Supernowa to eksplozja umierających bardzo dużych gwiazd, powodująca uwolnienie ogromnej energii, bilion razy większej niż energia Słońca. Supernowa może oświetlić całą galaktykę, a światło wysyłane przez gwiazdę dotrze do krawędzi Wszechświata. Jeśli jedna z tych gwiazd eksploduje w odległości 10 lat świetlnych od Ziemi, Ziemia zostanie całkowicie spalona w wyniku uwolnienia. energia i promieniowanie.

Supernowa

Supernowe nie tylko niszczą, ale także uzupełniają w kosmos niezbędne pierwiastki: żelazo, złoto, srebro i inne. Wszystko, co wiemy o Wszechświecie, powstało z pozostałości supernowej, która kiedyś eksplodowała. Supernowa to jeden z najpiękniejszych i najciekawszych obiektów we Wszechświecie. Największe eksplozje we Wszechświecie pozostawiają po sobie specjalne, najdziwniejsze pozostałości we Wszechświecie:

Gwiazdy neutronowe

Neutrony to bardzo niebezpieczne i dziwne ciała. Kiedy gigantyczna gwiazda przechodzi w supernową, jej jądro kurczy się do rozmiarów ziemskiej metropolii. Ciśnienie wewnątrz jądra jest tak duże, że nawet atomy wewnątrz jądra zaczynają się topić. Kiedy atomy są tak skompresowane, że nie ma między nimi przestrzeni, gromadzi się kolosalna energia i następuje potężna eksplozja. Eksplozja pozostawia po sobie niesamowicie gęstą Gwiazdę Neutronową. Łyżeczka gwiazdy neutronowej będzie ważyć 90 milionów ton.

Pulsar to pozostałość po wybuchu supernowej. Ciało o masie i gęstości podobnej do gwiazdy neutronowej. Obracające się z dużą prędkością pulsary uwalniają w przestrzeń kosmiczną impulsy promieniowania z biegunów północnego i południowego. Prędkość obrotowa może osiągnąć 1000 obrotów na sekundę.

Kiedy eksploduje gwiazda 30 razy większa od naszego Słońca, powstaje gwiazda zwana magnetarem. Magnetary wytwarzają potężne pola magnetyczne, które są jeszcze dziwniejsze niż gwiazdy neutronowe i pulsary. Pole magnetyczne Magnitara jest kilka tysięcy razy większe niż ziemskie.

Czarne dziury

Po śmierci hipernowych, gwiazd jeszcze większych od supergwiazdy, powstaje najbardziej tajemnicze i niebezpieczne miejsce we Wszechświecie – czarna dziura. Po śmierci takiej gwiazdy czarna dziura zaczyna wchłaniać jej pozostałości. Czarna dziura ma zbyt dużo materiału do wchłonięcia i wyrzuca pozostałości gwiazdy z powrotem w przestrzeń kosmiczną, tworząc 2 wiązki promieniowania gamma.

Jeśli chodzi o nasze, Słońce oczywiście nie ma wystarczającej masy, aby stać się czarną dziurą, pulsarem, magnetarem, a nawet gwiazdą neuronową. Według standardów kosmicznych nasza gwiazda jest bardzo mała jak na takie zakończenie swojego życia. Naukowcy twierdzą, że po wyczerpaniu się paliwa nasza gwiazda powiększy się kilkadziesiąt razy, co pozwoli jej wchłonąć planety ziemskie: Merkury, Wenus, Ziemię i być może Mars.

Gwiazdy nie żyją wiecznie. One także rodzą się i umierają. Niektóre z nich, jak Słońce, istnieją kilka miliardów lat, spokojnie dożywają starości, a następnie powoli zanikają. Inni żyją znacznie krócej i bardziej burzliwie, a także są skazani na katastrofalną śmierć. Ich istnienie zostaje przerwane przez gigantyczną eksplozję, po czym gwiazda zamienia się w supernową. Światło supernowej oświetla przestrzeń: jej eksplozję widać z odległości wielu miliardów lat świetlnych. Nagle na niebie pojawia się gwiazda, na której wcześniej wydawało się, że nie było nic. Stąd nazwa. Starożytni wierzyli, że w takich przypadkach faktycznie zapala się nowa gwiazda. Dziś wiemy, że tak naprawdę gwiazda nie rodzi się, ale umiera, ale nazwa pozostaje ta sama – supernowa.

