Po napovedih astronomov bo leta 2022 z Zemlje vidna najsvetlejša eksplozija supernove v ozvezdju Laboda. Bliskavica bo lahko zasenčila sijaj večine zvezd na nebu! Eksplozija supernove je redek pojav, a to ne bo prvič, da je človeštvo opazovalo pojav. Zakaj je ta pojav tako fascinanten?

GROZLJIVA ZNAMENJA PRETEKLOSTI

Torej, pred 5000 leti so bili prebivalci starega Sumerja prestrašeni – bogovi so pokazali, da so jezni, tako da so pokazali znak. Na nebu je posijalo drugo sonce, tako da je bilo tudi ponoči svetlo kot dan! Da bi preprečili katastrofo, so Sumerci naredili bogate žrtve in neumorno molili k bogovom - in to je imelo učinek. An, bog neba, je odvrnil svojo jezo - drugo sonce je začelo bledeti in kmalu popolnoma izginilo z neba.

Tako znanstveniki rekonstruirajo dogodke, ki so se zgodili pred več kot pet tisoč leti, ko je nad starim Poletjem eksplodirala supernova. Ti dogodki so postali znani iz klinopisne tablice z zgodbo o »božanstvu drugega sonca«, ki se je pojavilo na južni strani neba. Astronomi so našli sledove zvezdne kataklizme - meglica Parus X ostaja od supernove, ki je prestrašila Sumerce.

Po sodobnih znanstvenih podatkih je bila groza starodavnih prebivalcev Mezopotamije v veliki meri upravičena - če bi se eksplozija supernove zgodila nekoliko bližje sončnemu sistemu, bi vse življenje na površju našega planeta požgalo sevanje.

Enkrat se je to že zgodilo, ko je pred 440 milijoni let prišlo do eksplozije supernove v delih vesolja relativno blizu sonca. Na tisoče svetlobnih let od Zemlje je ogromna zvezda postala supernova in naš planet je ožgalo smrtonosno sevanje. Paleozojske pošasti, ki so imele nesrečo, da so živele v tistem času, so lahko videle, kako slepeči sij, ki se je nenadoma pojavil na nebu, zasenči sonce - in to je bilo zadnje, kar so videli v svojem življenju. V nekaj sekundah je sevanje supernove uničilo ozonski plašč planeta in sevanje je uničilo življenje na površju Zemlje. Na srečo je bilo površje celin našega planeta takrat skoraj brez prebivalcev, življenje pa je bilo skrito v oceanih. Debelina vode je zaščitila pred sevanjem supernove, vendar je še vedno umrlo več kot 60% morskih živali!

Eksplozija supernove je ena največjih kataklizm v vesolju. Eksplozivna zvezda sprosti neverjetno količino energije – v kratkem času ena zvezda odda več svetlobe kot milijarde zvezd v galaksiji.

EVOLUCIJA SUPERNOV

Astronomi že dolgo opazujejo oddaljene eksplozije supernov z močnimi teleskopi. Sprva je bil ta pojav dojet kot nerazumljiva zanimivost, vendar so se ob koncu prve četrtine 20. stoletja astronomi naučili določati medgalaktične razdalje. Takrat je postalo jasno, iz kakšne nepredstavljive razdalje prihaja svetloba supernov na Zemljo in kakšno neverjetno moč imajo ti bliski. Toda kakšna je narava tega pojava?

Zvezde nastanejo iz kozmičnih kopičenj vodika. Takšni plinski oblaki zasedajo ogromne prostore in imajo lahko ogromno maso, ki je enaka stotinam sončnih mas. Ko je takšen oblak dovolj gost, začnejo delovati gravitacijske sile, ki povzročijo stiskanje plina, kar povzroči močno segrevanje. Ko dosežete določeno mejo, se v segretem in stisnjenem središču oblaka začnejo termonuklearne reakcije - tako zvezde "zasvetijo".

Plamteča zvezda ima dolgo življenjsko dobo: vodik v črevesju zvezde se milijone in celo milijarde let spremeni v helij (in nato v druge elemente periodnega sistema, vključno z železom). Še več, večja kot je zvezda, krajše je njeno življenje. Rdeče pritlikavke (tako imenovani razred majhnih zvezd) imajo življenjsko dobo trilijon let, medtem ko lahko zvezde velikanke »izgorijo« v tisočinkah tega obdobja.

Zvezda »živi«, dokler se vzdržuje »ravnotežje sil« med gravitacijskimi silami, ki jo stiskajo, in termonuklearnimi reakcijami, ki oddajajo energijo in težijo k »potiskanju« snovi narazen. Če je zvezda dovolj velika (ima maso večjo od mase Sonca), nastopi trenutek, ko termonuklearne reakcije v zvezdi oslabijo (»gorivo« do takrat izgori) in se gravitacijske sile okrepijo. Na tej točki postane sila, ki stisne jedro zvezde, tako močna, da pritisk sevanja ne more več preprečiti krčenja snovi. Zgodi se katastrofalno hiter kolaps – v nekaj sekundah prostornina jedra zvezde upade 100.000-krat!

Hitro stiskanje zvezde vodi do dejstva, da se kinetična energija snovi spremeni v toploto in temperatura naraste na stotine milijard Kelvinov! Hkrati se svetilnost umirajoče zvezde poveča za nekaj milijard krat - in "eksplozija supernove" izžge vse v sosednjih območjih vesolja. V jedru umirajoče zvezde se elektroni »stisnejo« v protone, tako da v jedru ostanejo skoraj samo nevtroni.

ŽIVLJENJE PO EKSPLOZIJI

Površinske plasti zvezde eksplodirajo in v pogojih velikanskih temperatur in pošastnega pritiska potekajo reakcije s tvorbo težkih elementov (do urana). In tako supernove izpolnjujejo svoje veliko (z vidika človeštva) poslanstvo - omogočajo nastanek življenja v vesolju. "Skoraj vsi elementi, ki sestavljajo nas in naš svet, so nastali zaradi eksplozij supernove," pravijo znanstveniki. Vse, kar nas obdaja: kalcij v naših kosteh, železo v naših rdečih krvničkah, silicij v naših računalniških čipih in baker v naših žicah – vse to je prišlo iz peklenskih peči eksplozivnih supernov. Večina kemičnih elementov se je v vesolju pojavila izključno med eksplozijami supernov. In atomi tistih nekaj elementov (od helija do železa), ki jih zvezde sintetizirajo v "mirnem" stanju, lahko postanejo osnova za pojav planetov šele potem, ko so bili med eksplozijo supernove vrženi v medzvezdni prostor. Zato je tako človek sam kot vse okoli njega sestavljeno iz ostankov starodavnih eksplozij supernov.

Jedro, ki ostane po eksploziji, postane nevtronska zvezda. To je neverjeten vesoljski objekt majhne prostornine, a pošastne gostote. Premer navadne nevtronske zvezde je 10-20 km, vendar je gostota snovi neverjetna - 665 milijonov ton na kubični centimeter! Pri tej gostoti bo kos nevtronija (snov, iz katere je sestavljena taka zvezda) velik kot glava vžigalice tehtal večkrat več kot Keopsova piramida, čajna žlička nevtronija pa bo imela maso več kot milijardo ton . Nevtronij ima tudi neverjetno moč: koščka nevtronija (če bi bil v rokah človeštva) ne more razbiti nobena fizična sila - vsak človeški instrument bi bil popolnoma neuporaben. Poskus rezanja ali odtrganja kosa nevtronija bi bil tako brezupen kot odžaganje kosa kovine z zrakom.

BETELGEUSE JE NAJNEVARNEJŠA ZVEZDA

Vendar se vse supernove ne spremenijo v nevtronske zvezde. Ko masa zvezde preseže določeno mejo (tako imenovano drugo Chandrasekharjevo mejo), v procesu eksplozije supernove ostane preveč mase snovi in ​​gravitacijski tlak ne more zadržati ničesar. Proces postane nepovraten - vsa snov se združi v eno točko in nastane črna luknja - okvara, ki nepreklicno absorbira vse, tudi sončno svetlobo.

Bi lahko eksplozija supernove ogrozila Zemljo? Žal, znanstveniki odgovarjajo pritrdilno. Zvezda Betelgeza, bližnja soseda Osončja po kozmičnih merilih, lahko zelo kmalu eksplodira. Po besedah ​​Sergeja Popova, raziskovalca na Državnem astronomskem inštitutu, je »Betelgeza res eden najboljših kandidatov in zagotovo najbolj znan za bližnje (časovno) supernove. Ta ogromna zvezda je v zadnji fazi svoje evolucije in bo najverjetneje eksplodirala kot supernova, za seboj pa pustila nevtronsko zvezdo." Betelgeza je zvezda, ki je dvajsetkrat težja od našega Sonca in stotisočkrat svetlejša, nahaja se približno pet tisoč svetlobnih let stran. Ker je ta zvezda dosegla končno stopnjo svojega razvoja, ima v bližnji prihodnosti (po kozmičnih standardih) vse možnosti, da postane supernova. Po mnenju znanstvenikov ta kataklizma ne bi smela biti nevarna za Zemljo, vendar z enim opozorilom.

Dejstvo je, da je sevanje supernove med eksplozijo usmerjeno neenakomerno - smer sevanja določajo magnetni poli zvezde. In če se izkaže, da je eden od Betelgeusovih polov usmerjen neposredno na Zemljo, potem bo po eksploziji supernove v našo Zemljo sproščen smrtonosni tok rentgenskega sevanja, ki bo lahko vsaj uničil ozonski plašč. Na žalost danes astronomi ne poznajo nobenih znakov, ki bi omogočali napovedovanje kataklizme in ustvarjanje "sistema zgodnjega opozarjanja" za eksplozijo supernove. Vendar, čeprav Betelgeza živi svoje življenje, je zvezdni čas nesorazmeren s človeškim časom in najverjetneje je katastrofa oddaljena tisoče, če ne deset tisoče let. Lahko upamo, da bo človeštvo v takem obdobju ustvarilo zanesljivo zaščito pred izbruhi supernov.

Glasovano Hvala!

Morda vas bo zanimalo:

• 
  
• 
  

Za razliko od izbruhov »navadnih« novih je ta pojav eden zelo redkih. V naši Galaksiji je približno 100 milijard zvezd. Ocenjuje se, da se vsako leto rodi približno 1 do 10 novih zvezd. Supernove izbruhnejo v povprečju enkrat ali dvakrat na stoletje. Zato takšne izbruhe redko opazimo v drugih galaksijah. Če imate sistematično nekaj sto galaksij »na opazovanju«, potem lahko z veliko verjetnostjo rečete, da bo v enem letu v vsaj eni od teh galaksij izbruhnila supernova. Dandanes letno odkrijejo približno 20–30 zunajgalaktičnih supernov. Njihovo skupno število doseže skoraj 600.
Kljub temu je zgodovina ohranila precejšnje število kronik in celo znanstvenih razprav, ki vsebujejo opise eksplozij supernov v naši Galaksiji. Na primer, ohranjene so številne kitajske kronike, ki govorijo o pojavu na nebu julija 1054 "gostujoče zvezde" v ozvezdju Bika. Ta zvezda je bila tako svetla, da se je videla tudi podnevi; v svojem sijaju je presegla Venero - najsvetlejšo svetilko na nebu po Soncu in Luni. Zvezda je bila več mesecev vidna s prostim očesom, nato pa je postopoma ugasnila.
Od leta 1054 so v naši Galaksiji opazili še dve eksploziji supernove: eno je leta 1572 opazil danski astronom Tycho Brahe, drugo leta 1604 Johannes Kepler. Nato je sledil premor, ki je trajal tri stoletja. Supernove pa je mogoče zaznati tudi potem, ko izumrejo – po vplivu na okoliški medzvezdni medij in po ostankih, ki ostanejo po eksploziji.

MEGLICA

Rakova meglica

Sedem stoletij in pol po eksploziji supernove leta 1054 je francoski astronom Charles Messier, ki je sestavljal znameniti katalog meglic, pod številko 1 uvrstil objekt izjemne oblike. Ta objekt so kasneje poimenovali meglica Rakovica. Tega predmeta ni mogoče opazovati s prostim očesom. Njegova fotografija je bila pridobljena z dolgotrajno osvetlitvijo fotografske plošče na enem najnaprednejših astronomskih observatorijev.
Vlaknasta struktura svetlega predmeta po videzu nekoliko spominja na rakovico, zato je dobila ime Rakova meglica. Za astronome je takšna struktura znak neke silovite dejavnosti v središču predmeta. Znaki aktivnosti postanejo še bolj očitni po podrobni študiji meglice. Na primer, meritve hitrosti svetlobne snovi meglice so pokazale, da se ta od središča predmeta oddaljuje s hitrostjo okoli 1000 km/s ali več. Kasnejše študije v radijskih in rentgenskih območjih so pokazale, da meglica Rakovica oddaja tudi radijske valove, rentgenske žarke in sevanje gama. Ta izjemen predmet naj bi bil ostanek zvezdne eksplozije, ki se je zgodila pred mnogimi stoletji, in sicer julija 1054.
Nadaljnja opazovanja so pokazala, da se meglica Rakovica počasi širi, kot da se "širi" po nebu. Ker je razdalja do te meglice 2000 pc, opazno povečanje njene velikosti na nebu pomeni, da hitrost širjenja plinov, ki jo tvorijo, doseže 1500 km/s, tj. več kot 100-krat hitrejša od hitrosti umetnih zemeljskih satelitov. Medtem pa hitrost gibanja navadnih plinskih meglic v Galaksiji redko presega 20-30 km/s. Samo eksplozija velikanskih razsežnosti bi lahko dala tako visoko hitrost tako veliki masi plina. Iz opazovane hitrosti širjenja meglice Rakovica izhaja, da je bila pred približno 900 leti celotna meglica skoncentrirana v zelo majhnem volumnu in da ta meglica ni nič drugega kot ostanek velike vesoljske katastrofe - eksplozije supernove.

