> Siêu tân tinh
Tìm ra siêu tân tinh là gì: mô tả vụ nổ và bùng phát của một ngôi sao, nơi các siêu tân tinh được sinh ra, sự tiến hóa và phát triển, vai trò của các sao đôi, các bức ảnh và nghiên cứu.
siêu tân tinh- trên thực tế, đây là một vụ nổ sao và là vụ nổ mạnh nhất có thể quan sát được ở ngoài vũ trụ.
Siêu tân tinh xuất hiện ở đâu?
Rất thường xuyên các siêu tân tinh có thể được nhìn thấy ở các thiên hà khác. Nhưng trong Dải Ngân hà của chúng ta, đây là một hiện tượng hiếm thấy vì bụi và khí mù che khuất tầm nhìn. Siêu tân tinh được quan sát lần cuối được quan sát bởi Johannes Kepler vào năm 1604. Kính viễn vọng Chandra chỉ có thể tìm thấy tàn tích của một ngôi sao đã phát nổ cách đây hơn một thế kỷ (hậu quả của vụ nổ siêu tân tinh).
Điều gì gây ra siêu tân tinh?
Siêu tân tinh được sinh ra khi những thay đổi xảy ra ở trung tâm ngôi sao. Có hai loại chính.
Đầu tiên là trong hệ thống nhị phân. Sao đôi là những vật thể được kết nối bởi một tâm chung. Một trong số chúng đánh cắp vật chất từ cái thứ hai và trở nên quá lớn. Nhưng nó không thể cân bằng các quá trình bên trong và phát nổ thành siêu tân tinh.
Thứ hai là vào lúc chết. Nhiên liệu có xu hướng cạn kiệt. Kết quả là một phần khối lượng bắt đầu chảy vào lõi và nó trở nên nặng đến mức không thể chịu được trọng lực của chính nó. Một quá trình giãn nở xảy ra và ngôi sao phát nổ. Mặt trời là một ngôi sao đơn lẻ, nhưng nó không thể tồn tại được vì nó không có đủ khối lượng.
Tại sao các nhà nghiên cứu quan tâm đến siêu tân tinh?
Bản thân quá trình này chỉ diễn ra trong một khoảng thời gian ngắn nhưng có thể cho biết nhiều điều về Vũ trụ. Ví dụ, một trong những mẫu vật đã xác nhận tính chất của Vũ trụ là giãn nở và tốc độ này đang tăng lên.
Hóa ra những vật thể này cũng ảnh hưởng đến thời điểm phân bố các phần tử trong không gian. Khi một ngôi sao phát nổ, nó bắn ra các nguyên tố và mảnh vụn vũ trụ. Nhiều người trong số họ thậm chí còn đến được hành tinh của chúng ta. Xem video tiết lộ đặc điểm của siêu tân tinh và vụ nổ của chúng.
Quan sát siêu tân tinh
Nhà vật lý thiên văn Sergei Blinnikov về việc phát hiện siêu tân tinh đầu tiên, tàn tích sau vụ nổ và kính thiên văn hiện đại
Làm thế nào để tìm thấy chúng siêu tân tinh?
Để tìm kiếm siêu tân tinh, các nhà nghiên cứu sử dụng nhiều công cụ khác nhau. Một số cần thiết để quan sát ánh sáng khả kiến sau một vụ nổ. Và những người khác theo dõi tia X và tia gamma. Những bức ảnh được chụp bằng kính thiên văn Hubble và Chandra.
Vào tháng 6 năm 2012, một kính thiên văn bắt đầu hoạt động, tập trung ánh sáng vào vùng năng lượng cao của quang phổ điện từ. Chúng ta đang nói về sứ mệnh NuSTAR, nhiệm vụ tìm kiếm các ngôi sao đã sụp đổ, lỗ đen và tàn tích siêu tân tinh. Các nhà khoa học có kế hoạch tìm hiểu thêm về cách chúng phát nổ và được tạo ra.
Đo khoảng cách tới các thiên thể
Nhà thiên văn học Vladimir Surdin về Cepheids, vụ nổ siêu tân tinh và tốc độ giãn nở của Vũ trụ:
Bạn có thể giúp gì cho việc nghiên cứu siêu tân tinh?
Bạn không cần phải trở thành một nhà khoa học để đóng góp. Năm 2008, một siêu tân tinh được phát hiện bởi một thiếu niên bình thường. Vào năm 2011, điều này đã được lặp lại bởi một bé gái 10 tuổi người Canada khi đang xem ảnh bầu trời đêm trên máy tính của mình. Rất thường xuyên, những bức ảnh nghiệp dư chứa đựng nhiều đồ vật thú vị. Với một chút luyện tập, bạn có thể tìm thấy siêu tân tinh tiếp theo! Chính xác hơn, bạn có mọi cơ hội chụp được một vụ nổ siêu tân tinh.
siêu tân tinh, vụ nổ đánh dấu cái chết của một ngôi sao. Đôi khi một vụ nổ siêu tân tinh còn sáng hơn cả thiên hà nơi nó xảy ra.
Siêu tân tinh được chia thành hai loại chính. Loại I được đặc trưng bởi sự thiếu hụt hydro trong quang phổ quang học; do đó, người ta tin rằng đây là vụ nổ của sao lùn trắng - một ngôi sao có khối lượng gần Mặt trời, nhưng kích thước nhỏ hơn và đặc hơn. Sao lùn trắng hầu như không chứa hydro vì nó là sản phẩm cuối cùng của quá trình tiến hóa của một ngôi sao bình thường. Vào những năm 1930, S. Chandrasekhar đã chỉ ra rằng khối lượng của sao lùn trắng không thể vượt quá một giới hạn nhất định. Nếu nó ở trong một hệ nhị phân với một ngôi sao bình thường thì vật chất của nó có thể chảy lên bề mặt của sao lùn trắng. Khi khối lượng của nó vượt quá giới hạn Chandrasekhar, sao lùn trắng sụp đổ (co lại), nóng lên và phát nổ. Xem thêm SAO.
