supernove

supernove- zvijezde koje završavaju svoju evoluciju u katastrofalnom eksplozivnom procesu.

Izraz "supernove" korišten je za opisivanje zvijezda koje su planule puno (redovima veličine) jače od takozvanih "novih zvijezda". Zapravo, ni jedno ni drugo nije fizički novo, već postojeće zvijezde uvijek planu. Ali u nekoliko povijesnih slučajeva, one zvijezde koje su prije bile gotovo ili potpuno nevidljive na nebu planule su, što je stvorilo efekt pojave nove zvijezde. Vrsta supernove određena je prisutnošću vodikovih linija u spektru baklje. Ako jest, onda je supernova tipa II, ako ne, onda je supernova tipa I.

Fizika supernova

Supernove tipa II

Prema modernim konceptima, termonuklearna fuzija na kraju dovodi do obogaćivanja sastava unutarnjih područja zvijezde teškim elementima. U procesu termonuklearne fuzije i stvaranja teških elemenata, zvijezda se skuplja, a temperatura u njezinom središtu raste. (Učinak negativnog toplinskog kapaciteta gravitirajuće nedegenerirane materije.) Ako je masa jezgre zvijezde dovoljno velika (od 1,2 do 1,5 Sunčeve mase), tada proces termonuklearne fuzije dolazi do svog logičnog završetka stvaranjem željeza i jezgre nikla. Željezna jezgra se počinje formirati unutar silikonske ljuske. Takva jezgra naraste u jednom danu i uruši se za manje od 1 sekunde nakon što dosegne Chandrasekharovu granicu. Za jezgru je ta granica od 1,2 do 1,5 Sunčeve mase. Materija pada unutar zvijezde, a odbijanje elektrona ne može zaustaviti pad. Središnja jezgra se sve više skuplja iu nekom trenutku se zbog pritiska u njoj počinju odvijati reakcije neutronizacije – protoni počinju apsorbirati elektrone pretvarajući se u neutrone. To uzrokuje brzi gubitak energije koju nose nastali neutrini (tzv. hlađenje neutrina). Tvar nastavlja ubrzavati, padati i skupljati se sve dok ne počne djelovati odbijanje između nukleona atomske jezgre (protona, neutrona). Strogo govoreći, kompresija se događa čak i više od ove granice: padajuća tvar inercijom prelazi točku ravnoteže zbog elastičnosti nukleona za 50% ("maksimalno stiskanje"). Proces kolapsa središnje jezgre je toliko brz da se oko nje formira val razrjeđivanja. Zatim, prateći jezgru, ljuska također žuri u središte zvijezde. Nakon toga dolazi do "zbijene gumene lopte", a udarni val ulazi u vanjske slojeve zvijezde brzinom od 30.000 do 50.000 km/s. Vanjski dijelovi zvijezde rasprše se u svim smjerovima, au središtu eksplodirane regije ostaje kompaktna neutronska zvijezda ili crna rupa. Taj se fenomen naziva eksplozija supernove tipa II. Ove eksplozije su različite po snazi ​​i drugim parametrima, jer. Eksplodirajuće zvijezde različitih masa i različitog kemijskog sastava. Postoje dokazi da se u eksploziji supernove tipa II oslobađa mnogo više energije nego u eksploziji tipa I, jer. proporcionalni dio energije apsorbira školjka, ali to ne mora uvijek biti slučaj.

Postoji niz nejasnoća u opisanom scenariju. Tijekom astronomskih promatranja utvrđeno je da masivne zvijezde stvarno eksplodiraju, što rezultira stvaranjem maglica koje se šire, au središtu se nalazi brzo rotirajuća neutronska zvijezda koja emitira pravilne impulse radio valova (pulsar). Ali teorija pokazuje da bi izlazni udarni val trebao rastaviti atome na nukleone (protone, neutrone). Na to se mora potrošiti energija, zbog čega se udarni val mora ugasiti. Ali iz nekog razloga to se ne događa: za nekoliko sekundi udarni val stiže do površine jezgre, zatim - do površine zvijezde i otpuhuje materiju. Razmatra se nekoliko hipoteza za različite mase, ali one se ne čine uvjerljivima. Možda u stanju "maksimalnog stiskanja" ili tijekom interakcije udarnog vala s tvari koja nastavlja padati, stupaju na snagu neki fundamentalno novi i nepoznati fizikalni zakoni. Osim toga, tijekom eksplozije supernove s nastankom crne rupe postavljaju se sljedeća pitanja: zašto tvar nakon eksplozije nije potpuno apsorbirana od strane crne rupe; postoji li izlazni udarni val i zašto nije usporen i postoji li nešto slično kao "maksimalno stiskanje"?

Supernove tipa Ia

Mehanizam izbijanja supernova tipa Ia (SN Ia) izgleda nešto drugačije. Riječ je o takozvanoj termonuklearnoj supernovi, čiji se mehanizam eksplozije temelji na procesu termonuklearne fuzije u gustoj ugljično-kisikovoj jezgri zvijezde. Prethodnici SN Ia su bijeli patuljci s masama blizu Chandrasekharove granice. Opće je prihvaćeno da se takve zvijezde mogu formirati kada materija teče iz druge komponente dvojnog zvjezdanog sustava. To se događa ako druga zvijezda sustava izađe izvan svog Rocheovog režnja ili pripada klasi zvijezda sa superintenzivnim zvjezdanim vjetrom. Kako se masa bijelog patuljka povećava, njegova gustoća i temperatura postupno rastu. Konačno, kada temperatura dosegne oko 3×10 8 K, nastaju uvjeti za termonuklearno paljenje smjese ugljik-kisik. Od središta prema vanjskim slojevima, fronta izgaranja počinje se širiti, ostavljajući iza sebe proizvode izgaranja - jezgre željezne skupine. Širenje fronte izgaranja odvija se u režimu spore deflagracije i nestabilno je na razne vrste poremećaja. Od najveće važnosti je Rayleigh-Taylorova nestabilnost, koja nastaje djelovanjem Arhimedove sile na lake i manje guste produkte izgaranja, u usporedbi s gustom ugljično-kisikovom ljuskom. Počinju intenzivni konvektivni procesi velikih razmjera koji dovode do još većeg intenziviranja termonuklearnih reakcija i oslobađanja energije supernove (~ 10 51 erg) potrebne za izbacivanje ljuske. Povećava se brzina fronte izgaranja, moguća je turbulencija plamena i stvaranje udarnog vala u vanjskim slojevima zvijezde.

Druge vrste supernova

Tu su i SN Ib i Ic čiji su prethodnici masivne zvijezde u binarnim sustavima, za razliku od SN II čiji su prethodnici pojedinačne zvijezde.

Teorija supernove

Još ne postoji potpuna teorija o supernovama. Svi predloženi modeli su pojednostavljeni i imaju slobodne parametre koji se moraju podešavati kako bi se dobio traženi uzorak eksplozije. Trenutačno je nemoguće u numeričkim modelima uzeti u obzir sve fizičke procese koji se događaju u zvijezdama, a važni su za razvoj baklje. Također ne postoji potpuna teorija evolucije zvijezda.

Imajte na umu da je preteča dobro poznate supernove SN 1987A, pripisane drugom tipu, plavi superdiv, a ne crveni, kako se pretpostavljalo prije 1987. u modelima SN II. Također je vjerojatno da nema kompaktnog objekta poput neutronske zvijezde ili crne rupe u njegovom ostatku, kao što se može vidjeti iz promatranja.

Mjesto supernove u svemiru

Prema brojnim istraživanjima, nakon rođenja Svemira, on je bio ispunjen samo lakim tvarima - vodikom i helijem. Svi ostali kemijski elementi mogli su nastati samo u procesu sagorijevanja zvijezda. To znači da se naš planet (i ti i ja) sastoji od materije nastale u dubinama pretpovijesnih zvijezda i izbačene negdje u eksplozijama supernove.

Prema znanstvenicima, svaka supernova tipa II proizvodi aktivni izotop aluminija (26Al) oko 0,0001 solarne mase. Raspadom ovog izotopa nastaje tvrdo zračenje, koje se već duže vrijeme opaža, a prema njegovom intenzitetu izračunato je da je rasprostranjenost ovog izotopa u Galaksiji manja od tri Sunčeve mase. To znači da bi supernove tipa II trebale eksplodirati u Galaksiji u prosjeku dva puta u stoljeću, što se ne opaža. Vjerojatno u posljednjim stoljećima mnoge takve eksplozije nisu primijećene (dogodile su se iza oblaka kozmičke prašine). Stoga se većina supernova opaža u drugim galaksijama. Istraživanja dubokog neba na automatskim kamerama povezanim s teleskopima sada omogućuju astronomima da otkriju više od 300 baklji godišnje. U svakom slučaju, krajnje je vrijeme da supernova eksplodira...

Prema jednoj od hipoteza znanstvenika, kozmički oblak prašine, koji se pojavio kao rezultat eksplozije supernove, može ostati u svemiru oko dvije ili tri milijarde godina!

promatranja supernova

Za označavanje supernova astronomi koriste sljedeći sustav: prvo se pišu slova SN (od latinskog S gornji N ova), zatim godina otkrića, a zatim latiničnim slovima - redni broj supernove u godini. Na primjer, SN 1997cj označava supernovu otkrivenu 26 * 3 ( c) + 10 (j) = 88. po redu 1997. godine.

