V dôsledku toho vznikajú supernovy. Výbuch supernovy
Supernova alebo výbuch supernovy je proces kolosálneho výbuchu hviezdy na konci jej života. V tomto prípade sa uvoľní obrovská energia a svietivosť sa miliardkrát zvýši. Škrupina hviezdy je hodená do vesmíru a vytvára hmlovinu. A jadro sa stiahne natoľko, že sa z neho stane buď alebo.
Chemický vývoj vesmíru prebieha práve vďaka supernovám. Pri výbuchu sú ťažké prvky vzniknuté pri termonukleárnej reakcii počas života hviezdy vymrštené do vesmíru. Ďalej sa z týchto zvyškov vytvárajú planetárne hmloviny, z ktorých sa vytvárajú hviezdy a planéty.
Ako dôjde k výbuchu?
Ako je známe, hviezda uvoľňuje obrovskú energiu v dôsledku termonukleárnej reakcie prebiehajúcej v jadre. Termonukleárna reakcia je proces premeny vodíka na hélium a ťažšie prvky, pričom sa uvoľňuje energia. Keď sa však vodík v hĺbke minie, horné vrstvy hviezdy sa začnú zrútiť smerom k stredu. Po dosiahnutí kritického bodu hmota doslova exploduje, čím viac a viac stlačí jadro a v nárazovej vlne odnesie vrchné vrstvy hviezdy.
V tomto prípade sa v pomerne malom objeme priestoru generuje toľko energie, že jej časť je nútená odniesť neutrína, ktoré prakticky nemajú žiadnu hmotnosť.
Supernova typu Ia
Tento typ supernovy sa nerodí z hviezd, ale z. Zaujímavá vlastnosť- svietivosť všetkých týchto predmetov je rovnaká. A ak poznáte svietivosť a typ objektu, môžete vypočítať jeho rýchlosť pomocou . Hľadanie supernov typu Ia je veľmi dôležité, pretože práve s ich pomocou bolo objavené a dokázané zrýchľujúce sa rozpínanie vesmíru.
Možno zajtra vzplanú
Existuje celý zoznam, ktorý zahŕňa kandidátov na supernovu. Samozrejme, je dosť ťažké presne určiť, kedy k výbuchu dôjde. Tu sú tie najbližšie známe:
- IK Pegasus. Dvojhviezda sa nachádza v súhvezdí Pegasa vo vzdialenosti až 150 svetelných rokov od nás. Jeho spoločníkom je masívny biely trpaslík, ktorý už nevyrába energiu prostredníctvom jadrovej fúzie. Keď sa hlavná hviezda zmení na červeného obra a zväčší svoj polomer, trpaslík vďaka tomu začne zväčšovať svoju hmotnosť. Keď jeho hmotnosť dosiahne 1,44 Slnka, môže dôjsť k výbuchu supernovy.
- Antares. Červený supergiant v súhvezdí Škorpión, 600 svetelných rokov od nás. Antaresu robí spoločnosť horúca modrá hviezda.
- Betelgeuse. Objekt podobný Antaresu sa nachádza v súhvezdí Orion. Vzdialenosť od Slnka je od 495 do 640 svetelných rokov. Táto hviezda je mladá (má asi 10 miliónov rokov), no predpokladá sa, že dosiahla fázu vyhorenia uhlíka. V priebehu jedného alebo dvoch tisícročí budeme môcť obdivovať výbuch supernovy.
Vplyv na Zem
Neďaleko vybuchujúca supernova prirodzene nemôže ovplyvniť našu planétu. Napríklad Betelgeuse po výbuchu zvýši svoj jas asi 10 000 krát. Niekoľko mesiacov sa hviezda bude javiť ako svietiaci bod, ktorý má jas podobný ako Mesiac v splne. Ak je však ktorýkoľvek pól Betelgeuze obrátený k Zemi, potom bude prijímať prúd gama lúčov z hviezdy. Polárne žiary budú zosilňovať a klesať ozónová vrstva. To môže mať veľmi negatívny vplyv na život našej planéty. Všetko sú to len teoretické výpočty, nedá sa presne povedať, aký bude v skutočnosti účinok výbuchu tohto superobra.
