Supernova

Vakaa versio kirjattiin ulos 2.8.2022 . Malleissa tai malleissa on vahvistamattomia muutoksia .

Supernova tai supernovaräjähdys on ilmiö, jossa tähti lisää kirkkautta jyrkästi 4–8 suuruusluokkaa (10–20 magnitudia ), minkä jälkeen välähdys vaimenee suhteellisen hitaasti [1] [2] . Se on seurausta kataklysmisestä prosessista, joka tapahtuu joidenkin tähtien evoluution lopussa ja johon liittyy valtavan määrän energian vapautuminen.

Yleensä supernovat havaitaan jälkikäteen, eli silloin, kun tapahtuma on jo tapahtunut ja sen säteily on saavuttanut maan. Siksi supernovien luonne oli pitkään epäselvä. Mutta nyt on olemassa useita skenaarioita, jotka johtavat tällaisiin taudinpurkauksiin, vaikka pääsäännökset ovat jo melko selvät .

Räjähdykseen liittyy merkittävän ainemassan sinkoutuminen tähden ulkokuoresta tähtienväliseen avaruuteen, ja räjähtäneen tähden ytimen aineesta jäljelle jääneestä osasta muodostuu yleensä kompakti esine - neutronitähti , jos tähden massa ennen räjähdystä oli yli 8 auringon massaa (M ☉ ), tai musta aukko , jonka tähden massa on yli 40 M ☉ (räjähdyksen jälkeen jäljellä olevan ytimen massa on yli 5 M ☉ ). Yhdessä ne muodostavat supernovajäännöksen .

Aiemmin saatujen spektrien ja valokäyrien kattava tutkimus yhdistettynä jäänteiden ja mahdollisten esitähtien tutkimukseen mahdollistaa yksityiskohtaisempien mallien rakentamisen ja purkauksen aikaan jo olemassa olevien olosuhteiden tutkimisen .

Purkauksen aikana sinkoutunut materiaali sisältää muun muassa suurelta osin koko tähden elinkaaren aikana tapahtuneen lämpöydinfuusion tuotteita. Supernovien ansiosta koko maailmankaikkeus ja erityisesti jokainen galaksi kehittyvät kemiallisesti.

Nimi kuvastaa historiallista tutkimusprosessia tähtien, joiden kirkkaus muuttuu merkittävästi ajan myötä, ns. uusia tähtiä .

Nimi muodostuu merkinnästä SN , jonka jälkeen laitetaan löytövuosi, joka päättyy yksi- tai kaksikirjaimiseen merkintään. Kuluvan vuoden ensimmäiset 26 supernovaa saavat yksikirjaimia nimikkeitä nimen lopussa isoista kirjaimista A :sta Z :hen. Loput supernovat saavat pienillä kaksikirjaimilla nimitykset: aa , ab ja niin edelleen. Vahvistamattomat supernovat on merkitty kirjaimilla PSN ( englanniksi mahdollinen supernova ), joiden taivaankoordinaatit ovat muodossa Jhhmmssss+ddmmsss .

Iso kuva

Nykyaikainen supernovaluokitus [3]

Luokka	Alaluokka			Mekanismi
I Ei vetylinjoja	Vahvat ionisoidun piin (Si II) viivat 6150 Å :ssä	Ia Räjähdyksen jälkeen ei jää jäljelle mitään (ei edes kääpiötä).		lämpöydinräjähdys
	Vahvat ionisoidun piin (Si II) viivat 6150 Å :ssä	Iax [4] Maksimikirkkaudella niiden kirkkaus on pienempi kuin Ia. Räjähdyksen jälkeen jäljelle jää valkoinen kääpiö, joka saa suuremman liikenopeuden.		lämpöydinräjähdys
	Silikoniviivat ovat heikkoja tai puuttuvat	Ib Helium (He I) -linjat ovat läsnä.		Gravitaatioromahdus
	Silikoniviivat ovat heikkoja tai puuttuvat	Ic Helium -linjat ovat heikkoja tai puuttuvat
II On vetylinjoja	II-P/L/N Spektrivakio	II-P/L Ei kapeita linjoja	II-P Valokäyrällä on tasanne
		II-P/L Ei kapeita linjoja	II-L Magnitudi pienenee lineaarisesti ajan myötä [5]
		IIKapeat viivat läsnä
	IIb Spektri muuttuu ajan myötä ja tulee samanlaiseksi kuin spektri Ib.

Valokäyrät

Tyypin I valokäyrät ovat hyvin samankaltaisia: 2–3 vuorokautta on jyrkkä nousu, sitten se korvataan merkittävällä laskulla (3 magnitudilla) 25–40 päivässä, jota seuraa hidas heikkeneminen, lähes lineaarinen magnitudi-asteikolla. . Maksimin absoluuttinen suuruus keskimäärin Ia-soihduksille on , ja Ib/c:lle se on . ${\textstyle M_{B}=-19,5^{m}}$ ${\textstyle M_{B}=-18^{m))$

Mutta tyypin II valokäyrät ovat melko erilaisia. Joillekin käyrät muistuttivat tyypin I käyrät, mutta kirkkaus laski hitaammin ja pidempään lineaarisen vaiheen alkamiseen asti. Toiset, saavutettuaan huippunsa, pysyivät siinä jopa 100 päivää, minkä jälkeen kirkkaus laski jyrkästi ja saavutti lineaarisen "häntän". Maksimin absoluuttinen suuruus vaihtelee laajalla alueella välillä - . IIp:n keskiarvo on , II-L:lle . ${\textstyle -20^{m}}$ ${\tekstyyli -13^{m))$ ${\textstyle M_{B}=-18^{m))$ ${\textstyle M_{B}=-17^{m))$

Spectra

Yllä oleva luokittelu sisältää jo joitain erityyppisten supernovaspektrien pääpiirteitä, katsotaanpa, mitä ei otettu mukaan. Ensimmäinen ja erittäin tärkeä piirre, joka pitkään esti saatujen spektrien tulkinnan, on se, että pääviivat ovat hyvin leveitä.

