> Süpernova
Anlamak süpernova nedir: Süpernovaların doğduğu bir yıldızın patlaması ve parlamasının tanımı, evrimi ve gelişimi, çift yıldızların rolü, fotoğraflar ve araştırmalar.
Süpernova- bu aslında bir yıldız patlamasıdır ve uzayda gözlemlenebilecek en güçlü patlamadır.
Süpernovalar nerede ortaya çıkıyor?
Süpernovalar sıklıkla diğer galaksilerde de görülebilir. Ancak Samanyolu'nda bu, gözlemlenmesi nadir görülen bir olgudur çünkü toz ve gaz pusları görüşü engeller. Gözlenen son süpernova 1604'te Johannes Kepler tarafından gözlemlendi. Chandra teleskopu yalnızca bir asırdan fazla süre önce patlayan bir yıldızın kalıntılarını bulabildi (bir süpernova patlamasının sonuçları).
Süpernovaya ne sebep olur?
Yıldızın merkezinde değişiklikler meydana geldiğinde bir süpernova doğar. İki ana türü vardır.
Birincisi ikili sistemlerdedir. Çift yıldızlar ortak bir merkezle birbirine bağlanan nesnelerdir. Bunlardan biri ikinciden madde çalıyor ve çok büyük oluyor. Ancak iç süreçleri dengeleyemiyor ve bir süpernova şeklinde patlıyor.
İkincisi ise ölüm anıdır. Yakıt tükenme eğilimindedir. Bunun sonucunda kütlenin bir kısmı çekirdeğe doğru akmaya başlar ve kendi yer çekimine dayanamayacak kadar ağırlaşır. Bir genişleme süreci meydana gelir ve yıldız patlar. Güneş tek bir yıldızdır ancak yeterli kütlesi olmadığı için buna dayanamaz.
Araştırmacılar neden süpernovalarla ilgileniyor?
Sürecin kendisi kısa bir süreyi kapsıyor ancak Evren hakkında çok şey anlatabiliyor. Örneğin örneklerden biri, Evrenin genişleme özelliğini ve bu oranın arttığını doğruladı.
Ayrıca bu nesnelerin, elemanların uzaydaki dağılım anını etkilediği de ortaya çıktı. Bir yıldız patladığında elementleri ve kozmik kalıntıları dışarı fırlatır. Hatta birçoğu gezegenimize bile ulaşıyor. Süpernovaların ve patlamalarının özelliklerini ortaya koyan bir video izleyin.
Süpernova gözlemleri
Astrofizikçi Sergei Blinnikov, ilk süpernovanın keşfi, patlamadan sonraki kalıntılar ve modern teleskoplar hakkında konuşuyor
Süpernovaları nasıl bulabiliriz?
Süpernovayı aramak için araştırmacılar çeşitli araçlar kullanır. Bazılarının patlamadan sonra görünür ışığı gözlemlemesi gerekiyor. Bazıları ise X-ışınlarını ve gama ışınlarını takip ediyor. Fotoğraflar Hubble ve Chandra teleskopları kullanılarak çekildi.
Haziran 2012'de, ışığı elektromanyetik spektrumun yüksek enerji bölgesine odaklayan bir teleskop çalışmaya başladı. Çöken yıldızları, kara delikleri ve süpernova kalıntılarını araştıran NuSTAR misyonundan bahsediyoruz. Bilim insanları bunların nasıl patladığı ve yaratıldığı hakkında daha fazla şey öğrenmeyi planlıyor.
Gök cisimlerine olan mesafelerin ölçülmesi
Gökbilimci Vladimir Surdin Cepheidler, süpernova patlamaları ve Evrenin genişleme hızı hakkında:
Süpernova araştırmasına nasıl yardımcı olabilirsiniz?
Katkıda bulunmak için bilim insanı olmanıza gerek yok. 2008 yılında sıradan bir genç tarafından bir süpernova keşfedildi. 2011 yılında bu durum, bilgisayarında gece gökyüzünün bir fotoğrafına bakan 10 yaşındaki Kanadalı bir kız tarafından tekrarlandı. Çoğu zaman amatör fotoğraflar birçok ilginç nesne içerir. Biraz pratik yaparak bir sonraki süpernovayı bulabilirsiniz! Daha doğrusu bir süpernova patlamasını yakalama şansınız var.
SÜPERNOVA, bir yıldızın ölümüne işaret eden patlama. Bazen bir süpernova patlaması meydana geldiği galaksiden daha parlaktır.
Süpernovalar iki ana türe ayrılır. Tip I, optik spektrumda hidrojen eksikliği ile karakterize edilir; bu nedenle bunun, Güneş'e yakın kütleye sahip, ancak boyutu daha küçük ve daha yoğun olan bir yıldız olan beyaz bir cücenin patlaması olduğuna inanılıyor. Beyaz cüce, normal bir yıldızın evriminin son ürünü olduğundan neredeyse hiç hidrojen içermez. 1930'larda S. Chandrasekhar, beyaz cücenin kütlesinin belirli bir sınırın üzerinde olamayacağını gösterdi. Normal bir yıldıza sahip bir ikili sistemdeyse, maddesi beyaz cücenin yüzeyine akabilir. Kütlesi Chandrasekhar sınırını aştığında beyaz cüce çöker (büzülür), ısınır ve patlar. Ayrıca bakınız YILDIZLAR.
