Warum kommt es bei Sternen mit großer Masse zu einer Explosion? Neue und Supernova-Sterne. So unterschiedliche Supernovae

Ihr Auftreten ist ein eher seltenes kosmisches Phänomen. Im Durchschnitt flammen drei Supernovae pro Jahrhundert in den offenen Räumen des Universums auf, die der Beobachtung zugänglich sind. Jeder solcher Blitz ist eine gigantische kosmische Katastrophe, bei der unglaublich viel Energie freigesetzt wird. Grob geschätzt könnte diese Energiemenge durch die gleichzeitige Explosion von vielen Milliarden Wasserstoffbomben erzeugt werden.

Eine ziemlich strenge Theorie von Supernovae ist noch nicht verfügbar, aber Wissenschaftler haben eine interessante Hypothese aufgestellt. Sie schlugen auf der Grundlage der komplexesten Berechnungen vor, dass während der Alpha-Fusion von Elementen der Kern weiter schrumpft. Die Temperatur darin erreicht eine fantastische Zahl - 3 Milliarden Grad. Unter solchen Bedingungen werden verschiedene im Kern erheblich beschleunigt; dadurch wird viel energie freigesetzt. Die schnelle Kontraktion des Kerns zieht eine ebenso schnelle Kontraktion der Sternhülle nach sich.

Außerdem ist es sehr heiß, und die darin ablaufenden Kernreaktionen wiederum werden stark beschleunigt. So wird buchstäblich in Sekundenschnelle eine riesige Menge an Energie freigesetzt. Dies führt zu einer Explosion. Natürlich werden solche Bedingungen keineswegs immer erreicht, weshalb Supernovae eher selten aufflammen.

Das ist die Hypothese. Wie die Wissenschaftler mit ihren Vermutungen richtig liegen, wird die Zukunft zeigen. Aber die Gegenwart hat die Forscher zu absolut erstaunlichen Vermutungen geführt. Astrophysikalische Methoden haben es ermöglicht, nachzuvollziehen, wie die Leuchtkraft von Supernovae abnimmt. Und hier ist, was sich herausstellte: In den ersten Tagen nach der Explosion nimmt die Leuchtkraft sehr schnell ab, und dann verlangsamt sich diese Abnahme (innerhalb von 600 Tagen). Außerdem schwächt sich die Leuchtkraft alle 55 Tage genau um die Hälfte ab. Aus mathematischer Sicht erfolgt diese Abnahme nach dem sogenannten Exponentialgesetz. Ein gutes Beispiel für ein solches Gesetz ist das Gesetz des radioaktiven Zerfalls. Wissenschaftler machten eine kühne Annahme: Die Freisetzung von Energie nach einer Supernova-Explosion ist auf den radioaktiven Zerfall eines Isotops eines Elements mit einer Halbwertszeit von 55 Tagen zurückzuführen.

Aber welches Isotop und welches Element? Diese Suche dauerte mehrere Jahre. "Kandidaten" für die Rolle solcher "Energiegeneratoren" waren Beryllium-7 und Strontium-89. Sie zerfielen in nur 55 Tagen um die Hälfte. Doch die Prüfung haben sie nicht bestanden: Berechnungen ergaben, dass die Energie, die bei ihrem Beta-Zerfall freigesetzt wird, zu gering ist. Und andere bekannte radioaktive Isotope hatten keine ähnliche Halbwertszeit.

Unter den Elementen, die es auf der Erde nicht gibt, tauchte ein neuer Anwärter auf. Er entpuppte sich als Vertreter der von Wissenschaftlern künstlich synthetisierten Transurane. Der Name des Antragstellers ist Kalifornien, seine Ordnungszahl ist achtundneunzig. Sein Isotop Californium-254 wurde bisher nur in Mengen von etwa 30 Milliardstel Gramm hergestellt. Aber selbst diese wirklich schwerelose Menge reichte völlig aus, um die Halbwertszeit des Isotops zu messen. Es stellte sich heraus, dass es 55 Tage waren.

Und daraus entstand eine merkwürdige Hypothese: Es ist die Energie des Zerfalls von Californium-254, die zwei Jahre lang für eine ungewöhnlich hohe Leuchtkraft einer Supernova sorgt. Der Zerfall von Californium erfolgt durch spontane Spaltung seiner Kerne; Bei dieser Art des Zerfalls spaltet sich der Kern sozusagen in zwei Fragmente - die Kerne der Elemente in der Mitte des Periodensystems.

Aber wie wird Californium selbst synthetisiert? Wissenschaftler geben hier eine logische Erklärung. Während der Kompression des Kerns, die der Explosion einer Supernova vorausgeht, wird die Kernreaktion der Wechselwirkung des bereits bekannten Neon-21 mit Alpha-Teilchen ungewöhnlich beschleunigt. Die Folge davon ist das Auftreten eines extrem starken Neutronenflusses innerhalb einer ziemlich kurzen Zeitspanne. Der Prozess des Neutroneneinfangs findet erneut statt, aber diesmal ist er schnell. Die Kerne haben Zeit, die nächsten Neutronen zu absorbieren, bevor sie sich dem Beta-Zerfall zuwenden. Für diesen Prozess ist die Instabilität von Transbismut-Elementen kein Hindernis mehr. Die Transformationskette wird nicht unterbrochen und das Ende des Periodensystems wird ebenfalls gefüllt. Dabei werden offenbar auch solche Transurane gebildet, die noch nicht unter künstlichen Bedingungen gewonnen wurden.

Wissenschaftler haben berechnet, dass bei jeder Supernova-Explosion allein Californium-254 eine fantastische Menge produziert. Aus dieser Menge könnten 20 Kugeln hergestellt werden, von denen jede so viel wiegen würde wie unsere Erde. Was ist das Schicksal der Supernova? Sie stirbt ziemlich schnell. Anstelle seines Blitzes bleibt nur ein kleiner, sehr schwacher Stern übrig. Es unterscheidet sich jedoch durch eine ungewöhnlich hohe Materiedichte: Eine damit gefüllte Streichholzschachtel würde mehrere zehn Tonnen wiegen. Solche Sterne werden "" genannt. Was als nächstes mit ihnen passiert, wissen wir noch nicht.

Materie, die in den Weltraum geschleudert wird, kann kondensieren und neue Sterne bilden; sie werden einen neuen langen Weg der Entwicklung beginnen. Wissenschaftler haben bisher nur grobe Züge des Bildes der Entstehung von Elementen, Bilder der Arbeit von Sternen - grandiose Fabriken von Atomen - gemacht. Vielleicht vermittelt dieser Vergleich allgemein das Wesentliche: Der Künstler skizziert auf der Leinwand nur die ersten Konturen des späteren Kunstwerks. Die Hauptidee ist bereits klar, aber viele, auch wesentliche Details müssen noch erraten werden.

Die endgültige Lösung des Problems der Herkunft der Elemente wird die kolossale Arbeit von Wissenschaftlern verschiedener Fachrichtungen erfordern. Es ist wahrscheinlich, dass sich vieles, was uns jetzt als zweifelsfrei erscheint, tatsächlich als grob ungefähr, wenn nicht sogar als völlig falsch herausstellen wird. Wahrscheinlich werden sich Wissenschaftler mit Mustern auseinandersetzen müssen, die uns noch unbekannt sind. Um die komplexesten Prozesse zu verstehen, die im Universum ablaufen, ist zweifellos ein neuer qualitativer Sprung in der Entwicklung unserer Vorstellungen darüber erforderlich.

