Supernova Star. Starens død, eksplosjonen av Supernova, Supernova, romsyklus av kjemiske elementer Supernovae er dannet som et resultat

Supernovae.

Supernovae Stars. - Stjerner som avslutter utviklingen i en katastrofalt eksplosiv prosess.

Begrepet "supernovae" ble kalt stjerner, som brøt ut mye (for bestillinger) er sterkere enn de såkalte "nye stjernene". Faktisk er verken de eller andre fysisk nye, allerede eksisterende stjerner blinker alltid. Men i flere historiske tilfeller er de stjernene som tidligere var i himmelen nesten eller helt ikke synlige, noe som skapte effekten av utseendet til en ny stjerne. Typen av supernova bestemmes av tilstedeværelsen av hydrogenlinjer i spektret. Hvis det er, er typen II-typen, hvis ikke, og skriv deretter I.

Fysikk av supernovae stjerner

Supernovae Type II.

Ifølge moderne ideer fører termonukleær syntese til anrikningen av sammensetningen av de indre områdene av stjernene med tunge elementer. I prosessen med termonukleær syntese og dannelsen av tunge elementer blir stjernen komprimert, og temperaturen i midten vokser. (Effekten av den negative varmekapasiteten til det blåmerende nondegenererte stoffet.) Hvis stjernekerkens masse er stor nok (fra 1,2 til 1,5 masse av solen), når prosessen med termonikkersyntese en logisk fullføring med dannelsen av jern og nikkelkjerner. Inne i silisiumskallet begynner jernkjernen å danne seg. En slik kjerne vokser over en dag og kollapser mindre enn 1 sekund, så snart Chandrekar-grensen når. For kjernen er denne grensen fra 1,2 til 1,5 masse av solen. Stoffet faller inne i stjernen, og repulsjonen av elektroner kan ikke slutte å falle. Den sentrale kjernen komprimeres i økende grad, og på et tidspunkt på grunn av presset begynner det å gå nøytroniseringsreaksjoner - protoner begynner å absorbere elektroner, og blir til nøytroner. Dette medfører et raskt tap av energi til nøytrino som danner neutrinos (såkalt neutrino-kjøling). Stoffet fortsetter å akselerere, falle og krympe til repellering mellom nukleonene i atomkjernen (protoner, nøytroner) begynner å påvirke. Strengt tale skjer komprimering enda mer enn denne grensen: Forekomsten av tröghet overstiger likevektspunktet på grunn av nuklerens elastisitet med 50% ("maksimal stabling"). Prosessen med sammenbruddet av den sentrale kjernen er så fort at en bølge av helling dannes rundt den. Så, etter kjernen rushes skallet mot sentrum av stjernen. Deretter gir den "komprimerte gummibollen tilbake", og sjokkbølgen går til stjernenes eksterne stjerner med en hastighet på 30.000 til 50.000 km / s. De ytre delene av stjernen flyr ut i alle retninger, og en kompakt nøytronstjerne eller svart hull forblir i midten av det eksploderte området. Dette fenomenet kalles en supernova type eksplosjon. Disse eksplosjonene er forskjellige i kraft og andre parametere, fordi Stjerner av forskjellige masser og ulike kjemiske sammensetninger eksploderer. Det er bevis på at når eksplosjon av Supernova II type energi tildeles ikke mange flere enn når en eksplosjon av type I, fordi Den proporsjonale delen av energien absorberes av skallet, men det er mulig at det ikke alltid er tilfelle.

Det beskrevne scenariet har en rekke tvetydigheter. Under de astronomiske observasjonene ble det etablert at massive stjerner virkelig eksploderte, noe som resulterer i å utvide nebulae, og i midten forblir det en raskt roterende nøytronstjerne, som utstråler regelmessig radiobølgepulser (Pulsar). Men teorien viser at sjokkbølgen som kommer utover, bør dele atomer på nukleonene (protoner, nøytroner). Energi bør brukes på det, som følge av at sjokkbølgen skal gå ut. Men av en eller annen grunn forekommer dette ikke: sjokkbølgenen om noen få sekunder når overflaten av kjernen, deretter - overflaten av stjernen og blåser stoffet. Flere hypoteser vurderes for forskjellige masser, men de virker ikke overbevisende. Kanskje i en tilstand av "maksimal stabling" eller under samspillet mellom sjokkbølgen med å fortsette å falle i kraft, trer noen fundamentalt nye og ukjente fysiske lover. I tillegg, når en supernova eksploderte med dannelsen av et svart hull, oppstår følgende spørsmål: Hvorfor stoffet etter eksplosjonen ikke absorberes helt av det svarte hullet; Er det en sjokkbølge som løper ute og hvorfor det ikke sakker ned og er det noe som ligner på "Maksimal kneading"?

Supernova Type IA.