Smrť hviezdy, rovnako ako život, môže byť niekedy veľmi krásna. A príkladom toho sú supernovy. Ich záblesky sú silné a jasné, prežiaria všetky blízke hviezdy.
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 „ supernovy“, v ktorých predpona „super“ znamenala ich väčšiu radiačnú silu, a nie 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. posledné roky Začalo sa aj hľadanie veľmi vzdialených a slabých supernov pomocou najväčších ďalekohľadov 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 posledných rokov sa teda vo svojich svetelných krivkách výrazne líšia od ostatných supernov typu II: 1987A a 1993J. Obidva mali vo svojich svetelných krivkách dve maximá: po vzplanutí jas rýchlo klesol, potom sa začal opäť zvyšovať a až po druhom maxime začalo finálne zoslabovanie svietivosti. Na rozdiel od supernov Ia bolo druhé maximum pozorované vo všetkých spektrálnych rozsahoch a pre SN 1987A bolo oveľa jasnejšie ako prvé v dlhších rozsahoch vlnových dĺžok.
Zo spektrálnych znakov bola najčastejšia a najpozoruhodnejšia prítomnosť, popri širokých emisných čiarach charakteristických pre rozpínajúce sa schránky, aj systému úzkych emisných alebo absorpčných čiar. Tento jav je s najväčšou pravdepodobnosťou spôsobený prítomnosťou hustej škrupiny obklopujúcej hviezdu pred výbuchom; takéto supernovy sú označené ako II-n.
Štatistika supernovy
Ako často sa supernovy vyskytujú a ako sú distribuované v galaxiách? Na tieto otázky by mali odpovedať štatistické štúdie supernov.
Zdalo by sa, že odpoveď na prvú otázku je celkom jednoduchá: treba pozorovať niekoľko galaxií dostatočne dlho, spočítať v nich pozorované supernovy a počet supernov vydeliť časom pozorovania. Ukázalo sa však, že čas pokrytý pomerne pravidelnými pozorovaniami bol stále príliš krátky na jednoznačné závery pre jednotlivé galaxie: vo väčšine boli pozorované iba jedno alebo dve vzplanutia. Pravda, v niektorých galaxiách 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 Galaxie je pred nami ukrytá vrstvami plynu a prachu a okolie Slnka, v ktorom boli tieto 4 supernovy pozorované, tvorí len malú časť Galaxie.
Ako sú supernovy distribuované v galaxiách? Samozrejme, zatiaľ je možné študovať len súhrnné distribúcie zredukované na nejakú „priemernú“ galaxiu, ako aj distribúcie vzhľadom na detaily štruktúry špirálových galaxií. Medzi tieto časti patria predovšetkým špirálové objímky; v pomerne blízkych galaxiách sú jasne viditeľné aj oblasti aktívnej tvorby hviezd, identifikované mrakmi ionizovaného vodíka - oblasť H II alebo zhlukami jasne modrých hviezd - asociácia OB. Štúdie priestorového rozloženia, ktoré sa mnohokrát opakovali so zvyšujúcim sa počtom objavených supernov, priniesli nasledujúce výsledky. Distribúcie supernov všetkých typov podľa vzdialenosti od stredov galaxií sa od seba málo líšia a sú podobné rozdeleniu svietivosti – hustota klesá od stredu k okrajom podľa exponenciálneho zákona. Rozdiely medzi typmi supernov sa prejavujú v rozložení vzhľadom na oblasti tvorby hviezd: ak sú supernovy všetkých typov sústredené v špirálových ramenách, potom sa v oblastiach H II sústreďujú iba supernovy typu II a Ib/c. Môžeme konštatovať, že životnosť hviezdy produkujúcej záblesky typu II alebo Ib/c je od 10 6 do 10 7 rokov a pre typ Ia je to približne 10 8 rokov. Supernovy Ia sú však pozorované aj v eliptických galaxiách, kde sa predpokladá, že neexistujú hviezdy mladšie ako 10 9 rokov. Existujú dve možné vysvetlenia tohto rozporu – buď je povaha výbuchov supernov Ia v špirálových a eliptických galaxiách odlišná, alebo v niektorých eliptických galaxiách stále pokračuje tvorba hviezd a sú prítomné mladšie hviezdy.
