ამის შედეგად სუპერნოვა იბადება. ახალგაზრდა სუპერნოვას ნარჩენის მოდელი

აფეთქების შემდეგ ძალიან ბევრია დამოკიდებული იღბალზე. სწორედ ის განსაზღვრავს, შესაძლებელი იქნება თუ არა სუპერნოვას დაბადების პროცესების შესწავლა, ან მოუწევს თუ არა მათზე გამოცნობა აფეთქების შემდეგ - ყოფილი ვარსკვლავიდან გავრცელებული პლანეტარული ნისლეული. ადამიანის მიერ აშენებული ტელესკოპების რაოდენობა არ არის საკმარისი იმისათვის, რომ მუდმივად დააკვირდეს მთელ ცას, განსაკუთრებით ელექტრომაგნიტური გამოსხივების სპექტრის ყველა რეგიონში. ხშირად მოყვარული ასტრონომები ეხმარებიან მეცნიერებს, რომლებიც თავიანთ ტელესკოპებს მიმართავენ სადაც მოესურვებათ და არა შესასწავლად საინტერესო და მნიშვნელოვან ობიექტებზე. მაგრამ სუპერნოვას აფეთქება ყველგან შეიძლება მოხდეს!

მოყვარული ასტრონომების დახმარების მაგალითია სუპერნოვა სპირალურ გალაქტიკაში M51. ცნობილი როგორც Pinwheel Galaxy, ის ძალიან პოპულარულია სამყაროზე დაკვირვების მოყვარულთა შორის. გალაქტიკა ჩვენგან 25 მილიონი სინათლის წლის მანძილზე მდებარეობს და თავისი სიბრტყით პირდაპირ ჩვენსკენ არის მობრუნებული, რის გამოც ძალიან მოსახერხებელია მასზე დაკვირვება. გალაქტიკას აქვს თანამგზავრი, რომელიც კონტაქტშია M51-ის ერთ-ერთ მკლავთან. გალაქტიკაში აფეთქებული ვარსკვლავის სინათლე დედამიწას 2011 წლის მარტში მიაღწია და ჩაწერილი იქნა მოყვარულმა ასტრონომებმა. სუპერნოვამ მალე მიიღო ოფიციალური სახელწოდება 2011dh და გახდა როგორც პროფესიონალი, ისე მოყვარული ასტრონომების ყურადღების ცენტრში. „M51 ჩვენთან ერთ-ერთი უახლოესი გალაქტიკაა, ის უაღრესად ლამაზია და ამიტომ ფართოდ არის ცნობილი“, - ამბობს კალტექის თანამშრომელი შილერ ვან დიკი.

დეტალურად განხილული სუპერნოვა 2011dh აღმოჩნდა, რომ მიეკუთვნება იშვიათი ტიპის IIb აფეთქებების კლასს. ასეთი აფეთქებები ხდება მაშინ, როდესაც მასიურ ვარსკვლავს აშორებს წყალბადის საწვავის თითქმის მთელ გარე ტანსაცმელს, რომელსაც სავარაუდოდ მისი ორობითი თანამგზავრი გადაიტანს. ამის შემდეგ, საწვავის ნაკლებობის გამო, ჩერდება თერმობირთვული შერწყმა, ვარსკვლავის გამოსხივება ვერ გაუძლებს გრავიტაციას, რომელიც ვარსკვლავის შეკუმშვისკენ მიდრეკილია და ის ცენტრისკენ ეცემა. ეს არის სუპერნოვას აფეთქების ორი გზადან ერთ-ერთი და ასეთ სცენარში (ვარსკვლავი თავის თავზე ეცემა გრავიტაციის გავლენით), მხოლოდ ყოველი მეათე ვარსკვლავი იძლევა IIb ტიპის აფეთქებას.

არსებობს რამდენიმე კარგად ჩამოყალიბებული ჰიპოთეზა IIb ტიპის სუპერნოვას დაბადების ზოგად სქემასთან დაკავშირებით, მაგრამ მოვლენების ზუსტი ჯაჭვის რეკონსტრუქცია ძალიან რთულია. ვინაიდან არ შეიძლება ითქვას, რომ ვარსკვლავი ძალიან მალე გადადის სუპერნოვაზე, შეუძლებელია მისი ფრთხილად დაკვირვებისთვის მომზადება. რასაკვირველია, ვარსკვლავის მდგომარეობის შესწავლა შეიძლება ვარაუდობდეს, რომ ის მალე გახდება სუპერნოვა, მაგრამ ეს არის სამყაროს დროის მასშტაბით მილიონობით წლის განმავლობაში, ხოლო დაკვირვება მოითხოვს აფეთქების დროის ცოდნას რამდენიმე წლის სიზუსტით. ასტრონომებს მხოლოდ ხანდახან გაუმართლათ და აქვთ ვარსკვლავის დეტალური სურათები აფეთქებამდე. M51 გალაქტიკის შემთხვევაში ეს ვითარება ხდება - გალაქტიკის პოპულარობის გამო მისი მრავალი გამოსახულებაა, რომლებშიც 2011dh ჯერ არ აფეთქდა. „სუპერნოვას აღმოჩენიდან რამდენიმე დღეში ჩვენ მივმართეთ ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპის არქივებს. როგორც ირკვევა, ეს ტელესკოპი ადრე ქმნიდა M51 გალაქტიკის დეტალურ მოზაიკას სხვადასხვა ტალღის სიგრძეზე“, - ამბობს ვან დიკი. 2005 წელს, როდესაც ჰაბლის ტელესკოპმა გადაიღო 2011th რეგიონი, მის ადგილას მხოლოდ შეუმჩნეველი ყვითელი გიგანტური ვარსკვლავი იყო.

სუპერნოვაზე 2011dh დაკვირვებებმა აჩვენა, რომ ის კარგად არ ჯდება უზარმაზარი ვარსკვლავის აფეთქების სტანდარტულ იდეასთან. პირიქით, ის უფრო შესაფერისია პატარა ვარსკვლავის აფეთქების შედეგად, მაგალითად, ყვითელი სუპერგიგანტის კომპანიონი ჰაბლის სურათებიდან, რომელმაც დაკარგა თითქმის მთელი ატმოსფერო. ახლომდებარე გიგანტის მიზიდულობის გავლენით, ვარსკვლავისგან მხოლოდ მისი ბირთვი დარჩა, რომელიც აფეთქდა. „ჩვენ გადავწყვიტეთ, რომ სუპერნოვას წინამორბედი იყო თითქმის მთლიანად გაშიშვლებული ვარსკვლავი, ლურჯი და, შესაბამისად, უხილავი ჰაბლისთვის“, - ამბობს ვან დიკი. – ყვითელმა გიგანტმა თავისი გამოსხივებით დამალა თავისი პატარა ცისფერი კომპანიონი, სანამ არ აფეთქდა. ეს არის ჩვენი დასკვნა."

მკვლევართა კიდევ ერთი ჯგუფი, რომელიც სწავლობს ვარსკვლავს 2011dh, საპირისპირო დასკვნამდე მივიდა, რაც კლასიკურ თეორიას ემთხვევა. ეს იყო ყვითელი გიგანტი, რომელიც იყო სუპერნოვას წინამორბედი, ბელფასტის დედოფლის უნივერსიტეტის თანამშრომლის ჯასტინ მაუნდის თქმით. თუმცა, მიმდინარე წლის მარტში სუპერნოვამ ორივე გუნდს საიდუმლო გაუმხილა. პრობლემა პირველად შენიშნა ვან დიკმა, რომელმაც გადაწყვიტა შეეგროვებინა დამატებითი ინფორმაცია 2011th წლის შესახებ ჰაბლის ტელესკოპის გამოყენებით. თუმცა მოწყობილობამ ძველ ადგილას დიდი ყვითელი ვარსკვლავი ვერ იპოვა. „უბრალოდ გვინდოდა ისევ გვეყურებინა სუპერნოვას ევოლუცია“, ამბობს ვან დიკი. ჩვენ ვერასდროს წარმოვიდგენდით, რომ ყვითელი ვარსკვლავი სადმე წავიდოდა. სხვა გუნდი იმავე დასკვნამდე მივიდა ხმელეთის ტელესკოპების გამოყენებით: გიგანტი გაქრა.

ყვითელი გიგანტის გაუჩინარება მიუთითებს მასზე, როგორც ნამდვილ სუპერნოვას წინამორბედზე. ვან დიკის პოსტი წყვეტს ამ დაპირისპირებას: "სხვა გუნდი სრულიად მართალი იყო, ჩვენ ვცდებოდით". თუმცა, სუპერნოვას 2011dh-ის შესწავლა ამით არ მთავრდება. როდესაც 2011dh სიკაშკაშე ქრება, M51 დაუბრუნდება თავის აფეთქებამდე მდგომარეობას (თუმცა ერთი კაშკაშა ვარსკვლავის გარეშე). ამ წლის ბოლოსთვის სუპერნოვა საკმარისად უნდა დაბნელებულიყო, რათა გამოეჩინა ყვითელი სუპერგიგანტის კომპანიონი - ასეთი რომ ყოფილიყო, როგორც ამას კლასიკური ტიპის IIb სუპერნოვას თეორია გვთავაზობს. ასტრონომთა რამდენიმე ჯგუფმა უკვე დათმო ჰაბლის დაკვირვების დრო 2011 დჰ-ის ევოლუციის შესასწავლად. "ჩვენ უნდა ვიპოვოთ ორობითი კომპანიონი სუპერნოვას", - ამბობს ვან დიკი. „თუ ის აღმოაჩინა, ასეთი აფეთქებების წარმოშობის დამაჯერებელი გაგება იქნება“.

უძველესი მატიანეები და მატიანეები გვამცნობენ, რომ ზოგჯერ ცაში უცებ გამოჩნდნენ განსაკუთრებული სიკაშკაშის ვარსკვლავები. ისინი სწრაფად გაიზარდა სიკაშკაშე და შემდეგ ნელა, რამდენიმე თვის განმავლობაში, გაქრა და შეწყვიტა ხილვა. მაქსიმალურ სიკაშკაშესთან ახლოს, ეს ვარსკვლავები დღის განმავლობაშიც კი ჩანდნენ. ყველაზე ნათელი აფეთქებები იყო 1006 და 1054 წლებში, რომელთა შესახებ ინფორმაცია მოცემულია ჩინურ და იაპონურ ტრაქტატებში. 1572 წელს კასიოპეის თანავარსკვლავედში ასეთი ვარსკვლავი ააფეთქეს და დააკვირდა გამოჩენილმა ასტრონომმა ტიხო ბრაჰემ, ხოლო 1604 წელს თანავარსკვლავედში Ophiuchus-ის მსგავსი აფეთქება დააფიქსირა იოჰანეს კეპლერმა. მას შემდეგ, ასტრონომიაში „ტელესკოპური“ ეპოქის ოთხი საუკუნის განმავლობაში, მსგავსი აფეთქებები არ დაფიქსირებულა. თუმცა, დაკვირვებითი ასტრონომიის განვითარებით, მკვლევარებმა დაიწყეს მსგავსი აფეთქებების საკმაოდ დიდი რაოდენობის აღმოჩენა, თუმცა მათ არ მიაღწიეს ძალიან მაღალ სიკაშკაშეს. ამ ვარსკვლავებს, რომლებიც მოულოდნელად გამოჩნდნენ და მალევე თითქოს უკვალოდ გაქრნენ, დაიწყეს "ახლის" დარქმევა. ჩანდა, რომ 1006 და 1054 წლების ვარსკვლავები, ტიხოსა და კეპლერის ვარსკვლავები, იგივე აფეთქებები იყო, მხოლოდ ძალიან ახლოს და, შესაბამისად, უფრო კაშკაშა. მაგრამ აღმოჩნდა, რომ ეს ასე არ იყო. 1885 წელს ასტრონომმა ჰარტვიგმა ტარტუს ობსერვატორიაში შეამჩნია ახალი ვარსკვლავის გამოჩენა ცნობილ ანდრომედას ნისლეულში. ამ ვარსკვლავმა მიაღწია მე-6 აშკარა სიდიდეს, ანუ მისი გამოსხივების ძალა მხოლოდ 4-ჯერ ნაკლები იყო, ვიდრე მთელი ნისლეულიდან. მაშინ ეს ასტრონომებს არ გაუკვირდათ: ბოლოს და ბოლოს, ანდრომედას ნისლეულის ბუნება უცნობი იყო, ვარაუდობდნენ, რომ ეს მხოლოდ მტვრისა და გაზის ღრუბელი იყო მზესთან საკმაოდ ახლოს. მხოლოდ 1920-იან წლებში საბოლოოდ გაირკვა, რომ ანდრომედას ნისლეული და სხვა სპირალური ნისლეულები უზარმაზარი ვარსკვლავური სისტემებია, რომელიც შედგება ასობით მილიარდი ვარსკვლავისგან და ჩვენგან მილიონობით სინათლის წლის მანძილზე. ანდრომედას ნისლეულში ასევე აღმოჩენილი იქნა ჩვეულებრივი ახალი ვარსკვლავების ციმციმები, რომლებიც ჩანს 17-18 მაგნიტუდის ობიექტების სახით. გაირკვა, რომ 1885 წლის ვარსკვლავმა ახალ ვარსკვლავებს რადიაციული სიმძლავრის მიხედვით ათობით ათასი ჯერ გადააჭარბა, მცირე ხნით მისი სიკაშკაშე თითქმის უტოლდებოდა უზარმაზარი ვარსკვლავური სისტემის სიკაშკაშეს! ცხადია, ამ აფეთქებების ბუნება განსხვავებული უნდა იყოს. მოგვიანებით ამ უძლიერეს ციმციმებს უწოდეს "სუპერნოვა", რომელშიც პრეფიქსი "სუპერ" ნიშნავდა მათ უფრო დიდ რადიაციულ ძალას და არა მათ უფრო დიდ "სიახლეს".