Kako razlikovati meglice - ostanke eksplozij supernove -
iz navadnih meglic
Leta 1949 so odkrili, da je meglica Rakovica močan vir radijskega sevanja. Kmalu je bilo mogoče razložiti naravo tega pojava: super-energični elektroni oddajajo sevanje, ki se giblje v magnetnih poljih, ki se nahajajo v tej meglici. Isti razlog pojasnjuje splošno radijsko sevanje Galaksije. Tako med eksplozijo supernove nekako nastane ogromno delcev ultravisoke energije – kozmičnih žarkov. Ko se meglica razširi in razprši, kozmični žarki v njej uidejo v medzvezdni prostor. Če upoštevamo, kako pogosto supernove eksplodirajo v Galaksiji, potem kozmični žarki, ki nastanejo med temi izbruhi, zadostujejo, da napolnijo celotno Galaksijo z opazovano gostoto.
Tako je bilo prvič jasno mogoče dokazati, da so eksplozije supernov eden glavnih virov obnavljanja Galaksije s kozmičnimi žarki; poleg tega obogatijo medzvezdni medij s težkimi elementi. To je zelo pomembno za razvoj zvezd in celotne galaksije kot celote.
Meglica Rakovica ima še eno neverjetno lastnost. Njegovo optično sevanje, vsaj 95 %, je »sinhrotronske« narave (tudi zaradi superenergijskih elektronov). Na podlagi nove teorije optičnega sevanja iz meglice Rakovica je bilo mogoče predvideti, da bi moralo biti to sevanje polarizirano. Opazovanja znanstvenikov so v celoti potrdila ta zaključek teorije. Trenutno je bilo sinhrotronsko optično sevanje zaznano v več drugih objektih, predvsem v radijskih galaksijah.
Leta 1963 je bilo z uporabo rakete z nameščenimi instrumenti mogoče zaznati precej močno rentgensko sevanje iz meglice Rakovica. Leta 1964 je bilo med lunino okultacijo te meglice mogoče pokazati, da je ta vir rentgenskega sevanja obsežen. Posledično rentgenskega sevanja ne oddaja zvezda, ki je nekoč eksplodirala kot supernova, temveč meglica sama. Dokazano je, da je tudi rentgensko sevanje iz meglice Rakovica sinhrotronske narave.
Rentgensko sevanje popolnoma absorbira zemeljska atmosfera in ga je mogoče opazovati le z opremo, nameščeno na raketah in satelitih. Posebej dragoceni rezultati so bili pridobljeni na specializiranem satelitu Einstein, ki so ga izstrelili v počastitev stoletnice rojstva velikega znanstvenika.
Nadaljnja opazovanja so pokazala, da so vse meglice brez izjeme - ostanki eksplozij supernove - bolj ali manj močni viri radijskega sevanja enake narave kot meglica Rakovica.

Meglica v ozvezdju Kasiopeje
Posebno močan vir radijskih emisij je meglica, ki se nahaja v ozvezdju Kasiopeje. Pri metrskih valovih je tok radijskega sevanja iz nje 10-krat večji od toka iz meglice Rakovica, čeprav je dlje od slednje. Ta hitro rastoča meglica je v optični svetlobi zelo šibka. Kot je zdaj dokazano, je meglica v Kasiopeji ostanek eksplozije supernove, ki se je zgodila pred približno 300 leti. Ni povsem jasno, zakaj takrat goreče zvezde niso opazili. Navsezadnje je bila takratna stopnja razvoja astronomije v Evropi
precej visoko.
Vir radijskega sevanja, čeprav je 10-krat manj močan od meglice Rakovica, sta meglica IC 443 in meglica z nitjo v ozvezdju Laboda.

Velika meglica v ozvezdju Orion
To je eno od mnogih območij v vesolju, kjer naj bi se v sodobnem času dogajalo aktivno nastajanje zvezd. Meglica se nahaja na razdalji približno 1500 svetlobnih let od nas. Vsebuje veliko število protozvezd. V protozvezdah notranja temperatura še ni dovolj visoka, da bi povzročila termonuklearne reakcije. Tam obstoječa temperatura pa je povsem zadostna, da lahko protozvezde precej intenzivno oddajajo energijo, predvsem v infrardečem območju elektromagnetnega spektra. V Orionovi meglici so odkrili številne vire infrardečega sevanja; to je potrditev, da se zvezde rojevajo tukaj in zdaj.

DVE TIPI SUPERNOVE

Doslej smo govorili predvsem o meglicah, ki nastanejo ob eksplozijah supernov. Kaj lahko rečemo o samih gorečih zvezdah? Kot že omenjeno, se opazovalni podatki nanašajo na supernove, ki eksplodirajo v drugih zvezdnih sistemih. V naši Galaksiji je bil zadnji tak izbruh opažen leta 1604. To zvezdo je opazoval Kepler. Teleskop še ni bil izumljen, spektralno analizo - to najmočnejšo metodo astronomskega raziskovanja - pa so začeli uporabljati šele dve stoletji in pol kasneje.
Na podlagi opazovanj eksplozij v drugih galaksijah je bilo ugotovljeno, da obstajata dve vrsti supernov. Supernove tipa I so dokaj stare zvezde z maso le malo večjo od Sonca. Takšne supernove izbruhnejo v eliptičnih galaksijah, pa tudi v spiralnih zvezdnih sistemih. Moč sevanja takšnih supernov je še posebej visoka, čeprav mase izpuščenih plinskih lupin ne presegajo nekaj desetin mase Sonca.
Tako imenovane supernove tipa II izbruhnejo v spiralnih galaksijah. V eliptičnih zvezdnih sistemih nikoli ne vzplamtijo. Za supernove te vrste se na splošno misli, da so masivne mlade zvezde. Prav zaradi tega jih običajno opazimo v spiralnih rokavih, kjer nastajanje zvezd še vedno poteka. Možno je, da če ne velik, pa vsaj pomemben del vročih masivnih zvezd spektralnega razreda O konča svoj obstoj v eksploziji supernove te vrste.

VZROK EKSPLOZIJE ZVEZD

Obstaja več hipotez o vzrokih eksplozij zvezd, ki jih opazujemo kot supernove. Ne obstaja pa splošno sprejeta teorija, ki bi temeljila na znanih dejstvih in bi lahko napovedala nove pojave. Nobenega dvoma pa ni, da bo takšna teorija nastala v zelo bližnji prihodnosti. Vzrok eksplozije je po vsej verjetnosti katastrofalno hitro sproščanje potencialne gravitacijske energije med "upadanjem" notranjih plasti zvezde proti njenemu središču.
Evolucija zvezd
Zakaj zvezde eksplodirajo? Ali vsaka zvezda eksplodira? Kaj so drobci eksplodirane zvezde? Kaj ostane po eksploziji? Na vsa ta vprašanja ni mogoče odgovoriti brez razumevanja zgradbe in evolucije zvezd. Eksplozija je dokaz kršitve notranjega ravnovesja zvezde in da bi razumeli, zakaj in kdaj pride do te kršitve, je treba najprej vedeti, kako se na splošno ohranja ravnovesje v zvezdah.
Lastno gravitacijsko polje masivnih predmetov povzroči njihovo krčenje. In če notranji tlak ni dovolj, da bi preprečil stiskanje, se masivni predmeti zrušijo. Dejstvo, da Sonce ostaja nespremenjene velikosti, kaže na obstoj močnega pritiska v njem.
Po sodobnih konceptih zvezde nastanejo med stiskanjem medzvezdnega oblaka plina in prahu. Ko se oblak krči, postopoma razpade na številne majhne dele. Vsak del se še naprej krči in se pri tem segreva, zlasti v sredini. To zgodnjo fazo življenja zvezd je proučeval japonski astronom Ch Hayashi. Ko temperatura v središču zvezde postane dovolj visoka, se začnejo reakcije termonuklearne fuzije - zvezda, kot pravijo, vstopi v svoj čas zrelosti.
Vendar pa obstaja ena težava glede začetne stopnje nastajanja zvezd. Rešitev tega problema vključuje supernove.
Takoj ko zvezda začne »delovati« kot jedrski reaktor, je kvalitativna slika njenega razvoja na kratko povzeta takole. Prvič, vodik se pretvori v helij z reakcijami jedrske fuzije. Ta proces sprošča energijo, ki preprečuje, da bi se zvezda sesedla pod lastno gravitacijo. Dokler se reakcije jedrske fuzije nadaljujejo, naj bi bila zvezda na glavnem zaporedju. Faza glavnega zaporedja je najdaljša v življenju zvezde, njeno trajanje pa je odvisno od mase zvezde. Večja kot je masa, krajši je čas, porabljen za glavno sekvenco, ker V masivnih zvezdah vodik hitreje izgori.
Ko zmanjka zalog vodika, predvsem v jedru zvezde, se jedro začne krčiti, saj po prenehanju jedrskih reakcij zvezda izgubi sposobnost upiranja gravitaciji. Ko pa se skrči, se jedro še bolj segreje in zaradi povišanja temperature se začne naslednji cikel jedrskih reakcij. V teh reakcijah se helij pretvori v ogljik, nato pa se ogljik pretvori v kisik in neon. Na vsaki stopnji te serije reakcij nastajajo vse bolj masivna atomska jedra. Vsako atomsko jedro absorbira dodatno eno jedro helijevega atoma, pri čemer se njegov naboj poveča za 2 in masno število za 4. Takoj ko se jedra naslednje vrste spremenijo v masivnejše jedro naslednje vrste, se sinteza ustavi. To vodi do oslabitve protiučinka gravitacijskim silam, ki spet začnejo stiskati jedro zvezde, kar dodatno poveča njegovo temperaturo. Ko se temperatura dovolj dvigne, se začne naslednji cikel jedrskih reakcij. In medtem ko se nadaljujejo, se nadaljnje stiskanje zvezde prekine. Te reakcije dvignejo atomska jedra eno stopnjo višje, tako da vsakemu dodajo eno jedro atoma helija. Pri dovolj visokih temperaturah se lahko zlijejo masivnejše jedro. In tako se ta večstopenjski proces vklopa in izklopa jedrskih reakcij nadaljuje.
Kaj se zgodi z zvezdo, medtem ko potekajo jedrske reakcije?
Odvisno je od mase zvezde. Na splošno je jedro zvezde vedno bolj stisnjeno in segrevano, medtem ko se zunanja lupina širi in ohlaja. Zunanji opazovalec tako vidi, da se velikost zvezde poveča in njena barva postane rdečkasta (posledica ohlajanja ovojnice). Takšne zvezde imenujemo rdeče velikanke. (Če je temperatura na površini Sonca približno 5500 `C, potem lahko površinska temperatura zvezde velikanke pade na 3500 `C. Zato ima naše Sonce rumenkasto barvo, barva zvezd velikank pa se približuje rdeči.)
To je ravno tisti trenutek v življenju zvezde, ko se je pripravljena spremeniti v supernovo, če je le njena masa dovolj velika.
Omejitev velikosti. Katastrofa.
Vendar pa obstaja mejna velikost atomskega jedra, nad katero postanejo reakcije jedrske fuzije energijsko neugodne. Ta meja leži v območju jeder blizu jedra železa (masno število 56), v tako imenovani skupini železa, ki vključuje železo, kobalt in nikelj. Nadaljnja pritrditev delcev na jedro železa ne more več voditi do sproščanja energije. Do te točke temperatura jedra doseže približno 10 milijard stopinj Celzija in zvezda se znajde v katastrofalni situaciji. Gravitacija, ki je doslej uravnavala ravnotežje vroče zvezde, tega ne zmore več. V zvezdi se razvijejo nestabilnosti, zaradi česar lahko odpade zunanji ovoj. To katastrofo opazimo kot eksplozijo supernove.
Zvezdna eksplozija
Udarni val pospeši snov lupine do hitrosti, ki presega parabolično hitrost (hitrost sproščanja), zato se lupina odtrga od zvezde in vrže v medzvezdni prostor. Tako zvezda na koncu eksplodira.
Za zunanjega opazovalca, kot je bil primer eksplozije supernove leta 1054, se eksplozija kaže v močnem povečanju sijaja zvezde in nato v njenem postopnem, dolgotrajnejšem ugasnitvi. Pri svoji največji svetilnosti se lahko supernova po moči sevanja primerja s celotno galaksijo, ki vsebuje do 100 milijard navadnih zvezd!
Produkti eksplozije in njene posledice
Produkti takšne eksplozije so atomska jedra (sintetizirana v zvezdi), elektroni, nevtrini in sevanje. Atomska jedra tvorijo tokove kozmičnih žarkov, ki se v naši galaksiji širijo na velike razdalje.
Za nas, prebivalce Zemlje, bi bila prava katastrofa, če bi do eksplozije supernove prišlo na razdalji recimo 100 svetlobnih let. Visokoenergijski kozmični žarki, ki jih ustvari ta eksplozija, bi povzročili strašno škodo v zemeljskem ozračju. Lahko bi na primer uničili celotno zaščitno plast ozona in s tem vse življenje na Zemlji izpostavili ultravijoličnemu sevanju Sonca. Na srečo je eksplozija supernove dokaj redek pojav. Možnost, da supernova eksplodira v naši bližini v 100 svetlobnih letih v 1000 letih, je le ena proti milijonu.
Ali cela zvezda eksplodira v supernovi?
Pulzarji
Obstaja razlog za domnevo, da lahko osrednje jedro zvezde preživi eksplozijo. Toda če je temu tako, v kakšni obliki je potem ohranjeno? Nepričakovano eksperimentalno odkritje leta 1968 je dalo zelo prepričljiv odgovor na to vprašanje.
J. Bell, podiplomski študent laboratorija Cavendish na Univerzi v Cambridgeu, je uporabil velik radijski teleskop za merjenje scintilacije radijskih virov, ki jo povzroča sipanje radijskih valov zaradi nepravilnosti v medplanetarnem mediju. Poleg sevanja pričakovane vrste je registrirala še eno, povsem nenavadno pulzno sevanje. Bilo je presenetljivo iz dveh razlogov. Sevanje je bilo strogo periodično, njegova doba pa je bila zelo kratka. Dejstvo, da je bilo mogoče določiti obdobje ponavljanja impulza na sedmo decimalno mesto natančno, je kazalo na neverjetno pravilnost zaznanega sevanja. Presenetljivo je bilo tudi, da je bil pomen obdobja tako majhen, saj... Takrat še niso poznali astronomskih objektov, ki bi lahko sevali s tako hitro spremenljivostjo.
Ta nenavadna impulzna emisija je bila raziskana. Analiza je pokazala, da impulzov ni mogel oddati noben planet, ki kroži okoli zvezde. Tako je vznemirljiva hipoteza, da nam je signale poslala neka napredna civilizacija, pokopana. Namesto tega so radijski astronomi prišli do zaključka, da so bili impulzi ustvarjeni v kompaktnem astronomskem viru, imenovanem PULSAR.
Čeprav je bil prvi pulsar, zdaj znan kot CP-1919 (CP pomeni Cambridge Pulsar Catalog), odkrit po naključju, so bile njegove emisije tako nenavadne, da so radijske astronome po vsem svetu spodbudile k iskanju novih pulsarjev. Iskanje je bilo uspešno. Odkritje pulzarja v meglici Rakovica je povzročilo veliko navdušenje, saj bi to odkritje očitno odgovorilo na staro vprašanje o ostanku supernove.
Do danes je bilo odkritih več kot 300 pulzarjev in astronomi so uspešno razvozlali skrivnost strogo pravilnih kratkoperiodičnih pulzov sevanja teh nenavadnih objektov.