Alte Chroniken und Chroniken erzählen uns, dass gelegentlich Sterne von außergewöhnlich hoher Helligkeit plötzlich am Himmel auftauchten. Sie nahmen schnell an Helligkeit zu und verblassten dann langsam über mehrere Monate und waren nicht mehr sichtbar. Nahezu maximaler Helligkeit waren diese Sterne sogar tagsüber sichtbar. Die hellsten Ausbrüche waren 1006 und 1054, Informationen darüber sind in chinesischen und japanischen Abhandlungen enthalten. 1572 flammte ein solcher Stern im Sternbild Kassiopeia auf und wurde von dem herausragenden Astronomen Tycho Brahe beobachtet, und 1604 wurde ein ähnlicher Stern im Sternbild Ophiuchus von Johannes Kepler beobachtet. Seitdem wurden in den vier Jahrhunderten der „teleskopischen“ Ära in der Astronomie keine solchen Ausbrüche mehr beobachtet. Mit der Entwicklung der beobachtenden Astronomie begannen die Forscher jedoch, eine ziemlich große Anzahl ähnlicher Fackeln zu entdecken, obwohl sie keine sehr hohe Helligkeit erreichten. Diese Sterne, die plötzlich auftauchten und bald spurlos verschwanden, wurden "Neu" genannt. Es schien, dass die Sterne von 1006 und 1054, die Sterne von Tycho und Kepler dieselben Ausbrüche waren, nur sehr nahe und daher heller. Aber es stellte sich heraus, dass dies nicht der Fall war. 1885 bemerkte der Astronom Hartwig am Observatorium in Tartu das Erscheinen eines neuen Sterns im bekannten Andromeda-Nebel. Dieser Stern erreichte die 6. scheinbare Größe, dh die Strahlungsleistung war nur viermal geringer als die des gesamten Nebels. Damals überraschte dies die Astronomen nicht: Schließlich war die Natur des Andromeda-Nebels unbekannt, es wurde angenommen, dass es sich nur um eine Wolke aus Staub und Gas ganz in der Nähe der Sonne handelte. Erst in den 1920er Jahren wurde endgültig klar, dass der Andromedanebel und andere Spiralnebel riesige Sternensysteme sind, die aus Hunderten von Milliarden Sternen bestehen und Millionen von Lichtjahren von uns entfernt sind. Im Andromeda-Nebel wurden auch Blitze gewöhnlicher neuer Sterne entdeckt, die als Objekte mit einer Größe von 17 bis 18 sichtbar sind. Es wurde deutlich, dass der Stern von 1885 die New Stars in Bezug auf die Strahlungsleistung um das Zehntausendfache übertraf, für kurze Zeit entsprach seine Helligkeit fast der Helligkeit eines riesigen Sternensystems! Offensichtlich muss die Art dieser Ausbrüche unterschiedlich sein. Später wurden diese stärksten Blitze "Supernovae" genannt, wobei das Präfix "super" ihre größere Strahlungsleistung und nicht ihre größere "Neuheit" bedeutete.

Suche und Beobachtung von Supernovae

Auf Fotografien von fernen Galaxien wurden ziemlich oft Supernova-Explosionen bemerkt, aber diese Entdeckungen waren zufällig und konnten nicht die Informationen liefern, die notwendig waren, um die Ursache und den Mechanismus dieser grandiosen Eruptionen zu erklären. 1936 begannen die Astronomen Baade und Zwicky, die am Palomar-Observatorium in den Vereinigten Staaten arbeiteten, jedoch mit einer systematischen systematischen Suche nach Supernovae. Ihnen stand ein Schmidt-Teleskop zur Verfügung, das es ermöglichte, Bereiche von mehreren zehn Quadratgraden zu fotografieren und selbst schwache Sterne und Galaxien sehr klar abzubilden. Beim Vergleich von Fotos einer Himmelsregion, die einige Wochen später aufgenommen wurden, konnte man leicht das Erscheinen neuer Sterne in Galaxien erkennen, die auf den Fotos deutlich sichtbar sind. Zum Fotografieren wurden die Bereiche des Himmels ausgewählt, die reich an nahen Galaxien waren, wo ihre Anzahl in einem Bild mehrere zehn erreichen konnte und die Wahrscheinlichkeit, Supernovae zu entdecken, am höchsten war.

1937 gelang es Baade und Zwicky, 6 Supernovae zu entdecken. Unter ihnen waren die ziemlich hellen Sterne 1937C und 1937D (Astronomen entschieden sich, Supernovae zu bezeichnen, indem sie dem Entdeckungsjahr Buchstaben hinzufügten, die die Reihenfolge der Entdeckung im laufenden Jahr angeben), die maximal 8 bzw. 12 Größenordnungen erreichten. Für sie wurden Lichtkurven erhalten - die Abhängigkeit der Helligkeitsänderung mit der Zeit - und eine große Anzahl von Spektrogrammen - Fotografien der Spektren des Sterns, die die Abhängigkeit der Strahlungsintensität von der Wellenlänge zeigen. Für mehrere Jahrzehnte wurde dieses Material zum Hauptmaterial für alle Forscher, die versuchten, die Ursachen von Supernova-Explosionen zu enträtseln.

Leider unterbrach der Zweite Weltkrieg das so erfolgreich begonnene Beobachtungsprogramm. Die systematische Suche nach Supernovae am Palomar-Observatorium wurde erst 1958 wieder aufgenommen, jedoch mit einem größeren Teleskop des Schmidt-Systems, das es ermöglichte, Sterne bis zu 22-23 Größen zu fotografieren. An diese Arbeit schlossen sich seit 1960 eine Reihe weiterer Observatorien auf der ganzen Welt an, wo geeignete Teleskope zur Verfügung standen. In der UdSSR wurden solche Arbeiten an der Krim-Station der ORKB durchgeführt, wo ein Astrographen-Teleskop mit einem Linsendurchmesser von 40 cm und einem sehr großen Sichtfeld - fast 100 Quadratgrad - und am Abastumani Astrophysical Observatory installiert wurde in Georgien - an einem Schmidt-Teleskop mit einem Einlass von 36 cm Krim und in Abastumani wurden viele Supernova-Entdeckungen gemacht. Von den anderen Observatorien wurden die meisten Entdeckungen am Asiago-Observatorium in Italien gemacht, wo zwei Teleskope des Schmidt-Systems in Betrieb waren. Dennoch blieb das Palomar-Observatorium sowohl bei der Anzahl der Entdeckungen als auch bei der maximalen Größe der Sterne, die für die Erkennung zur Verfügung stehen, führend. Zusammen wurden in den 60er und 70er Jahren bis zu 20 Supernovae pro Jahr entdeckt, und ihre Zahl begann schnell zu wachsen. Unmittelbar nach der Entdeckung begannen photometrische und spektroskopische Beobachtungen mit großen Teleskopen.

1974 starb F. Zwicky, und bald darauf wurde die Suche nach Supernovae am Palomar-Observatorium eingestellt. Die Zahl der entdeckten Supernovae ist zurückgegangen, aber seit Anfang der 1980er Jahre nimmt sie wieder zu. Am südlichen Himmel wurden neue Suchprogramme gestartet - am Cerro el Roble-Observatorium in Chile, und Astronomen begannen, Supernovae zu entdecken. Es stellte sich heraus, dass man mit Hilfe kleiner Amateurteleskope mit 20-30 cm Objektiven recht erfolgreich nach Ausbrüchen heller Supernovae suchen kann, indem man systematisch eine visuell definierte Gruppe von Galaxien beobachtet. Den größten Erfolg erzielte der Priester aus Australien, Robert Evans, der seit Anfang der 80er Jahre jährlich bis zu 6 Supernovae entdecken konnte. Kein Wunder, dass professionelle Astronomen über seine „direkte Verbindung zum Himmel“ scherzten.

1987 wurde die hellste Supernova des 20. Jahrhunderts, SN 1987A, in der Großen Magellanschen Wolkengalaxie entdeckt, die ein „Satellit“ unserer Galaxie ist und nur 55 Kiloparsec von uns entfernt ist. Diese Supernova war einige Zeit sogar mit bloßem Auge sichtbar und erreichte eine maximale Helligkeit von etwa 4 Größenordnungen. Es konnte jedoch nur auf der Südhalbkugel beobachtet werden. Für diese Supernova wurden eine Reihe photometrischer und spektraler Beobachtungen durchgeführt, die in ihrer Genauigkeit und Dauer einzigartig sind, und jetzt überwachen Astronomen weiterhin, wie sich der Prozess der Umwandlung einer Supernova in einen expandierenden Gasnebel entwickelt.

Supernova 1987A. Oben links ist ein Foto des Gebiets, in dem die Supernova ausbrach, das lange vor dem Ausbruch aufgenommen wurde. Der Stern, der bald explodieren wird, ist mit einem Pfeil markiert. Oben rechts ist ein Foto der gleichen Himmelsregion, als die Supernova fast ihre maximale Helligkeit aufwies. Unten - so sieht eine Supernova 12 Jahre nach dem Ausbruch aus. Die Ringe um die Supernova sind interstellares Gas (teilweise bereits vor dem Ausbruch vom Prä-Supernova-Stern ausgestoßen), das während des Ausbruchs ionisiert wird und weiter leuchtet.

Mitte der 80er Jahre zeichnete sich ab, dass die Ära der Fotografie in der Astronomie zu Ende ging. Die sich schnell verbessernden CCD-Empfänger waren der fotografischen Emulsion in der Empfindlichkeit und im aufgezeichneten Wellenlängenbereich um ein Vielfaches überlegen, in der Auflösung praktisch nicht unterlegen. Das von der CCD-Kamera aufgenommene Bild konnte sofort auf dem Computerbildschirm betrachtet und mit den zuvor erhaltenen verglichen werden, und für die Fotografie dauerte der Prozess des Entwickelns, Trocknens und Vergleichens bestenfalls einen Tag. Auch der einzig verbliebene Vorteil von Fotoplatten - die Fähigkeit, große Bereiche des Himmels zu fotografieren - erwies sich für die Suche nach Supernovae als unbedeutend: Ein Teleskop mit CCD-Kamera konnte alle Galaxien, die in einer Zeit auf eine Fotoplatte fallen, einzeln abbilden vergleichbar mit einer fotografischen Aufnahme. Es sind Projekte von vollautomatischen Supernova-Suchprogrammen erschienen, bei denen das Teleskop gemäß einem zuvor eingegebenen Programm auf ausgewählte Galaxien gerichtet ist und die erhaltenen Bilder von einem Computer mit den früher erhaltenen verglichen werden. Erst wenn ein neues Objekt entdeckt wird, sendet der Computer ein Signal an den Astronomen, der herausfindet, ob tatsächlich eine Supernova-Explosion aufgezeichnet wurde. In den 1990er Jahren wurde ein solches System mit einem 80-cm-Spiegelteleskop am Lick Observatory (USA) in Betrieb genommen.

