Ως αποτέλεσμα σχηματίζονται σουπερνόβα. Έκρηξη σουπερνόβα
Μια σουπερνόβα, ή έκρηξη σουπερνόβα, είναι η διαδικασία μιας κολοσσιαίας έκρηξης ενός αστεριού στο τέλος της ζωής του. Σε αυτή την περίπτωση, απελευθερώνεται τεράστια ενέργεια και η φωτεινότητα αυξάνεται δισεκατομμύρια φορές. Το κέλυφος του αστεριού εκτοξεύεται στο διάστημα, σχηματίζοντας ένα νεφέλωμα. Και ο πυρήνας συστέλλεται τόσο πολύ που γίνεται είτε είτε.
Η χημική εξέλιξη του σύμπαντος συμβαίνει ακριβώς χάρη στους σουπερνόβα. Κατά τη διάρκεια της έκρηξης, βαριά στοιχεία που σχηματίστηκαν κατά τη διάρκεια μιας θερμοπυρηνικής αντίδρασης κατά τη διάρκεια της ζωής του άστρου εκτοξεύονται στο διάστημα. Περαιτέρω, από αυτά τα υπολείμματα σχηματίζονται πλανητικά νεφελώματα, από τα οποία, με τη σειρά τους, σχηματίζονται αστέρια και πλανήτες.
Πώς συμβαίνει μια έκρηξη;
Όπως είναι γνωστό, ένα αστέρι απελευθερώνει τεράστια ενέργεια λόγω της θερμοπυρηνικής αντίδρασης που συμβαίνει στον πυρήνα. Μια θερμοπυρηνική αντίδραση είναι η διαδικασία μετατροπής του υδρογόνου σε ήλιο και βαρύτερα στοιχεία, απελευθερώνοντας ενέργεια. Όταν όμως εξαντληθεί το υδρογόνο στα βάθη, τα ανώτερα στρώματα του άστρου αρχίζουν να καταρρέουν προς το κέντρο. Αφού φτάσει σε ένα κρίσιμο σημείο, η ύλη κυριολεκτικά εκρήγνυται, συμπιέζοντας τον πυρήνα όλο και περισσότερο και παρασύροντας τα ανώτερα στρώματα του άστρου σε ένα ωστικό κύμα.
Σε αυτήν την περίπτωση, παράγεται τόση πολλή ενέργεια σε έναν μάλλον μικρό όγκο χώρου που μέρος της αναγκάζεται να παρασυρθεί από νετρίνα, τα οποία πρακτικά δεν έχουν μάζα.
σουπερνόβα τύπου Ia
Αυτός ο τύπος σουπερνόβα δεν γεννιέται από αστέρια, αλλά από. Ενδιαφέρον χαρακτηριστικό- η φωτεινότητα όλων αυτών των αντικειμένων είναι η ίδια. Και γνωρίζοντας τη φωτεινότητα και τον τύπο του αντικειμένου, μπορείτε να υπολογίσετε την ταχύτητά του χρησιμοποιώντας . Η αναζήτηση για τους υπερκαινοφανείς τύπου Ia είναι πολύ σημαντική, γιατί με τη βοήθειά τους ανακαλύφθηκε και αποδείχθηκε η επιταχυνόμενη διαστολή του σύμπαντος.
Ίσως αύριο να φουντώσουν
Υπάρχει μια ολόκληρη λίστα που περιλαμβάνει υποψηφίους σουπερνόβα. Φυσικά, είναι αρκετά δύσκολο να προσδιοριστεί πότε ακριβώς θα συμβεί η έκρηξη. Εδώ είναι τα πιο κοντινά γνωστά:
- ΙΚ Πήγασος.Το διπλό αστέρι βρίσκεται στον αστερισμό του Πήγασου σε απόσταση έως και 150 ετών φωτός από εμάς. Ο σύντροφός του είναι ένας τεράστιος λευκός νάνος που δεν παράγει πλέον ενέργεια μέσω της πυρηνικής σύντηξης. Όταν το κύριο αστέρι μετατραπεί σε κόκκινο γίγαντα και αυξήσει την ακτίνα του, ο νάνος θα αρχίσει να αυξάνει τη μάζα του λόγω αυτού. Όταν η μάζα του φτάσει το 1,44 ηλιακό, μπορεί να συμβεί μια έκρηξη σουπερνόβα.
- Antares. Ένας κόκκινος υπεργίγαντας στον αστερισμό του Σκορπιού, 600 έτη φωτός από εμάς. Ο Antares έχει συντροφιά ένα καυτό μπλε αστέρι.
- Betelgeuse.Ένα αντικείμενο που μοιάζει με Antares βρίσκεται στον αστερισμό του Ωρίωνα. Η απόσταση από τον Ήλιο είναι από 495 έως 640 έτη φωτός. Αυτό το αστέρι είναι νεαρό (περίπου 10 εκατομμυρίων ετών), αλλά πιστεύεται ότι έχει φτάσει στη φάση εξάντλησης άνθρακα. Μέσα σε μία ή δύο χιλιάδες χρόνια θα μπορούμε να θαυμάσουμε μια έκρηξη σουπερνόβα.
Επιπτώσεις στη Γη
Ένα σουπερνόβα που εκρήγνυται κοντά φυσικά δεν μπορεί παρά να επηρεάσει τον πλανήτη μας.Για παράδειγμα, ο Betelgeuse, έχοντας εκραγεί, θα αυξήσει τη φωτεινότητά του κατά περίπου 10 χιλιάδες φορές. Για αρκετούς μήνες, το αστέρι θα εμφανίζεται ως ένα λαμπρό σημείο, παρόμοιο σε φωτεινότητα με την πανσέληνο. Αλλά αν κάποιος πόλος του Betelgeuse είναι στραμμένος προς τη Γη, τότε θα λάβει ένα ρεύμα ακτίνων γάμμα από το αστέρι. Τα σέλας θα ενταθούν και θα μειωθούν στιβάδα του όζοντος. Αυτό μπορεί να έχει πολύ αρνητικό αντίκτυπο στη ζωή του πλανήτη μας. Όλα αυτά είναι μόνο θεωρητικοί υπολογισμοί, είναι αδύνατο να πούμε ακριβώς ποιο θα είναι το αποτέλεσμα της έκρηξης αυτού του υπεργίγαντα.
Ο θάνατος ενός σταρ, όπως και η ζωή, μπορεί μερικές φορές να είναι πολύ όμορφος. Και ένα παράδειγμα αυτού είναι οι σουπερνόβα. Οι λάμψεις τους είναι δυνατές και φωτεινές, ξεπερνούν όλα τα κοντινά αστέρια.
Αρχαία χρονικά και χρονικά μας λένε ότι περιστασιακά αστέρια εξαιρετικά μεγάλης φωτεινότητας εμφανίζονταν ξαφνικά στον ουρανό. Γρήγορα αυξήθηκαν σε φωτεινότητα και στη συνέχεια αργά, σε διάστημα αρκετών μηνών, εξαφανίστηκαν και έπαψαν να είναι ορατές. Σχεδόν στη μέγιστη φωτεινότητα, αυτά τα αστέρια ήταν ορατά ακόμη και κατά τη διάρκεια της ημέρας. Τα πιο εντυπωσιακά κρούσματα ήταν το 1006 και το 1054, πληροφορίες για τις οποίες περιέχονται σε κινεζικές και ιαπωνικές πραγματείες. Το 1572, ένα τέτοιο αστέρι φούντωσε στον αστερισμό της Κασσιόπης και παρατηρήθηκε από τον εξαιρετικό αστρονόμο Tycho Brahe, και το 1604, μια παρόμοια έκλαμψη στον αστερισμό Ophiuchus παρατηρήθηκε από τον Johannes Kepler. Από τότε, κατά τη διάρκεια των τεσσάρων αιώνων της «τηλεσκοπικής» εποχής στην αστρονομία, δεν έχουν παρατηρηθεί τέτοιες εκλάμψεις. Ωστόσο, με την ανάπτυξη της παρατηρητικής αστρονομίας, οι ερευνητές άρχισαν να ανιχνεύουν έναν αρκετά μεγάλο αριθμό παρόμοιων εκλάμψεων, αν και δεν έφτασαν σε πολύ υψηλή φωτεινότητα. Αυτά τα αστέρια, που εμφανίστηκαν ξαφνικά και σύντομα εξαφανίστηκαν σαν χωρίς ίχνος, άρχισαν να ονομάζονται «novae». Φαινόταν ότι τα αστέρια του 1006 και του 1054, τα αστέρια του Tycho και του Kepler, ήταν οι ίδιες εκλάμψεις, μόνο πολύ κοντά και επομένως πιο φωτεινά. Αλλά αποδείχθηκε ότι δεν ήταν έτσι. Το 1885, ο αστρονόμος Hartwig στο Αστεροσκοπείο Tartu παρατήρησε την εμφάνιση ενός νέου αστεριού στο γνωστό νεφέλωμα της Ανδρομέδας. Αυτό το αστέρι έφτασε στο 6ο ορατό μέγεθος, δηλαδή η ισχύς της ακτινοβολίας του ήταν μόνο 4 φορές μικρότερη από αυτή ολόκληρου του νεφελώματος. Τότε αυτό δεν εξέπληξε τους αστρονόμους: τελικά, η φύση του νεφελώματος της Ανδρομέδας ήταν άγνωστη, υποτίθεται ότι ήταν απλώς ένα σύννεφο σκόνης και αερίου πολύ κοντά στον Ήλιο. Μόνο στη δεκαετία του 20 του εικοστού αιώνα έγινε τελικά σαφές ότι το νεφέλωμα της Ανδρομέδας και άλλα σπειροειδή νεφελώματα είναι τεράστια αστρικά συστήματα, που αποτελούνται από εκατοντάδες δισεκατομμύρια αστέρια και εκατομμύρια έτη φωτός μακριά μας. Στο νεφέλωμα της Ανδρομέδας ανακαλύφθηκαν επίσης λάμψεις συνηθισμένων νέων, ορατές ως αντικείμενα μεγέθους 17-18. Έγινε σαφές ότι το αστέρι του 1885 ξεπέρασε τα αστέρια Novaya σε ισχύ ακτινοβολίας κατά δεκάδες χιλιάδες φορές η λάμψη του ήταν σχεδόν ίση με τη λάμψη ενός τεράστιου αστρικού συστήματος! Προφανώς, η φύση αυτών των εστιών πρέπει να είναι διαφορετική. Αργότερα, αυτές οι πιο ισχυρές φωτοβολίδες ονομάστηκαν " Υπερκαινοφανείς», στο οποίο το πρόθεμα «super» σήμαινε τη μεγαλύτερη ισχύ ακτινοβολίας τους και όχι τη μεγαλύτερη «καινοτομία».
Αναζήτηση και παρατηρήσεις σουπερνόβα
Οι εκρήξεις σουπερνόβα άρχισαν να παρατηρούνται αρκετά συχνά σε φωτογραφίες μακρινών γαλαξιών, αλλά αυτές οι ανακαλύψεις ήταν τυχαίες και δεν μπορούσαν να παρέχουν τις απαραίτητες πληροφορίες για να εξηγήσουν την αιτία και τον μηχανισμό αυτών των μεγαλειωδών εκρήξεων. Ωστόσο, το 1936, οι αστρονόμοι Baade και Zwicky, που εργάζονταν στο Παρατηρητήριο Palomar στις ΗΠΑ, ξεκίνησαν μια συστηματική συστηματική αναζήτηση για σουπερνόβα. Είχαν στη διάθεσή τους ένα τηλεσκόπιο του συστήματος Schmidt, το οποίο επέτρεπε τη φωτογράφιση περιοχών πολλών δεκάδων τετραγωνικών μοιρών και έδινε πολύ καθαρές εικόνες ακόμη και αμυδρά αστέρια και γαλαξίες. Συγκρίνοντας φωτογραφίες μιας περιοχής του ουρανού που τραβήχτηκαν αρκετές εβδομάδες αργότερα, μπορούσε κανείς εύκολα να παρατηρήσει την εμφάνιση νέων αστεριών σε γαλαξίες που ήταν ξεκάθαρα ορατά στις φωτογραφίες. Οι περιοχές του ουρανού που ήταν πιο πλούσιες σε κοντινούς γαλαξίες επιλέχθηκαν για φωτογράφιση, όπου ο αριθμός τους σε μια εικόνα μπορούσε να φτάσει αρκετές δεκάδες και η πιθανότητα ανίχνευσης σουπερνόβα ήταν μεγαλύτερη.