Siêu tân tinh loại II phun trào vào ngày 23 tháng 2 năm 1987 trong thiên hà láng giềng của chúng ta, Đám mây Magellan Lớn. Cô được đặt tên là Ian Shelton, người đầu tiên nhận thấy vụ nổ siêu tân tinh bằng kính viễn vọng và sau đó bằng mắt thường. (Khám phá cuối cùng như vậy thuộc về Kepler, người đã nhìn thấy một vụ nổ siêu tân tinh trong Thiên hà của chúng ta vào năm 1604, ngay trước khi phát minh ra kính thiên văn.) Đồng thời với vụ nổ siêu tân tinh quang học năm 1987, các máy dò đặc biệt ở Nhật Bản và Hoa Kỳ đã xuất hiện. Ohio (Mỹ) đã ghi nhận một dòng neutrino - hạt cơ bản sinh ra ở nhiệt độ rất cao trong quá trình lõi sao sụp đổ và dễ dàng xuyên qua lớp vỏ của nó. Mặc dù dòng neutrino được một ngôi sao phát ra cùng với ngọn lửa quang học khoảng 150 nghìn năm trước, nhưng nó đến Trái đất gần như đồng thời với các photon, qua đó chứng tỏ rằng neutrino không có khối lượng và chuyển động với tốc độ ánh sáng. Những quan sát này cũng xác nhận giả định rằng khoảng 10% khối lượng của lõi sao đang sụp đổ được phát ra dưới dạng neutrino khi lõi sao sụp đổ thành một sao neutron. Ở những ngôi sao rất nặng, trong vụ nổ siêu tân tinh, lõi bị nén đến mật độ thậm chí còn lớn hơn và có thể biến thành lỗ đen, nhưng các lớp bên ngoài của ngôi sao vẫn bị bong ra. Cm. Cũng LỖ ĐEN.
Trong Thiên hà của chúng ta, Tinh vân Con Cua là tàn tích của một vụ nổ siêu tân tinh được các nhà khoa học Trung Quốc quan sát vào năm 1054. Nhà thiên văn học nổi tiếng T. Brahe cũng quan sát thấy một siêu tân tinh bùng phát trong Thiên hà của chúng ta vào năm 1572. Mặc dù siêu tân tinh Shelton là siêu tân tinh đầu tiên được phát hiện ở gần kể từ Kepler, nhưng hàng trăm siêu tân tinh ở các thiên hà khác, xa hơn đã được kính thiên văn nhìn thấy trong hơn 100 năm qua.
Carbon, oxy, sắt và các nguyên tố nặng hơn có thể được tìm thấy trong tàn dư của vụ nổ siêu tân tinh. Do đó, những vụ nổ này đóng vai trò quan trọng trong quá trình tổng hợp hạt nhân, quá trình hình thành các nguyên tố hóa học. Có thể 5 tỷ năm trước, sự ra đời của Hệ Mặt trời cũng xảy ra trước một vụ nổ siêu tân tinh, kết quả là phát sinh ra nhiều nguyên tố trở thành một phần của Mặt trời và các hành tinh. TỔNG HỢP NHÂN.
Siêu tân tinh là một vụ nổ làm chết những ngôi sao rất lớn với sự giải phóng năng lượng khổng lồ, gấp một nghìn tỷ lần năng lượng của Mặt trời. Một siêu tân tinh có thể chiếu sáng toàn bộ thiên hà và ánh sáng do ngôi sao gửi tới sẽ chạm tới rìa Vũ trụ. Nếu một trong những ngôi sao này phát nổ ở khoảng cách 10 năm ánh sáng so với Trái đất, Trái đất sẽ bốc cháy hoàn toàn do giải phóng. năng lượng và bức xạ.
siêu tân tinh
Siêu tân tinh không chỉ hủy diệt mà còn bổ sung các nguyên tố cần thiết vào không gian: sắt, vàng, bạc và những thứ khác. Mọi thứ chúng ta biết về Vũ trụ đều được tạo ra từ tàn tích của siêu tân tinh đã từng phát nổ. Siêu tân tinh là một trong những vật thể đẹp và thú vị nhất trong Vũ trụ. Những vụ nổ lớn nhất Vũ trụ để lại những tàn tích đặc biệt, kỳ lạ nhất Vũ trụ:
sao neutron
Neutron là vật thể rất nguy hiểm và kỳ lạ. Khi một ngôi sao khổng lồ trở thành siêu tân tinh, lõi của nó co lại bằng kích thước của một đô thị trên Trái đất. Áp suất bên trong hạt nhân lớn đến mức ngay cả các nguyên tử bên trong cũng bắt đầu tan chảy. Khi các nguyên tử bị nén đến mức không còn khoảng trống giữa chúng, năng lượng khổng lồ sẽ tích tụ và một vụ nổ mạnh xảy ra. Vụ nổ để lại một ngôi sao neutron cực kỳ dày đặc. Một thìa cà phê sao neutron sẽ nặng 90 triệu tấn.
Pulsar là tàn tích của một vụ nổ siêu tân tinh. Một vật thể có khối lượng và mật độ tương tự như một sao neutron. Quay với tốc độ lớn, các ẩn tinh giải phóng các chùm bức xạ vào không gian từ cực bắc và cực nam. Tốc độ quay có thể đạt tới 1000 vòng/giây.
Khi một ngôi sao có kích thước gấp 30 lần Mặt trời của chúng ta phát nổ, nó sẽ tạo ra một ngôi sao gọi là Nam châm. Nam châm tạo ra từ trường mạnh thậm chí còn lạ hơn cả sao neutron và sao xung. Từ trường của Magnitar lớn hơn Trái đất vài nghìn lần.
Lỗ đen
Sau cái chết của siêu tân tinh, những ngôi sao thậm chí còn lớn hơn cả siêu sao, nơi bí ẩn và nguy hiểm nhất trong Vũ trụ được hình thành - lỗ đen. Sau cái chết của một ngôi sao như vậy, một lỗ đen bắt đầu hấp thụ phần còn lại của nó. Lỗ đen có quá nhiều vật chất không thể hấp thụ và nó ném phần còn lại của ngôi sao trở lại không gian, tạo thành 2 chùm bức xạ gamma.
