MOSKË, 13 shkurt - RIA Novosti. Për herë të parë, shkencëtarët ishin në gjendje të shihnin një shpërthim supernova në orët e para pas lindjes së saj dhe të monitoronin se si vala e goditjes "përshpejton" elektronet në mbetjet e yllit të hedhur, sipas një artikulli të botuar në revistën Nature Physics.
“Supernova ndizen aq shumë saqë mund të shihen nga ana tjetër e Universit, por zakonisht ato tashmë kanë arritur të shkatërrojnë disa nga emetimet e tyre deri në momentin që ne i vëmë re, kjo është arsyeja pse këto vëzhgime janë kaq të vlefshme - kjo është e para kohë ne kemi parë guaskën e gazit që rrethon një yll që po vdes”, komenton Norbert Langer nga Universiteti i Bonit (Gjermani).
Shpërthimi i fundit i yllit
Supernova shpërthen si rezultat i kolapsit gravitacional të yjeve masive, kur bërthama e rëndë e yllit tkurret dhe krijon një valë rrallimi që nxjerr lëndën e lehtë nga shtresat e jashtme të yllit në hapësirë e hapur. Si rezultat, formohet një mjegullnajë gazi e ndezur, e cila vazhdon të zgjerohet për disa kohë pas shpërthimit. Supernovat e tipit 1 prodhohen nga shpërthimi i një sistemi binar të një xhuxhi të bardhë dhe një ylli më masiv, ndërsa supernova e tipit 2 më të zakonshme prodhohen nga shpërthimi i yjeve gjigantë.
Shkencëtarët: “Supernova Nobel” hodhi një yll nga GalaktikaShkencëtarët sot besojnë se shumica e yjeve me hipershpejtësi lindin si rezultat i ndërveprimit me një vrimë të zezë dhe ata besojnë se studimi i orbitave të yjeve me hipershpejtësi do të bëjë të mundur gjykimin e vetive të vrimave të zeza dhe madje edhe të materies së errët.Mbrapa vitet e fundit shkencëtarët regjistruan qindra supernova të reja dhe studiuan në mënyrë aktive shpërthimet e tyre, të cilat na ndihmuan të mësojmë shumë se si lindin elementë më të rëndë se hekuri, si mund të lindin sistem diellor dhe çfarë roli luajnë supernova në evolucionin e galaktikave dhe lindjen e yjeve në to. Megjithatë, sekretet kryesore të supernovës mbeten një mister për astronomët, pasi ato zakonisht gjenden disa ditë pasi ndodh shpërthimi, dhe kur vala goditëse që përhapet nga qendra e supernovës nëpër të gjithë mjegullnajën e saj tashmë ka arritur të shkatërrojë një pjesë të guaskat e jashtme të yllit të vdekur.
Ofer Yaron i Institutit të Shkencave Weizmann në Rehovot, Izrael, hodhi hapin e parë drejt zhbllokimit të këtyre mistereve duke marrë fotografitë dhe të dhënat e para spektrale nga supernova iPTF 13dqy, e cila shpërtheu në konstelacionin Pegasus në galaktikën NGC 7610 vetëm tre orë pas lindja e saj. Ndodhet relativisht afër Rrugës së Qumështit, vetëm 160 milionë vite dritë larg, gjë që i lejoi shkencëtarët të studionin këtë shpërthim në detaje duke përdorur teleskopin Swift dhe Observatorin Palomar me bazë në tokë.
Vetë iPTF 13dqy është një supernova e zakonshme e tipit 2 që shpërtheu në qiellin e natës më 6 tetor 2013. Falë faktit që u zbulua shpejt, shkencëtarët ishin në gjendje të ekzaminonin predha gazi të nxjerra nga paraardhësi i tij në milionat e fundit të jetës para vdekjes.
Shkencëtarët presin një shpërthim supernova në Rrugën e Qumështit brenda 50 viteve të ardhshmeAstronomët planifikojnë të kapin momentin e duhur duke përdorur një detektor neutrino. Një supernova i lëshon ato që në fillim të shpërthimit, por mund të mos pulsojë në dritën infra të kuqe ose të dukshme deri disa minuta, orë ose ditë më vonë.Llambë supernova
Këto predha, siç thonë shkencëtarët, janë burimi i më së shumti ndezje të fuqishme, e krijuar nga një supernova. Gazi në to përplaset me një valë goditëse që buron nga zorrët e një ylli që vdes dhe nxehet në temperatura ultra të larta, si rezultat i së cilës elektronet "shpëtojnë" nga atomet dhe gjenerojnë rreze të fuqishme ultravjollcë dhe lloje të tjera. valët elektromagnetike. Forca, kohëzgjatja dhe karakteristikat e tjera të këtij rrezatimi varen nga dizajni i predhave ish yll, falë të cilit Yaron dhe kolegët e tij ishin në gjendje të "shikonin" strukturën e tij duke vëzhguar luhatjet në shkëlqimin e linjave individuale në spektrin e iPTF 13dqy në orët e para të ekzistencës së tij.
© Ofer Yaron
Këto vëzhgime treguan se diametri i këtij topi gazi dhe pluhuri është mjaft i madh - rreth 20 minuta dritë, ose rreth 360 milion kilometra. Kjo distancë korrespondon me afërsisht të njëjtën distancë në të cilën ndodhet brezi kryesor i asteroideve midis Jupiterit dhe Marsit në raport me Diellin. Të gjitha gjurmët e kësaj strukture duhet të ishin zhdukur afërsisht 10 ditë pasi ylli shpërtheu dhe vala goditëse arriti në qoshet më të largëta të "fshikëzës" së tij të gazit dhe pluhurit.
Ekzistenca e kësaj strukture gazi dhe pluhuri tregon se në vitin e fundit të jetës së tij, ylli që po vdiste nxori sasi rekord gazi dhe pluhuri në hapësirën përreth, duke humbur afërsisht 0.1% të masës së Diellit gjatë kësaj kohe. Kjo ishte e mundur, sipas shkencëtarëve, vetëm nëse brendësia e yllit ishte jashtëzakonisht e paqëndrueshme në ditët e fundit të jetës së tij.
Kjo marrëdhënie midis emetimeve dhe proceseve brenda një ylli që çojnë në shpërthimin e tij mund t'i ndihmojë astrofizikanët të parashikojnë më saktë se si shpërthejnë supernova dhe sa shpejt kandidati më i afërt me Tokën, supergjigandi i kuq Betelgeuse në yjësinë e Orionit, vetëm një distancë e thjeshtë nga Toka. do të shpërthejë 640 vite dritë. Studiuesit shpresojnë se zbulimi i supernovave të tjera të hershme do ta sqarojë këtë çështje.
Astrofizikanë nga Evropa dhe Amerika e Veriut për herë të parë arriti të gjurmojë evolucionin e ish-supergjigantit të kuq vetëm tre orë pas shpërthimit të tij si një supergjigant nova Lloji II. Blic në një afër rruga e Qumështit galaktika NGC 7610, e regjistruar në Tokë më shumë se tre vjet më parë, ka tërhequr vëmendjen e shumë shkencëtarëve. flet për hulumtimin mbi këtë ngjarje, i cili u botua në revistën Nature Physics.