Το 1937, ο Baada και ο Zwicky κατάφεραν να ανακαλύψουν 6 σουπερνόβα. Ανάμεσά τους ήταν αρκετά φωτεινά αστέρια 1937C και 1937D (οι αστρονόμοι αποφάσισαν να ορίσουν σουπερνόβα προσθέτοντας γράμματα στο έτος της ανακάλυψης, δείχνοντας τη σειρά ανακάλυψης σε Αυτή την χρονιά), φτάνοντας το μέγιστο 8 και 12 μεγέθη αντίστοιχα. Για αυτούς, λήφθηκαν καμπύλες φωτός - η εξάρτηση της αλλαγής της φωτεινότητας με την πάροδο του χρόνου - και ένας μεγάλος αριθμός φασματογραμμάτων - φωτογραφίες των φασμάτων του άστρου, που δείχνουν την εξάρτηση της έντασης της ακτινοβολίας από το μήκος κύματος. Για αρκετές δεκαετίες, αυτό το υλικό έγινε η βάση για όλους τους ερευνητές που προσπαθούσαν να αποκαλύψουν τα αίτια των εκρήξεων σουπερνόβα.
Δυστυχώς το δεύτερο Παγκόσμιος πόλεμοςδιέκοψε το πρόγραμμα παρατήρησης που είχε ξεκινήσει με τόση επιτυχία. Η συστηματική αναζήτηση για σουπερνόβα στο Αστεροσκοπείο Palomar ξεκίνησε ξανά μόλις το 1958, αλλά με ένα μεγαλύτερο τηλεσκόπιο του συστήματος Schmidt, το οποίο κατέστησε δυνατή τη φωτογράφιση αστεριών μεγέθους 22-23. Από το 1960, μια σειρά από άλλα παρατηρητήρια έχουν ενταχθεί σε αυτήν την εργασία. διαφορετικές χώρεςκόσμο όπου υπήρχαν κατάλληλα τηλεσκόπια. Στην ΕΣΣΔ, τέτοιες εργασίες πραγματοποιήθηκαν στον σταθμό της Κριμαίας του SAI, όπου εγκαταστάθηκε ένα τηλεσκόπιο αστρογράφου με διάμετρο φακού 40 cm και πολύ μεγάλο οπτικό πεδίο - σχεδόν 100 τετραγωνικές μοίρες, και στο Αστροφυσικό Αστεροσκοπείο Abastumani στη Γεωργία - σε ένα τηλεσκόπιο Schmidt με τρύπα εισόδου 36 cm Και στην Κριμαία και στο Abastumani έγιναν πολλές ανακαλύψεις σουπερνόβα. Από τα άλλα παρατηρητήρια, ο μεγαλύτερος αριθμός ανακαλύψεων έγινε στο Αστεροσκοπείο Asiago στην Ιταλία, όπου λειτουργούσαν δύο τηλεσκόπια του συστήματος Schmidt. Ωστόσο, το Παρατηρητήριο Palomar παρέμεινε ηγέτης τόσο στον αριθμό των ανακαλύψεων όσο και στο μέγιστο μέγεθος των αστεριών που ήταν διαθέσιμα για ανίχνευση. Μαζί, στις δεκαετίες του '60 και του '70, ανακαλύφθηκαν έως και 20 σουπερνόβα ετησίως και ο αριθμός τους άρχισε να αυξάνεται γρήγορα. Αμέσως μετά την ανακάλυψη ξεκίνησαν φωτομετρικές και φασματοσκοπικές παρατηρήσεις σε μεγάλα τηλεσκόπια.
Το 1974, ο F. Zwicky πέθανε και σύντομα η αναζήτηση για σουπερνόβα στο Αστεροσκοπείο Palomar σταμάτησε. Ο αριθμός των σουπερνόβα που ανακαλύφθηκαν έχει μειωθεί, αλλά έχει αρχίσει να αυξάνεται ξανά από τις αρχές της δεκαετίας του 1980. Νέα προγράμματα αναζήτησης ξεκίνησαν στον νότιο ουρανό - στο αστεροσκοπείο Cerro el Roble στη Χιλή, και οι λάτρεις της αστρονομίας άρχισαν να ανακαλύπτουν σουπερνόβα. Αποδείχθηκε ότι χρησιμοποιώντας μικρά ερασιτεχνικά τηλεσκόπια με φακούς 20-30 cm, μπορεί κανείς να αναζητήσει με μεγάλη επιτυχία φωτεινές εκρήξεις σουπερνόβα, παρατηρώντας συστηματικά οπτικά ένα συγκεκριμένο σύνολο γαλαξιών. Τη μεγαλύτερη επιτυχία πέτυχε ένας ιερέας από την Αυστραλία, ο Ρόμπερτ Έβανς, ο οποίος κατάφερε να ανακαλύψει έως και 6 σουπερνόβα ετησίως από τις αρχές της δεκαετίας του '80. Δεν προκαλεί έκπληξη το γεγονός ότι επαγγελματίες αστρονόμοι αστειεύτηκαν για την «άμεση σύνδεσή του με τους ουρανούς».
Το 1987, ανακαλύφθηκε ο λαμπρότερος σουπερνόβα του 20ου αιώνα - SN 1987A στον γαλαξία Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου, ο οποίος είναι ένας «δορυφόρος» του Γαλαξία μας και απέχει μόλις 55 κιλοπαρσεκτικά από εμάς. Για κάποιο χρονικό διάστημα, αυτός ο σουπερνόβα ήταν ορατός ακόμη και με γυμνό μάτι, φτάνοντας σε μέγιστη φωτεινότητα περίπου 4 βαθμών. Ωστόσο, μπορούσε να παρατηρηθεί μόνο στο νότιο ημισφαίριο. Μια σειρά από φωτομετρικές και φασματικές παρατηρήσεις που ήταν μοναδικές ως προς την ακρίβεια και τη διάρκειά τους ελήφθησαν για αυτό το σουπερνόβα και τώρα οι αστρονόμοι συνεχίζουν να παρακολουθούν πώς αναπτύσσεται η διαδικασία μετατροπής του σουπερνόβα σε ένα διαστελλόμενο νεφέλωμα αερίου.
 |
 |
 |
|
Supernova 1987A. Επάνω αριστερά είναι μια φωτογραφία της περιοχής όπου εξερράγη το σουπερνόβα, τραβηγμένη πολύ πριν την έκρηξη. Το αστέρι που πρόκειται να εκραγεί σύντομα υποδεικνύεται με ένα βέλος. Επάνω δεξιά είναι μια φωτογραφία της ίδιας περιοχής του ουρανού όταν η σουπερνόβα ήταν κοντά στη μέγιστη φωτεινότητα. Παρακάτω είναι πώς μοιάζει ένα σουπερνόβα 12 χρόνια μετά την έκρηξη. Οι δακτύλιοι γύρω από τον σουπερνόβα είναι διαστρικό αέριο (εν μέρει εκτινάσσεται από το αστέρι πριν από το ξέσπασμα), ιονισμένο κατά τη διάρκεια της έκρηξης και συνεχίζει να λάμπει. |
|
Στα μέσα της δεκαετίας του '80, έγινε σαφές ότι η εποχή της φωτογραφίας στην αστρονομία τελείωνε. Οι ταχέως βελτιωμένοι δέκτες CCD ήταν πολλές φορές ανώτεροι από το φωτογραφικό γαλάκτωμα σε ευαισθησία και εύρος καταγεγραμμένου μήκους κύματος, ενώ ήταν πρακτικά ίσοι σε ανάλυση. Η εικόνα που λήφθηκε από μια κάμερα CCD μπορούσε να δει αμέσως στην οθόνη του υπολογιστή και να συγκριθεί με αυτές που ελήφθησαν νωρίτερα, αλλά για τη φωτογραφία η διαδικασία ανάπτυξης, στεγνώματος και σύγκρισης χρειάστηκε στην καλύτερη περίπτωση μια μέρα. Το μόνο εναπομείναν πλεονέκτημα των φωτογραφικών πλακών - η δυνατότητα φωτογράφησης μεγάλων περιοχών του ουρανού - αποδείχθηκε επίσης ασήμαντο για την αναζήτηση σουπερνόβα: ένα τηλεσκόπιο με κάμερα CCD μπορούσε να λάβει ξεχωριστά εικόνες όλων των γαλαξιών που πέφτουν στη φωτογραφική πλάκα. σε χρόνο συγκρίσιμο με μια φωτογραφική έκθεση. Έχουν εμφανιστεί έργα πλήρως αυτοματοποιημένων προγραμμάτων αναζήτησης σουπερνόβα, στα οποία το τηλεσκόπιο είναι στραμμένο σε επιλεγμένους γαλαξίες σύμφωνα με ένα πρόγραμμα που έχει εισαχθεί εκ των προτέρων και οι εικόνες που προκύπτουν συγκρίνονται μέσω υπολογιστή με αυτές που ελήφθησαν προηγουμένως. Μόνο εάν ανιχνευθεί ένα νέο αντικείμενο, ο υπολογιστής στέλνει ένα σήμα στον αστρονόμο, ο οποίος ανακαλύπτει εάν έχει πράγματι ανιχνευθεί μια έκρηξη σουπερνόβα. Στη δεκαετία του '90, ένα τέτοιο σύστημα, χρησιμοποιώντας ένα ανακλαστικό τηλεσκόπιο 80 cm, άρχισε να λειτουργεί στο Παρατηρητήριο Lick (ΗΠΑ).
Η διαθεσιμότητα απλών καμερών CCD για τους λάτρεις της αστρονομίας οδήγησε στο γεγονός ότι μετακινούνται από οπτικές παρατηρήσεις σε παρατηρήσεις CCD και στη συνέχεια αστέρια μεγέθους έως και 18ου έως και 19ου μεγέθους γίνονται διαθέσιμα για τηλεσκόπια με φακούς 20-30 cm. Η εισαγωγή αυτοματοποιημένων αναζητήσεων και ο αυξανόμενος αριθμός ερασιτεχνών αστρονόμων που αναζητούν σουπερνόβα χρησιμοποιώντας κάμερες CCD έχει οδηγήσει σε έκρηξη στον αριθμό των ανακαλύψεων: τώρα ανακαλύπτονται περισσότερες από 100 υπερκαινοφανείς ετησίως και ο συνολικός αριθμός των ανακαλύψεων έχει ξεπεράσει τις 1.500. τα τελευταία χρόνιαΞεκίνησε επίσης έρευνα για πολύ μακρινές και αμυδρά σουπερνόβα χρησιμοποιώντας τα μεγαλύτερα τηλεσκόπια με διάμετρο καθρέφτη 3-4 μέτρα. Αποδείχθηκε ότι οι μελέτες των σουπερνόβα, που φθάνουν σε μέγιστη φωτεινότητα 23-24 μεγεθών, μπορούν να δώσουν απαντήσεις σε πολλά ερωτήματα σχετικά με τη δομή και τη μοίρα ολόκληρου του Σύμπαντος. Σε μια νύχτα παρατηρήσεων με τέτοια τηλεσκόπια εξοπλισμένα με τις πιο προηγμένες κάμερες CCD, μπορούν να ανακαλυφθούν περισσότερες από 10 μακρινές σουπερνόβα! Αρκετές εικόνες τέτοιων σουπερνόβα φαίνονται στο παρακάτω σχήμα.
Για όλους σχεδόν τους σουπερνόβα που ανακαλύπτονται αυτή τη στιγμή, είναι δυνατό να ληφθεί τουλάχιστον ένα φάσμα, και για πολλούς είναι γνωστές οι καμπύλες φωτός (αυτό είναι επίσης ένα μεγάλο πλεονέκτημα των ερασιτεχνών αστρονόμων). Επομένως, ο όγκος του υλικού παρατήρησης που είναι διαθέσιμος για ανάλυση είναι πολύ μεγάλος και φαίνεται ότι όλα τα ερωτήματα σχετικά με τη φύση αυτών των μεγαλειωδών φαινομένων πρέπει να επιλυθούν. Δυστυχώς, αυτό δεν ισχύει ακόμη. Ας ρίξουμε μια πιο προσεκτική ματιά στα κύρια ερωτήματα που αντιμετωπίζουν οι ερευνητές των σουπερνόβα και στις πιο πιθανές απαντήσεις σε αυτά σήμερα.
