ - ραδιοπηγές των οποίων η ακτινοβολία συγκεντρώνεται σε μεμονωμένοι παλμοί που επαναλαμβάνονται μετά από μια αυστηρά καθορισμένη χρονική περίοδο. Οι επιστήμονες έμειναν έκπληκτοι από την αυστηρή περιοδικότητα των παλμών και τη σύντομη περίοδο τους. Η μεγαλύτερη προσοχή τράβηξε το πάλσαρ, οι συντεταγμένες του οποίου ήταν κοντά στις συντεταγμένες ενός νεφελώματος πολύ ενδιαφέροντος για τους αστρονόμους, που βρίσκεται στον νότιο αστερισμό Velas, ο οποίος θεωρείται το απομεινάρι μιας έκρηξης σουπερνόβα - η περίοδός του ήταν μόνο 0,089 δευτερόλεπτα. Και μετά την ανακάλυψη ενός πάλσαρ στο κέντρο του νεφελώματος του Καβουριού (η περίοδός του ήταν 1/30 του δευτερολέπτου), έγινε σαφές ότι τα πάλσαρ κατά κάποιο τρόπο σχετίζονται με εκρήξεις σουπερνόβα. Τον Ιανουάριο του 1969, ένα πάλσαρ από το Νεφέλωμα του Καβουριού ταυτίστηκε με ένα αμυδρό αστέρι 16ου μεγέθους, αλλάζοντας τη φωτεινότητά του με την ίδια περίοδο, και το 1977 ήταν δυνατό να ταυτοποιηθεί ένα πάλσαρ στον αστερισμό του Πάπυκου με το αστέρι.
Η περιοδικότητα της ακτινοβολίας πάλσαρ σχετίζεται με την ταχεία περιστροφή τους, αλλά ούτε ένα συνηθισμένο αστέρι, ακόμη και ένας λευκός νάνος, δεν θα μπορούσε να περιστραφεί με μια περίοδο χαρακτηριστική των πάλσαρ - θα σχιζόταν αμέσως από φυγόκεντρες δυνάμεις, και μόνο ένα αστέρι νετρονίων, πολύ πυκνό και συμπαγές, θα μπορούσε να τους αντισταθεί. Ως αποτέλεσμα της ανάλυσης πολλών επιλογών, οι επιστήμονες κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι οι εκρήξεις σουπερνόβα συνοδεύονται από το σχηματισμό αστεριών νετρονίων - έναν ποιοτικά νέο τύπο αντικειμένου, η ύπαρξη του οποίου προβλέφθηκε από τη θεωρία της εξέλιξης των αστεριών υψηλής μάζας.
Μαύρες τρύπες. Οι πρώτες αποδείξεις για μια άμεση σύνδεση μεταξύ μιας έκρηξης σουπερνόβα και του σχηματισμού μιας μαύρης τρύπας ελήφθησαν από Ισπανούς αστρονόμους. Μια μελέτη της ακτινοβολίας που εκπέμπεται από ένα αστέρι που περιστρέφεται γύρω από μια μαύρη τρύπα και το δυαδικό σύστημα Nova Scorpii 1994 διαπίστωσε ότι περιέχει μεγάλες ποσότητες οξυγόνου, μαγνησίου, πυριτίου και θείου. Υπάρχει η υπόθεση ότι αυτά τα στοιχεία συλλήφθηκαν από αυτό όταν ένα γειτονικό αστέρι, έχοντας επιζήσει από έκρηξη σουπερνόβα, μετατράπηκε σε μαύρη τρύπα. Οι σουπερνόβα (ειδικά οι σουπερνόβα τύπου Ia) είναι από τα φωτεινότερα αντικείμενα σε σχήμα αστεριού στο Σύμπαν, επομένως ακόμη και τα πιο απομακρυσμένα από αυτά μπορούν να μελετηθούν χρησιμοποιώντας τον διαθέσιμο εξοπλισμό. Πολλοί σουπερνόβα τύπου Ia έχουν ανακαλυφθεί σε σχετικά κοντινούς γαλαξίες. Οι επαρκώς ακριβείς εκτιμήσεις των αποστάσεων από αυτούς τους γαλαξίες κατέστησαν δυνατό τον προσδιορισμό της φωτεινότητας των σουπερνόβα που εκρήγνυνται σε αυτούς. Αν υποθέσουμε ότι οι απομακρυσμένες σουπερνόβα έχουν την ίδια φωτεινότητα κατά μέσο όρο, τότε η απόσταση από αυτές μπορεί να εκτιμηθεί από το παρατηρούμενο μέγεθος στη μέγιστη φωτεινότητα. Η σύγκριση της απόστασης από το σουπερνόβα με την ταχύτητα υποχώρησης (μετατόπιση κόκκινου) του γαλαξία στον οποίο εξερράγη καθιστά δυνατό τον προσδιορισμό της κύριας ποσότητας που χαρακτηρίζει τη διαστολή του Σύμπαντος - τη λεγόμενη σταθερά Hubble.
Ακόμη και πριν από 10 χρόνια, λήφθηκαν τιμές για αυτό που διέφεραν σχεδόν δύο φορές - από 53 έως 100 km/s Mpc, αλλά σήμερα η ακρίβεια έχει αυξηθεί σημαντικά, με αποτέλεσμα να γίνεται αποδεκτή η τιμή 72 km/s Mpc ( με σφάλμα περίπου 10%). Για μακρινούς σουπερνόβα των οποίων η μετατόπιση προς το κόκκινο είναι κοντά στο 1, η σχέση μεταξύ απόστασης και μετατόπισης προς το κόκκινο μας επιτρέπει επίσης να προσδιορίσουμε μεγέθη που εξαρτώνται από την πυκνότητα της ύλης στο Σύμπαν. Σύμφωνα με τη γενική θεωρία της σχετικότητας του Αϊνστάιν, η πυκνότητα της ύλης είναι αυτή που καθορίζει την καμπυλότητα του χώρου και, κατά συνέπεια, τη μελλοντική μοίρα του Σύμπαντος. Δηλαδή: θα επεκτείνεται επ' αόριστον ή θα σταματήσει ποτέ αυτή η διαδικασία και θα αντικατασταθεί από συμπίεση. Πρόσφατες μελέτες των σουπερνόβα έδειξαν ότι πιθανότατα η πυκνότητα της ύλης στο Σύμπαν είναι ανεπαρκής για να σταματήσει τη διαστολή και θα συνεχιστεί. Και για να επιβεβαιωθεί αυτό το συμπέρασμα, χρειάζονται νέες παρατηρήσεις σουπερνόβα.