Teoretické modely
Na základe súhrnu pozorovacích údajov vedci dospeli k záveru, že výbuch supernovy by mal byť poslednou fázou vývoja hviezdy, po ktorej prestane existovať vo svojej predchádzajúcej podobe. Energia výbuchu supernovy sa odhaduje na 10 50 - 10 51 erg, čo prevyšuje typické hodnoty gravitačnej väzbovej energie hviezd. Energia uvoľnená počas výbuchu supernovy je viac než dostatočná na úplné rozptýlenie hmoty hviezdy vo vesmíre. Aké hviezdy a kedy končia svoj život výbuchom supernovy, aká je povaha procesov vedúcich k takému gigantickému uvoľneniu energie?
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 na oblohe objavila 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.
Každé ráno, keď Paolo Mazzali vstúpi do svojej kancelárie a zapne počítač, dúfa v správy o kozmickej katastrofe. Štíhly Talian s upravenou bradou je zamestnancom nemeckého Inštitútu Maxa Plancka pre astrofyziku v Garchingu pri Mníchove. A lovec supernov. Vo vesmíre loví umierajúce hviezdy a snaží sa odhaliť tajomstvá ich oslepujúcej agónie. Výbuchy hviezd sú jedným z najambicióznejších kozmických javov. A hlavná hybná sila kolobehu zrodu a smrti svetov vo Vesmíre. Rázové vlny z ich výbuchov sa šíria priestorom ako kruhy na vode. Stláčajú medzihviezdny plyn do obrovských vlákien a dávajú impulz pre vznik nových planét a hviezd. A dokonca ovplyvňujú život na Zemi. „Takmer všetky prvky, ktoré nás a náš svet tvoria, pochádzajú z výbuchov supernov,“ hovorí Mazzali.
KRABIA HMLOVINA |
Neuveriteľné, ale pravdivé: vápnik v našich kostiach a železo v našich krvinkách, kremík v našich počítačových čipoch a striebro v našich šperkoch – to všetko má pôvod v tégliku kozmických výbuchov. Práve v hviezdnej horúčave boli atómy týchto prvkov zvarené dohromady a následne so silným poryvom boli vrhnuté do medzihviezdneho priestoru. Ako človek sám, tak aj všetko okolo neho nie je nič iné ako hviezdny prach.
Ako fungujú tieto vesmírne jadrové pece? Ktoré hviezdy končia svoj život výbuchom? A čo slúži ako jeho rozbuška? Tieto základné otázky znepokojujú vedcov už dlho. Astronomické prístroje sú čoraz presnejšie, počítačové modelovacie programy sú čoraz sofistikovanejšie. To je dôvod, prečo vedci v posledných rokoch dokázali odhaliť mnohé tajomstvá supernov. A odhaľte úžasné detaily o tom, ako hviezda žije a umiera.
Takýto vedecký prielom bol možný vďaka zvýšeniu počtu pozorovaných objektov. Predtým si astronómovia mohli všimnúť jasný záblesk umierajúcej hviezdy vo vesmíre, ktorý zatienil svetlo celej galaxie, vďaka šťastiu. Teraz automatizované teleskopy systematicky monitorujú hviezdnu oblohu. A počítačové programy porovnávať snímky zhotovené v niekoľkomesačných intervaloch. A signalizujú objavenie sa nových svietiacich bodov na oblohe alebo zosilnenie žiary už známych hviezd.
Je tu aj celá armáda amatérskych astronómov. Obzvlášť veľa ich je na severnej pologuli. Dokonca aj pomocou teleskopov s malým výkonom sú často schopné zachytiť jasné záblesky umierajúcich hviezd. V roku 2010 pozorovali amatéri a profesionáli celkovo 339 supernov. A v roku 2007 ich bolo „pod dohľadom“ až 573. Jediným problémom je, že všetky sa nachádzajú v iných galaxiách, ďaleko za Mliečnou dráhou. To sťažuje ich podrobné štúdium.