SUPERNOWA 1987A

W nocy z 23 na 24 lutego 1987 roku w jednej z najbliższych nam galaktyk. W Wielkim Obłoku Magellana, oddalonym zaledwie o 163 000 lat świetlnych od nas, w gwiazdozbiorze Doradusa pojawiła się supernowa. Stała się widoczna nawet gołym okiem, w maju osiągnęła jasność widzialną +3, a w kolejnych miesiącach stopniowo traciła jasność, aż ponownie stała się niewidoczna bez teleskopu lub lornetki.

Teraźniejszość i przeszłość

Supernowa 1987A, jak sama nazwa wskazuje, była pierwszą supernową zaobserwowaną w 1987 roku i pierwszą widoczną gołym okiem od początków ery teleskopów. Faktem jest, że ostatni wybuch supernowej w naszej Galaktyce zaobserwowano już w 1604 roku, kiedy jeszcze nie wynaleziono teleskopu.

Ale co ważniejsze, gwiazda* 1987A dała współczesnym agronomom pierwszą możliwość obserwacji supernowej ze stosunkowo niewielkiej odległości.

Co było wcześniej?

Badanie supernowej 1987A wykazało, że była to supernowa typu II. Oznacza to, że gwiazda przodek lub poprzedniczka, którą odkryto na wcześniejszych zdjęciach tej części nieba, okazała się niebieskim nadolbrzymem, którego masa była prawie 20 razy większa od masy Słońca. Była to zatem bardzo gorąca gwiazda, której szybko skończyło się paliwo jądrowe.

Po gigantycznej eksplozji pozostała jedynie szybko rozszerzająca się chmura gazu, wewnątrz której nikt nie był jeszcze w stanie dostrzec gwiazdy neutronowej, której pojawienia się teoretycznie należało się spodziewać. Niektórzy astronomowie twierdzą, że gwiazda nadal jest spowita uwolnionymi gazami, inni zaś stawiają hipotezę, że zamiast gwiazdy tworzy się czarna dziura.

ŻYCIE GWIAZDY

Gwiazdy powstają w wyniku grawitacyjnego ściskania obłoku materii międzygwiazdowej, który po podgrzaniu doprowadza swoje centralne jądro do temperatur wystarczających do zapoczątkowania reakcji termojądrowych. Późniejszy rozwój już zapalonej gwiazdy zależy od dwóch czynników: masy początkowej i składu chemicznego, z których pierwszy w szczególności określa szybkość spalania. Gwiazdy o większych masach są gorętsze i lżejsze, ale dlatego wypalają się wcześniej. Zatem życie masywnej gwiazdy jest krótsze w porównaniu z gwiazdą o małej masie.

Czerwone giganty

Mówi się, że gwiazda spalająca wodór znajduje się w „fazie pierwotnej”. Większa część życia każdej gwiazdy przypada na tę fazę. Przykładowo Słońce jest w fazie głównej od 5 miliardów lat i pozostanie tam przez długi czas, a kiedy ten okres się skończy, nasza gwiazda wejdzie w krótką fazę niestabilności, po czym ponownie się ustabilizuje, tym razem w postaci czerwonego olbrzyma. Czerwony olbrzym jest nieporównywalnie większy i jaśniejszy od gwiazd w fazie głównej, ale też znacznie chłodniejszy. Antares w gwiazdozbiorze Skorpiona lub Betelgeza w gwiazdozbiorze Oriona to najlepsze przykłady czerwonych olbrzymów. Ich kolor można natychmiast rozpoznać nawet gołym okiem.