Die Verfügbarkeit einfacher CCD-Kameras für Amateurastronomen hat dazu geführt, dass sie von visuellen Beobachtungen zu CCD-Beobachtungen übergehen und dann Sterne bis zu 18 und sogar 19 Größenklassen für Teleskope mit Objektiven von 20-30 cm verfügbar werden. Die Einführung automatisierter Suchen und die wachsende Zahl von Amateurastronomen, die mit CCD-Kameras nach Supernovae suchen, hat zu einer Explosion der Zahl der Entdeckungen geführt: Jetzt werden mehr als 100 Supernovae pro Jahr entdeckt, und die Gesamtzahl der Entdeckungen hat 1500 überschritten In den letzten Jahren wird an den größten Teleskopen mit einem Spiegeldurchmesser von 3-4 Metern nach sehr weit entfernten und schwachen Supernovae gesucht. Es stellte sich heraus, dass Untersuchungen von Supernovae, die eine maximale Helligkeit von 23-24 Magnituden erreichen, Antworten auf viele Fragen über die Struktur und das Schicksal des gesamten Universums liefern können. In einer Beobachtungsnacht mit solchen Teleskopen, die mit den modernsten CCD-Kameras ausgestattet sind, können mehr als 10 entfernte Supernovae entdeckt werden! Mehrere Bilder solcher Supernovae sind in der Abbildung unten gezeigt.

Fast alle derzeit entdeckten Supernovae können mindestens ein Spektrum erhalten, und viele haben bekannte Lichtkurven (auch zum Verdienst der Amateurastronomen). Die Menge an Beobachtungsmaterial, die für die Analyse zur Verfügung steht, ist also sehr groß, und es scheint, dass alle Fragen über die Natur dieser grandiosen Phänomene gelöst werden sollten. Leider ist dies noch nicht der Fall. Betrachten wir die Hauptfragen, mit denen Supernova-Forscher konfrontiert sind, und die wahrscheinlichsten Antworten darauf genauer.

Supernova-Klassifizierung, Lichtkurven und Spektren

Bevor irgendwelche Schlussfolgerungen über die physikalische Natur eines Phänomens gezogen werden, ist es notwendig, ein vollständiges Verständnis seiner beobachteten Manifestationen zu haben, die richtig klassifiziert werden müssen. Die allererste Frage, mit der sich Supernova-Forscher konfrontiert sahen, war natürlich, ob sie gleich sind, und wenn nicht, wie unterschiedlich und ob sie klassifiziert werden können. Bereits die ersten Supernovae, entdeckt von Baade und Zwicky, zeigten deutliche Unterschiede in ihren Lichtkurven und Spektren. 1941 schlug R. Minkowski vor, Supernovae entsprechend der Art der Spektren in zwei Haupttypen zu unterteilen. Er ordnete Supernovae dem Typ I zu, deren Spektren sich völlig von den Spektren aller damals bekannten Objekte unterschieden. Die Linien des häufigsten Elements im Universum - Wasserstoff - fehlten vollständig, das gesamte Spektrum bestand aus breiten Maxima und Minima, die nicht identifiziert werden konnten, der ultraviolette Teil des Spektrums war sehr schwach. Supernovae wurden dem Typ II zugeordnet, deren Spektren eine gewisse Ähnlichkeit mit "gewöhnlichen" Novae durch das Vorhandensein sehr intensiver Emissionslinien von Wasserstoff zeigten, der ultraviolette Teil ihres Spektrums ist hell.

Die Spektren von Typ-I-Supernovae blieben drei Jahrzehnte lang rätselhaft. Erst nachdem Yu. P. Pskovskii gezeigt hatte, dass die Banden in den Spektren nichts als Segmente des kontinuierlichen Spektrums zwischen breiten und ziemlich tiefen Absorptionslinien sind, wurde die Identifizierung der Spektren von Typ-I-Supernovae vorangetrieben. Eine Reihe von Absorptionslinien wurde identifiziert, hauptsächlich die intensivsten Linien von einfach ionisiertem Calcium und Silizium. Die Wellenlängen dieser Linien werden aufgrund des Doppler-Effekts in der Hülle, die sich mit einer Geschwindigkeit von 10-15.000 km pro Sekunde ausdehnt, auf die violette Seite des Spektrums verschoben. Es ist äußerst schwierig, alle Linien in den Spektren von Typ-I-Supernovae zu identifizieren, da sie stark ausgedehnt und einander überlagert sind; Neben dem erwähnten Calcium und Silizium konnten die Linien von Magnesium und Eisen identifiziert werden.

Eine Analyse der Spektren von Supernovae ermöglichte es, wichtige Schlussfolgerungen zu ziehen: Es gibt fast keinen Wasserstoff in den Hüllen, die während einer Typ-I-Supernova ausgestoßen werden; während die Zusammensetzung der Hüllen von Typ-II-Supernovae fast die gleiche ist wie die der Sonnenatmosphäre. Die Ausdehnungsraten der Schalen liegen zwischen 5 und 15-20.000 km / s, die Temperatur der Photosphäre liegt bei etwa dem Maximum - 10-20.000 Grad. Die Temperatur fällt schnell und erreicht nach 1-2 Monaten 5-6 Tausend Grad.

Auch die Lichtkurven von Supernovae unterschieden sich: Für Typ I waren sie alle sehr ähnlich, haben eine charakteristische Form mit einem sehr schnellen Helligkeitsanstieg bis zu einem Maximum, das nicht länger als 2-3 Tage dauert, einem schnellen Helligkeitsabfall um 3 Magnituden in 25-40 Tagen und anschließendem langsamen Zerfall, fast linear in der Skala der Sterngrößen, was einem exponentiellen Abfall der Leuchtkraft entspricht.

Die Lichtkurven von Typ-II-Supernovae sind viel vielfältiger geworden. Manche ähnelten den Lichtkurven von Typ-I-Supernovae, nur mit einem langsameren und länger andauernden Helligkeitsabfall bis zum Beginn eines linearen „Schweifs“, bei anderen beginnt unmittelbar nach dem Maximum ein Bereich nahezu konstanter Helligkeit – der so -genannt "Plateau", das bis zu 100 Tage dauern kann. Dann fällt die Brillanz stark ab und geht in einen linearen "Schwanz" über. Alle frühen Lichtkurven wurden aus fotografischen Beobachtungen im sogenannten fotografischen Größensystem erhalten, das der Empfindlichkeit gewöhnlicher fotografischer Platten entspricht (Wellenlängenintervall 3500-5000 Å). Sogar die zusätzliche Verwendung eines photovisuellen Systems (5000-6000 A) ermöglichte es, wichtige Informationen über die Änderung des Farbindex (oder einfach "Farbe") von Supernovae zu erhalten: Es stellte sich heraus, dass nach dem Maximum beide Arten von Supernovae "röten" sich kontinuierlich, das heißt, der Hauptteil der Strahlung verschiebt sich zu längeren Wellenlängen. Diese Rötung hört im Stadium einer linearen Helligkeitsabnahme auf und kann sogar durch eine "blauere" Supernova ersetzt werden.

Außerdem unterschieden sich Supernovae vom Typ I und II in den Galaxientypen, in denen sie aufflammten. Typ-II-Supernovae wurden bisher nur in Spiralgalaxien nachgewiesen, wo die Sternentstehung derzeit fortgesetzt wird und wo sowohl massearme alte Sterne als auch junge, massereiche und "kurzlebige" (nur wenige Millionen Jahre) Sterne vorhanden sind. Typ-I-Supernovae brechen sowohl in Spiralgalaxien als auch in elliptischen Galaxien aus, wo die Sternentstehung vermutlich seit Milliarden von Jahren nicht intensiv war.

Die Klassifizierung von Supernovae blieb in dieser Form bis Mitte der 1980er Jahre bestehen. Der Beginn der weiten Verbreitung von CCD-Empfängern in der Astronomie ermöglichte es, die Quantität und Qualität des Beobachtungsmaterials deutlich zu steigern. Moderne Geräte ermöglichten es, Spektrogramme für schwache, bisher unzugängliche Objekte zu erhalten; mit viel größerer Genauigkeit war es möglich, die Intensitäten und Breiten der Linien zu bestimmen, schwächere Linien in den Spektren zu registrieren. CCD-Empfänger, Infrarotdetektoren und an Bord von Raumfahrzeugen montierte Instrumente haben es ermöglicht, Supernovae im gesamten Bereich der optischen Strahlung vom Ultraviolett bis zum fernen Infrarot zu beobachten; Gamma-, Röntgen- und Radiobeobachtungen von Supernovae wurden ebenfalls durchgeführt.