Hneď ako sa vo vesmíre objaví nový jasný objekt s nezvyčajnými vlastnosťami, správa o objave sa okamžite rozšíri po internete. Stalo sa to v prípade supernovy 2008D. „D“ v skratke znamená, že ide o štvrtú supernovu objavenú v roku 2008.
Správa, že 9. januára skupina amerických astronómov zaznamenala vo vesmíre supersilnú emisiu röntgenových lúčov, zastihla Paola Mazzaliho v Tokiu, kde mal prednášky. "Keď sme sa o tom dozvedeli," hovorí, "okamžite sme všetko odložili a sústredili sme sa na štúdium tohto objektu počas troch mesiacov."
Počas dňa bol Mazzali v telefonickom kontakte s kolegami v Čile a koordinoval pozorovania kozmických ohňostrojov pomocou jedného z tam nainštalovaných superteleskopov. A v noci sa radil s európskymi vedcami. Dodnes s radosťou spomína na túto tvrdú prácu a bezsenné noci. Potom mali astronómovia vzácnu príležitosť sledovať proces výbuchu hviezdy takmer od úplného začiatku až do konca. Typicky je umierajúca hviezda zachytená ďalekohľadmi len niekoľko dní po začiatku jej smrteľných záchvatov.
Silný impulz pre rozvoj moderný výskum supernovy sa stali astronomickou senzáciou storočia. Stalo sa to v roku 1987. Hans-Thomas Janka, Mazzaliho kolega z Astrofyzikálneho ústavu, si však všetko pamätá, akoby to bolo včera. Dňa 25. februára oslávili všetci zamestnanci narodeniny prednostu ústavu. Yanka práve obhajoval svoju diplomovku a vyberal si tému pre svoju doktorandskú prácu. Uprostred prázdnin zasiahla ako blesk z jasného neba správa o objave supernovy pod kódom SN 1987A. "Vyvolalo to veľký rozruch," hovorí. Problém s témou dizertačnej práce bol okamžite vyriešený.
Čo je na ňom také zvláštne? Objavili ho v našej najbližšej galaxii – Veľkom Magellanovom mračne, vo vzdialenosti len 160 tisíc svetelných rokov od Zeme. Podľa kozmických štandardov - čo by kameňom dohodil.
A ešte jedna zaujímavá zhoda okolností. Veľká agónia tejto hviezdy sa začala pred 160 tisíc rokmi, keď sa v savanách východnej Afriky objavil jedinečný druh primáta Homo sapiens.
Kým svetlo z jeho záblesku dorazilo na Zem, ľudia stihli zaľudniť planétu, vynájsť koleso, stvoriť poľnohospodárstvo a priemysel, študovať zložité zákony fyziky a konštruovať výkonné teleskopy. Práve včas na zachytenie a analýzu svetelného signálu z Magellanovho oblaku.
Od roku 1987 Janka pracuje na počítačovom modeli, ktorý by mal vysvetliť vnútornú dynamiku procesu smrti hviezdy. Teraz má možnosť skontrolovať svoje virtuálne rekonštrukcie pomocou skutočné fakty. To všetko vďaka údajom zozbieraným počas pozorovaní výbuchu hviezdy SN 1987A. Zostáva najviac skúmanou supernovou v histórii.
 |
Hviezdy, ktorých hmotnosť je viac ako osemkrát väčšia ako hmotnosť nášho Slnka, sa skôr či neskôr „zrútia“ pod vlastnou váhou a vybuchnú. |
VÝBUŠNÉ FINÁLE |
 |
Výbuchy supernov sú hnacou silou kolobehu hmoty. Tie chrlia „galaktické fontány“ plynu, z ktorých vznikajú nové hviezdy. |
 |
1. Výbuchy supernov |
VÝBUŠNÉ FINÁLE |
Na základe rozboru jeho žiarenia sa okrem iného dospelo k záveru, že existujú dva hlavné typy supernov. Energiu pre výbuch supernov typu 1a poskytuje rýchly proces termonukleárnej fúzie v hustom uhlíkovo-kyslíkovom jadre malých hviezd s veľkosťou Mesiaca, ktorá sa svojou hmotnosťou rovná nášmu Slnku. Ich erupcie sú ideálnym materiálom na štúdium účinku zrýchlenej expanzie vesmíru, ktorej objav bol zaznamenaný nobelová cena vo fyzike v roku 2011.
