En supernova er en eksplosjon av døende svært store stjerner med et enormt energiuttak, en billion ganger energien til solen. En supernova kan lyse opp hele galaksen, og lyset som sendes av stjernen vil nå kanten av universet. energi og stråling.

Supernova

Supernovaer ødelegger ikke bare, de fyller også på de nødvendige elementene i verdensrommet: jern, gull, sølv og andre. Alt vi vet om universet ble skapt fra restene av en supernova som en gang eksploderte. En supernova er en av de vakreste og mest interessante gjenstandene i universet. De største eksplosjonene i universet etterlater spesielle, merkeligste levninger i universet:

Nøytronstjerner

Nøytroner er veldig farlige og merkelige kropper. Når en gigantisk stjerne går til supernova, krymper kjernen til størrelsen på en jordmetropol. Trykket inne i kjernen er så stort at selv atomene inni begynner å smelte. Når atomer er så komprimert at det ikke er plass igjen mellom dem, samler det seg kolossal energi og en kraftig eksplosjon oppstår. Eksplosjonen etterlater seg en utrolig tett nøytronstjerne. En teskje av en nøytronstjerne vil veie 90 millioner tonn.

En pulsar er restene av en supernovaeksplosjon. Et legeme som ligner massen og tettheten til en nøytronstjerne. Pulsarene roterer med stor hastighet og slipper ut strålingsutbrudd i verdensrommet fra nord- og sørpolen. Rotasjonshastigheten kan nå 1000 omdreininger per sekund.

Når en stjerne som er 30 ganger så stor som solen eksploderer, skaper den en stjerne kalt en Magnetar. Magnetarer skaper kraftige magnetfelt som er enda merkeligere enn nøytronstjerner og pulsarer. Magnitars magnetfelt er flere tusen ganger større enn jordens.

Svarte hull

Etter døden til hypernovaer, stjerner som er enda større enn en superstjerne, dannes det mest mystiske og farlige stedet i universet - et svart hull. Etter døden til en slik stjerne begynner et sort hull å absorbere restene. Det sorte hullet har for mye materiale til å absorbere, og det kaster restene av stjernen tilbake i verdensrommet, og danner 2 stråler med gammastråling.

Når det gjelder vår, har sola selvfølgelig ikke nok masse til å bli et sort hull, pulsar, magnetar eller til og med en nevrale stjerne. Etter kosmiske standarder er stjernen vår veldig liten for en slik avslutning på livet. Forskere sier at etter at drivstoffet er oppbrukt, vil stjernen vår øke i størrelse flere titalls ganger, noe som vil tillate den å absorbere de jordiske planetene: Merkur, Venus, Jorden og muligens Mars.

Stjerner lever ikke evig. De blir også født og dør. Noen av dem, som solen, eksisterer i flere milliarder år, når rolig alderdom og forsvinner så sakte. Andre lever mye kortere og mer turbulente liv og er også dømt til katastrofal død. Eksistensen deres blir avbrutt av en gigantisk eksplosjon, og så blir stjernen til en supernova. Lyset fra en supernova lyser opp rommet: eksplosjonen er synlig i en avstand på mange milliarder lysår. Plutselig dukker det opp en stjerne på himmelen der før, det ser ut til, var det ingenting. Derav navnet. De gamle trodde at en ny stjerne i slike tilfeller faktisk lyser opp. I dag vet vi at en stjerne faktisk ikke blir født, men dør, men navnet forblir det samme, supernova.

SUPERNOVA 1987A

Natt til 23. til 24. februar 1987, i en av galaksene nærmest oss. I den store magellanske skyen, bare 163 000 lysår unna, dukket det opp en supernova i stjernebildet Doradus. Den ble synlig selv for det blotte øye, i mai nådde den synlig styrke +3, og i de påfølgende månedene mistet den gradvis lysstyrken til den igjen ble usynlig uten teleskop eller kikkert.