Kiedy Słońce zamieni się w czerwonego olbrzyma, jego zewnętrzne warstwy „wchłoną” planety Merkury i Wenus i dotrą do orbity Ziemi. W fazie czerwonego olbrzyma gwiazdy tracą znaczną część zewnętrznych warstw swojej atmosfery, a warstwy te tworzą mgławicę planetarną, taką jak M57 – Mgławica Pierścień w konstelacji Lutni lub M27 – Mgławica Hantle w gwiazdozbiorze Liska. Obydwa świetnie nadają się do oglądania przez teleskop.

Droga do finału

Od tego momentu dalszy los gwiazdy nieuchronnie zależy od jej masy. Jeśli będzie ona mniejsza niż 1,4 masy Słońca, to po zakończeniu spalania jądrowego taka gwiazda uwolni się od zewnętrznych warstw i skurczy do białego karła, co będzie ostatnim etapem ewolucji gwiazdy o małej masie. Ochłodzenie białego karła i stanie się niewidzialny zajmie miliardy lat. Z kolei gwiazda o dużej masie (co najmniej 8 razy masywniejsza od Słońca), gdy skończy się jej wodór, żyje, spalając gazy cięższe od wodoru, takie jak hel i węgiel. Gwiazda taka, przechodząc przez szereg faz kompresji i ekspansji, po kilku milionach lat ulega katastrofalnej eksplozji supernowej, wyrzucając w przestrzeń kosmiczną gigantyczną ilość własnej materii i zamieniając się w pozostałość po supernowej. W ciągu około tygodnia supernowa przekracza jasność wszystkich gwiazd w swojej galaktyce, a następnie szybko ciemnieje. W centrum pozostaje gwiazda neutronowa, mały obiekt o gigantycznej gęstości. Jeśli masa gwiazdy jest jeszcze większa, w wyniku wybuchu supernowej pojawiają się nie gwiazdy, ale czarne dziury.

RODZAJE SUPERNOWEJ

Badając światło pochodzące z supernowych, astronomowie odkryli, że nie wszystkie są takie same i można je klasyfikować w zależności od pierwiastków chemicznych reprezentowanych w ich widmach. Wodór odgrywa tu szczególną rolę: jeśli widmo supernowej zawiera linie potwierdzające obecność wodoru, to zalicza się ją do typu II; jeśli takich linii nie ma, zalicza się ją do typu I. Supernowe typu I dzieli się na podklasy la, lb i l, biorąc pod uwagę inne elementy widma.

Inny charakter wybuchów

Klasyfikacja typów i podtypów odzwierciedla różnorodność mechanizmów leżących u podstaw eksplozji oraz różne typy gwiazd progenitorowych. Wybuchy supernowych, takich jak SN 1987A, mają miejsce na ostatnim etapie ewolucji gwiazdy o dużej masie (ponad 8 mas Słońca).

Supernowe typu lb i LC powstają w wyniku zapadania się centralnych części masywnych gwiazd, które utraciły znaczną część swojej otoczki wodorowej na skutek silnych wiatrów gwiazdowych lub w wyniku przeniesienia materii do innej gwiazdy w układzie podwójnym.

Różni poprzednicy

Wszystkie supernowe typu lb, LC i II pochodzą z gwiazd Populacji I, czyli młodych gwiazd skupionych w dyskach galaktyk spiralnych. Z kolei supernowe typu la pochodzą od gwiazd starej populacji II i można je obserwować zarówno w galaktykach eliptycznych, jak i w jądrach galaktyk spiralnych. Ten typ supernowej pochodzi od białego karła, który jest częścią układu podwójnego i wyciąga materię od swojego sąsiada. Kiedy masa białego karła osiąga granicę stabilności (zwaną granicą Chandrasekhara), rozpoczyna się szybki proces fuzji jąder węgla i następuje eksplozja, w wyniku której gwiazda wyrzuca większość swojej masy.