Najpoznatije supernove

• Supernova SN 1604 (Keplerova supernova)
• Supernova G1.9+0.3 (najmlađa u našoj galaksiji)

Povijesne supernove u našoj galaksiji (opažene)

supernova	Datum izbijanja	Konstelacija	Maks. sjaj	Udaljenost (St. godina)	Vrsta bljeskalice	Trajanje vidljivosti	Ostatak	Bilješke
SN 185	, 7. prosinca	Kentaur	-8	3000	ja?	8 - 20 mjeseci	G315.4-2.3 (RCW 86)	Kineske kronike: promatrano u blizini Alpha Centauri.
SN 369		nepoznato	nepoznato	nepoznato	nepoznato	5 mjeseci	nepoznato	Kineske kronike: situacija je vrlo slabo poznata. Ako je bila blizu galaktičkog ekvatora, vrlo je vjerojatno da je bila supernova; ako nije, najvjerojatnije je bila spora nova.
SN 386		Strijelac	+1.5	16,000	II?	2-4 mjeseca
SN 393		Škorpion	0	34000	nepoznato	8 mjeseci	nekoliko kandidata	kineske kronike
SN 1006	, 1. svibnja	Vuk	-7,5	7200	Ia	18 mjeseci	SNR 1006	švicarski redovnici, arapski znanstvenici i kineski astronomi.
SN 1054	, 4. srpnja	Bik	-6	6300	II	21 mjesec	rakova maglica	na Bliskom i Dalekom istoku (ne pojavljuje se u europskim tekstovima, osim nejasnih aluzija u irskim samostanskim kronikama).
SN 1181	, kolovoz	Kasiopeja	-1	8500	nepoznato	6 mjeseci	Moguće 3C58 (G130.7+3.1)	djela profesora pariškog sveučilišta Alexandera Neckema, kineski i japanski tekstovi.
SN 1572	, 6. studenog	Kasiopeja	-4	7500	Ia	16 mjeseci	Ostatak supernove Tycho	Ovaj događaj zabilježen je u mnogim europskim izvorima, uključujući i zapise mladog Tycho Brahea. Istina, plamteću zvijezdu primijetio je tek 11. studenoga, ali ju je pratio čitavu godinu i pol i napisao knjigu "De Nova Stella" ("O novoj zvijezdi") - prvo astronomsko djelo na ovu temu.
SN 1604	, 9. listopada	Zmijonosac	-2.5	20000	Ia	18 mjeseci	Ostatak Keplerove supernove	Od 17. listopada počeo ga je proučavati Johannes Kepler, koji je svoja zapažanja iznio u zasebnoj knjizi.
SN 1680	, 16. kolovoza	Kasiopeja	+6	10000	IIb	nepoznato (manje od tjedan dana)	Ostatak supernove Kasiopeje A	primijetio Flamsteed, katalogizirao zvijezdu kao 3 Cas.

vidi također

Linkovi

• Pskovskiy Yu. P. Nove i supernove- knjiga o novim zvijezdama i supernovama.
• Tsvetkov D. Yu. Zvijezde supernove- suvremeni pregled supernova.
• Aleksej Levin Svemirske bombe- članak u časopisu "Popular Mechanics"
• Popis svih promatranih supernova - List of Supernovae, IAU
• Studenti za istraživanje i razvoj svemira - supernove

Bilješke

Zaklada Wikimedia. 2010. godine.

• supernove
• supernove

Pogledajte što je "Supernova" u drugim rječnicima:

SUPERNOVE ZVIJEZDE Veliki enciklopedijski rječnik

supernove- iznenada blještave zvijezde, čija je snaga zračenja tijekom baklje (od 1040 erg / s i više) mnogo tisuća puta veća od snage nove baklje zvijezde. Eksplozije supernove uzrokovane su gravitacijskim kolapsom. Tijekom eksplozije središnji dio ... Astronomski rječnik

supernove- iznenadno bljeskajuće, takozvane eruptivne zvijezde, čija snaga zračenja premašuje snagu zračenja jedne galaksije (koja broji do stotine milijardi zvijezda). Eksplozija (bljesak) nastaje kao posljedica gravitacijskog kolapsa (kompresije) ... Počeci moderne prirodne znanosti

SUPERNOVE ZVIJEZDE- zvijezde, bljeskovi (eksplozije) praćeni su ukupnim oslobađanjem energije = 1051 erg. U svim ostalim zvjezdanim bakljama oslobađa se, primjerice, puno manje energije. tijekom izbijanja tzv. nove zvijezde do 1046 erg. S. h. u glavnom podijeljena u dvije vrste (I i II). Od… Fizička enciklopedija

supernove- Supernove SUPERNOVE ZVIJEZDE, zvijezde koje naglo (unutar nekoliko dana) povećaju svoj sjaj stotinama milijuna puta. Takav bljesak nastaje zbog kompresije središnjih područja zvijezde pod utjecajem gravitacije i sila izbacivanja (ko ... ... Ilustrirani enciklopedijski rječnik

supernove- zvijezde su zvijezde koje svoju evoluciju završavaju u katastrofalnom eksplozivnom procesu. Izraz "supernove" korišten je za označavanje zvijezda koje su planule puno (redovima veličine) jače od takozvanih "novih zvijezda". Zapravo, ni jedno ni drugo fizički ... ... Wikipedia

supernove- zvijezde koje završavaju svoju evoluciju u katastrofalnom eksplozivnom procesu. Izraz "supernove" korišten je za označavanje zvijezda koje su planule puno (redovima veličine) jače od takozvanih "novih zvijezda". Zapravo, ni jedno ni drugo nije fizički novo ... Wikipedia

supernove- iznenada blještave zvijezde, čija je snaga zračenja tijekom bljeska (od 1040 erg / s i više) mnogo tisuća puta veća od snage bljeska nove zvijezde. Pseudonim gravitacijskog kolapsa dovodi do eksplozije supernove U eksploziji ... ... enciklopedijski rječnik

ZVIJEZDE- vruća svjetleća nebeska tijela, slična Suncu. Zvijezde se razlikuju po veličini, temperaturi i sjaju. U mnogim aspektima, Sunce je tipična zvijezda, iako se čini mnogo svjetlijim i većim od svih ostalih zvijezda, budući da se nalazi mnogo bliže ... ... Collier Encyclopedia

SUPERNOVE ZVIJEZDE- SUPERNOVE ZVIJEZDE, zvijezde koje naglo (unutar nekoliko dana) povećaju svoj sjaj stotinama milijuna puta. Takva baklja nastaje zbog kompresije središnjih područja zvijezde pod djelovanjem gravitacije i sila izbacivanja (pri brzinama od oko 2 ... ... Moderna enciklopedija Read more

Eksplozija supernove je istinski kozmički fenomen. Zapravo, radi se o eksploziji kolosalne snage, uslijed koje zvijezda ili uopće prestaje postojati, ili prelazi u kvalitativno novi oblik - u obliku neutronske zvijezde ili crne rupe. U tom slučaju, vanjski slojevi zvijezde su izbačeni u svemir. Rasipajući se velikom brzinom, stvaraju prekrasne sjajne maglice.

Maglica Rak postala je poznata 1758. kada su astronomi čekali povratak Halleyeva kometa. Charles Messier, poznati "hvatač kometa" tog vremena, tražio je repatog gosta među rogovima Taurusa, gdje je i predviđen. No umjesto toga, astronom je otkrio izduženu maglicu, koja ga je toliko zbunila da ju je zamijenio za komet. U budućnosti, kako bi izbjegao zabunu, Messier je odlučio katalogizirati sve maglovite objekte na nebu. Maglica Rak je kataloški broj 1. Ovu sliku maglice Rak napravio je svemirski teleskop Hubble. Prikazuje mnoge detalje: plinska vlakna, čvorove, kondenzacije. Danas se maglica širi brzinom od oko 1500 km/s, a promjena njezine veličine vidljiva je na fotografijama snimljenim u razmaku od samo nekoliko godina. Ukupne dimenzije maglice Rak premašuju 5 svjetlosnih godina.

Maglica Rak (ili M1 prema katalogu C. Messiera) jedan je od najpoznatijih svemirskih objekata. Poanta ovdje nije njezin sjaj ili posebna ljepota, već uloga koju je Rakova maglica odigrala u povijesti znanosti. Maglica je ostatak eksplozije supernove koja se dogodila 1054. godine. U kineskim kronikama sačuvana su spominjanja pojave vrlo svijetle zvijezde na ovom mjestu. M1 je u zviježđu Bika, pored zvijezde ζ; u tamnim prozirnim noćima može se vidjeti dalekozorom.


Poznati objekt Kasiopeja A, najsjajniji izvor radio emisije na nebu. Ovo je ostatak supernove koja je eruptirala oko 1667. godine u zviježđu Kasiopeje. Čudno, ali ne nalazimo nikakav spomen sjajne zvijezde u analima druge polovice 17. stoljeća. Vjerojatno je u optičkom rasponu njegovo zračenje bilo jako oslabljeno međuzvjezdanom prašinom. Kao rezultat posljednje promatrane supernove u našoj galaksiji, još uvijek postoji Keplerova supernova.


Krabolika maglica u optici, toplinskim i rendgenskim zrakama. U središtu maglice nalazi se pulsar, supergusta neutronska zvijezda koja emitira radio valove i stvara X-zrake u okolnoj materiji (X-zrake prikazane plavom bojom). Promatranja Rakove maglice na različitim valnim duljinama dala su astronomima temeljne informacije o neutronskim zvijezdama, pulsarima i supernovama. Ova slika je kombinacija tri slike snimljene svemirskim teleskopima Chandra, Hubble i Spitzer.


Ostatak Tychoove supernove. Supernova je eruptirala 1572. godine u zviježđu Kasiopeje. Sjajnu zvijezdu promatrao je Danac Tycho Brahe, najbolji astronom-promatrač predteleskopske ere. Knjiga koju je Brahe napisao u jeku tog događaja bila je od ogromnog ideološkog značaja, jer se u to vrijeme vjerovalo da su zvijezde nepromjenjive. Već u naše vrijeme astronomi su dugo lovili ovu maglicu teleskopima, a 1952. godine otkrili su njeno radiozračenje. Prva fotografija u optici nastala je tek šezdesetih godina prošlog stoljeća.


Ostatak supernove u zviježđu Jedra. Većina supernova u našoj Galaksiji pojavljuje se u ravnini Mliječne staze, budući da se ovdje rađaju i provode svoje kratke živote masivne zvijezde. Vlaknaste ostatke supernove teško je vidjeti na ovoj slici zbog obilja zvijezda i crvenih vodikovih maglica, ali se sferična ljuska koja se širi ipak može prepoznati po zelenkastom sjaju. Supernova u Sailsu izbila je prije otprilike 11-12 tisuća godina. Tijekom izbijanja, zvijezda je izbacila ogromnu masu materije u svemir, ali se nije potpuno urušila: na njenom je mjestu bio pulsar, neutronska zvijezda koja je emitirala radio valove.


Maglica Olovka (NGC 2736), dio ljuske supernove u zviježđu Vela. Zapravo, maglica je udarni val koji se širi svemirom brzinom od pola milijuna kilometara na sat (na slici leti odozdo prema gore). Prije nekoliko tisuća godina ta je brzina bila i veća, ali je pritisak okolnog međuzvjezdanog plina, koliko god on bio neznatan, usporavao ekspandirajući omotač supernove.


Krupni plan NGC 6962 ili Istočnog vela. Drugi naziv za ovaj objekt je Mrežna maglica


Maglica Simeiz 147 (aka Sh 2-240) ogroman je ostatak eksplozije supernove, smješten na granici sazviježđa Bika i Zvijezda. Maglicu su 1952. godine otkrili sovjetski astronomi G. A. Shain i V. E. Gaze u zvjezdarnici Simeiz na Krimu. Eksplozija se dogodila prije otprilike 40.000 godina, a tijekom tog vremena materijal koji se širio je zauzimao površinu neba 36 puta veću od površine punog Mjeseca! Stvarne dimenzije maglice su impresivnih 160 svjetlosnih godina, a udaljenost do nje procjenjuje se na 3000 svjetlosnih godina. godine. Posebnost objekta su dugi zakrivljeni plinski filamenti, koji su maglici dali ime Spaghetti.