Flere andre ser ut som en mekanisme for utbrudd av Supernova Stars-typen А (SN IA). Dette er den såkalte termonukleære Supernova, basert på eksplosjonsmekanismen som er prosessen med termonukleær syntese i den tette karbon-klor stjernekjernen. SN IA-forgjengere er hvite dverger med en masse nær grensen til Chandrekar. Det antas at slike stjerner kan dannes ved å strømme stoffet fra den andre komponenten i dobbeltstjernesystemet. Dette skjer hvis den andre stjernen i systemet går utover sitt hulrom i ROSH eller refererer til klassen av stjerner med superintensiv stjernevind. Med en økning i massen av hvit dverg, øker dens tetthet og temperatur gradvis. Til slutt, når temperaturen når rekkefølgen på 3 × 10 8 K, oppstår betingelsene for termalidantennelse av karbonklorblandingen. Fra midten til de ytre lagene begynner forsiden av brenningen, og forlater forbrenningsproduktene - kjernen i jerngruppen. Spredningen av forbrenningsfronten skjer i sakte avløpende modus og er ustabil for ulike typer forstyrrelser. Relay-Tayylorovskaya-ustabiliteten, som oppstår på grunn av handlingene til den arkimede kraften på lys og mindre tette forbrenningsprodukter, sammenlignet med den tette karbonklorskjede. Intensive storskala konvektive prosesser begynner, noe som fører til enda større styrking av termonukleære reaksjoner og valget av supernova energi som kreves for å tilbakestille skallet (~ 10 51 ERG). Forbrenningsfronthastigheten øker, flammen av flammen og dannelsen av en støtbølge i stjernens ytre lag er mulig.

Andre typer supernovae

Det er også SN IB og IC, hvor prekurene er massive stjerner i dobbeltsystemer, i motsetning til SN II, forgjengerne som er single stjerner.

Teori om supernovae.

Terminalteorien om supernovae eksisterer ikke. Alle foreslåtte modeller er forenklet og har gratis parametere som må konfigureres for å oppnå ønsket bilde av eksplosjonen. For tiden, i numeriske modeller er det umulig å ta hensyn til alle de fysiske prosessene som oppstår i stjernene og er viktige for utviklingen av utbruddet. Den ferdigste teorien om Star Evolution eksisterer ikke.

Legg merke til at forgjengeren til den kjente Supernova SN 1987a, referert til den andre typen, er en blå supergiant, og ikke rødt, da det ble antatt til 1987 i SN II-modeller. Det er også sannsynlig at resten ikke har et kompakt gjenstand for typen nøytronstjerne eller svart hull, som kan ses fra observasjoner.

Supernova i universet

Ifølge mange studier, etter universets fødsel, ble det fylt med bare lette stoffer - hydrogen og helium. Alle andre kjemiske elementer kan bare dannes i prosessen med brennende stjerner. Dette betyr at vår planet (og vi er med deg) er laget av et stoff som er dannet i dypet av forhistoriske stjerner og kastet en gang i supernova eksplosjoner.

Ifølge forskere produserer hver type II type II en aktiv aluminiumisotop (26Al) ca. 0,0001 løsninger av solen. Forfallet av denne isotopen skaper en hard stråling, som lenge ble observert, og i intensiteten er det beregnet at innholdet i galaksen i denne isotopen er mindre enn tre solmasser. Dette betyr at Supernova Type II-typer skal eksplodere i galaksen i gjennomsnitt to ganger i et århundre, som ikke observeres. Sannsynligvis, i de siste århundrene, ble mange slike eksplosjoner ikke lagt merke til (det var skyer for kosmisk støv). Derfor observeres de fleste supernovae i andre galakser. De dype himmelen på automatiske kameraer som er koblet til teleskoper, lar deg åpne mer enn 300 utbrudd per år. I alle fall har supernovaene lang tid å eksplodere ...

Ifølge en av de hypotesen av forskere kan støvkosmisk skyen, som dukket opp som et resultat av et supernova-utbrudd, holde seg i rom om to eller tre milliarder år gammel!

Observasjoner av supernovae.

For å utpeke supernovae-astronomer, bruk følgende system: bokstavene SN (fra latin S.opport. N.ova), da året for funn, og deretter latinske bokstaver - serienummeret til Supernova i året. For eksempel, SN 1997CJ. Indikerer en supernovae, åpen 26 * 3 ( c.) + 10 (j.) \u003d 88 på konto i 1997.

De mest berømte supernovae stjernene

• Supernova SN 1604 (Supernova Kepler)
• Supernova G1.9 + 0.3 (den yngste i vår Galaxy)

Historiske Supernovae i vår Galaxy (observert)

se også

Lenker

• Pskov Yu. P. Nye og supernova stjerner - Bok med nye og supernovae.
• Blomster D. Yu. Supernovae. - Moderne oversikt over supernovae.
• Alexey Levin. Rombomber - Artikkel i bladet "Populære mekanikere"
• Liste over alle observerte utbrudd av supernovae - Liste over supernovae, IAU
• Studenter for leting og utvikling av rom - supernovae

Notater

Wikimedia Foundation. 2010.

• Supernovae.
• Supernovae Stars.

Se hva som er "supernovae" i andre ordbøker:

Supernovae. Big Encyclopedic Dictionary

Supernovae. - Plutselig blinkende stjerner, strålingskraften som under utbruddet (fra 1040 Erg / s og over) overstiger mange tusen ganger utløpskraften til en ny stjerne. En gravitasjonskollaps fører til eksplosjonen av supernovae. Når du eksploderer den sentrale delen ... Astronomisk ordbok

Supernovae. - Plutselig blinker, såkalt nestlig, stjerner, som stråler, som overstiger strålingskraften til en separat galakse (bestående av hundrevis av milliarder stjerner). Eksplosjonen (flash) oppstår som følge av en gravitasjonskollapse (komprimering) ... Starten på moderne naturvitenskap

Supernovae Stars. - Stjerner, utbrudd (eksplosjoner) til RYY er ledsaget av full energiutgivelse \u003d 1051 ERG. Med alle andre stjernerutbrudd, er det for eksempel betydelig mindre energi. Når du blinker t. N. Nye stjerner opp til 1046 ERG. S. s. I OSN. Vi er delt inn i to typer (I og II). Fra ... Fysisk encyklopedi

