Wat zijn supernova's? Variabele sterren.

Wanneer de stellaire brandstof die de thermonucleaire reactie ondersteunt, opraakt, begint de temperatuur van de binnenste delen van de ster te dalen en zijn ze niet bestand tegen zwaartekrachtcompressie. De ster stort in, d.w.z. de substantie ervan valt naar binnen. In dit geval zijn er soms flitsen daarbuiten nova of andere stormachtige gebeurtenissen. Een supernova kan helderder schijnen dan miljarden gewone sterren en ongeveer dezelfde hoeveelheid lichtenergie vrijgeven als onze zon in een miljard jaar produceert.

Het afgelopen millennium zijn er in onze Melkweg slechts vijf supernovae ontploft (1006, 1054, 1181, 1572, 1604). In ieder geval zijn er zo veel ervan vermeld in geschreven bronnen (sommige andere zijn misschien niet opgemerkt of geëxplodeerd achter dikke gas- en stofwolken). Maar nu slagen astronomen erin om elk jaar wel tien supernova-explosies in andere sterrenstelsels waar te nemen. Dergelijke uitbraken komen echter nog steeds zelden voor. Vaker wel dan niet worden de buitenste schillen van een ster afgestoten zonder zo'n krachtige explosie. Of de ster “sterft” nog rustiger. Er zijn dus verschillende scenario's van instorting van sterren mogelijk. Laten we ze afzonderlijk bekijken.

Rustig vervagen kenmerkend voor sterren met een massa van minder dan 0,8 zon. Dwergsterren vervagen stilletjes (alle rode en bruine dwergen, en waarschijnlijk ook enkele oranje dwergen). Ze veranderen in ‘koele’ helium-waterstofballen zoals Jupiter, maar nog steeds vele malen groter dan hij (zwarte dwergen). Natuurlijk verloopt dit proces heel langzaam, omdat de ster, nadat hij zijn thermonucleaire brandstof heeft uitgeput, nog heel lang blijft schijnen als gevolg van geleidelijke zwaartekrachtcompressie. Ons deel van het heelal is zo jong dat er waarschijnlijk nog geen stilletjes uitgestorven sterren bestaan.

Instorten en een witte dwerg vormen kenmerkend voor sterren met massa's van 0,8 tot 8 zonsmassa's. ‘Burn-out’-sterren werpen hun schil af, waaruit een planetaire nevel van stof en gas wordt gevormd. Het gaat als volgt. Terwijl helium in de kern ‘verbrandde’, dat in koolstof veranderde, voorkwam de hoge temperatuur van de kern (dat wil zeggen de hoge deeltjessnelheid) zwaartekrachtcompressie van de kern. Toen het helium in de kern opraakte, begon de afkoelende koolstofkern geleidelijk te krimpen, waardoor helium (en ook waterstof) van de buitenste lagen naar de ster werd gesleept. Toen ‘ontbrandde’ dit nieuwe helium in de schaal, en de schaal begon met enorme snelheid uit te zetten. Het bleek dat een relatief "lichte" ster de vliegende schaal niet kan bevatten en verandert in een zogenaamde planetaire nevel. Eerder werd aangenomen dat planeten uit dergelijke nevels werden gevormd. Het bleek dat dit niet zo is: dergelijke nevels breiden zich uit en verdwijnen in de ruimte, maar de naam bleef behouden. De uitdijingssnelheid van planetaire nevels varieert van 5 tot 100 km/s, met een gemiddelde van 20 km/s. De kern van de ster blijft samentrekken, d.w.z. stort in en vormt een blauwwitte dwerg, die na enige tijd afkoelen een witte dwerg wordt. Jonge witte dwergen zijn verborgen in een stofcocon, die nog geen tijd heeft gehad om in een duidelijk zichtbare planetaire nevel te veranderen. Er is geen sprake van een supernova-explosie tijdens een dergelijke ineenstorting en dit eindscenario actief leven sterren zijn heel gebruikelijk. Witte dwergen zijn hierboven beschreven, en we kunnen ons alleen maar herinneren dat ze qua volume vergelijkbaar zijn met onze planeet, dat de atomen daarin zo dicht mogelijk opeengepakt zijn, dat de materie is samengedrukt tot dichtheden die anderhalf miljard keer groter zijn dan die van onze planeet. water, en dat deze sterren in een relatief stabiele toestand worden gehouden als gevolg van de afstoting van elektronen die dicht tegen elkaar aan zitten.

Als de ster aanvankelijk iets massiever was, eindigt de thermonucleaire reactie niet in de fase van heliumverbranding, maar iets later (bijvoorbeeld in de fase van koolstofverbranding), maar dit verandert het lot van de ster niet fundamenteel.

Witte dwergen ‘smeulen’ voor onbepaalde tijd en gloeien als gevolg van de zeer langzame zwaartekrachtcompressie. Maar in sommige speciale gevallen storten ze snel in en exploderen ze met volledige vernietiging.

Instorting van een witte dwerg met volledige vernietiging van de ster gebeurt als de witte dwerg materie uit de satelliet naar een kritische massa van 1,44 zonsmassa trekt. Deze massa wordt Chandrasekhar-massa genoemd, naar de Indiase wiskundige Subramanian Chandrasekhar, die deze berekende en de mogelijkheid van instorting ontdekte. Met zo'n massa kan de onderlinge afstoting van elektronen de zwaartekracht niet meer verstoren. Dit leidt tot een plotselinge val van materie in de ster, tot een scherpe compressie van de ster en een stijging van de temperatuur, het ‘flitsen’ van koolstof in het centrum van de ster en het ‘branden’ ervan in de uitwaartse golf. En hoewel de thermonucleaire ‘verbranding’ van koolstof niet geheel explosief is (geen detonatie, maar deflagratie, d.w.z. subsonische ‘verbranding’), wordt de ster volledig vernietigd en verspreiden de overblijfselen zich in alle richtingen met een snelheid van 10.000 km/s. Dit mechanisme werd in 1960 bestudeerd door Hoyle en Fowler en wordt een type I supernova-explosie genoemd.

Alle explosies van sterren van dit type zijn in eerste benadering hetzelfde: de helderheid neemt gedurende drie weken toe en neemt vervolgens geleidelijk af in de loop van zes maanden of iets langer. Daarom is het van type I supernova-explosies mogelijk om afstanden tot andere sterrenstelsels te bepalen, omdat zulke flitsen zijn al van ver zichtbaar en we kennen hun ware helderheid. Onlangs is echter gebleken dat deze supernova's asymmetrisch exploderen (al was het maar omdat ze een nauwe metgezel hebben), en dat hun helderheid voor 10% afhangt van welke kant de explosie wordt gezien. Om afstanden te bepalen is het beter om de helderheid van deze supernovae niet op het moment van maximale helderheid te meten, maar één tot twee weken later, wanneer het zichtbare oppervlak van de schil bijna bolvormig wordt.

Het vermogen om zeer verre type I-supernovae waar te nemen, helpt bij het bestuderen van de uitdijingssnelheid van het heelal in verschillende tijdperken (de helderheid van een ster geeft de afstand tot de ster aan en het tijdstip van de gebeurtenis, en de kleur geeft de snelheid van zijn verwijdering aan). Zo werden de vertraging van de uitdijing van het heelal in de eerste 8,7 miljard jaar en de versnelling van deze uitdijing in de laatste 5 miljard jaar ontdekt, d.w.z. "De tweede oerknal".

Instorten en een neutronenster vormen inherent aan sterren die meer dan 8 keer zo zwaar zijn als de zon. In de laatste fase van hun ontwikkeling begint zich een ijzeren kern te vormen in de siliciumschil. Zo'n kern groeit in een dag en stort in minder dan 1 seconde in, zodra hij de Chandrasekhar-limiet bereikt. Voor de kern ligt deze limiet tussen 1,2 en 1,5 zonsmassa. Materie valt in de ster en de afstoting van elektronen kan de val niet stoppen. De substantie blijft versnellen, vallen en comprimeren totdat de afstoting tussen de nucleonen van de atoomkern (protonen, neutronen) effect begint te krijgen. Strikt genomen vindt compressie zelfs voorbij deze limiet plaats: de vallende materie overschrijdt door traagheid het evenwichtspunt als gevolg van de elasticiteit van nucleonen met 50% (“maximale compressie”). Hierna “geeft de samengedrukte rubberen bal terug” en verlaat de schokgolf de buitenste lagen van de ster met een snelheid van 30.000 tot 50.000 km/s. De buitenste delen van de ster vliegen alle kanten op en in het centrum van het geëxplodeerde gebied blijft een compacte neutronenster achter. Dit fenomeen wordt een Type II supernova-explosie genoemd. Deze explosies verschillen in kracht en andere parameters, omdat sterren met verschillende massa's en verschillende chemische samenstellingen exploderen [verschillende bronnen]. Er zijn aanwijzingen dat er bij een type II explosie niet meer energie vrijkomt dan bij een type I explosie, omdat Een deel van de energie wordt geabsorbeerd door de schaal, maar dit kan verouderde informatie zijn.

