Supernova

Versiunea stabilă a fost verificată pe 2 august 2022 . Există modificări neverificate în șabloane sau .

O supernovă sau o explozie de supernovă este un fenomen în timpul căruia o stea își mărește brusc luminozitatea cu 4–8 ordine de mărime (cu 10–20 de magnitudini ), urmată de o atenuare relativ lentă a fulgerului [1] [2] . Este rezultatul unui proces cataclismic care are loc la sfârșitul evoluției unor stele și este însoțit de eliberarea unei cantități uriașe de energie.

De regulă, supernovele sunt observate după fapt, adică atunci când evenimentul a avut deja loc, iar radiația sa a ajuns pe Pământ. Prin urmare, natura supernovelor a fost neclară pentru o lungă perioadă de timp. Dar acum există destul de multe scenarii care duc la astfel de focare, deși principalele prevederi sunt deja destul de clare .

Explozia este însoțită de ejectarea unei mase semnificative de materie din învelișul exterior al stelei în spațiul interstelar, iar din partea rămasă a materiei din miezul stelei explodate, de regulă, se formează un obiect compact - o stea neutronică , dacă masa stelei înainte de explozie era mai mare de 8 mase solare (M ☉ ), sau o gaură neagră cu o masă a stelei peste 40 M ☉ (masa nucleului rămas după explozie este de peste 5 M ☉ ). Împreună formează o rămășiță de supernovă .

Un studiu cuprinzător al spectrelor obținute anterior și al curbelor de lumină, combinat cu studiul resturilor și al posibilelor stele progenitoare, face posibilă construirea de modele mai detaliate și studierea condițiilor deja existente până la momentul izbucnirii .

Printre altele, materialul ejectat în timpul izbucnirii conține în mare măsură produsele fuziunii termonucleare, care a avut loc de-a lungul vieții stelei. Datorită supernovelor, Universul ca întreg și fiecare galaxie în special evoluează chimic.

Numele reflectă procesul istoric de studiu al stelelor, a cărui strălucire se schimbă semnificativ în timp, așa-numitele stele noi .

Numele este alcătuit din eticheta SN , după care se pune anul descoperirii, care se termină cu o desemnare cu una sau două litere. Primele 26 de supernove ale anului curent primesc desemnări cu o singură literă la sfârșitul numelui de la majuscule de la A la Z. Restul supernovelor primesc denumiri mici de două litere: aa , ab și așa mai departe. Supernovele neconfirmate sunt notate cu literele PSN ( în engleză posibil supernova ) cu coordonate cerești în formatul Jhhmmssss+ddmmsss .

Imaginea de ansamblu

Clasificarea modernă a supernovelor [3]

Clasă	Subclasă			Mecanism
I Fără linii de hidrogen	Linii puternice de siliciu ionizat (Si II) la 6150 Å	In absenta După explozie, nu mai rămâne nimic (nici măcar un pitic).		explozie termonucleară
	Linii puternice de siliciu ionizat (Si II) la 6150 Å	Iax [4] La luminozitate maximă, au o luminozitate mai mică comparativ cu Ia. După explozie, rămâne o pitică albă, care capătă o viteză mai mare de mișcare.		explozie termonucleară
	Liniile de siliciu sunt slabe sau absente	Liniile Ib Helium (He I) sunt prezente.		Colapsul gravitațional
	Liniile de siliciu sunt slabe sau absente	Ic Liniile de heliu sunt slabe sau absente
II Există linii de hidrogen	II-P/L/N Constanta de spectru	II-P/L Fără linii înguste	II-P Curba luminii are un platou
		II-P/L Fără linii înguste	Mărimea II-L scade liniar cu timpul [5]
		IIn Linii înguste prezente
	IIb Spectrul se modifică în timp și devine similar cu spectrul Ib.

Curbe de lumină

Curbele luminii pentru tipul I sunt foarte asemănătoare: 2–3 zile are loc o creștere bruscă, apoi este înlocuită cu o scădere semnificativă (cu 3 magnitudini) 25–40 de zile, urmată de o slăbire lentă, aproape liniară în scara mărimii . Mărimea absolută a maximului, în medie, pentru Ia erupții este , iar pentru Ib/c este . ${\textstyle M_{B}=-19,5^{m}}$ ${\textstyle M_{B}=-18^{m))$

Dar curbele de lumină de tip II sunt destul de diverse. Pentru unii, curbele semănau cu cele de tip I, doar cu o scădere mai lentă și mai prelungită a luminozității până la debutul etapei liniare. Alții, după ce au atins un vârf, au rămas pe el până la 100 de zile, apoi luminozitatea a scăzut brusc și a ajuns la o „coadă” liniară. Mărimea absolută a maximului variază într-un interval larg de la până la . Valoarea medie pentru IIp este , pentru II-L . ${\textstyle -20^{m))$ ${\textstyle -13^{m))$ ${\textstyle M_{B}=-18^{m))$ ${\textstyle M_{B}=-17^{m))$

Spectre

Clasificarea de mai sus conține deja câteva dintre principalele caracteristici ale spectrelor de supernove de diferite tipuri, să ne oprim asupra a ceea ce nu a fost inclus. Prima și foarte importantă caracteristică, care a împiedicat mult timp interpretarea spectrelor obținute, este că liniile principale sunt foarte largi.

