Wat zijn supernova's? Variabele sterren.

Wanneer de stellaire brandstof die de fusiereactie ondersteunt, opraakt, begint de temperatuur van de binnenste regionen van de ster te dalen en kunnen ze de zwaartekrachtscompressie niet weerstaan. De ster stort in, d.w.z. zijn substantie valt naar binnen. In dit geval is er soms een flits van meer dan nieuwe ster of andere gewelddadige verschijnselen. Een supernova kan helderder schijnen dan miljarden normale sterren en ongeveer dezelfde hoeveelheid lichtenergie uitstralen als onze zon in een miljard jaar.

In het afgelopen millennium zijn er slechts vijf supernova's geëxplodeerd in ons Melkwegstelsel (1006, 1054, 1181, 1572, 1604). Minstens zoveel ervan zijn vermeld in schriftelijke bronnen (sommige konden niet worden opgemerkt of exploderen achter dikke gas- en stofwolken). Maar nu kunnen astronomen elk jaar tot 10 supernova-explosies in andere sterrenstelsels waarnemen. Dergelijke uitbraken zijn echter nog steeds zeldzaam. Vaker worden de buitenste schillen van een ster afgeworpen zonder zo'n krachtige explosie. Of de ster "sterft" nog rustiger. Er zijn dus verschillende scenario's van stellaire ineenstorting mogelijk. Laten we ze afzonderlijk bekijken.

Stille vervaging kenmerkend voor sterren met een massa van minder dan 0,8 zonne-energie. Dwergsterren (allemaal rode en bruine dwergen, en waarschijnlijk ook enkele oranje dwergen) zijn stilletjes aan het vervagen. Ze veranderen in "koele" helium-waterstofballen zoals Jupiter, maar nog steeds vele malen groter dan hij (zwarte dwergen). Natuurlijk gebeurt dit proces heel langzaam, omdat de ster, na uitputting van thermonucleaire brandstof, heel lang schijnt vanwege de geleidelijke samentrekking van de zwaartekracht. Ons deel van het heelal is zo jong dat er waarschijnlijk nog geen stilletjes stervende sterren zijn.

Ineenstorten om een ​​witte dwerg te vormen kenmerkend voor sterren met een massa van 0,8 tot 8 zonsmassa's. "Uitgebrande" sterren werpen hun schil af, waaruit een planetaire nevel van stof en gas wordt gevormd. Het gebeurt op de volgende manier. Terwijl helium in de kern "verbrandde", die in koolstof veranderde, verhinderde de hoge temperatuur van de kern (dwz de hoge snelheid van deeltjes) de zwaartekrachtscompressie 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 de ster in werd gesleurd. Toen "ontbrandde" dit nieuwe helium in de schaal en de schaal begon met een enorme snelheid uit te zetten. Het bleek dat een relatief "lichte" ster de uitdijende schil niet kan vasthouden en verandert in de zogenaamde planetaire nevel. Eerder werd aangenomen dat planeten werden gevormd uit dergelijke nevels. Dat bleek niet zo te zijn: zulke nevels breiden uit en verdwijnen in de ruimte, maar de naam is bewaard gebleven. De uitdijingssnelheid van planetaire nevels varieert van 5 tot 100 km/s, en gemiddeld - 20 km/s. De kern van de ster blijft krimpen, d.w.z. stort in en vormt een blauwwitte dwerg, die na enige afkoeling 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. Een supernova-explosie vindt niet plaats tijdens zo'n ineenstorting, en dit eindscenario actief leven sterren komen veel voor. Witte dwergen zijn hierboven beschreven, en we kunnen ons alleen herinneren dat ze qua volume vergelijkbaar zijn met onze planeet, dat de atomen erin zo dicht mogelijk zijn opeengepakt, dat de substantie is samengeperst tot dichtheden die anderhalf miljard keer groter zijn dan die van water, en dat deze sterren in een relatief stabiele toestand worden gehouden vanwege de afstoting van dicht opeengepakte elektronen.

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 door de zeer langzame samentrekking van de zwaartekracht. Maar in sommige speciale gevallen storten ze snel in en exploderen ze met volledige vernietiging.

Instorting van een witte dwerg met volledige vernietiging van een ster gebeurt in het geval dat een witte dwerg materie van de satelliet naar een kritische massa van 1,44 zonsmassa's trekt. Deze massa wordt de Chandrasekhar-massa genoemd naar de Indiase wiskundige Subramanyan 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 daling van de materie in de ster, tot een scherpe samendrukking van de ster en een stijging van de temperatuur, tot een "flits" van koolstof in het centrum van de ster en het "branden" ervan in de uitgaande golf. En hoewel de thermonucleaire "verbranding" van koolstof niet helemaal explosief is (geen detonatie, maar deflagratie, d.w.z. subsonische "verbranding"), wordt de ster volledig vernietigd en verspreiden zijn 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, tot een eerste benadering, hetzelfde: de helderheid neemt drie weken toe en neemt dan geleidelijk af gedurende 6 maanden of iets langer. Daarom kunnen type I supernova-explosies worden gebruikt om de afstanden tot andere sterrenstelsels te bepalen, omdat: dergelijke flitsen zijn van ver zichtbaar en we kennen hun ware helderheid. Onlangs bleek echter dat deze supernova's asymmetrisch exploderen (al was het maar omdat ze een naaste metgezel hebben), en hun helderheid hangt af van 10% vanaf welke kant de flits wordt bekeken. Om afstanden te bepalen, is het beter om de helderheid van deze supernova's niet op het moment van maximale helderheid te meten, maar een of twee weken later, wanneer het zichtbare oppervlak van de schaal bijna bolvormig wordt.

Het vermogen om zeer verre type I-supernova's te observeren, helpt om de uitdijingssnelheid van het heelal in verschillende tijdperken te bestuderen (de helderheid van een ster geeft de afstand tot de ster aan en de tijd van de gebeurtenis, en de kleur geeft de snelheid van verwijdering aan). Zo werd 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. "Tweede oerknal".