Sot, shkencëtarët kanë një kuptim relativisht të mirë të proceseve që i paraprijnë shkatërrimit yje të rëndë(shterimi i karburantit termonuklear ose kolapsi gravitacional), dhe i tyre fati i ardhshëm. Ndriçuesit, të cilët janë disa herë më të rëndë se Dielli dhe dhjetëra mijëra herë më të shndritshëm, kthehen në supergjigantë të kuq, duke humbur rreth dhjetë për qind të masës së tyre ndërsa evoluojnë. Shpërthimi i bën objekte të tilla jashtëzakonisht të ndritshme, kështu që ato mund të vëzhgohen edhe në galaktikat më të largëta.
Ndërkohë, vëzhgimi në kohë reale i shpërthimeve të supernovës, për shkak të rrallësisë statistikore, deri më tani ka mbetur i paarritshëm për astronomët. Për shembull, vlerësimet e disponueshme tregojnë se një supernova në Rrugën e Qumështit shpërthen mesatarisht më pak se një herë në vit. Në një studim të ri, shkencëtarët ishin në gjendje të gjurmonin një objekt në galaktikën NGC 7610, karakteristikat spektrale të të cilit, të marra vitet e fundit, treguan paqëndrueshmërinë e tij ekstreme. humbje e shpejtë masë) dhe, si pasojë, një probabilitet i lartë i shpërthimit të tij si një supernova.
Galaktika spirale me hekura NGC 7610 ndodhet në yjësinë Pegasus në një distancë prej 50,95 megaparseks nga Toka. Objekti iPTF 13dqy (i njohur ndryshe si SN 2013fs) që shpërtheu në të është një supernova e zakonshme e tipit II (spektri i saj përmban linja hidrogjeni). Ajo u vëzhgua për herë të parë në kohë reale më 6 tetor 2013 duke përdorur sistem i automatizuar iPTF (Intermediate Palomar Transient Factory), sërish pas 50 minutash. SN 2013fs u vëzhgua për të tretën herë një ditë më vonë duke përdorur instrumentin shkencor WiFeS (WideField Spectrograph) të teleskopit të Universitetit Kombëtar Australian.
Imazhi: Fizikë e natyrës
Pas kësaj, vëmendja e shkencëtarëve ndaj objektit iPTF 13dqy u rrit ndjeshëm. SN 2013fs filloi të vëzhgohej pothuajse në gjithçka diapazoni elektromagnetik gjatësi vale - rreze x, ultravjollcë, optike dhe infra të kuqe. Ekspertët kanë marrë të dhënat e mëposhtme, të cilat përshtaten në mënyrë të përkryer me idetë ekzistuese rreth evolucionit të një supergjigandi të kuq - një yll i shkatërruar gjatë një shpërthimi supernova.
Shkatërrimi i bërthamës supergjigante të kuqe fillon formimin e një vale goditëse supersonike. Kur arrin në sipërfaqen e yllit, objekti fillon të shkëlqejë me shkëlqim në pjesën e dukshme të rrezatimit - ndodh ajo që zakonisht quhet një shpërthim supernova. Në të njëjtën kohë, degjenerimi i yllit shoqërohet me rrezatim të fortë ultravjollcë. Kohëzgjatja dhe forca e ndezjes varen nga struktura e guaskës së yllit paraardhës dhe shpejtësia me të cilën ai humbet masën.
Rrezatimi ultravjollcë provokon fotojonizimin e atomeve në renë e gazit që rrethon supernovën. Kur gazi bëhet mjaft i dendur, ndodh rikombinimi i shpejtë (procesi i kundërt i jonizimit - kapja e elektroneve nga jonet), dhe atomet që rezultojnë krijojnë linja karakteristike të emetimit. Korniza kohore e këtij procesi i lejoi shkencëtarët të përcaktojnë kufijtë në të cilët u përhap materia pas shpërthimit të supernovës iPTF 13dqy - afërsisht 20 orë dritë.
Ndërkohë, shkencëtarët nuk janë në gjendje të përshkruajnë me saktësi proceset që kanë ndodhur në atmosferën e supergjigantit të kuq përpara shpërthimit të tij. Faktori përcaktues në këtë rast është shkalla e humbjes së materies nga ylli, në fakt, shpejtësia e ndarjes së tij nga ylli. Nëse kjo e fundit është 50 kilometra në sekondë, ylli filloi të humbasë me shpejtësi masën e tij rreth dhjetë vjet më parë. Nëse kjo vlerë është dhjetë herë më pak - rreth pesë kilometra në sekondë, atëherë inflacioni i yllit zgjati qindra vjet. Përveç kësaj, duke ndjekur shembullin e supergjigantit të kuq Betelgeuse, i cili me siguri po përgatitet të shpërthejë si një supernova, mbështjellja e gazit e yllit në degjenerim mund të jetë përgjithësisht në një gjendje të palëvizshme.
Qëllimi për të cilin tani po përpiqen shkencëtarët është të vëzhgojnë një yll në momentin e rilindjes së tij, dhe jo vetëm disa orë pas shpërthimit të tij si një supernova. Vëzhgimi na ndihmon t'i afrohemi kësaj - të paktën, na lejon të zgjedhim skenarët më të njohur të shpërthimit të yjeve. Mund të duket se në fakt kjo nuk është hera e parë që shkencëtarët kanë vëzhguar një shpërthim supernova. Nga një këndvështrim kjo është e vërtetë, por jo plotësisht.
Hera e parë që një supernova shpërtheu disa orë më vonë u vëzhgua në vitin 2008. Pastaj një shpërthim intensiv u zbulua në galaktikën NGC 2770 rrezatimi ultravjollcë, që zgjat disa orë. Me shumë mundësi, ajo u shoqërua, si ajo e iPTF 13dqy, me formimin e një valë shoku nga ylli paraardhës. Më pas, ngjarja SNLS-04D2dc u vëzhgua në intervalin optik. Ndërkohë, sistematike analiza spektrale kjo ngjarje nuk u mbajt. Arsyet për këtë qëndrojnë në vetë natyrën e zbulimit: ai ishte aksidental dhe shkencëtarët nuk ishin të përgatitur për të.
Ngjarjet iPTF 13dqy dhe SNLS-04D2dc - domethënë shpërthimet e supernovës së tipit II - ndodhën me ndriçues të vetëm. Një tjetër skenar është shpërthimi i një xhuxhi të bardhë. Ndodh si një shpërthim i supernovës së tipit I dhe shkaku i tij është prania e një ndriçuesi të dytë shoqërues. Lënda nga ky i fundit bie mbi xhuxhin e bardhë, gjë që çon në tejkalimin e masës së saj të kufirit Chandrasekhar, domethënë në kolaps gravitacional. Një ngjarje e tillë ndodhi në vitin 2009, kur u bë e mundur të vëzhgohej drejtpërdrejt një shpërthim supernova dhe të konfirmohej teoria që përshkruan transferimin masiv midis shoqëruesve në sistemin binar V1213 Cen.
