Супернова е експлозија на многу големи ѕвезди кои умираат со огромно ослободување на енергија, трилион пати повеќе од енергијата на Сонцето. Супернова може да ја осветли целата галаксија, а светлината испратена од ѕвездата ќе стигне до работ на Универзумот.Ако една од овие ѕвезди експлодира на растојание од 10 светлосни години од Земјата, Земјата целосно ќе изгори од ослободувањето на енергија и зрачење.

Супернова

Суперновите не само што уништуваат, туку и ги надополнуваат потребните елементи во вселената: железо, злато, сребро и други. Сè што знаеме за Универзумот е создадено од остатоците од супернова што некогаш експлодирала. Супернова е еден од најубавите и најинтересните објекти во универзумот. Најголемите експлозии во Универзумот оставаат зад себе посебни, најчудни остатоци во Универзумот:

Неутронски ѕвезди

Неутроните се многу опасни и чудни тела. Кога џиновска ѕвезда станува супернова, нејзиното јадро се намалува до големина на метропола на Земјата. Притисокот во јадрото е толку голем што дури и атомите внатре почнуваат да се топат. Кога атомите се толку компресирани што меѓу нив не останува простор, се акумулира колосална енергија и се случува силна експлозија. Експлозијата зад себе остава неверојатно густа неутронска ѕвезда. Една кафена лажичка неутронска ѕвезда ќе тежи 90 милиони тони.

Пулсар е остатоци од експлозија на супернова. Тело кое е слично на масата и густината на неутронската ѕвезда. Ротирајќи со голема брзина, пулсарите ослободуваат рафали на зрачење во вселената од северниот и јужниот пол. Брзината на ротација може да достигне 1000 вртежи во секунда.

Кога ѕвезда 30 пати поголема од нашето Сонце експлодира, таа создава ѕвезда наречена Магнетар. Магнетарите создаваат моќни магнетни полиња кои се уште почудни од неутронските ѕвезди и пулсарите. Магнетното поле на Магнитар е неколку илјади пати поголемо од Земјиното.

Црни дупки

По смртта на хиперновите, ѕвезди дури и поголеми од суперѕвезда, се формира најмистериозното и најопасно место во Универзумот - црна дупка. По смртта на таква ѕвезда, црна дупка почнува да ги апсорбира нејзините остатоци. Црната дупка има премногу материјал за апсорпција и ги фрла остатоците од ѕвездата назад во вселената, формирајќи 2 зраци на гама зрачење.

Што се однесува до нашето, Сонцето, се разбира, нема доволно маса за да стане црна дупка, пулсар, магнетар или дури и неврална ѕвезда. Според космичките стандарди, нашата ѕвезда е многу мала за таков крај на нејзиниот живот. Научниците велат дека откако горивото ќе се исцрпи, нашата ѕвезда ќе се зголеми во големина неколку десетици пати, што ќе и овозможи да ги апсорбира копнените планети: Меркур, Венера, Земјата и, можеби, Марс.

Ѕвездите не живеат вечно. Тие исто така се раѓаат и умираат. Некои од нив, како Сонцето, постојат неколку милијарди години, мирно достигнуваат старост, а потоа полека исчезнуваат. Други живеат многу пократок и побурен живот и исто така се осудени на катастрофална смрт. Нивното постоење е прекинато со џиновска експлозија, а потоа ѕвездата се претвора во супернова. Светлината на супернова го осветлува вселената: нејзината експлозија е видлива на растојание од многу милијарди светлосни години. Одеднаш се појавува ѕвезда на небото каде што порано, се чини, немало ништо. Оттука и името. Древните верувале дека во такви случаи навистина светнува нова ѕвезда. Денес знаеме дека всушност ѕвезда не се раѓа, туку умира, но името останува исто, супернова.