Ineenstorten om een ​​neutronenster te vormen inherent aan sterren die meer dan 8 keer massiever zijn dan de zon. In de laatste fase van hun ontwikkeling begint zich een ijzeren kern te vormen in de siliconen schaal. Zo'n kern groeit in een dag en stort in minder dan 1 seconde in zodra het de Chandrasekhar-limiet bereikt. Voor de kern is deze limiet 1,2 tot 1,5 zonsmassa. Materie valt in de ster en de afstoting van elektronen kan de val niet stoppen. De stof blijft versnellen, vallen en krimpen totdat de afstoting tussen de nucleonen van de atoomkern (protonen, neutronen) begint te beïnvloeden. Strikt genomen komt de compressie zelfs meer voor dan deze limiet: de vallende materie door traagheid overschrijdt het evenwichtspunt vanwege de elasticiteit van de nucleonen met 50% ("maximale samendrukking"). Daarna deinst de "gecomprimeerde rubberen bal terug", en de schokgolf dringt de buitenste lagen van de ster binnen met een snelheid van 30.000 tot 50.000 km/s. De buitenste delen van de ster verspreiden zich in alle richtingen en een compacte neutronenster blijft in het midden van het geëxplodeerde gebied. Dit fenomeen wordt een type II supernova-explosie genoemd. Deze explosies zijn verschillend in kracht en andere parameters, omdat. exploderende sterren met verschillende massa's en verschillende chemische samenstellingen [verschillende bronnen]. Er zijn aanwijzingen dat bij een explosie van type II niet meer energie vrijkomt dan bij een explosie van type I, namelijk. een deel van de energie wordt geabsorbeerd door de schaal, maar misschien is dit verouderde informatie.

Er zijn een aantal onduidelijkheden in het beschreven scenario. Tijdens astronomische waarnemingen werd ontdekt dat massieve sterren echt exploderen, wat resulteert in de vorming van uitdijende nevels, en in het midden is er een snel roterende neutronenster die regelmatige pulsen van radiogolven uitstraalt (een pulsar). Maar de theorie laat zien dat de uitgaande schokgolf de atomen moet splitsen in nucleonen (protonen, neutronen). Hier moet energie aan worden besteed, waardoor de schokgolf moet uitgaan. Maar om de een of andere reden gebeurt dit niet: binnen een paar seconden bereikt de schokgolf het oppervlak van de kern, dan - het oppervlak van de ster en blaast de materie weg. De auteurs beschouwen verschillende hypothesen voor verschillende massa's, maar ze lijken niet overtuigend. Misschien treden in de staat van "maximaal knijpen" of in de loop van de interactie van de schokgolf met de substantie die blijft vallen, enkele fundamenteel nieuwe en onbekende fysieke wetten van kracht.

Binnen Ons Melkwegstelsel was de verbinding van supernovaresten met een pulsar halverwege de jaren tachtig alleen bekend voor de Krabnevel.

Ineenstorten om een ​​zwart gat te vormen inherent aan de meest massieve sterren. Het wordt ook wel een type II supernova-explosie genoemd, vindt plaats volgens een soortgelijk scenario, maar als gevolg hiervan verschijnt een zwart gat in plaats van een neutronenster. Dit gebeurt wanneer de massa van de instortende ster zo groot is dat de onderlinge afstoting tussen nucleonen (protonen, neutronen) zwaartekrachtscontractie niet kan voorkomen. Opgemerkt moet worden dat dit fenomeen theoretisch minder begrepen en nauwelijks bestudeerd door de methoden van observationele astronomie. Waarom valt materie bijvoorbeeld niet helemaal in een zwart gat? Is er iets vergelijkbaars met "maximaal knijpen"? Is er een uitgaande schokgolf? Waarom vertraagt ​​ze niet?

Recent zijn er waarnemingen gedaan waaruit blijkt dat de schokgolf van een supernova aanleiding geeft tot een gammaflits of een röntgenflits in de uitdijende schil van de voormalige reuzenster (zie de paragraaf over gammaflitsen).

Elke type II supernova produceert een actieve isotoop van aluminium (26Al) met een massa van ongeveer 0,0001 zonsmassa. Het verval van deze isotoop zorgt voor harde straling, die al lang wordt waargenomen, en uit zijn intensiteit wordt berekend dat er minder dan drie zonnemassa's isotoop gegeven. Dit betekent dat type II supernova's gemiddeld twee keer per eeuw in de Melkweg zouden moeten exploderen, wat niet wordt waargenomen. Waarschijnlijk werden in de afgelopen eeuwen veel van dergelijke explosies niet opgemerkt (ze waren bijvoorbeeld ver weg of vonden plaats achter wolken van kosmisch stof). Het is in ieder geval de hoogste tijd dat een supernova ontploft...

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

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

De explosie gaat gepaard met de uitwerping van een aanzienlijke massa materie uit de buitenste schil van de ster in de interstellaire ruimte, en uit het resterende deel van de materie van 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 (M ) was, of een zwart gat met een stermassa van meer dan 20 M ☉ (de massa van de kern die overblijft na de explosie is meer dan 5 M ). Samen vormen ze een supernovarest.

Een uitgebreide studie van eerder verkregen spectra en lichtkrommen, gecombineerd met de studie van overblijfselen en mogelijke voorlopersterren, maakt het mogelijk om meer gedetailleerde modellen te bouwen en de omstandigheden te bestuderen die al bestonden op het moment van de uitbarsting.

Het materiaal dat tijdens de uitbarsting wordt uitgestoten, bevat onder andere grotendeels de producten van thermonucleaire fusie, die gedurende het hele leven van de ster plaatsvond. Het is dankzij supernova's dat het heelal als geheel en elk melkwegstelsel 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 nieuwe sterren.

De naam bestaat uit het label SN, gevolgd door het jaar van ontdekking, eindigend met een aanduiding van één of twee letters. Eerste 26 supernova's huidige jaar ontvang aanduidingen van één letter, aan het einde van de naam, van hoofdletters van EEN voordat 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.

Grote foto

moderne classificatie supernova's

Klas	subklasse				Mechanisme
l Waterstofleidingen ontbreken	Sterke lijnen van geïoniseerd silicium (Si II) bij 6150	IA			thermonucleaire explosie
		Iax Bij maximale helderheid hebben ze een lagere helderheid en, in vergelijking, Ia
	Siliciumlijnen zijn zwak of afwezig	Ib Helium (He I) lijnen zijn aanwezig.			Zwaartekracht instorting
		ic Heliumlijnen zijn zwak of afwezig
II Waterstofleidingen aanwezig	II-P/L/N Het spectrum is constant	II-P/L Geen strakke lijnen		II-P De lichtcurve heeft een plateau
				II-L Magnitude neemt lineair af met de tijd
		IIn Er zijn smalle lijnen
	IIb Het spectrum verandert in de loop van de tijd en wordt vergelijkbaar met het Ib-spectrum.

lichte bochten

De lichtcurven voor type I lijken sterk op elkaar: 2-3 dagen is er een sterke toename, daarna wordt deze vervangen door een significante daling (met 3 magnitudes) 25-40 dagen, gevolgd door een langzame verzwakking, bijna lineair in de magnitudeschaal . De absolute grootte van het maximum voor Ia-uitbarstingen is gemiddeld M B = − 19,5 m (\textstyle M_(B)=-19,5^(m)), voor Ib\c - .