Nåtid og fortid

Supernova 1987A, som navnet antyder, var den første supernovaen som ble observert i 1987 og den første som var synlig for det blotte øye siden begynnelsen av teleskoptiden. Faktum er at den siste supernovaeksplosjonen i vår galakse ble observert tilbake i 1604, da teleskopet ennå ikke var oppfunnet.

Men enda viktigere, star* 1987A ga moderne agronomer den første muligheten til å observere en supernova på relativt kort avstand.

Hva var det før?

En studie av supernova 1987A viste at det var en type II supernova. Det vil si at stamstjernen eller forgjengerstjernen, som ble oppdaget i tidligere fotografier av denne delen av himmelen, viste seg å være en blå superkjempe, hvis masse var nesten 20 ganger solens masse. Dermed var det en veldig varm stjerne som raskt gikk tom for kjernebrensel.

Det eneste som var igjen etter den gigantiske eksplosjonen var en raskt ekspanderende gassky, inni hvilken ingen ennå hadde klart å skjelne en nøytronstjerne, hvis utseende teoretisk sett burde vært forventet. Noen astronomer hevder at stjernen fortsatt er innhyllet i frigjorte gasser, mens andre har antatt at det dannes et svart hull i stedet for en stjerne.

LIVET TIL EN STJERNE

Stjerner blir født som et resultat av gravitasjonskomprimering av en sky av interstellar materie, som når den varmes opp, bringer den sentrale kjernen til temperaturer som er tilstrekkelige til å sette i gang termonukleære reaksjoner. Den påfølgende utviklingen av en allerede antent stjerne avhenger av to faktorer: den opprinnelige massen og den kjemiske sammensetningen, den første, spesielt, bestemmer forbrenningshastigheten. Stjerner med større masse er varmere og lettere, men det er derfor de brenner ut tidligere. Dermed er levetiden til en massiv stjerne kortere sammenlignet med en stjerne med lav masse.

Røde kjemper

En stjerne som brenner hydrogen sies å være i sin "primærfase". Det meste av livet til enhver stjerne faller sammen med denne fasen. Solen har for eksempel vært i hovedfasen i 5 milliarder år og vil forbli der i lang tid, og når denne perioden slutter, vil stjernen vår gå inn i en kort fase med ustabilitet, hvoretter den vil stabilisere seg igjen, denne gangen i form av en rød kjempe. Den røde kjempen er uforlignelig større og lysere enn stjernene i hovedfasen, men også mye kjøligere. Antares i stjernebildet Scorpius eller Betelgeuse i stjernebildet Orion er førsteklasses eksempler på røde kjemper. Fargen deres kan umiddelbart gjenkjennes selv med det blotte øye.

Når solen blir til en rød kjempe, vil dens ytre lag "absorbere" planetene Merkur og Venus og nå jordens bane. I den røde kjempefasen mister stjerner en betydelig del av de ytre lagene i atmosfæren, og disse lagene danner en planetarisk tåke som M57, Ringtåken i stjernebildet Lyra eller M27, Hanteltåken i stjernebildet Vulpecula. Begge er flotte å se gjennom teleskopet.

Veien til finalen

Fra dette øyeblikket avhenger stjernens videre skjebne uunngåelig av massen. Hvis det er mindre enn 1,4 solmasser, vil en slik stjerne etter slutten av kjernefysisk forbrenning bli frigjort fra sine ytre lag og krympe til en hvit dverg, det siste stadiet av utviklingen av en stjerne med liten masse. Det vil ta milliarder av år før den hvite dvergen kjøler seg ned og blir usynlig. I motsetning til dette, overlever en stjerne med høy masse (minst 8 ganger mer massiv enn solen), når den går tom for hydrogen, ved å brenne gasser som er tyngre enn hydrogen, som helium og karbon. Etter å ha gått gjennom en rekke faser med kompresjon og ekspansjon, opplever en slik stjerne etter flere millioner år en katastrofal supernovaeksplosjon, som skyter ut en gigantisk mengde av sin egen materie ut i rommet, og blir til en supernova-rest. I løpet av omtrent en uke overskrider supernovaen lysstyrken til alle stjernene i galaksen, og blir deretter raskt mørkere. En nøytronstjerne forblir i sentrum, en liten gjenstand med en gigantisk tetthet. Hvis massen til stjernen er enda større, som et resultat av supernovaeksplosjonen, vises ikke stjerner, men sorte hull.