СУПЕРНОВА 1987А

Ноќта меѓу 23 и 24 февруари 1987 година, во една од галаксиите најблиску до нас. Во Големиот Магеланов Облак, оддалечен само 163.000 светлосни години, се појави супернова во соѕвездието Дорадус. Стана видлив дури и со голо око, во мај достигна видлива магнитуда +3, а во следните месеци постепено ја изгуби својата светлина додека повторно не стана невидлив без телескоп или двоглед.

Сегашност и минато

Супернова 1987А, како што сугерира нејзиното име, беше првата супернова забележана во 1987 година и прва што беше видлива со голо око од почетокот на ерата на телескопот. Факт е дека последната експлозија на супернова во нашата галаксија била забележана далечната 1604 година, кога телескопот сè уште не бил измислен.

Но, уште поважно, ѕвездата* 1987А им даде на современите агрономи првата можност да набљудуваат супернова на релативно кратко растојание.

Што имаше претходно?

Студијата за супернова 1987А покажа дека се работи за супернова од тип II. Односно, ѕвездата-прогенитор или ѕвездата претходник, која беше откриена на претходните фотографии од овој дел од небото, се покажа дека е син суперџин, чија маса беше речиси 20 пати поголема од масата на Сонцето. Така, тоа беше многу жешка ѕвезда која брзо остана без своето нуклеарно гориво.

Единственото нешто што остана по џиновската експлозија беше брзо растечки гасен облак, во кој сè уште никој не можеше да забележи неутронска ѕвезда, чие појавување теоретски требаше да се очекува. Некои астрономи тврдат дека ѕвездата сè уште е обвиткана со ослободени гасови, додека други претпоставуваат дека наместо ѕвезда се формира црна дупка.

ЖИВОТ НА ЅВЕЗДА

Ѕвездите се раѓаат како резултат на гравитациска компресија на облак од меѓуѕвездена материја, која, кога ќе се загрее, го доведува неговото централно јадро на температури доволни за иницирање термонуклеарни реакции. Последователниот развој на веќе запалената ѕвезда зависи од два фактори: почетната маса и хемискиот состав, првиот, особено, ја одредува стапката на согорување. Ѕвездите со поголема маса се потопли и полесни, но затоа и порано изгоруваат. Така, животот на масивна ѕвезда е пократок во споредба со ѕвезда со мала маса.

Црвени џинови

Се вели дека ѕвездата што согорува водород е во својата „примарна фаза“. Поголемиот дел од животот на која било ѕвезда се совпаѓа со оваа фаза. На пример, Сонцето е во главната фаза 5 милијарди години и ќе остане таму долго време, а кога ќе заврши овој период, нашата ѕвезда ќе оди во кратка фаза на нестабилност, по што повторно ќе се стабилизира, овој пат во форма на црвен џин. Црвениот џин е неспоредливо поголем и посветол од ѕвездите во главната фаза, но и многу поладен. Антарес во соѕвездието Скорпија или Бетелгез во соѕвездието Орион се најдобри примери на црвени џинови. Нивната боја може веднаш да се препознае дури и со голо око.

Кога Сонцето ќе се претвори во црвен џин, неговите надворешни слоеви ќе ги „апсорбираат“ планетите Меркур и Венера и ќе стигнат до орбитата на Земјата. Во фазата на црвениот џин, ѕвездите губат значителен дел од надворешните слоеви на нивната атмосфера, и овие слоеви формираат планетарна маглина како М57, маглина прстен во соѕвездието Лира или М27, маглина гира во соѕвездието Вулпекула. И двете се одлични за гледање преку вашиот телескоп.