Inna jasność

Różne klasy supernowych różnią się od siebie nie tylko widmem, ale także maksymalną jasnością, jaką osiągają podczas eksplozji, oraz tym, jak dokładnie ta jasność maleje w czasie. Supernowe typu I są na ogół znacznie jaśniejsze niż supernowe typu II, ale także ciemnieją znacznie szybciej. Supernowe typu I utrzymują się od kilku godzin do kilku dni przy maksymalnej jasności, podczas gdy supernowe typu II mogą trwać nawet kilka miesięcy. Postawiono hipotezę, że gwiazdy o bardzo dużej masie (kilkadziesiąt razy większej od masy Słońca) eksplodują jeszcze gwałtowniej, niczym „hipernowe”, a ich jądro zamienia się w czarną dziurę.

SUPERNOWY W HISTORII

Astronomowie uważają, że średnio co 100 lat w naszej Galaktyce wybucha jedna supernowa. Jednak liczba supernowych historycznie udokumentowanych w ciągu ostatnich dwóch tysiącleci nie sięga nawet 10. Jednym z powodów może być fakt, że supernowe, zwłaszcza typu II, eksplodują w ramionach spiralnych, gdzie pył międzygwiazdowy jest znacznie gęstszy i, co za tym idzie, , może przyćmić blask supernowej.

Pierwszy, który zobaczyłem

Chociaż naukowcy rozważają innych kandydatów, dziś powszechnie przyjmuje się, że pierwsza w historii obserwacja eksplozji supernowej datuje się na rok 185 n.e. Udokumentowali to chińscy astronomowie. W Chinach galaktyczne eksplozje supernowych zaobserwowano także w latach 386 i 393. Potem minęło ponad 600 lat i wreszcie na niebie pojawiła się kolejna supernowa: w 1006 roku w gwiazdozbiorze Wilka zabłysła nowa gwiazda, tym razem odnotowana między innymi przez astronomów arabskich i europejskich. Ta najjaśniejsza gwiazda (której pozorna wielkość w szczytowej jasności osiągnęła -7,5) pozostawała widoczna na niebie przez ponad rok.
.
Mgławica Krab

Supernowa z 1054 r. była również wyjątkowo jasna (maksymalna jasność -6 magnitudo), ale ponownie została zauważona jedynie przez chińskich astronomów, a być może także przez Indian amerykańskich. Jest to prawdopodobnie najsłynniejsza supernowa, gdyż jej pozostałością jest Mgławica Krab w konstelacji Byka, którą Charles Messier umieścił w swoim katalogu pod numerem 1.

Chińskim astronomom zawdzięczamy także informację o pojawieniu się supernowej w gwiazdozbiorze Kasjopei w roku 1181. Wybuchła tam kolejna supernowa, tym razem w 1572 roku. Supernową tę zauważyli także europejscy astronomowie, m.in. Tycho Brahe, który w swojej książce „On the New Star” opisał zarówno jej wygląd, jak i późniejszą zmianę jasności, od której nazwy wziął się powszechnie używany termin oznaczania takich gwiazd .

Supernowa Cicha

32 lata później, w 1604 roku, na niebie pojawiła się kolejna supernowa. Tycho Brahe przekazał tę informację swojemu uczniowi Johannesowi Keplerowi, który zaczął tropić „nową gwiazdę” i poświęcił jej książkę „O nowej gwieździe u stóp Wężownika”. Gwiazda ta, również obserwowana przez Galileo Galilei, pozostaje dziś ostatnią widoczną gołym okiem supernową, która eksploduje w naszej Galaktyce.

Nie ma jednak wątpliwości, że w Drodze Mlecznej eksplodowała kolejna supernowa, ponownie w gwiazdozbiorze Kasjopei (konstelacji, w której znajduje się rekord trzech supernowych galaktycznych). Chociaż nie ma żadnych wizualnych dowodów na to wydarzenie, astronomowie znaleźli pozostałość gwiazdy i obliczyli, że musi ona odpowiadać eksplozji, która miała miejsce w 1667 roku.