Druhým typom sú supernovy s kolabujúcim jadrom. V ich prípade je zdrojom výbušnej energie sila gravitácie, ktorá stláča hmotu hviezdy s hmotnosťou najmenej osem slnečných hmôt a spôsobuje jej „kolaps“. Výbuchy tohto typu sú zaznamenané trikrát častejšie. A práve tie vytvárajú podmienky pre vznik takých ťažkých chemických prvkov, akými sú striebro a kadmium.
Supernova SN 1987A patrí do druhého typu. Vidno to už podľa veľkosti hviezdy – vinníka kozmického rozruchu. Bolo 20-krát ťažšie ako Slnko. A prešla typickým vývojom pre svietidlá tejto hmotnostnej kategórie.
Hviezda začína svoj život ako studený, riedky oblak medzihviezdneho plynu. Sťahuje sa vlastnou gravitáciou a postupne nadobúda tvar gule. Spočiatku pozostáva predovšetkým z vodíka, prvého chemického prvku, ktorý sa objavil krátko po Veľkom tresku, ktorý začal náš vesmír. Zapnuté ďalšia etapa Počas života hviezdy sa jadrá vodíka spájajú a vytvárajú hélium. Táto jadrová fúzia sa uvoľňuje veľké množstvo energie, ktorá spôsobuje žiaru hviezdy. Z „násobeného“ hélia sa syntetizujú stále zložitejšie prvky - najskôr uhlík a potom kyslík. Zároveň sa zvyšuje teplota hviezdy a v jej plameni vznikajú ťažšie atómy. Železo uzatvára reťaz termonukleárnej fúzie. Keď sa jadrá železa spájajú s jadrami iných prvkov, energia sa už neuvoľňuje, ale naopak spotrebúva. V tomto štádiu sa vývoj akejkoľvek hviezdy zastaví.
V tom čase už predstavuje vrstvenú štruktúru cibuľového typu. Každá vrstva zodpovedá určitej fáze jej vývoja. Na vonkajšej strane je vodíkový obal, pod ním sú vrstvy hélia, uhlíka, kyslíka a kremíka. A v strede je jadro pozostávajúce zo stlačeného plynného železa, zahriateho na niekoľko miliárd stupňov. Je stlačený tak tesne, že kocka z takého materiálu by vážila desaťtisíc ton.
„Odteraz je katastrofa nevyhnutná,“ hovorí Janka. Skôr či neskôr tlak v rastúcom železnom jadre už nedokáže udržať tlak vlastnej gravitácie. A v zlomku sekundy sa „zrúti“. Hmota presahujúca hmotnosť Slnka je stlačená do gule s priemerom len 20 kilometrov. Vplyvom gravitácie vo vnútri jadra sa záporne nabité elektróny „vtláčajú“ do kladne nabitých protónov a vytvárajú neutróny. Z jadra vzniká neutrónová hviezda - hustá zrazenina takzvanej „exotickej hmoty“.
„Neutrónová hviezda sa už nemôže ďalej sťahovať,“ vysvetľuje Janka. "Jeho plášť sa mení na nepreniknuteľnú stenu, od ktorej sa látka z horných vrstiev priťahovaná do stredu odráža." Vnútorná explózia spôsobí spätnú rázovú vlnu, ktorá sa rúti smerom von cez všetky vrstvy. Zároveň sa vec stáva obludne horúcou. V blízkosti jadra dosahuje jeho teplota 50 miliárd stupňov Kelvinovej stupnice. Keď rázová vlna dosiahne plášť hviezdy, fontána zohriateho plynu vytryskne do vesmíru závratnou rýchlosťou - viac ako 40 tisíc kilometrov za sekundu. A zároveň vyžaruje svetlo. Hviezda jasne bliká. Je to tento záblesk, ktorý astronómovia vidia cez teleskopy o tisíce či dokonca milióny rokov neskôr, keď svetlo dorazí na Zem.