სუპერნოვაების ძებნა და დაკვირვება

შორეული გალაქტიკების ფოტოებზე, სუპერნოვას აფეთქებები საკმაოდ ხშირად შეინიშნებოდა, მაგრამ ეს აღმოჩენები შემთხვევითი იყო და ვერ უზრუნველყოფდა საჭირო ინფორმაციას ამ გრანდიოზული აფეთქებების მიზეზისა და მექანიზმის ასახსნელად. თუმცა, 1936 წელს ასტრონომებმა ბაადემ და ცვიკიმ, რომლებიც მუშაობდნენ შეერთებულ შტატებში, პალომარის ობსერვატორიაში, დაიწყეს სუპერნოვების სისტემატური სისტემატური ძებნა. მათ ხელთ ჰქონდათ შმიდტის ტელესკოპი, რამაც შესაძლებელი გახადა რამდენიმე ათეული კვადრატული გრადუსიანი ტერიტორიების გადაღება და მკრთალი ვარსკვლავებისა და გალაქტიკების ძალიან მკაფიო გამოსახულებებიც კი. რამდენიმე კვირის შემდეგ გადაღებული ცის ერთი რეგიონის ფოტოების შედარებისას, ადვილად შეამჩნევთ გალაქტიკებში ახალი ვარსკვლავების გამოჩენას, რომლებიც აშკარად ჩანს ფოტოებზე. გადასაღებად შეირჩა ცის ის ადგილები, რომლებიც ყველაზე მდიდარი იყო ახლომდებარე გალაქტიკებით, სადაც მათი რიცხვი ერთ გამოსახულებაში შეიძლება მიაღწიოს რამდენიმე ათეულს და სუპერნოვას აღმოჩენის ალბათობა ყველაზე მაღალი იყო.

1937 წელს ბაადემ და ცვიკიმ მოახერხეს 6 სუპერნოვას აღმოჩენა. მათ შორის იყო საკმაოდ კაშკაშა ვარსკვლავები 1937C და 1937D (ასტრონომებმა გადაწყვიტეს დაენიშნათ სუპერნოვები აღმოჩენის წელს ასოების დამატებით, რაც მიუთითებს აღმოჩენის თანმიმდევრობას მიმდინარე წელს), რომლებმაც მიაღწიეს მაქსიმუმ 8 და 12 მაგნიტუდას, შესაბამისად. მათთვის მიიღეს სინათლის მრუდები - სიკაშკაშის ცვლილების დამოკიდებულება დროზე - და დიდი რაოდენობით სპექტროგრამები - ვარსკვლავის სპექტრის ფოტოები, რომლებიც აჩვენებენ რადიაციის ინტენსივობის დამოკიდებულებას ტალღის სიგრძეზე. რამდენიმე ათეული წლის განმავლობაში ეს მასალა გახდა მთავარი ყველა მკვლევარისთვის, რომლებიც ცდილობდნენ გამოეხსნათ სუპერნოვას აფეთქებების მიზეზები.

სამწუხაროდ, მეორე მსოფლიო ომმა შეწყვიტა დაკვირვების პროგრამა, რომელიც ასე წარმატებით დაიწყო. სუპერნოვების სისტემატური ძებნა პალომარის ობსერვატორიაში განახლდა მხოლოდ 1958 წელს, მაგრამ შმიდტის სისტემის უფრო დიდი ტელესკოპით, რამაც შესაძლებელი გახადა 22-23 მაგნიტუდის ვარსკვლავების გადაღება. 1960 წლიდან ამ სამუშაოს შეუერთდა მრავალი სხვა ობსერვატორია მთელს მსოფლიოში, სადაც ხელმისაწვდომი იყო შესაბამისი ტელესკოპები. სსრკ-ში ასეთი სამუშაო ჩატარდა ყირიმის საი-ს სადგურზე, სადაც დამონტაჟდა ასტროგრაფიული ტელესკოპი ლინზის დიამეტრით 40 სმ და ძალიან დიდი ხედვის ველით - თითქმის 100 კვადრატული გრადუსი, და აბასთუმნის ასტროფიზიკურ ობსერვატორიაში. საქართველოში - შმიდტის ტელესკოპზე 36 სმ შესასვლელით ყირიმში, აბასთუმანში კი სუპერნოვას მრავალი აღმოჩენა გაკეთდა. სხვა ობსერვატორიებიდან ყველაზე მეტი აღმოჩენა გაკეთდა იტალიის ასიაგოს ობსერვატორიაზე, სადაც შმიდტის სისტემის ორი ტელესკოპი მუშაობდა. მაგრამ მაინც, პალომარის ობსერვატორია რჩებოდა ლიდერად როგორც აღმოჩენების რაოდენობით, ასევე აღმოჩენისთვის ხელმისაწვდომი ვარსკვლავების მაქსიმალური სიდიდით. ერთად, 60-70-იან წლებში, წელიწადში 20-მდე სუპერნოვა აღმოაჩინეს და მათი რიცხვი სწრაფად იზრდებოდა. აღმოჩენისთანავე დაიწყო ფოტომეტრული და სპექტროსკოპიული დაკვირვებები დიდი ტელესკოპებით.

1974 წელს ფ. ცვიკი გარდაიცვალა და მალე პალომარის ობსერვატორიაში სუპერნოვების ძებნა შეწყდა. აღმოჩენილი სუპერნოვაების რაოდენობა შემცირდა, მაგრამ 1980-იანი წლების დასაწყისიდან კვლავ დაიწყო ზრდა. ახალი საძიებო პროგრამები ამოქმედდა სამხრეთ ცაზე - ჩილეში, Cerro el Roble ობსერვატორიაში და ასტრონომებმა დაიწყეს სუპერნოვების აღმოჩენა. აღმოჩნდა, რომ პატარა სამოყვარულო ტელესკოპების დახმარებით 20-30 სმ ლინზებით, საკმაოდ წარმატებით შეიძლება მოძებნოთ კაშკაშა სუპერნოვას აფეთქებები გალაქტიკების ვიზუალურად განსაზღვრულ კომპლექტზე სისტემატური დაკვირვებით. უდიდეს წარმატებას მიაღწია ავსტრალიელმა მღვდელმა რობერტ ევანსმა, რომელმაც 80-იანი წლების დასაწყისიდან ახერხებდა წელიწადში 6-მდე სუპერნოვას აღმოჩენას. გასაკვირი არ არის, რომ პროფესიონალი ასტრონომები ხუმრობდნენ მის „ცასთან პირდაპირ კავშირზე“.

1987 წელს მაგელანის დიდ ღრუბლოვან გალაქტიკაში აღმოაჩინეს მე-20 საუკუნის ყველაზე კაშკაშა სუპერნოვა, SN 1987A, რომელიც ჩვენი გალაქტიკის „სატელიტია“ და ჩვენგან მხოლოდ 55 კილოპარსეკით არის დაშორებული. გარკვეული პერიოდის განმავლობაში, ეს სუპერნოვა შეუიარაღებელი თვალითაც კი ჩანდა, მაქსიმალურ სიკაშკაშეს მიაღწია დაახლოებით 4 მაგნიტუდის. თუმცა, მისი დაკვირვება მხოლოდ სამხრეთ ნახევარსფეროში შეიძლებოდა. ამ სუპერნოვასთვის მიღებულ იქნა ფოტომეტრული და სპექტრული დაკვირვებების სერია, უნიკალური სიზუსტითა და ხანგრძლივობით, და ახლა ასტრონომები აგრძელებენ მონიტორინგს, თუ როგორ ვითარდება სუპერნოვას გაფართოებულ აირისებრ ნისლეულში ტრანსფორმაციის პროცესი.

80-იანი წლების შუა ხანებში გაირკვა, რომ ასტრონომიაში ფოტოგრაფიის ეპოქა დასასრულს უახლოვდებოდა. სწრაფად გაუმჯობესებული CCD მიმღებები ბევრჯერ აღემატებოდა ფოტოგრაფიულ ემულსიას მგრძნობელობით და ჩაწერილი ტალღის სიგრძის დიაპაზონში, რაც პრაქტიკულად არ ჩამოუვარდებოდა მას გარჩევადობით. CCD კამერით მიღებულ სურათს მაშინვე ნახავდით კომპიუტერის ეკრანზე და შევადარებთ ადრე მიღებულს, ხოლო ფოტოგრაფიისთვის განვითარების, გაშრობის და შედარების პროცესს საუკეთესო შემთხვევაში ერთი დღე დასჭირდა. ფოტოგრაფიული ფირფიტების ერთადერთი დარჩენილი უპირატესობა - ცის დიდი ტერიტორიების გადაღების შესაძლებლობა - ასევე უმნიშვნელო აღმოჩნდა სუპერნოვების ძიებისთვის: ტელესკოპს CCD კამერით შეეძლო ცალ-ცალკე გამოესახა ყველა გალაქტიკა, რომელიც დროთა განმავლობაში ეცემა ფოტოგრაფიულ ფირფიტაზე. შედარებულია ფოტოგრაფიულ ექსპოზიციასთან. გამოჩნდა სუპერნოვას ძიების სრულად ავტომატიზირებული პროგრამების პროექტები, რომლებშიც ტელესკოპი, ადრე შეყვანილი პროგრამის მიხედვით, გამიზნულია შერჩეულ გალაქტიკებზე და მიღებულ სურათებს კომპიუტერი ადარებს ადრე მიღებულს. მხოლოდ ახალი ობიექტის აღმოჩენის შემთხვევაში, კომპიუტერი უგზავნის სიგნალს ასტრონომს, რომელიც აღმოაჩენს, მართლაც დაფიქსირდა თუ არა სუპერნოვას აფეთქება. 1990-იან წლებში ასეთმა სისტემამ, 80 სმ-იანი ამრეკლავი ტელესკოპის გამოყენებით, დაიწყო ლიკის ობსერვატორიაში (აშშ).

სამოყვარულო ასტრონომებისთვის მარტივი CCD კამერების ხელმისაწვდომობამ განაპირობა ის, რომ ისინი ვიზუალური დაკვირვებებიდან CCD დაკვირვებებზე გადადიან, შემდეგ კი 18-მდე და თუნდაც 19 მაგნიტუდის ვარსკვლავები ხელმისაწვდომი გახდება ტელესკოპებისთვის 20-30 სმ ლინზებით. ავტომატური ძიების დანერგვამ და მოყვარულ ასტრონომთა რიცხვის ზრდამ, რომლებიც ეძებენ სუპერნოვას CCD კამერების გამოყენებით, გამოიწვია აღმოჩენების რაოდენობის აფეთქება: ახლა წელიწადში 100-ზე მეტი სუპერნოვა აღმოაჩინეს, ხოლო აღმოჩენების საერთო რაოდენობამ 1500-ს გადააჭარბა. ბოლო წლებში ეძებენ ძალიან შორეულ და სუსტ სუპერნოვას უდიდეს ტელესკოპებზე, რომელთა სარკის დიამეტრი 3-4 მეტრია. გაირკვა, რომ ზეახალი ვარსკვლავების შესწავლა, რომელიც აღწევს მაქსიმალურ სიკაშკაშეს 23-24 მაგნიტუდას, შეუძლია უპასუხოს ბევრ კითხვას მთელი სამყაროს სტრუქტურისა და ბედის შესახებ. ასეთი ტელესკოპებით დაკვირვების ერთ ღამეში, რომელიც აღჭურვილია ყველაზე მოწინავე CCD კამერებით, 10-ზე მეტი შორეული სუპერნოვის აღმოჩენაა შესაძლებელი! ასეთი სუპერნოვას რამდენიმე სურათი ნაჩვენებია ქვემოთ მოცემულ ფიგურაში.

თითქმის ყველა ამჟამად აღმოჩენილ სუპერნოვას შეუძლია მიიღოს მინიმუმ ერთი სპექტრი და ბევრს აქვს ცნობილი სინათლის მრუდები (მოყვარული ასტრონომების დამსახურებაც). ასე რომ, ანალიზისთვის ხელმისაწვდომი სადამკვირვებლო მასალის რაოდენობა ძალიან დიდია და, როგორც ჩანს, ამ გრანდიოზული ფენომენების ბუნების შესახებ ყველა კითხვა უნდა გადაწყდეს. სამწუხაროდ, ეს ჯერ ასე არ არის. მოდით უფრო დეტალურად განვიხილოთ სუპერნოვას მკვლევარების მთავარი კითხვები და მათზე ყველაზე სავარაუდო პასუხები დღეს.

სუპერნოვას კლასიფიკაცია, სინათლის მრუდები და სპექტრები

ფენომენის ფიზიკურ ბუნებაზე რაიმე დასკვნის გაკეთებამდე აუცილებელია მისი დაკვირვებული გამოვლინებების სრული გაგება, რომლებიც სათანადოდ უნდა იყოს კლასიფიცირებული. ბუნებრივია, პირველივე კითხვა, რომელიც დაუპირისპირდათ სუპერნოვას მკვლევარებს, იყო თუ არა ისინი ერთნაირი და თუ არა, რამდენად განსხვავდებიან და შეიძლება თუ არა მათი კლასიფიკაცია. ბაადისა და ცვიკის მიერ აღმოჩენილმა უკვე პირველმა სუპერნოვამ აჩვენა მნიშვნელოვანი განსხვავებები მათ სინათლის მოსახვევებში და სპექტრებში. 1941 წელს რ.მინკოვსკიმ შესთავაზა სუპერნოვაების დაყოფა ორ ძირითად ტიპად სპექტრის ბუნების მიხედვით. მან I ტიპის სუპერნოვა მიაწერა, რომელთა სპექტრები სრულიად განსხვავდებოდა იმ დროისთვის ცნობილი ყველა ობიექტის სპექტრისგან. სამყაროში ყველაზე გავრცელებული ელემენტის ხაზები - წყალბადი - სრულიად არ იყო, მთელი სპექტრი შედგებოდა ფართო მაქსიმუმებისა და მინიმუმებისგან, რომელთა იდენტიფიცირება შეუძლებელია, სპექტრის ულტრაიისფერი ნაწილი ძალიან სუსტი იყო. სუპერნოვა მიენიჭა II ტიპს, რომელთა სპექტრებმა აჩვენა გარკვეული მსგავსება "ჩვეულებრივ" ნოვასთან წყალბადის ძალიან ინტენსიური ემისიის ხაზების არსებობით, მათი სპექტრის ულტრაიისფერი ნაწილი კაშკაშაა.

