Vad vet du om supernovor? Säkert kommer du att säga att en supernova är en storslagen explosion av en stjärna, på vars plats finns kvar neutronstjärna eller ett svart hål.
Men i själva verket är inte alla supernovor det sista stadiet i livet för massiva stjärnor. Under modern klassificering Supernovaexplosioner inkluderar förutom superjätteexplosioner även några andra fenomen.
Nytt och supernova
Termen "supernova" migrerade från termen "ny stjärna". "Nya" kallade stjärnorna som dök upp på himlen nästan från grunden, varefter de gradvis bleknade bort. De första "nya" är kända från de kinesiska krönikorna som går tillbaka till det andra årtusendet f.Kr. Intressant nog hittades supernovor ofta bland dessa novaer. Till exempel var det Tycho Brahe som observerade supernovan 1571, som senare myntade termen "ny stjärna". Nu vet vi att vi i båda fallen inte talar om födelsen av nya armaturer i bokstavlig mening.
Nya och supernovor representerar kraftig ökning ljusstyrkan hos en stjärna eller grupp av stjärnor. Vanligtvis, tidigare människor hade inte möjlighet att observera stjärnorna som genererade dessa utbrott. Dessa var för svaga föremål för blotta ögat eller det astronomiska instrumentet från dessa år. De observerades redan i ögonblicket av blixten, som naturligtvis liknade födelsen av en ny stjärna.
Trots likheten mellan dessa fenomen finns det idag en skarp skillnad i deras definitioner. Toppljusstyrkan för supernovor är tusentals och hundratusentals gånger högre än toppljusstyrkan för nya stjärnor. Denna diskrepans förklaras av den grundläggande skillnaden i naturen hos dessa fenomen.
Födelsen av nya stjärnor
Nya flare är termonukleära explosioner som inträffar i vissa nära stjärnsystem. Sådana system består också av en större sällskapsstjärna (huvudsekvensstjärna, subjätte eller ). Den vita dvärgens kraftfulla gravitation drar materia från den medföljande stjärnan, vilket resulterar i att det bildas en ansamlingsskiva runt den. Termonukleära processer som inträffar i accretionskivan förlorar ibland stabilitet och blir explosiva.
Som ett resultat av en sådan explosion ökar stjärnsystemets ljusstyrka i tusentals och till och med hundratusentals gånger. Så här går förlossningen till ny stjärna. Ett föremål som hittills är svagt, och till och med osynligt för den jordiska betraktaren, får en märkbar ljusstyrka. Som regel når ett sådant utbrott sin topp på bara några dagar och kan blekna i flera år. Ganska ofta upprepas sådana utbrott i samma system med några decennier; är periodiska. Det finns också ett expanderande skal av gas runt den nya stjärnan.
Supernovaexplosioner har en helt annan och mer mångsidig karaktär av sitt ursprung.
Supernovor brukar delas in i två huvudklasser (I och II). Dessa klasser kan kallas spektrala, eftersom de kännetecknas av närvaron och frånvaron av vätelinjer i deras spektra. Dessa klasser är också märkbart olika visuellt. Alla supernovor av klass I är lika både när det gäller kraften i explosionen och när det gäller dynamiken i förändringen i ljusstyrka. Supernovor av klass II är mycket olika i detta avseende. Kraften i deras explosion och dynamiken i ljusstyrkan ligger inom ett mycket brett område.
Alla supernovor av klass II genereras av gravitationskollaps i massiva stjärnors inre. Med andra ord, detta är samma, för oss bekanta, explosion av superjättar. Bland supernovorna av den första klassen finns de vars explosionsmekanism är mer lik explosionen av nya stjärnor.
Superjättarnas död
Supernovor är stjärnor vars massa överstiger 8-10 solmassor. Kärnorna i sådana stjärnor, som har uttömt väte, fortsätter till termonukleära reaktioner med deltagande av helium. Efter att ha förbrukat helium fortsätter kärnan till syntesen av allt tyngre grundämnen. Fler och fler lager skapas i tarmarna på en stjärna, som var och en har sin egen typ av termonukleär fusion. I slutskedet av sin utveckling förvandlas en sådan stjärna till en "skiktad" superjätte. Järnsyntes sker i dess kärna, medan heliumsyntes från väte fortsätter närmare ytan.