Supernovae Stars. - Supernovae Tops Supernovae, stjerner, plutselig (innen få dager) øker deres lysstyrke hundrevis av millioner ganger. Et slikt utbrudd oppstår på grunn av kompresjonen av de sentrale områdene i stjernen under virkningen av grave og tilbakestilles krefter (... ... Illustrert encyklopedisk ordbok

Supernovae. - Stjernestjerner som slutter utviklingen i en katastrofalt eksplosiv prosess. Begrepet "supernovae" ble kalt stjerner, som brøt ut mye (for bestillinger) er sterkere enn de såkalte "nye stjernene". Faktisk, verken de eller andre fysisk ... ... Wikipedia

Supernovae Stars. - Stjerner som avslutter utviklingen i en katastrofalt eksplosiv prosess. Begrepet "supernovae" ble kalt stjerner, som brøt ut mye (for bestillinger) er sterkere enn de såkalte "nye stjernene". Faktisk er verken de eller andre ikke fysisk nye ... Wikipedia

supernovae Stars. - Plutselig blinkende stjerner, strålingskraft under utbruddet (fra 1040 Erg / s og over), overstiger mange tusen ganger utløpskraften til en ny stjerne. En gravitasjonskollaps av eksplosjonen fører til en eksplosjon av en supernovae under en eksplosjon ... Encyclopedic Dictionary

STJERNER - Hot glødende himmellegemer som solen. Stjerner varierer i størrelse, temperatur og lysstyrke. I mange parametere er solen en typisk stjerne, selv om det virker mye lysere og mest av alle andre stjerner, siden det er mye nærmere ... ... ... Encyclopedia Color.

Supernovae Stars. - Supernovae stjerner, stjerner, plutselig (innen få dager) øker deres lysstyrke hundrevis av millioner ganger. Denne flashen oppstår på grunn av komprimering av de sentrale områdene i stjernen under påvirkning av krefter og tilbakestill (med hastigheter på ca 2 ... ... Moderne Encyclopedia Les mer

I natthimmelen blinker plutselig en blendende lysstjerne - det var ikke bare noen få timer siden, men nå brenner hun som et fyrtårn.

Denne lyse stjernen er faktisk ikke helt en stjerne. Det lyse punktet i verden er en eksplosjon av en stjerne som nådde enden av sitt liv, og ble kjent som en supernova.

Supernovae kan kort formørkes hele galakser og utstråle mer energi enn arbeidet vårt ut av hele livet. De er også hovedkilden til tunge elementer i universet. Ifølge NASA er Supernovae "den største eksplosjonen som kan forekomme i rommet."

Historie om Supernova observasjoner

Ulike sivilisasjoner beskrev supernovae lenge før teleskopet ble oppfunnet. Den tidligste registrerte Supernova - RCW 86. Kinesiske astronomer så på det i 185 av vår tid. Deres poster viser at denne "nye stjernen" forblir i himmelen i åtte måneder.

Inntil 1700-tallet, før teleskopene ble tilgjengelige, av den britiske encyklopedi, ble syv supernovae registrert.

Det faktum at vi vet i dag som en krabbe-lignende nebula er resten av de mest berømte av disse supernovae. Kinesiske og koreanske astronomer registrerte denne stjerneeksplosjonen i sine poster i 1054. De sørvestlige indianerne kan også ha sett det (ifølge rockmalerier, som ble funnet i Arizona og New Mexico). Supernova, dannet Crabooid Nebula, var så lyse at astronomer kunne se henne selv om dagen.

Andre supernovaer, som ble oppdaget før teleskopet ble oppfunnet, skjedde i 393, 1006, 1181, 1572 (studert av den berømte astronomen) og i 1604. Braga skrev om hans observasjoner for den "nye stjernen" i sin bok "de Stella Nova ", som ga opphav til navnet" Ny ". Nye er forskjellig fra Supernova. Begge er plutselige lysstyrke når varme gasser brytes ut, men for en supernovae er denne eksplosjonen en katastrofal og betyr slutten av stjernens liv.

Begrepet "Supernova" ble ikke brukt til 1930-tallet. Det ble først brukt Walter Baad og Fritz Zwicks fra Mount Wilson Observatory, på grunn av eksplosjonslignende hendelse, som de observerte, kalt S Andromedae (også kjent som SN 1885A). Denne hendelsen skjedde i Andromeda's Galaxy. De foreslo at Supernovae oppstår når vanlige stjerner ansikts nøytron.

Det etableres pålitelig at stjernens død avhenger delvis av sin masse. Vår sol, for eksempel, har ingen tilstrekkelig masse å eksplodere som en supernova (selv om det er nyheter for jorden og ikke er veldig bra, for så snart solen brukte sitt termonukleære drivstoff, kanskje et par milliarder år, vil det svulme Til tilstanden til den røde giganten, som sannsynligvis er ondt vår verden før den gradvis avkjøles og blir hvit dverg). Men med ønsket mengde masse kan stjernen brenne i en brennende eksplosjon.

Star kan være en supernova i en av to tilfeller:

• Supernova Star Type I: Stjernen tar stoffet fra sin nabo til den eksplosive atomreaksjonen begynner.
• Typisk Supernova Star: Stjernene slutter med atombrensel, og det er ødelagt under sin egen tyngdekraft.

Supernova Type II.