Ταξινόμηση σουπερνόβα, καμπύλες φωτός και φάσματα
Πριν εξαχθούν συμπεράσματα για τη φυσική φύση ενός φαινομένου, είναι απαραίτητο να έχουμε πλήρη κατανόηση των παρατηρήσιμων εκδηλώσεών του, οι οποίες πρέπει να ταξινομηθούν σωστά. Φυσικά, το πρώτο ερώτημα που προέκυψε ενώπιον των ερευνητών σουπερνόβα ήταν αν ήταν το ίδιο και αν όχι, τότε πόσο διαφορετικοί ήταν και αν μπορούσαν να ταξινομηθούν. Ήδη οι πρώτοι σουπερνόβα που ανακαλύφθηκαν από τους Baade και Zwicky παρουσίασαν σημαντικές διαφορές στις καμπύλες και τα φάσματα φωτός. Το 1941, ο R. Minkowski πρότεινε τη διαίρεση των σουπερνόβα σε δύο κύριους τύπους με βάση τη φύση των φασμάτων τους. Ταξινόμησε τους σουπερνόβα ως τύπου Ι, τα φάσματα των οποίων ήταν εντελώς διαφορετικά από τα φάσματα όλων των αντικειμένων που ήταν γνωστά εκείνη την εποχή. Οι γραμμές του πιο συνηθισμένου στοιχείου στο Σύμπαν - το υδρογόνο - απουσίαζαν εντελώς, ολόκληρο το φάσμα αποτελούνταν από ευρεία μέγιστα και ελάχιστα που δεν μπορούσαν να εντοπιστούν, το υπεριώδες τμήμα του φάσματος ήταν πολύ αδύναμο. Οι σουπερνόβα ταξινομήθηκαν ως τύπου ΙΙ, τα φάσματα των οποίων έδειξαν κάποια ομοιότητα με τους «συνηθισμένους» νέους με την παρουσία πολύ έντονων γραμμών εκπομπής υδρογόνου, το υπεριώδες τμήμα του φάσματος τους είναι φωτεινό.
Τα φάσματα των σουπερνόβα Τύπου Ι παρέμειναν μυστηριώδη για τρεις δεκαετίες. Μόνο αφού ο Yu.P. Pskovsky έδειξε ότι οι ζώνες στα φάσματα δεν είναι παρά τμήματα του συνεχούς φάσματος μεταξύ ευρειών και μάλλον βαθιών γραμμών απορρόφησης, προχώρησε η αναγνώριση των φασμάτων των σουπερνόβα τύπου Ι. Εντοπίστηκε ένας αριθμός γραμμών απορρόφησης, κυρίως οι πιο έντονες γραμμές μεμονωμένου ιονισμένου ασβεστίου και πυριτίου. Τα μήκη κύματος αυτών των γραμμών μετατοπίζονται στην ιώδη πλευρά του φάσματος λόγω του φαινομένου Doppler στο κέλυφος που διαστέλλεται με ταχύτητα 10-15 χιλιάδων χλμ. ανά δευτερόλεπτο. Είναι εξαιρετικά δύσκολο να εντοπιστούν όλες οι γραμμές στα φάσματα των σουπερνόβα τύπου Ι, καθώς είναι πολύ διευρυμένες και αλληλοεπικαλύπτονται. Εκτός από το αναφερόμενο ασβέστιο και πυρίτιο, ήταν δυνατό να εντοπιστούν οι γραμμές μαγνησίου και σιδήρου.
Η ανάλυση των φασμάτων σουπερνόβα μας επέτρεψε να βγάλουμε σημαντικά συμπεράσματα: δεν υπάρχει σχεδόν καθόλου υδρογόνο στα κελύφη που εκτινάσσεται κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης σουπερνόβα τύπου Ι. ενώ η σύνθεση των κελυφών σουπερνόβα τύπου ΙΙ είναι σχεδόν ίδια με αυτή της ηλιακής ατμόσφαιρας. Η ταχύτητα διαστολής των κελυφών είναι από 5 έως 15-20 χιλιάδες km/s, η θερμοκρασία της φωτόσφαιρας είναι περίπου η μέγιστη - 10-20 χιλιάδες μοίρες. Η θερμοκρασία πέφτει γρήγορα και μετά από 1-2 μήνες φτάνει τους 5-6 χιλιάδες βαθμούς.
Οι καμπύλες φωτός των σουπερνόβα διέφεραν επίσης: για τον τύπο Ι ήταν όλες πολύ παρόμοιες, είχαν ένα χαρακτηριστικό σχήμα με πολύ ταχεία ανάπτυξηφωτεινότητα στο μέγιστο, που δεν διαρκεί περισσότερο από 2-3 ημέρες, ταχεία μείωση της φωτεινότητας κατά 3 μεγέθη σε 25-40 ημέρες και επακόλουθη αργή εξασθένηση, σχεδόν γραμμική στην κλίμακα μεγέθους, που αντιστοιχεί σε εκθετική μείωση της φωτεινότητας.
Οι καμπύλες φωτός των σουπερνόβα τύπου II αποδείχθηκαν πολύ πιο διαφορετικές. Ορισμένες ήταν παρόμοιες με τις καμπύλες φωτός των σουπερνόβα τύπου Ι, μόνο με μια πιο αργή και μεγαλύτερη πτώση της φωτεινότητας μέχρι την έναρξη μιας γραμμικής «ουράς» για άλλους, αμέσως μετά τη μέγιστη, άρχισε μια περιοχή σχεδόν σταθερής φωτεινότητας. ονομάζεται «οροπέδιο», το οποίο μπορεί να διαρκέσει έως και 100 ημέρες. Στη συνέχεια, η λάμψη πέφτει απότομα και φτάνει σε μια γραμμική "ουρά". Όλες οι πρώιμες καμπύλες φωτός ελήφθησαν από φωτογραφικές παρατηρήσεις στο λεγόμενο σύστημα φωτογραφικού μεγέθους, που αντιστοιχεί στην ευαισθησία των συμβατικών φωτογραφικών πλακών (εύρος μήκους κύματος 3500-5000 A). Η χρήση ενός φωτοακουστικού συστήματος (5000-6000 A) επιπλέον επέτρεψε τη λήψη σημαντικών πληροφοριών σχετικά με την αλλαγή του χρωματικού δείκτη (ή απλώς του "χρώμα") των σουπερνόβα: αποδείχθηκε ότι μετά το μέγιστο, οι σουπερνόβα Και οι δύο τύποι συνεχώς «γίνονται κόκκινοι», δηλαδή το κύριο μέρος της ακτινοβολίας μετατοπίζεται προς μεγαλύτερα κύματα. Αυτό το κοκκίνισμα σταματά στο στάδιο της γραμμικής μείωσης της φωτεινότητας και μπορεί ακόμη και να αντικατασταθεί από το «μπλε» των σουπερνόβα.
Επιπλέον, οι σουπερνόβα τύπου Ι και τύπου ΙΙ διέφεραν ως προς τους τύπους των γαλαξιών στους οποίους εξερράγησαν. Οι σουπερνόβα τύπου ΙΙ έχουν ανακαλυφθεί μόνο σε σπειροειδείς γαλαξίες όπου σχηματίζονται ακόμη αστέρια και υπάρχουν τόσο παλιά, χαμηλής μάζας αστέρια όσο και νεαρά, τεράστια και «μικρής διάρκειας» (μόνο μερικά εκατομμύρια χρόνια) αστέρια. Οι σουπερνόβα τύπου Ι εμφανίζονται τόσο σε σπειροειδείς όσο και σε ελλειπτικούς γαλαξίες, όπου ο έντονος σχηματισμός άστρων δεν θεωρείται ότι έχει συμβεί για δισεκατομμύρια χρόνια.
Σε αυτή τη μορφή, η ταξινόμηση των σουπερνόβα διατηρήθηκε μέχρι τα μέσα της δεκαετίας του '80. Η έναρξη της ευρείας χρήσης των δεκτών CCD στην αστρονομία κατέστησε δυνατή τη σημαντική αύξηση της ποσότητας και της ποιότητας του υλικού παρατήρησης. Ο σύγχρονος εξοπλισμός κατέστησε δυνατή τη λήψη φασματογραμμάτων για αμυδρά, προηγουμένως απρόσιτα αντικείμενα. Με πολύ μεγαλύτερη ακρίβεια ήταν δυνατό να προσδιοριστούν οι εντάσεις και τα πλάτη των γραμμών και να καταγραφούν πιο αδύναμες γραμμές στα φάσματα. Οι δέκτες CCD, οι ανιχνευτές υπερύθρων και τα όργανα που είναι τοποθετημένα σε διαστημόπλοια έχουν καταστήσει δυνατή την παρατήρηση σουπερνόβα σε όλο το φάσμα της οπτικής ακτινοβολίας από την υπεριώδη έως την υπέρυθρη ακτινοβολία. Πραγματοποιήθηκαν επίσης παρατηρήσεις υπερκαινοφανών με ακτίνες γάμμα, ακτίνες Χ και ραδιόφωνα.
Ως αποτέλεσμα, η φαινομενικά καθιερωμένη δυαδική ταξινόμηση των σουπερνόβα άρχισε να αλλάζει γρήγορα και να γίνεται πιο περίπλοκη. Αποδείχθηκε ότι οι σουπερνόβα τύπου Ι δεν είναι τόσο ομοιογενείς όσο φαινόταν. Τα φάσματα αυτών των σουπερνόβα εμφάνισαν σημαντικές διαφορές, η πιο σημαντική από τις οποίες ήταν η ένταση της μεμονωμένης γραμμής ιονισμένου πυριτίου, που παρατηρήθηκε σε μήκος κύματος περίπου 6100 Α. Για τις περισσότερες σουπερνόβα τύπου Ι, αυτή η γραμμή απορρόφησης κοντά στη μέγιστη φωτεινότητα ήταν το πιο αξιοσημείωτο χαρακτηριστικό στο φάσμα, αλλά για ορισμένους σουπερνόβα πρακτικά απουσίαζε και οι γραμμές απορρόφησης ηλίου ήταν οι πιο έντονες.
Αυτές οι σουπερνόβα ονομάστηκαν Ib και οι «κλασικές» σουπερνόβα Τύπου Ι ονομάστηκαν Ia. Αργότερα αποδείχθηκε ότι ορισμένες υπερκαινοφανείς Ib στερούνται επίσης γραμμές ηλίου και ονομάστηκαν τύπου Ic. Αυτοί οι νέοι τύποι υπερκαινοφανών διέφεραν από τους «κλασικούς» Ia στις καμπύλες φωτός τους, οι οποίες αποδείχθηκαν αρκετά διαφορετικοί, αν και παρόμοιοι σε σχήμα με τις καμπύλες φωτός των υπερκαινοφανών Ia. Οι σουπερνόβα τύπου Ib/c αποδείχτηκαν επίσης πηγές ραδιοεκπομπής. Όλοι τους ανακαλύφθηκαν σε σπειροειδείς γαλαξίες, σε περιοχές όπου ο σχηματισμός άστρων μπορεί να συνέβη πρόσφατα και υπάρχουν ακόμα αστέρια με αρκετά μεγάλη μάζα.
Καμπύλες φωτός των σουπερνόβα Ia στις φασματικές περιοχές του κόκκινου και του υπέρυθρου ( μπάντες R,I,J,H,K) ήταν πολύ διαφορετικές από τις καμπύλες που μελετήθηκαν προηγουμένως στις ζώνες B και V Εάν η καμπύλη στο R εμφανίζει έναν αξιοσημείωτο «ώμο» 20 ημέρες μετά το μέγιστο, τότε στο φίλτρο I και τις μεγαλύτερες περιοχές μήκους κύματος εμφανίζεται ένα πραγματικό δεύτερο μέγιστο. Ωστόσο, ορισμένες υπερκαινοφανείς Ia δεν έχουν αυτό το δεύτερο μέγιστο. Αυτές οι σουπερνόβα διακρίνονται επίσης από το κόκκινο χρώμα τους στη μέγιστη φωτεινότητα, τη μειωμένη φωτεινότητα και ορισμένα φασματικά χαρακτηριστικά. Η πρώτη τέτοια σουπερνόβα ήταν η SN 1991bg και αντικείμενα παρόμοια με αυτήν εξακολουθούν να ονομάζονται ιδιόρρυθμοι σουπερνόβα Ia ή «τύπου 1991bg σουπερνόβα». Ένας άλλος τύπος σουπερνόβα Ia, αντίθετα, χαρακτηρίζεται από αυξημένη φωτεινότητα στο μέγιστο. Χαρακτηρίζονται από χαμηλότερες εντάσεις γραμμών απορρόφησης στα φάσματα. Το «πρωτότυπο» για αυτούς είναι το SN 1991T.
Στη δεκαετία του 1970, οι σουπερνόβα τύπου II χωρίστηκαν ανάλογα με τη φύση των καμπυλών φωτός τους σε «γραμμικές» (II-L) και σε αυτές με «πλατό» (II-P). Στη συνέχεια, άρχισαν να ανακαλύπτονται όλο και περισσότεροι σουπερνόβα ΙΙ, που εμφανίζουν ορισμένα χαρακτηριστικά στις καμπύλες και τα φάσματα φωτός τους. Έτσι, στις καμπύλες φωτός τους, οι δύο λαμπρότεροι σουπερνόβα των τελευταίων ετών διαφέρουν έντονα από τους άλλους σουπερνόβα τύπου ΙΙ: 1987A και 1993J. Και οι δύο είχαν δύο μέγιστα στις καμπύλες φωτός τους: μετά τη λάμψη, η φωτεινότητα έπεσε γρήγορα, μετά άρχισε να αυξάνεται ξανά και μόνο μετά το δεύτερο μέγιστο άρχισε η τελική εξασθένηση της φωτεινότητας. Σε αντίθεση με τους σουπερνόβα Ia, το δεύτερο μέγιστο παρατηρήθηκε σε όλα τα φασματικά εύρη και για το SN 1987A ήταν πολύ φωτεινότερο από το πρώτο σε μεγαλύτερες περιοχές μήκους κύματος.