Komşu galaksimiz Büyük Macellan Bulutu'nda 23 Şubat 1987'de tip II bir süpernova patladı. Ona, bir süpernova patlamasını teleskop kullanarak ve ardından çıplak gözle fark eden ilk kişi olan Ian Shelton adı verildi. (Bu tür son keşif, teleskobun icadından kısa bir süre önce, 1604 yılında Galaksimizde bir süpernova patlamasını gören Kepler'e aittir.) 1987'deki optik süpernova patlamasıyla eş zamanlı olarak Japonya ve Amerika Birleşik Devletleri'nde özel dedektörler kullanılmaya başlandı. Ohio (ABD), bir yıldızın çekirdeğinin çökmesi sırasında çok yüksek sıcaklıklarda doğan ve kabuğuna kolayca nüfuz eden temel parçacıklar olan bir nötrino akışı kaydetti. Nötrino akıntısı, yaklaşık 150 bin yıl önce bir yıldız tarafından optik bir parlamayla birlikte yayınlanmış olsa da, fotonlarla hemen hemen aynı anda Dünya'ya ulaşmış, böylece nötrinoların kütlesinin olmadığı ve ışık hızında hareket ettiği kanıtlanmıştır. Bu gözlemler ayrıca, çekirdeğin kendisi bir nötron yıldızına çöktüğünde, çöken yıldız çekirdeğinin kütlesinin yaklaşık %10'unun nötrino şeklinde yayıldığı varsayımını da doğruladı. Çok büyük kütleli yıldızlarda, bir süpernova patlaması sırasında çekirdekler daha da büyük yoğunluklara sıkışır ve muhtemelen kara deliklere dönüşür, ancak yıldızın dış katmanları hâlâ dökülmektedir. Santimetre. Ayrıca KARA DELİK.
Galaksimizde Yengeç Bulutsusu, Çinli bilim adamlarının 1054 yılında gözlemlediği bir süpernova patlamasının kalıntısıdır. Ünlü gökbilimci T. Brahe de 1572 yılında Galaksimizde patlak veren bir süpernovayı gözlemlemiştir. Shelton'un süpernovası, Kepler'den bu yana yakınlarda keşfedilen ilk süpernova olmasına rağmen, son 100 yılda teleskoplarla daha uzak galaksilerdeki yüzlerce süpernova görüldü.
Bir süpernova patlamasının kalıntılarında karbon, oksijen, demir ve daha ağır elementler bulunabilir. Sonuç olarak, bu patlamalar kimyasal elementlerin oluşum süreci olan nükleosentezde önemli bir rol oynar. 5 milyar yıl önce Güneş sisteminin doğuşundan önce de bir süpernova patlamasının meydana gelmiş olması ve bunun sonucunda Güneş'in ve gezegenlerin parçası haline gelen birçok unsurun ortaya çıkması mümkündür. NÜKLEOSENTEZ.
Süpernova, ölen çok büyük yıldızların, Güneş'in enerjisinin trilyon katı kadar büyük bir enerji açığa çıkararak patlamasıdır. Bir süpernova tüm galaksiyi aydınlatabilir ve yıldızın gönderdiği ışık Evrenin kenarına ulaşacaktır. Eğer bu yıldızlardan biri Dünya'dan 10 ışıkyılı uzaklıkta patlarsa, Dünya'nın serbest kalmasından itibaren tamamen yanacaktır. enerji ve radyasyon.
Süpernova
Süpernovalar sadece yok etmekle kalmaz, aynı zamanda uzaya gerekli elementleri de doldurur: demir, altın, gümüş ve diğerleri. Evren hakkında bildiğimiz her şey, bir zamanlar patlayan bir süpernovanın kalıntılarından yaratılmıştır. Süpernova, Evrendeki en güzel ve ilginç nesnelerden biridir. Evrendeki en büyük patlamalar, geride özel, en tuhaf kalıntıları bırakır:
Nötron yıldızları
Nötronlar çok tehlikeli ve tuhaf cisimlerdir. Dev bir yıldız süpernovaya dönüştüğünde çekirdeği bir Dünya metropolü boyutuna küçülür. Çekirdeğin içindeki basınç o kadar büyüktür ki, içindeki atomlar bile erimeye başlar. Atomlar aralarında boşluk kalmayacak kadar sıkıştırıldığında devasa enerji birikir ve güçlü bir patlama meydana gelir. Patlama arkasında inanılmaz derecede yoğun bir Nötron Yıldızı bırakıyor. Bir çay kaşığı Nötron yıldızının ağırlığı 90 milyon ton olacaktır.
Pulsar, bir süpernova patlamasının kalıntılarıdır. Bir nötron yıldızının kütlesine ve yoğunluğuna benzeyen bir cisim. Büyük bir hızla dönen pulsarlar, kuzey ve güney kutuplarından uzaya radyasyon patlamaları yayarlar. Dönme hızı saniyede 1000 devire ulaşabilir.
Güneşimizin 30 katı büyüklüğünde bir yıldız patladığında Magnetar adı verilen bir yıldız oluşur. Magnetarlar, Nötron yıldızlarından ve Pulsarlardan bile daha tuhaf olan güçlü manyetik alanlar yaratır. Magnitar'ın manyetik alanı Dünya'nınkinden birkaç bin kat daha büyüktür.
Kara delikler
Bir süperstardan bile daha büyük yıldızlar olan hipernovaların ölümünden sonra, Evrendeki en gizemli ve tehlikeli yer oluşur: bir kara delik. Böyle bir yıldızın ölümünden sonra kara delik onun kalıntılarını emmeye başlar. Kara deliğin ememeyeceği kadar fazla malzeme var ve yıldızın kalıntılarını uzaya geri fırlatarak 2 gama radyasyonu ışını oluşturuyor.