Pulzar je nevtronska zvezda, ki nastane z eksplozijo supernove.
Podatki o skupnem številu pulzarjev in njihovi življenjski dobi pomenijo, da se v povprečju rodijo 2-3 pulzarji na stoletje – to približno sovpada s pogostostjo eksplozij supernov v Galaksiji. Vsi ti podatki so skladni z idejo, da je pulsar nevtronska zvezda, ki nastane z eksplozijo supernove. Prisotnost pulsarja v meglici Rakovica kaže na isto; Še en pulsar so odkrili blizu ostanka eksplozije supernove v ozvezdju Velae.
Kljub temu ne bi smeli misliti, da je povezava med pulzarji in supernovami vzpostavljena popolnoma zanesljivo. Za astronoma, ki zaupa le dobro uveljavljenim opazovalnim dejstvom, se tak rezultat ne zdi prepričljiv.

Zvezde ne živijo večno. Prav tako se rodijo in umrejo. Nekateri od njih, kot je Sonce, obstajajo več milijard let, mirno dosežejo starost in nato počasi zbledijo. Drugi živijo veliko krajša in bolj turbulentna življenja in so prav tako obsojeni na katastrofalno smrt. Njihov obstoj prekine velikanska eksplozija, nato pa se zvezda spremeni v supernovo. Svetloba supernove osvetljuje vesolje: njena eksplozija je vidna na razdalji več milijard svetlobnih let. Nenadoma se na nebu pojavi zvezda, kjer prej, kot se zdi, ni bilo ničesar. Od tod tudi ime. Stari so verjeli, da v takih primerih dejansko zasveti nova zvezda. Danes vemo, da se zvezda pravzaprav ne rodi, ampak umre, a ime ostaja isto, supernova.

SUPERNOVA 1987A

V noči s 23. na 24. februar 1987 v eni od nam najbližjih galaksij. V Velikem Magellanovem oblaku, oddaljenem le 163.000 svetlobnih let, se je pojavila supernova v ozvezdju Doradus. Postal je viden tudi s prostim očesom, maja je dosegel vidno magnitudo +3, v naslednjih mesecih pa je postopoma izgubljal svetlost, dokler ni spet postal neviden brez teleskopa ali daljnogleda.

Sedanjost in preteklost

Supernova 1987A, kot pove že njeno ime, je bila prva supernova, opažena leta 1987, in prva, ki je bila vidna s prostim očesom od začetka dobe teleskopov. Dejstvo je, da smo zadnjo eksplozijo supernove v naši galaksiji opazili že leta 1604, ko teleskop še ni bil izumljen.

Še pomembneje pa je, da je zvezda* 1987A sodobnim agronomom dala prvo priložnost za opazovanje supernove na relativno kratki razdalji.

Kaj je bilo prej?

Študija supernove 1987A je pokazala, da gre za supernovo tipa II. To pomeni, da se je matična zvezda ali predhodnica, ki je bila odkrita na prejšnjih fotografijah tega dela neba, izkazala za modrega supergiganta, katerega masa je bila skoraj 20-krat večja od mase Sonca. Tako je bila zelo vroča zvezda, ki ji je hitro zmanjkalo jedrskega goriva.

Edino, kar je ostalo po velikanski eksploziji, je bil hitro širijoč se plinski oblak, znotraj katerega še nihče ni uspel razbrati nevtronske zvezde, katere pojav bi teoretično morali pričakovati. Nekateri astronomi trdijo, da je zvezda še vedno ovita v sproščene pline, medtem ko drugi domnevajo, da namesto zvezde nastaja črna luknja.

ŽIVLJENJE ZVEZDE

Zvezde se rodijo kot posledica gravitacijskega stiskanja oblaka medzvezdne snovi, ki pri segrevanju svoje osrednje jedro segreje na temperature, ki zadostujejo za sprožitev termonuklearnih reakcij. Nadaljnji razvoj že vnete zvezde je odvisen od dveh dejavnikov: začetne mase in kemične sestave, pri čemer prvi zlasti določa hitrost zgorevanja. Zvezde z večjo maso so bolj vroče in lažje, a zato prej izgorijo. Tako je življenjska doba masivne zvezde krajša v primerjavi z zvezdo z majhno maso.

Rdeči velikani

Zvezda, ki kuri vodik, naj bi bila v svoji "primarni fazi". Večina življenja katere koli zvezde sovpada s to fazo. Sonce je na primer v glavni fazi 5 milijard let in bo tam ostalo še dolgo, ko pa se to obdobje konča, bo naša zvezda prešla v kratko fazo nestabilnosti, po kateri se bo spet stabilizirala, tokrat v obliki rdečega velikana. Rdeča orjakinja je neprimerljivo večja in svetlejša od zvezd v glavni fazi, a tudi precej hladnejša. Antares v ozvezdju Škorpijon ali Betelgeza v ozvezdju Orion sta glavna primera rdečih velikanov. Njihovo barvo je mogoče takoj prepoznati tudi s prostim očesom.

Ko se Sonce spremeni v rdečega velikana, bodo njegove zunanje plasti "vsrkale" planeta Merkur in Venero ter dosegle Zemljino orbito. V fazi rdeče orjakinje zvezde izgubijo pomemben del zunanjih plasti svoje atmosfere in te plasti tvorijo planetarno meglico, kot je M57, obročasta meglica v ozvezdju Lire, ali M27, meglica Dumbbell v ozvezdju Lisica. Oba sta odlična za gledanje skozi teleskop.

Pot do finala

Od tega trenutka naprej je nadaljnja usoda zvezde neizogibno odvisna od njene mase. Če je manjša od 1,4 sončne mase, potem se bo po koncu jedrskega zgorevanja takšna zvezda osvobodila svojih zunanjih plasti in se bo skrčila v belo pritlikavko, zadnjo stopnjo evolucije zvezde z majhno maso. Trajalo bo milijarde let, da se bela pritlikavka ohladi in postane nevidna. Nasprotno pa zvezda z veliko maso (vsaj 8-krat večja od Sonca), ko ji zmanjka vodika, preživi s sežiganjem plinov, težjih od vodika, kot sta helij in ogljik. Po tem, ko je šla skozi vrsto faz stiskanja in širjenja, takšna zvezda po nekaj milijonih let doživi katastrofalno eksplozijo supernove, pri čemer v vesolje izvrže velikansko količino lastne snovi in ​​se spremeni v ostanek supernove. V približno enem tednu supernova preseže svetlost vseh zvezd v svoji galaksiji in nato hitro potemni. V središču ostane nevtronska zvezda, majhen objekt z velikansko gostoto. Če je masa zvezde še večja, se zaradi eksplozije supernove ne pojavijo zvezde, ampak črne luknje.

VRSTE SUPERNOV

S proučevanjem svetlobe, ki prihaja iz supernov, so astronomi ugotovili, da niso vse enake in jih je mogoče razvrstiti glede na kemične elemente, predstavljene v njihovih spektrih. Vodik ima pri tem posebno vlogo: če spekter supernove vsebuje črte, ki potrjujejo prisotnost vodika, potem je razvrščena kot tip II; če teh črt ni, je razvrščena kot tip I. Supernove tipa I delimo v podrazrede la, lb in l, pri čemer upoštevamo druge elemente spektra.

Različna narava eksplozij

Razvrstitev tipov in podtipov odraža raznolikost mehanizmov, na katerih temelji eksplozija, in različne vrste zvezd prednikov. Eksplozije supernove, kot je SN 1987A, se zgodijo v zadnji evolucijski fazi zvezde z veliko maso (več kot 8-kratna masa Sonca).

Supernove tipa lb in lc nastanejo zaradi kolapsa osrednjih delov masivnih zvezd, ki so zaradi močnega zvezdnega vetra ali zaradi prenosa snovi na drugo zvezdo v binarnem sistemu izgubile pomemben del svoje vodikove ovojnice.

Različni predhodniki

Vse supernove tipov lb, lc in II izvirajo iz zvezd populacije I, torej iz mladih zvezd, skoncentriranih v diskih spiralnih galaksij. Supernove tipa la pa izvirajo iz starih zvezd Populacije II in jih je mogoče opazovati tako v eliptičnih galaksijah kot v jedrih spiralnih galaksij. Ta vrsta supernove izvira iz bele pritlikavke, ki je del binarnega sistema in vleče material iz svojega soseda. Ko masa bele pritlikavke doseže svojo mejo stabilnosti (imenovano Chandrasekharjeva meja), se začne hiter proces zlitja ogljikovih jeder in pride do eksplozije, zaradi katere zvezda vrže večino svoje mase.

Različna svetilnost

Različni razredi supernov se med seboj ne razlikujejo le po svojem spektru, ampak tudi po največji svetilnosti, ki jo dosežejo v eksploziji, in po tem, kako natančno ta svetilnost pada skozi čas. Supernove tipa I so na splošno veliko svetlejše od supernov tipa II, vendar tudi zatemnijo veliko hitreje. Supernove tipa I trajajo od nekaj ur do nekaj dni pri največji svetlosti, medtem ko lahko supernove tipa II trajajo do nekaj mesecev. Postavljena je bila hipoteza, po kateri zvezde z zelo veliko maso (nekaj desetkrat večjo od mase Sonca) eksplodirajo še močneje, kot »hipernove«, njihovo jedro pa se spremeni v črno luknjo.