Hedhja e zarfit nga xhuxhi i bardhë filloi gjashtë ditë pas rënies së fundit të shkëlqimit të tij. Shkencëtarët besojnë se në qindra vjet shpërthimi, i shoqëruar nga një rritje afatshkurtër e shkëlqimit të yllit me tre renditje të madhësisë, do të përsëritet. Vetitë e sistemit binar në këtë rast varen nga shpejtësia e transferimit të masës - sa shpejt materia nga shoqëruesi i vogël kalon te xhuxhi i bardhë. Të dhënat e disponueshme tregojnë një shkallë të ulët të transferimit të masës midis yjeve në sistemin binar V1213 Cen. Objektet u monitoruan për një kohë mjaft të gjatë - që nga viti 2003, si pjesë e projektit OGLE (Optic Gravitational Lensing Experiment), u regjistruan ndryshime periodike në shkëlqimin e yllit V1213 Cen, i cili përfundoi në një shpërthim supernova vetëm gjashtë vjet më vonë.
“Pse dhe si yjet masivë shpërthejnë si supernova është një prej tyre pyetje të hapura astrofizikantë”, shënojnë autorët në botim. - Yjet masivë i shndërrojnë elementët e dritës në më të rëndë. Në vitet e fundit të ekzistencës së tyre (një periudhë e shkurtër kohore që zgjat për disa yje nga një deri në dhjetë milionë vjet), këta yje djegin lëndë djegëse të rënda, produktet e shkrirjes së hidrogjenit dhe heliumit, derisa bërthama e hekurit rritet dhe shembet. Megjithëse astronomët i kuptojnë mekanizmat bazë që çojnë në shpërthimet e supernovës, elementët e detajuar të figurës janë ende të paqarta.
Supernova
Supernova- yjet përfundojnë evolucionin e tyre në një proces shpërthyes katastrofik.
Termi "supernova" u përdor për të përshkruar yjet që u ndezën shumë (sipas rendit të madhësisë) më fuqishëm se të ashtuquajturat "novae". Në fakt, as njëri dhe as tjetri nuk janë fizikisht të rinj yjet ekzistues. Por në disa raste historike, ato yje u ndezën që më parë ishin praktikisht ose plotësisht të padukshëm në qiell, gjë që krijonte efektin e shfaqjes së një ylli të ri. Lloji i supernovës përcaktohet nga prania e linjave të hidrogjenit në spektrin e ndezjes. Nëse është atje, atëherë është një supernova e tipit II, nëse jo, atëherë është një supernova e tipit I.
Fizika e supernovave
Supernova e tipit II
Nga ide moderne, shkrirja termonukleare çon me kalimin e kohës në pasurimin e përbërjes së rajoneve të brendshme të yllit me elementë të rëndë. Gjatë procesit të shkrirjes termonukleare dhe formimit të elementeve të rënda, ylli tkurret dhe temperatura në qendër të tij rritet. (Efekti i kapacitetit negativ të nxehtësisë së lëndës gravituese jo të degjeneruar.) Nëse masa e bërthamës së yllit është mjaft e madhe (nga 1,2 në 1,5 masa diellore), atëherë procesi i shkrirjes termonukleare arrin përfundimin e tij logjik me formimin e hekurit dhe bërthamat e nikelit. Një bërthamë hekuri fillon të formohet brenda guaskës së silikonit. Një bërthamë e tillë rritet brenda një dite dhe shembet në më pak se 1 sekondë, sapo arrin kufirin Chandrasekhar. Për bërthamën, ky kufi është nga 1.2 në 1.5 masa diellore. Materia bie në yll dhe zmbrapsja e elektroneve nuk mund ta ndalojë rënien. Bërthama qendrore ngjeshet gjithnjë e më shumë, dhe në një moment, për shkak të presionit, në të fillojnë të ndodhin reaksione të neutronizimit - protonet fillojnë të thithin elektrone, duke u shndërruar në neutrone. Kjo shkakton një humbje të shpejtë të energjisë të mbartur nga neutrinot që rezultojnë (i ashtuquajturi ftohje me neutrino). Lënda vazhdon të përshpejtohet, të bjerë dhe të ngjesh derisa zmbrapsja ndërmjet nukleoneve të fillojë të ketë efekt bërthama atomike(protone, neutrone). Me fjalë të rrepta, ngjeshja ndodh edhe përtej këtij kufiri: lënda në rënie, me inerci, tejkalon pikën e ekuilibrit për shkak të elasticitetit të nukleoneve me 50% ("ngjeshja maksimale"). Procesi i kolapsit të bërthamës qendrore është aq i shpejtë sa rreth tij formohet një valë rrallimi. Pastaj, duke ndjekur bërthamën, guaska gjithashtu nxiton në qendër të yllit. Pas kësaj, "topi i ngjeshur i gomës kthehet" dhe vala goditëse del në shtresat e jashtme të yllit me një shpejtësi prej 30,000 deri në 50,000 km/s. Pjesët e jashtme të yllit fluturojnë larg në të gjitha drejtimet, dhe një yll kompakt neutron ose vrimë e zezë mbetet në qendër të rajonit të shpërthyer. Ky fenomen quhet shpërthim i supernovës së tipit II. Këto shpërthime ndryshojnë në fuqi dhe parametra të tjerë, sepse yjet me masa të ndryshme dhe përmasa të ndryshme shpërthejnë përbërje kimike. Ka prova që gjatë një shpërthimi të supernovës së tipit II, nuk çlirohet shumë më shumë energji sesa gjatë një shpërthimi të tipit I, sepse një pjesë proporcionale e energjisë thithet nga guaska, por kjo mund të mos jetë gjithmonë kështu.
Ka një sërë paqartësish në skenarin e përshkruar. Vëzhgimet astronomike kanë treguar se yjet masive në fakt shpërthejnë, duke rezultuar në formimin e mjegullnajave në zgjerim, duke lënë pas një yll neutron që rrotullohet me shpejtësi në qendër, duke lëshuar pulsime të rregullta të valëve të radios (pulsar). Por teoria tregon se vala e jashtme e goditjes duhet të ndajë atomet në nukleone (protone, neutrone). Për këtë duhet shpenzuar energji, si rezultat i së cilës vala e goditjes duhet të fiket. Por për disa arsye kjo nuk ndodh: vala e goditjes arrin në sipërfaqen e bërthamës në pak sekonda, pastaj në sipërfaqen e yllit dhe e largon lëndën. Janë marrë në konsideratë disa hipoteza masa të ndryshme, por nuk duken bindëse. Ndoshta, në një gjendje "ngjeshjeje maksimale" ose gjatë ndërveprimit të një valë shoku me materien që vazhdon të bjerë, disa ligje fizike thelbësisht të reja dhe të panjohura hyjnë në fuqi. Përveç kësaj, gjatë një shpërthimi supernova me formacionin vrimë e zezë lindin pyetjet e mëposhtme: pse lënda pas shpërthimit nuk përthithet plotësisht nga vrima e zezë; a ka një valë goditëse e jashtme dhe pse nuk ngadalësohet dhe a ka diçka analoge me "ngjeshjen maksimale"?