Spectrele supernovelor de tip II și Ib/c sunt caracterizate prin:

Prezența unei absorbții înguste se apropie de luminozitatea maximă și componente înguste de emisie neschimbată.
Liniile [NIII], [NIV], [CIII], [CIV] observate în radiațiile ultraviolete.

Frecvența blițului

Frecvența izbucnirilor depinde de numărul de stele din galaxie sau, ceea ce este același pentru galaxiile obișnuite, de luminozitate. Cantitatea general acceptată care caracterizează frecvența erupțiilor în diferite tipuri de galaxii este SNu [6] :

1\ {\text{SNu}}={\frac {1\ {\text{SN}}}{10^{10}L_{\odot }(B)\times 100\ {\text{ani }}}},

unde este luminozitatea solară în filtrul B. Pentru diferite tipuri de erupții, valoarea acesteia este [6] : ${\textstyle L_{\odot }(B)}$

tip galaxie	In absenta	Ib/c	II
spirală	0,2	0,25	0,65
eliptic	0,31	Nu	Nu

În acest caz, supernovele Ib/c și II gravitează spre brațele spiralate.

Observarea resturilor de supernova

Schema canonică a rămășiței tinere este următoarea [7] :

Posibil reziduu compact; de obicei un pulsar , dar posibil o gaură neagră .
Undă de șoc externă care se propagă în materia interstelară .
O undă de întoarcere care se propagă în substanța unei supernove ejectate.
Secundar, care se propagă în cheaguri de mediu interstelar și în ejecta densă de supernova.

Împreună formează următoarea imagine: în spatele frontului undei de șoc extern, gazul este încălzit la temperaturi T S ≥ 10 7 K și emite în domeniul de raze X cu o energie fotonică de 0,1–20 keV; în mod similar, gazul în spatele frontului undei de întoarcere se formează a doua regiune de radiație cu raze X. Liniile de Fe, Si, S și alte elemente puternic ionizate indică natura termică a radiației din ambele straturi.

Radiația optică a rămășiței tinere creează gaze în aglomerări în spatele frontului undei secundare. Deoarece viteza de propagare este mai mare în ele, ceea ce înseamnă că gazul se răcește mai repede, iar radiația trece din domeniul de raze X în cel optic. Originea impactului radiației optice este confirmată de intensitatea relativă a liniilor.

Fibrele din Cassiopeia A arată clar că originea aglomerărilor de materie poate fi dublă. Așa-numitele fibre rapide se împrăștie cu o viteză de 5000-9000 km/s și radiază doar în liniile O, S, Si - adică acestea sunt ciorchine formate în momentul exploziei unei supernove. Condensările staționare, pe de altă parte, au o viteză de 100–400 km/s, iar în ele se observă o concentrație normală de H, N, O. Împreună, aceasta indică faptul că această substanță a fost ejectată cu mult înainte de explozia supernovei și a fost încălzit ulterior de o undă de şoc externă.

Emisia radio sincrotron de la particule relativiste într-un câmp magnetic puternic este principala semnătură de observație pentru întreaga rămășiță. Regiunea de localizare a acestuia este regiunile frontale ale undelor externe și de întoarcere. Radiația de sincrotron se observă și în domeniul razelor X [7] .

Descriere teoretică

Descompunerea observațiilor

Natura supernovelor Ia este diferită de natura altor erupții. Acest lucru este evident evidențiat de absența erupțiilor de tip Ib/c și de tip II în galaxiile eliptice. Din informațiile generale despre acestea din urmă, se știe că există puține stele gazoase și albastre, iar formarea stelelor s-a încheiat acum 10-10 ani. Aceasta înseamnă că toate stelele masive și-au încheiat deja evoluția, iar dintre cele neevoluate, au rămas doar stele cu o masă mai mică decât soarele. Din teoria evoluției stelare se știe că este imposibil să arunci în aer stelele de acest tip și, prin urmare, este necesar un mecanism de extindere a vieții pentru stelele cu mase 1-2M ⊙ [6] .

Absența liniilor de hidrogen în spectrele lui Ia \ Iax indică faptul că este extrem de mică în atmosfera stelei originale. Masa materiei ejectate este destul de mare - 1M ⊙ , conține în principal carbon, oxigen și alte elemente grele. Și liniile Si II deplasate indică faptul că reacțiile nucleare au loc activ în timpul ejecției. Toate acestea convin că o pitică albă, cel mai probabil una carbon-oxigen, acționează ca o stea precursoare [8] .

Gravitația către brațele spiralate ale supernovelor de tip Ib\c și II indică faptul că steaua progenitoare este stele O de scurtă durată cu o masă de 8-10M ⊙ .

