Esimest korda nägid astronoomid supernoova plahvatuse kohas tähe sündi. Supernoova sünd ja tähe kadumine

Supernoova

Supernoovad- tähed, mis lõpetavad oma evolutsiooni katastroofilise plahvatusliku protsessiga.

Mõistet "supernoovad" kasutati tähtede kirjeldamiseks, mis süttisid palju (suurusjärkude kaupa) võimsamalt kui niinimetatud "noovad". Tegelikult pole ei üks ega teine ​​füüsiliselt uus, olemasolevad tähed süttivad alati. Kuid mitmel ajaloolisel juhul süttisid need tähed, mis olid varem taevas praktiliselt või täiesti nähtamatud, mis tekitas uue tähe ilmumise efekti. Supernoova tüübi määrab vesinikujoonte olemasolu peegeldusspektris. Kui see on olemas, siis on see II tüüpi supernoova; kui ei, siis on see I tüüpi supernoova.

Supernoovade füüsika

II tüüpi supernoovad

Kaasaegsete kontseptsioonide kohaselt viib termotuumasüntees aja jooksul tähe sisemiste piirkondade koostise rikastamiseni raskete elementidega. Termotuumasünteesi ja raskete elementide moodustumise käigus täht tõmbub kokku ja temperatuur selle keskmes tõuseb. (Graviteeriva mittemandunud aine negatiivse soojusmahtuvuse mõju.) Kui tähe tuuma mass on piisavalt suur (1,2–1,5 päikesemassi), siis termotuumasünteesi protsess jõuab oma loogilise järelduseni raua ja nikli tuumad. Ränikesta sees hakkab moodustuma rauasüdamik. Selline tuum kasvab päeva jooksul ja variseb kokku vähem kui 1 sekundiga, niipea kui jõuab Chandrasekhari piirini. Tuuma puhul on see piir 1,2–1,5 päikesemassi. Aine kukub tähe sisse ja elektronide tõrjumine ei suuda langemist peatada. Kesktuum surutakse järjest rohkem kokku ja mingil hetkel hakkavad selles rõhu mõjul toimuma neutroniseerimisreaktsioonid – prootonid hakkavad elektrone neelama, muutudes neutroniteks. See põhjustab tekkivate neutriinode poolt kaasa kantud kiire energiakadu (nn neutriinojahutus). Aine jätkab kiirenemist, langemist ja kokkusurumist, kuni hakkab mõjuma tõukejõud aatomituuma nukleonite (prootonite, neutronite) vahel. Rangelt võttes toimub kokkusurumine isegi üle selle piiri: langev aine ületab inertsi tõttu tasakaalupunkti nukleonide elastsuse tõttu 50% (“maksimaalne kokkusurumine”). Kesktuuma kokkuvarisemise protsess on nii kiire, et selle ümber moodustub haruldane laine. Seejärel tormab tuuma järgides ka kest tähe keskele. Pärast seda "kokkusurutud kummikuul annab tagasi" ja lööklaine väljub tähe väliskihtidesse kiirusega 30 000–50 000 km/s. Tähe välimised osad lendavad igas suunas minema ja plahvatuspiirkonna keskele jääb kompaktne neutrontäht ehk must auk. Seda nähtust nimetatakse II tüüpi supernoova plahvatuseks. Need plahvatused erinevad võimsuse ja muude parameetrite poolest, kuna plahvatavad erineva massi ja erineva keemilise koostisega tähed. On tõendeid, et II tüüpi supernoova plahvatuse ajal ei eraldu palju rohkem energiat kui I tüüpi plahvatuse ajal, sest proportsionaalse osa energiast neelab kest, kuid see ei pruugi alati nii olla.

Kirjeldatud stsenaariumis on mitmeid ebaselgusi. Astronoomilised vaatlused on näidanud, et massiivsed tähed tegelikult plahvatavad, mille tulemusena tekivad laienevad udukogud, mille keskele jääb maha kiiresti pöörlev neutrontäht, mis kiirgab regulaarseid raadiolainete impulsse (pulsar). Kuid teooria näitab, et väljapoole suunatud lööklaine peaks jagama aatomid nukleoniteks (prootoniteks, neutroniteks). Sellele tuleb kulutada energiat, mille tulemusena lööklaine peab kustuma. Kuid millegipärast seda ei juhtu: lööklaine jõuab mõne sekundiga tuuma pinnale, seejärel tähe pinnale ja puhub aine minema. Erinevate masside kohta peetakse mitmeid hüpoteese, kuid need ei tundu veenvad. Võib-olla jõustuvad "maksimaalse kokkusurumise" seisundis või lööklaine ja ainega, mis jätkab langemist, koostoimes mõned põhimõtteliselt uued ja tundmatud füüsikalised seadused. Lisaks tekivad supernoova plahvatamisel koos musta augu tekkega järgmised küsimused: miks plahvatusejärgne aine ei imendu musta auku täielikult; kas on väljapoole lööklaine ja miks seda ei pidurdata ja kas on midagi analoogset “maksimaalsele kokkusurumisele”?

