Pēc astronomu domām, 2022. gadā no Zemes būs redzams spožākais supernovas sprādziens Cygnus zvaigznājā. Zibspuldze spēs pārspīlēt vairuma zvaigžņu spīdumu debesīs! Supernovas sprādziens ir reta parādība, taču šī nebūs pirmā reize, kad cilvēce novēro šo fenomenu. Kāpēc šī parādība ir tik aizraujoša?

BRIESMĪGAS PAGĀTNES ZĪMES

Tātad, pirms 5000 gadiem Senās Šumera iedzīvotāji bija nobijušies - dievi parādīja, ka viņi ir dusmīgi, parādot zīmi. Debesīs uzspīdēja otrā saule, tāpēc pat naktī bija gaišs kā dienā! Cenšoties novērst nelaimi, šumeri nesa bagātīgus upurus un nenogurstoši lūdza dievus - un tam bija ietekme. An, debesu dievs, novērsa savas dusmas – otrā saule sāka izgaist un drīz pazuda no debesīm pavisam.

Šādi zinātnieki rekonstruē notikumus, kas notika pirms vairāk nekā pieciem tūkstošiem gadu, kad virs Senās Šumera eksplodēja supernova. Šie notikumi kļuva zināmi no ķīļraksta plāksnītes, kurā bija stāsts par "otro saules dievību", kas parādījās debesu dienvidu pusē. Astronomi atraduši zvaigžņu kataklizmas pēdas - Parus X miglājs paliek no supernovas, kas biedēja šumerus.

Saskaņā ar mūsdienu zinātniskajiem datiem, seno Mezopotāmijas iedzīvotāju šausmas bija lielā mērā pamatotas - ja supernovas sprādziens būtu noticis nedaudz tuvāk Saules sistēmai, visa dzīvība uz mūsu planētas virsmas būtu apdegusi no radiācijas.

Tas jau notika vienreiz, kad pirms 440 miljoniem gadu supernovas sprādziens notika kosmosa reģionos, kas atrodas salīdzinoši tuvu saulei. Tūkstošiem gaismas gadu no Zemes milzīga zvaigzne kļuva par supernovu, un mūsu planētu apdedzināja nāvējošs starojums. Paleozoja briesmoņi, kuriem tolaik bija nelaimīga dzīvot, varēja redzēt, kā debesīs pēkšņi parādījās apžilbinoša gaisma, kas aptumšoja sauli – un tas bija pēdējais, ko viņi redzēja savā dzīvē. Dažu sekunžu laikā supernovas starojums iznīcināja planētas ozona slāni, un starojums nogalināja dzīvību uz Zemes virsmas. Par laimi, mūsu planētas kontinentu virsmā tajā laikā gandrīz nebija iedzīvotāju, un dzīvība bija paslēpta okeānos. Ūdens biezums pasargāja no supernovas starojuma, bet tomēr vairāk nekā 60% jūras dzīvnieku gāja bojā!

Supernovas sprādziens ir viena no milzīgākajām kataklizmām Visumā. Sprāgstoša zvaigzne izdala neticami daudz enerģijas – īsā laikā viena zvaigzne izstaro vairāk gaismas nekā miljardiem zvaigžņu galaktikā.

SUPERNOVU EVOLUCIJA

Astronomi jau sen ir novērojuši tālu supernovas sprādzienus, izmantojot spēcīgus teleskopus. Sākotnēji šī parādība tika uztverta kā nesaprotams kuriozs, bet 20. gadsimta pirmā ceturkšņa beigās astronomi iemācījās noteikt starpgalaktiskos attālumus. Tad kļuva skaidrs, no kāda neiedomājama attāluma uz Zemi nonāk supernovu gaisma un kāds neticams spēks piemīt šiem zibšņiem. Bet kāda ir šīs parādības būtība?

Zvaigznes veidojas no kosmiskā ūdeņraža uzkrāšanās. Šādi gāzes mākoņi aizņem plašas telpas, un tiem var būt milzīga masa, kas vienāda ar simtiem saules masu. Kad šāds mākonis ir pietiekami blīvs, sāk darboties gravitācijas spēki, izraisot gāzes saspiešanu, kas izraisa intensīvu karsēšanu. Sasniedzot noteiktu robežu, mākoņa sakarsētajā un saspiestajā centrā sākas kodoltermiskās reakcijas - tā "iedegas" zvaigznes.

Uzliesmojošajai zvaigznei ir ilgs mūžs: ūdeņradis zvaigznes zarnās miljoniem un pat miljardiem gadu pārvēršas hēlijā (un pēc tam citos periodiskās tabulas elementos, ieskaitot dzelzi). Turklāt, jo lielāka ir zvaigzne, jo īsāks tās mūžs. Sarkano punduru (tā sauktā mazo zvaigžņu klase) dzīves ilgums ir triljons gadu, savukārt milzu zvaigznes var “izdegt” šā perioda tūkstošdaļās.

Zvaigzne “dzīvo” tik ilgi, kamēr tiek uzturēts “spēku līdzsvars” starp gravitācijas spēkiem, kas to saspiež, un kodoltermiskām reakcijām, kas izstaro enerģiju un mēdz “izstumt” vielu. Ja zvaigzne ir pietiekami liela (tās masa ir lielāka par Saules masu), pienāk brīdis, kad zvaigznē vājinās kodoltermiskās reakcijas (līdz tam laikam “degviela” ir izdegusi) un pastiprinās gravitācijas spēki. Šajā brīdī spēks, kas saspiež zvaigznes kodolu, kļūst tik spēcīgs, ka radiācijas spiediens vairs nespēj novērst vielas saraušanos. Notiek katastrofāli ātrs sabrukums – dažu sekunžu laikā zvaigznes kodola tilpums nokrītas 100 000 reižu!

Zvaigznes straujā saspiešana noved pie tā, ka matērijas kinētiskā enerģija pārvēršas siltumā un temperatūra paaugstinās līdz simtiem miljardu Kelvinu! Tajā pašā laikā mirstošās zvaigznes spilgtums palielinās vairākus miljardus reižu - un “supernovas sprādziens” izdedzina visu blakus esošajos kosmosa apgabalos. Mirstošās zvaigznes kodolā elektroni tiek “nospiesti” protonos, tā ka kodolā paliek gandrīz tikai neitroni.

DZĪVE PĒC SPRĀDZIENA

Zvaigznes virsmas slāņi eksplodē, un gigantiskas temperatūras un zvērīga spiediena apstākļos notiek reakcijas ar smago elementu veidošanos (līdz urānam). Un tādējādi supernovas pilda savu lielo (no cilvēces viedokļa) misiju – tās padara iespējamu dzīvības rašanos Visumā. "Gandrīz visi elementi, kas veido mūs un mūsu pasauli, radās no supernovas sprādzieniem," saka zinātnieki. Viss, kas mūs ieskauj: kalcijs mūsu kaulos, dzelzs mūsu sarkanajās asins šūnās, silīcijs mūsu datoru mikroshēmās un varš mūsu vados — tas viss iznāca no sprāgstošu supernovu elles krāsnīm. Lielākā daļa ķīmisko elementu parādījās Visumā tikai supernovas sprādzienu laikā. Un to dažu elementu atomi (no hēlija līdz dzelzs), ko zvaigznes sintezē, atrodoties “klusā” stāvoklī, var kļūt par planētu parādīšanās pamatu tikai pēc tam, kad tās tika iemestas starpzvaigžņu telpā supernovas sprādziena laikā. Tāpēc gan pats cilvēks, gan viss ap viņu sastāv no seno supernovas sprādzienu paliekām.

Kodols, kas paliek pēc sprādziena, kļūst par neitronu zvaigzni. Šis ir pārsteidzošs kosmosa objekts ar mazu tilpumu, bet milzīgu blīvumu. Parastas neitronu zvaigznes diametrs ir 10-20 km, bet matērijas blīvums ir neticams - 665 miljoni tonnu uz kubikcentimetru! Pie šāda blīvuma neitronija gabals (viela, no kuras sastāv šāda zvaigzne) sērkociņa galviņas lielumā sver daudzkārt vairāk nekā Heopsa piramīda, un tējkarotes neitronija masa būtu vairāk nekā miljards tonnu. . Neitronijam ir arī neticams spēks: neitronija gabalu (ja tāds būtu cilvēces rokās) nevar salauzt gabalos ar fizisku spēku – jebkurš cilvēka instruments būtu absolūti nederīgs. Mēģinājums nogriezt vai noplēst neitronija gabalu būtu tikpat bezcerīgi kā ar gaisu nozāģēt metāla gabalu.

BETELGEUSE IR BĪSTAMĀKĀ ZVAIGZNE

Tomēr ne visas supernovas pārvēršas par neitronu zvaigznēm. Kad zvaigznes masa pārsniedz noteiktu robežu (tā saukto otro Čandrasekhara robežu), supernovas sprādziena procesā tiek atstāta pārāk liela matērijas masa un gravitācijas spiediens neko nespēj saturēt. Process kļūst neatgriezenisks – visa matērija tiek savilkta kopā līdz vienam punktam, un veidojas melnais caurums – kļūme, kas neatgriezeniski absorbē visu, pat saules gaismu.

Vai supernovas sprādziens varētu apdraudēt Zemi? Diemžēl zinātnieki atbild apstiprinoši. Zvaigzne Betelgeuse, kas pēc kosmiskajiem standartiem ir tuva Saules sistēmas kaimiņiene, var eksplodēt pavisam drīz. Pēc Valsts Astronomijas institūta pētnieka Sergeja Popova teiktā, “Betelgeuse patiešām ir viens no labākajiem kandidātiem un noteikti arī slavenākais tuvu (laikā) supernovu noteikšanai. Šī masīvā zvaigzne atrodas savas evolūcijas beigu stadijā un, visticamāk, eksplodēs kā supernova, atstājot aiz sevis neitronu zvaigzni. Betelgeuse ir zvaigzne, kas ir divdesmit reizes smagāka par mūsu Sauli un simts tūkstošus reižu spožāka, un tā atrodas apmēram piecu tūkstošu gaismas gadu attālumā. Tā kā šī zvaigzne ir sasniegusi savas evolūcijas pēdējo posmu, tuvākajā nākotnē (pēc kosmiskajiem standartiem) tai ir visas iespējas kļūt par supernovu. Pēc zinātnieku domām, šai kataklizmai nevajadzētu būt Zemei bīstamai, taču ar vienu piebildi.

Lieta tāda, ka supernovas starojums sprādziena laikā tiek virzīts nevienmērīgi – starojuma virzienu nosaka zvaigznes magnētiskie stabi. Un, ja izrādīsies, ka viens no Betelgeuse poliem ir vērsts tieši uz Zemi, tad pēc supernovas sprādziena mūsu Zemē nonāks nāvējoša rentgena starojuma plūsma, kas spēj vismaz iznīcināt ozona slāni. Diemžēl šodien astronomiem nav zināmu pazīmju, kas ļautu paredzēt kataklizmu un izveidot “agrīnās brīdināšanas sistēmu” supernovas sprādzienam. Tomēr, lai gan Betelgeuse dzīvo savu dzīvi, siderālais laiks ir nesamērīgs ar cilvēka laiku, un, visticamāk, katastrofa ir tūkstošiem, ja ne desmitiem tūkstošu gadu attālumā. Var cerēt, ka šādā laika posmā cilvēce radīs drošu aizsardzību pret supernovas uzliesmojumiem.

Balsoja Paldies!

Jūs varētu interesēt:

• 
  
• 
  

Atšķirībā no “parasto” jaunveidojumu uzliesmojumiem šī parādība ir viena no ļoti retajām parādībām. Mūsu galaktikā ir aptuveni 100 miljardi zvaigžņu. Tiek lēsts, ka katru gadu piedzimst aptuveni 1 līdz 10 jaunas zvaigznes. Supernovas uzliesmo vidēji vienu vai divas reizes gadsimtā. Tāpēc citās galaktikās šādi uzliesmojumi tiek novēroti reti. Ja jūs sistemātiski turat vairākus simtus galaktiku “novērošanā”, tad ar lielu varbūtību var teikt, ka viena gada laikā vismaz vienā no šīm galaktikām izvirdīsies supernova. Mūsdienās katru gadu tiek atklātas aptuveni 20–30 ekstragalaktiskas supernovas. To kopējais skaits sasniedz gandrīz 600.
Tomēr vēsture ir saglabājusi diezgan ievērojamu skaitu hroniku un pat zinātnisku traktātu, kas satur aprakstus par supernovas sprādzieniem mūsu Galaktikā. Piemēram, ir saglabājušās vairākas ķīniešu hronikas, kas vēsta par “vieszvaigznes” parādīšanos debesīs 1054. gada jūlijā Vērša zvaigznājā. Šī zvaigzne bija tik spoža, ka to varēja redzēt pat dienā; savā spožumā pārspēja Venēru – spožāko spīdekli debesīs pēc Saules un Mēness. Zvaigzne ar neapbruņotu aci bija redzama vairākus mēnešus un pēc tam pamazām nodzisa.
Kopš 1054. gada mūsu Galaktikā ir novēroti vēl divi supernovas sprādzieni: vienu no tiem 1572. gadā novēroja dāņu astronoms Tiho Brahe, otru 1604. gadā Johannes Keplers. Tad iestājās pauze, kas ilga trīs gadsimtus. Tomēr supernovas var atklāt pat pēc tam, kad tās ir izmirušas - pēc to ietekmes uz apkārtējo starpzvaigžņu vidi un pēc sprādziena paliekām.