Supernova e tipit Ia
Mekanizmi i shpërthimeve të supernovës së tipit Ia (SN Ia) duket disi i ndryshëm. Kjo është e ashtuquajtura supernova termonukleare, mekanizmi i shpërthimit të së cilës bazohet në procesin e shkrirjes termonukleare në bërthamën e dendur karbon-oksigjen të yllit. Paraardhësit e SN Ia janë xhuxhë të bardhë me masa afër kufirit Chandrasekhar. Në përgjithësi pranohet se yje të tillë mund të formohen nga rrjedha e materies nga komponenti i dytë i një sistemi yjor binar. Kjo ndodh nëse ylli i dytë i sistemit shkon përtej lobit të tij Roche ose i përket klasës së yjeve me një erë yjore super intensive. Ndërsa masa e një xhuxhi të bardhë rritet, densiteti dhe temperatura e tij gradualisht rriten. Më në fund, kur temperatura arrin rreth 3×10 8 K, krijohen kushtet për ndezjen termonukleare të përzierjes karbon-oksigjen. Pjesa e përparme e djegies fillon të përhapet nga qendra në shtresat e jashtme, duke lënë pas produktet e djegies - bërthamat e grupit të hekurit. Përhapja e pjesës së përparme të djegies ndodh në një regjim të ngadaltë të djegies dhe është i paqëndrueshëm ndaj lloje të ndryshme shqetësimet. Vlera më e lartë ka paqëndrueshmëri Rayleigh-Taylor, e cila lind për shkak të veprimit të forcës së Arkimedit mbi produktet e lehta dhe më pak të dendura të djegies, në krahasim me guaskën e dendur karbon-oksigjen. Fillojnë proceset konvektive intensive në shkallë të gjerë, duke çuar në një intensifikimin edhe më të madh të reaksioneve termonukleare dhe lirimin e energjisë së nevojshme për nxjerrjen e guaskës së supernovës (~10 51 erg). Shpejtësia e frontit të djegies rritet, turbulizimi i flakës dhe formimi i një valë shoku në shtresat e jashtme të yllit janë të mundshme.
Lloje të tjera supernovash
Ekzistojnë gjithashtu SN Ib dhe Ic, pararendësit e të cilëve janë yje masivë në sistemet binare, në krahasim me SN II, pararendësit e të cilit janë yje të vetëm.
Teoria e supernovës
Nuk ka ende një teori të plotë të supernovave. Të gjitha modelet e propozuara janë të thjeshtuara dhe kanë parametra të lirë që duhet të rregullohen për të marrë pamjen e kërkuar të shpërthimit. Aktualisht, është e pamundur të merren parasysh në modelet numerike të gjitha proceset fizike që ndodhin në yje që janë të rëndësishme për zhvillimin e një shpërthimi. Nuk ka gjithashtu një teori të plotë të evolucionit yjor.
Vini re se paraardhësi i supernovës së famshme SN 1987A, i klasifikuar si një supergjigant i tipit II, është një supergjigant blu, dhe jo një i kuq, siç supozohej para vitit 1987 në modelet SN II. Është gjithashtu e mundshme që mbetja e saj të mos përmbajë një objekt kompakt si një yll neutron ose vrimë e zezë, siç mund të shihet nga vëzhgimet.
Vendi i supernovës në univers
Sipas studimeve të shumta, pas lindjes së Universit, ai ishte i mbushur vetëm me substanca të lehta - hidrogjen dhe helium. Të gjithë elementët e tjerë kimikë mund të formoheshin vetëm gjatë djegies së yjeve. Kjo do të thotë se planeti ynë (dhe ti dhe unë) përbëhet nga materia e formuar në thellësi të yjeve parahistorikë dhe e hedhur dikur në shpërthimet e supernovës.
Sipas llogaritjeve të shkencëtarëve, çdo supernova e tipit II prodhon rreth 0.0001 masa diellore të izotopit aktiv të aluminit (26Al). Prishja e këtij izotopi krijon rrezatim të fortë, i cili u vëzhgua për një kohë të gjatë dhe nga intensiteti i tij u llogarit se përmbajtja e këtij izotopi në Galaktikë është më pak se tre masa diellore. Kjo do të thotë se supernova e tipit II duhet të shpërthejë në Galaktikë mesatarisht dy herë në shekull, gjë që nuk vërehet. Ndoshta, në shekujt e fundit, shumë shpërthime të tilla nuk u vunë re (ato ndodhën pas reve të pluhurit kozmik). Prandaj, shumica e supernovave janë vërejtur në galaktika të tjera. Vrojtimet e thella të qiellit duke përdorur kamera automatike të lidhura me teleskopët tani i lejojnë astronomët të zbulojnë më shumë se 300 ndezje në vit. Në çdo rast, është koha që një supernova të shpërthejë...
Sipas një prej hipotezave të shkencëtarëve, një re kozmike pluhuri që rezulton nga një shpërthim supernova mund të zgjasë në hapësirë për rreth dy ose tre miliardë vjet!
Vëzhgimet e supernovës
Për të përcaktuar supernova, astronomët përdorin sistemin e mëposhtëm: së pari shkruhen shkronjat SN (nga latinishtja S sipër N ova), pastaj viti i hapjes, dhe më pas me shkronja latine - numër serik supernova e vitit. Për shembull, SN 1997cj tregon një supernova të zbuluar 26 * 3 ( c) + 10 (j) = 88 në 1997.
Supernova më e famshme
- Supernova SN 1604 (Supernova Kepler)
- Supernova G1.9+0.3 (Më e reja në Galaxy tonë)
Supernova historike në galaktikën tonë (vërejtur)
| Supernova | Data e shpërthimit | Yjësia | Maks. shkëlqejnë | Distanca (viti i shëndoshë) | Lloji i blicit | Kohëzgjatja e dukshmërisë | Pjesa e mbetur | Shënime |
| SN 185 | , 7 dhjetor | Centauri | -8 | 3000 | Ia? | 8-20 muaj | G315.4-2.3 (RCW 86) | Të dhënat kineze: vëzhguar pranë Alpha Centauri. |
| SN 369 | i panjohur | i panjohur | i panjohur | i panjohur | 5 muaj | i panjohur | Kronikat kineze: situata është shumë pak e njohur. Nëse do të ishte afër ekuatorit galaktik, kishte shumë të ngjarë që të ishte një supernova, nëse jo, ka shumë të ngjarë të ishte një nova e ngadaltë. | |
| SN 386 | Shigjetari | +1.5 | 16,000 | II? | 2-4 muaj | |||
| SN 393 | Akrepi | 0 | 34000 | i panjohur | 8 muaj | disa kandidatë | Kronikat kineze | |
| SN 1006 | , 1 maj | ujk | -7,5 | 7200 | Ia | 18 muaj | SNR 1006 | Murgjit zviceranë, shkencëtarët arabë dhe astronomët kinezë. |
| SN 1054 | , 4 korrik | Demi | -6 | 6300 | II | 21 muaj | Mjegullnaja e Gaforres | në mes dhe Lindja e Largët(nuk shfaqet në tekstet evropiane, përveç sugjerimeve të paqarta në kronikat monastike irlandeze). |
| SN 1181 | , gusht | Cassiopeia | -1 | 8500 | i panjohur | 6 muaj | Ndoshta 3C58 (G130.7+3.1) | vepra të profesorit të Universitetit të Parisit, Alexandre Nequem, tekste kineze dhe japoneze. |
| SN 1572 | , 6 nëntor | Cassiopeia | -4 | 7500 | Ia | 16 muaj | Mbetja e supernovës Tycho | Kjo ngjarje është regjistruar në shumë burime evropiane, duke përfshirë të dhënat e të riut Tycho Brahe. Vërtetë, ai e vuri re yllin ndezës vetëm më 11 nëntor, por ai e ndoqi atë për një vit e gjysmë të tërë dhe shkroi librin "De Nova Stella" ("Në yllin e ri") - vepra e parë astronomike për këtë temë. |
| SN 1604 | , 9 tetor | Ophiuchus | -2.5 | 20000 | Ia | 18 muaj | Mbetja e supernovës Kepler | Nga 17 tetori, Johannes Kepler filloi ta studionte atë, i cili përshkroi vëzhgimet e tij në një libër të veçantë. |
| SN 1680 | , 16 gusht | Cassiopeia | +6 | 10000 | IIb | i panjohur (jo më shumë se një javë) | Mbetja e supernovës Cassiopeia A | vënë re nga Flamsteed, e renditi yllin në katalogun e tij si 3 Cas. |
Shiko gjithashtu
Lidhjet
- Pskovsky Yu P. Novas dhe supernova- një libër për novae dhe supernova.