Ia tüüpi supernoovad

Ia tüüpi supernoova (SN Ia) plahvatuste mehhanism näeb välja mõnevõrra erinev. Tegemist on nn termotuuma supernoovaga, mille plahvatusmehhanism põhineb termotuumasünteesi protsessil tähe tihedas süsinik-hapnik tuumas. SN Ia eellased on valged kääbused, kelle mass on Chandrasekhari piiri lähedal. On üldtunnustatud seisukoht, et selliseid tähti saab moodustada kaksiktähesüsteemi teisest komponendist lähtuva aine voolu teel. See juhtub siis, kui süsteemi teine ​​täht väljub oma Roche'i lobust või kuulub üliintensiivse tähetuulega tähtede klassi. Valge kääbuse massi suurenedes suureneb järk-järgult tema tihedus ja temperatuur. Lõpuks, kui temperatuur jõuab umbes 3 × 10 8 K, tekivad tingimused süsiniku-hapniku segu termotuuma süttimiseks. Põlemisfront hakkab levima keskelt väliskihtidesse, jättes maha põlemissaadused - rauarühma tuumad. Põlemisfront levib aeglase leegitamise režiimis ja on erinevat tüüpi häirete suhtes ebastabiilne. Kõige olulisem on Rayleigh-Taylori ebastabiilsus, mis tekib Archimedese jõu mõjul kergetele ja vähem tihedatele põlemisproduktidele, võrreldes tiheda süsinik-hapniku kestaga. Algavad intensiivsed suuremahulised konvektiivprotsessid, mis toovad kaasa termotuumareaktsioonide veelgi suurema intensiivistumise ja supernoova kesta väljutamiseks vajaliku energia (~10 51 erg) vabanemise. Põlemisfrondi kiirus suureneb, võimalik on leegi turbuliseerumine ja lööklaine teke tähe väliskihtides.

Muud tüüpi supernoovad

Samuti on olemas SN Ib ja Ic, mille eelkäijateks on kaksiksüsteemide massiivsed tähed, erinevalt SN II-st, mille eelkäijateks on üksikud tähed.

Supernoova teooria

Täielikku supernoova teooriat veel pole. Kõik pakutavad mudelid on lihtsustatud ja neil on vabad parameetrid, mida tuleb vajaliku plahvatuspildi saamiseks kohandada. Praegu on võimatu arvulistes mudelites arvesse võtta kõiki tähtedes toimuvaid füüsilisi protsesse, mis on olulised sähvatuse tekkeks. Samuti pole olemas täielikku tähtede evolutsiooni teooriat.

Pange tähele, et kuulsa supernoova SN 1987A eelkäija, mis on klassifitseeritud II tüüpi ülihiiglasteks, on sinine superhiiglane, mitte punane, nagu eeldati enne 1987. aastat SN II mudelites. Samuti on tõenäoline, et selle jäänus ei sisalda kompaktset objekti nagu neutrontäht või must auk, nagu on näha vaatlustest.

Supernoova koht universumis

Arvukate uuringute kohaselt oli see pärast Universumi sündi täidetud ainult kergete ainetega - vesiniku ja heeliumiga. Kõik muud keemilised elemendid said tekkida ainult tähtede põlemisel. See tähendab, et meie planeet (ja sina ja mina) koosneb ainest, mis tekkis eelajalooliste tähtede sügavustes ja paiskus kunagi välja supernoova plahvatuste käigus.

Teadlaste arvutuste kohaselt toodab iga II tüüpi supernoova umbes 0,0001 päikesemassi alumiiniumi aktiivset isotoopi (26Al). Selle isotoobi lagunemine tekitab kõva kiirgust, mida jälgiti pikka aega ja selle intensiivsuse põhjal arvutati, et selle isotoobi sisaldus Galaktikas on väiksem kui kolm päikesemassi. See tähendab, et II tüüpi supernoovad peaksid Galaktikas plahvatama keskmiselt kaks korda sajandis, mida ei täheldata. Tõenäoliselt pole viimastel sajanditel palju selliseid plahvatusi märgatud (need toimusid kosmilise tolmu pilvede taga). Seetõttu täheldatakse enamikku supernoovasid teistes galaktikates. Sügavad taevauuringud teleskoopidega ühendatud automaatkaamerate abil võimaldavad nüüd astronoomidel avastada rohkem kui 300 raketit aastas. Supernooval on igatahes viimane aeg plahvatada...

Ühe teadlaste hüpoteesi kohaselt võib supernoova plahvatuse tagajärjel tekkinud kosmiline tolmupilv kosmoses püsida umbes kaks-kolm miljardit aastat!