Tyypin II ja Ib/c supernovien spektreille on tunnusomaista:

Kapeat absorptioominaisuudet lähellä maksimikirkkautta ja kapeat siirtämättömät päästökomponentit.
Viivat [NIII], [NIV], [CIII], [CIV] havaitaan ultraviolettisäteilyssä.

Flash-taajuus

Purkausten taajuus riippuu galaksissa olevien tähtien lukumäärästä tai, mikä on sama tavallisissa galakseissa, valovoimasta. Yleisesti hyväksytty suure, joka kuvaa soihdun taajuutta erityyppisissä galakseissa, on SNu [6] :

1\ {\text{SNu}}={\frac {1\ {\text{SN}}}{10^{10}L_{\odot }(B)\times 100\ {\text{years }}}},

missä on auringon valovoima B-suodattimessa. Erityyppisille soihduksille sen arvo on [6] : ${\textstyle L_{\odot }(B)}$

Galaxy tyyppi	Ia	Ib/c	II
kierre-	0.2	0,25	0,65
elliptinen	0,31	Ei	Ei

Tässä tapauksessa supernovat Ib/c ja II vetoavat kohti spiraalivarsia.

Supernovajäänteiden havainnointi

Nuoren jäännöksen kanoninen kaavio on seuraava [7] :

Mahdollinen tiivis jäännös; yleensä pulsari , mutta mahdollisesti musta aukko .
Ulkoinen shokkiaalto etenee tähtienvälisessä aineessa .
Paluuaalto, joka etenee supernova ejectan substanssissa.
Toissijainen, etenee tähtienvälisen väliaineen hyytymisissä ja tiheässä supernova-ejectissa.

Yhdessä ne muodostavat seuraavan kuvan: ulkoisen shokkiaallon etuosan takana kaasu lämmitetään lämpötiloihin T S ≥ 10 7 K ja emittoi röntgenalueella fotonienergialla 0,1–20 keV, samoin kaasu paluuaallon etuosan takana muodostaa röntgensäteilyn toisen alueen. Erittäin ionisoituneiden Fe, Si, S ja muiden alkuaineiden viivat osoittavat molemmista kerroksista tulevan säteilyn termisen luonteen.

Nuoren jäännöksen optinen säteily muodostaa kaasua sekundaariaallon etuosan taakse. Koska etenemisnopeus on niissä suurempi, mikä tarkoittaa, että kaasu jäähtyy nopeammin ja säteily siirtyy röntgenalueelta optiseen. Optisen säteilyn iskualkuperä vahvistetaan viivojen suhteellisella intensiteetillä.

Cassiopeia A :n kuidut tekevät selväksi, että ainemöykkyjen alkuperä voi olla kaksinkertainen. Ns. nopeat kuidut hajoavat nopeudella 5000-9000 km/s ja säteilevät vain O-, S-, Si-linjoissa - eli nämä ovat supernovaräjähdyksen aikaan muodostuneita nippuja. Kiinteät kondensaatiot sen sijaan ovat nopeudeltaan 100–400 km/s ja niissä havaitaan normaali H-, N-, O-pitoisuus, mikä yhdessä viittaa siihen, että tämä aine sinkoutui kauan ennen supernovaräjähdystä ja oli myöhemmin ulkoisen shokkiaallon lämmittämä.

Relativististen hiukkasten synkrotronisäteily voimakkaassa magneettikentässä on koko jäännöksen tärkein havaintomerkki. Sen sijaintialue on ulkoisten ja paluuaaltojen etualueet. Synkrotronisäteilyä havaitaan myös röntgenalueella [7] .

Teoreettinen kuvaus

Havaintojen jakautuminen

Supernovien Ia luonne eroaa muiden soihdutusten luonteesta. Tämän osoittaa selvästi tyypin Ib/c ja tyypin II soihdun puuttuminen elliptisistä galakseista. Jälkimmäisistä yleisistä tiedoista tiedetään, että kaasua ja sinisiä tähtiä on vähän, ja tähtien muodostuminen päättyi 10 10 vuotta sitten. Tämä tarkoittaa, että kaikki massiiviset tähdet ovat jo saaneet evoluutionsa päätökseen, ja kehittymättömistä tähdistä on jäljellä vain tähdet, joiden massa on pienempi kuin aurinko. Tähtien evoluutioteoriasta tiedetään, että tämän tyyppisiä tähtiä on mahdotonta räjäyttää, ja siksi tähdille, joiden massa on 1-2M ⊙ , tarvitaan eliniän pidentämismekanismi [6] .

Vetylinjojen puuttuminen Ia \ Iax:n spektristä osoittaa, että se on erittäin pieni alkuperäisen tähden ilmakehässä. Poistetun aineen massa on melko suuri - 1M ⊙ , sisältää pääasiassa hiiltä, happea ja muita raskaita alkuaineita. Ja siirtyneet Si II -viivat osoittavat, että ydinreaktioita tapahtuu aktiivisesti ulostyönnön aikana. Kaikki tämä vakuuttaa, että valkoinen kääpiö, todennäköisesti hiili-happi, toimii esiastetähtenä [8] .