Er zijn een aantal onduidelijkheden in het beschreven scenario. Astronomische waarnemingen hebben aangetoond dat massieve sterren feitelijk exploderen, wat resulteert in de vorming van uitdijende nevels, waarbij in het centrum een ​​snel roterende neutronenster achterblijft, die regelmatige pulsen van radiogolven (pulsar) uitzendt. Maar de theorie laat zien dat de uitwaartse schokgolf atomen in nucleonen (protonen, neutronen) zou moeten splitsen. Hier moet energie aan worden besteed, waardoor de schokgolf moet uitgaan. Maar om de een of andere reden gebeurt dit niet: de schokgolf bereikt binnen een paar seconden het oppervlak van de kern, vervolgens het oppervlak van de ster en blaast de materie weg. De auteurs overwegen verschillende hypothesen voor verschillende massa's, maar ze lijken niet overtuigend. Misschien treden in een toestand van ‘maximale compressie’ of tijdens de interactie van een schokgolf met materie die blijft vallen enkele fundamenteel nieuwe en onbekende natuurwetten in werking.

Binnen onze Melkweg was het verband tussen een supernovarest en een pulsar halverwege de jaren tachtig alleen bekend voor de Krabnevel.

Instorten en een zwart gat vormen kenmerkend voor de zwaarste sterren. Het wordt ook wel een type II supernova-explosie genoemd en vindt plaats volgens een soortgelijk scenario, maar als resultaat verschijnt er in plaats van een neutronenster een zwart gat. Dit gebeurt in gevallen waarin de massa van de instortende ster zo groot is dat onderlinge afstoting tussen nucleonen (protonen, neutronen) zwaartekrachtcompressie niet kan voorkomen. Opgemerkt moet worden dat dit fenomeen dat wel is theoretisch minder begrepen en bijna niet bestudeerd door observationele astronomische methoden. Waarom valt materie bijvoorbeeld niet volledig in een zwart gat? Bestaat er zoiets als "maximale squeeze"? Is er sprake van een uiterlijke schokgolf? Waarom vertraagt ​​ze niet?

Onlangs zijn er waarnemingen gedaan die erop wijzen dat de supernova-schokgolf een gammastraaluitbarsting of röntgenuitbarsting veroorzaakt in de uitdijende schil van de voormalige reuzenster (zie het gedeelte over gammastraaluitbarstingen).

Elke type II-supernova produceert de actieve isotoop van aluminium (26Al) met een massa van ongeveer 0,0001 zonsmassa. Het verval van deze isotoop veroorzaakt harde straling, die lange tijd werd waargenomen, en op basis van de intensiteit ervan werd berekend dat er minder dan drie zijn zonnemassa's van deze isotoop. Dit betekent dat type II-supernova’s gemiddeld twee keer per eeuw in de Melkweg zouden moeten ontploffen, wat niet wordt waargenomen. Waarschijnlijk zijn veel van dergelijke explosies de afgelopen eeuwen niet opgemerkt (ze vonden bijvoorbeeld ver weg plaats of vonden plaats achter wolken van kosmisch stof). Hoe dan ook, het is de hoogste tijd dat een supernova ontploft...

Supernova of supernova-explosie- een fenomeen waarbij een ster zijn helderheid scherp verandert met 4-8 orden van grootte (een tiental magnitudes), gevolgd door een relatief langzame verzwakking van de zonnevlam. Het is het resultaat van een cataclysmisch proces dat plaatsvindt aan het einde van de evolutie van sommige sterren en dat gepaard gaat met het vrijkomen van enorme energie.

In de regel worden supernovae achteraf waargenomen, dat wil zeggen wanneer de gebeurtenis al heeft plaatsgevonden en de straling ervan de aarde heeft bereikt. Daarom was de aard van supernovae lange tijd onduidelijk. Maar nu worden er nogal wat scenario’s voorgesteld die tot dit soort uitbraken leiden, hoewel de belangrijkste bepalingen al vrij duidelijk zijn.

De explosie gaat gepaard met het uitstoten van een aanzienlijke massa materie uit de buitenste schil van de ster naar de interstellaire ruimte, en uit het resterende deel van de materie uit de kern van de geëxplodeerde ster wordt in de regel een compact object gevormd - een neutronenster, als de massa van de ster vóór de explosie meer dan 8 zonsmassa’s bedroeg (M ☉), of een zwarte ster een gat met een stermassa van meer dan 20 M ☉ (de massa van de kern die overblijft na de explosie is voorbij 5 M☉). Samen vormen ze een supernova-overblijfsel.

Een uitgebreide studie van eerder verkregen spectra en lichtcurven in combinatie met de studie van overblijfselen en mogelijke voorlopersterren maakt het mogelijk om meer gedetailleerde modellen te bouwen en de omstandigheden te bestuderen die bestonden ten tijde van de uitbarsting.

Het materiaal dat tijdens de uitbarsting werd uitgestoten, bevat onder meer grotendeels producten van thermonucleaire fusie die gedurende de hele levensduur van de ster hebben plaatsgevonden. Het is dankzij supernovae dat het heelal als geheel en elk sterrenstelsel in het bijzonder chemisch evolueert.

De naam weerspiegelt het historische proces van het bestuderen van sterren waarvan de helderheid in de loop van de tijd aanzienlijk verandert, de zogenaamde novae.

De naam bestaat uit het etiket SN, gevolgd door het jaar van opening, gevolgd door een aanduiding van één of twee letters. De eerste 26 supernova's huidige jaar ontvang aanduidingen van één letter, aan het einde van de naam, van hoofdletters uit A voor Z. De overige supernova's krijgen tweeletterige aanduidingen van kleine letters: aa, ab, enzovoort. Onbevestigde supernova's worden aangegeven met letters PSN(eng. mogelijke supernova) met hemelcoördinaten in het formaat: Juummssss+ddmmsss.

De grote afbeelding

Moderne classificatie supernova's

Klas	Subklasse				Mechanisme
I Geen waterstofleidingen	Sterke lijnen van geïoniseerd silicium (Si II) bij 6150	IA			Thermonucleaire explosie
		Jax Bij maximale helderheid hebben ze in vergelijking een lagere helderheid en een lagere Ia
	Siliciumlijnen zijn zwak of afwezig	Ib Helium (He I) lijnen zijn aanwezig.			Zwaartekrachtinstorting
		Ik Heliumlijnen zijn zwak of afwezig
II Waterstofleidingen aanwezig	II-P/L/N Het spectrum is constant	II-P/L Geen smalle lijnen		II-P De lichtcurve heeft een plateau
				II-L De omvang neemt lineair af met de tijd
		IIn Smalle lijnen aanwezig
	IIb Het spectrum verandert in de loop van de tijd en wordt vergelijkbaar met het Ib-spectrum.

Lichte rondingen

De lichtcurven voor type I zijn zeer vergelijkbaar: er is een scherpe stijging gedurende 2-3 dagen, daarna wordt deze vervangen door een significante daling (met 3 magnitudes) gedurende 25-40 dagen, gevolgd door een langzame verzwakking, bijna lineair op de schaal van omvang. De gemiddelde absolute magnitude van het maximum voor Ia-fakkels is M B = − 19,5 m (\textstyle M_(B)=-19,5^(m)), voor Ib\c - .