La oss først vurdere en mer spennende type Supernova - II. For at stjernen skal eksplodere som en supernova type II, bør det være flere ganger mer massiv enn solen (estimater snakker om massene fra 8 til 15 solenergi). Som solen, vil hydrogenet brenne i det, og deretter helium. Det vil også ha nok masser og trykk for å syntetisere karbon. Det er det som vil skje neste gang:

• Gradvis vises tyngre elementer i midten, og det blir en lagdelt som en bue, mens elementene blir lettere å være plassert i vekt i synkende rekkefølge til utsiden av stjernen.
• Når stjernekjernen overgår litt masse (grensen til Chandrekar), er stjernen eksploderer (av denne grunn er disse supernovaene også kjent som Supernova-kjerner).
• Kjernen er oppvarmet og blir mer tett.
• Til slutt hopper materie tilbake fra kjernen, forskyver stjernematerialet i rommet, og danner en supernova.

Eksplosjonen forblir på eksplosjonsstedet, kalt nøytronstjernen, størrelsen på byen, som kan inneholde solens masse i en liten plass.

Det er underkategorier av Supernova Type II, klassifisert av deres skinnkurver. Lyset av Supernova Type II-L er jevnt redusert etter eksplosjonen, mens lystype II-P forblir stabil for en stund før det er redusert. Typen av hydrogen har en linje i spektrene.

Astronomer mener at stjerner er mye mer massive enn solen (ca. 20-30 av solmassene), kan ikke eksplodere som en supernova. I stedet blir de ødelagt ved å danne svarte hull.

Supernova Type I.

Supernova Type Jeg har ikke en hydrogenlinje i deres spektra.

Det antas at Supernova Type IA oppstår fra hvite dverg-stjerner i et nært binært system. Når gassen fra neste stjerne akkumulerer på den hvite dvergen, krymper han gradvis, og i siste instans er det en rask atomreaksjon inne, som til slutt fører til et katastrofalt utbrudd av Supernova.

Astronomer bruker Supernova Type IA for å måle avstander, fordi, som det antas, er de feil med samme lysstyrke på toppene sine.

Supernovae Typer Ib og IC er også gjennomgår kantene på kjernen, samt Supernova Type II, men mister de fleste av deres ytre skall fra hydrogen.

Hvis du har funnet en feil, vennligst velg tekstfragmentet og klikk Ctrl + Enter..

Noen århundrer siden astronomer la merke til at glansen av noen stjerner i galaksen plutselig økte mer enn tusen ganger. Et sjeldent fenomen med en flere økning i gløden av romobjektforsøkene identifisert som fødselen til en supernova. Dette er en slags kosmisk tull, fordi i det øyeblikket er stjernen ikke født, men opphører å eksistere.

Blits supernovae. - Dette er faktisk eksplosjonen av en stjerne, ledsaget av frigjøring av en enorm mengde energi ~ 10 50 erg. Lysstyrken på Supernova Glow, som blir synlig hvor som helst i universet, øker strømmen i flere dager. Samtidig er et slikt antall energi preget hvert sekund at solen kan trene for hele tiden for sin eksistens.

Eksplosjonen av en supernovae som en konsekvens av utviklingen av romobjekter

Astronomens forskere forklarer dette fenomenet av evolusjonære prosesser, millioner av år finner sted med alle romobjekter. For å forestille seg prosessen med utseendet på Supernova, må du forstå stjernens struktur (Figur nedenfor).

Stjernen er et stort objekt med en kolossal masse og derfor den samme tyngdekraften. Stjernen har en liten kjernen, omgitt av et ytre skall av gasser som utgjør stjernenes hovedmasse. Gravitasjonskreftene er satt på skallet og kjernen, klemmer dem med en slik kraft som gassskallet blir avstøtet og, som ekspanderer, begynner å sette press fra innsiden, kompensere for tyngdekraftenes kraft. Pariteten til de to styrkene bestemmer stjernens stabilitet.

Under virkningen av store temperaturer i kjernen begynner termonukleær reaksjon, dreier hydrogen i helium. Enda mer varme er tildelt, strålingen som øker i stjernen, men fortsatt begrenset av tyngdekraften. Og så begynner den virkelige kosmiske alkymien: Hydrogenets reserver er utarmet, helium begynner å bli til karbon, karbon - i oksygen, oksygen - i magnesium ... Så gjennom termonukleær reaksjon oppstår syntesen av mer alvorlige elementer.

Inntil utseendet på jern, går alle reaksjoner med varmefrigivelse, men så snart jernet begynner å gjenfødt inn i elementene som følger det, er reaksjonen fra de eksoterme bevegelsene til endoterm, det vil si at varmen stopper ut og begynner å bruke. Tyngelsesbalansen og termiske strålingsstyrker er ødelagt, kjernen komprimeres i tusenvis av ganger, og alle de ytre lagene i skallet er rushed til stjernen. Beskjæret i kjernen ved lysets hastighet, de spretter tilbake, vender mot hverandre. Det er en eksplosjon av de ytre lagene, og stoffet som stjernen består, vil flyve bort med en hastighet på flere tusen kilometer per sekund.

Prosessen er ledsaget av en så lys blits som den kan ses selv med det blotte øye, hvis Supernova ble brann i nærmeste galakse. Så begynner gløden å falme, og på eksplosjonsstedet dannes ... og hva som gjenstår etter eksplosjonen av Supernova? Det er flere alternativer for utviklingen av hendelser: For det første kan Supernova-resten være en nøytronkjerne, hvilke forskere kalles en nøytronstjerne, for det andre, et svart hull, tredje, gassnøbula.