Gravitaatio kohti tyypin Ib\c ja II supernovien kierrehaaroja osoittaa, että esitähti on lyhytikäisiä O-tähtiä, joiden massa on 8-10M ⊙ .

Lämpöydinräjähdys

Yksi tapa vapauttaa tarvittava määrä energiaa on lämpöydinpolttoon osallistuvan aineen massan jyrkkä kasvu eli lämpöydinräjähdys. Yksittäisten tähtien fysiikka ei kuitenkaan salli tätä. Pääsekvenssissä sijaitsevien tähtien prosessit ovat tasapainossa. Siksi kaikki mallit pitävät tähtien evoluution viimeistä vaihetta - valkoisia kääpiöitä . Jälkimmäinen itse on kuitenkin vakaa tähti, ja kaikki voi muuttua vain lähestyessä Chandrasekharin rajaa . Tämä johtaa yksiselitteiseen johtopäätökseen, että lämpöydinräjähdys on mahdollinen vain useissa tähtijärjestelmissä, todennäköisimmin niin kutsutuissa binääritähdissä .

Tässä kaaviossa on kaksi muuttujaa, jotka vaikuttavat räjähdyksessä mukana olevan aineen tilaan, kemialliseen koostumukseen ja lopulliseen massaan.

Ensimmäinen [8] :

Toinen seuralainen on tavallinen tähti, josta aine virtaa ensimmäiseen.
Toinen seuralainen on sama valkoinen kääpiö. Tätä skenaariota kutsutaan kaksinkertaiseksi degeneraatioksi.

Toinen:

Räjähdys tapahtuu, kun Chandrasekharin raja ylittyy.
Hänen edessään tapahtuu räjähdys.

Kaikille supernova Ia -skenaarioille on yhteistä, että räjähtävä kääpiö on todennäköisesti hiilihappi. Palamisräjähdysaallossa, joka menee keskustasta pintaan, reaktiot kulkevat [9] :

^{12}C~+~^{16}O~\rightarrow ~^{28}Si~+~\gamma ~(Q=16.76~MeV),

^{28}Si~+~^{28}Si~\rightarrow ~^{56}Ni~+~\gamma ~(Q=10,92~MeV).

Reagoivan aineen massa määrää räjähdyksen energian ja vastaavasti kirkkauden maksimissaan. Jos oletetaan, että valkoisen kääpiön koko massa tulee reaktioon, niin räjähdyksen energia on 2,2 10 51 erg [10] .

Valokäyrän jatkokäyttäytyminen määräytyy pääasiassa vaimennusketjun [9] mukaan :

^{56}Ni~\rightarrow ~^{56}Co~\rightarrow ~^{56}Fe.

56 Ni - isotooppi on epävakaa ja sen puoliintumisaika on 6,1 päivää. Lisäksi e -kaappaus johtaa 56Co-ytimen muodostumiseen, pääasiassa viritetyssä tilassa, jonka energia on 1,72 MeV . Tämä taso on epävakaa, ja ytimen siirtymiseen perustilaan liittyy y-kvanttien emissio, jonka energiat ovat 0,163 MeV - 1,56 MeV. Nämä kvantit kokevat Compton-sironta , ja niiden energia laskee nopeasti ~100 keV:iin. Valosähköinen vaikutus absorboi tällaiset kvantit jo tehokkaasti, ja sen seurauksena ne lämmittävät ainetta. Kun tähti laajenee, sen aineen tiheys pienenee, fotonien törmäysten määrä vähenee ja tähden pinnalla oleva aine muuttuu säteilylle läpinäkyväksi. Kuten teoreettiset laskelmat osoittavat, tämä tilanne tapahtuu noin 20-30 päivää sen jälkeen, kun tähti on saavuttanut maksimaalisen kirkkautensa.

60 päivän kuluttua alkamisesta aine muuttuu läpinäkyväksi y-säteilylle. Valokäyrällä alkaa eksponentiaalinen vaimeneminen. Tähän mennessä 56Ni - isotooppi on jo hajonnut, ja energian vapautuminen johtuu 56Co:n β-hajoamisesta 56Fe : ksi ( T 1/2 = 77 päivää ) viritysenergioiden ollessa jopa 4,2 MeV.

Gravitaatioytimen romahdus

Toinen skenaario tarvittavan energian vapauttamiseksi on tähden ytimen romahtaminen. Sen massan tulisi olla täsmälleen yhtä suuri kuin sen jäännöksen massa - neutronitähti, joka korvaa tyypilliset arvot, jotka saamme [11] :

E_{{tot}}\sim {\frac {GM^{2}}{R}}\sim 10^{{53}}

erg,

missä M = M ☉ ja R = 10 km, G on gravitaatiovakio. Tyypillinen aika on:

\tau _{{ff}}\sim {\frac {1}{{\sqrt {G\rho }}}}~4\cdot 10^{{-3}}\cdot \rho _{{12}} ^{{-0,5}}

missä ρ 12 on tähden tiheys normalisoituna arvoon 10 12 g/cm 3 .

Saatu arvo on kaksi suuruusluokkaa suurempi kuin kuoren kineettinen energia. Tarvitaan kantaja, jonka on toisaalta kuljettava pois vapautunut energia, toisaalta ei saa olla vuorovaikutuksessa aineen kanssa. Neutriino sopii sellaisen kantajan rooliin.

Useat prosessit ovat vastuussa niiden muodostumisesta. Ensimmäinen ja tärkein tähden epävakautumisen ja puristuksen alkamisen kannalta on neutronisaatioprosessi [11] :

{}^{3}Hän+e^{-}\to {}^{3}H+\nu _{e},

{}^{4}Hän+e^{-}\to {}^{3}H+n+\nu _{e},

{}^{56}Fe+e^{-}\to {}^{56}Mn+\nu _{e}.