Đối với chúng ta, Mặt trời tất nhiên không có đủ khối lượng để trở thành lỗ đen, sao xung, sao từ hay thậm chí là sao thần kinh. Theo tiêu chuẩn vũ trụ, ngôi sao của chúng ta rất nhỏ để có thể kết thúc cuộc đời như vậy. Các nhà khoa học cho biết, sau khi cạn kiệt nhiên liệu, ngôi sao của chúng ta sẽ tăng kích thước lên vài chục lần, điều này sẽ cho phép nó hấp thụ các hành tinh trên mặt đất: Sao Thủy, Sao Kim, Trái Đất và có thể cả Sao Hỏa.
Có bao nhiêu ấn tượng liên quan đến những từ này trong số những người nghiệp dư và chuyên nghiệp - những nhà thám hiểm không gian. Chính từ “mới” mang một ý nghĩa tích cực, và “siêu” có một ý nghĩa siêu tích cực, nhưng thật không may, nó đã đánh lừa chính bản chất của nó. Siêu tân tinh có thể được gọi là sao siêu già vì chúng thực tế là giai đoạn cuối cùng trong quá trình phát triển của một Ngôi sao. Có thể nói, đó là một sự sùng bái lập dị tươi sáng của cuộc sống các vì sao. Ngọn lửa đôi khi làm lu mờ toàn bộ thiên hà nơi ngôi sao sắp chết tọa lạc và kết thúc bằng sự tuyệt chủng hoàn toàn của nó.
Các nhà khoa học đã xác định được 2 loại Siêu tân tinh. Người ta gọi một cách trìu mến là vụ nổ của sao lùn trắng (loại I), nó đặc hơn so với mặt trời của chúng ta, đồng thời có bán kính nhỏ hơn nhiều. Sao lùn trắng nhỏ, nặng là giai đoạn bình thường áp chót trong quá trình tiến hóa của nhiều ngôi sao. Thực tế không còn hydro trong quang phổ nữa. Và nếu một sao lùn trắng tồn tại trong sự cộng sinh của hệ đôi với một ngôi sao khác, nó sẽ hút vật chất của nó cho đến khi vượt quá giới hạn của nó. S. Chandresekhar vào những năm 30 của thế kỷ 20 cho rằng mỗi sao lùn đều có một giới hạn rõ ràng về mật độ và khối lượng, vượt quá giới hạn đó sẽ xảy ra sự sụp đổ. Không thể co lại mãi mãi và sớm muộn gì cũng phải xảy ra vụ nổ! Loại hình thành siêu tân tinh thứ hai là do quá trình phản ứng tổng hợp nhiệt hạch tạo thành kim loại nặng và co lại thành chính nó, khiến nhiệt độ ở tâm sao tăng lên. Lõi của ngôi sao bị nén ngày càng nhiều và các quá trình neutron hóa ("cách tử" proton và electron, trong đó cả hai đều biến thành neutron) bắt đầu xảy ra trong đó, dẫn đến mất năng lượng và nguội đi ở trung tâm ngôi sao. Tất cả điều này gây ra một bầu không khí loãng và lớp vỏ lao về phía lõi. Vụ nổ! Vô số mảnh nhỏ của một ngôi sao rải rác khắp không gian và ánh sáng rực rỡ từ một thiên hà xa xôi, nơi hàng triệu năm trước (số 0 trong số năm tầm nhìn của một ngôi sao phụ thuộc vào khoảng cách của nó với Trái đất), ngôi sao đã phát nổ, có thể nhìn thấy được ngày nay tới các nhà khoa học của hành tinh Trái đất. Tin tức về bi kịch của quá khứ, một cuộc đời khác bị cắt ngắn, một vẻ đẹp buồn bã mà đôi khi chúng ta có thể quan sát được trong nhiều thế kỷ.
Ví dụ, Tinh vân Con Cua có thể nhìn thấy qua mắt kính viễn vọng của các đài quan sát hiện đại là hậu quả của một vụ nổ siêu tân tinh được các nhà thiên văn học Trung Quốc quan sát vào năm 1054. Thật thú vị khi nhận ra rằng những gì bạn đang nhìn hôm nay đã được ngưỡng mộ gần 1000 năm bởi một người đã lâu không tồn tại trên Trái đất. Đây là toàn bộ bí ẩn của Vũ trụ, sự tồn tại chậm rãi, kéo dài của nó, khiến cuộc sống của chúng ta giống như một tia lửa lóe lên từ ngọn lửa, nó gây kinh ngạc và dẫn đến một số kinh ngạc. Các nhà khoa học đã xác định được một số vụ nổ siêu tân tinh nổi tiếng nhất, được chỉ định theo một sơ đồ được xác định rõ ràng. Tiếng Latin SuperNova được viết tắt là ký tự SN, theo sau là năm quan sát, cuối cùng ghi số thứ tự của năm. Vì vậy, có thể thấy tên của các siêu tân tinh nổi tiếng sau đây: 
Tinh vân Con Cua - như đã đề cập trước đó, nó là kết quả của một vụ nổ siêu tân tinh, nằm cách Trái đất 6.500 năm ánh sáng, với đường kính ngày nay là 6.000 năm ánh sáng. Tinh vân này tiếp tục bay xa ra theo các hướng khác nhau, mặc dù vụ nổ xảy ra chỉ chưa đầy 1000 năm trước. Và ở trung tâm của nó có một sao xung neutron quay quanh trục của nó. Điều thú vị là ở độ sáng cao, tinh vân này có dòng năng lượng liên tục, cho phép nó được sử dụng làm điểm tham chiếu trong việc hiệu chỉnh thiên văn học tia X. Một phát hiện khác là siêu tân tinh SN1572; đúng như tên gọi, các nhà khoa học đã quan sát vụ nổ vào tháng 11 năm 1572. Theo tất cả các dấu hiệu, ngôi sao này là một sao lùn trắng. Vào năm 1604, trong suốt một năm, các nhà chiêm tinh Trung Quốc, Hàn Quốc và châu Âu có thể quan sát vụ nổ phát sáng của siêu tân tinh SN1604, nằm trong chòm sao Ophiuchus. Johannes Kepler đã dành công việc chính của mình cho nghiên cứu của mình, “Về một ngôi sao mới trong chòm sao Ophiuchus,” và do đó siêu tân tinh được đặt theo tên của nhà khoa học - SuperNova Kepler. Vụ nổ siêu tân tinh gần nhất xảy ra vào năm 1987 - SN1987A, nằm trong Đám mây Magellan Lớn, cách Mặt trời của chúng ta 50 Parsec, một thiên hà lùn - một vệ tinh của Dải Ngân hà. Vụ nổ này đã lật đổ một số lý thuyết đã được thiết lập về sự tiến hóa của sao. Người ta cho rằng chỉ những sao khổng lồ đỏ mới có thể bùng lên, nhưng sau đó, không may, một sao xanh đã phát nổ! Siêu khổng lồ xanh (khối lượng lớn hơn 17 lần khối lượng mặt trời) Sanduleak. Những tàn tích rất đẹp của hành tinh tạo thành hai vòng kết nối bất thường mà các nhà khoa học ngày nay đang nghiên cứu. Siêu tân tinh tiếp theo đã khiến các nhà khoa học kinh ngạc vào năm 1993 - SN1993J, trước vụ nổ là siêu sao đỏ. Nhưng điều đáng ngạc nhiên là những tàn tích tưởng chừng sẽ mờ dần sau vụ nổ thì ngược lại lại bắt đầu sáng lên. Tại sao?
