Výsledkom je zrodenie supernovy. Model pozostatku mladej supernovy

bezprostredne po výbuchu závisí vo veľkej miere od šťastia. Práve to určuje, či bude možné študovať procesy zrodu supernovy, alebo ich budeme musieť hádať zo stôp po výbuchu - planetárnej hmloviny šíriacej sa od bývalej hviezdy. Množstvo ďalekohľadov zostrojených človekom nie je dostatočne veľké na to, aby bolo možné neustále pozorovať celú oblohu, najmä vo všetkých oblastiach spektra elektromagnetického žiarenia. Amatérski astronómovia často prichádzajú na pomoc vedcom a nasmerujú svoje teleskopy, kam chcú, a nie na objekty, ktoré sú zaujímavé a dôležité na štúdium. Ale výbuch supernovy sa môže stať kdekoľvek!

Príkladom pomoci amatérskych astronómov je supernova v špirálovej galaxii M51. Známa ako galaxia Pinwheel, je veľmi populárna medzi fanúšikmi pozorovania vesmíru. Galaxia sa nachádza vo vzdialenosti 25 miliónov svetelných rokov od nás a jej rovina je natočená priamo k nám, vďaka čomu je jej pozorovanie veľmi pohodlné. Galaxia má satelit, ktorý je v kontakte s jedným z ramien M51. Svetlo z hviezdy, ktorá vybuchla v galaxii, dosiahlo Zem v marci 2011 a zachytili ho amatérski astronómovia. Supernova čoskoro dostala oficiálne označenie 2011dh a stala sa stredobodom pozornosti profesionálnych aj amatérskych astronómov. „M51 je jednou z najbližších galaxií k nám, je mimoriadne krásna, a preto je všeobecne známa,“ hovorí Schiler van Dyck, výskumník z Caltechu.

Ukázalo sa, že supernova 2011dh, podrobne preskúmaná, patrí do vzácnej triedy výbuchov typu IIb. K takýmto výbuchom dochádza, keď je masívna hviezda zbavená prakticky celého vonkajšieho obalu vodíkového paliva, ktoré je pravdepodobne ťahané jej binárnym spoločníkom. Potom sa kvôli nedostatku paliva termonukleárna fúzia zastaví, žiarenie hviezdy neodolá gravitácii, ktorá má tendenciu hviezdu stláčať a tá padá do stredu. Toto je jeden z dvoch spôsobov výbuchu supernov av tomto scenári (hviezda padajúca na seba pod vplyvom gravitácie) iba každá desiata hviezda zrodí výbuch typu IIb.

Existuje niekoľko dobre podložených hypotéz týkajúcich sa všeobecného modelu zrodu supernovy typu IIb, ale rekonštrukcia presného reťazca udalostí je veľmi náročná. Keďže sa nedá povedať, že by sa hviezda stala supernovou veľmi skoro, nie je možné sa pripraviť na jej pozorovanie zblízka. Štúdium stavu hviezdy môže, samozrejme, naznačovať, že sa čoskoro stane supernovou, ale to je v časovom rámci vesmíru miliónov rokov, zatiaľ čo na pozorovanie potrebujete poznať čas výbuchu s presnosťou niekoľko rokov. Len občas majú astronómovia šťastie a detailné fotografie hviezdy pred výbuchom. V prípade galaxie M51 táto situácia nastáva – vďaka obľúbenosti galaxie existuje veľa jej fotografií, na ktorých ešte 2011dh nevybuchlo. „V priebehu niekoľkých dní po objavení supernovy sme sa obrátili na archívy Hubbleovho orbitálneho teleskopu. Ako sa ukázalo, tento teleskop už predtým vytvoril detailnú mozaiku galaxie M51 na rôznych vlnových dĺžkach,“ hovorí van Dyk. V roku 2005, keď Hubblov teleskop odfotografoval polohu 2011dh, bola na jej mieste len nenápadná žltá obria hviezda.

Pozorovania supernovy 2011dh ukázali, že dobre nezapadá do štandardnej predstavy o výbuchu obrovskej hviezdy. Naopak, je vhodnejší ako výsledok explózie malej hviezdy, napríklad spoločníka žltého veleobra zo záberov z Hubbleovho teleskopu, ktorý stratil takmer všetku svoju atmosféru. Pod vplyvom gravitácie blízkeho obra zostalo z hviezdy len jej jadro, ktoré explodovalo. „Rozhodli sme sa, že predchodcom supernovy bola takmer úplne zbavená hviezda, modrá, a preto pre Hubblea neviditeľná,“ hovorí van Dyk. - Žltý obr skrýval svojho malého modrého spoločníka svojou radiáciou, až kým nevybuchol. Toto je náš záver."

Ďalší tím výskumníkov, študujúci hviezdu 2011dh, dospel k opačnému záveru, ktorý sa zhoduje s klasickou teóriou. Práve žltý gigant bol podľa Justina Mounda, zamestnanca Queen's University v Belfaste, predchodcom supernovy. V marci tohto roku však supernova odhalila záhadu pre oba tímy. Problém si prvýkrát všimol van Dyck, ktorý sa rozhodol zozbierať ďalšie informácie o roku 2011dh pomocou Hubbleovho teleskopu. Zariadenie však na starom mieste nenašlo veľkú žltú hviezdu. „Chceli sme len znova pozorovať vývoj supernovy,“ hovorí van Dyk. "Nikdy sme si nedokázali predstaviť, že žltá hviezda niekam pôjde." Ďalší tím dospel k rovnakým záverom pomocou pozemných ďalekohľadov: gigant zmizol.

Zmiznutie žltého obra poukazuje na to, že ide o skutočného prekurzora supernovy. Publikácia Van Dijka rieši tento spor: "Druhý tím mal úplnú pravdu a my sme sa mýlili." Tým sa však štúdium supernovy 2011dh nekončí. Keď jas 2011dh ubúda, galaxia M51 sa vráti do stavu pred výbuchom (hoci bez jednej jasnej hviezdy). Do konca tohto roka by mala jasnosť supernovy klesnúť natoľko, aby odhalila spoločníka žltého superobra – ak by nejaký bol, ako naznačuje klasická teória supernov typu IIb. Niekoľko skupín astronómov si už vyhradilo čas na pozorovanie na Hubblovom teleskope na štúdium vývoja roku 2011dh. "Musíme nájsť spoločníka supernovy v binárnom systéme," hovorí van Dyk. "Ak to bude objavené, dôjde k spoľahlivému pochopeniu pôvodu takýchto výbuchov."

Staroveké letopisy a kroniky nám hovoria, že občas sa na oblohe náhle objavili hviezdy mimoriadne veľkého jasu. Rýchlo sa zvýšil ich jas a potom pomaly, v priebehu niekoľkých mesiacov, zmizli a prestali byť viditeľné. V blízkosti maximálnej jasnosti boli tieto hviezdy viditeľné aj počas dňa. Najvýraznejšie ohniská boli v rokoch 1006 a 1054, informácie o nich sú obsiahnuté v čínskych a japonských pojednaniach. V roku 1572 sa takáto hviezda rozhorela v súhvezdí Cassiopeia a pozoroval ju vynikajúci astronóm Tycho Brahe a v roku 1604 pozoroval podobnú erupciu v súhvezdí Ophiuchus Johannes Kepler. Odvtedy, počas štyroch storočí „teleskopickej“ éry v astronómii, neboli pozorované žiadne takéto vzplanutia. S rozvojom pozorovacej astronómie však výskumníci začali zisťovať pomerne veľké množstvo podobných erupcií, hoci nedosahovali príliš vysokú jasnosť. Tieto hviezdy, ktoré sa náhle objavili a čoskoro zmizli, akoby bez stopy, sa začali nazývať „novy“. Zdalo sa, že hviezdy z rokov 1006 a 1054, hviezdy Tycha a Keplera, boli rovnaké svetlice, len veľmi blízko, a teda jasnejšie. Ale ukázalo sa, že to tak nie je. V roku 1885 si astronóm Hartwig na observatóriu v Tartu všimol objavenie sa novej hviezdy v známej hmlovine Andromeda. Táto hviezda dosiahla 6. viditeľnú magnitúdu, to znamená, že sila jej žiarenia bola iba 4-krát menšia ako u celej hmloviny. Potom to astronómov neprekvapilo: koniec koncov, povaha hmloviny Andromeda bola neznáma, predpokladalo sa, že to bol len oblak prachu a plynu celkom blízko Slnka. Až v 20. rokoch dvadsiateho storočia sa konečne ukázalo, že hmlovina Andromeda a ďalšie špirálové hmloviny sú obrovské hviezdne systémy, ktoré pozostávajú zo stoviek miliárd hviezd a sú od nás vzdialené milióny svetelných rokov. V hmlovine Andromeda boli objavené aj záblesky obyčajných nov, viditeľné ako objekty s magnitúdou 17-18. Bolo jasné, že hviezda z roku 1885 prekonala hviezdy Novaya v sile žiarenia desaťtisíckrát; na krátky čas sa jej jas takmer rovnal jasu obrovského hviezdneho systému! Je zrejmé, že povaha týchto ohnísk musí byť odlišná. Neskôr sa tieto najsilnejšie svetlice nazývali „Supernovae“, v ktorých predpona „super“ znamenala ich väčšiu radiačnú silu, a nie ich väčšiu „novosť“.