Stjerner lever ikke for alltid. De er også født og døende. Noen av dem, som solen, eksisterer i flere milliarder år, kommer rolig alder, og deretter sakte forsvinne. Andre lever et mye kortere og stormfulle liv, og dessuten er dømt til katastrofale død. Deres eksistens er avbrutt av en gigantisk eksplosjon, og da blir stjernen til en supernova. Lys supernovae lyser plass: dets eksplosjon er synlig på avstanden til mange milliarder lysår. Plutselig vises en stjerne på himmelen hvor som helst, det virker som noe. Derav navnet. Gamle trodde at i slike tilfeller er en ny stjerne virkelig tent. I dag vet vi at faktisk stjernen ikke er født, men dør, men navnet forblir det samme, Supernova.

Supernova 1987a.

På natten den 23.-22-12. februar, 1987, i en, fra nærmeste Galaktik,. En stor MagTel Cloud, som ligger fra oss bare 163.000 lys år, en supernova dukket opp i konstellasjonen gullfisken. Hun ble merkbar selv til det blotte øye, i mai i mai nådde måneden den synlige verdien på +3, og i de følgende månedene mistet gradvis lysstyrken, til usynligheten ikke var et teleskop eller kikkert igjen ..

Nåtid og fortid

Supernova, 1987A, hvis navn sier at det var den første supernova, observert i 1987, ble det første synlige blotte øye fra begynnelsen av teleskopens tid. Saken er at den siste eksplosjonen av Supernova i vår galakse ble observert i fjerntliggende 1604, da teleskopet ennå ikke var oppfunnet.

Men enda viktigere, Star * 1987a ga moderne agonomer den første muligheten til å observere en supernova på en relativt kort avstand.

Og hva var det før?

Studien av Supernova i 1987a viste at den refererer til Type II. Det vil si at stjernen - byråene eller forgjengeren Star, som var i stand til å oppdage i tidligere bilder av dette, viste himmelen, som ble blå supergiant, hvis masse nesten 20 ganger høyere enn solens masse. Dermed var det en veldig varm stjerne, som raskt utmattet sitt kjernefysisk drivstoff.

Det eneste som igjen etter en gigantisk eksplosjon er en raskt ekspanderende gasssky, inne i hvilken ellers ikke kunne se nøytronstjernen, hvis forekomst teoretisk bør forventes. Noen astronomer hevder at denne stjernen fortsatt er omsluttet av de frigjorte gassene, mens andre legger fram en hypotese, ifølge hvilket et svart hull dannes i stedet for en stjerne.

Stjerne liv

Stjerner er født som følge av gravitasjonskomprimering av en interstellærsky, som oppvarmer seg, bringer sin sentrale kjernen til temperaturer som er tilstrekkelig til å starte termonukleære reaksjoner. Den etterfølgende utviklingen av den allerede solbrune stjernen avhenger av to faktorer: den første masse og kjemiske sammensetningen, og den første, spesielt bestemmer forbrenningshastigheten. Stjerner som har en større masse, varm og lettere, men det er derfor de brenner før. Dermed er livet til en massiv stjerne kortere enn en liten masse.

Røde giganter

Om stjernen som brenner hydrogen, er det vanlig å si at det er i "hovedfasen". Mesteparten av livet til enhver stjerne sammenfaller med denne fasen. For eksempel er solen i hovedfasen på 5 milliarder år og vil forbli i det i lang tid, og når denne perioden er over, vil armaturet gå inn i den korte fasen av ustabilitet, etter hvilken den er stabilisert igjen, dette tid i form av en rød gigant. Rød gigant er uforlignelig større og lysere stjerner i hovedfasen, men også mye kaldere. Antares i konstellasjonen Scorpio eller Betelgeuse i Constellation Orion - lyse eksempler på røde giganter. Deres farge kan umiddelbart gjenkjennes av det blotte øye.

Når solen blir til en rød gigant, vil dets ytre lag "innebære" planetene kvikksølv og venus og nå jordens bane. I den røde giganten er stjernen tapt en betydelig del av de ytre lagene i atmosfæren, og disse lagene danner en planetarisk nebula, som ligner M57, nebula ring i konstellasjonen Lira, eller M27, dumbbell nebula i konstellasjonsanlegget. Og den ene, og den andre passer perfekt til å observere teleskopet ditt.

Vei til endelig

Fra dette punktet er den ytterligere skjebnen til stjernen uunngåelig avhengig av sin masse. Hvis det er mindre enn 1,4 masse av solen, så etter slutten av atombrenningen, vil en slik stjerne fri fra sine ytre lag og vil bli presset til den hvite dverg-endelige fasen av utviklingen av en stjerne med en liten masse . Millioner vil bli avholdt, mens White Dwarf vil avkjøles og bli usynlig. Tvert imot, en stjerne med en stor masse (minst 8 ganger den massive solen), så snart hydrogen ender, overlever på grunn av brennende gasser tyngre hydrogen, som helium og karbon. Etter å ha passert en rekke kompresjons- og ekspansjonsfaser, opplever en slik stjerne etter noen millioner år en katastrofal eksplosjon av Supernova, og kaster inn i rommet en gigantisk mengde egen substans, og blir til en lekkasje av supernova. I omtrent en uke er Supernova overveldet over lysstyrken på alle stjernene i sin galakse, og så raskt mørkere. Senteret forblir en nøytronstjerne, et lite objekt med en gigantisk tetthet. Hvis stjernenes masse er enda mer, som et resultat av en supernova-eksplosjon, vises ingen stjerner, men svarte hull.

Typer Supernova.

Studere lyset som kommer fra supernovae, fant astronomer ut at ikke alle dem er de samme, og de kan klassifiseres avhengig av de kjemiske elementene som presenteres i deres spektra. Hydrogen spilte en spesiell rolle her: Hvis det er linjer som bekrefter tilstedeværelsen av hydrogen i Supernova-spektret, er det referert til av type II; Hvis det ikke er noen slike linjer, er det beregnet til type I. Supernovae Type I er adskilt i underklasser LA, LB og L С i de andre spektrumelementene.