Vài năm sau, người ta phát hiện ra một hành tinh vệ tinh không bị hư hại do vụ nổ siêu tân tinh của hàng xóm và tạo điều kiện cho sự phát sáng của lớp vỏ của ngôi sao đồng hành bị xé ra ngay trước vụ nổ (hàng xóm là hàng xóm, nhưng bạn không thể tranh cãi với trọng lực...), được các nhà khoa học quan sát. Ngôi sao này cũng được dự đoán sẽ trở thành sao khổng lồ đỏ và siêu tân tinh. Vụ nổ siêu tân tinh tiếp theo vào năm 2006 (SN206gy) được công nhận là vụ nổ sáng nhất trong toàn bộ lịch sử quan sát những hiện tượng này. Điều này cho phép các nhà khoa học đưa ra các lý thuyết mới về vụ nổ siêu tân tinh (chẳng hạn như sao quark, sự va chạm của hai hành tinh lớn và các lý thuyết khác) và gọi vụ nổ này là vụ nổ siêu tân tinh! Và siêu tân tinh thú vị cuối cùng là G1.9+0.3. Lần đầu tiên, tín hiệu của nó với tư cách là nguồn vô tuyến của Thiên hà đã được kính viễn vọng vô tuyến VLA bắt được. Và hôm nay Đài thiên văn Chandra đang nghiên cứu nó. Tốc độ giãn nở của phần còn lại của ngôi sao đã phát nổ thật đáng kinh ngạc; nó là 15.000 km một giờ! Đó là 5% tốc độ ánh sáng!
Tất nhiên, ngoài những vụ nổ siêu tân tinh thú vị nhất và tàn dư của chúng, còn có những sự kiện “hàng ngày” khác trong không gian. Nhưng sự thật vẫn là mọi thứ xung quanh chúng ta ngày nay đều là kết quả của vụ nổ siêu tân tinh. Thật vậy, về mặt lý thuyết, khi bắt đầu tồn tại, Vũ trụ bao gồm các khí nhẹ heli và hydro, trong quá trình đốt cháy các ngôi sao, chúng được biến đổi thành các nguyên tố “xây dựng” khác cho tất cả các hành tinh hiện đang tồn tại. Nói cách khác, các Ngôi sao đã hy sinh mạng sống của mình để khai sinh ra một sự sống mới!
Một trong những thành tựu quan trọng của thế kỷ 20 là sự hiểu biết về thực tế là hầu hết các nguyên tố nặng hơn hydro và heli đều được hình thành bên trong các ngôi sao và đi vào môi trường giữa các vì sao do các vụ nổ siêu tân tinh, một trong những hiện tượng mạnh nhất trong vũ trụ. vũ trụ.
Ảnh: Những ngôi sao rực sáng và những luồng khí tạo nên bối cảnh ngoạn mục cho sự tự hủy diệt của một ngôi sao khổng lồ có tên là Siêu tân tinh 1987A. Các nhà thiên văn học đã quan sát vụ nổ của nó ở Nam bán cầu vào ngày 23 tháng 2 năm 1987. Hình ảnh Hubble này cho thấy tàn dư siêu tân tinh được bao quanh bởi các vòng vật chất bên trong và bên ngoài trong các đám mây khí khuếch tán. Hình ảnh ba màu này là sự kết hợp của một số bức ảnh chụp siêu tân tinh và khu vực xung quanh nó được chụp vào tháng 9 năm 1994, tháng 2 năm 1996 và tháng 7 năm 1997. Vô số ngôi sao màu xanh sáng gần siêu tân tinh là những ngôi sao khổng lồ, mỗi ngôi sao khoảng 12 triệu năm tuổi và nặng gấp 6 lần Mặt trời. Tất cả chúng đều thuộc cùng một thế hệ sao với ngôi sao đã phát nổ. Sự hiện diện của những đám mây khí sáng là một dấu hiệu khác cho thấy tuổi trẻ của khu vực này, nơi vẫn là mảnh đất màu mỡ cho sự ra đời của những ngôi sao mới.
