Tähed ei ela igavesti. Ka nemad sünnivad ja surevad. Mõned neist, nagu Päike, eksisteerivad mitu miljardit aastat, jõuavad rahulikult vanadusse ja kaovad siis aeglaselt. Teised elavad palju lühemat ja tormilisemat elu ning on samuti määratud katastroofilisele surmale. Nende olemasolu katkestab hiiglaslik plahvatus ja siis muutub täht supernoovaks. Supernoova valgus valgustab kosmost: selle plahvatus on nähtav paljude miljardite valgusaastate kaugusel. Järsku ilmub taevasse täht, kus näib, et varem polnud midagi. Sellest ka nimi. Vanad uskusid, et sellistel juhtudel süttib uus täht tõesti. Tänapäeval teame, et tegelikult täht ei sünni, vaid sureb, kuid nimi jääb samaks, supernoova.
SUPERNOVA 1987A
Ööl vastu 23.–24. veebruari 1987 ühes meile kõige lähemal asuvas galaktikas. Vaid 163 000 valgusaasta kaugusel asuv Suur Magellani pilv on Dorado tähtkujus kogenud supernoova. See muutus nähtavaks isegi palja silmaga, maikuus saavutas see nähtava magnituudi +3 ja järgnevatel kuudel kaotas järk-järgult oma heleduse, kuni muutus taas nähtamatuks ilma teleskoobi ja binoklita.
Olevik ja minevik
Supernova 1987A, mille nimi viitab sellele, et see oli esimene 1987. aastal täheldatud supernoova, oli ka esimene palja silmaga nähtav teleskoopide ajastu algusest saadik. Fakt on see, et viimast supernoova plahvatust meie galaktikas täheldati aastal 1604, kui teleskoopi polnud veel leiutatud.
Veelgi olulisem on see, et star* 1987A andis kaasaegsetele agronoomidele esimese võimaluse supernoova vaatlemiseks suhteliselt lühikese vahemaa tagant.
Mis seal enne oli?
Supernoova 1987A uuring näitas, et see kuulub II tüüpi. See tähendab, et selle taevalõigu varasematel piltidel leitud algtäht või eellastäht osutus siniseks ülihiiuks, mille mass oli peaaegu 20 korda suurem Päikese massist. Seega oli tegemist väga kuuma tähega, mille tuumakütus sai kiiresti otsa.
Pärast hiiglaslikku plahvatust jääb järele vaid kiiresti paisuv gaasipilv, mille sees pole veel keegi suutnud näha neutrontähte, mille ilmumist peaks teoreetiliselt oodata. Mõned astronoomid väidavad, et see täht on endiselt varjatud väljutatavate gaasidega, samas kui teised on oletanud, et tähe asemel on tekkimas must auk.
TÄHE ELU
Tähed sünnivad tähtedevahelise aine pilve gravitatsioonilise kokkusurumise tulemusena, mis kuumutamisel viib selle keskse tuuma temperatuurini, mis on piisav termotuumareaktsioonide käivitamiseks. Juba süttinud tähe edasine areng sõltub kahest tegurist: algmassist ja keemilisest koostisest, millest esimene määrab eelkõige põlemiskiiruse. Suurema massiga tähed on kuumemad ja heledamad, kuid seetõttu põlevad nad varem läbi. Seega on massiivse tähe eluiga madala massiga tähega võrreldes lühem.
punased hiiglased
Väidetavalt on täht, mis põletab vesinikku, oma "põhifaasis". Suurem osa iga tähe elust langeb selle faasiga kokku. Näiteks Päike on põhifaasis olnud 5 miljardit aastat ja jääb sinna veel pikaks ajaks ning kui see periood lõppeb, läheb meie täht lühikesesse ebastabiilsuse faasi, misjärel stabiliseerub uuesti, see aeg punase hiiglase näol. Punane hiiglane on võrreldamatult suurem ja heledam kui põhifaasis olevad tähed, kuid ka palju külmem. Antares Skorpioni tähtkujus või Betelgeuse Orioni tähtkujus on punaste hiiglaste peamised näited. Nende värvi saab kohe ära tunda isegi palja silmaga.
Kui Päike muutub punaseks hiiglaseks, "neelavad" selle välimised kihid Merkuur ja Veenus ning jõuavad Maa orbiidile. Punases hiiglaslikus faasis kaotavad tähed suure osa oma välistest atmosfäärikihtidest ja need kihid moodustavad planetaarse udukogu, nagu M57, Lüüra tähtkujus rõngasudu, või M27, hantli udu Vulpecula tähtkujus. Mõlemad sobivad suurepäraselt läbi teleskoobi vaatlemiseks.
Tee finaali
Sellest hetkest alates sõltub tähe edasine saatus paratamatult tema massist. Kui see on alla 1,4 Päikese massi, siis pärast tuumapõlemise lõppu vabaneb selline täht oma väliskihtidest ja kahaneb valgeks kääbuseks, mis on väikese massiga tähe evolutsiooni viimane etapp. Miljardid aastad mööduvad, kuni valge kääbus jahtub ja muutub nähtamatuks. Seevastu suure massiga täht (vähemalt 8 korda suurem kui Päike) jääb vesinikust tühjaks saades ellu, põletades vesinikust raskemaid gaase, nagu heelium ja süsinik. Pärast mitmete kokkutõmbumis- ja paisumisfaaside läbimist kogeb selline täht mitme miljoni aasta pärast katastroofilist supernoova plahvatust, mis paiskab kosmosesse tohutul hulgal oma ainet ja muutub supernoova jäägiks. Umbes nädala jooksul särab supernoova kõik tähed oma galaktikas ja tumeneb seejärel kiiresti. Keskmesse jääb neutrontäht, hiiglasliku tihedusega väike objekt. Kui tähe mass on veelgi suurem, ei teki supernoova plahvatuse tagajärjel mitte tähed, vaid mustad augud.
SUPERNOVA LIIGID
Supernoovadelt tulevat valgust uurides leidsid astronoomid, et kõik need ei ole ühesugused ja neid saab klassifitseerida sõltuvalt nende spektris esinevatest keemilistest elementidest. Vesinik mängib siin erilist rolli: kui supernoova spektris on jooned, mis kinnitavad vesiniku olemasolu, siis liigitatakse ta II tüüpi; kui selliseid jooni pole, omistatakse see tüübile I. I tüüpi supernoovad jaotatakse spektri muid elemente arvesse võttes alaklassidesse la, lb ja l.
Plahvatuste erinev olemus
Tüüpide ja alatüüpide klassifikatsioon peegeldab plahvatuse aluseks olevate mehhanismide mitmekesisust ja eri tüüpi eellastähti. Supernoova plahvatused, nagu SN 1987A, toimuvad suure massiga tähe viimases evolutsioonifaasis (rohkem kui 8 korda suurem kui Päikese mass).
Lb- ja lc-tüüpi supernoovad tekivad massiivsete tähtede keskosade kokkuvarisemise tagajärjel, mis on tugevate tähetuulte tõttu kaotanud olulise osa oma vesiniku ümbrisest või aine ülekandmisest kahendsüsteemis teisele tähele. .
Erinevad eelkäijad
Kõik lb, lc ja II tüüpi supernoovad pärinevad I populatsiooni tähtedelt, st noortelt tähtedelt, mis on koondunud spiraalgalaktikate ketastele. La-tüüpi supernoovad pärinevad omakorda vanadest II populatsiooni tähtedest ja neid võib jälgida nii elliptilistes galaktikates kui ka spiraalgalaktikate tuumades. Seda tüüpi supernoova pärineb valgest kääbusest, mis on osa binaarsüsteemist ja tõmbab ainet oma naabrilt. Kui valge kääbuse mass jõuab stabiilsuse piirini (nimetatakse Chandrasekhari piiriks), algab kiire süsiniku tuumade ühinemisprotsess ja toimub plahvatus, mille tulemusena paiskab täht suurema osa oma massist välja.
erinev heledus
Erinevad supernoova klassid erinevad üksteisest mitte ainult oma spektri, vaid ka plahvatuse käigus saavutatava maksimaalse heleduse poolest ja selle poolest, kuidas see heledus aja jooksul täpselt väheneb. I tüüpi supernoovad kipuvad olema palju heledamad kui II tüüpi supernoovad, kuid ka tuhmuvad palju kiiremini. I tüüpi supernoovade puhul kestab tippheledus mõnest tunnist mitme päevani, II tüüpi supernoovadel aga kuni mitu kuud. Esitati hüpotees, mille kohaselt väga suure massiga (mitukümmend korda suurema massiga tähed Päikese massist) plahvatavad nagu "hüpernoovad" veelgi ägedamalt ja nende tuum muutub mustaks auguks.