Infolgedessen begann sich die scheinbar etablierte binäre Klassifikation von Supernovae schnell zu ändern und komplexer zu werden. Es stellte sich heraus, dass Typ-I-Supernovae bei weitem nicht so homogen sind, wie es den Anschein hatte. Signifikante Unterschiede wurden in den Spektren dieser Supernovae gefunden, der signifikanteste davon war die Intensität der Linie von einfach ionisiertem Silizium, beobachtet bei einer Wellenlänge von etwa 6100 A. Bei den meisten Typ-I-Supernovae war diese Absorptionslinie nahe dem Helligkeitsmaximum das auffälligste Merkmal im Spektrum, aber bei einigen Supernovae fehlte es praktisch, und die Helium-Absorptionslinien waren am intensivsten.

Diese Supernovae wurden als Ib bezeichnet, und die "klassischen" Typ-I-Supernovae wurden als Ia bezeichnet. Anschließend stellte sich heraus, dass einigen Ib-Supernovae auch Heliumlinien fehlen, und sie wurden Typ Ic genannt. Diese neuen Arten von Supernovae unterschieden sich von den "klassischen" Ia-Supernovae durch ihre Lichtkurven, die sich als recht unterschiedlich herausstellten, obwohl sie in ihrer Form den Lichtkurven von Ia-Supernovae ähneln. Auch Supernovae vom Typ Ib/c erwiesen sich als Quellen von Radioemissionen. Sie alle wurden in Spiralgalaxien gefunden, in Regionen, in denen möglicherweise vor kurzem Sternentstehung stattgefunden hat und heute noch ziemlich massereiche Sterne existieren.

Die Lichtkurven der Supernovae Ia im roten und infraroten Spektralbereich (Banden R, I, J, H, K) unterschieden sich stark von den bisher untersuchten Kurven in den Bändern B und V. Im I-Filter und bei längeren Wellenlängen eine echte Sekunde Maximum erscheint. Einige Ia-Supernovae haben dieses zweite Maximum jedoch nicht. Diese Supernovae zeichnen sich auch durch ihre rote Farbe bei maximaler Helligkeit, reduzierter Leuchtkraft und einigen spektralen Merkmalen aus. Die erste derartige Supernova war SN 1991bg, und solche Objekte werden immer noch als eigentümliche Ia-Supernovae oder "Supernovae vom Typ 1991bg" bezeichnet. Eine andere Art von Supernova Ia hingegen zeichnet sich durch eine erhöhte Leuchtkraft im Maximum aus. Sie sind durch geringere Intensitäten der Absorptionslinien in den Spektren gekennzeichnet. Der "Prototyp" für sie ist SN 1991T.

Bereits in den 1970er Jahren wurden Supernovae vom Typ II nach der Art ihrer Lichtkurven in „lineare“ (II-L) und „Plateau“- (II-P) Kurven eingeteilt. In der Zukunft wurden immer mehr Supernova II entdeckt, die bestimmte Merkmale in den Lichtkurven und Spektren zeigten. So unterscheiden sich laut Lichtkurven zwei der hellsten Supernovae der letzten Jahre, 1987A und 1993J, deutlich von anderen Typ-II-Supernovae. Beide hatten zwei Maxima in den Lichtkurven: Nach dem Ausbruch fiel die Helligkeit schnell ab, begann dann wieder zu steigen und erst nach dem zweiten Maximum setzte der endgültige Helligkeitsabfall ein. Im Gegensatz zu Supernovae Ia wurde das zweite Maximum in allen Bereichen des Spektrums beobachtet, und bei SN 1987A war es in längeren Wellenlängenbereichen viel heller als das erste.

Unter den spektralen Merkmalen war das häufigste und auffälligste neben den breiten Emissionslinien, die für expandierende Schalen charakteristisch sind, auch ein System schmaler Emissions- oder Absorptionslinien. Dieses Phänomen ist höchstwahrscheinlich auf das Vorhandensein einer dichten Hülle zurückzuführen, die den Stern vor dem Ausbruch umgab. Solche Supernovae wurden als II-n bezeichnet.

Supernova-Statistiken

Wie oft brechen Supernovae aus und wie verteilen sie sich in Galaxien? Diese Fragen müssen durch statistische Untersuchungen von Supernovae beantwortet werden.

Die Antwort auf die erste Frage scheint ganz einfach zu sein: Sie müssen mehrere Galaxien ausreichend lange beobachten, die darin beobachteten Supernovae zählen und die Anzahl der Supernovae durch die Beobachtungszeit teilen. Aber es stellte sich heraus, dass die Zeit einiger einigermaßen regelmäßiger Beobachtungen noch zu kurz ist, um eindeutige Rückschlüsse auf einzelne Galaxien zu ziehen: In den meisten Fällen wurden nur ein oder zwei Ausbrüche beobachtet. Zwar wurden in einigen Galaxien bereits recht viele Supernovae registriert: Rekordhalter ist die Galaxie NGC 6946, in der seit 1917 6 Supernovae entdeckt wurden. Diese Daten liefern jedoch keine genauen Angaben zur Häufigkeit von Ausbrüchen. Erstens ist der genaue Zeitpunkt der Beobachtungen dieser Galaxie unbekannt, und zweitens könnten die für uns fast zeitgleichen Ausbrüche tatsächlich durch recht große Zeitabstände voneinander getrennt sein: Immerhin legt das Licht von Supernovae unterschiedliche Wege innerhalb der Galaxie, und seine Abmessungen in Lichtjahren sind viel größer als die Beobachtungszeit. Bisher ist es nur für eine bestimmte Gruppe von Galaxien möglich, eine Schätzung der Flare-Frequenz zu erhalten. Dazu ist es notwendig, Beobachtungsdaten für die Suche nach Supernovae zu verwenden: Jede Beobachtung gibt für jede Galaxie eine "effektive Verfolgungszeit" an, die von der Entfernung zur Galaxie, von der Grenzgröße der Suche und von der abhängt Natur der Supernova-Lichtkurve. Für Supernovae unterschiedlichen Typs ist die Beobachtungszeit derselben Galaxie unterschiedlich. Kombiniert man die Ergebnisse für mehrere Galaxien, muss man deren Unterschiede in Masse und Leuchtkraft sowie im morphologischen Typ berücksichtigen. Derzeit ist es üblich, die Ergebnisse auf die Leuchtkraft von Galaxien zu normalisieren und Daten nur für Galaxien ähnlichen Typs zu kombinieren. Jüngste Arbeiten, die auf der Kombination von Daten aus mehreren Supernova-Suchprogrammen basieren, haben die folgenden Ergebnisse geliefert: In elliptischen Galaxien werden nur Supernovae vom Typ Ia beobachtet, und in einer "durchschnittlichen" Galaxie mit einer Leuchtkraft von 10 10 Sonnenleuchtkräften flammt etwa eine Supernova auf einmal alle 500 Jahre. In einer Spiralgalaxie gleicher Leuchtkraft flackern Supernovae Ia nur mit etwas höherer Frequenz auf, aber es kommen Supernovae vom Typ II und Ib/c dazu, und die Gesamthäufigkeit der Flares beträgt etwa einmal alle 100 Jahre. Die Flare-Frequenz ist ungefähr proportional zur Leuchtkraft von Galaxien, dh bei Riesengalaxien ist sie viel höher: Insbesondere NGC 6946 ist eine Spiralgalaxie mit einer Leuchtkraft von 2,8 10 10 Sonnenleuchtkräften, also etwa drei Flares pro 100 Jahre zu erwarten, und 6 darin beobachtete Supernovae können als nicht sehr große Abweichung von der Durchschnittsfrequenz angesehen werden. Unsere Galaxie ist kleiner als NGC 6946, und in ihr ist durchschnittlich alle 50 Jahre ein Ausbruch zu erwarten. Es ist jedoch bekannt, dass im letzten Jahrtausend nur vier Supernovae in der Galaxie beobachtet wurden. Gibt es hier einen Widerspruch? Es stellt sich heraus, dass dies nicht der Fall ist - schließlich ist der größte Teil der Galaxie von uns durch Gas- und Staubschichten verschlossen, und die Umgebung der Sonne, in der diese 4 Supernovae beobachtet wurden, macht nur einen kleinen Teil der Galaxie aus.