SUPERNOVE V ZGODOVINI

Astronomi verjamejo, da v naši galaksiji v povprečju vsakih 100 let eksplodira ena supernova. Vendar pa število supernov, zgodovinsko dokumentiranih v zadnjih dveh tisočletjih, ne dosega niti 10. Eden od razlogov za to je lahko dejstvo, da supernove, zlasti tipa II, eksplodirajo v spiralnih rokavih, kjer je medzvezdni prah veliko gostejši in zato , lahko zatemni sij supernove.

Prvi, ki sem ga videl

Čeprav znanstveniki razmišljajo o drugih kandidatih, je danes splošno sprejeto, da prvo opazovanje eksplozije supernove v zgodovini sega v leto 185 našega štetja. Dokumentirali so ga kitajski astronomi. Na Kitajskem so leta 386 in 393 opazili tudi eksplozije galaktične supernove. Nato je minilo več kot 600 let in končno se je na nebu pojavila še ena supernova: leta 1006 je v ozvezdju Volka zasijala nova zvezda, ki so jo tokrat med drugim posneli arabski in evropski astronomi. Ta najsvetlejša zvezda (katere navidezna magnituda pri najvišji svetlosti je dosegla -7,5) je ostala vidna na nebu več kot eno leto.
.
Rakova meglica

Tudi supernova iz leta 1054 je bila izjemno svetla (največja magnituda -6), a so jo spet opazili le kitajski astronomi, morda pa tudi ameriški Indijanci. To je verjetno najbolj znana supernova, saj je njen ostanek meglica Rakovica v ozvezdju Bika, ki jo je Charles Messier uvrstil v svoj katalog pod številko 1.

Kitajski astronomi dolgujemo tudi informacije o pojavu supernove v ozvezdju Kasiopeje leta 1181. Tam je eksplodirala še ena supernova, tokrat leta 1572. To supernovo so opazili tudi evropski astronomi, vključno s Tycho Brahejem, ki je v svoji knjigi »O novi zvezdi« opisal tako njen videz kot poznejšo spremembo njenega sijaja, iz katerega imena je nastal izraz, ki se običajno uporablja za označevanje takšnih zvezd. .

Supernova tiho

32 let pozneje, leta 1604, se je na nebu pojavila še ena supernova. Tycho Brahe je to informacijo posredoval svojemu študentu Johannesu Keplerju, ki je začel slediti »novi zvezdi« in ji posvetil knjigo »O novi zvezdi ob vznožju Ophiuchusa«. Ta zvezda, ki jo je opazoval tudi Galileo Galilei, je še danes zadnja s prostim očesom vidna supernova, ki je eksplodirala v naši galaksiji.

Nobenega dvoma pa ni, da je v Mlečni cesti eksplodirala še ena supernova, spet v ozvezdju Kasiopeja (ozvezdje, ki drži rekord treh galaktičnih supernov). Čeprav o tem dogodku ni vizualnih dokazov, so astronomi našli ostanek zvezde in izračunali, da mora ustrezati eksploziji, ki se je zgodila leta 1667.

Zunaj Rimske ceste so astronomi poleg supernove 1987A opazili tudi drugo supernovo 1885, ki je eksplodirala v galaksiji Andromeda.

Opazovanje supernove

Lov na supernove zahteva potrpljenje in pravo metodo.

Prvi je nujen, saj nihče ne jamči, da boš že prvi večer odkril supernovo. Brez drugega ne gre, če ne želite izgubljati časa in si resnično želite povečati možnosti za odkritje supernove. Glavna težava je v tem, da je fizično nemogoče napovedati, kdaj in kje bo v eni od oddaljenih galaksij prišlo do eksplozije supernove. Zato mora lovec na supernove vsako noč skenirati nebo in preveriti na desetine galaksij, skrbno izbranih v ta namen.

Kaj narediti

Ena najpogostejših tehnik je usmeriti teleskop v določeno galaksijo in primerjati njen videz s prejšnjo sliko (risbo, fotografijo, digitalno sliko), idealno pri približno enaki povečavi kot teleskop, s katerim se izvajajo opazovanja. Če bi se tam pojavila supernova, bi takoj padla v oči. Danes ima veliko amaterskih astronomov opremo, vredno profesionalnega observatorija, kot so računalniško vodeni teleskopi in kamere CCD, ki jim omogočajo fotografiranje zvezdnega neba neposredno v digitalni obliki. Toda še danes mnogi opazovalci iščejo supernove tako, da preprosto usmerijo teleskop v določeno galaksijo in pogledajo skozi okular v upanju, da bodo videli, ali se kje pojavi še kakšna zvezda.

Potrebna oprema

Lov na supernovo ne zahteva preveč sofisticirane opreme. Seveda morate upoštevati moč svojega teleskopa. Dejstvo je, da ima vsak instrument mejno magnitudo, ki je odvisna od različnih dejavnikov, najpomembnejši med njimi pa je premer leče (pomembna pa je tudi svetlost neba, odvisno od svetlobne onesnaženosti: manjša je višja je mejna vrednost). S svojim teleskopom si lahko ogledate na stotine galaksij in iščete supernove. Preden pa začnete z opazovanjem, je zelo pomembno, da imate pri roki nebesne zemljevide za prepoznavanje galaksij, pa tudi risbe in fotografije galaksij, ki jih nameravate opazovati (na internetu je na desetine virov za lovce na supernove) in končno , dnevnik opazovanja, kamor boste beležili podatke za vsako sejo opazovanja.

Nočne težave

Več kot je lovcev na supernove, večja je možnost, da opazimo njihov pojav takoj v trenutku eksplozije, kar omogoča sledenje njihovi celotni svetlobni krivulji. S tega vidika so amaterski astronomi dragocena pomoč profesionalcem.

Lovci na supernove morajo biti pripravljeni prenesti nočni mraz in vlago. Poleg tega se bodo morali boriti proti zaspanosti (termovka z vročo kavo je vedno vključena v osnovno opremo ljubiteljev nočnih astronomskih opazovanj). A prej ali slej bo njihova potrpežljivost poplačana!

Glasovano Hvala!

Morda vas bo zanimalo:

• 
  

Naše mesto na tem svetu
Kroženje plina in prahu v vesolju
Eksplozija supernove

Močna motnja, ki jo povzroči eksplozija, se širi z ogromno hitrostjo in območje takšne eksplozije pokriva velikanska območja medzvezdnega medija v nekaj deset tisoč letih. Fizični pogoji takšnih območij se močno razlikujejo od tistih, ki so značilni za "nemoten" medij: zelo vroča (segreta na nekaj milijonov stopinj) plazma in znatno večja od povprečne gostote kozmičnih žarkov in jakosti magnetnega polja. Snov, ki jo izvrže eksplozivna zvezda, vstopi v medzvezdni medij, lahko sodeluje pri nastajanju novih zvezd in planetarnih sistemov. Zato so supernove in njihovi ostanki eden osrednjih predmetov preučevanja sodobne astrofizike, saj so pomembni problemi, kot so evolucija normalnih zvezd, rojstvo nevtronskih zvezd in drugih kolapsiranih objektov, nastanek težkih elementov, kozmični žarki in še marsikaj. tukaj se prepleta več.

Sprva so vse zvezde, katerih svetlost se je nenadoma povečala za več kot 1000-krat, imenovale nove. Takšne zvezde so se ob izbruhu nenadoma pojavile na nebu in porušile običajno konfiguracijo ozvezdja ter povečale svoj sijaj do maksimuma, nekaj tisočkrat, nato je njihov sijaj začel močno padati in po nekaj letih so postale tako šibke kot so bili pred izbruhom. Za nove zvezde je značilno ponavljanje izbruhov, med katerimi zvezda z veliko hitrostjo izvrže do tisočinke svoje mase. In vendar kljub veličini pojava takšnega izbruha ni povezan niti s temeljno spremembo strukture zvezde niti z njenim uničenjem. V pet tisoč letih so se ohranile informacije o več kot 200 svetlih izbruhih zvezd, če se omejimo na tiste, ki v svetlosti niso presegle 3. magnitude. Ko pa je bila ugotovljena zunajgalaktična narava meglic, je postalo jasno, da so nove zvezde, ki se v njih razplamtijo, po svojih značilnostih boljše od običajnih novih, saj se je njihova svetilnost pogosto izkazala za enako siju celotne galaksije, v kateri so razplamtela. Nenavadna narava tovrstnih pojavov je astronome napeljala na misel, da so takšni dogodki nekaj povsem drugega kot običajne nove, in zato so leta 1934 na predlog ameriških astronomov Fritza Zwickyja in Walterja Baadeja tiste zvezde, katerih izbruhi pri največjem sijaju dosegli sij normalne galaksije so bile opredeljene v ločen, najsvetlejši po siju in redek razred supernov.

Za razliko od izbruhov navadnih novih so izbruhi supernov v trenutnem stanju naše Galaksije izjemno redek pojav, saj se ne zgodijo pogosteje kot enkrat na 100 let. Najbolj presenetljivi izbruhi so bili leta 1006 in 1054; informacije o njih so v kitajskih in japonskih razpravah. Leta 1572 je izbruh takšne zvezde v ozvezdju Kasiopeje opazoval izjemni astronom Tycho Brahe, zadnji, ki je leta 1604 spremljal pojav supernove v ozvezdju Kafenovec, pa je bil Johannes Kepler. V štirih stoletjih »teleskopske« dobe v astronomiji takšnih izbruhov v naši Galaksiji nismo opazili. Položaj Osončja v njem je takšen, da lahko optično opazujemo izbruhe supernov v približno polovici njegovega volumna, v ostalem obsegu pa je svetlost izbruhov zatemnjena zaradi medzvezdne absorpcije. V.I. Krasovski in I.S. Šklovski je izračunal, da se eksplozije supernov v naši galaksiji zgodijo v povprečju enkrat na 100 let. V drugih galaksijah se ti procesi odvijajo s približno enako frekvenco, zato so glavne informacije o supernovah v fazi optičnega izbruha pridobljene iz njihovih opazovanj v drugih galaksijah.

EKSPLOZIJA SUPERNOVE CAS A

Astronoma W. Baade in F. Zwicky, ki sta delala na observatoriju Palomar v ZDA, sta se zavedala pomena preučevanja tako močnih pojavov leta 1936 začela sistematično sistematično iskanje supernov. Na razpolago so imeli teleskop Schmidtovega sistema, ki je omogočal fotografiranje več deset kvadratnih stopinj velikih območij in dajal zelo jasne slike tudi šibkih zvezd in galaksij. V treh letih so odkrili 12 eksplozij supernov v različnih galaksijah, ki so jih nato preučevali s fotometrijo in spektroskopijo. Z izboljševanjem opazovalne tehnologije je število na novo odkritih supernov vztrajno naraščalo, kasnejša uvedba avtomatiziranih iskanj pa je povzročila plazovit porast števila odkritij (več kot 100 supernov na leto, skupno 1500). V zadnjih letih so veliki teleskopi začeli iskati tudi zelo oddaljene in šibke supernove, saj lahko njihove študije dajo odgovore na številna vprašanja o strukturi in usodi celotnega vesolja. V eni noči opazovanja s takšnimi teleskopi je mogoče odkriti več kot 10 oddaljenih supernov.
Zaradi eksplozije zvezde, ki jo opazujemo kot pojav supernove, okoli nje nastane meglica, ki se širi z ogromno hitrostjo (približno 10.000 km/s). Visoka hitrost širjenja je glavna značilnost, po kateri se ostanki supernove ločijo od drugih meglic. Pri ostankih supernov vse govori o eksploziji ogromne moči, ki je razpršila zunanje plasti zvezde in dala ogromne hitrosti posameznim koščkom izvržene lupine.
Supernove kot primer: Noben vesoljski objekt ni dal astronomom toliko dragocenih informacij kot sorazmerno majhna tema v obliki Rakovice, opažena v ozvezdju Bika in sestavljena iz razpršene plinaste snovi, ki odleti z veliko hitrostjo. Ta meglica, ostanek supernove, opažene leta 1054, je postala prvi galaktični objekt, s katerim je bil identificiran radijski vir. Izkazalo se je, da narava radijskega sevanja nima nič skupnega s toplotnim sevanjem: njegova intenzivnost sistematično narašča z valovno dolžino. Kmalu je bilo mogoče razložiti naravo tega pojava. Ostanek supernove mora imeti močno magnetno polje, ki ujame kozmične žarke, ki jih ustvarja (elektroni, pozitroni, atomska jedra), katerih hitrost je blizu svetlobni. V magnetnem polju oddajajo elektromagnetno energijo v ozkem snopu v smeri gibanja. Odkritje netoplotnega radijskega sevanja iz meglice Rakovica je astronome spodbudilo k iskanju ostankov supernove ravno zaradi tega razloga.
Na sliki: meglica Rakovica. Novo Hubblovo zaporedje slik ostankov ogromne zvezdne eksplozije daje astronomom globlji vpogled v dinamiko povezave med majhnim pulzarjem Rakovice in ogromno meglico, ki jo napaja. Barvna fotografija na levi je slika zemeljskega teleskopa skoraj celotne meglice Rakovica, ki je nastala po eksploziji supernove pred več kot 900 leti. Meglica s premerom 10 svetlobnih let se nahaja 7000 svetlobnih let stran v ozvezdju Bika. Zeleni, rumeni in rdeči filamenti, skoncentrirani na robovih meglice, so ostanek zvezde, ki jo je eksplozija vrgla v vesolje. V središču meglice Rakovica leži pulsar Rakovice, sesedeno jedro eksplodirane zvezde. Modri ​​sij v notranjosti meglice je svetloba, ki jo oddajajo energični elektroni. Slika na desni je bila posneta s Hubblovim vesoljskim teleskopom in prikazuje notranjost Rakovice. Sam pulzar je viden kot levi od para evesd blizu središča okvirja. Pulzar je obdan s kompleksom različnih vozlov in raztrganih formacij. To je ena od zaporedja slik, ki jih je Hubble prejemal več mesecev. Kaže, da je notranjost meglice Rakovica bolj dinamična, kot se je prej mislilo.