SUPERNOVA AJALOOS
Astronoomid usuvad, et meie galaktikas plahvatab keskmiselt üks supernoova iga 100 aasta tagant. Viimasel kahel aastatuhandel ajalooliselt dokumenteeritud supernoovade arv on aga alla 10. Selle üheks põhjuseks võib olla asjaolu, et supernoovad, eriti II tüüp, plahvatavad spiraalharudes, kus tähtedevaheline tolm on palju tihedam ja vastavalt suudab tumendada sära.supernoova.
Esimest korda nähtud
Kuigi teadlased kaaluvad ka teisi kandidaate, on tänapäeval üldiselt aktsepteeritud, et esimene supernoova plahvatuse vaatlus pärineb aastast 185 pKr. Selle on dokumenteerinud Hiina astronoomid. Hiinas täheldati galaktikate supernoovade plahvatusi ka aastatel 386 ja 393. Siis möödus üle 600 aasta ja lõpuks ilmus taevasse järjekordne supernoova: aastal 1006 säras Hundi tähtkujus uus täht, mille seekord registreerisid ka Araabia ja Euroopa astronoomid. See eredaim täht (mille näiv suurusjärk heleduse tipul ulatus –7,5-ni) püsis taevas nähtavana üle aasta.
.
krabi udukogu
Ka 1054. aasta supernoova oli erakordselt hele (maksimaalne magnituud -6), kuid seda märkasid jällegi vaid Hiina astronoomid ja võib-olla isegi Ameerika indiaanlased. See on ilmselt kõige kuulsam supernoova, kuna selle jäänuk on Sõnni tähtkujus asuv Krabi udukogu, mille Charles Messier kataloogis numbriga 1.
Samuti võlgneme Hiina astronoomidele teabe supernoova ilmumise kohta Kassiopeia tähtkujus 1181. aastal. Seal plahvatas ka teine supernoova, seekord 1572. aastal. Seda supernoovat märkasid ka Euroopa astronoomid, sealhulgas Tycho Brahe, kes kirjeldas nii selle välimust kui ka edasist heleduse muutumist oma raamatus On a New Star, mille nimest sai alguse selliste tähtede tähistamiseks kasutatav termin.
Supernova Tycho
32 aastat hiljem, 1604. aastal, ilmus taevasse järjekordne supernoova. Tycho Brahe edastas selle teabe oma õpilasele Johannes Keplerile, kes hakkas "uut tähte" jälgima ja pühendas talle raamatu "Uus tähest Ophiuchuse jalas". See täht, mida jälgis ka Galileo Galilei, on tänaseks jäänud viimaseks meie galaktikas plahvatanud palja silmaga nähtavatest supernoovadest.
Siiski pole kahtlustki, et Linnuteel on plahvatanud järjekordne supernoova, taas Cassiopeia tähtkujus (selles rekordilises tähtkujus on kolm galaktilist supernoova). Kuigi selle sündmuse kohta puuduvad visuaalsed tõendid, leidsid astronoomid tähe jäänuseid ja arvutasid, et see peab ühtima 1667. aastal toimunud plahvatusega.
Väljaspool Linnuteed jälgisid astronoomid lisaks supernoovale 1987A ka teist supernoova 1885, mis plahvatas Andromeeda galaktikas.
supernoova vaatlus
Supernoovade jahtimine nõuab kannatlikkust ja õiget meetodit.
Esimene on vajalik, sest keegi ei garanteeri, et suudate esimesel õhtul supernoova avastada. Teine on asendamatu, kui te ei soovi aega raisata ja soovite tõesti suurendada oma võimalusi supernoova avastada. Peamine probleem seisneb selles, et füüsiliselt on võimatu ennustada, millal ja kus mõnes kauges galaktikas supernoova plahvatus toimub. Seetõttu peab supernoovakütt igal õhtul taevast skaneerima, kontrollides kümneid selleks otstarbeks hoolikalt valitud galaktikaid.
Mida me tegema peame
Üks levinumaid tehnikaid on suunata teleskoop konkreetsele galaktikale ja võrrelda selle välimust varasema kujutisega (joonis, foto, digitaalkujutis), ideaaljuhul ligikaudu sama suurendusega kui teleskoop, millega vaatlusi tehakse. Kui sinna on tekkinud supernoova, hakkab see kohe silma. Tänapäeval on paljudel amatöörastronoomidel professionaalse observatooriumi vääriline varustus, näiteks arvutiga juhitavad teleskoobid ja CCD-kaamerad, mis võimaldavad taevast kohe digitaalseid fotosid teha. Kuid isegi tänapäeval jahivad paljud vaatlejad supernoovasid, lihtsalt suunates oma teleskoobi konkreetsele galaktikale ja vaadates läbi okulaari, lootes näha, kas kusagil mujal ilmub mõni teine täht.
Vajalik varustus
Supernoova jaht ei nõua liiga keerukat varustust Loomulikult peate arvestama oma teleskoobi võimsusega. Fakt on see, et igal instrumendil on piirsuurus, mis sõltub erinevatest teguritest ja kõige olulisem neist on objektiivi läbimõõt (samas on oluline ka taeva heledus, mis sõltub valgusreostusest: mida väiksem see on, seda kõrgem on piirväärtus). Teleskoobiga saate vaadata sadu galaktikaid, mis otsivad supernoovasid. Enne vaatlema asumist on aga väga oluline, et käepärast oleks taevakaardid galaktikate tuvastamiseks, samuti joonised ja fotod galaktikate kohta, mida kavatsete vaadelda (Internetis on kümneid ressursse supernoovaküttide jaoks) ja lõpuks. , vaatluslogi, kuhu sisestate andmed iga vaatlusseansi kohta.
Öised raskused
Mida rohkem on supernoovakütid, seda tõenäolisemalt märkavad nad oma välimust vahetult plahvatuse hetkel, mis võimaldab jälgida kogu nende valguskõverat. Sellest vaatenurgast pakuvad professionaalidele kõige väärtuslikumat abi amatöörastronoomid.
Supernoovakütid peavad olema valmis taluma öist külma ja niiskust. Lisaks peavad nad leppima unisusega (öiste astronoomiliste vaatluste armastajate põhivarustusse kuulub alati termos kuuma kohviga). Kuid varem või hiljem saab nende kannatlikkus tasutud!
Hääletatud Aitäh!
Teid võivad huvitada:
Üsna harva saavad inimesed jälgida sellist huvitavat nähtust nagu supernoova. Kuid see pole tavaline tähesünd, sest meie galaktikas sünnib igal aastal kuni kümme tähte. Supernoova on nähtus, mida võib täheldada vaid kord saja aasta jooksul. Tähed surevad nii eredalt ja kaunilt.
Et mõista, miks supernoova plahvatus toimub, peate minema tagasi tähe sünni juurde. Kosmoses lendab vesinik, mis koondub järk-järgult pilvedeks. Kui pilv on piisavalt suur, hakkab selle keskele kogunema tihendatud vesinik ja temperatuur tõuseb järk-järgult. Gravitatsiooni mõjul koondub tulevase tähe tuum, kus temperatuuri tõus ja gravitatsiooni suurenemise tõttu hakkab toimuma termotuumasünteesi reaktsioon. Sellest, kui palju vesinikku saab täht enda poole meelitada, sõltub tema tulevane suurus – punasest kääbusest sinise hiiglaseni. Aja jooksul tekib tähe töö tasakaal, välimised kihid avaldavad tuumale survet ja tuum paisub termotuumasünteesi energia tõttu.
Täht on ainulaadne ja nagu igal reaktoril, saab sellel kunagi kütus – vesinik – otsa. Kuid selleks, et me näeksime, kuidas supernoova plahvatas, peab kuluma veidi rohkem aega, sest reaktoris tekkis vesiniku asemel teine kütus (heelium), mida täht hakkab põletama, muutes selle hapnikuks ja seejärel hapnikuks. süsinik. Ja see jätkub seni, kuni tähe tuumas tekib raud, mis termotuumareaktsiooni käigus energiat ei eralda, vaid kulutab seda. Sellistes tingimustes võib toimuda supernoova plahvatus.