MIGLĀLS

Krabju miglājs

Septiņarpus gadsimtus pēc supernovas sprādziena 1054. gadā franču astronoms Šarls Mesjē, sastādot slaveno miglāju katalogu, zem 1. numura novietoja neparastas formas objektu. Šis objekts vēlāk tika nosaukts par Krabja miglāju. Šo objektu nevar novērot ar neapbruņotu aci. Viņa fotogrāfija tika iegūta, ilgstoši eksponējot fotoplati vienā no vismodernākajām astronomijas observatorijām.
Spilgtā objekta šķiedrainā struktūra pēc izskata nedaudz atgādina krabi, tāpēc tas saņēma nosaukumu Krabja miglājs. Astronomiem šāda struktūra liecina par kādu vardarbīgu darbību objekta centrā. Aktivitātes pazīmes kļūst vēl acīmredzamākas pēc detalizētas miglāja izpētes. Piemēram, miglāja gaismas vielas ātruma mērījumi parādīja, ka tas attālinās no objekta centra ar ātrumu aptuveni 1000 km/s vai vairāk. Un turpmākie pētījumi radio un rentgena diapazonos atklāja, ka Krabja miglājs izstaro arī radioviļņus, rentgenstarus un gamma starojumu. Tiek uzskatīts, ka šis ievērojamais objekts ir zvaigžņu sprādziena paliekas, kas notika pirms daudziem gadsimtiem, proti, 1054. gada jūlijā.
Turpmākie novērojumi parādīja, ka Krabja miglājs lēnām izplešas, it kā “izplatās” pa debesīm. Tā kā attālums līdz šim miglājam ir 2000 pc, tad manāms tā izmēra pieaugums debesīs nozīmē, ka to veidojošo gāzu izplešanās ātrums sasniedz 1500 km/s, t.i. vairāk nekā 100 reižu ātrāk nekā mākslīgo Zemes pavadoņu ātrums. Tikmēr parasto gāzes miglāju kustības ātrums Galaktikā reti pārsniedz 20-30 km/s. Tikai gigantisku apmēru sprādziens varētu piešķirt tik lielu ātrumu tik lielai gāzes masai. No novērotā Krabja miglāja izplatīšanās ātruma izriet, ka aptuveni pirms 900 gadiem viss miglājs bija koncentrēts ļoti mazā tilpumā un ka šis miglājs ir nekas vairāk kā grandiozas kosmiskās katastrofas - supernovas sprādziena - paliekas.

Kā atšķirt miglājus - supernovas sprādzienu paliekas -
no parastiem miglājiem
1949. gadā tika atklāts, ka Krabja miglājs ir spēcīgs radio emisijas avots. Drīz vien bija iespējams izskaidrot šīs parādības būtību: superenerģētiskie elektroni izstaro starojumu, kas pārvietojas magnētiskajos laukos, kas atrodas šajā miglājā. Tas pats iemesls izskaidro galaktikas vispārējo radio emisiju. Tādējādi supernovas sprādziena laikā kaut kādā veidā rodas milzīgs daudzums īpaši augstas enerģijas daļiņu - kosmisko staru. Kad miglājs izplešas un izkliedējas, tajā esošie kosmiskie stari izplūst starpzvaigžņu telpā. Ja ņem vērā, cik bieži Galaktikā eksplodē supernovas, tad šo uzliesmojumu laikā radītie kosmiskie stari ir pietiekami, lai piepildītu visu Galaktiku ar novēroto blīvumu.
Tādējādi pirmo reizi bija skaidri iespējams pierādīt, ka supernovas sprādzieni ir viens no galvenajiem Galaktikas papildināšanas avotiem ar kosmiskajiem stariem; turklāt tie bagātina starpzvaigžņu vidi ar smagiem elementiem. Tam ir liela nozīme zvaigžņu un visas galaktikas evolūcijā.
Krabja miglājam ir vēl viena pārsteidzoša iezīme. Tās optiskais starojums, vismaz 95%, ir “sinhronizēts” (arī superenerģisku elektronu dēļ). Pamatojoties uz jaunu Krabja miglāja optiskā starojuma teoriju, bija iespējams paredzēt, ka šim starojumam vajadzētu būt polarizētam. Zinātnieku novērojumi pilnībā apstiprināja šo teorijas secinājumu. Pašlaik sinhrotronu optiskais starojums ir konstatēts vairākos citos objektos, galvenokārt radio galaktikās.
1963. gadā, izmantojot raķeti ar tajā uzstādītiem instrumentiem, izdevās konstatēt diezgan spēcīgu rentgena starojumu no Krabja miglāja. 1964. gadā šī miglāja Mēness okultācijas laikā izdevās pierādīt, ka šis rentgena starojuma avots ir paplašināts. Līdz ar to rentgena starojumu izstaro nevis zvaigzne, kas savulaik uzsprāga kā supernova, bet gan pats miglājs. Ir pierādīts, ka rentgenstaru emisijai no Krabja miglāja arī ir sinhrotrona raksturs.
Rentgena starojumu pilnībā absorbē zemes atmosfēra, un to var novērot, tikai izmantojot iekārtas, kas uzstādītas uz raķetēm un satelītiem. Īpaši vērtīgi rezultāti tika iegūti specializētajā Einšteina satelītā, kas palaists, lai pieminētu izcilā zinātnieka dzimšanas simtgadi.
Turpmākie novērojumi parādīja, ka visi miglāji bez izņēmuma - supernovas sprādzienu paliekas - izrādās vairāk vai mazāk spēcīgi radio emisijas avoti ar tādu pašu raksturu kā Krabja miglājam.

Miglājs Kasiopejas zvaigznājā
Īpaši spēcīgs radio emisijas avots ir miglājs, kas atrodas Kasiopejas zvaigznājā. Pie metra viļņiem radio emisijas plūsma no tā ir 10 reizes lielāka nekā plūsma no Krabja miglāja, lai gan tā ir tālāk par pēdējo. Šis strauji augošais miglājs optiskajā gaismā ir ļoti vājš. Kā tagad ir pierādīts, Kasiopejas miglājs ir apmēram pirms 300 gadiem notikušas supernovas sprādziena paliekas. Nav līdz galam skaidrs, kāpēc uzliesmojošā zvaigzne toreiz netika pamanīta. Galu galā astronomijas attīstības līmenis Eiropā bija tad
diezgan augsts.
Radio emisijas avots, lai gan tas ir 10 reizes mazāk spēcīgs nekā Krabja miglājs, ir IC 443 miglājs un kvēldiega miglāji Cygnus zvaigznājā.

Lielais miglājs Oriona zvaigznājā
Šī ir viena no daudzajām jomām Visumā, kurā tiek uzskatīts, ka mūsdienās notiek aktīva zvaigžņu veidošanās. Miglājs atrodas apmēram 1500 gaismas gadu attālumā no mums. Tas satur lielu skaitu protozvaigžņu. Protozvaigznēs iekšējā temperatūra vēl nav pietiekami augsta, lai izraisītu kodoltermiskās reakcijas. Tomēr tur esošā temperatūra ir diezgan pietiekama, lai protozvaigznes varētu diezgan intensīvi izstarot enerģiju, galvenokārt elektromagnētiskā spektra infrasarkanajā reģionā. Oriona miglājā ir atklāti daudzi infrasarkanā starojuma avoti; tas kalpo kā apstiprinājums tam, ka zvaigznes dzimst šeit un tagad.

DIVI SUPERNOVA VEIDI

Līdz šim tika runāts galvenokārt par miglājiem, kas radušies supernovas sprādzienu laikā. Ko var teikt par pašām uzliesmojošajām zvaigznēm? Kā jau minēts, novērojumu dati attiecas uz supernovām, kas eksplodē citās zvaigžņu sistēmās. Mūsu galaktikā pēdējais šāds uzliesmojums tika novērots 1604. gadā. Šo zvaigzni novēroja Keplers. Teleskops vēl nebija izgudrots, un spektrālo analīzi - šo visspēcīgāko astronomisko pētījumu metodi - sāka izmantot tikai divarpus gadsimtus vēlāk.
Pamatojoties uz novērojumiem par sprādzieniem citās galaktikās, tika konstatēts, ka pastāv divu veidu supernovas. I tipa supernovas ir diezgan vecas zvaigznes, kuru masa tikai nedaudz pārsniedz Saules masu. Šādas supernovas izvirst eliptiskās galaktikās, kā arī spirālveida zvaigžņu sistēmās. Šādu supernovu starojuma jauda ir īpaši liela, lai gan izmesto gāzes čaulu masas nepārsniedz vairākas desmitdaļas no Saules masas.
Tā sauktās II tipa supernovas izvirst spirālveida galaktikās. Tie nekad neuzliesmo elipsveida zvaigžņu sistēmās. Parasti tiek uzskatīts, ka šāda veida supernovas ir masīvas jaunas zvaigznes. Šī iemesla dēļ tie parasti tiek novēroti spirālveida zaros, kur joprojām turpinās zvaigžņu veidošanās process. Iespējams, ja ne liela, tad vismaz ievērojama daļa karsto masīvo O spektrālās klases zvaigžņu savu eksistenci beidz ar šāda veida supernovas sprādzienu.

ZVAIGŽŅU SPRĀDZIENU CĒLOŅI

Pastāv vairākas hipotēzes par zvaigžņu sprādzieniem, kas novēroti kā supernovas. Taču nav vispārpieņemtas teorijas, kas balstītos uz zināmiem faktiem un spētu paredzēt jaunas parādības. Tomēr nav šaubu, ka šāda teorija tiks radīta ļoti tuvā nākotnē. Visticamāk, sprādziena cēlonis ir katastrofāli straujā gravitācijas potenciālās enerģijas atbrīvošanās zvaigznes iekšējo slāņu “samazināšanās” laikā pret tās centru.
Zvaigžņu evolūcija
Kāpēc zvaigznes eksplodē? Vai katra zvaigzne eksplodē? Kādi ir sprāgstošās zvaigznes fragmenti? Kas paliek pēc sprādziena? Uz visiem šiem jautājumiem nevar atbildēt bez izpratnes par zvaigžņu uzbūvi un evolūciju. Sprādziens liecina par zvaigznes iekšējā līdzsvara pārkāpumu, un, lai saprastu, kāpēc un kad šis pārkāpums notiek, vispirms ir jāzina, kā zvaigznēs parasti tiek uzturēts līdzsvars.
Masīvu objektu gravitācijas lauks liek tiem sarukt. Un, ja iekšējais spiediens nav pietiekams, lai novērstu saspiešanu, tad masīvi objekti sabrūk. Tas, ka Saule paliek nemainīga izmēra, liecina par spēcīga spiediena esamību tās iekšienē.
Saskaņā ar mūsdienu koncepcijām zvaigznes veidojas starpzvaigžņu gāzes un putekļu mākoņa saspiešanas laikā. Saraujoties mākonis pakāpeniski sadalās daudzās mazās daļās. Katra daļa turpina sarukt un uzsilst, it īpaši vidū. Šo agrīno zvaigžņu dzīves posmu pētīja japāņu astronoms Ch. Kad temperatūra zvaigznes centrā kļūst pietiekami augsta, sākas termokodolsintēzes reakcijas – zvaigzne, kā saka, ieiet savā brieduma laikā.
Tomēr ir viena problēma saistībā ar zvaigžņu veidošanās sākotnējo posmu. Šīs problēmas risinājums ir saistīts ar supernovām.
Tiklīdz zvaigzne sāk “strādāt” kā kodolreaktors, tās evolūcijas kvalitatīvais attēls tiek īsi apkopots šādi. Pirmkārt, ūdeņradis tiek pārveidots par hēliju kodolsintēzes reakcijās. Šis process atbrīvo enerģiju, kas neļauj zvaigznei sabrukt tās gravitācijas ietekmē. Kamēr turpinās kodolsintēzes reakcijas, tiek uzskatīts, ka zvaigzne atrodas galvenajā secībā. Galvenā secības stadija ir visilgākā zvaigznes mūžā, un tās ilgums ir atkarīgs no zvaigznes masas. Jo lielāka masa, jo īsāks laiks tiek pavadīts galvenajai secībai, jo Masīvās zvaigznēs ūdeņradis izdeg ātrāk.
Kad ūdeņraža padeve ir izsmelta, īpaši zvaigznes kodolā, kodols sāk sarukt, jo pēc kodolreakciju pārtraukšanas zvaigzne zaudē spēju pretoties gravitācijai. Taču, tam sarukt, kodols uzsilst vēl vairāk, un temperatūras paaugstināšanās rezultātā sākas nākamais kodolreakciju cikls. Šajās reakcijās hēlijs tiek pārveidots par oglekli, pēc tam ogleklis tiek pārveidots par skābekli un neonu. Katrā šīs reakciju sērijas posmā veidojas arvien masīvāki atomu kodoli. Katrs atoma kodols papildus absorbē vienu hēlija atoma kodolu, savukārt tā lādiņš palielinās par 2 un masas skaitlis par 4. Tiklīdz nākamā tipa kodoli pārvēršas par masīvākiem nākamā tipa kodoliem, sintēze apstājas. Tas noved pie gravitācijas spēku pretdarbības vājināšanās, kas atkal sāk saspiest zvaigznes kodolu, vēl vairāk paaugstinot tās temperatūru. Kad temperatūra pietiekami paaugstinās, sākas nākamais kodolreakciju cikls. Un, kamēr tie turpinās, zvaigznes turpmāka saspiešana tiek apturēta. Šīs reakcijas paceļ atomu kodolus vienu soli augstāk, pievienojot tiem vienu hēlija atoma kodolu. Pietiekami augstā temperatūrā var saplūst masīvāki kodoli. Un tā šis daudzpakāpju kodolreakciju ieslēgšanas un izslēgšanas process turpinās.
Kas notiek ar zvaigzni, kamēr notiek kodolreakcijas?
Tas ir atkarīgs no zvaigznes masas. Kopumā zvaigznes kodols kļūst arvien vairāk saspiests un uzkarsēts, savukārt ārējais apvalks izplešas un atdziest. Tādējādi ārējais novērotājs redz, ka zvaigznes izmērs palielinās un tās krāsa kļūst sarkanīga (aploksnes atdzišanas sekas). Šādas zvaigznes sauc par sarkanajiem milžiem. (Ja temperatūra uz Saules virsmas ir aptuveni 5500 `C, tad milzu zvaigznes virsmas temperatūra var pazemināties līdz 3500 `C. Tāpēc mūsu Saulei ir dzeltenīga krāsa, un milzu zvaigžņu krāsa tuvojas sarkanai.)
Tas ir tieši tas brīdis zvaigznes dzīvē, kad tā ir gatava pārvērsties par supernovu, ja vien tās masa būs pietiekami liela.
Ierobežot izmēru. Katastrofa.
Tomēr ir ierobežots atoma kodola izmērs, virs kura kodolsintēzes reakcijas kļūst enerģētiski nelabvēlīgas. Šī robeža atrodas kodolu reģionā, kas atrodas tuvu dzelzs kodolam (masas numurs 56), tā sauktajā dzelzs grupā, kurā ietilpst dzelzs, kobalts un niķelis. Tālāka daļiņu piesaiste dzelzs kodolam vairs nevar novest pie enerģijas atbrīvošanās. Šajā brīdī kodola temperatūra sasniedz aptuveni 10 miljardus grādu pēc Celsija, un zvaigzne nonāk katastrofālā situācijā. Gravitācija, kas līdz šim regulēja karstas zvaigznes līdzsvaru, vairs nespēj to izdarīt. Zvaigznē attīstās nestabilitāte, kā rezultātā var nokrist ārējais apvalks. Šī katastrofa tiek novērota kā supernovas sprādziens.
Zvaigznes sprādziens
Trieciena vilnis paātrina čaulas vielu līdz ātrumam, kas pārsniedz parabolisko ātrumu (atlaišanas ātrumu), tāpēc apvalks tiek atrauts no zvaigznes un izmests starpzvaigžņu telpā. Tā zvaigzne galu galā eksplodē.
Ārējam novērotājam, kā tas notika ar 1054. gada supernovas sprādzienu, sprādziens izpaužas kā straujš zvaigznes spilgtuma palielinājums un pēc tam tās pakāpeniskā, ilgstošā izzušana. Savas maksimālās spožuma gadījumā supernovu pēc starojuma jaudas var salīdzināt ar visu galaktiku, kurā ir līdz 100 miljardiem parasto zvaigžņu!
Eksplozijas produkti un to sekas
Šāda sprādziena produkti ir atomu kodoli (sintezēti zvaigznē), elektroni, neitrīno un starojums. Atomu kodoli veido kosmisko staru plūsmas, kas izplatās lielos attālumos mūsu Galaktikā.
Tā būtu īsta katastrofa mums, Zemes iedzīvotājiem, ja supernovas sprādziens notiktu, teiksim, 100 gaismas gadu attālumā. Šī sprādziena radītie augstas enerģijas kosmiskie stari nodarītu šausmīgu kaitējumu zemes atmosfērā. Tie varētu, piemēram, iznīcināt visu aizsargājošo ozona slāni un tādējādi pakļaut visu dzīvību uz Zemes ultravioletā starojuma iedarbībai no Saules. Par laimi, supernovas sprādziens ir diezgan reta parādība. Supernovas eksplozijas iespēja mūsu tuvumā 100 gaismas gadu laikā 1000 gadu laikā ir tikai viena no miljona.
Vai visa zvaigzne eksplodē supernovā?
Pulsāri
Ir pamats uzskatīt, ka zvaigznes centrālais kodols var izdzīvot pēc sprādziena. Bet, ja tas tā ir, tad kādā veidā tas tiek saglabāts? 1968. gadā veikts negaidīts eksperimentāls atklājums sniedza ļoti pārliecinošu atbildi uz šo jautājumu.
Dž.Bels, Kembridžas Universitātes Kavendiša laboratorijas maģistrants, izmantoja lielu radioteleskopu, lai izmērītu radioavotu scintilāciju, ko izraisīja radioviļņu izkliede starpplanētu vides nelīdzenumu dēļ. Papildus paredzamā tipa starojumam viņa reģistrēja arī citu, pavisam neparastu impulsa starojumu. Tas bija pārsteidzoši divu iemeslu dēļ. Starojums bija stingri periodisks, un tā periods bija ļoti īss. Tas, ka pulsa atkārtošanās periodu varēja norādīt līdz septītajai zīmei aiz komata, liecināja par konstatētā starojuma apbrīnojamo regularitāti. Pārsteidza arī tas, ka perioda nozīme bija tik maza, jo... Tolaik vēl nebija zināmi astronomiskie objekti, kas spēj izstarot ar tik strauju mainīgumu.
Šī neparastā impulsa emisija ir izpētīta. Analīze parādīja, ka impulsus nevarēja izstarot neviena planēta, kas riņķo ap zvaigzni. Tādējādi tika apglabāta aizraujošā hipotēze, ka signālus mums sūtīja kāda attīstīta civilizācija. Tā vietā radioastronomi nonāca pie secinājuma, ka impulsi tika ģenerēti kompaktā astronomiskā avotā, ko sauca par PULSAR.
Lai gan pirmais pulsārs, kas tagad pazīstams kā CP-1919 (CP apzīmē Cambridge Pulsar Catalog), tika atklāts nejauši, tā emisijas raksturlielumi bija tik neparasti, ka tas mudināja radioastronomus visā pasaulē meklēt jaunus pulsārus. Meklēšana bija veiksmīga. Pulsāra atklāšana Krabju miglājā izraisīja lielu sajūsmu, jo šis atklājums acīmredzot atbildētu uz veco jautājumu par supernovas paliekām.
Līdz šim ir atklāti vairāk nekā 300 pulsāru, un astronomi ir veiksmīgi atklājuši šo dīvaino objektu strikti regulāro, īstermiņa starojuma impulsu noslēpumu.