Maar type II lichtcurven zijn behoorlijk divers. Voor sommigen leken de curven op die voor type I, alleen met een langzamere en langdurigere afname van de helderheid tot het begin van de lineaire fase. Anderen, die een piek hadden bereikt, bleven er maximaal 100 dagen op zitten, en toen daalde de helderheid scherp en bereikte een lineaire "staart". De absolute grootte van het maximum varieert over een groot bereik van − 20 m (\tekststijl -20^(m)) voordat − 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)).

spectrum

De bovenstaande classificatie bevat al enkele van de belangrijkste kenmerken van de spectra van verschillende soorten supernova's, laten we stilstaan ​​​​bij wat niet was inbegrepen. Eerste en zeer belangrijk kenmerk, die lange tijd de interpretatie van de verkregen spectra belemmerde - de hoofdlijnen zijn erg breed.

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

• De aanwezigheid van smalle absorptiekenmerken in de buurt van de maximale helderheid en smalle niet-verschoven emissiecomponenten.
• Lijnen , , , waargenomen in ultraviolette straling.

Waarnemingen buiten het optische bereik

Flitsfrequentie:

De frequentie van uitbarstingen hangt af van het aantal sterren in het sterrenstelsel of, wat voor gewone sterrenstelsels hetzelfde is, van de helderheid. De 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) * 100 jaar))),

waar L ⊙ (B) (\textstyle L_(\odot)(B)) is de helderheid van de zon in filter B. Voor verschillende soorten knippert, is de waarde:

In dit geval trekken supernova's Ib/c en II naar spiraalarmen.

Observatie van supernovaresten

Het canonieke schema van het jonge overblijfsel is als volgt:

1. Mogelijk compact residu; meestal een pulsar, maar mogelijk een zwart gat
2. Externe schokgolf die zich voortplant in interstellaire materie.
3. Een retourgolf die zich voortplant in de substantie van een supernova-ejecta.
4. Secundair, zich voortplantend in stolsels van het interstellaire medium en in dichte supernova-ejecta.

Samen vormen ze het volgende beeld: achter de voorkant van de externe schokgolf wordt het gas verwarmd tot temperaturen T S ≥ 107 K en zendt het in het röntgengebied uit met een fotonenergie van 0,1-20 keV, net zoals het gas erachter de voorkant van de retourgolf vormt het tweede gebied van röntgenstraling. De lijnen van sterk geïoniseerd Fe, Si, S, enz. geven de thermische aard van de straling van beide lagen aan.

De optische straling van het jonge overblijfsel creëert gas in klonten achter het front van de secundaire golf. Omdat de voortplantingssnelheid daarin hoger is, betekent dit dat het gas sneller afkoelt en de straling van het röntgenbereik naar het optische gaat. De impactoorsprong van de optische straling wordt bevestigd door de relatieve intensiteit van de lijnen.

theoretische beschrijving

Ontleding van waarnemingen

De aard van supernovae Ia verschilt van de aard van andere fakkels. Dit wordt duidelijk bewezen door de afwezigheid van type Ib/c en type II flares in elliptische sterrenstelsels. Van algemene informatie over dat laatste is bekend dat er weinig gas en blauwe sterren zijn, en de stervorming eindigde 10 10 jaar geleden. Dit betekent dat alle massieve sterren hun evolutie al hebben voltooid en dat er sterren zijn met een massa die kleiner is dan de zonnemassa, niet meer. Uit de theorie van stellaire evolutie is bekend dat het onmogelijk is om sterren van dit type op te blazen, en daarom is een levensverlengend mechanisme nodig voor sterren met een massa van 1-2M ⊙ .

De afwezigheid van waterstoflijnen in de spectra van Ia \ Iax geeft aan dat het extreem klein is in de atmosfeer van de oorspronkelijke ster. De massa van de uitgestoten materie is vrij groot - 1M ⊙ , bevat voornamelijk koolstof, zuurstof en andere zware elementen. En de verschoven Si II-lijnen geven aan dat kernreacties actief plaatsvinden tijdens de ejectie. Dit alles overtuigt ervan dat een witte dwerg, hoogstwaarschijnlijk koolstofzuurstof, als voorloperster fungeert.

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

thermonucleaire explosie

Een van de manieren om de vereiste 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 enkele sterren laat dit echter niet toe. Processen in sterren op de hoofdreeks zijn in evenwicht. Daarom houden alle modellen rekening met de laatste fase van stellaire evolutie - witte dwergen. De laatste zelf is echter een stabiele ster en alles kan alleen veranderen als de Chandrasekhar-limiet nadert. Dit leidt tot de ondubbelzinnige conclusie dat een thermonucleaire explosie alleen mogelijk is in meervoudige stersystemen, hoogstwaarschijnlijk in de zogenaamde dubbelsterren.

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

• 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.

• Een explosie treedt op wanneer de limiet van  Chandrasekhar wordt overschreden.
• Een explosie vindt plaats voor hem.

Alle supernova Ia-scenario's hebben gemeen dat de exploderende dwerg hoogstwaarschijnlijk koolstof-zuurstof is. In de explosiegolf van verbranding, die van het centrum naar het oppervlak gaat, stromen reacties:

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 hele massa van de witte dwerg in de reactie komt, dan is de energie van de explosie 2,2 10 51 erg.