TYPER SUPERNOVA

Ved å studere lyset som kommer fra supernovaer, har astronomer funnet ut at de ikke alle er like og kan klassifiseres avhengig av de kjemiske elementene representert i spektrene deres. Hydrogen spiller en spesiell rolle her: hvis spekteret til en supernova inneholder linjer som bekrefter tilstedeværelsen av hydrogen, er det klassifisert som type II; hvis det ikke er slike linjer, er det klassifisert som type I. Type I supernovaer er delt inn i underklasser la, lb og l, tar hensyn til andre elementer i spekteret.

Ulik natur av eksplosjoner

Klassifiseringen av typer og undertyper gjenspeiler mangfoldet av mekanismer som ligger til grunn for eksplosjonen og de forskjellige typene av stamstjerner. Supernovaeksplosjoner som SN 1987A skjer i det siste evolusjonsstadiet til en stjerne med stor masse (mer enn 8 ganger solens masse).

Type lb- og lc-supernovaer er et resultat av kollapsen av de sentrale delene av massive stjerner som har mistet en betydelig del av hydrogenhylsen på grunn av sterk stjernevind eller på grunn av overføring av materie til en annen stjerne i et binært system.

Ulike forgjengere

Alle supernovaer av typene lb, lc og II stammer fra Populasjon I-stjerner, det vil si fra unge stjerner konsentrert i skivene til spiralgalakser. Type la supernovaer stammer på sin side fra gamle Population II-stjerner og kan observeres i både elliptiske galakser og kjernene til spiralgalakser. Denne typen supernova kommer fra en hvit dverg som er en del av et binært system og trekker materiale fra naboen. Når massen til en hvit dverg når sin stabilitetsgrense (kalt Chandrasekhar-grensen), starter en rask prosess med fusjon av karbonkjerner og en eksplosjon oppstår, som et resultat av at stjernen kaster ut mesteparten av massen.

Ulik lysstyrke

Ulike klasser av supernovaer skiller seg ikke bare fra hverandre i spekteret, men også i den maksimale lysstyrken de oppnår i eksplosjonen, og i hvordan nøyaktig denne lysstyrken avtar over tid. Type I supernovaer er generelt mye lysere enn Type II supernovaer, men de dimper også mye raskere. Type I-supernovaer varer fra noen timer til noen dager ved topplysstyrke, mens Type II-supernovaer kan vare opptil flere måneder. Det ble fremsatt en hypotese om at stjerner med en veldig stor masse (flere titalls ganger solens masse) eksploderer enda voldsommere, som "hypernovaer", og kjernen deres blir til et svart hull.

SUPERNOVER I HISTORIEN

Astronomer tror at i gjennomsnitt en supernova eksploderer i vår galakse hvert 100. år. Antallet supernovaer som er historisk dokumentert de siste to årtusenene når ikke engang 10. En årsak til dette kan skyldes at supernovaer, spesielt type II, eksploderer i spiralarmer, hvor interstellart støv er mye tettere og følgelig. , kan dempe glødesupernovaen.

Den første jeg så

Selv om forskere vurderer andre kandidater, er det i dag generelt akseptert at den første observasjonen av en supernovaeksplosjon i historien går tilbake til 185 e.Kr. Det ble dokumentert av kinesiske astronomer. I Kina ble det også observert galaktiske supernovaeksplosjoner i 386 og 393. Så gikk det mer enn 600 år, og til slutt dukket det opp enda en supernova på himmelen: i 1006 skinte en ny stjerne i stjernebildet Ulven, denne gangen registrert blant annet av arabiske og europeiske astronomer. Denne klareste stjernen (hvis tilsynelatende styrke ved sin høyeste lysstyrke nådde -7,5) forble synlig på himmelen i mer enn ett år.
.
Krabbetåken

Supernovaen i 1054 var også eksepsjonelt lyssterk (maksimal styrke -6), men igjen ble den bare lagt merke til av kinesiske astronomer, og kanskje også av amerikanske indianere. Dette er sannsynligvis den mest kjente supernovaen, siden dens rest er Krabbetåken i stjernebildet Tyren, som Charles Messier inkluderte i sin katalog under nummer 1.