Poza Drogą Mleczną, oprócz supernowej 1987A, astronomowie zaobserwowali także drugą supernową 1885, która eksplodowała w galaktyce Andromedy.

Obserwacja supernowej

Polowanie na supernowe wymaga cierpliwości i właściwej metody.

To pierwsze jest konieczne, ponieważ nikt nie gwarantuje, że już pierwszego wieczoru będziesz w stanie odkryć supernową. Nie możesz obejść się bez tego drugiego, jeśli nie chcesz tracić czasu i naprawdę chcesz zwiększyć swoje szanse na odkrycie supernowej. Główny problem polega na tym, że fizycznie nie da się przewidzieć, kiedy i gdzie w jednej z odległych galaktyk nastąpi eksplozja supernowej. Dlatego łowca supernowych musi każdej nocy skanować niebo, sprawdzając dziesiątki starannie wybranych do tego celu galaktyk.

Co mamy robić

Jedną z najczęstszych technik jest skierowanie teleskopu na konkretną galaktykę i porównanie jej wyglądu z wcześniejszym obrazem (rysunek, fotografia, obraz cyfrowy), najlepiej przy mniej więcej tym samym powiększeniu, co teleskop, za pomocą którego dokonuje się obserwacji. Jeśli pojawiła się tam supernowa, natychmiast przyciągnie twoją uwagę. Obecnie wielu astronomów-amatorów dysponuje sprzętem godnym profesjonalnego obserwatorium, takim jak teleskopy sterowane komputerowo i kamery CCD, które umożliwiają im wykonywanie zdjęć gwiaździstego nieba bezpośrednio w formacie cyfrowym. Ale nawet dzisiaj wielu obserwatorów poluje na supernowe, po prostu kierując teleskop na konkretną galaktykę i patrząc przez okular, mając nadzieję, że zobaczą, czy gdzieś nie pojawi się inna gwiazda.

Wybuch supernowej to wydarzenie o niesamowitych proporcjach. Tak naprawdę eksplozja supernowej oznacza koniec jej istnienia lub, co również ma miejsce, odrodzenie się jako czarna dziura lub gwiazda neutronowa. Zakończeniu życia supernowej zawsze towarzyszy eksplozja o ogromnej sile, podczas której materia gwiazdy zostaje wyrzucona w przestrzeń kosmiczną z niewiarygodną prędkością i na ogromne odległości.

Wybuch supernowej trwa zaledwie kilka sekund, ale w tym krótkim czasie uwalniana jest po prostu fenomenalna ilość energii. Przykładowo eksplozja supernowej może wyemitować 13 razy więcej światła niż cała galaktyka złożona z miliardów gwiazd, a ilość promieniowania uwolnionego w ciągu sekund w postaci fal gamma i rentgenowskich jest kilkukrotnie większa niż przez miliardy lat życie.

Ponieważ eksplozje supernowych nie trwają długo, zwłaszcza biorąc pod uwagę ich kosmiczną skalę i wielkość, są one znane głównie ze swoich konsekwencji. Takimi konsekwencjami są ogromne mgławice gazowe, które po eksplozji nadal świecą i rozszerzają się w przestrzeni kosmicznej przez bardzo długi czas.

Być może najsłynniejszą mgławicą powstałą w wyniku eksplozji supernowej jest Mgławica Krab. Z kronik starożytnych chińskich astronomów wiadomo, że powstał po eksplozji gwiazdy w konstelacji Byka w 1054 roku. Jak można się domyślić, błysk był tak jasny, że można go było dostrzec gołym okiem. Teraz Mgławicę Krab można zobaczyć w ciemną noc za pomocą zwykłej lornetki.

Mgławica Krab wciąż rozszerza się z prędkością 1500 km na sekundę. W tej chwili jego rozmiar przekracza 5 lat świetlnych.

Powyższe zdjęcie składa się z trzech zdjęć wykonanych w trzech różnych widmach: rentgenowskim (teleskop Chandra), podczerwonym (teleskop Spitzera) i konwencjonalnym optycznym (). Promieniowanie rentgenowskie jest niebieskie i pochodzi z pulsara, niezwykle gęstej gwiazdy powstałej po supernowej.