- Tsvetkov D. Yu. Supernovat - rishikim modern supernovat.
- Alexey Levin Bomba hapësinore- artikull në revistën "Popullore Mechanics"
- Lista e të gjitha shpërthimeve të vëzhguara të supernovës - Lista e supernovave, IAU
- Studentët për Eksplorimin dhe Zhvillimin e Hapësirës - Supernova
Shënime
Fondacioni Wikimedia. 2010.
Sinonimet:Shihni se çfarë është "Supernova" në fjalorë të tjerë:
Emri, numri i sinonimeve: 1 yll (503) Fjalori i sinonimeve ASIS. V.N. Trishin. 2013… Fjalor sinonimik
Një shpërthim supernova është një fenomen me përmasa vërtet kozmike. Në fakt, ky është një shpërthim i fuqisë kolosale, si rezultat i së cilës ylli ose pushon së ekzistuari krejtësisht ose bëhet cilësisht uniformë të re- në formën e një ylli neutron ose vrime të zezë. Në këtë rast, shtresat e jashtme të yllit hidhen në hapësirë. Duke u shpërndarë me shpejtësi të madhe, ato krijojnë mjegullnaja të bukura me shkëlqim.
Mjegullnaja e Gaforres u bë e famshme në 1758, kur astronomët parashikuan kthimin e kometës së Halley. Charles Messier, "rrëmbyesi i kometave" i famshëm i asaj kohe, po kërkonte një mysafir me bisht midis brirëve të Demit, ku ishte parashikuar. Por në vend të kësaj, astronomi zbuloi një mjegullnajë të zgjatur, e cila e ngatërroi aq shumë sa e ngatërroi atë me një kometë. Në të ardhmen, për të shmangur konfuzionin, Messier vendosi të përpilojë një katalog të të gjitha objekteve të mjegullt në qiell. Mjegullnaja e Gaforres u përfshi në katalog si numri 1. Ky imazh i Mjegullnajës së Gaforres është marrë nga teleskopi Hubble. Ai tregon shumë detaje: fibra gazi, nyje, kondensime. Sot, mjegullnaja po zgjerohet me një shpejtësi prej rreth 1500 km/s dhe ndryshimi i madhësisë së saj është i dukshëm në fotografitë e bëra në intervale prej vetëm disa vitesh. Madhësia totale e Mjegullnajës së Gaforres kalon 5 vjet dritë.
Mjegullnaja e Gaforres (ose M1 sipas katalogut të Charles Messier) është një nga objektet më të famshme kozmike. Çështja këtu nuk është shkëlqimi apo bukuria e saj e veçantë, por roli që ka luajtur Mjegullnaja e Gaforres në historinë e shkencës. Mjegullnaja është një mbetje e një shpërthimi supernova që ndodhi në vitin 1054. Përmendjet për shfaqjen e një ylli shumë të ndritshëm në këtë vend ruhen në kronikat kineze. M1 ndodhet në yjësinë Demi, pranë yllit ζ; në netët e errëta dhe të kthjellta mund të shihet me dylbi. 
Objekti i famshëm Cassiopeia A, burimi më i ndritshëm i radios në qiell. Kjo është mbetja e një supernova që shpërtheu rreth vitit 1667 në yjësinë Cassiopeia. E çuditshme, por pa përmendur një yll të ndritshëm në analet e të dytit gjysma e XVII shekulli nuk gjejmë. Ndoshta, në rangun optik rrezatimi i tij u dobësua shumë nga pluhuri ndëryjor. Supernova e fundit e vëzhguar në galaktikën tonë mbetet një supernova Kepler. 
Mjegullnaja e Gaforres në optikë, termike dhe rreze X. Në qendër të mjegullnajës është një pulsar - një yll neutron super i dendur që lëshon valë radio dhe gjeneron rrezet X në çështjen përreth ( rrezatimi me rreze x treguar me ngjyrë blu). Vëzhgimet e Mjegullnajës së Gaforres në gjatësi vale të ndryshme u kanë dhënë astronomëve informacion themelor rreth yjeve neutron, pulsarëve dhe supernovave. Ky imazh është një kombinim i tre imazheve të marra nga teleskopët hapësinorë Chandra, Hubble dhe Spitzer. 
Mbetja e supernovës Tycho. Një supernova ndodhi në vitin 1572 në yjësinë Cassiopeia. Ylli i ndritshëm u vëzhgua nga danezi Tycho Brahe, astronomi-vëzhguesi më i mirë i epokës para teleskopit. Libri i shkruar nga Brahe në vazhdën e kësaj ngjarje kishte një rëndësi të madhe ideologjike, sepse në atë kohë besohej se yjet ishin të pandryshueshëm. Tashmë në kohën tonë, astronomët kanë gjuajtur për këtë mjegullnajë për një kohë të gjatë duke përdorur teleskopë, dhe në 1952 ata zbuluan emetimin e saj radio. Imazhi i parë optik u mor vetëm në vitet 1960 
Një mbetje supernova në yjësinë Velae. Shumica e supernovave në galaktikën tonë shfaqen në rrafshin e Rrugës së Qumështit, pasi këtu lindin dhe kalojnë jetë e shkurtër yje masivë. Mbetjet e supernovës filamentoze janë të vështira për t'u dalluar në këtë imazh për shkak të bollëkut të yjeve dhe mjegullnajave të kuqe të hidrogjenit, por guaska sferike që shpërthen ende mund të identifikohet nga shkëlqimi i saj i gjelbër. Supernova në Parusy shpërtheu afërsisht 11-12 mijë vjet më parë. Gjatë shpërthimit, ylli nxori një masë të madhe lënde në hapësirë, por nuk u shemb plotësisht: në vend të tij mbeti një pulsar, një yll neutron që lëshonte valë radio. 