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 56 Ni-isotoop is onstabiel en heeft een halfwaardetijd van 6,1 dagen. Verder e-capture leidt tot de vorming van de 56Co-kern voornamelijk in een aangeslagen toestand met een energie van 1,72 MeV. Dit niveau is onstabiel en de overgang van een elektron naar de grondtoestand gaat gepaard met de emissie van een cascade van γ-quanta 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-elektrisch effect, en als gevolg daarvan verwarmen ze de substantie. Naarmate de ster uitdijt, neemt de dichtheid van materie in de ster af, neemt het aantal fotonbotsingen af ​​en wordt de materie op het oppervlak van de ster transparant voor straling. Zoals theoretische berekeningen laten zien, doet deze situatie zich voor ongeveer 20-30 dagen nadat de ster zijn maximale helderheid heeft bereikt.

Na 60 dagen na het begin wordt de stof transparant voor γ-straling. Een exponentieel verval begint op de lichtcurve. Tegen die tijd is de 56Ni-isotoop al vervallen en komt er energie vrij als gevolg van het β-verval van 56Co tot 56Fe (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, die de typische waarden vervangt 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 is de zwaartekrachtconstante. 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 naar 10 12 g/cm 3 .

De verkregen 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 mag hebben met de stof. Het neutrino is geschikt voor de rol van zo'n drager.

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

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

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

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

Neutrino's van deze reacties dragen 10% weg. De hoofdrol bij koeling wordt gespeeld door URCA-processen (neutrino-koeling):

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 ook atoomkernen werken, met de vorming van een onstabiele isotoop die bètaverval ondergaat:

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

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

De intensiteit van deze processen neemt toe met compressie, waardoor deze wordt versneld. Dit proces wordt gestopt door de verstrooiing van neutrino's door gedegenereerde elektronen, waarbij ze worden gethermolyseerd en opgesloten in de stof. Een voldoende concentratie van gedegenereerde elektronen wordt bereikt bij dichtheden 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 , die alleen in de kern van een ster haalbaar zijn. Dit betekent dat het hydrodynamisch evenwicht alleen daarin wordt geschonden. De buitenste lagen bevinden zich in een lokaal hydrodynamisch evenwicht en de ineenstorting begint pas nadat de centrale kern samentrekt en een vast oppervlak vormt. De terugkaatsing van dit oppervlak zorgt voor het uitwerpen van de huls.

Model van een jonge supernovarest

De evolutietheorie van een supernovarest

Er zijn drie fasen in de evolutie van een supernovarest:

De uitzetting van de schil stopt op het moment dat de druk van het restgas gelijk wordt aan de gasdruk in het interstellaire medium. Daarna begint het overblijfsel te verdwijnen en botst het met willekeurig bewegende wolken. Resorptietijd bereikt:

T m a x = 7 E 51 0.32 n 0 0.34 P ~ 0 , 4 − 0.7 (\displaystyle t_(max)=7E_(51)^(0.32)n_(0)^(0.34)(\tilde (P))_( 0,4)^(-0,7)) jaar

Theorie van het ontstaan ​​van synchrotronstraling

Een gedetailleerde beschrijving maken

Zoeken naar overblijfselen van supernova's

Zoeken naar voorlopersterren

Supernova-theorie Ia

Naast de onzekerheden in de hierboven beschreven supernova Ia-theorieën, veroorzaakt het explosiemechanisme zelf veel controverse. 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 beginvoorwaarden kunnen de opgesomde mechanismen in een of andere variatie worden gevonden. Maar de reeks voorgestelde modellen is hier niet toe beperkt. Als voorbeeld kunnen we modellen noemen wanneer twee witte dwergen tegelijk tot ontploffing komen. Uiteraard is dit alleen mogelijk in die 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 tot hen hebben geleid, zijn echter verschillend voor verschillende groepen elementen en zelfs isotopen.

R-proces

r-proces- dit is het proces van vorming van zwaardere kernen uit lichtere door opeenvolgende invanging van neutronen tijdens ( n,γ) reacties en gaat door zolang de snelheid van neutronenvangst hoger is dan de snelheid van β − verval van de isotoop. Met andere woorden, de gemiddelde opnametijd voor n neutronen (n,γ) zou moeten zijn:

τ (n , γ) ≈ 1 n τ β (\ Displaystyle \ tau (n, \ gamma) \ approx (\ frac (1) (n)) \ tau _ (\ beta))

waarbij τ β de gemiddelde tijd is van het β-verval van kernen die de 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)\ongeveer \left(\rho (\overline ((\sigma _(n\gamma) ),v_(n))))\rechts)^(-1))

waar (σ n γ , v n) ¯ (\displaystyle (\overline ((\sigma _(n\gamma), v_(n))))) is het product van de reactiedoorsnede ( n,γ) op de neutronensnelheid ten opzichte van de doelkern, gemiddeld over het Maxwelliaanse snelheidsverdelingsspectrum. Aangezien 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/cm3.

Dergelijke voorwaarden worden bereikt in:

ν-proces

Hoofd artikel: ν-proces

ν-proces is het 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

Invloed op de grootschalige structuur van het interstellaire gas van de melkweg

Observatiegeschiedenis

Hipparchus' interesse in vaste sterren is mogelijk geïnspireerd door de waarneming van een supernova (volgens Plinius). Vroegste record geïdentificeerd als een waarnemingsrecord van supernova SN 185 (Engels), werd in 185 na Christus door Chinese astronomen genomen. De helderste bekende supernova, SN 1006, is in detail beschreven door Chinese en Arabische astronomen. De supernova SN 1054, die aanleiding gaf tot de Krabnevel, werd goed waargenomen. Supernovae SN 1572 en SN 1604 waren met het blote oog zichtbaar en waren van groot belang voor de ontwikkeling van de astronomie in Europa, omdat ze werden gebruikt als argument tegen het Aristotelische idee dat de wereld voorbij de maan was en zonnestelsel onveranderd. Johannes Kepler begon SN 1604 te observeren op 17 oktober 1604. Het was de tweede supernova die werd geregistreerd in het stadium van helderheidstoename (na SN 1572, waargenomen door Tycho-Brage 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. Gedurende de twintigste eeuw werden succesvolle modellen ontwikkeld voor elk type supernova, en het begrip van hun rol in het proces van stervorming nam toe. In 1941 ontwikkelden de Amerikaanse astronomen Rudolf Minkowski en Fritz Zwicky moderne regeling classificatie van supernova's.

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

Er zijn methoden ontwikkeld om de geschiedenis van supernova-explosies te reconstrueren zonder schriftelijke waarnemingen. De verschijningsdatum van de supernova Cassiopeia-A werd bepaald door de licht-echo van de nevel, terwijl de leeftijd van het supernova-overblijfsel RX J0852.0-4622 (Engels) geschat door het meten van temperatuur en γ-emissies van het verval van titanium-44. In 2009 werden nitraten gevonden in Antarctisch ijs, in overeenstemming met de tijd van een supernova-explosie.