Maglica Meduza, još jedan dobro poznati ostatak supernove, nalazi se u zviježđu Blizanaca. Udaljenost do ove maglice je slabo poznata i vjerojatno je oko 5000 svjetlosnih godina. Datum eksplozije također je poznat vrlo približno: prije 3 - 30 tisuća godina. Sjajna zvijezda s desne strane je zanimljiva varijabla, eta Blizanaca, koja se može promatrati (i proučavati promjene u njezinom sjaju) golim okom.


Posljednja eksplozija supernove opažena golim okom dogodila se 1987. u obližnjoj galaksiji, Velikom Magellanovom oblaku. Sjaj supernove 1987A dosegnuo je 3 magnitude, što je dosta s obzirom na ogromnu udaljenost do nje (oko 160 000 svjetlosnih godina); Praotac supernove bio je plavi hipergigant. Nakon eksplozije, na mjestu zvijezde ostala je maglica koja se širila i misteriozni prstenovi u obliku broja 8. Znanstvenici sugeriraju da bi razlog njihove pojave mogla biti interakcija zvjezdanog vjetra zvijezde prethodnice s plinom izbačenim tijekom Eksplozija

Eksplozija supernove je događaj nevjerojatnih razmjera. Zapravo, eksplozija supernove znači kraj njenog postojanja ili, što se također događa, ponovno rođenje u obliku crne rupe ili neutronske zvijezde. Kraj života supernove uvijek je popraćen eksplozijom velike snage, tijekom koje se tvar zvijezde izbacuje u svemir nevjerojatnom brzinom i na velike udaljenosti.

Eksplozija supernove traje samo nekoliko sekundi, ali tijekom tog kratkog vremenskog razdoblja oslobađa se fenomenalna količina energije. Tako, na primjer, eksplozija supernove može emitirati 13 puta više svjetlosti nego cijela galaksija koja se sastoji od milijardi zvijezda, a količina zračenja oslobođena u obliku gama i rendgenskih valova u sekundi višestruko je veća nego u milijardama godine života.

Budući da eksplozije supernova ne traju dugo, posebno uzimajući u obzir kozmičke razmjere i magnitudu, one se uglavnom poznaju po posljedicama. Takve posljedice su ogromne plinovite maglice, koje nastavljaju svijetliti i širiti se u svemiru još jako dugo nakon eksplozije.

Možda je najpoznatija maglica nastala kao rezultat eksplozije supernove rakova maglica. Zahvaljujući kronikama drevnih kineskih astronoma, poznato je da je nastao nakon eksplozije zvijezde u zviježđu Bika 1054. godine. Kao što možete pretpostaviti, bljesak je bio toliko jak da se mogao vidjeti golim okom. Sada se Rakova maglica može vidjeti u tamnoj noći običnim dalekozorom.

Maglica Rak se i dalje širi brzinom od 1500 km u sekundi. Trenutno njegova veličina prelazi 5 svjetlosnih godina.

Gornja fotografija je kompilacija tri slike snimljene u tri različita spektra: rendgenskom (Chandra teleskop), infracrvenom (Spitzer teleskop) i konvencionalnom optičkom (). X-zrake su predstavljene plavom bojom, a njihov izvor je pulsar - nevjerojatno gusta zvijezda nastala nakon smrti supernove.

Maglica Simeis 147 je jedna od najvećih poznatih maglica u ovom trenutku. Supernova koja je eksplodirala prije otprilike 40.000 godina stvorila je maglicu od 160 svjetlosnih godina. Otkrili su ga sovjetski znanstvenici G. Shayon i V. Gaza 1952. godine u istoimenoj zvjezdarnici Simeiz.

Fotografija prikazuje posljednju eksploziju supernove koja se mogla promatrati golim okom. Dogodilo se 1987. u galaksiji Veliki Magellanov oblak na udaljenosti od 160 000 svjetlosnih godina od nas. Od velikog su interesa neobični prstenovi u obliku broja 8, o čijoj pravoj prirodi znanstvenici još uvijek samo nagađaju.

Maglica Meduza u zviježđu Blizanaca također nije proučavana, ali je vrlo popularna zbog svoje neviđene ljepote i velike zvijezde pratilice koja povremeno mijenja svoj sjaj.

O eksplozijama supernova u našoj Galaksiji prvi je govorio K. Lundmark 1921. godine. Vjerovao je da su sjajni bljeskovi opaženi u starom i srednjem vijeku galaktičke nove i one zvijezde koje su kasnije nazvane supernove. Primjećujući izbijanje 1054. godine, promatrano u Kini, istaknuo je da je njegovo mjesto blizu maglice rakova - plinskog ugruška vlaknaste strukture, nalik na raka. Zanimljivo je da su ovu maglicu 1921. godine proučavali i američki astronomi C. Lampland i J. Duncan i obojica utvrdili da se sustavno širi, a trajanje širenja je gotovo devet stoljeća.

Sada nam je lako usporediti te činjenice i utvrditi podudarnost izbijanja s nastankom maglice, ali ni Lundmark ni američki istraživači nisu došli do takvog zaključka. Samo sedam godina kasnije, E. Hubble je prvi put usput primijetio ovu podudarnost, a deset godina kasnije, Lundmark je već samouvjereno rekao da je Rakova maglica nastala kao rezultat izbijanja 1054. Pronašao je prividnu veličinu izbijanja i udaljenost do Rakova i dobio svoju apsolutnu zvjezdanu vrijednost koja se pokazala mnogo višom od one konvencionalne nove. Time je dokazano da je 1054. godine u Galaksiji došlo do eksplozije supernove. Ništa manje važno nije bilo utvrđivanje činjenice da je na svom mjestu ostala maglica koja se širi. Razlog za sedamnaestogodišnju odgodu je, očito, bio taj što je u najautoritativnijoj drevnoj kineskoj kronici rečeno da se "nekoliko inča jugoistočno od Tian-Kuana pojavila gostujuća zvijezda (kako je nazvana pojava zvijezda i kometa u Kina)". "Inč" je u ovom slučaju oko jedan i pol stupanj luka nebeske sfere. Obično se vjerovalo da je glavna zvijezda zviježđa "Tian-Kuan" ("Nebeska barijera") $\zeta$ Bik (slika 23). Međutim, maglica Rak se nalazi ne jugoistočno, već sjeverozapadno od ove zvijezde. Morao sam posumnjati da postoji greška u kineskom tekstu.

Riža. 23. Zviježđe Bik i njegova okolina.
Stupnjeve podjele označene su na lijevom rubu karte, debela linija sa stupnjevima je ekliptika. Granice zviježđa Bika i drugih modernih zviježđa ocrtane su točkastom linijom, glavne zvijezde označene su slovima grčke abecede. Konfiguracije kineskih zviježđa prikazane su punim linijama, a njihova imena navedena su u kurzivu. Maglica Rak je označena sa X.

Ali povjesničari znanosti u drevnoj Kini snažno odbacuju mogućnost pogreške. Godine 1971. specijalist za drevnu kinesku astronomiju Ho Ping-yu (Malezija) i američki sinolozi F. Paar i P. Parsons istaknuli su još jedan tekst sa sličnim opisom izbijanja jugoistočno od "Tian-Kuana". Dakle, u kronici nije bilo greške. Moramo potražiti još jedan razlog za zabunu u utvrđivanju mjesta izbijanja. Čini se da je to autoru ove knjige pošlo za rukom.

Na drevnim kineskim kartama zvjezdanog neba gotovo da nema zviježđa s istim imenima, a pokazalo se da ih je samo "Tien Guan" pet: u modernim zviježđima Bika, Djevice, Strijelca, Blizanaca i Jarca. Još jedan od prvih istraživača kineskog sustava zviježđa G. Schlegel 1875. primijetio je da se svaka od tih "Nebeskih barijera" sastoji od dvije sjajne zvijezde, ali glavna stvar - da linija između tih zvijezda barijera nužno prelazi ekliptiku - ostala je nezamijećena. . Ali to je bila svrha ovih posebnih sazviježđa: ona su igrala ulogu pravih barijera koje su na pet mjesta blokirale glavnu "nebesku magistralu" - ekliptiku, u čijem se području odvija kretanje nebeskih tijela: planeta, Sunca i Mjeseca.

Schlegel i drugi nakon njega smatrali su drugu zvijezdu "Tian-Kuan" u Biku blijedom zvijezdom južno od Bika i nisu uzeli u obzir da takva barijera ne prelazi ekliptiku. To je bila pogreška koja je dovela do zabune u utvrđivanju mjesta eksplozije supernove.

Bik je također prirodni par zvijezda koji zadovoljava naše zahtjeve. Uzgred, Hiparh ih naziva "rogovima" Bika, koji se s njima susreću sa svjetiljkama koje se kreću duž ekliptike - uloga vrlo slična "Nebeskoj barijeri"! Zašto nitko nije obratio pozornost na Bika kao prirodnu i, štoviše, glavnu svijetlu komponentu "Tian-Kuana"? Budući da veza barijera s ekliptikom nije otkrivena, a osim toga, ova je zvijezda bila jedna od glavnih zvijezda susjednog zviježđa "U-Che" ("Pet kočija"), smještenog na mjestu našeg zviježđa Auriga. Ali to je također bio beznačajan prigovor, jer "Tian-Kuan" nisu posve neovisna zviježđa: u Strijelcu i Blizancima oni su istovremeno dio susjednih zviježđa. Isto je i s "Barijerom" u Biku.

Za Kineze je bio strogi običaj da naznače položaj "zvijezde gošće" u odnosu na najsjajniju zvijezdu u zviježđu. U "Tian-Kuanu" u Biku, sada moramo smatrati Bika takvom zvijezdom, a zatim kontroverzni tekst iz kineske kronike dobiva jasno tumačenje: "jugoistočno od Bika na udaljenosti od nekoliko stupnjeva." Jugoistočno od ove zvijezde, sedam stupnjeva od nje, nalazi se Rakova maglica.

U narednim poglavljima govorit ćemo puno više o Rakovoj maglici, jer je odigrala iznimnu ulogu u astrofizičkim istraživanjima. Stoga su od posebnog interesa detaljne informacije o bljeskalici: njezina svjetlina, boja, njihove promjene i druge značajke. Međutim, gotovo da nema izravnih usporedbi sjaja blještave zvijezde s bilo čim drugim. Ipak, pokušali su 1942. godine istražiti problem nizozemski astronom J. Oort i Amerikanac N. Mayall. Iz kineskih tekstova utvrdili su da je supernova prvi put primijećena 4. srpnja, i to čak 23 dana prije mraka, a noću je promatrana do sredine travnja 1056. godine.

Ako uzmemo u obzir da Veneru možemo vidjeti kada Sunce nije zašlo, kada njen sjaj premaši magnitudu - 3,5, a supernova prestane biti vidljiva noću, nakon što joj je sjaj pao na 5. magnitudu, tada dobivamo da je zvijezda je oslabio za 8,5 magnituda unutar 650 dana, u prosjeku za 1,3 magnitude po sto dana. Ali sada znamo da je tako spora stopa raspadanja, u kombinaciji sa sporim širenjem ljuske (kao što je opaženo u Rakovoj maglici), moguća samo u supernovama tipa II.