Ban đầu, tất cả các ngôi sao có độ sáng đột ngột tăng hơn 1.000 lần đều được gọi là mới. Khi lóe sáng, những ngôi sao như vậy đột nhiên xuất hiện trên bầu trời, phá vỡ cấu hình thông thường của chòm sao và tăng độ sáng của chúng lên mức tối đa vài nghìn lần, sau đó độ sáng của chúng bắt đầu giảm mạnh và sau vài năm, chúng trở nên mờ nhạt như thể chúng đã ở trước ngọn lửa. Sự lặp lại của các tia sáng, trong mỗi lần ngôi sao phóng ra tới một phần nghìn khối lượng của nó ở tốc độ cao, là đặc điểm của các ngôi sao mới. Chưa hết, bất chấp sự vĩ đại của hiện tượng bùng phát như vậy, nó không liên quan đến sự thay đổi cơ bản trong cấu trúc của ngôi sao hoặc sự hủy diệt của nó.
Hơn năm nghìn năm, thông tin đã được lưu giữ về hơn 200 vệt sáng của các ngôi sao, nếu chúng ta giới hạn ở những ngôi sao có độ sáng không vượt quá cấp 3. Nhưng khi bản chất ngoài thiên hà của các tinh vân được thiết lập, người ta thấy rõ rằng các ngôi sao mới bùng lên trong chúng có đặc điểm vượt trội hơn so với các tân tinh thông thường, vì độ sáng của chúng thường ngang bằng độ sáng của toàn bộ thiên hà nơi chúng ở trong đó. bùng lên. Bản chất bất thường của những hiện tượng như vậy khiến các nhà thiên văn học nghĩ rằng những sự kiện như vậy là một cái gì đó hoàn toàn khác với các tân tinh thông thường, và do đó vào năm 1934, theo gợi ý của các nhà thiên văn học người Mỹ Fritz Zwicky và Walter Baade, những ngôi sao có ánh sáng rực rỡ tối đa đạt tới độ sáng bằng các thiên hà bình thường được xác định thành một loại siêu tân tinh riêng biệt, sáng nhất và hiếm.
Không giống như những vụ nổ của các tân tinh thông thường, các vụ nổ siêu tân tinh ở trạng thái hiện tại trong Thiên hà của chúng ta là những hiện tượng cực kỳ hiếm, xảy ra không quá một lần trong mỗi 100 năm. Các đợt bùng phát nổi bật nhất là vào năm 1006 và 1054; thông tin về chúng có trong các chuyên luận của Trung Quốc và Nhật Bản. Năm 1572, sự bùng phát của một ngôi sao như vậy trong chòm sao Cassiopeia đã được quan sát bởi nhà thiên văn học xuất sắc Tycho Brahe, và người cuối cùng theo dõi hiện tượng siêu tân tinh trong chòm sao Ophiuchus vào năm 1604 là Johannes Kepler. Trong suốt bốn thế kỷ của kỷ nguyên “kính thiên văn” trong thiên văn học, những ngọn lửa như vậy đã không được quan sát thấy trong Thiên hà của chúng ta. Vị trí của Hệ Mặt trời trong đó sao cho chúng ta có thể quan sát về mặt quang học các vụ nổ siêu tân tinh ở khoảng một nửa thể tích của nó, và ở phần thể tích còn lại, độ sáng của các vụ bùng phát bị mờ đi do sự hấp thụ giữa các vì sao. V.I. Krasovsky và I.S. Shklovsky tính toán rằng các vụ nổ siêu tân tinh trong Thiên hà của chúng ta xảy ra trung bình 100 năm một lần. Ở các thiên hà khác, các quá trình này xảy ra với tần số xấp xỉ nhau, do đó thông tin chính về siêu tân tinh ở giai đoạn bùng nổ quang học có được từ các quan sát chúng ở các thiên hà khác.
Nhận thấy tầm quan trọng của việc nghiên cứu những hiện tượng mạnh như vậy, các nhà thiên văn học W. Baade và F. Zwicky, làm việc tại Đài thiên văn Palomar ở Hoa Kỳ, đã bắt đầu một cuộc tìm kiếm siêu tân tinh một cách có hệ thống vào năm 1936. Họ có sẵn một kính thiên văn thuộc hệ Schmidt, cho phép chụp ảnh các khu vực có diện tích vài chục độ vuông và cho hình ảnh rất rõ ràng về cả những ngôi sao và thiên hà mờ nhạt. Trong ba năm, họ đã phát hiện ra 12 vụ nổ siêu tân tinh ở các thiên hà khác nhau, sau đó được nghiên cứu bằng phương pháp trắc quang và quang phổ. Khi công nghệ quan sát được cải tiến, số lượng siêu tân tinh mới được phát hiện tăng lên đều đặn và sự ra đời của các tìm kiếm tự động sau đó đã dẫn đến sự gia tăng số lượng khám phá giống như tuyết lở (hơn 100 siêu tân tinh mỗi năm, với tổng số là 1.500). Trong những năm gần đây, các kính thiên văn lớn cũng bắt đầu tìm kiếm các siêu tân tinh rất xa và mờ, vì nghiên cứu của chúng có thể đưa ra câu trả lời cho nhiều câu hỏi về cấu trúc và số phận của toàn bộ Vũ trụ. Trong một đêm quan sát bằng những kính thiên văn như vậy, có thể phát hiện được hơn 10 siêu tân tinh ở xa.
Do vụ nổ của một ngôi sao, được quan sát như một hiện tượng siêu tân tinh, một tinh vân được hình thành xung quanh nó, giãn nở với tốc độ cực lớn (khoảng 10.000 km/s). Tốc độ giãn nở cao là đặc điểm chính giúp phân biệt tàn dư siêu tân tinh với các tinh vân khác. Trong tàn dư siêu tân tinh, mọi thứ đều nói lên một vụ nổ có sức mạnh khủng khiếp, làm phân tán các lớp bên ngoài của ngôi sao và truyền tốc độ cực lớn đến từng mảnh của lớp vỏ bị đẩy ra.