Op 23 februari 1987, in de Grote Magelhaense Wolk op een afstand van 168.000 lichtjaar van de aarde, vlamde supernova SN 1987A op, het dichtst bij de aarde waargenomen sinds de uitvinding van de telescoop. Voor het eerst werd een neutrinoflux van een fakkel geregistreerd. De flare werd intensief bestudeerd met behulp van astronomische satellieten in het ultraviolette, röntgen- en gammabereik. Het overblijfsel van de supernova werd bestudeerd met behulp van ALMA, Hubble en Chandra. Noch een neutronenster, noch een zwart gat, dat zich volgens sommige modellen op de plaats van de uitbraak zou moeten bevinden, is nog niet ontdekt.

Op 22 januari 2014 explodeerde de supernova SN-2014J in het sterrenstelsel M82, dat zich in het sterrenbeeld Grote Beer bevindt. Galaxy M82 bevindt zich op een afstand van 12 miljoen lichtjaar van ons melkwegstelsel en heeft een schijnbare stellaire magnitude van iets minder dan 9. Deze supernova is sinds 1987 het dichtst bij de aarde (SN 1987A).

De beroemdste supernova's en hun overblijfselen

• Supernova SN 1604 (Kepler's Supernova)
• Supernova G1.9+0.3 (de jongste bekend in onze Melkweg)

Historische supernova's in onze Melkweg (waargenomen)

supernova	Uitbraakdatum	Sterrenbeeld	Maximaal schijnen	Afstand yanie (Sintjaar)	Flitstype shki	Lengte Tel- zichtbaarheid bruggen	Rest	Opmerkingen:
SN 185	, 7 december	centaur	−8	3000	IA?	8-20 maanden	G315.4-2.3 (RCW 86)	Chinese kronieken: waargenomen in de buurt van 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 in de buurt van de galactische evenaar was, is 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 (komt niet voor in Europese teksten, afgezien van vage toespelingen in Ierse kloosterkronieken).
SN 1181	, augustus	Cassiopeia	−1	8500	niet van- bekend	6 maanden	Mogelijk 3C58 (G130.7+3.1)	de werken van de professor van de Universiteit van Parijs Alexander Neckem, Chinese en Japanse teksten.
SN 1572	, 6 november	Cassiopeia	−4	7500	IA	16 maanden	RestSupernova Stil	Deze gebeurtenis is opgenomen in veel Europese bronnen, waaronder de archieven van de jonge Tycho Braga. Toegegeven, hij merkte de flakkerende ster pas op 11 november op, maar hij volgde hem anderhalf jaar en schreef het boek "De Nova Stella" ("Op een nieuwe ster") - het eerste astronomische werk over dit onderwerp.
SN 1604	, 9 oktober	Ophiuchus	−2,5	20000	IA	18 maanden	Supernovarest 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 (maximaal een week)	Supernovarest Cassiopeia A	mogelijk gespot door Flamsteed en gecatalogiseerd als 3 Cassiopei.

Een supernova-explosie (aangeduid met SN) is een fenomeen van een onvergelijkelijk grotere schaal dan een nova-explosie. Wanneer we het verschijnen van een supernova in een van de sterrenstelsels waarnemen, is de helderheid van deze ene ster soms van dezelfde orde van grootte als de integrale helderheid van het hele sterrenstelsel. Zo bereikte een ster die in 1885 nabij het centrum van de Andromedanevel oplaaide helderheid , terwijl de integrale helderheid van de nevel , d.w.z. de lichtstroom van een supernova slechts vier keer iets lager is dan de lichtstroom van de nevel. In twee gevallen bleek de helderheid van de supernova groter dan de helderheid van het sterrenstelsel waarin de supernova verscheen. De absolute magnitudes van supernova's op maximum zijn dichtbij , dat wil zeggen 600 keer helderder dan de absolute magnitudes van een gewone nova bij maximale helderheid. Individuele supernova's pieken op tien miljard keer de helderheid van de zon.

In onze Melkweg zijn het afgelopen millennium drie supernovae betrouwbaar waargenomen: in 1054 (in Stier), in 1572 (in Cassiopeia), in 1604 (in Ophiuchus). Blijkbaar is ook de supernova-explosie in Cassiopeia rond 1670 onopgemerkt gebleven, waaruit nu een systeem van uitzettende gasfilamenten en krachtige radiostraling (Cas A) over is. In sommige sterrenstelsels zijn in de loop van 40 jaar drie of zelfs vier supernova's geëxplodeerd (in de nevels NGC 5236 en 6946). Gemiddeld barst in elk sterrenstelsel elke 200 jaar één supernova uit, en voor deze twee sterrenstelsels daalt dit interval tot 8 jaar! Internationale samenwerking in vier jaar (1957-1961) leidde tot 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 type III is, dat supernova's combineert met de laagste helderheid.

Supernova's van het type I worden gekenmerkt door een vluchtig maximum (ongeveer een week), waarna binnen 20-30 dagen de helderheid afneemt met een snelheid van één dag. Dan vertraagt ​​de val en gaat verder, totdat de onzichtbaarheid van de ster, met een constante snelheid per dag voortgaat. De helderheid van de ster neemt exponentieel af, twee keer per 55 dagen. Supernova 1054 in Taurus bereikte bijvoorbeeld zo'n helderheid dat het bijna een maand overdag zichtbaar was, en de zichtbaarheid met het blote oog duurde twee jaar. Bij maximale helderheid bereikt de absolute stellaire magnitude van type I supernova's gemiddeld een amplitude van maximale tot minimale helderheid na de uitbarsting.

Type II supernova's hebben een lagere helderheid: bij het maximum is de amplitude onbekend. In de buurt van het maximum is de helderheid enigszins vertraagd, maar na 100 dagen na het maximum valt het veel sneller dan in type I supernovae, namelijk in 20 dagen.

Supernova's flakkeren meestal op aan de rand van sterrenstelsels.