Tuum muutub raskemaks ja külmemaks, mistõttu kergemad ülemised kihid langevad selle peale. Fusioon algab uuesti, kuid seekord tavapärasest kiiremini, mille tulemusena täht lihtsalt plahvatab, hajutades oma aine ümbritsevasse ruumi. Olenevalt pärast seda võivad alles jääda ka teadaolevad - (uskumatult suure tihedusega aine, millel on väga kõrge ja mis võib kiirata valgust). Sellised moodustised jäävad pärast väga suuri tähti, mis on suutnud tekitada termotuumasünteesi väga raskete elementidega. Väiksemad tähed jätavad endast maha väikesed neutron- või raudtähed, mis peaaegu ei kiirga valgust, kuid millel on ka suur ainetihedus.
Uus ja supernoova on omavahel tihedalt seotud, sest neist ühe surm võib tähendada uue sündi. See protsess jätkub lõputult. Supernoova kannab ümbritsevasse ruumi miljoneid tonne ainet, mis koondub taas pilvedesse ja algab uue taevakeha teke. Teadlased väidavad, et kõik rasked elemendid, mis on meie päikesesüsteemis, Päikesel, selle sündimise ajal "varastasid" kunagi plahvatanud tähelt. Loodus on hämmastav ja ühe asja surm tähendab alati millegi uue sündi. Avakosmoses aine laguneb ja tähtedes tekib see, luues Universumi suurepärase tasakaalu.
Muistsed kroonikad ja kroonikad räägivad meile, et aeg-ajalt ilmusid taevasse erakordselt suure heledusega tähed. Nende heledus suurenes kiiresti ja siis aeglaselt, mitme kuu jooksul, tuhmus ja lakkas olemast nähtav. Maksimaalse heleduse lähedal olid need tähed nähtavad isegi päeval. Eredaimad puhangud olid aastatel 1006 ja 1054, mille kohta on teavet Hiina ja Jaapani traktaatides. 1572. aastal süttis selline täht Cassiopeia tähtkujus ja seda jälgis väljapaistev astronoom Tycho Brahe ning 1604. aastal täheldas sarnast sähvatust Ophiuchuse tähtkujus Johannes Kepler. Sellest ajast alates pole astronoomia "teleskoopilise" ajastu nelja sajandi jooksul selliseid puhanguid täheldatud. Vaatlusastronoomia arenedes hakkasid teadlased aga tuvastama üsna suurel hulgal sarnaseid sähvatusi, kuigi need ei saavutanud väga suurt heledust. Neid tähti, mis ootamatult ilmusid ja peagi justkui jäljetult kadusid, hakati kutsuma "uuteks". Tundus, et 1006. ja 1054. aasta tähed, Tycho ja Kepleri tähed, olid samad puhangud, ainult väga lähedal ja seetõttu heledamad. Kuid selgus, et see polnud nii. 1885. aastal märkas Tartu tähetorni astronoom Hartwig uue tähe ilmumist tuntud Andromeeda udukogusse. See täht saavutas 6. näiva suuruse, see tähendab, et selle kiirguse võimsus oli vaid 4 korda väiksem kui kogu udukogul. Siis see astronoome ei üllatanud: lõppude lõpuks oli Andromeeda udukogu olemus teadmata, eeldati, et see on lihtsalt Päikesele üsna lähedal asuv tolmu- ja gaasipilv. Alles 1920. aastatel sai lõpuks selgeks, et Andromeeda udukogu ja teised spiraalsed udukogud on tohutud tähesüsteemid, mis koosnevad sadadest miljarditest tähtedest ja miljonite valgusaastate kaugusel meist. Andromeeda udukogus tuvastati ka tavaliste uute tähtede sähvatusi, mis on nähtavad 17-18 magnituudiga objektidena. Selgus, et 1885. aasta täht ületas kiirgusvõimsuselt uusi tähti kümneid tuhandeid kordi, lühikest aega oli tema heledus peaaegu võrdne hiiglasliku tähesüsteemi heledusega! Ilmselgelt peab nende puhangute olemus olema erinev. Hiljem hakati neid kõige võimsamaid sähvatusi nimetama "supernoovadeks", milles eesliide "super" tähendas nende suuremat kiirgusvõimsust, mitte aga suuremat "uudsust".
Supernoovade otsing ja vaatlused
Kaugete galaktikate fotodel hakati supernoova plahvatusi märkama üsna sageli, kuid need avastused olid juhuslikud ega andnud vajalikku teavet nende suurejooneliste sähvatuste põhjuse ja mehhanismi selgitamiseks. 1936. aastal alustasid aga USAs Palomari observatooriumis töötanud astronoomid Baade ja Zwicky süstemaatilist supernoovade otsimist. Nende käsutuses oli Schmidti teleskoop, mis võimaldas pildistada mitmekümne ruutkraadi suurusi alasid ning andis väga selged pildid ka tuhmidest tähtedest ja galaktikatest. Võrreldes paar nädalat hiljem tehtud fotosid ühest taevapiirkonnast, võib kergesti märgata uute tähtede ilmumist galaktikatesse, mis on piltidel selgelt nähtavad. Pildistamiseks valiti välja need taevapiirkonnad, mis olid lähigalaktikate poolest rikkamad, kus nende arv ühel pildil võis ulatuda mitmekümneni ning supernoovade avastamise tõenäosus oli suurim.
1937. aastal õnnestus Baadel ja Zwickyl avastada 6 supernoova. Nende hulgas olid üsna eredad tähed 1937C ja 1937D (astronoomid otsustasid supernoovad tähistada, lisades avastamisaastale tähed, mis näitavad avastamise järjekorda käesoleval aastal), mis ulatusid maksimaalselt vastavalt 8 ja 12 tähesuurusele. Nende jaoks saadi valguskõverad - heleduse muutumise sõltuvus ajas - ja suur hulk spektrogramme - fotod tähe spektritest, mis näitavad kiirguse intensiivsuse sõltuvust lainepikkusest. Mitu aastakümmet sai sellest materjalist peamine kõigi teadlaste jaoks, kes püüdsid supernoova plahvatuste põhjuseid lahti harutada.
Kahjuks katkestas II maailmasõda nii edukalt alanud vaatlusprogrammi. Palomari observatooriumis hakati süstemaatiliselt supernoova otsima alles 1958. aastal, kuid seda suurema Schmidti süsteemi teleskoobiga, mis võimaldas pildistada kuni 22-23 tähesuurused. Alates 1960. aastast on selle tööga liitunud mitmed teised vaatluskeskused üle maailma, kus olid olemas sobivad teleskoobid. NSV Liidus tehti selliseid töid SAI Krimmi jaamas, kus paigaldati 40 cm objektiivi läbimõõduga ja väga suure vaateväljaga - peaaegu 100 ruutkraadi - astrograafi teleskoop, ja Abastumani astrofüüsikalises observatooriumis. Gruusias - 36 cm sisselaskeavaga Schmidti teleskoobil Krimmis ja Abastumanis tehti palju supernoova avastusi. Teistest observatooriumidest tehti kõige rohkem avastusi Itaalias Asiago observatooriumis, kus töötas kaks Schmidti süsteemi teleskoopi. Kuid siiski jäi Palomari observatoorium liidriks nii avastuste arvu kui ka tuvastamiseks saadaolevate tähtede maksimaalse suuruse poolest. Üheskoos avastati 60ndatel ja 70ndatel aastas kuni 20 supernoovat ja nende arv hakkas kiiresti kasvama. Kohe pärast avastust algasid fotomeetrilised ja spektroskoopilised vaatlused suurte teleskoopidega.
1974. aastal F. Zwicky suri ja peagi lõpetati Palomari observatooriumis supernoovade otsimine. Avastatud supernoovade arv on vähenenud, kuid alates 1980. aastate algusest on see hakanud taas kasvama. Lõunataevas – Tšiilis Cerro el Roble’i observatooriumis – käivitati uued otsinguprogrammid ja astronoomid hakkasid avastama supernoovasid. Selgus, et väikeste, 20-30 cm objektiividega amatöörteleskoopide abil saab üsna edukalt otsida eredate supernoovade purskeid, jälgides süstemaatiliselt visuaalselt määratletud galaktikate kogumit. Suurima edu saavutas Austraalia preester Robert Evans, kellel õnnestus alates 80ndate algusest avastada kuni 6 supernoova aastas. Pole ime, et professionaalsed astronoomid naljatasid tema "otse ühenduse taevaga".