Αρχαία χρονικά και χρονικά μας λένε ότι περιστασιακά αστέρια εξαιρετικά μεγάλης φωτεινότητας εμφανίζονταν ξαφνικά στον ουρανό. Γρήγορα αυξήθηκαν σε φωτεινότητα και στη συνέχεια αργά, σε διάστημα αρκετών μηνών, εξαφανίστηκαν και έπαψαν να είναι ορατές. Σχεδόν στη μέγιστη φωτεινότητα, αυτά τα αστέρια ήταν ορατά ακόμη και κατά τη διάρκεια της ημέρας. Τα πιο εντυπωσιακά κρούσματα ήταν το 1006 και το 1054, πληροφορίες για τις οποίες περιέχονται σε κινεζικές και ιαπωνικές πραγματείες. Το 1572, ένα τέτοιο αστέρι φούντωσε στον αστερισμό της Κασσιόπης και παρατηρήθηκε από τον εξαιρετικό αστρονόμο Tycho Brahe, και το 1604, μια παρόμοια έκλαμψη στον αστερισμό Ophiuchus παρατηρήθηκε από τον Johannes Kepler. Έκτοτε, κατά τη διάρκεια των τεσσάρων αιώνων της «τηλεσκοπικής» εποχής στην αστρονομία, δεν έχουν παρατηρηθεί τέτοιες εκλάμψεις. Ωστόσο, με την ανάπτυξη της παρατηρητικής αστρονομίας, οι ερευνητές άρχισαν να ανιχνεύουν έναν αρκετά μεγάλο αριθμό παρόμοιων εκλάμψεων, αν και δεν έφτασαν σε πολύ υψηλή φωτεινότητα. Αυτά τα αστέρια, που εμφανίστηκαν ξαφνικά και σύντομα εξαφανίστηκαν σαν χωρίς ίχνος, άρχισαν να ονομάζονται «novae». Φαινόταν ότι τα αστέρια του 1006 και του 1054, τα αστέρια του Tycho και του Kepler, ήταν οι ίδιες εκλάμψεις, μόνο πολύ κοντά και επομένως πιο φωτεινά. Αλλά αποδείχθηκε ότι δεν ήταν έτσι. Το 1885, ο αστρονόμος Hartwig στο Αστεροσκοπείο Tartu παρατήρησε την εμφάνιση ενός νέου αστεριού στο γνωστό νεφέλωμα της Ανδρομέδας. Αυτό το αστέρι έφτασε στο 6ο ορατό μέγεθος, δηλαδή η ισχύς της ακτινοβολίας του ήταν μόνο 4 φορές μικρότερη από αυτή ολόκληρου του νεφελώματος. Τότε αυτό δεν εξέπληξε τους αστρονόμους: τελικά, η φύση του νεφελώματος της Ανδρομέδας ήταν άγνωστη, υποτίθεται ότι ήταν απλώς ένα σύννεφο σκόνης και αερίου πολύ κοντά στον Ήλιο. Μόνο στη δεκαετία του 20 του εικοστού αιώνα έγινε τελικά σαφές ότι το νεφέλωμα της Ανδρομέδας και άλλα σπειροειδή νεφελώματα είναι τεράστια αστρικά συστήματα, που αποτελούνται από εκατοντάδες δισεκατομμύρια αστέρια και εκατομμύρια έτη φωτός μακριά μας. Στο νεφέλωμα της Ανδρομέδας ανακαλύφθηκαν επίσης λάμψεις συνηθισμένων νέων, ορατές ως αντικείμενα μεγέθους 17-18. Έγινε σαφές ότι το αστέρι του 1885 ξεπέρασε τα αστέρια Novaya σε ισχύ ακτινοβολίας δεκάδες χιλιάδες φορές για ένα μικρό χρονικό διάστημα η λάμψη του ήταν σχεδόν ίση με τη λάμψη ενός τεράστιου αστρικού συστήματος! Προφανώς, η φύση αυτών των εστιών πρέπει να είναι διαφορετική. Αργότερα, αυτές οι πιο ισχυρές εκλάμψεις ονομάστηκαν «Supernovae», όπου το πρόθεμα «super» σήμαινε τη μεγαλύτερη ισχύ ακτινοβολίας τους και όχι τη μεγαλύτερη «καινοτομία».
Αναζήτηση και παρατηρήσεις σουπερνόβα
Οι εκρήξεις σουπερνόβα άρχισαν να παρατηρούνται αρκετά συχνά σε φωτογραφίες μακρινών γαλαξιών, αλλά αυτές οι ανακαλύψεις ήταν τυχαίες και δεν μπορούσαν να παρέχουν τις απαραίτητες πληροφορίες για να εξηγήσουν την αιτία και τον μηχανισμό αυτών των μεγαλειωδών εκρήξεων. Ωστόσο, το 1936, οι αστρονόμοι Baade και Zwicky, που εργάζονταν στο Παρατηρητήριο Palomar στις ΗΠΑ, ξεκίνησαν μια συστηματική συστηματική αναζήτηση για σουπερνόβα. Είχαν στη διάθεσή τους ένα τηλεσκόπιο του συστήματος Schmidt, το οποίο επέτρεπε τη φωτογράφιση περιοχών πολλών δεκάδων τετραγωνικών μοιρών και έδινε πολύ καθαρές εικόνες ακόμη και αμυδρά αστέρια και γαλαξίες. Συγκρίνοντας φωτογραφίες μιας περιοχής του ουρανού που τραβήχτηκαν αρκετές εβδομάδες αργότερα, θα μπορούσε κανείς εύκολα να παρατηρήσει την εμφάνιση νέων αστεριών σε γαλαξίες που είναι ευδιάκριτα στις φωτογραφίες. Επιλέχθηκαν για φωτογράφιση περιοχές του ουρανού που ήταν πιο πλούσιες σε κοντινούς γαλαξίες, όπου ο αριθμός τους σε μια εικόνα μπορούσε να φτάσει αρκετές δεκάδες και η πιθανότητα ανίχνευσης σουπερνόβα ήταν μεγαλύτερη.
Το 1937, ο Baada και ο Zwicky κατάφεραν να ανακαλύψουν 6 σουπερνόβα. Ανάμεσά τους ήταν αρκετά φωτεινά αστέρια 1937C και 1937D (οι αστρονόμοι αποφάσισαν να ονομάσουν σουπερνόβα προσθέτοντας γράμματα στο έτος ανακάλυψης, δείχνοντας τη σειρά ανακάλυψης το τρέχον έτος), τα οποία έφτασαν το μέγιστο 8 και 12 μεγέθη, αντίστοιχα. Για αυτούς, λήφθηκαν καμπύλες φωτός - η εξάρτηση της αλλαγής της φωτεινότητας με την πάροδο του χρόνου - και ένας μεγάλος αριθμός φασματογραμμάτων - φωτογραφίες των φασμάτων του άστρου, που δείχνουν την εξάρτηση της έντασης της ακτινοβολίας από το μήκος κύματος. Για αρκετές δεκαετίες, αυτό το υλικό έγινε η βάση για όλους τους ερευνητές που προσπαθούσαν να αποκαλύψουν τα αίτια των εκρήξεων σουπερνόβα.