Näistä reaktioista peräisin olevat neutriinot kuljettavat pois 10 %. Päärooli jäähdytyksessä on URCA-prosesseilla (neutrinojäähdytys):

e^{+}+n\to {\tilde {\nu }}_{e}+p,

e^{-}+p\to \nu _{e}+n.

Protonien ja neutronien sijasta atomiytimet voivat toimia myös muodostaen epävakaata isotooppia, joka läpikäy beetahajoamisen:

e^{-}+(A,Z)\to (A,Z-1)+\nu _{e},

(A,Z-1)\- (A,Z)+e^{-}+{\tilde {\nu }}_{e}.

Näiden prosessien intensiteetti kasvaa puristuksen myötä, mikä kiihdyttää sitä. Tämä prosessi pysähtyy rappeutuneiden elektronien hajottamalla neutriinot, jonka aikana ne termolysoituvat[ termi tuntematon ] ja ne on lukittu aineen sisään. Riittävä degeneroituneiden elektronien pitoisuus saavutetaan tiheyksillä g/cm 3 . ${\textstyle \rho _{{nuc}}=2,8\cdot 10^{{14}}}$

Huomaa, että neutronisaatioprosessit tapahtuvat vain tiheyksillä 10 11 g/cm 3 , jotka ovat saavutettavissa vain tähden ytimessä. Tämä tarkoittaa, että hydrodynaaminen tasapaino rikotaan vain siinä. Ulkokerrokset ovat paikallisessa hydrodynaamisessa tasapainossa ja romahtaminen alkaa vasta sen jälkeen, kun keskusydin supistuu ja muodostaa kiinteän pinnan. Tämän pinnan pomppaus saa aikaan vaipan irtoamisen.

Nuoren supernovajäännöksen malli Teoria supernovajäännöksen evoluutiosta

Supernovajäännöksen kehityksessä on kolme vaihetta:

Ilmainen lento. Se päättyy sillä hetkellä, kun raketetun aineen massa on yhtä suuri kuin poiston massa: $R_{s}=\left({\frac {3M_{0}}{4\pi \nu m_{H}n_{0}}}\right)\simeq 2$ PC, vuosia. $t={\frac {R_{s}}{V_{s}}}\simeq 200$
Adiabaattinen laajennus (Sedov-vaihe). Supernovaräjähdys tässä vaiheessa esitetään voimakkaana pisteen räjähdyksenä väliaineessa, jonka lämpökapasiteetti on vakio. Sedovin automodaalinen ratkaisu , jota on testattu maan ilmakehän ydinräjähdyksissä, soveltuu tähän ongelmaan: $R_{S}=13.5\left({\frac {E_{51}}{n_{0}}}\right)^{0.2}\left({\frac {t}{10 ^{4} vuosi}}\oikea)^{0.4}$ PC $T_{S}=1,5\left({\frac {E_{51}}{n_{0}}}\right)R_{S,(pc)}^{-3}10^{10 }$ Vastaanottaja
Voimakkaan valaistuksen vaihe. Se alkaa, kun lämpötila rintaman takana saavuttaa maksiminsa säteilyhäviökäyrällä. Numeeristen laskelmien mukaan tämä tapahtuu tällä hetkellä: $t_{cool}=2,7E_{51}^{0,24}n_{0}^{-0,52}*10^{4}$ vuotta Ulkoisen shokkiaallon vastaava säde ja sen nopeus ovat: $R_{cool}=20E_{51}^{0},29n_{0}^{-0.41}$ PC, km/s $V_{cool}=280E_{51}^{0.055}n_{0}^{0.11}$

Kuoren laajeneminen pysähtyy sillä hetkellä, kun jäännöskaasun paine on yhtä suuri kuin kaasun paine tähtienvälisessä väliaineessa. Sen jälkeen jäännös alkaa haihtua törmääen satunnaisesti liikkuviin pilviin. Resorptioaika saavuttaa:

t_{max}=7E_{51}^{0.32}n_{0}^{0.34}{\tilde {P}}_{0.4}^{-0.7}

vuotta

Yksityiskohtaisen kuvauksen rakentaminen

Etsi supernovajäänteitä

Hae esiastetähtiä

Supernova teoria Ia

Edellä kuvattujen Ia-supernovateorioiden epävarmuustekijöiden lisäksi itse räjähdyksen mekanismi aiheuttaa paljon kiistaa. Useimmiten mallit voidaan jakaa seuraaviin ryhmiin [12] :

Välitön räjähdys.
Viivästynyt räjähdys.
Sykkivä viivästetty räjähdys.
Turbulentti nopea palaminen.

Ainakin jokaiselle alkuolosuhteiden yhdistelmälle luetellut mekanismit löytyvät yhdessä tai toisessa muunnelmassa. Mutta ehdotettujen mallien valikoima ei rajoitu tähän. Esimerkkinä voidaan mainita malleja, joissa kaksi valkoista kääpiötä räjähtää yhtä aikaa. Luonnollisesti tämä on mahdollista vain niissä skenaarioissa, joissa molemmat komponentit ovat kehittyneet.

Kemiallinen evoluutio ja vaikutus tähtienväliseen väliaineeseen

Universumin kemiallinen evoluutio. Alkuaineiden alkuperä, joiden atominumero on raudan yläpuolella

Supernovaräjähdykset ovat tärkein lähde tähtienvälisen väliaineen täydentymiseen elementeillä, joiden atomiluku on suurempi (tai, kuten sanotaan, raskaampi ) . Ne synnyttäneet prosessit ovat kuitenkin erilaisia eri alkuaineryhmille ja jopa isotoopeille.