Bizimkine gelince, Güneş elbette bir kara delik, pulsar, magnetar ve hatta sinir yıldızı olmaya yetecek kadar kütleye sahip değil. Kozmik standartlara göre yıldızımız, yaşamının böyle bir sonla bitmesi için çok küçüktür. Bilim adamları, yakıt bittikten sonra yıldızımızın boyutunun onlarca kat artacağını ve bunun da onun karasal gezegenleri absorbe etmesine izin vereceğini söylüyor: Merkür, Venüs, Dünya ve muhtemelen Mars.
Amatörler ve profesyoneller - uzay kaşifleri arasında bu sözlerle kaç izlenim ilişkilendirilir. "Yeni" kelimesinin kendisi olumlu bir anlam taşıyor ve "süper"in süper olumlu bir anlamı var ama maalesef özü aldatıyor. Süpernovalara daha çok süper yaşlı yıldızlar denilebilir çünkü bunlar pratikte bir Yıldızın gelişiminin son aşamasıdır. Deyim yerindeyse, yıldız yaşamının parlak, eksantrik bir yüceltilmesi. Parlama bazen ölmekte olan yıldızın bulunduğu galaksinin tamamını gölgede bırakır ve tamamen yok olmasıyla sona erer.
Bilim adamları 2 tip Süpernova tespit ettiler. Bunlardan birine sevgiyle, güneşimizle karşılaştırıldığında daha yoğun ve aynı zamanda yarıçapı çok daha küçük olan beyaz cücenin (tip I) patlaması adı veriliyor. Küçük, ağır Beyaz cüce, birçok yıldızın evriminin sondan bir önceki normal aşamasıdır. Artık optik spektrumda neredeyse hiç hidrojen yok. Ve eğer bir beyaz cüce, başka bir yıldızla ikili sistemin simbiyozunda bulunuyorsa, kendi sınırını aşıncaya kadar maddesini çeker. 20. yüzyılın 30'lu yıllarında S. Chandresekhar, her cücenin, çöküşün meydana geldiği net bir yoğunluk ve kütle sınırına sahip olduğunu söyledi. Sonsuza kadar küçülmek imkansızdır ve er ya da geç bir patlama meydana gelecektir! İkinci tür süpernova oluşumu, ağır metalleri oluşturup kendi içine büzüşerek yıldızın merkezindeki sıcaklığın yükselmesine neden olan termonükleer füzyon sürecinden kaynaklanır. Yıldızın çekirdeği giderek daha fazla sıkıştırılır ve içinde nötronizasyon süreçleri (her ikisinin de nötronlara dönüştüğü "protonlar ve elektronlar" rendelenir) oluşmaya başlar, bu da enerji kaybına ve yıldızın merkezinin soğumasına yol açar. Bütün bunlar seyrekleştirilmiş bir atmosfere neden olur ve kabuk çekirdeğe doğru koşar. Patlama! Bir yıldızın sayısız küçük parçası uzaya dağılır ve milyonlarca yıl önce (bir yıldızın görünürlüğündeki sıfırların sayısı Dünya'dan uzaklığına bağlıdır) yıldızın patladığı uzak bir galaksiden gelen parlak bir parıltı görülebilir. bugün Dünya gezegeninin bilim adamlarına. Geçmişin trajedisinin haberi, bir hayatın daha kısalması, bazen yüzyıllardır gözlemleyebildiğimiz hüzünlü bir güzellik.
Örneğin modern gözlemevlerinin teleskop gözüyle görülebilen Yengeç Bulutsusu, 1054 yılında Çinli gökbilimciler tarafından görülen bir süpernova patlamasının sonucudur. Bugün baktığınız şeyin neredeyse 1000 yıldır, artık Dünya'da var olmayan bir insan tarafından beğenildiğini fark etmek çok ilginç. Evrenin tüm gizemi budur, onun yavaş, uzayan varlığı, hayatımızı ateşten çıkan bir kıvılcım gibi yapar, hayrete düşürür ve biraz huşu uyandırır. Bilim adamları, açıkça tanımlanmış bir şemaya göre belirlenen en ünlü süpernova patlamalarından birkaçını belirlediler. Latince SuperNova, SN karakterleriyle kısaltılır, ardından gözlem yılı gelir ve sonunda yılın seri numarası yazılır. Böylece ünlü süpernovaların şu isimleri görülebilir: 
Yengeç Bulutsusu - daha önce de belirtildiği gibi, Dünya'dan 6.500 ışıkyılı uzaklıkta bulunan ve bugün 6.000 ışıkyılı çapında olan bir süpernova patlamasının sonucudur. Patlama 1000 yıldan daha kısa bir süre önce meydana gelmesine rağmen, bu nebula farklı yönlere doğru uçmaya devam ediyor. Ve merkezinde kendi ekseni etrafında dönen bir nötron yıldızı pulsarı var. İlginçtir ki, yüksek parlaklıkta bu bulutsu sabit bir enerji akışına sahiptir ve bu da onun X-ışını astronomisinin kalibrasyonunda bir referans noktası olarak kullanılmasına olanak tanır. Bir diğer bulgu ise adından da anlaşılacağı üzere SN1572 süpernovasıydı; bilim adamları patlamayı Kasım 1572'de gözlemlediler. Tüm göstergelere göre bu yıldız bir beyaz cüceydi. 1604'te Çinli, Koreli ve ardından Avrupalı astrologlar bir yıl boyunca Yılancı takımyıldızında bulunan SN1604 süpernovasının patlama-parıltısını gözlemleyebildiler. Johannes Kepler ana çalışmasını "Ophiuchus takımyıldızındaki yeni bir yıldızda" çalışmasına adadı ve bu nedenle süpernovaya bilim adamı SuperNova Kepler'in adı verildi. En yakın süpernova patlaması 1987'de meydana geldi - Samanyolu'nun bir uydusu olan bir cüce galaksi olan Güneşimizden 50 parsek uzaklıktaki Büyük Macellan Bulutu'nda bulunan SN1987A. Bu patlama, yıldızların evrimine ilişkin halihazırda yerleşik teorilerden bazılarını altüst etti. Yalnızca kırmızı devlerin alev alabileceği sanılıyordu ama sonra, beklenmedik bir şekilde, mavi bir dev patladı! Mavi süper dev (kütlesi 17 güneş kütlesinden fazla) Sanduleak. Gezegenin çok güzel kalıntıları, bilim adamlarının bugün üzerinde çalıştığı iki olağandışı bağlantı halkasını oluşturuyor. Bir sonraki süpernova, 1993 yılında bilim adamlarını hayrete düşürdü - patlamadan önce kırmızı bir süperdev olan SN1993J. Ancak şaşırtıcı olan, patlamanın ardından sönmesi gereken kalıntıların tam tersine parlaklık kazanmaya başlamasıdır. Neden?