Mgławica Simeiz 147 jest jedną z największych znanych obecnie. Supernowa, która eksplodowała około 40 000 lat temu, utworzyła mgławicę o średnicy 160 lat świetlnych. Został odkryty przez radzieckich naukowców G. Shayona i V. Gaze w 1952 roku w Obserwatorium Simeiz o tej samej nazwie.

Zdjęcie przedstawia ostatni wybuch supernowej, jaki można było zaobserwować gołym okiem. Miało miejsce w 1987 roku w galaktyce Wielkiego Obłoku Magellana w odległości 160 000 lat świetlnych od nas. Dużym zainteresowaniem cieszą się niezwykłe pierścienie w kształcie cyfry 8, o których prawdziwej naturze naukowcy wciąż jedynie spekulują.

Mgławica Meduza z konstelacji Bliźniąt nie jest tak dobrze zbadana, ale jest bardzo popularna ze względu na swoje niespotykane piękno i dużą gwiazdę towarzyszącą, która okresowo zmienia swoją jasność.

> Supernowa

Dowiadywać się, co to jest supernowa: opis wybuchu i rozbłysku gwiazdy, podczas której rodzą się supernowe, ewolucja i rozwój, rola gwiazd podwójnych, zdjęcia i badania.

Supernowa- to w istocie eksplozja gwiezdna i to najpotężniejsza, jaką można zaobserwować w przestrzeni kosmicznej.

Gdzie pojawiają się supernowe?

Bardzo często supernowe można zobaczyć w innych galaktykach. Jednak w naszej Drodze Mlecznej jest to rzadkie zjawisko do zaobserwowania, ponieważ mgły pyłu i gazu zasłaniają widok. Ostatnią zaobserwowaną supernową zaobserwował Johannes Kepler w 1604 roku. Teleskop Chandra był w stanie znaleźć jedynie pozostałości gwiazdy, która eksplodowała ponad sto lat temu (konsekwencje wybuchu supernowej).

Co powoduje supernową?

Supernowa rodzi się, gdy w centrum gwiazdy zachodzą zmiany. Istnieją dwa główne typy.

Pierwszy dotyczy systemów binarnych. Gwiazdy podwójne to obiekty połączone wspólnym środkiem. Jeden z nich kradnie materię drugiemu i staje się zbyt masywny. Nie jest jednak w stanie zrównoważyć procesów wewnętrznych i eksploduje jako supernowa.

Po drugie, w chwili śmierci. Paliwo zwykle się kończy. W rezultacie część masy zaczyna napływać do rdzenia i staje się tak ciężka, że ​​nie jest w stanie wytrzymać własnej grawitacji. Następuje proces ekspansji i gwiazda eksploduje. Słońce jest pojedynczą gwiazdą, ale nie może tego przetrwać, ponieważ nie ma wystarczającej masy.

Dlaczego badacze interesują się supernowymi?

Sam proces trwa krótko, ale może wiele powiedzieć o Wszechświecie. Na przykład jeden z okazów potwierdził właściwość Wszechświata do rozszerzania się i tego, że tempo to rośnie.

Okazało się również, że obiekty te wpływają na moment rozmieszczenia elementów w przestrzeni. Kiedy gwiazda eksploduje, wyrzuca pierwiastki i kosmiczne śmieci. Wiele z nich trafia nawet na naszą planetę. Obejrzyj film, który ukazuje charakterystykę supernowych i ich eksplozji.

Obserwacje supernowych

Astrofizyk Siergiej Blinnikow o odkryciu pierwszej supernowej, pozostałości po eksplozji i współczesnych teleskopach

Jak znaleźć w nich supernowe?

Do poszukiwania supernowych badacze korzystają z różnych instrumentów. Niektóre są potrzebne do obserwacji światła widzialnego po eksplozji. Inni śledzą promienie rentgenowskie i gamma. Zdjęcia wykonano przy użyciu teleskopów Hubble'a i Chandra.