Hľadanie a pozorovanie supernovy

Výbuchy supernov sa začali objavovať pomerne často na fotografiách vzdialených galaxií, ale tieto objavy boli náhodné a nemohli poskytnúť informácie potrebné na vysvetlenie príčiny a mechanizmu týchto veľkolepých vzplanutí. V roku 1936 však astronómovia Baade a Zwicky, pracujúci na Palomar Observatory v USA, začali so systematickým systematickým hľadaním supernov. K dispozícii mali teleskop Schmidtovho systému, ktorý umožňoval fotografovať oblasti s veľkosťou niekoľkých desiatok štvorcových stupňov a poskytoval veľmi jasné snímky aj slabých hviezd a galaxií. Porovnaním fotografií jednej oblasti oblohy urobených o niekoľko týždňov neskôr bolo možné ľahko všimnúť výskyt nových hviezd v galaxiách, ktoré boli na fotografiách jasne viditeľné. Na fotografovanie boli vybrané oblasti oblohy, ktoré boli najbohatšie na blízke galaxie, kde ich počet na jednej snímke mohol dosiahnuť niekoľko desiatok a pravdepodobnosť detekcie supernov bola najväčšia.

V roku 1937 sa Baadovi a Zwickymu podarilo objaviť 6 supernov. Boli medzi nimi celkom jasné hviezdy 1937C a 1937D (astronómovia sa rozhodli označiť supernovy pridaním písmen k roku objavu, ktoré ukazujú poradie objavu v aktuálnom roku), ktoré dosahovali maximálne 8 a 12 magnitúd. Pre nich boli získané svetelné krivky - závislosť zmeny jasu v čase - a veľké množstvo spektrogramov - fotografií spektier hviezdy, znázorňujúce závislosť intenzity žiarenia od vlnovej dĺžky. Na niekoľko desaťročí sa tento materiál stal základom pre všetkých výskumníkov, ktorí sa snažili odhaliť príčiny výbuchov supernov.

Bohužiaľ, druhá svetová vojna prerušila pozorovací program, ktorý sa tak úspešne rozbehol. Systematické hľadanie supernov na observatóriu Palomar bolo obnovené až v roku 1958, no s väčším ďalekohľadom Schmidtovho systému, ktorý umožnil fotografovať hviezdy až do 22-23 magnitúdy. Od roku 1960 sa k tejto práci pridalo množstvo ďalších observatórií po celom svete, kde boli k dispozícii vhodné teleskopy. V ZSSR sa takéto práce vykonávali na krymskej stanici SAI, kde bol inštalovaný astrografický ďalekohľad s priemerom šošovky 40 cm a veľmi veľkým zorným poľom - takmer 100 štvorcových stupňov, a na Astrofyzikálnom observatóriu Abastumani v Gruzínsku - na ďalekohľade Schmidt so vstupným otvorom 36 cm.A na Kryme a v Abastumani bolo urobených veľa objavov supernov. Z ostatných observatórií k najväčšiemu počtu objavov došlo na observatóriu Asiago v Taliansku, kde fungovali dva ďalekohľady Schmidtovho systému. Observatórium Palomar však zostalo lídrom v počte objavov aj v maximálnej veľkosti hviezd dostupných na detekciu. Spolu bolo v 60. a 70. rokoch objavených až 20 supernov ročne a ich počet začal rýchlo rásť. Hneď po objave sa začali fotometrické a spektroskopické pozorovania na veľkých ďalekohľadoch.

V roku 1974 zomrel F. Zwicky a čoskoro bolo hľadanie supernov na observatóriu Palomar zastavené. Počet objavených supernov sa znížil, no od začiatku 80. rokov sa začal opäť zvyšovať. Na južnej oblohe – na observatóriu Cerro el Roble v Čile sa spustili nové pátracie programy a nadšenci astronómie začali objavovať supernovy. Ukázalo sa, že pomocou malých amatérskych teleskopov s 20-30 cm šošovkami je možné celkom úspešne vyhľadávať jasné výbuchy supernov a systematicky vizuálne pozorovať špecifický súbor galaxií. Najväčší úspech dosiahol kňaz z Austrálie Robert Evans, ktorému sa od začiatku 80. rokov podarilo objaviť až 6 supernov ročne. Nie je prekvapujúce, že profesionálni astronómovia žartovali o jeho „priamom spojení s nebom“.

V roku 1987 bola objavená najjasnejšia supernova 20. storočia – SN 1987A v galaxii Veľký Magellanov oblak, ktorá je „satelitom“ našej Galaxie a je od nás vzdialená len 55 kiloparsekov. Nejaký čas bola táto supernova viditeľná aj voľným okom a dosahovala maximálnu jasnosť asi 4 magnitúdy. Pozorovať ho však bolo možné len na južnej pologuli. Pre túto supernovu bola získaná séria fotometrických a spektrálnych pozorovaní, ktoré boli jedinečné svojou presnosťou a trvaním, a teraz astronómovia pokračujú v sledovaní toho, ako sa vyvíja proces premeny supernovy na rozpínajúcu sa plynovú hmlovinu.

V polovici 80. rokov sa ukázalo, že éra fotografie v astronómii sa končí. Rýchlo vylepšené CCD prijímače boli mnohokrát lepšie ako fotografická emulzia v citlivosti a rozsahu vlnových dĺžok, pričom boli prakticky rovnaké v rozlíšení. Obraz získaný CCD kamerou bolo možné okamžite vidieť na obrazovke počítača a porovnať s tými získanými skôr, ale pri fotografovaní proces vyvolávania, sušenia a porovnávania trval prinajlepšom deň. Jediná zostávajúca výhoda fotografických platní - schopnosť fotografovať veľké oblasti oblohy - sa tiež ukázala ako nepodstatná pre hľadanie supernov: ďalekohľad s CCD kamerou mohol samostatne získať snímky všetkých galaxií padajúcich na fotografickú platňu, v čase porovnateľnom s fotografickou expozíciou. Objavili sa projekty plne automatizovaných programov na vyhľadávanie supernov, v ktorých je teleskop namierený na vybrané galaxie podľa vopred zadaného programu a výsledné snímky sa počítačom porovnávajú s tými, ktoré boli získané predtým. Až v prípade zistenia nového objektu počítač vyšle signál astronómovi, ktorý zistí, či bol skutočne zaznamenaný výbuch supernovy. V 90-tych rokoch začal takýto systém s použitím 80 cm ďalekohľadu fungovať na Lick Observatory (USA).

Dostupnosť jednoduchých CCD kamier pre nadšencov astronómie viedla k tomu, že prechádzajú od vizuálnych pozorovaní k CCD pozorovaniam a potom sa hviezdy až do 18. a dokonca aj 19. magnitúdy stávajú dostupnými pre teleskopy s 20-30 cm šošovkami. Zavedenie automatizovaného vyhľadávania a rastúci počet amatérskych astronómov, ktorí hľadajú supernovy pomocou CCD kamier, viedli k explózii v počte objavov: v súčasnosti je objavených viac ako 100 supernov ročne a celkový počet objavov presiahol 1500. V posledných rokoch sa začalo aj pátranie po veľmi vzdialených a slabých supernovách na najväčších ďalekohľadoch s priemerom zrkadla 3-4 metre. Ukázalo sa, že štúdie supernov dosahujúcich maximálnu jasnosť 23-24 magnitúd môžu poskytnúť odpovede na mnohé otázky o štruktúre a osude celého Vesmíru. Za jednu noc pozorovaní takýmito ďalekohľadmi vybavenými najmodernejšími CCD kamerami možno objaviť viac ako 10 vzdialených supernov! Niekoľko obrázkov takýchto supernov je znázornených na obrázku nižšie.

Pre takmer všetky v súčasnosti objavované supernovy je možné získať aspoň jedno spektrum a pre mnohé sú svetelné krivky známe (aj to je veľká zásluha amatérskych astronómov). Takže objem pozorovacieho materiálu, ktorý je k dispozícii na analýzu, je veľmi veľký a zdá sa, že všetky otázky o povahe týchto grandióznych javov musia byť vyriešené. Žiaľ, zatiaľ to tak nie je. Pozrime sa bližšie na hlavné otázky, ktorým výskumníci supernov čelia, a najpravdepodobnejšie odpovede na ne dnes.

Klasifikácia supernov, svetelné krivky a spektrá

Pred vyvodením akýchkoľvek záverov o fyzikálnej povahe javu je potrebné úplne porozumieť jeho pozorovateľným prejavom, ktoré musia byť riadne klasifikované. Prirodzene, úplne prvá otázka, ktorá pred výskumníkmi supernov vyvstala, bola, či sú rovnaké, a ak nie, nakoľko sa líšia a či ich možno klasifikovať. Už prvé supernovy objavené Baade a Zwickym vykazovali výrazné rozdiely v svetelných krivkách a spektrách. V roku 1941 R. Minkowski navrhol rozdeliť supernovy na dva hlavné typy na základe povahy ich spektier. Do I. typu zaradil supernovy, ktorých spektrá boli úplne odlišné od spektier všetkých vtedy známych objektov. Úplne chýbali čiary najbežnejšieho prvku vo Vesmíre – vodíka, celé spektrum pozostávalo zo širokých maxím a miním, ktoré nebolo možné identifikovať, ultrafialová časť spektra bola veľmi slabá. Supernovy boli klasifikované ako typ II, ktorých spektrá vykazovali určitú podobnosť s „obyčajnými“ novinkami v prítomnosti veľmi intenzívnych čiar emisií vodíka, ultrafialová časť ich spektra je jasná.