Explozie termonucleară

O modalitate de a elibera cantitatea necesară de energie este o creștere bruscă a masei substanței implicate în arderea termonucleară, adică o explozie termonucleară. Cu toate acestea, fizica stelelor individuale nu permite acest lucru. Procesele din stelele situate pe secvența principală sunt în echilibru. Prin urmare, toate modelele iau în considerare stadiul final al evoluției stelare - piticele albe . Cu toate acestea, aceasta din urmă în sine este o stea stabilă și totul se poate schimba numai atunci când se apropie de limita Chandrasekhar . Acest lucru duce la concluzia fără echivoc că o explozie termonucleară este posibilă numai în mai multe sisteme stelare, cel mai probabil în așa-numitele stele binare .

În această schemă, există două variabile care afectează starea, compoziția chimică și masa finală a substanței implicate în explozie.

Primul [8] :

Al doilea însoțitor este o stea obișnuită, din care materia curge către prima.
Al doilea însoțitor este aceeași pitică albă. Acest scenariu se numește dublă degenerescență.

Al doilea:

O explozie are loc atunci când limita Chandrasekhar este depășită.
O explozie are loc înaintea lui.

Comun pentru toate scenariile de supernova Ia este că piticul care explodează este cel mai probabil carbon-oxigen. În valul de ardere, mergând de la centru la suprafață, reacțiile curg [9] :

^{12}C~+~^{16}O~\rightarrow ~^{28}Si~+~\gamma ~(Q=16,76~MeV),

^{28}Si~+~^{28}Si~\rightarrow ~^{56}Ni~+~\gamma ~(Q=10,92~MeV).

Masa substanței care reacționează determină energia exploziei și, în consecință, strălucirea la maxim. Dacă presupunem că întreaga masă a piticei albe intră în reacție, atunci energia exploziei va fi 2,2 10 51 erg [10] .

Comportarea ulterioară a curbei luminii este determinată în principal de lanțul de dezintegrare [9] :

^{56}Ni~\rightarrow ~^{56}Co~\rightarrow ~^{56}Fe.

Izotopul 56 Ni este instabil și are un timp de înjumătățire de 6,1 zile. În plus , e -captura duce la formarea nucleului 56Co, predominant într- o stare excitată cu o energie de 1,72 MeV. Acest nivel este instabil, iar tranziția nucleului la starea fundamentală este însoțită de emisia unei cascade de γ-quanta cu energii de la 0,163 MeV la 1,56 MeV. Aceste cuante experimentează împrăștierea Compton , iar energia lor scade rapid la ~100 keV. Astfel de cuante sunt deja absorbite efectiv de efectul fotoelectric și, ca urmare, încălzesc substanța. Pe măsură ce steaua se extinde, densitatea materiei din stea scade, numărul de ciocniri fotonice scade, iar materia de pe suprafața stelei devine transparentă la radiații. După cum arată calculele teoretice, această situație apare la aproximativ 20-30 de zile după ce steaua își atinge luminozitatea maximă.

După 60 de zile de la debut, substanța devine transparentă la radiațiile γ. O decădere exponențială începe pe curba luminii. Până în acest moment, izotopul 56 Ni s-a degradat deja, iar eliberarea de energie se datorează dezintegrarii β a 56 Co la 56 Fe ( T 1/2 = 77 zile) cu energii de excitație de până la 4,2 MeV.

Colapsul nucleului gravitațional

Al doilea scenariu pentru eliberarea energiei necesare este prăbușirea nucleului stelei. Masa sa ar trebui să fie exact egală cu masa rămășiței sale - o stea neutronică, înlocuind valorile tipice pe care le obținem [11] :

E_{{tot}}\sim {\frac {GM^{2}}{R}}\sim 10^{{53}}

erg,

unde M = M ☉ și R = 10 km, G este constanta gravitațională. Ora tipică este:

\tau _{{ff}}\sim {\frac {1}{{\sqrt {G\rho }}}}~4\cdot 10^{{-3}}\cdot \rho _{{12}} ^{{-0,5}}

unde ρ 12 este densitatea stelei, normalizată la 10 12 g/cm 3 .

Valoarea obținută este cu două ordine de mărime mai mare decât energia cinetică a învelișului. Este nevoie de un purtător care, pe de o parte, trebuie să transporte energia eliberată și, pe de altă parte, să nu interacționeze cu materia. Neutrinul este potrivit pentru rolul unui astfel de purtător.

Mai multe procese sunt responsabile de formarea lor. Primul și cel mai important pentru destabilizarea unei stele și începutul compresiei este procesul de neutronizare [11] :

{}^{3}El+e^{-}\la {}^{3}H+\nu _{e},

{}^{4}El+e^{-}\la {}^{3}H+n+\nu _{e},

{}^{56}Fe+e^{-}\to {}^{56}Mn+\nu _{e}.

Neutrinii din aceste reacții elimină 10%. Rolul principal în răcire îl joacă procesele URCA (răcire cu neutrini):

e^{+}+n\to {\tilde {\nu }}_{e}+p,

e^{-}+p\to \nu _{e}+n.