Sammanslagningen av järnkärnor och tyngre grundämnen sker med absorptionen av energi. Därför, efter att ha blivit järn, kan superjättens kärna inte längre frigöra energi för att kompensera för gravitationskrafterna. Kärnan förlorar sin hydrodynamiska balans och börjar kompressionen oregelbundet. De återstående lagren av stjärnan fortsätter att upprätthålla denna balans tills kärnan krymper till en viss kritisk storlek. Nu förlorar resten av lagren och stjärnan som helhet sin hydrodynamiska jämvikt. Endast i det här fallet är det inte kompressionen som "vinner", utan energin som frigörs under kollapsen och ytterligare slumpmässiga reaktioner. Det finns en återställning av det yttre skalet - en supernovaexplosion.
klasskillnader
De olika klasserna och underklasserna av supernovor förklaras av hur stjärnan var före explosionen. Till exempel är frånvaron av väte i klass I supernovor (underklasserna Ib, Ic) en konsekvens av att stjärnan själv inte hade väte. Troligtvis förlorades en del av dess yttre skal under evolutionen i ett nära binärt system. Spektrum av underklass Ic skiljer sig från Ib i frånvaro av helium.
Hur som helst förekommer supernovor av sådana klasser i stjärnor som inte har ett yttre väte-heliumskal. Resten av lagren ligger inom ganska strikta gränser för sin storlek och massa. Detta förklaras av det faktum att termonukleära reaktioner ersätter varandra med början av ett visst kritiskt stadium. Det är därför explosioner av klass Ic- och Ib-stjärnor är så lika. Deras maximala ljusstyrka är cirka 1,5 miljarder gånger solens. De når denna ljusstyrka på 2-3 dagar. Därefter försvagas deras ljusstyrka 5-7 gånger på en månad och minskar långsamt under efterföljande månader.
Typ II supernovastjärnor hade ett väte-heliumskal. Beroende på stjärnans massa och dess andra egenskaper kan detta skal ha olika gränser. Detta förklarar det breda utbudet i karaktärerna hos supernovor. Deras ljusstyrka kan variera från tiotals miljoner till tiotals miljarder solljusstyrkor (exklusive gammastrålningskurar - se nedan). Och dynamiken i förändringar i ljusstyrka har en helt annan karaktär.
vit dvärg transformation
Flares utgör en speciell kategori av supernovor. Detta är den enda klassen av supernovor som kan förekomma i elliptiska galaxer. Denna funktion tyder på att dessa utbrott inte är produkten av superjättars död. Superjättar överlever inte förrän det ögonblick då deras galaxer "blir gamla", d.v.s. bli elliptisk. Dessutom har alla blixtar i denna klass nästan samma ljusstyrka. På grund av detta är supernovor av typ Ia universums "standardljus".
De dyker upp i ett helt annat mönster. Som nämnts tidigare liknar dessa explosioner till sin natur något nya explosioner. Ett av scheman för deras ursprung tyder på att de också har sitt ursprung i ett nära system av en vit dvärg och dess följeslagare. Men till skillnad från nya stjärnor sker här en detonation av en annan, mer katastrofal typ.
När den "slukar" sin följeslagare, ökar den vita dvärgen i massa tills den når Chandrasekhar-gränsen. Denna gräns, ungefär lika med 1,38 solmassor, är den övre gränsen för massan av en vit dvärg, varefter den förvandlas till en neutronstjärna. En sådan händelse åtföljs av en termonukleär explosion med en kolossal frigöring av energi, många storleksordningar större än en konventionell ny explosion. Det praktiskt taget oförändrade värdet på Chandrasekhar-gränsen förklarar en så liten avvikelse i ljusstyrkan hos olika flare av denna underklass. Denna ljusstyrka är nästan 6 miljarder gånger större än solens ljusstyrka, och dynamiken i dess förändring är densamma som för klass Ib, Ic supernovor.
Hypernova-explosioner
Hypernovor är skurar vars energi är flera storleksordningar högre än energin hos typiska supernovor. Det vill säga, i själva verket är de hypernovor är mycket ljusa supernovor.
Som regel övervägs en explosion av supermassiva stjärnor, även kallade hypernovaer. Massan av sådana stjärnor börjar från 80 och överskrider ofta den teoretiska gränsen på 150 solmassor. Det finns också versioner om att hypernovor kan bildas under utplånandet av antimateria, bildandet av en kvarkstjärna eller kollisionen av två massiva stjärnor.