Maar de lichtcurven van type II zijn behoorlijk gevarieerd. Voor sommigen leken de curven op die van type I, alleen met een langzamere en langere afname van de helderheid totdat het lineaire stadium begon. Anderen, die een piek hadden bereikt, bleven daar maximaal 100 dagen, en daarna daalde de helderheid scherp en bereikte een lineaire ‘staart’. De absolute omvang van het maximum varieert sterk − 20 m (\textstyle -20^(m)) voor − 13 m (\textstyle -13^(m)). Gemiddelde waarde voor IIp - M B = − 18 m (\textstyle M_(B)=-18^(m)), voor II-L M B = − 17 m (\textstyle M_(B)=-17^(m)).

Spectra

De bovenstaande classificatie bevat al enkele basiskenmerken van de spectra van supernova's van verschillende typen; laten we stilstaan ​​bij wat niet is inbegrepen. De eerste en zeer belangrijk kenmerk, wat lange tijd het decoderen van de verkregen spectra verhinderde - de hoofdlijnen zijn erg breed.

De spectra van type II- en Ib\c-supernova's worden gekenmerkt door:

• De aanwezigheid van smalle absorptiekenmerken nabij het helderheidsmaximum en smalle onverplaatste emissiecomponenten.
• Lijnen , , , waargenomen in ultraviolette straling.

Waarnemingen buiten het optische bereik

Flitssnelheid

De frequentie van uitbarstingen hangt af van het aantal sterren in het sterrenstelsel of, wat hetzelfde is voor gewone sterrenstelsels, van de helderheid. Een algemeen aanvaarde grootheid die de frequentie van uitbarstingen in verschillende soorten sterrenstelsels karakteriseert, is SNu:

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

Waar L ⊙ (B) (\ tekststijl L _ (\ odot) (B))- helderheid van de zon in filter B. For verschillende soorten fakkels zijn omvang is:

In dit geval worden supernovae Ib/c en II aangetrokken naar spiraalarmen.

Het observeren van supernovaresten

Het canonieke schema van de jonge rest is als volgt:

1. Mogelijk compact restant; meestal een pulsar, maar mogelijk een zwart gat
2. Externe schokgolven die zich voortplanten in interstellaire materie.
3. Een retourgolf die zich voortplant in het supernova-ejecta-materiaal.
4. Secundair: voortplanting in bosjes van het interstellaire medium en in dichte supernova-emissies.

Samen vormen ze het volgende beeld: achter de voorkant van de externe schokgolf wordt het gas verwarmd tot temperaturen TS ≥ 10,7 K en zendt het in het röntgenbereik een fotonenenergie uit van 0,1-20 keV; op dezelfde manier zendt het gas erachter de voorkant van de retourgolf vormt een tweede gebied van röntgenstraling. Lijnen van sterk geïoniseerd Fe, Si, S, enz. geven de thermische aard van de straling van beide lagen aan.

Optische straling van het jonge overblijfsel creëert gas in klonten achter de voorkant van de secundaire golf. Omdat de voortplantingssnelheid daarin hoger is, koelt het gas sneller af en gaat de straling van het röntgenbereik naar het optische bereik. De impactoorsprong van de optische straling wordt bevestigd door de relatieve intensiteit van de lijnen.

Theoretische beschrijving

Ontleding van observaties

De aard van supernova Ia verschilt van de aard van andere explosies. Dit wordt duidelijk bewezen door de afwezigheid van type Ib\c en type II uitbarstingen in elliptische sterrenstelsels. Van algemene informatie Over dit laatste is bekend dat er weinig gas en blauwe sterren zijn, en dat de stervorming 10 tot 10 jaar geleden eindigde. Dit betekent dat alle massieve sterren hun evolutie al hebben voltooid, en dat alleen sterren met een massa kleiner dan de zonnemassa overblijven, en niet meer. Uit de theorie van de stellaire evolutie is bekend dat sterren van dit type niet kunnen exploderen, en daarom is een mechanisme voor levensverlenging nodig voor sterren met een massa van 1-2M ⊙.

De afwezigheid van waterstoflijnen in de Ia\Iax-spectra geeft aan dat er extreem weinig waterstof in de atmosfeer van de oorspronkelijke ster zit. De massa van de uitgestoten substantie is vrij groot - 1M ⊙, en bevat voornamelijk koolstof, zuurstof en andere zware elementen. En de verschoven Si II-lijnen geven aan dat kernreacties actief plaatsvinden tijdens de uitwerping. Dit alles overtuigt ervan dat de voorgangerster een witte dwerg is, hoogstwaarschijnlijk koolstof-zuurstof.

De aantrekkingskracht van de spiraalarmen van type Ib\c en type II supernovae geeft aan dat de voorloperster kortlevende O-sterren is met een massa van 8-10M ⊙ .

Thermonucleaire explosie

Een van de manieren om de benodigde hoeveelheid energie vrij te maken is een sterke toename van de massa van de stof die betrokken is bij thermonucleaire verbranding, dat wil zeggen een thermonucleaire explosie. De fysica van afzonderlijke sterren staat dit echter niet toe. Processen in sterren op de hoofdreeks zijn in evenwicht. Daarom houden alle modellen rekening met de laatste fase van de evolutie van sterren: witte dwergen. Deze laatste is echter zelf een stabiele ster en alles kan alleen veranderen als je de Chandrasekhar-limiet nadert. Dit leidt tot de ondubbelzinnige conclusie dat een thermonucleaire explosie alleen mogelijk is in systemen met meerdere sterren, hoogstwaarschijnlijk in de zogenaamde dubbelsterren.

In dit schema zijn er twee variabelen die de toestand, de chemische samenstelling en de uiteindelijke massa van de stof die bij de explosie betrokken is, beïnvloeden.

• De tweede metgezel is een gewone ster, van waaruit materie naar de eerste stroomt.
• De tweede metgezel is dezelfde witte dwerg. Dit scenario wordt dubbele degeneratie genoemd.

• Er vindt een explosie plaats wanneer de Chandrasekhar-limiet wordt overschreden.
• De explosie vindt vóór hem plaats.

Wat alle supernova Ia-scenario's gemeen hebben, is dat de exploderende dwerg hoogstwaarschijnlijk koolstof-zuurstof is. In de explosieve verbrandingsgolf die van het centrum naar het oppervlak reist, vinden de volgende reacties plaats:

12 C + 16 O → 28 S ik ​​+ γ (Q = 16,76 M e V) (\displaystyle ^(12)C~+~^(16)O~\rightarrow ~^(28)Si~+~\gamma ~ (Q=16,76~MeV)), 28 S ik ​​+ 28 S ik ​​→ 56 N ik + γ (Q = 10,92 M e V) (\displaystyle ^(28)Si~+~^(28)Si~\rightarrow ~^(56)Ni~+~\ gamma ~(Q=10,92~MeV)).

De massa van de reagerende stof bepaalt de energie van de explosie en daarmee de maximale helderheid. Als we aannemen dat de gehele massa van de witte dwerg reageert, dan zal de energie van de explosie 2,2 10 51 erg zijn.

Het verdere gedrag van de lichtcurve wordt voornamelijk bepaald door de vervalketen:

56 N ik → 56 C O → 56 F e (\displaystyle ^(56)Ni~\rightarrow ~^(56)Co~\rightarrow ~^(56)Fe)

De isotoop 56 Ni is onstabiel en heeft een halfwaardetijd van 6,1 dagen. Verder e-vangst leidt tot de vorming van een 56Co-kern, voornamelijk in aangeslagen toestand, met een energie van 1,72 MeV. Dit niveau is onstabiel en de overgang van het elektron naar de grondtoestand gaat gepaard met de emissie van een cascade van γ-kwanta met energieën van 0,163 MeV tot 1,56 MeV. Deze quanta ervaren Compton-verstrooiing en hun energie neemt snel af tot ~100 keV. Dergelijke quanta worden al effectief geabsorbeerd door het foto-elektrische effect en verwarmen als gevolg daarvan de substantie. Naarmate de ster uitdijt, neemt de dichtheid van de materie in de ster af, neemt het aantal fotonenbotsingen af ​​en wordt het materiaal op het oppervlak van de ster transparant voor straling. Zoals uit theoretische berekeningen blijkt, doet deze situatie zich ongeveer twintig tot dertig dagen voor nadat de ster zijn maximale helderheid heeft bereikt.

60 dagen na het begin wordt de stof transparant voor γ-straling. De lichtcurve begint exponentieel te vervallen. Tegen die tijd is de 56 Ni-isotoop al vervallen, en de energie die vrijkomt is het gevolg van het β-verval van 56 Co naar 56 Fe (T 1/2 = 77 dagen) met excitatie-energieën tot 4,2 MeV.