Δυστυχώς, ο Δεύτερος Παγκόσμιος Πόλεμος διέκοψε το πρόγραμμα παρατήρησης που είχε ξεκινήσει με τόση επιτυχία. Η συστηματική αναζήτηση για σουπερνόβα στο Αστεροσκοπείο Palomar ξεκίνησε ξανά μόλις το 1958, αλλά με ένα μεγαλύτερο τηλεσκόπιο του συστήματος Schmidt, το οποίο κατέστησε δυνατή τη φωτογράφιση αστεριών μεγέθους 22-23. Από το 1960, αυτή η εργασία έχει προστεθεί από μια σειρά από άλλα παρατηρητήρια σε όλο τον κόσμο όπου ήταν διαθέσιμα κατάλληλα τηλεσκόπια. Στην ΕΣΣΔ, τέτοιες εργασίες πραγματοποιήθηκαν στον σταθμό της Κριμαίας του SAI, όπου εγκαταστάθηκε ένα τηλεσκόπιο αστρογράφου με διάμετρο φακού 40 cm και πολύ μεγάλο οπτικό πεδίο - σχεδόν 100 τετραγωνικές μοίρες, και στο Αστροφυσικό Αστεροσκοπείο Abastumani στη Γεωργία - σε ένα τηλεσκόπιο Schmidt με τρύπα εισόδου 36 cm Και στην Κριμαία και στο Abastumani έγιναν πολλές ανακαλύψεις σουπερνόβα. Από τα άλλα παρατηρητήρια, ο μεγαλύτερος αριθμός ανακαλύψεων έγινε στο Αστεροσκοπείο Asiago στην Ιταλία, όπου λειτουργούσαν δύο τηλεσκόπια του συστήματος Schmidt. Ωστόσο, το Παρατηρητήριο Palomar παρέμεινε ηγέτης τόσο στον αριθμό των ανακαλύψεων όσο και στο μέγιστο μέγεθος των αστεριών που ήταν διαθέσιμα για ανίχνευση. Μαζί, στις δεκαετίες του '60 και του '70, ανακαλύφθηκαν έως και 20 σουπερνόβα ετησίως και ο αριθμός τους άρχισε να αυξάνεται γρήγορα. Αμέσως μετά την ανακάλυψη, ξεκίνησαν φωτομετρικές και φασματοσκοπικές παρατηρήσεις σε μεγάλα τηλεσκόπια.
Το 1974, ο F. Zwicky πέθανε και σύντομα η αναζήτηση για σουπερνόβα στο Αστεροσκοπείο Palomar σταμάτησε. Ο αριθμός των σουπερνόβα που ανακαλύφθηκαν έχει μειωθεί, αλλά έχει αρχίσει να αυξάνεται ξανά από τις αρχές της δεκαετίας του 1980. Νέα προγράμματα αναζήτησης ξεκίνησαν στον νότιο ουρανό στο Αστεροσκοπείο Cerro el Roble στη Χιλή και οι λάτρεις της αστρονομίας άρχισαν να ανακαλύπτουν σουπερνόβα. Αποδείχθηκε ότι χρησιμοποιώντας μικρά ερασιτεχνικά τηλεσκόπια με φακούς 20-30 cm, μπορεί κανείς να ψάξει με μεγάλη επιτυχία για φωτεινές εκρήξεις σουπερνόβα, παρατηρώντας συστηματικά οπτικά ένα συγκεκριμένο σύνολο γαλαξιών. Τη μεγαλύτερη επιτυχία πέτυχε ένας ιερέας από την Αυστραλία, ο Ρόμπερτ Έβανς, ο οποίος κατάφερε να ανακαλύψει έως και 6 σουπερνόβα ετησίως από τις αρχές της δεκαετίας του '80. Δεν προκαλεί έκπληξη το γεγονός ότι επαγγελματίες αστρονόμοι αστειεύτηκαν για την «άμεση σύνδεσή του με τους ουρανούς».
Το 1987, ανακαλύφθηκε ο λαμπρότερος σουπερνόβα του 20ου αιώνα - SN 1987A στον γαλαξία Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου, ο οποίος είναι ένας «δορυφόρος» του Γαλαξία μας και απέχει μόλις 55 κιλοπαρσεκτικά από εμάς. Για κάποιο χρονικό διάστημα, αυτός ο σουπερνόβα ήταν ορατός ακόμη και με γυμνό μάτι, φτάνοντας σε μέγιστη φωτεινότητα περίπου 4 βαθμών. Ωστόσο, μπορούσε να παρατηρηθεί μόνο στο νότιο ημισφαίριο. Μια σειρά από φωτομετρικές και φασματικές παρατηρήσεις που ήταν μοναδικές ως προς την ακρίβεια και τη διάρκειά τους ελήφθησαν για αυτό το σουπερνόβα και τώρα οι αστρονόμοι συνεχίζουν να παρακολουθούν πώς αναπτύσσεται η διαδικασία μετατροπής του σουπερνόβα σε ένα διαστελλόμενο νεφέλωμα αερίου.
 |
 |
 |
|
Supernova 1987A. Επάνω αριστερά είναι μια φωτογραφία της περιοχής όπου εξερράγη το σουπερνόβα, τραβηγμένη πολύ πριν την έκρηξη. Το αστέρι που πρόκειται να εκραγεί σύντομα υποδεικνύεται με ένα βέλος. Επάνω δεξιά είναι μια φωτογραφία της ίδιας περιοχής του ουρανού όταν η σουπερνόβα ήταν κοντά στη μέγιστη φωτεινότητα. Παρακάτω είναι πώς μοιάζει ένα σουπερνόβα 12 χρόνια μετά την έκρηξη. Οι δακτύλιοι γύρω από τον σουπερνόβα είναι διαστρικό αέριο (εν μέρει εκτινάσσεται από το αστέρι πριν από το ξέσπασμα), ιονισμένο κατά τη διάρκεια της έκρηξης και συνεχίζει να λάμπει. |
|
Στα μέσα της δεκαετίας του '80, έγινε σαφές ότι η εποχή της φωτογραφίας στην αστρονομία τελείωνε. Οι ταχέως βελτιωμένοι δέκτες CCD ήταν πολλές φορές ανώτεροι από το φωτογραφικό γαλάκτωμα σε ευαισθησία και εύρος καταγεγραμμένου μήκους κύματος, ενώ ήταν πρακτικά ίσοι σε ανάλυση. Η εικόνα που λήφθηκε από μια κάμερα CCD μπορούσε να δει αμέσως στην οθόνη του υπολογιστή και να συγκριθεί με αυτές που ελήφθησαν νωρίτερα, αλλά για τη φωτογραφία η διαδικασία ανάπτυξης, στεγνώματος και σύγκρισης χρειάστηκε στην καλύτερη περίπτωση μια μέρα. Το μόνο εναπομείναν πλεονέκτημα των φωτογραφικών πλακών - η δυνατότητα φωτογράφησης μεγάλων περιοχών του ουρανού - αποδείχθηκε επίσης ασήμαντο για την αναζήτηση σουπερνόβα: ένα τηλεσκόπιο με κάμερα CCD μπορούσε να λάβει ξεχωριστά εικόνες όλων των γαλαξιών που πέφτουν στη φωτογραφική πλάκα. σε χρόνο συγκρίσιμο με μια φωτογραφική έκθεση. Έχουν εμφανιστεί έργα πλήρως αυτοματοποιημένων προγραμμάτων αναζήτησης σουπερνόβα, στα οποία το τηλεσκόπιο είναι στραμμένο σε επιλεγμένους γαλαξίες σύμφωνα με ένα πρόγραμμα που έχει εισαχθεί εκ των προτέρων και οι εικόνες που προκύπτουν συγκρίνονται μέσω υπολογιστή με αυτές που ελήφθησαν προηγουμένως. Μόνο εάν ανιχνευθεί ένα νέο αντικείμενο, ο υπολογιστής στέλνει ένα σήμα στον αστρονόμο, ο οποίος ανακαλύπτει εάν έχει πράγματι ανιχνευθεί μια έκρηξη σουπερνόβα. Στη δεκαετία του '90, ένα τέτοιο σύστημα, χρησιμοποιώντας ένα ανακλαστικό τηλεσκόπιο 80 cm, άρχισε να λειτουργεί στο Παρατηρητήριο Lick (ΗΠΑ).