Spektrá supernov typu I zostali záhadné tri desaťročia. Až potom, čo Yu.P. Pskovsky ukázal, že pásy v spektrách nie sú ničím iným ako úsekmi súvislého spektra medzi širokými a pomerne hlbokými absorpčnými čiarami, sa identifikácia spektier supernov typu I posunula vpred. Identifikovalo sa množstvo absorpčných línií, predovšetkým najintenzívnejšie línie jednotlivo ionizovaného vápnika a kremíka. Vlnové dĺžky týchto čiar sú posunuté na fialovú stranu spektra v dôsledku Dopplerovho javu v škrupine expandujúcej rýchlosťou 10-15 000 km za sekundu. Je mimoriadne ťažké identifikovať všetky čiary v spektrách supernov typu I, pretože sú značne rozšírené a navzájom sa prekrývajú; Okrem spomínaného vápnika a kremíka sa podarilo identifikovať línie horčíka a železa.

Analýza spektier supernov nám umožnila vyvodiť dôležité závery: v obaloch vyvrhnutých počas výbuchu supernovy I. typu nie je takmer žiadny vodík; zatiaľ čo zloženie obalov supernov typu II je takmer rovnaké ako zloženie slnečnej atmosféry. Rýchlosť rozpínania škrupín je od 5 do 15-20 tisíc km/s, teplota fotosféry sa pohybuje okolo maxima - 10-20 tisíc stupňov. Teplota rýchlo klesá a po 1-2 mesiacoch dosiahne 5-6 tisíc stupňov.

Svetelné krivky supernov sa tiež líšili: pre typ I boli všetky veľmi podobné, majú charakteristický tvar s veľmi rýchlym nárastom jasu na maximum, ktorý netrvá dlhšie ako 2-3 dni, rýchlym poklesom jasu o 3 magnitúdy za 25-40 dní a následný pomalý rozpad, takmer lineárny na stupnici magnitúdy, čo zodpovedá exponenciálnemu poklesu svietivosti.

Svetelné krivky supernov typu II sa ukázali byť oveľa rozmanitejšie. Niektoré boli podobné svetelným krivkám supernov I. typu, len s pomalším a dlhším poklesom jasu až do začiatku lineárneho „chvosta“, pre iné hneď po maxime začala oblasť takmer konštantnej jasnosti – tzv. nazývaná „plató“, ktorá môže trvať až 100 dní. Potom lesk prudko klesne a dosiahne lineárny „chvost“. Všetky skoré svetelné krivky boli získané z fotografických pozorovaní v takzvanom fotografickom magnitúdovom systéme, ktorý zodpovedá citlivosti konvenčných fotografických platní (rozsah vlnových dĺžok 3500-5000 A). Použitie fotovizuálneho systému (5000-6000 A) navyše umožnilo získať dôležité informácie o zmene farebného indexu (alebo jednoducho „farby“) supernov: ukázalo sa, že po maxime supernov oba typy nepretržite „červenajú“, to znamená, že hlavná časť žiarenia sa posúva smerom k dlhším vlnám. Toto sčervenanie sa zastaví v štádiu lineárneho poklesu jasu a môže byť dokonca nahradené „modrosťou“ supernov.

Okrem toho sa supernovy typu I a typu II líšili typmi galaxií, v ktorých explodovali. Supernovy typu II boli objavené iba v špirálových galaxiách, kde sa hviezdy v súčasnosti stále formujú a sú tu staré hviezdy s nízkou hmotnosťou, ako aj mladé, masívne a „krátkoveké“ (len niekoľko miliónov rokov) hviezdy. Supernovy typu I sa vyskytujú v špirálových aj eliptických galaxiách, kde sa nepredpokladá intenzívna tvorba hviezd už miliardy rokov.

V tejto podobe sa klasifikácia supernov udržala až do polovice 80. rokov. Začiatok širokého používania CCD prijímačov v astronómii umožnil výrazne zvýšiť množstvo a kvalitu pozorovacieho materiálu. Moderné vybavenie umožnilo získať spektrogramy pre slabé, predtým neprístupné predmety; s oveľa väčšou presnosťou bolo možné určiť intenzity a šírky čiar a zaregistrovať slabšie čiary v spektrách. CCD prijímače, infračervené detektory a prístroje namontované na kozmických lodiach umožnili pozorovať supernovy v celom rozsahu optického žiarenia od ultrafialového po ďaleké infračervené; Uskutočnili sa aj gama, röntgenové a rádiové pozorovania supernov.

V dôsledku toho sa zdanlivo zavedená binárna klasifikácia supernov začala rýchlo meniť a stávať sa zložitejšou. Ukázalo sa, že supernovy typu I nie sú ani zďaleka také homogénne, ako sa zdalo. Spektrá týchto supernov vykazovali významné rozdiely, z ktorých najvýznamnejšou bola intenzita jednotlivo ionizovanej kremíkovej čiary, pozorovanej pri vlnovej dĺžke asi 6100 A. Pre väčšinu supernov typu I bola táto absorpčná čiara blízko maximálnej jasnosti najvýraznejším znakom. v spektre, ale pre niektoré supernovy prakticky chýbal a héliové absorpčné čiary boli najintenzívnejšie.

Tieto supernovy boli označené ako Ib a „klasické“ supernovy typu I dostali označenie Ia. Neskôr sa ukázalo, že niektorým supernovám Ib tiež chýbajú héliové línie a nazývali sa typ Ic. Tieto nové typy supernov sa od „klasických“ supernov Ia líšili svetelnými krivkami, ktoré sa ukázali byť dosť rôznorodé, hoci sa tvarom podobali svetelným krivkám supernov Ia. Ukázalo sa, že zdrojom rádiovej emisie sú aj supernovy typu Ib/c. Všetky boli objavené v špirálových galaxiách, v oblastiach, kde mohlo nedávno dôjsť k tvorbe hviezd a stále existujú pomerne masívne hviezdy.

Svetelné krivky supernov Ia v červenom a infračervenom spektrálnom rozsahu (pásy R, I, J, H, K) sa veľmi líšili od predtým študovaných kriviek v pásmach B a V. Ak je na krivke viditeľné „rameno“ v R 20 dní po maxime, potom vo filtri I a dlhších rozsahoch vlnových dĺžok sa objaví skutočné druhé maximum. Niektoré supernovy Ia však toto druhé maximum nemajú. Tieto supernovy sa tiež vyznačujú červenou farbou pri maximálnom jase, zníženou svietivosťou a niektorými spektrálnymi znakmi. Prvou takouto supernovou bola SN 1991bg a jej podobné objekty sa dodnes nazývajú zvláštne supernovy Ia alebo „supernovy typu 1991bg“. Iný typ supernovy Ia sa naopak vyznačuje zvýšenou svietivosťou na maximum. Vyznačujú sa nižšími intenzitami absorpčných čiar v spektrách. "Prototyp" pre nich je SN 1991T.

V sedemdesiatych rokoch minulého storočia boli supernovy typu II rozdelené podľa povahy ich svetelných kriviek na „lineárne“ (II-L) a supernovy s „plató“ (II-P). Následne sa začalo objavovať viac a viac supernov II, ktoré vo svojich svetelných krivkách a spektrách vykazovali určité znaky. Dve najjasnejšie supernovy posledných rokov sa teda vo svojich svetelných krivkách výrazne líšia od ostatných supernov typu II: 1987A a 1993J. Obidva mali vo svojich svetelných krivkách dve maximá: po vzplanutí jas rýchlo klesol, potom sa začal opäť zvyšovať a až po druhom maxime začalo finálne zoslabovanie svietivosti. Na rozdiel od supernov Ia bolo druhé maximum pozorované vo všetkých spektrálnych rozsahoch a pre SN 1987A bolo oveľa jasnejšie ako prvé v dlhších rozsahoch vlnových dĺžok.

Zo spektrálnych znakov bola najčastejšia a najpozoruhodnejšia prítomnosť, popri širokých emisných čiarach charakteristických pre rozpínajúce sa schránky, aj systému úzkych emisných alebo absorpčných čiar. Tento jav je s najväčšou pravdepodobnosťou spôsobený prítomnosťou hustej škrupiny obklopujúcej hviezdu pred výbuchom; takéto supernovy sú označené ako II-n.

Štatistika supernovy

Ako často sa supernovy vyskytujú a ako sú distribuované v galaxiách? Na tieto otázky by mali odpovedať štatistické štúdie supernov.