Μεταξύ των φασματικών χαρακτηριστικών, το πιο συχνό και αξιοσημείωτο ήταν η παρουσία, μαζί με ευρείες γραμμές εκπομπής που χαρακτηρίζουν τα διαστελλόμενα κελύφη, και ενός συστήματος στενών γραμμών εκπομπής ή απορρόφησης. Αυτό το φαινόμενο οφείλεται πιθανότατα στην παρουσία ενός πυκνού κελύφους που περιβάλλει το αστέρι πριν από το ξέσπασμα τέτοιου είδους σουπερνόβα ονομάζονται II-n.
Στατιστικά Supernova
Πόσο συχνά εμφανίζονται οι σουπερνόβα και πώς κατανέμονται στους γαλαξίες; Οι στατιστικές μελέτες των σουπερνόβα θα πρέπει να απαντήσουν σε αυτά τα ερωτήματα.
Φαίνεται ότι η απάντηση στην πρώτη ερώτηση είναι αρκετά απλή: πρέπει να παρατηρήσετε αρκετούς γαλαξίες για αρκετά μεγάλο χρονικό διάστημα, να μετρήσετε τους υπερκαινοφανείς που παρατηρούνται σε αυτούς και να διαιρέσετε τον αριθμό των σουπερνόβα με τον χρόνο παρατήρησης. Αλλά αποδείχθηκε ότι ο χρόνος που καλύπτονταν από αρκετά τακτικές παρατηρήσεις ήταν ακόμα πολύ μικρός για ασφαλή συμπεράσματα για μεμονωμένους γαλαξίες: στους περισσότερους παρατηρήθηκαν μόνο μία ή δύο εκλάμψεις. Είναι αλήθεια, σε ορισμένους γαλαξίες αρκετά μεγάλος αριθμόςσουπερνόβα: κάτοχος του ρεκόρ είναι ο γαλαξίας NGC 6946, στον οποίο έχουν ανακαλυφθεί 6 σουπερνόβα από το 1917. Ωστόσο, αυτά τα δεδομένα δεν παρέχουν ακριβή δεδομένα σχετικά με τη συχνότητα των εστιών. Πρώτον, ο ακριβής χρόνος των παρατηρήσεων αυτού του γαλαξία είναι άγνωστος, και δεύτερον, οι σχεδόν ταυτόχρονες εκρήξεις για εμάς θα μπορούσαν πράγματι να χωριστούν από αρκετά μεγάλες χρονικές περιόδους: τελικά, το φως από σουπερνόβα ταξιδεύει διαφορετική διαδρομή μέσα στον γαλαξία και το μέγεθός του σε έτη φωτός είναι πολύ μεγαλύτερος από τον χρόνο παρατήρησης. Επί του παρόντος είναι δυνατό να εκτιμηθεί η συχνότητα εκλάμψεων μόνο για ένα συγκεκριμένο σύνολο γαλαξιών. Για να γίνει αυτό, είναι απαραίτητο να χρησιμοποιηθούν παρατηρητικά δεδομένα από την αναζήτηση σουπερνόβα: κάθε παρατήρηση δίνει κάποιο «αποτελεσματικό χρόνο παρακολούθησης» για κάθε γαλαξία, ο οποίος εξαρτάται από την απόσταση από τον γαλαξία, από το περιοριστικό μέγεθος της αναζήτησης και από τη φύση. της καμπύλης φωτός σουπερνόβα. Για σουπερνόβα ΔΙΑΦΟΡΕΤΙΚΟΙ ΤΥΠΟΙο χρόνος παρατήρησης του ίδιου γαλαξία θα είναι διαφορετικός. Όταν συνδυάζονται αποτελέσματα για πολλούς γαλαξίες, είναι απαραίτητο να ληφθούν υπόψη οι διαφορές τους στη μάζα και τη φωτεινότητα, καθώς και στον μορφολογικό τύπο. Επί του παρόντος, είναι σύνηθες να ομαλοποιούνται τα αποτελέσματα στη φωτεινότητα των γαλαξιών και να συνδυάζονται δεδομένα μόνο για γαλαξίες με παρόμοιους τύπους. Τελευταία έργα, με βάση το συνδυασμό δεδομένων από διάφορα προγράμματα αναζήτησης σουπερνόβα, έδωσε τα ακόλουθα αποτελέσματα: μόνο οι σουπερνόβα τύπου Ia παρατηρούνται σε ελλειπτικούς γαλαξίες και σε έναν «μέσο» γαλαξία με φωτεινότητα 10 10 ηλιακών φωτεινοτήτων, ένας σουπερνόβα εκρήγνυται περίπου μία φορά κάθε 500 χρόνια . Σε έναν σπειροειδή γαλαξία της ίδιας φωτεινότητας, οι υπερκαινοφανείς Ia εκρήγνυνται με ελαφρώς υψηλότερη συχνότητα, αλλά οι σουπερνόβα τύπου II και Ib/c προστίθενται σε αυτούς και ο συνολικός ρυθμός έκρηξης είναι περίπου μία φορά κάθε 100 χρόνια. Η συχνότητα των εκλάμψεων είναι περίπου ανάλογη με τη φωτεινότητα των γαλαξιών, δηλαδή στους γιγάντιους γαλαξίες είναι πολύ μεγαλύτερη: συγκεκριμένα, ο NGC 6946 είναι ένας σπειροειδής γαλαξίας με φωτεινότητα 2,8 10 10 ηλιακές φωτεινότητες, επομένως, περίπου τρεις εκλάμψεις μπορούν να αναμένεται σε αυτό ανά 100 χρόνια και 6 σουπερνόβα που παρατηρούνται σε αυτό μπορεί να θεωρηθεί ότι δεν είναι πολύ μεγάλη απόκλιση από τη μέση συχνότητα. Ο Γαλαξίας μας είναι μικρότερος από τον NGC 6946 και μπορεί να αναμένεται ένα ξέσπασμα σε αυτόν κατά μέσο όρο κάθε 50 χρόνια. Ωστόσο, είναι γνωστό ότι μόνο τέσσερις σουπερνόβα έχουν παρατηρηθεί στον Γαλαξία την περασμένη χιλιετία. Υπάρχει αντίφαση εδώ; Αποδεικνύεται ότι όχι - εξάλλου, το μεγαλύτερο μέρος του Γαλαξία είναι κρυμμένο από εμάς από στρώματα αερίου και σκόνης, και η γειτνίαση με τον Ήλιο, στον οποίο παρατηρήθηκαν αυτές οι 4 σουπερνόβα, αποτελεί μόνο ένα μικρό μέρος του Γαλαξία.
Πώς κατανέμονται οι σουπερνόβα στους γαλαξίες; Φυσικά, προς το παρόν είναι δυνατό να μελετηθούν μόνο συνοπτικές κατανομές μειωμένες σε κάποιο «μέσο» γαλαξία, καθώς και κατανομές σε σχέση με τις λεπτομέρειες της δομής των σπειροειδών γαλαξιών. Αυτά τα μέρη περιλαμβάνουν, πρώτα απ 'όλα, σπειροειδή μανίκια. Σε αρκετά κοντινούς γαλαξίες, περιοχές σχηματισμού ενεργών άστρων είναι επίσης καθαρά ορατές, που προσδιορίζονται από νέφη ιονισμένου υδρογόνου - την περιοχή H II, ή από σμήνη φωτεινών μπλε αστέρων - τη συσχέτιση OB. Οι μελέτες της χωρικής κατανομής, που επαναλήφθηκαν πολλές φορές καθώς αυξανόταν ο αριθμός των ανακαλυφθέντων σουπερνόβα, απέδωσαν τα ακόλουθα αποτελέσματα. Οι κατανομές των σουπερνόβα όλων των τύπων κατά απόσταση από τα κέντρα των γαλαξιών διαφέρουν ελάχιστα μεταξύ τους και είναι παρόμοιες με την κατανομή της φωτεινότητας - η πυκνότητα μειώνεται από το κέντρο προς τις άκρες σύμφωνα με έναν εκθετικό νόμο. Οι διαφορές μεταξύ των τύπων των σουπερνόβα εκδηλώνονται στην κατανομή σε σχέση με τις περιοχές σχηματισμού άστρων: εάν οι υπερκαινοφανείς όλων των τύπων συγκεντρώνονται στους σπειροειδείς βραχίονες, τότε μόνο οι σουπερνόβα των τύπων II και Ib/c συγκεντρώνονται στις περιοχές H II. Μπορούμε να συμπεράνουμε ότι η διάρκεια ζωής ενός αστεριού που παράγει μια έκλαμψη τύπου II ή Ib/c είναι από 10 6 έως 10 7 χρόνια, και για τον τύπο Ia είναι περίπου 10 8 χρόνια. Ωστόσο, οι σουπερνόβα Ια παρατηρούνται επίσης σε ελλειπτικούς γαλαξίες, όπου πιστεύεται ότι δεν υπάρχουν αστέρια μικρότερα των 10 9 ετών. Υπάρχουν δύο πιθανές εξηγήσεις για αυτήν την αντίφαση - είτε η φύση των εκρήξεων σουπερνόβα Ia σε σπειροειδείς και ελλειπτικούς γαλαξίες είναι διαφορετική, είτε ο σχηματισμός άστρων συνεχίζεται ακόμα σε ορισμένους ελλειπτικούς γαλαξίες και υπάρχουν νεότερα αστέρια.
Θεωρητικά μοντέλα
Με βάση το σύνολο των παρατηρητικών δεδομένων, οι ερευνητές κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι μια έκρηξη σουπερνόβα θα πρέπει να είναι το τελευταίο στάδιο στην εξέλιξη ενός άστρου, μετά το οποίο παύει να υπάρχει στην προηγούμενη μορφή του. Πράγματι, η ενέργεια έκρηξης σουπερνόβα υπολογίζεται σε 10 50 - 10 51 erg, η οποία υπερβαίνει τις τυπικές τιμές της βαρυτικής ενέργειας δέσμευσης των άστρων. Η ενέργεια που απελευθερώνεται κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης σουπερνόβα είναι υπεραρκετή για να διασκορπίσει πλήρως την ύλη του αστεριού στο διάστημα. Τι είδους αστέρια και πότε τελειώνουν τη ζωή τους με μια έκρηξη σουπερνόβα, ποια είναι η φύση των διαδικασιών που οδηγούν σε μια τόσο γιγαντιαία απελευθέρωση ενέργειας;
Τα δεδομένα παρατήρησης δείχνουν ότι οι σουπερνόβα χωρίζονται σε διάφορους τύπους, που διαφέρουν σε χημική σύνθεσηκοχύλια και τις μάζες τους, από τη φύση της απελευθέρωσης ενέργειας και από τη σύνδεση με διάφορους τύπους αστρικών πληθυσμών. Οι σουπερνόβα τύπου ΙΙ συνδέονται σαφώς με νεαρά αστέρια μεγάλης μάζας και τα κελύφη τους περιέχουν μεγάλες ποσότητες υδρογόνου. Επομένως, οι εκλάμψεις τους θεωρούνται το τελικό στάδιο της εξέλιξης των άστρων των οποίων η αρχική μάζα είναι μεγαλύτερη από 8-10 ηλιακές μάζες. Στα κεντρικά μέρη τέτοιων αστεριών, η ενέργεια απελευθερώνεται κατά τις αντιδράσεις πυρηνικής σύντηξης, που κυμαίνονται από τις απλούστερες - τον σχηματισμό ηλίου κατά τη σύντηξη πυρήνων υδρογόνου και τελειώνουν με το σχηματισμό πυρήνων σιδήρου από πυρίτιο. Οι πυρήνες σιδήρου είναι οι πιο σταθεροί στη φύση και δεν απελευθερώνεται ενέργεια όταν συντήκονται. Έτσι, όταν ο πυρήνας ενός άστρου γίνεται σίδηρος, η απελευθέρωση ενέργειας σε αυτό σταματά. Ο πυρήνας δεν μπορεί να αντισταθεί στις βαρυτικές δυνάμεις και γρήγορα συστέλλεται - καταρρέει. Οι διεργασίες που συμβαίνουν κατά τη διάρκεια της κατάρρευσης απέχουν ακόμη από το να εξηγηθούν πλήρως. Ωστόσο, είναι γνωστό ότι εάν όλη η ύλη στον πυρήνα ενός άστρου μετατραπεί σε νετρόνια, τότε μπορεί να αντισταθεί στις δυνάμεις της βαρύτητας. Ο πυρήνας του άστρου μετατρέπεται σε «άστρο νετρονίων» και η κατάρρευση σταματά. Σε αυτή την περίπτωση, απελευθερώνεται τεράστια ενέργεια, εισχωρώντας στο κέλυφος του άστρου και αναγκάζοντας το να αρχίσει να διαστέλλεται, την οποία βλέπουμε ως έκρηξη σουπερνόβα. Εάν η εξέλιξη του αστεριού είχε προηγουμένως συμβεί «ήρεμα», τότε το κέλυφός του θα πρέπει να έχει ακτίνα εκατοντάδες φορές μεγαλύτερη από την ακτίνα του Ήλιου και να διατηρεί επαρκή ποσότηταυδρογόνο για να εξηγήσει το φάσμα των σουπερνόβα τύπου II. Εάν το μεγαλύτερο μέρος του κελύφους χάθηκε κατά την εξέλιξη σε ένα στενό δυαδικό σύστημα ή με κάποιον άλλο τρόπο, τότε δεν θα υπάρχουν γραμμές υδρογόνου στο φάσμα - θα δούμε έναν σουπερνόβα τύπου Ib ή Ic.