Mjegullnaja e lapsit (NGC 2736), pjesë e një zarfi supernova nga konstelacioni Velae. Në fakt, mjegullnaja është një valë goditëse që përhapet në hapësirë me një shpejtësi prej gjysmë milioni kilometrash në orë (në foto fluturon nga poshtë lart). Disa mijëra vjet më parë, kjo shpejtësi ishte edhe më e lartë, por presioni i gazit ndëryjor përreth, sado i parëndësishëm të ishte, ngadalësoi guaskën në zgjerim të supernovës. 
NGC 6962 ose Veli Lindore nga afër. Një emër tjetër për këtë objekt është Mjegullnaja e Rrjetit 
Mjegullnaja Simeiz 147 (aka Sh 2-240) është një mbetje e madhe e një shpërthimi supernova, e vendosur në kufirin e konstelacioneve Demi dhe Auriga. Mjegullnaja u zbulua në vitin 1952 nga astronomët sovjetikë G. A. Shain dhe V. E. Gaze në Observatorin Simeiz në Krime. Shpërthimi ndodhi rreth 40,000 vjet më parë, gjatë së cilës kohë substanca fluturuese zinte 36 herë sipërfaqen e qiellit. më shumë zonë Hena e plote! Dimensionet aktuale të mjegullnajës janë 160 vite dritë mbresëlënëse, dhe distanca deri në të vlerësohet në 3000 vite dritë. vjet. Tipar dallues objekte - filamente të gjata e të lakuara gazi që i japin mjegullnajës emrin Spageti 
Mjegullnaja Medusa, një tjetër mbetje e njohur e supernovës, ndodhet në konstelacionin Binjakët. Distanca nga kjo mjegullnajë dihet pak dhe ndoshta është rreth 5 mijë vjet dritë. Data e shpërthimit dihet gjithashtu shumë afërsisht: 3 - 30 mijë vjet më parë. Ylli i ndritshëm në të djathtë është një variabël interesant i Binjakëve që mund të vëzhgohet (dhe të studiohet për ndryshime në shkëlqimin e tij) me sy të lirë. 
Supernova e fundit e vëzhguar me sy të lirë ndodhi në vitin 1987 në një galaktikë të afërt, Renë e Madhe të Magelanit. Shkëlqimi i supernovës 1987A arriti magnitudën 3, e cila është mjaft e madhe duke marrë parasysh distancën kolosale me të (rreth 160,000 vite dritë); Paraardhësi i supernovës ishte një yll hipergjigant blu. Pas shpërthimit, në vend të yllit mbetën një mjegullnajë në zgjerim dhe unaza misterioze në formën e numrit 8. Shkencëtarët sugjerojnë se arsyeja e shfaqjes së tyre mund të jetë ndërveprimi i erës yjore të yllit paraardhës me gazin e nxjerrë gjatë shpërthimit. 
Çfarë dini për supernova? Ju ndoshta do të thoni se një supernova është një shpërthim madhështor i një ylli, në vendin e të cilit mbetet një yll neutron ose vrimë e zezë.
Megjithatë, jo të gjitha supernova janë në fakt faza e fundit në jetën e yjeve masive. Nën klasifikimi modern Shpërthimet e supernovës, përveç shpërthimeve të supergjigantëve, përfshijnë edhe disa fenomene të tjera.
Novas dhe supernova
Termi "supernova" ka emigruar nga termi "nova". "Novae" quheshin yje që u shfaqën në qiell pothuajse nga e para, pas së cilës ato gradualisht u zbehën. Të parat "të reja" njihen nga kronikat kineze që datojnë në mijëvjeçarin e dytë para Krishtit. Është interesante se midis këtyre novave shpesh kishte supernova. Për shembull, ishte një supernova në 1571 që u vëzhgua nga Tycho Brahe, i cili më pas shpiku termin "nova". Tani e dimë se në të dyja rastet nuk po flasim për lindjen e ndriçuesve të rinj në kuptimin e mirëfilltë.
Novas dhe supernova tregojnë një rritje të mprehtë të shkëlqimit të një ylli ose grupi yjesh. Si rregull, më parë njerëzit nuk kishin mundësinë të vëzhgonin yjet që krijuan këto ndezje. Këto ishin objekte shumë të zbehta për syrin e lirë apo instrument astronomik të asaj kohe. Ata u vëzhguan tashmë në momentin e shpërthimit, i cili natyrisht i ngjante lindjes së një ylli të ri.
Pavarësisht ngjashmërisë së këtyre fenomeneve, sot ka një ndryshim të mprehtë në përkufizimet e tyre. Shkëlqimi maksimal i supernovave është mijëra e qindra mijëra herë më i madh se kulmi i shkëlqimit të novave. Kjo mospërputhje shpjegohet me ndryshimin thelbësor në natyrën e këtyre fenomeneve.
Lindja e Yjeve të Ri
Shpërthimet e reja janë shpërthime termonukleare që ndodhin në disa sisteme të afërta yjore. Sisteme të tilla përbëhen gjithashtu nga një yll shoqërues më i madh (yll i sekuencës kryesore, nëngjigant ose). Graviteti i fuqishëm i xhuxhit të bardhë tërheq materialin nga ylli i tij shoqërues, duke shkaktuar që rreth tij të formohet një disk grumbullimi. Proceset termonukleare që ndodhin në diskun e grumbullimit nganjëherë humbasin qëndrueshmërinë dhe bëhen shpërthyese.
Si rezultat i një shpërthimi të tillë, shkëlqimi sistemi yjor rritet me mijëra, apo edhe qindra mijëra herë. Kështu lind një yll i ri. Një objekt deri tani i zbehtë apo edhe i padukshëm për një vëzhgues tokësor fiton shkëlqim të dukshëm. Si rregull, një shpërthim i tillë arrin kulmin e tij në vetëm disa ditë dhe mund të zhduket për vite me rradhë. Shpesh shpërthime të tilla përsëriten në të njëjtin sistem çdo disa dekada, d.m.th. janë periodike. Një mbështjellje gazi në zgjerim vërehet gjithashtu rreth yllit të ri.
Shpërthimet e supernovës kanë një natyrë krejtësisht të ndryshme dhe më të larmishme të origjinës së tyre.
Supernova zakonisht ndahen në dy klasa kryesore (I dhe II). Këto klasa mund të quhen spektrale, sepse dallohen nga prania dhe mungesa e linjave hidrogjenore në spektrat e tyre. Këto klasa janë gjithashtu dukshëm të ndryshme vizualisht. Të gjitha supernova e klasës I janë të ngjashme si në fuqinë e shpërthimit ashtu edhe në dinamikën e ndryshimeve të shkëlqimit. Supernovat e klasës II janë shumë të ndryshme në këtë drejtim. Fuqia e shpërthimit të tyre dhe dinamika e ndryshimeve të shkëlqimit shtrihen në një gamë shumë të gjerë.
Të gjitha supernovat e klasës II janë krijuar nga kolapsi gravitacional në brendësi të yjeve masive. Me fjalë të tjera, ky është i njëjti shpërthim supergjigandësh që është i njohur për ne. Ndër supernovat e klasit të parë, ka nga ato mekanizmi i shpërthimit të të cilëve është më i ngjashëm me shpërthimin e yjeve të rinj.