W czerwcu 2012 roku zaczął działać teleskop skupiający światło w wysokoenergetycznym obszarze widma elektromagnetycznego. Mowa o misji NuSTAR, która poszukuje zapadniętych gwiazd, czarnych dziur i pozostałości po supernowych. Naukowcy planują dowiedzieć się więcej o tym, jak eksplodują i powstają.

Pomiar odległości do ciał niebieskich

Astronom Władimir Surdin o cefeidach, eksplozjach supernowych i tempie ekspansji Wszechświata:

Jak możesz pomóc w badaniach nad supernowymi?

Nie musisz zostać naukowcem, aby wnieść swój wkład. W 2008 roku zwykły nastolatek odkrył supernową. W 2011 roku powtórzyła to 10-letnia Kanadyjka, która oglądała na komputerze zdjęcie nocnego nieba. Bardzo często amatorskie fotografie zawierają wiele ciekawych obiektów. Przy odrobinie praktyki możesz znaleźć następną supernową! Mówiąc dokładniej, masz wszelkie szanse na uchwycenie eksplozji supernowej.

Ich występowanie jest dość rzadkim zjawiskiem kosmicznym. W obserwowalnym wszechświecie eksplodują średnio trzy supernowe na stulecie. Każdy taki rozbłysk to gigantyczna kosmiczna katastrofa, wyzwalająca niesamowitą ilość energii. Według najbardziej przybliżonych szacunków taka ilość energii mogłaby zostać wygenerowana w wyniku jednoczesnego wybuchu wielu miliardów bomb wodorowych.

Nie ma jeszcze wystarczająco rygorystycznej teorii wybuchów supernowych, ale naukowcy wysunęli interesującą hipotezę. Na podstawie skomplikowanych obliczeń zasugerowali, że podczas syntezy alfa pierwiastków rdzeń nadal się kurczy. Temperatura w nim osiąga fantastyczną wartość - 3 miliardy stopni. W takich warunkach różne procesy w rdzeniu ulegają znacznemu przyspieszeniu; W rezultacie uwalniana jest duża ilość energii. Gwałtowna kompresja rdzenia pociąga za sobą równie szybką kompresję powłoki gwiazdy.

Nagrzewa się również bardzo, a zachodzące w nim reakcje jądrowe są z kolei znacznie przyspieszane. W ten sposób dosłownie w ciągu kilku sekund uwalniana jest ogromna ilość energii. Prowadzi to do eksplozji. Oczywiście takie warunki nie zawsze są osiągane, dlatego supernowe wybuchają dość rzadko.

Taka jest hipoteza. Przyszłość pokaże, jak słuszni są naukowcy w swoich założeniach. Ale teraźniejszość doprowadziła także badaczy do absolutnie niesamowitych domysłów. Metody astrofizyczne umożliwiły prześledzenie, jak zmniejsza się jasność supernowych. I tak się okazało: w ciągu pierwszych kilku dni po eksplozji jasność bardzo szybko maleje, a następnie ten spadek (w ciągu 600 dni) zwalnia. Co więcej, co 55 dni jasność słabnie dokładnie o połowę. Z matematycznego punktu widzenia spadek ten następuje zgodnie z tzw. prawem wykładniczym. Dobrym przykładem takiego prawa jest prawo rozpadu promieniotwórczego. Naukowcy przyjęli odważne założenie: uwolnienie energii po wybuchu supernowej wynika z radioaktywnego rozpadu izotopu pierwiastka o okresie półtrwania wynoszącym 55 dni.

Ale który izotop i jaki pierwiastek? Poszukiwania te trwały kilka lat. Beryl-7 i stront-89 były „kandydatami” do roli takich „generatorów” energii. W ciągu zaledwie 55 dni rozpadły się o połowę. Nie miały jednak szansy zdać egzaminu: obliczenia wykazały, że energia uwolniona podczas ich rozpadu beta była za mała. Ale inne znane izotopy promieniotwórcze nie miały podobnego okresu półtrwania.