Lähes kaikki He ja Fe :tä raskaammat alkuaineet ovat tulosta klassisesta lämpöydinfuusiosta, jota tapahtuu esimerkiksi tähtien sisätiloissa tai p-prosessin aikana tapahtuvissa supernovaräjähdyksissä . Tässä on syytä mainita, että erittäin pieni osa saatiin kuitenkin primaarisen nukleosynteesin aikana.
Kaikki alkuaineet, jotka ovat raskaampia kuin 209 Bi , ovat r-prosessin tulosta.
Muiden alkuperä on keskustelun aiheena, mahdollisiksi mekanismeiksi ehdotetaan s- , r-, ν- ja rp-prosesseja [13] .

R-prosessi

r-prosessi on prosessi, jossa muodostuu raskaampia ytimiä kevyemmistä neutroneja sieppaamalla peräkkäin ( n , γ) -reaktioiden aikana; jatkuu niin kauan kuin neutronien sieppausnopeus on suurempi kuin isotoopin β - -hajoamisnopeus . Toisin sanoen n neutronin keskimääräisen sieppausajan τ(n,γ) tulisi olla:

\tau (n,\gamma )\noin {\frac {1}{n))\tau _{\beta },

missä τ β on r-prosessin ketjun muodostavien ytimien β-hajoamisen keskimääräinen aika. Tämä ehto asettaa rajoituksen neutronien tiheydelle, koska:

\tau (n,\gamma )\approx \left(\rho \overline {(\sigma _{{n\gamma }},v_{n})}\oikea)^{{-1}}

missä on reaktion poikkileikkauksen ( n ,γ) ja neutroninopeuden tulo suhteessa kohdeytimeen, keskiarvotettuna Maxwellin nopeusjakaumaspektrin yli. Kun otetaan huomioon, että r-prosessi tapahtuu raskaissa ja keskisuurissa ytimissä, 0,1 s < τ β < 100 s, niin n ~ 10 ja ympäristön lämpötilalla T = 10 9 K saadaan ominaistiheys: $\overline {(\sigma _{{n\gamma }},v_{n})}$

\rho \noin 2\cdot 10^{{17}}

neutroneja/cm 3 .

Tällaiset ehdot saavutetaan:

iskuaalto, joka kulkeutuessaan helium- ja neonkerrosten läpi aiheuttaa reaktion vaaditulla neutronipitoisuudella. $\mathrm{^{22}Ne} + \mathrm{^{4}Hän}\rightarrow\mathrm{^{25}Mg} + \mathrm{^{1}n}$
massiivisen tähden keskiosa supernovaa edeltävässä vaiheessa. Siellä muodostuu suuri määrä neutroneja ja -hiukkasia raudan valohajoamisen aikana evoluution viimeisessä vaiheessa. $\displaystyle\mathrm{\alpha}$ $\mathrm{^{56}Fe} + \mathrm{\gamma}\rightarrow 13\,\mathrm{^{4}Hän} + 4\,\mathrm{^{1}n}$

ν-prosessi

ν-prosessi on nukleosynteesiprosessi, joka tapahtuu neutriinojen vuorovaikutuksessa atomiytimien kanssa. Se voi olla vastuussa isotooppien 7 Li , 11 B , 19 F , 138 La ja 180 Ta esiintymisestä [13] .

Havaintohistoria

Hipparkhoksen kiinnostus kiinteitä tähtiä kohtaan on saattanut inspiroitua supernovahavainnoista (Pliniusin mukaan). Kiinalaiset tähtitieteilijät tekivät varhaisimman tietueen, joka on tunnistettu supernova SN 185 havainnosta, vuonna 185 jKr. Kirkkain tunnettu supernova, SN 1006 , on kuvattu yksityiskohtaisesti kiinalaisten ja arabien tähtitieteilijöiden toimesta. Supernova SN 1054 havaittiin hyvin , mikä synnytti rapu-sumun . Supernovat SN 1572 ja SN 1604 olivat nähtävissä paljaalla silmällä ja niillä oli suuri merkitys tähtitieteen kehityksessä Euroopassa, koska niitä käytettiin argumenttina aristotelilaista ajatusta vastaan, jonka mukaan Kuun ja aurinkokunnan ulkopuolella oleva maailma on muuttumaton. Johannes Kepler aloitti SN 1604:n havainnoinnin 17. lokakuuta 1604 . Tämä oli toinen kirkastumisvaiheessa tallennettu supernova ( Tycho Brahen SN 1572 :n jälkeen Cassiopeian tähdistössä).

Teleskooppien kehityksen myötä tuli mahdolliseksi tarkkailla supernoveja muissa galakseissa, alkaen Andromeda-sumussa vuonna 1885 sijaitsevasta supernova S Andromeda -havainnosta . 1900-luvun aikana jokaiselle supernovatyypille kehitettiin onnistuneita malleja, ja ymmärrys niiden roolista tähtien muodostumisprosessissa lisääntyi. Vuonna 1941 amerikkalaiset tähtitieteilijät Rudolf Minkowski ja Fritz Zwicky kehittivät modernin luokitusjärjestelmän supernovalle.

1960-luvulla tähtitieteilijät ymmärsivät, että supernovaräjähdyksen maksimivalovoimaa voitaisiin käyttää vakiokynttilänä , mikä tarkoittaa tähtitieteellisten etäisyyksien mittaa. Supernovat tarjoavat nyt tärkeää tietoa kosmologisista etäisyyksistä. Kaukaisimmat supernovat osoittautuivat odotettua heikommiksi, mikä nykyaikaisten käsitteiden mukaan osoittaa, että maailmankaikkeuden laajeneminen kiihtyy.