În loc de protoni și neutroni, nucleele atomice pot acționa și cu formarea unui izotop instabil care suferă dezintegrare beta:

e^{-}+(A,Z)\la (A,Z-1)+\nu _{e},

(A,Z-1)\to (A,Z)+e^{-}+{\tilde {\nu }}_{e}.

Intensitatea acestor procese crește odată cu compresia, accelerând-o astfel. Acest proces este oprit prin împrăștierea neutrinilor de către electroni degenerați, în timpul cărora aceștia sunt termolizați.[ termen necunoscut ] și sunt blocate în interiorul substanței. Se realizează o concentrație suficientă de electroni degenerați la densitățile g/cm 3 . ${\textstyle \rho _{{nuc}}=2,8\cdot 10^{{14}}}$

Rețineți că procesele de neutronizare au loc numai la densități de 10 11 g/cm 3 , care sunt realizabile numai în miezul unei stele. Aceasta înseamnă că echilibrul hidrodinamic este încălcat numai în el. Straturile exterioare sunt în echilibru hidrodinamic local, iar colapsul începe numai după ce miezul central se contractă și formează o suprafață solidă. Recul de pe această suprafață asigură ejectarea tecii.

Modelul unei tinere rămășițe de supernovă Teoria evoluției unei rămășițe de supernovă

Există trei etape în evoluția unei rămășițe de supernovă:

Zbor gratuit. Se termină în momentul în care masa substanței greblate este egală cu masa ejecției: $R_{s}=\left({\frac {3M_{0}}{4\pi \nu m_{H}n_{0}}}\right)\simeq 2$ pc, ani. $t={\frac {R_{s}}{V_{s}}}\simeq 200$
Expansiune adiabatică (etapa Sedov). O explozie de supernovă în această etapă este reprezentată ca o explozie de punct tare într-un mediu cu o capacitate termică constantă. Soluția automodală a lui Sedov , testată pe explozii nucleare din atmosfera pământului, este aplicabilă acestei probleme: $R_{S}=13,5\left({\frac {E_{51}}{n_{0}}}\right)^{0,2}\left({\frac {t}{10 ^{4} an}}\dreapta)^{0,4}$ PC $T_{S}=1,5\left({\frac {E_{51}}{n_{0}}}\right)R_{S,(buc)}^{-3}10^{10 }$ La
Etapa de iluminare intensă. Începe atunci când temperatura din spatele frontului atinge un maxim pe curba pierderilor de radiație. Conform calculelor numerice, acest lucru se întâmplă în acest moment: ${\displaystyle t_{cool}=2,7E_{51}^{0,24}n_{0}^{-0,52}*10^{4))$ ani Raza corespunzătoare a undei de șoc extern și viteza acesteia sunt: $R_{cool}=20E_{51}^{0},29n_{0}^{-0,41}$ pc, km/s $V_{cool}=280E_{51}^{0,055}n_{0}^{0,11}$

Expansiunea învelișului se oprește în momentul în care presiunea gazului rămas devine egală cu presiunea gazului în mediul interstelar. După aceea, rămășița începe să se risipească, ciocnindu-se de norii care se mișcă aleatoriu. Timpul de resorbție atinge:

t_{max}=7E_{51}^{0,32}n_{0}^{0,34}{\tilde {P}}_{0,4}^{-0,7}

ani

Construirea unei descrieri detaliate

Căutați rămășițe de supernovă

Caută stele precursoare

Teoria supernovei Ia

Pe lângă incertitudinile din teoriile supernovei Ia descrise mai sus, mecanismul exploziei în sine provoacă multe controverse. Cel mai adesea, modelele pot fi împărțite în următoarele grupuri [12] :

Detonare instantanee.
Detonație întârziată.
Detonație întârziată pulsatorie.
Combustie rapidă turbulentă.

Cel puțin pentru fiecare combinație de condiții inițiale, mecanismele enumerate pot fi găsite într-o variație sau alta. Dar gama de modele propuse nu se limitează la asta. Ca exemplu, putem cita modele când două pitice albe detonează deodată. Desigur, acest lucru este posibil numai în acele scenarii în care ambele componente au evoluat.

Evoluția chimică și impactul asupra mediului interstelar

Evoluția chimică a Universului. Originea elementelor cu număr atomic deasupra fierului

Exploziile de supernove sunt principala sursă de completare a mediului interstelar cu elemente cu numere atomice mai mari (sau, după cum se spune, mai grele ) He . Cu toate acestea, procesele care le-au dat naștere sunt diferite pentru diferite grupuri de elemente și chiar izotopi.

Aproape toate elementele mai grele decât He și până la Fe sunt rezultatul fuziunii termonucleare clasice, care are loc, de exemplu, în interiorul stelelor sau în timpul exploziilor de supernove în timpul procesului p . Aici merită menționat că o parte extrem de mică a fost totuși obținută în cursul nucleosintezei primare.
Toate elementele mai grele de 209 Bi sunt rezultatul procesului r.
Originea celorlalte este subiect de discuție; procesele s- , r-, ν- și rp sunt propuse ca posibile mecanisme [13] .