Wie verteilen sich Supernovae innerhalb von Galaxien? Natürlich ist es bisher möglich, nur zusammenfassende Verteilungen zu untersuchen, die auf eine "durchschnittliche" Galaxie reduziert sind, sowie Verteilungen relativ zu den Details der Struktur von Spiralgalaxien. Zu diesen Teilen gehören vor allem Spiralarme; in ziemlich nahen Galaxien sind auch Regionen aktiver Sternentstehung deutlich sichtbar, gekennzeichnet durch Wolken aus ionisiertem Wasserstoff – die H II-Region – oder durch Ansammlungen hellblauer Sterne – die OB-Assoziation. Untersuchungen der räumlichen Verteilung, die mit zunehmender Zahl entdeckter Supernovae immer wieder wiederholt wurden, haben die folgenden Ergebnisse erbracht. Die Verteilungen von Supernovae aller Art nach Entfernung von den Zentren von Galaxien unterscheiden sich kaum voneinander und ähneln der Verteilung der Leuchtkraft - die Dichte nimmt gemäß einem Exponentialgesetz vom Zentrum zu den Rändern ab. Die Unterschiede zwischen den Supernovatypen manifestieren sich in der Verteilung relativ zu den Sternentstehungsgebieten: Konzentrieren sich Supernovae aller Typen in Richtung der Spiralarme, konzentrieren sich nur Supernovae der Typen II und Ib/c in Richtung der H II-Regionen. Daraus lässt sich schließen, dass die Lebensdauer eines Sterns, der einen Flare vom Typ II oder Ib/c erzeugt, 10 6 bis 10 7 Jahre beträgt, und für den Typ Ia etwa 10 8 Jahre. Ia-Supernovae werden jedoch auch in elliptischen Galaxien beobachtet, wo kein Stern jünger als 10 9 Jahre alt sein soll. Für diesen Widerspruch gibt es zwei mögliche Erklärungen: Entweder ist die Natur der Ia-Supernova-Explosionen in Spiralgalaxien und elliptischen Galaxien unterschiedlich, oder die Sternentstehung geht in einigen elliptischen Galaxien noch weiter und es sind jüngere Sterne vorhanden.

Theoretische Modelle

Aus der Gesamtheit der Beobachtungsdaten schlossen die Forscher, dass eine Supernova-Explosion das letzte Stadium in der Entwicklung eines Sterns sein sollte, nach dem er in seiner vorherigen Form aufhört zu existieren. Tatsächlich wird die Energie einer Supernova-Explosion auf 10 50 - 10 51 erg geschätzt, was die typischen Werte der Gravitationsbindungsenergie von Sternen übersteigt. Die bei der Supernova-Explosion freigesetzte Energie ist mehr als ausreichend, um die Materie des Sterns vollständig im All zu zerstreuen. Was für Sterne und wann beenden sie ihr Leben mit einer Supernova-Explosion, was sind die Prozesse, die zu einer so gigantischen Energiefreisetzung führen?

Beobachtungsdaten zeigen, dass Supernovae in mehrere Typen unterteilt werden, die sich in der chemischen Zusammensetzung der Schalen und ihrer Massen, in der Art der Energiefreisetzung und in Verbindung mit verschiedenen Arten von Sternpopulationen unterscheiden. Typ-II-Supernovae sind eindeutig jungen, massereichen Sternen zugeordnet, und in ihren Hüllen ist Wasserstoff in großen Mengen vorhanden. Daher gelten ihre Fackeln als Endstadium in der Entwicklung von Sternen, deren Anfangsmasse mehr als 8-10 Sonnenmassen beträgt. In den zentralen Teilen solcher Sterne wird bei Kernfusionsreaktionen Energie freigesetzt, die von der einfachsten - der Bildung von Helium während der Fusion von Wasserstoffkernen bis hin zur Bildung von Eisenkernen aus Silizium - reichen. Eisenkerne sind die stabilsten in der Natur und es wird keine Energie freigesetzt, wenn sie verschmelzen. Wenn also der Kern eines Sterns zu Eisen wird, hört die Freisetzung von Energie darin auf. Der Kern kann der Schwerkraft nicht widerstehen und schrumpft schnell - bricht zusammen. Die während des Einsturzes ablaufenden Prozesse sind noch weit von einer vollständigen Erklärung entfernt. Es ist jedoch bekannt, dass, wenn sich die gesamte Materie im Kern eines Sterns in Neutronen verwandelt, er den Anziehungskräften widerstehen kann. Der Kern des Sterns verwandelt sich in einen „Neutronenstern“ und der Kollaps hört auf. In diesem Fall wird eine enorme Energie freigesetzt, die in die Hülle des Sterns eindringt und bewirkt, dass er sich ausdehnt, was wir als Supernova-Explosion sehen. Wenn die Entwicklung des Sterns davor "leise" verlief, dann sollte seine Hülle einen Radius haben, der hundertmal größer ist als der Radius der Sonne, und genug Wasserstoff enthalten, um das Spektrum von Typ-II-Supernovae zu erklären. Wenn der größte Teil der Hülle während der Evolution in einem engen Doppelsternsystem oder auf andere Weise verloren gegangen ist, gibt es keine Wasserstofflinien im Spektrum - wir sehen eine Supernova vom Typ Ib oder Ic.

Bei masseärmeren Sternen verläuft die Evolution anders. Nach dem Verbrennen von Wasserstoff wird der Kern zu Helium und die Reaktion der Umwandlung von Helium in Kohlenstoff beginnt. Allerdings wird der Kern nicht so stark erhitzt, dass Fusionsreaktionen unter Beteiligung von Kohlenstoff beginnen. Der Kern kann nicht genug Energie abgeben und schrumpft, jedoch wird in diesem Fall die Kompression durch die Elektronen in der Kernsubstanz gestoppt. Der Kern des Sterns verwandelt sich in den sogenannten "Weißen Zwerg", und die Hülle löst sich im Weltraum in Form eines planetarischen Nebels auf. Der indische Astrophysiker S. Chandrasekhar zeigte, dass ein Weißer Zwerg nur existieren kann, wenn seine Masse weniger als etwa 1,4 Sonnenmassen beträgt. Befindet sich der Weiße Zwerg in einem ausreichend engen Doppelsternsystem, kann Materie von einem gewöhnlichen Stern zu einem Weißen Zwerg fließen. Die Masse des Weißen Zwergs nimmt allmählich zu, und wenn sie die Grenze überschreitet, kommt es zu einer Explosion, bei der es zu einer schnellen thermonuklearen Verbrennung von Kohlenstoff und Sauerstoff kommt, die sich in radioaktives Nickel verwandeln. Der Stern wird vollständig zerstört, und in der sich ausdehnenden Hülle findet ein radioaktiver Zerfall von Nickel zu Kobalt und dann zu Eisen statt, das Energie für das Leuchten der Hülle liefert. So explodieren Supernovae vom Typ Ia.

Moderne theoretische Untersuchungen von Supernovae sind hauptsächlich Berechnungen auf den leistungsstärksten Computern von Modellen explodierender Sterne. Leider ist es noch nicht gelungen, ein Modell zu erstellen, das zu einer Supernova-Explosion und ihren beobachtbaren Manifestationen aus dem späten Stadium der Sternentwicklung führen würde. Die vorhandenen Modelle beschreiben jedoch die Lichtkurven und Spektren der allermeisten Supernovae angemessen. Normalerweise ist dies ein Modell der Hülle eines Sterns, in das die Energie der Explosion "manuell" investiert wird, wonach seine Expansion und Erwärmung beginnt. Trotz der großen Schwierigkeiten, die mit der Komplexität und Vielfältigkeit physikalischer Prozesse verbunden sind, wurden in dieser Forschungsrichtung in den letzten Jahren große Erfolge erzielt.

Die Auswirkungen von Supernovae auf die Umwelt

Supernova-Explosionen haben eine starke und vielfältige Wirkung auf das umgebende interstellare Medium. Die Hülle einer Supernova, die mit enormer Geschwindigkeit abgeworfen wird, saugt das sie umgebende Gas auf und komprimiert es. Vielleicht kann dies der Entstehung neuer Sterne aus Gaswolken Auftrieb geben. Die Energie der Explosion ist so groß, dass neue Elemente synthetisiert werden, insbesondere solche, die schwerer als Eisen sind. Mit schweren Elementen angereichertes Material wird durch Supernova-Explosionen in der gesamten Galaxie verstreut, daher enthalten Sterne, die nach Supernova-Explosionen gebildet wurden, mehr schwere Elemente. Das interstellare Medium in „unserer“ Region der Milchstraße erwies sich als so angereichert an schweren Elementen, dass die Entstehung von Leben auf der Erde möglich wurde. Dafür sind Supernovae direkt verantwortlich! Supernovae erzeugen anscheinend auch Teilchenströme mit sehr hoher Energie - kosmische Strahlung. Diese Partikel, die durch die Atmosphäre in die Erdoberfläche eindringen, können genetische Mutationen verursachen, aufgrund derer die Evolution des Lebens auf der Erde stattfindet.

Supernovae erzählen uns vom Schicksal des Universums

Supernovae und insbesondere Supernovae vom Typ Ia gehören zu den hellsten sternähnlichen Objekten im Universum. Daher können auch sehr weit entfernte Supernovae mit derzeit verfügbaren Geräten untersucht werden.