Tinh vân Con Cua
Không một vật thể không gian nào cung cấp cho các nhà thiên văn nhiều thông tin có giá trị như Tinh vân Con Cua tương đối nhỏ, được quan sát trong chòm sao Kim Ngưu và bao gồm vật chất khí khuếch tán bay đi với tốc độ cao. Tinh vân này, tàn dư của siêu tân tinh được quan sát vào năm 1054, đã trở thành vật thể thiên hà đầu tiên được xác định nguồn vô tuyến. Hóa ra bản chất của phát xạ vô tuyến không có gì chung với phát xạ nhiệt: cường độ của nó tăng một cách có hệ thống theo bước sóng. Chẳng bao lâu sau người ta đã có thể giải thích được bản chất của hiện tượng này. Tàn dư siêu tân tinh phải có từ trường mạnh để bẫy các tia vũ trụ mà nó tạo ra (electron, positron, hạt nhân nguyên tử), có tốc độ gần bằng tốc độ ánh sáng. Trong từ trường, chúng phát ra năng lượng điện từ theo chùm hẹp theo hướng chuyển động. Việc phát hiện ra sự phát xạ vô tuyến phi nhiệt từ Tinh vân Con Cua đã thúc đẩy các nhà thiên văn học tìm kiếm tàn dư siêu tân tinh bằng chính đặc điểm này.
Tinh vân nằm trong chòm sao Cassiopeia hóa ra là một nguồn phát xạ vô tuyến đặc biệt mạnh; ở sóng mét, dòng phát xạ vô tuyến từ nó cao gấp 10 lần so với dòng phát xạ từ Tinh vân Con Cua, mặc dù nó ở xa hơn nhiều so với tinh vân sau. . Trong tia quang học, tinh vân đang giãn nở nhanh chóng này rất yếu. Tinh vân Cassiopeia được cho là tàn dư của vụ nổ siêu tân tinh diễn ra khoảng 300 năm trước.
Một hệ thống tinh vân dây tóc trong chòm sao Cygnus cũng cho thấy đặc điểm phát xạ vô tuyến của tàn dư siêu tân tinh cũ. Thiên văn vô tuyến đã giúp tìm ra nhiều nguồn vô tuyến phi nhiệt khác hóa ra là tàn tích siêu tân tinh ở các độ tuổi khác nhau. Do đó, người ta kết luận rằng tàn dư của các vụ nổ siêu tân tinh xảy ra cách đây thậm chí hàng chục nghìn năm nổi bật so với các tinh vân khác vì khả năng phát xạ vô tuyến phi nhiệt mạnh mẽ của chúng.
Như đã đề cập, Tinh vân Con Cua là vật thể đầu tiên phát ra tia X. Năm 1964, người ta phát hiện ra rằng nguồn bức xạ tia X phát ra từ nó rất rộng, mặc dù kích thước góc của nó nhỏ hơn 5 lần so với kích thước góc của chính Tinh vân Con Cua. Từ đó người ta kết luận rằng bức xạ tia X được phát ra không phải bởi một ngôi sao từng phun trào dưới dạng siêu tân tinh, mà bởi chính tinh vân.
Ảnh hưởng siêu tân tinh
Vào ngày 23 tháng 2 năm 1987, một siêu tân tinh đã phát nổ trong thiên hà láng giềng của chúng ta, Đám mây Magellan Lớn, điều này trở nên cực kỳ quan trọng đối với các nhà thiên văn học vì đây là lần đầu tiên họ được trang bị các dụng cụ thiên văn hiện đại có thể nghiên cứu chi tiết. Và ngôi sao này đã xác nhận hàng loạt dự đoán. Đồng thời với tia sáng quang học, các máy dò đặc biệt được lắp đặt ở Nhật Bản và Ohio (Mỹ) đã phát hiện ra dòng neutrino - hạt cơ bản sinh ra ở nhiệt độ rất cao trong quá trình lõi sao sụp đổ và dễ dàng xuyên qua lớp vỏ của nó. Những quan sát này đã xác nhận một giả thuyết trước đó rằng khoảng 10% khối lượng lõi của một ngôi sao đang suy sụp được phát ra dưới dạng neutrino khi bản thân lõi suy sụp thành một sao neutron. Ở những ngôi sao rất nặng, trong vụ nổ siêu tân tinh, lõi bị nén đến mật độ thậm chí còn lớn hơn và có thể biến thành lỗ đen, nhưng các lớp bên ngoài của ngôi sao vẫn bị bong ra. Trong những năm gần đây, đã có những dấu hiệu cho thấy mối liên hệ giữa một số vụ nổ tia gamma vũ trụ và siêu tân tinh. Có thể bản chất của các vụ nổ tia gamma vũ trụ có liên quan đến bản chất của các vụ nổ.
Các vụ nổ siêu tân tinh có tác động mạnh mẽ và đa dạng đến môi trường liên sao xung quanh. Lớp vỏ siêu tân tinh, được phóng ra với tốc độ cực lớn, hút và nén khí xung quanh nó, có thể tạo động lực cho sự hình thành các ngôi sao mới từ các đám mây khí. Một nhóm các nhà thiên văn học do Tiến sĩ John Hughes (Đại học Rutgers) dẫn đầu, sử dụng các quan sát từ Đài quan sát tia X Chandra quay quanh quỹ đạo của NASA, đã thực hiện một khám phá quan trọng làm sáng tỏ cách các vụ nổ siêu tân tinh tạo ra silicon, sắt và các nguyên tố khác. Hình ảnh tia X của tàn dư siêu tân tinh Cassiopeia A (Cas A) cho thấy các khối silicon, lưu huỳnh và sắt thoát ra từ bên trong ngôi sao trong vụ nổ.