Oort i Mayall odbacili su nekoliko referenci na ranije datume viđenja supernove, osobito japanske zapise od kraja svibnja, budući da je supernova tada bila zaklonjena Suncem i nemoguće ju je vidjeti, te tri kineska teksta koji tvrde da je došlo do pomrčine Sunca 1054. godine. danju i "gostujuća zvijezda" pojavila se u "lunarnoj kući Mao" (Plejade)". Mjesta i trenuci svih pomrčina točno su izračunati u "Kanonu pomrčina" T. Oppolzera, a dotična pomrčina dogodila se na svibanjski mladi mjesec u Južnoj Kini poslijepodne 9. svibnja 1054. Sada, 40 godina nakon radu Oorta i Mayalla, možemo reći da ni japanski ni kineski tekstovi nisu sadržavali pogreške: supernova je viđena u svibnju. Moderni tumači su bili u zabludi. Ali to je postalo jasno nakon što su pronađene informacije o promatranjima supernove u Armeniji.

Godine 1969. sovjetski istraživači I.S. Astapovich i B.E. Tumanyan je pronađen u depozitoriju drevnih armenskih rukopisa Matenadaran, a 1975. konačno je dešifriran astronomski tekst Etum Patmich. U prijevodu je rekao da se 1054. godine “zvijezda pojavila na Mjesečevom disku kad je bio mladi mjesec 14. svibnja u prvoj polovici noći”. Već znamo da je prema modernom kalendaru mladi mjesec bio 9. svibnja, a nešto više od jednog dana kasnije, kako proračuni pokazuju. Mjesec je najbliži supernovi. Taj se trenutak mogao promatrati u Erevanu 10. svibnja na zalasku Mjeseca, koji je dan nakon mladog Mjeseca izgledao poput izuzetno uskog polumjeseca. Ali supernova je bila gotovo četiri promjera mjeseca ispod Mjeseca. N.S. Astapovich je uvjerljivo pokazao da se ta udaljenost u blizini horizonta može značajno smanjiti pomoću tri optička učinka: horizontalne paralakse Mjeseca, iradijacije i anomalnog loma svjetlosti zvijezde u blizini horizonta. Posljedično, mogao se promatrati upečatljiv prizor sjajne zvijezde u blizini polumjeseca.

Ako je Patmich vidio supernovu, onda su tekstovi koji su zabilježili njezinu pojavu tijekom pomrčine točni. Činjenica je da se indikacija "lunarne kuće Mao" očito odnosi samo na Sunce, koje je u vrijeme pomrčine doista bilo na Plejadama. Možda je u tekstu zabilježeno da su na zamračenom nebu tijekom pomrčine, među poznatim zvijezdama, vidjeli i “zvijezdu gošću”. Kada je pomrčina završila, nestala je u danjem svjetlu, stoga još uvijek nije bila dovoljno svijetla i dosegla je svoj maksimum sljedeći dan. Do početka srpnja, tijekom gotovo dva mjeseca, mogao je biti svjetliji od -3,5 magnitude i, povremeno, promatran na plavoj pozadini neba dok Sunce još nije zašlo. Dugi boravak na maksimumu također je karakterističan, kao što znamo, za supernove tipa II - to je još jedan argument u korist takve klasifikacije izbijanja.

Osim mogućeg promatranja supernove u Armeniji, sada su poznate i druge okolnosti povezane s izbijanjem 1054. godine, čija je pouzdanost uvjetna, ali su vjerojatno kombinirane s drugim pouzdanijim informacijama o supernovi. Ovo su uklesane stijene u pustinji sjeverne Arizone.

Godine 1955. američki arheolog W. Miller otkrio je ondje dva crteža na stijenama neobičnog za sjevernoameričke Indijance motiva polumjeseca i kruga koji prikazuje zvijezdu (sl. 24). Jedan crtež nalazio se u špilji na planini White Table i prikazivao je mladi Mjesec sa sjajnom zvijezdom na donjem rogu, a drugi, koji se nalazio nedaleko od prvog na zidu kanjona Navajo, prikazivao je srp okrenut na drugu stranu, tj. stari Mjesec i zvijezda ispod njega .

Riža. 24. Arizona rock art.
Lijevi crtež pronađen je u špilji planine White Table i prikazuje mladi Mjesec koji se približava zvijezdi, desni crtež je na zidu Navajo kanjona; stari mjesec i sjajna zvijezda.

Ostaci ugljena u ložištima špilja i stil crteža u ovom dijelu kanjona pokazuju da su špilje u 10.-12. stoljeću naseljavali Navajo Indijanci. Najvjerojatnije su Indijci bili zadivljeni spektakularnim spektaklom blizine Mjeseca i supernove iz 1054. Mjesečevi susreti sa zvijezdama na njegovom putu događaju se točno nakon 27 dana i 7 sati. Konkretno, stari se Mjesec približio supernovi 4. lipnja 1054., nedugo nakon što se počelo promatrati u Kini. Ovaj događaj bi mogao odgovarati uzorku u kanjonu. Što se tiče crteža u špilji, Miller i astronomi koji su ga kasnije proučavali vjerovali su da je drevni umjetnik sliku Mjeseca okrenuo naglavačke, kao što čine naši suvremenici kada ih se iznenada traži da nacrtaju Mjesec po sjećanju. Da bi potvrdili tu činjenicu, organizirani su čak i masovni eksperimenti, koji su potvrdili nepažnju naših suvremenika. Pa, kao i obično, opet su okrivili antičkog umjetnika za pogreške.

Riža. 25. Krivulje svjetlosti pet galaktičkih supernova.
Horizontalno - faza u danima, okomito - prividne zvjezdane veličine. 1 - Kineska supernova 185 2 - Supernova 1006 3 - Supernova 1054, 4 - Supernova Brahe 1572, 5 - Keplerova supernova 1604

Ali usporedba sa suvremenim čovjekom ne podnosi kritiku. Mjesec u doba neolitika i još dugo nakon njega za ljude nije bio obična noćna svjetiljka, već i sat i kalendar. Po položaju na nebu i po fazi moglo se procijeniti doba dana i dan u lunarnom mjesecu. Još uvijek je bilo nemoguće zamijeniti mladi Mjesec sa starim, jer je mladi Mjesec vidljiv navečer, a stari ujutro.

Očigledno su prikazana dva različita događaja. JE. Astapovich je skrenuo pozornost na činjenicu da crtež u špilji, koji se smatrao obrnutim, točno odgovara svibanjskom približavanju Mjeseca supernovi, koja je viđena 10. svibnja u Armeniji na zalasku sunca. Ali u Arizoni je taj trenutak bio danju, Mjesec je postao vidljiv tek nekoliko sati kasnije, kada je počeo zalaziti. Udaljenost između nje i zvijezde na zalasku sunca u Arizoni više nije bila minimalna.

Na sl. 25 prikazuje pretpostavljenu svjetlosnu krivulju Supernove iz 1054. Na svom maksimumu dosegnula je -5. magnitudu, a fotometrijska klasa je vjerojatno bila II.5.

Potraga za galaktičkim supernovama

Godine 1943.-1945. Sovjetski astronom B.V. Kukarkin i američki astronom W. Baade neovisno su istraživali još dvije galaktičke supernove. Bili su to najsjajniji izboji zvijezda na pragu teleskopske epohe, poznati kao Nova Tychoa Brahea iz 1572. i Nova iz 1604. Johannesa Keplera. Naši suvremenici koristili su se usporedbama sjaja novih planeta i susjednih zvijezda koje su dane u djelima Brahea i Keplera . Sada je moguće točno izračunati magnitude planeta za bilo koji trenutak u prošlosti, a poznate su i točne magnitude zvijezda vidljivih golim okom. To je omogućilo rekonstrukciju svjetlosnih krivulja obje svijetle baklje (prikazane su na slici 25). Korejski povijesni zapisi o Novom Kepleru također su bili nejednako traženi, značajno nadopunjavajući europska promatranja. Maksimalni sjaj Supernove iz 1572. bio je prema našim definicijama -4,5, a Supernove iz 1604. bio je -3,5, tj. u oba slučaja je dostigao sjaj Venere. Ali najzanimljivije je to što se njihove krivulje svjetlosti ne samo pokazale definitivno tipa I, već su obje najbolje odgovarale fotometrijskoj klasi I.12.

Na mjestima izbijanja, najprije na New Kepleru, a zatim na New Braheu, W. Baade je otkrio slabe neravne nitaste maglice. Iako se ove maglice u detaljima razlikuju od maglice Rakovica, to je još uvijek bio novi znak za potragu za supernovama u našoj Galaksiji, uključujući one koje, iz ovog ili onog razloga, u prošlosti nisu promatrane kao bljeskovi. Stoga je bilo sasvim prirodno sugerirati, koji je 1946. iznio Oort, da je velika nitasta maglica u zviježđu Labuda također ostatak supernove koji je davno usporio u međuzvjezdanom plinu. Više od tri tuceta takvih nitastih maglica već je pronađeno na nebu. Najsjajnije od njih proučavali su sovjetski astrofizičari G.A. Shain i V.F. Gaza. Svi ovi ostaci supernove stari su tisućama godina.

Godine 1948. otkriveni su prvi jaki izvori kozmičke radio emisije, a neki od njih leže u području Mliječne staze. Ti su izvori nazvani Strijelac A (kasnije pronađen u jezgri galaksije), Kasiopeja A i Bik A. U to su vrijeme radioteleskopi vrlo grubo određivali položaj radioizvora na nebu, no još godinu dana kasnije, australski radioastronom J. Bolton i njegovi kolege otkrili su da se raniji otvoreni radio izvor Bika A poklapa po položaju s maglicom Rak.

Proučavanje ovog radio izvora na nekoliko valnih duljina pokazalo je da njegov intenzitet raste s prijelazom na veće valne duljine. To je bila važna činjenica čije su se posljedice kasnije shvatile. Već znamo da zagrijana nebeska tijela emitiraju i valove u radijskom području, no ako je izvor zračenja toplinski, tada njegov intenzitet na radio valovima opada s prijelazom na dulje valove. U slučaju Rakove maglice, međutim, tijek promjene intenziteta radioemisije s valnom duljinom je drugačiji: intenzitet raste s povećanjem valne duljine. To pokazuje da radioemisija objekta nema toplinski karakter. Gledajući unaprijed, primijetit ćemo da je, osim ostataka supernova, netoplinsko zračenje prisutno u izvangalaktičkim izvorima: radiogalaksijama i kvazarima. Slabu netermalnu radio emisiju također stvara međuzvjezdani medij spiralnih krakova.