Σε αστέρια με μικρότερη μάζα, η εξέλιξη προχωρά διαφορετικά. Μετά την καύση του υδρογόνου, ο πυρήνας γίνεται ήλιο και αρχίζει η αντίδραση μετατροπής του ηλίου σε άνθρακα. Ωστόσο, ο πυρήνας δεν θερμαίνεται σε τόσο υψηλή θερμοκρασία ώστε να αρχίσουν οι αντιδράσεις σύντηξης που περιλαμβάνουν άνθρακα. Ο πυρήνας δεν μπορεί να απελευθερώσει αρκετή ενέργεια και συστέλλεται, αλλά στην περίπτωση αυτή η συμπίεση διακόπτεται από τα ηλεκτρόνια που βρίσκονται στον πυρήνα. Ο πυρήνας του άστρου μετατρέπεται σε έναν λεγόμενο «λευκό νάνο» και το κέλυφος διαλύεται στο διάστημα με τη μορφή πλανητικού νεφελώματος. Ο Ινδός αστροφυσικός S. Chandrasekhar έδειξε ότι ένας λευκός νάνος μπορεί να υπάρξει μόνο εάν η μάζα του είναι μικρότερη από περίπου 1,4 ηλιακές μάζες. Εάν ο λευκός νάνος βρίσκεται σε ένα αρκετά στενό δυαδικό σύστημα, τότε η ύλη μπορεί να αρχίσει να ρέει από το συνηθισμένο αστέρι στον λευκό νάνο. Η μάζα του λευκού νάνου σταδιακά αυξάνεται και όταν υπερβαίνει το όριο, συμβαίνει μια έκρηξη, κατά την οποία συμβαίνει ταχεία θερμοπυρηνική καύση άνθρακα και οξυγόνου, μετατρέποντας σε ραδιενεργό νικέλιο. Το αστέρι καταστρέφεται εντελώς και στο διαστελλόμενο κέλυφος υπάρχει ραδιενεργή διάσπαση του νικελίου σε κοβάλτιο και στη συνέχεια σε σίδηρο, το οποίο παρέχει ενέργεια για τη λάμψη του κελύφους. Έτσι εκρήγνυνται οι σουπερνόβα τύπου Ia.
Οι σύγχρονες θεωρητικές μελέτες των σουπερνόβα είναι κυρίως υπολογισμοί στους πιο ισχυρούς υπολογιστές μοντέλων αστεριών που εκρήγνυνται. Δυστυχώς, δεν έχει καταστεί ακόμη δυνατό να δημιουργηθεί ένα μοντέλο που, από ένα τελευταίο στάδιο της εξέλιξης των άστρων, θα οδηγούσε σε μια έκρηξη σουπερνόβα και τις παρατηρήσιμες εκδηλώσεις του. Ωστόσο, τα υπάρχοντα μοντέλα περιγράφουν αρκετά καλά τις καμπύλες φωτός και τα φάσματα της συντριπτικής πλειοψηφίας των σουπερνόβα. Συνήθως αυτό είναι ένα μοντέλο του κελύφους ενός αστεριού, στο οποίο επενδύεται «χειροκίνητα» η ενέργεια της έκρηξης, μετά την οποία αρχίζει η διαστολή και η θέρμανση του. Παρά τις μεγάλες δυσκολίες που συνδέονται με την πολυπλοκότητα και την ποικιλομορφία των φυσικών διεργασιών, έχει σημειωθεί μεγάλη πρόοδος σε αυτόν τον τομέα έρευνας τα τελευταία χρόνια.
Επιπτώσεις των σουπερνόβα στο περιβάλλον
Οι εκρήξεις σουπερνόβα έχουν ισχυρό και ποικίλο αντίκτυπο στο περιβάλλον διαστρικό μέσο. Ο φάκελος του σουπερνόβα, που εκτινάχθηκε με τεράστια ταχύτητα, μαζεύει και συμπιέζει το αέριο που τον περιβάλλει. Ίσως αυτό θα μπορούσε να προκαλέσει το σχηματισμό νέων αστεριών από νέφη αερίου. Η ενέργεια της έκρηξης είναι τόσο μεγάλη που συμβαίνει η σύνθεση νέων στοιχείων, ειδικά εκείνων που είναι βαρύτερα από τον σίδηρο. Υλικό εμπλουτισμένο σε βαριά στοιχεία διασκορπίζεται από εκρήξεις σουπερνόβα σε όλο τον γαλαξία, με αποτέλεσμα αστέρια να σχηματίζονται μετά από εκρήξεις σουπερνόβα που περιέχουν περισσότερα βαριά στοιχεία. Το διαστρικό μέσο στην περιοχή «μας» του Γαλαξία αποδείχθηκε ότι ήταν τόσο εμπλουτισμένο σε βαριά στοιχεία που έγινε δυνατή η εμφάνιση ζωής στη Γη. Οι σουπερνόβα είναι άμεσα υπεύθυνοι για αυτό! Οι σουπερνόβα, προφανώς, δημιουργούν επίσης ρεύματα σωματιδίων με πολύ υψηλή ενέργεια - κοσμικές ακτίνες. Αυτά τα σωματίδια, διεισδύοντας στην επιφάνεια της Γης μέσω της ατμόσφαιρας, μπορούν να προκαλέσουν γενετικές μεταλλάξεις, λόγω των οποίων συμβαίνει η εξέλιξη της ζωής στη Γη.
Οι σουπερνόβα μας λένε για τη μοίρα του Σύμπαντος
Οι σουπερνόβα, και ιδιαίτερα οι σουπερνόβα τύπου Ια, είναι από τα φωτεινότερα αντικείμενα σε σχήμα αστεριού στο Σύμπαν. Ως εκ τούτου, ακόμη και πολύ απομακρυσμένες σουπερνόβα μπορούν να μελετηθούν με τον διαθέσιμο εξοπλισμό.
Πολλοί σουπερνόβα Ια έχουν ανακαλυφθεί σε αρκετά κοντινούς γαλαξίες, η απόσταση από τους οποίους μπορεί να προσδιοριστεί με διάφορους τρόπους. Επί του παρόντος, ο πιο ακριβής θεωρείται ο προσδιορισμός των αποστάσεων με βάση τη φαινομενική φωτεινότητα φωτεινών μεταβλητών αστεριών ενός συγκεκριμένου τύπου - Κηφείδες. Χρησιμοποιώντας το Διαστημικό Τηλεσκόπιο. Το Hubble ανακάλυψε και μελέτησε μεγάλο αριθμό Κηφείδων σε γαλαξίες που ήταν μακριά από εμάς σε απόσταση περίπου 20 megaparsec. Οι επαρκώς ακριβείς εκτιμήσεις των αποστάσεων από αυτούς τους γαλαξίες κατέστησαν δυνατό τον προσδιορισμό της φωτεινότητας των σουπερνόβα τύπου Ia που εξερράγησαν σε αυτούς. Αν υποθέσουμε ότι οι μακρινοί σουπερνόβα Ia έχουν την ίδια φωτεινότητα κατά μέσο όρο, τότε η απόσταση από αυτούς μπορεί να εκτιμηθεί από το παρατηρούμενο μέγεθος στη μέγιστη φωτεινότητα.
Στις 29 Αυγούστου 1975, ένας σουπερνόβα εμφανίστηκε στον ουρανό στον αστερισμό του Κύκνου. Κατά τη διάρκεια μιας έκλαμψης, η λάμψη των παρόμοιων φωτιστικών σωμάτων αυξάνεται κατά δεκάδες μεγέθη μέσα σε λίγες ημέρες. Ένας σουπερνόβα είναι συγκρίσιμος σε φωτεινότητα με ολόκληρο τον γαλαξία στον οποίο εξερράγη, και μπορεί ακόμη και να τον ξεπεράσει. Κάναμε μια επιλογή από τις πιο διάσημες σουπερνόβα.
"Νεφέλωμα καβουριού" Στην πραγματικότητα, δεν είναι ένα αστέρι, αλλά ένα απομεινάρι του. Βρίσκεται στον αστερισμό του Ταύρου. Το νεφέλωμα του Καβουριού είναι ένα απομεινάρι μιας έκρηξης σουπερνόβα που ονομάζεται SN 1054, η οποία συνέβη το 1054. Η φωτοβολίδα ήταν ορατή για 23 ημέρες με γυμνό μάτι, ακόμη και κατά τη διάρκεια της ημέρας. Και αυτό παρά το γεγονός ότι βρίσκεται σε απόσταση περίπου 6500 ετών φωτός (2 kpc) από τη Γη.
Το νεφέλωμα διαστέλλεται τώρα με ταχύτητα περίπου 1.500 χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο. Το νεφέλωμα του Καβουριού πήρε το όνομά του από ένα σχέδιο του αστρονόμου Γουίλιαμ Πάρσονς χρησιμοποιώντας ένα τηλεσκόπιο 36 ιντσών το 1844. Σε αυτό το σκίτσο, το νεφέλωμα έμοιαζε πολύ με καβούρι.
SN 1572 (Supernova του Tycho Brahe). Φούντωσε στον αστερισμό της Κασσιόπης το 1572. Ο Tycho Brahe περιέγραψε τις παρατηρήσεις του για το αστέρι που είδε.
Ένα βράδυ, όταν, ως συνήθως, εξέταζα τον ουρανό, η όψη του οποίου μου ήταν τόσο γνώριμη, είδα, προς απερίγραπτη έκπληξή μου, κοντά στο ζενίθ στην Κασσιόπη. λαμπερό αστέριεξαιρετικού μεγέθους. Έκπληκτος από την ανακάλυψη, δεν ήξερα αν να πιστέψω στα μάτια μου. Όσον αφορά τη λάμψη, θα μπορούσε να συγκριθεί μόνο με την Αφροδίτη, όταν η τελευταία βρίσκεται στην πλησιέστερη απόστασή της από τη Γη. Οι άνθρωποι με καλή όραση μπορούσαν να διακρίνουν αυτό το αστέρι σε καθαρό ουρανό κατά τη διάρκεια της ημέρας, ακόμη και το μεσημέρι. Τη νύχτα, με συννεφιασμένο ουρανό, όταν άλλα αστέρια ήταν κρυμμένα, το νέο αστέρι παρέμενε ορατό μέσα από αρκετά πυκνά σύννεφα.
SN 1604 ή Supernova του Kepler. Φούντωσε το φθινόπωρο του 1604 στον αστερισμό Ophiuchus. Και αυτό το αστέρι βρίσκεται περίπου 20.000 έτη φωτός από το ηλιακό σύστημα. Παρόλα αυτά, μετά το ξέσπασμα ήταν ορατή στον ουρανό για περίπου ένα χρόνο.
SN 1987A εξερράγη στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου, έναν νάνο δορυφόρο γαλαξία του Γαλαξία. Το φως από την έκλαμψη έφτασε στη Γη στις 23 Φεβρουαρίου 1987. Το αστέρι μπορούσε να δει με γυμνό μάτι τον Μάιο του ίδιου έτους. Το μέγιστο φαινόμενο μέγεθος ήταν +3:185. Αυτή είναι η πλησιέστερη έκρηξη σουπερνόβα από την εφεύρεση του τηλεσκοπίου. Αυτό το αστέρι έγινε το πρώτο φωτεινότερο στον 20ο αιώνα.
Το SN 1993J είναι το δεύτερο φωτεινότερο αστέρι του 20ου αιώνα. Έκρηξε το 1993 στον σπειροειδή γαλαξία M81. Αυτό είναι ένα διπλό αστέρι. Οι επιστήμονες μάντευαν αυτό όταν, αντί να εξαφανιστούν σταδιακά, τα προϊόντα της έκρηξης άρχισαν να αυξάνουν περίεργα τη φωτεινότητα. Τότε έγινε σαφές: ένα συνηθισμένο κόκκινο υπεργίγαντα αστέρι δεν θα μπορούσε να μετατραπεί σε ένα τόσο ασυνήθιστο σουπερνόβα. Υπήρχε η υπόθεση ότι ο φουντωμένος υπεργίγαντας συνδυάστηκε με ένα άλλο αστέρι.