Type I-supernova's komen voor in sterrenstelsels van elke vorm, terwijl type II-supernova's alleen voorkomen in spiraalvormige sterrenstelsels. Die en anderen in spiraalstelsels bevinden zich meestal in de buurt van het equatoriale vlak, bij voorkeur in de takken van spiralen, en vermijden waarschijnlijk het centrum van de melkweg. Hoogstwaarschijnlijk behoren ze tot de vlakke component (I-type populatie).

De spectra van type I supernova's lijken in niets op de spectra van nieuwe sterren. Ze werden pas ontcijferd nadat het idee van zeer brede emissiebanden was opgegeven en de donkere gaten werden waargenomen als zeer brede absorptiebanden, sterk verschoven naar de violette kant door een waarde van DX die overeenkomt met naderingssnelheden van 5000 tot 20000 km/ s.

Rijst. 129. Fotografische lichtkrommen van type I en II supernova's. Hierboven - de verandering in helderheid van twee type I supernova's die in 1937 bijna gelijktijdig uitbarsten in de nevels IC 4182 en NGC 1003. Op de abscis zijn Juliaanse dagen uitgezet. Hieronder ziet u een synthetische lichtkromme van drie Type II supernova's die zijn verkregen door de individuele lichtkrommen op de juiste wijze langs de magnitude-as te verschuiven (de ordinaat is niet gelabeld). De gestippelde curve geeft de verandering in de helderheid van een Type I supernova weer. De x-as toont de dagen vanaf een willekeurig begin

Dat zijn de expansiesnelheden van supernovagranaten! Het is duidelijk dat vóór het maximum en voor het eerst 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 (de ultraviolette overmaat is ongeveer );

kort na het maximum daalt de stralingstemperatuur tot 5-6 duizend Kelvin. Maar het spectrum blijft rijk aan geïoniseerde metaallijnen, voornamelijk Ca II (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 komen in sommige fasen van de fakkel ook emissielijnen voor in het spectrum, maar die zijn van korte duur. De zeer grote breedte van de absorptielijnen wordt verklaard door de grote snelheidsspreiding in de uitgestoten gasomhullingen.

De spectra van type II supernova's zijn vergelijkbaar met die van gewone nova's: brede emissielijnen begrensd aan de violette kant 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 snelheidsspreiding in de schil als zijn enorme omvang aan. Temperatuurveranderingen in Type II supernova's zijn vergelijkbaar met die in Type I, en uitzettingssnelheden kunnen oplopen tot 15.000 km/s.

Er is een correlatie tussen de typen supernova's en hun locatie in de Melkweg of de frequentie van voorkomen in melkwegstelsels van verschillende typen, hoewel niet erg strikt. Type I-supernova's hebben meer de voorkeur onder de stellaire populatie van de bolvormige component en in het bijzonder in elliptische sterrenstelsels, terwijl type II-supernova's daarentegen worden aangetroffen onder de schijfpopulatie, in spiraalvormige en zelden onregelmatige nevels. Alle supernova's die in de Grote Magelhaense 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 in de buurt van supernova's waargenomen in andere sterrenstelsels, zouden objecten bij minimale helderheid moeten zijn, d.w.z. volledig ontoegankelijk voor observatie.

Al deze omstandigheden kunnen helpen om erachter te komen wat de sterren kunnen zijn - de voorlopers van supernova's. Het voorkomen van type I-supernova's in elliptische sterrenstelsels met hun oude populatie stelt ons in staat pre-supernova's te beschouwen als oude lage-massasterren die al hun waterstof hebben opgebruikt. Omgekeerd hebben type II-supernova's, die voornamelijk voorkomen in gasrijke spiraalarmen, ongeveer een jaar nodig voordat de voorouders de arm oversteken, dus ze zijn ongeveer honderd miljoen jaar oud. Gedurende deze tijd moet de ster, beginnend bij de hoofdreeks, deze verlaten wanneer de waterstofbrandstof in zijn diepte is uitgeput. Een ster met een lage massa zal geen tijd hebben om door dit stadium te gaan, en bijgevolg zou de voorloper van een type II supernova niet minder massa moeten hebben en een jonge OB-ster moeten zijn tot aan de explosie.

Het is waar dat de bovenstaande verschijning van type I-supernova's in de Grote Magelhaense Wolk enigszins de betrouwbaarheid van de beschreven afbeelding schendt.

Het is normaal 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 stormachtige stroom zodat er uiteindelijk een gedegenereerde kern van overblijft - 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 daar H = He-shell. Zijn massa neemt ook toe wanneer hij de limiet nadert (18,9), en zijn centrale temperatuur stijgt tot 4-10°K, waarbij koolstof "ontbrandt".

In een gewone ster neemt de druk toe naarmate de temperatuur stijgt, wat de bovenliggende lagen ondersteunt. 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 temperatuurstijging te compenseren. Er zal een val (instorting) zijn van de kern en de lagen ernaast. De daling wordt scherp versneld totdat de verhoogde temperatuur de degeneratie verwijdert, en dan begint de ster uit te zetten "tevergeefse pogingen" om zich te stabiliseren, terwijl een golf van koolstofverbranding er 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 in, waarvan het verval (met het vrijkomen van -quanta en positronen) ondersteunt hoge temperatuur nabij de schaal, snel uitbreidend tot een grootte van tientallen a. e. Het wordt gevormd (met een halfwaardetijd), waaruit het verval ontstaat in een hoeveelheid van ongeveer de Witte dwerg die tot het einde wordt vernietigd. Maar er is geen 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). In deze feiten ligt de grootste moeilijkheid van het bovenstaande model van een Type I supernova-explosie.

Maar het mechanisme van een Type II supernova-explosie uitleggen is nog moeilijker. Blijkbaar is zijn voorganger niet opgenomen in het binaire systeem. Met een grote massa (meer dan ), evolueert het onafhankelijk en snel en ervaart het de ene na de andere verbrandingsfasen van H, He, C, O tot Na en Si en verder tot de Fe-Ni-kern. Elke nieuwe fase wordt ingeschakeld wanneer de vorige is uitgeput, wanneer de kern, nadat hij het vermogen heeft verloren om de zwaartekracht tegen te gaan, instort, de temperatuur stijgt en de volgende fase van kracht wordt. Als het gaat om de Fe-Ni-fase, gaat de energiebron verloren, omdat de ijzeren kern wordt vernietigd door de inwerking van hoogenergetische fotonen op veel deeltjes, en dit proces is endotherm. Het helpt instorten. En er is geen energie meer die de instortende schaal kan stoppen.