Патот до финалето

Од овој момент натаму, понатамошната судбина на ѕвездата неизбежно зависи од нејзината маса. Ако е помала од 1,4 соларни маси, тогаш по завршувањето на нуклеарното согорување таквата ѕвезда ќе се ослободи од нејзините надворешни слоеви и ќе се намали до бело џуџе, последната фаза од еволуцијата на ѕвезда со мала маса. Ќе бидат потребни милијарди години за белото џуџе да се олади и да стане невидливо. Спротивно на тоа, ѕвезда со висока маса (најмалку 8 пати помасивна од Сонцето), штом ќе остане без водород, преживува со согорување на гасови потешки од водородот, како хелиум и јаглерод. Поминувајќи низ низа фази на компресија и проширување, таква ѕвезда по неколку милиони години доживува катастрофална експлозија на супернова, исфрлајќи џиновска количина од сопствената материја во вселената и се претвора во остаток од супернова. За околу една недела, суперновата ја надминува осветленоста на сите ѕвезди во нејзината галаксија, а потоа брзо потемнува. Во центарот останува неутронска ѕвезда, мал објект со огромна густина. Ако масата на ѕвездата е уште поголема, како резултат на експлозијата на супернова, не се појавуваат ѕвезди, туку црни дупки.

ВИДОВИ СУПЕРНОВА

Со проучување на светлината што доаѓа од суперновите, астрономите открија дека тие не се сите исти и дека може да се класифицираат во зависност од хемиските елементи претставени во нивните спектри. Водородот игра посебна улога овде: ако спектарот на супернова содржи линии што го потврдуваат присуството на водород, тогаш тој е класифициран како тип II; ако нема такви линии, таа се класифицира како тип I. Суперновите од типот I се поделени во подкласи la, lb и l, земајќи ги предвид другите елементи од спектарот.

Различна природа на експлозии

Класификацијата на видовите и подтиповите ја одразува разновидноста на механизмите кои лежат во основата на експлозијата и различните типови на прогениторни ѕвезди. Експлозиите на супернова како што е SN 1987A се случуваат во последната еволутивна фаза на ѕвезда со голема маса (повеќе од 8 пати поголема од масата на Сонцето).

Суперновите од типот lb и lc произлегуваат од колапсот на централните делови на масивните ѕвезди кои изгубиле значителен дел од нивната водородна обвивка поради силните ѕвездени ветрови или поради трансферот на материја во друга ѕвезда во двоен систем.

Различни претходници

Сите супернови од типовите lb, lc и II потекнуваат од ѕвезди од популацијата I, односно од млади ѕвезди концентрирани во дисковите на спиралните галаксии. Типот ла супернова, пак, потекнува од старите ѕвезди од Популацијата II и може да се набљудува и во елиптичните галаксии и во јадрата на спиралните галаксии. Овој тип на супернова доаѓа од бело џуџе кое е дел од бинарен систем и влече материјал од својот сосед. Кога масата на бело џуџе ќе ја достигне границата на стабилност (наречена граница на Чандрасехар), започнува брз процес на фузија на јаглеродни јадра и се случува експлозија, како резултат на која ѕвездата исфрла поголем дел од својата маса.

Различна осветленост

Различните класи на супернови се разликуваат една од друга не само по нивниот спектар, туку и по максималната сјајност што ја постигнуваат при експлозијата и по тоа како точно оваа сјајност се намалува со текот на времето. Суперновите од типот I се генерално многу посветли од суперновите од типот II, но тие исто така се затемнуваат многу побрзо. Суперновите од типот I траат од неколку часа до неколку дена при врвна осветленост, додека суперновите од тип II може да траат и до неколку месеци. Беше поставена хипотеза според која ѕвездите со многу голема маса (неколку десетици пати поголема од масата на Сонцето) експлодираат уште посилно, како „хипернови“, а нивното јадро се претвора во црна дупка.

СУПЕРНОВИ ВО ИСТОРИЈАТА

Астрономите веруваат дека просечно една супернова експлодира во нашата галаксија на секои 100 години. Сепак, бројот на историски документирани супернови во последните два милениума не достигнува ни 10. Една од причините за ова може да се должи на фактот што суперновите, особено типот II, експлодираат во спирални краци, каде меѓуѕвездената прашина е многу погуста и соодветно , може да го затемни сјајот на суперновата.