I ტიპის სუპერნოვას სპექტრები იდუმალი დარჩა სამი ათწლეულის განმავლობაში. მხოლოდ მას შემდეგ, რაც იუ.პ.პსკოვსკიმ აჩვენა, რომ სპექტრებში ზოლები სხვა არაფერია, თუ არა უწყვეტი სპექტრის სეგმენტები ფართო და საკმაოდ ღრმა შთანთქმის ხაზებს შორის, I ტიპის სუპერნოვას სპექტრების იდენტიფიკაცია წინ წავიდა. გამოვლინდა შთანთქმის რიგი ხაზები, უპირველეს ყოვლისა, ცალსახად იონიზებული კალციუმის და სილიციუმის ყველაზე ინტენსიური ხაზები. ამ ხაზების ტალღის სიგრძეები გადადის სპექტრის იისფერ მხარეს დოპლერის ეფექტის გამო ჭურვიში, რომელიც აფართოებს წამში 10-15 ათასი კმ სიჩქარით. უაღრესად რთულია I ტიპის სუპერნოვას სპექტრის ყველა ხაზის იდენტიფიცირება, ვინაიდან ისინი დიდად არიან გაფართოებულნი და ერთმანეთზე ზედმიყენებული; აღნიშნული კალციუმის და სილიციუმის გარდა შესაძლებელი გახდა მაგნიუმის და რკინის ხაზების იდენტიფიცირება.

ზეახალი ვარსკვლავების სპექტრების ანალიზმა შესაძლებელი გახადა მნიშვნელოვანი დასკვნების გაკეთება: I ტიპის სუპერნოვას დროს გამოდევნილ ჭურვებში წყალბადი თითქმის არ არის; ხოლო II ტიპის სუპერნოვას ჭურვების შემადგენლობა თითქმის იგივეა, რაც მზის ატმოსფეროს. ჭურვების გაფართოების ტემპები 5-დან 15-20 ათას კმ/წმ-მდეა, ფოტოსფეროს ტემპერატურა დაახლოებით მაქსიმალურია - 10-20 ათასი გრადუსი. ტემპერატურა სწრაფად ეცემა და 1-2 თვის შემდეგ 5-6 ათას გრადუსს აღწევს.

სუპერნოვების სინათლის მრუდები ასევე განსხვავდებოდა: I ტიპისთვის, ისინი ყველა ძალიან ჰგავდა, აქვთ დამახასიათებელი ფორმა სიკაშკაშის ძალიან სწრაფი ზრდით მაქსიმუმამდე, რომელიც გრძელდება არა უმეტეს 2-3 დღისა, სიკაშკაშის სწრაფი დაქვეითება 3 მაგნიტუდით. 25-40 დღეში და შემდგომი ნელი დაშლა, თითქმის წრფივი ვარსკვლავური სიდიდეების მასშტაბით, რაც შეესაბამება სიკაშკაშის ექსპონენციურ დაქვეითებას.

II ტიპის სუპერნოვას სინათლის მრუდები გაცილებით მრავალფეროვანი აღმოჩნდა. ზოგი მსგავსი იყო I ტიპის სუპერნოვების სინათლის მრუდების, მხოლოდ სიკაშკაშის უფრო ნელი და გახანგრძლივებული ვარდნით წრფივი „კუდის“ დასაწყისამდე, ზოგში, მაქსიმალური სიკაშკაშისთანავე, იწყება თითქმის მუდმივი სიკაშკაშის რეგიონი - ე. - სახელწოდებით "პლატო", რომელიც შეიძლება გაგრძელდეს 100 დღემდე. შემდეგ ბრწყინვალება მკვეთრად ეცემა და შედის ხაზოვან "კუდში". ყველა ადრეული სინათლის მრუდი მიღებული იყო ფოტოგრაფიული დაკვირვებით ეგრეთ წოდებულ ფოტოგრაფიული სიდიდის სისტემაში, რომელიც შეესაბამება ჩვეულებრივი ფოტოგრაფიული ფირფიტების მგრძნობელობას (ტალღის სიგრძის ინტერვალი 3500-5000 A). გარდა ამისა, ფოტოვიზუალური სისტემის (5000-6000 ა) გამოყენებამ კი შესაძლებელი გახადა მნიშვნელოვანი ინფორმაციის მოპოვება სუპერნოვების ფერის ინდექსის (ან უბრალოდ „ფერის“) ცვლილების შესახებ: აღმოჩნდა, რომ მაქსიმუმის შემდეგ ორივე სუპერნოვების ტიპები განუწყვეტლივ „წითლდება“, ანუ გამოსხივების ძირითადი ნაწილი უფრო გრძელი ტალღის სიგრძისკენ გადადის. ეს სიწითლე ჩერდება სიკაშკაშის წრფივი შემცირების სტადიაზე და შესაძლოა შეიცვალოს „უფრო ცისფერი“ სუპერნოვებით.

გარდა ამისა, I და II ტიპის სუპერნოვა განსხვავდებოდა გალაქტიკების ტიპებში, რომლებშიც ისინი აალდებიან. II ტიპის სუპერნოვა აღმოჩენილია მხოლოდ სპირალურ გალაქტიკებში, სადაც ვარსკვლავები აგრძელებენ ფორმირებას ახლანდელ დროში და სადაც არიან როგორც დაბალი მასის ძველი ვარსკვლავები, ასევე ახალგაზრდა, მასიური და "მოკლე" (მხოლოდ რამდენიმე მილიონი წელი) ვარსკვლავები. I ტიპის სუპერნოვა ამოიფრქვევა როგორც სპირალურ, ისე ელიფსურ გალაქტიკებში, სადაც ვარაუდობენ, რომ ვარსკვლავების ფორმირება არ იყო ინტენსიური მილიარდობით წლის განმავლობაში.

სუპერნოვაების კლასიფიკაცია ამ ფორმით 1980-იანი წლების შუა ხანებამდე დარჩა. ასტრონომიაში CCD მიმღებების ფართო გამოყენების დაწყებამ შესაძლებელი გახადა საგრძნობლად გაზრდილიყო სადამკვირვებლო მასალის რაოდენობა და ხარისხი. თანამედროვე აღჭურვილობამ შესაძლებელი გახადა სუსტი, აქამდე მიუწვდომელი ობიექტების სპექტროგრამების მიღება; გაცილებით დიდი სიზუსტით შესაძლებელი გახდა ხაზების ინტენსივობისა და სიგანის დადგენა, სპექტრებში სუსტი ხაზების აღრიცხვა. CCD მიმღებებმა, ინფრაწითელმა დეტექტორებმა და კოსმოსურ ხომალდზე დამაგრებულმა ინსტრუმენტებმა შესაძლებელი გახადეს სუპერნოვაზე დაკვირვება ოპტიკური გამოსხივების მთელ დიაპაზონში ულტრაიისფერიდან შორეულ ინფრაწითელამდე; ასევე ჩატარდა სუპერნოვაზე გამა, რენტგენის და რადიო დაკვირვებები.

შედეგად, სუპერნოვაების აშკარად ჩამოყალიბებულმა ორობითი კლასიფიკაციამ სწრაფად დაიწყო ცვლილება და უფრო რთული გახდა. აღმოჩნდა, რომ I ტიპის სუპერნოვა შორს არის ისეთივე ერთგვაროვანი, როგორც ერთი შეხედვით ჩანს. მნიშვნელოვანი განსხვავებები იქნა ნაპოვნი ამ სუპერნოვების სპექტრებში, რომელთაგან ყველაზე მნიშვნელოვანი იყო იონიზებული სილიციუმის ხაზის ინტენსივობა, რომელიც დაფიქსირდა დაახლოებით 6100 ა ტალღის სიგრძეზე. ყველაზე შესამჩნევი მახასიათებელი სპექტრში, მაგრამ ზოგიერთი სუპერნოვასთვის ის პრაქტიკულად არ იყო და ჰელიუმის შთანთქმის ხაზები ყველაზე ინტენსიური იყო.

ეს სუპერნოვა დასახელდა Ib, ხოლო "კლასიკური" ტიპის I სუპერნოვა დასახელდა Ia. შემდგომში გაირკვა, რომ ზოგიერთ Ib სუპერნოვას ასევე აკლია ჰელიუმის ხაზები და მათ უწოდეს ტიპი Ic. სუპერნოვების ეს ახალი ტიპები განსხვავდებოდნენ "კლასიკური" იასგან თავიანთი სინათლის მრუდებით, რომლებიც საკმაოდ მრავალფეროვანი აღმოჩნდა, თუმცა ფორმაში მსგავსია ია სუპერნოვას სინათლის მრუდები. Ib/c ტიპის სუპერნოვა ასევე აღმოჩნდა რადიო გამოსხივების წყარო. ყველა მათგანი ნაპოვნია სპირალურ გალაქტიკებში, იმ რეგიონებში, სადაც ვარსკვლავების ფორმირება შეიძლება ახლახან განხორციელდა და საკმაოდ მასიური ვარსკვლავები დღესაც არსებობენ.

სუპერნოვა Ia-ს სინათლის მრუდები წითელ და ინფრაწითელ სპექტრულ დიაპაზონში (ზოლები R, I, J, H, K) ძლიერ განსხვავდებოდა ადრე შესწავლილი მრუდებისგან B და V ზოლში. I ფილტრში და უფრო დიდ ტალღის სიგრძეებში, ნამდვილი წამი. გამოჩნდება მაქსიმუმი. თუმცა, ზოგიერთ ია სუპერნოვას ეს მეორე მაქსიმუმი არ გააჩნია. ეს სუპერნოვები ასევე გამოირჩევიან წითელი შეფერილობით მაქსიმალური სიკაშკაშით, შემცირებული სიკაშკაშით და ზოგიერთი სპექტრული მახასიათებლით. პირველი ასეთი სუპერნოვა იყო SN 1991bg და მის მსგავს ობიექტებს დღემდე უწოდებენ თავისებურ ია სუპერნოვას ან „1991bg ტიპის სუპერნოვას“. სხვა ტიპის სუპერნოვა ია, პირიქით, ახასიათებს გაზრდილი სიკაშკაშე მაქსიმუმში. მათ ახასიათებთ შთანთქმის ხაზების დაბალი ინტენსივობა სპექტრებში. მათთვის "პროტოტიპი" არის SN 1991T.

ჯერ კიდევ 1970-იან წლებში II ტიპის სუპერნოვა მათი სინათლის მრუდების ბუნების მიხედვით იყოფა "წრფივ" (II-L) და "პლატო" (II-P). მომავალში დაიწყო უფრო და უფრო მეტი სუპერნოვა II აღმოჩენა, რომელიც აჩვენებს გარკვეულ მახასიათებლებს სინათლის მოსახვევებში და სპექტრებში. ამრიგად, სინათლის მრუდების მიხედვით, ბოლო წლების ორი ყველაზე კაშკაშა სუპერნოვა, 1987A და 1993J, მკვეთრად განსხვავდება მეორე ტიპის სხვა სუპერნოვაებისგან. ორივეს ორი მაქსიმუმი ჰქონდა სინათლის მოსახვევებში: აფეთქების შემდეგ, სიკაშკაშე სწრაფად დაეცა, შემდეგ კვლავ დაიწყო მატება და მხოლოდ მეორე მაქსიმუმის შემდეგ დაიწყო სიკაშკაშის საბოლოო შემცირება. Ia სუპერნოვასგან განსხვავებით, მეორე მაქსიმუმი დაფიქსირდა სპექტრის ყველა დიაპაზონში, ხოლო SN 1987A-სთვის ის ბევრად უფრო კაშკაშა იყო, ვიდრე პირველი უფრო გრძელი ტალღის დიაპაზონში.

სპექტრულ მახასიათებლებს შორის ყველაზე ხშირი და შესამჩნევი იყო გაფართოებული გარსებისთვის დამახასიათებელ ფართო ემისიის ხაზებთან ერთად, ასევე ვიწრო ემისიის ან შთანთქმის ხაზების სისტემა. ეს ფენომენი, სავარაუდოდ, გამოწვეულია ვარსკვლავის გავრცელებამდე მკვრივი გარსის არსებობით, ასეთი სუპერნოვა დასახელდა II-n.

სუპერნოვას სტატისტიკა

რამდენად ხშირად იფეთქებენ სუპერნოვაები და როგორ არიან ისინი განაწილებულები გალაქტიკებში? ამ კითხვებზე პასუხი უნდა გასცეს სუპერნოვების სტატისტიკურ კვლევებს.