Supernoova vaatlused

Supernoovade tähistamiseks kasutavad astronoomid järgmist süsteemi: kõigepealt kirjutatakse tähed SN (ladina keelest Sülemine N munarakud), seejärel avastamise aasta ja seejärel ladina tähtedega - supernoova seerianumber aastal. Näiteks, SN 1997cj tähistab avastatud supernoova 26 * 3 ( c) + 10 (j) = 1997. aastal 88. kohal.

Kõige kuulsamad supernoovad

• Supernova SN 1604 (Kepler Supernova)
• Supernova G1.9+0.3 (noorim meie galaktikas)

Ajaloolised supernoovad meie galaktikas (täheldatud)

Vaata ka

Lingid

• Pihkva Yu.P. Novad ja supernoovad- raamat noovadest ja supernoovadest.
• Tsvetkov D. Yu. Supernoovad- kaasaegne ülevaade supernoovadest.
• Aleksei Levin Kosmosepommid- artikkel ajakirjas "Popular Mechanics"
• Kõigi vaadeldud supernoovade plahvatuste loend – Supernoovade loend, IAU
• Õpilased kosmose uurimiseks ja arendamiseks -

Astronoomid teatasid ametlikult teadusmaailma ühest kõrgetasemelisemast sündmusest: aastal 2022 näeme Maalt palja silmaga ainulaadset nähtust – üht eredamat supernoova plahvatust. Prognooside kohaselt ületab see enamiku meie galaktika tähtede sära.

Jutt käib tihedast kahendsüsteemist KIC 9832227 Cygnuse tähtkujus, mida eraldab meist 1800 valgusaastat. Selle süsteemi tähed asuvad üksteisele nii lähedal, et neil on ühine atmosfäär ning nende pöörlemiskiirus kasvab pidevalt (praegu on tiirlemisperiood 11 tundi).

Professor Larry Molnar USA Calvin kolledžist rääkis Ameerika Astronoomiaühingu aastakoosolekul võimalikust kokkupõrkest, mis on oodata umbes viie aasta pärast (anna või võta üks aasta). Tema sõnul on selliseid kosmilisi katastroofe üsna raske ennustada – uurimine kestis mitu aastat (astronoomid alustasid tähepaari uurimist juba 2013. aastal).

Esimesena tegi sellise ennustuse Molnari uurimisassistent Daniel Van Noord (tol ajal veel üliõpilane).

"Ta uuris, kuidas tähe värvus korreleerus selle heledusega, ja pakkus välja, et meil on tegemist binaarse objektiga, tõepoolest lähedase binaarsüsteemiga – sellisega, kus kahel tähel on ühine atmosfäär, nagu kaks maapähkli tuuma sama kesta all." Molnar selgitab pressiteates.

2015. aastal, pärast mitu aastat kestnud vaatlusi, rääkis Molnar oma kolleegidele prognoosist: astronoomid kogesid tõenäoliselt plahvatust, mis sarnanes supernoova V1309 sünniga Skorpioni tähtkujus 2008. aastal. Mitte kõik teadlased ei võtnud tema väidet tõsiselt, kuid nüüd, pärast uusi tähelepanekuid, tõstatas Larry Molnar selle teema uuesti, esitades veelgi rohkem andmeid. Spektroskoopilised vaatlused ja erinevatest teleskoopidest saadud enam kui 32 tuhande pildi töötlemine välistas muud sündmuste arengustsenaariumid.

Astronoomid usuvad, et kui tähed üksteisega kokku põrkuvad, surevad nad mõlemad, kuid mitte enne, kui vabastavad palju valgust ja energiat, moodustades punase supernoova ja suurendades kaksiktähe heledust kümme tuhat korda. Supernoova on taevas nähtav Cygnuse tähtkuju ja Põhjaristi osana. See on esimene kord, kui eksperdid ja isegi amatöörid saavad topelttähti nende surma hetkel otse jälgida.

"See on väga dramaatiline muutus taevas ja igaüks saab seda näha. Teil ei ole vaja teleskoopi, et mulle aastal 2023 öelda, kas mul oli õigus või vale. Kuigi plahvatuse puudumine valmistab pettumuse, iga alternatiivne tulemus on sama huvitav." lisab Molner.

Astronoomide sõnul ei saa prognoosi tõesti kergelt võtta: esimest korda on ekspertidel võimalus jälgida tähtede viimast eluaastat enne nende ühinemist.

Tulevased uuringud paljastavad palju selliste kahendsüsteemide ja nende sisemiste protsesside kohta, aga ka ulatusliku kokkupõrke tagajärgede kohta. Statistika järgi toimuvad sedalaadi "plahvatused" umbes kord kümne aasta jooksul, kuid tähtede kokkupõrge toimub esimest korda. Varem jälgisid teadlased näiteks plahvatust.

Molnari võimaliku tulevase töö eeltrükk (PDF-dokument) on loetav kolledži veebilehel.