Η διαθεσιμότητα απλών καμερών CCD για τους λάτρεις της αστρονομίας οδήγησε στο γεγονός ότι μετακινούνται από οπτικές παρατηρήσεις σε παρατηρήσεις CCD και στη συνέχεια αστέρια μεγέθους έως και 18ου έως και 19ου μεγέθους γίνονται διαθέσιμα για τηλεσκόπια με φακούς 20-30 cm. Η εισαγωγή αυτοματοποιημένων αναζητήσεων και ο αυξανόμενος αριθμός ερασιτεχνών αστρονόμων που αναζητούν σουπερνόβα χρησιμοποιώντας κάμερες CCD έχει οδηγήσει σε έκρηξη στον αριθμό των ανακαλύψεων: τώρα ανακαλύπτονται περισσότερες από 100 υπερκαινοφανείς ετησίως και ο συνολικός αριθμός των ανακαλύψεων έχει ξεπεράσει τις 1.500. Τα τελευταία χρόνια έχει ξεκινήσει και έρευνα για πολύ μακρινές και αμυδρά σουπερνόβα στα μεγαλύτερα τηλεσκόπια με διάμετρο καθρέφτη 3-4 μέτρα. Αποδείχθηκε ότι οι μελέτες των σουπερνόβα, που φθάνουν σε μέγιστη φωτεινότητα 23-24 μεγεθών, μπορούν να δώσουν απαντήσεις σε πολλά ερωτήματα σχετικά με τη δομή και τη μοίρα ολόκληρου του Σύμπαντος. Σε μια νύχτα παρατηρήσεων με τέτοια τηλεσκόπια εξοπλισμένα με τις πιο προηγμένες κάμερες CCD, μπορούν να ανακαλυφθούν περισσότερες από 10 μακρινές σουπερνόβα! Αρκετές εικόνες τέτοιων σουπερνόβα φαίνονται στο παρακάτω σχήμα.
Για όλους σχεδόν τους σουπερνόβα που ανακαλύπτονται αυτή τη στιγμή, είναι δυνατό να ληφθεί τουλάχιστον ένα φάσμα, και για πολλούς είναι γνωστές οι καμπύλες φωτός (αυτό είναι επίσης ένα μεγάλο πλεονέκτημα των ερασιτεχνών αστρονόμων). Επομένως, ο όγκος του υλικού παρατήρησης που είναι διαθέσιμος για ανάλυση είναι πολύ μεγάλος και φαίνεται ότι όλα τα ερωτήματα σχετικά με τη φύση αυτών των μεγαλειωδών φαινομένων πρέπει να επιλυθούν. Δυστυχώς, αυτό δεν ισχύει ακόμη. Ας ρίξουμε μια πιο προσεκτική ματιά στα κύρια ερωτήματα που αντιμετωπίζουν οι ερευνητές των σουπερνόβα και στις πιο πιθανές απαντήσεις σε αυτά σήμερα.
Ταξινόμηση σουπερνόβα, καμπύλες φωτός και φάσματα
Πριν εξαχθούν συμπεράσματα για τη φυσική φύση ενός φαινομένου, είναι απαραίτητο να έχουμε πλήρη κατανόηση των παρατηρήσιμων εκδηλώσεών του, οι οποίες πρέπει να ταξινομηθούν σωστά. Φυσικά, το πρώτο ερώτημα που προέκυψε ενώπιον των ερευνητών σουπερνόβα ήταν αν ήταν το ίδιο και αν όχι, πόσο διαφορετικοί ήταν και αν μπορούσαν να ταξινομηθούν. Ήδη οι πρώτοι σουπερνόβα που ανακαλύφθηκαν από τους Baade και Zwicky παρουσίασαν σημαντικές διαφορές στις καμπύλες και τα φάσματα φωτός. Το 1941, ο R. Minkowski πρότεινε τη διαίρεση των σουπερνόβα σε δύο κύριους τύπους με βάση τη φύση των φασμάτων τους. Ταξινόμησε τους σουπερνόβα ως τύπου Ι, τα φάσματα των οποίων ήταν εντελώς διαφορετικά από τα φάσματα όλων των αντικειμένων που ήταν γνωστά εκείνη την εποχή. Οι γραμμές του πιο συνηθισμένου στοιχείου στο Σύμπαν - το υδρογόνο - απουσίαζαν εντελώς, ολόκληρο το φάσμα αποτελούνταν από ευρεία μέγιστα και ελάχιστα που δεν μπορούσαν να εντοπιστούν, το υπεριώδες τμήμα του φάσματος ήταν πολύ αδύναμο. Οι σουπερνόβα ταξινομήθηκαν ως τύπου ΙΙ, τα φάσματα των οποίων έδειξαν κάποια ομοιότητα με τους «συνηθισμένους» νέους με την παρουσία πολύ έντονων γραμμών εκπομπής υδρογόνου, το υπεριώδες τμήμα του φάσματος τους είναι φωτεινό.
Τα φάσματα των σουπερνόβα Τύπου Ι παρέμειναν μυστηριώδη για τρεις δεκαετίες. Μόνο αφού ο Yu.P. Pskovsky έδειξε ότι οι ζώνες στα φάσματα δεν είναι παρά τμήματα του συνεχούς φάσματος μεταξύ ευρειών και μάλλον βαθιών γραμμών απορρόφησης, προχώρησε η αναγνώριση των φασμάτων των σουπερνόβα τύπου Ι. Εντοπίστηκε ένας αριθμός γραμμών απορρόφησης, κυρίως οι πιο έντονες γραμμές μεμονωμένου ιονισμένου ασβεστίου και πυριτίου. Τα μήκη κύματος αυτών των γραμμών μετατοπίζονται στην ιώδη πλευρά του φάσματος λόγω του φαινομένου Doppler στο κέλυφος που διαστέλλεται με ταχύτητα 10-15 χιλιάδων χλμ. ανά δευτερόλεπτο. Είναι εξαιρετικά δύσκολο να εντοπιστούν όλες οι γραμμές στα φάσματα των σουπερνόβα τύπου Ι, καθώς είναι πολύ διευρυμένες και αλληλοεπικαλύπτονται. Εκτός από το αναφερόμενο ασβέστιο και πυρίτιο, ήταν δυνατό να εντοπιστούν οι γραμμές μαγνησίου και σιδήρου.
Η ανάλυση των φασμάτων σουπερνόβα μας επέτρεψε να βγάλουμε σημαντικά συμπεράσματα: δεν υπάρχει σχεδόν καθόλου υδρογόνο στα κελύφη που εκτινάσσεται κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης σουπερνόβα τύπου Ι. ενώ η σύνθεση των κελυφών σουπερνόβα τύπου ΙΙ είναι σχεδόν ίδια με αυτή της ηλιακής ατμόσφαιρας. Η ταχύτητα διαστολής των κελυφών είναι από 5 έως 15-20 χιλιάδες km/s, η θερμοκρασία της φωτόσφαιρας είναι περίπου η μέγιστη - 10-20 χιλιάδες μοίρες. Η θερμοκρασία πέφτει γρήγορα και μετά από 1-2 μήνες φτάνει τους 5-6 χιλιάδες βαθμούς.