Birkaç yıl sonra, komşusunun süpernova patlamasından zarar görmeyen ve patlamadan kısa bir süre önce kopan eşlik eden yıldızın kabuğunun parlaması için gerekli koşulları yaratan bir uydu gezegen keşfedildi (komşular komşudur, ancak siz bilim adamları tarafından gözlemlenen yerçekimi ile tartışılamaz...). Bu yıldızın aynı zamanda bir kırmızı dev ve bir süpernovaya dönüşeceği tahmin ediliyor. 2006'daki bir sonraki süpernovanın (SN206gy) patlaması, bu fenomenin tüm gözlem tarihindeki en parlak parıltı olarak kabul ediliyor. Bu, bilim adamlarının süpernova patlamalarına (kuark yıldızları, iki büyük gezegenin çarpışması ve diğerleri gibi) ilişkin yeni teoriler ortaya koymalarına ve bu patlamayı hipernova patlaması olarak adlandırmalarına olanak sağladı! Ve son ilginç süpernova G1.9+0.3'tür. Galaksinin radyo kaynağı olarak sinyalleri ilk kez VLA radyo teleskopu tarafından yakalandı. Ve bugün Chandra Gözlemevi onu inceliyor. Patlayan yıldızın kalıntılarının genişleme hızı saatte 15.000 km'dir! Bu da ışık hızının %5'i!
Bu en ilginç süpernova patlamaları ve kalıntılarının yanı sıra elbette uzayda başka “gündelik” olaylar da var. Ancak gerçek şu ki, bugün bizi çevreleyen her şey süpernova patlamalarının sonucudur. Aslında, teorik olarak, varlığının başlangıcında Evren, yıldızların yanması sırasında mevcut tüm gezegenler için diğer "yapı" unsurlarına dönüşen hafif helyum ve hidrojen gazlarından oluşuyordu. Yani Yıldızlar yeni bir hayatın doğuşu için canlarını verdiler!
20. yüzyılın önemli başarılarından biri, hidrojen ve helyumdan daha ağır olan hemen hemen tüm elementlerin yıldızların iç kısımlarında oluşup yıldızlararası ortama girdiğinin, süpernova patlamaları sonucu ortaya çıktığının anlaşılmasıydı; bu, evrenin en güçlü olaylarından biridir. Evren.
Fotoğraf: Parlayan yıldızlar ve gaz tutamları, Süpernova 1987A adı verilen devasa bir yıldızın kendi kendini yok etmesine nefes kesici bir fon sağlıyor. Gökbilimciler 23 Şubat 1987'de Güney Yarımküre'deki patlamayı gözlemlediler. Hubble Uzay Teleskobu'ndan alınan bu görüntü, dağınık gaz bulutlarındaki iç ve dış malzeme halkalarıyla çevrelenmiş süpernova kalıntılarını gösteriyor. Bu üç renkli görüntü, süpernova ve çevresindeki bölgenin Eylül 1994, Şubat 1996 ve Temmuz 1997'de çekilen çeşitli fotoğraflarının birleşimidir. Süpernova yakınındaki çok sayıda parlak mavi yıldız, her biri yaklaşık 12 milyon yaşında ve Güneş'ten 6 kat daha ağır olan devasa yıldızlardır. Hepsi patlayanla aynı nesil yıldızlara ait. Parlak gaz bulutlarının varlığı, hala yeni yıldızların doğuşu için verimli bir zemin olan bu bölgenin gençliğinin bir başka işaretidir.
Başlangıçta parlaklığı aniden 1000 kattan fazla artan tüm yıldızlara yeni deniyordu. Parlarken, bu tür yıldızlar aniden gökyüzünde belirdi, takımyıldızın olağan konfigürasyonunu bozdu ve parlaklıklarını birkaç bin kat maksimuma çıkardı, ardından parlaklıkları keskin bir şekilde düşmeye başladı ve birkaç yıl sonra eskisi kadar sönük hale geldiler. alevlerden önceydi. Her biri sırasında yıldızın kütlesinin binde biri kadarını yüksek hızda fırlattığı parlamaların tekrarı, yeni yıldızların karakteristik özelliğidir. Ve yine de, böyle bir parlama olgusunun büyüklüğüne rağmen, ne yıldızın yapısındaki temel bir değişiklikle ne de onun yok edilmesiyle ilişkili değildir.