Sellaisten supernovaräjähdysten historian rekonstruoimiseksi on kehitetty menetelmiä, joista ei ole kirjallisia havaintoja. Supernovan Cassiopeia A ilmestymispäivä määritettiin sumun valokaiun perusteella , kun taas supernovajäännöksen RX J0852.0-4622 ikä on arvioitu lämpötilamittauksista ja titaani-44 :n hajoamisen aiheuttamista γ-päästöistä . Vuonna 2009 Etelämantereen jäästä löydettiin nitraatteja , mikä vastaa supernovaräjähdyksen aikaa.

Helmikuun 23. päivänä 1987 suuressa Magellanin pilvessä 168 tuhannen valovuoden etäisyydellä Maasta välähti supernova SN 1987A , joka on lähimpänä Maata havaittu kaukoputken keksimisen jälkeen. Ensimmäistä kertaa neutrinovuo soihdusta rekisteröitiin. Purkausta tutkittiin intensiivisesti tähtitieteellisten satelliittien avulla ultravioletti-, röntgen- ja gamma-alueilla. Supernovajäännöstä on tutkittu ALMA :n , Hubblen ja Chandran kanssa . Ei ole vielä löydetty neutronitähteä eikä mustaa aukkoa , jonka joidenkin mallien mukaan pitäisi olla puhkeamispaikalla.

22. tammikuuta 2014 supernova SN 2014J räjähti galaksissa M82 , joka sijaitsee Ursa Majorin tähdistössä . Galaxy M82 sijaitsee 12 miljoonan valovuoden etäisyydellä galaksistamme, ja sen näennäinen tähtien magnitudi on hieman alle 9. Tämä supernova on ollut lähimpänä Maata vuodesta 1987 (SN 1987A).

Huhtikuussa 2018 brittiläiset tutkijat Southamptonin yliopistosta British Royal Astronomical Societysta EWASS-konferenssissa ( European Week of Astronomy and Space Research)) tiedot [15] ilmoitettiin mahdollisesta uuden, vielä tutkimattoman, kolmannen supernovatyypin löytämisestä havaintojensa aikana. Näiden havaintojen aikana Dark Energy Survey Supernova -ohjelman (DES-SN) puitteissa rekisteröitiin 72 lyhytaikaista soihdutusta, joiden lämpötila oli 10 - 30 tuhatta ° C ja koot useista yksiköistä useisiin satoihin AU: iin. e. Näiden kosmisten tapahtumien pääpiirre on niiden suhteellisen lyhyt kesto - vain muutama viikko, eikä useita kuukausia kuten tavallisissa supernoveissa. [16]

Tunnetuimmat supernovat ja niiden jäännökset

rapu sumu
Supernova SN 1572
Supernova SN 1604 (Kepler's Supernova)
Supernova SN 1987A
Supernova SN 1993J
Hypernova SN 2006gy
Supernova G1.9+0.3 (Galaksissamme nuorin tunnettu)

Historialliset supernovat galaksissamme (havaittu)

supernova	Taudin puhkeamispäivä	tähdistö	Max. paistaa	Etäisyys ( st. vuotta )	Salaman tyyppi	Näkyvyyden kesto _ _	Loput	Huomautuksia
SN 185	185 , 7. joulukuuta	Centaurus	−8	9100	Ia?	8-20 kuukautta	G315.4-2.3 (RCW 86) [17]	Kiinan kronikot: havaittu lähellä Alpha Centauria.
SN 369	369	tuntematon	tuntematon_ _	tuntematon_ _	tuntematon_ _	5 kuukautta	tuntematon	Kiinan kronikat: tilanne on hyvin huonosti tunnettu. Jos se oli lähellä galaktista päiväntasaajaa, on erittäin todennäköistä, että se oli supernova; jos ei, se oli todennäköisesti hidas nova.
SN 386	386	Jousimies	+1.5	16 000	II?	2-4 kuukautta	G11.2-0.3	Kiinan kronikot
SN 393	393	Skorpioni	0	34 000	tuntematon_ _	8 kuukautta	useita ehdokkaita	Kiinan kronikot
SN 1006	1006 1. toukokuuta	Susi	−7.5	7200	Ia	18 kuukautta	SNR 1006	Sveitsiläiset munkit, arabitutkijat ja kiinalaiset tähtitieteilijät.
SN 1054	1054 4. heinäkuuta	Härkä	−6	6300	II	21 kuukautta	rapu sumu	Lähi- ja Kaukoidässä (ei esiinny eurooppalaisissa teksteissä, lukuun ottamatta epämääräisiä viittauksia irlantilaisissa luostarikronikoissa).
SN 1181	1181 , elokuu	Cassiopeia	−1	8500	tuntematon_ _	6 kuukautta	Mahdollisesti 3C58 (G130.7+3.1)	Pariisin yliopiston professorin Alexandre Nekem teoksia sekä kiinalaisia ja japanilaisia tekstejä.
SN 1572	1572 6. marraskuuta	Cassiopeia	−4	7500	Ia	16 kuukautta	Supernova jäännös Tycho	Tämä tapahtuma on tallennettu moniin eurooppalaisiin lähteisiin, mukaan lukien nuoren Tycho Brahen levyt . Totta, hän huomasi leijailevan tähden vasta 11. marraskuuta , mutta seurasi sitä koko puolitoista vuotta ja kirjoitti kirjan "De Nova Stella" ("Uudesta tähdestä") - ensimmäisen tähtitieteellisen työn tästä aiheesta.
SN 1604	1604 9. lokakuuta	Ophiuchus	−2.5	20 000	Ia	18 kuukautta	Keplerin supernova jäännös	Lokakuun 17. päivästä lähtien Johannes Kepler aloitti sen tutkimisen , joka esitti havaintojaan erillisessä kirjassa.
SN 1680	1680 elokuun 16	Cassiopeia	+6	10 000	IIb [18]	tuntematon (enintään viikko)	Supernova-jäännös Cassiopeia A	mahdollisesti nähnyt Flamsteed ja luetteloitu nimellä 3 Cassiopeiae .