1987. aastal avastati Suure Magellani Pilve galaktikast 20. sajandi eredaim supernoova SN 1987A, mis on meie galaktika "satelliit" ja asub meist vaid 55 kiloparseki kaugusel. Mõnda aega oli see supernoova nähtav isegi palja silmaga, saavutades maksimaalse heleduse umbes 4 tähesuurust. Seda võis aga jälgida vaid lõunapoolkeral. Selle supernoova jaoks saadi fotomeetrilisi ja spektraalseid vaatlusi, mille täpsus ja kestus on ainulaadsed, ning nüüd jälgivad astronoomid jätkuvalt, kuidas areneb supernoova muutumine paisuvaks gaasiliseks udukoguks.
 |
 |
 |
|
Supernoova 1987A. Üleval vasakul on foto piirkonnast, kus supernoova purskas, tehtud ammu enne puhangut. Peagi plahvatav täht on tähistatud noolega. Paremal ülaosas on foto samast taevapiirkonnast, kui supernoova oli peaaegu maksimaalse heledusega. Allpool – selline näeb supernoova välja 12 aastat pärast haiguspuhangut. Supernoova ümber olevad rõngad on tähtedevaheline gaas (supernoova-eelse tähe poolt osaliselt välja paisatud juba enne puhangut), mis on puhangu ajal ioniseeritud ja jätkab hõõgumist. |
|
80ndate keskel sai selgeks, et fotograafia ajastu astronoomias on lõppemas. Kiiresti paranevad CCD-vastuvõtjad olid fotoemulsioonist mitu korda paremad tundlikkuse ja salvestatud lainepikkuste vahemiku poolest, eraldusvõimelt praktiliselt mitte halvemad. CCD-kaameraga saadud pilti oli kohe näha arvutiekraanil ja võrrelda varem saadutega ning pildistamisel võttis arendus-, kuivatamis- ja võrdlusprotsess parimal juhul päeva. Fotoplaatide ainus allesjäänud eelis - võimalus pildistada suuri taevaalasid - osutus samuti supernoova otsimisel ebaoluliseks: CCD-kaameraga teleskoop suudab korraga pildistada kõik fotoplaadile langevad galaktikad. võrreldav fotograafilise säritusega. Ilmunud on täisautomaatsete supernoovaotsinguprogrammide projektid, milles teleskoop on eelnevalt sisestatud programmi järgi sihitud valitud galaktikatele ning saadud pilte võrreldakse arvutiga varem saadutega. Alles uue objekti avastamisel saadab arvuti signaali astronoomile, kes selgitab välja, kas supernoova plahvatus on tõepoolest salvestatud. 1990. aastatel hakkas selline 80-cm peegelteleskoopi kasutav süsteem tööle Licki observatooriumis (USA).
Lihtsate CCD-kaamerate kättesaadavus amatöörastronoomidele on viinud selleni, et nad liiguvad visuaalsetelt vaatlustelt CCD-vaatlustele ning seejärel muutuvad 20-30 cm objektiividega teleskoopide jaoks kättesaadavaks tähed suurusega kuni 18 ja isegi 19. Automatiseeritud otsingute kasutuselevõtt ja CCD-kaamerate abil supernoovasid otsivate amatöörastronoomide arvu kasv on toonud kaasa avastuste arvu plahvatusliku kasvu: praegu avastatakse aastas üle 100 supernoova ning avastuste koguarv on ületanud 1500 piiri. Viimastel aastatel on otsitud väga kaugeid ja nõrku supernoovasid suurimate teleskoopide abil, mille peegli läbimõõt on 3-4 meetrit. Selgus, et 23-24 tähesuuruse maksimaalse heleduseni küündivate supernoovade uuringud võivad anda vastuse paljudele küsimustele kogu Universumi ehituse ja saatuse kohta. Selliste kõige arenenumate CCD-kaameratega varustatud teleskoopidega ühe öö jooksul saab avastada üle 10 kauge supernoova! Mitmed selliste supernoovade kujutised on näidatud alloleval joonisel.
Peaaegu kõigil praegu avastatud supernoovadel on vähemalt üks spekter ja paljudel on teada valguskõverad (tänu ka amatöörastronoomidele). Seega on analüüsiks saadaoleva vaatlusmaterjali hulk väga suur ja tundub, et kõik küsimused nende suurejooneliste nähtuste olemuse kohta peaksid olema lahendatud. Kahjuks pole see veel nii. Vaatleme üksikasjalikumalt peamisi supernoovauurijate ees seisvaid küsimusi ja kõige tõenäolisemaid vastuseid neile tänapäeval.
Supernoova klassifikatsioon, valguskõverad ja spektrid
Enne nähtuse füüsilise olemuse kohta järelduste tegemist on vaja täielikult mõista selle täheldatud ilminguid, mis tuleb korralikult klassifitseerida. Loomulikult oli supernoovauurijate esimene küsimus, kas nad on samad, ja kui ei, siis kui erinevad ja kas neid saab klassifitseerida. Juba esimesed supernoovad, mille avastasid Baade ja Zwicky, näitasid olulisi erinevusi nende valguskõverates ja spektrites. 1941. aastal tegi R. Minkowski ettepaneku jagada supernoovad vastavalt spektri iseloomule kahte põhitüüpi. Ta omistas I tüübile supernoovad, mille spektrid olid täiesti erinevad kõigi tol ajal tuntud objektide spektritest. Universumi levinuima elemendi - vesiniku - jooned puudusid täielikult, kogu spekter koosnes laiadest maksimumidest ja miinimumidest, mida ei olnud võimalik tuvastada, spektri ultraviolettosa oli väga nõrk. Supernoovad määrati II tüüpi, mille spektrid näitasid mõningast sarnasust "tavaliste" noovadega väga intensiivsete vesiniku emissioonijoonte olemasolu tõttu, nende spektri ultraviolettosa on hele.
I tüüpi supernoovade spektrid jäid mõistatuslikuks kolm aastakümmet. Alles pärast seda, kui Yu.P. Pskovskii näitas, et spektrite ribad pole muud kui pideva spektri segmendid laiade ja üsna sügavate neeldumisjoonte vahel, liikus I tüüpi supernoovade spektrite tuvastamine edasi. Tuvastati mitmeid absorptsioonijooni, peamiselt kõige intensiivsemad üksikult ioniseeritud kaltsiumi ja räni jooned. Nende joonte lainepikkused on nihkunud spektri violetsele poolele Doppleri efekti tõttu, mis paisub kestas kiirusega 10-15 tuhat km sekundis. I tüüpi supernoovade spektrites on äärmiselt raske tuvastada kõiki jooni, kuna need on oluliselt laienenud ja üksteise peale asetatud; lisaks mainitud kaltsiumile ja ränile oli võimalik tuvastada magneesiumi ja raua jooni.
Supernoovade spektrite analüüs võimaldas teha olulisi järeldusi: I tüüpi supernoovade käigus paiskunud kestades vesinikku peaaegu pole; samas kui II tüüpi supernoova kestade koostis on peaaegu sama, mis päikeseatmosfääril. Kestade paisumiskiirused on 5-15-20 tuhat km / s, fotosfääri temperatuur on umbes maksimaalne - 10-20 tuhat kraadi. Temperatuur langeb kiiresti ja 1-2 kuu pärast jõuab 5-6 tuhande kraadini.
Samuti erinesid supernoova valguskõverad: I tüübi puhul olid nad kõik väga sarnased, neil on iseloomulik kuju, mille heleduse suurenemine on väga kiire maksimumini, mis ei kesta kauem kui 2-3 päeva, heleduse kiire vähenemine 3 tähesuuruse võrra. 25-40 päeva jooksul ja sellele järgnev aeglane lagunemine, peaaegu lineaarne tähesuuruste skaalal, mis vastab valguse eksponentsiaalsele vähenemisele.
