Ako sa rodí supernova. Čo je záhadná supernova? Čo musíme urobiť

SUPERNOVA, výbuch, ktorý znamenal smrť hviezdy. Niekedy je výbuch supernovy jasnejší ako galaxia, v ktorej k nemu došlo.

Supernovy sa delia na dva hlavné typy. Typ I je charakterizovaný nedostatkom vodíka v optickom spektre; preto sa predpokladá, že ide o výbuch bieleho trpaslíka - hviezdy s hmotnosťou blízkou Slnku, ale menšou veľkosťou a hustejšou. V zložení bieleho trpaslíka nie je takmer žiadny vodík, pretože je finálny produkt vývoj normálnej hviezdy. V 30. rokoch 20. storočia S. Chandrasekhar ukázal, že hmotnosť bieleho trpaslíka nemôže byť nad určitou hranicou. Ak je v dvojhviezdnom systéme s normálnou hviezdou, potom jej hmota môže prúdiť na povrch bieleho trpaslíka. Keď jeho hmotnosť prekročí hranicu Chandrasekhar, biely trpaslík sa zrúti (stiahne), zahreje sa a exploduje. pozri tiež HVIEZDY.

Supernova typu II vybuchla 23. februára 1987 v našej susednej galaxii Veľký Magellanov oblak. Dostala meno Ian Shelton, ktorý si ako prvý všimol výbuch supernovy pomocou ďalekohľadu a potom aj voľným okom. (Posledný takýto objav patrí Keplerovi, ktorý videl výbuch supernovy v našej Galaxii v roku 1604, krátko pred vynálezom ďalekohľadu.) Súčasne s výbuchom optickej supernovy v roku 1987 špeciálne detektory v Japonsku a v USA. Ohio (USA) zaregistrovalo tok elementárnych častíc neutrín narodených vo veľmi vysoké teploty v procese kolapsu jadra hviezdy a ľahko preniknúť cez jej obal. Hoci prúd neutrín bol vyžarovaný hviezdou spolu s optickou erupciou približne pred 150 tisíc rokmi, na Zem sa dostal takmer súčasne s fotónmi, čo dokazuje, že neutrína nemajú žiadnu hmotnosť a pohybujú sa rýchlosťou svetla. Tieto pozorovania tiež potvrdili predpoklad, že asi 10 % hmoty kolabujúceho hviezdneho jadra je emitovaných vo forme neutrín, keď sa jadro samotné zrúti do neutrónovej hviezdy. 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. Cm. TiežČIERNA DIERA.

V našej Galaxii je Krabia hmlovina pozostatkom po výbuchu supernovy, ktorý spozorovali čínski vedci v roku 1054. Supernovu, ktorá vypukla v roku 1572 v našej Galaxii, pozoroval aj slávny astronóm T. Brahe. Hoci Sheltonova supernova bola prvou blízkou supernovou objavenou od Keplera, za posledných 100 rokov boli ďalekohľadmi pozorované stovky supernov v iných, vzdialenejších galaxiách.

V pozostatkoch výbuchu supernovy možno nájsť uhlík, kyslík, železo a ťažšie prvky. Preto tieto výbuchy hrajú dôležitá úloha pri nukleosyntéze proces vzniku chemické prvky. Je možné, že pred 5 miliardami rokov nar slnečná sústava predchádzala aj explózia supernovy, v dôsledku ktorej vznikli mnohé prvky, ktoré sa stali súčasťou Slnka a planét. NUKLEOSYNTÉZA.

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 r. tento rok), ktoré dosahujú 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, druhý Svetová vojna prerušil pozorovací program, ktorý sa tak úspešne začal. 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. rozdielne krajiny svete, kde boli 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.