Zdalo by sa, že odpoveď na prvú otázku je celkom jednoduchá: treba pozorovať niekoľko galaxií dostatočne dlho, spočítať v nich pozorované supernovy a počet supernov vydeliť časom pozorovania. Ukázalo sa však, že čas pokrytý pomerne pravidelnými pozorovaniami bol stále príliš krátky na jednoznačné závery pre jednotlivé galaxie: vo väčšine boli pozorované iba jedno alebo dve vzplanutia. Pravda, v niektorých galaxiách už bolo zaregistrovaných pomerne veľké množstvo supernov: držiteľom rekordu je galaxia NGC 6946, v ktorej bolo od roku 1917 objavených 6 supernov. Tieto údaje však neposkytujú presné údaje o frekvencii ohnísk. Po prvé, presný čas pozorovaní tejto galaxie nie je známy a po druhé, pre nás takmer súčasné výbuchy by v skutočnosti mohli byť oddelené pomerne veľkými časovými úsekmi: koniec koncov, svetlo zo supernov sa pohybuje vo vnútri galaxie inou cestou a jeho veľkosť vo svetelných rokoch je oveľa väčšia ako doba pozorovania. V súčasnosti je možné odhadnúť frekvenciu vzplanutia len pre určitý súbor galaxií. Na to je potrebné použiť pozorovacie údaje z hľadania supernov: každé pozorovanie poskytuje určitý „efektívny čas sledovania“ pre každú galaxiu, ktorý závisí od vzdialenosti ku galaxii, od limitnej veľkosti hľadania a od povahy. svetelnej krivky supernovy. Pre rôzne typy supernov bude doba pozorovania tej istej galaxie rôzna. Pri kombinovaní výsledkov pre viaceré galaxie je potrebné brať do úvahy ich rozdiely v hmotnosti a svietivosti, ako aj v morfologickom type. V súčasnosti je zvykom normalizovať výsledky na svietivosť galaxií a kombinovať údaje len pre galaxie s podobnými typmi. Nedávna práca založená na kombinácii údajov z niekoľkých programov na vyhľadávanie supernov priniesla tieto výsledky: v eliptických galaxiách sú pozorované iba supernovy typu Ia a v „priemernej“ galaxii so svietivosťou 10 10 slnečnej svietivosti jedna supernova vybuchne približne raz za 500 rokov. V špirálovej galaxii s rovnakou svietivosťou explodujú supernovy Ia len s o niečo vyššou frekvenciou, no pridajú sa k nim supernovy typu II a Ib/c a celková rýchlosť výbuchu je približne raz za 100 rokov. Frekvencia erupcií je približne úmerná svietivosti galaxií, to znamená, že v obrovských galaxiách je oveľa vyššia: konkrétne NGC 6946 je špirálová galaxia so svietivosťou 2,8 10 10 slnečnej svietivosti, preto môžu byť približne tri erupcie. očakávaných v nej za 100 rokov a 6 v nej pozorovaných supernov možno považovať za nie veľmi veľkú odchýlku od priemernej frekvencie. Naša galaxia je menšia ako NGC 6946 a možno v nej očakávať jeden výbuch v priemere každých 50 rokov. Je však známe, že za posledné tisícročie boli v Galaxii pozorované iba štyri supernovy. Je tu rozpor? Ukazuje sa, že nie - koniec koncov, väčšina Galaxie je pred nami ukrytá vrstvami plynu a prachu a okolie Slnka, v ktorom boli tieto 4 supernovy pozorované, tvorí len malú časť Galaxie.

Ako sú supernovy distribuované v galaxiách? Samozrejme, zatiaľ je možné študovať len súhrnné distribúcie zredukované na nejakú „priemernú“ galaxiu, ako aj distribúcie vzhľadom na detaily štruktúry špirálových galaxií. Medzi tieto časti patria predovšetkým špirálové objímky; v pomerne blízkych galaxiách sú jasne viditeľné aj oblasti aktívnej tvorby hviezd, identifikované mrakmi ionizovaného vodíka - oblasť H II alebo zhlukami jasne modrých hviezd - asociácia OB. Štúdie priestorového rozloženia, ktoré sa mnohokrát opakovali so zvyšujúcim sa počtom objavených supernov, priniesli nasledujúce výsledky. Distribúcie supernov všetkých typov podľa vzdialenosti od stredov galaxií sa od seba málo líšia a sú podobné rozdeleniu svietivosti – hustota klesá od stredu k okrajom podľa exponenciálneho zákona. Rozdiely medzi typmi supernov sa prejavujú v rozložení vzhľadom na oblasti tvorby hviezd: ak sú supernovy všetkých typov sústredené v špirálových ramenách, potom sa v oblastiach H II sústreďujú iba supernovy typu II a Ib/c. Môžeme konštatovať, že životnosť hviezdy produkujúcej záblesky typu II alebo Ib/c je od 10 6 do 10 7 rokov a pre typ Ia je to približne 10 8 rokov. Supernovy Ia sú však pozorované aj v eliptických galaxiách, kde sa predpokladá, že neexistujú hviezdy mladšie ako 10 9 rokov. Existujú dve možné vysvetlenia tohto rozporu – buď je povaha výbuchov supernov Ia v špirálových a eliptických galaxiách odlišná, alebo v niektorých eliptických galaxiách stále pokračuje tvorba hviezd a sú prítomné mladšie hviezdy.

Teoretické modely

Na základe súhrnu pozorovacích údajov vedci dospeli k záveru, že výbuch supernovy by mal byť poslednou fázou vývoja hviezdy, po ktorej prestane existovať vo svojej predchádzajúcej podobe. Energia výbuchu supernovy sa odhaduje na 10 50 - 10 51 erg, čo prevyšuje typické hodnoty gravitačnej väzbovej energie hviezd. Energia uvoľnená počas výbuchu supernovy je viac než dostatočná na úplné rozptýlenie hmoty hviezdy vo vesmíre. Aké hviezdy a kedy končia svoj život výbuchom supernovy, aká je povaha procesov vedúcich k takému gigantickému uvoľneniu energie?

Údaje z pozorovaní ukazujú, že supernovy sa delia na niekoľko typov, ktoré sa líšia chemickým zložením obalov a ich hmotnosťou, povahou uvoľňovania energie a spojením s rôznymi typmi hviezdnych populácií. Supernovy typu II sú jednoznačne spojené s mladými masívnymi hviezdami a ich obaly obsahujú veľké množstvo vodíka. Preto sa ich vzplanutia považujú za konečnú fázu vývoja hviezd, ktorých počiatočná hmotnosť je viac ako 8-10 hmotností Slnka. V centrálnych častiach takýchto hviezd sa energia uvoľňuje pri reakciách jadrovej fúzie, od najjednoduchších - vzniku hélia pri fúzii jadier vodíka a končiac tvorbou jadier železa z kremíka. Železné jadrá sú v prírode najstabilnejšie a pri splynutí sa neuvoľňuje žiadna energia. Keď sa teda jadro hviezdy stane železom, zastaví sa v ňom uvoľňovanie energie. Jadro nedokáže odolávať gravitačným silám a rýchlo sa sťahuje – kolabuje. Procesy vyskytujúce sa počas kolapsu nie sú ešte ani zďaleka úplne vysvetlené. Je však známe, že ak sa všetka hmota v jadre hviezdy premení na neutróny, potom dokáže odolávať silám gravitácie. Jadro hviezdy sa zmení na „neutrónovú hviezdu“ a kolaps sa zastaví. V tomto prípade sa uvoľní obrovská energia, ktorá vstúpi do obalu hviezdy a spôsobí jej expanziu, ktorú vidíme ako výbuch supernovy. Ak vývoj hviezdy predtým prebehol „potichu“, potom by jej obálka mala mať polomer stokrát väčší ako polomer Slnka a mala by zadržiavať dostatočné množstvo vodíka na vysvetlenie spektra supernov typu II. Ak sa väčšina obalu stratila počas evolúcie v blízkej dvojhviezdnej sústave alebo iným spôsobom, potom v spektre nebudú žiadne vodíkové čiary – uvidíme supernovu typu Ib alebo Ic.

V menej hmotných hviezdach prebieha evolúcia inak. Po spálení vodíka sa jadro stáva héliom a začína sa reakcia premeny hélia na uhlík. Jadro sa však nezohreje na takú vysokú teplotu, aby sa začali fúzne reakcie s uhlíkom. Jadro nemôže uvoľniť dostatok energie a stiahne sa, ale v tomto prípade je kompresia zastavená elektrónmi nachádzajúcimi sa v jadre. Jadro hviezdy sa mení na takzvaného „bieleho trpaslíka“ a škrupina sa rozptýli vo vesmíre vo forme planetárnej hmloviny. Indický astrofyzik S. Chandrasekhar ukázal, že biely trpaslík môže existovať len vtedy, ak je jeho hmotnosť menšia ako približne 1,4 hmotnosti Slnka. Ak sa biely trpaslík nachádza v dostatočne blízkom dvojhviezdnom systéme, potom môže hmota začať prúdiť z obyčajnej hviezdy k bielemu trpaslíkovi. Hmotnosť bieleho trpaslíka sa postupne zvyšuje a keď prekročí limit, dôjde k výbuchu, počas ktorého dôjde k rýchlemu termonukleárnemu spaľovaniu uhlíka a kyslíka, ktoré sa mení na rádioaktívny nikel. Hviezda je úplne zničená a v rozpínajúcej sa škrupine dochádza k rádioaktívnemu rozpadu niklu na kobalt a následne na železo, ktoré dodáva energiu žiare škrupiny. Takto explodujú supernovy typu Ia.