Οι καμπύλες φωτός των σουπερνόβα διέφεραν επίσης: για τον τύπο Ι ήταν όλες πολύ παρόμοιες, έχουν ένα χαρακτηριστικό σχήμα με πολύ γρήγορη αύξηση της φωτεινότητας στο μέγιστο, που δεν διαρκεί περισσότερο από 2-3 ημέρες, μια γρήγορη μείωση της φωτεινότητας κατά 3 μεγέθη σε 25-40 ημέρες και επακόλουθη αργή αποσύνθεση, σχεδόν γραμμική στην κλίμακα μεγέθους, η οποία αντιστοιχεί σε μια εκθετική μείωση της φωτεινότητας.
Οι καμπύλες φωτός των σουπερνόβα τύπου II αποδείχθηκαν πολύ πιο διαφορετικές. Ορισμένες ήταν παρόμοιες με τις καμπύλες φωτός των σουπερνόβα τύπου Ι, μόνο με μια πιο αργή και μεγαλύτερη πτώση της φωτεινότητας μέχρι την έναρξη μιας γραμμικής «ουράς» για άλλους, αμέσως μετά τη μέγιστη, άρχισε μια περιοχή σχεδόν σταθερής φωτεινότητας. ονομάζεται «οροπέδιο», το οποίο μπορεί να διαρκέσει έως και 100 ημέρες. Στη συνέχεια, η λάμψη πέφτει απότομα και φτάνει σε μια γραμμική "ουρά". Όλες οι πρώιμες καμπύλες φωτός ελήφθησαν από φωτογραφικές παρατηρήσεις στο λεγόμενο σύστημα φωτογραφικού μεγέθους, που αντιστοιχεί στην ευαισθησία των συμβατικών φωτογραφικών πλακών (εύρος μήκους κύματος 3500-5000 A). Η χρήση ενός φωτοακουστικού συστήματος (5000-6000 A) επιπλέον επέτρεψε τη λήψη σημαντικών πληροφοριών σχετικά με την αλλαγή του χρωματικού δείκτη (ή απλώς του "χρώμα") των σουπερνόβα: αποδείχθηκε ότι μετά το μέγιστο, οι σουπερνόβα Και οι δύο τύποι συνεχώς «γίνονται κόκκινοι», δηλαδή το κύριο μέρος της ακτινοβολίας μετατοπίζεται προς μεγαλύτερα κύματα. Αυτό το κοκκίνισμα σταματά στο στάδιο της γραμμικής μείωσης της φωτεινότητας και μπορεί ακόμη και να αντικατασταθεί από το «μπλε» των σουπερνόβα.
Επιπλέον, οι σουπερνόβα τύπου Ι και τύπου ΙΙ διέφεραν ως προς τους τύπους των γαλαξιών στους οποίους εξερράγησαν. Οι σουπερνόβα τύπου ΙΙ έχουν ανακαλυφθεί μόνο σε σπειροειδείς γαλαξίες όπου σχηματίζονται ακόμη αστέρια και υπάρχουν τόσο παλιά, χαμηλής μάζας αστέρια όσο και νεαρά, τεράστια και «μικρής διάρκειας» (μόνο μερικά εκατομμύρια χρόνια) αστέρια. Οι σουπερνόβα τύπου Ι εμφανίζονται τόσο σε σπειροειδείς όσο και σε ελλειπτικούς γαλαξίες, όπου ο έντονος σχηματισμός άστρων δεν θεωρείται ότι έχει συμβεί για δισεκατομμύρια χρόνια.
Σε αυτή τη μορφή, η ταξινόμηση των σουπερνόβα διατηρήθηκε μέχρι τα μέσα της δεκαετίας του '80. Η έναρξη της ευρείας χρήσης των δεκτών CCD στην αστρονομία κατέστησε δυνατή τη σημαντική αύξηση της ποσότητας και της ποιότητας του υλικού παρατήρησης. Ο σύγχρονος εξοπλισμός κατέστησε δυνατή τη λήψη φασματογραμμάτων για αμυδρά, προηγουμένως απρόσιτα αντικείμενα. Με πολύ μεγαλύτερη ακρίβεια ήταν δυνατό να προσδιοριστούν οι εντάσεις και τα πλάτη των γραμμών και να καταγραφούν πιο αδύναμες γραμμές στα φάσματα. Οι δέκτες CCD, οι ανιχνευτές υπερύθρων και τα όργανα που είναι τοποθετημένα σε διαστημόπλοια έχουν καταστήσει δυνατή την παρατήρηση σουπερνόβα σε όλο το φάσμα της οπτικής ακτινοβολίας από την υπεριώδη έως την υπέρυθρη ακτινοβολία. Πραγματοποιήθηκαν επίσης παρατηρήσεις υπερκαινοφανών με ακτίνες γάμμα, ακτίνες Χ και ραδιόφωνα.
Ως αποτέλεσμα, η φαινομενικά καθιερωμένη δυαδική ταξινόμηση των σουπερνόβα άρχισε να αλλάζει γρήγορα και να γίνεται πιο περίπλοκη.
Αποδείχθηκε ότι οι σουπερνόβα τύπου Ι δεν είναι τόσο ομοιογενείς όσο φαινόταν. Βρέθηκαν σημαντικές διαφορές στα φάσματα αυτών των σουπερνόβα, η πιο σημαντική από τις οποίες ήταν η ένταση της μεμονωμένης γραμμής ιονισμένου πυριτίου, που παρατηρήθηκε σε μήκος κύματος περίπου 6100 Α. Για τις περισσότερες σουπερνόβα τύπου Ι, αυτή η γραμμή απορρόφησης κοντά στη μέγιστη φωτεινότητα ήταν η μεγαλύτερη αξιοσημείωτο χαρακτηριστικό στο φάσμα, αλλά για μερικούς σουπερνόβα πρακτικά απουσίαζε και οι γραμμές απορρόφησης ηλίου ήταν οι πιο έντονες.
Οι καμπύλες φωτός των υπερκαινοφανών Ia στις φασματικές περιοχές του κόκκινου και του υπέρυθρου (ζώνες R, I, J, H, K) ήταν πολύ διαφορετικές από τις καμπύλες που μελετήθηκαν προηγουμένως στις ζώνες B και V, εάν ένας "ώμος" είναι εμφανής στην καμπύλη σε R 20 ημέρες μετά το μέγιστο, μετά στο φίλτρο I και σε μεγαλύτερες περιοχές μήκους κύματος εμφανίζεται ένα πραγματικό δεύτερο μέγιστο. Ωστόσο, ορισμένες υπερκαινοφανείς Ia δεν έχουν αυτό το δεύτερο μέγιστο. Αυτές οι σουπερνόβα διακρίνονται επίσης από το κόκκινο χρώμα τους στη μέγιστη φωτεινότητα, τη μειωμένη φωτεινότητα και ορισμένα φασματικά χαρακτηριστικά. Η πρώτη τέτοια σουπερνόβα ήταν η SN 1991bg και αντικείμενα παρόμοια με αυτήν εξακολουθούν να ονομάζονται ιδιόρρυθμοι σουπερνόβα Ia ή «τύπου 1991bg σουπερνόβα». Ένας άλλος τύπος σουπερνόβα Ia, αντίθετα, χαρακτηρίζεται από αυξημένη φωτεινότητα στο μέγιστο. Χαρακτηρίζονται από χαμηλότερες εντάσεις γραμμών απορρόφησης στα φάσματα. Το «πρωτότυπο» για αυτούς είναι το SN 1991T.