Vi skylder også kinesiske astronomer informasjon om utseendet til en supernova i stjernebildet Cassiopeia i 1181. En annen supernova eksploderte der, denne gangen i 1572. Denne supernovaen ble også lagt merke til av europeiske astronomer, inkludert Tycho Brahe, som beskrev både dens utseende og den påfølgende endringen i dens lysstyrke i sin bok "On the New Star", hvis navn ga opphav til begrepet som vanligvis brukes for å betegne slike stjerner .

Supernova stille

32 år senere, i 1604, dukket enda en supernova opp på himmelen. Tycho Brahe ga denne informasjonen videre til sin elev Johannes Kepler, som begynte å spore den "nye stjernen" og dedikerte boken "På den nye stjernen ved foten av Ophiuchus" til den. Denne stjernen, også observert av Galileo Galilei, er i dag den siste supernovaen som er synlig for det blotte øye som eksploderer i galaksen vår.

Det er imidlertid ingen tvil om at en annen supernova har eksplodert i Melkeveien, igjen i stjernebildet Cassiopeia (stjernebildet som har rekorden for tre galaktiske supernovaer). Selv om det ikke er visuelle bevis på denne hendelsen, har astronomer funnet en rest av stjernen og beregnet at den må tilsvare en eksplosjon som skjedde i 1667.

Utenfor Melkeveien, i tillegg til supernova 1987A, observerte astronomer også en andre supernova, 1885, som eksploderte i Andromeda-galaksen.

Supernova observasjon

Jakt på supernovaer krever tålmodighet og riktig metode.

Den første er nødvendig, siden ingen garanterer at du vil kunne oppdage en supernova allerede den første kvelden. Du klarer deg ikke uten den andre hvis du ikke vil kaste bort tid og virkelig ønsker å øke sjansene dine for å oppdage en supernova. Hovedproblemet er at det er fysisk umulig å forutsi når og hvor en supernovaeksplosjon vil skje i en av de fjerne galaksene. Så en supernovajeger må skanne himmelen hver natt og sjekke dusinvis av galakser som er nøye utvalgt for dette formålet.

Hva må vi gjøre

En av de vanligste teknikkene er å peke et teleskop mot en bestemt galakse og sammenligne dets utseende med et tidligere bilde (tegning, fotografi, digitalt bilde), ideelt sett med omtrent samme forstørrelse som teleskopet som observasjonene er gjort med. Hvis en supernova dukket opp der, vil den umiddelbart fange oppmerksomheten din. I dag har mange amatørastronomer utstyr som er verdig et profesjonelt observatorium, som datastyrte teleskoper og CCD-kameraer som lar dem ta bilder av stjernehimmelen direkte i digitalt format. Men selv i dag jakter mange observatører på supernovaer ved ganske enkelt å peke et teleskop mot en bestemt galakse og se gjennom okularet, i håp om å se om en annen stjerne dukker opp et sted.

En supernovaeksplosjon er en hendelse av utrolige proporsjoner. Faktisk betyr en supernovaeksplosjon slutten på dens eksistens eller, som også skjer, gjenfødelse som et svart hull eller nøytronstjerne. Slutten på en supernovas liv er alltid ledsaget av en eksplosjon av enorm kraft, hvor stjernens materie kastes ut i verdensrommet med utrolige hastigheter og over enorme avstander.