Katso myös

Muistiinpanot

↑ Tsvetkov D. Yu. Supernovat . Haettu 6. kesäkuuta 2015. Arkistoitu alkuperäisestä 18. kesäkuuta 2015. (määrätön)
↑ Supernovat // Physical Encyclopedia : [5 osassa] / Ch. toim. A. M. Prokhorov . - M .: Neuvostoliiton Encyclopedia (osa 1-2); Great Russian Encyclopedia (vols. 3-5), 1988-1999. — ISBN 5-85270-034-7 .
↑ Scannapieco Evan , Bildsten Lars. Tyypin Ia supernovanopeus // The Astrophysical Journal. - 2005. - 5. elokuuta ( nide 629 , nro 2 ). - S. L85-L88 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/452632 .
↑ Foley Ryan J. , Challis PJ , Chornock R. , Ganeshalingam M. , Li W. , Marion GH , Morrell NI , Pignata G. , Stritzinger MD , Silverman JM , Wang X. , Anderson JP , Filippenko WAV , Freedman . Hamuy M. , Jha SW , Kirshner RP , McCully C. , Persson SE , Phillips MM , Reichart DE , Soderberg AM TYPE Iax SUPERNOVAE: A NEW CLASS OF STELLAR RÄJÄHDYS // The Astrophysical Journal. - 2013. - 25. maaliskuuta ( nide 767 , nro 1 ). - S. 57 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/767/1/57 .
↑ Doggett JB , Branch D. Supernova-valokäyrien vertaileva tutkimus // The Astronomical Journal. - 1985. - marraskuu ( nide 90 ). - S. 2303 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/113934 .
↑ 1 2 3 Lozinskaya T. A. Tähtien räjähdykset ja tähtituuli galakseissa. - 2. - Moskova: URSS, 2013. - S. 48-54. — 216 s. - ISBN 978-5-397-03582-8 .
↑ 1 2 Lozinskaya T. A. Tähtien räjähdykset ja tähtituuli galakseissa. - 2. - Moskova: URSS, 2013. - S. 59-67. — 216 s. - ISBN 978-5-397-03582-8 .
↑ 1 2 Hillebrandt Wolfgang , Niemeyer Jens C. Type Ia Supernova Explosion Models // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. - 2000. - syyskuu ( osa 38 , nro 1 ) . - S. 191-230 . — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev.astro.38.1.191 .
↑ 1 2 Ishkhanov B. S., Kapitonov I. M., Tutyn I. A. Nukleosynteesi maailmankaikkeudessa . - M. , 1998. Arkistokopio 27. joulukuuta 2012 Wayback Machinessa
↑ Iben I., Jr. , Tutukov AV tyypin I supernovat binäärien evoluution lopputuotteina, joiden komponenttien alkumassa on kohtalainen (M enintään noin 9 auringon massaa) // The Astrophysical Journal Supplement Series. - 1984. - Helmikuu ( nide 54 ). - S. 335 . — ISSN 0067-0049 . - doi : 10.1086/190932 .
↑ 1 2 Zasov A. V., Postnov K. A. Yleinen astrofysiikka. - Fryazino: Vek 2, 2006. - 496 s. — (Supernovat ja supernovien jäänteet). - 3000 kappaletta. - ISBN 5-85099-169-7 , UDC 52, BBC 22.6.
↑
* http://adsabs.harvard.edu/abs/2012nuco.confE..50F Arkistoitu 12. syyskuuta 2017 Wayback Machinessa
- http://adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...719.1067K Arkistoitu 19. helmikuuta 2015 Wayback Machinessa
- Maoz Dan , Mannucci Filippo , Nelemans Gijs. Havainnointivihjeitä tyypin Ia supernovaen esi-ihmisille // Tähtitieteen ja astrofysiikan vuosikatsaus. - 2014. - 18. elokuuta ( nide 52 , nro 1 ). - S. 107-170 . — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev-astro-082812-141031 .
↑ 1 2 3 José J.; Iliadis C. Ydinastrofysiikka: keskeneräinen alkuaineiden alkuperän etsintä. - Raportit fysiikan edistymisestä, 2011. - doi : 10.1088/0034-4885/74/9/096901 . - .
↑ Hubble löysi salaperäisen rengasrakenteen Supernovan 1987a ympäriltä , HubbleSite ( 19. toukokuuta 1994). Arkistoitu alkuperäisestä 27. huhtikuuta 2015. Haettu 27. huhtikuuta 2015.
↑ Tähtitieteilijät löytävät 72 kirkasta ja nopeaa räjähdystä , ScienceDaily . Arkistoitu alkuperäisestä 5. huhtikuuta 2018. Haettu 5. huhtikuuta 2018.
↑ S. Vasiliev. Nopeat ja kirkkaat välähdykset osoittivat tuntemattoman tyyppisten supernovien olemassaolon. . Alaston Tiede . naked-science.ru (4. huhtikuuta 2018). Haettu 5. huhtikuuta 2018. Arkistoitu alkuperäisestä 5. huhtikuuta 2018. (Venäjän kieli)
↑ RCW 86: historiallinen supernovajäännös . Haettu 11. marraskuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 26. marraskuuta 2011. (määrätön)
↑ Supernova jäännökset Arkistoitu 23. maaliskuuta 2009 Wayback Machinessa // Astronet

Kirjallisuus

Handbook of Supernovae / Alsabti, Athem W., Murdin, Paul (Toim.). - Springer International Publishing, 2017. - 2727 s. - ISBN 978-3-319-21845-8 .