Instorting van de zwaartekrachtkern

Het tweede scenario voor het vrijkomen van de benodigde energie is de ineenstorting van de kern van de ster. De massa moet exact gelijk zijn aan de massa van zijn overblijfsel - een neutronenster, ter vervanging van de typische waarden die we krijgen:

E t O t ~ G M 2 R ~ 10 53 (\ Displaystyle E_ (tot) \ sim (\ frac (GM ^ (2)) (R)) \ sim 10 ^ (53)) erg,

waarbij M = 0 en R = 10 km, G de zwaartekrachtconstante is. Karakteristieke tijd waarin:

τ f f ~ 1 G ρ 4 ⋅ 10 - 3 ⋅ ρ 12 - 0 , 5 (\ Displaystyle \ tau _ (ff) \ sim (\ frac (1) (\ sqrt (G \ rho))) ~ 4 \ cdot 10 ^(-3)\cdot \rho _(12)^(-0.5)) C,

waarbij ρ 12 de dichtheid van de ster is, genormaliseerd op 10 12 g/cm 3 .

De resulterende waarde is twee ordes van grootte groter dan de kinetische energie van de schaal. Er is een drager nodig die enerzijds de vrijgekomen energie moet afvoeren en anderzijds geen interactie met de stof heeft. Neutrino's zijn geschikt voor de rol van zo'n drager.

Verschillende processen zijn verantwoordelijk voor hun vorming. Het eerste en belangrijkste voor de destabilisatie van een ster en het begin van contractie is het proces van neutronisatie:

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

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

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

Neutrino's uit deze reacties dragen 10% weg. De hoofdrol bij koeling wordt gespeeld door URKA-processen (neutrinokoeling):

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

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

In plaats van protonen en neutronen kunnen atoomkernen ook werken en een onstabiele isotoop vormen die bèta-verval ervaart:

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

(EEN, Z - 1) → (A, Z) + e - + ν ~ e. (\displaystyle (A,Z-1)\tot (A,Z)+e^(-)+(\tilde (\nu))_(e).)

De intensiteit van deze processen neemt toe met compressie, waardoor deze wordt versneld. Dit proces wordt gestopt door de verstrooiing van neutrino's op gedegenereerde elektronen, waarbij ze worden gethermolyseerd en opgesloten in de substantie. Bij dichtheden wordt een voldoende concentratie van gedegenereerde elektronen bereikt ρ n u c = 2, 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \ rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14)) g/cm3.

Merk op dat neutronisatieprocessen alleen plaatsvinden bij dichtheden van 10 11 /cm 3, wat alleen haalbaar is in de kern van de ster. Dit betekent dat het hydrodynamische evenwicht alleen daarin wordt verstoord. De buitenste lagen bevinden zich in lokaal hydrodynamisch evenwicht en het instorten begint pas nadat de centrale kern samentrekt en een vast oppervlak vormt. Het terugveren van dit oppervlak zorgt ervoor dat de schaal loskomt.

Model van een jong supernova-overblijfsel

Evolutietheorie van supernovaresten

Er zijn drie fasen in de evolutie van het supernova-overblijfsel:

De uitzetting van de granaat stopt op het moment dat de druk van het gas in het overblijfsel gelijk is aan de druk van het gas in het interstellaire medium. Hierna begint het residu te verdwijnen en komt het in botsing met chaotisch bewegende wolken. De resorptietijd bereikt:

T m een ​​X = 7 E 51 0,32 n 0 0,34 P ~ 0 , 4 − 0,7 (\displaystyle t_(max)=7E_(51)^(0,32)n_(0)^(0,34)(\tilde (P))_( 0,4)^(-0,7)) jaar

Theorie van het optreden van synchrotronstraling

Opbouw van een gedetailleerde beschrijving

Zoek naar supernovaresten

Zoek naar voorlopersterren

Supernova Ia-theorie

Naast de onzekerheden in de hierboven beschreven supernova-Ia-theorieën, is het mechanisme van de explosie zelf een bron van veel controverse geweest. Meestal kunnen modellen worden onderverdeeld in de volgende groepen:

• Onmiddellijke ontploffing
• Vertraagde ontploffing
• Pulserende vertraagde ontploffing
• Turbulente snelle verbranding

In ieder geval voor elke combinatie van initiële voorwaarden kunnen de genoemde mechanismen in een of andere variant worden aangetroffen. Maar het bereik van voorgestelde modellen is hiertoe niet beperkt. Een voorbeeld is een model waarbij twee witte dwergen tegelijk tot ontploffing komen. Uiteraard is dit alleen mogelijk in scenario's waarin beide componenten zijn geëvolueerd.

Chemische evolutie en impact op het interstellaire medium

Chemische evolutie van het heelal. Oorsprong van elementen met een atoomnummer hoger dan ijzer

Supernova-explosies zijn de belangrijkste bron van aanvulling van het interstellaire medium met elementen met grotere atoomnummers (of zoals ze zeggen zwaarder) Hij . De processen die daartoe hebben geleid, zijn echter verschillend voor verschillende groepen elementen en zelfs isotopen.

R-proces

r-proces is het proces van de vorming van zwaardere kernen uit lichtere kernen door de opeenvolgende vangst van neutronen tijdens ( N,γ) reageert en gaat door totdat de snelheid van neutronenvangst hoger is dan de snelheid van β − -verval van de isotoop. Met andere woorden, de gemiddelde invangtijd van n neutronen τ(n,γ) zou moeten zijn:

τ (n, γ) ≈ 1 n τ β (\displaystyle \tau (n,\gamma)\ca. (\frac (1)(n))\tau _(\beta))

waarbij τ β de gemiddelde tijd is van β-verval van kernen die een keten van het r-proces vormen. Deze voorwaarde legt een beperking op aan de neutronendichtheid, omdat:

τ (n, γ) ≈ (ρ (σ n γ, v n) ¯) - 1 (\ Displaystyle \ tau (n, \ gamma) \ approx \ left (\ rho (\ overline ((\ sigma _ (n \ gamma) ),v_(n))))\right)^(-1))

Waar (σ n γ, v n) ¯ (\displaystyle (\overline ((\sigma _(n\gamma),v_(n)))))- product van de reactiedoorsnede ( N,γ) op de neutronensnelheid ten opzichte van de doelkern, gemiddeld over het Maxwelliaanse spectrum van de snelheidsverdeling. Gezien het feit dat het r-proces plaatsvindt in zware en middelgrote kernen, 0,1 s< τ β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 10 9 , получим характерную плотность

ρ ≈ 2 ⋅ 10 17 (\displaystyle \rho \circa 2\cdot 10^(17)) neutronen/cm 3 .

Dergelijke omstandigheden worden bereikt in:

ν-proces

Hoofd artikel: ν-proces

ν-proces is een proces van nucleosynthese, door de interactie van neutrino's met atoomkernen. Het kan verantwoordelijk zijn voor het verschijnen van de isotopen 7 Li, 11 B, 19 F, 138 La en 180 Ta

Impact op de grootschalige structuur van het interstellaire gas van de Melkweg

Observatie geschiedenis

De interesse van Hipparchus in de vaste sterren is mogelijk geïnspireerd door de waarneming van een supernova (volgens Plinius). Vroegste record geïdentificeerd als supernova SN 185 (Engels), werd in 185 na Christus door Chinese astronomen gemaakt. De helderste bekende supernova, SN 1006, is in detail beschreven door Chinese en Arabische astronomen. De supernova SN 1054, waaruit de Krabnevel ontstond, werd goed waargenomen. Supernovae SN 1572 en SN 1604 waren met het blote oog zichtbaar en van groot belang voor de ontwikkeling van de astronomie in Europa, omdat ze werden gebruikt als argument tegen het aristotelische idee dat er een wereld bestond voorbij de maan en zonnestelsel onveranderd. Johannes Kepler begon op 17 oktober 1604 met het observeren van SN 1604. Dit was de tweede supernova die werd geregistreerd in het stadium van toenemende helderheid (na SN 1572, waargenomen door Tycho Brahe in het sterrenbeeld Cassiopeia).