Στη δεκαετία του 1970, οι σουπερνόβα τύπου II χωρίστηκαν ανάλογα με τη φύση των καμπυλών φωτός τους σε «γραμμικές» (II-L) και σε αυτές με «πλατό» (II-P). Στη συνέχεια, άρχισαν να ανακαλύπτονται όλο και περισσότεροι σουπερνόβα ΙΙ, που εμφανίζουν ορισμένα χαρακτηριστικά στις καμπύλες και τα φάσματα φωτός τους. Έτσι, στις καμπύλες φωτός τους, οι δύο λαμπρότεροι σουπερνόβα των τελευταίων ετών διαφέρουν έντονα από τους άλλους σουπερνόβα τύπου ΙΙ: 1987A και 1993J. Και οι δύο είχαν δύο μέγιστα στις καμπύλες φωτός τους: μετά τη λάμψη, η φωτεινότητα έπεσε γρήγορα, μετά άρχισε να αυξάνεται ξανά και μόνο μετά το δεύτερο μέγιστο άρχισε η τελική εξασθένηση της φωτεινότητας. Σε αντίθεση με τους σουπερνόβα Ia, το δεύτερο μέγιστο παρατηρήθηκε σε όλα τα φασματικά εύρη και για το SN 1987A ήταν πολύ φωτεινότερο από το πρώτο σε μεγαλύτερες περιοχές μήκους κύματος.
Μεταξύ των φασματικών χαρακτηριστικών, το πιο συχνό και αξιοσημείωτο ήταν η παρουσία, μαζί με ευρείες γραμμές εκπομπής που χαρακτηρίζουν τα διαστελλόμενα κελύφη, και ενός συστήματος στενών γραμμών εκπομπής ή απορρόφησης. Αυτό το φαινόμενο οφείλεται πιθανότατα στην παρουσία ενός πυκνού κελύφους που περιβάλλει το αστέρι πριν από το ξέσπασμα τέτοιου είδους σουπερνόβα ονομάζονται II-n.
Στατιστικά Supernova
Πόσο συχνά εμφανίζονται οι σουπερνόβα και πώς κατανέμονται στους γαλαξίες; Οι στατιστικές μελέτες των σουπερνόβα θα πρέπει να απαντήσουν σε αυτά τα ερωτήματα.
Φαίνεται ότι η απάντηση στην πρώτη ερώτηση είναι αρκετά απλή: πρέπει να παρατηρήσετε αρκετούς γαλαξίες για αρκετά μεγάλο χρονικό διάστημα, να μετρήσετε τους υπερκαινοφανείς που παρατηρούνται σε αυτούς και να διαιρέσετε τον αριθμό των σουπερνόβα με τον χρόνο παρατήρησης. Αλλά αποδείχθηκε ότι ο χρόνος που καλύπτονταν από αρκετά τακτικές παρατηρήσεις ήταν ακόμα πολύ μικρός για ασφαλή συμπεράσματα για μεμονωμένους γαλαξίες: στους περισσότερους παρατηρήθηκαν μόνο μία ή δύο εκλάμψεις. Είναι αλήθεια ότι ένας αρκετά μεγάλος αριθμός σουπερνόβα έχει ήδη καταγραφεί σε ορισμένους γαλαξίες: κάτοχος του ρεκόρ είναι ο γαλαξίας NGC 6946, στον οποίο έχουν ανακαλυφθεί 6 σουπερνόβα από το 1917. Ωστόσο, αυτά τα δεδομένα δεν παρέχουν ακριβή δεδομένα σχετικά με τη συχνότητα των εστιών. Πρώτον, ο ακριβής χρόνος των παρατηρήσεων αυτού του γαλαξία είναι άγνωστος, και δεύτερον, οι σχεδόν ταυτόχρονες εκρήξεις για εμάς θα μπορούσαν πράγματι να χωριστούν από αρκετά μεγάλες χρονικές περιόδους: τελικά, το φως από σουπερνόβα ταξιδεύει διαφορετική διαδρομή μέσα στον γαλαξία και το μέγεθός του σε έτη φωτός είναι πολύ μεγαλύτερος από τον χρόνο παρατήρησης. Επί του παρόντος είναι δυνατό να εκτιμηθεί η συχνότητα εκλάμψεων μόνο για ένα συγκεκριμένο σύνολο γαλαξιών. Για να γίνει αυτό, είναι απαραίτητο να χρησιμοποιηθούν παρατηρητικά δεδομένα από την αναζήτηση σουπερνόβα: κάθε παρατήρηση δίνει κάποιο «αποτελεσματικό χρόνο παρακολούθησης» για κάθε γαλαξία, ο οποίος εξαρτάται από την απόσταση από τον γαλαξία, από το περιοριστικό μέγεθος της αναζήτησης και από τη φύση. της καμπύλης φωτός σουπερνόβα. Για διαφορετικούς τύπους σουπερνόβα, ο χρόνος παρατήρησης του ίδιου γαλαξία θα είναι διαφορετικός. Όταν συνδυάζονται αποτελέσματα για πολλούς γαλαξίες, είναι απαραίτητο να ληφθούν υπόψη οι διαφορές τους στη μάζα και τη φωτεινότητα, καθώς και στον μορφολογικό τύπο. Επί του παρόντος, είναι σύνηθες να ομαλοποιούνται τα αποτελέσματα στη φωτεινότητα των γαλαξιών και να συνδυάζονται δεδομένα μόνο για γαλαξίες με παρόμοιους τύπους. Πρόσφατη εργασία, βασισμένη σε συνδυασμό δεδομένων από διάφορα προγράμματα αναζήτησης σουπερνόβα, έδωσε τα ακόλουθα αποτελέσματα: μόνο οι σουπερνόβα τύπου Ia παρατηρούνται σε ελλειπτικούς γαλαξίες και σε έναν «μέσο» γαλαξία με φωτεινότητα 10 10 ηλιακών λαμπροτήτων, ένας σουπερνόβα εκρήγνυται περίπου μία φορά κάθε 500 χρόνια. Σε έναν σπειροειδή γαλαξία της ίδιας φωτεινότητας, οι υπερκαινοφανείς Ia εκρήγνυνται με ελαφρώς υψηλότερη συχνότητα, αλλά οι σουπερνόβα τύπου II και Ib/c προστίθενται σε αυτούς και ο συνολικός ρυθμός έκρηξης είναι περίπου μία φορά κάθε 100 χρόνια. Η συχνότητα των εκλάμψεων είναι περίπου ανάλογη με τη φωτεινότητα των γαλαξιών, δηλαδή στους γιγάντιους γαλαξίες είναι πολύ μεγαλύτερη: συγκεκριμένα, ο NGC 6946 είναι ένας σπειροειδής γαλαξίας με φωτεινότητα 2,8 10 10 ηλιακές φωτεινότητες, επομένως, περίπου τρεις εκλάμψεις μπορούν να αναμένεται σε αυτό ανά 100 χρόνια και 6 σουπερνόβα που παρατηρούνται σε αυτό μπορεί να θεωρηθεί ότι δεν είναι πολύ μεγάλη απόκλιση από τη μέση συχνότητα. Ο Γαλαξίας μας είναι μικρότερος από τον NGC 6946 και μπορεί να αναμένεται ένα ξέσπασμα σε αυτόν κατά μέσο όρο κάθε 50 χρόνια. Ωστόσο, είναι γνωστό ότι μόνο τέσσερις σουπερνόβα έχουν παρατηρηθεί στον Γαλαξία την περασμένη χιλιετία. Υπάρχει αντίφαση εδώ; Αποδεικνύεται ότι όχι - εξάλλου, το μεγαλύτερο μέρος του Γαλαξία είναι κρυμμένο από εμάς από στρώματα αερίου και σκόνης, και η γειτνίαση με τον Ήλιο, στον οποίο παρατηρήθηκαν αυτές οι 4 σουπερνόβα, αποτελεί μόνο ένα μικρό μέρος του Γαλαξία.