-pred 20.000 leti. Večja zvezda v binarnem sistemu se napihne in postane rdeča velikanka. -Rdeči velikan preda snov modri zvezdi, del katere tvori disk. -Dve zvezdi se združita v eno modro zvezdo, obdano s plinskim diskom.

- "Veter" iz zvezde ustvari luknjo v disku. -februar 1987 Eksplozija supernove osvetli notranji rob obroča. -1991-1996 Eksplozivni val in tok naplavin se hitro razširita po vesolju.

-1997 Eksplozivni val doseže notranji rob obroča in povzroči točkaste bliske.

-2007 Plame se pojavljajo vzdolž celotnega notranjega roba in tvorijo svetleč obroč. EKSPLOZIJA 1987A
Sistem filamentnih meglic v ozvezdju Labod je prav tako pokazal radijsko sevanje, značilno za stare ostanke supernove. Radioastronomija je pomagala najti številne druge netermalne radijske vire, za katere se je izkazalo, da so ostanki supernov različnih starosti. Tako je bilo ugotovljeno, da ostanki eksplozij supernov, ki so se zgodile celo pred več deset tisoč leti, med drugimi meglicami izstopajo po močnem netoplotnem radijskem sevanju.
Kot smo že omenili, je bila meglica Rakovica prvi objekt, iz katerega so odkrili rentgensko sevanje. Leta 1964 je bilo odkrito, da je vir rentgenskega sevanja, ki izhaja iz nje, obsežen, čeprav so njegove kotne dimenzije 5-krat manjše od kotnih dimenzij same meglice Rakovica. Iz tega je bilo ugotovljeno, da rentgenskega sevanja ne oddaja zvezda, ki je nekoč izbruhnila kot supernova, temveč meglica sama.
Večbarvne curke, ki prečkajo nebo na tej sliki Hubblovega vesoljskega teleskopa, je ustvaril eden največjih ognjemetov v zgodovini naše galaksije – ogromna eksplozija ogromne zvezde. Svetloba iz njega je dosegla Zemljo pred 320 leti. Raztrgani ostanki mrtve zvezde se imenujejo Kasiopeja A ali na kratko "Cas A". Ta najmlajši znani ostanek supernove v naši galaksiji Rimska cesta se nahaja 10.000 svetlobnih let stran v ozvezdju Kasiopeja. Svetloba eksplozije supernove je dosegla Zemljo leta 1600, sama eksplozija pa se je zgodila 10.000 let prej. Ta fotografija prikazuje zgornji rob razširjajoče se lupine ostanka supernove. Na vrhu slike je vidnih na desetine drobnih ostankov materiala. Vsaka majhna gruda je bila prvotno majhen delček zvezde, desetkrat večje od celotnega sončnega sistema. Zvezda, ki jih je ustvarila, je bila ogromna: 15- do 25-krat večja od našega Sonca. Takšne zvezde so običajno kratkotrajne in porabijo svojo zalogo jedrskega goriva v desetinah milijonov let (1000-krat hitreje kot naše Sonce). Ta osupljiva slika Cas A omogoča astronomom, da podrobno preučijo ostanke supernove in prvič pokažejo, da so narejeni iz majhnih, hladilnih kroglic plina. Ta snov bo uporabljena za ustvarjanje nove generacije zvezd in planetov. Morda so naše Sonce in planeti sončnega sistema ustvarjeni iz ostankov supernove, ki je eksplodirala pred milijardami let.
Na sliki: Supernova 1987A. Bleščeče zvezde in prameni plina so dih jemajoča kulisa samouničenja ogromne zvezde, imenovane Supernova 1987A. Astronomi so 23. februarja 1987 opazili njegovo eksplozijo na južni polobli. Ta slika iz vesoljskega teleskopa Hubble prikazuje ostanke supernove, obdane z notranjimi in zunanjimi obroči materiala v difuznih oblakih plina. Ta tribarvna slika je sestavljena iz več fotografij supernove in njene okolice, ki so bile posnete septembra 1994, februarja 1996 in julija 1997. Številne svetlo modre zvezde v bližini supernove so ogromne zvezde, vsaka stara približno 12 milijonov let in 6-krat težja od Sonca. Vsi pripadajo isti generaciji zvezd kot tista, ki je eksplodirala. Prisotnost svetlih oblakov plina je še en znak mladosti tega območja, ki je še vedno plodna tla za rojstvo novih zvezd. Hubble je odkril obroče žarečega plina, ki obkrožajo mesto Supernove 1987A. Možno je, da bi lahko dva obroča "narisala" visokoenergijsko sevanje ali delci, podobno kot laserski žarek svetlobe riše kroge na zaslonu. Vir sevanja so lahko doslej neznani zvezdni ostanki druge komponente zvezde, ki je eksplodirala leta 1987. Hubblova slika prikazuje šibko svetleč predmet na mestu domnevnega vira.
Slika obroča [A], ki jo je leta 1994 posnel vesoljski teleskop Hubble, prikazuje obroč žarečega plina okoli supernove 1987A. Slika [B] – Nedavna opazovanja Hubblovega teleskopa iz leta 1997 kažejo povečanje svetlosti vozlišč na zgornji desni strani obroča. To je mesto močnih trkov med navzven premikajočim se udarnim valom in notranjimi deli okolizvezdnega obroča. Trki segrejejo plin in naredijo svetlejši. To je verjetno prvi znak dramatičnih in nasilnih trkov, ki se bodo zgodili v naslednjih nekaj letih in pomladili supernovo kot močan vir rentgenskega in radijskega sevanja. Bela snov v obliki polmeseca v središču je vidni del razpršene zvezde, ki drvi s hitrostjo 3000 km/s in jo segrevajo radioaktivni elementi, ki nastanejo ob eksploziji zvezde.
Vpliv supernove

Supernove. 23. februarja 1987 je v naši sosednji galaksiji, Velikem Magellanovem oblaku, izbruhnila supernova, ki je postala izjemno pomembna za astronome, saj so jo oboroženi s sodobnimi astronomskimi inštrumenti prvič lahko podrobno preučevali. In ta zvezda je potrdila celo vrsto napovedi. Hkrati z optičnim izbruhom so posebni detektorji, nameščeni na Japonskem in v Ohiu (ZDA), zabeležili tok nevtrinskih elementarnih delcev, ki so se rodili pri zelo visokih temperaturah med kolapsom jedra zvezde in zlahka prodrejo skozi njeno lupino. Ta opazovanja so potrdila prejšnjo domnevo, da se približno 10 % mase jedra zvezde, ki se seseda, oddaja kot nevtrini, ko se jedro samo sesede v nevtronsko zvezdo. Pri zelo masivnih zvezdah se med eksplozijo supernove jedra stisnejo do še večje gostote in se verjetno spremenijo v črne luknje, vendar se zunanje plasti zvezde še vedno odlijejo. V zadnjih letih so se pojavili znaki povezave med nekaterimi kozmičnimi izbruhi žarkov gama in supernovami. Možno je, da je narava kozmičnih izbruhov gama povezana z naravo eksplozij.
Eksplozije supernov imajo močan in raznolik vpliv na okoliški medzvezdni medij. Lupina, ki jo z ogromno hitrostjo izvrže supernona, zajema in stisne plin, ki jo obdaja, kar lahko spodbudi nastanek novih zvezd iz oblakov plina. Skupina astronomov pod vodstvom dr. Johna Hughesa (Univerza Rutgers) je z uporabo opazovanj iz Nasinega rentgenskega observatorija Chandra v orbiti prišla do pomembnega odkritja, ki osvetljuje, kako med eksplozijami supernove nastajajo silicij, železo in drugi elementi. Rentgenska slika ostanka supernove Kasiopeje A (Cas A) razkriva grude silicija, žvepla in železa, ki so med eksplozijo izbruhnili iz notranjosti zvezde. Visoka kakovost, jasnost in vsebnost informacij na slikah ostanka supernove Cas A, ki jih je pridobil observatorij Chandra, so astronomom omogočili ne le določitev kemične sestave številnih vozlišč tega ostanka, ampak tudi natančno ugotovitev, kje so bila ta vozlišča oblikovana. Na primer, najbolj kompaktna in najsvetlejša vozlišča so sestavljena predvsem iz silicija in žvepla z zelo malo železa. To kaže, da so se oblikovali globoko v notranjosti zvezde, kjer so temperature dosegle tri milijarde stopinj med kolapsom, ki se je končal z eksplozijo supernove. V drugih vozliščih so astronomi odkrili zelo visoko vsebnost železa s primesmi nekaj silicija in žvepla. Ta snov je nastala še globlje - v tistih delih, kjer je temperatura med eksplozijo dosegla višje vrednosti - od štiri do pet milijard stopinj. Primerjava lokacij s silicijem bogatih svetlih in šibkejših vozlov, bogatih z železom, v ostanku supernove Cas A je pokazala, da se značilnosti "železa", ki izvirajo iz najglobljih plasti zvezde, nahajajo na zunanjih robovih ostanka. . To pomeni, da je eksplozija "železna" vozlišča vrgla dlje od vseh ostalih. In celo zdaj se zdi, da se odmikajo od središča eksplozije z večjo hitrostjo. Preučevanje podatkov, ki jih je pridobil Chandra, nam bo omogočilo, da se odločimo za enega od več mehanizmov, ki so jih predlagali teoretiki in ki pojasnjujejo naravo eksplozije supernove, dinamiko procesa in izvor novih elementov.
Študije so pokazale, da supernove ne predstavljajo homogene skupine objektov - tako spektri kot svetlobne krivulje (spremembe svetlosti skozi čas) so se zelo razlikovale; spektralna klasifikacija jih je razdelila na dva tipa: SN I in SN II.

14-urna opazovanja ostankov supernove Cas A observatorija Chandra so pokazala najboljšo možno porazdelitev težkih elementov, izvrženih med eksplozijo. Zgoraj levo je širokopasovna rentgenska slika Cas A. Preostale slike ustvarijo žarki silicijevih ionov (zgoraj desno), kalcijevih ionov (spodaj levo), železovih ionov (spodaj desno). Ti elementi so del plina s temperaturo približno 50 milijonov °C. Barve predstavljajo intenzivnost rentgenskih žarkov, od rumene (najbolj intenzivne), rdeče in vijolične do zelene (najmanj intenzivne).

SUPERNOVA CAS A

Supernova SN I imajo zelo podobne spektre (z odsotnostjo vodikovih linij) in oblike svetlobnih krivulj, medtem ko spektri SN II vsebujejo svetle vodikove črte in se odlikujejo po raznolikosti tako spektrov kot svetlobnih krivulj. V tej obliki je klasifikacija supernov obstajala do sredine 80. let prejšnjega stoletja. In z začetkom široke uporabe sprejemnikov CCD se je količina in kakovost opazovalnega materiala močno povečala, kar je omogočilo pridobivanje spektrogramov za prej nedostopne šibke predmete, določanje intenzitete in širine črt z veliko večjo natančnostjo in tudi za registracijo šibkejših črt v spektrih. Posledično se je na videz uveljavljena binarna klasifikacija supernov začela hitro spreminjati in postajati vse bolj zapletena. Supernove se razlikujejo tudi glede na vrste galaksij, v katerih eksplodirajo. V spiralnih galaksijah eksplodirajo supernove obeh vrst, v eliptičnih galaksijah, kjer skoraj ni medzvezdnega medija in se je proces nastajanja zvezd končal, opazimo le supernove tipa SN I, očitno pred eksplozijo - to so zelo stare zvezde , katerih mase so blizu sončne. In ker so spektri in svetlobne krivulje supernov te vrste zelo podobni, to pomeni, da iste zvezde eksplodirajo v spiralnih galaksijah. Naravni zaključek evolucijske poti zvezd z masami blizu Sonca je preobrazba v belo pritlikavko s hkratnim nastankom planetarne meglice. Bela pritlikavka skoraj ne vsebuje vodika, saj je končni produkt evolucije običajne zvezde.
Vsako leto se v naši galaksiji oblikuje več planetarnih meglic, zato večina zvezd te mase tiho zaključi svojo življenjsko pot in samo enkrat na sto let izbruhne supernova SN tipa I. Kateri razlogi določajo povsem poseben konec, ki ni podoben usodi drugih podobnih zvezd? Slavni indijski astrofizik S. Chandrasekhar je pokazal, da če ima beli pritlikavec maso manjšo od približno 1,4 sončne mase, bo tiho "preživel" svoje življenje. Če pa je v dovolj tesnem binarnem sistemu, je njegova močna gravitacija sposobna "povleči" snov iz zvezde spremljevalke, kar povzroči postopno povečanje mase, in ko ta preseže dovoljeno mejo, pride do močne eksplozije, ki povzroči smrt zvezde.