Otkriće netermalne radio emisije iz maglice Rakovica potaknulo je potragu za ostacima supernove pomoću ove nove značajke. Godine 1952. Baade je pronašao blijedu nitastu maglicu na mjestu gdje se promatra radio izvor Kasiopeja A. Sovjetski astronomi P.P. Parenago i J.S. Shklovsky je sugerirao da je to također ostatak supernove, možda čak i promatrane u drevnoj Kini (u zviježđu Kasiopeja, drevni promatrači su vidjeli mnogo izbijanja). Drugi istraživači, poput Minkowskog, nisu se slagali s njihovim gledištem.

Ali 1955. R. Minkowski je uspio izmjeriti kretanje nakupina ove maglice i otkrio da je, unatoč različitosti od Rakove maglice, ona također dio omotača koji se brzo širi. Morao je povući svoje prigovore. Iz širenja maglice bilo je moguće odrediti starost ove supernove. Najnovija istraživanja kanadskih astronoma K. Campera i S. van den Berga ukazuju na datum izbijanja oko 1653. godine s nesigurnošću od oko 3 godine. To znači da se to dogodilo sasvim nedavno, već nakon izbijanja supernova Brahe i Kepler, u doba teleskopa Jana Heveliusa, ali u međuvremenu nije viđeno u zviježđu Kasiopeje, koje je uvijek dostupno promatranjima i ne postavlja se u umjerenim širinama naše polutke. Mlada supernova koju je otkrila radioastronomija pokazala se izuzetno zanimljivim objektom u mnogočemu.

Do danas je radioastronomija omogućila pronalaženje 135 netermalnih radio izvora koji pripadaju našoj Galaksiji. Oni su ostaci supernove različite starosti. Samo za relativno mlade objekte, dovoljno detaljno promatrane u prošlim stoljećima od strane naših prethodnika, možemo odrediti tip, a ponekad čak i fotometrijsku klasu, supernove iz svjetlosnih krivulja.

Promatranja supernove u antici

Znanstvenici su dugo prikupljali informacije o drevnim promatranjima zvjezdanih baklji, pojavljivanja kometa i drugih neobičnih pojava. Prvi sažeci takvih podataka, sastavljeni iz kineskih, bliskoistočnih i europskih izvora, pripadaju francuskom istraživaču kometa A.G. Pingre, koji je 1783. objavio dvotomno djelo Kometografija. Koristio je neke rimske i biblijske tekstove, kao i prve prijevode srednjovjekovne kineske enciklopedije "Wenxian Tongkao", koju je sastavio Ma Duanlin, te neke druge rukopise, od kojih su neki zatim potpuno izgubljeni tijekom ere Francuske revolucije.

Nažalost, Pingreov popis nezasluženo su zaboravili i Humboldt i Lundmark. Do danas, najcjelovitiju zbirku svih pojava koje se iz ovog ili onog razloga smatraju zvjezdanim bakljama sastavio je autor ove knjige i uključio je u međunarodni "Opći katalog promjenjivih zvijezda", koji se redovito ažurira novim podacima.

Od antičkih vremena do 1700. godine postoji oko 200 izbijanja, uglavnom novih zvijezda, a potrage u analima rukopisa i kronika se nastavljaju. Imajte na umu da se donedavno vjerovalo da je u Europi, na Mediteranu i Bliskom istoku zabilježeno malo epidemija: samo 5-7, a ostale su zabilježene u zemljama Dalekog istoka. Oslanjajući se na materijale Pingrea, rimske kronike pokazale su da je na Zapadu zabilježeno oko 25 izbijanja. Ovo je već ozbiljan doprinos, koji se koristi za unakrsnu usporedbu opisa baklji.

Kako se među promatranim bakljama mogu identificirati supernove? Tri sjajne galaktičke supernove o kojima smo govorili na prethodnim stranicama dosegle su i premašile magnitudu -3,5. I to nije slučajno. Da bi se bljesak zvijezde mogao lako otkriti golim okom, mora biti najmanje 3. magnitude. Tada razbija uobičajene figure zviježđa i upada u oči. Nova zvijezda će imati takav maksimalni sjaj ako se nalazi ne dalje od tisuću svjetlosnih godina od nas. S druge strane, supernova koja je eruptirala u najudaljenijem dijelu naše Galaksije, da nije bilo međuzvjezdane apsorpcije, bila bi svjetlija od nulte magnitude i promatrana bi, ovisno o vrsti krivulje svjetlosti, bila od 3 do 8 mjeseci. Stoga postoji velika mogućnost da je bljesak svjetliji od nulte magnitude supernova.

Sve do posljednjih godina, najstariji izvještaj koji je došao do nas o opažanjima sjajnih zvijezda bio je spomen kometa 2296. pr. e., pronašao Pingre i sadržan u zapisima usmenih predaja o prvom kineskom vladaru Yaou. Pisanje u Kini nastalo je jedno i pol tisućljeće kasnije. No prije nekoliko godina J. Mikhanovsky (SAD) dešifrirao je glinenu pločicu Sumerana (stanovnika stare Mezopotamije), na kojoj je zabilježena i najstarija usmena legenda o "drugom božanstvu-suncu" koje se pojavilo na južnoj strani neba. , ali je ubrzo izblijedio i nestao. Ovaj fenomen se pripisuje 3-4 tisućljeća pr. e. a povezuju se s eksplozijom supernove, nakon koje je ostao nama najbliži ostatak - maglica Sail X.

Sada imamo sigurne i pouzdane informacije o eksploziji, očito supernovoj, koja je viđena u Kini 7. prosinca 185. godine. e. i bio je vidljiv do srpnja 186. ili 187. Evo kako je ovaj fenomen opisan: "U razdoblju Zhong-Qinga, u drugoj godini, 10. mjeseca na dan Kwei-Hao, izvanredna zvijezda pojavila se usred Nan-Meng. Bila je veličine bambusovog abakusa i uzastopno je pokazivala pet boja. Postupno je smanjivala svoj sjaj prema 6. mjesecu nakon sljedeće godine, kada je nestala." Ovaj opis sadrži datum nastanka pojave, njeno trajanje i mjesto na nebu, naznačen je njen karakter: nepomičnost među zvijezdama, slabljenje sjaja i promjena boje. Napominjemo da je ovo jedini spomen fenomena 185, druge informacije nisu dospjele do nas.

Zviježđe "Nan-Man" također je Centauri. U Luoyangu, drevnoj prijestolnici Kine, dizala se tri stupnja iznad horizonta i bila je vidljiva najviše dva sata noću, tako da zvijezda mora biti iznimno sjajna da bi se primijetila. Vjerovalo se da je epidemija trajala 7 mjeseci, ali F. Stephenson tvrdi da odgovarajući hijeroglif u tekstu ne treba prevoditi kao "sljedeće godine", već u smislu "sljedeće godine", i procjenjuje trajanje na 20 mjeseca.

Po našem mišljenju, odlučujući argument koji svjedoči o izbijanju supernove, a ne nove zvijezde, je dosljedna promjena boje izbijanja. Nove zvijezde gotovo ne mijenjaju svoju boju, dok su supernove najviše bijele, a zatim redom žute, crvene, žute i ponovno bijele. Budući da se u tekstu govori o pet boja, prva zapažanja odnose se na stupanj bijele boje, odnosno na maksimalnu svjetlinu.

Koliki je bio maksimalni sjaj supernove? Tekst ne daje izravne informacije, ali ih možemo izračunati iz trajanja pojave. Sedmomjesečna vidljivost zvijezde u blizini horizonta označava zvjezdanu magnitudu baklje ne veću od -4, a 20-mjesečna od -4 do -8 magnitude. Ispada prilično širok izbor, koji se može ograničiti ako pronađete ostatak supernove.

Četiri netermalna radio izvora, tj. ostaci supernove, pronađeni su između i Centauri. Nalazi se u sredini i podudara se sa slabom nitastom maglicom. Nedavno je detektirana njegova toplinska emisija X-zraka, što je znak relativne mladosti ostatka supernove. Njegova starost, izračunata prema intenzitetu radioemisije, manja je od starosti ostala tri, ali prelazi 1700 godina, tj. ispada da je starija od opaženog izbijanja, što treba pripisati grubosti ove metode određivanja određivanje starosti. Udaljenost do ostatka je 2-3 kpc, pa bi supernova tipa I koja je eksplodirala na takvoj udaljenosti, nakon što je oslabila međuzvjezdanom apsorpcijom, dosegla -4. magnitudu, a u slučaju tipa II bila bi -2. . Očigledno, tip I je prikladniji.

Pokušaji da se eksplozije supernova opisane u drevnim tekstovima identificiraju "na mala vrata", koristeći podatke o ostacima galaktičkih supernova, bili su u velikoj modi prije dvadesetak godina. Njihova slaba točka bile su vrlo grube naznake kronika o području žarišta. Kada je postalo moguće nekako odrediti starost posmrtnih ostataka, otkrila se imaginarna priroda mnogih "identifikacija".

Važnu ulogu sada igra potraga za starim tekstovima koji sadrže dragocjene astronomske informacije. Posebno je poučna u tom pogledu povijest proučavanja Supernove iz 1006. Ova eksplozija, opažena u južnom zviježđu Vuka, blizu horizonta, spomenuta je u sedam japanskih, šest kineskih, šest europskih, pet arapskih i jednom korejskom jeziku. kronike. Kroničari koji su opisivali fenomene nisu uvijek bili profesionalni promatrači i očevici, ali ponekad postoje opisi očevidaca. Takav je bio astrolog Ali ben Ridwan, koji je detaljno opisao fenomen 1006. godine, koji je osobno vidio u mladosti. Dobro je zapamtio položaj planeta kada se zvijezda pojavila, a američki istraživač B. Goldstein uspio je utvrditi datum i mjesto ove pojave na nebu. Slične je rezultate dobio iz kineskih kronika.

Kao iu slučaju Supernove iz 1054. godine, ovdje se suočavamo s nedostatkom informacija o sjaju supernove. Zanimljivo je, međutim, da je prvi opis supernove 28. travnja, od strane japanskih astronoma, primijetio bijelo-plavu boju zvijezde, a kasniji promatrači jednoglasno nazivaju boju zvijezde žutom i zlatnom. Sudeći po ovim informacijama, Japanci su ovu supernovu vidjeli i prije nego što je postigla svoj maksimalni sjaj. Kineski izvori također su primijetili da je 1. svibnja njezin sjaj postupno rastao i približio se sjaju Venere. Pet izvora uspoređuje sjaj supernove s sjajem nepotpunog mjeseca, iako nitko ne spominje da je zvijezda viđena i danju. Naravno, u svibnju je zvijezda izlazila i zalazila kasno u noć. Čak i da je po sjaju jednaka Veneri, ostavila bi ogroman dojam u pozadini duboke noći bez mjeseca, dok Veneru vidimo samo u sumrak na svijetloj pozadini zore. Sjene od osvjetljenja objekata supernove također su pojačale dojam i poslužile su, očito, kao osnova za usporedbe s nepotpunim Mjesecom. I zapravo, supernova bi se mogla činiti svjetlijom od Venere, ali blijedom od Mjeseca za četvrtinu. Ali ben Ridwan primjećuje da je "veličina" zvijezde premašila Veneru 2,5-3 puta. Ova je usporedba bila "odsutna", jer je zvijezda izašla mnogo kasnije od zalaska Venere. Istraživači su pokušali preračunati procjenu Alija ben Ridwana na temelju starih arapskih i modernih podataka o prividnim kutnim dimenzijama Venere, no pokazalo se da je to besmislica. Ali ben Ridwan je očito mislio da je zvijezda svjetlija od Venere za 2-3 magnitude. Budući da je Venera mogla biti -3. magnitude u svibnjskim večerima, supernova pri svom najvećem sjaju mogla je biti -6. magnitude.