Met de ontwikkeling van telescopen werd het mogelijk om supernova's in andere sterrenstelsels waar te nemen, te beginnen met waarnemingen van de supernova S Andromeda in de Andromedanevel in 1885. In de twintigste eeuw werden succesvolle modellen voor elk type supernova ontwikkeld en nam het inzicht in hun rol in de stervorming toe. In 1941 ontwikkelden de Amerikaanse astronomen Rudolf Minkowski en Fritz Zwicky zich modern schema classificatie van supernova's.

In de jaren zestig ontdekten astronomen dat de maximale helderheid van supernova-explosies kon worden gebruikt als een standaardkaars, en dus als maatstaf voor astronomische afstanden. Supernovae leveren nu belangrijke informatie over kosmologische afstanden. De verste supernova's bleken zwakker dan verwacht, wat volgens moderne ideeën aantoont dat de uitdijing van het heelal versnelt.

Er zijn methoden ontwikkeld om de geschiedenis van supernova-explosies te reconstrueren waarvoor geen schriftelijke waarnemingsgegevens bestaan. De datum van supernova Cassiopeia A werd bepaald op basis van de lichte echo van de nevel, terwijl de leeftijd van supernova-overblijfsel RX J0852.0-4622 (Engels) geschat door het meten van de temperatuur en γ-emissies als gevolg van het verval van titanium-44. In 2009 werden nitraten ontdekt in Antarctisch ijs, consistent met de timing van de supernova-explosie.

Op 23 februari 1987 explodeerde supernova SN 1987A, de dichtst bij de aarde waargenomen sinds de uitvinding van de telescoop, in de Grote Magelhaense Wolk op een afstand van 168.000 lichtjaar van de aarde. Voor het eerst werd de neutrinoflux van de uitbarsting geregistreerd. De uitbarsting werd intensief bestudeerd met behulp van astronomische satellieten in het ultraviolette, röntgen- en gammastralingsbereik. Het supernova-overblijfsel werd bestudeerd met behulp van ALMA, Hubble en Chandra. Er zijn nog geen neutronenster of een zwart gat ontdekt, dat zich volgens sommige modellen op de plaats van de uitbarsting zou moeten bevinden.

Op 22 januari 2014 barstte de supernova SN 2014J uit in het M82-sterrenstelsel, gelegen in het sterrenbeeld Grote Beer. Melkwegstelsel M82 bevindt zich 12 miljoen lichtjaar van ons sterrenstelsel en heeft een schijnbare magnitude van iets minder dan 9. Deze supernova staat het dichtst bij de aarde sinds 1987 (SN 1987A).

De beroemdste supernova's en hun overblijfselen

• Supernova SN 1604 (Kepler-supernova)
• Supernova G1.9+0.3 (de jongste bekende in onze Melkweg)

Historische supernova's in onze Melkweg (waargenomen)

Supernova	Datum uitbraak	Sterrenbeeld	Max. schijnen	Afstand yaniye (heilige jaren)	Flitstype shki	Lengte tel- zichtbaarheid bruggen	Rest	Opmerkingen
SN 185	, 7 december	Centaurus	−8	3000	IA?	8-20 maanden	G315.4-2.3 (RCW 86)	Chinese gegevens: waargenomen nabij Alpha Centauri.
SN 369		onbekend	niet van- bekend	niet van- bekend	niet van- bekend	5 maanden	onbekend	Chinese kronieken: de situatie is zeer slecht bekend. Als het zich dichtbij de galactische evenaar bevond, was het zeer waarschijnlijk dat het een supernova was; zo niet, dan was het hoogstwaarschijnlijk een langzame nova.
SN 386		Boogschutter	+1,5	16 000	II?	2-4 maanden	G11,2-0,3	Chinese kronieken
SN 393		Schorpioen	0	34 000	niet van- bekend	8 maanden	meerdere kandidaten	Chinese kronieken
SN 1006	, 1 mei	Wolf	−7,5	7200	IA	18 maanden	SNR 1006	Zwitserse monniken, Arabische wetenschappers en Chinese astronomen.
SN 1054	, 4 juli	Stier	−6	6300	II	21 maanden	Krabnevel	in het Nabije en Verre Oosten (niet vermeld in Europese teksten, afgezien van vage hints in Ierse monastieke kronieken).
SN 1181	, augustus	Cassiopeia	−1	8500	niet van- bekend	6 maanden	Mogelijk 3C58 (G130.7+3.1)	werken van professor Alexandre Nequem van de Universiteit van Parijs, Chinese en Japanse teksten.
SN 1572	, 6 november	Cassiopeia	−4	7500	IA	16 maanden	Supernova-restant stil	Deze gebeurtenis is in veel Europese bronnen vastgelegd, ook in de archieven van de jonge Tycho Brahe. Toegegeven, hij merkte de flakkerende ster pas op 11 november op, maar hij volgde hem anderhalf jaar en schreef het boek "De Nova Stella" ("On the New Star") - het eerste astronomische werk over dit onderwerp.
SN 1604	, 9 oktober	Ophiuchus	−2,5	20000	IA	18 maanden	Het supernova-overblijfsel van Kepler	Vanaf 17 oktober begon Johannes Kepler het te bestuderen, die zijn observaties in een apart boek uiteenzette.
SN 1680	, 16 augustus	Cassiopeia	+6	10000	IIb	niet van- bekend (niet langer dan een week)	Supernova-overblijfsel Cassiopeia A	mogelijk gezien door Flamsteed en gecatalogiseerd als 3 Cassiopeiae.

Een supernova-explosie (aangeduid met SN) is een fenomeen op een onvergelijkbaar grotere schaal dan een nova-explosie. Wanneer we de verschijning van een supernova in een van de sterrenstelsels waarnemen, is de helderheid van deze ene ster soms van dezelfde orde als de integrale helderheid van het hele sterrenstelsel. De ster die in 1885 oplaaide nabij het centrum van de Andromedanevel bereikte dus een helderheid van , terwijl de integrale helderheid van de nevel gelijk is aan , d.w.z. de lichtstroom van de supernova is slechts iets minder dan vier keer minder dan de flux uit de nevel. In twee gevallen bleek de schittering van de supernova groter te zijn dan de schittering van het sterrenstelsel waarin de supernova verscheen. De absolute magnitudes van supernova's bij maximale helderheid liggen dichtbij, d.w.z. 600 keer helderder dan de absolute magnitude van een gewone nova bij maximale helderheid. Individuele supernova's bereiken een maximum van tien miljard keer de helderheid van de zon.

Er zijn het afgelopen millennium op betrouwbare wijze drie supernovae waargenomen in onze Melkweg: in 1054 (in Stier), in 1572 (in Cassiopeia), in 1604 (in Ophiuchus). Blijkbaar bleef ook de supernova-explosie in Cassiopeia rond 1670 onopgemerkt, waarvan wat nu overblijft een systeem is van rondvliegende gasfilamenten en krachtige radio-emissie (Cas A). In sommige sterrenstelsels explodeerden in de loop van veertig jaar drie of zelfs vier supernova's (in de nevels NGC 5236 en 6946). Gemiddeld barst er elke 200 jaar één supernova uit in elk sterrenstelsel, en voor deze twee sterrenstelsels wordt dit interval teruggebracht tot 8 jaar! Internationale samenwerking gedurende vier jaar (1957-1961) resulteerde in de ontdekking van tweeënveertig supernova's. Het totale aantal waargenomen supernova's bedraagt ​​momenteel meer dan 500.

Volgens de kenmerken van de verandering in helderheid vallen supernova's in twee typen: I en II (Fig. 129); het is mogelijk dat er ook een type III bestaat, die supernova's combineert met de laagste helderheid.

Type I-supernova's onderscheiden zich door een kortstondig maximum (ongeveer een week), waarna in de loop van 20-30 dagen de helderheid met één dag afneemt. Dan vertraagt ​​de val en vervolgens, totdat de ster onzichtbaar wordt, gaat deze met een constante snelheid per dag verder. De helderheid van de ster neemt exponentieel af en halveert elke 55 dagen. Supernova 1054 in Stier bereikte bijvoorbeeld zo'n schittering dat hij overdag bijna een maand zichtbaar was, en zijn zichtbaarheid met het blote oog duurde twee jaar. Bij maximale helderheid bereikt de absolute magnitude van type I-supernovae gemiddeld , en de amplitude van maximale naar minimale helderheid na de uitbarsting.