Kendimizi parlaklık bakımından 3. büyüklüğü aşmayanlarla sınırlandırırsak, beş bin yıl boyunca 200'den fazla parlak yıldız parlaması hakkında bilgi korunmuştur. Ancak bulutsuların galaksi dışı doğası belirlendiğinde, içlerinde parıldayan yeni yıldızların, özellikleri açısından sıradan novalardan üstün olduğu ortaya çıktı, çünkü parlaklıkları çoğu zaman içinde bulundukları galaksinin tamamının parlaklığına eşit olduğu ortaya çıktı. alevlendi. Bu tür olayların alışılmadık doğası, gökbilimcileri bu tür olayların sıradan novalardan tamamen farklı bir şey olduğu fikrine yöneltti ve bu nedenle 1934'te Amerikalı gökbilimciler Fritz Zwicky ve Walter Baade'nin önerisi üzerine, parlamaları maksimum parlaklıkta olan yıldızlar, normal galaksiler ayrı, parlaklık açısından en parlak ve nadir bir süpernova sınıfı olarak tanımlandı.
Sıradan nova patlamalarının aksine, Galaksimizin mevcut durumundaki süpernova patlamaları son derece nadir görülen olaylardır ve her 100 yılda bir defadan fazla meydana gelmezler. En çarpıcı salgınlar 1006 ve 1054'te gerçekleşti; bunlarla ilgili bilgiler Çin ve Japon incelemelerinde yer alıyor. 1572'de, Cassiopeia takımyıldızında böyle bir yıldızın patlak vermesi, seçkin gökbilimci Tycho Brahe tarafından gözlemlendi ve 1604 yılında Ophiuchus takımyıldızındaki süpernova olayını izleyen son kişi Johannes Kepler'di. Astronomideki “teleskopik” çağın dört yüzyılı boyunca Galaksimizde bu tür parlamalar gözlemlenmedi. Güneş Sisteminin içindeki konumu, süpernova patlamalarını hacminin yaklaşık yarısında optik olarak gözlemleyebileceğimiz ve hacminin geri kalanında salgınların parlaklığı yıldızlararası emilim nedeniyle azalacak şekildedir. V.I. Krasovsky ve I.S. Shklovsky, Galaksimizde süpernova patlamalarının ortalama 100 yılda bir meydana geldiğini hesapladı. Diğer galaksilerde bu süreçler yaklaşık olarak aynı frekansta meydana gelir, dolayısıyla optik patlama aşamasındaki süpernovalarla ilgili ana bilgi, bunların diğer galaksilerdeki gözlemlerinden elde edildi.
Bu kadar güçlü fenomenleri incelemenin öneminin farkına varan ABD'deki Palomar Gözlemevi'nde çalışan gökbilimciler W. Baade ve F. Zwicky, 1936'da süpernova için sistematik ve sistematik bir araştırmaya başladılar. Ellerinde, onlarca derece karelik alanların fotoğraflanmasını mümkün kılan ve sönük yıldızların ve galaksilerin bile çok net görüntülerini veren Schmidt sisteminin bir teleskopu vardı. Üç yıl boyunca farklı galaksilerde 12 süpernova patlaması keşfettiler ve bunlar daha sonra fotometri ve spektroskopi kullanılarak incelendi. Gözlem teknolojisi geliştikçe, yeni keşfedilen süpernovaların sayısı istikrarlı bir şekilde arttı ve ardından otomatik aramaların devreye girmesi, keşiflerin sayısında çığ benzeri bir artışa yol açtı (yılda 100'den fazla süpernova, toplam sayı 1.500). Son yıllarda büyük teleskoplar da çok uzak ve sönük süpernovaları aramaya başladı, çünkü onların çalışmaları tüm Evrenin yapısı ve kaderi hakkında birçok soruya cevap verebilir. Bu tür teleskoplarla bir gecelik gözlemlerde 10'dan fazla uzaktaki süpernova keşfedilebilir.
Süpernova olayı olarak gözlemlenen bir yıldızın patlaması sonucu, çevresinde muazzam bir hızla (yaklaşık 10.000 km/s) genişleyen bir bulutsu oluşur. Yüksek genişleme hızı, süpernova kalıntılarının diğer bulutsulardan ayırt edilmesini sağlayan temel özelliktir. Süpernova kalıntılarında her şey, yıldızın dış katmanlarını dağıtan ve fırlatılan kabuğun tek tek parçalarına muazzam hızlar kazandıran muazzam bir güç patlamasından bahsediyor.
Yengeç Bulutsusu
Tek bir uzay nesnesi gökbilimcilere, Toros takımyıldızında gözlemlenen ve yüksek hızla uçup giden dağınık gazlı maddelerden oluşan nispeten küçük Yengeç Bulutsusu kadar değerli bilgi vermemiştir. 1054'te gözlenen bir süpernovanın kalıntısı olan bu bulutsu, bir radyo kaynağının tanımlandığı ilk galaktik nesne oldu. Radyo emisyonunun doğasının termal emisyonla hiçbir ortak yanının olmadığı ortaya çıktı: yoğunluğu, dalga boyuyla birlikte sistematik olarak artıyor. Yakında bu fenomenin doğasını açıklamak mümkün oldu. Süpernova kalıntısı, yarattığı kozmik ışınları (elektronlar, pozitronlar, atom çekirdekleri) ışık hızına yakın hızlara yakalayan güçlü bir manyetik alana sahip olmalıdır. Manyetik alanda, hareket yönünde dar bir ışın halinde elektromanyetik enerji yayarlar. Yengeç Bulutsusu'ndan gelen termal olmayan radyo emisyonunun keşfi, gökbilimcileri bu özelliği kullanarak süpernova kalıntılarını aramaya yöneltti.