Ulike eksplosjonens natur

Klassifiseringen av typer og undertyper gjenspeiler mangfoldet av mekanismene som ligger til grunn for eksplosjonen, og forskjellige typer forgjengerstjerner. Supernovae Eksplosjoner som SN 1987A er basert på det siste evolusjonære stadiet av en stjerne med en stor masse (mer enn 8 ganger høyere enn solens masse).

Supernovae Typer LB og LC oppstår som følge av en sammenbrudd av sentrale deler av massive stjerner, som har mistet en betydelig del av deres hydrogenskall på grunn av sterk stjerne, vind eller på grunn av overføring av et stoff med en annen stjerne i et dobbeltsystem .

Ulike forgjengere

Alle Supernovae Typer av LB, LC og II forekommer fra befolkningens stjerner jeg, det vil si, fra unge stjerner fokusert på platene av spiral galakser. Supernovae Typer La, i sin tur kommer fra gamle stjerner i befolkningen II, og de kan observeres både i elliptiske galakser og i kjernene av spiralgalaksier. Denne typen Supernova fra White Dwarf, som er en del av et dobbeltsystem og trekker stoffet fra sin nabo. Når vekten av den hvite dvergen når stabilitetsgrensen (det kalles CHANDREKAR-grensen), begynner den raske prosessen med sammenslåing av karbonkjerner, og eksplosjonen oppstår som følge av at stjernen kaster ut det utvendige flertallet av dens masse.

Forskjellig lysstyrke

Ulike klasser av supernovaer varierer fra hverandre ikke bare av spekteret, men også den maksimale lysstyrken oppnådd av dem i eksplosjonen, og med måten denne lysstyrken reduseres over tid. Supernovae Jeg er som regel mye lysere av Supernova Type II, men samtidig vil de brenne mye raskere. I Supernova type I, topp lysstyrke reddes fra flere timer til flere dager, mens Supernova Type II kan eksistere opptil flere måneder. En hypotese ble uttrykt, ifølge hvilken stjernene med en meget stor masse (flere dusin ganger større enn solens masse) eksploderer enda mer voldsomt som "hypernovye", og kjernen blir til et svart hull.

Supernova i historien

Astronomer tror at i vår Galaxy, i gjennomsnitt eksploderer det langs en supernova hvert 100 år. Men antallet supernovae, historisk dokumentert i de siste to tusenårene, ikke 10. En av grunnene til dette kan skyldes at supernovae, spesielt type II, eksplodere i spiralgrener, hvor interstellar støv er mye tettere Og derfor kan mørke strålingen supernova.

Først og fremst sett

Selv om forskere vurderer andre kandidater, antas det i dag at den første observasjonen av eksplosjonen av Supernova refererer til 185 av N.E. Det ble dokumentert av kinesiske astronomer. I Kina ble eksplosjonene i den galaktiske supernova i 386 og i 393 notert. Det var da mer enn 600 år gammel, og nå, til slutt, en annen supernova dukket opp i himmelen: i 1006, var en ny stjerne skinnet i konstellasjonen, denne gangen ble registrert, inkludert arabiske og europeiske astronomer. Denne lyseste glansen (hvis synlige verdi på toppen av lysstyrken nådde -7,5) forblir synlig i himmelen i lengre tid enn et år.
.
Krabbe nebula

Eksepsjonelt lys var Supernova 1054 (den maksimale verdien -6), men det ble igjen lagt merke til bare av kinesiske astronomer, og til og med kanskje de amerikanske indianerne. Sikkert er det den mest berømte Supernova, siden residuet er en krabbe nebula i konstellasjonen Taurus, som Charles Messier bidro til sin katalog på nummer 1.

Vi er forpliktet til kinesiske astronomer og informasjon om utseendet i 1181 av Supernova i Constellation Cassiopeia. Det var også eksplodert og en annen supernova, denne gangen i 1572. Denne Supernova ble lagt merke til av europeiske astronomer, inkludert stille Brage, som beskrev hennes utseende, og videre endrer lysstyrken i sin bok "på New Star", hvis navn og ga begynnelsen på begrepet, som er vanlig for å utpeke slike stjerner.

Supernova stille

Etter 32 år, i 1604, dukket opp en annen supernova i himmelen. Stille Brage overlevert denne informasjonen til sin student Johann Kepler, som begynte å spore "New Star" og dedikert henne en bok "på en ny stjerne i foten av Zmeenosz". Denne stjernen, observert og Galileo Galileem, er i dag den siste av supernovaene som er synlig for det blotte øye, eksplodert i vår galakse.

Det er imidlertid ingen tvil om at en annen supernova eksploderte i Milky Way, igjen i Constellation Cassiopeia (denne kobestår av tre galaktiske supernova). Selv om det ikke er visuelt bevis på dette arrangementet, fant astronomer stjernene og beregnet at den skal svare til eksplosjonen som skjedde i 1667.

Utenfor Milky Way, i tillegg til Supernova 1987a, ble astronomer observert og den andre Supernova, 1885, som eksploderte i Andromeda Galaxy.

Supernova observasjon

For å jakte på Supernova er tålmodighet nødvendig og den riktige metoden.