Πώς κατανέμονται οι σουπερνόβα στους γαλαξίες; Φυσικά, προς το παρόν είναι δυνατό να μελετηθούν μόνο συνοπτικές κατανομές μειωμένες σε κάποιο «μέσο» γαλαξία, καθώς και κατανομές σε σχέση με τις λεπτομέρειες της δομής των σπειροειδών γαλαξιών. Αυτά τα μέρη περιλαμβάνουν, πρώτα απ 'όλα, σπειροειδή μανίκια. Σε αρκετά κοντινούς γαλαξίες, περιοχές σχηματισμού ενεργών άστρων είναι επίσης καθαρά ορατές, που προσδιορίζονται από νέφη ιονισμένου υδρογόνου - την περιοχή H II, ή από σμήνη φωτεινών μπλε αστέρων - τη συσχέτιση OB. Οι μελέτες της χωρικής κατανομής, που επαναλήφθηκαν πολλές φορές καθώς αυξανόταν ο αριθμός των ανακαλυφθέντων σουπερνόβα, απέδωσαν τα ακόλουθα αποτελέσματα. Οι κατανομές των σουπερνόβα όλων των τύπων κατά απόσταση από τα κέντρα των γαλαξιών διαφέρουν ελάχιστα μεταξύ τους και είναι παρόμοιες με την κατανομή της φωτεινότητας - η πυκνότητα μειώνεται από το κέντρο προς τις άκρες σύμφωνα με έναν εκθετικό νόμο. Οι διαφορές μεταξύ των τύπων των σουπερνόβα εκδηλώνονται στην κατανομή σε σχέση με τις περιοχές σχηματισμού άστρων: εάν οι υπερκαινοφανείς όλων των τύπων συγκεντρώνονται στους σπειροειδείς βραχίονες, τότε μόνο οι σουπερνόβα των τύπων II και Ib/c συγκεντρώνονται στις περιοχές H II. Μπορούμε να συμπεράνουμε ότι η διάρκεια ζωής ενός αστεριού που παράγει μια έκλαμψη τύπου II ή Ib/c είναι από 10 6 έως 10 7 χρόνια, και για τον τύπο Ia είναι περίπου 10 8 χρόνια. Ωστόσο, οι σουπερνόβα Ια παρατηρούνται επίσης σε ελλειπτικούς γαλαξίες, όπου πιστεύεται ότι δεν υπάρχουν αστέρια μικρότερα των 10 9 ετών. Υπάρχουν δύο πιθανές εξηγήσεις για αυτήν την αντίφαση - είτε η φύση των εκρήξεων σουπερνόβα Ia σε σπειροειδείς και ελλειπτικούς γαλαξίες είναι διαφορετική, είτε ο σχηματισμός άστρων συνεχίζεται ακόμα σε ορισμένους ελλειπτικούς γαλαξίες και υπάρχουν νεότερα αστέρια.
Θεωρητικά μοντέλα
Με βάση το σύνολο των παρατηρητικών δεδομένων, οι ερευνητές κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι μια έκρηξη σουπερνόβα θα πρέπει να είναι το τελευταίο στάδιο στην εξέλιξη ενός άστρου, μετά το οποίο παύει να υπάρχει στην προηγούμενη μορφή του. Πράγματι, η ενέργεια έκρηξης σουπερνόβα υπολογίζεται σε 10 50 - 10 51 erg, η οποία υπερβαίνει τις τυπικές τιμές της βαρυτικής ενέργειας δέσμευσης των άστρων. Η ενέργεια που απελευθερώνεται κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης σουπερνόβα είναι υπεραρκετή για να διασκορπίσει πλήρως την ύλη του αστεριού στο διάστημα. Τι είδους αστέρια και πότε τελειώνουν τη ζωή τους με μια έκρηξη σουπερνόβα, ποια είναι η φύση των διαδικασιών που οδηγούν σε μια τόσο γιγαντιαία απελευθέρωση ενέργειας;
Τα δεδομένα παρατήρησης δείχνουν ότι οι σουπερνόβα χωρίζονται σε διάφορους τύπους, που διαφέρουν στη χημική σύνθεση των κελυφών και στις μάζες τους, στη φύση της απελευθέρωσης ενέργειας και στη σύνδεσή τους με διαφορετικούς τύπους αστρικών πληθυσμών. Οι σουπερνόβα τύπου ΙΙ συνδέονται σαφώς με νεαρά αστέρια μεγάλης μάζας και τα κελύφη τους περιέχουν μεγάλες ποσότητες υδρογόνου. Επομένως, οι εκλάμψεις τους θεωρούνται το τελικό στάδιο της εξέλιξης των άστρων των οποίων η αρχική μάζα είναι μεγαλύτερη από 8-10 ηλιακές μάζες. Στα κεντρικά μέρη τέτοιων αστεριών, η ενέργεια απελευθερώνεται κατά τις αντιδράσεις πυρηνικής σύντηξης, που κυμαίνονται από τις απλούστερες - τον σχηματισμό ηλίου κατά τη σύντηξη πυρήνων υδρογόνου και τελειώνουν με το σχηματισμό πυρήνων σιδήρου από πυρίτιο. Οι πυρήνες σιδήρου είναι οι πιο σταθεροί στη φύση και δεν απελευθερώνεται ενέργεια όταν συντήκονται. Έτσι, όταν ο πυρήνας ενός άστρου γίνεται σίδηρος, η απελευθέρωση ενέργειας σε αυτό σταματά. Ο πυρήνας δεν μπορεί να αντισταθεί στις βαρυτικές δυνάμεις και γρήγορα συστέλλεται - καταρρέει. Οι διεργασίες που συμβαίνουν κατά τη διάρκεια της κατάρρευσης απέχουν ακόμη από το να εξηγηθούν πλήρως. Ωστόσο, είναι γνωστό ότι αν όλη η ύλη στον πυρήνα ενός άστρου μετατραπεί σε νετρόνια, τότε μπορεί να αντισταθεί στις δυνάμεις της βαρύτητας. Ο πυρήνας του άστρου μετατρέπεται σε «άστρο νετρονίων» και η κατάρρευση σταματά. Σε αυτή την περίπτωση, απελευθερώνεται τεράστια ενέργεια, εισχωρώντας στο κέλυφος του άστρου και αναγκάζοντας το να αρχίσει να διαστέλλεται, την οποία βλέπουμε ως έκρηξη σουπερνόβα. Εάν η εξέλιξη του άστρου είχε προηγουμένως συμβεί «αθόρυβα», τότε το περίβλημά του θα έπρεπε να έχει ακτίνα εκατοντάδες φορές μεγαλύτερη από την ακτίνα του Ήλιου και να διατηρεί επαρκή ποσότητα υδρογόνου για να εξηγήσει το φάσμα των σουπερνόβα τύπου II. Εάν το μεγαλύτερο μέρος του κελύφους χάθηκε κατά την εξέλιξη σε ένα στενό δυαδικό σύστημα ή με κάποιον άλλο τρόπο, τότε δεν θα υπάρχουν γραμμές υδρογόνου στο φάσμα - θα δούμε έναν σουπερνόβα τύπου Ib ή Ic.