SUPERNOVA G11.2-0.3

Ta slika Chandre jasno prikazuje pulsar v geometrijskem središču ostanka supernove, znanega kot G11.2-0.3. Chandra je dobil močno potrditev, da je pulsar leta 386 oblikovala supernova, ki so jo posneli kitajski astronomi. Določanje prave starosti astronomskih objektov je zelo težko, zato so zgodovinski zapisi o dogodkih supernov zelo pomembni. Če bo to odkritje potrjeno, bo ta pulsar postal šele drugi pulsar, natančno povezan z zgodovinskim dogodkom.

Supernove SN II so jasno povezane z mladimi, masivnimi zvezdami, v lupinah katerih je vodik prisoten v velikih količinah. Izbruhi te vrste supernove veljajo za zadnjo stopnjo evolucije zvezd z začetno maso več kot 8-10 sončnih mas. Na splošno evolucija takšnih zvezd poteka precej hitro - v nekaj milijonih let zgorijo svoj vodik, nato helij, ki se spremeni v ogljik, nato pa se atomi ogljika začnejo spreminjati v atome z višjimi atomskimi številkami. V naravi se transformacije elementov z velikim sproščanjem energije končajo na železu, katerega jedra so najbolj stabilna in se pri njihovem zlitju ne sprošča energija. Ko torej jedro zvezde postane železno, se sproščanje energije v njej ustavi, ne zmore več upirati gravitacijskim silam in se zato začne hitro krčiti, oziroma sesedati. Procesi, ki se dogajajo med kolapsom, še zdaleč niso popolnoma razumljeni. Znano pa je, da če se vsa snov v jedru spremeni v nevtrone, se lahko upre gravitacijskim silam - jedro zvezde se spremeni v "nevtronsko zvezdo" in kolaps se ustavi. V tem primeru se sprosti ogromna energija, ki vstopi v lupino zvezde in povzroči širjenje, kar vidimo kot eksplozijo supernove. Iz tega bi pričakovali genetsko povezavo med eksplozijami supernov ter nastankom nevtronskih zvezd in črnih lukenj. Če je evolucija zvezde prej potekala »tiho«, bi morala njena ovojnica imeti polmer stokrat večji od polmera Sonca in ohraniti zadostno količino vodika za razlago spektra supernove SN II.
Pulzarji. Dejstvo, da po eksploziji supernove poleg razširjajoče se lupine in različnih vrst sevanja ostanejo še drugi predmeti, je postalo znano leta 1968 zaradi dejstva, da so leto prej radijski astronomi odkrili pulsarje - radijske vire, katerih sevanje je koncentrirano v posamezni impulzi se ponavljajo po strogo določenem časovnem obdobju. Znanstveniki so bili presenečeni nad strogo periodičnostjo impulzov in kratkostjo njihovih obdobij. Največ pozornosti je pritegnil pulzar, katerega koordinate so bile blizu koordinatam za astronome zelo zanimive meglice v južnem ozvezdju Velas, ki velja za ostanek eksplozije supernove - njegova perioda je bila le 0,089 sekunde. In po odkritju pulsarja v središču meglice Rakovica (njegovo obdobje je bilo 1/30 sekunde) je postalo jasno, da so pulsarji nekako povezani z eksplozijami supernove. Januarja 1969 je bil pulsar iz meglice Rakovica identificiran s šibko zvezdo 16. magnitude, ki je spreminjala svojo svetlost z istim obdobjem, leta 1977 pa je bilo mogoče z zvezdo identificirati pulsar v ozvezdju Papycos.
Periodičnost sevanja pulsarjev je povezana z njihovim hitrim vrtenjem, vendar se niti ena navadna zvezda, niti bela pritlikavka, ne bi mogla vrteti s periodo, značilno za pulsarje - takoj bi jo raztrgale centrifugalne sile in le nevtronska zvezda, zelo gosta in kompaktna, bi se jim lahko uprla. Kot rezultat analize številnih možnosti so znanstveniki prišli do zaključka, da eksplozije supernove spremlja nastanek nevtronskih zvezd - kvalitativno nove vrste objektov, katerih obstoj je napovedala teorija evolucije zvezd z veliko maso.
Črne luknje. Prvi dokaz o neposredni povezavi med eksplozijo supernove in nastankom črne luknje so pridobili španski astronomi. Študija sevanja, ki ga oddaja zvezda, ki kroži okoli črne luknje, in binarni sistem Nova Scorpii 1994 je pokazala, da vsebuje velike količine kisika, magnezija, silicija in žvepla. Obstaja domneva, da je te elemente zajela, ko se je sosednja zvezda, ki je preživela eksplozijo supernove, spremenila v črno luknjo. Supernove (zlasti supernove tipa Ia) so med najsvetlejšimi zvezdastimi objekti v vesolju, zato je tudi najbolj oddaljene od njih mogoče preučevati s trenutno razpoložljivo opremo. Veliko supernov tipa Ia je bilo odkritih v sorazmerno bližnjih galaksijah. Dovolj natančne ocene razdalj do teh galaksij so omogočile določitev sijaja supernov, ki eksplodirajo v njih. Če predpostavimo, da imajo oddaljene supernove v povprečju enako svetilnost, potem lahko razdaljo do njih ocenimo iz opazovane magnitude pri največji svetlosti. Primerjava razdalje do supernove s hitrostjo umika (rdeči premik) galaksije, v kateri je eksplodirala, omogoča določitev glavne količine, ki označuje širjenje vesolja - tako imenovano Hubblovo konstanto.
Še pred 10 leti so bile zanj pridobljene vrednosti, ki so se skoraj dvakrat razlikovale - od 53 do 100 km/s Mpc, danes pa je natančnost bistveno povečana, zaradi česar je sprejeta vrednost 72 km/s Mpc ( z napako približno 10%). Za oddaljene supernove, katerih rdeči premik je blizu 1, nam razmerje med razdaljo in rdečim premikom omogoča tudi določitev količin, ki so odvisne od gostote snovi v vesolju. Po Einsteinovi splošni teoriji relativnosti je gostota snovi tista, ki določa ukrivljenost prostora in posledično nadaljnjo usodo vesolja. In sicer: ali se bo širil v nedogled ali se bo ta proces kdaj ustavil in ga bo nadomestilo stiskanje. Nedavne študije supernov so pokazale, da je najverjetneje gostota snovi v vesolju nezadostna, da bi zaustavila širjenje in se bo nadaljevalo. In da bi potrdili ta sklep, so potrebna nova opazovanja supernov.

Starodavni anali in kronike nam pripovedujejo, da so se občasno na nebu nenadoma pojavile zvezde izjemno velikega sijaja. Hitro so se povečale v svetlosti, nato pa počasi, v nekaj mesecih, zbledele in niso bile več vidne. Skoraj največje svetlosti so bile te zvezde vidne tudi podnevi. Najbolj presenetljivi izbruhi so bili leta 1006 in 1054, informacije o katerih so v kitajskih in japonskih razpravah. Leta 1572 je taka zvezda vzplamtela v ozvezdju Kasiopeje in jo je opazoval izjemni astronom Tycho Brahe, leta 1604 pa je podoben izbruh v ozvezdju Ophiuchus opazil Johannes Kepler. Od takrat, v štirih stoletjih »teleskopske« dobe v astronomiji, takšnih izbruhov ni bilo opaziti. Z razvojem opazovalne astronomije pa so raziskovalci začeli zaznavati dokaj veliko število podobnih izbruhov, čeprav le-ti niso dosegli zelo visoke svetlosti. Te zvezde, ki so se nenadoma pojavile in kmalu izginile kot brez sledu, so začele imenovati "nove". Zdelo se je, da sta zvezdi 1006 in 1054, zvezdi Tycho in Kepler, isti izbruhi, le zelo blizu in zato svetlejši. A izkazalo se je, da temu ni tako. Leta 1885 je astronom Hartwig na observatoriju v Tartuju opazil pojav nove zvezde v znani Andromedini meglici. Ta zvezda je dosegla 6. vidno magnitudo, kar pomeni, da je bila moč njenega sevanja le 4-krat manjša od moči celotne meglice. Potem to ni presenetilo astronomov: navsezadnje narava meglice Andromeda ni bila znana, domnevalo se je, da je le oblak prahu in plina precej blizu Sonca. Šele v dvajsetih letih dvajsetega stoletja je končno postalo jasno, da so meglica Andromeda in druge spiralne meglice ogromni zvezdni sistemi, sestavljeni iz stotin milijard zvezd in na milijone svetlobnih let oddaljeni od nas. Utrinke navadnih novih, vidne kot objekti magnitude 17-18, so odkrili tudi v meglici Andromeda. Postalo je jasno, da je zvezda leta 1885 več desettisočkrat presegla zvezde Novaya; njen sijaj je bil za kratek čas skoraj enak sijaju ogromnega zvezdnega sistema! Očitno mora biti narava teh izbruhov drugačna. Kasneje so te najmočnejše izbruhe poimenovali »supernove«, pri čemer je predpona »super« pomenila njihovo večjo moč sevanja in ne večje »novosti«.

Iskanje in opazovanje supernove

Eksplozije supernov so začele pogosto opažati na fotografijah oddaljenih galaksij, vendar so bila ta odkritja naključna in niso mogla zagotoviti informacij, potrebnih za razlago vzroka in mehanizma teh veličastnih izbruhov. Leta 1936 pa sta astronoma Baade in Zwicky, ki sta delala na observatoriju Palomar v ZDA, začela sistematično sistematično iskati supernove. Na razpolago so imeli teleskop Schmidtovega sistema, ki je omogočal fotografiranje več deset kvadratnih stopinj velikih območij in dajal zelo jasne slike tudi šibkih zvezd in galaksij. Če primerjamo fotografije enega dela neba, posnete nekaj tednov pozneje, lahko zlahka opazimo pojav novih zvezd v galaksijah, ki so jasno vidne na fotografijah. Za fotografiranje so bili izbrani deli neba, ki so bili najbogatejši z bližnjimi galaksijami, kjer je njihovo število na eni sliki lahko doseglo več deset in je bila verjetnost zaznave supernov največja.

Leta 1937 sta Baada in Zwicky uspela odkriti 6 supernov. Med njimi sta bili precej svetli zvezdi 1937C in 1937D (astronomi so se odločili, da bodo supernove označili tako, da so letu odkritja dodali črke, kar kaže na vrstni red odkritja v tekočem letu), ki sta dosegli največ 8 oziroma 12 magnitudo. Za njih so bile pridobljene svetlobne krivulje - odvisnost spremembe svetlosti skozi čas - in veliko število spektrogramov - fotografij spektrov zvezde, ki prikazujejo odvisnost intenzivnosti sevanja od valovne dolžine. Ta material je za več desetletij postal osnova za vse raziskovalce, ki so poskušali razvozlati vzroke za eksplozije supernov.

Na žalost je druga svetovna vojna prekinila tako uspešno začeti opazovalni program. Sistematično iskanje supernov na observatoriju Palomar so obnovili šele leta 1958, vendar z večjim teleskopom sistema Schmidt, ki je omogočal fotografiranje zvezd do magnitude 22-23. Od leta 1960 se je temu delu pridružila še vrsta drugih observatorijev po svetu, kjer so bili na voljo ustrezni teleskopi. V ZSSR je bilo takšno delo opravljeno na krimski postaji SAI, kjer je bil nameščen astrografski teleskop s premerom leče 40 cm in zelo velikim vidnim poljem - skoraj 100 kvadratnih stopinj, in na astrofizičnem observatoriju Abastumani. v Gruziji - na Schmidtovem teleskopu z vhodno luknjo 36 cm. Na Krimu in v Abastumaniju so odkrili veliko supernov. Od drugih observatorijev je bilo največ odkritij na observatoriju Asiago v Italiji, kjer sta delovala dva teleskopa Schmidtovega sistema. Kljub temu je observatorij Palomar ostal vodilni tako po številu odkritij kot po največji velikosti zvezd, ki so na voljo za odkrivanje. Skupaj so v 60. in 70. letih prejšnjega stoletja odkrili do 20 supernov na leto in njihovo število je začelo hitro naraščati. Takoj po odkritju so se začela fotometrična in spektroskopska opazovanja na velikih teleskopih.