En de kern heeft het vermogen om door de reactie in de staat van een zwart gat te gaan (zie p. 289) door het stadium van een neutronenster.

Verdere ontwikkeling verschijnselen worden erg onduidelijk. Er zijn veel opties voorgesteld, maar ze bevatten geen verklaring van hoe de schaal wordt weggegooid tijdens het instorten van de kern.

Wat de beschrijvende kant van de zaak betreft, met een massa van de granaat erin en een uitwerpsnelheid van ongeveer 2000 km / s, bereikt de energie die hieraan wordt besteed , en de straling tijdens de flits (voornamelijk gedurende 70 dagen) neemt met zich mee .

We komen nog eens terug op de beschouwing van het proces van een supernova-uitbarsting, maar met behulp van de studie van de uitbarstingsresten (zie § 28).

We hebben al gezien dat, in tegenstelling tot de zon en andere stationaire sterren, fysieke variabele sterren veranderen in grootte, fotosfeertemperatuur 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 met een sterke toename in helderheid.

Tijdens de uitbarstingen van nieuwe sterren neemt de helderheid gedurende een periode van enkele dagen tot enkele maanden duizenden en miljoenen keren toe. Het is bekend dat sterren opnieuw opflakkeren als nieuwe. Volgens moderne gegevens maken nieuwe sterren meestal deel uit van binaire systemen en treden de uitbarstingen van een van de sterren op als gevolg van de uitwisseling van materie tussen de sterren die het binaire systeem vormen. In het systeem "witte dwerg - gewone ster (met lage helderheid)" kunnen bijvoorbeeld explosies optreden die het verschijnen van een nieuwe ster veroorzaken wanneer gas van een gewone ster op een witte dwerg valt.

Nog grandiozer zijn de explosies van supernova's, waarvan de helderheid plotseling met ongeveer 19 m toeneemt! Bij maximale helderheid nadert het uitstralende 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.

Supernova-explosies geven in de loop van meerdere dagen enorme energie vrij - ongeveer 10 41 J. Dergelijke kolossale explosies vinden plaats in de laatste stadia van de evolutie van sterren, waarvan de massa meerdere keren groter is dan de massa van de zon.

Bij maximale helderheid kan één supernova helderder schijnen dan een miljard sterren zoals onze zon. Tijdens de krachtigste explosies van sommige supernova's kan materie worden uitgeworpen met een snelheid van 5000 - 7000 km / s, waarvan de massa meerdere zonnemassa's bereikt. De restanten van de door supernova's afgeworpen granaten zijn lange tijd zichtbaar als uitzettend gas.

Niet alleen de overblijfselen van supernovagranaten werden gevonden, maar ook wat er over was van het centrale deel van de ooit geëxplodeerde ster. Dergelijke "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 herhalingssnelheid van radio-emissiepulsen: de pulsen herhalen zich met exact dezelfde tijdsintervallen, gemeten met een nauwkeurigheid van meer dan 10 -9 s! Open pulsars bevinden zich op een afstand van maximaal honderden parsecs van ons verwijderd. Aangenomen wordt dat pulsars snel roterende superdichte sterren zijn met stralen van ongeveer 10 km en massa's dicht bij de massa van de zon. Dergelijke sterren bestaan ​​uit dicht opeengepakte neutronen en worden neutronensterren genoemd. Slechts een deel van hun bestaan ​​manifesteren neutronensterren zich als pulsars.

Supernova-explosies zijn zeldzame gebeurtenissen. In het afgelopen millennium zijn er slechts enkele supernova-explosies waargenomen in ons sterrenstelsel. Hiervan zijn de volgende drie het meest betrouwbaar vastgesteld: het uitbreken van 1054 in het sterrenbeeld Stier, in 1572 in het sterrenbeeld Cassiopeia, in 1604 in het sterrenbeeld Ophiuchus. De eerste van deze supernova's werd door Chinese en Japanse astronomen beschreven als een "gastster", de tweede door Tycho Brahe en de derde werd waargenomen door Johannes Kepler. De helderheid van de supernova's van 1054 en 1572 overtrof de helderheid van Venus, en deze sterren waren overdag zichtbaar. Sinds de uitvinding van de telescoop (1609) is er geen enkele supernova waargenomen in ons sterrenstelsel (het is mogelijk dat sommige uitbraken onopgemerkt zijn gebleven). Toen het mogelijk werd om andere sterrenstelsels te verkennen, begonnen ze vaak nieuwe sterren en supernovasterren te ontdekken.

Op 23 februari 1987 explodeerde een supernova in de Grote Magelhaense Wolk (het sterrenbeeld Dorado), de grootste satelliet van onze Melkweg. Voor het eerst sinds 1604 was een supernova zelfs met het blote oog te zien. Voor de uitbraak was er een ster van de 12e magnitude in de plaats van de supernova. De ster bereikte begin maart zijn maximale helderheid van 4 m en begon toen langzaam te vervagen. Wetenschappers die de supernova observeerden met behulp van telescopen van de grootste observatoria op de grond, het Astron-orbitaalobservatorium en röntgentelescopen op de Kvant-module van het orbitale station Mir, slaagden erin om voor het eerst het hele proces van de uitbraak te volgen. Waarnemingen werden uitgevoerd in verschillende delen van het spectrum, waaronder het zichtbare optische bereik, ultraviolet, röntgenstraling en radiobereik. In de wetenschappelijke pers verschenen opzienbarende berichten over de registratie van neutrino en mogelijk zwaartekrachtstraling van een ontplofte ster. Het model van de structuur van de ster in de fase voorafgaand aan de explosie werd verfijnd en verrijkt met nieuwe resultaten.

Volgens berekeningen van astronomen kan in 2022 de helderste supernova-explosie in het sterrenbeeld Cygnus vanaf de aarde worden waargenomen. De flitser zal de meeste sterren aan de hemel kunnen overtreffen! Een supernova-explosie komt zelden voor, maar het zal niet de eerste keer zijn dat de mensheid het fenomeen waarneemt. Waarom is dit fenomeen zo fascinerend?

VERSCHRIKKELIJKE TEKENEN UIT HET VERLEDEN

Dus 5000 jaar geleden waren de inwoners van het oude Sumerië geschokt - de goden lieten zien dat ze boos waren door een teken te tonen. Een tweede zon scheen aan het firmament, zodat het zelfs 's nachts zo helder was als de dag! Om problemen 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.