Σε αστέρια με μικρότερη μάζα, η εξέλιξη προχωρά διαφορετικά. Μετά την καύση του υδρογόνου, ο πυρήνας γίνεται ήλιο και αρχίζει η αντίδραση μετατροπής του ηλίου σε άνθρακα. Ωστόσο, ο πυρήνας δεν θερμαίνεται σε τόσο υψηλή θερμοκρασία ώστε να αρχίσουν οι αντιδράσεις σύντηξης που περιλαμβάνουν άνθρακα. Ο πυρήνας δεν μπορεί να απελευθερώσει αρκετή ενέργεια και συστέλλεται, αλλά στην περίπτωση αυτή η συμπίεση διακόπτεται από τα ηλεκτρόνια που βρίσκονται στον πυρήνα. Ο πυρήνας του άστρου μετατρέπεται σε έναν λεγόμενο «λευκό νάνο» και το κέλυφος διαλύεται στο διάστημα με τη μορφή πλανητικού νεφελώματος. Ο Ινδός αστροφυσικός S. Chandrasekhar έδειξε ότι ένας λευκός νάνος μπορεί να υπάρξει μόνο εάν η μάζα του είναι μικρότερη από περίπου 1,4 ηλιακές μάζες. Εάν ο λευκός νάνος βρίσκεται σε ένα αρκετά στενό δυαδικό σύστημα, τότε η ύλη μπορεί να αρχίσει να ρέει από το συνηθισμένο αστέρι στον λευκό νάνο. Η μάζα του λευκού νάνου σταδιακά αυξάνεται και όταν υπερβαίνει το όριο, συμβαίνει μια έκρηξη, κατά την οποία συμβαίνει ταχεία θερμοπυρηνική καύση άνθρακα και οξυγόνου, μετατρέποντας σε ραδιενεργό νικέλιο. Το αστέρι καταστρέφεται εντελώς και στο διαστελλόμενο κέλυφος υπάρχει ραδιενεργή διάσπαση του νικελίου σε κοβάλτιο και στη συνέχεια σε σίδηρο, το οποίο παρέχει ενέργεια για τη λάμψη του κελύφους. Έτσι εκρήγνυνται οι σουπερνόβα τύπου Ia.
Οι σύγχρονες θεωρητικές μελέτες των σουπερνόβα είναι κυρίως υπολογισμοί στους πιο ισχυρούς υπολογιστές μοντέλων αστεριών που εκρήγνυνται. Δυστυχώς, δεν έχει καταστεί ακόμη δυνατό να δημιουργηθεί ένα μοντέλο που, από ένα τελευταίο στάδιο της εξέλιξης των άστρων, θα οδηγούσε σε μια έκρηξη σουπερνόβα και τις παρατηρήσιμες εκδηλώσεις του. Ωστόσο, τα υπάρχοντα μοντέλα περιγράφουν αρκετά καλά τις καμπύλες φωτός και τα φάσματα της συντριπτικής πλειοψηφίας των σουπερνόβα. Συνήθως αυτό είναι ένα μοντέλο του κελύφους ενός αστεριού, στο οποίο επενδύεται "χειροκίνητα" η ενέργεια της έκρηξης, μετά την οποία αρχίζει η διαστολή και η θέρμανση του. Παρά τις μεγάλες δυσκολίες που συνδέονται με την πολυπλοκότητα και την ποικιλομορφία των φυσικών διεργασιών, έχει σημειωθεί μεγάλη πρόοδος σε αυτόν τον τομέα έρευνας τα τελευταία χρόνια.
Επιπτώσεις των σουπερνόβα στο περιβάλλον
Οι εκρήξεις σουπερνόβα έχουν ισχυρό και ποικίλο αντίκτυπο στο περιβάλλον διαστρικό μέσο. Ο φάκελος του σουπερνόβα, που εκτινάχθηκε με τεράστια ταχύτητα, μαζεύει και συμπιέζει το αέριο που τον περιβάλλει. Ίσως αυτό θα μπορούσε να προκαλέσει το σχηματισμό νέων αστεριών από νέφη αερίου. Η ενέργεια της έκρηξης είναι τόσο μεγάλη που συμβαίνει η σύνθεση νέων στοιχείων, ειδικά εκείνων που είναι βαρύτερα από τον σίδηρο. Υλικό εμπλουτισμένο σε βαριά στοιχεία διασκορπίζεται από εκρήξεις σουπερνόβα σε όλο τον γαλαξία, με αποτέλεσμα αστέρια να σχηματίζονται μετά από εκρήξεις σουπερνόβα που περιέχουν περισσότερα βαριά στοιχεία. Το διαστρικό μέσο στην περιοχή «μας» του Γαλαξία αποδείχθηκε ότι ήταν τόσο εμπλουτισμένο σε βαριά στοιχεία που έγινε δυνατή η εμφάνιση ζωής στη Γη. Οι σουπερνόβα είναι άμεσα υπεύθυνοι για αυτό! Οι σουπερνόβα, προφανώς, δημιουργούν επίσης ρεύματα σωματιδίων με πολύ υψηλή ενέργεια - κοσμικές ακτίνες. Αυτά τα σωματίδια, διεισδύοντας στην επιφάνεια της Γης μέσω της ατμόσφαιρας, μπορούν να προκαλέσουν γενετικές μεταλλάξεις, λόγω των οποίων συμβαίνει η εξέλιξη της ζωής στη Γη.
Οι σουπερνόβα μας λένε για τη μοίρα του Σύμπαντος
Οι σουπερνόβα, και ιδιαίτερα οι σουπερνόβα τύπου Ια, είναι από τα φωτεινότερα αντικείμενα σε σχήμα αστεριού στο Σύμπαν. Επομένως, ακόμη και πολύ απομακρυσμένες σουπερνόβα μπορούν να μελετηθούν με τον διαθέσιμο εξοπλισμό.
Πολλοί σουπερνόβα Ια έχουν ανακαλυφθεί σε αρκετά κοντινούς γαλαξίες, η απόσταση από τους οποίους μπορεί να προσδιοριστεί με διάφορους τρόπους. Επί του παρόντος, η πιο ακριβής μέθοδος θεωρείται ότι είναι ο προσδιορισμός των αποστάσεων με βάση τη φαινομενική φωτεινότητα φωτεινών μεταβλητών αστεριών ενός συγκεκριμένου τύπου - Κηφείδες. Χρησιμοποιώντας το Διαστημικό Τηλεσκόπιο. Το Hubble ανακάλυψε και μελέτησε μεγάλο αριθμό Κηφείδων σε γαλαξίες που ήταν μακριά από εμάς σε απόσταση περίπου 20 megaparsec. Οι επαρκώς ακριβείς εκτιμήσεις των αποστάσεων από αυτούς τους γαλαξίες κατέστησαν δυνατό τον προσδιορισμό της φωτεινότητας των σουπερνόβα τύπου Ia που εξερράγησαν σε αυτούς. Αν υποθέσουμε ότι οι μακρινοί σουπερνόβα Ia έχουν κατά μέσο όρο την ίδια φωτεινότητα, τότε η απόσταση από αυτούς μπορεί να εκτιμηθεί από το παρατηρούμενο μέγεθος στη μέγιστη φωτεινότητα.