Procesul R

procesul-r este procesul de formare a nucleelor mai grele din nuclee mai ușoare prin captarea succesivă a neutronilor în cursul reacțiilor ( n , γ) ; continuă atâta timp cât rata de captare a neutronilor este mai mare decât rata de dezintegrare β - a izotopului . Cu alte cuvinte, timpul mediu de captare a n neutroni τ(n,γ) ar trebui să fie:

\tau (n,\gamma)\aprox {\frac {1}{n)}\tau _{\beta},

unde τ β este timpul mediu al dezintegrarii β a nucleelor care formează lanțul procesului r. Această condiție impune o restricție asupra densității neutronilor, deoarece:

\tau (n,\gamma )\aprox \left(\rho \overline {(\sigma _{{n\gamma }},v_{n})}\right)^{{-1}}

unde este produsul dintre secțiunea transversală a reacției ( n ,γ) și viteza neutronilor în raport cu nucleul țintă, mediat pe spectrul de distribuție a vitezei Maxwellian. Având în vedere că procesul r are loc în nuclee grele și medii, 0,1 s < τ β < 100 s, atunci pentru n ~ 10 și temperatura ambiantă T = 10 9 K , obținem densitatea caracteristică: $\overline {(\sigma _{{n\gamma }},v_{n})}$

\rho \aprox 2\cdot 10^{{17}}

neutroni / cm3 .

Astfel de condiții se realizează în:

undă de șoc, care, trecând prin straturile de heliu și neon , provoacă o reacție cu concentrația necesară de neutroni. $\mathrm{^{22}Ne} + \mathrm{^{4}He}\rightarrow\mathrm{^{25}Mg} + \mathrm{^{1}n}$
partea centrală a unei stele masive în stadiul pre-supernova. Acolo se formează un număr mare de neutroni și particule în timpul fotodezintegrării fierului în stadiul final al evoluției. $\displaystyle\mathrm{\alpha}$ $\mathrm{^{56}Fe} + \mathrm{\gamma}\rightarrow 13\,\mathrm{^{4}He} + 4\,\mathrm{^{1}n}$

ν-proces

Procesul ν este procesul de nucleosinteză, prin interacțiunea neutrinilor cu nucleele atomice. Poate fi responsabil pentru apariția izotopilor 7 Li , 11 B , 19 F , 138 La și 180 Ta [13] .

Istoricul observațiilor

Interesul lui Hipparchus pentru stelele fixe ar fi putut fi inspirat de observarea unei supernove (după Pliniu). Cea mai veche înregistrare, care este identificată ca o observație a supernovei SN 185 , a fost făcută de astronomii chinezi în 185 d.Hr. Cea mai strălucitoare supernova cunoscută, SN 1006 , a fost descrisă în detaliu de astronomii chinezi și arabi. Supernova SN 1054 a fost bine observată , dând naștere Nebuloasei Crabului . Supernovele SN 1572 și SN 1604 au fost vizibile cu ochiul liber și au avut o mare importanță în dezvoltarea astronomiei în Europa, deoarece au fost folosite ca argument împotriva ideii aristotelice că lumea de dincolo de Lună și sistemul solar este neschimbată. Johannes Kepler a început să observe SN 1604 pe 17 octombrie 1604 . Aceasta a fost a doua supernova care a fost înregistrată în stadiul de strălucire (după SN 1572 a lui Tycho Brahe în constelația Cassiopeia).

Odată cu dezvoltarea telescoapelor , a devenit posibilă observarea supernovelor în alte galaxii, începând cu observarea supernovei S Andromeda în Nebuloasa Andromeda în 1885 . Pe parcursul secolului al XX-lea, au fost dezvoltate modele de succes pentru fiecare tip de supernova, iar înțelegerea rolului lor în procesul de formare a stelelor a crescut. În 1941, astronomii americani Rudolf Minkowski și Fritz Zwicky au dezvoltat o schemă modernă de clasificare a supernovelor.

În anii 1960, astronomii și-au dat seama că luminozitatea maximă a exploziilor de supernove ar putea fi folosită ca o lumânare standard , deci o măsură a distanțelor astronomice. Supernovele oferă acum informații importante despre distanțele cosmologice. Cele mai îndepărtate supernove s-au dovedit a fi mai slabe decât se aștepta, ceea ce, conform conceptelor moderne, arată că expansiunea Universului se accelerează.

Au fost dezvoltate metode pentru reconstruirea istoriei exploziilor de supernove care nu au înregistrări scrise ale observațiilor. Data apariției supernovei Cassiopeia A a fost determinată din ecoul luminos din nebuloasă , în timp ce vârsta rămășiței supernovei RX J0852.0−4622 este estimată din măsurători ale temperaturii și emisiilor γ din dezintegrarea titanului-44 . În 2009, nitrați au fost găsiți în gheața din Antarctica , în concordanță cu momentul exploziei unei supernove.