Hypernovor är anmärkningsvärda genom att de är den främsta orsaken till, kanske, de mest energikrävande och sällsynta händelserna i universum - gammastrålning. Varaktigheten av gammastrålning varierar från hundradelar av en sekund till flera timmar. Men oftast varar de 1-2 sekunder. Under dessa sekunder avger de energi som liknar solens energi under alla 10 miljarder år av dess liv! Naturen hos gammastrålning är fortfarande mest tveksam.
Livets förfäder
Trots all deras katastrofala natur kan supernovor med rätta kallas förfader till livet i universum. Kraften i deras explosion driver det interstellära mediet för att bilda gas- och dammmoln och nebulosor, i vilka stjärnor sedan föds. En annan egenskap hos dem är att supernovor mättar det interstellära mediet med tunga element.
Det är supernovor som ger upphov till allt kemiska grundämnen som är tyngre än järn. När allt kommer omkring, som nämnts tidigare, kräver syntesen av sådana element energi. Endast supernovor är kapabla att "ladda" sammansatta kärnor och neutroner för energikrävande produktion av nya grundämnen. Explosionens kinetiska energi för dem genom rymden tillsammans med de element som bildas i den exploderade stjärnans tarmar. Dessa inkluderar kol, kväve och syre och andra grundämnen utan vilka organiskt liv är omöjligt.
supernova observation
Supernovaexplosioner är extremt sällsynta fenomen. I vår galax, som innehåller över hundra miljarder stjärnor, finns det bara några få flammor per århundrade. Enligt krönika och medeltida astronomiska källor har endast sex supernovor som är synliga för blotta ögat registrerats under de senaste två tusen åren. Moderna astronomer har aldrig sett supernovor i vår galax. Den närmaste inträffade 1987 i det stora magellanska molnet, i en av satelliterna Vintergatan. Varje år observerar forskare upp till 60 supernovor som förekommer i andra galaxer.
Det är på grund av denna sällsynthet som supernovor nästan alltid observeras redan vid tiden för utbrottet. Händelserna som föregick den observerades nästan aldrig, så supernovornas natur är fortfarande till stor del mystisk. modern vetenskap oförmögen att exakt förutsäga supernovor. Alla kandidatstjärnor kan blossa upp först efter miljontals år. Den mest intressanta i detta avseende är Betelgeuse, som har en mycket verklig möjlighet att lysa upp den jordiska himlen under vår livstid.
Universella utbrott
Hypernova-explosioner är ännu sällsynta. I vår galax inträffar en sådan händelse en gång vart hundratusentals år. Emellertid observeras gammastrålningskurar som genereras av hypernovor nästan dagligen. De är så kraftfulla att de spelas in från nästan alla hörn av universum.
Till exempel kunde en av gammastrålningsskurarna, som ligger 7,5 miljarder ljusår bort, ses blotta ögat. Det kommer att hända i Andromedagalaxen, den jordiska himlen i ett par sekunder var upplyst av en stjärna med ljusstyrka fullmåne. Om det hände på andra sidan vår galax skulle en andra sol dyka upp mot bakgrunden av Vintergatan! Det visar sig att blixtens ljusstyrka är kvadriljoner gånger ljusare än solen och miljontals gånger ljusare än vår galax. Med tanke på att det finns miljarder galaxer i universum är det inte förvånande varför sådana händelser registreras dagligen.
Inverkan på vår planet
Det är osannolikt att supernovor kan utgöra ett hot mot den moderna mänskligheten och på något sätt påverka vår planet. Även explosionen av Betelgeuse kommer bara att lysa upp vår himmel i några månader. Men de har verkligen haft ett avgörande inflytande på oss tidigare. Ett exempel på detta är den första av fem massutrotningar på jorden som inträffade för 440 miljoner år sedan. Enligt en version var orsaken till denna utrotning en gammablixt som inträffade i vår galax.
Mer anmärkningsvärt är supernovornas helt andra roll. Som redan nämnts är det supernovor som skapar de kemiska grundämnena som är nödvändiga för uppkomsten av kolbaserat liv. Den terrestra biosfären var inget undantag. Solsystemet bildades i ett gasmoln som innehöll fragment av tidigare explosioner. Det visar sig att vi alla är skyldiga vårt utseende till en supernova.