Moderné teoretické štúdie supernov sú najmä výpočty na najvýkonnejších počítačoch modelov explodujúcich hviezd. Žiaľ, zatiaľ sa nepodarilo vytvoriť model, ktorý by z neskorej fázy vývoja hviezd viedol k výbuchu supernovy a jej pozorovateľným prejavom. Existujúce modely však celkom dobre popisujú svetelné krivky a spektrá veľkej väčšiny supernov. Zvyčajne ide o model škrupiny hviezdy, do ktorej sa „manuálne“ investuje energia výbuchu, po ktorej sa začína jej expanzia a zahrievanie. Napriek veľkým ťažkostiam spojeným so zložitosťou a rôznorodosťou fyzikálnych procesov sa v tejto oblasti výskumu v posledných rokoch dosiahol veľký pokrok.

Vplyv supernov na životné prostredie

Výbuchy supernov majú silný a rôznorodý vplyv na okolité medzihviezdne médium. Obálka supernovy, vyvrhnutá obrovskou rýchlosťou, naberá a stláča plyn, ktorý ju obklopuje. Možno by to mohlo viesť k vzniku nových hviezd z oblakov plynu. Energia výbuchu je taká veľká, že dochádza k syntéze nových prvkov, najmä tých ťažších ako železo. Materiál obohatený o ťažké prvky je rozptýlený výbuchmi supernov po celej galaxii, čo vedie k vzniku hviezd po výbuchoch supernov obsahujúcich viac ťažkých prvkov. Ukázalo sa, že medzihviezdne médium v ​​„našej“ oblasti Mliečnej dráhy je natoľko obohatené o ťažké prvky, že na Zemi bol možný vznik života. Sú za to priamo zodpovedné supernovy! Supernovy zrejme tiež vytvárajú prúdy častíc s veľmi vysokou energiou - kozmické žiarenie. Tieto častice, prenikajúce na zemský povrch cez atmosféru, môžu spôsobiť genetické mutácie, vďaka ktorým dochádza k evolúcii života na Zemi.

Supernovy nám hovoria o osude vesmíru

Supernovy a najmä supernovy typu Ia patria medzi najjasnejšie objekty v tvare hviezdy vo vesmíre. Preto aj veľmi vzdialené supernovy možno študovať pomocou aktuálne dostupného vybavenia.

Mnoho supernov Ia bolo objavených v pomerne blízkych galaxiách, ktorých vzdialenosť možno určiť niekoľkými spôsobmi. V súčasnosti sa za najpresnejšie považuje určovanie vzdialeností na základe zdanlivej jasnosti jasných premenných hviezd určitého typu – cefeíd. Použitie vesmírneho teleskopu. Hubble objavil a študoval veľké množstvo cefeíd v galaxiách vzdialených od nás vo vzdialenosti asi 20 megaparsekov. Dostatočne presné odhady vzdialeností týchto galaxií umožnili určiť svietivosť supernov typu Ia, ktoré v nich vybuchli. Ak predpokladáme, že vzdialené supernovy Ia majú v priemere rovnakú svietivosť, potom vzdialenosť k nim možno odhadnúť z pozorovanej magnitúdy pri maximálnej jasnosti.

Jedným z dôležitých úspechov 20. storočia bolo pochopenie skutočnosti, že takmer všetky prvky ťažšie ako vodík a hélium vznikajú vo vnútri hviezd a dostávajú sa do medzihviezdneho prostredia v dôsledku výbuchov supernov, jedného z najsilnejších javov v r. vesmír.

Foto: Žiariace hviezdy a kúdoly plynu poskytujú úchvatné pozadie sebazničenia masívnej hviezdy s názvom Supernova 1987A. Astronómovia pozorovali jeho výbuch na južnej pologuli 23. februára 1987. Tento obrázok z Hubbleovho vesmírneho teleskopu ukazuje zvyšky supernov obklopené vnútornými a vonkajšími prstencami materiálu v difúznych oblakoch plynu. Tento trojfarebný obrázok je zložený z niekoľkých fotografií supernovy a jej okolitej oblasti, ktoré boli urobené v septembri 1994, februári 1996 a júli 1997. Početné jasne modré hviezdy v blízkosti supernovy sú masívne hviezdy, každá má asi 12 miliónov rokov a je 6-krát ťažšia ako Slnko. Všetky patria do rovnakej generácie hviezd ako tá, ktorá vybuchla. Prítomnosť jasných oblakov plynu je ďalším znakom mladosti tohto regiónu, ktorý je stále úrodnou pôdou pre zrod nových hviezd.

Spočiatku sa všetky hviezdy, ktorých jasnosť sa náhle zvýšila viac ako 1000-krát, nazývali nové. Pri vzplanutí sa na oblohe náhle objavili takéto hviezdy, ktoré narušili obvyklú konfiguráciu súhvezdia a zvýšili svoju jasnosť na maximum, niekoľko tisíckrát, potom začala ich jasnosť prudko klesať a po niekoľkých rokoch zoslabli ako boli pred erupciou. Pre nové hviezdy je charakteristické opakovanie vzplanutí, pri každom z nich hviezda vyvrhne až tisícinu svojej hmoty vysokou rýchlosťou. A napriek tomu, napriek veľkoleposti javu takéhoto vzplanutia, nie je spojené ani so zásadnou zmenou v štruktúre hviezdy, ani s jej zničením.

Za päťtisíc rokov sa zachovali informácie o viac ako 200 jasných vzplanutiach hviezd, ak sa obmedzíme na tie, ktoré jasnosťou nepresiahli 3. magnitúdu. Keď sa však zistila extragalaktická povaha hmlovín, ukázalo sa, že nové hviezdy, ktoré sa v nich rozhoreli, boli svojimi vlastnosťami lepšie ako bežné novy, pretože sa často ukázalo, že ich svietivosť je rovnaká ako svietivosť celej galaxie, v ktorej sa nachádzajú. vzplanul. Nezvyčajná povaha takýchto javov viedla astronómov k myšlienke, že takéto udalosti sú niečím úplne iným ako bežné novy, a preto v roku 1934 na návrh amerických astronómov Fritza Zwickyho a Waltera Baadeho tie hviezdy, ktorých vzplanutia pri maximálnej jasnosti dosahovali svietivosti normálne galaxie boli identifikované do samostatnej, najjasnejšej a vzácnej triedy supernov.

Na rozdiel od výbuchov obyčajných nov sú výbuchy supernov v súčasnom stave našej Galaxie mimoriadne vzácne javy, ktoré sa nevyskytujú častejšie ako raz za 100 rokov. Najvýraznejšie ohniská boli v rokoch 1006 a 1054; informácie o nich sú obsiahnuté v čínskych a japonských pojednaniach. V roku 1572 pozoroval vznik takejto hviezdy v súhvezdí Cassiopeia vynikajúci astronóm Tycho Brahe a posledným človekom, ktorý v roku 1604 sledoval jav supernovy v súhvezdí Ophiuchus, bol Johannes Kepler. Počas štyroch storočí „teleskopickej“ éry v astronómii neboli takéto erupcie v našej Galaxii pozorované. Poloha Slnečnej sústavy v nej je taká, že približne v polovici jej objemu môžeme opticky pozorovať výbuchy supernov a vo zvyšku jej objemu je jas výbuchov stlmený medzihviezdnou absorpciou. IN AND. Krasovský a I.S. Shklovsky vypočítal, že k výbuchom supernov v našej Galaxii dochádza v priemere raz za 100 rokov. V iných galaxiách sa tieto procesy vyskytujú s približne rovnakou frekvenciou, takže hlavné informácie o supernovách v štádiu optického vzplanutia boli získané z ich pozorovaní v iných galaxiách.

Astronómovia W. Baade a F. Zwicky, ktorí pracujú na observatóriu Palomar v USA, si uvedomili dôležitosť štúdia takýchto silných javov a začali v roku 1936 systematicky hľadať supernovy. K dispozícii mali teleskop Schmidtovho systému, ktorý umožňoval fotografovať oblasti s veľkosťou niekoľkých desiatok štvorcových stupňov a poskytoval veľmi jasné snímky aj slabých hviezd a galaxií. Počas troch rokov objavili 12 výbuchov supernov v rôznych galaxiách, ktoré potom študovali pomocou fotometrie a spektroskopie. So zdokonaľovaním pozorovacej techniky sa počet novoobjavených supernov neustále zvyšoval a následné zavedenie automatizovaného hľadania viedlo k lavínovitému nárastu počtu objavov (viac ako 100 supernov za rok s celkovým počtom 1 500). V posledných rokoch začali veľké teleskopy hľadať aj veľmi vzdialené a slabé supernovy, pretože ich štúdie môžu poskytnúť odpovede na mnohé otázky o štruktúre a osude celého vesmíru. Za jednu noc pozorovaní takýmito ďalekohľadmi možno objaviť viac ako 10 vzdialených supernov.

V dôsledku explózie hviezdy, ktorá je pozorovaná ako jav supernovy, vzniká okolo nej hmlovina rozpínajúca sa obrovskou rýchlosťou (asi 10 000 km/s). Vysoká rýchlosť expanzie je hlavným znakom, ktorým sa zvyšky supernov odlišujú od iných hmlovín. Vo zvyškoch supernov všetko hovorí o explózii obrovskej sily, ktorá rozmetala vonkajšie vrstvy hviezdy a udelila obrovské rýchlosti jednotlivým kúskom vymrštenej škrupiny.