II tüüpi supernoovade valguskõverad on osutunud palju mitmekesisemaks. Mõned olid sarnased I tüüpi supernoova valguskõveratele, ainult aeglasema ja pikema heleduslangusega kuni lineaarse "saba" alguseni, teistes algab kohe pärast maksimumi peaaegu konstantse heledusega piirkond - nii -nn platoo, mis võib kesta kuni 100 päeva. Seejärel langeb sära järsult ja siseneb lineaarsesse "saba". Kõik varased valguskõverad saadi fotograafiliste vaatluste põhjal nn fotograafilises magnituudisüsteemis, mis vastab tavaliste fotoplaatide tundlikkusele (lainepikkuse intervall 3500-5000 A). Isegi fotovisuaalse süsteemi (5000-6000 A) kasutamine lisaks sellele võimaldas saada olulist teavet supernoovade värviindeksi (või lihtsalt "värvi") muutumise kohta: selgus, et pärast maksimumi saavutasid mõlemad supernoovatüübid pidevalt "punastavad", st põhiosa kiirgusest nihkub pikemate lainepikkuste suunas. See punetamine peatub heleduse lineaarse vähenemise staadiumis ja võib isegi asendada "sinisema" supernoovaga.
Lisaks erinesid I ja II tüüpi supernoovad galaktikate tüüpide poolest, milles nad süttisid. II tüüpi supernoovad on tuvastatud ainult spiraalgalaktikates, kus tähtede tekkimine jätkub ka praegu ja kus leidub nii väikese massiga vanu tähti kui ka noori, massiivseid ja "lühiealisi" (vaid paar miljonit aastat) tähti. I tüüpi supernoovad purskavad nii spiraal- kui ka elliptilistes galaktikates, kus tähtede teke pole arvatavasti olnud intensiivne miljardeid aastaid.
Supernoovade klassifikatsioon püsis sellisel kujul kuni 1980. aastate keskpaigani. CCD-vastuvõtjate laialdase kasutamise algus astronoomias võimaldas oluliselt tõsta vaatlusmaterjali kvantiteeti ja kvaliteeti. Kaasaegne aparatuur võimaldas saada spektrogramme nõrkade, seni ligipääsmatute objektide kohta; palju suurema täpsusega oli võimalik määrata joonte intensiivsust ja laiust, registreerida spektrites nõrgemaid jooni. CCD vastuvõtjad, infrapunadetektorid ja kosmoselaevadele paigaldatud instrumendid on võimaldanud jälgida supernoovasid kogu optilise kiirguse ulatuses ultraviolettkiirgusest kauge infrapunani; Samuti viidi läbi supernoovade gamma-, röntgen- ja raadiovaatlused.
Selle tulemusena hakkas supernoovade ilmselt väljakujunenud binaarne klassifikatsioon kiiresti muutuma ja muutuma keerukamaks. Selgus, et I tüüpi supernoovad pole kaugeltki nii homogeensed, kui tundus. Nende supernoovade spektrites leiti olulisi erinevusi, millest olulisim oli üksikult ioniseeritud räni joone intensiivsus, mida täheldati lainepikkusel umbes 6100 A. Enamiku I tüüpi supernoovade puhul oli see heleduse maksimumi lähedal neeldumisjoon. spektri kõige märgatavam tunnusjoon, kuid mõne supernoova puhul see praktiliselt puudus ja heeliumi neeldumisjooned olid kõige intensiivsemad.
Nendele supernoovadele anti tähis Ib ja "klassikalistele" I tüüpi supernoovadele Ia. Seejärel selgus, et mõnel Ib supernooval puuduvad ka heeliumijooned ja neid nimetati tüübiks Ic. Need uut tüüpi supernoovad erinesid "klassikalistest" Ia supernoovadest oma valguskõverate poolest, mis osutusid üsna mitmekesisteks, kuigi on oma kuju poolest sarnased Ia supernoova valguskõveratele. Raadiokiirguse allikateks osutusid ka Ib/c tüüpi supernoovad. Neid kõiki on leitud spiraalgalaktikatest, piirkondadest, kus tähtede moodustumine võis hiljuti aset leida ja üsna massiivsed tähed eksisteerivad tänapäevalgi.
Supernoova Ia valguskõverad punases ja infrapunases spektrivahemikus (R, I, J, H, K ribad) erinesid suuresti varem uuritud kõveratest B ja V ribades. I filtris ja pikematel lainepikkustel, tõeline sekund kuvatakse maksimum. Mõnel Ia supernooval pole aga seda teist maksimumi. Neid supernoovasid eristavad ka punase värvuse maksimaalne heledus, vähendatud heledus ja mõned spektriomadused. Esimene selline supernoova oli SN 1991bg ja selliseid objekte nimetatakse siiani omapärasteks Ia supernoovadeks või "1991bg-tüüpi supernoovadeks". Teist tüüpi supernoova Ia, vastupidi, iseloomustab maksimaalselt suurenenud heledus. Neid iseloomustavad spektrites madalamad neeldumisjoonte intensiivsused. Nende "prototüüp" on SN 1991T.
Veel 1970. aastatel jagati II tüüpi supernoovad vastavalt nende valguskõverate olemusele "lineaarseteks" (II-L) ja "platoodeks" (II-P). Tulevikus hakati üha enam avastama supernoova II, millel on valguskõverates ja spektrites teatud tunnused. Seega erinevad valguskõverate järgi kaks viimaste aastate eredamat supernoova, 1987A ja 1993J, järsult teistest II tüüpi supernoovadest. Mõlemal oli valguskõverates kaks maksimumi: pärast puhangut langes heledus kiiresti, seejärel hakkas uuesti tõusma ja alles pärast teist maksimumi algas lõplik heleduse langus. Erinevalt Ia supernoovadest täheldati teist maksimumi kõigis spektrivahemikes ja SN 1987A puhul oli see pikemates lainepikkuste vahemikes palju heledam kui esimene.
Spektritunnustest oli kõige sagedasem ja märgatavam koos paisuvatele kestadele iseloomulike laiade emissioonijoontega ka kitsaste emissiooni- või neeldumisjoonte süsteem. See nähtus on suure tõenäosusega tingitud tähte enne puhangut ümbritseva tiheda kesta olemasolust, sellised supernoovad nimetati II-n.
Supernoova statistika
Kui sageli supernoovad puhkevad ja kuidas nad galaktikates jaotuvad? Nendele küsimustele peavad vastuse leidma supernoovade statistilised uuringud.
Näib, et vastus esimesele küsimusele on üsna lihtne: peate vaatlema mitut galaktikat piisavalt kaua, loendama neis täheldatud supernoovad ja jagama supernoovade arvu vaatlusajaga. Kuid selgus, et üsna regulaarsete vaatlustega hõlmatud aeg on üksikute galaktikate kohta kindlate järelduste tegemiseks siiski liiga lühike: enamikus täheldati vaid ühte või kahte purset. Tõsi, mõnes galaktikas on registreeritud juba päris suur hulk supernoovasid: rekordiomanik on galaktika NGC 6946, milles alates 1917. aastast on avastatud 6 supernoovat. Need andmed ei anna aga täpseid andmeid haiguspuhangute sageduse kohta. Esiteks pole selle galaktika täpne vaatlusaeg teada ja teiseks võivad meie jaoks peaaegu samaaegsed puhangud olla tegelikult eraldatud üsna suurte ajavahemikega: supernoovadest tulev valgus liigub ju galaktika sees erinevaid teid, ja selle mõõtmed valgusaastates on palju suuremad kui vaatlusaeg. Siiani on peegeldussageduse hinnangut võimalik saada ainult teatud galaktikate komplekti kohta. Selleks on vaja kasutada supernoova otsimise vaatlusandmeid: iga vaatlus annab iga galaktika jaoks mingi "efektiivse jälgimisaja", mis sõltub kaugusest galaktikast, otsingu piiravast suurusest ja supernoova valguskõvera olemus. Erinevat tüüpi supernoovade puhul on sama galaktika vaatlusaeg erinev. Kombineerides tulemusi mitme galaktika kohta, tuleb arvesse võtta nende massi ja heleduse erinevust, aga ka morfoloogilist tüüpi. Praegu on tavaks normaliseerida tulemused galaktikate heledusega ja kombineerida andmeid ainult sarnast tüüpi galaktikate kohta. Hiljutine töö, mis põhineb mitmete supernoovaotsingu programmide andmete kombineerimisel, on andnud järgmised tulemused: elliptilistes galaktikates täheldatakse ainult Ia tüüpi supernoovasid ja "keskmises" galaktikas, mille heledus on 10 10 päikese heledust, süttib üks supernoova umbes kord 500 aasta jooksul. Sama heledusega spiraalgalaktikas süttivad supernoovad Ia vaid veidi kõrgema sagedusega, kuid neile lisanduvad II ja Ib / c tüüpi supernoovad ning sähvatuste kogusagedus on umbes kord 100 aasta jooksul. Peegeldussagedus on ligikaudu võrdeline galaktikate heledusega, st hiiglaslikes galaktikates on see palju suurem: NGC 6946 on spiraalgalaktika heledusega 2,8 10 10 päikesevalgust, seega umbes kolm sähvatus 100 aasta kohta. võib selles oodata ja selles täheldatud 6 supernoova võib pidada mitte väga suureks kõrvalekaldeks keskmisest sagedusest. Meie Galaxy on väiksem kui NGC 6946 ja selles võib oodata ühte puhangut keskmiselt iga 50 aasta tagant. Siiski on teada, et viimasel aastatuhandel on Galaktikas täheldatud vaid nelja supernoova. Kas siin on vastuolu? Selgub, et mitte - lõppude lõpuks on suurem osa Galaktikast meie eest suletud gaasi- ja tolmukihtidega ning Päikese läheduses, kus neid 4 supernoovat vaadeldi, moodustab Galaktikast vaid väike osa.