Viele Ia-Supernovae wurden in Galaxien entdeckt, die nahe genug sind, dass die Entfernung zu ihnen auf verschiedene Weise bestimmt werden kann. Am genauesten gilt derzeit die Bestimmung von Entfernungen anhand der scheinbaren Helligkeit heller veränderlicher Sterne eines bestimmten Typs - Cepheiden. Mit Hilfe des Weltraumteleskops Hubble entdeckte und untersuchte eine große Anzahl von Cepheiden in Galaxien, die bis zu etwa 20 Megaparsec von uns entfernt sind. Ausreichend genaue Abschätzungen der Entfernungen zu diesen Galaxien ermöglichten es, die Leuchtkraft von Typ-Ia-Supernovae zu bestimmen, die in ihnen aufflackerten. Wenn wir davon ausgehen, dass entfernte Supernovae Ia die gleiche durchschnittliche Leuchtkraft haben, dann kann die beobachtete Helligkeit bei maximaler Helligkeit verwendet werden, um die Entfernung zu ihnen abzuschätzen.

Eine Supernova-Explosion (als SN bezeichnet) ist ein Phänomen von unvergleichlich größerem Ausmaß als eine Nova-Explosion. Wenn wir das Auftreten einer Supernova in einem der Sternsysteme beobachten, ist die Helligkeit dieses einen Sterns manchmal in der gleichen Größenordnung wie die integrale Helligkeit des gesamten Sternsystems. So erreichte ein Stern, der 1885 in der Nähe des Zentrums des Andromeda-Nebels aufflammte, Helligkeit , während die integrale Helligkeit des Nebels , d. h. der Lichtfluss einer Supernova ist nur viermal geringfügig geringer als der Fluss des Nebels. In zwei Fällen erwies sich die Helligkeit der Supernova als größer als die Helligkeit der Galaxie, in der die Supernova auftrat. Die absoluten Helligkeiten von Supernovae im Maximum liegen nahe bei , dh 600-mal heller als die absoluten Helligkeiten einer gewöhnlichen Nova bei maximaler Helligkeit. Einzelne Supernovae haben einen Spitzenwert von zehn Milliarden Mal der Leuchtkraft der Sonne.

In unserer Galaxie wurden im letzten Jahrtausend zuverlässig drei Supernovae beobachtet: 1054 (im Stier), 1572 (im Cassiopeia), 1604 (im Ophiuchus). Unbemerkt blieb offenbar auch die Supernova-Explosion in Cassiopeia um 1670, von der heute noch ein System aus sich ausdehnenden Gasfilamenten und starker Radioemission (Cas A) übrig geblieben ist. In einigen Galaxien sind im Laufe von 40 Jahren drei oder sogar vier Supernovae explodiert (in den Nebeln NGC 5236 und 6946). Im Durchschnitt bricht in jeder Galaxie alle 200 Jahre eine Supernova aus, und für diese beiden Galaxien sinkt dieses Intervall auf 8 Jahre! Internationale Zusammenarbeit in vier Jahren (1957-1961) führte zur Entdeckung von zweiundvierzig Supernovae. Die Gesamtzahl der beobachteten Supernovae übersteigt derzeit 500.

Gemäß den Merkmalen der Helligkeitsänderung fallen Supernovae in zwei Typen - I und II (Abb. 129); möglicherweise gibt es auch Typ III, der Supernovae mit der geringsten Leuchtkraft kombiniert.

Supernovae vom Typ I sind durch ein flüchtiges Maximum (etwa eine Woche) gekennzeichnet, wonach die Helligkeit innerhalb von 20-30 Tagen mit einer Rate von einem Tag abnimmt. Dann verlangsamt sich der Fall und setzt sich bis zur Unsichtbarkeit des Sterns mit einer konstanten Geschwindigkeit pro Tag fort. Die Leuchtkraft des Sterns nimmt exponentiell ab, zweimal alle 55 Tage. Beispielsweise erreichte die Supernova 1054 im Stier eine solche Helligkeit, dass sie tagsüber fast einen Monat lang sichtbar war, und ihre Sichtbarkeit mit bloßem Auge dauerte zwei Jahre. Bei maximaler Helligkeit erreicht die absolute stellare Helligkeit von Typ-I-Supernovae im Durchschnitt die Amplitude von maximaler bis minimaler Helligkeit nach dem Ausbruch.

Supernovae vom Typ II haben eine geringere Leuchtkraft: Im Maximum ist die Amplitude unbekannt. In der Nähe des Maximums ist die Helligkeit etwas verzögert, aber nach 100 Tagen nach dem Maximum fällt sie viel schneller ab als bei Supernovae vom Typ I, nämlich in 20 Tagen.

Supernovae blitzen normalerweise an der Peripherie von Galaxien auf.

Supernovae vom Typ I treten in Galaxien jeglicher Form auf, während Supernovae vom Typ II nur in Spiralgalaxien auftreten. Beide befinden sich in Spiralgalaxien am häufigsten in der Nähe der Äquatorialebene, vorzugsweise in den Zweigen von Spiralen, und meiden wahrscheinlich das Zentrum der Galaxie. Höchstwahrscheinlich gehören sie zur flachen Komponente (I-Typ der Bevölkerung).

Die Spektren von Typ-I-Supernovae haben nichts mit den Spektren neuer Sterne zu tun. Sie wurden erst entschlüsselt, nachdem die Idee sehr breiter Emissionsbanden aufgegeben wurde, und die dunklen Lücken wurden als sehr breite Absorptionsbanden wahrgenommen, die um einen Wert von DX, der Annäherungsgeschwindigkeiten von 5000 bis 20000 km/s entspricht, stark ins Violette verschoben waren.

Reis. 129. Photographische Lichtkurven von Supernovae vom Typ I und II. Oben - die Helligkeitsänderung von zwei Typ-I-Supernovae, die 1937 fast gleichzeitig in den Nebeln IC 4182 und NGC 1003 ausbrachen. Auf der Abszisse sind Julianische Tage aufgetragen. Unten ist eine synthetische Lichtkurve von drei Typ-II-Supernovae, die durch geeignetes Verschieben der einzelnen Lichtkurven entlang der Magnitudenachse (die unbeschriftete Ordinate) erhalten wurde. Die gestrichelte Kurve zeigt die Helligkeitsänderung einer Typ-I-Supernova. Die x-Achse zeigt die Tage ab einem beliebigen Beginn

Das sind die Expansionsraten von Supernova-Hüllen! Es ist klar, dass vor dem Maximum und zum ersten Mal nach dem Maximum das Spektrum einer Supernova dem Spektrum eines Überriesen ähnlich ist, dessen Farbtemperatur etwa 10.000 K oder höher ist (der Ultraviolettüberschuss beträgt etwa );

kurz nach dem Maximum sinkt die Strahlungstemperatur auf 5-6 Tausend Kelvin. Aber das Spektrum bleibt reich an ionisierten Metalllinien, hauptsächlich CaII (sowohl ultraviolettes Dublett als auch infrarotes Triplett), Helium (HeI)-Linien sind gut vertreten, und zahlreiche Stickstoff (NI)-Linien sind sehr prominent, und Wasserstofflinien werden mit großer Unsicherheit identifiziert. Natürlich treten in manchen Phasen des Flares auch Emissionslinien im Spektrum auf, die aber nur von kurzer Dauer sind. Die sehr große Breite der Absorptionslinien erklärt sich durch die große Geschwindigkeitsstreuung in den ausgestoßenen Gashüllen.

Die Spektren von Typ-II-Supernovae ähneln denen gewöhnlicher Novae: breite Emissionslinien, die auf der violetten Seite von Absorptionslinien begrenzt werden, die dieselbe Breite wie die Emissionen haben. Charakteristisch ist das Vorhandensein sehr auffälliger heller und dunkler Balmer-Wasserstofflinien. Die große Breite der Absorptionslinien, die in der sich bewegenden Hülle gebildet werden, in dem Teil, der zwischen dem Stern und dem Beobachter liegt, weist sowohl auf die Geschwindigkeitsdispersion in der Hülle als auch auf ihre enorme Größe hin. Temperaturänderungen in Typ-II-Supernovae ähneln denen in Typ-I-Supernovae, und die Expansionsgeschwindigkeiten erreichen bis zu 15.000 km/s.

Es gibt eine Korrelation zwischen den Typen von Supernovae und ihrem Ort in der Galaxie oder der Häufigkeit des Auftretens in Galaxien verschiedener Typen, wenn auch nicht sehr streng. Typ-I-Supernovae sind eher in der Sternpopulation der kugelförmigen Komponente und insbesondere in elliptischen Galaxien zu bevorzugen, während Typ-II-Supernovae im Gegensatz dazu in der Scheibenpopulation, in Spiral- und selten unregelmäßigen Nebeln zu finden sind. Alle in der Großen Magellanschen Wolke beobachteten Supernovae waren jedoch vom Typ I. Das Endprodukt von Supernovae in anderen Galaxien ist im Allgemeinen unbekannt. Mit einer Amplitude in der Nähe von Supernovae, die in anderen Galaxien beobachtet werden, sollten Objekte bei minimaler Helligkeit sein, d.h. für die Beobachtung völlig unzugänglich sein.