Den første er nødvendig, siden ingen garanterer at du vil kunne åpne Supernova på den første kvelden. Uten et sekund er det ikke nødvendig hvis du ikke vil miste tid og virkelig streber etter å øke sjansene dine for å åpne Supernova. Hovedproblemet er at det er fysisk umulig å forutsi når og hvor det vil være en supernova-eksplosjon i en av de fjerne galakser. Derfor bør Supernova Hunter skanne himmelen hver kveld, sjekke dusinvis av galakser, nøye utvalgt for dette formålet.

Hva må vi gjøre

En av de vanligste teknikkene er å veilede et teleskop på en eller annen galakse og sammenligne utseendet med et tidligere bilde (tegning, bilde, digitalt bilde), i en ideell versjon av omtrent samme økning som teleskopet som observasjoner utføres . Hvis en supernova dukket opp der, vil det straks rush til øynene dine. I dag har mange amatør-astronomer utstyr som er verdig til et profesjonelt observatorium, for eksempel datakontrollteleskoper og CCD-kamera, slik at du kan ta bilder av Starry Sky umiddelbart i digitalt format. Men selv i dag, mange observatører jakter på Supernova, bare å sette et teleskop på en eller annen galakse og se på okularet i håp om å se om en stjerne vil vises et sted.

Nødvendig utstyr

For Supernova-jakt er det ikke nødvendig å være for komplisert utstyr selvfølgelig, du må ta hensyn til kraften i teleskopet ditt. Faktum er at hvert verktøy har en grense stjerneverdi, som avhenger av forskjellige faktorer, og de viktigste av dem er en linsiameter av linsen (imidlertid lysstyrken på himmelen, avhengig av lysforurensningen, er også mindre, høyere grenseverdien). Med hjelp av ditt teleskop kan du se hundrevis av galakser på jakt etter Supernova. Men før du fortsetter med observasjonen, er det svært viktig å ha himmelske kort for definisjonen av galakser, samt tegninger og bilder av galakser som du planlegger å observere (det er dusinvis av ressurser til Supernova Hunters), og til slutt, Observasjonsmagasinet, hvor du vil sende inn data for hver av observasjonsøktene.

Nattproblemer

Jo flere supernova-jegere, jo mer sannsynlig å legge merke til deres utseende direkte i øyeblikket av eksplosjonen, noe som gjør det mulig å fullstendig spore sin glansskurve. Fra dette synspunkt gir amatør astronomer den mest verdifulle hjelpen til fagfolk.

Supernovae Hunters må være klare til å utholde en nattkjøl og fuktighet. I tillegg må de bekjempe døsighet (termos med varm kaffe kommer alltid inn i det grunnleggende utstyret av elskere av natt astronomi observasjoner). Men før eller senere vil deres tålmodighet bli belønnet!

Stemte takk!

Kanskje du vil være interessert:

Fødsel av en supernovae

Himmelen på en klar dag representerer i et generelt ganske kjedelig og monotont bilde: en delt ball av solen og ren endeløs plass, noen ganger dekorert med skyer eller sjeldne skyer.

En annen ting er himmelen i en skyløs natt. Det er vanligvis å sove med lyse klynger av stjerner. Samtidig er det nødvendig å ta hensyn til at i natthimmelen med et blått øye kan du se fra 3 til 4,5 tusen nattlig shum. Og de tilhører alle Milky Way, hvor vårt solsystem er plassert.

Ifølge moderne stjerner er disse varme gassballer, i dypet, hvis det er en termalidsyntese av heliumkjerner fra hydrogenkjerner med frigjøring av en enorm mengde energi. Det er hun som gir lysstyrke av stjerner.

Den nærmeste stjernen til oss er vår sol, avstanden som er 150 millioner kilometer. Men stjernen i provisjonen av Centaur, neste avstand, er fra oss i en avstand på 4,25 lysår, eller 270 tusen ganger lenger enn solen.

Det er stjerner, hundrevis av ganger større enn solen i størrelse og på samme tid dårligere enn ham i denne indikatoren. Men massene av stjerner endrer seg i mye mer beskjedne grenser - fra en tolvte masse av solen til 100 av sin masse. Mer enn halvparten av de synlige stjernene er doble, og noen ganger trippel systemer.

Generelt kan antall stjerner i det synlige universet betegnes med en rekke 125.000.000.000 med elleve ekstra nuller.

Nå, for å unngå forvirring med nuller, registreres astronomer ikke lenger enn individuelle stjerner, men hele galakser, med tanke på at i gjennomsnitt i hver av dem er det rundt 100 milliarder stjerner.

Amerikansk astronom Fritz Zwick begynte først å engasjere seg i målrettet søk etter Supernova

Tilbake i 1996 har forskere fastslått at 50 milliarder galakser kan ses fra bakken. Når Hubble Orbital Telescope ble introdusert i drift, som ikke forstyrrer forstyrrelsen av jordens atmosfære, hoppet antall synlige galakser til 125 milliarder kroner.

Takket være det all-seeende øyet i dette teleskopet, trengte astronomer slike universelle dybder, som de så galaksen som dukket opp bare en milliard år etter den store eksplosjonen, som ga opphav til vårt univers.

Flere parametere brukes til å karakterisere stjernene: lysstyrken, massen, radiusen og kjemisk sammensetningen av atmosfæren, så vel som temperaturen. Og ved hjelp av en rekke ekstra egenskaper av stjernen, er det også mulig å bestemme sin alder.

Hver stjerne er en dynamisk struktur som er født, vokser og deretter når en viss alder, dør stille. Men det skjer at hun plutselig eksploderer. Denne hendelsen fører til storskala endringer i området som fløy til den eksploderte stjernen.