Nội dung thông tin, rõ ràng và chất lượng cao của các hình ảnh về tàn dư siêu tân tinh Cas A mà Đài thiên văn Chandra thu được cho phép các nhà thiên văn học không chỉ xác định thành phần hóa học của nhiều nút của tàn dư này mà còn tìm ra chính xác nơi các nút này được hình thành. Ví dụ, các nút nhỏ gọn nhất và sáng nhất được cấu tạo chủ yếu từ silicon và lưu huỳnh với rất ít sắt. Điều này cho thấy chúng hình thành sâu bên trong ngôi sao, nơi nhiệt độ lên tới ba tỷ độ trong quá trình co lại và kết thúc bằng vụ nổ siêu tân tinh. Ở các nút khác, các nhà thiên văn học đã phát hiện ra hàm lượng sắt rất cao cùng với một số silicon và lưu huỳnh. Chất này thậm chí còn hình thành sâu hơn ở những nơi nhiệt độ trong vụ nổ đạt giá trị cao hơn từ 4 đến 5 tỷ độ. So sánh vị trí của cả các nút giàu silicon sáng hơn và giàu sắt mờ hơn trong tàn dư siêu tân tinh Cas A cho thấy các đặc điểm “sắt”, bắt nguồn từ các lớp sâu nhất của ngôi sao, nằm ở rìa ngoài của tàn dư. Điều này có nghĩa là vụ nổ đã ném các nút “sắt” đi xa hơn tất cả các nút khác. Và thậm chí bây giờ chúng dường như đang di chuyển ra khỏi tâm vụ nổ với tốc độ nhanh hơn. Nghiên cứu dữ liệu mà Chandra thu được sẽ cho phép chúng ta giải quyết một trong một số cơ chế được các nhà lý thuyết đề xuất nhằm giải thích bản chất của vụ nổ siêu tân tinh, động lực học của quá trình và nguồn gốc của các nguyên tố mới.
Siêu tân tinh SN I có quang phổ rất giống nhau (không có vạch hydro) và hình dạng đường cong ánh sáng, trong khi phổ SN II chứa các vạch hydro sáng và được đặc trưng bởi sự đa dạng trong cả quang phổ và đường cong ánh sáng. Ở dạng này, việc phân loại siêu tân tinh tồn tại cho đến giữa những năm 80 của thế kỷ trước. Và với việc bắt đầu sử dụng rộng rãi máy thu CCD, số lượng và chất lượng của vật liệu quan sát đã tăng lên đáng kể, giúp thu được biểu đồ phổ cho các vật thể mờ không thể tiếp cận trước đây, để xác định cường độ và chiều rộng của các vạch với độ chính xác cao hơn nhiều, đồng thời để ghi lại các vạch yếu hơn trong quang phổ. Kết quả là, sự phân loại nhị phân dường như đã được thiết lập của siêu tân tinh bắt đầu thay đổi nhanh chóng và trở nên phức tạp hơn.
Siêu tân tinh cũng khác nhau tùy theo loại thiên hà nơi chúng phát nổ. Trong các thiên hà xoắn ốc, siêu tân tinh thuộc cả hai loại đều phát nổ, nhưng trong các thiên hà hình elip, nơi hầu như không có môi trường liên sao và quá trình hình thành sao đã kết thúc, rõ ràng chỉ quan sát thấy các siêu tân tinh loại SN I trước vụ nổ - đây là những ngôi sao rất già. , có khối lượng gần bằng khối lượng mặt trời. Và vì quang phổ và đường cong ánh sáng của các siêu tân tinh loại này rất giống nhau, điều đó có nghĩa là các ngôi sao giống nhau sẽ phát nổ trong các thiên hà xoắn ốc. Điểm kết thúc tự nhiên của quá trình tiến hóa của các ngôi sao có khối lượng gần Mặt trời là sự biến đổi thành sao lùn trắng đồng thời hình thành tinh vân hành tinh. Sao lùn trắng hầu như không chứa hydro vì nó là sản phẩm cuối cùng của quá trình tiến hóa của một ngôi sao bình thường.
Hàng năm, một số tinh vân hành tinh được hình thành trong Thiên hà của chúng ta, do đó, hầu hết các ngôi sao có khối lượng này lặng lẽ hoàn thành đường đời của chúng và chỉ một trăm năm mới có một siêu tân tinh SN loại I bùng nổ. Nguyên nhân nào quyết định một cái kết hoàn toàn đặc biệt, không giống số phận của những ngôi sao tương tự khác? Nhà vật lý thiên văn nổi tiếng người Ấn Độ S. Chandrasekhar đã chỉ ra rằng nếu một sao lùn trắng có khối lượng nhỏ hơn khoảng 1,4 lần khối lượng Mặt Trời thì nó sẽ lặng lẽ “sống hết” cuộc đời của mình. Nhưng nếu ở trong một hệ nhị phân đủ gần, lực hấp dẫn cực mạnh của nó có khả năng “kéo” vật chất ra khỏi ngôi sao đồng hành, khiến khối lượng tăng dần và khi vượt quá giới hạn cho phép sẽ xảy ra vụ nổ mạnh dẫn đến cái chết của ngôi sao.
Siêu tân tinh SN II rõ ràng có liên quan đến những ngôi sao trẻ, nặng có vỏ chứa một lượng lớn hydro. Sự bùng nổ của loại siêu tân tinh này được coi là giai đoạn cuối cùng trong quá trình tiến hóa của các ngôi sao có khối lượng ban đầu lớn hơn 8 x 10 lần khối lượng Mặt Trời. Nhìn chung, quá trình tiến hóa của những ngôi sao như vậy diễn ra khá nhanh - trong vài triệu năm, chúng đốt cháy hydro, sau đó heli biến thành carbon và sau đó các nguyên tử carbon bắt đầu biến đổi thành nguyên tử có số nguyên tử cao hơn.
Trong tự nhiên, sự biến đổi của các nguyên tố có sự giải phóng năng lượng lớn kết thúc với sắt, hạt nhân ổn định nhất và sự giải phóng năng lượng không xảy ra trong quá trình hợp nhất của chúng. Do đó, khi lõi của một ngôi sao trở thành sắt, sự giải phóng năng lượng trong nó dừng lại, nó không còn khả năng chống lại lực hấp dẫn và do đó bắt đầu co lại hoặc sụp đổ nhanh chóng.
Các quá trình xảy ra trong quá trình sụp đổ vẫn chưa được hiểu đầy đủ. Tuy nhiên, người ta biết rằng nếu toàn bộ vật chất trong lõi biến thành neutron thì nó có thể chống lại lực hút - lõi của ngôi sao biến thành một “sao neutron” và quá trình co lại dừng lại. Trong trường hợp này, năng lượng khổng lồ được giải phóng, đi vào lớp vỏ của ngôi sao và gây ra sự giãn nở mà chúng ta gọi là vụ nổ siêu tân tinh.