All diese Umstände können dabei helfen herauszufinden, was Sterne sein könnten – die Vorläufer von Supernovae. Das Auftreten von Typ-I-Supernovae in elliptischen Galaxien mit ihrer alten Population erlaubt es uns, Prä-Supernovae als alte massearme Sterne zu betrachten, die ihren gesamten Wasserstoff verbraucht haben. Im Gegensatz dazu brauchen Typ-II-Supernovae, die hauptsächlich in gasreichen Spiralarmen auftreten, etwa ein Jahr, bis die Vorläufer den Arm überqueren, sie sind also etwa hundert Millionen Jahre alt. Während dieser Zeit muss der Stern, ausgehend von der Hauptreihe, ihn verlassen, wenn der Wasserstoffbrennstoff in seiner Tiefe erschöpft ist. Ein massearmer Stern wird keine Zeit haben, dieses Stadium zu überstehen, und folglich muss der Vorläufer einer Typ-II-Supernova eine nicht geringere Masse haben und bis zur Explosion ein junger OB-Stern sein.

Das obige Auftreten von Typ-I-Supernovae in der Großen Magellanschen Wolke verletzt zwar etwas die Zuverlässigkeit des beschriebenen Bildes.

Es ist natürlich anzunehmen, dass der Vorläufer einer Typ-I-Supernova ein Weißer Zwerg mit einer Masse von etwa , ohne Wasserstoff ist. Aber es wurde so, weil es Teil eines binären Systems war, in dem ein massereicherer roter Riese seine Materie in einem stürmischen Strom abgibt, so dass am Ende ein entarteter Kern davon übrig bleibt - ein weißer Zwerg aus Kohlenstoff-Sauerstoff-Zusammensetzung, und der frühere Satellit selbst wird riesig und beginnt, Materie zum Weißen Zwerg zurückzusenden, wobei sich dort H = He-Schale bildet. Seine Masse nimmt auch zu, wenn er sich der Grenze (18,9) nähert, und seine zentrale Temperatur steigt auf 4-10 °K, bei der Kohlenstoff "zündet".

In einem gewöhnlichen Stern steigt mit steigender Temperatur der Druck, wodurch die darüber liegenden Schichten gestützt werden. Aber in einem entarteten Gas hängt der Druck nur von der Dichte ab, er steigt nicht mit der Temperatur, und die darüber liegenden Schichten fallen zur Mitte hin, anstatt sich auszudehnen, um den Temperaturanstieg auszugleichen. Der Kern und die angrenzenden Schichten werden herunterfallen (kollabieren). Der Rückgang wird stark beschleunigt, bis die erhöhte Temperatur die Entartung beseitigt, und dann beginnt der Stern, sich „vergeblich“ zu stabilisieren, auszudehnen, während eine Welle der Kohlenstoffverbrennung durch ihn fegt. Dieser Vorgang dauert ein oder zwei Sekunden. Während dieser Zeit verwandelt sich eine Substanz mit einer Masse von etwa einer Sonnenmasse, deren Zerfall (unter Freisetzung von -Quanten und Positronen) eine hohe Temperatur an der Hülle aufrechterhält und sich schnell ausdehnt bis zu Größen von zehn a. e) Es entsteht (mit einer Halbwertszeit), aus dessen Zerfall in einer Menge von etwa der Weiße Zwerg entsteht, der bis zum Ende zerstört wird. Aber es gibt keinen Grund für die Entstehung eines Neutronensterns. Unterdessen finden wir in den Überresten einer Supernova-Explosion keine merkliche Menge Eisen, aber wir finden Neutronensterne (siehe unten). In diesen Tatsachen liegt die Hauptschwierigkeit des obigen Modells einer Supernova-Explosion vom Typ I.

Aber den Mechanismus einer Typ-II-Supernova-Explosion zu erklären, ist noch schwieriger. Anscheinend ist sein Vorgänger nicht im Binärsystem enthalten. Bei großer Masse (mehr als ) entwickelt es sich selbstständig und schnell und durchläuft nacheinander die Verbrennungsphasen von H, He, C, O zu Na und Si und weiter zum Fe-Ni-Kern. Jede neue Phase schaltet sich ein, wenn die vorherige erschöpft ist, wenn der Kern nach dem Verlust der Fähigkeit, der Schwerkraft entgegenzuwirken, zusammenbricht, die Temperatur steigt und die nächste Stufe wirksam wird. Kommt es zur Fe-Ni-Phase, geht die Energiequelle verloren, da der Eisenkern durch die Einwirkung hochenergetischer Photonen auf viele -Teilchen zerstört wird und dieser Vorgang endotherm ist. Es hilft zusammenzubrechen. Und es gibt keine Energie mehr, die die einstürzende Hülle aufhalten könnte.

Und der Kern hat die Fähigkeit, durch die Reaktion in den Zustand eines Schwarzen Lochs (s. S. 289) über das Stadium eines Neutronensterns zu gehen.

Die weitere Entwicklung der Phänomene wird sehr unklar. Viele Optionen wurden vorgeschlagen, aber sie enthalten keine Erklärung dafür, wie die Hülle beim Kollaps des Kerns herausgeschleudert wird.

Was die beschreibende Seite der Sache betrifft, bei einer Masse der Granate in und einer Ausstoßgeschwindigkeit von etwa 2000 km / s reicht die dafür aufgewendete Energie und die Strahlung während des Blitzes (hauptsächlich für 70 Tage) nimmt mit sich.

Wir werden noch einmal auf die Betrachtung des Prozesses eines Supernova-Ausbruchs zurückkommen, jedoch mit Hilfe der Untersuchung von Ausbruchsresten (siehe § 28).

Wie viele Eindrücke verbinden Amateure und Profis - Weltraumforscher mit diesen Worten. Das Wort „neu“ hat eine positive Bedeutung, und „super“ hat eine super positive Bedeutung, täuscht aber leider die Essenz. Supernovae können eher als superalte Sterne bezeichnet werden, da dies praktisch die letzte Stufe in der Entwicklung des Sterns ist. Sozusagen eine leuchtend exzentrische Apotheose des Sternenlebens. Der Blitz überschattet manchmal die gesamte Galaxie, in der sich der sterbende Stern befindet, und endet mit seiner vollständigen Auslöschung.
Wissenschaftler haben 2 Arten von Supernovae identifiziert. Eine wird liebevoll als Weißer-Zwerg-Explosion (Typ I) bezeichnet, die dichter ist als unsere Sonne, aber einen viel kleineren Radius hat. Ein kleiner, schwerer Weißer Zwerg ist das vorletzte Normalstadium in der Entwicklung vieler Sterne. Es hat bereits praktisch keinen Wasserstoff im optischen Spektrum. Und wenn ein Weißer Zwerg in einer Symbiose eines Doppelsternsystems mit einem anderen Stern existiert, zieht er seine Materie, bis er seine Umverteilung überschreitet. S. Chandresekhar sagte in den 30er Jahren des 20. Jahrhunderts, dass jeder Zwerg eine klare Grenze von Dichte und Masse hat, bei deren Überschreiten ein Kollaps auftritt. Es ist unmöglich, auf unbestimmte Zeit zu schrumpfen, und früher oder später muss eine Explosion passieren! Die zweite Art der Supernova-Bildung wird durch den Prozess der thermonuklearen Fusion verursacht, die sich unter Bildung von Schwermetallen in sich selbst zusammenzieht, wodurch die Temperatur im Zentrum des Sterns zu steigen beginnt. Der Kern des Sterns zieht sich immer mehr zusammen und in ihm beginnen Neutronisierungsprozesse („Reiben“ von Protonen und Elektronen, bei denen beide zu Neutronen werden), was zu einem Energieverlust und einer Abkühlung des Zentrums des Sterns führt. All dies provoziert eine verdünnte Atmosphäre und die Hülle stürzt in den Kern. Explosion! Myriaden von kleinen Stücken eines Sterns verstreuen sich im Weltraum und ein helles Leuchten aus einer fernen Galaxie, wo ein Stern vor Millionen von Jahren explodierte (die Anzahl der Nullen in den Jahren der Sichtbarkeit eines Sterns hängt von seiner Entfernung von der Erde ab). , ist heute für Wissenschaftler des Planeten Erde sichtbar. Nachrichten von der Tragödie der Vergangenheit, ein weiteres verkürztes Leben, traurige Schönheit, die wir manchmal seit Jahrhunderten beobachten können.