როგორც ჩანს, პირველ კითხვაზე პასუხი საკმაოდ მარტივია: თქვენ უნდა დააკვირდეთ რამდენიმე გალაქტიკას საკმარისად დიდი ხნის განმავლობაში, დათვალოთ მათში დაკვირვებული სუპერნოვა და გაყოთ სუპერნოვაების რაოდენობა დაკვირვების დროზე. მაგრამ აღმოჩნდა, რომ საკმაოდ რეგულარული დაკვირვებებით დაფარული დრო ჯერ კიდევ ძალიან მცირეა ცალკეული გალაქტიკებისთვის გარკვეული დასკვნებისთვის: უმეტესობაში მხოლოდ ერთი ან ორი ამოფრქვევა დაფიქსირდა. მართალია, ზოგიერთ გალაქტიკაში უკვე დარეგისტრირებულია სუპერნოვა საკმაოდ დიდი რაოდენობა: რეკორდსმენია გალაქტიკა NGC 6946, რომელშიც 1917 წლიდან 6 სუპერნოვა აღმოაჩინეს. თუმცა, ეს მონაცემები არ იძლევა ზუსტ მონაცემებს ეპიდემიის სიხშირის შესახებ. ჯერ ერთი, ამ გალაქტიკაზე დაკვირვების ზუსტი დრო უცნობია და მეორეც, ჩვენთვის თითქმის ერთდროული ამოფრქვევები შეიძლება რეალურად იყოს გამოყოფილი საკმაოდ დიდი დროის ინტერვალებით: ბოლოს და ბოლოს, სუპერნოვაების სინათლე გალაქტიკის შიგნით გადის სხვადასხვა ბილიკს. და მისი ზომები სინათლის წლებში გაცილებით დიდია ვიდრე დაკვირვების დრო. ჯერჯერობით, შესაძლებელია მხოლოდ გალაქტიკების გარკვეული ნაკრებისთვის აფეთქების სიხშირის შეფასება. ამისათვის აუცილებელია სუპერნოვას ძიების დაკვირვების მონაცემების გამოყენება: ყოველი დაკვირვება იძლევა გარკვეულ „ეფექტურ თვალთვალის დროს“ თითოეული გალაქტიკისთვის, რაც დამოკიდებულია გალაქტიკამდე მანძილზე, ძიების შეზღუდულ სიდიდეზე და სუპერნოვას სინათლის მრუდის ბუნება. სხვადასხვა ტიპის სუპერნოვასთვის ერთი და იგივე გალაქტიკაზე დაკვირვების დრო განსხვავებული იქნება. რამდენიმე გალაქტიკის შედეგების გაერთიანებისას, გასათვალისწინებელია მათი განსხვავება მასაში და სიკაშკაშეში, ასევე მორფოლოგიურ ტიპში. ამჟამად მიღებულია შედეგების ნორმალიზება გალაქტიკების ნათებამდე და მონაცემების გაერთიანება მხოლოდ მსგავსი ტიპის გალაქტიკებისთვის. ბოლოდროინდელმა მუშაობამ, რომელიც დაფუძნებულია რამდენიმე სუპერნოვას საძიებო პროგრამის მონაცემების გაერთიანებაზე, შემდეგი შედეგები მოჰყვა: ელიფსურ გალაქტიკებში შეინიშნება მხოლოდ Ia ტიპის სუპერნოვა, ხოლო „საშუალო“ გალაქტიკაში 10 10 მზის სიკაშკაშის სიკაშკაშით, ერთი სუპერნოვა ანათებს დაახლოებით. 500 წელიწადში ერთხელ. იმავე სიკაშკაშის სპირალურ გალაქტიკაში, სუპერნოვა Ia ანათებს მხოლოდ ოდნავ უფრო მაღალი სიხშირით, მაგრამ მათ ემატება II და Ib/c ტიპის სუპერნოვები და აფეთქებების საერთო სიხშირე დაახლოებით 100 წელიწადში ერთხელ არის. აალების სიხშირე გალაქტიკების სიკაშკაშის დაახლოებით პროპორციულია, ანუ გიგანტურ გალაქტიკებში ის გაცილებით მაღალია: კერძოდ, NGC 6946 არის სპირალური გალაქტიკა 2,8 10 10 მზის სიკაშკაშის სიკაშკაშით, შესაბამისად, დაახლოებით სამი აფეთქება 100 წელიწადში. მასში მოსალოდნელია და მასში დაფიქსირებული 6 სუპერნოვა შეიძლება ჩაითვალოს არც თუ ისე დიდ გადახრად საშუალო სიხშირიდან. ჩვენი გალაქტიკა NGC 6946-ზე პატარაა და მასში საშუალოდ ყოველ 50 წელიწადში ერთი ამოფრქვევაა მოსალოდნელი. თუმცა, ცნობილია, რომ გალაქტიკაში მხოლოდ ოთხი სუპერნოვა დაფიქსირდა ბოლო ათასწლეულში. არის აქ წინააღმდეგობა? გამოდის, რომ არა - ბოლოს და ბოლოს, გალაქტიკის უმეტესი ნაწილი დახურულია ჩვენგან გაზისა და მტვრის ფენებით, ხოლო მზის სიახლოვეს, რომელშიც ეს 4 სუპერნოვა დაფიქსირდა, გალაქტიკის მხოლოდ მცირე ნაწილს შეადგენს.

როგორ ნაწილდება სუპერნოვა გალაქტიკებში? რა თქმა უნდა, ჯერჯერობით შესაძლებელია მხოლოდ შემაჯამებელი განაწილების შესწავლა ზოგიერთ „საშუალო“ გალაქტიკამდე, ისევე როგორც განაწილება სპირალური გალაქტიკების სტრუქტურის დეტალებთან მიმართებაში. ეს ნაწილები მოიცავს, პირველ რიგში, სპირალურ მკლავებს; საკმაოდ ახლო გალაქტიკებში ასევე აშკარად ჩანს აქტიური ვარსკვლავის წარმოქმნის რეგიონები, რომლებიც გამოირჩევიან იონიზებული წყალბადის ღრუბლებით - H II რეგიონი, ან კაშკაშა ლურჯი ვარსკვლავების გროვებით - OB ასოციაცია. არაერთხელ განმეორდა აღმოჩენილი სუპერნოვების რაოდენობის მატებასთან ერთად, სივრცითი განაწილების კვლევებმა შემდეგი შედეგები გამოიღო. ყველა ტიპის სუპერნოვას განაწილება გალაქტიკების ცენტრებიდან დაშორებით ერთმანეთისგან ოდნავ განსხვავდება და სიკაშკაშის განაწილების მსგავსია - სიმკვრივე მცირდება ცენტრიდან კიდეებამდე ექსპონენციალური კანონის მიხედვით. სუპერნოვას ტიპებს შორის განსხვავებები გამოიხატება განაწილებაში ვარსკვლავთწარმომქმნელ რეგიონებთან მიმართებაში: თუ ყველა ტიპის სუპერნოვა კონცენტრირებულია სპირალურ მკლავებზე, მხოლოდ II და Ib/c ტიპის სუპერნოვა კონცენტრირებულია H II რეგიონებისკენ. შეიძლება დავასკვნათ, რომ II ან Ib/c ტიპის აფეთქების გამომწვევი ვარსკვლავის სიცოცხლე 10 6-დან 10 7 წლამდეა, ხოლო Ia ტიპისთვის დაახლოებით 10 8 წელი. თუმცა, ია სუპერნოვა ასევე შეინიშნება ელიფსურ გალაქტიკებში, სადაც ვარაუდობენ, რომ არცერთი ვარსკვლავი არ იქნება 10 9 წელზე ახალგაზრდა. ამ წინააღმდეგობის ორი შესაძლო ახსნა არსებობს: ან სპირალურ და ელიფსურ გალაქტიკებში იას ზეახალი აფეთქებების ბუნება განსხვავებულია, ან ზოგიერთ ელიფსურ გალაქტიკაში ვარსკვლავთა ფორმირება კვლავ გრძელდება და ახალგაზრდა ვარსკვლავები არიან.

თეორიული მოდელები

დაკვირვების მონაცემების მთლიანობაზე დაყრდნობით, მკვლევარებმა დაასკვნეს, რომ სუპერნოვას აფეთქება უნდა იყოს ვარსკვლავის ევოლუციის ბოლო ეტაპი, რის შემდეგაც იგი წყვეტს არსებობას წინა სახით. მართლაც, სუპერნოვას აფეთქების ენერგია შეფასებულია 10 50 - 10 51 ერგ, რაც აღემატება ვარსკვლავების გრავიტაციული დამაკავშირებელი ენერგიის ტიპურ მნიშვნელობებს. სუპერნოვას აფეთქების დროს გამოთავისუფლებული ენერგია საკმარისზე მეტია ვარსკვლავის მატერიის კოსმოსში სრულად დასაშლელად. როგორი ვარსკვლავები და როდის ამთავრებენ სიცოცხლეს სუპერნოვას აფეთქებით, როგორია პროცესები, რომლებიც იწვევს ენერგიის ასეთ გიგანტურ გამოყოფას?

დაკვირვების მონაცემები აჩვენებს, რომ სუპერნოვა იყოფა რამდენიმე ტიპად, რომლებიც განსხვავდებიან ჭურვების ქიმიური შემადგენლობით და მათი მასებით, ენერგიის განთავისუფლების ბუნებით და ვარსკვლავური პოპულაციების სხვადასხვა ტიპებთან დაკავშირებით. II ტიპის სუპერნოვა აშკარად ასოცირდება ახალგაზრდა, მასიურ ვარსკვლავებთან და წყალბადი დიდი რაოდენობითაა მათ გარსებში. აქედან გამომდინარე, მათი ანთებები განიხილება ვარსკვლავების ევოლუციის საბოლოო ეტაპად, რომელთა საწყისი მასა 8-10 მზის მასაზე მეტია. ასეთი ვარსკვლავების ცენტრალურ ნაწილებში ენერგია გამოიყოფა ბირთვული შერწყმის რეაქციების დროს, დაწყებული უმარტივესი - წყალბადის ბირთვების შერწყმის დროს ჰელიუმის წარმოქმნით და სილიკონისგან რკინის ბირთვების წარმოქმნით დამთავრებული. რკინის ბირთვები ბუნებაში ყველაზე სტაბილურია და მათი შერწყმისას ენერგია არ გამოიყოფა. ამრიგად, როდესაც ვარსკვლავის ბირთვი რკინა ხდება, მასში ენერგიის გამოყოფა ჩერდება. ბირთვი ვერ უძლებს გრავიტაციულ ძალებს და სწრაფად იკუმშება - იშლება. კოლაფსის დროს მიმდინარე პროცესები ჯერ კიდევ შორს არის სრული ახსნისგან. თუმცა ცნობილია, რომ თუ ვარსკვლავის ბირთვში არსებული მთელი მატერია ნეიტრონად გადაიქცევა, მაშინ მას შეუძლია წინააღმდეგობა გაუწიოს მიზიდულობის ძალებს. ვარსკვლავის ბირთვი იქცევა „ნეიტრონულ ვარსკვლავად“ და კოლაფსი ჩერდება. ამ შემთხვევაში გამოიყოფა უზარმაზარი ენერგია, რომელიც შედის ვარსკვლავის გარსში და იწვევს მის გაფართოებას, რასაც სუპერნოვას აფეთქების სახით ვხედავთ. თუ ვარსკვლავის ევოლუცია მანამდე მოხდა "მშვიდად", მაშინ მის გარსს მზის რადიუსზე ასჯერ მეტი რადიუსი უნდა ჰქონდეს და საკმარისი წყალბადი შეინარჩუნოს II ტიპის სუპერნოვას სპექტრის ასახსნელად. თუ ჭურვის უმეტესი ნაწილი დაიკარგა ევოლუციის დროს მჭიდრო ორობით სისტემაში ან სხვა გზით, მაშინ არ იქნება წყალბადის ხაზები სპექტრში - ჩვენ დავინახავთ Ib ან Ic ტიპის სუპერნოვას.

ნაკლებად მასიურ ვარსკვლავებში ევოლუცია სხვაგვარად მიმდინარეობს. წყალბადის დაწვის შემდეგ ბირთვი ხდება ჰელიუმი და იწყება ჰელიუმის ნახშირბადად გადაქცევის რეაქცია. თუმცა, ბირთვი არ თბება ისეთ მაღალ ტემპერატურამდე, რომ ნახშირბადთან დაკავშირებული შერწყმის რეაქციები დაიწყოს. ბირთვი ვერ ათავისუფლებს საკმარის ენერგიას და იკუმშება, თუმცა ამ შემთხვევაში შეკუმშვას აჩერებენ ბირთვის ნივთიერებაში არსებული ელექტრონები. ვარსკვლავის ბირთვი გადაიქცევა ეგრეთ წოდებულ „თეთრ ჯუჯად“ და გარსი პლანეტარული ნისლეულის სახით იშლება სივრცეში. ინდოელმა ასტროფიზიკოსმა ს.ჩანდრასეკარმა აჩვენა, რომ თეთრი ჯუჯა შეიძლება არსებობდეს მხოლოდ იმ შემთხვევაში, თუ მისი მასა მზის მასაზე 1,4-ზე ნაკლებია. თუ თეთრი ჯუჯა საკმარისად მჭიდრო ორობით სისტემაშია, მაშინ მატერიამ შეიძლება დაიწყოს დინება ჩვეულებრივი ვარსკვლავიდან თეთრ ჯუჯაში. თეთრი ჯუჯის მასა თანდათან იზრდება და როცა ის ზღვარს აჭარბებს, ხდება აფეთქება, რომლის დროსაც ხდება ნახშირბადის და ჟანგბადის სწრაფი თერმობირთვული წვა, რომელიც გადაიქცევა რადიოაქტიურ ნიკელად. ვარსკვლავი მთლიანად განადგურებულია და გაფართოებულ გარსში ხდება ნიკელის რადიოაქტიური დაშლა კობალტად, შემდეგ კი რკინაში, რაც უზრუნველყოფს ენერგიას გარსის ბზინვარებისთვის. ასე ფეთქდება Ia ტიპის სუპერნოვა.