Vdekja e Supergjigantëve
Yjet, masa e të cilëve kalon 8-10 masa diellore, bëhen supernova. Bërthamat e yjeve të tillë, pasi kanë shteruar hidrogjenin, vazhdojnë në reaksione termonukleare që përfshijnë heliumin. Duke shteruar heliumin, bërthama vazhdon të sintetizojë elementë gjithnjë e më të rëndë. Në thellësi të yllit krijohen gjithnjë e më shumë shtresa, secila prej të cilave ka llojin e vet të shkrirjes termonukleare. Në fazën përfundimtare të evolucionit të tij, një yll i tillë shndërrohet në një supergjigant "shtresor". Sinteza e hekurit ndodh në thelbin e tij, ndërsa më afër sipërfaqes vazhdon sinteza e heliumit nga hidrogjeni.
Shkrirja e bërthamave të hekurit dhe elementëve më të rëndë ndodh me thithjen e energjisë. Prandaj, pasi është bërë hekur, bërthama supergjigante nuk është më në gjendje të lëshojë energji për të kompensuar forcat gravitacionale. Bërthama humbet ekuilibrin e saj hidrodinamik dhe fillon t'i nënshtrohet kompresimit të rastësishëm. Shtresat e mbetura të yllit vazhdojnë të ruajnë këtë ekuilibër derisa thelbi të tkurret në një madhësi të caktuar kritike. Tani shtresat e mbetura dhe ylli në tërësi po humbasin ekuilibrin hidrodinamik. Vetëm në këtë rast, nuk është ngjeshja që "fiton", por energjia e çliruar gjatë kolapsit dhe reagimeve të mëtejshme kaotike. Lëshohet guaska e jashtme - një shpërthim supernova.
Dallimet klasore
Klasat dhe nënklasat e ndryshme të supernovave shpjegohen me atë se si ishte ylli para shpërthimit. Për shembull, mungesa e hidrogjenit në supernovat e klasës I (nënklasat Ib, Ic) është pasojë e faktit se vetë ylli nuk kishte hidrogjen. Me shumë mundësi, një pjesë e guaskës së saj të jashtme ka humbur gjatë evolucionit në një sistem të ngushtë binar. Spektri i nënklasës Ic ndryshon nga Ib në mungesë të heliumit.
Në çdo rast, supernova e klasave të tilla ndodhin në yje që nuk kanë një guaskë të jashtme hidrogjen-helium. Shtresat e mbetura shtrihen brenda kufijve mjaft të rreptë të madhësisë dhe masës së tyre. Kjo shpjegohet me faktin se reaksionet termonukleare zëvendësojnë njëra-tjetrën me fillimin e një faze të caktuar kritike. Kjo është arsyeja pse shpërthimet e yjeve të klasës Ic dhe klasës Ib janë kaq të ngjashme. Shkëlqimi i tyre maksimal është afërsisht 1.5 miliard herë më i madh se ai i Diellit. Ata e arrijnë këtë shkëlqim në 2-3 ditë. Pas kësaj, shkëlqimi i tyre dobësohet me 5-7 herë në muaj dhe zvogëlohet ngadalë në muajt pasardhës.
Yjet e supernovës së tipit II kishin një guaskë hidrogjen-helium. Në varësi të masës së yllit dhe veçorive të tjera të tij, kjo guaskë mund të ketë kufij të ndryshëm. Kjo shpjegon gamën e gjerë të modeleve të supernovës. Shkëlqimi i tyre mund të variojë nga dhjetëra miliona deri në dhjetëra miliarda ndriçime diellore (duke përjashtuar shpërthimet e rrezeve gama - shih më poshtë). Dhe dinamika e ndryshimeve në shkëlqim ka një karakter shumë të ndryshëm.
Transformimi i xhuxhit të bardhë
Një kategori e veçantë e supernovave janë flakët. Kjo është e vetmja klasë e supernovave që mund të ndodhin në galaktikat eliptike. Kjo veçori sugjeron që këto shpërthime nuk janë produkt i vdekjes së supergjigantëve. Supergjigantët nuk jetojnë për t'i parë galaktikat e tyre "të plaken", d.m.th. do të bëhet eliptike. Gjithashtu, të gjitha ndezjet në këtë klasë kanë pothuajse të njëjtin shkëlqim. Falë kësaj, supernova e tipit Ia janë "qirinjtë standardë" të Universit.
Ato lindin sipas një modeli dukshëm të ndryshëm. Siç u përmend më herët, këto shpërthime janë disi të ngjashme në natyrë me shpërthimet e reja. Një skemë për origjinën e tyre sugjeron se ata gjithashtu kanë origjinën në një sistem të ngushtë të një xhuxhi të bardhë dhe yllit të tij shoqërues. Megjithatë, ndryshe nga yjet e rinj, këtu ndodh shpërthimi i një lloji tjetër, më katastrofik.
Ndërsa "gllabëron" shokun e tij, xhuxhi i bardhë rritet në masë derisa të arrijë kufirin Chandrasekhar. Ky kufi, afërsisht i barabartë me 1.38 masa diellore, është kufiri i sipërm i masës së një xhuxhi të bardhë, pas së cilës ai shndërrohet në një yll neutron. Një ngjarje e tillë shoqërohet nga një shpërthim termonuklear me një çlirim kolosal të energjisë, shumë urdhra të përmasave më të larta se një shpërthim i ri normal. Vlera pothuajse konstante e kufirit Chandrasekhar shpjegon një mospërputhje kaq të vogël në shkëlqimin e ndezjeve të ndryshme të kësaj nënklase. Ky shkëlqim është pothuajse 6 miliardë herë më i lartë se shkëlqimi diellor dhe dinamika e ndryshimit të tij është e njëjtë me ato të supernovës së klasës Ib, Ic.
Shpërthimet e hipernovës
Hipernova janë shpërthime, energjia e të cilave është disa rend magnitudë më e lartë se energjia e supernovave tipike. Kjo është, në fakt, ato janë hipernova, supernova shumë të ndritshme.
Në mënyrë tipike, një hipernova konsiderohet të jetë një shpërthim i yjeve supermasive, i quajtur gjithashtu . Masa e yjeve të tillë fillon në 80 dhe shpesh tejkalon kufirin teorik prej 150 masash diellore. Ekzistojnë gjithashtu versione që hipernova mund të formohen gjatë asgjësimit të antimateries, formimit të një ylli kuarku ose përplasjes së dy yjeve masivë.
Hipernova janë të jashtëzakonshme në atë që janë shkaku kryesor i ngjarjeve ndoshta më intensive dhe më të rralla në Univers - shpërthimet e rrezeve gama. Kohëzgjatja e shpërthimeve të gama varion nga të qindtat e sekondave në disa orë. Por më shpesh ato zgjasin 1-2 sekonda. Në këto sekonda, ata lëshojnë energji të ngjashme me energjinë e Diellit për të gjitha 10 miliardë vitet e jetës së tij! Natyra e shpërthimeve të rrezeve gama është ende e panjohur.