Leta 1974 je F. Zwicky umrl in kmalu se je iskanje supernov na observatoriju Palomar ustavilo. Število odkritih supernov se je zmanjšalo, vendar je od začetka osemdesetih let prejšnjega stoletja spet začelo naraščati. Na južnem nebu – v observatoriju Cerro el Roble v Čilu so začeli izvajati nove iskalne programe in ljubitelji astronomije so začeli odkrivati ​​supernove. Izkazalo se je, da lahko z uporabo majhnih amaterskih teleskopov z lečami 20-30 cm zelo uspešno iščemo svetle eksplozije supernov, pri čemer sistematično vizualno opazujemo določen niz galaksij. Največji uspeh je dosegel avstralski duhovnik Robert Evans, ki mu je od začetka 80. let uspelo odkriti do 6 supernov na leto. Ni presenetljivo, da so se profesionalni astronomi šalili o njeni »neposredni povezavi z nebesi«.

Leta 1987 so odkrili najsvetlejšo supernovo 20. stoletja - SN 1987A v galaksiji Veliki Magellanov oblak, ki je »satelit« naše Galaksije in je od nas oddaljena le 55 kiloparsekov. Nekaj ​​časa je bila ta supernova vidna tudi s prostim očesom in je dosegla največjo svetlost približno 4 magnitude. Vendar ga je bilo mogoče opazovati le na južni polobli. Za to supernovo je bila pridobljena vrsta fotometričnih in spektralnih opazovanj, ki so bila edinstvena po svoji natančnosti in trajanju, zdaj pa astronomi še naprej spremljajo, kako se razvija proces preoblikovanja supernove v razširjajočo se plinsko meglico.

Supernova 1987A. Zgoraj levo je fotografija območja, kjer je eksplodirala supernova, posneta veliko pred eksplozijo. Zvezda, ki bo kmalu eksplodirala, je označena s puščico. Zgoraj desno je fotografija istega dela neba, ko je bila supernova blizu največje svetlosti. Spodaj si oglejte, kako izgleda supernova 12 let po eksploziji. Obroči okoli supernove so medzvezdni plin (ki ga je pred izbruhom delno izvrgla zvezda pred supernovo), med izbruhom ioniziran in še naprej sveti.

Sredi 80-ih je postalo jasno, da se obdobje fotografije v astronomiji končuje. Hitro izboljšani sprejemniki CCD so bili po občutljivosti in razponu zapisanih valovnih dolžin večkrat boljši od fotografske emulzije, po ločljivosti pa praktično enaki. Sliko, pridobljeno s kamero CCD, je bilo mogoče takoj videti na računalniškem zaslonu in primerjati s prej pridobljenimi, pri fotografiranju pa je proces razvijanja, sušenja in primerjanja trajal v najboljšem primeru en dan. Tudi edina preostala prednost fotografskih plošč - zmožnost fotografiranja velikih površin neba - se je izkazala za nepomembno pri iskanju supernov: teleskop s CCD kamero je lahko ločeno pridobil slike vseh galaksij, ki padejo na fotografsko ploščo, v času, primerljivem s fotografsko osvetlitvijo. Pojavili so se projekti popolnoma avtomatiziranih programov iskanja supernov, pri katerih se teleskop usmeri v izbrane galaksije po vnaprej vnesenem programu, dobljene slike pa računalniško primerja s predhodno pridobljenimi. Šele če je zaznan nov predmet, računalnik pošlje signal astronomu, ki ugotovi, ali je bila eksplozija supernove dejansko zaznana. V 90. letih prejšnjega stoletja je tak sistem z uporabo 80-cm reflektirnega teleskopa začel delovati na observatoriju Lick (ZDA).

Razpoložljivost preprostih CCD kamer za ljubitelje astronomije je pripeljala do tega, da se od vizualnih opazovanj premaknejo na CCD opazovanja, nato pa za teleskope z lečami 20-30 cm postanejo na voljo zvezde do 18. in celo 19. magnitude. Uvedba avtomatiziranega iskanja in vse večje število amaterskih astronomov, ki iščejo supernove s pomočjo kamer CCD, je povzročilo eksplozijo števila odkritij: zdaj je odkritih več kot 100 supernov na leto, skupno število odkritij pa je preseglo 1500. V zadnjih letih so začeli iskati tudi zelo oddaljene in šibke supernove na največjih teleskopih s premerom ogledala 3-4 metre. Izkazalo se je, da lahko študije supernov, ki dosežejo največjo svetlost 23-24 magnitud, dajo odgovore na številna vprašanja o strukturi in usodi celotnega vesolja. V eni noči opazovanja s takšnimi teleskopi, opremljenimi z najnaprednejšimi CCD kamerami, je mogoče odkriti več kot 10 oddaljenih supernov! Več slik takih supernov je prikazanih na spodnji sliki.

Za skoraj vse supernove, ki jih trenutno odkrivamo, je mogoče dobiti vsaj en spekter, za mnoge pa so znane svetlobne krivulje (tudi to je velika zasluga amaterskih astronomov). Obseg opazovalnega materiala, ki je na voljo za analizo, je torej zelo velik in zdi se, da je treba rešiti vsa vprašanja o naravi teh veličastnih pojavov. Na žalost še ni tako. Oglejmo si podrobneje glavna vprašanja, s katerimi se soočajo raziskovalci supernov, in najverjetnejše odgovore nanje danes.

Razvrstitev supernov, svetlobne krivulje in spektri

Preden sklepamo o fizični naravi pojava, je treba popolnoma razumeti njegove opazne manifestacije, ki jih je treba ustrezno klasificirati. Seveda je bilo prvo vprašanje, ki se je pojavilo pred raziskovalci supernov, ali so enake, in če ne, kako različne so in ali jih je mogoče razvrstiti. Že prve supernove, ki sta jih odkrila Baade in Zwicky, so pokazale pomembne razlike v svetlobnih krivuljah in spektrih. Leta 1941 je R. Minkowski predlagal razdelitev supernov na dve glavni vrsti glede na naravo njihovih spektrov. V tip I je uvrstil supernove, katerih spektri so bili popolnoma drugačni od spektrov vseh takrat znanih objektov. Črte najpogostejšega elementa v vesolju - vodika - so bile popolnoma odsotne, celoten spekter je bil sestavljen iz širokih maksimumov in minimumov, ki jih ni bilo mogoče prepoznati, ultravijolični del spektra je bil zelo šibek. Supernove so bile razvrščene kot tip II, katerih spektri so pokazali nekaj podobnosti z "navadnimi" novimi v prisotnosti zelo intenzivnih vodikovih emisijskih linij; ultravijolični del njihovega spektra je svetel.

Spektri supernov tipa I so ostali skrivnostni tri desetletja. Šele po tem, ko je Yu.P. Pskovsky pokazal, da pasovi v spektrih niso nič drugega kot odseki neprekinjenega spektra med širokimi in precej globokimi absorpcijskimi črtami, je identifikacija spektrov supernov tipa I napredovala. Identificiranih je bilo več absorpcijskih linij, predvsem najintenzivnejše črte enkratno ioniziranega kalcija in silicija. Valovne dolžine teh črt so premaknjene na vijolično stran spektra zaradi Dopplerjevega učinka v lupini, ki se širi s hitrostjo 10-15 tisoč km na sekundo. Izjemno težko je prepoznati vse črte v spektrih supernov tipa I, saj so močno razširjene in se med seboj prekrivajo; Poleg omenjenega kalcija in silicija je bilo mogoče prepoznati še liniji magnezija in železa.

Analiza spektrov supernove nam je omogočila pomembne zaključke: v lupinah, izvrženih med eksplozijo supernove tipa I, skoraj ni vodika; medtem ko je sestava lupin supernove tipa II skoraj enaka sestavi sončne atmosfere. Hitrost širjenja lupin je od 5 do 15-20 tisoč km / s, temperatura fotosfere je okoli največje - 10-20 tisoč stopinj. Temperatura hitro pade in po 1-2 mesecih doseže 5-6 tisoč stopinj.

Tudi svetlobne krivulje supernov so se razlikovale: za tip I so bile vse zelo podobne, imajo značilno obliko z zelo hitrim povečanjem svetlosti do maksimuma, ki ne traja več kot 2-3 dni, hitro zmanjšanje svetlosti za 3 magnitude v 25-40 dneh in nato počasen upad, skoraj linearen na lestvici magnitude, kar ustreza eksponentnemu upadu sijaja.

Izkazalo se je, da so svetlobne krivulje supernov tipa II veliko bolj raznolike. Nekatere so bile podobne svetlobnim krivuljam supernov tipa I, le s počasnejšim in daljšim upadanjem svetlosti do začetka linearnega "repa", pri drugih pa se je takoj po maksimumu začelo območje skoraj konstantne svetlosti - t.j. "plato", ki lahko traja do 100 dni. Nato sijaj močno pade in doseže linearni "rep". Vse zgodnje svetlobne krivulje so bile pridobljene iz fotografskih opazovanj v tako imenovanem sistemu fotografskih magnitud, ki ustreza občutljivosti običajnih fotografskih plošč (območje valovnih dolžin 3500-5000 A). Poleg tega je uporaba fotovizualnega sistema (5000-6000 A) omogočila pridobitev pomembnih informacij o spremembi barvnega indeksa (ali preprosto "barve") supernov: izkazalo se je, da so supernove po maksimumu oba tipa nenehno "rdečita", to pomeni, da se glavnina sevanja premakne proti daljšim valovom. To pordelost se ustavi na stopnji linearnega upadanja svetlosti in ga lahko celo nadomesti "modrina" supernov.

Poleg tega sta se supernovi tipa I in tipa II razlikovali glede na vrsto galaksij, v katerih sta eksplodirali. Supernove tipa II so odkrili le v spiralnih galaksijah, kjer zvezde trenutno še nastajajo in obstajajo tako stare zvezde z majhno maso kot mlade, masivne in "kratkožive" (le nekaj milijonov let) zvezde. Supernove tipa I se pojavljajo tako v spiralnih kot v eliptičnih galaksijah, kjer naj bi do intenzivnega nastajanja zvezd prišlo že milijarde let.

V tej obliki se je klasifikacija supernov ohranila do sredine 80. let. Začetek široke uporabe CCD sprejemnikov v astronomiji je omogočil bistveno povečanje količine in kakovosti opazovalnega materiala. Sodobna oprema je omogočila pridobivanje spektrogramov za šibke, prej nedostopne predmete; z veliko večjo natančnostjo je bilo mogoče določiti intenzitete in širine črt ter registrirati šibkejše črte v spektrih. CCD sprejemniki, infrardeči detektorji in instrumenti, nameščeni na vesoljskih plovilih, so omogočili opazovanje supernov v celotnem obsegu optičnega sevanja od ultravijoličnega do daljnega infrardečega; Izvedena so bila tudi gama, rentgenska in radijska opazovanja supernov.

Posledično se je na videz uveljavljena binarna klasifikacija supernov začela hitro spreminjati in postajati vse bolj zapletena.

Izkazalo se je, da supernove tipa I niso niti približno tako homogene, kot se je zdelo. Spektri teh supernov so pokazali znatne razlike, med katerimi je bila najpomembnejša intenzivnost črte enkrat ioniziranega silicija, opažene pri valovni dolžini okoli 6100 A. Pri večini supernov tipa I je bila ta absorpcijska črta blizu največje svetlosti najbolj opazna značilnost v spektru, pri nekaterih supernovah pa ga praktično ni bilo, najintenzivnejše pa so bile helijeve absorpcijske črte.

Svetlobne krivulje supernov Ia v rdečem in infrardečem spektralnem območju (pasovi R, I, J, H, K) so se zelo razlikovale od predhodno raziskanih krivulj v pasovih B in V, če je na krivulji opazna "rame". v R 20 dni po maksimumu, potem se v filtru I in daljših območjih valovnih dolžin pojavi pravi drugi maksimum. Vendar pa nekatere supernove Ia nimajo tega drugega maksimuma. Te supernove odlikuje tudi rdeča barva pri največji svetlosti, zmanjšana svetilnost in nekatere spektralne značilnosti. Prva taka supernova je bila SN 1991bg in objekte, ki so ji podobni, še vedno imenujemo nenavadne supernove Ia ali »supernove tipa 1991bg«. Za drugo vrsto supernove Ia je, nasprotno, značilna največja povečana svetilnost. Zanje so značilne manjše intenzitete absorpcijskih črt v spektrih. "Prototip" zanje je SN 1991T.