Το 1975, ένας σουπερνόβα εξερράγη στον αστερισμό του Κύκνου. Το 1975, μια τόσο ισχυρή έκρηξη σημειώθηκε στην ουρά του Κύκνου που η σουπερνόβα ήταν ορατή με γυμνό μάτι. Έτσι ακριβώς την παρατήρησε στον σταθμό της Κριμαίας ο φοιτητής αστρονόμος Σεργκέι Σουγκάροφ. Αργότερα αποδείχθηκε ότι το μήνυμά του ήταν ήδη το έκτο. Την πρώτη κιόλας, οκτώ ώρες πριν από τον Σουγκάροφ, Ιάπωνες αστρονόμοι είδαν το αστέρι. Το νέο αστέρι μπορούσε να φανεί χωρίς τηλεσκόπια για μερικές νύχτες: ήταν φωτεινό μόνο από τις 29 Αυγούστου έως την 1η Σεπτεμβρίου. Στη συνέχεια έγινε ένα συνηθισμένο αστέρι τρίτου μεγέθους από άποψη λάμψης. Ωστόσο, κατά τη διάρκεια της λάμψης του, το νέο αστέρι κατάφερε να ξεπεράσει τον Άλφα Κύκνο σε φωτεινότητα. Οι παρατηρητές δεν έχουν δει τόσο φωτεινά νέα αστέρια από το 1936. Το αστέρι ονομάστηκε Nova Cygni 1975, V1500 Cygni και το 1992 σημειώθηκε άλλη μια έκλαμψη στον ίδιο αστερισμό.
Ήδη στον 21ο αιώνα, ένα αστέρι εξερράγη, το οποίο έγινε το πιο λαμπρό σουπερνόβα σε ολόκληρη την ιστορία των παρατηρήσεων - SN 2006gy. Μια έκρηξη στις 18 Σεπτεμβρίου 2006 στον γαλαξία NGC 1260. Η φωτεινότητά του ήταν περίπου δύο τάξεις μεγέθους υψηλότερη από τη φωτεινότητα των συνηθισμένων σουπερνόβα, γεγονός που υποδηλώνει ότι ανήκε σε μια νέα κατηγορία παρόμοιων διεργασιών - τους υπερκαινοφανείς. Οι επιστήμονες έχουν προτείνει διάφορες θεωρίες για το τι συνέβη: ο σχηματισμός ενός αστεριού κουάρκ, μια πολλαπλή έκρηξη ενός άστρου, μια σύγκρουση δύο αστεριών μεγάλης μάζας.
Το νεότερο σουπερνόβα στον Γαλαξία μας είναι το G1.9+0.3. Είναι περίπου 25.000 έτη φωτός μακριά και βρίσκεται στον αστερισμό του Τοξότη στο κέντρο του Γαλαξία. Ο ρυθμός επέκτασης των υπολειμμάτων σουπερνόβα είναι άνευ προηγουμένου - περισσότερα από 15 χιλιάδες χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο (αυτό είναι το 5% της ταχύτητας του φωτός). Αυτό το αστέρι ξέσπασε στις φλόγες στον Γαλαξία μας πριν από περίπου 25.000 χρόνια. Στη Γη, η έκρηξή του θα μπορούσε να είχε παρατηρηθεί γύρω στο 1868.
Κάθε πρωί, μπαίνοντας στο γραφείο του και ανοίγοντας τον υπολογιστή, ο Paolo Mazzali ελπίζει σε νέα για μια κοσμική καταστροφή. Ένας αδύνατος Ιταλός με περιποιημένα γένια είναι υπάλληλος του γερμανικού Ινστιτούτου Αστροφυσικής Max Planck στο Garching κοντά στο Μόναχο. Και ένας κυνηγός σουπερνόβα. Κυνηγάει αστέρια που πεθαίνουν στο διάστημα, προσπαθώντας να ξετυλίξει τα μυστικά της εκτυφλωτικής αγωνίας τους. Οι εκρήξεις των αστεριών είναι ένα από τα πιο φιλόδοξα κοσμικά φαινόμενα. Και η κύρια κινητήρια δύναμη του κύκλου γέννησης και θανάτου των κόσμων στο Σύμπαν. Τα ωστικά κύματα από τις εκρήξεις τους εξαπλώθηκαν στο διάστημα σαν κύκλοι στο νερό. Συμπιέζουν το διαστρικό αέριο σε γιγάντια νήματα και δίνουν ώθηση στο σχηματισμό νέων πλανητών και αστεριών. Και επηρεάζουν ακόμη και τη ζωή στη Γη. «Σχεδόν όλα τα στοιχεία που αποτελούν εμάς και τον κόσμο μας προήλθαν από εκρήξεις σουπερνόβα», λέει ο Mazzali.
ΤΟ ΝΕΦΕΛΟ ΤΟΥ ΚΑΒΟΥΡΟΥ |
Απίστευτο αλλά αληθινό: το ασβέστιο στα οστά μας και ο σίδηρος στα αιμοσφαίρια μας, το πυρίτιο στα τσιπ του υπολογιστή μας και το ασήμι στα κοσμήματά μας - όλα αυτά προήλθαν από το χωνευτήριο των κοσμικών εκρήξεων. Ήταν στην αστρική θερμότητα που τα άτομα αυτών των στοιχείων συγκολλήθηκαν μεταξύ τους και στη συνέχεια με μια ισχυρή ριπή ρίχτηκαν στον διαστρικό χώρο. Τόσο ο ίδιος ο άνθρωπος όσο και τα πάντα γύρω του δεν είναι τίποτα άλλο από αστερόσκονη.
Πώς λειτουργούν αυτοί οι διαστημικοί πυρηνικοί φούρνοι; Ποιοι σταρ τελειώνουν τη ζωή τους με έκρηξη; Και τι χρησιμεύει ως πυροκροτητής του; Αυτά τα θεμελιώδη ερωτήματα απασχολούν τους επιστήμονες εδώ και πολύ καιρό. Τα αστρονομικά όργανα γίνονται όλο και πιο ακριβή, τα προγράμματα μοντελοποίησης υπολογιστών γίνονται όλο και πιο εξελιγμένα. Αυτός είναι ο λόγος που τα τελευταία χρόνια οι ερευνητές μπόρεσαν να αποκαλύψουν πολλά από τα μυστικά των σουπερνόβα. Και αποκάλυψε εκπληκτικές λεπτομέρειες για το πώς ζει και πεθαίνει ένα αστέρι.
Μια τέτοια επιστημονική ανακάλυψη έγινε δυνατή λόγω της αύξησης του αριθμού των παρατηρούμενων αντικειμένων. Προηγουμένως, οι αστρονόμοι μπορούσαν να παρατηρήσουν μόνο μια λαμπερή λάμψη ενός ετοιμοθάνατου αστεριού στο διάστημα, που επισκιάζει το φως ολόκληρου του γαλαξία, από τύχη. Τώρα αυτοματοποιημένα τηλεσκόπια παρακολουθούν συστηματικά τον έναστρο ουρανό. ΕΝΑ προγράμματα υπολογιστήσυγκρίνετε εικόνες που λαμβάνονται σε διαστήματα αρκετών μηνών. Και σηματοδοτούν την εμφάνιση νέων φωτεινών σημείων στον ουρανό ή την ενδυνάμωση της λάμψης ήδη γνωστών αστεριών.
Υπάρχει επίσης μια ολόκληρη στρατιά ερασιτεχνών αστρονόμων. Υπάρχουν ιδιαίτερα πολλά από αυτά στο βόρειο ημισφαίριο. Ακόμη και με τη βοήθεια τηλεσκοπίων χαμηλής ισχύος, είναι συχνά σε θέση να συλλάβουν φωτεινές λάμψεις αστεριών που πεθαίνουν. Το 2010, ερασιτέχνες και επαγγελματίες παρατήρησαν συνολικά 339 σουπερνόβα. Και το 2007, υπήρχαν έως και 573 «εποπτευόμενοι» Το μόνο πρόβλημα είναι ότι βρίσκονται όλοι σε άλλους γαλαξίες, πολύ πέρα από τον Γαλαξία. Αυτό καθιστά δύσκολη τη λεπτομερή μελέτη τους.
Μόλις ανακαλυφθεί ένα νέο φωτεινό αντικείμενο με ασυνήθιστα χαρακτηριστικά στο διάστημα, η είδηση της ανακάλυψης διαδίδεται αμέσως στο Διαδίκτυο. Αυτό συνέβη στην περίπτωση του σουπερνόβα 2008D. Το "D" στο ακρωνύμιο δείχνει ότι αυτή είναι η τέταρτη σουπερνόβα που ανακαλύφθηκε το 2008.
Η είδηση ότι στις 9 Ιανουαρίου μια ομάδα Αμερικανών αστρονόμων εντόπισε μια υπερ-ισχυρή εκπομπή ακτίνων Χ στο διάστημα βρήκε τον Paolo Mazzali στο Τόκιο, όπου έδινε διαλέξεις. «Όταν μάθαμε για αυτό», λέει, «αφήσαμε αμέσως τα πάντα στην άκρη και επικεντρωθήκαμε στη μελέτη αυτού του αντικειμένου για τρεις μήνες».
Κατά τη διάρκεια της ημέρας, ο Mazzali ήταν σε τηλεφωνική επαφή με συναδέλφους του στη Χιλή, συντονίζοντας παρατηρήσεις κοσμικών πυροτεχνημάτων χρησιμοποιώντας ένα από τα υπερτηλεσκόπια που ήταν εγκατεστημένα εκεί. Και το βράδυ διαβουλεύτηκε με Ευρωπαίους επιστήμονες. Μέχρι σήμερα, θυμάται με χαρά αυτή τη σκληρή δουλειά και τις άγρυπνες νύχτες. Τότε οι αστρονόμοι είχαν μια σπάνια ευκαιρία να παρακολουθήσουν τη διαδικασία της έκρηξης ενός αστεριού σχεδόν από την αρχή μέχρι το τέλος. Τυπικά, ένα αστέρι που πεθαίνει συλλαμβάνεται από τηλεσκόπια μόνο λίγες ημέρες μετά την έναρξη της θανατηφόρας καταιγίδας του.
Ισχυρή ώθηση για ανάπτυξη σύγχρονη έρευναΟι σουπερνόβα έγιναν η αστρονομική αίσθηση του αιώνα. Συνέβη το 1987. Αλλά ο Hans-Thomas Janka, συνάδελφος του Mazzali στο Ινστιτούτο Αστροφυσικής, θυμάται τα πάντα σαν να ήταν χθες. Στις 25 Φεβρουαρίου, όλοι οι εργαζόμενοι γιόρτασαν τα γενέθλια του επικεφαλής του ινστιτούτου. Ο Γιάνκα είχε μόλις υπερασπιστεί το δίπλωμά του και επέλεγε ένα θέμα για τη διδακτορική του διατριβή. Στη μέση των διακοπών, η είδηση της ανακάλυψης ενός σουπερνόβα με τον κωδικό SN 1987A χτύπησε σαν ένα μπουλόνι από το μπλε. «Προκάλεσε μεγάλη αναταραχή», λέει. Το θέμα με το θέμα της διατριβής επιλύθηκε άμεσα.
Τι το ιδιαίτερο έχει; Ανακαλύφθηκε στον πλησιέστερο σε εμάς γαλαξία - το Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου, σε απόσταση μόλις 160 χιλιάδων ετών φωτός από τη Γη. Με κοσμικά πρότυπα - σε απόσταση αναπνοής.
Και μια ακόμη ενδιαφέρουσα σύμπτωση. Η μεγάλη αγωνία αυτού του αστεριού ξεκίνησε πριν από 160 χιλιάδες χρόνια, όταν ένα μοναδικό είδος πρωτευόντων, ο Homo sapiens, εμφανίστηκε στις σαβάνες της Ανατολικής Αφρικής.
Ενώ το φως από τη λάμψη του έφτασε στη Γη, οι άνθρωποι κατάφεραν να κατοικήσουν τον πλανήτη, να εφεύρουν τον τροχό, να δημιουργήσουν Γεωργίακαι τη βιομηχανία, μελετήστε τους περίπλοκους νόμους της φυσικής και κατασκευάστε ισχυρά τηλεσκόπια. Ακριβώς στην ώρα για να συλλάβετε και να αναλύσετε το φωτεινό σήμα από το Νέφος του Μαγγελάνου.