Type II supernovae hebben een lagere helderheid: op maximum is de amplitude onbekend. In de buurt van het maximum blijft de helderheid enigszins hangen, maar 100 dagen na het maximum neemt deze veel sneller af dan bij type I supernovae, namelijk met 20 dagen.

Supernovae ontploffen meestal aan de rand van sterrenstelsels.

Type I-supernova's worden aangetroffen in sterrenstelsels van welke vorm dan ook, terwijl type II-supernova's alleen in spiraalvormige sterrenstelsels worden aangetroffen. Beiden binnen spiraalvormige sterrenstelsels komen het vaakst voor nabij het equatoriale vlak, bij voorkeur in de armen van spiralen, en vermijden waarschijnlijk het centrum van de melkweg. Hoogstwaarschijnlijk behoren ze tot de vlakke component (type I-populatie).

De spectra van type I-supernova's zijn op geen enkele manier vergelijkbaar met de spectra van nova's. Ze werden pas ontcijferd nadat het idee van zeer brede emissiebanden was losgelaten, en de donkere gaten werden waargenomen als zeer brede absorptiebanden, sterk verschoven naar het violet door de waarde van DH, wat overeenkomt met naderingssnelheden van 5000 tot 20.000 km/u. S.

Rijst. 129. Fotografische lichtcurven van type I en II supernova's. Hierboven ziet u een verandering in de helderheid van twee type I-supernova's die in 1937 vrijwel gelijktijdig uitbraken in de nevels IC 4182 en NGC 1003. Op de x-as zijn de Juliaanse dagen uitgezet. Hieronder ziet u een synthetische lichtcurve van drie Type II-supernova's, verkregen door de individuele lichtcurven overeenkomstig te verschuiven langs de magnitude-as (de ordinaat is niet gemarkeerd). De stippellijn geeft de verandering in helderheid van een type I-supernova weer. Dagen vanaf een willekeurige start worden uitgezet op de x-as

Dit zijn de expansiesnelheden van supernovagranaten! Het is duidelijk dat vóór het maximum en voor de eerste keer na het maximum het spectrum van een supernova vergelijkbaar is met het spectrum van een superreus, waarvan de kleurtemperatuur ongeveer 10.000 K of hoger is (ultraviolette overmaat is ongeveer );

kort na het maximum daalt de stralingstemperatuur naar 5-6 duizend Kelvin. Maar het spectrum blijft rijk aan lijnen van geïoniseerde metalen, voornamelijk CaII (zowel ultraviolet doublet als infrarood triplet), helium (HeI) lijnen zijn goed vertegenwoordigd en talrijke stikstof (NI) lijnen zijn zeer prominent aanwezig, en waterstoflijnen worden met grote onzekerheid geïdentificeerd. Natuurlijk worden er in bepaalde fasen van de uitbarsting ook emissielijnen in het spectrum aangetroffen, maar deze zijn van korte duur. De zeer grote breedte van de absorptielijnen wordt verklaard door de grote snelheidsspreiding in de uitgestoten gasgranaten.

De spectra van type II-supernova's zijn vergelijkbaar met de spectra van gewone nova's: brede emissielijnen die aan de violette kant worden begrensd door absorptielijnen die dezelfde breedte hebben als de emissies. Kenmerkend is de aanwezigheid van zeer opvallende Balmer-lijnen van waterstof, licht en donker. De grote breedte van de absorptielijnen gevormd in de bewegende schil, in dat deel ervan dat tussen de ster en de waarnemer ligt, geeft zowel de spreiding van de snelheden in de schil aan als de enorme omvang ervan. Temperatuurveranderingen in type II-supernova's zijn vergelijkbaar met die in type I, en de uitdijingssnelheid kan oplopen tot 15.000 km/s.

Er bestaat een verband, hoewel niet erg strikt, tussen de soorten supernovae en hun locatie in de Melkweg of de frequentie waarmee ze voorkomen in verschillende typen sterrenstelsels. Type I-supernovae worden bij voorkeur aangetroffen onder de sterrenpopulatie van de bolvormige component en in het bijzonder in elliptische sterrenstelsels, terwijl type II-supernovae daarentegen worden aangetroffen onder de schijfpopulatie, in spiraalvormige en, zelden, onregelmatige nevels. Alle supernova’s die in de Grote Magelhaanse Wolk werden waargenomen, waren echter van het type I. Het eindproduct van supernova's in andere sterrenstelsels is over het algemeen onbekend. Met een amplitude van ongeveer supernova's waargenomen in andere sterrenstelsels, zouden het bij minimale helderheid objecten moeten zijn, dat wil zeggen volledig ontoegankelijk voor observatie.

Al deze omstandigheden kunnen helpen bij het uitzoeken wat voor soort sterren de voorbodes van supernova's kunnen zijn. Het voorkomen van type I-supernova's in elliptische sterrenstelsels met hun oude populaties stelt ons in staat pre-supernova's te beschouwen als oude sterren met een lage massa die al hun waterstof hebben opgebruikt. Bij Type II-supernova's, die voornamelijk voorkomen in gasrijke spiraalarmen, duurt het echter ongeveer jaren voordat de voorlopers de arm hebben doorkruist, waardoor ze ongeveer honderd miljoen jaar oud zijn. Gedurende deze tijd moet de ster, beginnend bij de hoofdreeks, deze verlaten wanneer de waterstofbrandstof in de diepte is uitgeput. Een ster met een lage massa heeft geen tijd om dit stadium te doorlopen, en daarom moet de voorloper van een supernova van het type II een massa hebben en tot de explosie een jonge OB-ster zijn.

Het is waar dat de bovengenoemde verschijning van type I-supernova's in de Grote Magelhaanse Wolk enigszins in strijd is met de betrouwbaarheid van het beschreven beeld.

Het is logisch om aan te nemen dat de voorloper van een type I-supernova een witte dwerg is met een massa van ongeveer , zonder waterstof. Maar het werd zo omdat het deel uitmaakte van een binair systeem waarin een massievere rode reus zijn materie opgeeft torrent zodat wat er uiteindelijk van overblijft een gedegenereerde kern is - een witte dwerg met een koolstof-zuurstofsamenstelling, en de voormalige satelliet zelf wordt een reus en begint materie terug te sturen naar de witte dwerg, en vormt een H = He- schil daar. De massa neemt ook toe wanneer deze de limiet (18,9) nadert, en de centrale temperatuur stijgt tot 4-10 ° K, waarbij koolstof “ontbrandt”.

In een gewone ster neemt de druk toe naarmate de temperatuur stijgt, waardoor de bovenliggende lagen worden ondersteund. Maar voor een gedegenereerd gas hangt de druk alleen af ​​van de dichtheid; deze zal niet toenemen met de temperatuur, en de bovenliggende lagen zullen naar het midden vallen in plaats van uit te zetten om de stijgende temperatuur te compenseren. De kern en aangrenzende lagen zullen instorten (instorten). De achteruitgang gaat scherp versneld door totdat de hogere temperatuur de degeneratie opheft, en dan begint de ster uit te breiden “in een vergeefse poging” om te stabiliseren, terwijl er een golf van koolstofverbranding doorheen raast. Dit proces duurt een seconde of twee, gedurende welke tijd een substantie met een massa van ongeveer één massa van de zon verandert, waarvan het verval (met het vrijkomen van -quanta en positronen) wordt ondersteund hoge temperatuur aan de schaal, snel uitbreidend tot afmetingen van tientallen a. e) Het wordt gevormd (met een halfwaardetijd), uit het verval waarvan het verschijnt in een hoeveelheid van ongeveer Een witte dwerg wordt tot het einde vernietigd. Maar er is geen duidelijke reden voor de vorming van een neutronenster. Ondertussen vinden we in de overblijfselen van een supernova-explosie geen merkbare hoeveelheid ijzer, maar wel neutronensterren (zie hieronder). Deze feiten vormen de grootste moeilijkheid van het gepresenteerde model van een type I supernova-explosie.