ზეახალი ვარსკვლავების თანამედროვე თეორიული კვლევები ძირითადად არის გამოთვლები აფეთქებული ვარსკვლავების მოდელების ყველაზე მძლავრ კომპიუტერებზე. სამწუხაროდ, ჯერ ვერ მოხერხდა ისეთი მოდელის შექმნა, რომელიც ვარსკვლავური ევოლუციის გვიანი ეტაპიდან ზეახალი აფეთქების და მის დაკვირვებად გამოვლინებებს გამოიწვევდა. თუმცა, არსებული მოდელები ადეკვატურად აღწერს სუპერნოვაების აბსოლუტური უმრავლესობის სინათლის მოსახვევებსა და სპექტრებს. ჩვეულებრივ, ეს არის ვარსკვლავის გარსის მოდელი, რომელშიც აფეთქების ენერგია "ხელით" ინვესტირდება, რის შემდეგაც იწყება მისი გაფართოება და გათბობა. ფიზიკური პროცესების სირთულესა და მრავალფეროვნებასთან დაკავშირებული დიდი სირთულეების მიუხედავად, კვლევის ამ მიმართულებით ბოლო წლებში დიდი წარმატებაა მიღწეული.

სუპერნოვაების გავლენა გარემოზე

სუპერნოვას აფეთქებები ძლიერ და მრავალფეროვან გავლენას ახდენს მიმდებარე ვარსკვლავთშორის გარემოზე. უზარმაზარი სიჩქარით გადაგდებული სუპერნოვას ჭურვი ამოიწურება და შეკუმშავს მის გარშემო არსებულ გაზს. შესაძლოა ამან ბიძგი მისცეს გაზის ღრუბლებიდან ახალი ვარსკვლავების წარმოქმნას. აფეთქების ენერგია იმდენად დიდია, რომ სინთეზირდება ახალი ელემენტები, განსაკუთრებით რკინაზე მძიმე. მძიმე ელემენტებით გამდიდრებული მასალა ზეახალი აფეთქებებით მთელ გალაქტიკაში მიმოფანტულია, რის შედეგადაც სუპერნოვას აფეთქების შემდეგ წარმოქმნილი ვარსკვლავები უფრო მძიმე ელემენტებს შეიცავს. ვარსკვლავთშორისი გარემო ირმის ნახტომის „ჩვენს“ რეგიონში იმდენად გამდიდრებული აღმოჩნდა მძიმე ელემენტებით, რომ დედამიწაზე სიცოცხლის გაჩენა შესაძლებელი გახდა. სუპერნოვა პირდაპირ პასუხისმგებელია ამაზე! სუპერნოვა, როგორც ჩანს, ასევე წარმოქმნის ნაწილაკების ნაკადებს ძალიან მაღალი ენერგიით - კოსმოსური სხივებით. ამ ნაწილაკებს, რომლებიც შეაღწევენ დედამიწის ზედაპირზე ატმოსფეროს მეშვეობით, შეიძლება გამოიწვიონ გენეტიკური მუტაციები, რის გამოც ხდება დედამიწაზე სიცოცხლის ევოლუცია.

სუპერნოვა სამყაროს ბედზე მოგვითხრობს

სუპერნოვა და, კერძოდ, Ia ტიპის სუპერნოვა, სამყაროს ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავურ ობიექტებს შორისაა. აქედან გამომდინარე, ძალიან შორეული სუპერნოვების შესწავლა შესაძლებელია ამჟამად ხელმისაწვდომი აღჭურვილობით.

იას მრავალი სუპერნოვა აღმოჩენილია საკმარისად ახლოს გალაქტიკებში, რომ მათთან მანძილი რამდენიმე გზით შეიძლება განისაზღვროს. ამჟამად ყველაზე ზუსტდ ითვლება მანძილების განსაზღვრა გარკვეული ტიპის კაშკაშა ცვლადი ვარსკვლავების - ცეფეიდების აშკარა სიკაშკაშით. კოსმოსური ტელესკოპის დახმარებით ჰაბლმა აღმოაჩინა და შეისწავლა ცეფეიდების დიდი რაოდენობა გალაქტიკებში, რომლებიც ჩვენგან დაახლოებით 20 მეგაპარსეკამდე არიან დაშორებულნი. ამ გალაქტიკებამდე მანძილების საკმარისად ზუსტმა შეფასებებმა შესაძლებელი გახადა მათში აალებული Ia ტიპის სუპერნოვას სიკაშკაშის დადგენა. თუ ვივარაუდებთ, რომ შორეულ სუპერნოვა Ia-ს აქვს იგივე საშუალო სიკაშკაშე, მაშინ მაქსიმალური სიკაშკაშის დროს დაკვირვებული სიდიდე შეიძლება გამოყენებულ იქნას მათამდე მანძილის შესაფასებლად.

მე-20 საუკუნის ერთ-ერთი მნიშვნელოვანი მიღწევა იყო იმის გაგება, რომ წყალბადზე და ჰელიუმზე მძიმე თითქმის ყველა ელემენტი წარმოიქმნება ვარსკვლავების შიდა ნაწილებში და შედის ვარსკვლავთშორის გარემოში სუპერნოვას აფეთქებების შედეგად, ერთ-ერთი ყველაზე ძლიერი ფენომენი. სამყაროში.

სურათზე: ბრწყინვალე ვარსკვლავები და გაზის ნაკაწრები წარმოადგენენ თვალწარმტაცი ფონს მასიური ვარსკვლავის თვითგანადგურებისთვის, სახელწოდებით Supernova 1987A. მისი აფეთქება ასტრონომებმა დააკვირდნენ სამხრეთ ნახევარსფეროში 1987 წლის 23 თებერვალს. ჰაბლის ეს სურათი გვიჩვენებს სუპერნოვას ნარჩენს, რომელიც გარშემორტყმულია მატერიის შიდა და გარე რგოლებით გაზის დიფუზურ ღრუბლებში. ეს სამფერი გამოსახულება არის სუპერნოვასა და მისი მეზობელი რეგიონის რამდენიმე ფოტოს კომპოზიტი, გადაღებული 1994 წლის სექტემბერში, 1996 წლის თებერვალში და 1997 წლის ივლისში. სუპერნოვას მახლობლად მრავალი კაშკაშა ლურჯი ვარსკვლავი არის მასიური ვარსკვლავი, რომელთაგან თითოეული დაახლოებით 12 მილიონი წლისაა და მზეზე 6-ჯერ მძიმეა. ისინი ყველა ვარსკვლავების იმავე თაობას მიეკუთვნება, როგორც აფეთქდა. ნათელი გაზის ღრუბლების არსებობა ამ რეგიონის ახალგაზრდობის კიდევ ერთი ნიშანია, რომელიც ჯერ კიდევ ნაყოფიერი ნიადაგია ახალი ვარსკვლავების დაბადებისთვის.

თავდაპირველად, ყველა ვარსკვლავს, რომელთა სიკაშკაშე მოულოდნელად გაიზარდა 1000-ზე მეტჯერ, ეწოდებოდა ნოვა. ციმციმებდა, ასეთი ვარსკვლავები მოულოდნელად გამოჩნდნენ ცაში, დაარღვიეს თანავარსკვლავედის ჩვეული კონფიგურაცია და გაზარდეს მათი სიკაშკაშე მაქსიმუმ, რამდენიმე ათასჯერ, შემდეგ მათმა სიკაშკაშემ მკვეთრად დაცემა დაიწყო და რამდენიმე წლის შემდეგ ისინი ისეთივე სუსტდებიან, როგორც იყვნენ. ეპიდემიურ აფეთქებამდე. აფეთქებების განმეორება, რომელთაგან თითოეულის დროს ვარსკვლავი თავისი მასის მეათასედამდე დიდი სიჩქარით ამოდის, დამახასიათებელია ახალი ვარსკვლავებისთვის. და მაინც, ასეთი ციმციმის ფენომენის სიდიადის მიუხედავად, ის არ არის დაკავშირებული არც ვარსკვლავის სტრუქტურის რადიკალურ ცვლილებასთან და არც მის განადგურებასთან.

ხუთი ათასი წლის განმავლობაში შემონახულია ინფორმაცია ვარსკვლავების 200-ზე მეტი კაშკაშა ამოფრქვევის შესახებ, თუ შემოვიფარგლებით იმით, რომელიც არ აღემატებოდა მე-3 სიდიდის ბრწყინვალებას. მაგრამ როდესაც ნისლეულების ექსტრაგალაქტიკური ბუნება დადგინდა, ცხადი გახდა, რომ მათში გაფანტული ნოვა აღემატებოდა ჩვეულებრივ ნოვას მათი მახასიათებლებით, რადგან მათი სიკაშკაშე ხშირად ტოლი იყო მთელი გალაქტიკის სიკაშკაშეს, რომელშიც ისინი აალებდნენ. ასეთი ფენომენების უჩვეულო ბუნებამ ასტრონომები მიიყვანა აზრამდე, რომ ასეთი მოვლენები სრულიად განსხვავებულია ჩვეულებრივი ახალი ვარსკვლავებისგან, და ამიტომ, 1934 წელს, ამერიკელი ასტრონომების ფრიც ცვიკისა და ვალტერ ბაადის წინადადებით, ის ვარსკვლავები, რომელთა ციმციმები აღწევენ სიკაშკაშეს. ნორმალური გალაქტიკები მათი მაქსიმალური სიკაშკაშით იზოლირებული იყო ცალკეულ, ყველაზე კაშკაშა სიკაშკაშეში და სუპერნოვას იშვიათ კლასში.

ჩვეულებრივი ახალი ვარსკვლავების ამოფრქვევებისგან განსხვავებით, ჩვენი გალაქტიკის ამჟამინდელ მდგომარეობაში ზეახალი ვარსკვლავების ამოფრქვევები ძალზე იშვიათია და ხდება არა უმეტეს 100 წელიწადში ერთხელ. ყველაზე თვალსაჩინო აფეთქებები იყო 1006 და 1054 წლებში; მათ შესახებ ინფორმაცია მოცემულია ჩინურ და იაპონურ ტრაქტატებში. 1572 წელს გამოჩენილმა ასტრონომმა ტიხო ბრაჰემ დააფიქსირა ასეთი ვარსკვლავის გაჩენა კასიოპეის თანავარსკვლავედში, ხოლო იოჰანეს კეპლერი იყო უკანასკნელი, ვინც მიჰყვა სუპერნოვას ოფიუხუსის თანავარსკვლავედში 1604 წელს. ასტრონომიაში "ტელესკოპური" ეპოქის ოთხი საუკუნის განმავლობაში, ჩვენს გალაქტიკაში ასეთი აფეთქებები არ დაფიქსირებულა. მზის სისტემის პოზიცია მასში ისეთია, რომ სუპერნოვაზე დაკვირვება ჩვენთვის ოპტიკურად ხელმისაწვდომია მისი მოცულობის დაახლოებით ნახევარში, დანარჩენში კი აფეთქებების სიკაშკაშე ვარსკვლავთშორისი შთანთქმის გამო. და. კრასოვსკი და ი. შკლოვსკიმ გამოთვალა, რომ ჩვენს გალაქტიკაში სუპერნოვას აფეთქებები საშუალოდ 100 წელიწადში ერთხელ ხდება. სხვა გალაქტიკებში ეს პროცესები დაახლოებით ერთნაირი სიხშირით მიმდინარეობს; ამიტომ, ოპტიკური ამოფრქვევის სტადიაში მყოფი სუპერნოვების შესახებ ძირითადი ინფორმაცია მიღებული იქნა მათზე დაკვირვებით სხვა გალაქტიკებში.

გააცნობიერეს ასეთი ძლიერი ფენომენების შესწავლის მნიშვნელობა, ასტრონომებმა W. Baade და F. Zwicky, რომლებიც მუშაობდნენ აშშ-ში, პალომარის ობსერვატორიაში, 1936 წელს დაიწყეს სუპერნოვების სისტემატური სისტემატური ძებნა. მათ ხელთ ჰქონდათ შმიდტის ტელესკოპი, რამაც შესაძლებელი გახადა რამდენიმე ათეული კვადრატული გრადუსიანი ტერიტორიების გადაღება და მკრთალი ვარსკვლავებისა და გალაქტიკების ძალიან მკაფიო გამოსახულებებიც კი. სამი წლის განმავლობაში მათ აღმოაჩინეს 12 სუპერნოვას აფეთქება სხვადასხვა გალაქტიკაში, რომლებიც შემდეგ შეისწავლეს ფოტომეტრიისა და სპექტროსკოპიის გამოყენებით. როგორც დაკვირვების ტექნოლოგია გაუმჯობესდა, ახლად აღმოჩენილი სუპერნოვაების რაოდენობა სტაბილურად იზრდებოდა და შემდგომში ავტომატური ძიების დანერგვამ გამოიწვია აღმოჩენების რაოდენობის ზვავის მსგავსი ზრდა (წელიწადში 100-ზე მეტი სუპერნოვა, საერთო რაოდენობა 1500). ბოლო წლებში დიდმა ტელესკოპებმა ასევე დაიწყეს ძალიან შორეული და სუსტი სუპერნოვების ძებნა, რადგან მათმა კვლევამ შეიძლება გასცეს პასუხი ბევრ კითხვაზე მთელი სამყაროს სტრუქტურისა და ბედის შესახებ. ასეთი ტელესკოპებით დაკვირვების ერთ ღამეში 10-ზე მეტი შორეული სუპერნოვის აღმოჩენაა შესაძლებელი.

ვარსკვლავის აფეთქების შედეგად, რომელიც შეინიშნება როგორც სუპერნოვას ფენომენი, მის გარშემო წარმოიქმნება ნისლეული, რომელიც ფართოვდება უზარმაზარი სიჩქარით (დაახლოებით 10000 კმ/წმ). გაფართოების მაღალი სიჩქარე არის მთავარი მახასიათებელი, რომლითაც სუპერნოვას ნარჩენები განასხვავებენ სხვა ნისლეულებს. სუპერნოვაების ნარჩენებში ყველაფერი უზარმაზარი ძალის აფეთქებაზეა ლაპარაკი, რომელმაც ვარსკვლავის გარე შრეები მიმოფანტა და ამოგდებული ჭურვის ცალკეულ ნაწილებს უზარმაზარი სისწრაფე გადასცა.