Supernova 1987A. Vľavo hore je fotografia oblasti, kde explodovala supernova, urobená dlho pred výbuchom. Hviezda, ktorá čoskoro vybuchne, je označená šípkou. Vpravo hore je fotografia rovnakej oblasti oblohy, keď bola supernova blízko maximálneho jasu. Nižšie je uvedené, ako vyzerá supernova 12 rokov po výbuchu. Prstence okolo supernovy sú medzihviezdny plyn (čiastočne vyvrhnutý hviezdou pred supernovou pred výbuchom), ionizovaný počas výbuchu a naďalej žiariaci.

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 sa objavila pred výskumníkmi supernov, bola, či sú rovnaké, a ak nie, ako 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, mali charakteristický tvar s veľmi rýchly rast jasu na maximum, ktoré netrvá dlhšie ako 2-3 dni, rýchly pokles jasu o 3 magnitúdy za 25-40 dní a následné pomalé slabnutie, takmer lineárne 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 ( kapely R,I,J,H,K) boli veľmi odlišné od predtým študovaných kriviek v pásmach B a V. Ak krivka v R ukazuje 20 dní po maxime znateľné „rameno“, potom v I filtri 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 sa teda svojimi svetelnými krivkami výrazne líšia od ostatných supernov typu II v posledných rokoch: 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 dosť veľké číslo supernovy: 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 supernovy odlišné typy doba pozorovania tej istej galaxie bude 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. Posledné práce na základe kombinácie údajov z niekoľkých programov na vyhľadávanie supernov priniesol 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 z nich Galaxiu pred nami skrývajú vrstvy 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?

Pozorovacie údaje ukazujú, že supernovy sú rozdelené do niekoľkých typov, ktoré sa líšia chemické zloženieškrupín a ich hmotnosti, podľa charakteru uvoľňovania energie a podľa spojenia 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 sa vývoj hviezdy predtým uskutočnil „pokojne“, potom by jej obal mal mať polomer stokrát väčší ako polomer Slnka a zachovať dostatočné množstvo vodík 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.

29. augusta 1975 sa objavil na oblohe supernova v súhvezdí Labuť. Počas erupcie sa jas jemu podobných svietidiel v priebehu niekoľkých dní zvýši o desiatky magnitúd. Supernova je jasnosťou porovnateľná s celou galaxiou, v ktorej vybuchla, a môže ju dokonca prekročiť. Urobili sme výber tých najznámejších supernov.

"Krabia hmlovina" V skutočnosti to nie je hviezda, ale jej pozostatok. Nachádza sa v súhvezdí Býka. Krabia hmlovina je pozostatkom výbuchu supernovy s názvom SN 1054, ku ktorému došlo v roku 1054. Svetlice bola viditeľná voľným okom 23 dní, dokonca aj počas dňa. A to aj napriek tomu, že sa nachádza vo vzdialenosti asi 6500 svetelných rokov (2 kpc) od Zeme.

Hmlovina sa teraz rozširuje rýchlosťou asi 1500 kilometrov za sekundu. Krabia hmlovina dostala svoje meno podľa kresby astronóma Williama Parsonsa pomocou 36-palcového ďalekohľadu v roku 1844. Na tomto náčrte sa hmlovina veľmi podobala na kraba.

SN 1572 (Supernova Tycha Braheho). Vzplanul v súhvezdí Cassiopeia v roku 1572. Tycho Brahe opísal svoje pozorovania hviezdy, ktorú videl.

Jedného večera, keď som ako obvykle skúmal oblohu, ktorej vzhľad mi bol taký známy, som na svoje neopísateľné prekvapenie uvidel blízko zenitu v Cassiopeii jasná hviezda mimoriadnej veľkosti. Ohromený objavom som nevedel, či mám veriť vlastným očiam. Z hľadiska lesku by sa dala porovnať iba s Venušou, keď je Venuša v najbližšej vzdialenosti od Zeme. Ľudia obdarení dobrým zrakom mohli túto hviezdu rozoznať na jasnej oblohe cez deň, dokonca aj na poludnie. V noci, pri zamračenej oblohe, keď boli iné hviezdy skryté, zostala nová hviezda viditeľná cez pomerne husté mraky.