Dessutom fortsatte supernovor att påverka utvecklingen av livet på jorden. Genom att öka planetens strålningsbakgrund tvingade de organismer att mutera. Glöm inte stora utrotningar. Säkert har supernovor mer än en gång "gjort justeringar" av jordens biosfär. När allt kommer omkring, om det inte fanns dessa globala utrotningar, skulle helt andra arter nu dominera jorden.
Omfattningen av stjärnexplosioner
För att visuellt förstå vilken typ av energi supernovaexplosioner har, låt oss vända oss till ekvationen för ekvivalenten av massa och energi. Enligt honom innehåller varje gram materia en kolossal mängd energi. Så 1 gram av ett ämne motsvarar en explosion atombomb sprängs över Hiroshima. Tsarbombens energi motsvarar tre kilo materia.
Varje sekund under termonukleära processer i solens tarmar förvandlas 764 miljoner ton väte till 760 miljoner ton helium. De där. varje sekund strålar solen ut energi motsvarande 4 miljoner ton materia. Endast en två miljarddel av all energi från solen når jorden, vilket motsvarar två kilo massa. Därför säger de att explosionen av tsarbomben kunde observeras från Mars. Förresten, solen levererar flera hundra gånger mer energi till jorden än vad mänskligheten förbrukar. Det vill säga att täcka det årliga energibehov Total modern mänsklighet bara några ton materia behöver omvandlas till energi.
Med tanke på ovanstående, föreställ dig att den genomsnittliga supernovan på sin topp "bränner" kvadrilljoner ton materia. Detta motsvarar massan av en stor asteroid. Den totala energin för en supernova motsvarar massan av en planet eller till och med en stjärna med låg massa. Slutligen, en gammastrålning på sekunder, eller till och med bråkdelar av en sekund av sitt liv, stänker ut energi som motsvarar solens massa!
Så olika supernovor
Termen "supernova" bör inte enbart förknippas med explosion av stjärnor. Dessa fenomen är kanske lika olika som stjärnorna själva. Vetenskapen har ännu inte förstått många av deras hemligheter.
En stjärna kan dö olika sätt, men vanligtvis tror folk att stjärnor exploderar.
Termen "supernova" beskriver explosioner med frisläppandet av ett stort antal energi i det ögonblick då vissa stjärnor når ett visst utvecklingsstadium. Supernovor kan lysa starkare än hela galaxer och förstöra allt inom hundra ljusår bort. Men supernovor är inte bara fantastiska naturligt fenomen. Det är de viktigaste fenomenen som är nödvändiga för utvecklingen komplex materia inklusive livet.
Sök efter supernovor av astronomer
Låt oss börja med hur supernovor uppstår. När tillräckligt med gas samlas på ett ställe börjar dess massa ha en gravitationseffekt, fokuserad på molnets mitt. När trycket överstiger en viss gräns börjar väteatomerna i mitten av sfären att genomgå fusion, antända gasen och förvandla den till en stjärna. Men under hela en stjärnas liv och dess förbränning finns det en motverkan mellan trycket från temperaturreaktionen, riktat utåt, och gravitationssammandragningen, riktad inåt.
Konstnärens idé om de första stjärnorna
Under miljarder år av förbränning minskar trycket utåt, medan gravitationskraften förblir ungefär densamma. Därför, när små och medelstora stjärnor svalnar, börjar gravitationen vinna i dem – men eftersom dessa stjärnor inte är särskilt stora leder gravitationen inte till något annat än att hålla ihop materia. En sådan säkert kyld stjärna kallas en vit dvärg. Massgränsen som krävs för att en supernova ska uppstå kallas Chandrasekhar-gränsen och är cirka 1,4 solmassor. Om stjärnan är mindre, kommer den att slockna lugnt. 
Supernovor är så ljusa att de sticker ut även mot bakgrund av galaxer
Samtidigt kan en vit dvärg fortfarande antändas i slutet av sitt liv. I princip kan sådana stjärnor återtändas. Den kan dra tillräckligt mycket massa mot sig själv för att få trycket i mitten att öka dramatiskt och kolfusion att börja. Då börjar en instabil fusionsreaktion som leder till en explosion.