Првиот што го видов

Иако научниците размислуваат за други кандидати, денес е општо прифатено дека првото набљудување на експлозија на супернова во историјата датира од 185 година од нашата ера. Тоа беше документирано од кинески астрономи. Во Кина, експлозии на галактички супернови беа забележани и во 386 и 393 година. Потоа поминаа повеќе од 600 години, и конечно, на небото се појави уште една супернова: во 1006 година блесна нова ѕвезда во соѕвездието Волк, овојпат снимена, меѓу другото, од арапски и европски астрономи. Оваа најсветла ѕвезда (чија привидна магнитуда при нејзиниот врв достигна -7,5) остана видлива на небото повеќе од една година.
.
Рак маглина

Суперновата од 1054 година исто така била исклучително светла (максимална магнитуда -6), но повторно била забележана само од кинеските астрономи, а можеби и од американските Индијанци. Ова е веројатно најпознатата супернова, бидејќи нејзиниот остаток е маглината Рак во соѕвездието Бик, која Шарл Месие ја вклучи во својот каталог под број 1.

Исто така, на кинеските астрономи им должиме информации за појавата на супернова во соѕвездието Касиопеја во 1181 година. Друга супернова експлодирала таму, овој пат во 1572 година. Оваа супернова беше забележана и од европските астрономи, вклучувајќи го и Тихо Брахе, кој го опиша и нејзиниот изглед и последователната промена на нејзината осветленост во својата книга „На новата ѕвезда“, чие име го поттикнало терминот што вообичаено се користи за означување на такви ѕвезди. .

Супернова тивка

32 години подоцна, во 1604 година, на небото се појави уште една супернова. Тихо Брахе му ја пренел оваа информација на својот ученик Јоханес Кеплер, кој почнал да ја следи „новата ѕвезда“ и ѝ ја посветил книгата „На новата ѕвезда во подножјето на Офиучус“. Оваа ѕвезда, исто така забележана од Галилео Галилеј, денес останува последната супернова видлива со голо око што експлодирала во нашата галаксија.

Сепак, нема сомнеж дека уште една супернова експлодирала на Млечниот Пат, повторно во соѕвездието Касиопеја (соѕвездието кое го држи рекордот за три галактички супернови). Иако нема визуелни докази за овој настан, астрономите пронашле остаток од ѕвездата и пресметале дека тој мора да одговара на експлозија што се случила во 1667 година.

Надвор од Млечниот Пат, покрај суперновата 1987А, астрономите забележале и втора супернова, 1885 година, која експлодирала во галаксијата Андромеда.

Набљудување на супернова

Ловот на супернови бара трпение и правилен метод.

Првиот е неопходен, бидејќи никој не гарантира дека ќе можете да откриете супернова уште првата вечер. Не можете без втората ако не сакате да губите време и навистина сакате да ги зголемите шансите да откриете супернова. Главниот проблем е што физички е невозможно да се предвиди кога и каде ќе се случи експлозија на супернова во една од далечните галаксии. Така, ловецот на супернови мора да го скенира небото секоја вечер, проверувајќи десетици галаксии внимателно избрани за оваа намена.

Што треба да правиме

Една од најчестите техники е да се насочи телескопот кон одредена галаксија и да се спореди нејзиниот изглед со претходната слика (цртеж, фотографија, дигитална слика), идеално со приближно исто зголемување како телескопот со кој се вршат набљудувањата. Ако таму се појави супернова, веднаш ќе ви го привлече вниманието. Денес, многу аматерски астрономи имаат опрема достојна за професионална опсерваторија, како што се компјутерски контролирани телескопи и CCD камери кои им овозможуваат да фотографираат директно во дигитален формат од ѕвезденото небо. Но, дури и денес, многу набљудувачи ловат супернови со едноставно насочување на телескоп кон одредена галаксија и гледање низ окуларот, надевајќи се дека ќе видат дали друга ѕвезда се појави некаде.