Dus wetenschappers reconstrueren de gebeurtenissen die meer dan vijfduizend jaar geleden plaatsvonden, toen een supernova uitbrak boven het oude Sumerië. Die gebeurtenissen werden bekend door een spijkerschrifttablet met een verhaal over een 'tweede zonnegod' die aan de zuidkant van de hemel verscheen. Astronomen hebben sporen gevonden van een stellaire catastrofe - de Sail X-nevel is overgebleven 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 zou plaatsvinden, en al het leven op het oppervlak van onze planeet zou worden uitgebrand door straling.

Dit is al een keer gebeurd toen, 440 miljoen jaar geleden, een supernova-explosie plaatsvond in gebieden in de ruimte relatief dicht bij de zon. Duizenden lichtjaren van de aarde werd een enorme ster supernova en dodelijke straling verbrandde onze planeet. De paleozoïsche monsters, die het ongeluk hadden om in die tijd te leven, konden zien hoe een oogverblindende uitstraling die plotseling aan de hemel verscheen de zon verduisterde - en dit was het laatste wat ze in hun leven zagen. In een paar seconden vernietigde de supernovastraling 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 dat tijdperk bijna verstoken van inwoners, en het leven verstopte zich in de oceanen. De waterkolom beschermde tegen supernovastraling, maar toch stierf meer dan 60% van de zeedieren!

Een supernova-explosie is een van de meest grandioze rampen in het universum. Een exploderende ster geeft een ongelooflijke hoeveelheid energie vrij - gedurende een korte tijd straalt één ster meer licht uit dan miljarden sterren in de melkweg.

EVOLUTIE VAN SUPERNOVA

Verre uitbarstingen van supernova's worden al lang door astronomen waargenomen door krachtige telescopen. Aanvankelijk werd dit fenomeen gezien als een onbegrijpelijke curiositeit, 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 wat een ongelooflijke kracht deze flitsen hebben. Maar wat is de aard van dit fenomeen?

Sterren worden gevormd uit kosmische ophopingen van waterstof. Dergelijke gaswolken bezetten enorme ruimten en kunnen een kolossale massa hebben die gelijk is aan honderden zonsmassa's. Wanneer zo'n wolk dicht genoeg is, beginnen de zwaartekrachten in te werken, waardoor het gas samendrukt, wat een intense verwarming veroorzaakt. Bij het bereiken van een bepaalde limiet beginnen thermonucleaire reacties in het verwarmde en gecomprimeerde centrum van de wolk - dit is hoe sterren "oplichten".

Het opflakkerende licht 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 tot ijzer). Bovendien, hoe groter de ster, hoe korter zijn levensduur. Rode dwergen (de zogenaamde klasse van kleine sterren) hebben een levensduur van een biljoen jaar, terwijl reuzensterren in duizendsten van deze periode kunnen "uitbranden".

Een ster "leeft" zolang het "krachtevenwicht" tussen de zwaartekracht, die hem samendrukt, en thermonucleaire reacties, die energie uitstralen en de neiging hebben materie te "duwen", wordt gehandhaafd. Als de ster groot genoeg is (heeft een massa groter dan de massa van de zon), komt er een moment dat de thermonucleaire reacties in de ster verzwakken (de "brandstof" blijkt tegen die tijd opgebrand te zijn) en de zwaartekracht blijken sterker te zijn. Op dit punt wordt de kracht die de kern van de ster samendrukt zo sterk dat de stralingsdruk niet langer in staat is om te voorkomen dat de materie samentrekt. Er is een catastrofale snelle ineenstorting - in een paar seconden daalt het volume van de kern van de ster 100.000 keer!

De snelle samentrekking 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 de aangrenzende gebieden van de ruimte. In de kern van een stervende ster worden elektronen tot protonen 'geperst', zodat bijna 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 oogpunt van de mensheid) missie - ze maken het mogelijk dat leven in het heelal verschijnt. "Bijna alle elementen waaruit wijzelf 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, ze komen allemaal uit de helse ovens van exploderende supernova's. Meerderheid chemische elementen verscheen uitsluitend in het heelal tijdens de explosies van supernova's. En de atomen van die paar elementen (van helium tot ijzer) die sterren synthetiseren terwijl ze zich in een "rustige" toestand bevinden, kunnen pas de basis worden voor het verschijnen van planeten nadat ze tijdens een supernova-explosie in de interstellaire ruimte zijn uitgestoten. Daarom bestaat de man zelf en 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 ruimteobject 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! Met zo'n dichtheid zal een stuk neutronium (de substantie waaruit zo'n ster bestaat) ter grootte van een luciferkop vele malen meer wegen dan de piramide van Cheops, en een theelepel neutronium zal 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 impact in stukken worden gebroken - elk menselijk hulpmiddel zal absoluut nutteloos zijn. Een stuk neutronium proberen af ​​te snijden of eraf 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 limiet van Chandrasekhar), blijft er tijdens een supernova-explosie te veel massa materie over en kan de zwaartekracht niets tegenhouden. Het proces wordt onomkeerbaar - alle materie wordt naar één punt getrokken en er wordt een zwart gat gevormd - een mislukking die alles onherstelbaar absorbeert, zelfs zonlicht.

Kan een supernova-explosie de aarde bedreigen? Helaas antwoorden wetenschappers bevestigend. De ster Betelgeuze, naar kosmische maatstaven een nabije buur van het zonnestelsel, zou in de zeer nabije toekomst kunnen exploderen. Volgens Sergei Popov, een onderzoeker aan het State Astronomical Institute, "is Betelgeuze inderdaad een van de beste kandidaten, en zeker de meest bekende, voor nabije (in de tijd) supernova's. Deze massieve ster bevindt zich in de laatste fase van zijn evolutie en zal waarschijnlijk exploderen als een supernova, waarbij een neutronenster achterblijft.” Betelgeuze - een licht dat twintig keer zwaarder is dan onze zon en honderdduizend keer helderder, op ongeveer een half duizend lichtjaar afstand. Aangezien deze ster het laatste stadium van zijn evolutie heeft bereikt, heeft hij in de nabije toekomst (volgens kosmische maatstaven) alle kans om een ​​supernova te worden. Volgens wetenschappers zou deze ramp niet gevaarlijk moeten zijn voor de aarde, maar met één kanttekening.