Ta okolnost; da je u srpnju supernova trebala izaći danju nakon podneva, ali se nije vidjela na pozadini dnevnog neba, što ukazuje da se činilo da je u ovom mjesecu bila slabija od -3,5 magnitude. Kad je ponovno postalo vidljivo noću, i dalje se sjajno isticalo od okolnih zvijezda. Od srpnja do kraja studenog japanski dvorski astronomi izvijestili su cara o njegovoj vidljivosti devet puta. Kineski astronomi vidjeli su je ujutro na istoku do samog kraja godine. Godine 1007. više nije bilo informacija o supernovi. Istina, postoji izvješće u jednom izvoru, što Goldstein prevodi kao izjavu da je viđena prije 1016., ali to je očiti nesporazum, budući da bi u ovom slučaju supernova na svom maksimumu bila toliko sjajna da bi svijetlila tijekom dana. dugo vremena.

Razmatranje okolnosti vidljivosti supernove govori u prilog tome da se radilo o supernovi tipa I. Među nekoliko izvora netermalne radio emisije u području baklje, pronađen je jedan s tragovima plinskih niti i s karakterističnom emisijom X-zraka. Godine 1979., nedaleko od središta tog ostatka supernove, F. Schweitzer i J. Middleditch otkrili su plavu zvijezdu 17. magnitude, koja je, sudeći po spektru, bijeli patuljak.

Gledajući unaprijed, primjećujemo da su do tog vremena slabe plave središnje zvijezde već bile pronađene i proučavane u dva ostatka supernove - u Rakovoj maglici i Jedrima X, za koje se pokazalo da trepću visokom frekvencijom - 30 i 10 puta u sekundi , odnosno. Međutim, nisu pronađene nikakve fluktuacije u sjaju Schweitzerove zvijezde. Moglo bi se ispostaviti da je ova zvijezda slučajno projicirana na radio izvor i da je jedan od uobičajenih objekata galaktičkog diska ispred ili iza ostatka supernove. No, s druge strane, to bi mogao biti i prvi otkriveni zvjezdani ostatak supernove tipa I! Trebalo je to srediti. A u siječnju 1982. sa satelita naoružanog ultraljubičastim spektrometrima dobiveni su spektri ovog objekta od 1200 do 3200. Spektri su otkrili apsorpcijske linije koje pripadaju ekspandirajućoj ljusci ostatka supernove koja se nalazi ispred zvijezde; njihov pomak je ukazivao na brzinu širenja od 5000 do 6000 km/s. To je odigralo odlučujuću ulogu u uspostavljanju prave sheme za razvoj izbijanja supernove tipa I.

Tablica 13. Galaktičke supernove
Supernova, godina bljeska	185	1006	1054	1181	1572	1592	1604
Konstelacija	Kentaur	Vuk	Bik	Kasiopeja	Kasiopeja	Kasiopeja	Zmijonosac
Država ili dio svijeta gdje je uočena supernova	Kina	Azija, Afrika	Azija, Amerika	Azija	Europa Azija	Koreja	Europa Azija
Trajanje promatranja, dani	225	240	710	185	560	100	365
Prividna magnituda na maksimumu	-4	-6	-5	1	-4.5	2	-3.5
Fotometrijski razred	tipkam	I.14	II. 5	II. 3	I.12	?	I.12
Brzina širenja ljuske, km/s	-	-8 000	-7 000	-8 000	-10 000	?	-10 000
ostatak supernove	Jesti	Jesti	Bik A "Rak"	3S 58	Kasiopeja B	Kasiopeja A	Jesti
Udaljenost do ostatka, kps	2-3	4	2	8	5	3	10

Ostaje nam reći o svijetlom bljesku 1181., koji je zabilježen uglavnom u Japanu (F. Stephenson je izbrojao šest kronika u kojima se spominje), kao iu Kini i Europi. Bio je vidljiv pola godine, jedno vrijeme je bio "plavo-žute" boje i bio je jednak Saturnu po sjaju. Epidemija se dogodila u zviježđu Kasiopeja. Slabljenje supernove za 4 magnitude u pola godine tipično je za tip II. Na mjestu izbijanja, koje je pouzdano utvrđeno, nalazi se netoplinski radio izvor sa svijetlom jezgrom otkriven još 1952. godine - "blizanac" radio izvora Bik A. Nedavno je filamentna maglica nalik na Rakovu maglicu. također se nalazi ovdje u jako prašnjavom dijelu Mliječne staze. Ovo potvrđuje da baklja pripada supernovi tipa II.

Koliko su česte eksplozije supernove u galaksiji?

Do danas imamo relativno mali popis promatranih supernova (Tablica 13); u isto vrijeme pronađeno je 135 radio izvora koji su ostaci supernove. Većina ostataka je velike starosti, nalaze se u Mliječnoj stazi u područjima snažnog međuzvjezdanog izumiranja. Stoga se njihovi bljeskovi gotovo uopće nisu mogli vidjeti. Ali među ostacima su pronađeni i oni čije su se epidemije dogodile sredinom prošlog stoljeća, ali nisu promatrane iz gore navedenih razloga.

Budući da se i sami nalazimo u Galaksiji, a eksplozije supernova nisu samo grandiozni spektakl, nego i, kao što ćemo kasnije vidjeti, utjecajan faktor u životu našeg Sunčevog sustava, postavlja se pitanje koliko su česte eksplozije supernova u Galaksiji. daleko od akademskog, ali i vitalnog .

Prema tablici 11 u poglavlju VII dobili smo interval između eksplozija supernove u našoj Galaksiji od 110 godina s nesigurnošću od 60%, tj. mogući su prosječni intervali od 44 do 176 godina. Ovi izračuni temelje se na opažanjima supernova u drugim spiralnim galaksijama i temelje se na pretpostavci da je naš zvjezdani sustav tipa Sb. Ako je tipa Sc, tada se intervali između bljeskova trebaju smanjiti za faktor 10. Naravno, takvi nejasni zaključci moraju biti potvrđeni izravnim proučavanjem učestalosti eksplozija supernove u našoj Galaksiji.

Riža. 26. Lokacija sedam galaktičkih supernova u projekciji na glavnu ravninu galaksije.
Supernove su označene datumima svojih izbijanja. C - središte galaksije, - Sunce, udaljenost između njih je 10 kpc. HI je granica distribucije neutralnog vodika u Galaksiji, HII je granica širenja ioniziranog vodika (tj. svijetle plinske maglice).

Nedavno je H. Tammann pokušao izračunati prosječni interval između izbijanja pet supernova našeg tisućljeća: 1006, 1054, 1572 i 1604. a Kasiopeja A. Supernova 1181 je odbačena od njega. Ovih pet supernova nalazi se u sektoru koji ima središnji kut od 50° s vrhom u jezgri galaksije (tj. sektor je jedna sedmina galaksije, vidi sliku 26). Podijelimo li 1000 godina s pet, dobivamo interval od 200 godina između izbijanja u nekom sektoru, ili, dijeljenjem s još 7, dobivamo interval od 28 godina između izbijanja supernove za cijelu Galaksiju. Ali unutar sektora postoje značajna područja gdje bi jaka apsorpcija svjetlosti mogla sakriti baklje od nas. Osim toga, podaci o srednjovjekovnim promatranjima sačuvani su samo za sjevernu hemisferu planeta, pa su bljeskovi u zviježđima u blizini južnog nebeskog pola mogli proći nezapaženo. Nećemo ulaziti u detalje odgovarajućih korekcija, već samo ističemo da je Tammann konačno dobio prosječni interval od 12 godina, odnosno 8 supernova po stoljeću, s mogućim odstupanjem od 5 baklji u jednom ili drugom smjeru.

Ali bilo bi moguće krenuti manje kompliciranim putem. Umjesto sektora sa svojim velikim nesigurnostima, uzmimo susjedstvo oko Sunca unutar polumjera od 8 kpc. Zatim, budući da je dobro proučen optičkim, rendgenskim i radioastronomskim metodama, možemo biti sigurni da je sadržavao samo šest, mladih ostataka, prikazanih u tablici. 13 barem u posljednjih 1800 godina, od izbijanja 185. godine, a zapravo u još dužem razdoblju. Izvan susjedstva bila je Keplerova supernova iz 1604., koja je eksplodirala negdje iznad središta Galaksije.

Imajte na umu da su dvije od šest supernova tipa II, a ostale su tipa I. Pokušajmo saznati gdje supernove ovih tipova mogu planuti u Galaksiji. Supernove tipa I, sudeći prema izbijanjima u drugim zvjezdanim sustavima, pojavljuju se na bilo kojoj udaljenosti od središta, točnije, u području distribucije neioniziranog vodika, koji je, u biti, u velikoj mjeri proizvod aktivnosti supernova. Što se tiče supernova tipa II, one su povezane s mladim zvijezdama, čije je područje distribucije u galaksijama jasno ocrtano svjetlećim plinovitim maglicama - oblacima ioniziranog vodika.

Radijus širenja neioniziranog vodika u Galaksiji je 21 kpc, a ioniziranog vodika 16 kpc. Stoga je lako izračunati udio našeg susjedstva s radijusom od 8 kpc u odnosu na odgovarajuće područje širenja ionizacijskih stupnjeva vodika u Galaksiji: 0,15 za neionizirani i 0,25 za ionizirani. Zapravo, ovo su jedini čimbenici koji su nam potrebni za izračunavanje prosječnih intervala između eksplozija obje vrste supernova. Uzimajući minimalni interval od 1800 godina, dobivamo 1800:4*0,15 = 67 godina za tip I, i 1800:2*0,25 = 225 godina za tip II, ili, bez razlike između tipova, oko dvije supernove po stoljeću. Ovi se brojevi mogu smatrati točnima s pogreškom do 50%, ali budući da proučavanja radijske emisije ostataka supernove u zoni radijusa od 8 kpc oko Sunca nisu otkrila druge objekte mlađe od 2500 godina, prosječni intervali između gore dobivenih ispada može se povećati za faktor 1,4, a broj ispada smanjiti za isti iznos u sto godina.