Експлозија на супернова е настан од неверојатни размери. Всушност, експлозијата на супернова значи крај на нејзиното постоење или, што исто така се случува, повторно раѓање како црна дупка или неутронска ѕвезда. Крајот на животот на супернова секогаш е проследен со експлозија на огромна сила, при што материјата на ѕвездата се фрла во вселената со неверојатни брзини и на огромни растојанија.

Експлозијата на супернова трае само неколку секунди, но во овој краток временски период се ослободува едноставно феноменална количина на енергија. На пример, експлозија на супернова може да емитува 13 пати повеќе светлина од цела галаксија составена од милијарди ѕвезди, а количината на зрачење ослободена во секунди во форма на гама и рендгенски бранови е неколку пати повеќе отколку во текот на милијарди години. животот.

Бидејќи експлозиите на супернова не траат долго, особено ако се земе предвид нивната космичка скала и големина, тие се познати главно по нивните последици. Ваквите последици се огромните гасни маглини, кои продолжуваат да светат и да се шират во вселената многу долго по експлозијата.

Можеби најпознатата маглина формирана како резултат на експлозија на супернова е Рак маглина. Благодарение на хрониките на старите кинески астрономи, познато е дека настанала по експлозијата на ѕвезда во соѕвездието Бик во 1054 година. Како што може да претпоставите, блицот беше толку светол што можеше да се набљудува со голо око. Сега, маглината Рак може да се види во темна ноќ со обични двогледи.

Маглината Рак сè уште се шири со брзина од 1.500 километри во секунда. Во моментов, нејзината големина надминува 5 светлосни години.

Фотографијата погоре е составена од три слики направени во три различни спектри: Х-зраци (телескоп Чандра), инфрацрвен (телескоп Спицер) и конвенционален оптички (). Х-зраците се сини и доаѓаат од пулсар, неверојатно густа ѕвезда формирана по супернова.

Маглината Симеиз 147 е една од најголемите познати во моментот. Супернова која експлодирала пред приближно 40.000 години создаде маглина со големина од 160 светлосни години. Откриен е од советските научници Г. Шајон и В. Газе во 1952 година во истоимената опсерваторија Симеиз.

На фотографијата е прикажана последната експлозија на супернова која можеше да се забележи со голо око. Се случи во 1987 година во галаксијата Големиот Магеланов Облак на оддалеченост од 160.000 светлосни години од нас. Од голем интерес се необичните прстени во форма на бројот 8, за чија вистинска природа научниците сè уште само шпекулираат.

Маглината Медуза од соѕвездието Близнаци не е толку добро проучена, но е многу популарна поради својата невидена убавина и големата придружничка ѕвезда, која периодично ја менува својата светлина.

> Супернова

Пронајди, што е супернова: опис на експлозијата и одблесокот на ѕвезда, каде се раѓаат супернови, еволуција и развој, улогата на двојните ѕвезди, фотографии и истражување.

Супернова- ова е, всушност, ѕвездена експлозија и најмоќната што може да се забележи во вселената.

Каде се појавуваат суперновите?

Многу често супернови може да се видат и во други галаксии. Но, во нашиот Млечен Пат, ова е редок феномен што треба да се набљудува бидејќи прашината и гасните магли го блокираат погледот. Последната набљудувана супернова била забележана од Јоханес Кеплер во 1604 година. Телескопот Чандра успеа да пронајде само остатоци од ѕвезда која експлодирала пред повеќе од еден век (последиците од експлозија на супернова).

Што предизвикува супернова?

Супернова се раѓа кога се случуваат промени во центарот на ѕвездата. Постојат два главни типа.

Првиот е во бинарни системи. Двојните ѕвезди се објекти поврзани со заеднички центар. Еден од нив ја краде материја од вториот и станува премногу масивен. Но, не е во состојба да ги балансира внатрешните процеси и експлодира во супернова.

Вториот е во моментот на смртта. Горивото има тенденција да истекува. Како резултат на тоа, дел од масата почнува да тече во јадрото и станува толку тешка што не може да ја издржи сопствената гравитација. Настанува процес на проширување и ѕвездата експлодира. Сонцето е една ѕвезда, но не може да го преживее ова, бидејќи нема доволно маса.