კრაბის ნისლეული

არც ერთ კოსმოსურ ობიექტს არ მიუცია ასტრონომებს იმდენი ღირებული ინფორმაცია, როგორც შედარებით პატარა კრაბის ნისლეული, რომელიც დაფიქსირდა კუროს თანავარსკვლავედში და შედგება აირისებრი დიფუზური ნივთიერებისგან, რომელიც ფართოვდება დიდი სიჩქარით. ეს ნისლეული, რომელიც არის 1054 წელს დაფიქსირებული სუპერნოვას ნარჩენი, იყო პირველი გალაქტიკური ობიექტი, რომელთანაც რადიო წყაროს იდენტიფიცირება მოხდა. აღმოჩნდა, რომ რადიო გამოსხივების ბუნებას საერთო არაფერი აქვს თერმული გამოსხივებასთან: მისი ინტენსივობა სისტემატურად იზრდება ტალღის სიგრძესთან ერთად. მალე შესაძლებელი გახდა ამ ფენომენის ბუნების ახსნა. სუპერნოვას ნარჩენში უნდა იყოს ძლიერი მაგნიტური ველი, რომელიც ინახავს მის მიერ შექმნილ კოსმოსურ სხივებს (ელექტრონები, პოზიტრონები, ატომის ბირთვები), რომლებსაც აქვთ სინათლის სიჩქარესთან მიახლოებული სიჩქარე. მაგნიტურ ველში ისინი ასხივებენ ელექტრომაგნიტურ ენერგიას ვიწრო სხივში მოძრაობის მიმართულებით. კიბორჩხალას ნისლეულიდან არათერმული რადიო გამოსხივების აღმოჩენამ აიძულა ასტრონომები მოეძიათ სუპერნოვას ნარჩენები სწორედ ამის საფუძველზე.

კასიოპეის თანავარსკვლავედში მდებარე ნისლეული აღმოჩნდა რადიო გამოსხივების განსაკუთრებით მძლავრი წყარო; მეტრის ტალღის სიგრძეზე მისგან რადიო გამოსხივების ნაკადი 10-ჯერ მეტია, ვიდრე კრაბის ნისლეულის ნაკადი, თუმცა ეს უკანასკნელზე ბევრად შორს არის. ოპტიკურ სხივებში ეს სწრაფად გაფართოებული ნისლეული ძალიან სუსტია. ითვლება, რომ კასიოპეას ნისლეული არის სუპერნოვას აფეთქების ნარჩენი, რომელიც მოხდა დაახლოებით 300 წლის წინ.

ძაფისებრი ნისლეულების სისტემამ თანავარსკვლავედში Cygnus ასევე აჩვენა რადიო გამოსხივება, რომელიც დამახასიათებელია ძველი სუპერნოვას ნარჩენებისთვის. რადიო ასტრონომია დაეხმარა მრავალი სხვა არათერმული რადიო წყაროს პოვნაში, რომლებიც აღმოჩნდა სხვადასხვა ასაკის სუპერნოვას ნარჩენები. ამრიგად, დაასკვნეს, რომ ზეახალი ვარსკვლავების ნარჩენები, თუნდაც ათიათასობით წლის წინ, გამოირჩევიან სხვა ნისლეულთა შორის მათი ძლიერი არათერმული რადიო გამოსხივებით.

როგორც უკვე აღვნიშნეთ, კრაბის ნისლეული იყო პირველი ობიექტი, რომელშიც რენტგენის გამოსხივება დაფიქსირდა. 1964 წელს შესაძლებელი გახდა იმის აღმოჩენა, რომ მისგან გამომავალი რენტგენის გამოსხივების წყარო გაფართოებულია, თუმცა მისი კუთხური ზომები 5-ჯერ უფრო მცირეა, ვიდრე თავად კრაბის ნისლეულის კუთხური ზომები. საიდანაც დაასკვნეს, რომ რენტგენის სხივებს ასხივებს არა ვარსკვლავი, რომელიც ოდესღაც სუპერნოვას სახით ამოიფრქვა, არამედ თავად ნისლეული.

სუპერნოვას გავლენა

1987 წლის 23 თებერვალს, ჩვენს მეზობელ გალაქტიკაში, მაგელანის დიდ ღრუბელში, სუპერნოვა აფეთქდა, რაც ასტრონომებისთვის ძალიან მნიშვნელოვანი გახდა, რადგან ეს იყო პირველი, რისი დეტალური შესწავლა მათ თანამედროვე ასტრონომიული ინსტრუმენტებით შეიარაღებულებმა შეძლეს. და ამ ვარსკვლავმა დაადასტურა პროგნოზების მთელი სერია. ოპტიკური ციმციმის პარალელურად, იაპონიასა და ოჰაიოში (აშშ) დამონტაჟებულმა სპეციალურმა დეტექტორებმა დაარეგისტრირეს ნეიტრინოების ნაკადი - ელემენტარული ნაწილაკები, რომლებიც იბადებიან ძალიან მაღალ ტემპერატურაზე ვარსკვლავის ბირთვის დაშლის დროს და ადვილად შედიან მის გარსში. ამ დაკვირვებებმა დაადასტურა ადრინდელი ვარაუდი, რომ კოლაფსირებული ვარსკვლავური ბირთვის მასის დაახლოებით 10% გამოიყოფა ნეიტრინოების სახით იმ მომენტში, როდესაც თავად ბირთვი იშლება ნეიტრონულ ვარსკვლავად. ძალიან მასიურ ვარსკვლავებში, სუპერნოვას აფეთქების დროს, ბირთვები შეკუმშულია კიდევ უფრო დიდ სიმკვრივემდე და, ალბათ, გადაიქცევა შავ ხვრელად, მაგრამ ვარსკვლავის გარე ფენები მაინც იშლება. ბოლო წლებში გამოჩნდა მინიშნებები, რომ ზოგიერთი კოსმოსური გამა გამოსხივება დაკავშირებულია სუპერნოვასთან. შესაძლებელია, რომ კოსმოსური გამა-სხივების აფეთქების ბუნება დაკავშირებული იყოს აფეთქებების ბუნებასთან.

სუპერნოვას აფეთქებები ძლიერ და მრავალფეროვან გავლენას ახდენს მიმდებარე ვარსკვლავთშორის გარემოზე. სუპერნოვას ჭურვი, რომელიც უზარმაზარი სიჩქარით არის გადაყრილი, აგროვებს და შეკუმშავს მის გარშემო არსებულ გაზს, რამაც შეიძლება ბიძგი მისცეს გაზის ღრუბლებიდან ახალი ვარსკვლავების წარმოქმნას. ასტრონომთა ჯგუფმა დოქტორ ჯონ ჰიუზის ხელმძღვანელობით რუტგერსის უნივერსიტეტიდან, ნასას ჩანდრას რენტგენის ობსერვატორიის დაკვირვებების გამოყენებით, გააკეთა მნიშვნელოვანი აღმოჩენა, რომელიც ნათელს ჰფენს, თუ როგორ წარმოიქმნება სილიციუმი, რკინა და სხვა ელემენტები სუპერნოვას აფეთქებების დროს. სუპერნოვას ნარჩენი Cassiopeia A (Cas A) რენტგენის გამოსახულება ავლენს აფეთქების დროს ვარსკვლავის შიგნიდან ამოღებულ სილიციუმის, გოგირდის და რკინის გროვას.

ჩანდრას ობსერვატორიის მიერ მიღებული Cas A სუპერნოვას ნარჩენების სურათების მაღალი ხარისხი, სიცხადე და ინფორმაციის შემცველობა საშუალებას აძლევდა ასტრონომებს არა მხოლოდ დაედგინათ ამ ნარჩენის მრავალი კვანძის ქიმიური შემადგენლობა, არამედ ზუსტად გაერკვია, თუ სად შეიქმნა ეს კვანძები. მაგალითად, ყველაზე კომპაქტური და კაშკაშა კვანძები შედგება ძირითადად სილიციუმის და გოგირდისგან ძალიან ცოტა რკინით. ეს მიუთითებს იმაზე, რომ ისინი ჩამოყალიბდნენ ვარსკვლავის სიღრმეში, სადაც ტემპერატურამ მიაღწია სამ მილიარდ გრადუსს კოლაფსის დროს, რომელიც დასრულდა სუპერნოვას აფეთქებით. სხვა კვანძებში ასტრონომებმა აღმოაჩინეს რკინის ძალიან მაღალი შემცველობა გარკვეული რაოდენობის სილიციუმის და გოგირდის მინარევებით. ეს ნივთიერება კიდევ უფრო ღრმად წარმოიქმნა იმ ნაწილებში, სადაც აფეთქების დროს ტემპერატურამ მიაღწია უფრო მაღალ მნიშვნელობებს ოთხიდან ხუთ მილიარდ გრადუსამდე. სუპერნოვას ნარჩენების Cas A-ში განლაგების შედარებამ, როგორც სილიკონით მდიდარი, ისე მკრთალი რკინით მდიდარი კვანძების შედარებამ აჩვენა, რომ ვარსკვლავის ყველაზე ღრმა ფენებიდან წარმოშობილი „რკინის“ ნიშნები განლაგებულია ნარჩენის გარე კიდეებზე. ეს ნიშნავს, რომ აფეთქებამ "რკინის" კვანძები ყველა დანარჩენზე შორს გადააგდო. და ახლაც, როგორც ჩანს, ისინი უფრო სწრაფი ტემპით შორდებიან აფეთქების ცენტრს. ჩანდრას მიერ მოპოვებული მონაცემების შესწავლა შესაძლებელს გახდის თეორეტიკოსების მიერ შემოთავაზებულ რამდენიმე მექანიზმს, რომელიც ხსნის სუპერნოვას აფეთქების ბუნებას, პროცესის დინამიკას და ახალი ელემენტების წარმოშობას.

SN I სუპერნოვაებს აქვთ ძალიან მსგავსი სპექტრები (წყალბადის ხაზების გარეშე) და სინათლის მრუდის ფორმები, ხოლო SN II სპექტრები შეიცავს წყალბადის კაშკაშა ხაზებს და გამოირჩევა როგორც სპექტრის, ასევე სინათლის მრუდის მრავალფეროვნებით. ამ ფორმით, სუპერნოვაების კლასიფიკაცია 1980-იანი წლების შუა პერიოდამდე არსებობდა. და CCD მიმღების ფართო გამოყენების დაწყებისთანავე, საგრძნობლად გაიზარდა დაკვირვების მასალის რაოდენობა და ხარისხი, რამაც შესაძლებელი გახადა სპექტროგრამების მიღება ადრე მიუწვდომელი სუსტი ობიექტებისთვის, ხაზების ინტენსივობისა და სიგანის დადგენა ბევრად უფრო დიდი სიზუსტით და ასევე ჩაწერა. სუსტი ხაზები სპექტრებში. შედეგად, სუპერნოვაების აშკარად ჩამოყალიბებულმა ორობითი კლასიფიკაციამ სწრაფად დაიწყო ცვლილება და უფრო რთული გახდა.

სუპერნოვაები ასევე გამოირჩევიან გალაქტიკების ტიპებით, რომლებშიც ისინი იფეთქებენ. სპირალურ გალაქტიკებში ორივე ტიპის სუპერნოვა იფეთქებს, მაგრამ ელიფსურ გალაქტიკებში, სადაც თითქმის არ არის ვარსკვლავთშორისი გარემო და ვარსკვლავთფორმის პროცესი დასრულებულია, მხოლოდ SN I ტიპის სუპერნოვა შეიმჩნევა, ცხადია, აფეთქებამდე ეს ძალიან ძველი ვარსკვლავებია. რომლის მასები მზესთან ახლოსაა. და რადგან ამ ტიპის სუპერნოვების სპექტრები და სინათლის მრუდები ძალიან ჰგავს, ეს ნიშნავს, რომ იგივე ვარსკვლავები სპირალურ გალაქტიკებში ფეთქდებიან. მზესთან ახლოს მყოფი ვარსკვლავების ევოლუციური გზის ბუნებრივი დასასრული არის თეთრ ჯუჯად გადაქცევა პლანეტარული ნისლეულის ერთდროული წარმოქმნით. თეთრი ჯუჯის შემადგენლობაში წყალბადი თითქმის არ არის, რადგან ის ჩვეულებრივი ვარსკვლავის ევოლუციის საბოლოო პროდუქტია.

ჩვენს გალაქტიკაში ყოველწლიურად წარმოიქმნება რამდენიმე პლანეტარული ნისლეული, შესაბამისად, ასეთი მასის ვარსკვლავების უმეტესობა მშვიდად ასრულებს თავის სიცოცხლეს და მხოლოდ ას წელიწადში ერთხელ იფეთქება SN I ტიპის სუპერნოვა. რა მიზეზები განსაზღვრავს ძალიან განსაკუთრებულ დასასრულს, რომელიც არ ჰგავს იმავე ტიპის სხვა ვარსკვლავების ბედს? ცნობილმა ინდოელმა ასტროფიზიკოსმა ს.ჩანდრასეკარმა აჩვენა, რომ იმ შემთხვევაში, თუ თეთრ ჯუჯას მასა დაახლოებით 1,4 მზის მასაზე ნაკლები აქვს, ის მშვიდად „გააგრძელებს“ სიცოცხლეს. მაგრამ თუ ის საკმარისად მჭიდრო ორობით სისტემაშია, მის მძლავრ გრავიტაციას შეუძლია კომპანიონი ვარსკვლავიდან მატერია „გამოიყვანოს“, რაც იწვევს მასის თანდათან მატებას და როდესაც ის გადალახავს დასაშვებ ზღვარს, ხდება ძლიერი აფეთქება, რაც იწვევს ვარსკვლავის სიკვდილი.