Zanimljivo je primijetiti da se ispadi promatrani optički tijekom dva tisućljeća nisu ni približno ujednačili, u "serijama": jedan je bio u II. stoljeću, potom je uslijedio prekid od 8 stoljeća, a u XI. - 12. stoljeća bila su tri provala, nakon čega je opet nastupila pauza od četiri stoljeća, koja je završila s tri provala koja su uslijedila u trajanju od 32 godine na prijelazu iz 16. u 17. stoljeće. Od tada traje nova pauza od četiri stoljeća. "Serije" i "pauze" nemaju posebno fizičko značenje. To su čiste slučajnosti u slijedu malog broja događaja. Na ovaj ili onaj način, ali tijekom posljednja četiri stoljeća, izbijanja supernova događala su se izvan susjedstva s radijusom od 8 kpc oko Sunca. Galaksija "duguje" našoj zoni najmanje dvije supernove.

Položaj Sunčevog sustava u Galaksiji je takav da su nam promatranja eksplozija supernove optički dostupna u otprilike polovici njegovog volumena, au ostatku Galaksije svjetlina baklji prigušena je međuzvjezdanom apsorpcijom i udaljenošću toliko da čak i u naše vrijeme mogu se propustiti i otkriti nakon baklje već kao ostaci koji emitiraju radio.

Jedno od važnih postignuća 20. stoljeća bilo je razumijevanje činjenice da se gotovo svi elementi teži od vodika i helija stvaraju u unutarnjim dijelovima zvijezda i ulaze u međuzvjezdani medij kao posljedica eksplozije supernove, jedne od najsnažnijih pojava u svemiru.

Na slici: Sjajne zvijezde i pramenovi plina pružaju prekrasnu pozadinu samouništenja masivne zvijezde nazvane Supernova 1987A. Njegovu eksploziju promatrali su astronomi na južnoj hemisferi 23. veljače 1987. godine. Ova Hubbleova slika prikazuje ostatak supernove okružen unutarnjim i vanjskim prstenovima materije u difuznim oblacima plina. Ova slika u tri boje sastavljena je od nekoliko fotografija supernove i njezinog susjednog područja snimljenih u rujnu 1994., veljači 1996. i srpnju 1997. Brojne svijetle plave zvijezde u blizini supernove su masivne zvijezde, od kojih je svaka stara oko 12 milijuna godina i 6 puta teža od Sunca. Svi oni pripadaju istoj generaciji zvijezda kao i ova koja je eksplodirala. Prisutnost svijetlih plinovitih oblaka još je jedan znak mladosti ovog kraja, koji je još uvijek plodno tlo za rađanje novih zvijezda.

U početku su sve zvijezde čiji se sjaj iznenada povećao više od 1000 puta nazivane novima. Bljeskajući, takve su se zvijezde iznenada pojavile na nebu, razbile uobičajenu konfiguraciju zviježđa, i povećale svoj sjaj do maksimuma, nekoliko tisuća puta, zatim je njihov sjaj počeo naglo padati, a nakon nekoliko godina postale su slabe kao što su bile Prije izbijanja epidemije. Ponavljanje baklji, tijekom svake od kojih zvijezda velikom brzinom izbaci do jedne tisućinke svoje mase, karakteristično je za nove zvijezde. Pa ipak, uz svu veličinu fenomena takvog bljeska, on nije povezan ni s radikalnom promjenom strukture zvijezde, ni s njezinim uništenjem.

Za pet tisuća godina sačuvane su informacije o više od 200 sjajnih izljeva zvijezda, ako se ograničimo na one koji nisu prelazili sjaj 3. magnitude. Ali kada je utvrđena izvangalaktička priroda maglica, postalo je jasno da su nove koje su bljesnule u njima nadmašile obične nove po svojim karakteristikama, jer se njihov sjaj često pokazao jednak sjaju cijele galaksije u kojoj su bljesnule. Neobična priroda ovakvih pojava navela je astronome na pomisao da su takvi događaji nešto sasvim drugo od običnih novih zvijezda, pa su stoga 1934. godine, na prijedlog američkih astronoma Fritza Zwickyja i Waltera Baadea, one zvijezde čiji bljeskovi dosežu luminozitet normalne galaksije pri svom najvećem sjaju izolirane su u zasebnu, najsjajniju po sjaju i rijetku klasu supernova.

Za razliku od izbijanja običnih novih zvijezda, izbijanja supernova u trenutnom stanju naše Galaksije izuzetno su rijetka pojava, koja se ne događa više od jednom u 100 godina. Najupečatljivije epidemije bile su 1006. i 1054. godine; informacije o njima sadržane su u kineskim i japanskim raspravama. Godine 1572., izvrsni astronom Tycho Brahe promatrao je izbijanje takve zvijezde u zviježđu Kasiopeje, dok je Johannes Kepler posljednji pratio supernovu u zviježđu Zmijonosca 1604. godine. Za četiri stoljeća "teleskopske" ere u astronomiji, takve baklje nisu primijećene u našoj Galaksiji. Položaj Sunčevog sustava u njemu je takav da su nam promatranja supernova optički dostupna u otprilike polovici njegovog volumena, au ostalom dijelu svjetlina izbijanja je prigušena međuzvjezdanom apsorpcijom. U I. Krasovski i I.S. Shklovsky je izračunao da se eksplozije supernova u našoj galaksiji događaju u prosjeku jednom u 100 godina. U drugim galaksijama ti se procesi odvijaju približno jednakom učestalošću, stoga su glavne informacije o supernovama u fazi optičkog izbijanja dobivene iz promatranja istih u drugim galaksijama.

Uvidjevši važnost proučavanja tako moćnih pojava, astronomi W. Baade i F. Zwicky, koji su radili na zvjezdarnici Palomar u SAD-u, započeli su 1936. godine sustavnu sustavnu potragu za supernovama. Na raspolaganju su im bili Schmidtov teleskop koji je omogućavao fotografiranje područja od nekoliko desetaka kvadratnih stupnjeva i davao vrlo jasne slike čak i slabih zvijezda i galaksija. Tijekom tri godine otkrili su 12 eksplozija supernove u različitim galaksijama, koje su zatim proučavane fotometrijom i spektroskopijom. Kako se promatračka tehnologija poboljšavala, broj novootkrivenih supernova stalno je rastao, a kasnije uvođenje automatizirane pretrage dovelo je do lavinskog porasta broja otkrića (više od 100 supernova godišnje, s ukupnim brojem od 1500). Posljednjih godina veliki teleskopi također su počeli tragati za vrlo udaljenim i slabim supernovama, jer njihova istraživanja mogu dati odgovore na mnoga pitanja o strukturi i sudbini cijelog Svemira. U jednoj noći promatranja takvim teleskopima može se otkriti više od 10 udaljenih supernova.

Kao rezultat eksplozije zvijezde, koja se promatra kao fenomen supernove, oko nje nastaje maglica koja se širi ogromnom brzinom (oko 10 000 km/s). Visoka stopa širenja glavna je značajka po kojoj se ostaci supernove razlikuju od ostalih maglica. U ostacima supernova sve govori o eksploziji goleme snage, koja je raspršila vanjske slojeve zvijezde i dala goleme brzine pojedinim dijelovima izbačene ljuske.

rakova maglica

Niti jedan svemirski objekt nije astronomima dao toliko vrijednih informacija kao relativno mala Rakova maglica opažena u zviježđu Bika, koja se sastoji od plinovite difuzne tvari koja se širi velikom brzinom. Ova maglica, koja je ostatak supernove opažene 1054. godine, bila je prvi galaktički objekt s kojim je identificiran radio izvor. Pokazalo se da priroda radijskog zračenja nema nikakve veze s toplinskim zračenjem: njegov intenzitet sustavno raste s valnom duljinom. Ubrzo je bilo moguće objasniti prirodu ovog fenomena. U ostatku supernove mora postojati jako magnetsko polje koje zadržava kozmičke zrake (elektrone, pozitrone, atomske jezgre) koje stvara, a imaju brzine bliske brzini svjetlosti. U magnetskom polju zrače elektromagnetsku energiju u uskom snopu u smjeru kretanja. Otkriće netermalne radio emisije iz maglice Rakova potaknulo je astronome na potragu za ostacima supernove upravo na toj osnovi.

Maglica koja se nalazi u zviježđu Kasiopeje pokazala se posebno snažnim izvorom radio emisije; na metarskim valnim duljinama, tok radio emisije iz nje je 10 puta veći od toka iz Rakove maglice, iako je mnogo dalje od potonje. U optičkim zrakama ova maglica koja se brzo širi vrlo je slaba. Vjeruje se da je maglica Kasiopeja ostatak eksplozije supernove koja se dogodila prije otprilike 300 godina.

Sustav vlaknastih maglica u zviježđu Labuda također je pokazao radio emisiju karakterističnu za stare ostatke supernove. Radioastronomija je pomogla pronaći mnoge druge netermalne radio izvore, za koje se pokazalo da su ostaci supernova različite starosti. Tako je zaključeno da se ostaci supernova, čak i prije nekoliko desetaka tisuća godina, ističu među ostalim maglicama svojom snažnom netermalnom radio emisijom.

Kao što je već spomenuto, Rakova maglica je prvi objekt u kojem je detektirana emisija X-zraka. Godine 1964. bilo je moguće otkriti da je izvor rendgenskog zračenja koje iz njega proizlazi proširen, iako su njegove kutne dimenzije 5 puta manje od kutnih dimenzija same maglice Rakova. Iz čega je zaključeno da X-zrake ne emitira zvijezda koja je nekoć eruptirala kao supernova, već sama maglica.

Utjecaj supernove

Dana 23. veljače 1987. godine u susjednoj nam galaksiji, Velikom Magellanovom oblaku, eksplodirala je supernova koja je postala iznimno važna za astronome jer je bila prva koju su naoružani modernim astronomskim instrumentima mogli detaljno proučavati. I ova je zvijezda dala potvrdu čitavog niza predviđanja. Istovremeno s optičkim bljeskom, specijalni detektori instalirani u Japanu i Ohiju (SAD) zabilježili su struju neutrina - elementarnih čestica koje se rađaju na vrlo visokim temperaturama tijekom kolapsa jezgre zvijezde i lako prodiru kroz njenu ljusku. Ta su promatranja potvrdila raniju pretpostavku da se oko 10% mase kolapsirajuće zvjezdane jezgre emitira kao neutrino u trenutku kada se sama jezgra kolabira u neutronsku zvijezdu. Kod vrlo masivnih zvijezda, tijekom eksplozije supernove, jezgre se stisnu do još veće gustoće i, vjerojatno, pretvore u crne rupe, ali vanjski slojevi zvijezde i dalje se odbacuju. Posljednjih godina pojavile su se naznake da su neki kozmički izboji gama zraka povezani sa supernovama. Moguće je da je priroda kozmičkih izboja gama zraka povezana s prirodom eksplozija.