Pulsārs ir neitronu zvaigzne, kas radusies supernovas sprādziena rezultātā.
Dati par kopējo pulsāru skaitu un to dzīves ilgumu nozīmē, ka vidēji gadsimtā piedzimst 2-3 pulsāri – tas aptuveni sakrīt ar supernovas sprādzienu biežumu Galaktikā. Visi šie dati atbilst idejai, ka pulsārs ir neitronu zvaigzne, ko radījusi supernovas sprādziens. Pulsāra klātbūtne Krabja miglājā liecina par to pašu; Vēl viens pulsārs tika atklāts netālu no supernovas sprādziena paliekām Velae zvaigznājā.
Tomēr nevajadzētu domāt, ka savienojums starp pulsāriem un supernovām ir izveidots absolūti ticami. Astronomam, kurš uzticas tikai vispāratzītiem novērojumu faktiem, šāds rezultāts nešķiet pārliecinošs.

Zvaigznes nedzīvo mūžīgi. Viņi arī piedzimst un mirst. Dažas no tām, piemēram, Saule, pastāv vairākus miljardus gadu, mierīgi sasniedz vecumu un tad lēnām izgaist. Citi dzīvo daudz īsāku un nemierīgāku dzīvi, kā arī ir lemti katastrofālai nāvei. Viņu eksistenci pārtrauc milzu sprādziens, un tad zvaigzne pārvēršas par supernovu. Supernovas gaisma apgaismo telpu: tās sprādziens ir redzams daudzu miljardu gaismas gadu attālumā. Pēkšņi debesīs parādās zvaigzne, kur agrāk, šķiet, nekā nebija. Līdz ar to nosaukums. Senie cilvēki uzskatīja, ka šādos gadījumos patiešām iedegas jauna zvaigzne. Šodien mēs zinām, ka patiesībā zvaigzne nedzimst, bet nomirst, bet nosaukums paliek nemainīgs, supernova.

SUPERNOVA 1987A

1987. gada naktī no 23. uz 24. februāri vienā no mums tuvākajām galaktikām. Lielajā Magelāna mākonī, kas atrodas tikai 163 000 gaismas gadu attālumā, Doradus zvaigznājā parādījās supernova. Tas kļuva redzams pat ar neapbruņotu aci, maijā sasniedza redzamo magnitūdu +3, un turpmākajos mēnešos pakāpeniski zaudēja spilgtumu, līdz atkal kļuva neredzams bez teleskopa vai binokļa.

Tagadne un pagātne

Supernova 1987A, kā norāda tās nosaukums, bija pirmā supernova, kas tika novērota 1987. gadā un pirmā, kas bija redzama ar neapbruņotu aci kopš teleskopu ēras rītausmas. Fakts ir tāds, ka pēdējais supernovas sprādziens mūsu Galaktikā tika novērots tālajā 1604. gadā, kad teleskops vēl nebija izgudrots.

Bet vēl svarīgāk ir tas, ka zvaigzne* 1987A sniedza mūsdienu agronomiem pirmo iespēju novērot supernovu salīdzinoši nelielā attālumā.

Kas tur bija agrāk?

Supernovas 1987A pētījums parādīja, ka tā ir II tipa supernova. Tas ir, cilmes zvaigzne jeb priekštece, kas tika atklāta agrākās šīs debess daļas fotogrāfijās, izrādījās zils supergiants, kura masa gandrīz 20 reizes pārsniedza Saules masu. Tādējādi tā bija ļoti karsta zvaigzne, kurai ātri beidzās kodoldegviela.

Pēc gigantiskā sprādziena bija palicis tikai strauji izplešas gāzes mākonis, kura iekšpusē neviens vēl nebija spējis saskatīt neitronu zvaigzni, kuras parādīšanos teorētiski vajadzēja sagaidīt. Daži astronomi apgalvo, ka zvaigzne joprojām ir tīta ar izdalītajām gāzēm, savukārt citi ir izteikuši hipotēzi, ka zvaigznes vietā veidojas melnais caurums.

ZVAIGZNES DZĪVE

Zvaigznes rodas starpzvaigžņu vielas mākoņa gravitācijas saspiešanas rezultātā, kas, uzkarsējot, sasniedz tā centrālo kodolu temperatūru, kas ir pietiekama, lai uzsāktu kodoltermiskās reakcijas. Jau aizdegušās zvaigznes turpmākā attīstība ir atkarīga no diviem faktoriem: sākotnējās masas un ķīmiskā sastāva, no kuriem pirmais, jo īpaši, nosaka degšanas ātrumu. Zvaigznes ar lielāku masu ir karstākas un vieglākas, taču tāpēc tās agrāk izdeg. Tādējādi masīvas zvaigznes mūžs ir īsāks salīdzinājumā ar zemas masas zvaigzni.

Sarkanie milži

Tiek uzskatīts, ka zvaigzne, kas sadedzina ūdeņradi, atrodas savā “primārajā fāzē”. Lielākā daļa jebkuras zvaigznes dzīves sakrīt ar šo fāzi. Piemēram, Saule ir bijusi galvenajā fāzē 5 miljardus gadu un paliks tur ilgu laiku, un, kad šis periods beigsies, mūsu zvaigzne nonāks īsā nestabilitātes fāzē, pēc kuras tā atkal nostabilizēsies, šoreiz sarkanā milža formā. Sarkanais milzis ir nesalīdzināmi lielāks un spožāks par zvaigznēm galvenajā fāzē, taču arī daudz vēsāks. Antares Skorpiona zvaigznājā vai Betelgeuse Oriona zvaigznājā ir izcili sarkano milžu piemēri. To krāsu var uzreiz atpazīt pat ar neapbruņotu aci.

Kad Saule pārvērtīsies par sarkano milzi, tās ārējie slāņi “absorbēs” planētas Merkurs un Venēra un sasniegs Zemes orbītu. Sarkanā milzu fāzē zvaigznes zaudē ievērojamu daļu no atmosfēras ārējiem slāņiem, un šie slāņi veido planētu miglāju, piemēram, M57, Gredzena miglāju Liras zvaigznājā vai M27, hanteles miglāju Vulpecula zvaigznājā. Abi ir lieliski piemēroti skatīšanai caur teleskopu.

Ceļš uz finālu

No šī brīža zvaigznes tālākais liktenis neizbēgami ir atkarīgs no tās masas. Ja tā ir mazāka par 1,4 Saules masām, tad pēc kodoldegšanas beigām šāda zvaigzne tiks atbrīvota no ārējiem slāņiem un saruks līdz baltam pundurim, mazas masas zvaigznes evolūcijas beigu stadijai. Paies miljardiem gadu, līdz baltais punduris atdziest un kļūs neredzams. Turpretim lielas masas zvaigzne (vismaz 8 reizes masīvāka par Sauli), kad tai beidzas ūdeņradis, izdzīvo, sadedzinot par ūdeņradi smagākas gāzes, piemēram, hēliju un oglekli. Izgājusi vairākas saspiešanas un izplešanās fāzes, šāda zvaigzne pēc vairākiem miljoniem gadu piedzīvo katastrofālu supernovas sprādzienu, izmetot kosmosā milzīgu daudzumu savas vielas un pārvēršas par supernovas palieku. Apmēram nedēļas laikā supernova pārsniedz visu tās galaktikā esošo zvaigžņu spilgtumu un pēc tam ātri kļūst tumšāks. Centrā paliek neitronu zvaigzne, mazs objekts ar milzīgu blīvumu. Ja zvaigznes masa ir vēl lielāka, supernovas sprādziena rezultātā parādās nevis zvaigznes, bet melnie caurumi.

SUPERNOVA VEIDI

Pētot gaismu, kas nāk no supernovām, astronomi ir atklājuši, ka tās visas nav vienādas un tās var klasificēt atkarībā no to spektros attēlotajiem ķīmiskajiem elementiem. Ūdeņradim šeit ir īpaša loma: ja supernovas spektrā ir līnijas, kas apstiprina ūdeņraža klātbūtni, tad tas tiek klasificēts kā II tips; ja šādu līniju nav, to klasificē kā I tipu. I tipa supernovas iedala apakšklasēs la, lb un l, ņemot vērā citus spektra elementus.

Atšķirīgs sprādzienu raksturs

Tipu un apakštipu klasifikācija atspoguļo sprādziena pamatā esošo mehānismu daudzveidību un dažādu veidu cilmes zvaigznes. Supernovas sprādzieni, piemēram, SN 1987A, notiek pēdējā evolūcijas stadijā zvaigznei ar lielu masu (vairāk nekā 8 reizes lielāku par Saules masu).

lb un lc tipa supernovas rodas masīvu zvaigžņu centrālo daļu sabrukšanas rezultātā, kuras ir zaudējušas ievērojamu daļu no ūdeņraža apvalka spēcīga zvaigžņu vēja dēļ vai matērijas pārnešanas dēļ uz citu zvaigzni binārā sistēmā.

Dažādi priekšteči

Visas lb, lc un II tipa supernovas rodas no I populācijas zvaigznēm, tas ir, no jaunām zvaigznēm, kas koncentrētas spirālveida galaktiku diskos. Savukārt la tipa supernovas cēlušās no vecām II populācijas zvaigznēm, un tās var novērot gan eliptiskās galaktikās, gan spirālveida galaktiku kodolos. Šāda veida supernova nāk no baltā pundura, kas ir daļa no binārās sistēmas un velk materiālu no sava kaimiņa. Kad baltā pundura masa sasniedz savu stabilitātes robežu (saukta par Čandrasekhara robežu), sākas straujš oglekļa kodolu saplūšanas process un notiek sprādziens, kā rezultātā zvaigzne izmet lielāko daļu savas masas.

Dažāds spilgtums

Dažādas supernovu klases atšķiras viena no otras ne tikai ar savu spektru, bet arī ar maksimālo spožumu, ko tās sasniedz sprādzienā, un ar to, kā tieši šis spožums laika gaitā samazinās. I tipa supernovas parasti ir daudz spilgtākas nekā II tipa supernovas, taču tās arī izgaist daudz ātrāk. I tipa supernovas ilgst no dažām stundām līdz dažām dienām pie maksimālā spilgtuma, savukārt II tipa supernovas var ilgt pat vairākus mēnešus. Tika izvirzīta hipotēze, saskaņā ar kuru zvaigznes ar ļoti lielu masu (vairākas desmitus reižu pārsniedz Saules masu) eksplodē vēl spēcīgāk, piemēram, “hipernovas”, un to kodols pārvēršas melnajā caurumā.