En supernovaeksplosjon varer bare noen få sekunder, men i løpet av denne korte tidsperioden frigjøres en rett og slett fenomenal mengde energi. For eksempel kan en supernovaeksplosjon sende ut 13 ganger mer lys enn en hel galakse som består av milliarder av stjerner, og mengden stråling som frigjøres i løpet av sekunder i form av gamma- og røntgenbølger er flere ganger mer enn over milliarder av år med liv.

Siden supernovaeksplosjoner ikke varer lenge, spesielt med tanke på deres kosmiske skala og størrelse, er de hovedsakelig kjent for konsekvensene. Slike konsekvenser er enorme gasståker, som fortsetter å gløde og utvide seg i verdensrommet i svært lang tid etter eksplosjonen.

Kanskje den mest kjente tåken dannet som et resultat av en supernovaeksplosjon er Krabbetåken. Takket være kronikkene til gamle kinesiske astronomer, er det kjent at den oppsto etter eksplosjonen av en stjerne i stjernebildet Tyren i 1054. Som du kanskje gjetter, var blitsen så sterk at den kunne observeres med det blotte øye. Nå kan krabbetåken sees en mørk natt med en vanlig kikkert.

Krabbetåken utvider seg fortsatt med en hastighet på 1500 km per sekund. For øyeblikket overstiger størrelsen 5 lysår.

Bildet ovenfor er sammensatt av tre bilder tatt i tre forskjellige spektre: røntgen (Chandra-teleskop), infrarød (Spitzer-teleskop) og konvensjonell optisk (). Røntgenstrålene er blå og kommer fra en pulsar, en utrolig tett stjerne dannet etter en supernova.

Simeiz 147-tåken er en av de største kjent for øyeblikket. En supernova som eksploderte for omtrent 40 000 år siden skapte en tåke med en diameter på 160 lysår. Den ble oppdaget av de sovjetiske forskerne G. Shayon og V. Gaze i 1952 ved Simeiz-observatoriet med samme navn.

Bildet viser den siste supernovaeksplosjonen som kunne observeres med det blotte øye. Oppstod i 1987 i den store magellanske skyen i en avstand på 160 000 lysår fra oss. Av stor interesse er uvanlige ringer i form av tallet 8, den sanne naturen som forskere fortsatt bare spekulerer om.

Medusa-tåken fra stjernebildet Tvillingene er ikke så godt studert, men er veldig populær på grunn av sin enestående skjønnhet og store følgestjerne, som med jevne mellomrom endrer lysstyrken.

> Supernova

Finne ut, hva er en supernova: beskrivelse av eksplosjonen og blusen til en stjerne, hvor supernovaer blir født, evolusjon og utvikling, rollen til dobbeltstjerner, bilder og forskning.

Supernova- Dette er faktisk en stjerneeksplosjon og den kraftigste som kan observeres i verdensrommet.

Hvor dukker supernovaer opp?

Svært ofte kan supernovaer sees i andre galakser. Men i Melkeveien vår er dette et sjeldent fenomen å observere fordi støv- og gassdis blokkerer utsikten. Den siste observerte supernovaen ble observert av Johannes Kepler i 1604. Chandra-teleskopet var i stand til å finne bare restene av en stjerne som eksploderte for mer enn et århundre siden (konsekvensene av en supernovaeksplosjon).

Hva forårsaker en supernova?

En supernova blir født når endringer skjer i sentrum av stjernen. Det er to hovedtyper.

Den første er i binære systemer. Dobbeltstjerner er objekter forbundet med et felles senter. En av dem stjeler materie fra den andre og blir for massiv. Men den er ikke i stand til å balansere interne prosesser og eksploderer i en supernova.

Den andre er i dødsøyeblikket. Drivstoff har en tendens til å gå tom. Som et resultat begynner en del av massen å strømme inn i kjernen, og den blir så tung at den ikke tåler sin egen tyngdekraft. En ekspansjonsprosess skjer og stjernen eksploderer. Solen er en enkeltstjerne, men den kan ikke overleve dette, siden den ikke har nok masse.

Hvorfor er forskere interessert i supernovaer?