Paraardhësit e jetës
Pavarësisht gjithë natyrës së tyre katastrofike, supernova me të drejtë mund të quhen paraardhësit e jetës në Univers. Fuqia e shpërthimit të tyre e shtyn mediumin ndëryjor në formimin e reve dhe mjegullnajave të gazit dhe pluhurit, në të cilat më pas lindin yjet. Një veçori tjetër e tyre është se supernova ngopin mjedisin ndëryjor me elementë të rëndë.
Janë supernova ato që lindin gjithçka elementet kimike, e cila është më e rëndë se hekuri. Në fund të fundit, siç u përmend më herët, sinteza e elementeve të tillë kërkon energji. Vetëm supernova janë të afta të "ngarkojnë" bërthamat e përbëra dhe neutronet për prodhimin me energji intensive të elementeve të rinj. Energjia kinetike shpërthimi i bart ato në të gjithë hapësirën së bashku me elementët e formuar në zorrët e yllit që shpërthen. Këto përfshijnë karbonin, azotin dhe oksigjenin dhe elementë të tjerë pa të cilët jeta organike është e pamundur.
Vëzhgimi i Supernovës
Shpërthimet e supernovës janë fenomene jashtëzakonisht të rralla. Galaktika jonë, e cila përmban më shumë se njëqind miliardë yje, përjeton vetëm disa ndezje në shekull. Sipas kronikave dhe burimeve astronomike mesjetare, gjatë dy mijë viteve të fundit, janë regjistruar vetëm gjashtë supernova të dukshme me sy të lirë. Astronomët modernë nuk kanë vëzhguar kurrë supernova në galaktikën tonë. Më i afërti ndodhi në vitin 1987 në Renë e Madhe të Magelanit, një nga satelitët e Rrugës së Qumështit. Çdo vit, shkencëtarët vëzhgojnë deri në 60 supernova që ndodhin në galaktika të tjera.
Është për shkak të kësaj gjëje të rrallë që supernova vërehen pothuajse gjithmonë në momentin e shpërthimit të tyre. Ngjarjet që i paraprinë nuk janë vërejtur pothuajse kurrë, kështu që natyra e supernovave mbetet ende kryesisht misterioze. Shkenca moderne nuk është në gjendje të parashikojë saktë supernova. Çdo yll kandidat mund të ndizet vetëm pas miliona vjetësh. Më interesantja në këtë drejtim është Betelgeuse, e cila ka mjaft mundësi reale ndriçojnë qiellin tokësor në jetën tonë.
Flakët universale
Shpërthimet e hipernovës janë edhe më të rralla. Në galaktikën tonë, një ngjarje e tillë ndodh një herë në qindra mijëra vjet. Megjithatë, shpërthimet e rrezeve gama të krijuara nga hipernova vërehen pothuajse çdo ditë. Ato janë aq të fuqishme sa janë regjistruar pothuajse nga të gjitha anët e Universit.
Për shembull, një nga shpërthimet e rrezeve gama që ndodhen 7.5 miliardë vite dritë larg mund të shihet sy të lirë. Ndodhi në galaktikën Andromeda dhe për disa sekonda qielli i tokës u ndriçua nga një yll me shkëlqimin e hënës së plotë. Nëse do të ndodhte në anën tjetër të galaktikës sonë, një Diell i dytë do të shfaqej në sfondin e Rrugës së Qumështit! Rezulton se shkëlqimi i flakërimit është kuadrilion herë më i ndritshëm se Dielli dhe miliona herë më i shndritshëm se Galaktika jonë. Duke marrë parasysh që ka miliarda galaktika në Univers, nuk është për t'u habitur pse ngjarje të tilla regjistrohen çdo ditë.
Ndikimi në planetin tonë
Nuk ka gjasa që supernova mund të përbëjë një kërcënim për njerëzimin modern dhe në ndonjë mënyrë të ndikojë në planetin tonë. Edhe një shpërthim Betelgeuse do të ndriçonte qiellin tonë vetëm për disa muaj. Megjithatë, ata sigurisht që na ndikuan në mënyrë vendimtare në të kaluarën. Një shembull i kësaj është e para nga pesë zhdukjet masive në Tokë, e cila ndodhi 440 milionë vjet më parë. Sipas një versioni, shkaku i kësaj zhdukjeje ishte një shpërthim i rrezeve gama që ndodhi në Galaxy tonë.
Më i rëndësishëm është roli krejtësisht i ndryshëm i supernovës. Siç u përmend tashmë, janë supernova ato që krijojnë elementët kimikë të nevojshëm për shfaqjen e jetës me bazë karboni. Biosfera e tokës nuk ishte përjashtim. Sistemi diellor u formua në një re gazi që përmbante fragmente të shpërthimeve të kaluara. Rezulton se ne të gjithë ia detyrojmë pamjen tonë supernovës.
Për më tepër, supernova vazhdoi të ndikonte në evolucionin e jetës në Tokë. Ngritja rrezatimi i sfondit planetët, ata i detyruan organizmat të ndryshojnë. Ne gjithashtu nuk duhet të harrojmë për zhdukjet e mëdha. Me siguri supernova kanë "bërë rregullime" në biosferën e tokës më shumë se një herë. Në fund të fundit, nëse nuk do të ishin për ato zhdukje globale, specie krejtësisht të ndryshme tani do të dominonin Tokën.
Shkalla e shpërthimeve yjore
Për të kuptuar qartë se sa energji kanë shpërthimet e supernovës, le t'i drejtohemi ekuacionit të masës dhe ekuivalentit të energjisë. Sipas tij, çdo gram materie përmban një sasi kolosale energjie. Pra, 1 gram substancë është e barabartë me një shpërthim Bombë atomike, shpërtheu mbi Hiroshima. Energjia e bombës Car është e barabartë me tre kilogramë lëndë.
Çdo sekondë gjatë proceseve termonukleare në thellësitë e Diellit, 764 milionë tonë hidrogjen shndërrohen në 760 milionë tonë helium. Ato. Çdo sekondë Dielli lëshon energji ekuivalente me 4 milionë tonë materie. Vetëm një e dy miliarda e energjisë totale të Diellit arrin në Tokë, kjo është e barabartë me dy kilogramë masë. Prandaj, ata thonë se shpërthimi i Car Bomba mund të vëzhgohej nga Marsi. Nga rruga, Dielli i dërgon Tokës disa qindra herë më shumë energji sesa konsumon njerëzimi. Kjo do të thotë, për të mbuluar nevojat vjetore për energji të të gjithë njerëzimit modern, vetëm disa tonë materie duhet të shndërrohen në energji.
Duke marrë parasysh sa më sipër, imagjinoni që supernova mesatare në kulmin e saj "djeg" katërliona ton lëndë. Kjo korrespondon me masën e një asteroidi të madh. Energjia totale e një supernova është e barabartë me masën e një planeti apo edhe të një ylli me masë të ulët. Më në fund, një shpërthim i rrezeve gama, në sekonda, apo edhe një pjesë e një sekonde të jetës së tij, spërkat energji ekuivalente me masën e Diellit!
Supernova kaq të ndryshme
Termi "supernova" nuk duhet të lidhet vetëm me shpërthimin e yjeve. Këto dukuri janë ndoshta po aq të ndryshme sa edhe vetë yjet. Shkenca ende nuk ka kuptuar shumë nga sekretet e tyre.