Kuidas supernoovad galaktikates jaotuvad? Muidugi on seni võimalik uurida ainult kokkuvõtlikke jaotusi, mis on taandatud mõnele "keskmisele" galaktikale, samuti jaotusi spiraalgalaktikate struktuuri üksikasjade suhtes. Nende osade hulka kuuluvad esiteks spiraalvarred; üsna lähedal asuvates galaktikates on selgelt nähtavad ka aktiivse tähtede moodustumise piirkonnad, mida eristavad ioniseeritud vesiniku pilved – piirkond H II või helesiniste tähtede parved – OB assotsiatsioon. Korduvalt korratud avastatud supernoovade arvu suurenedes on ruumilise jaotuse uuringud andnud järgmised tulemused. Igat tüüpi supernoovade jaotused kauguse järgi galaktikate keskpunktidest erinevad üksteisest vähe ja on sarnased heleduse jaotusega – tihedus väheneb tsentrist servadeni vastavalt eksponentsiaalseadusele. Erinevused supernoovatüüpide vahel avalduvad jaotuses tähtede tekkepiirkondade suhtes: kui igat tüüpi supernoovad on koondunud spiraalharude poole, siis ainult II ja Ib/c tüüpi supernoovad koonduvad H II piirkondade poole. Võib järeldada, et II või Ib/c tüüpi sähvatust tekitava tähe eluiga on 10 6 kuni 10 7 aastat ja Ia tüübi puhul umbes 10 8 aastat. Ia supernoovasid täheldatakse aga ka elliptilistes galaktikates, kus arvatakse, et ükski täht pole noorem kui 10 9 aastat. Sellel vastuolul on kaks võimalikku seletust: kas Ia supernoova plahvatuste olemus spiraal- ja elliptilistes galaktikates on erinev või tähtede moodustumine mõnes elliptilises galaktikas siiski jätkub ja esinevad nooremad tähed.
Teoreetilised mudelid
Vaatlusandmete totaalsele põhjal jõudsid teadlased järeldusele, et supernoova plahvatus peaks olema tähe evolutsiooni viimane etapp, mille järel ta lakkab eksisteerimast endisel kujul. Tõepoolest, supernoova plahvatuse energia on hinnanguliselt 10 50–10 51 erg, mis ületab tähtede gravitatsioonilise sidumisenergia tüüpilisi väärtusi. Supernoova plahvatuse käigus vabanev energia on enam kui piisav, et tähe aine kosmoses täielikult hajutada. Millised tähed ja millal lõpetavad oma elu supernoova plahvatusega, milline on protsesside olemus, mis viivad sellise hiiglasliku energia vabanemiseni?
Vaatlusandmed näitavad, et supernoovad jagunevad mitmeks tüübiks, mis erinevad nii kestade keemilise koostise ja massi poolest, energia vabanemise olemuse kui ka seoses erinevat tüüpi tähepopulatsioonidega. II tüüpi supernoovad on selgelt seotud noorte massiivsete tähtedega ning vesinikku leidub nende kestades suures koguses. Seetõttu peetakse nende sähvatusi tähtede, mille algmass on üle 8-10 päikesemassi, evolutsiooni viimaseks etapiks. Selliste tähtede keskosades vabaneb energia tuumasünteesireaktsioonide käigus, mis ulatuvad kõige lihtsamast - heeliumi moodustumisest vesiniku tuumade ühinemisel ja lõpetades raua tuumade moodustumisega ränist. Raudtuumad on looduses kõige stabiilsemad ja nende ühinemisel energiat ei eraldu. Seega, kui tähe tuum muutub rauaks, siis energia vabanemine selles peatub. Tuum ei suuda gravitatsioonijõududele vastu seista ja kahaneb kiiresti – variseb kokku. Kokkuvarisemise ajal toimuvad protsessid pole veel kaugeltki täielikust selgitusest. Küll aga on teada, et kui kogu tähe tuumas olev aine muutub neutroniteks, siis suudab see tõmbejõududele vastu seista. Tähe tuum muutub "neutrontäheks" ja kollaps peatub. Sel juhul vabaneb tohutu energia, mis siseneb tähe kesta ja paneb selle paisuma, mida me näeme supernoova plahvatusena. Kui tähe areng enne seda toimus "vaikselt", siis peaks selle kesta raadius olema Päikese raadiusest sadu kordi suurem ja sisaldama piisavalt vesinikku, et selgitada II tüüpi supernoovade spektrit. Kui suurem osa kestast läks kaduma evolutsiooni käigus lähedases kaksiksüsteemis või muul viisil, siis spektris vesinikujooni ei tule – näeme Ib- või Ic-tüüpi supernoova.
Vähemmassiivsete tähtede puhul kulgeb evolutsioon erinevalt. Pärast vesiniku põletamist muutub südamik heeliumiks ja algab heeliumi süsinikuks muutmise reaktsioon. Südamikku ei kuumutata aga nii kõrgele temperatuurile, et saaks alguse süsiniku sisaldav termotuumasünteesi reaktsioon. Tuum ei suuda vabastada piisavalt energiat ja kahaneb, kuid sel juhul peatavad kokkusurumise tuuma aines olevad elektronid. Tähe tuum muutub nn "valgeks kääbuseks" ja kest hajub kosmoses planetaarse uduna. India astrofüüsik S. Chandrasekhar näitas, et valge kääbus saab eksisteerida ainult siis, kui tema mass on väiksem kui umbes 1,4 Päikese massi. Kui valge kääbus on piisavalt lähedases kaksiksüsteemis, võib aine hakata voolama tavalisest tähest valge kääbuse poole. Valge kääbuse mass suureneb järk-järgult ja selle piiri ületamisel toimub plahvatus, mille käigus toimub süsiniku ja hapniku kiire termotuumapõlemine, mis muutuvad radioaktiivseks nikliks. Täht hävib täielikult ja paisuvas kestas toimub nikli radioaktiivne lagunemine koobaltiks ja seejärel rauaks, mis annab energiat kesta säraks. Nii plahvatavad Ia tüüpi supernoovad.
Kaasaegsed teoreetilised supernoovauuringud on peamiselt plahvatavate tähtede mudelite kõige võimsamate arvutite arvutused. Kahjuks pole veel suudetud luua mudelit, mis viiks tähtede evolutsiooni hilises staadiumis supernoova plahvatuse ja selle jälgitavate ilminguteni. Olemasolevad mudelid kirjeldavad aga adekvaatselt enamiku supernoovade valguskõveraid ja spektreid. Tavaliselt on see tähe kesta mudel, millesse plahvatuse energia "käsitsi" investeeritakse, misjärel algab selle paisumine ja kuumenemine. Hoolimata suurtest raskustest, mis on seotud füüsikaliste protsesside keerukuse ja mitmekesisusega, on viimastel aastatel antud uurimissuunal saavutatud suurt edu.