Muide, 2015. aastal avastasid ESA astronoomid Tarantula udukogust ainulaadse, mille orbiidid on üksteisest uskumatult kaugel. Teadlased on ennustanud, et ühel hetkel lõpeb selline naabruskond traagiliselt: taevakehad kas sulanduvad üheks hiiglaslikuks täheks või toimub supernoova plahvatus, millest sünnib kaksiksüsteem.

Meenutagem ka seda, et varem rääkisime sellest, kuidas supernoova plahvatab.

Supernoova plahvatus (tähisega SN) on nähtus, mis on võrreldamatult ulatuslikum kui noovaplahvatus. Kui me jälgime supernoova ilmumist ühes tähesüsteemis, on selle ühe tähe heledus mõnikord samas suurusjärgus kogu tähesüsteemi tervikliku heledusega. Seega saavutas 1885. aastal Andromeeda udukogu keskpunkti lähedal süttinud tähe heleduse , samas kui udukogu terviklik heledus on võrdne , st supernoova valgusvoog on vaid veidi vähem kui neli korda väiksem kui udukogu valgusvoog. udu voog. Kahel juhul osutus supernoova sära suuremaks selle galaktika särast, milles supernoova ilmus. Supernoovade absoluutsuurused maksimumil on lähedased, st 600 korda heledamad kui tavalise noova absoluutsuurused maksimaalse heledusega. Üksikud supernoovad saavutavad maksimumi, mis on kümme miljardit korda suurem kui Päikese heledus.

Viimase aastatuhande jooksul on meie galaktikas usaldusväärselt täheldatud kolme supernoova: 1054. aastal (Sõnnis), 1572. aastal (Cassiopeias), 1604. aastal (Ophiuchuses). Ilmselt jäi märkamata ka 1670. aasta paiku Cassiopeias toimunud supernoova plahvatus, millest nüüdseks on järel lendavate gaasifilamentide ja võimsa raadioemissiooni (Cas A) süsteem. Mõnes galaktikas plahvatas 40 aasta jooksul kolm või isegi neli supernoova (udukogudes NGC 5236 ja 6946). Igas galaktikas purskab keskmiselt iga 200 aasta järel üks supernoova ja nende kahe galaktika puhul väheneb see intervall 8 aastani! Nelja aasta jooksul (1957–1961) kestnud rahvusvahelise koostöö tulemusena avastati nelikümmend kaks supernoova. Vaadeldud supernoovade koguarv ületab praegu 500.

Heleduse muutumise tunnuste järgi jagunevad supernoovad kahte tüüpi - I ja II (joon. 129); võimalik, et on olemas ka III tüüp, mis ühendab endas väikseima heledusega supernoovad.

I tüüpi supernoovad eristuvad lühiajalise maksimumiga (umbes nädal), pärast mida 20-30 päeva jooksul heledus väheneb ühe päeva kiirusega. Seejärel langemine aeglustub ja siis, kuni täht muutub nähtamatuks, kulgeb see ühtlase kiirusega päevas. Tähe heledus väheneb eksponentsiaalselt, poole võrra iga 55 päeva järel. Näiteks Sõnnis asuv Supernova 1054 saavutas sellise sära, et oli päeval nähtav peaaegu kuu aega ning palja silmaga nähtavus kestis kaks aastat. Maksimaalse heleduse korral jõuab I tüüpi supernoova absoluutne suurus keskmiselt ja amplituud maksimaalsest minimaalse heleduseni pärast puhangut.

II tüüpi supernoovadel on madalam heledus: maksimaalselt on amplituud teadmata. Maksimumi lähedal heledus mõnevõrra püsib, kuid 100 päeva pärast maksimumi väheneb see palju kiiremini kui I tüüpi supernoovadel, nimelt 20 päeva võrra.

Supernoovad plahvatavad tavaliselt galaktikate äärealadel.

I tüüpi supernoovad leidub mis tahes kujuga galaktikates, II tüüpi supernoovad aga ainult spiraalsetes galaktikates. Neid mõlemaid leidub spiraalgalaktikates kõige sagedamini ekvatoriaaltasandi lähedal, eelistatavalt spiraalide harudes ja tõenäoliselt väldivad galaktika keskpunkti. Tõenäoliselt kuuluvad nad lamekomponenti (I tüüpi populatsioon).

I tüüpi supernoovade spektrid ei ole kuidagi sarnased noovade spektritega. Need dešifreeriti alles pärast seda, kui loobuti ideest väga laiadest emissiooniribadest ja tumedaid lünki tajuti väga laiade neeldumisribadena, mis nihkusid DH väärtusega tugevalt violetseks, mis vastab lähenemiskiirustele 5000–20 000 km/ s.