Pe 23 februarie 1987, în Marele Nor Magellanic , la o distanță de 168 de mii de ani lumină de Pământ, a fulgerat o supernova SN 1987A , cea mai apropiată de Pământ observată de la inventarea telescopului. Pentru prima dată, a fost înregistrat un flux de neutrini dintr-o erupție. Izbucnirea a fost studiată intens cu ajutorul sateliților astronomici în intervalele ultraviolete, raze X și gamma. Rămășița supernovei a fost explorată cu ALMA , Hubble și Chandra . Nici o stea neutronică, nici o gaură neagră , care, potrivit unor modele, ar trebui să se afle la locul focarului, nu au fost încă descoperite.

Pe 22 ianuarie 2014, supernova SN 2014J a explodat în galaxia M82 , situată în constelația Ursa Major . Galaxy M82 este situată la o distanță de 12 milioane de ani lumină de galaxia noastră și are o magnitudine stelară aparentă de puțin sub 9. Această supernova a fost cea mai apropiată de Pământ din 1987 (SN 1987A).

În aprilie 2018, oamenii de știință britanici de la Universitatea din Southampton a Societății Regale Britanice de Astronomie la conferința EWASS ( Săptămâna Europeană a Astronomiei și Cercetării Spațiale) au fost anunțate date [15] cu privire la posibila descoperire a unui nou, încă neexplorat, al treilea tip de supernove în cursul observațiilor lor. În timpul acestor observații, în cadrul programului Dark Energy Survey Supernova Program (DES-SN), au fost înregistrate 72 de erupții pe termen scurt cu temperaturi de la 10 la 30 mii ° C și dimensiuni de la câteva unități la câteva sute de UA. e. Principala caracteristică a acestor evenimente cosmice este durata lor relativ scurtă - doar câteva săptămâni și nu câteva luni ca în supernovele obișnuite. [16]

Cele mai cunoscute supernove și rămășițele lor

nebuloasa crabului
Supernova SN 1572
Supernova SN 1604 (Supernova lui Kepler)
Supernova SN 1987A
Supernova SN 1993J
Hypernova SN 2006gy
Supernova G1.9+0.3 (Cea mai tânără cunoscută în galaxia noastră)

Supernove istorice în galaxia noastră (observate)

supernova	Data focarului	Constelaţie	Max. strălucire	Distanța ( ani )	Tip flash	Durata vizibilității _ _	Rest	Note
SN 185	185 , 7 decembrie	Centaurus	−8	9100	In absenta?	8-20 luni	G315.4-2.3 (RCW 86) [17]	Cronici chinezești: observate lângă Alpha Centauri.
SN 369	369	necunoscut	necunoscut _	necunoscut _	necunoscut _	5 luni	necunoscut	Cronici chinezești: situația este foarte puțin cunoscută. Dacă era în apropierea ecuatorului galactic, este foarte probabil să fi fost o supernovă; dacă nu, cel mai probabil a fost o nouă lentă.
SN 386	386	Săgetător	+1,5	16 000	II?	2-4 luni	G11.2-0.3	cronici chineze
SN 393	393	Scorpion	0	34 000	necunoscut _	8 luni	mai multi candidati	cronici chineze
SN 1006	1006 1 mai	Lup	−7,5	7200	In absenta	18 luni	SNR 1006	Călugări elvețieni, oameni de știință arabi și astronomi chinezi.
SN 1054	1054 4 iulie	Taurul	−6	6300	II	21 de luni	nebuloasa crabului	în Orientul Apropiat și Îndepărtat (nu apare în textele europene, în afară de vagi aluzii din cronicile monahale irlandeze).
SN 1181	1181 , august	Casiopea	−1	8500	necunoscut _	6 luni	Posibil 3C58 (G130.7+3.1)	lucrările lui Alexandre Nekem , profesor la Universitatea din Paris, și texte chineze și japoneze.
SN 1572	1572 6 noiembrie	Casiopea	−4	7500	In absenta	16 luni	Rămășița supernovei Tycho	Acest eveniment este înregistrat în multe surse europene, inclusiv în înregistrările tânărului Tycho Brahe . Adevărat, el a observat steaua care arde abia pe 11 noiembrie , dar a urmărit-o timp de un an și jumătate și a scris cartea „De Nova Stella” („Pe o stea nouă”) - prima lucrare astronomică pe această temă.
SN 1604	1604 9 octombrie	Ophiuchus	−2,5	20000	In absenta	18 luni	Rămășița de supernova a lui Kepler	Din 17 octombrie, Johannes Kepler a început să-l studieze , care și-a subliniat observațiile într-o carte separată.
SN 1680	1680 august 16	Casiopea	+6	10000	IIb [18]	necunoscut (nu mai mult de o săptămână)	Rămășița supernovei Cassiopeia A	posibil văzut de Flamsteed și catalogat ca 3 Cassiopeiae .