So ist zum Beispiel der Krebsnebel, der durch das Auge des Teleskops moderner Observatorien zu sehen ist, die Folge einer Supernova-Explosion, die chinesische Astronomen im Jahr 1054 gesehen haben. Es ist so interessant zu erkennen, dass das, was Sie heute sehen, seit fast 1000 Jahren von einer Person bewundert wird, die schon lange nicht mehr auf der Erde existiert. Das ist das ganze Mysterium des Universums, seine langsame, schleppende Existenz, die unser Leben zu einem Blitz eines Feuerfunkens macht, es schlägt und zu einiger Beklommenheit führt. Wissenschaftler haben mehrere der berühmtesten Supernova-Explosionen identifiziert, deren Bezeichnung nach einem klar vereinbarten Schema erfolgt. Die lateinische SuperNova wurde auf die Zeichen SN abgekürzt, gefolgt vom Beobachtungsjahr, und am Ende wird die Seriennummer im Jahr geschrieben. Somit sind folgende Namen bekannter Supernovae ersichtlich:
Der Krebsnebel - wie bereits erwähnt, ist er das Ergebnis einer Supernova-Explosion, die sich in einer Entfernung von 6.500 Lichtjahren von der Erde befindet, mit einem Durchmesser von heute 6.000 Lichtjahren. Dieser Nebel streut weiterhin in verschiedene Richtungen, obwohl die Explosion vor etwas weniger als 1000 Jahren stattfand. Und in der Mitte findet sich ein Neutronenstern-Pulsar, der um seine eigene Achse rotiert. Interessant ist, dass dieser Nebel bei hoher Helligkeit einen konstanten Energiefluss aufweist, was es ermöglicht, ihn als Referenzpunkt bei der Kalibrierung der Röntgenastronomie zu verwenden. Eine weitere Entdeckung war die Supernova SN1572, deren Ausbruch, wie der Name schon sagt, im November 1572 von Wissenschaftlern beobachtet wurde. Allen Anzeichen nach war dieser Stern ein Weißer Zwerg. 1604 konnten chinesische, koreanische und dann europäische Astrologen ein ganzes Jahr lang das Explosionsglühen der Supernova SN1604 beobachten, die sich im Sternbild Ophiuchus befindet. Johannes Kepler widmete seinem Studium sein Hauptwerk „Über einen neuen Stern im Sternbild Ophiuchus“, in dessen Zusammenhang die Supernova nach dem Wissenschaftler benannt wurde – SuperNova Kepler. Die nächste Supernova war das Leuchten im Jahr 1987 - SN1987A, das sich in der Großen Magellanschen Wolke 50 Parsec von unserer Sonne entfernt befindet, einer Zwerggalaxie - einem Satelliten der Milchstraße. Diese Explosion kippte einige Positionen der bereits etablierten Theorie der Sternentwicklung. Es wurde so geglaubt, dass nur rote Riesen aufflammen könnten, und dann, so unpassend, nahm der blaue und explodierte! Blauer Überriese (mehr als 17 Sonnenmassen) Sanduleak. Die sehr schönen Überreste des Planeten bilden zwei ungewöhnliche Verbindungsringe, die Wissenschaftler heute untersuchen. Die nächste Supernova traf Wissenschaftler 1993, SN1993J, die vor ihrer Explosion ein roter Überriese war. Überraschend ist jedoch, dass die Überreste, die nach der Explosion ausgehen sollten, im Gegenteil an Helligkeit zu gewinnen begannen. Wieso den?

Einige Jahre später wurde ein Planet entdeckt - ein Satellit, der von der Explosion eines Supernova-Nachbarn nicht betroffen war und die Bedingungen für das Leuchten der kurz vor der Explosion abgerissenen Hülle eines Begleitsterns geschaffen hat (Nachbarn sind Nachbarn, aber Sie kann nicht mit der Schwerkraft argumentieren ...), beobachtet von Wissenschaftlern. Es wird auch prophezeit, dass dieser Stern ein roter Riese und eine Supernova wird. Die Explosion der nächsten Supernova im Jahr 2006 (SN206gy) gilt als das hellste Leuchten in der gesamten Geschichte der Beobachtung dieser Phänomene. Dies ermöglichte es Wissenschaftlern, neue Theorien über Supernova-Explosionen (wie Quarksterne, die Kollision zweier massereicher Planeten und andere) aufzustellen und diese Explosion eine Hypernova-Explosion zu nennen! Und die letzte interessante Supernova G1.9+0.3. Zum ersten Mal wurden seine Signale als Radioquelle der Galaxie vom VLA-Radioteleskop erfasst. Und heute ist das Chandra-Observatorium mit seiner Untersuchung beschäftigt. Die Expansionsrate der Überreste eines explodierten Sterns ist erstaunlich, sie beträgt 15.000 km pro Stunde! Das sind 5% der Lichtgeschwindigkeit!
Neben diesen höchst interessanten Supernova-Explosionen und ihren Überresten gibt es natürlich noch andere „alltägliche“ Ereignisse im Weltraum. Aber Tatsache bleibt, dass alles, was uns heute umgibt, das Ergebnis von Supernova-Explosionen ist. Theoretisch bestand das Universum zu Beginn seiner Existenz aus leichten Gasen aus Helium und Wasserstoff, die sich beim Verbrennen von Sternen in andere „Bauelemente“ für alle heute existierenden Planeten verwandelten. Mit anderen Worten, die Stars gaben ihr Leben für die Geburt eines neuen Lebens!

SUPERNOVA, die Explosion, die den Tod eines Sterns markierte. Manchmal ist eine Supernova-Explosion heller als die Galaxie, in der sie aufgetreten ist.

Supernovae werden in zwei Haupttypen unterteilt. Typ I ist durch einen Mangel an Wasserstoff im optischen Spektrum gekennzeichnet; Daher wird angenommen, dass dies eine Explosion eines Weißen Zwergsterns ist, dessen Masse der Sonne nahe kommt, aber kleiner und dichter ist. In der Zusammensetzung eines Weißen Zwergs ist fast kein Wasserstoff enthalten, da dies das Endprodukt der Entwicklung eines normalen Sterns ist. In den 1930er Jahren zeigte S. Chandrasekhar, dass die Masse eines Weißen Zwergs eine bestimmte Grenze nicht überschreiten kann. Befindet er sich in einem Doppelsternsystem mit einem normalen Stern, dann kann seine Materie auf die Oberfläche des Weißen Zwergs strömen. Wenn seine Masse die Chandrasekhar-Grenze überschreitet, kollabiert (schrumpft) der Weiße Zwerg, erwärmt sich und explodiert. siehe auch STERNE.

Am 23. Februar 1987 brach in unserer Nachbargalaxie, der Großen Magellanschen Wolke, eine Supernova vom Typ II aus. Sie erhielt den Namen Ian Shelton, der eine Supernova-Explosion zuerst mit einem Teleskop und dann mit bloßem Auge bemerkte. (Die letzte derartige Entdeckung stammt von Kepler, der 1604, kurz vor der Erfindung des Teleskops, eine Supernova-Explosion in unserer Galaxie sah.) Ohio (USA) registrierte einen Fluss von Neutrino-Elementarteilchen, die bei sehr hohen Temperaturen beim Kollaps des Kerns eines Sterns entstehen und leicht durch seine Hülle dringen. Obwohl der Neutrinostrom vor etwa 150.000 Jahren von einem Stern zusammen mit einem optischen Blitz ausgesandt wurde, erreichte er die Erde fast gleichzeitig mit Photonen und bewies damit, dass Neutrinos keine Masse haben und sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen. Diese Beobachtungen bestätigten auch die Annahme, dass etwa 10 % der Masse des kollabierenden Sternkerns als Neutrinos emittiert werden, wenn der Kern selbst zu einem Neutronenstern kollabiert. In sehr massereichen Sternen werden die Kerne während einer Supernova-Explosion auf noch größere Dichten komprimiert und verwandeln sich wahrscheinlich in Schwarze Löcher, aber die äußeren Schichten des Sterns werden immer noch abgeworfen. Cm. Auch SCHWARZES LOCH.

In unserer Galaxie ist der Krebsnebel der Überrest einer Supernova-Explosion, die 1054 von chinesischen Wissenschaftlern beobachtet wurde. Der berühmte Astronom T. Brahe beobachtete auch 1572 eine Supernova, die in unserer Galaxie ausbrach. Obwohl Sheltons Supernova die erste nahe Supernova war, die seit Kepler entdeckt wurde, wurden in den letzten 100 Jahren Hunderte von Supernovae in anderen, weiter entfernten Galaxien mit Teleskopen entdeckt.

In den Überresten einer Supernova-Explosion findet man Kohlenstoff, Sauerstoff, Eisen und schwerere Elemente. Daher spielen diese Explosionen eine wichtige Rolle bei der Nukleosynthese - dem Prozess der Bildung chemischer Elemente. Es ist möglich, dass vor 5 Milliarden Jahren der Geburt des Sonnensystems auch eine Supernova-Explosion vorausging, die zur Entstehung vieler Elemente führte, die Teil der Sonne und der Planeten waren. Nukleosynthese.