Riis. 129. I ja II tüüpi supernoova fotograafilised valguskõverad. Ülal on kahe 1937. aastal peaaegu samaaegselt puhkenud I tüüpi supernoova heleduse muutus udukogudes IC 4182 ja NGC 1003. Juliuse päevad on kantud x-teljele. Allpool on kolme II tüüpi supernoova sünteetiline valguskõver, mis on saadud üksikute valguskõverate vastavalt nihutamisel piki suurustelge (ordinaat jäetud märgistamata). Katkendkõver kujutab I tüüpi supernoova heleduse muutust. Päevad alates suvalisest algusest on kantud x-teljele

Need on supernoova kestade paisumiskiirused! On selge, et enne maksimumi ja esimest korda pärast maksimumi on supernoova spekter sarnane superhiiglase spektriga, mille värvustemperatuur on umbes 10 000 K või kõrgem (ultraviolettkiirguse liig on umbes );

varsti pärast maksimumi langeb kiirgustemperatuur 5-6 tuhande Kelvinini. Kuid spekter on endiselt rikas ioniseeritud metallide joonte poolest, peamiselt CaII (nii ultraviolettdublett kui ka infrapuna triplett), heeliumi (HeI) jooned on hästi esindatud ja paljud lämmastiku (NI) jooned on väga silmapaistvad ning vesinikuliinid on tuvastatud suure ebakindlusega. Muidugi leidub sähvatuse teatud faasides spektris ka emissioonijooni, kuid need on lühiajalised. Neeldumisjoonte väga suur laius on seletatav kiiruste suure hajutamisega väljapaiskutavates gaasikestes.

II tüüpi supernoovade spektrid on sarnased tavanoovade spektritega: laiad emissioonijooned, mida ääristavad violetse poolega neeldumisjooned, mis on sama laiusega kui emissioonid. Iseloomulik on Balmeri väga märgatavate heledate ja tumedate vesinikujoonte olemasolu. Liikuvas kestas, selle tähe ja vaatleja vahel asuvas osas moodustunud neeldumisjoonte suur laius näitab nii kiiruste hajumist kestas kui ka selle tohutut suurust. Temperatuurimuutused II tüüpi supernoovades on sarnased I tüübiga ja paisumiskiirus ulatub kuni 15 000 km/s.

Supernoova tüüpide ja nende asukoha galaktikas või esinemissageduse vahel erinevat tüüpi galaktikates on korrelatsioon, kuigi mitte väga range. I tüüpi supernoovad leidub eelistatult sfäärilise komponendi tähepopulatsioonis ja eriti elliptilistes galaktikates ning II tüüpi supernoovad, vastupidi, kettapopulatsioonis, spiraalsetes ja harva ka ebaregulaarsetes udukogudes. Kõik Suures Magellani pilves täheldatud supernoovad olid aga I tüüpi. Supernoovade lõpptoode teistes galaktikates on üldiselt teadmata. Teistes galaktikates täheldatud ligikaudu supernoova amplituudiga peaksid need minimaalse heledusega olema objektid, st vaatlustele täiesti kättesaamatud.

Kõik need asjaolud võivad aidata välja selgitada, millised tähed võivad olla - supernoovade kuulutajad. I tüüpi supernoovade esinemine elliptilistes galaktikates koos nende vanade populatsioonidega võimaldab pidada supernoova-eelseid vanasid väikese massiga tähti, mis on ära kasutanud kogu oma vesiniku. Seevastu II tüüpi supernoovadel, mis esinevad peamiselt gaasirikastes spiraalharudes, kulub eellastel õla läbimiseks umbes aastaid, muutes nad umbes saja miljoni aasta vanuseks. Selle aja jooksul peab täht, alustades põhijadast, sealt lahkuma, kui selle sügavuses olev vesinikkütus on otsas. Madala massiga tähel ei ole aega seda etappi läbida ja seetõttu peab II tüüpi supernoova eelkäija mass olema mitte väiksem ja olema kuni plahvatuseni noor OB täht.

Tõsi, ülalmainitud I tüüpi supernoovade ilmumine Suurde Magellaani Pilve rikub mõnevõrra kirjeldatud pildi usaldusväärsust.

Loomulik on eeldada, et I tüüpi supernoova eelkäija on umbes 100% massiga valge kääbus, millel puudub vesinik. Kuid see muutus selliseks, kuna see oli osa binaarsest süsteemist, milles massiivsem punane hiiglane loobub tormises voolus oma ainest, nii et sellest järelejäänu on lõpuks mandunud tuum - valge süsiniku kääbus. hapniku koostis ja endine satelliit ise muutub hiiglaslikuks ning hakkab ainet valgele kääbusele tagasi saatma, moodustades seal H = He-kesta. Selle mass suureneb ka siis, kui see läheneb piirile (18,9) ja selle keskne temperatuur tõuseb 4-10 ° K-ni, mille juures süsinik "süttib".