Зошто истражувачите се заинтересирани за супернови?

Самиот процес опфаќа краток временски период, но може да каже многу за Универзумот. На пример, еден од примероците ја потврдил способноста на Универзумот да се шири и дека стапката се зголемува.

Исто така, се покажа дека овие објекти влијаат на моментот на дистрибуција на елементите во просторот. Кога ѕвезда експлодира, таа исфрла елементи и космички остатоци. Многу од нив завршуваат дури и на нашата планета. Погледнете видео кое ги открива карактеристиките на суперновите и нивните експлозии.

Набљудувања на супернова

Астрофизичарот Сергеј Блиников за откривањето на првата супернова, остатоците по експлозијата и модерните телескопи

Како да ги најдете супернови?

За да бараат супернови, истражувачите користат различни инструменти. Некои се потребни за да се набљудува видливата светлина по експлозија. А други ги следат рендгенските и гама зраците. Фотографиите се направени со помош на телескопите Хабл и Чандра.

Во јуни 2012 година, телескопот почна да работи, фокусирајќи ја светлината во високоенергетскиот регион на електромагнетниот спектар. Станува збор за мисијата NuSTAR, која бара пропаднати ѕвезди, црни дупки и остатоци од супернова. Научниците планираат да дознаат повеќе за тоа како тие експлодираат и се создаваат.

Мерење растојанија до небесни тела

Астрономот Владимир Сурдин за цефеидите, експлозиите на супернова и стапката на ширење на универзумот:

Како можете да помогнете во истражувањето на супернова?

Не мора да станете научник за да придонесете. Во 2008 година, супернова беше откриена од обичен тинејџер. Во 2011 година тоа го повтори 10-годишно девојче од Канада, кое на својот компјутер гледаше фотографија од ноќното небо. Многу често, аматерските фотографии содржат многу интересни предмети. Со малку вежбање, можете да ја пронајдете следната супернова! Да бидам попрецизен, ги имате сите шанси да снимите експлозија на супернова.

Нивната појава е прилично редок космички феномен. Во просек, три супернови експлодираат на век во набљудуваниот универзум. Секој таков пламен е огромна космичка катастрофа, ослободувајќи неверојатно количество енергија. Според најгрубата проценка, оваа количина на енергија би можела да се генерира со истовремена експлозија на многу милијарди водородни бомби.

Сè уште нема доволно ригорозна теорија за експлозии на супернова, но научниците изнесоа интересна хипотеза. Тие предложија, врз основа на сложени пресметки, дека за време на алфа синтезата на елементите, јадрото продолжува да се намалува. Температурата во него достигнува фантастична бројка - 3 милијарди степени. Во такви услови, различни процеси во јадрото значително се забрзуваат; Како резултат на тоа, се ослободува многу енергија. Брзата компресија на јадрото повлекува подеднакво брзо компресија на обвивката на ѕвездата.

Исто така, многу се загрева, а нуклеарните реакции што се случуваат во него, пак, се значително забрзани. Така, буквално за неколку секунди се ослободува огромна количина на енергија. Ова доведува до експлозија. Се разбира, таквите услови не се постигнуваат секогаш и затоа суперновите пламнуваат доста ретко.

Ова е хипотезата. Колку научниците се во право во своите претпоставки ќе покаже иднината. Но, сегашноста ги доведе истражувачите и до апсолутно неверојатни претпоставки. Астрофизичките методи овозможија да се следи како се намалува сјајноста на суперновите. И тоа е она што се покажа: во првите неколку дена по експлозијата, сјајноста се намалува многу брзо, а потоа ова намалување (во рок од 600 дена) се забавува. Покрај тоа, на секои 55 дена сјајот слабее точно за половина. Од математичка гледна точка, ова намалување се јавува според таканаречениот експоненцијален закон. Добар пример за таков закон е законот за радиоактивно распаѓање. Научниците направија смела претпоставка: ослободувањето на енергија по експлозија на супернова се должи на радиоактивното распаѓање на изотоп на елемент со полуживот од 55 дена.