SUPERNOVI VĒSTURES

Astronomi uzskata, ka vidēji ik pēc 100 gadiem mūsu galaktikā eksplodē viena supernova. Tomēr pēdējos divos tūkstošgades vēsturiski dokumentēto supernovu skaits nesasniedz pat 10. Viens no iemesliem tam var būt fakts, ka supernovas, īpaši II tipa, eksplodē spirālveida zaros, kur starpzvaigžņu putekļi ir daudz blīvāki un attiecīgi. , var aptumšot spīdošo supernovu.

Pirmais, ko redzēju

Lai gan zinātnieki apsver citus kandidātus, mūsdienās ir vispāratzīts, ka pirmais supernovas sprādziena novērojums vēsturē ir datēts ar mūsu ēras 185. gadu. To dokumentēja ķīniešu astronomi. Ķīnā galaktikas supernovas sprādzieni tika novēroti arī 386. un 393. gadā. Tad pagāja vairāk nekā 600 gadu, un visbeidzot debesīs parādījās vēl viena supernova: 1006. gadā Vilka zvaigznājā uzspīdēja jauna zvaigzne, kuru šoreiz, cita starpā, reģistrēja arābu un Eiropas astronomi. Šī spožākā zvaigzne (kuras redzamais lielums maksimālā spilgtuma laikā sasniedza -7,5) bija redzama debesīs vairāk nekā gadu.
.
Krabju miglājs

Arī 1054. gada supernova bija īpaši spoža (maksimālais magnitūds -6), taču to atkal pamanīja tikai ķīniešu astronomi un, iespējams, arī Amerikas indiāņi. Šī, iespējams, ir visslavenākā supernova, jo tās paliekas ir Krabja miglājs Vērša zvaigznājā, kuru Čārlzs Mesjē iekļāva savā katalogā ar numuru 1.

Mēs esam parādā Ķīnas astronomiem arī informāciju par supernovas parādīšanos Kasiopejas zvaigznājā 1181. gadā. Tur uzsprāga vēl viena supernova, šoreiz 1572. gadā. Šo supernovu pamanīja arī Eiropas astronomi, tostarp Tiho Brahe, kurš savā grāmatā “Par jauno zvaigzni” aprakstīja gan tās izskatu, gan tai sekojošās spilgtuma izmaiņas, kuras nosaukums radīja terminu, ko parasti lieto šādu zvaigžņu apzīmēšanai. .

Supernova Kluss

32 gadus vēlāk, 1604. gadā, debesīs parādījās vēl viena supernova. Tiho Brahe nodeva šo informāciju savam skolniekam Johanesam Kepleram, kurš sāka izsekot “jaunajai zvaigznei” un veltīja tai grāmatu “Par jauno zvaigzni Ophiuchus pakājē”. Šī zvaigzne, ko novērojis arī Galileo Galilejs, šodien joprojām ir pēdējā ar neapbruņotu aci redzamā supernova, kas eksplodējusi mūsu Galaktikā.

Tomēr nav šaubu, ka Piena ceļā ir eksplodējusi vēl viena supernova, atkal Kasiopejas zvaigznājā (zvaigznājs, kuram pieder trīs galaktisko supernovu rekords). Lai gan vizuālu pierādījumu par šo notikumu nav, astronomi ir atraduši zvaigznes paliekas un aprēķina, ka tai jāatbilst sprādzienam, kas notika 1667. gadā.

Ārpus Piena ceļa, papildus supernovai 1987A, astronomi novēroja arī otru supernovu 1885, kas eksplodēja Andromedas galaktikā.

Supernovas novērošana

Supernovas medības prasa pacietību un pareizo metodi.

Pirmais ir nepieciešams, jo neviens negarantē, ka jūs varēsit atklāt supernovu pirmajā vakarā. Jūs nevarat iztikt bez otrās, ja nevēlaties tērēt laiku un patiešām vēlaties palielināt savas iespējas atklāt supernovu. Galvenā problēma ir tā, ka fiziski nav iespējams paredzēt, kad un kur kādā no tālākajām galaktikām notiks supernovas sprādziens. Tātad supernovas medniekam katru nakti ir jāskenē debesis, pārbaudot desmitiem šim nolūkam rūpīgi atlasītu galaktiku.

Ko darīt

Viens no visizplatītākajiem paņēmieniem ir vērst teleskopu uz noteiktu galaktiku un salīdzināt tās izskatu ar agrāku attēlu (zīmējumu, fotogrāfiju, digitālo attēlu), ideālā gadījumā ar aptuveni tādu pašu palielinājumu kā teleskopam, ar kuru tiek veikti novērojumi. Ja tur parādījās supernova, tā uzreiz iekritīs acīs. Mūsdienās daudziem astronomiem amatieriem ir profesionālas observatorijas cienīgs aprīkojums, piemēram, ar datoru vadāmi teleskopi un CCD kameras, kas ļauj fotografēt zvaigžņotās debesis tieši digitālā formātā. Taču arī mūsdienās daudzi novērotāji meklē supernovas, vienkārši pavēršot teleskopu uz konkrētu galaktiku un skatoties caur okulāru, cerot redzēt, vai kaut kur neparādīsies vēl kāda zvaigzne.

Nepieciešamais aprīkojums

Supernovas medībām nav nepieciešams pārāk izsmalcināts aprīkojums, protams, jāņem vērā teleskopa jauda. Fakts ir tāds, ka katram instrumentam ir ierobežojošais lielums, kas ir atkarīgs no dažādiem faktoriem, un vissvarīgākais no tiem ir objektīva diametrs (tomēr atkarībā no gaismas piesārņojuma ir svarīgs arī debesu spilgtums: jo mazāks tas ir , jo augstāka ir ierobežojošā vērtība). Ar savu teleskopu varat aplūkot simtiem galaktiku, kuras meklē supernovas. Tomēr, pirms sākat novērot, ir ļoti svarīgi, lai pa rokai būtu debesu kartes, lai identificētu galaktikas, kā arī to galaktiku zīmējumi un fotogrāfijas, kuras plānojat novērot (internetā ir desmitiem resursu supernovu medniekiem), un visbeidzot, novērojumu žurnāls, kurā ierakstīsiet datus par katru novērošanas sesiju.

Nakts grūtības

Jo vairāk ir supernovu mednieku, jo lielāka iespēja sprādziena brīdī uzreiz pamanīt to parādīšanos, kas ļauj izsekot visai to gaismas līknei. No šī viedokļa astronomi amatieri sniedz ārkārtīgi vērtīgu palīdzību profesionāļiem.

Supernovu medniekiem jābūt gataviem izturēt nakts aukstumu un mitrumu. Turklāt viņiem būs jācīnās ar miegainību (termoss ar karstu kafiju vienmēr ir iekļauts nakts astronomisko novērojumu cienītāju pamataprīkojumā). Bet agri vai vēlu viņu pacietība tiks atalgota!

Balsoja Paldies!

Jūs varētu interesēt:

• 
  

Mūsu vieta šajā pasaulē
Gāzes un putekļu cikls Visumā
Supernovas sprādziens

Sprādziena radītie spēcīgie traucējumi izplatās ar milzīgu ātrumu, un šāda sprādziena zona aptver gigantiskus starpzvaigžņu vides apgabalus vairāku desmitu tūkstošu gadu garumā. Šādu reģionu fiziskie apstākļi krasi atšķiras no tiem, kas raksturo "nesatraukto" vidi: ļoti karsta (uzkarsēta līdz vairākiem miljoniem grādu) plazma un ievērojami augstāks par vidējo kosmisko staru blīvumu un magnētiskā lauka stiprumu. Sprādzienbīstamas zvaigznes izmestā matērija, nonākot starpzvaigžņu vidē, var piedalīties jaunu zvaigžņu un planētu sistēmu veidošanā. Tieši tāpēc supernovas un to atliekas ir viens no centrālajiem mūsdienu astrofizikas izpētes objektiem, jo ​​tādas svarīgas problēmas kā parasto zvaigžņu evolūcija, neitronu zvaigžņu un citu sabrukušu objektu dzimšana, smago elementu veidošanās, kosmiskie stari un daudz kas cits. vairāk šeit ir savīti.

Sākotnēji visas zvaigznes, kuru spilgtums pēkšņi palielinājās vairāk nekā 1000 reižu, tika sauktas par jaunām. Uzliesmojot, šādas zvaigznes pēkšņi parādījās debesīs, izjaucot ierasto zvaigznāja konfigurāciju, un palielināja savu spilgtumu līdz maksimumam, vairākus tūkstošus reižu, tad to spilgtums sāka strauji kristies, un pēc dažiem gadiem tās kļuva tikpat vājas kā tās. bija pirms uzliesmojuma. Uzliesmojumu atkārtošanās, katra no tām zvaigzne lielā ātrumā izgrūž līdz pat tūkstošdaļai savas masas, ir raksturīga jaunām zvaigznēm. Un tomēr, neskatoties uz šāda uzliesmojuma fenomena varenību, tas nav saistīts ne ar būtiskām zvaigznes struktūras izmaiņām, ne ar tās iznīcināšanu. Piecus tūkstošus gadu ir saglabājusies informācija par vairāk nekā 200 spilgtiem zvaigžņu uzliesmojumiem, ja aprobežojamies ar tiem, kas nepārsniedza 3. lielumu pēc spilgtuma. Bet, kad tika konstatēts miglāju ekstragalaktiskais raksturs, kļuva skaidrs, ka tajās uzliesmojošās jaunās zvaigznes pēc savām īpašībām ir pārākas par parastajām novām, jo ​​​​to spožums bieži izrādījās vienāds ar visas galaktikas, kurā tās uzliesmoja, spilgtumu. uzliesmoja. Šādu parādību neparastais raksturs lika astronomiem domāt, ka šādi notikumi ir kaut kas pilnīgi atšķirīgs no parastajām novajām, un tāpēc 1934. gadā pēc amerikāņu astronomu Friča Cvikija un Valtera Bādes ierosinājuma tās zvaigznes, kuru uzliesmojumi ar maksimālo spožumu sasniedza Parastās galaktikas tika identificētas atsevišķā, spožākā un retā supernovu klasē.

Atšķirībā no parasto jaunveidojumu uzliesmojumiem, supernovas uzliesmojumi pašreizējā mūsu Galaktikas stāvoklī ir ārkārtīgi reta parādība, kas notiek ne biežāk kā reizi 100 gados. Visspilgtākie uzliesmojumi bija 1006. un 1054. gadā, informācija par tiem ir ietverta ķīniešu un japāņu traktātos. 1572. gadā šādas zvaigznes uzliesmojumu Kasiopejas zvaigznājā novēroja izcilais astronoms Tiho Brahe, un pēdējais, kas 1604. gadā novēroja supernovas fenomenu Ophiuchus zvaigznājā, bija Johanness Keplers. Četru “teleskopiskā” laikmeta astronomijā gadsimtu laikā mūsu Galaktikā šādi uzliesmojumi nav novēroti. Saules sistēmas stāvoklis tajā ir tāds, ka mēs optiski varam novērot supernovas sprādzienus aptuveni pusē no tās tilpuma, bet pārējā tilpuma daļā uzliesmojumu spilgtumu mazina starpzvaigžņu absorbcija. V.I. Krasovskis un I.S. Šklovskis aprēķināja, ka supernovas sprādzieni mūsu Galaktikā notiek vidēji reizi 100 gados. Citās galaktikās šie procesi notiek ar aptuveni vienādu frekvenci, tāpēc galvenā informācija par supernovām optiskā uzliesmojuma stadijā tika iegūta no to novērojumiem citās galaktikās.

SUPERNOVA SPRĀDZIENS CAS A

Apzinoties tik spēcīgu parādību izpētes nozīmi, astronomi V. Bāde un F. Cvikijs, strādājot Palomaras observatorijā ASV, 1936. gadā sāka sistemātisku sistemātisku supernovu meklēšanu. Viņu rīcībā bija Šmita sistēmas teleskops, kas ļāva fotografēt vairākus desmitus kvadrātgrādu lielus laukumus un sniedza ļoti skaidrus attēlus pat vājām zvaigznēm un galaktikām. Trīs gadu laikā viņi atklāja 12 supernovas sprādzienus dažādās galaktikās, kas pēc tam tika pētīti, izmantojot fotometriju un spektroskopiju. Novērošanas tehnoloģijai uzlabojoties, jaunatklāto supernovu skaits nepārtraukti pieauga, un sekojošā automatizēto meklējumu ieviešana izraisīja lavīnām līdzīgu atklājumu skaita pieaugumu (vairāk nekā 100 supernovu gadā, ar kopējo skaitu 1500). Pēdējos gados lielie teleskopi ir sākuši meklēt arī ļoti attālas un vājas supernovas, jo to pētījumi var sniegt atbildes uz daudziem jautājumiem par visa Visuma uzbūvi un likteni. Vienā naktī, veicot novērojumus ar šādiem teleskopiem, var atklāt vairāk nekā 10 tālu supernovas.
Zvaigznes, kas tiek novērota kā supernovas parādība, sprādziena rezultātā ap to veidojas miglājs, kas izplešas ar milzīgu ātrumu (apmēram 10 000 km/s). Lielais izplešanās ātrums ir galvenā iezīme, ar kuru supernovas paliekas atšķiras no citiem miglājiem. Supernovas paliekās viss runā par milzīga spēka sprādzienu, kas izkaisīja zvaigznes ārējos slāņus un piešķīra milzīgu ātrumu atsevišķiem izmestā apvalka gabaliem.
Supernovas kā piemērs: Ne viens vien kosmosa objekts astronomiem ir devis tik daudz vērtīgas informācijas kā relatīvi mazā Krabjveida tumsonība, kas novērota Vērša zvaigznājā un sastāv no difūzas gāzveida vielas, kas aizlido lielā ātrumā. Šis miglājs, 1054. gadā novērotās supernovas paliekas, kļuva par pirmo galaktisko objektu, ar kuru tika identificēts radio avots. Izrādījās, ka radio emisijas raksturam nav nekā kopīga ar termisko emisiju: ​​tā intensitāte sistemātiski palielinās līdz ar viļņa garumu. Drīz vien bija iespējams izskaidrot šīs parādības būtību. Supernovas paliekam ir jābūt spēcīgam magnētiskajam laukam, kas aiztur tā radītos kosmiskos starus (elektronus, pozitronus, atomu kodolus), kuru ātrums ir tuvu gaismas ātrumam. Magnētiskajā laukā tie izstaro elektromagnētisko enerģiju šaurā starā kustības virzienā. Krabja miglāja netermiskās radio emisijas atklāšana pamudināja astronomus meklēt supernovas paliekas tieši šī iemesla dēļ.
Attēlā: Krabja miglājs. Jauna Habla attēlu secība, kurā redzams milzīga zvaigžņu sprādziena paliekas, sniedz astronomiem dziļāku ieskatu savienojuma dinamikā starp mazo Krabju pulsāru un milzīgo miglāju, ko tas nodrošina. Kreisajā pusē redzamā krāsainā fotogrāfija ir gandrīz visa Krabja miglāja, kas izveidojās pēc supernovas sprādziena pirms vairāk nekā 900 gadiem, teleskopa attēls uz zemes. 10 gaismas gadu platais miglājs atrodas 7000 gaismas gadu attālumā Vērša zvaigznājā. Zaļie, dzeltenie un sarkanie pavedieni, kas koncentrēti miglāja malās, ir zvaigznes paliekas, kas tika izmesta kosmosā sprādziena rezultātā. Krabja miglāja centrā atrodas Krabja pulsārs — sprāgstošas ​​zvaigznes sabrukušais kodols. Zilais mirdzums miglāja iekšpusē ir gaisma, ko izstaro enerģētiskie elektroni. Attēlu labajā pusē uzņēma Habla kosmiskais teleskops, un tajā redzams krabja iekšpuse. Pats pulsārs ir redzams kā kreisais no evesdas pāra kadra centra tuvumā. Pulsāru ieskauj atšķirīgu mezglu un nodriskātu veidojumu komplekss. Šī ir viena no attēlu sērijām, ko Habls saņēma vairāku mēnešu laikā. Tas parāda, ka Krabja miglāja interjers ir dinamiskāks, nekā tika uzskatīts iepriekš.