Selve prosessen dekker en kort periode, men kan fortelle mye om universet. For eksempel bekreftet et av eksemplene at universets eiendom utvides og at hastigheten øker.

Det viste seg også at disse objektene påvirker tidspunktet for distribusjon av elementer i rommet. Når en stjerne eksploderer, skyter den ut elementer og kosmisk rusk. Mange av dem ender til og med opp på planeten vår. Se en video som avslører egenskapene til supernovaer og deres eksplosjoner.

Supernova observasjoner

Astrofysiker Sergei Binnikov om oppdagelsen av den første supernovaen, rester etter eksplosjonen og moderne teleskoper

Hvordan finne supernovaer?

For å søke etter supernovaer bruker forskere ulike instrumenter. Noen må til for å observere synlig lys etter en eksplosjon. Og andre sporer røntgenstråler og gammastråler. Bildene ble tatt med Hubble- og Chandra-teleskopene.

I juni 2012 begynte et teleskop å operere, og fokuserte lys i høyenergiområdet i det elektromagnetiske spekteret. Vi snakker om NuSTAR-oppdraget, som søker etter kollapsede stjerner, sorte hull og supernova-rester. Forskere planlegger å lære mer om hvordan de eksploderer og blir til.

Måle avstander til himmellegemer

Astronom Vladimir Surdin om Cepheider, supernovaeksplosjoner og ekspansjonshastigheten til universet:

Hvordan kan du hjelpe med supernovaforskning?

Du trenger ikke å bli vitenskapsmann for å bidra. I 2008 ble en supernova oppdaget av en vanlig tenåring. I 2011 ble dette gjentatt av en 10 år gammel kanadisk jente som så på et bilde av nattehimmelen på datamaskinen sin. Svært ofte inneholder amatørfotografier mange interessante gjenstander. Med litt trening kan du finne den neste supernovaen! Mer presist, du har alle muligheter til å fange en supernovaeksplosjon.

Deres forekomst er et ganske sjeldent kosmisk fenomen. I gjennomsnitt eksploderer tre supernovaer per århundre i det observerbare universet. Hver slik bluss er en gigantisk kosmisk katastrofe, som frigjør en utrolig mengde energi. Ifølge det groveste anslaget kan denne energimengden genereres ved samtidig eksplosjon av mange milliarder hydrogenbomber.

Det er ingen tilstrekkelig streng teori om supernovaeksplosjoner ennå, men forskere har fremsatt en interessant hypotese. De foreslo, basert på komplekse beregninger, at under alfasyntesen av elementer fortsetter kjernen å krympe. Temperaturen i den når en fantastisk figur - 3 milliarder grader. Under slike forhold blir ulike prosesser i kjernen betydelig akselerert; Som et resultat frigjøres mye energi. Den raske kompresjonen av kjernen innebærer en like rask kompresjon av stjernens skall.

Den varmes også kraftig opp, og kjernefysiske reaksjoner som oppstår i den blir på sin side kraftig akselerert. Dermed, bokstavelig talt i løpet av sekunder, frigjøres en enorm mengde energi. Dette fører til en eksplosjon. Slike forhold oppnås selvfølgelig ikke alltid, og derfor blusser supernovaer ganske sjelden.

Dette er hypotesen. Fremtiden vil vise hvor rett forskerne har i sine antagelser. Men nåtiden har også ført forskere til helt fantastiske gjetninger. Astrofysiske metoder har gjort det mulig å spore hvordan lysstyrken til supernovaer avtar. Og dette er det som viste seg å være: i de første dagene etter eksplosjonen synker lysstyrken veldig raskt, og deretter avtar denne nedgangen (innen 600 dager). Dessuten svekkes lysstyrken nøyaktig med det halve hver 55. dag. Fra et matematisk synspunkt skjer denne nedgangen i henhold til den såkalte eksponentielle loven. Et godt eksempel på en slik lov er loven om radioaktivt forfall. Forskere har gjort en dristig antagelse: frigjøring av energi etter en supernovaeksplosjon skyldes radioaktivt forfall av en isotop av et grunnstoff med en halveringstid på 55 dager.