Από το 1987, η Janka εργάζεται σε ένα μοντέλο υπολογιστή που θα πρέπει να εξηγεί την εσωτερική δυναμική της διαδικασίας θανάτου του αστεριού. Τώρα έχει την ευκαιρία να ελέγξει τις εικονικές ανακατασκευές του με πραγματικά γεγονότα. Όλα χάρη στα δεδομένα που συλλέχθηκαν κατά τη διάρκεια των παρατηρήσεων της έκρηξης του αστέρα SN 1987A. Παραμένει το πιο μελετημένο σουπερνόβα στην ιστορία.
 |
Αστέρια που έχουν μάζα μεγαλύτερη από οκτώ φορές τη μάζα του Ήλιου μας αργά ή γρήγορα θα «καταρρεύσουν» υπό το βάρος τους και θα εκραγούν |
ΕΚΡΗΚΤΙΚΟ ΤΕΛΙΚΟ |
 |
Οι εκρήξεις σουπερνόβα είναι η κινητήρια δύναμη πίσω από τον κύκλο της ύλης. Εκτοξεύουν «γαλαξιακές βρύσες» αερίου από τις οποίες σχηματίζονται νέα αστέρια. |
 |
1. Εκρήξεις σουπερνόβα |
ΕΚΡΗΚΤΙΚΟ ΤΕΛΙΚΟ |
Με βάση την ανάλυση της ακτινοβολίας του, συνήχθη, μεταξύ άλλων, ότι υπάρχουν δύο κύριοι τύποι σουπερνόβα. Η ενέργεια για την έκρηξη των σουπερνόβα τύπου 1α παρέχεται από την ταχεία διαδικασία της θερμοπυρηνικής σύντηξης στον πυκνό πυρήνα άνθρακα-οξυγόνου μικρών αστέρων στο μέγεθος της Σελήνης, ίσης σε μάζα με τον Ήλιο μας. Οι εκλάμψεις τους είναι ιδανικό υλικό για τη μελέτη της επίδρασης της επιταχυνόμενης διαστολής του Σύμπαντος, η ανακάλυψη του οποίου σημειώθηκε βραβείο Νόμπελστη φυσική το 2011.
Ο δεύτερος τύπος είναι σουπερνόβα με πυρήνα που καταρρέει. Στην περίπτωσή τους, η πηγή της εκρηκτικής ενέργειας είναι η δύναμη της βαρύτητας, η οποία συμπιέζει την ύλη ενός άστρου βάρους τουλάχιστον οκτώ ηλιακών μαζών και προκαλεί την «κατάρρευσή του». Εκρήξεις αυτού του τύπου καταγράφονται τρεις φορές πιο συχνά. Και είναι αυτοί που δημιουργούν τις συνθήκες για το σχηματισμό τέτοιων βαρέων χημικών στοιχείων όπως το ασήμι και το κάδμιο.
Το Supernova SN 1987A ανήκει στον δεύτερο τύπο. Αυτό φαίνεται ήδη από το μέγεθος του αστεριού - ο ένοχος της κοσμικής ταραχής. Ήταν 20 φορές βαρύτερο από τον Ήλιο. Και πέρασε την τυπική εξέλιξη για φωτιστές αυτής της κατηγορίας βάρους.
Ένα αστέρι ξεκινά τη ζωή του ως ένα κρύο, ασθενές νέφος διαστρικού αερίου. Συστέλλεται υπό τη δική του βαρύτητα και σταδιακά παίρνει το σχήμα μπάλας. Στην αρχή, αποτελείται κυρίως από υδρογόνο, το πρώτο χημικό στοιχείο που εμφανίστηκε λίγο μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, που ξεκίνησε το Σύμπαν μας. Επί επόμενο στάδιοΚατά τη διάρκεια της ζωής ενός άστρου, οι πυρήνες του υδρογόνου συντήκονται για να σχηματίσουν ήλιο. Αυτή η πυρηνική σύντηξη απελευθερώνει μεγάλο ποσόενέργεια που κάνει το αστέρι να λάμπει. Από το «πολλαπλασιασμένο» ήλιο συντίθενται όλο και πιο πολύπλοκα στοιχεία - πρώτα ο άνθρακας και μετά το οξυγόνο. Ταυτόχρονα, η θερμοκρασία του αστεριού αυξάνεται και στη φλόγα του σχηματίζονται βαρύτερα άτομα. Ο σίδηρος κλείνει την αλυσίδα της θερμοπυρηνικής σύντηξης. Όταν οι πυρήνες του σιδήρου συγχωνεύονται με τους πυρήνες άλλων στοιχείων, η ενέργεια δεν απελευθερώνεται πλέον, αλλά, αντίθετα, δαπανάται. Σε αυτό το στάδιο, η εξέλιξη οποιουδήποτε αστεριού σταματά.
Μέχρι εκείνη τη στιγμή, αντιπροσωπεύει ήδη μια πολυεπίπεδη δομή τύπου κρεμμυδιού. Κάθε στρώμα αντιστοιχεί σε ένα ορισμένο στάδιο της ανάπτυξής του. Στο εξωτερικό υπάρχει ένα κέλυφος υδρογόνου, από κάτω υπάρχουν στρώματα ηλίου, άνθρακα, οξυγόνου και πυριτίου. Και στο κέντρο βρίσκεται ένας πυρήνας που αποτελείται από συμπιεσμένο αέριο σίδηρο, που θερμαίνεται σε αρκετά δισεκατομμύρια βαθμούς. Είναι συμπιεσμένο τόσο σφιχτά που ένας κύβος ζαριών κατασκευασμένος από τέτοιο υλικό θα ζύγιζε δέκα χιλιάδες τόνους.
«Από εδώ και στο εξής, η καταστροφή είναι αναπόφευκτη», λέει η Janka. Αργά ή γρήγορα, η πίεση στον αναπτυσσόμενο πυρήνα του σιδήρου δεν μπορεί πλέον να συγκρατήσει την πίεση της δικής του βαρύτητας. Και «καταρρέει» σε κλάσματα δευτερολέπτου. Η ύλη που υπερβαίνει τη μάζα του Ήλιου συμπιέζεται σε μια μπάλα με διάμετρο μόλις 20 χιλιομέτρων. Υπό την επίδραση της βαρύτητας μέσα στον πυρήνα, τα αρνητικά φορτισμένα ηλεκτρόνια «πιέζονται» σε θετικά φορτισμένα πρωτόνια και σχηματίζουν νετρόνια. Ένα αστέρι νετρονίων σχηματίζεται από τον πυρήνα - ένας πυκνός θρόμβος της λεγόμενης «εξωτικής ύλης».
«Το αστέρι νετρονίων δεν μπορεί πλέον να συστέλλεται περαιτέρω», εξηγεί η Janka. «Το κέλυφός του μετατρέπεται σε έναν αδιαπέραστο τοίχο, από τον οποίο αναπηδά η ουσία από τα ανώτερα στρώματα, που έλκεται προς το κέντρο». Η εσωτερική έκρηξη προκαλεί ένα αντίστροφο κρουστικό κύμα που ορμάει προς τα έξω μέσα από όλα τα στρώματα. Ταυτόχρονα, το θέμα γίνεται τερατώδες καυτερό. Κοντά στον πυρήνα, η θερμοκρασία του φτάνει τους 50 δισεκατομμύρια βαθμούς στην κλίμακα Kelvin. Όταν το ωστικό κύμα φτάνει στο κέλυφος του άστρου, ένα σιντριβάνι θερμαινόμενου αερίου εκρήγνυται στο διάστημα με ιλιγγιώδη ταχύτητα - πάνω από 40 χιλιάδες χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο. Και ταυτόχρονα εκπέμπει φως. Το αστέρι αναβοσβήνει έντονα. Είναι αυτή η λάμψη που βλέπουν οι αστρονόμοι μέσω τηλεσκοπίων, χιλιάδες ή και εκατομμύρια χρόνια αργότερα, όταν το φως φτάσει στη Γη.
Όπως δείχνουν τα μοντέλα υπολογιστών που έχουν προγραμματιστεί λαμβάνοντας υπόψη όλους τους νόμους της φυσικής, σύνθετες θερμοπυρηνικές αντιδράσεις συμβαίνουν στη φωτιά της κόλασης γύρω από ένα αστέρι νετρονίων. Τα ελαφριά στοιχεία όπως το οξυγόνο και το πυρίτιο «καίγονται» σε βαριά στοιχεία όπως ο σίδηρος και το νικέλιο, το τιτάνιο και το ασβέστιο.
Για πολύ καιρόπίστευαν ότι σε αυτόν τον κατακλυσμό το πιο βαρύ χημικά στοιχεία- χρυσός, μόλυβδος και ουράνιο. Αλλά οι πρόσφατοι υπολογισμοί του Hans-Thomas Janki και των συναδέλφων του έχουν κλονίσει αυτή τη θεωρία. Η προσομοίωση έδειξε ότι η δύναμη του «άνεμου των σωματιδίων» που προέρχεται από το σουπερνόβα δεν είναι αρκετή για να «συμπιέσει» ελεύθερα νετρόνια στους ιπτάμενους πυρήνες των ατόμων για να δημιουργήσει όλο και πιο βαρύτερα συσσωματώματα.
Αλλά από πού προέρχονται τα βαριά στοιχεία; Γεννιούνται κατά τη σύγκρουση των άστρων νετρονίων που απομένουν μετά τις εκρήξεις σουπερνόβα, πιστεύει η Janka. Αυτό οδηγεί σε μια κολοσσιαία εκτόξευση θερμής ύλης στο διάστημα. Επιπλέον, η κατανομή συχνότητας των βαρέων στοιχείων σε αυτό το θέμα που λαμβάνεται κατά τη μοντελοποίηση συμπίπτει με τις πραγματικές παραμέτρους του Ηλιακού Συστήματος. Έτσι οι σουπερνόβα έχουν χάσει το μονοπώλιό τους στη δημιουργία της κοσμικής ύλης. Όλα όμως ξεκινούν από αυτούς.
Τη στιγμή της έκρηξής του και στη συνέχεια καθώς μεταμορφώνεται σε ένα διαστελλόμενο νεφέλωμα, ένα σουπερνόβα είναι ένα μαγευτικό θέαμα. Αλλά το παράδοξο είναι ότι, σύμφωνα με τα πρότυπα της φυσικής, αυτή η μεγαλειώδης κοσμική επίδειξη πυροτεχνημάτων, αν και εντυπωσιακή, είναι μόνο παρενέργεια. Κατά τη διάρκεια της βαρυτικής κατάρρευσης ενός άστρου, απελευθερώνεται περισσότερη ενέργεια σε ένα δευτερόλεπτο από ό,τι όλα τα αστέρια στο Σύμπαν εκπέμπουν στην «κανονική λειτουργία»: περίπου 10 46 τζάουλ. «Αλλά το 99 τοις εκατό αυτής της ενέργειας απελευθερώνεται όχι μέσω μιας λάμψης φωτός, αλλά με τη μορφή αόρατων σωματιδίων νετρίνων», λέει η Janka. Σε δέκα δευτερόλεπτα, σχηματίζεται μια κολοσσιαία ποσότητα αυτών των υπερελαφρών σωματιδίων στον σιδερένιο πυρήνα του άστρου - 10 οκταδεκίλιον, δηλαδή 10 στην 58η δύναμη.
Στις 23 Φεβρουαρίου 1987, μια επιστημονική αίσθηση βρόντηξε: τρεις αισθητήρες στην Ιαπωνία, τις ΗΠΑ και την ΕΣΣΔ κατέγραψαν δύο δωδεκάδες νετρίνα από την έκρηξη του σουπερνόβα 1987Α. «Πριν από αυτό, η ιδέα των αστεριών νετρονίων που προκύπτουν από τη βαρυτική κατάρρευση που ακολουθείται από την απελευθέρωση ενέργειας με τη μορφή νετρίνων ήταν καθαρή υπόθεση», λέει η Janka. «Και τελικά επιβεβαιώθηκε». Αλλά μέχρι στιγμής αυτό είναι το μόνο καταγεγραμμένο σήμα νετρίνων από ένα αστέρι που εκρήγνυται. Είναι εξαιρετικά δύσκολο να ανιχνευθούν τα ίχνη αυτών των σωματιδίων επειδή σχεδόν δεν αλληλεπιδρούν με την ύλη. Αργότερα, κατά την ανάλυση αυτού του φαινομένου, οι αστροφυσικοί έπρεπε να αρκούνται στη μοντελοποίηση υπολογιστών. Και έχουν επίσης προχωρήσει πολύ μπροστά. Για παράδειγμα, αποδείχθηκε ότι χωρίς πτητικά νετρίνα, τα κοσμικά πυροτεχνήματα δεν θα μπορούσαν να φουντώσουν. Στα πρώτα μοντέλα υπολογιστών του Yankee, το εικονικό μέτωπο του κύματος έκρηξης των μεγάλων αστεριών δεν έφτασε στην επιφάνεια, αλλά «έσβηνε» μετά τα πρώτα 100 χιλιόμετρα, σπαταλώντας όλη την αρχική ενέργεια.