Eller, om kärnan i en vit dvärg kommer att bestå huvudsakligen av neon, kommer dess kärna att kollapsa, vilket också kommer att leda till en explosion - men först efter att den kommer att förbli en neutronstjärna. Detta är nästan alltid fallet i binära system där en stjärna närmar sig Chandrasekhar-gränsen genom att suga materia från sin partner. Eftersom astronomer inte kan undersöka innehållet i en stjärnas kärna, vet de inte vilken av de två vägarna den kommer att ta.
Resterna av Tychos supernova
Stjärnor är mer massiva än 1,4 solmassor, livscykel annan. Den röda jätten brinner långsamt upp, medan dess gravitation är tillräckligt stark för att få kärnan att kollapsa och en supernovaexplosion. Stjärnor med en massa på 1,4 till 3 solmassor kollapsar till neutronstjärnor.
Tyngre stjärnor kollapsar också, men de stannar inte förrän de förvandlas till svart hål. Detta är en ganska sällsynt händelse. Även om det finns ganska många svarta hål i universum, är de mycket mindre än andra typer av stjärnrester.
Hur en konstnär ser ett binärt system
Supernovor kan också dyka upp på andra sätt. Till exempel, medan de flesta vita dvärgar långsamt får massa, kan vissa stjärnor få snabb massökning (till exempel från en kollision med en annan stjärna) och snabbt övervinna Chandrasekhar-gränsen - så snabbt att de inte hinner börja kollapsa.
Supernovor har flera användningsområden för astronomi. Exempelvis skickar supernovor av typ Ia (en vit dvärg som har genomfört kolfusion) enhetliga signaler ut i rymden. Därför har de döpts till "standardljus" eftersom de fungerar som standarder för forskare för optiska mätningar. Är det sant, senaste forskningen de säger att dessa ljus inte är så standard som man tidigare trott.
Men det handlade om att supernovor inte bara är coola och användbara fenomen. För att skapa element som är tyngre än kol och neon är vanliga stjärnor inte lämpliga. Endast supernovor, döende stjärnor kan hantera detta.
Nästan allt vi har att göra med kastades bort av stjärnan någon gång under de sista ögonblicken av sitt liv. Jorden är en stenig uppsättning lämningar som kastas ut av en supernova. Och även alla kometer, asteroider och allt annat, bestående av tyngre materia. Och vi själva, som består av materia tagna på jorden, är skapade av skräp från en supernova.
Det är sällan folk ser detta. intressant fenomen som en supernova. Men det här är ingen vanlig stjärnfödelse, eftersom upp till tio stjärnor föds i vår galax varje år. En supernova är ett fenomen som bara kan observeras en gång vart hundra år. Stjärnorna dör så ljusa och vackra.
För att förstå varför en supernovaexplosion inträffar måste du gå tillbaka till själva födelsen av en stjärna. Vätgas flyger i rymden, som gradvis samlas till moln. När ett moln är tillräckligt stort börjar förtätat väte att samlas i dess centrum och temperaturen stiger gradvis. Under inverkan av gravitationen monteras kärnan av den framtida stjärnan, där den termonukleära fusionsreaktionen börjar äga rum på grund av den ökade temperaturen och ökande gravitationen. Hur mycket väte en stjärna kan dra till sig beror på dess framtida storlek- från en röd dvärg till en blå jätte. Med tiden etableras balansen i stjärnans arbete, de yttre lagren sätter tryck på kärnan och kärnan expanderar på grund av energin från termonukleär fusion.
Stjärnan är unik och, som vilken reaktor som helst, kommer den en dag att ta slut på bränsle - väte. Men för att vi ska se hur supernovan exploderade måste det gå lite mer tid, för i reaktorn, istället för väte, bildades ett annat bränsle (helium), som stjärnan kommer att börja bränna, förvandla det till syre och sedan till kol. Och detta kommer att fortsätta tills järn bildas i kärnan av stjärnan, som, när termonukleär reaktion avger inte energi, utan förbrukar den. Under sådana förhållanden kan en supernovaexplosion inträffa.
Kärnan blir tyngre och kallare, vilket gör att de lättare övre lagren faller ovanpå den. Fusion startar igen, men den här gången snabbare än vanligt, vilket resulterar i att stjärnan helt enkelt exploderar och sprider sin materia i det omgivande rymden. Beroende på efter det kan kända sådana också finnas kvar - (ett ämne med en otroligt hög densitet, som har en mycket hög och kan avge ljus). Sådana formationer kvarstår efter mycket stora stjärnor som lyckades producera termonukleär fusion till mycket tunga grundämnen. Mindre stjärnor lämnar efter sig små neutron- eller järnstjärnor, som nästan inte avger ljus, men som också har hög densitet materia.