Ako ukazujú počítačové modely naprogramované s ohľadom na všetky fyzikálne zákony, v pekelnom ohni okolo neutrónovej hviezdy prebiehajú zložité termonukleárne reakcie. Ľahké prvky ako kyslík a kremík „vyhoria“ na ťažké prvky ako železo a nikel, titán a vápnik.
Na dlhú dobu verilo sa, že v tejto kataklizme je najťažšia chemické prvky- zlato, olovo a urán. Nedávne výpočty Hansa-Thomasa Jankiho a jeho kolegov však touto teóriou otriasli. Simulácia ukázala, že sila „vetra častíc“ vychádzajúceho zo supernovy nestačí na „vtlačenie“ voľných neutrónov do lietajúcich jadier atómov, aby sa vytvorili čoraz ťažšie aglomeráty.
Ale odkiaľ sa potom berú ťažké prvky? Rodia sa pri zrážke neutrónových hviezd, ktoré zostali po výbuchoch supernov, domnieva sa Janka. To vedie ku kolosálnemu vyvrhnutiu horúcej hmoty do vesmíru. Navyše, frekvenčné rozloženie ťažkých prvkov v tejto hmote získané počas modelovania sa zhoduje so skutočnými parametrami slnečnej sústavy. Supernovy teda stratili monopol na tvorbu kozmickej hmoty. Všetko to však začína u nich.
V momente výbuchu a potom, keď sa premení na rozpínajúcu sa hmlovinu, je supernova fascinujúcim pohľadom. Paradoxom však je, že podľa fyzikálnych noriem je tento veľkolepý kozmický ohňostroj, hoci veľkolepý, iba vedľajší účinok. Počas gravitačného kolapsu hviezdy sa za jednu sekundu uvoľní viac energie, než vyžarujú všetky hviezdy vo vesmíre v „normálnom režime“: asi 10 46 joulov. „Ale 99 percent tejto energie sa neuvoľňuje zábleskom svetla, ale vo forme neviditeľných neutrínových častíc,“ hovorí Janka. Za desať sekúnd sa v železnom jadre hviezdy vytvorí kolosálne množstvo týchto ultraľahkých častíc – 10 oktodeciliónov, teda 10 až 58. mocnina.
23. februára 1987 zahrmela vedecká senzácia: tri senzory v Japonsku, USA a ZSSR zaznamenali dve desiatky neutrín z výbuchu supernovy 1987A. „Predtým bola predstava neutrónových hviezd vznikajúcich gravitačným kolapsom a následným uvoľnením energie vo forme neutrín čistou hypotézou,“ hovorí Janka. "A nakoniec sa to potvrdilo." Ale zatiaľ je to jediný zaznamenaný neutrínový signál z explodujúcej hviezdy. Je mimoriadne ťažké odhaliť stopy týchto častíc, pretože takmer neinteragujú s hmotou. Neskôr, keď analyzovali tento jav, sa astrofyzici museli uspokojiť s počítačovým modelovaním. A tiež sa posunuli veľmi dopredu. Napríklad sa ukázalo, že bez prchavých neutrín by kozmický ohňostroj nemohol vzplanúť. V prvých počítačových modeloch Yankee virtuálna predná časť tlakovej vlny masívnych hviezd nedosiahla povrch, ale po prvých 100 kilometroch „vybledla“ a premrhala všetku počiatočnú energiu.
Vedci si uvedomili, že im unikol nejaký dôležitý faktor. Koniec koncov, v skutočnosti hviezdy explodujú. „Potom sme začali hľadať mechanizmus, ktorý spôsobí sekundárnu detonáciu supernovy,“ hovorí Janka. Na vyriešenie „problému supernov“, ktorý strávili dlhé roky. V dôsledku toho bolo možné presne simulovať procesy vyskytujúce sa v prvých zlomkoch sekundy výbuchu. A nájsť riešenie.