V sedemdesetih letih prejšnjega stoletja so bile supernove tipa II razdeljene glede na naravo svetlobnih krivulj na "linearne" (II-L) in tiste s "platojem" (II-P). Kasneje so začeli odkrivati ​​vedno več supernov II, ki so pokazale določene značilnosti v svojih svetlobnih krivuljah in spektrih. Tako se dve najsvetlejši supernovi zadnjih let v svojih svetlobnih krivuljah močno razlikujeta od drugih supernov tipa II: 1987A in 1993J. Oba sta imela na svetlobnih krivuljah dva maksimuma: po izbruhu je sij hitro upadel, nato spet začel naraščati in šele po drugem maksimumu se je začela dokončna oslabitev sija. Za razliko od supernove Ia je bil drugi maksimum opažen v vseh spektralnih območjih, pri SN 1987A pa je bil veliko svetlejši od prvega v daljših območjih valovnih dolžin.

Med spektralnimi značilnostmi je bila najpogostejša in najopaznejša prisotnost poleg širokih emisijskih črt, značilnih za ekspandirane lupine, tudi sistema ozkih emisijskih ali absorpcijskih črt. Ta pojav je najverjetneje posledica prisotnosti goste lupine, ki obdaja zvezdo pred izbruhom; takšne supernove so označene kot II-n.

Statistika supernove

Kako pogosto se pojavijo supernove in kako so razporejene po galaksijah? Statistične študije supernov bi morale odgovoriti na ta vprašanja.

Zdi se, da je odgovor na prvo vprašanje precej preprost: opazovati morate več galaksij dovolj dolgo, prešteti supernove, opažene v njih, in število supernov deliti s časom opazovanja. A izkazalo se je, da je čas dokaj rednih opazovanj še vedno prekratek za dokončne zaključke za posamezne galaksije: v večini so opazili le enega ali dva izbruha. Res je, v nekaterih galaksijah je bilo registriranih že precej veliko število supernov: rekorderka je galaksija NGC 6946, v kateri so od leta 1917 odkrili 6 supernov. Ti podatki pa ne zagotavljajo natančnih podatkov o pogostosti izbruhov. Prvič, natančen čas opazovanja te galaksije ni znan, in drugič, skoraj istočasne izbruhe za nas bi dejansko lahko ločila precej velika časovna obdobja: navsezadnje potuje svetloba supernov znotraj galaksije po drugačni poti in njena velikost v svetlobnih letih je veliko daljši od časa opazovanja. Trenutno je mogoče oceniti frekvenco izbruhov samo za določen niz galaksij. Da bi to naredili, je treba uporabiti opazovalne podatke iz iskanja supernov: vsako opazovanje daje nekaj "učinkovitega časa sledenja" za vsako galaksijo, ki je odvisen od razdalje do galaksije, od mejne velikosti iskanja in od narave svetlobne krivulje supernove. Za različne vrste supernov bo čas opazovanja iste galaksije različen. Pri združevanju rezultatov za več galaksij je treba upoštevati njihove razlike v masi in siju ter v morfološkem tipu. Trenutno je običajno, da se rezultati normalizirajo na sij galaksij in združujejo podatke samo za galaksije s podobnimi vrstami. Nedavno delo, ki je temeljilo na združevanju podatkov iz več programov za iskanje supernov, je dalo naslednje rezultate: v eliptičnih galaksijah opazimo le supernove tipa Ia, v »povprečni« galaksiji s sijem 10 10 sončnih sijev pa ena supernova izbruhne približno enkrat na vsakih 500 leta. V spiralni galaksiji z enakim sijem supernove Ia eksplodirajo le z nekoliko višjo frekvenco, vendar se jim dodajo supernove tipa II in Ib/c, skupna stopnja izbruha pa je približno enkrat na 100 let. Pogostost izbruhov je približno sorazmerna s sijem galaksij, to je v velikanskih galaksijah veliko večja: zlasti NGC 6946 je spiralna galaksija s sijem 2,8 10 10 sončnih sijev, zato so lahko približno trije izbruhi v njem pričakovano na 100 let, 6 supernov, opaženih v njem, pa lahko štejemo za ne zelo veliko odstopanje od povprečne frekvence. Naša galaksija je manjša od NGC 6946 in v njej lahko v povprečju vsakih 50 let pričakujemo en izbruh. Znano pa je, da so v Galaksiji v preteklem tisočletju opazili le štiri supernove. Je tu kakšno protislovje? Izkazalo se je, da ne - navsezadnje je večina Galaksije pred nami skrita s plastmi plina in prahu, bližina Sonca, v kateri so bile opazovane te 4 supernove, pa predstavlja le majhen del Galaksije.

Kako so supernove porazdeljene po galaksijah? Seveda je zaenkrat mogoče preučevati le sumarne porazdelitve, reducirane na neko »povprečno« galaksijo, pa tudi porazdelitve glede na podrobnosti strukture spiralnih galaksij. Ti deli vključujejo predvsem spiralne tulke; v dokaj bližnjih galaksijah so jasno vidna tudi področja aktivnega nastajanja zvezd, ki jih prepoznamo po oblakih ioniziranega vodika - območje H II ali po jatah svetlo modrih zvezd - združenje OB. Študije prostorske porazdelitve, ki so bile večkrat ponovljene z naraščanjem števila odkritih supernov, so dale naslednje rezultate. Porazdelitve supernov vseh vrst glede na oddaljenost od središč galaksij se med seboj malo razlikujejo in so podobne porazdelitvi svetilnosti - gostota se od središča do robov zmanjšuje po eksponentnem zakonu. Razlike med vrstami supernov se kažejo v porazdelitvi glede na področja nastajanja zvezd: če so supernove vseh vrst koncentrirane v spiralnih rokavih, potem so samo supernove tipov II in Ib/c koncentrirane v regijah H II. Sklepamo lahko, da je življenjska doba zvezde, ki proizvede izbruh tipa II ali Ib/c, od 10 6 do 10 7 let, za tip Ia pa približno 10 8 let. Vendar pa supernove Ia opazimo tudi v eliptičnih galaksijah, kjer domnevamo, da ni zvezd, mlajših od 10 9 let. Obstajata dve možni razlagi za to protislovje – ali je narava eksplozij supernove Ia v spiralnih in eliptičnih galaksijah drugačna ali pa se nastajanje zvezd v nekaterih eliptičnih galaksijah še vedno nadaljuje in so prisotne mlajše zvezde.

Teoretični modeli

Na podlagi vseh opazovalnih podatkov so raziskovalci prišli do zaključka, da bi morala biti eksplozija supernove zadnja stopnja v evoluciji zvezde, po kateri preneha obstajati v svoji prejšnji obliki. Dejansko je energija eksplozije supernove ocenjena na 10 50 - 10 51 erg, kar presega tipične vrednosti gravitacijske vezne energije zvezd. Energija, ki se sprosti med eksplozijo supernove, je več kot dovolj, da popolnoma razprši zvezdino snov v vesolju. Kakšne zvezde in kdaj končajo svoje življenje z eksplozijo supernove, kakšna je narava procesov, ki vodijo do tako velikanskega sproščanja energije?

Podatki opazovanj kažejo, da so supernove razdeljene na več tipov, ki se razlikujejo po kemični sestavi lupin in njihovih mas, po naravi sproščanja energije in po povezavi z različnimi vrstami zvezdnih populacij. Supernove tipa II so jasno povezane z mladimi, masivnimi zvezdami, njihove lupine pa vsebujejo velike količine vodika. Zato se njihovi izbruhi štejejo za zadnjo stopnjo evolucije zvezd, katerih začetna masa je večja od 8-10 sončnih mas. V osrednjih delih takšnih zvezd se energija sprošča med reakcijami jedrske fuzije, ki segajo od najpreprostejšega - tvorbe helija med fuzijo vodikovih jeder do tvorbe železovih jeder iz silicija. Železova jedra so najbolj stabilna v naravi in ​​pri zlivanju se ne sprošča energija. Ko torej jedro zvezde postane železo, se sproščanje energije v njem ustavi. Jedro se ne more upreti gravitacijskim silam in se hitro skrči – propade. Procesi, ki se dogajajo med kolapsom, še zdaleč niso povsem pojasnjeni. Vendar pa je znano, da če se vsa snov v jedru zvezde spremeni v nevtrone, potem se lahko upre silam gravitacije. Jedro zvezde se spremeni v "nevtronsko zvezdo" in sesedanje se ustavi. V tem primeru se sprosti ogromna energija, ki vstopi v lupino zvezde in povzroči, da se začne širiti, kar vidimo kot eksplozijo supernove. Če se je evolucija zvezde prej zgodila »tiho«, bi moral njen ovoj imeti polmer stokrat večji od polmera Sonca in ohraniti zadostno količino vodika, da bi razložil spekter supernov tipa II. Če se je večina lupine med evolucijo izgubila v tesnem binarnem sistemu ali kako drugače, potem vodikovih črt v spektru ne bo – videli bomo supernovo tipa Ib ali Ic.

Pri manj masivnih zvezdah evolucija poteka drugače. Po zgorevanju vodika jedro postane helij in začne se reakcija pretvorbe helija v ogljik. Jedro pa se ne segreje do tako visoke temperature, da bi se začele fuzijske reakcije z ogljikom. Jedro ne more sprostiti dovolj energije in se skrči, vendar v tem primeru stiskanje ustavijo elektroni, ki se nahajajo v jedru. Jedro zvezde se spremeni v tako imenovano "belo pritlikavko", lupina pa se razprši v vesolju v obliki planetarne meglice. Indijski astrofizik S. Chandrasekhar je pokazal, da beli pritlikavec lahko obstaja le, če je njegova masa manjša od približno 1,4 sončne mase. Če se bela pritlikavka nahaja v dovolj tesnem binarnem sistemu, lahko snov začne teči od navadne zvezde k beli pritlikavki. Masa belega pritlikavca postopoma narašča in ko preseže mejo, pride do eksplozije, med katero pride do hitrega termonuklearnega zgorevanja ogljika in kisika, ki se spremeni v radioaktivni nikelj. Zvezda je popolnoma uničena, v lupini, ki se širi, pa pride do radioaktivnega razpada niklja v kobalt in nato v železo, ki daje energijo za sij lupine. Tako eksplodirajo supernove tipa Ia.

Sodobne teoretične študije supernov so predvsem izračuni na najmočnejših računalnikih modelov eksplozivnih zvezd. Na žalost še ni bilo mogoče ustvariti modela, ki bi iz pozne stopnje evolucije zvezd vodil do eksplozije supernove in njenih opaznih manifestacij. Vendar pa obstoječi modeli precej dobro opisujejo svetlobne krivulje in spektre velike večine supernov. Običajno je to model lupine zvezde, v katero se "ročno" vloži energija eksplozije, po kateri se začne njeno širjenje in segrevanje. Kljub velikim težavam, povezanim s kompleksnostjo in raznolikostjo fizikalnih procesov, je bil v zadnjih letih na tem področju raziskav dosežen velik napredek.

Vpliv supernov na okolje

Eksplozije supernov imajo močan in raznolik vpliv na okoliški medzvezdni medij. Ovojnica supernove, izvržena z ogromno hitrostjo, zajema in stisne plin, ki jo obdaja. Morda bi to lahko povzročilo nastanek novih zvezd iz oblakov plina. Energija eksplozije je tako velika, da pride do sinteze novih elementov, zlasti tistih, težjih od železa. Material, obogaten s težkimi elementi, se zaradi eksplozij supernove razprši po vsej galaksiji, zaradi česar po eksplozijah supernove nastanejo zvezde, ki vsebujejo več težkih elementov. Izkazalo se je, da je medzvezdni medij v "našem" območju Rimske ceste tako obogaten s težkimi elementi, da je nastanek življenja na Zemlji postal mogoč. Za to so neposredno odgovorne supernove! Supernove očitno ustvarjajo tudi tokove delcev z zelo visoko energijo - kozmične žarke. Ti delci, ki skozi atmosfero prodrejo na zemeljsko površje, lahko povzročijo genetske mutacije, zaradi katerih pride do evolucije življenja na Zemlji.

Supernove nam govorijo o usodi vesolja

Supernove, še posebej supernove tipa Ia, so med najsvetlejšimi objekti v obliki zvezd v vesolju. Zato je mogoče s trenutno razpoložljivo opremo preučevati tudi zelo oddaljene supernove.

Veliko supernov Ia je bilo odkritih v precej bližnjih galaksijah, razdaljo do katerih je mogoče določiti na več načinov. Trenutno se šteje, da je najbolj natančno določanje razdalj na podlagi navidezne svetlosti svetlih spremenljivih zvezd določene vrste - cefeidov. Uporaba vesoljskega teleskopa. Hubble je odkril in proučeval veliko število cefeidov v galaksijah, oddaljenih od nas na razdalji približno 20 megaparsekov. Dovolj natančne ocene razdalj do teh galaksij so omogočile določitev sija supernov tipa Ia, ki so izbruhnile v njih. Če predpostavimo, da imajo oddaljene supernove Ia v povprečju enako svetilnost, potem lahko razdaljo do njih ocenimo iz opazovane magnitude pri največji svetlosti.