Cassiopeia takımyıldızında bulunan bulutsunun özellikle güçlü bir radyo emisyon kaynağı olduğu ortaya çıktı; metre dalgalarında, ondan gelen radyo emisyonu akışı, Yengeç Bulutsusu'ndan gelen akıştan 10 kat daha yüksektir, ancak ikincisinden çok daha fazladır. . Hızla genişleyen bu bulutsu, optik ışınlarda oldukça zayıftır. Cassiopeia Bulutsusu'nun yaklaşık 300 yıl önce meydana gelen bir süpernova patlamasının kalıntısı olduğuna inanılıyor.
Kuğu takımyıldızındaki bir filaman bulutsu sistemi de eski süpernova kalıntılarının radyo emisyon özelliğini gösterdi. Radyo astronomisi, farklı yaşlardaki süpernova kalıntıları olduğu ortaya çıkan birçok başka termal olmayan radyo kaynağının bulunmasına yardımcı oldu. Böylece, onbinlerce yıl önce bile meydana gelen süpernova patlamalarının kalıntılarının, güçlü termal olmayan radyo emisyonları nedeniyle diğer nebulalar arasında öne çıktığı sonucuna varıldı.
Daha önce de belirtildiği gibi Yengeç Bulutsusu, X-ışını emisyonunun keşfedildiği ilk nesneydi. 1964 yılında, açısal boyutları Yengeç Bulutsusu'nun açısal boyutlarından 5 kat daha küçük olmasına rağmen, buradan yayılan X-ışını radyasyonunun kaynağının geniş olduğu keşfedildi. Buradan, X-ışını radyasyonunun bir zamanlar süpernova olarak patlayan bir yıldız tarafından değil, bulutsunun kendisi tarafından yayıldığı sonucuna varıldı.
Süpernova etkisi
23 Şubat 1987'de, komşu galaksimiz Büyük Macellan Bulutu'nda bir süpernova patladı; bu, modern astronomik aletlerle donanmış olarak ayrıntılı olarak inceleyebildikleri ilk gökbilimciler için son derece önemli hale geldi. Ve bu yıldız bir dizi öngörüyü doğruladı. Optik parlamayla eşzamanlı olarak, Japonya ve Ohio'da (ABD) kurulan özel dedektörler, yıldızın çekirdeğinin çökmesi sırasında çok yüksek sıcaklıklarda doğan ve kabuğunun içinden kolayca nüfuz eden temel parçacıklar olan bir nötrino akışı tespit etti. Bu gözlemler, çöken bir yıldızın çekirdeğinin kütlesinin yaklaşık %10'unun, çekirdeğin kendisi bir nötron yıldızına çökerken nötrino olarak yayıldığı yönündeki daha önceki bir öneriyi doğruladı. Çok büyük kütleli yıldızlarda, bir süpernova patlaması sırasında çekirdekler daha da büyük yoğunluklara sıkışır ve muhtemelen kara deliklere dönüşür, ancak yıldızın dış katmanları hâlâ dökülmektedir. Son yıllarda bazı kozmik gama ışını patlamaları ile süpernovalar arasında bir bağlantı olduğuna dair belirtiler ortaya çıktı. Kozmik gama ışını patlamalarının doğasının patlamaların doğasıyla ilişkili olması mümkündür.
Süpernova patlamalarının çevredeki yıldızlararası ortam üzerinde güçlü ve çeşitli etkileri vardır. Muazzam bir hızla fırlatılan süpernova zarfı, etrafındaki gazı toplayıp sıkıştırıyor, bu da gaz bulutlarından yeni yıldızların oluşumuna ivme kazandırabiliyor. Dr. John Hughes (Rutgers Üniversitesi) liderliğindeki bir gökbilimciler ekibi, NASA'nın yörüngedeki Chandra X-ışını Gözlemevi'ndeki gözlemleri kullanarak, süpernova patlamalarının silikon, demir ve diğer elementleri nasıl ürettiğine ışık tutan önemli bir keşifte bulundu. Süpernova kalıntısı Cassiopeia A'nın (Cas A) X-ışını görüntüsü, patlama sırasında yıldızın iç kısmından çıkan silikon, kükürt ve demir yığınlarını ortaya çıkarıyor.