Krabia hmlovina

Ani jeden vesmírny objekt nedal astronómom toľko cenných informácií ako relatívne malá Krabia hmlovina, pozorovaná v súhvezdí Býka a pozostávajúca z difúznej plynnej hmoty odlietajúcej vysokou rýchlosťou. Táto hmlovina, pozostatok supernovy pozorovanej v roku 1054, sa stala prvým galaktickým objektom, s ktorým bol identifikovaný rádiový zdroj. Ukázalo sa, že povaha rádiovej emisie nemá nič spoločné s tepelnou emisiou: jej intenzita sa systematicky zvyšuje s vlnovou dĺžkou. Čoskoro bolo možné vysvetliť podstatu tohto javu. Pozostatok supernovy musí mať silné magnetické pole, ktoré zachytáva kozmické žiarenie, ktoré vytvára (elektróny, pozitróny, atómové jadrá), ktoré má rýchlosti blízke rýchlosti svetla. V magnetickom poli vyžarujú elektromagnetickú energiu v úzkom lúči v smere pohybu. Objav netepelnej rádiovej emisie z Krabie hmloviny podnietil astronómov hľadať zvyšky supernov práve pomocou tejto funkcie.

Hmlovina nachádzajúca sa v súhvezdí Cassiopeia sa ukázala byť obzvlášť silným zdrojom rádiového vyžarovania; pri metrových vlnách je tok rádiového vyžarovania z nej 10-krát vyšší ako tok z Krabie hmloviny, hoci je oveľa ďalej ako druhý. . V optických lúčoch je táto rýchlo sa rozširujúca hmlovina veľmi slabá. Predpokladá sa, že hmlovina Cassiopeia je pozostatkom výbuchu supernovy, ktorý sa odohral asi pred 300 rokmi.

Systém vláknitých hmlovín v súhvezdí Labuť tiež ukázal rádiovú emisiu charakteristickú pre zvyšky starých supernov. Rádioastronómia pomohla nájsť mnoho ďalších netepelných rádiových zdrojov, ktoré sa ukázali ako pozostatky supernov rôzneho veku. Dospelo sa teda k záveru, že pozostatky výbuchov supernov, ku ktorým došlo dokonca pred desiatkami tisíc rokov, vynikajú medzi ostatnými hmlovinami svojou silnou netepelnou rádiovou emisiou.

Ako už bolo spomenuté, Krabia hmlovina bola prvým objektom, z ktorého bola objavená röntgenová emisia. V roku 1964 sa zistilo, že zdroj röntgenového žiarenia, ktorý z nej vychádza, je rozsiahly, hoci jeho uhlové rozmery sú 5-krát menšie ako uhlové rozmery samotnej Krabie hmloviny. Z čoho sa usúdilo, že röntgenové žiarenie nevyžaruje hviezda, ktorá kedysi vybuchla ako supernova, ale samotná hmlovina.

Vplyv supernovy

23. februára 1987 vybuchla v našej susednej galaxii Veľký Magellanov oblak supernova, ktorá sa stala pre astronómov mimoriadne dôležitou, pretože bola prvou, ktorú mohli, vyzbrojení modernými astronomickými prístrojmi, podrobne študovať. A táto hviezda potvrdila celú sériu predpovedí. Súčasne s optickou erupciou zachytili špeciálne detektory inštalované v Japonsku a Ohiu (USA) tok neutrín – elementárnych častíc, ktoré sa rodia pri veľmi vysokých teplotách počas kolapsu jadra hviezdy a ľahko prenikajú cez jej plášť. Tieto pozorovania potvrdili skorší návrh, že asi 10 % hmoty jadra kolabujúcej hviezdy je emitovaných ako neutrína, keď sa samotné jadro zrúti na neutrónovú hviezdu. Vo veľmi hmotných hviezdach sa počas výbuchu supernovy jadrá stlačia na ešte väčšie hustoty a pravdepodobne sa zmenia na čierne diery, ale vonkajšie vrstvy hviezdy sa stále odlupujú. V posledných rokoch sa objavili náznaky, že niektoré kozmické záblesky gama žiarenia súvisia so supernovami. Je možné, že povaha kozmických zábleskov gama žiarenia súvisí s povahou výbuchov.

Výbuchy supernov majú silný a rôznorodý vplyv na okolité medzihviezdne médium. Obálka supernovy, vyvrhnutá obrovskou rýchlosťou, naberá a stláča plyn, ktorý ju obklopuje, čo môže dať impulz na vznik nových hviezd z oblakov plynu. Tím astronómov vedený Dr. Johnom Hughesom (Rutgers University), využívajúci pozorovania z röntgenového observatória Chandra na obežnej dráhe NASA, urobil dôležitý objav, ktorý vrhá svetlo na to, ako vzniká kremík, železo a ďalšie prvky počas výbuchov supernov. Röntgenová snímka zvyšku supernovy Cassiopeia A (Cas A) odhaľuje zhluky kremíka, síry a železa vyvrhnuté z vnútra hviezdy počas explózie.

Vysoká kvalita, jasnosť a informačný obsah snímok zvyšku supernovy Cas A získaných observatóriom Chandra umožnili astronómom nielen určiť chemické zloženie mnohých uzlov tohto zvyšku, ale aj zistiť, kde presne tieto uzly vznikli. Napríklad najkompaktnejšie a najjasnejšie uzly sú zložené predovšetkým z kremíka a síry s veľmi malým množstvom železa. To naznačuje, že vznikli hlboko vo vnútri hviezdy, kde teploty počas kolapsu, ktorý skončil výbuchom supernovy, dosiahli tri miliardy stupňov. V ďalších uzloch astronómovia objavili veľmi vysoký obsah železa s prímesami nejakého kremíka a síry. Táto látka sa vytvorila ešte hlbšie v tých častiach, kde teplota pri výbuchu dosahovala vyššie hodnoty štyri až päť miliárd stupňov. Porovnanie umiestnení jasných a slabších uzlov bohatých na kremík vo zvyšku supernovy Cas A odhalilo, že „železné“ prvky pochádzajúce z najhlbších vrstiev hviezdy sa nachádzajú na vonkajších okrajoch zvyšku. . To znamená, že výbuch odhodil „železné“ uzly ďalej ako všetky ostatné. A aj teraz sa zdá, že sa vzďaľujú od centra výbuchu väčšou rýchlosťou. Štúdium údajov získaných Chandrou nám umožní usadiť sa na jednom z niekoľkých mechanizmov navrhnutých teoretikmi, ktoré vysvetľujú povahu výbuchu supernovy, dynamiku procesu a pôvod nových prvkov.

Supernovy SN I majú veľmi podobné spektrá (bez vodíkových čiar) a tvary svetelných kriviek, zatiaľ čo spektrá SN II obsahujú jasné vodíkové čiary a vyznačujú sa rozmanitosťou v spektrách aj svetelných krivkách. V tejto podobe existovala klasifikácia supernov až do polovice 80. rokov minulého storočia. A so začiatkom rozšíreného používania CCD prijímačov sa množstvo a kvalita pozorovacieho materiálu výrazne zvýšila, čo umožnilo získať spektrogramy pre predtým neprístupné slabé objekty, určiť intenzitu a šírku čiar s oveľa väčšou presnosťou a tiež registrovať slabšie čiary v spektrách. V dôsledku toho sa zdanlivo zavedená binárna klasifikácia supernov začala rýchlo meniť a stávať sa zložitejšou.

Supernovy sa líšia aj podľa typov galaxií, v ktorých explodujú. V špirálových galaxiách explodujú supernovy oboch typov, ale v eliptických galaxiách, kde nie je takmer žiadne medzihviezdne médium a proces tvorby hviezd sa skončil, možno pred výbuchom pozorovať iba supernovy typu SN I - sú to veľmi staré hviezdy , ktorej hmotnosti sú blízke tej slnečnej. A keďže sú spektrá a svetelné krivky supernov tohto typu veľmi podobné, znamená to, že tie isté hviezdy explodujú v špirálových galaxiách. Prirodzeným koncom evolučnej cesty hviezd s hmotnosťou blízko Slnka je premena na bieleho trpaslíka so súčasným vznikom planetárnej hmloviny. Biely trpaslík neobsahuje takmer žiadny vodík, pretože je konečným produktom vývoja normálnej hviezdy.

Každý rok sa v našej Galaxii vytvorí niekoľko planetárnych hmlovín, preto väčšina hviezd tejto hmoty potichu dokončí svoju životnú cestu a iba raz za sto rokov praskne supernova typu I SN. Aké dôvody určujú úplne zvláštny koniec, nie podobný osudu iných podobných hviezd? Slávny indický astrofyzik S. Chandrasekhar ukázal, že ak má biely trpaslík hmotnosť menšiu ako 1,4 hmotnosti Slnka, pokojne „dožije“ svoj život. Ak je však v dostatočne blízkom binárnom systéme, jej silná gravitácia je schopná „vytiahnuť“ hmotu zo sprievodnej hviezdy, čo vedie k postupnému zvyšovaniu hmotnosti, a keď prekročí povolenú hranicu, dôjde k silnému výbuchu, ktorý vedie k smrť hviezdy.