Eksplozije supernove imaju snažan i raznolik učinak na okolni međuzvjezdani medij. Oklop supernove, koji se odbacuje ogromnom brzinom, skuplja i sabija plin koji ga okružuje, što može potaknuti stvaranje novih zvijezda iz oblaka plina. Tim astronoma predvođen dr. Johnom Hughesom sa Sveučilišta Rutgers, koristeći promatranja iz NASA-inog rendgenskog opservatorija Chandra, došao je do važnog otkrića koje baca svjetlo na to kako se silicij, željezo i drugi elementi formiraju u eksplozijama supernove. Rentgenska slika ostatka supernove Kasiopeje A (Cas A) otkriva nakupine silicija, sumpora i željeza izbačene iz unutrašnjosti zvijezde tijekom eksplozije.

Visoka kvaliteta, jasnoća i informativni sadržaj slika ostatka supernove Cas A dobivenih od strane opservatorija Chandra omogućili su astronomima ne samo da odrede kemijski sastav mnogih čvorova ovog ostatka, već i da otkriju gdje su točno ti čvorovi formirani. Na primjer, najkompaktniji i najsvjetliji čvorovi sastoje se uglavnom od silicija i sumpora s vrlo malo željeza. To ukazuje da su se formirale duboko u zvijezdi, gdje su temperature dosegle tri milijarde stupnjeva tijekom kolapsa koji je završio eksplozijom supernove. U drugim čvorovima astronomi su pronašli vrlo visok sadržaj željeza s nečistoćama određene količine silicija i sumpora. Ova tvar nastala je još dublje u onim dijelovima gdje je temperatura tijekom eksplozije dosegla veće vrijednosti od četiri do pet milijardi stupnjeva. Usporedba rasporeda sjajnih čvorova bogatih silicijem i slabijih čvorova bogatih željezom u ostatku supernove Cas A otkrila je da se značajke "željeza" koje potječu iz najdubljih slojeva zvijezde nalaze na vanjskim rubovima ostatka. To znači da je eksplozija bacila "željezne" čvorove dalje od svih ostalih. A čak i sada, čini se da se brže udaljavaju od središta eksplozije. Proučavanje podataka koje je dobio Chandra omogućit će razmatranje jednog od nekoliko mehanizama koje su predložili teoretičari koji objašnjavaju prirodu eksplozije supernove, dinamiku procesa i podrijetlo novih elemenata.

SN I supernove imaju vrlo slične spektre (bez vodikovih linija) i oblike svjetlosnih krivulja, dok SN II spektri sadrže svijetle vodikove linije i odlikuju se raznolikošću i spektara i svjetlosnih krivulja. U ovom obliku, klasifikacija supernova postojala je do sredine 1980-ih. A s početkom široke uporabe CCD prijamnika, količina i kvaliteta promatračkog materijala značajno je porasla, što je omogućilo dobivanje spektrograma za prethodno nedostupne slabe objekte, određivanje intenziteta i širine linija s mnogo većom točnošću, te snimanje slabije linije u spektru. Kao rezultat toga, očito uspostavljena binarna klasifikacija supernova počela se brzo mijenjati i postajati složenija.

Supernove se razlikuju i po vrstama galaksija u kojima se rasplamsavaju. U spiralnim galaksijama bukte supernove obje vrste, ali u eliptičnim galaksijama, gdje gotovo da nema međuzvjezdanog medija i gdje je proces formiranja zvijezda završio, opažaju se samo supernove tipa SN I, očito, prije eksplozije to su vrlo stare zvijezde, čije su mase bliske solarnim. A budući da su spektri i krivulje svjetlosti supernova ove vrste vrlo slični, to znači da iste zvijezde eksplodiraju u spiralnim galaksijama. Prirodni završetak evolucijskog puta zvijezda mase bliske suncu je transformacija u bijelog patuljka uz istovremeni nastanak planetarne maglice. U sastavu bijelog patuljka gotovo da nema vodika, budući da je on krajnji proizvod evolucije normalne zvijezde.

Svake godine u našoj Galaksiji nastaje nekoliko planetarnih maglica, stoga većina zvijezda takve mase tiho završi svoj život, a samo jednom u sto godina eksplodi supernova tipa SN I. Koji razlozi određuju vrlo poseban kraj, ne sličan sudbini drugih zvijezda iste vrste? Poznati indijski astrofizičar S. Chandrasekhar pokazao je da će bijeli patuljak u slučaju da ima masu manju od oko 1,4 solarne mase, mirno “proživjeti” svoj vijek. Ali ako se nalazi u dovoljno bliskom binarnom sustavu, njegova snažna gravitacija je u stanju "povući" materiju sa zvijezde pratilice, što dovodi do postupnog povećanja mase, a kada prijeđe dopuštenu granicu, dolazi do snažne eksplozije, što dovodi do smrt zvijezde.

Supernove SN II jasno su povezane s mladim, masivnim zvijezdama u čijim je ljuskama vodik prisutan u velikim količinama. Eksplozije ove vrste supernova smatraju se završnom fazom evolucije zvijezda s početnom masom većom od 810 solarnih masa. Općenito, evolucija takvih zvijezda odvija se prilično brzo u nekoliko milijuna godina, one sagore svoj vodik, zatim helij, koji se pretvara u ugljik, a zatim se atomi ugljika počinju pretvarati u atome s višim atomskim brojevima.

U prirodi pretvorbe elemenata s velikim oslobađanjem energije završavaju u željezu čije su jezgre najstabilnije i pri njihovom spajanju se ne oslobađa energija. Dakle, kada jezgra zvijezde postane željezna, oslobađanje energije u njoj prestaje, ona se više ne može oduprijeti gravitacijskim silama, pa se počinje brzo skupljati, odnosno kolabirati.

Procesi koji se događaju tijekom kolapsa još su daleko od potpunog razumijevanja. Međutim, poznato je da ako se sva materija jezgre pretvori u neutrone, tada se može oduprijeti silama privlačenja jezgra zvijezde pretvara se u "neutronsku zvijezdu", a kolaps prestaje. U tom slučaju se oslobađa ogromna energija koja ulazi u omotač zvijezde i uzrokuje širenje, što vidimo kao eksploziju supernove.

Iz ovoga bi se očekivala genetska veza između eksplozija supernove i formiranja neutronskih zvijezda i crnih rupa. Ako se evolucija zvijezde prije ovoga dogodila "tiho", tada bi njezina ljuska trebala imati polumjer stotinama puta veći od polumjera Sunca, a također zadržati dovoljno vodika da objasni spektar SN II supernove.

Supernove i pulsari

Da nakon eksplozije supernove, osim ljuske koja se širi i raznih vrsta zračenja, ostaju i drugi objekti, doznalo se 1968. godine zahvaljujući činjenici da su godinu dana ranije radioastronomi otkrili pulsare - radioizvore čije zračenje je koncentriran u zasebnim impulsima, koji se ponavljaju nakon strogo određenog vremenskog razdoblja. Znanstvenike je iznenadila stroga periodičnost pulseva i kratkoća njihovih perioda. Najviše pozornosti privukao je pulsar čije su koordinate bile bliske koordinatama astronomima vrlo zanimljive maglice smještene u južnom zviježđu Jedra, koja se smatra ostatkom eksplozije supernove čiji je period bio samo 0,089 sekundi. A nakon otkrića pulsara u središtu Rakove maglice (period mu je bio 1/30 sekunde), postalo je jasno da su pulsari nekako povezani s eksplozijama supernove. U siječnju 1969. pulsar iz Rakove maglice identificiran je sa slabom zvijezdom 16. magnitude koja mijenja svoj sjaj s istim periodom, a 1977. pulsar u zviježđu Jedra također je identificiran sa zvijezdom.

Periodičnost emisije pulsara povezana je s njihovom brzom rotacijom, ali niti jedna obična zvijezda, pa čak ni bijeli patuljak, ne bi mogla rotirati s periodom karakterističnom za pulsare, već bi bila odmah rastrgana centrifugalnim silama, a samo neutronska zvijezda, vrlo gusta i kompaktna, mogla je stajati pred njima. Kao rezultat analize mnogih opcija, znanstvenici su došli do zaključka da eksplozije supernove prati stvaranje neutronskih zvijezda, kvalitativno nove vrste objekata, čije je postojanje predviđeno teorijom evolucije zvijezda velike mase.

Supernove i crne rupe

Prvi dokaz izravne veze između eksplozije supernove i nastanka crne rupe dobili su španjolski astronomi. Kao rezultat proučavanja zračenja koje emitira zvijezda koja kruži oko crne rupe u binarnom sustavu Nova Scorpii 1994, utvrđeno je da ona sadrži velike količine kisika, magnezija, silicija i sumpora. Postoji pretpostavka da je te elemente zarobio kada se obližnja zvijezda, nakon što je preživjela eksploziju supernove, pretvorila u crnu rupu.

Supernove (osobito supernove tipa Ia) su među najsjajnijim zvjezdanim objektima u svemiru, tako da se čak i oni najudaljeniji mogu istražiti s trenutno dostupnom opremom. Mnoge supernove tipa Ia otkrivene su u relativno obližnjim galaksijama. Dovoljno točne procjene udaljenosti do tih galaksija omogućile su određivanje sjaja supernova koje su izbijale u njima. Ako pretpostavimo da udaljene supernove imaju isti prosječni sjaj, tada se promatrana magnituda pri maksimalnom sjaju također može koristiti za procjenu udaljenosti do njih. Usporedba udaljenosti do supernove s brzinom uklanjanja (crveni pomak) galaksije u kojoj je eksplodirala omogućuje određivanje glavne veličine koja karakterizira širenje Svemira, takozvane Hubbleove konstante.

Još prije 10 godina za njega su dobivene vrijednosti koje su se razlikovale gotovo dva puta od 55 do 100 km/s Mpc, danas je točnost značajno povećana, zbog čega je prihvaćena vrijednost od 72 km/s Mpc (s greškom od oko 10%). Za udaljene supernove, čiji je crveni pomak blizu 1, odnos između udaljenosti i crvenog pomaka također omogućuje određivanje veličina koje ovise o gustoći materije u Svemiru. Prema Einsteinovoj općoj teoriji relativnosti, gustoća materije je ta koja određuje zakrivljenost prostora, a time i buduću sudbinu svemira. Naime: hoće li se širiti unedogled ili će taj proces ikada stati i zamijeniti ga kontrakcija. Nedavna istraživanja supernova pokazala su da je najvjerojatnije gustoća materije u svemiru nedovoljna da zaustavi širenje, te će se ono nastaviti. A da bi se potvrdio ovaj zaključak, potrebna su nova promatranja supernova.