Linkit

Tsvetkov D. Yu. Supernovae - moderni katsaus supernoveihin.
Popov S. B. Kuinka laihtuneet superjättiläiset räjähtävät? — Yksityiskohtainen malli tyypin II supernovaräjähdyksestä.
Levin A. Space Bombs // " Popular Mechanics " No. 8, 2007
Green D. A., Stevenson R. F. Historialliset supernovat // Astronet
Superluminous supernovat: kaukaisin ja kirkkain supernova järkytti tähtitieteilijöitä // " Vesti. Nauka", 23. joulukuuta 2013
Luettelo supernovasta , CBAT IAU

Sanakirjat ja tietosanakirjat

Bibliografisissa luetteloissa
BNE : XX536209 BNF : 11981120n GND : 4184117-7 J9U : 987007551031905171 LCCN : sh85130637 NDL : 00573732 NKC : ph116336

supernovat
Luokat	Tyyppi Ia Tyyppi Iax Tyyppi Ib ja Ic Tyyppi II Hypernova raskaaseen käyttöön Pari-epävakaa runsaasti kalsiumia
Fysiikka	hiilen räjähdys Vihollinen lähellä maata olevaa supernovaa Phillipsin asenne Nukleosynteesi p-prosessi r-prosessi y-prosessi Supernova neutriinot
liittyvät aiheet	pseudo supernova Supernova, jossa pari epävakaa Epäonnistunut supernova gammapurkaus Pehmeiden toistuvien gammapurkausten lähde Gravitaatioaallot nopeat radiopurskeet kilonovaya kirkkaan punainen uusi Uusi tähti pulsarin törmäys Quark nova Symbioottinen nova
edeltäjät	hyperjättiläinen keltainen punainen kirkkaan sininen muuttuja superjättiläinen sininen punainen keltainen valkoinen kääpiö valikoima artikkeleita Suden tähti - Rayet Super Agb Star
Jäännökset	supernova jäännös plerion neutronitähti pulsar magnetaari tähtimassan musta aukko kompakti tähti kvarkkitähti eksoottinen tähti zombie tähti paikallinen kupla Superkupla
Löytöjä	Vieraileva tähti Supernovahavaintojen historia Neutronitähtien, pulsareiden, supernovien ja valkoisten kääpiöiden kronologia
Luettelot	supernova ehdokkaita supernovat massiivisia tähtiä supernovan jäännökset
Tunnettu	Barnardin silmukka Cassiopeia A rapu sumu IPTF14hls SN 1000+0216 SN 1572 SN 1604 S Andromedae SN 1987A SN 1994D SN 185 SN 1006 SN 2003fg G1.9+0.3 SN 2007bi SN 2011fe SN 2014J Supernova Refsdala Supernova-jäännös Sailsissa SN 2006gy ASASSN-15lh SN 2016aps SN 2018 lehmä AT2018 lehmä
Luokka:Navigointimallit:Astronomia Yleiset: Supernovat

muuttuvia tähtiä
Eruptiivinen	Susi - Raie Gamma Cassiopeiae Väärin ( Orionin muuttujat ( T Taurus Fuors )) R North Crown RS Beagle koirat S Dorado UV Kiina
Sykkivä	Kefeidit ( klassiset kefeidit Tyypin II kefeidit ( BL Hercules W Virgin RV Taurus )) Alfa Cygnus Beta Cephei Delta Shield Gamma Doradus Hidas väärin Mirida Puoli-oikea Sykkivät valkoiset kääpiöt PV teleskooppi RR Lyra Phoenix SX
pyörivä	α² Hound Dogs TEKIJÄ Dragon Pyörivä ellipsoidi FK Veronican hiukset Pulsarit SX Oinas
Katalysminen	Uusi Toista uusi polaarit Keskitason napaiset Dwarf novae ( SS Cygnus , SU Ursa Major , Z Giraffe ) Kirkkaan punainen uusi supernovat AM Beagle koirat Z Andromedae
pimentävät binaarit	Algol Beta Lyrae W Ursa Major
Luettelot	Luettelo GCVS:n muuttuvista tähtityypeistä
Luokka: Muuttuvat tähdet

Mustat aukot

Tyypit

Mitat

koulutus

Ominaisuudet

Mallit

teorioita

Penrose-Hawkingin singulaarisuuslause
Ei hiuslausetta
Tietojen paradoksi
Kosmisen sensuurin periaate
Ei-singulaariset mustien aukkojen mallit
Holografinen periaate
Mustien aukkojen täydentävyys

Tarkat ratkaisut yleisessä suhteellisuusteoriassa

Schwarzschild
Kerra
Reisner-Nordström
Kerr-Newman
Tarkka mustan aukon ratkaisu

liittyvät aiheet

Luettelo mustista aukoista
- Luettelo kvasaareista
Mustan aukon fysiikan kronikka
RXTE
Hyperkompakti tähtijärjestelmä
singulariteettireaktori
Numeerinen suhteellisuusteoria
Gravitaatioaallot

Luokka: Mustat aukot