SN 1604 alebo Keplerova supernova. Vzplanul na jeseň roku 1604 v súhvezdí Ophiuchus. A táto hviezda sa nachádza približne 20 000 svetelných rokov od slnečnej sústavy. Napriek tomu bol po vypuknutí na oblohe viditeľný asi rok.

SN 1987A vybuchla vo Veľkom Magellanovom oblaku, trpasličej satelitnej galaxii Mliečnej dráhy. Svetlo z erupcie dosiahlo Zem 23. februára 1987. Hviezdu bolo možné vidieť voľným okom v máji toho istého roku. Najvyššia zdanlivá magnitúda bola +3:185. Ide o najbližší výbuch supernovy od vynálezu ďalekohľadu. Táto hviezda sa stala prvou najjasnejšou v 20. storočí.

SN 1993J je druhou najjasnejšou hviezdou 20. storočia. Vzplanul v roku 1993 v špirálovej galaxii M81. Toto je dvojitá hviezda. Vedci to uhádli, keď namiesto postupného zmiznutia začali produkty výbuchu čudne zvyšovať jas. Potom bolo jasné: obyčajná červená supergigantová hviezda sa nemôže zmeniť na takú nezvyčajnú supernovu. Predpokladalo sa, že rozšírený supergiant bol spárovaný s inou hviezdou.

V roku 1975 vybuchla supernova v súhvezdí Labuť. V roku 1975 došlo v chvoste Cygnus k tak silnému výbuchu, že supernova bola viditeľná voľným okom. Presne tak si ju na krymskej stanici všimol študent astronóm Sergej Shugarov. Neskôr sa ukázalo, že jeho správa bola už šiesta. Prvých, osem hodín pred Shugarovom, japonskí astronómovia videli hviezdu. Novú hviezdu bolo možné vidieť bez ďalekohľadov niekoľko nocí: jasná bola len od 29. augusta do 1. septembra. Potom sa stala obyčajnou hviezdou tretej veľkosti, pokiaľ ide o lesk. Počas svojej žiary sa však novej hviezde podarilo jasnosťou prekonať Alpha Cygnus. Pozorovatelia nevideli také jasné nové hviezdy od roku 1936. Hviezda dostala názov Nova Cygni 1975, V1500 Cygni a v roku 1992 došlo v rovnakom súhvezdí k ďalšej erupcii.

Už v 21. storočí vybuchla hviezda, ktorá sa stala najjasnejšou supernovou v celej histórii pozorovaní – SN 2006gy. Výbuch 18. septembra 2006 v galaxii NGC 1260. Jej jasnosť bola približne o dva rády vyššia ako jasnosť obyčajných supernov, čo naznačovalo, že patrí do novej triedy podobných procesov – hypernov. Vedci navrhli niekoľko teórií toho, čo sa stalo: vznik kvarkovej hviezdy, viacnásobný výbuch hviezdy, zrážka dvoch masívnych hviezd.

Najmladšia supernova v našej Galaxii je G1,9+0,3. Je vzdialený asi 25 000 svetelných rokov a nachádza sa v súhvezdí Strelec v strede Mliečnej dráhy. Rýchlosť expanzie zvyškov supernov je bezprecedentná - viac ako 15 tisíc kilometrov za sekundu (to je 5% rýchlosti svetla). Táto hviezda vzplanula v našej Galaxii asi pred 25 000 rokmi. Na Zemi bolo možné jeho výbuch pozorovať okolo roku 1868.

Pri pozorovaní zvyškov supernovy, ktorá vybuchla pred šiestimi rokmi, astronómov prekvapilo, že na mieste výbuchu našli novú hviezdu, ktorá osvetľovala oblak materiálu, ktorý ju obklopoval. Zistenia vedcov sú prezentované v časopise astrofyzikaDenníkListy .