Tavalises tähes tõuseb temperatuuri tõustes rõhk, mis toetab katvaid kihte. Kuid degenereerunud gaasi puhul sõltub rõhk ainult tihedusest; see ei tõuse temperatuuri tõustes ja kattekihid langevad keskpunkti poole, mitte ei laiene temperatuuri tõusu kompenseerimiseks. Tuum ja külgnevad kihid kukuvad kokku (kokkuvarisevad). Langus jätkub järsult kiirendatuna, kuni tõusnud temperatuur eemaldab degeneratsiooni, ja siis hakkab täht stabiliseerumiseks "asjata katsega" laienema, samal ajal kui süsiniku põlemislaine pühib sellest läbi. See protsess kestab sekundi või paar, mille jooksul muutub aineks massiga umbes üks mass Päikesest, mille lagunemisel (koos -kvantide ja positronite vabanemisega) säilib kestas kõrge temperatuur, mis kiiresti paisub. kümnete a suurusteni. e) Tekib (poolväärtusajaga), mille lagunemisel ilmneb umbes Valge kääbus hävib kuni lõpuni. Kuid neutrontähe tekkeks pole ilmset põhjust. Vahepeal ei leia supernoova plahvatuse jäänustest märgatavat kogust rauda, ​​küll aga leiame neutrontähti (vt allpool). Need faktid on esitatud I tüüpi supernoova plahvatuse mudeli peamiseks raskuseks.

Kuid II tüüpi supernoova plahvatuse mehhanismi selgitamine on veelgi raskem. Ilmselt ei kuulu selle eelkäija binaarsüsteemi. Suure massiga (rohkem kui ) areneb see iseseisvalt ja kiiresti, kogedes üksteise järel H, He, C, O põlemisfaase Na ja Si ning edasi Fe-Ni tuumani. Iga uus faas aktiveerub siis, kui eelmine on ammendunud, kui kaotanud võime raskusjõule vastu seista, vajub tuum kokku, temperatuur tõuseb ja hakkab kehtima järgmine etapp. Kui rääkida Fe-Ni faasist, siis energiaallikas kaob, kuna rauast tuum hävib paljude osakeste kõrge energiaga footonite mõjul ja see protsess on endotermiline. See aitab kokku kukkuda. Ja pole enam energiat, mis suudaks kokkukukkuvat kesta peatada.

Ja tuumal on võime minna läbi reaktsiooni läbi neutrontähe staadiumi musta augu olekusse (vt lk 289).

Nähtuste edasine areng muutub väga ebaselgeks. Välja on pakutud palju võimalusi, kuid need ei selgita, kuidas südamiku kokkuvarisemisel kest välja visatakse.

Mis puutub asja kirjeldavasse külge, siis kesta massiga sisse ja väljapaiskumiskiirusega umbes 2000 km/s, jõuab sellele kulutatud energia , mille käigus kiirgus (enamasti 70 päeva) kandub ära.

Tuleme taaskord tagasi supernoova plahvatuse protsessi käsitlemise juurde, kuid seda puhangute jäänuste uurimise abil (vt § 28).

vahetult pärast plahvatust sõltub suuresti õnnest. Just see määrab, kas supernoova sünniprotsesse on võimalik uurida või peame nende kohta aimama plahvatuse jälgede – endisest tähest leviva planetaarse udukogu – järgi. Inimese ehitatud teleskoopide arv ei ole piisavalt suur, et pidevalt jälgida kogu taevast, eriti kõigis elektromagnetilise kiirguse spektri piirkondades. Tihti tulevad teadlastele appi amatöörastronoomid, kes suunavad oma teleskoobid kuhu iganes soovivad, mitte aga objektidele, mida on huvitav ja oluline uurida. Kuid supernoova plahvatus võib juhtuda kõikjal!

Amatöörastronoomide abi näide on supernoova spiraalgalaktikas M51. Tuntud kui Pinwheel Galaxy, on see universumi vaatlemise fännide seas väga populaarne. Galaktika asub meist 25 miljoni valgusaasta kaugusel ja selle tasapind on pööratud otse meie poole, mistõttu on seda väga mugav jälgida. Galaktikas on satelliit, mis on kontaktis M51 ühe haruga. Galaktikas plahvatanud tähe valgus jõudis Maale 2011. aasta märtsis ja selle tuvastasid amatöörastronoomid. Supernoova sai peagi ametliku nimetuse 2011dh ja tõusis nii professionaalsete kui ka amatöörastronoomide tähelepanu keskpunkti. "M51 on meile üks lähimaid galaktikaid, see on äärmiselt ilus ja seetõttu laialt tuntud," ütleb Caltechi teadlane Schiler van Dyck.