Vezi și

Note

↑ Tsvetkov D. Yu. Supernove . Consultat la 6 iunie 2015. Arhivat din original pe 18 iunie 2015. (nedefinit)
↑ Supernovae // Enciclopedia fizică : [în 5 volume] / Cap. ed. A. M. Prohorov . - M . : Enciclopedia Sovietică (vol. 1-2); Marea Enciclopedie Rusă (vol. 3-5), 1988-1999. — ISBN 5-85270-034-7 .
↑ Scannapieco Evan , Bildsten Lars. Rata supernovelor de tip Ia // The Astrophysical Journal. - 2005. - 5 august ( vol. 629 , nr. 2 ). - S. L85-L88 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/452632 .
↑ Foley Ryan J. , Challis PJ , Chornock R. , Ganeshalingam M. , Li W. , Marion GH , Morrell NI , Pignata G. , Stritzinger MD , Silverman JM , Wang X. , Anderson JP , Filippenko AV , Freedman WL . Hamuy M. , Jha SW , Kirshner RP , McCully C. , Persson SE , Phillips MM , Reichart DE , Soderberg AM TYPE Iax SUPERNOVAE: A NEW CLASS OF STELLAR EXPLOSION // The Astrophysical Journal. - 2013. - 25 martie ( vol. 767 , nr. 1 ). - S. 57 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/767/1/57 .
↑ Doggett JB , Branch D. A comparative study of supernova light curves // The Astronomical Journal. - 1985. - Noiembrie ( vol. 90 ). - S. 2303 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/113934 .
↑ 1 2 3 Lozinskaya T. A. Explozii de stele și vânt stelar în galaxii. - al 2-lea. - Moscova: URSS, 2013. - S. 48-54. — 216 p. - ISBN 978-5-397-03582-8 .
↑ 1 2 Lozinskaya T. A. Explozii de stele și vânt stelar în galaxii. - al 2-lea. - Moscova: URSS, 2013. - S. 59-67. — 216 p. - ISBN 978-5-397-03582-8 .
↑ 1 2 Hillebrandt Wolfgang , Niemeyer Jens C. Modele de explozie de supernova de tip Ia // Revizuirea anuală a astronomiei și astrofizicii. - 2000. - Septembrie ( vol. 38 , nr. 1 ). - S. 191-230 . — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev.astro.38.1.191 .
↑ 1 2 Ishkhanov B. S., Kapitonov I. M., Tutyn I. A. Nucleosinteza în Univers . - M. , 1998. Copie de arhivă din 27 decembrie 2012 la Wayback Machine
↑ Iben I., Jr. , Tutukov AV Supernove de tip I ca produse finale ale evoluției binarelor cu componente de masă inițială moderată (M nu mai mare de aproximativ 9 mase solare) // The Astrophysical Journal Supplement Series. - 1984. - Februarie ( vol. 54 ). - S. 335 . — ISSN 0067-0049 . - doi : 10.1086/190932 .
↑ 1 2 Zasov A. V., Postnov K. A. Astrofizică generală. - Fryazino: Vek 2, 2006. - 496 p. — (Supernove și rămășițe de supernove). - 3000 de exemplare. - ISBN 5-85099-169-7 , UDC 52, BBC 22.6.
↑
* http://adsabs.harvard.edu/abs/2012nuco.confE..50F Arhivat 12 septembrie 2017 la Wayback Machine
- http://adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...719.1067K Arhivat 19 februarie 2015 la Wayback Machine
- Maoz Dan , Mannucci Filippo , Nelemans Gijs. Indicii de observație pentru progenitorii supernovelor de tip Ia // Revizuirea anuală a astronomiei și astrofizicii. - 2014. - 18 august ( vol. 52 , nr. 1 ). - S. 107-170 . — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev-astro-082812-141031 .
↑ 1 2 3 José J.; Iliadis C. Astrofizica nucleară: căutarea neterminată a originii elementelor. - Rapoarte privind progresul în fizică, 2011. - doi : 10.1088/0034-4885/74/9/096901 . - Cod biblic .
↑ Hubble găsește o structură inelală misterioasă în jurul Supernovai 1987a , HubbleSite ( 19 mai 1994). Arhivat din original pe 27 aprilie 2015. Preluat la 27 aprilie 2015.
↑ Astronomii găsesc 72 de explozii luminoase și rapide , ScienceDaily . Arhivat din original pe 5 aprilie 2018. Preluat la 5 aprilie 2018.
↑ S. Vasiliev. Flash-urile rapide și strălucitoare au indicat existența unor supernove de tip necunoscut. . Naked Science . naked-science.ru (4 aprilie 2018). Consultat la 5 aprilie 2018. Arhivat din original pe 5 aprilie 2018. (Rusă)
↑ RCW 86: rămășiță istorică de supernova . Consultat la 11 noiembrie 2011. Arhivat din original pe 26 noiembrie 2011. (nedefinit)
↑ Rămășițele supernovei Arhivat 23 martie 2009 la Wayback Machine // Astronet

Literatură

Handbook of Supernovae / Alsabti, Athem W., Murdin, Paul (Eds.). - Springer International Publishing, 2017. - 2727 p. - ISBN 978-3-319-21845-8 .