Οι ερευνητές συνειδητοποίησαν ότι είχαν παραλείψει κάποιο σημαντικό παράγοντα. Τελικά, στην πραγματικότητα, τα αστέρια εκρήγνυνται. «Στη συνέχεια αρχίσαμε να ψάχνουμε για τον μηχανισμό που προκαλεί τη δευτερογενή έκρηξη ενός σουπερνόβα», λέει η Janka. Για να λύσουν το «πρόβλημα σουπερνόβα» ξόδεψαν πολλά χρόνια. Ως αποτέλεσμα, ήταν δυνατό να προσομοιωθούν με ακρίβεια οι διαδικασίες που συμβαίνουν στα πρώτα κλάσματα του δευτερολέπτου της έκρηξης. Και βρες τη λύση.
Η Yanka δείχνει ένα σύντομο βίντεο κινουμένων σχεδίων στον υπολογιστή της. Πρώτα, μια τέλεια στρογγυλή κόκκινη κηλίδα εμφανίζεται στην οθόνη - το κέντρο του σουπερνόβα. Μετά από 40 χιλιοστά του δευτερολέπτου, αυτή η μπάλα αρχίζει να παραμορφώνεται όλο και περισσότερο. Το μπροστινό μέρος του κρουστικού κύματος κάμπτεται προς τη μία ή την άλλη κατεύθυνση. Παλλίζει και ταλαντεύεται. Φαίνεται σαν να φουσκώνει το περίβλημα αερίου του αστεριού. Μετά από άλλα 600 χιλιοστά του δευτερολέπτου σκάει. Γίνεται έκρηξη.
Οι επιστήμονες σχολιάζουν αυτή τη διαδικασία: χωνιά και φυσαλίδες σχηματίζονται στα καυτά στρώματα του αστεριού, όπως στην επιφάνεια του χυλού κατά το μαγείρεμα. Επιπλέον, η φυσαλίδα ουσία κινείται εμπρός και πίσω μεταξύ του κελύφους και του πυρήνα. Και χάρη σε αυτό, εκτίθεται περισσότερο σε νετρίνα υψηλής ενέργειας που διαφεύγουν από τα έγκατα του άστρου. Δίνουν στην ύλη την απαραίτητη ώθηση για μια έκρηξη.
Κατά ειρωνικό τρόπο, είναι αυτά τα «ουδέτερα» σωματίδια, τα οποία συνήθως περνούν μέσα από την ύλη χωρίς ίχνος, που χρησιμεύουν ως πυροκροτητής μιας έκρηξης σουπερνόβα. Το κόστος των επιστημόνων που μελετούν το μυστήριο των αστεριών που πεθαίνουν είναι αστρονομικό, ταιριάζουν με την κλίμακα του ίδιου του φαινομένου. Μόνο η μοντελοποίηση των διεργασιών που συνέβησαν στα πρώτα 0,6 δευτερόλεπτα της κατάρρευσης του αστρικού πυρήνα χρειάστηκαν τρία χρόνια συνεχούς εργασίας. «Χρησιμοποιήσαμε όλους τους διαθέσιμους υπερυπολογιστές στα κέντρα υπολογιστών στο Garching, τη Στουτγάρδη και το Jülich στο μέγιστο των δυνατοτήτων τους», λέει η Janka.
Αξίζει τον κόπο, είναι σίγουροι οι επιστήμονες. Εξάλλου, δεν μιλάμε μόνο για μεγαλεπήβολα διαστημικά πυροτεχνήματα. Οι εκρήξεις σουπερνόβα παίζουν πρωταγωνιστικό ρόλο στην εξέλιξη του Σύμπαντος. Εκτοξεύουν τεράστιες ποσότητες σκόνης μακριά στο διαστρικό διάστημα. Μετά την έκρηξη, ένα αστέρι που είχε αρχικά δεκαπλάσια μάζα από τον Ήλιο μένει με ένα αστέρι νετρονίων που ζυγίζει μόνο μιάμιση ηλιακή μάζα. Το μεγαλύτερο μέρος της ύλης είναι διασκορπισμένο στο διάστημα. Αυτό το ισχυρό κύμα ύλης και ενέργειας προκαλεί το σχηματισμό νέων άστρων.
Μερικές φορές οι εκρήξεις σουπερνόβα φτάνουν σε τέτοια δύναμη που εκτοξεύουν αέριο από το κέλυφος ενός άστρου πέρα από τα όρια του «μητρικού» γαλαξία και το διασκορπίζουν στον διαγαλαξιακό χώρο. Αστροφυσικά μοντέλα υπολογιστών δείχνουν ότι αυτό το φαινόμενο είναι ακόμη πιο σημαντικό για την κοσμική εξέλιξη. Εάν το αέριο παρέμενε μέσα στους γαλαξίες, θα σχηματίζονταν πολύ περισσότερα νέα αστέρια μέσα τους.
Η ποσότητα αστρόσκονης και σωματιδίων βαρέων στοιχείων στο Σύμπαν μπορεί να καθορίσει πόσο συχνά συμβαίνουν εκρήξεις σουπερνόβα. Κάθε δευτερόλεπτο, πέντε έως δέκα αστέρια εκρήγνυνται κάπου στο διάστημα.
Αλλά οι αστρονόμοι ανυπομονούν ιδιαίτερα για την εμφάνιση σουπερνόβα στον Γαλαξία μας. Η παρατήρηση της έκρηξης ενός αστεριού από «κοντινή» απόσταση δεν μπορεί να αντικατασταθεί ακόμη και από το πιο προηγμένο μοντέλο υπολογιστή. Σύμφωνα με τις προβλέψεις τους, δύο παλιά αστέρια θα πρέπει να εκραγούν στη γειτονιά μας τα επόμενα 100 χρόνια. Η τελευταία έκρηξη σουπερνόβα μέχρι σήμερα εντός του Γαλαξία, ορατή από τη Γη ακόμη και με γυμνό μάτι, παρατηρήθηκε το 1604 από τον αστρονόμο Johannes Kepler.
Οι αστρονόμοι τεντώθηκαν σε αναμονή. «Θα συμβεί ξανά πολύ σύντομα», λέει ο κυνηγός σουπερνόβα Πάολο Ματζάλι. Οι επιστήμονες έχουν ήδη εντοπίσει μερικούς από τους πιο πιθανούς αστρικούς υποψηφίους. Ανάμεσά τους είναι ο κόκκινος υπεργίγαντας Betelgeuse στην επάνω αριστερή γωνία του Ωρίωνα, ο πιο όμορφος αστερισμός που είναι ορατός στον νυχτερινό ουρανό. Εάν αυτό το αστέρι βρισκόταν στο κέντρο του ηλιακού μας συστήματος, θα εκτεινόταν πολύ πέρα από την τροχιά της Γης και του Άρη.
Στα εκατομμύρια χρόνια της ύπαρξής του, ο Betelgeuse έχει ήδη εξαντληθεί πλέοντο πυρηνικό του καύσιμο και μπορεί να εκραγεί ανά πάσα στιγμή. Πριν από το θάνατο, ο γίγαντας θα φουντώσει χιλιάδες φορές πιο φωτεινός από ό,τι έλαμψε κατά τη διάρκεια της ζωής. Θα λάμψει στον ουρανό σαν μισοφέγγαρο, ή ακόμα και πανσέληνο, λένε οι αστρονόμοι. Και αν είστε τυχεροί, η λάμψη του φαίνεται ακόμα και κατά τη διάρκεια της ημέρας.
Είναι αρκετά σπάνιο ότι οι άνθρωποι μπορούν να παρατηρήσουν ένα τόσο ενδιαφέρον φαινόμενο όπως ένα σουπερνόβα. Αλλά αυτό δεν είναι μια συνηθισμένη γέννηση ενός αστεριού, γιατί μέχρι και δέκα αστέρια γεννιούνται στον γαλαξία μας κάθε χρόνο. Ένας σουπερνόβα είναι ένα φαινόμενο που μπορεί να παρατηρηθεί μόνο μία φορά κάθε εκατό χρόνια. Τα αστέρια πεθαίνουν τόσο λαμπερά και όμορφα.
Για να καταλάβουμε γιατί συμβαίνει μια έκρηξη σουπερνόβα, πρέπει να επιστρέψουμε στην ίδια τη γέννηση του άστρου. Το υδρογόνο πετάει στο διάστημα, το οποίο σταδιακά συγκεντρώνεται σε σύννεφα. Όταν το σύννεφο είναι αρκετά μεγάλο, το συμπυκνωμένο υδρογόνο αρχίζει να συσσωρεύεται στο κέντρο του και η θερμοκρασία σταδιακά αυξάνεται. Υπό την επίδραση της βαρύτητας, συναρμολογείται ο πυρήνας του μελλοντικού αστέρα, όπου, χάρη στην αυξημένη θερμοκρασία και την αυξανόμενη βαρύτητα, αρχίζει να λαμβάνει χώρα η αντίδραση θερμοπυρηνικής σύντηξης. Το πόσο υδρογόνο μπορεί να προσελκύσει ένα αστέρι στον εαυτό του καθορίζει το μελλοντικό του μέγεθος - από έναν κόκκινο νάνο έως έναν μπλε γίγαντα. Με την πάροδο του χρόνου, η ισορροπία του έργου του αστεριού εδραιώνεται, τα εξωτερικά στρώματα ασκούν πίεση στον πυρήνα και ο πυρήνας διαστέλλεται λόγω της ενέργειας της θερμοπυρηνικής σύντηξης.
Το αστέρι είναι μοναδικό και, όπως κάθε αντιδραστήρας, κάποια μέρα θα ξεμείνει από καύσιμο - υδρογόνο. Αλλά για να δούμε πώς εκρήγνυται ένα σουπερνόβα, πρέπει να περάσει λίγος ακόμη χρόνος, γιατί στον αντιδραστήρα, αντί για υδρογόνο, σχηματίστηκε ένα άλλο καύσιμο (ήλιο), το οποίο το αστέρι θα αρχίσει να καίει, μετατρέποντάς το σε οξυγόνο και στη συνέχεια σε άνθρακας. Και αυτό θα συνεχιστεί μέχρι να σχηματιστεί σίδηρος στον πυρήνα του άστρου, ο οποίος κατά τη διάρκεια μιας θερμοπυρηνικής αντίδρασης δεν απελευθερώνει ενέργεια, αλλά την καταναλώνει. Κάτω από τέτοιες συνθήκες, μπορεί να συμβεί μια έκρηξη σουπερνόβα.
Ο πυρήνας γίνεται βαρύτερος και ψυχρότερος, με αποτέλεσμα τα ελαφρύτερα ανώτερα στρώματα να πέφτουν πάνω του. Η σύντηξη ξεκινά ξανά, αλλά αυτή τη φορά πιο γρήγορα από το συνηθισμένο, με αποτέλεσμα το αστέρι απλά να εκραγεί, διασκορπίζοντας την ύλη του στον περιβάλλοντα χώρο. Ανάλογα με τα γνωστά μπορεί να παραμείνει και μετά από αυτό - (μια ουσία με απίστευτα υψηλή πυκνότητα, η οποία είναι πολύ υψηλή και μπορεί να εκπέμπει φως). Τέτοιοι σχηματισμοί παραμένουν μετά από πολύ μεγάλα αστέρια που κατάφεραν να παράγουν θερμοπυρηνική σύντηξη σε πολύ βαριά στοιχεία. Τα μικρότερα αστέρια αφήνουν πίσω τους μικρά αστέρια νετρονίων ή σιδήρου, τα οποία δεν εκπέμπουν σχεδόν καθόλου φως, αλλά έχουν επίσης υψηλή πυκνότητα ύλης.
Οι Novas και οι σουπερνόβα συνδέονται στενά, γιατί ο θάνατος ενός από αυτούς μπορεί να σημαίνει τη γέννηση ενός νέου. Αυτή η διαδικασία συνεχίζεται ατελείωτα. Μια σουπερνόβα μεταφέρει εκατομμύρια τόνους ύλης στον περιβάλλοντα χώρο, η οποία συγκεντρώνεται ξανά σε σύννεφα και αρχίζει ο σχηματισμός μιας νέας ουράνιο σώμα. Οι επιστήμονες λένε ότι όλα τα βαριά στοιχεία που υπάρχουν στο δικό μας ηλιακό σύστημα, Ο Ήλιος, κατά τη γέννησή του, «έκλεψε» από ένα αστέρι που κάποτε εξερράγη. Η φύση είναι καταπληκτική και ο θάνατος ενός πράγματος σημαίνει πάντα τη γέννηση ενός νέου. ΣΕ απώτερο διάστημαΗ ύλη διασπάται και σχηματίζεται σε αστέρια, δημιουργώντας τη μεγάλη ισορροπία του Σύμπαντος.