Chandra Gözlemevi tarafından elde edilen Cas A süpernova kalıntısı görüntülerinin yüksek kalitesi, netliği ve bilgi içeriği, gökbilimcilerin yalnızca bu kalıntının birçok düğümünün kimyasal bileşimini belirlemesine değil, aynı zamanda bu düğümlerin tam olarak nerede oluştuğunu bulmasına da olanak sağladı. Örneğin, en kompakt ve en parlak düğümler öncelikle silikon ve kükürt ile çok az demirden oluşur. Bu, süpernova patlamasıyla sonuçlanan çöküş sırasında sıcaklığın üç milyar dereceye ulaştığı yıldızın derinliklerinde oluştuklarını gösteriyor. Diğer düğümlerde gökbilimciler, bir miktar silikon ve kükürt karışımıyla birlikte çok yüksek miktarda demir keşfettiler. Bu madde, patlama sırasında sıcaklığın dört ila beş milyar derece gibi daha yüksek değerlere ulaştığı bölgelerde daha da derinlerde oluştu. Cas A süpernova kalıntısındaki hem silikon açısından zengin parlak hem de daha sönük, demir açısından zengin düğümlerin konumları karşılaştırıldığında, yıldızın en derin katmanlarından kaynaklanan “demir” özelliklerin, kalıntının dış kenarlarında yer aldığı ortaya çıktı. . Bu, patlamanın “demir” düğümleri diğerlerinden daha uzağa fırlattığı anlamına geliyor. Ve şimdi bile patlamanın merkezinden daha büyük bir hızla uzaklaşıyor gibi görünüyorlar. Chandra'nın elde ettiği verileri incelemek, süpernova patlamasının doğasını, sürecin dinamiklerini ve yeni elementlerin kökenini açıklayan teorisyenlerin önerdiği çeşitli mekanizmalardan birine karar vermemizi sağlayacak.
SN I süpernovaları çok benzer spektrumlara (hidrojen çizgileri olmadan) ve ışık eğrisi şekillerine sahipken, SN II spektrumları parlak hidrojen çizgileri içerir ve hem spektrum hem de ışık eğrilerindeki çeşitlilik ile karakterize edilir. Bu formda süpernovaların sınıflandırılması geçen yüzyılın 80'li yıllarının ortalarına kadar mevcuttu. CCD alıcılarının yaygın kullanımının başlamasıyla birlikte, gözlem materyalinin miktarı ve kalitesi önemli ölçüde arttı; bu, daha önce erişilemeyen soluk nesneler için spektrogramların elde edilmesini, çizgilerin yoğunluğunu ve genişliğini çok daha yüksek bir doğrulukla belirlemeyi mümkün kıldı. spektrumdaki daha zayıf çizgileri kaydetmek için. Sonuç olarak, süpernovaların görünüşte yerleşik olan ikili sınıflandırması hızla değişmeye ve daha karmaşık hale gelmeye başladı.
Süpernovalar patladıkları galaksi türlerine göre de farklılık gösterir. Sarmal galaksilerde, her iki türden süpernova patlar, ancak neredeyse yıldızlararası ortamın bulunmadığı ve yıldız oluşum sürecinin sona erdiği eliptik galaksilerde, patlamadan önce sadece SN I tipi süpernovalar gözlemlenir - bunlar çok eski yıldızlardır kütleleri güneşe yakın olan. Bu tür süpernovaların spektrumları ve ışık eğrileri çok benzer olduğundan, sarmal galaksilerde aynı yıldızların patladığı anlamına gelir. Kütleleri Güneş'e yakın olan yıldızların evrim yolunun doğal sonu, eş zamanlı olarak gezegenimsi bulutsunun oluşmasıyla birlikte beyaz cüceye dönüşmesidir. Beyaz cüce, normal bir yıldızın evriminin son ürünü olduğundan neredeyse hiç hidrojen içermez.
Galaksimizde her yıl birkaç gezegenimsi bulutsu oluşur, bu nedenle bu kütledeki yıldızların çoğu yaşam yolunu sessizce tamamlar ve yalnızca yüz yılda bir SN tip I süpernova patlar. Diğer benzer yıldızların kaderine benzemeyen, tamamen özel bir sonu hangi nedenler belirliyor? Ünlü Hintli astrofizikçi S. Chandrasekhar, bir beyaz cücenin kütlesi yaklaşık 1,4 güneş kütlesinden azsa, sessizce ömrünü "yaşayacağını" gösterdi. Ancak yeterince yakın bir ikili sistemdeyse, güçlü yerçekimi, maddeyi eşlik eden yıldızdan "çekme" yeteneğine sahiptir, bu da kütlede kademeli bir artışa yol açar ve izin verilen sınırı aştığında, güçlü bir patlama meydana gelir ve bu da yıldızın ölümü.
SN II süpernovaları, kabukları büyük miktarlarda hidrojen içeren genç, büyük kütleli yıldızlarla açıkça ilişkilidir. Bu tür süpernova patlamaları, başlangıç kütlesi 8 x 10 güneş kütlesinden fazla olan yıldızların evriminin son aşaması olarak kabul edilir. Genel olarak, bu tür yıldızların evrimi oldukça hızlı ilerler - birkaç milyon yıl içinde hidrojenlerini yakarlar, ardından helyum karbona dönüşür ve ardından karbon atomları daha yüksek atom numaralı atomlara dönüşmeye başlar.
Doğada, büyük enerji salınımına sahip elementlerin dönüşümleri, çekirdekleri en kararlı olan demir ile biter ve füzyonları sırasında enerji salınımı meydana gelmez. Böylece bir yıldızın çekirdeği demir haline geldiğinde içindeki enerji salınımı durur, çekim kuvvetlerine artık direnemez ve bu nedenle hızla küçülmeye veya çökmeye başlar.
Çöküş sırasında meydana gelen süreçler henüz tam olarak anlaşılmaktan uzaktır. Ancak çekirdekteki tüm maddenin nötronlara dönüşmesi durumunda çekim kuvvetlerine direnebileceği biliniyor - yıldızın çekirdeği bir "nötron yıldızına" dönüşüyor ve çöküş duruyor. Bu durumda muazzam bir enerji açığa çıkar, yıldızın kabuğuna girer ve süpernova patlaması olarak gördüğümüz genişlemeye neden olur.