Maar verklaringen voor het mechanisme van een type II supernova-explosie stuiten op nog grotere problemen. Blijkbaar maakt zijn voorganger geen deel uit van het binaire systeem. Met een grote massa (meer dan ) evolueert het onafhankelijk en snel, waarbij het de ene na de andere verbrandingsfase van H, He, C, O tot Na en Si en verder naar de Fe-Ni-kern ervaart. Elke nieuwe fase wordt geactiveerd wanneer de vorige is uitgeput, wanneer de kern, nadat ze het vermogen heeft verloren om de zwaartekracht tegen te gaan, instort, de temperatuur stijgt en de volgende fase van kracht wordt. Als het om de Fe-Ni-fase gaat, zal de energiebron verdwijnen, omdat de ijzeren kern wordt vernietigd onder invloed van hoogenergetische fotonen op veel deeltjes, en dit proces is endotherm. Het helpt instorten. En er is geen energie meer die de instortende granaat kan tegenhouden.

En de kern heeft het vermogen om door de reactie in de toestand van een zwart gat te komen (zie p. 289) via het neutronensterstadium.

Verdere ontwikkeling verschijnselen worden zeer onduidelijk. Er zijn veel opties voorgesteld, maar ze leggen niet uit hoe, wanneer de kern instort, de granaat wordt weggegooid.

Wat de beschrijvende kant van de zaak betreft: met een granaatmassa in en een uitwerpsnelheid van ongeveer 2000 km/s bereikt de energie die hieraan wordt besteed , en wordt de straling tijdens de uitbarsting (meestal 70 dagen) afgevoerd.

We komen nog een keer terug op het proces van een supernova-explosie, maar dan met behulp van het bestuderen van de overblijfselen van uitbraken (zie § 28).

We hebben al gezien dat, in tegenstelling tot de zon en andere stationaire sterren, fysieke veranderlijke sterren veranderen in grootte, temperatuur van de fotosfeer en helderheid. Van de verschillende soorten niet-stationaire sterren zijn nova's en supernova's van bijzonder belang. In feite zijn dit geen nieuw verschenen sterren, maar reeds bestaande sterren die de aandacht trokken door een scherpe toename in helderheid.

Tijdens de uitbarstingen van nieuwe sterren neemt de helderheid duizenden en miljoenen keren toe over een periode van enkele dagen tot meerdere maanden. Er zijn sterren bekend die herhaaldelijk als nova zijn opgevlamd. Volgens moderne gegevens maken nieuwe sterren meestal deel uit van binaire systemen, en vinden uitbarstingen van een van de sterren plaats als gevolg van de uitwisseling van materie tussen de sterren die het binaire systeem vormen. In het systeem ‘witte dwerg – gewone ster (lage helderheid)’ kunnen bijvoorbeeld explosies optreden die het fenomeen van een nova veroorzaken wanneer gas van een gewone ster op de witte dwerg valt.

Nog grandiozer zijn de explosies van supernova's, waarvan de helderheid plotseling met ongeveer 19 meter toeneemt! Bij maximale helderheid nadert het stralende oppervlak van de ster de waarnemer met een snelheid van enkele duizenden kilometers per seconde. Het patroon van supernova-explosies suggereert dat supernova's exploderende sterren zijn.

Tijdens supernova-explosies komt gedurende meerdere dagen enorme energie vrij - ongeveer 10 41 J. Dergelijke kolossale explosies komen voor in de laatste fasen van de evolutie van sterren, waarvan de massa meerdere malen groter is dan de massa van de zon.

Bij zijn maximale helderheid kan één supernova helderder schijnen dan een miljard sterren zoals onze zon. Tijdens de krachtigste explosies van sommige supernova's kan materie met een snelheid van 5000 - 7000 km/s worden uitgestoten, waarvan de massa enkele zonsmassa's bereikt. De overblijfselen van granaten die door supernova's zijn uitgeworpen, zijn nog lange tijd zichtbaar als uitdijend gas.

Er zijn niet alleen de overblijfselen van supernovagranaten ontdekt, maar ook wat er overblijft van het centrale deel van de ooit geëxplodeerde ster. Deze ‘stellaire overblijfselen’ bleken verbazingwekkende bronnen van radio-emissie te zijn, die pulsars werden genoemd. De eerste pulsars werden ontdekt in 1967.

Sommige pulsars hebben een verbazingwekkend stabiele herhalingsfrequentie van radiopulsen: pulsen worden herhaald met strikt gelijke tijdsintervallen, gemeten met een nauwkeurigheid van meer dan 10 -9 s! Open pulsars bevinden zich bij ons vandaan op afstanden van niet meer dan honderden parsecs. Er wordt aangenomen dat pulsars snel roterende superdichte sterren zijn met een straal van ongeveer 10 km en een massa die dicht bij de massa van de zon ligt. Dergelijke sterren bestaan ​​uit dicht opeengepakte neutronen en worden neutronensterren genoemd. Slechts een deel van de tijd van hun bestaan ​​manifesteren neutronensterren zich als pulsars.

Supernova-explosies zijn zeldzame verschijnselen. Het afgelopen millennium zijn er in ons sterrenstelsel slechts enkele supernova-explosies waargenomen. Hiervan zijn de volgende drie het meest betrouwbaar vastgesteld: een uitbraak in 1054 in het sterrenbeeld Stier, in 1572 in het sterrenbeeld Cassiopeia, in 1604 in het sterrenbeeld Ophiuchus. De eerste van deze supernovae werd door Chinese en Japanse astronomen beschreven als een ‘gastster’, de tweede door Tycho Brahe en de derde werd waargenomen door Johannes Kepler. De schittering van de supernova's van 1054 en 1572 overtrof de schittering van Venus, en deze sterren waren overdag zichtbaar. Sinds de uitvinding van de telescoop (1609) is er in ons sterrenstelsel geen enkele supernova waargenomen (het is mogelijk dat sommige explosies onopgemerkt bleven). Toen de mogelijkheid zich voordeed om andere sterrenstelsels te verkennen, werden daar vaak nieuwe sterren en supernova's ontdekt.

Op 23 februari 1987 ontplofte een supernova in de Grote Magelhaense Wolk (sterrenbeeld Doradus), de grootste satelliet van onze Melkweg. Voor het eerst sinds 1604 kon een supernova zelfs met het blote oog worden waargenomen. Vóór de explosie was er een ster van magnitude 12 op de plaats van de supernova. De ster bereikte begin maart zijn maximale helderheid van 4 meter en begon toen langzaam te vervagen. Wetenschappers die de supernova hebben waargenomen met telescopen van de grootste observatoria op de grond, het Astron-orbitaalobservatorium en röntgentelescopen op de Kvant-module van het Mir-orbitaalstation, konden voor het eerst het hele uitbraakproces volgen. Waarnemingen werden uitgevoerd in verschillende spectrale bereiken, waaronder zichtbaar optisch bereik, ultraviolet, röntgenstraling en radiobereik. In de wetenschappelijke pers verschenen sensationele berichten over de detectie van neutrino- en mogelijk zwaartekrachtstraling van een exploderende ster. Het model van de structuur van de ster in de fase voorafgaand aan de explosie werd verfijnd en verrijkt met nieuwe resultaten.

Volgens astronomen zal in 2022 de helderste supernova-explosie in het sterrenbeeld Cygnus vanaf de aarde zichtbaar zijn. De flitser zal de glans van de meeste sterren aan de hemel kunnen overtreffen! Een supernova-explosie is een zeldzaam fenomeen, maar het zal niet de eerste keer zijn dat de mensheid het fenomeen heeft waargenomen. Waarom is dit fenomeen zo fascinerend?

Vreselijke tekenen uit het verleden

Dus 5000 jaar geleden waren de inwoners van het oude Sumerië doodsbang - de goden lieten zien dat ze boos waren door een teken te tonen. De tweede zon scheen aan de hemel, dus zelfs 's nachts was het zo helder als de dag! In een poging een ramp te voorkomen, brachten de Sumeriërs rijke offers en baden ze onvermoeibaar tot de goden - en dit had effect. An, de god van de lucht, wendde zijn woede af - de tweede zon begon te vervagen en verdween al snel helemaal uit de lucht.

Dit is hoe wetenschappers gebeurtenissen reconstrueren die meer dan vijfduizend jaar geleden plaatsvonden, toen een supernova explodeerde boven het oude Sumerië. Deze gebeurtenissen werden bekend door een spijkerschrifttablet met een verhaal over de ‘tweede zonnegod’ die aan de zuidkant van de hemel verscheen. Astronomen hebben sporen gevonden van een stellaire ramp: de Parus X-nevel is een overblijfsel van de supernova die de Sumeriërs bang maakte.