Từ đó người ta có thể mong đợi một mối liên hệ di truyền giữa các vụ nổ siêu tân tinh và sự hình thành sao neutron và lỗ đen. Nếu quá trình tiến hóa của ngôi sao trước đây diễn ra “một cách lặng lẽ” thì lớp vỏ của nó phải có bán kính lớn hơn hàng trăm lần bán kính Mặt trời và cũng giữ lại một lượng hydro vừa đủ để giải thích quang phổ của siêu tân tinh SN II.
Siêu tân tinh và sao xung
Thực tế là sau một vụ nổ siêu tân tinh, ngoài lớp vỏ giãn nở và các loại bức xạ khác nhau, các vật thể khác vẫn còn sót lại, nó được biết đến vào năm 1968 do một năm trước đó các nhà thiên văn vô tuyến đã phát hiện ra các ẩn tinh - nguồn vô tuyến có bức xạ tập trung ở các xung riêng lẻ được lặp lại sau một khoảng thời gian được xác định nghiêm ngặt. Các nhà khoa học đã rất ngạc nhiên trước tính tuần hoàn chặt chẽ của các xung và độ ngắn của chu kỳ kinh nguyệt của chúng. Sự chú ý lớn nhất bị thu hút bởi sao xung, tọa độ của nó gần với tọa độ của một tinh vân rất thú vị đối với các nhà thiên văn học, nằm ở chòm sao Velas phía nam, được coi là tàn tích của một vụ nổ siêu tân tinh; chu kỳ của nó chỉ là 0,089 giây. Và sau khi phát hiện ra một ẩn tinh ở trung tâm Tinh vân Con Cua (chu kỳ của nó là 1/30 giây), người ta thấy rõ rằng các ẩn tinh bằng cách nào đó có liên quan đến các vụ nổ siêu tân tinh. Vào tháng 1 năm 1969, một sao xung từ Tinh vân Con Cua được xác định là một ngôi sao mờ có cấp sao 16, thay đổi độ sáng của nó theo cùng chu kỳ, và vào năm 1977 người ta có thể xác định được một sao xung trong chòm sao Velae với ngôi sao đó.
Tính tuần hoàn của bức xạ xung có liên quan đến tốc độ quay nhanh của chúng, nhưng không một ngôi sao bình thường nào, thậm chí không phải sao lùn trắng, có thể quay với chu kỳ đặc trưng của xung; nó sẽ bị xé nát ngay lập tức bởi lực ly tâm, và chỉ có một sao neutron, rất dày đặc và nhỏ gọn, có thể chống lại chúng. Sau khi phân tích nhiều phương án, các nhà khoa học đã đi đến kết luận rằng các vụ nổ siêu tân tinh đi kèm với sự hình thành sao neutron - một loại vật thể mới về chất, sự tồn tại của nó đã được dự đoán bởi lý thuyết tiến hóa của các sao có khối lượng lớn.
Siêu tân tinh và lỗ đen
Bằng chứng đầu tiên về mối liên hệ trực tiếp giữa vụ nổ siêu tân tinh và sự hình thành lỗ đen đã được các nhà thiên văn học Tây Ban Nha thu được. Một nghiên cứu về bức xạ phát ra từ một ngôi sao quay quanh lỗ đen trong hệ nhị phân Nova Scorpii 1994 cho thấy nó chứa một lượng lớn oxy, magie, silicon và lưu huỳnh. Có giả thuyết cho rằng những nguyên tố này đã bị nó bắt giữ khi một ngôi sao lân cận, sống sót sau vụ nổ siêu tân tinh, biến thành lỗ đen.
Siêu tân tinh (đặc biệt là siêu tân tinh loại Ia) là một trong những vật thể hình sao sáng nhất trong Vũ trụ, do đó, ngay cả những vật thể ở xa nhất trong số chúng cũng có thể được khám phá bằng thiết bị hiện có. Nhiều siêu tân tinh loại Ia đã được phát hiện ở các thiên hà tương đối gần. Những ước tính đủ chính xác về khoảng cách đến các thiên hà này giúp xác định độ sáng của các siêu tân tinh phát nổ trong chúng. Nếu chúng ta giả sử rằng các siêu tân tinh ở xa có độ sáng trung bình như nhau thì khoảng cách tới chúng có thể được ước tính từ cường độ quan sát được ở độ sáng tối đa. So sánh khoảng cách đến siêu tân tinh với vận tốc lùi dần (sự dịch chuyển đỏ) của thiên hà nơi nó phát nổ giúp có thể xác định đại lượng chính đặc trưng cho sự giãn nở của Vũ trụ - cái gọi là hằng số Hubble.
Thậm chí 10 năm trước, các giá trị thu được cho nó chênh lệch gần hai lần, từ 55 đến 100 km/s Mpc, nhưng ngày nay độ chính xác đã tăng lên đáng kể, do đó giá trị 72 km/s Mpc là được chấp nhận (với sai số khoảng 10%). Đối với các siêu tân tinh ở xa có độ dịch chuyển đỏ gần bằng 1, mối liên hệ giữa khoảng cách và dịch chuyển đỏ còn cho phép chúng ta xác định các đại lượng phụ thuộc vào mật độ vật chất trong Vũ trụ. Theo thuyết tương đối rộng của Einstein, chính mật độ vật chất quyết định độ cong của không gian và do đó quyết định số phận tương lai của Vũ trụ. Cụ thể: nó sẽ mở rộng vô thời hạn hay quá trình này sẽ dừng lại và được thay thế bằng nén. Các nghiên cứu gần đây về siêu tân tinh đã chỉ ra rằng rất có thể mật độ vật chất trong Vũ trụ không đủ để ngăn chặn sự giãn nở và nó sẽ tiếp tục. Và để xác nhận kết luận này, cần có những quan sát mới về siêu tân tinh.