Wśród elementów, które nie istnieją na Ziemi, pojawił się nowy pretendent. Okazało się, że jest to przedstawiciel pierwiastków transuranowych syntetyzowanych sztucznie przez naukowców. Imię i nazwisko wnioskodawcy jest kalifornijskie, jego numer seryjny to dziewięćdziesiąt osiem. Jego izotop kalifornu-254 został przygotowany w ilości zaledwie około 30 miliardowych części grama. Ale ta naprawdę nieważka ilość wystarczyła, aby zmierzyć okres półtrwania izotopu. Okazało się, że wynosi 55 dni.

Stąd powstała ciekawa hipoteza: to energia rozpadu Kalifornii-254 zapewnia niezwykle wysoką jasność supernowej przez dwa lata. Rozpad kalifornu następuje w wyniku spontanicznego rozszczepienia jego jąder; Przy tego rodzaju rozpadzie jądro wydaje się rozpadać na dwie części - jądra pierwiastków znajdujących się pośrodku układu okresowego.

Ale w jaki sposób syntetyzuje się sam kaliforn? Naukowcy również tutaj podają logiczne wyjaśnienie. Podczas kompresji jądra poprzedzającej eksplozję supernowej, reakcja jądrowa oddziaływania znanego już neonu-21 z cząstkami alfa zostaje niezwykle przyspieszona. Konsekwencją tego jest pojawienie się w dość krótkim czasie niezwykle silnego strumienia neutronów. Proces wychwytywania neutronów zachodzi ponownie, ale tym razem jest szybki. Jądra potrafią zaabsorbować kolejne neutrony, zanim ulegną rozpadowi beta. Dla tego procesu niestabilność elementów transbizmutu nie jest już przeszkodą. Łańcuch przemian nie zostanie przerwany, a koniec układu okresowego również zostanie wypełniony. W tym przypadku najwyraźniej powstają nawet pierwiastki transuranowe, których nie udało się jeszcze uzyskać w sztucznych warunkach.

Naukowcy obliczyli, że każda eksplozja supernowej wytwarza fantastyczną ilość samej substancji California-254. Z tej ilości można by zrobić 20 kulek, z których każda ważyłaby tyle, co nasza Ziemia. Jakie są dalsze losy supernowej? Ona umiera dość szybko. W miejscu wybuchu pozostaje tylko mała, bardzo słaba gwiazda. Wyróżnia się jednak niezwykle dużą gęstością substancji: wypełnione nią pudełko zapałek ważyłoby kilkadziesiąt ton. Takie gwiazdy nazywane są „”. Nie wiemy jeszcze, co stanie się z nimi dalej.

Materia wyrzucona w przestrzeń kosmiczną może skondensować się i utworzyć nowe gwiazdy; rozpoczną nową, długą ścieżkę rozwoju. Naukowcy stworzyli dotychczas jedynie ogólne zarysy obrazu pochodzenia pierwiastków, obrazu działania gwiazd – wielkich fabryk atomów. Być może to porównanie w ogóle oddaje istotę sprawy: artysta kreśli na płótnie jedynie pierwsze zarysy przyszłego dzieła sztuki. Główna idea jest już jasna, ale wiele, w tym istotnych, szczegółów wymaga jeszcze odgadnięcia.

Ostateczne rozwiązanie problemu pochodzenia pierwiastków będzie wymagało ogromnej pracy naukowców różnych specjalności. Prawdopodobnie wiele z tego, co obecnie wydaje nam się niewątpliwe, w rzeczywistości okaże się z grubsza przybliżone, a nawet całkowicie błędne. Naukowcy prawdopodobnie będą musieli zmierzyć się z wzorcami, które są nam jeszcze nieznane. Rzeczywiście, aby zrozumieć najbardziej złożone procesy zachodzące we Wszechświecie, niewątpliwie zaistnieje potrzeba nowego skoku jakościowego w rozwoju naszych wyobrażeń na jego temat.