Supernoova mõju keskkonnale
Supernoova plahvatused avaldavad ümbritsevale tähtedevahelisele keskkonnale tugevat ja mitmekülgset mõju. Tohutu kiirusega maha paiskunud supernoova kest kühveldab üles ja surub seda ümbritseva gaasi kokku. Võib-olla võib see anda tõuke gaasipilvedest uute tähtede tekkele. Plahvatuse energia on nii suur, et sünteesitakse uusi elemente, eriti neid, mis on rauast raskemad. Raskete elementidega rikastatud materjal hajub supernoova plahvatustega kogu galaktikas laiali, mistõttu supernoova plahvatuste järel tekkinud tähed sisaldavad rohkem raskeid elemente. Tähtedevaheline keskkond "meie" Linnutee piirkonnas osutus raskete elementidega nii rikastatuks, et sai võimalikuks elu tekkimine Maal. Supernoovad vastutavad selle eest otseselt! Ilmselt tekitavad supernoovad ka väga suure energiaga osakeste vooge – kosmilisi kiiri. Need osakesed, mis tungivad läbi atmosfääri Maa pinnale, võivad põhjustada geneetilisi mutatsioone, mille tõttu toimub elu areng Maal.
Supernoovad räägivad meile universumi saatusest
Supernoovad ja eriti Ia tüüpi supernoovad on universumi heledamate tähetaoliste objektide hulgas. Seetõttu saab praegu saadaolevate seadmetega uurida ka väga kaugel asuvaid supernoovasid.
Paljud Ia supernoovad on avastatud galaktikatest piisavalt lähedal, et nende kaugust saab määrata mitmel viisil. Kõige täpsemaks peetakse praegu kauguste määramist teatud tüüpi heledate muutuvate tähtede - tsefeidide - näiva heledusega. Kosmoseteleskoobi abil Hubble avastas ja uuris meist kuni umbes 20 megaparseki kaugusel asuvates galaktikates suure hulga tsefeide. Piisavalt täpsed hinnangud nende galaktikate kauguste kohta võimaldasid määrata neis süttinud Ia tüüpi supernoovade heledust. Kui eeldada, et kaugetel supernoovadel Ia on sama keskmine heledus, saab maksimaalse heledusega vaadeldud suurust kasutada nende kauguse hindamiseks.
Astronoomide arvutuste kohaselt on 2022. aastal Maa pealt vaadeldav Cygnuse tähtkuju eredaim supernoova plahvatus. Välk suudab ületada enamiku taevatähtedest! Supernoova plahvatus on haruldane juhtum, kuid see pole esimene kord, kui inimkond seda nähtust jälgib. Miks on see nähtus nii põnev?
KOHUTAVAD MINEVIKKU MÄRGID
Nii et 5000 aastat tagasi olid iidse Sumeri elanikud kohkunud – jumalad näitasid märki näidates, et nad on vihased. Taevalaotuses paistis teine päike, nii et isegi öösel oli sära nagu päeval! Püüdes probleeme ära hoida, tõid sumerid rikkalikke ohvreid ja palvetasid väsimatult jumalate poole – ja sellel oli mõju. Taevajumal An pööras oma viha ära – teine päike hakkas tuhmuma ja kadus peagi taevast üldse.
Nii rekonstrueerivad teadlased sündmusi, mis leidsid aset rohkem kui viis tuhat aastat tagasi, kui iidse Sumeri kohal puhkes supernoova. Need sündmused said teatavaks kiilkirjatahvli põhjal, mis sisaldas lugu "teisest päikesejumalust", mis ilmus taeva lõunaküljele. Astronoomid on leidnud jälgi tähtede kataklüsmist – Sail X udukogu jäi sumereid hirmutanud supernoovast.
Kaasaegsete teaduslike andmete kohaselt oli Mesopotaamia iidsete elanike õudus suures osas õigustatud – kui supernoova plahvatus juhtuks Päikesesüsteemile veidi lähemal ja kogu elu meie planeedi pinnal põleks kiirguse toimel läbi.
Seda on juba korra juhtunud, kui 440 miljonit aastat tagasi toimus päikesele suhteliselt lähedal asuvates kosmosepiirkondades supernoova plahvatus. Maast tuhandete valgusaastate kaugusel läks hiiglaslik täht supernoovaks ja surmav kiirgus põletas meie planeedi. Paleosoikumi koletised, kellel oli sel ajal ebaõnne elada, võisid näha, kuidas ootamatult taevasse ilmunud pimestav sära varjutas päikese – ja see oli viimane asi, mida nad oma elus nägid. Supernoova kiirgus hävitas mõne sekundiga planeedi osoonikihi ja kiirgus tappis elu Maa pinnal. Õnneks oli meie planeedi mandrite pinnal tol ajastul peaaegu elanikke ja elu oli peidus ookeanides. Veesammas kaitses supernoova kiirguse eest, kuid siiski suri üle 60% mereloomadest!
Supernoova plahvatus on üks suurejoonelisemaid kataklüsme universumis. Plahvatav täht vabastab uskumatult palju energiat – lühikese aja jooksul kiirgab üks täht rohkem valgust kui miljardid tähed galaktikas.
SUPERNOVA EVOLUTSIOON
Kaugeid supernoovapurskeid on astronoomid võimsate teleskoopide kaudu pikka aega jälginud. Esialgu tajuti seda nähtust kui arusaamatut kurioosumit, kuid 20. sajandi esimese veerandi lõpus õppisid astronoomid galaktikatevahelisi kaugusi määrama. Siis sai selgeks, millisest kujuteldavast kauguselt supernoova valgus Maale tuleb ja milline uskumatu jõud neil välkudes on. Aga mis on selle nähtuse olemus?
Tähed tekivad vesiniku kosmilisest akumulatsioonist. Sellised gaasipilved hõivavad tohutuid ruume ja nende mass võib olla võrdne sadade päikesemassidega. Kui selline pilv on piisavalt tihe, hakkavad mõjuma gravitatsioonijõud, mis põhjustavad gaasi kokkusurumist, mis põhjustab intensiivset kuumenemist. Teatud piiri saavutamisel algavad pilve kuumutatud ja kokkusurutud keskmes termotuumareaktsioonid - nii "süttivad" tähed.
Põleval valgustil on pikk eluiga: tähe soolestikus olev vesinik muutub miljoniteks ja isegi miljarditeks aastateks heeliumiks (ja seejärel perioodilisustabeli muudeks elementideks kuni rauani). Veelgi enam, mida suurem on täht, seda lühem on selle eluiga. Punaste kääbuste (nn väikeste tähtede klass) eluiga on triljon aastat, samal ajal kui hiiglaslikud tähed võivad "põleda" sellest perioodist tuhandikutes.
Täht "elab" seni, kuni säilib "jõudude tasakaal" gravitatsioonijõudude vahel, mis teda kokku surub, ja termotuumareaktsioonide vahel, mis kiirgavad energiat ja kipuvad ainet "tõukama". Kui täht on piisavalt suur (selle mass on suurem kui Päikese mass), siis saabub hetk, mil tähes toimuvad termotuumareaktsioonid nõrgenevad ("kütus" osutub selleks ajaks ära põlenud) ja gravitatsioonijõud. osutuvad tugevamaks. Sel hetkel muutub tähe tuuma kokkusuruv jõud nii tugevaks, et kiirgusrõhk ei suuda enam hoida ainet kokku tõmbumast. Toimub katastroofiliselt kiire kollaps – mõne sekundiga langeb tähe tuuma maht 100 000 korda!
Tähe kiire kokkutõmbumine viib selleni, et aine kineetiline energia muutub soojuseks ja temperatuur tõuseb sadadesse miljarditesse kelvinitesse! Samal ajal suureneb sureva tähe heledus mitu miljardit korda – ja "supernoova plahvatus" põletab kosmose naaberpiirkondades kõik läbi. Sureva tähe tuumas "pressitakse" elektronid prootoniteks, nii et tuuma sisse jäävad peaaegu ainult neutronid.