Yanka ukazuje na svojom počítači krátke animované video. Najprv sa na obrazovke objaví dokonale okrúhla červená škvrna – stred supernovy. Po 40 milisekúndách sa táto guľa začne viac a viac deformovať. Predná časť rázovej vlny sa ohýba jedným alebo druhým smerom. Pulzuje a hojdá sa. Zdá sa, akoby sa plynový obal hviezdy nafúkol. Po ďalších 600 milisekúndách praskne. Dochádza k výbuchu.
Vedci tento proces komentujú: v horúcich vrstvách hviezdy sa vytvárajú lieviky a bubliny, ako na povrchu kaše počas varenia. Okrem toho sa bublajúca látka pohybuje tam a späť medzi obalom a jadrom. A vďaka tomu je dlhšie vystavený vysokoenergetickým neutrínam unikajúcim z útrob hviezdy. Dávajú hmote impulz potrebný na výbuch.
Je iróniou, že práve tieto „neutrálne“ častice, ktoré zvyčajne prechádzajú hmotou bez stopy, slúžia ako rozbuška výbuchu supernovy. Náklady na vedcov, ktorí študujú záhadu umierajúcich hviezd, sú astronomické a zodpovedajú rozsahu samotného javu. Len modelovanie procesov vyskytujúcich sa počas prvých 0,6 sekundy kolapsu hviezdneho jadra trvalo tri roky nepretržitej práce. „Všetky dostupné superpočítače vo výpočtových strediskách v Garchingu, Stuttgarte a Jülichu sme využili naplno,“ hovorí Janka.
Vedci sú si istí, že to stojí za to. Veď nehovoríme len o grandióznych vesmírnych ohňostrojoch. Výbuchy supernov zohrávajú vedúcu úlohu vo vývoji vesmíru. Tie chrlia obrovské množstvo prachu ďaleko do medzihviezdneho priestoru. Po výbuchu hviezda, ktorá mala pôvodne desaťnásobok hmotnosti Slnka, zostane neutrónová hviezda s hmotnosťou len jeden a pol hmotnosti Slnka. Väčšina hmoty je rozptýlená vesmírom. Táto silná vlna hmoty a energie vedie k vzniku nových hviezd.
Výbuchy supernov niekedy dosiahnu takú silu, že vyvrhnú plyn z obalu hviezdy za hranice „materskej“ galaxie a rozptýlia ho do medzigalaktického priestoru. Astrofyzikálne počítačové modely ukazujú, že tento efekt je pre kozmický vývoj ešte dôležitejší. Ak by plyn zostal v galaxiách, vytvorilo by sa v nich oveľa viac nových hviezd.
Množstvo hviezdneho prachu a častíc ťažkých prvkov vo vesmíre môže určiť, ako často dochádza k výbuchom supernov. Každú sekundu niekde vo vesmíre vybuchne päť až desať hviezd.
Astronómovia sa však obzvlášť tešia na objavenie sa supernov v našej Galaxii. Pozorovanie výbuchu hviezdy z „blízkej“ vzdialenosti nemôže nahradiť ani ten najpokročilejší počítačový model. Podľa ich predpovedí by v našom susedstve mali v najbližších 100 rokoch vybuchnúť dve staré hviezdy. Doposiaľ posledný výbuch supernovy v rámci Mliečnej dráhy, viditeľný zo Zeme aj voľným okom, pozoroval v roku 1604 astronóm Johannes Kepler.
Astronómovia sa napínali v očakávaní. „Už čoskoro sa to zopakuje,“ hovorí lovec supernov Paolo Mazzali. Vedci už identifikovali niektorých najpravdepodobnejších hviezdnych kandidátov. Medzi nimi je červený supergiant Betelgeuse v ľavom hornom rohu Orionu, najkrajšie súhvezdie viditeľné na nočnej oblohe. Ak by bola táto hviezda v strede našej slnečnej sústavy, siahala by ďaleko za obežnú dráhu Zeme a Marsu.