Således strekker den opprøret som fulgte denne eksplosjonen til den gigantiske fart, og for flere titusenvis av år er en stor plass i interstellært medium fanget. I dette området er det en kraftig, opp til flere millioner grader, temperaturen øker, tettheten av kosmiske stråler og spenningen i magnetfeltet øker betydelig.

Slike egenskaper av stoffet kastet bort av den eksploderte stjernen tillater det å danne nye stjerner og til og med hele planetariske systemer.

Av denne grunn er både supernovae, og deres rester veldig tett studert av astrofysikk. Tross alt kan informasjonen som er oppnådd under studiet av dette fenomenet, utvide kunnskapen om utviklingen av normale stjerner, om prosessene som oppstår ved fødselen av nøytronstjerner, samt å finne ut detaljene i reaksjonene, som følge av Hvilke tunge elementer dannes, kosmiske stråler, etc.

På en gang økte de stjernene hvis lysstyrke uventet økt mer enn 1000 ganger, astronomer kalt nye. De dukket opp i himmelen uventet, noe som gjorde endringer i den vanlige konfigurasjonen av konstellasjoner. Plutselig, en økning i maksimalt flere tusen ganger, deres glans etter en stund redusert kraftig, og noen få år senere ble deres lysstyrke så svak som før eksplosjonen.

Det skal bemerkes at frekvensen av utbrudd, hvor stjernen er unntatt fra en tusen masse, og som med stor fart, kaster inn i verdensrommet, regnes som et av hovedtegnene om fødselen av nye stjerner. Men samtidig, merkelig, vil eksplosjonene av stjerner ikke føre til betydelige endringer i deres struktur, og heller ikke deres ødeleggelse.

Hvor ofte oppstår slike hendelser i vår galakse? Hvis du bare vurderer de stjernene, som i deres lysstyrke ikke overstiger 3. stjernestørrelse, så, ifølge de historiske krønikene og observasjonene av astronomiske forskere, ble ikke mer enn 200 lyse utbrudd observert i fem tusen år.

Men når studiene av andre galakser begynte å bli gjennomført, ble det tydelig at lysstyrken på de nye stjernene, som vises i disse kortene av kosmos, er ofte lik lysets lysstyrke, hvor disse stjernene vises.

Selvfølgelig er utseendet på stjerner med slik lysstyrke en ekstraordinær begivenhet og absolutt ikke ligner på vanlige stjerners fødsel. Derfor, i 1934, tilbød amerikanske astronomer Fritz Zwickki og Walter Baade disse stjernene hvis maksimale lysstyrke når lysstyrke av vanlige galakser, for å markere i en egen klasse Supernovae og de lyseste stjernene. Det bør huskes at utbruddene i Supernova i den nåværende tilstanden til vår Galaxy - fenomenet er ekstremt sjeldent, noe som skjer mer enn en gang hver 100 år. De mest lyse utbruddene, som registrerte kinesiske og japanske avhandlinger, skjedde i 1006 og 1054.

Etter fem hundre år, i 1572 ble utbruddet av supernova i konstellasjonen av Cassiopeia observert av en enestående astronomen stille Brage. I 1604 i snakkens konstellasjon, så fødselen til en supernovae så Johann Kepler. Og siden da ble slike ambisiøse hendelser i vår galakse ikke observert.

Det er mulig at dette skyldes at solsystemet opptar denne bestemmelsen i vår galakse at det er mulig å observere de optiske utbruddene av utbruddet av Supernova fra bakken bare i halvparten av volumet. I resten av delen av dette forstyrre den interstellære absorpsjonen av lys.

Og siden i andre galakser, disse fenomenene forekommer på omtrent samme frekvens som i den melkefulle måten, ble grunnleggende informasjon om Supernova på tidspunktet for utbruddet oppnådd ved observasjoner av dem i andre galakser ...

For første gang begynte målrettet søk etter Supernova i 1936 å engasjere seg i astronomer V. Baade og F. Zvikki. I løpet av treårige observasjoner i ulike galakser har forskere oppdaget 12 utbrudd av supernovae, som senere ble utsatt for en grundigere studie ved hjelp av fotometri og spektroskopi.

Videre gjorde bruken av mer forbedret astronomisk utstyr det mulig å utvide listen over nylig åpne supernovae. Og introduksjonen av automatisert søk førte til det faktum at forskere har oppdaget mer enn hundre supernova. Totalt, på kort tid, ble 1500 av disse objektene registrert.

I de senere år, ved hjelp av kraftige teleskoper i en natt observasjoner, åpnet forskerne mer enn 10 fjerne supernovae!

I januar 1999 var en hendelse sjokkert til og med moderne astronomer som var vant til mange "fokus" av universet: i dybden av rommet ble det registrert en flash ti ganger lysere enn alle som ble registrert av forskere tidligere. Det ble lagt merke til av to forskningssatellitter og et teleskop i fjellene i New Mexico, utstyrt med et automatisk kamera. Det skjedde dette unike fenomenet i konstellasjonen av Volopasas. Litt senere, i april i løpet av samme år, fant forskere at avstanden til utbruddet er ni milliarder lysår. Dette er nesten tre fjerdedeler av universets radius.

Beregningene som ble gjort av astronomer viste at i noen sekunder, hvor blitsen varet, ble energien skilt mange ganger mer enn solen produserte fem milliarder år av sin eksistens. Hva forårsaket en så utrolig eksplosjon? Hvilke prosesser gjorde denne Grand Energy Emission? Spesielt for disse spørsmålene, kan vitenskapen ikke ennå, selv om det er en antagelse om at en så stor mengde energi kan forekomme i tilfelle en fusjon av to nøytronstjerner.