- Pirms 20 000 gadiem. Lielāka zvaigzne binārajā sistēmā piepūšas, kļūstot par sarkano milzi. -Sarkanais milzis atdod matēriju zilajai zvaigznei, no kurām dažas veido disku. -Divas zvaigznes saplūst vienā zilā zvaigznē, ko ieskauj gāzes disks.

- Zvaigznes “vējš” diskā rada caurumu. -1987. gada februāris Supernovas sprādziens izgaismo gredzena iekšējo malu. -1991-1996 Sprādziena vilnis un gružu plūsma ātri izplatās kosmosā.

-1997 Sprādziena vilnis sasniedz gredzena iekšējo malu, izraisot punktu uzplaiksnījumus.

-2007 Uzliesmojumi notiek gar visu iekšējo malu, veidojot gaismas gredzenu. SPRĀDZIENS 1987A
Kvēldiega miglāju sistēma Cygnus zvaigznājā arī parādīja radio emisiju, kas raksturīga vecajām supernovas paliekām. Radioastronomija ir palīdzējusi atrast daudzus citus ne-termiskos radio avotus, kas izrādījās dažāda vecuma supernovas paliekas. Tādējādi tika secināts, ka supernovas sprādzienu paliekas, kas notikušas pat pirms desmitiem tūkstošu gadu, citu miglāju vidū izceļas ar spēcīgo netermisko radioizstarojumu.
Kā jau minēts, Krabja miglājs bija pirmais objekts, no kura tika atklāta rentgena emisija. 1964. gadā tika atklāts, ka no tā izplūstošā rentgena starojuma avots ir plašs, lai gan tā leņķiskie izmēri ir 5 reizes mazāki nekā paša Krabja miglāja leņķiskie izmēri. No kā tika secināts, ka rentgena starojumu izstaro nevis zvaigzne, kas kādreiz izvirdās kā supernova, bet gan pats miglājs.
Daudzkrāsainās strūklas, kas šķērso debesis šajā Habla kosmiskā teleskopa attēlā, radīja viens no lielākajiem mūsu galaktikas vēsturē reģistrētajiem salūtiem - milzīgas zvaigznes eksplozija. Gaisma no tās Zemi sasniedza pirms 320 gadiem. Mirušās zvaigznes nodriskātās atliekas sauc par Kasiopeju A vai saīsināti "Cas A". Šī jaunākā zināmā supernovas palieka mūsu Piena Ceļa galaktikā atrodas 10 000 gaismas gadu attālumā Kasiopejas zvaigznājā. Supernovas sprādziena gaisma Zemi sasniedza 1600. gadā, un pats sprādziens notika 10 000 gadu agrāk. Šajā fotoattēlā ir redzama supernovas paliekas izplešanās apvalka augšējā mala. Attēla augšdaļā ir redzami desmitiem sīku materiāla lūžņu. Katrs mazais kamols sākotnēji bija neliels zvaigznes fragments, kas desmitiem reižu lielāks par visu Saules sistēmu. Zvaigzne, kas tos radīja, bija milzīga: 15-25 reizes masīvāka par mūsu Sauli. Šādas zvaigznes parasti ir īslaicīgas, un tās izmanto kodoldegvielas krājumus desmitiem miljonu gadu (1000 reižu ātrāk nekā mūsu Saule). Šis satriecošais Cas A attēls ļauj astronomiem detalizēti izpētīt supernovas paliekas, pirmo reizi parādot, ka tās ir izgatavotas no mazām, dzesēšanas gāzes bumbiņām. Šī viela tiks izmantota jaunas paaudzes zvaigžņu un planētu radīšanai. Iespējams, mūsu Saule un Saules sistēmas planētas tika izveidotas no supernovas atliekām, kas eksplodēja pirms miljardiem gadu.
Attēlā: Supernova 1987A. Mirdzošas zvaigznes un gāzes gabali nodrošina elpu aizraujošu fonu masīvās zvaigznes, ko sauc par Supernovu 1987A, pašiznīcināšanai. Astronomi novēroja tās sprādzienu dienvidu puslodē 1987. gada 23. februārī. Šajā Habla kosmiskā teleskopa attēlā redzamas supernovas paliekas, ko ieskauj materiāla iekšējie un ārējie gredzeni difūzos gāzes mākoņos. Šis trīskrāsu attēls sastāv no vairākām supernovas un tās apkārtējo reģionu fotogrāfijām, kas uzņemtas 1994. gada septembrī, 1996. gada februārī un 1997. gada jūlijā. Daudzās spilgti zilās zvaigznes netālu no supernovas ir masīvas zvaigznes, katra aptuveni 12 miljonus gadu veca un 6 reizes smagāka par Sauli. Viņi visi pieder tai pašai zvaigžņu paaudzei, kas eksplodēja. Spožu gāzes mākoņu klātbūtne ir vēl viena šī reģiona jaunības pazīme, kas joprojām ir auglīga augsne jaunu zvaigžņu dzimšanai. Habls ir atklājis kvēlojošas gāzes gredzenus, kas ieskauj Supernovas 1987A vietu. Iespējams, ka abus gredzenus var "novilkt" augstas enerģijas starojums vai daļiņas, līdzīgi kā lāzera gaismas stars zīmē apļus uz ekrāna. Radiācijas avots varētu būt iepriekš nezināmas zvaigžņu paliekas no zvaigznes otrās sastāvdaļas, kas eksplodēja 1987. gadā. Habla attēlā redzams vāji gaismas objekts iespējamā avota vietā.
Gredzena attēlā [A], kas uzņemts ar Habla kosmosa teleskopu 1994. gadā, ir redzams kvēlojošs gāzes gredzens ap supernovu 1987A. Attēls [B] — Habla teleskopa jaunākie novērojumi no 1997. gada liecina par mezglu spilgtuma palielināšanos gredzena augšējā labajā pusē. Šī ir vieta, kur notiek spēcīgas sadursmes starp uz āru virzošo sprādziena vilni un apļveida gredzena iekšējām daļām. Sadursmes sasilda gāzi un padara to spožāku. Tas, iespējams, ir pirmais signāls par dramatiskām un vardarbīgām sadursmēm, kas notiks dažu nākamo gadu laikā, atjaunojot supernovu kā spēcīgu rentgenstaru un radio emisijas avotu. Baltā pusmēness formas matērija centrā ir izkliedētas zvaigznes redzamā daļa, kas steidzas ar ātrumu 3000 km/s, ko silda radioaktīvie elementi, kas radušies zvaigznei eksplodējot.
Supernovas ietekme

Supernovas. 1987. gada 23. februārī mūsu kaimiņu galaktikā — Lielajā Magelāna mākonī — izcēlās supernova, kas kļuva ārkārtīgi svarīga astronomiem, jo ​​bija pirmā, ko viņi, bruņojušies ar moderniem astronomijas instrumentiem, varēja detalizēti izpētīt. Un šī zvaigzne apstiprināja veselu virkni prognožu. Vienlaikus ar optisko uzliesmojumu Japānā un Ohaio (ASV) uzstādītie speciālie detektori fiksēja neitrīno elementāro daļiņu plūsmu, kas radās ļoti augstā temperatūrā zvaigznes kodola sabrukšanas laikā un viegli iekļūst cauri tās apvalkam. Šie novērojumi apstiprināja agrāk izteiktu ierosinājumu, ka aptuveni 10% no sabrūkošas zvaigznes kodola masas tiek izstaroti kā neitrīno, jo kodols pats sabrūk par neitronu zvaigzni. Ļoti masīvās zvaigznēs supernovas sprādziena laikā serdeņi tiek saspiesti līdz vēl lielākam blīvumam un, iespējams, pārvēršas melnos caurumos, taču zvaigznes ārējie slāņi joprojām tiek izlieti. Pēdējos gados ir bijušas pazīmes, kas liecina par saistību starp dažiem kosmiskajiem gamma staru uzliesmojumiem un supernovām. Iespējams, ka kosmisko gamma staru uzliesmojumu būtība ir saistīta ar sprādzienu raksturu.
Supernovas sprādzieniem ir spēcīga un daudzveidīga ietekme uz apkārtējo starpzvaigžņu vidi. Supernonas milzīgā ātrumā izmestais apvalks izmet un saspiež apkārtējo gāzi, kas var dot impulsu jaunu zvaigžņu veidošanās no gāzes mākoņiem. Astronomu komanda doktora Džona Hjūza (Rutgers University) vadībā, izmantojot NASA orbītā esošās Čandras rentgenstaru observatorijas novērojumus, ir veikusi svarīgu atklājumu, kas atklāj, kā supernovas sprādzienu laikā veidojas silīcijs, dzelzs un citi elementi. Supernovas paliekas Cassiopeia A (Cas A) rentgena attēls atklāj silīcija, sēra un dzelzs gabaliņus, kas sprādziena laikā izmesti no zvaigznes iekšpuses. Čandras observatorijas iegūto Cas A supernovas palieku attēlu augstā kvalitāte, skaidrība un informācijas saturs ļāva astronomiem ne tikai noteikt daudzu šīs paliekas mezglu ķīmisko sastāvu, bet arī noskaidrot, kur tieši šie mezgli ir veidojušies. Piemēram, kompaktākie un spilgtākie mezgli galvenokārt sastāv no silīcija un sēra ar ļoti mazu dzelzs daudzumu. Tas norāda, ka tie veidojās dziļi zvaigznes iekšienē, kur sabrukuma laikā, kas beidzās ar supernovas sprādzienu, temperatūra sasniedza trīs miljardus grādu. Citos mezglos astronomi atklāja ļoti augstu dzelzs saturu ar dažiem silīcija un sēra piemaisījumiem. Šī viela veidojās vēl dziļāk - tajās vietās, kur temperatūra sprādziena laikā sasniedza augstākas vērtības - no četriem līdz pieciem miljardiem grādu. Salīdzinot gan ar silīciju bagāto, gaišo, gan vājāko ar dzelzi bagāto mezglu atrašanās vietu Cas A supernovas paliekā, atklājās, ka “dzelzs” pazīmes, kas radušās zvaigznes dziļākajos slāņos, atrodas paliekas ārējās malās. . Tas nozīmē, ka sprādziens izmeta “dzelzs” mezglus tālāk par visiem pārējiem. Un pat tagad šķiet, ka tie ar lielāku ātrumu attālinās no sprādziena centra. Čandras iegūto datu izpēte ļaus mums apmesties uz vienu no vairākiem teorētiķu piedāvātajiem mehānismiem, kas izskaidro supernovas sprādziena būtību, procesa dinamiku un jaunu elementu izcelsmi.
Pētījumi liecina, ka supernovas neatspoguļo viendabīgu objektu grupu – gan supernovu spektri, gan gaismas līknes (spilgtuma izmaiņas laika gaitā) būtiski atšķīrās, un spektrālā klasifikācija tās iedalīja divos veidos: SN I un SN II.

Čandras observatorijas 14 stundu supernovas paliekas Cas A novērojumi nodrošināja labāko iespējamo sprādziena laikā izmesto smago elementu sadalījumu. Augšējā kreisajā pusē ir Cas A platjoslas rentgena attēls. Atlikušos attēlus veido stari no silīcija joniem (augšējā labajā stūrī), kalcija joniem (apakšā pa kreisi), dzelzs joniem (apakšā pa labi). Šie elementi ir daļa no gāzes, kuras temperatūra ir aptuveni 50 miljoni °C. Krāsas atspoguļo rentgenstaru intensitāti no dzeltenas (visintensīvākā), sarkanā un violetā līdz zaļai (vismazāk intensīva).

SUPERNOVA CAS A

Supernova SN I ir ļoti līdzīgi spektri (bez ūdeņraža līniju) un gaismas līkņu formas, savukārt SN II spektri satur spilgtas ūdeņraža līnijas un izceļas gan ar spektru, gan gaismas līkņu daudzveidību. Šādā formā supernovu klasifikācija pastāvēja līdz pagājušā gadsimta 80. gadu vidum. Un līdz ar CCD uztvērēju plašās izmantošanas sākumu ievērojami palielinājās novērošanas materiāla daudzums un kvalitāte, kas ļāva iegūt spektrogrammas iepriekš nepieejamiem vājiem objektiem, ar daudz lielāku precizitāti noteikt līniju intensitāti un platumu, kā arī lai spektros reģistrētu vājākas līnijas. Rezultātā šķietami izveidotā supernovu binārā klasifikācija sāka ātri mainīties un kļūt sarežģītāka. Supernovas atšķiras arī atkarībā no galaktiku veidiem, kurās tās eksplodē. Spirālgalaktikās sprāgst abu tipu supernovas, bet eliptiskajās galaktikās, kur starpzvaigžņu vides gandrīz nav un zvaigžņu veidošanās process ir beidzies, tiek novērotas tikai SN I tipa supernovas, acīmredzot pirms sprādziena - tās ir ļoti vecas zvaigznes. , kuras masas ir tuvu Saules masai. Un tā kā šāda veida supernovu spektri un gaismas līknes ir ļoti līdzīgas, tas nozīmē, ka spirālveida galaktikās eksplodē vienas un tās pašas zvaigznes. Zvaigžņu, kuru masa ir tuvu Saulei, evolūcijas ceļa dabiskais beigas ir pārvēršanās par balto punduri, vienlaikus veidojoties planētu miglājam. Baltais punduris gandrīz nesatur ūdeņradi, jo tas ir normālas zvaigznes evolūcijas galaprodukts.
Katru gadu mūsu Galaktikā veidojas vairāki planētu miglāji, tāpēc lielākā daļa šīs masas zvaigžņu klusi pabeidz savu dzīves ceļu, un tikai reizi simts gados pārsprāgst SN I tipa supernova. Kādi iemesli nosaka pilnīgi īpašas beigas, kas nav līdzīgas citu līdzīgu zvaigžņu liktenim? Slavenais indiešu astrofiziķis S. Čandrasekhars parādīja, ka, ja baltā pundura masa ir mazāka par aptuveni 1,4 Saules masām, tas mierīgi “izdzīvos” savu dzīvi. Bet, ja tā atrodas pietiekami ciešā binārā sistēmā, tā spēcīgais gravitācijas spēks spēj “izvilkt” matēriju no pavadošās zvaigznes, kas noved pie pakāpeniskas masas palielināšanās, un, kad tā pārsniedz pieļaujamo robežu, notiek spēcīgs sprādziens, kas izraisa zvaigznes nāve.