სუპერნოვა SN II აშკარად ასოცირდება ახალგაზრდა, მასიურ ვარსკვლავებთან, რომელთა გარსებში წყალბადია დიდი რაოდენობით. ამ ტიპის სუპერნოვას აფეთქებები განიხილება 810-ზე მეტი მზის მასის საწყისი მასის მქონე ვარსკვლავების ევოლუციის ბოლო ეტაპად. ზოგადად, ასეთი ვარსკვლავების ევოლუცია საკმაოდ სწრაფად მიმდინარეობს რამდენიმე მილიონი წლის შემდეგ ისინი წვავენ წყალბადს, შემდეგ ჰელიუმს, რომელიც გადაიქცევა ნახშირბადად, შემდეგ კი ნახშირბადის ატომები იწყებენ გარდაქმნას ატომებად უფრო მაღალი ატომური რიცხვებით.

ბუნებაში ენერგიის დიდი გამოყოფის მქონე ელემენტების გარდაქმნები რკინით მთავრდება, რომელთა ბირთვები ყველაზე სტაბილურია და მათი შერწყმისას ენერგია არ გამოიყოფა. ამრიგად, როდესაც ვარსკვლავის ბირთვი რკინა ხდება, მასში ენერგიის გამოყოფა ჩერდება, იგი ვეღარ გაუძლებს გრავიტაციულ ძალებს და, შესაბამისად, იწყებს სწრაფად შეკუმშვას, ან კოლაფსს.

პროცესები, რომლებიც ხდება კოლაფსის დროს, ჯერ კიდევ შორს არის ბოლომდე გაგებული. თუმცა ცნობილია, რომ თუ ბირთვის მთელი მატერია ნეიტრონად გადაიქცევა, მაშინ მას შეუძლია წინააღმდეგობა გაუწიოს მიზიდულობის ძალებს, ვარსკვლავის ბირთვი გადაიქცევა "ნეიტრონულ ვარსკვლავად" და კოლაფსი ჩერდება. ამ შემთხვევაში გამოიყოფა უზარმაზარი ენერგია, რომელიც შედის ვარსკვლავის გარსში და იწვევს გაფართოებას, რასაც სუპერნოვას აფეთქების სახით ვხედავთ.

აქედან შეიძლება ველოდოთ გენეტიკურ კავშირს სუპერნოვას აფეთქებებსა და ნეიტრონული ვარსკვლავებისა და შავი ხვრელების წარმოქმნას შორის. თუ ვარსკვლავის ევოლუცია მანამდე მოხდა "მშვიდად", მაშინ მის გარსს უნდა ჰქონდეს მზის რადიუსზე ასჯერ მეტი რადიუსი და ასევე შეინარჩუნოს საკმარისი წყალბადი SN II სუპერნოვას სპექტრის ასახსნელად.

სუპერნოვა და პულსარები

ის ფაქტი, რომ სუპერნოვას აფეთქების შემდეგ, გაფართოებული გარსის და სხვადასხვა სახის გამოსხივების გარდა, სხვა ობიექტებიც რჩება, ცნობილი გახდა 1968 წელს იმის გამო, რომ ერთი წლით ადრე, რადიოასტრონომებმა აღმოაჩინეს პულსარები - რადიო წყაროები, რომელთა გამოსხივება. კონცენტრირებულია ცალკეულ იმპულსებში, მეორდება მკაცრად განსაზღვრული დროის შემდეგ. მეცნიერები გაოცებული იყვნენ იმპულსების მკაცრი პერიოდულობით და მათი პერიოდების ხანმოკლეობით. ყველაზე მეტი ყურადღება მიიპყრო პულსარმა, რომლის კოორდინატები ახლოს იყო ასტრონომებისთვის ძალიან საინტერესო ნისლეულის კოორდინატებთან, რომელიც მდებარეობს აფრების სამხრეთ თანავარსკვლავედში, რომელიც ითვლება სუპერნოვას აფეთქების ნარჩენად, მისი პერიოდი იყო მხოლოდ 0,089 წამი. და კრაბის ნისლეულის ცენტრში პულსარის აღმოჩენის შემდეგ (მისი პერიოდი წამის 1/30 იყო), ცხადი გახდა, რომ პულსარები რატომღაც დაკავშირებულია სუპერნოვას აფეთქებებთან. 1969 წლის იანვარში კიბორჩხალას ნისლეულის პულსარი იდენტიფიცირებული იყო სუსტ მე-16 მაგნიტუდის ვარსკვლავთან, რომელიც ცვლის მის სიკაშკაშეს იმავე პერიოდის განმავლობაში, ხოლო 1977 წელს იალქნების თანავარსკვლავედის პულსარი ასევე იდენტიფიცირებული იყო ვარსკვლავთან.

პულსარების გამოსხივების პერიოდულობა დაკავშირებულია მათ სწრაფ ბრუნვასთან, მაგრამ ვერც ერთი ჩვეულებრივი ვარსკვლავი, თუნდაც თეთრი ჯუჯა, ვერ ბრუნავს პულსარებისთვის დამახასიათებელი პერიოდით, ის მაშინვე დაიშლება ცენტრიდანული ძალებით და მხოლოდ ნეიტრონული ვარსკვლავი. ძალიან მკვრივი და კომპაქტური, შეიძლება დადგეს მათ წინაშე. მრავალი ვარიანტის გაანალიზების შედეგად, მეცნიერები მივიდნენ დასკვნამდე, რომ სუპერნოვას აფეთქებებს თან ახლავს ნეიტრონული ვარსკვლავების წარმოქმნა, თვისობრივად ახალი ტიპის ობიექტები, რომელთა არსებობაც დიდი მასის ვარსკვლავების ევოლუციის თეორიით იწინასწარმეტყველა.

სუპერნოვა და შავი ხვრელები

სუპერნოვას აფეთქებასა და შავი ხვრელის წარმოქმნას შორის პირდაპირი კავშირის პირველი მტკიცებულება ესპანელმა ასტრონომებმა მიიღეს. Nova Scorpii 1994 წლის ორბირულ სისტემაში შავი ხვრელის გარშემო მოძრავი ვარსკვლავის მიერ გამოსხივებული რადიაციის შესწავლის შედეგად დადგინდა, რომ ის შეიცავს დიდი რაოდენობით ჟანგბადს, მაგნიუმს, სილიციუმს და გოგირდს. არსებობს ვარაუდი, რომ ეს ელემენტები მან დაიპყრო, როდესაც ახლომდებარე ვარსკვლავი, რომელიც გადაურჩა სუპერნოვას აფეთქებას, გადაიქცა შავ ხვრელად.

სუპერნოვა (განსაკუთრებით Ia ტიპის სუპერნოვა) სამყაროს ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავურ ობიექტებს შორისაა, ამიტომ ყველაზე შორეული ობიექტების შესწავლაც კი შესაძლებელია ამჟამად ხელმისაწვდომი აღჭურვილობით. Ia ტიპის მრავალი სუპერნოვა აღმოჩენილია შედარებით ახლომდებარე გალაქტიკებში. ამ გალაქტიკებამდე მანძილის საკმარისად ზუსტმა შეფასებებმა შესაძლებელი გახადა მათში გაჩენილი სუპერნოვების სიკაშკაშის დადგენა. თუ ვივარაუდებთ, რომ შორეულ სუპერნოვას აქვს იგივე საშუალო სიკაშკაშე, მაშინ მაქსიმალური სიკაშკაშის დროს დაკვირვებული სიდიდე ასევე შეიძლება გამოყენებულ იქნას მათამდე მანძილის შესაფასებლად. სუპერნოვამდე მანძილის შედარება გალაქტიკის მოცილების სიჩქარესთან (წითელ გადაადგილებასთან), რომელშიც ის აფეთქდა, შესაძლებელს ხდის სამყაროს გაფართოების დამახასიათებელი ძირითადი სიდიდის, ეგრეთ წოდებული ჰაბლის მუდმივის განსაზღვრას.

ჯერ კიდევ 10 წლის წინ მიიღეს მისთვის მნიშვნელობები, რომლებიც განსხვავდებოდა თითქმის ორჯერ 55-დან 100 კმ/წმ Mpc-მდე, დღეს სიზუსტე მნიშვნელოვნად გაიზარდა, რის შედეგადაც მიღებულია მნიშვნელობა 72 კმ/წმ Mpc. (შეცდომით დაახლოებით 10%). შორეული სუპერნოვაებისთვის, რომელთა წითელში გადაადგილება 1-სთან ახლოსაა, მანძილსა და წითელ ცვლას შორის კავშირი ასევე შესაძლებელს ხდის სამყაროში მატერიის სიმკვრივეზე დამოკიდებული რაოდენობების განსაზღვრას. აინშტაინის ფარდობითობის ზოგადი თეორიის მიხედვით, სწორედ მატერიის სიმკვრივე განაპირობებს სივრცის გამრუდებას და, შესაბამისად, სამყაროს მომავალ ბედს. კერძოდ: გაფართოვდება ის განუსაზღვრელი ვადით თუ ეს პროცესი ოდესმე შეჩერდება და შეიცვლება შეკუმშვით. სუპერნოვაების ბოლოდროინდელმა კვლევებმა აჩვენა, რომ, სავარაუდოდ, სამყაროში მატერიის სიმკვრივე არასაკმარისია გაფართოების შესაჩერებლად და ის გაგრძელდება. და ამ დასკვნის დასადასტურებლად საჭიროა სუპერნოვაზე ახალი დაკვირვებები.

სუპერნოვა- ვარსკვლავები ამთავრებენ ევოლუციას კატასტროფული ფეთქებადი პროცესში. ეს ტერმინი მიენიჭა ვარსკვლავებს, რომლებიც ბევრად უფრო ძლიერად ანათებდნენ, ვიდრე ეგრეთ წოდებული „ახალი ვარსკვლავები“. სინამდვილეში, არც ერთი და არც მეორე არ არის ფიზიკურად ახალი, უკვე არსებული ვარსკვლავები ყოველთვის ანათებენ. მაგრამ რამდენიმე ისტორიულ შემთხვევაში, ის ვარსკვლავები, რომლებიც ადრე თითქმის ან სრულიად უხილავი იყო ცაზე, აალდა, რამაც შექმნა ახალი ვარსკვლავის გარეგნობის ეფექტი.

II ტიპის სუპერნოვა

თანამედროვე კონცეფციების თანახმად, თერმობირთვული შერწყმა საბოლოოდ იწვევს ვარსკვლავის შიდა რეგიონების შემადგენლობის გამდიდრებას მძიმე ელემენტებით. თერმობირთვული შერწყმისა და მძიმე ელემენტების წარმოქმნის პროცესში ვარსკვლავი იკუმშება და მის ცენტრში ტემპერატურა იმატებს. (გრავიტაციული არადეგენერირებული მატერიის უარყოფითი სითბური სიმძლავრის ეფექტი.) თუ ვარსკვლავის მასა საკმარისად დიდია, მაშინ თერმობირთვული შერწყმის პროცესი თავის ლოგიკურ დასასრულს აღწევს რკინისა და ნიკელის ბირთვების წარმოქმნით და შეკუმშვა გრძელდება. ამ შემთხვევაში თერმობირთვული რეაქციები გაგრძელდება მხოლოდ ვარსკვლავის გარკვეულ ფენაში ცენტრალური ბირთვის გარშემო – სადაც ჯერ კიდევ არის დაუწვავი თერმობირთვული საწვავი. ცენტრალური ბირთვი უფრო და უფრო იკუმშება და რაღაც მომენტში, წნევის გამო, მასში იწყება ნეიტრონიზაციის რეაქციები - პროტონები იწყებენ ელექტრონების შეწოვას, გადაიქცევიან ნეიტრონად. ეს იწვევს წარმოქმნილი ნეიტრინოების მიერ გატარებული ენერგიის სწრაფ დაკარგვას (ე.წ. ნეიტრინო გაგრილებას), რის შედეგადაც ვარსკვლავის ბირთვი იკუმშება და გაცივდება. ცენტრალური ბირთვის კოლაფსის პროცესი იმდენად სწრაფია, რომ მის გარშემო წარმოიქმნება იშვიათი ტალღა. შემდეგ, ბირთვის მიყოლებით, ჭურვი ასევე მიედინება ვარსკვლავის ცენტრში. გარდა ამისა, გარსის მასალა ბრუნდება ბირთვიდან და წარმოიქმნება დარტყმითი ტალღა, რომელიც გავრცელდება გარედან, რაც იწვევს თერმობირთვულ რეაქციებს. ამ შემთხვევაში, საკმარისი ენერგია გამოიყოფა სუპერნოვას ჭურვის მაღალი სიჩქარით გამოსადევნად. დიდი მნიშვნელობა აქვს ცენტრალური რეგიონიდან გამომავალი ნეიტრინოების ენერგიით დარტყმის ტალღის კვების პროცესს. ასეთი აფეთქების მექანიზმი მიეკუთვნება II ტიპის სუპერნოვას (SN II). რიცხობრივი სიმულაციები აჩვენებს, რომ მობრუნებული დარტყმის ტალღა არ იწვევს სუპერნოვას აფეთქებას. ვარსკვლავის ცენტრიდან დაახლოებით 100-200 კმ მანძილზე ჩერდება. ბრუნვისა და მაგნიტური ველის არსებობის აღრიცხვა შესაძლებელს ხდის სუპერნოვას აფეთქების რიცხობრივ სიმულაციას (დაშლის ბირთვით სუპერნოვას აფეთქების მაგნიტოროტაციული მექანიზმი). ითვლება, რომ II ტიპის სუპერნოვას ფორმირება წყვეტს ყველა ვარსკვლავის ევოლუციას, რომელთა საწყისი მასა აღემატება 8-10 მზის მასას. აფეთქების შემდეგ რჩება ნეიტრონული ვარსკვლავი ან შავი ხვრელი და ამ ობიექტების ირგვლივ კოსმოსში გარკვეული დროის განმავლობაში რჩება აფეთქებული ვარსკვლავის ჭურვების ნარჩენები გაფართოებული აირისებრი ნისლეულის სახით.