Betelgeuse sa za milióny rokov svojej existencie už vyčerpala najviac jeho jadrové palivo a môže kedykoľvek explodovať. Pred smrťou sa obr rozžiari tisíckrát jasnejšie, ako svietil počas života. Na oblohe bude svietiť ako polmesiac alebo dokonca spln, hovoria astronómovia. A ak budete mať šťastie, jeho žiaru je vidieť aj cez deň.
Je pomerne zriedkavé, že ľudia môžu pozorovať taký zaujímavý jav, akým je supernova. Nejde ale o obyčajný zrod hviezdy, veď v našej galaxii sa ročne zrodí až desať hviezd. Supernova je jav, ktorý možno pozorovať len raz za sto rokov. Hviezdy umierajú tak jasne a krásne.
Aby sme pochopili, prečo dochádza k výbuchu supernovy, musíme sa vrátiť k samotnému zrodu hviezdy. Vo vesmíre lieta vodík, ktorý sa postupne zhromažďuje v oblakoch. Keď je oblak dostatočne veľký, v jeho strede sa začne hromadiť kondenzovaný vodík a teplota postupne stúpa. Vplyvom gravitácie sa zostavuje jadro budúcej hviezdy, kde vďaka zvýšenej teplote a zvyšujúcej sa gravitácii začne prebiehať reakcia termonukleárnej fúzie. Koľko vodíka môže hviezda pritiahnuť k sebe, určuje jej budúcu veľkosť – od červeného trpaslíka po modrého obra. Postupom času sa nastolí rovnováha práce hviezdy, vonkajšie vrstvy vyvíjajú tlak na jadro a jadro sa rozpína vďaka energii termonukleárnej fúzie.
Hviezda je jedinečná a ako každý reaktor aj jej jedného dňa dôjde palivo – vodík. Aby sme však videli, ako supernova exploduje, musí uplynúť trochu viac času, pretože v reaktore sa namiesto vodíka vytvorilo iné palivo (hélium), ktoré hviezda začne spaľovať, premení ho na kyslík a potom na uhlíka. A takto to bude pokračovať dovtedy, kým sa v jadre hviezdy nevytvorí železo, ktoré pri termonukleárnej reakcii energiu neuvoľňuje, ale spotrebúva. Za takýchto podmienok môže dôjsť k výbuchu supernovy.
Jadro sa stáva ťažším a chladnejším, čo spôsobuje, že naň padajú ľahšie horné vrstvy. Fúzia začína znova, ale tentoraz rýchlejšie ako zvyčajne, v dôsledku čoho hviezda jednoducho exploduje a rozptýli svoju hmotu do okolitého priestoru. V závislosti od známych po ňom môžu zostať aj - (látka s neuveriteľne vysokou hustotou, ktorá je veľmi vysoká a môže vyžarovať svetlo). Takéto útvary zostávajú po veľmi veľkých hviezdach, ktorým sa podarilo vytvoriť termonukleárnu fúziu na veľmi ťažké prvky. Menšie hviezdy za sebou zanechávajú neutrónové alebo železné malé hviezdy, ktoré nevyžarujú takmer žiadne svetlo, no zároveň majú vysokú hustotu hmoty.
Novy a supernovy spolu úzko súvisia, pretože smrť jednej z nich môže znamenať zrodenie novej. Tento proces pokračuje donekonečna. Supernova nesie do okolitého priestoru milióny ton hmoty, ktorá sa opäť zhromažďuje v oblakoch a začína sa formovanie novej nebeské teleso. Vedci tvrdia, že všetky ťažké prvky, ktoré sú v našom slnečná sústava, Slnko počas svojho zrodu „ukradlo“ hviezdu, ktorá kedysi explodovala. Príroda je úžasná a smrť jednej veci vždy znamená zrod niečoho nového. IN vonkajší priestor hmota sa rozkladá a formuje sa vo hviezdach, čím vytvára veľkú rovnováhu vesmíru.