Link -uri

Tsvetkov D. Yu. Supernove - o revizuire modernă a supernovelor.
Popov S. B. Cum explodează supergiganții slăbiți? — Un model detaliat al unei explozii de supernovă de tip II.
Levin A. Space Bombs // „ Mecanica populară ” nr. 8, 2007
Green D. A., Stevenson R. F. Supernove istorice // Astronet
Supernove superluminoase: Cea mai îndepărtată și mai strălucitoare supernova i-a șocat pe astronomi // „ Vesti. Nauka”, 23 decembrie 2013
Lista supernovelor , CBAT IAU

Dicționare și enciclopedii

În cataloagele bibliografice
BNE : XX536209 BNF : 11981120n GND : 4184117-7 J9U : 987007551031905171 LCCN : sh85130637 NDL : 00573732 NKC : ph116336

supernove
Clase	Tip Ia Tip Iax Tipul Ib și Ic Tipul II Hipernova datorie grea Pereche instabilă bogat în calciu
Fizică	detonarea carbonului Duşman supernova aproape de Pământ Atitudinea lui Phillips Nucleosinteza p-proces proces r y-proces Supernova neutrini
subiecte asemănătoare	pseudo supernova Supernova cu instabilitate pereche Supernova eșuată explozie gamma Sursă de explozii moi repetitive de raze gamma Valuri gravitationale rafale radio rapide kilonovaya rosu aprins nou Stea noua impactul pulsarului Quark nova Nova simbiotică
predecesorii	hipergigant galben roșu variabilă albastru strălucitor supergigant albastru roșu galben pitic alb selecția articolelor Steaua Lupului - Rayet Super Agb Star
Rămășițe	rest de supernova plerion stea neutronică pulsar magnetar gaura neagră de masă stelară stea compactă stea cuarci stea exotică vedeta zombie bulă locală Superbulă
Descoperiri	Vedeta invitata Istoria observațiilor supernovei Cronologia stelelor neutronice, a pulsarilor, a supernovelor și a piticelor albe
Liste	candidați la supernove supernove stele masive resturile de supernova
Cunoscut	bucla lui Barnard Cassiopeia A nebuloasa crabului IPTF14hls SN 1000+0216 SN 1572 SN 1604 S Andromedae SN 1987A SN 1994D SN 185 SN 1006 SN 2003fg G1.9+0.3 SN 2007bi SN 2011fe SN 2014J Supernova Refsdala Rămășița supernovei în Sails SN 2006gy ASASSN-15lh SN 2016aps SN 2018 vaca AT2018 vaca
Categorie:Șabloane de navigație:Astronomie Comune: Supernove

stele variabile
Eruptiv	Wolf - Raie Gamma Cassiopeiae Incorect ( variabilele Orion ( T Taur Fuori )) R Coroana de Nord RS Beagle Dogs S Dorado UV China
Pulsând	Cefeide ( cefeide clasice Cefeide de tip II ( BL Hercules V Fecioară RV Taur )) Alpha Cygnus Beta Cephei Delta Shield Gamma Doradus Încet greșit Mirida Semi-corect Pitici albe care pulsa Telescop PV RR Lyra Phoenix SX
rotind	α² Hound Dogs DE Dragon Elipsoidal rotativ Părul lui FK Veronica Pulsari SX Berbec
Cataclismic	Nou Repetați nou polari Polari intermediari Novae pitice ( SS Cygnus , SU Ursa Major , Z Giraffe ) Roșu aprins nou supernove AM Câini Beagle Z Andromedae
eclipsarea binarelor	Algol Beta Lyrae W Ursa Major
Liste	Lista tipurilor de stele variabile GCVS
Categorie: Stele variabile

Găuri negre

Tipuri

Dimensiuni

Educaţie

Proprietăți

orizontul evenimentelor
Termodinamica găurilor negre
Raza gravitațională
Sferă fotonică
Ergosferă
Procesul Penrose
Procesul Blanford - Znaeka
Acreția Bondi
spaghetificare
Lentila gravitațională
Raportul M-sigma
Oscilații cvasi-periodice
Radiația Hawking
Dispariția informațiilor într-o gaură neagră

Modele

Paradigma membranei
Singularitatea gravitațională
Singularitatea inelului
gaura neagră primordială
Gravastar
Stea intunecata
stea cu energie întunecată
Steaua Neagră
Magnetosferă care se prăbușește permanent
Fazball
Singularitate goală
gaura alba
Mole Hole
parametrul Immirji
Kugelblitz
Quasistar
Steaua Planck
Casp Bacalla - Wolfa

teorii

Soluții exacte în relativitatea generală

Schwarzschild
Kerra
Reisner-Nordström
Kerr-Newman
Soluție exactă a găurii negre

subiecte asemănătoare

Categorie:Gauri negre