Ia ტიპის სუპერნოვა

Ia (SN Ia) ტიპის სუპერნოვაების აფეთქების მექანიზმი გარკვეულწილად განსხვავებულად გამოიყურება. ეს არის ეგრეთ წოდებული თერმობირთვული სუპერნოვა, რომლის აფეთქების მექანიზმი ეფუძნება ვარსკვლავის მკვრივ ნახშირბად-ჟანგბადის ბირთვში თერმობირთვული შერწყმის პროცესს. SN Ia-ს წინამორბედები არიან თეთრი ჯუჯები, რომელთა მასა ახლოსაა ჩანდრასეხარის ზღვართან. ზოგადად მიღებულია, რომ ასეთი ვარსკვლავები შეიძლება წარმოიქმნას ორობითი ვარსკვლავური სისტემის მეორე კომპონენტის მატერიის ნაკადით. ეს ხდება იმ შემთხვევაში, თუ სისტემის მეორე ვარსკვლავი სცილდება მის როშის წილს ან მიეკუთვნება სუპერინტენსიური ვარსკვლავური ქარის მქონე ვარსკვლავების კლასს. თეთრი ჯუჯის მასის მატებასთან ერთად თანდათან იზრდება მისი სიმკვრივე და ტემპერატურა. და ბოლოს, როდესაც ტემპერატურა მიაღწევს დაახლოებით 3×10 8 K-ს, იქმნება პირობები ნახშირბად-ჟანგბადის ნარევის თერმობირთვული ანთებისთვის. ცენტრიდან გარე ფენებამდე წვის ფრონტი იწყებს გავრცელებას, ტოვებს წვის პროდუქტებს - რკინის ჯგუფის ბირთვებს. წვის ფრონტის გავრცელება ხდება ნელი დეფლაგრაციის რეჟიმში და არასტაბილურია სხვადასხვა სახის დარღვევების მიმართ. ყველაზე დიდი მნიშვნელობა აქვს რეილი-ტეილორის არასტაბილურობას, რომელიც წარმოიქმნება არქიმედეს ძალის მოქმედების გამო მსუბუქ და ნაკლებად მკვრივ წვის პროდუქტებზე, ნახშირბად-ჟანგბადის მკვრივ გარსთან შედარებით. იწყება ინტენსიური ფართომასშტაბიანი კონვექციური პროცესები, რაც იწვევს თერმობირთვული რეაქციების კიდევ უფრო გაძლიერებას და სუპერნოვას ენერგიის გამოყოფას (~ 10 51 erg), რომელიც აუცილებელია ჭურვის ამოსაყრელად. იზრდება წვის ფრონტის სიჩქარე, შესაძლებელია ალის ტურბულენტობა და დარტყმის ტალღის წარმოქმნა ვარსკვლავის გარე ფენებში.

სხვა ტიპის სუპერნოვა

ასევე არსებობს SN Ib და Ic, რომელთა წინამორბედები მასიური ვარსკვლავებია ორობით სისტემებში, განსხვავებით SN II-ისგან, რომლის წინამორბედები ერთი ვარსკვლავია.

სუპერნოვას თეორია

სუპერნოვას სრული თეორია ჯერ არ არსებობს. ყველა შემოთავაზებული მოდელი გამარტივებულია და აქვს თავისუფალი პარამეტრები, რომლებიც უნდა იყოს მორგებული აფეთქების საჭირო ნიმუშის მისაღებად. ამჟამად შეუძლებელია ყველა ფიზიკური პროცესის გათვალისწინება, რომელიც ხდება ვარსკვლავებში და მნიშვნელოვანია ციფრულ მოდელებში აფეთქების განვითარებისთვის. ასევე არ არსებობს ვარსკვლავური ევოლუციის სრული თეორია.

გაითვალისწინეთ, რომ ცნობილი სუპერნოვა SN 1987A, მინიჭებული მეორე ტიპისთვის, არის ლურჯი სუპერგიგანტი და არა წითელი, როგორც ეს იყო ვარაუდი 1987 წლამდე SN II მოდელებში. ასევე სავარაუდოა, რომ არ არსებობს ისეთი კომპაქტური ობიექტი, როგორიცაა ნეიტრონული ვარსკვლავი ან შავი ხვრელი მის ნარჩენებში, როგორც ეს დაკვირვებებიდან ჩანს.

სუპერნოვაების ადგილი სამყაროში

მრავალი გამოკვლევის თანახმად, სამყაროს დაბადების შემდეგ იგი ივსებოდა მხოლოდ მსუბუქი ნივთიერებებით - წყალბადით და ჰელიუმით. ყველა სხვა ქიმიური ელემენტი შეიძლება წარმოიქმნას მხოლოდ ვარსკვლავების წვის პროცესში. ეს ნიშნავს, რომ ჩვენი პლანეტა (და მე და შენ) შედგება მატერიისგან, რომელიც წარმოიქმნა პრეისტორიული ვარსკვლავის სიღრმეში და ზეახალი აფეთქების დროს გადაგდებული.

სუპერნოვას აფეთქება ძალზე იშვიათი მოვლენაა. თანამედროვე კონცეფციების თანახმად, სუპერნოვას აფეთქება ჩვენს გალაქტიკაში დაახლოებით 50 წელიწადში ერთხელ უნდა მოხდეს. ამ აფეთქებების უმეტესობა ჩვენგან დაფარულია ჩვენი გალაქტიკის გაუმჭვირვალე მტვრის ქვესისტემით. მაშასადამე, სუპერნოვების უმეტესობა სხვა გალაქტიკებში შეიმჩნევა. ღრმა ცის კვლევები ტელესკოპებთან დაკავშირებულ ავტომატურ კამერებზე ახლა ასტრონომებს საშუალებას აძლევს აღმოაჩინონ წელიწადში 300-ზე მეტი აფეთქება.

სუპერნოვაზე დაკვირვებები

სუპერნოვას დასანიშნად, ასტრონომები იყენებენ შემდეგ სისტემას: პირველ რიგში, ასოები SN იწერება (ლათინურიდან სზედა ნ ova), შემდეგ აღმოჩენის წელი, შემდეგ კი ლათინური ასოებით - სუპერნოვას სერიული ნომერი წელიწადში. Მაგალითად, SN 1997cjაღნიშნავს აღმოჩენილ სუპერნოვას 26*3 ( გ) + 10 (ჯ) = ზედიზედ 88-ე 1997 წელს.

ყველაზე ცნობილი სუპერნოვები

• სუპერნოვა SN 1604 (კეპლერის სუპერნოვა)
• სუპერნოვა G1.9+0.3 (ყველაზე ახალგაზრდა ჩვენს გალაქტიკაში)

ისტორიული სუპერნოვა ჩვენს გალაქტიკაში (დაკვირვებული)

ასტრონომებმა ოფიციალურად გამოაცხადეს ერთ-ერთი ყველაზე გახმაურებული მოვლენა სამეცნიერო სამყაროში: 2022 წელს, დედამიწიდან შეუიარაღებელი თვალით, ჩვენ შევძლებთ დავინახოთ უნიკალური ფენომენი - ერთ-ერთი ყველაზე კაშკაშა სუპერნოვას აფეთქება. პროგნოზების მიხედვით, ის თავისი სინათლით გადააჭარბებს ჩვენი გალაქტიკის ვარსკვლავების უმეტესობის ნათებას.

საუბარია მჭიდრო ბინარულ სისტემაზე KIC 9832227 თანავარსკვლავედში Cygnus, რომელიც ჩვენგან 1800 სინათლის წლითაა დაშორებული. ამ სისტემის ვარსკვლავები ისე ახლოს არიან ერთმანეთთან, რომ მათ საერთო ატმოსფერო აქვთ და მათი ბრუნვის სიჩქარე მუდმივად იზრდება (ახლა ბრუნვის პერიოდი 11 საათია).

შესაძლო შეჯახების შესახებ, რომელიც მოსალოდნელია დაახლოებით ხუთ წელიწადში (პლუს ან მინუს ერთი წლის განმავლობაში), განაცხადა ამერიკის ასტრონომიული საზოგადოების ყოველწლიურ შეხვედრაზე პროფესორმა ლარი მოლნარმა (ლარი მოლნარმა) კალვინის კოლეჯიდან აშშ-ში. მისი თქმით, საკმაოდ რთულია ასეთი კოსმოსური კატასტროფების პროგნოზირება - შესწავლას რამდენიმე წელი დასჭირდა (ვარსკვლავური წყვილის შესწავლა ასტრონომებმა ჯერ კიდევ 2013 წელს დაიწყეს).

პირველი ასეთი პროგნოზი გააკეთა დანიელ ვან ნოორდმა, მოლნარის მკვლევარმა (იმ დროს ჯერ კიდევ სტუდენტი).

მან შეისწავლა, თუ როგორ უკავშირდება ვარსკვლავის ფერი მის სიკაშკაშეს და ვარაუდობდა, რომ საქმე გვაქვს ორმაგ ობიექტთან, უფრო მეტიც, მჭიდრო ორობით სისტემასთან - ერთი, სადაც ორ ვარსკვლავს აქვს საერთო ატმოსფერო, როგორც ორი არაქისის ბირთვი ერთი გარსის ქვეშ. “- განმარტავს მოლნარი პრესრელიზში.

2015 წელს მოლნარმა, რამდენიმეწლიანი დაკვირვების შემდეგ, თავის კოლეგებს განუცხადა პროგნოზის შესახებ: ასტრონომებს, სავარაუდოდ, 2008 წელს მორიელის თანავარსკვლავედში სუპერნოვა V1309-ის დაბადების მსგავსი აფეთქება ექნებათ. ყველა მეცნიერმა არ მიიღო მისი განცხადება სერიოზულად, მაგრამ ახლა, ახალი დაკვირვების შემდეგ, ლარი მოლნარი კვლავ შეეხო ამ თემას და კიდევ უფრო მეტი მონაცემი წარმოადგინა. სხვადასხვა ტელესკოპიდან მიღებული 32 ათასზე მეტი სურათის სპექტროსკოპულმა დაკვირვებამ და დამუშავებამ გამორიცხა მოვლენების განვითარების სხვა სცენარები.

ასტრონომები თვლიან, რომ როდესაც ვარსკვლავები ერთმანეთს დაეჯახებიან, ორივე დაიღუპება, მაგრამ მანამდე ისინი გამოყოფენ უამრავ შუქს და ენერგიას, წარმოქმნიან წითელ სუპერნოვას და ორობითი ვარსკვლავის სიკაშკაშეს ათ ათასჯერ გაზრდის. სუპერნოვა ცაზე ხილული იქნება, როგორც თანავარსკვლავედი ბორდოს და ჩრდილოეთის ჯვრის ნაწილი. ეს იქნება პირველი შემთხვევა, როდესაც ექსპერტები და მოყვარულებიც კი შეძლებენ ორობითი ვარსკვლავების თვალყურის დევნებას უშუალოდ მათი სიკვდილის მომენტში.

"ეს იქნება ძალიან დრამატული ცვლილება ცაში და ყველას შეუძლია ამის დანახვა. თქვენ არ დაგჭირდებათ ტელესკოპი, რომელიც მეუბნება 2023 წელს, მართალი ვიყავი თუ არა. მიუხედავად იმისა, რომ აფეთქების არარსებობა იმედი გამიცრუებს, ნებისმიერი ალტერნატიული შედეგი. არანაკლებ საინტერესო იქნება“, - დასძენს მოლნერი.

ასტრონომების აზრით, პროგნოზს ნამდვილად არ შეიძლება უგულებელვყოთ: პირველად, ექსპერტებს აქვთ შესაძლებლობა დააკვირდნენ ვარსკვლავების სიცოცხლის ბოლო რამდენიმე წლებს მათ შერწყმამდე.

სამომავლო კვლევა დაგეხმარებათ ბევრი რამის სწავლაში ასეთი ორობითი სისტემებისა და მათი შიდა პროცესების, ასევე ფართომასშტაბიანი შეჯახების შედეგების შესახებ. ასეთი „აფეთქებები“, სტატისტიკის მიხედვით, დაახლოებით ათ წელიწადში ერთხელ ხდება, მაგრამ ეს პირველი შემთხვევაა, როცა ვარსკვლავების შეჯახება მოხდება. ადრე, მაგალითად, მეცნიერები აკვირდებოდნენ აფეთქებას.

მოლნარის შესაძლო მომავალი ნაშრომის წინასწარი ბეჭდვა (PDF დოკუმენტი) შეგიძლიათ წაიკითხოთ კოლეჯის ვებსაიტზე.

სხვათა შორის, 2015 წელს ESA-ს ასტრონომებმა ტარანტულას ნისლეულში უნიკალური აღმოაჩინეს, რომლის ორბიტებიც წარმოუდგენლად მცირე მანძილზეა ერთმანეთისგან. მეცნიერებმა იწინასწარმეტყველეს, რომ რაღაც მომენტში ასეთი სამეზობლო ტრაგიკულად დასრულდებოდა: ციური სხეულები ან გაერთიანდებოდა ერთ გიგანტურ ვარსკვლავად, ან მოხდებოდა სუპერნოვას აფეთქება, რომელიც წარმოშობდა ორობით სისტემას.

ასევე გავიხსენებთ, რომ ადრე ვისაუბრეთ იმაზე, თუ როგორ აფეთქებენ სუპერნოვა.