Üksikasjalikult uuritud Supernova 2011dh osutus haruldasse IIb tüüpi plahvatuste klassi kuuluvaks. Sellised plahvatused toimuvad siis, kui massiivselt tähelt eemaldatakse praktiliselt kogu vesinikkütuse väliskest, mida tõenäoliselt tõmbab tema kaksikkaaslane. Pärast seda kütusepuuduse tõttu termotuumasüntees seiskub, tähe kiirgus ei suuda vastu panna gravitatsioonile, mis kipub tähte kokku suruma ja see langeb keskpunkti poole. See on üks kahest supernoova plahvatamise viisist ja selle stsenaariumi korral (gravitatsiooni mõjul enda peale langev täht) sünnitab IIb tüüpi plahvatuse vaid iga kümnes täht.

IIb tüüpi supernoova sünni üldise mustri kohta on mitmeid põhjendatud hüpoteese, kuid sündmuste täpse ahela rekonstrueerimine on väga keeruline. Kuna ei saa öelda, et täht supernoovaks läheks niipea, on võimatu valmistuda teda tähelepanelikult jälgima. Muidugi võib tähe oleku uurimine viidata sellele, et sellest saab peagi supernoova, kuid see on universumi miljonite aastate skaalal, samas kui vaatlemiseks on vaja teada plahvatuse aega täpsusega mitu aastat. Ainult aeg-ajalt astronoomidel veab ja neil on enne plahvatust üksikasjalikud fotod tähest. Galaktika M51 puhul selline olukord tekib – tänu galaktika populaarsusele on sellest palju fotosid, millel 2011dh pole veel plahvatanud. "Mõne päeva jooksul pärast supernoova avastamist pöördusime Hubble'i orbitaalteleskoobi arhiivi poole. Nagu selgub, on see teleskoop varem loonud M51 galaktika üksikasjaliku mosaiigi erinevatel lainepikkustel,“ ütleb van Dyk. 2005. aastal, kui Hubble'i teleskoop pildistas 2011dh asukohta, oli selle asemel vaid silmapaistmatu kollane hiidtäht.

Supernoova 2011dh vaatlused näitasid, et see ei sobi hästi suure tähe plahvatuse standardideega. Vastupidi, see sobib pigem väikese tähe plahvatuse tagajärjel, näiteks Hubble'i piltidelt pärit kollase superhiiglase kaaslaseks, mis kaotas peaaegu kogu atmosfääri. Lähedal asuva hiiglase gravitatsiooni mõjul jäi tähest alles vaid selle tuum, mis plahvatas. "Otsustasime, et supernoova eelkäija oli peaaegu täielikult eemaldatud täht, sinine ja seetõttu Hubble'ile nähtamatu," ütleb van Dyk. - Kollane hiiglane varjas oma väikest sinist kaaslast oma kiirgusega, kuni plahvatas. See on meie järeldus."

Teine teadlaste meeskond, kes uuris tähte 2011dh, jõudis vastupidisele järeldusele, mis langes kokku klassikalise teooriaga. Justin Moundi, Belfasti Queeni ülikooli töötaja sõnul oli supernoova eelkäija kollane hiiglane. Selle aasta märtsis paljastas supernoova aga mõlema meeskonna jaoks mõistatuse. Probleemi märkas esmalt van Dyck, kes otsustas Hubble'i teleskoobi abil 2011dh kohta lisateavet koguda. Suurt kollast tähte aparaat aga vanast kohast ei leidnud. "Tahtsime lihtsalt veel kord jälgida supernoova arengut, " ütleb van Dyk. "Me poleks kunagi osanud arvata, et kollane täht kuhugi läheb." Teine meeskond jõudis maapealsete teleskoopide abil samadele järeldustele: hiiglane oli kadunud.

Kollase hiiglase kadumine viitab sellele kui tõelisele supernoova eelkäijale. Van Dijki väljaanne lahendab selle vaidluse: "Teisel meeskonnal oli täiesti õigus ja meie eksisime." Supernoova 2011dh uurimine sellega siiski ei lõpe. Kui 2011dh heledus kaob, naaseb galaktika M51 plahvatuseelsesse olekusse (ehkki ilma ühe ereda täheta). Selle aasta lõpuks peaks supernoova heledus olema piisavalt langenud, et paljastada kollase superhiiglase kaaslane – kui selline oleks olemas, nagu soovitab klassikaline IIb tüüpi supernoova teooria. Mitmed astronoomide rühmad on Hubble'i teleskoobil vaatlemisaega juba broneerinud, et uurida 2011dh arengut. "Peame leidma kahendsüsteemis supernoova kaaslase, " ütleb van Dyk. "Kui see avastatakse, saab selliste plahvatuste päritolu enesekindlalt aru."

Oleme juba näinud, et erinevalt Päikesest ja teistest statsionaarsetest tähtedest muutuvad füüsikalised muutlikud tähed oma suuruses, fotosfääri temperatuuris ja heleduses. Erinevat tüüpi mittestatsionaarsete tähtede hulgast pakuvad erilist huvi noovad ja supernoovad. Tegelikult pole need äsja ilmunud tähed, vaid juba olemasolevad tähed, mis tõmbasid tähelepanu järsu heleduse suurenemisega.