SUPERNOVA G11.2-0.3

Šajā Čandras attēlā skaidri redzams pulsārs supernovas paliekas, kas pazīstama kā G11.2-0.3, ģeometriskajā centrā. Čandra saņēma pārliecinošu apstiprinājumu, ka pulsāru veidoja supernova 386. gadā, ko reģistrēja Ķīnas astronomi. Noteikt astronomisko objektu patieso vecumu ir ļoti grūti, tāpēc vēsturiskie ieraksti par supernovas notikumiem ir ļoti svarīgi. Ja šis atklājums tiks apstiprināts, šis pulsārs kļūs tikai par otro pulsāru, kas precīzi saistīts ar vēsturisku notikumu.

Supernova SN II ir nepārprotami saistītas ar jaunām, masīvām zvaigznēm, kuru čaumalās ūdeņradis atrodas lielos daudzumos. Šāda veida supernovas uzliesmojumi tiek uzskatīti par zvaigžņu evolūcijas pēdējo posmu, kuru sākotnējā masa pārsniedz 8-10 Saules masas. Kopumā šādu zvaigžņu evolūcija norit diezgan ātri – dažu miljonu gadu laikā tās sadedzina savu ūdeņradi, tad hēliju, kas pārvēršas ogleklī, un tad oglekļa atomi sāk pārveidoties par atomiem ar lielāku atomu skaitu. Dabā elementu transformācijas ar lielu enerģijas izdalīšanos beidzas uz dzelzi, kuras kodoli ir visstabilākie, un to saplūšanas laikā enerģija neizdalās. Tādējādi, kad zvaigznes kodols kļūst par dzelzi, enerģijas izdalīšanās tajā apstājas, tā vairs nespēj pretoties gravitācijas spēkiem un tāpēc sāk strauji sarukt jeb sabrukt. Procesi, kas notiek sabrukuma laikā, joprojām nav pilnībā izprasti. Tomēr ir zināms, ka, ja visa kodolā esošā viela pārvēršas neitronos, tad tā var pretoties gravitācijas spēkiem - zvaigznes kodols pārvēršas par “neitronu zvaigzni”, un sabrukums apstājas. Šajā gadījumā tiek atbrīvota milzīga enerģija, kas nonāk zvaigznes apvalkā un izraisa izplešanos, ko mēs redzam kā supernovas sprādzienu. No tā varētu sagaidīt ģenētisku saikni starp supernovas sprādzieniem un neitronu zvaigžņu un melno caurumu veidošanos. Ja zvaigznes evolūcija iepriekš bija notikusi “klusi”, tad tās apvalkam vajadzētu būt simtiem reižu lielākam par Saules rādiusu, kā arī jāsaglabā pietiekams daudzums ūdeņraža, lai izskaidrotu SN II supernovu spektru.
Pulsāri. Tas, ka pēc supernovas sprādziena bez izplešas čaulas un dažāda veida starojuma saglabājušies arī citi objekti, kļuva zināms 1968. gadā, pateicoties tam, ka gadu iepriekš radioastronomi bija atklājuši pulsārus – radio avotus, kuru starojums koncentrējas atsevišķi impulsi, kas atkārtojas pēc stingri noteikta laika perioda. Zinātniekus pārsteidza pulsu stingrais periodiskums un mēnešreižu īsums. Vislielāko uzmanību piesaistīja pulsārs, kura koordinātas bija tuvas astronomiem ļoti interesanta miglāja koordinātām, kas atrodas dienvidu zvaigznājā Velas, kas tiek uzskatīts par supernovas sprādziena palieku - tā periods bija tikai 0,089 sekundes. Un pēc pulsāra atklāšanas Krabja miglāja centrā (tā periods bija 1/30 sekundes) kļuva skaidrs, ka pulsāri ir kaut kādā veidā saistīti ar supernovas sprādzieniem. 1969. gada janvārī pulsārs no Krabja miglāja tika identificēts ar blāvu zvaigzni ar 16. magnitūdu, mainot tās spilgtumu ar to pašu periodu, un 1977. gadā ar zvaigzni izdevās identificēt pulsāru Papikosas zvaigznājā.
Pulsāra starojuma periodiskums ir saistīts ar to straujo rotāciju, taču neviena parasta zvaigzne, pat baltais punduris, nevarētu griezties ar pulsāriem raksturīgu periodu - to uzreiz saplēstu centrbēdzes spēki, un tikai neitronu zvaigzne, ļoti blīvs un kompakts, varētu tiem pretoties. Analizējot daudzas iespējas, zinātnieki nonāca pie secinājuma, ka supernovas sprādzienus pavada neitronu zvaigžņu veidošanās - kvalitatīvi jauna veida objekts, kura eksistenci paredzēja lielas masas zvaigžņu evolūcijas teorija.
Melnie caurumi. Pirmos pierādījumus par tiešu saistību starp supernovas sprādzienu un melnā cauruma veidošanos ieguva spāņu astronomi. Pētījumā par starojumu, ko izstaro ap melno caurumu riņķojoša zvaigzne un binārā sistēma Nova Scorpii 1994, atklājās, ka tas satur lielu daudzumu skābekļa, magnija, silīcija un sēra. Pastāv pieņēmums, ka šie elementi tika notverti, kad kaimiņu zvaigzne, pārdzīvojusi supernovas sprādzienu, pārvērtās melnajā caurumā. Supernovas (īpaši Ia tipa supernovas) ir vieni no spožākajiem zvaigžņu formas objektiem Visumā, tāpēc pat visattālākās no tām var pētīt, izmantojot šobrīd pieejamo aprīkojumu. Daudzas Ia tipa supernovas ir atklātas salīdzinoši tuvējās galaktikās. Pietiekami precīzi aprēķini par attālumiem līdz šīm galaktikām ļāva noteikt tajās sprāgstošo supernovu spožumu. Ja pieņemam, ka tālajām supernovām vidēji ir vienāds spilgtums, tad attālumu līdz tām var novērtēt no novērotā lieluma pie maksimālā spilgtuma. Salīdzinot attālumu līdz supernovai ar galaktikas, kurā tā eksplodēja, atkāpšanās ātrumu (sarkano nobīdi), ir iespējams noteikt galveno Visuma izplešanos raksturojošo lielumu - tā saukto Habla konstanti.
Vēl pirms 10 gadiem tam tika iegūtas vērtības, kas atšķīrās gandrīz divas reizes - no 53 līdz 100 km/s Mpc, bet šodien ir ievērojami palielināta precizitāte, kā rezultātā tiek pieņemta vērtība 72 km/s Mpc ( ar kļūdu aptuveni 10%) . Tālām supernovām, kuru sarkanā nobīde ir tuvu 1, attāluma un sarkanās nobīdes attiecība ļauj noteikt arī lielumus, kas ir atkarīgi no matērijas blīvuma Visumā. Saskaņā ar Einšteina vispārējo relativitātes teoriju tieši matērijas blīvums nosaka telpas izliekumu un līdz ar to arī Visuma turpmāko likteni. Proti: vai tas paplašināsies uz nenoteiktu laiku vai kādreiz šis process apstāsies un tiks aizstāts ar kompresiju. Jaunākie supernovu pētījumi ir parādījuši, ka, visticamāk, matērijas blīvums Visumā ir nepietiekams, lai apturētu izplešanos, un tā turpināsies. Un, lai apstiprinātu šo secinājumu, ir nepieciešami jauni supernovu novērojumi.

Senās annāles un hronikas vēsta, ka reizēm debesīs pēkšņi parādījās ārkārtīgi spoža zvaigznes. Tās ātri palielinājās spilgtumā, un pēc tam lēnām, vairāku mēnešu laikā, izgaisa un vairs nebija redzamas. Tuvojoties maksimālajam spilgtumam, šīs zvaigznes bija redzamas pat dienas laikā. Visspilgtākie uzliesmojumi bija 1006. un 1054. gadā, par kuriem informācija atrodama ķīniešu un japāņu traktātos. 1572. gadā šāda zvaigzne uzliesmoja Kasiopejas zvaigznājā, un to novēroja izcilais astronoms Tiho Brahe, bet 1604. gadā līdzīgu uzliesmojumu Ophiuchus zvaigznājā novēroja Johanness Keplers. Kopš tā laika astronomijas “teleskopiskā” laikmeta četru gadsimtu laikā šādi uzliesmojumi nav novēroti. Tomēr, attīstoties novērošanas astronomijai, pētnieki sāka atklāt diezgan lielu skaitu līdzīgu uzliesmojumu, lai gan tie nesasniedza ļoti augstu spilgtumu. Šīs zvaigznes, kas pēkšņi parādījās un drīz pazūd it kā bez pēdām, sāka saukt par "novām". Likās, ka 1006. un 1054. gada zvaigznes, Tiho un Keplera zvaigznes, ir vienas un tās pašas uzliesmojumi, tikai ļoti tuvu un tāpēc spožāki. Taču izrādījās, ka tas tā nav. 1885. gadā astronoms Hartvigs Tartu observatorijā pamanīja jaunas zvaigznes parādīšanos labi zināmajā Andromedas miglājā. Šī zvaigzne sasniedza sesto redzamo lielumu, tas ir, tās starojuma jauda bija tikai 4 reizes mazāka nekā visa miglāja jauda. Tad tas astronomus nepārsteidza: galu galā Andromedas miglāja daba nebija zināma, tika pieņemts, ka tas ir tikai putekļu un gāzes mākonis, kas atrodas diezgan tuvu Saulei. Tikai divdesmitā gadsimta 20. gados beidzot kļuva skaidrs, ka Andromedas miglājs un citi spirālveida miglāji ir milzīgas zvaigžņu sistēmas, kas sastāv no simtiem miljardu zvaigžņu un miljoniem gaismas gadu attālumā no mums. Andromedas miglājā tika atklāti arī parastu novu uzplaiksnījumi, kas redzami kā 17-18 magnitūdu objekti. Kļuva skaidrs, ka 1885. gada zvaigzne desmitiem tūkstošu reižu pārsniedza Novaya Stars, uz īsu brīdi tās spožums bija gandrīz līdzvērtīgs milzīgas zvaigžņu sistēmas spožumam! Acīmredzot šo uzliesmojumu raksturam jābūt atšķirīgam. Vēlāk šīs visspēcīgākās uzliesmojumus sauca par "supernovām", kur prefikss "super" nozīmēja to lielāku starojuma jaudu, nevis to lielāku "jaunumu".

Supernovas meklēšana un novērojumi

Supernovas sprādzienus sāka pamanīt diezgan bieži tālu galaktiku fotogrāfijās, taču šie atklājumi bija nejauši un nevarēja sniegt nepieciešamo informāciju, lai izskaidrotu šo grandiozo uzliesmojumu cēloni un mehānismu. Tomēr 1936. gadā astronomi Bāde un Cvikijs, kas strādāja Palomaras observatorijā ASV, sāka sistemātisku sistemātisku supernovu meklēšanu. Viņu rīcībā bija Šmita sistēmas teleskops, kas ļāva fotografēt vairākus desmitus kvadrātgrādu lielus laukumus un sniedza ļoti skaidrus attēlus pat vājām zvaigznēm un galaktikām. Salīdzinot vienas debess apgabala fotogrāfijas, kas uzņemtas vairākas nedēļas vēlāk, varēja viegli pamanīt jaunu zvaigžņu parādīšanos galaktikās, kas fotogrāfijās bija skaidri redzamas. Fotografēšanai tika atlasīti tie debesu reģioni, kas bija bagātākie ar tuvējām galaktikām, kur to skaits vienā attēlā varēja sasniegt vairākus desmitus un supernovu atklāšanas iespējamība bija vislielākā.

1937. gadā Bādai un Cvikim izdevās atklāt 6 supernovas. To vidū bija diezgan spožas zvaigznes 1937C un 1937D (astronomi nolēma apzīmēt supernovas, pievienojot atklāšanas gadam burtus, kas parāda atklāšanas secību kārtējā gadā), kas sasniedza attiecīgi 8 un 12 magnitūdas. Viņiem tika iegūtas gaismas līknes - spilgtuma izmaiņu atkarība laikā - un liels skaits spektrogrammu - zvaigznes spektru fotogrāfijas, kas parāda starojuma intensitātes atkarību no viļņa garuma. Vairākas desmitgades šis materiāls kļuva par pamatu visiem pētniekiem, kas mēģināja atšķetināt supernovas sprādzienu cēloņus.

Diemžēl Otrais pasaules karš pārtrauca tik veiksmīgi iesākto novērošanas programmu. Sistemātiska supernovu meklēšana Palomaras observatorijā tika atsākta tikai 1958. gadā, taču ar lielāku Šmita sistēmas teleskopu, kas ļāva fotografēt zvaigznes līdz 22-23 magnitūdām. Kopš 1960. gada šim darbam ir pievienojušās vairākas citas observatorijas visā pasaulē, kur bija pieejami piemēroti teleskopi. PSRS šāds darbs tika veikts SAI Krimas stacijā, kur tika uzstādīts astrogrāfa teleskops ar lēcas diametru 40 cm un ļoti lielu redzes lauku - gandrīz 100 kvadrātgrādi, un Abastumani astrofizikas observatorijā. Gruzijā - uz Šmita teleskopa ar 36 cm ieejas atveri Un Krimā un Abastumani tika veikti daudzi supernovas atklājumi. No pārējām observatorijām lielākais atklājumu skaits noticis Asiago observatorijā Itālijā, kur darbojās divi Šmita sistēmas teleskopi. Tomēr Palomaras observatorija joprojām ir līderis gan atklājumu skaita, gan maksimālā noteikšanai pieejamo zvaigžņu ziņā. Kopā 60. un 70. gados tika atklātas līdz pat 20 supernovām gadā, un to skaits sāka strauji pieaugt. Uzreiz pēc atklājuma lielos teleskopos sākās fotometriskie un spektroskopiskie novērojumi.