Но, кој изотоп и кој елемент? Овие пребарувања продолжија неколку години. Берилиум-7 и стронциум-89 беа „кандидати“ за улогата на такви „генератори“ на енергија. Тие се распаднаа на половина за само 55 дена. Но, тие немаа шанса да го положат испитот: пресметките покажаа дека енергијата ослободена за време на нивното бета распаѓање е премногу мала. Но, другите познати радиоактивни изотопи немаа сличен полуживот.

Нов претендент се појави меѓу елементите кои не постојат на Земјата. Се покажа дека е претставник на трансураниумските елементи вештачки синтетизирани од научниците. Името на апликантот е калифорниски, неговиот сериски број е деведесет и осум. Неговиот изотоп калифорниум-254 бил подготвен во количина од само околу 30 милијардити дел од грамот. Но, оваа навистина бестежинска количина беше доволна за да се измери полуживотот на изотопот. Испадна дека е еднакво на 55 дена.

И оттука се појави љубопитна хипотеза: тоа е енергијата на распаѓање на Калифорнија-254 што обезбедува невообичаено висока сјајност на супернова во текот на две години. Распаѓањето на калифорниумот се случува преку спонтана фисија на неговите јадра; Со овој тип на распаѓање, јадрото се чини дека се дели на два фрагменти - јадрата на елементите во средината на периодниот систем.

Но, како се синтетизира самиот калифорниум? Научниците и овде даваат логично објаснување. За време на компресија на јадрото што и претходи на експлозијата на супернова, нуклеарната реакција на интеракцијата на веќе познатиот неон-21 со алфа честичките е невообичаено забрзана. Последица на ова е појавата во прилично краток временски период на исклучително моќен неутронски флукс. Процесот на фаќање неутрони се случува повторно, но овој пат е брз. Јадрата успеваат да ги апсорбираат следните неутрони пред да претрпат бета распаѓање. За овој процес, нестабилноста на трансбизмутните елементи повеќе не е пречка. Синџирот на трансформации нема да се прекине, а ќе се пополни и крајот на периодниот систем. Во овој случај, очигледно, се формираат дури и трансураниумски елементи кои сè уште не се добиени во вештачки услови.

Научниците пресметале дека секоја експлозија на супернова произведува само фантастична количина на Калифорнија-254. Од оваа количина би можело да се направат 20 топки, од кои секоја би тежи колку нашата Земја. Која е понатамошната судбина на суперновата? Таа умира прилично брзо. На местото на нејзиното избувнување, остана само мала, многу слаба ѕвезда. Меѓутоа, се одликува со невообичаено високата густина на супстанцијата: кибритната кутија исполнета со неа би тежела десетици тони. Таквите ѕвезди се нарекуваат "". Сè уште не знаеме што ќе се случи со нив понатаму.

Материјата што е исфрлена во вселената може да се кондензира и да формира нови ѕвезди; тие ќе започнат нов долг пат на развој. Научниците досега направија само општи груби потези на сликата за потеклото на елементите, слика на работата на ѕвездите - големи фабрики на атоми. Можеби оваа споредба генерално ја пренесува суштината на работата: уметникот ги скицира на платното само првите контури на идното уметничко дело. Главната идеја е веќе јасна, но многу, вклучително и значајни, детали сè уште треба да се погодат.

Конечното решение на проблемот со потеклото на елементите ќе бара огромна работа од научници од различни специјалности. Многу е веројатно дека многу од она што сега ни изгледа несомнено, всушност ќе испадне дека е приближно, па дури и целосно неточно. Научниците веројатно ќе мора да се соочат со модели кои сè уште ни се непознати. Навистина, за да се разберат најсложените процеси што се случуваат во Универзумот, несомнено ќе има потреба од нов квалитативен скок во развојот на нашите идеи за тоа.