Nya och supernovor är nära besläktade, eftersom döden av en av dem kan innebära födelsen av en ny. Denna process fortsätter i det oändliga. En supernova transporterar miljontals ton materia in i det omgivande rymden, som återigen samlas till moln, och bildandet av ett nytt börjar. himlakropp. Forskare säger att alla tunga element som finns i vår solsystem, Solen under sin födelse "stal" från en stjärna som en gång exploderade. Naturen är fantastisk, och en saks död betyder alltid födelsen av något nytt. I det öppna utrymmet förfaller materia, och i stjärnorna bildas den, vilket skapar en bra balans i universum.
För några århundraden sedan märkte astronomer hur ljusstyrkan hos vissa stjärnor i galaxen plötsligt ökade med mer än tusen gånger. Ett sällsynt fenomen med en multipel ökning av glöden hos ett rymdobjekt, har forskare utsett som födelsen av en supernova. Detta är på något sätt kosmiskt nonsens, för i detta ögonblick föds inte stjärnan, utan upphör att existera.
Blixt supernova- detta är i själva verket en explosion av en stjärna, åtföljd av frigörandet av en kolossal mängd energi ~ 10 50 erg. Ljusstyrkan på en supernovas glöd, som blir synlig var som helst i universum, ökar under flera dagar. Samtidigt frigörs varje sekund en sådan mängd energi som solen kan producera under hela sin existens.
Supernovaexplosion som en konsekvens av utvecklingen av rymdobjekt
Astronomer förklarar detta fenomen med evolutionära processer som har pågått med alla rymdobjekt i miljontals år. För att föreställa dig processen för uppkomsten av en supernova måste du förstå stjärnans struktur (bilden nedan).
Stjärnan är stort föremål, som har en kolossal massa och följaktligen samma gravitation. Stjärnan har en liten kärna omgiven av yttre skal från gaserna som utgör huvuddelen av stjärnan. Gravitationskrafter sätter tryck på skalet och kärnan och komprimerar dem med sådan kraft att det gasformiga skalet värms upp och expanderar, börjar trycka från insidan, vilket kompenserar för tyngdkraften. Pariteten för de två krafterna bestämmer stjärnans stabilitet.
Under påverkan av enorma temperaturer i kärnan börjar en termonukleär reaktion som omvandlar väte till helium. Ännu mer värme frigörs, vars strålning ökar inuti stjärnan, men som fortfarande hålls tillbaka av gravitationen. Och sedan börjar verklig rymdalkemi: vätereserver är uttömda, helium börjar förvandlas till kol, kol till syre, syre till magnesium ... Alltså genom en termonukleär reaktion syntetiseras fler och fler tunga grundämnen.
Fram till uppkomsten av järn fortsätter alla reaktioner med frigöring av värme, men så fort järn börjar degenerera till grundämnen som följer det, övergår reaktionen från exotermisk till endotermisk, det vill säga värmen upphör att frigöras och börjar förbrukas . Tyngdkraftsbalansen och värmestrålning bryts, kärnan komprimeras tusentals gånger, och alla de yttre skikten av höljet rusar mot stjärnans mitt. De kraschar in i kärnan med ljusets hastighet, de studsar tillbaka och kolliderar med varandra. Det är en explosion yttre skikt, och materia som stjärnan består av, sprids med en hastighet av flera tusen kilometer per sekund.
Processen åtföljs av en så stark blixt att den kan ses även med blotta ögat om en supernova antändes i den närmaste galaxen. Sedan börjar glöden att blekna, och på platsen för explosionen bildas den ... Och vad finns kvar efter en supernovaexplosion? Det finns flera alternativ för utveckling av händelser: för det första kan resten av en supernova vara en kärna av neutroner, som forskare kallar en neutronstjärna, för det andra ett svart hål och för det tredje en gasnebulosa.
En stjärna kan dö på många sätt, men vanligtvis tror folk att stjärnor exploderar.