Supernovy SN II sú jednoznačne spojené s mladými, masívnymi hviezdami, ktorých obaly obsahujú veľké množstvo vodíka. Výbuchy tohto typu supernov sa považujú za konečnú fázu vývoja hviezd s počiatočnou hmotnosťou viac ako 8 x 10 hmotností Slnka. Vo všeobecnosti vývoj takýchto hviezd prebieha pomerne rýchlo - za niekoľko miliónov rokov spália svoj vodík, potom sa hélium zmení na uhlík a potom sa atómy uhlíka začnú transformovať na atómy s vyššími atómovými číslami.

V prírode sa premeny prvkov s veľkým uvoľňovaním energie končia železom, ktorého jadrá sú najstabilnejšie a pri ich fúzii nedochádza k uvoľňovaniu energie. Keď sa teda jadro hviezdy stane železom, zastaví sa v nej uvoľňovanie energie, už nedokáže odolávať gravitačným silám, a preto sa začne rýchlo zmenšovať, čiže kolabovať.

Procesy, ktoré sa vyskytujú počas kolapsu, nie sú ešte ani zďaleka úplne pochopené. Je však známe, že ak sa všetka hmota v jadre zmení na neutróny, potom môže odolať príťažlivým silám - jadro hviezdy sa zmení na „neutrónovú hviezdu“ a kolaps sa zastaví. V tomto prípade sa uvoľní obrovská energia, ktorá sa dostane do obalu hviezdy a spôsobí expanziu, ktorú vidíme ako výbuch supernovy.

Od toho by sa dalo očakávať genetické spojenie medzi výbuchmi supernov a vznikom neutrónových hviezd a čiernych dier. Ak vývoj hviezdy predtým prebehol „potichu“, potom by jej obálka mala mať polomer stokrát väčší ako polomer Slnka a tiež by mala obsahovať dostatočné množstvo vodíka na vysvetlenie spektra supernov SN II.

Supernovy a pulzary

To, že po výbuchu supernovy okrem rozpínajúceho sa obalu a rôznych druhov žiarenia ostali aj ďalšie objekty, sa stalo známe v roku 1968 vďaka tomu, že o rok skôr rádioastronómovia objavili pulzary - rádiové zdroje, ktorých žiarenie je sústredené v jednotlivých pulzy opakujúce sa po presne stanovenom čase. Vedcov ohromila prísna periodicita pulzov a krátkosť ich periód. Najväčšiu pozornosť pútal pulzar, ktorého súradnice boli blízko súradníc pre astronómov veľmi zaujímavej hmloviny nachádzajúcej sa v južnom súhvezdí Velae, ktoré je považované za pozostatok po výbuchu supernovy, jeho perióda bola len 0,089 sekundy. A po objavení pulzaru v strede Krabie hmloviny (jeho perióda bola 1/30 sekundy) sa ukázalo, že pulzary nejako súvisia s výbuchmi supernov. V januári 1969 bol pulzar z Krabie hmloviny identifikovaný so slabou hviezdou 16. magnitúdy, meniacou svoju jasnosť s rovnakou periódou, a v roku 1977 bolo možné s hviezdou identifikovať pulzar v súhvezdí Velae.

Periodicita žiarenia pulzarov je spojená s ich rýchlou rotáciou, no ani jedna obyčajná hviezda, dokonca ani biely trpaslík by nedokázala rotovať s periódou charakteristickou pre pulzary, odstredivými silami by sa okamžite roztrhla a len neutrónová hviezda, veľmi husté a kompaktné, odolali im. V dôsledku analýzy mnohých možností vedci dospeli k záveru, že výbuchy supernov sú sprevádzané tvorbou neutrónových hviezd - kvalitatívne nového typu objektu, ktorého existenciu predpovedala teória vývoja hviezd s vysokou hmotnosťou.

Supernovy a čierne diery

Prvý dôkaz o priamom spojení medzi výbuchom supernovy a vznikom čiernej diery získali španielski astronómovia. Štúdia žiarenia vyžarovaného hviezdou obiehajúcou okolo čiernej diery v binárnom systéme Nova Scorpii 1994 zistila, že obsahuje veľké množstvo kyslíka, horčíka, kremíka a síry. Existuje predpoklad, že tieto prvky zachytil, keď sa susedná hviezda, ktorá prežila výbuch supernovy, zmenila na čiernu dieru.

Supernovy (najmä supernovy typu Ia) patria medzi najjasnejšie objekty v tvare hviezdy vo vesmíre, takže aj tie najvzdialenejšie z nich možno študovať pomocou v súčasnosti dostupných zariadení. V relatívne blízkych galaxiách bolo objavených veľa supernov typu Ia. Dostatočne presné odhady vzdialeností týchto galaxií umožnili určiť svietivosť v nich explodujúcich supernov. Ak predpokladáme, že vzdialené supernovy majú v priemere rovnakú svietivosť, potom vzdialenosť k nim možno odhadnúť z pozorovanej magnitúdy pri maximálnej jasnosti. Porovnanie vzdialenosti k supernove s ustupujúcou rýchlosťou (červeným posunom) galaxie, v ktorej explodovala, umožňuje určiť hlavnú veličinu charakterizujúcu rozpínanie Vesmíru – takzvanú Hubbleovu konštantu.

Ešte pred 10 rokmi sa pre ňu získavali hodnoty, ktoré sa takmer dvakrát líšili - od 55 do 100 km/s Mpc, no dnes sa presnosť výrazne zvýšila, v dôsledku čoho je hodnota 72 km/s Mpc. prijaté (s chybou asi 10 %) . Pre vzdialené supernovy, ktorých červený posun je blízko 1, nám vzťah medzi vzdialenosťou a červeným posunom tiež umožňuje určiť množstvá, ktoré závisia od hustoty hmoty vo vesmíre. Podľa Einsteinovej všeobecnej teórie relativity je to hustota hmoty, ktorá určuje zakrivenie priestoru, a teda aj budúci osud vesmíru. Konkrétne: bude sa rozpínať donekonečna alebo sa tento proces niekedy zastaví a nahradí ho kompresia. Nedávne štúdie supernov ukázali, že s najväčšou pravdepodobnosťou hustota hmoty vo vesmíre nestačí na zastavenie expanzie a bude pokračovať. A na potvrdenie tohto záveru sú potrebné nové pozorovania supernov.

supernovy- hviezdy, ktoré ukončia svoj vývoj v katastrofickom výbušnom procese. Tento výraz sa používal na opis hviezd, ktoré vzplanuli oveľa (rádovo) silnejšie ako takzvané „novy“. V skutočnosti ani jedna, ani druhá nie sú fyzicky nové, existujúce hviezdy vždy vzplanú. Ale v niekoľkých historických prípadoch vzplanuli tie hviezdy, ktoré boli predtým na oblohe prakticky alebo úplne neviditeľné, čo vytvorilo efekt vzhľadu novej hviezdy.

Supernovy typu II

Podľa moderných koncepcií vedie termonukleárna fúzia časom k obohateniu zloženia vnútorných oblastí hviezdy o ťažké prvky. Počas procesu termonukleárnej fúzie a tvorby ťažkých prvkov sa hviezda sťahuje a teplota v jej strede sa zvyšuje. (Vplyv negatívnej tepelnej kapacity gravitujúcej nedegenerovanej hmoty.) Ak je hmotnosť hviezdy dostatočne veľká, potom proces termonukleárnej fúzie dospeje k svojmu logickému záveru vytvorením jadier železa a niklu a kompresia pokračuje. V tomto prípade budú termonukleárne reakcie pokračovať len v určitej vrstve hviezdy okolo centrálneho jadra – kde je ešte nespálené termonukleárne palivo. Centrálne jadro je stále viac stláčané a v určitom okamihu v ňom vplyvom tlaku začnú prebiehať neutronizačné reakcie – protóny začnú pohlcovať elektróny a menia sa na neutróny. To spôsobuje rýchlu stratu energie, ktorú odnášajú výsledné neutrína (nazývané ochladzovanie neutrín), takže jadro hviezdy sa sťahuje a ochladzuje. Proces kolapsu centrálneho jadra je taký rýchly, že sa okolo neho vytvorí vlna riedenia. Potom, po jadre, sa škrupina tiež ponáhľa do stredu hviezdy. Ďalej sa materiál obalu odrazí od jadra a vytvorí sa rázová vlna šíriaca sa smerom von, čím sa spustia termonukleárne reakcie. V tomto prípade sa uvoľní dostatok energie na vyvrhnutie obalu supernovy vysokou rýchlosťou. Dôležitý je proces napájania rázovej vlny energiou neutrín vyžarujúcich z centrálnej oblasti. Tento mechanizmus výbuchu je klasifikovaný ako supernovy typu II (SN II). Numerické simulácie ukazujú, že odrazená rázová vlna nevedie k výbuchu supernovy. Zastavuje vo vzdialenosti približne 100-200 km od stredu hviezdy. Zohľadnenie rotácie a prítomnosti magnetického poľa nám umožňuje numericky simulovať výbuch supernovy (magnetorotačný mechanizmus výbuchu supernovy s kolabujúcim jadrom). Predpokladá sa, že vznikom supernovy typu II sa končí vývoj všetkých hviezd, ktorých počiatočná hmotnosť presahuje 8-10 hmotností Slnka. Po výbuchu zostane neutrónová hviezda alebo čierna diera a okolo týchto objektov vo vesmíre nejaký čas existujú zvyšky obalov explodovanej hviezdy vo forme rozpínajúcej sa plynovej hmloviny.