„Nikdy predtým sme nevideli, že by výbuch tohto typu zostal jasný tak dlho, pokiaľ nemal nejakú interakciu s vodíkom vyvrhnutým hviezdou pred kataklyzmatickou udalosťou. Ale v pozorovaniach tejto supernovy nie je žiadny znak vodíka,“ hovorí Dan Milisavljevic, hlavný autor štúdie z Purdue University (USA).

Na rozdiel od väčšiny hviezdnych výbuchov, ktoré pominú, SN 2012au naďalej žiari vďaka silnému, novozrodenému pulzaru. Poďakovanie: NASA, ESA a J. DePasquale

Výbuchy hviezd, známe ako supernovy, môžu byť také jasné, že prežiaria galaxie, ktoré ich obsahujú. Zvyčajne v priebehu niekoľkých mesiacov alebo rokov úplne "zmiznú", ale niekedy sa zvyšky výbuchu "zrútia" do oblakov plynu bohatých na vodík a opäť sa rozjasnia. Môžu však opäť zažiariť bez akéhokoľvek vonkajšieho zásahu?

Keď veľké hviezdy explodujú, ich vnútro sa „zrúti“ do bodu, keď sa všetky častice stanú neutrónmi. Ak má výsledná neutrónová hviezda magnetické pole a rotuje dostatočne rýchlo, môže sa stať veternou hmlovinou pulzar. S najväčšou pravdepodobnosťou sa presne toto stalo SN 2012au, ktorý sa nachádza v galaxii NGC 4790 v smere súhvezdia Panny.

„Keď je hmlovina pulzar dostatočne jasná, funguje ako žiarovka, ktorá osvetľuje vonkajšie emisie z predchádzajúcej explózie. Vedeli sme, že supernovy produkujú rýchlo rotujúce neutrónové hviezdy, ale nikdy sme nemali priamy dôkaz o tejto jedinečnej udalosti,“ dodal Dan Milisavljevic.

Snímka pulzaru Parus, ktorú urobilo observatórium NASA Chandra. Poďakovanie: NASA

SN 2012au sa spočiatku ukázalo ako nezvyčajné a zvláštne v mnohých smeroch. Hoci výbuch nebol dostatočne jasný na to, aby bol klasifikovaný ako „superluminálna“ supernova, bol mimoriadne energický a dlhotrvajúci.

„Ak sa v strede výbuchu vytvorí pulzar, môže vytlačiť a dokonca urýchliť plyn, takže o niekoľko rokov by sme mohli vidieť, ako z miesta výbuchu SN 2012au „uniká“ plyn bohatý na kyslík,“ vysvetlil Dan. Milisavljevič.

Bijúce srdce Krabie hmloviny. V jeho strede leží pulzar. Poďakovanie: NASA/ESA

Superluminálne supernovy sú v astronómii veľmi diskutovanou témou. Sú potenciálnymi zdrojmi gravitačných vĺn, ako aj zábleskov gama žiarenia a rýchlych rádiových zábleskov. Pochopenie procesov, ktoré stoja za týmito udalosťami, však čelí ťažkostiam pri pozorovaní a iba ďalšia generácia ďalekohľadov pomôže astronómom odhaliť záhady týchto erupcií.

„Toto je základný proces vo vesmíre. Neboli by sme tu, keby nebolo supernov. Pri týchto katastrofických udalostiach vzniká veľa prvkov potrebných pre život, vrátane vápnika, kyslíka a železa. Myslím si, že pre nás ako občanov vesmíru je dôležité pochopiť tento proces,“ uzavrel Dan Milisavljevic.

bezprostredne po výbuchu závisí vo veľkej miere od šťastia. Práve to rozhoduje o tom, či bude možné študovať procesy zrodu supernovy, alebo o nich budeme musieť hádať zo stôp výbuchu - šíriaceho sa z bývalá hviezda planetárna hmlovina. 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 iba 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 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."