Men hvilken isotop og hvilket grunnstoff? Disse søkene fortsatte i flere år. Beryllium-7 og strontium-89 var "kandidater" for rollen som slike "generatorer" av energi. De gikk i oppløsning til det halve på bare 55 dager. Men de hadde ikke sjansen til å bestå eksamen: Beregninger viste at energien som ble frigjort under deres beta-forfall var for liten. Men andre kjente radioaktive isotoper hadde ikke en lignende halveringstid.

En ny utfordrer har dukket opp blant elementer som ikke eksisterer på jorden. Det viste seg å være en representant for transuranelementer syntetisert kunstig av forskere. Navnet på søkeren er kalifornisk, serienummeret hans er nittiåtte. Dens isotop californium-254 ble fremstilt i en mengde på bare rundt 30 milliarddeler av et gram. Men denne virkelig vektløse mengden var nok til å måle halveringstiden til isotopen. Det viste seg å være lik 55 dager.

Og herfra oppsto en merkelig hypotese: det er forfallsenergien til California-254 som sørger for den uvanlig høye lysstyrken til en supernova i to år. Nedbrytningen av californium skjer gjennom spontan fisjon av kjernene; Med denne typen forfall ser det ut til at kjernen splittes i to fragmenter - grunnstoffenes kjerne i midten av det periodiske system.

Men hvordan syntetiseres californium i seg selv? Forskere gir en logisk forklaring også her. Under komprimeringen av kjernen før supernovaeksplosjonen, akselereres kjernereaksjonen av interaksjonen til den allerede kjente neon-21 med alfa-partikler uvanlig. Konsekvensen av dette er at en ekstremt kraftig nøytronfluks oppstår i løpet av ganske kort tid. Prosessen med nøytronfangst skjer igjen, men denne gangen går den raskt. Kjernene klarer å absorbere de neste nøytronene før de gjennomgår beta-nedbrytning. For denne prosessen er ustabiliteten til transbismutelementer ikke lenger en hindring. Kjeden av transformasjoner vil ikke bryte, og slutten av det periodiske systemet vil også bli fylt. I dette tilfellet dannes tilsynelatende til og med transuranelementer som ennå ikke er oppnådd under kunstige forhold.

Forskere har beregnet at hver supernovaeksplosjon produserer en fantastisk mengde California-254 alene. Fra denne mengden ville det være mulig å lage 20 kuler, som hver ville veie like mye som vår jord. Hva er den videre skjebnen til supernovaen? Hun dør ganske fort. På stedet for utbruddet er det bare en liten, veldig svak stjerne igjen. Det utmerker seg imidlertid ved den uvanlig høye tettheten til stoffet: en fyrstikkeske fylt med den ville veie titalls tonn. Slike stjerner kalles "". Vi vet ennå ikke hva som skjer med dem videre.

Materie som kastes ut i verdensrommet kan kondensere og danne nye stjerner; de vil begynne en ny lang utviklingsvei. Forskere har så langt bare laget generelle grove streker av bildet av grunnstoffenes opprinnelse, et bilde av stjernenes arbeid - store fabrikker av atomer. Kanskje denne sammenligningen generelt formidler essensen av saken: kunstneren skisserer på lerretet bare de første konturene av det fremtidige kunstverket. Hovedideen er allerede klar, men mange, inkludert viktige, detaljer må fortsatt gjettes.

Den endelige løsningen på problemet med grunnstoffers opprinnelse vil kreve enormt arbeid av forskere fra forskjellige spesialiteter. Det er sannsynlig at mye som nå virker utvilsomt for oss, faktisk vil vise seg å være omtrentlig, eller til og med helt feil. Forskere vil sannsynligvis måtte møte mønstre som fortsatt er ukjente for oss. For å forstå de mest komplekse prosessene som skjer i universet, vil det utvilsomt være behov for et nytt kvalitativt sprang i utviklingen av våre ideer om det.