Termen "supernova" beskriver explosioner med frigörande av en stor mängd energi i det ögonblick då vissa stjärnor når ett visst utvecklingsstadium. Supernovor kan lysa starkare än hela galaxer och förstöra allt inom hundra ljusår bort. Men supernovor är inte bara fantastiska naturfenomen. Dessa är de viktigaste fenomenen som är nödvändiga för utvecklingen av komplex materia, inklusive liv.
Sök efter supernovor av astronomer
Låt oss börja med hur supernovor uppstår. När tillräckligt med gas samlas på ett ställe börjar dess massa ha en gravitationseffekt, fokuserad på molnets mitt. När trycket överstiger en viss gräns börjar väteatomerna i mitten av sfären att genomgå fusion, antända gasen och förvandla den till en stjärna. Men under hela en stjärnas liv och dess förbränning finns det en motverkan mellan trycket från temperaturreaktionen, riktat utåt, och gravitationssammandragningen, riktad inåt.
Konstnärens idé om de första stjärnorna
Under miljarder år av förbränning minskar trycket utåt, medan gravitationskraften förblir ungefär densamma. Därför, när små och medelstora stjärnor svalnar, börjar gravitationen vinna i dem – men eftersom dessa stjärnor inte är särskilt stora leder gravitationen inte till något annat än att hålla ihop materia. En sådan säkert kyld stjärna kallas en vit dvärg. Massgränsen som krävs för att en supernova ska uppstå kallas Chandrasekhar-gränsen och är cirka 1,4 solmassor. Om stjärnan är mindre, kommer den att slockna lugnt.
Supernovor är så ljusa att de sticker ut även mot bakgrund av galaxer
Samtidigt kan en vit dvärg fortfarande antändas i slutet av sitt liv. I princip kan sådana stjärnor återtändas. Den kan dra tillräckligt mycket massa mot sig själv för att få trycket i mitten att öka dramatiskt och kolfusion att börja. Då börjar en instabil fusionsreaktion som leder till en explosion.
Eller, om kärnan i en vit dvärg kommer att bestå huvudsakligen av neon, kommer dess kärna att kollapsa, vilket också kommer att leda till en explosion - men först efter att den kommer att förbli en neutronstjärna. Detta är nästan alltid fallet i binära system där en stjärna närmar sig Chandrasekhar-gränsen genom att suga materia från sin partner. Eftersom astronomer inte kan undersöka innehållet i en stjärnas kärna, vet de inte vilken av de två vägarna den kommer att ta.
Resterna av Tychos supernova
Stjärnor som är mer massiva än 1,4 solmassor har en annan livscykel. Den röda jätten brinner långsamt upp, medan dess gravitation är tillräckligt stark för att få kärnan att kollapsa och en supernovaexplosion. Stjärnor med en massa på 1,4 till 3 solmassor kollapsar till neutronstjärnor.
Tyngre stjärnor kollapsar också, men de stannar inte förrän de förvandlas till ett svart hål. Detta är en ganska sällsynt händelse. Även om det finns ganska många svarta hål i universum, är de mycket mindre än andra typer av stjärnrester.
Hur en konstnär ser ett binärt system
Supernovor kan också dyka upp på andra sätt. Till exempel, medan de flesta vita dvärgar långsamt får massa, kan vissa stjärnor få snabb massökning (till exempel från en kollision med en annan stjärna) och snabbt övervinna Chandrasekhar-gränsen - så snabbt att de inte hinner börja kollapsa.
Supernovor har flera användningsområden för astronomi. Exempelvis skickar supernovor av typ Ia (en vit dvärg som har genomfört kolfusion) enhetliga signaler ut i rymden. Därför har de döpts till "standardljus" eftersom de fungerar som standarder för forskare för optiska mätningar. Det är sant att nya studier tyder på att dessa ljus inte är så standard som tidigare trott.
Men det handlade om att supernovor inte bara är coola och användbara fenomen. För att skapa element som är tyngre än kol och neon är vanliga stjärnor inte lämpliga. Endast supernovor, döende stjärnor kan hantera detta.
Nästan allt vi har att göra med kastades bort av stjärnan någon gång under de sista ögonblicken av sitt liv. Jorden är en stenig uppsättning lämningar som kastas ut av en supernova. Och även alla kometer, asteroider och allt annat, bestående av tyngre materia. Och vi själva, som består av materia tagna på jorden, är skapade av skräp från en supernova.