Uute tähtede puhangute ajal suureneb heledus tuhandeid ja miljoneid kordi mitme päeva kuni mitme kuu jooksul. On teada staare, mis on korduvalt noovadena lahvatanud. Kaasaegsetel andmetel on uued tähed enamasti osa kaksiksüsteemidest ning ühe tähe pursked tekivad kaksiksüsteemi moodustavate tähtede vahelise ainevahetuse tulemusena. Näiteks süsteemis “valge kääbus – tavaline täht (madal heledus)” võivad tavalise tähe pealt valgele kääbusele langedes tekkida plahvatused, mis põhjustavad noova fenomeni.

Veelgi suurejoonelisemad on supernoovade plahvatused, mille heledus suureneb äkitselt umbes 19 m võrra! Maksimaalse heledusega tähe kiirgav pind läheneb vaatlejale kiirusega mitu tuhat kilomeetrit sekundis. Supernoova plahvatuste muster viitab sellele, et supernoovad on plahvatavad tähed.

Supernoova plahvatuste käigus vabaneb mitme päeva jooksul tohutu energia – umbes 10 41 J. Sellised kolossaalsed plahvatused toimuvad tähtede evolutsiooni lõppfaasis, mille mass on mitu korda suurem Päikese massist.

Oma maksimaalse heledusega võib üks supernoova paista eredamalt kui miljard tähte nagu meie Päike. Mõne supernoova võimsaimate plahvatuste ajal võib ainet väljutada kiirusega 5000 - 7000 km/s, mille mass ulatub mitme päikesemassini. Supernoovade poolt välja paisatud kestade jäänused on pikka aega nähtavad paisuva gaasina.

Avastatud pole mitte ainult supernoova kestade jäänused, vaid ka kunagise plahvatanud tähe keskosa jäänused. Need "tähtede jäänused" osutusid hämmastavateks raadiokiirguse allikateks, mida nimetati pulsariteks. Esimesed pulsarid avastati 1967. aastal.

Mõnel pulsaril on hämmastavalt stabiilne raadioimpulsside kordussagedus: impulsse korratakse rangelt võrdsete ajavahemike järel, mõõdetuna täpsusega üle 10–9 s! Avatud pulsarid asuvad meist kaugemal, mis ei ületa sadu parsekke. Eeldatakse, et pulsarid on kiiresti pöörlevad ülitihedad tähed, mille raadius on umbes 10 km ja mille mass on Päikese massi lähedal. Sellised tähed koosnevad tihedalt pakitud neutronitest ja neid nimetatakse neutrontähtedeks. Neutrontähed ilmutavad end pulsaridena vaid osa oma olemasolust.

Supernoova plahvatused on haruldased nähtused. Viimase aastatuhande jooksul on meie tähesüsteemis täheldatud vaid üksikuid supernoova plahvatusi. Nendest on kõige usaldusväärsemalt kindlaks tehtud järgmised kolm: haiguspuhang 1054. aastal Sõnni tähtkujus, 1572. aastal Cassiopeia tähtkujus, 1604. aastal Ophiuchuse tähtkujus. Esimest neist supernoovadest kirjeldasid Hiina ja Jaapani astronoomid "külalisena", teist Tycho Brahe ja kolmandat Johannes Kepler. 1054. ja 1572. aasta supernoovade sära ületas Veenuse sära ja neid tähti oli näha ka päeval. Alates teleskoobi leiutamisest (1609) pole meie tähesüsteemis täheldatud ainsatki supernoova (võimalik, et mõni plahvatus jäi märkamata). Kui avanes võimalus uurida teisi tähesüsteeme, avastati neis sageli uusi tähti ja supernoovad.

23. veebruaril 1987 plahvatas supernoova Suures Magellani Pilves (Doraduse tähtkujus), mis on meie galaktika suurim satelliid. Esimest korda pärast 1604. aastat võis supernoovat näha isegi palja silmaga. Enne plahvatust oli supernoova asukohas 12. suurusjärgu täht. Täht saavutas oma maksimaalse heleduse 4 m märtsi alguses ja hakkas seejärel aeglaselt tuhmuma. Teadlased, kes vaatlesid supernoovat suurimate maapealsete observatooriumite, Astroni orbitaalobservatooriumi ja Mir orbitaaljaama Kvanti mooduli röntgenteleskoopide abil, suutsid esimest korda kogu haiguspuhangu protsessi jälgida. Vaatlused viidi läbi erinevates spektrivahemikes, sealhulgas nähtav optiline vahemik, ultraviolett-, röntgen- ja raadiovahemik. Teadusajakirjanduses ilmusid sensatsioonilised teated plahvatava tähe neutriino ja võib-olla ka gravitatsioonikiirguse tuvastamisest. Tähe struktuuri mudelit plahvatusele eelnenud faasis täpsustati ja rikastati uute tulemustega.