1974. gadā F. Cvikijs nomira, un drīz vien supernovu meklēšana Palomaras observatorijā tika pārtraukta. Atklāto supernovu skaits ir samazinājies, taču kopš 80. gadu sākuma tas atkal sācis palielināties. Dienvidu debesīs - Čīles Cerro el Roble observatorijā tika uzsāktas jaunas meklēšanas programmas, un astronomijas entuziasti sāka atklāt supernovas. Izrādījās, ka, izmantojot nelielus amatieru teleskopus ar 20-30 cm lēcām, diezgan veiksmīgi var meklēt spilgtas supernovas sprādzienus, sistemātiski novērojot vizuāli konkrētu galaktiku kopu. Vislielākos panākumus guva priesteris no Austrālijas Roberts Evanss, kuram kopš 80. gadu sākuma izdevies atklāt līdz pat 6 supernovām gadā. Nav pārsteidzoši, ka profesionāli astronomi jokoja par tā "tiešo saikni ar debesīm".

1987. gadā Lielā Magelāna mākoņa galaktikā tika atklāta spožākā 20. gadsimta supernova - SN 1987A, kas ir mūsu Galaktikas “satelīts” un atrodas tikai 55 kiloparseku attālumā no mums. Kādu laiku šī supernova bija redzama pat ar neapbruņotu aci, sasniedzot maksimālo spilgtumu aptuveni 4 magnitūdas. Tomēr to varēja novērot tikai dienvidu puslodē. Šai supernovai tika iegūta virkne fotometrisku un spektrālu novērojumu, kas bija unikāli ar precizitāti un ilgumu, un tagad astronomi turpina uzraudzīt, kā attīstās supernovas pārtapšanas process izplešas gāzes miglājā.

Supernova 1987A. Augšējā kreisajā pusē ir fotoattēls ar apgabalu, kurā eksplodēja supernova, kas uzņemta ilgi pirms sprādziena. Zvaigzne, kas drīz uzsprāgs, ir norādīta ar bultiņu. Augšējā labajā pusē ir fotoattēls ar to pašu debess apgabalu, kad supernova bija tuvu maksimālajam spilgtumam. Zemāk ir parādīts, kā izskatās supernova 12 gadus pēc sprādziena. Gredzeni ap supernovu ir starpzvaigžņu gāze (pirmsupernovas zvaigzne to daļēji izmeta pirms uzliesmojuma), kas ir jonizēta uzliesmojuma laikā un turpina spīdēt.

80. gadu vidū kļuva skaidrs, ka fotogrāfijas laikmets astronomijā beidzas. Ātri uzlabotie CCD uztvērēji jutības un ierakstītā viļņa garuma diapazonā bija daudzkārt pārāki par fotogrāfisko emulsiju, vienlaikus praktiski vienādi ar izšķirtspēju. Ar CCD kameru iegūto attēlu varēja uzreiz redzēt datora ekrānā un salīdzināt ar iepriekš iegūtajiem, bet fotografēšanai attīstīšanas, žāvēšanas un salīdzināšanas process labākajā gadījumā aizņēma vienu dienu. Vienīgā atlikušā fotoplākšņu priekšrocība - iespēja fotografēt lielus debess laukumus - arī izrādījās nenozīmīga supernovu meklējumos: teleskops ar CCD kameru varēja atsevišķi iegūt attēlus no visām galaktikām, kas nokrīt uz fotoplates, laikā, kas salīdzināms ar fotografēšanas ekspozīciju. Ir parādījušies pilnībā automatizētu supernovu meklēšanas programmu projekti, kuros pēc iepriekš ievadītas programmas teleskops ir vērsts uz izvēlētām galaktikām, un iegūtie attēli tiek salīdzināti ar datoru ar iepriekš iegūtajiem. Tikai tad, ja tiek atklāts jauns objekts, dators nosūta signālu astronomam, kurš noskaidro, vai tiešām ir konstatēts supernovas sprādziens. Deviņdesmitajos gados šāda sistēma, izmantojot 80 cm atstarojošu teleskopu, sāka darboties Lika observatorijā (ASV).

Vienkāršu CCD kameru pieejamība astronomijas entuziastiem ir novedusi pie tā, ka viņi no vizuāliem novērojumiem pāriet uz CCD novērojumiem, un tad teleskopiem ar 20-30 cm objektīviem kļūst pieejamas zvaigznes līdz 18. un pat 19. magnitūdam. Automātiskās meklēšanas ieviešana un pieaugošais to amatieru astronomu skaits, kuri meklē supernovas, izmantojot CCD kameras, ir izraisījis atklājumu skaita eksploziju: tagad gadā tiek atklātas vairāk nekā 100 supernovas, un kopējais atklājumu skaits pārsniedzis 1500. Pēdējos gados arī lielākajos teleskopos, kuru spoguļa diametrs ir 3-4 metri, uzsākta ļoti tālu un vāju supernovu meklēšana. Izrādījās, ka supernovu pētījumi, sasniedzot maksimālo spilgtumu 23-24 magnitūdas, var sniegt atbildes uz daudziem jautājumiem par visa Visuma uzbūvi un likteni. Vienā novērojumu naktī ar šādiem teleskopiem, kas aprīkoti ar vismodernākajām CCD kamerām, var atklāt vairāk nekā 10 tālu supernovas! Vairāki šādu supernovu attēli ir parādīti attēlā zemāk.

Gandrīz visām šobrīd atklātajām supernovām ir iespējams iegūt vismaz vienu spektru, un daudzām ir zināmas gaismas līknes (tas arī ir liels astronomu amatieru nopelns). Tātad analīzei pieejamā novērojumu materiāla apjoms ir ļoti liels, un šķiet, ka ir jāatrisina visi jautājumi par šo grandiozo parādību būtību. Diemžēl pagaidām tas tā nav. Sīkāk apskatīsim galvenos jautājumus, ar kuriem saskaras supernovas pētnieki, un visticamākās atbildes uz tiem šodien.

Supernovas klasifikācija, gaismas līknes un spektri

Pirms izdarīt jebkādus secinājumus par parādības fizisko būtību, ir pilnībā jāizprot tās novērojamās izpausmes, kas ir pareizi jāklasificē. Protams, pats pirmais jautājums, kas radās pirms supernovas pētniekiem, bija, vai tie ir vienādi, un, ja nē, tad cik tie ir atšķirīgi un vai tos var klasificēt. Jau pirmās Bādes un Cvikija atklātās supernovas uzrādīja būtiskas atšķirības gaismas līknēs un spektros. 1941. gadā R. Minkovskis ierosināja sadalīt supernovas divos galvenajos veidos, pamatojoties uz to spektru raksturu. Viņš pie I tipa klasificēja supernovas, kuru spektri pilnīgi atšķīrās no visu tolaik zināmo objektu spektriem. Visumā visizplatītākā elementa - ūdeņraža - līnijas pilnībā nebija, viss spektrs sastāvēja no plašiem maksimumiem un minimumiem, kurus nevarēja identificēt, spektra ultravioletā daļa bija ļoti vāja. Supernovas tika klasificētas kā II tips, kuru spektri uzrādīja zināmu līdzību ar “parastajām” novām ļoti intensīvu ūdeņraža emisijas līniju klātbūtnē, to spektra ultravioletā daļa ir spilgta.

I tipa supernovu spektri saglabājās noslēpumaini trīs gadu desmitus. Tikai pēc tam, kad Yu.P. Pskovsky parādīja, ka joslas spektros ir nekas vairāk kā nepārtraukta spektra sadaļas starp platām un diezgan dziļām absorbcijas līnijām, I tipa supernovu spektru identificēšana virzījās uz priekšu. Tika identificētas vairākas absorbcijas līnijas, galvenokārt visintensīvākās atsevišķi jonizēta kalcija un silīcija līnijas. Šo līniju viļņu garumi tiek novirzīti uz spektra violeto pusi, pateicoties Doplera efektam apvalkā, kas izplešas ar ātrumu 10-15 tūkstoši km sekundē. Ir ārkārtīgi grūti identificēt visas līnijas I tipa supernovu spektros, jo tās ir ievērojami paplašinātas un pārklājas viena ar otru; Papildus minētajam kalcijam un silīcijam bija iespējams noteikt magnija un dzelzs līnijas.

Supernovas spektru analīze ļāva izdarīt svarīgus secinājumus: I tipa supernovas sprādziena laikā izmestajos apvalkos gandrīz nav ūdeņraža; savukārt II tipa supernovas čaulu sastāvs ir gandrīz tāds pats kā Saules atmosfērai. Korpusu izplešanās ātrums ir no 5 līdz 15-20 tūkstošiem km/s, fotosfēras temperatūra ir ap maksimumu - 10-20 tūkstoši grādu. Temperatūra strauji pazeminās un pēc 1-2 mēnešiem sasniedz 5-6 tūkstošus grādu.

Atšķīrās arī supernovu gaismas līknes: I tipam tās visas bija ļoti līdzīgas, tām ir raksturīga forma ar ļoti strauju spilgtuma palielināšanos līdz maksimumam, kas ilgst ne vairāk kā 2-3 dienas, strauju spilgtuma samazināšanos par 3 magnitūdas 25–40 dienās un sekojoša lēna samazināšanās, gandrīz lineāra lieluma skalā, kas atbilst eksponenciālam spilgtuma samazinājumam.

II tipa supernovu gaismas līknes izrādījās daudz daudzveidīgākas. Dažas bija līdzīgas I tipa supernovu gaismas līknēm, tikai ar lēnāku un ilgāku spilgtuma samazināšanos līdz lineāras “astes” sākumam, citiem uzreiz pēc maksimuma sākās gandrīz nemainīga spilgtuma apgabals - tā- sauc par “plato”, kas var ilgt līdz 100 dienām. Tad spīdums strauji samazinās un sasniedz lineāru “asti”. Visas agrīnās gaismas līknes tika iegūtas no fotogrāfiskiem novērojumiem tā sauktajā fotografēšanas lieluma sistēmā, kas atbilst parasto fotoplākšņu jutībai (viļņu garuma diapazons 3500-5000 A). Fotovizuālās sistēmas (5000-6000 A) izmantošana papildus tai ļāva iegūt svarīgu informāciju par supernovu krāsu indeksa (vai vienkārši “krāsas”) izmaiņām: izrādījās, ka pēc maksimuma supernovas abi veidi nepārtraukti “kļūst sarkani”, tas ir, galvenā starojuma daļa novirzās uz garākiem viļņiem. Šis apsārtums apstājas lineāras spilgtuma samazināšanās stadijā un var pat tikt aizstāts ar supernovu “zilumu”.

Turklāt I un II tipa supernovas atšķīrās pēc galaktiku veidiem, kurās tās eksplodēja. II tipa supernovas ir atklātas tikai spirālveida galaktikās, kur zvaigznes pašlaik vēl veidojas un ir gan vecas, mazmasas zvaigznes, gan jaunas, masīvas un “īslaicīgas” (tikai dažus miljonus gadu) zvaigznes. I tipa supernovas sastopamas gan spirālveida, gan eliptiskās galaktikās, kur, domājams, ka intensīva zvaigžņu veidošanās nav notikusi miljardiem gadu.

Šādā formā supernovu klasifikācija tika saglabāta līdz 80. gadu vidum. CCD uztvērēju plašās izmantošanas sākums astronomijā ir ļāvis ievērojami palielināt novērojumu materiāla daudzumu un kvalitāti. Mūsdienu aprīkojums ļāva iegūt spektrogrammas vājiem, iepriekš nepieejamiem objektiem; ar daudz lielāku precizitāti bija iespējams noteikt līniju intensitātes un platumus un reģistrēt vājākas līnijas spektros. CCD uztvērēji, infrasarkanie detektori un instrumenti, kas uzstādīti uz kosmosa kuģiem, ir ļāvuši novērot supernovas visā optiskā starojuma diapazonā no ultravioletā līdz tālajam infrasarkanajam starojumam; Tika veikti arī supernovu gamma staru, rentgena un radio novērojumi.

Rezultātā šķietami izveidotā supernovu binārā klasifikācija sāka ātri mainīties un kļūt sarežģītāka.

Izrādījās, ka I tipa supernovas ne tuvu nav tik viendabīgas, kā šķita. Šo supernovu spektros tika konstatētas būtiskas atšķirības, no kurām nozīmīgākā bija atsevišķi jonizētās silīcija līnijas intensitāte, kas novērota aptuveni 6100 A viļņa garumā. Lielākajai daļai I tipa supernovu šī absorbcijas līnija tuvu maksimālajam spilgtumam bija vislielākā. pamanāma iezīme spektrā, bet dažām supernovām tās praktiski nebija, un hēlija absorbcijas līnijas bija visintensīvākās.

Supernovu Ia gaismas līknes sarkanajā un infrasarkanajā spektra diapazonā (R, I, J, H, K joslas) ļoti atšķīrās no iepriekš pētītajām līknēm B un V joslā Ja uz līknes ir manāms “plecs”. R 20 dienas pēc maksimuma, tad I filtrā un garākos viļņu garuma diapazonos parādās reāls otrais maksimums. Tomēr dažām Ia supernovām šī otrā maksimuma nav. Šīs supernovas izceļas arī ar sarkano krāsu pie maksimālā spilgtuma, samazinātu spilgtumu un dažām spektrālām iezīmēm. Pirmā šāda supernova bija SN 1991bg, un tai līdzīgus objektus joprojām sauc par savdabīgām supernovām Ia vai "tipa 1991bg supernovām". Gluži pretēji, citam supernovas veidam Ia ir raksturīgs maksimāli palielināts spilgtums. Tiem ir raksturīga zemāka absorbcijas līniju intensitāte spektros. Viņu "prototips" ir SN 1991T.

Septiņdesmitajos gados II tipa supernovas pēc to gaismas līkņu rakstura tika iedalītas “lineārās” (II-L) un tajās ar “plato” (II-P). Pēc tam tika atklāts arvien vairāk II supernovu, kuru gaismas līknēs un spektros bija noteiktas iezīmes. Tādējādi savās gaismas līknēs divas pēdējo gadu spožākās supernovas krasi atšķiras no citām II tipa supernovām: 1987A un 1993J. Abiem bija divi maksimumi savās gaismas līknēs: pēc uzliesmojuma spilgtums strauji kritās, tad atkal sāka pieaugt, un tikai pēc otrā maksimuma sākās galīgā spilgtuma vājināšanās. Atšķirībā no supernovas Ia, otrais maksimums tika novērots visos spektra diapazonos, un SN 1987A tas bija daudz spilgtāks nekā pirmais garākos viļņu garuma diapazonos.