ELU PÄRAST PLAHVATUST
Tähe pinnakihid plahvatavad ning hiiglaslike temperatuuride ja koletu rõhu tingimustes toimuvad reaktsioonid raskete elementide (kuni uraani) tekkega. Ning seega täidavad supernoovad oma suurt (inimkonna seisukohast vaadatuna) missiooni – nad võimaldavad elul universumis ilmuda. "Peaaegu kõik elemendid, millest me ise ja meie maailm koosneme, tekkisid supernoova plahvatuste tõttu," ütlevad teadlased. Kõik, mis meid ümbritseb: kaltsium meie luudes, raud meie punastes verelibledes, räni meie arvutikiipides ja vask meie juhtmetes, on pärit plahvatavate supernoovade põrgulikest ahjudest. Enamik keemilisi elemente ilmus universumisse eranditult supernoova plahvatuste käigus. Ja nende väheste elementide (heeliumist rauani) aatomid, mida tähed "rahulikus" olekus sünteesivad, võivad saada planeetide ilmumise aluseks alles pärast seda, kui need on supernoova plahvatuse käigus tähtedevahelisse ruumi paisatud. Seetõttu koosneb mees ise ja kõik tema ümber iidsete supernoova plahvatuste jäänustest.
Pärast plahvatust järele jäänud tuum muutub neutronitäheks. See on hämmastav väikese mahuga, kuid koletu tihedusega kosmoseobjekt. Tavalise neutrontähe läbimõõt on 10-20 km, kuid aine tihedus on uskumatu – 665 miljonit tonni kuupsentimeetri kohta! Sellise tihedusega kaalub tikupea suurune neutrooniumitükk (aine, millest selline täht koosneb) mitu korda rohkem kui Cheopsi püramiid ja teelusikatäie neutrooniumi mass on üle miljardi. tonni. Neutrooniumil on ka uskumatu tugevus: neutrooniumitükki (kui see oleks inimkonna käes) ei saa ühegi füüsilise löögiga tükkideks murda – iga inimtööriist on täiesti kasutu. Neutrooniumitüki lõikamine või maharebimine oleks sama lootusetu kui metallitüki õhuga saagimine.
BETELGEUSE ON KÕIGE OHTLIK STAAR
Kuid mitte kõik supernoovad ei muutu neutrontähtedeks. Kui tähe mass ületab teatud piiri (nn Chandrasekhari teise piiri), jääb supernoova plahvatuse käigus alles liiga palju aine massi ja gravitatsioonirõhk ei suuda midagi tagasi hoida. Protsess muutub pöördumatuks – kogu mateeria tõmmatakse ühte punkti ja moodustub must auk – tõrge, mis neelab pöördumatult kõik, isegi päikesevalguse.
Kas supernoova plahvatus võib Maad ohustada? Paraku vastavad teadlased jaatavalt. Täht Betelgeuse, mis on kosmiliste standardite järgi Päikesesüsteemi lähedane naaber, võib lähitulevikus plahvatada. Riikliku astronoomiainstituudi teaduri Sergei Popovi sõnul on „Betelgeuse tõepoolest üks parimaid kandidaate ja kindlasti ka kuulsaim lähedalasuvate (ajaliselt) supernoovade jaoks. See massiivne täht on oma evolutsiooni lõppfaasis ja plahvatab tõenäoliselt supernoovana, jättes endast maha neutronitähe. Betelgeuse – meie Päikesest kakskümmend korda raskem ja sada tuhat korda heledam valgusti, mis asub umbes poole tuhande valgusaasta kaugusel. Kuna see täht on jõudnud oma evolutsiooni lõppfaasi, on lähitulevikus (kosmiliste standardite järgi) kõik võimalused saada supernoovaks. Teadlaste sõnul ei tohiks see kataklüsm Maale ohtlik olla, kuid ühe mööndusega.
Fakt on see, et plahvatuse ajal on supernoova kiirgus suunatud ebaühtlaselt – kiirguse suuna määravad tähe magnetpoolused. Ja kui selgub, et üks Betelgeuse poolustest on suunatud täpselt Maale, siis pärast supernoova plahvatust lendab meie Maale surmav röntgenikiirgus, mis suudab vähemalt osoonikihi hävitada. Kahjuks pole täna astronoomidele teada märke, mis võimaldaksid ennustada kataklüsmi ja luua supernoova plahvatuse kohta "varajase hoiatamise süsteemi". Ent kuigi Betelgeuse elab oma aja ära, on sidereaalne aeg inimajaga võrreldamatu ja suure tõenäosusega tuhandeid, kui mitte kümneid tuhandeid aastaid enne katastroofi. Võib loota, et sellise aja jooksul loob inimkond usaldusväärse kaitse supernoova puhangute vastu.
Hääletatud Aitäh!
Teid võivad huvitada:
Kuus aastat tagasi pursanud supernoova jäänuseid jälgides märkasid astronoomid üllatusega plahvatuse kohas uut tähte, mis valgustas ümbritsevat materjalipilve. Teadlaste järeldusi tutvustatakse ajakirjas AstrofüüsikalineAjakirikirju .
"Me pole kunagi varem näinud, et seda tüüpi plahvatus püsiks nii kaua eredana, kui sellel poleks enne katastroofilist sündmust olnud mingit vastasmõju tähe poolt väljapaisatud vesinikuga. Kuid selle supernoova vaatlustes pole vesiniku tunnust,“ ütleb Purdue ülikooli (USA) uuringu juhtiv autor Dan Milisavlevich.
Erinevalt enamikust tähtede plahvatustest, mis kaovad, särab SN 2012au jätkuvalt tänu võimsale vastsündinud pulsarile. Autorid: NASA, ESA ja J. DePasquale
Supernoovadena tuntud tähtede plahvatused võivad olla nii eredad, et paistavad neid sisaldavatest galaktikatest üle. Tavaliselt "kaovad" need täielikult mõne kuu või aastaga, kuid mõnikord "varisevad" plahvatuse jäänused vesinikurikasteks gaasipilvedeks ja muutuvad taas heledaks. Kuid kas nad saavad uuesti särada ilma igasuguse välise sekkumiseta?
Kui suured tähed plahvatavad, rullub nende sisemus kokku kuni punktini, kus kõik osakesed muutuvad neutroniteks. Kui tekkival neutrontähel on magnetväli ja see pöörleb piisavalt kiiresti, võib see muutuda pulsartuule udukoguks. Tõenäoliselt juhtus see SN 2012au-ga, mis asub galaktikas NGC 4790 Neitsi tähtkuju suunas.
"Kui pulsari udukogu on piisavalt hele, toimib see nagu lambipirn, mis valgustab eelmise plahvatuse välist väljapaiskuvat osa. Teadsime, et supernoovad toodavad kiiresti pöörlevaid neutrontähti, kuid meil polnud kunagi otseseid tõendeid selle ainulaadse sündmuse kohta, ”lisas Dan Milisavlevich.
NASA Chandra observatooriumi tehtud pilt pulsarist Sailsis. Krediit: NASA
SN 2012au osutus esialgu mitmes mõttes ebatavaliseks ja kummaliseks. Ehkki plahvatus ei olnud piisavalt hele, et seda klassifitseerida "ülivalguseks" supernoovaks, oli see äärmiselt energiline ja pikaealine.
"Kui plahvatuse keskmes luuakse pulsar, võib see gaasi välja tõrjuda ja isegi kiirendada, nii et mõne aasta pärast saame näha, kuidas hapnikurikas gaas SN 2012au plahvatuse eest "ära jookseb" Dan Milisavlevich selgitas.
Krabi udukogu lööv süda. Selle keskel asub pulsar. Autor: NASA/ESA
Superluminaalsed supernoovad on astronoomias arutatud teema. Need on potentsiaalsed gravitatsioonilainete, aga ka gammakiirguse ja kiirete raadiopurskete allikad. Kuid nende sündmuste taga olevate protsesside mõistmine seisab silmitsi vaatluste keerukusega ja ainult järgmise põlvkonna teleskoobid aitavad astronoomidel nende põletuste saladusi lahti harutada.
"See on universumi põhiprotsess. Me poleks siin, kui poleks olnud supernoovad. Nende katastroofiliste sündmuste käigus tekivad paljud eluks vajalikud elemendid, sealhulgas kaltsium, hapnik ja raud. Arvan, et meie kui universumi kodanike jaoks on oluline seda protsessi mõista,“ lõpetas Dan Milisavlevich.