Volgens moderne wetenschappelijke gegevens was de gruwel van de oude inwoners van Mesopotamië grotendeels gerechtvaardigd: als een supernova-explosie iets dichter bij het zonnestelsel had plaatsgevonden, zou al het leven op het oppervlak van onze planeet door straling zijn verschroeid.

Dit gebeurde al een keer, toen 440 miljoen jaar geleden een supernova-explosie plaatsvond in gebieden in de ruimte die relatief dicht bij de zon lagen. Duizenden lichtjaren van de aarde werd een enorme ster een supernova, en onze planeet werd verschroeid door dodelijke straling. De Paleozoïsche monsters, die de pech hadden in die tijd te leven, konden zien hoe een verblindende straling die plotseling aan de hemel verscheen de zon verduisterde - en dit was het laatste wat ze in hun leven zagen. Binnen enkele seconden vernietigde de straling van de supernova de ozonlaag van de planeet, en de straling doodde het leven op het aardoppervlak. Gelukkig was het oppervlak van de continenten van onze planeet in die tijd bijna verstoken van inwoners en was het leven verborgen in de oceanen. De dikte van het water beschermde tegen de straling van de supernova, maar toch stierf meer dan 60% van de zeedieren!

Een supernova-explosie is een van de grootste rampen in het heelal. Bij een exploderende ster komt een ongelooflijke hoeveelheid energie vrij: binnen korte tijd zendt één ster meer licht uit dan miljarden sterren in de Melkweg.

EVOLUTIE VAN SUPERNOVEN

Astronomen hebben lange tijd supernova-explosies op afstand waargenomen met behulp van krachtige telescopen. Aanvankelijk werd dit fenomeen gezien als een onbegrijpelijke nieuwsgierigheid, maar aan het einde van het eerste kwart van de 20e eeuw leerden astronomen intergalactische afstanden te bepalen. Toen werd duidelijk vanaf welke onvoorstelbare afstand het licht van supernova's naar de aarde komt en welke ongelooflijke kracht deze flitsen hebben. Maar wat is de aard van dit fenomeen?

Sterren ontstaan ​​uit kosmische ophopingen van waterstof. Dergelijke gaswolken bezetten enorme ruimtes en kunnen een kolossale massa hebben, gelijk aan honderden zonsmassa's. Wanneer zo’n wolk dicht genoeg is, beginnen zwaartekrachtkrachten in te werken, waardoor compressie van het gas ontstaat, wat intense verhitting veroorzaakt. Bij het bereiken van een bepaalde limiet beginnen thermonucleaire reacties in het verwarmde en samengedrukte centrum van de wolk - dit is hoe sterren "oplichten".

De flakkerende ster heeft een lange levensduur: waterstof in de ingewanden van de ster verandert miljoenen en zelfs miljarden jaren in helium (en vervolgens in andere elementen van het periodiek systeem, inclusief ijzer). Bovendien: hoe groter de ster, hoe korter zijn leven. Rode dwergen (de zogenaamde klasse van kleine sterren) hebben een levensduur van een biljoen jaar, terwijl reuzensterren in duizendsten van deze periode kunnen ‘uitbranden’.

De ster ‘leeft’ zolang het ‘krachtenevenwicht’ in stand wordt gehouden tussen de zwaartekrachten die hem samendrukken en thermonucleaire reacties die energie uitstralen en de neiging hebben de materie uit elkaar te ‘duwen’. Als de ster groot genoeg is (een massa heeft die groter is dan de massa van de zon), komt er een moment waarop de thermonucleaire reacties in de ster zwakker worden (de ‘brandstof’ is tegen die tijd opgebrand) en de zwaartekrachten sterker worden. Op dit punt wordt de kracht die de kern van de ster samendrukt zo sterk dat de stralingsdruk niet langer kan voorkomen dat de materie samentrekt. Er vindt een catastrofaal snelle ineenstorting plaats - binnen een paar seconden daalt het volume van de kern van de ster 100.000 keer!

De snelle compressie van de ster leidt ertoe dat de kinetische energie van materie in warmte verandert en de temperatuur stijgt tot honderden miljarden Kelvin! Tegelijkertijd neemt de helderheid van de stervende ster enkele miljarden keren toe - en de "supernova-explosie" verbrandt alles in aangrenzende delen van de ruimte. In de kern van een stervende ster worden elektronen tot protonen ‘geperst’, zodat vrijwel alleen neutronen in de kern achterblijven.

LEVEN NA DE EXPLOSIE

De oppervlaktelagen van de ster exploderen en onder omstandigheden van gigantische temperaturen en monsterlijke druk vinden reacties plaats met de vorming van zware elementen (tot uranium). En zo vervullen supernova's hun grote (vanuit het perspectief van de mensheid gezien) missie: ze maken de verschijning van leven in het heelal mogelijk. “Bijna alle elementen waaruit wij en onze wereld bestaan, zijn ontstaan ​​door supernova-explosies”, zeggen wetenschappers. Alles om ons heen: het calcium in onze botten, het ijzer in onze rode bloedcellen, het silicium in onze computerchips en het koper in onze draden - dit alles kwam uit de helse ovens van exploderende supernova's. Meerderheid chemische elementen verscheen uitsluitend in het heelal tijdens supernova-explosies. En de atomen van die paar elementen (van helium tot ijzer) die sterren synthetiseren terwijl ze zich in een ‘stille’ toestand bevinden, kunnen pas de basis worden voor het verschijnen van planeten nadat ze tijdens een supernova-explosie in de interstellaire ruimte zijn geworpen. Daarom bestaan ​​zowel de mens zelf als alles om hem heen uit de overblijfselen van oude supernova-explosies.

De kern die overblijft na de explosie wordt een neutronenster. Dit is een verbazingwekkend ruimtevoorwerp met een klein volume, maar een monsterlijke dichtheid. De diameter van een gewone neutronenster is 10-20 km, maar de dichtheid van materie is ongelooflijk: 665 miljoen ton per kubieke centimeter! Bij deze dichtheid zou een stukje neutronium (de substantie waaruit zo’n ster is samengesteld) ter grootte van een luciferkop vele malen meer wegen dan de Cheops-piramide, en een theelepel neutronium zou een massa hebben van meer dan een miljard ton. . Neutronium heeft ook een ongelooflijke kracht: een stuk neutronium (als het in handen van de mensheid zou zijn) kan door geen enkele fysieke kracht in stukken worden gebroken - elk menselijk instrument zou absoluut nutteloos zijn. Proberen een stuk neutronium af te snijden of af te scheuren zou net zo hopeloos zijn als het afzagen van een stuk metaal met lucht.

BETELGEUSE IS DE GEVAARLIJKSTE STER

Niet alle supernova's veranderen echter in neutronensterren. Wanneer de massa van een ster een bepaalde limiet overschrijdt (de zogenaamde tweede Chandrasekhar-limiet), laat het supernova-explosieproces te veel massa materie achter en kan de zwaartekracht niets bevatten. Het proces wordt onomkeerbaar: alle materie wordt tot één punt samengetrokken en er ontstaat een zwart gat: een mislukking die onherroepelijk alles absorbeert, zelfs zonlicht.

Kan een supernova-explosie de aarde bedreigen? Helaas antwoorden wetenschappers bevestigend. De ster Betelgeuze, naar kosmische maatstaven een naaste buur van het zonnestelsel, zou zeer binnenkort kunnen ontploffen. Volgens Sergei Popov, onderzoeker aan het Staats Astronomisch Instituut, “is Betelgeuze inderdaad een van de beste kandidaten, en zeker de meest bekende, voor supernova’s die dichtbij (in de tijd) zijn. Deze massieve ster bevindt zich in de laatste fase van zijn evolutie en zal hoogstwaarschijnlijk ontploffen als een supernova, waarbij een neutronenster achterblijft." Betelgeuze is een ster die twintig keer zwaarder is dan onze zon en honderdduizend keer helderder en zich op ongeveer vijfduizend lichtjaar afstand bevindt. Omdat deze ster het laatste stadium van zijn evolutie heeft bereikt, heeft hij in de nabije toekomst (naar kosmische maatstaven) alle kans om een ​​supernova te worden. Volgens wetenschappers zou deze ramp niet gevaarlijk moeten zijn voor de aarde, maar er moet wel één kanttekening bij worden geplaatst.