Starp spektrālajām pazīmēm visizplatītākā un pamanāmākā bija līdzās plašām emisijas līnijām, kas raksturīgas izplešanās apvalkiem, arī šauru emisijas vai absorbcijas līniju sistēma. Šī parādība, visticamāk, ir saistīta ar blīvu apvalku, kas ieskauj zvaigzni pirms uzliesmojuma, un šādas supernovas ir apzīmētas ar II-n.

Supernovas statistika

Cik bieži rodas supernovas un kā tās izplatās galaktikās? Supernovu statistiskajiem pētījumiem vajadzētu atbildēt uz šiem jautājumiem.

Šķiet, ka atbilde uz pirmo jautājumu ir pavisam vienkārša: pietiekami ilgi jānovēro vairākas galaktikas, jāsaskaita tajās novērotās supernovas un jāsadala supernovu skaits ar novērošanas laiku. Bet izrādījās, ka laiks, ko aptver diezgan regulāri novērojumi, joprojām bija pārāk īss, lai izdarītu konkrētus secinājumus par atsevišķām galaktikām: lielākajā daļā gadījumu tika novērots tikai viens vai divi uzliesmojumi. Tiesa, dažās galaktikās jau ir reģistrēts diezgan liels skaits supernovu: rekordiste ir galaktika NGC 6946, kurā kopš 1917. gada ir atklātas 6 supernovas. Tomēr šie dati nesniedz precīzus datus par uzliesmojumu biežumu. Pirmkārt, precīzs šīs galaktikas novērošanas laiks nav zināms, un, otrkārt, gandrīz vienlaicīgos uzliesmojumus mums patiesībā varētu atdalīt diezgan lieli laika periodi: galu galā gaisma no supernovām galaktikas iekšienē pārvietojas pa citu ceļu un tās izmēri. gaismas gados ir daudz lielāks nekā novērošanas laiks. Pašlaik ir iespējams novērtēt uzplaiksnījumu frekvenci tikai noteiktai galaktiku kopai. Lai to izdarītu, ir jāizmanto novērojumu dati no supernovu meklēšanas: katrs novērojums katrai galaktikai dod noteiktu “efektīvo izsekošanas laiku”, kas ir atkarīgs no attāluma līdz galaktikai, no meklēšanas ierobežojošā lieluma un no rakstura. no supernovas gaismas līknes. Dažādu veidu supernovām vienas galaktikas novērošanas laiks būs atšķirīgs. Apvienojot rezultātus vairākām galaktikām, jāņem vērā to masas un spilgtuma atšķirības, kā arī morfoloģiskā tipa atšķirības. Pašlaik ir pieņemts rezultātus normalizēt galaktiku spilgtumam un apvienot datus tikai par galaktikām ar līdzīgiem veidiem. Nesenais darbs, kas balstīts uz vairāku supernovu meklēšanas programmu datu apvienošanu, ir devis šādus rezultātus: eliptiskās galaktikās tiek novērotas tikai Ia tipa supernovas, un “vidējā” galaktikā ar 10 10 saules spožuma spilgtumu viena supernova izvirda aptuveni reizi 500. gadiem. Tāda paša spožuma spirālveida galaktikā Ia supernovas eksplodē tikai nedaudz augstākā frekvencē, bet tām tiek pievienotas II un Ib/c tipa supernovas, un kopējais pārsprāgšanas ātrums ir aptuveni reizi 100 gados. Uzliesmojumu biežums ir aptuveni proporcionāls galaktiku spožumam, tas ir, milzu galaktikās tas ir daudz augstāks: jo īpaši NGC 6946 ir spirālveida galaktika ar spožumu 2,8 10 10 saules spožumu, tāpēc var būt aptuveni trīs uzliesmojumi. sagaidāms tajā 100 gados, un tajā novērotās 6 supernovas var uzskatīt par ne pārāk lielu novirzi no vidējās frekvences. Mūsu galaktika ir mazāka par NGC 6946, un tajā var sagaidīt vienu uzliesmojumu vidēji ik pēc 50 gadiem. Tomēr ir zināms, ka pēdējā tūkstošgadē Galaktikā ir novērotas tikai četras supernovas. Vai šeit ir kāda pretruna? Izrādās, nē – galu galā lielāko daļu Galaktikas no mums slēpj gāzes un putekļu slāņi, un Saules apkārtne, kurā tika novērotas šīs 4 supernovas, veido tikai nelielu galaktikas daļu.

Kā supernovas izplatās galaktikās? Protams, pagaidām ir iespējams pētīt tikai summāro sadalījumu, kas reducēts līdz kādai “vidējai” galaktikai, kā arī sadalījumu attiecībā pret spirālveida galaktiku struktūras detaļām. Šīs daļas, pirmkārt, ietver spirālveida uzmavas; diezgan tuvās galaktikās ir skaidri redzami arī aktīvās zvaigžņu veidošanās apgabali, kurus identificē ar jonizēta ūdeņraža mākoņiem - H II apgabalu vai spilgti zilu zvaigžņu kopām - OB asociāciju. Telpiskā sadalījuma pētījumi, kas tika atkārtoti daudzkārt, palielinoties atklāto supernovu skaitam, deva šādus rezultātus. Visu veidu supernovu sadalījumi pēc attāluma no galaktiku centriem savā starpā maz atšķiras un ir līdzīgi spožuma sadalījumam – blīvums samazinās no centra uz malām saskaņā ar eksponenciālu likumu. Supernovu veidu atšķirības izpaužas sadalījumā attiecībā pret zvaigžņu veidošanās reģioniem: ja visu veidu supernovas koncentrējas spirālveida plecās, tad H II apgabalos koncentrējas tikai II un Ib/c tipa supernovas. Var secināt, ka II vai Ib/c tipa uzliesmojumu izraisošas zvaigznes kalpošanas laiks ir no 10 6 līdz 10 7 gadiem, bet Ia tipam tas ir aptuveni 10 8 gadi. Tomēr supernovas Ia tiek novērotas arī eliptiskās galaktikās, kur tiek uzskatīts, ka nav zvaigžņu, kas būtu jaunākas par 10 9 gadiem. Šai pretrunai ir divi iespējamie skaidrojumi – vai nu supernovas Ia sprādzienu raksturs spirālveida un eliptiskās galaktikās ir atšķirīgs, vai arī dažās eliptiskajās galaktikās joprojām turpinās zvaigžņu veidošanās un ir jaunākas zvaigznes.

Teorētiskie modeļi

Pamatojoties uz novērojumu datu kopumu, pētnieki nonāca pie secinājuma, ka supernovas sprādzienam vajadzētu būt pēdējam zvaigznes evolūcijas posmam, pēc kura tā beidz pastāvēt savā iepriekšējā formā. Patiešām, supernovas sprādziena enerģija tiek lēsta kā 10 50 - 10 51 erg, kas pārsniedz tipiskās zvaigžņu gravitācijas saistošās enerģijas vērtības. Enerģija, kas izdalās supernovas sprādziena laikā, ir vairāk nekā pietiekama, lai pilnībā izkliedētu zvaigznes vielu kosmosā. Kādas zvaigznes un kad tās beidz savu dzīvi ar supernovas sprādzienu, kāds ir procesu raksturs, kas noved pie tik gigantiskas enerģijas atbrīvošanās?

Novērojumu dati liecina, ka supernovas iedala vairākos veidos, kas atšķiras pēc čaulu ķīmiskā sastāva un to masām, pēc enerģijas izdalīšanās rakstura un saistībā ar dažāda veida zvaigžņu populācijām. II tipa supernovas ir nepārprotami saistītas ar jaunām, masīvām zvaigznēm, un to apvalki satur lielu daudzumu ūdeņraža. Tāpēc to uzliesmojumi tiek uzskatīti par pēdējo zvaigžņu evolūcijas posmu, kuru sākotnējā masa ir lielāka par 8-10 Saules masām. Šādu zvaigžņu centrālajās daļās enerģija izdalās kodolsintēzes reakciju laikā, sākot no vienkāršākajām - hēlija veidošanās ūdeņraža kodolu saplūšanas laikā un beidzot ar dzelzs kodolu veidošanos no silīcija. Dzelzs kodoli ir visstabilākie dabā, un tiem saplūstot netiek atbrīvota enerģija. Tādējādi, kad zvaigznes kodols kļūst par dzelzi, enerģijas izdalīšanās tajā apstājas. Kodols nevar pretoties gravitācijas spēkiem un ātri saraujas – sabrūk. Procesi, kas notiek sabrukuma laikā, joprojām nav pilnībā izskaidroti. Taču ir zināms, ka, ja visa zvaigznes kodolā esošā matērija pārvēršas neitronos, tad tā var pretoties gravitācijas spēkiem. Zvaigznes kodols pārvēršas par "neitronu zvaigzni", un sabrukums apstājas. Šajā gadījumā tiek atbrīvota milzīga enerģija, kas nonāk zvaigznes apvalkā un liek tai sākt izplešanos, ko mēs redzam kā supernovas sprādzienu. Ja zvaigznes evolūcija iepriekš notikusi “klusi”, tad tās apvalkam vajadzētu būt simtiem reižu lielākam par Saules rādiusu, un tajā jāsaglabā pietiekams daudzums ūdeņraža, lai izskaidrotu II tipa supernovu spektru. Ja lielākā daļa čaulas tika zaudēta evolūcijas laikā ciešā binārajā sistēmā vai kādā citā veidā, tad spektrā nebūs ūdeņraža līniju - mēs redzēsim Ib vai Ic tipa supernovu.

Mazāk masīvās zvaigznēs evolūcija norit savādāk. Pēc ūdeņraža sadedzināšanas kodols kļūst par hēliju, un sākas reakcija, pārvēršot hēliju par oglekli. Tomēr kodols nesasilst līdz tik augstai temperatūrai, ka sākas kodolsintēzes reakcijas, kurās ir iesaistīts ogleklis. Kodols nevar atbrīvot pietiekami daudz enerģijas un saraujas, taču šajā gadījumā kompresiju aptur kodolā izvietotie elektroni. Zvaigznes kodols pārvēršas par tā saukto “balto punduri”, un apvalks izkliedējas kosmosā planetāra miglāja formā. Indijas astrofiziķis S. Čandrasekhars parādīja, ka baltais punduris var pastāvēt tikai tad, ja tā masa ir mazāka par aptuveni 1,4 Saules masām. Ja baltais punduris atrodas pietiekami ciešā binārā sistēmā, tad matērija var sākt plūst no parastās zvaigznes uz balto punduri. Baltā pundura masa pakāpeniski palielinās, un, kad tā pārsniedz robežu, notiek sprādziens, kura laikā notiek strauja oglekļa un skābekļa kodoldegšana, pārvēršoties radioaktīvajā niķelī. Zvaigzne tiek pilnībā iznīcināta, un izplešanās apvalkā notiek niķeļa radioaktīvā sadalīšanās par kobaltu un pēc tam dzelzi, kas nodrošina enerģiju apvalka spīdumam. Šādi eksplodē Ia tipa supernovas.

Mūsdienu teorētiskie supernovu pētījumi galvenokārt ir aprēķini uz sprāgstošo zvaigžņu modeļu jaudīgākajiem datoriem. Diemžēl vēl nav izdevies izveidot modeli, kas no vēlīnās zvaigžņu evolūcijas stadijas izraisītu supernovas sprādzienu un tā novērojamās izpausmes. Tomēr esošie modeļi diezgan labi apraksta lielākās daļas supernovu gaismas līknes un spektrus. Parasti tas ir zvaigznes apvalka modelis, kurā “manuāli” tiek ieguldīta sprādziena enerģija, pēc kuras sākas tā izplešanās un sildīšana. Neskatoties uz lielajām grūtībām, kas saistītas ar fizisko procesu sarežģītību un daudzveidību, pēdējos gados šajā pētniecības jomā ir panākts liels progress.

Supernovu ietekme uz vidi

Supernovas sprādzieniem ir spēcīga un daudzveidīga ietekme uz apkārtējo starpzvaigžņu vidi. Supernovas aploksne, kas tiek izmesta ar milzīgu ātrumu, savāc un saspiež apkārtējo gāzi. Iespējams, tas varētu izraisīt jaunu zvaigžņu veidošanos no gāzes mākoņiem. Sprādziena enerģija ir tik liela, ka notiek jaunu elementu sintēze, īpaši to, kas ir smagāki par dzelzi. Materiālu, kas bagātināts ar smagajiem elementiem, supernovas sprādzieni izkaisa visā galaktikā, kā rezultātā pēc supernovas sprādzieniem veidojas zvaigznes, kurās ir vairāk smago elementu. Starpzvaigžņu vide “mūsu” Piena ceļa reģionā izrādījās tik bagāta ar smagajiem elementiem, ka kļuva iespējama dzīvības parādīšanās uz Zemes. Supernovas ir tieši atbildīgas par to! Supernovas, acīmredzot, rada arī daļiņu plūsmas ar ļoti augstu enerģiju - kosmiskos starus. Šīs daļiņas, caur atmosfēru iekļūstot Zemes virsmā, var izraisīt ģenētiskas mutācijas, kuru dēļ uz Zemes notiek dzīvības evolūcija.

Supernovas stāsta par Visuma likteni

Supernovas un jo īpaši Ia tipa supernovas ir vieni no spilgtākajiem zvaigžņu formas objektiem Visumā. Tāpēc ar šobrīd pieejamo aprīkojumu var pētīt pat ļoti attālas supernovas.

Daudzas supernovas Ia ir atklātas diezgan tuvās galaktikās, kuru attālumu var noteikt vairākos veidos. Šobrīd par visprecīzāko tiek uzskatīta attālumu noteikšana, pamatojoties uz noteikta veida spilgto mainīgo zvaigžņu – cefeīdu – šķietamo spilgtumu. Izmantojot kosmosa teleskopu. Habls atklāja un pētīja lielu skaitu cefeīdu galaktikās, kas atrodas tālu no mums aptuveni 20 megaparseku attālumā. Pietiekami precīzi aprēķini par attālumiem līdz šīm galaktikām ļāva noteikt tajās izvirdušo Ia tipa supernovu spožumu. Ja pieņemam, ka tālajām supernovām Ia ir vidēji vienāds spožums, tad attālumu līdz tām var novērtēt no novērotā lieluma pie maksimālā spilgtuma.