Buradan süpernova patlamaları ile nötron yıldızlarının ve kara deliklerin oluşumu arasında genetik bir bağlantı beklenebilir. Eğer yıldızın evrimi daha önce "sessizce" gerçekleşmiş olsaydı, zarfının Güneş'in yarıçapından yüzlerce kat daha büyük bir yarıçapa sahip olması ve ayrıca SN II süpernova spektrumunu açıklamak için yeterli miktarda hidrojen tutması gerekirdi.
Süpernovalar ve pulsarlar
Bir süpernova patlamasından sonra, genişleyen kabuk ve çeşitli radyasyon türlerine ek olarak başka nesnelerin de kaldığı gerçeği, 1968'de radyo gökbilimcilerinin bir yıl önce radyasyonu yoğunlaşan radyo kaynakları olan pulsarları keşfetmeleri nedeniyle biliniyordu. kesin olarak tanımlanmış bir süre sonra tekrarlanan bireysel darbeler. Bilim adamları, nabızların katı periyodikliği ve periyotlarının kısalığı karşısında hayrete düştüler. En büyük ilgiyi, koordinatları gökbilimciler için çok ilginç olan, bir süpernova patlamasının kalıntısı olarak kabul edilen güney takımyıldızı Velas'ta bulunan bir bulutsunun koordinatlarına yakın olan pulsar çekti; periyodu yalnızca 0,089 saniyeydi; Ve Yengeç Bulutsusu'nun merkezinde bir pulsarın keşfedilmesinden sonra (periyodu saniyenin 1/30'u kadardı), pulsarların bir şekilde süpernova patlamalarıyla ilişkili olduğu ortaya çıktı. Ocak 1969'da Yengeç Bulutsusu'ndan gelen bir pulsar, aynı periyotta parlaklığını değiştiren 16. büyüklükte soluk bir yıldızla tanımlandı ve 1977'de Velae takımyıldızındaki bir pulsarın yıldızla birlikte tanımlanması mümkün oldu.
Pulsar radyasyonunun periyodikliği hızlı dönüşleriyle ilişkilidir, ancak tek bir sıradan yıldız, hatta bir beyaz cüce bile pulsarlara özgü bir periyotla dönemez; merkezkaç kuvvetleri tarafından anında parçalanır ve yalnızca bir nötron yıldızı olur. çok yoğun ve kompakt, onlara direnebilir. Pek çok seçeneğin analiz edilmesinin bir sonucu olarak, bilim adamları, süpernova patlamalarına, varlığı yüksek kütleli yıldızların evrimi teorisi tarafından tahmin edilen, niteliksel olarak yeni bir nesne türü olan nötron yıldızlarının oluşumunun eşlik ettiği sonucuna vardılar.
Süpernova ve kara delikler
Süpernova patlaması ile kara delik oluşumu arasında doğrudan bir bağlantı olduğuna dair ilk kanıt İspanyol gökbilimciler tarafından elde edildi. Nova Scorpii 1994 ikili sistemindeki bir kara deliğin yörüngesindeki bir yıldızın yaydığı radyasyon üzerine yapılan bir araştırma, bu yıldızın büyük miktarlarda oksijen, magnezyum, silikon ve kükürt içerdiğini buldu. Bir süpernova patlamasından sağ kurtulan komşu bir yıldızın kara deliğe dönüştüğünde bu unsurların onun tarafından yakalandığı varsayımı var.
Süpernovalar (özellikle Tip Ia süpernovaları) Evrendeki en parlak yıldız şeklindeki nesneler arasındadır, dolayısıyla bunların en uzaktakileri bile mevcut ekipmanlar kullanılarak keşfedilebilir. Nispeten yakın galaksilerde birçok Tip Ia süpernova keşfedildi. Bu galaksilere olan mesafelerin yeterince doğru tahminleri, içlerinde patlayan süpernovaların parlaklığını belirlemeyi mümkün kıldı. Uzaktaki süpernovaların ortalama olarak aynı parlaklığa sahip olduğunu varsayarsak, onlara olan mesafe, maksimum parlaklıkta gözlemlenen büyüklükten tahmin edilebilir. Süpernovaya olan mesafeyi, patladığı galaksinin uzaklaşma hızıyla (kırmızıya kayma) karşılaştırmak, Hubble sabiti olarak adlandırılan Evrenin genişlemesini karakterize eden ana miktarı belirlemeyi mümkün kılar.
10 yıl önce bile, 55 ila 100 km/s Mpc arasında neredeyse iki kat farklılık gösteren değerler elde edildi, ancak bugün doğruluk önemli ölçüde arttı, bunun sonucunda 72 km/s Mpc değeri kabul edildi (yaklaşık% 10'luk bir hatayla). Kırmızıya kayması 1'e yakın olan uzak süpernovalar için mesafe ile kırmızıya kayma arasındaki ilişki aynı zamanda Evrendeki maddenin yoğunluğuna bağlı miktarları belirlememize de olanak tanır. Einstein'ın genel görelilik teorisine göre uzayın eğriliğini ve dolayısıyla Evrenin gelecekteki kaderini belirleyen maddenin yoğunluğudur. Yani: süresiz olarak genişleyecek mi, yoksa bu süreç durup yerini sıkıştırmaya mı bırakacak? Süpernovalarla ilgili son araştırmalar, evrendeki madde yoğunluğunun büyük olasılıkla genişlemeyi durdurmaya yetmediğini ve devam edeceğini gösterdi. Bu sonucu doğrulamak için süpernovalara ilişkin yeni gözlemlere ihtiyaç var.