Supernovy typu Ia

Mechanizmus výbuchov supernov typu Ia (SN Ia) vyzerá trochu inak. Ide o takzvanú termonukleárnu supernovu, ktorej mechanizmus výbuchu je založený na procese termonukleárnej fúzie v hustom uhlíkovo-kyslíkovom jadre hviezdy. Predchodcovia SN Ia sú bieli trpaslíci s hmotnosťou blízkou Chandrasekharovmu limitu. Všeobecne sa uznáva, že takéto hviezdy môžu vzniknúť, keď hmota prúdi z druhej zložky dvojhviezdneho systému. To sa stane, ak druhá hviezda systému prekročí svoj Rocheov lalok alebo patrí do triedy hviezd so super intenzívnym hviezdnym vetrom. S rastúcou hmotnosťou bieleho trpaslíka sa postupne zvyšuje jeho hustota a teplota. Nakoniec, keď teplota dosiahne asi 3 × 10 8 K, nastanú podmienky pre termonukleárne zapálenie zmesi uhlík-kyslík. Čelo spaľovania sa začína rozširovať od stredu k vonkajším vrstvám a zanecháva za sebou produkty spaľovania – jadrá skupiny železa. Čelo spaľovania sa šíri v režime pomalého deflagrácie a je nestabilné voči rôznym typom porúch. Najdôležitejšia je Rayleigh-Taylorova nestabilita, ktorá vzniká pôsobením Archimedovej sily na ľahké a menej husté produkty spaľovania, v porovnaní s hustým uhlíkovo-kyslíkovým plášťom. Začínajú sa intenzívne rozsiahle konvekčné procesy, ktoré vedú k ešte väčšiemu zintenzívneniu termonukleárnych reakcií a uvoľneniu energie potrebnej na vyvrhnutie obalu supernovy (~10 51 erg). Rýchlosť čela spaľovania sa zvyšuje, je možná turbulizácia plameňa a vznik rázovej vlny vo vonkajších vrstvách hviezdy.

Iné typy supernov

Existujú tiež SN Ib a Ic, ktorých prekurzormi sú masívne hviezdy v binárnych systémoch, na rozdiel od SN II, ktorých prekurzormi sú jednotlivé hviezdy.

Teória supernovy

Úplná teória supernov zatiaľ neexistuje. Všetky navrhované modely sú zjednodušené a majú voľné parametre, ktoré je potrebné upraviť na získanie požadovaného obrazu výbuchu. V súčasnosti nie je možné v numerických modeloch zohľadniť všetky fyzikálne procesy vyskytujúce sa vo hviezdach, ktoré sú dôležité pre vznik erupcie. Neexistuje ani úplná teória hviezdneho vývoja.

Všimnite si, že predchodca známej supernovy SN 1987A, klasifikovanej ako supergiant typu II, je modrý supergiant, nie červený, ako sa predpokladalo v modeloch SN II pred rokom 1987. Je tiež pravdepodobné, že jeho pozostatok neobsahuje kompaktný objekt, akým je neutrónová hviezda alebo čierna diera, ako možno vidieť z pozorovaní.

Miesto supernov vo vesmíre

Podľa početných štúdií bol po zrode Vesmíru naplnený iba ľahkými látkami – vodíkom a héliom. Všetky ostatné chemické prvky mohli vzniknúť len pri horení hviezd. To znamená, že naša planéta (a vy a ja) pozostáva z hmoty sformovanej v hlbinách prehistorickej hviezdy a vyvrhnutej niekedy pri výbuchu supernovy.

Výbuch supernovy je extrémne zriedkavý jav. Podľa moderných predstáv by k výbuchu supernovy malo dôjsť v našej Galaxii približne každých 50 rokov. Ukázalo sa, že väčšinu z týchto výbuchov pred nami skrýva nepriehľadný prachový subsystém našej Galaxie. Preto je väčšina supernov pozorovaná v iných galaxiách. Hĺbkové prieskumy oblohy pomocou automatických kamier pripojených k teleskopom teraz umožňujú astronómom objaviť viac ako 300 erupcií ročne.

Pozorovania supernovy

Na označenie supernov používajú astronómovia nasledujúci systém: najprv sa píšu písmená SN (z lat S horný N ova), potom rok objavu a potom latinkou - sériové číslo supernovy v roku. Napríklad, SN 1997cj označuje objavenú supernovu 26 * 3 ( c) + 10 (j) = 88. v roku 1997.

Najznámejšie supernovy

• Supernova SN 1604 (Kepler Supernova)
• Supernova G1.9+0.3 (najmladšia v našej galaxii)

Historické supernovy v našej galaxii (pozorované)

Astronómovia oficiálne oznámili jednu z najvýznamnejších udalostí vo vedeckom svete: v roku 2022 budeme môcť zo Zeme voľným okom vidieť jedinečný úkaz – jeden z najjasnejších výbuchov supernov. Podľa predpovedí prekoná žiaru väčšiny hviezd v našej galaxii.

Hovoríme o blízkej binárnej sústave KIC 9832227 v súhvezdí Labuť, ktorú od nás delí 1800 svetelných rokov. Hviezdy v tomto systéme sú umiestnené tak blízko seba, že zdieľajú spoločnú atmosféru a rýchlosť ich rotácie sa neustále zvyšuje (teraz je doba obehu 11 hodín).

Profesor Larry Molnar z Calvin College v USA hovoril na výročnom stretnutí Americkej astronomickej spoločnosti o možnej kolízii, ktorá sa očakáva približne o päť rokov (daj alebo vezmite jeden rok). Predpovedať takéto kozmické katastrofy je podľa neho dosť ťažké – výskum trval niekoľko rokov (hviezdny pár začali astronómovia skúmať už v roku 2013).

Prvý, kto urobil takúto predpoveď, bol Daniel Van Noord, Molnárov výskumný asistent (v tom čase ešte študent).

"Študoval, ako farba hviezdy koreluje s jej jasnosťou, a navrhol, že máme do činenia s binárnym objektom, skutočne blízkym binárnym systémom - systémom, v ktorom dve hviezdy zdieľajú atmosféru, ako dve jadrá arašidov pod tou istou škrupinou." - Molnár vysvetľuje v tlačovej správe.

V roku 2015, po niekoľkých rokoch pozorovaní, Molnar povedal svojim kolegom predpoveď: astronómovia pravdepodobne zažijú výbuch podobný zrodu supernovy V1309 v súhvezdí Škorpión v roku 2008. Nie všetci vedci brali jeho vyhlásenie vážne, no teraz, po nových pozorovaniach, Larry Molnar túto tému opäť nastolil a predložil ešte viac údajov. Spektroskopické pozorovania a spracovanie viac ako 32 tisíc snímok získaných z rôznych ďalekohľadov vylúčili iné scenáre vývoja udalostí.

Astronómovia veria, že keď hviezdy do seba narazia, obe zomrú, ale nie skôr, ako uvoľnia veľa svetla a energie, vytvoria červenú supernovu a zvýšia jas dvojhviezdy desaťtisíckrát. Supernova bude viditeľná na oblohe ako súčasť súhvezdia Labuť a Severný kríž. Bude to prvýkrát, čo budú môcť odborníci a dokonca aj amatéri sledovať dvojhviezdy priamo v momente ich smrti.

"Bude to veľmi dramatická zmena na oblohe a každý ju bude môcť vidieť. Nebudete potrebovať ďalekohľad, aby ste mi v roku 2023 povedali, či som mal pravdu alebo nie. Aj keď absencia výbuchu bude sklamaním, každý alternatívny výsledok bude rovnako zaujímavý.“ dodáva Molner.

Predpoveď podľa astronómov naozaj nemožno brať na ľahkú váhu: experti majú po prvý raz možnosť pozorovať posledných pár rokov života hviezd pred ich splynutím.

Budúci výskum odhalí veľa o takýchto binárnych systémoch a ich vnútorných procesoch, ako aj o dôsledkoch rozsiahlej kolízie. K „výbuchom“ tohto druhu podľa štatistík dochádza približne raz za desať rokov, no toto je prvýkrát, čo nastane kolízia hviezd. Predtým napríklad vedci pozorovali výbuch.

Predtlač Molnárovej možnej budúcej práce (dokument PDF) si môžete prečítať na webovej stránke akadémie.

Mimochodom, v roku 2015 astronómovia ESA objavili unikát v hmlovine Tarantula, ktorej obežné dráhy sú od seba v neuveriteľne blízko. Vedci predpovedali, že v určitom okamihu sa takéto susedstvo skončí tragicky: nebeské telesá sa buď spoja do jedinej hviezdy gigantickej veľkosti, alebo dôjde k výbuchu supernovy, z ktorej vznikne dvojhviezda.

Pripomeňme si tiež, že predtým sme hovorili o výbuchoch supernov.