Supernovalarning turlari. Yulduzning o'limi, supernova portlashi, supernova, kimyoviy elementlarning kosmik aylanishi. Supernovalarning atrof muhitga ta'siri

Qadimgi xronikalar va xronikalar bizga vaqti-vaqti bilan osmonda juda baland yorqin yulduzlar paydo bo'lganligini aytadi. Ular tezda yorqinligini oshirdilar va keyin bir necha oy davomida asta-sekin xira bo'lib, ko'rinishni to'xtatdilar. Maksimal yorqinlikka yaqin bu yulduzlar kunduzi ham ko'rinib turardi. Eng yorqin alangalar 1006 va 1054 yillarda bo'lib, ular haqida ma'lumot Xitoy va Yaponiya traktatlarida mavjud. 1572 yilda bunday yulduz Kassiopeya yulduz turkumida yonib ketdi va uni taniqli astronom Tycho Brahe kuzatdi va 1604 yilda Yoxannes Kepler Ophiuchus yulduz turkumida xuddi shunday alangani kuzatdi. O'shandan beri "teleskopik" davrning to'rt asrida astronomiyada bunday alangalar kuzatilmagan. Biroq, kuzatuv astronomiyasining rivojlanishi bilan tadqiqotchilar juda ko'p miqdordagi o'xshash alevlarni aniqlay boshladilar, ammo ular juda yuqori nashrida bo'lmadi. To'satdan paydo bo'lgan va tez orada izsiz g'oyib bo'lgan bu yulduzlar "Yangi" deb nomlana boshladilar. 1006 va 1054 yulduzlari, Tycho va Kepler yulduzlari bir xil alangalar bo'lib tuyuldi, faqat juda yaqin va shu sababli yorqinroq edi. Ammo bu shunday emasligi aniqlandi. 1885 yilda Tartu rasadxonasida astronom Xartvig taniqli Andromeda tumanligida yangi yulduz paydo bo'lishini payqadi. Ushbu yulduz 6-chi kattalikka yetdi, ya'ni uning nurlanish kuchi butun tumanlikka qaraganda atigi 4 baravar kam edi. Keyin bu astronomlarni ajablantirmadi: axir, Andromeda tumanligi tabiati noma'lum edi, u shunchaki Quyoshga juda yaqin chang va gaz buluti deb taxmin qilingan edi. Faqatgina 1920-yillarda, Andromeda tumanligi va boshqa spiral tumanliklar bizdan yuzlab milliardlab yulduzlar va millionlab yorug'lik yillaridan iborat ulkan yulduz tizimlari ekanligi ayon bo'ldi. Andromeda tumanligida oddiy Nova yulduzlarining alangalari ham aniqlandi, ular 17-18 kattalikdagi narsalar sifatida ko'rinardi. 1885-yilgi yulduz yangi nurlanish kuchidan o'n minglab marotaba oshib ketgani aniq bo'ldi, qisqa vaqt ichida uning yorqinligi ulkan yulduzlar sistemasiga teng keldi! Shubhasiz, ushbu alevlarning tabiati boshqacha bo'lishi kerak. Keyinchalik, bu eng kuchli alevlar "Supernovae" deb nomlandi, unda "over" prefiksi ularning katta "yangilik" emas, balki ko'proq radiatsion kuchini anglatardi.

Supernovalarni qidirish va kuzatish

Uzoq galaktikalar fotosuratlarida supernova portlashlari tez-tez kuzatila boshlandi, ammo bu kashfiyotlar tasodifiy bo'lib, ushbu ulkan portlashlarning sababi va mexanizmini tushuntirish uchun zarur ma'lumotlarni taqdim eta olmadi. Biroq, 1936 yilda Qo'shma Shtatlardagi Palomar rasadxonasida ishlagan astronomlar Baade va Tsviki supernovalarni izlab izlay boshladilar. Ularning ixtiyorida Shmidt teleskopi bor edi, bu ularga bir necha o'nlab kvadrat darajadagi maydonlarni suratga olishga va hatto zaif yulduzlar va galaktikalarning juda aniq tasvirlarini berishga imkon berdi. Bir necha hafta o'tgach olingan osmonning bir mintaqasi fotosuratlarini taqqoslaganda, tasvirlarda aniq ajralib turadigan yangi yulduzlarning galaktikalarda paydo bo'lishini payqash oson edi. Suratga olish uchun yaqin atrofdagi galaktikalarga boy osmon mintaqalari tanlangan, bu erda ularning soni bitta rasmda bir necha o'nga etishi mumkin va supernovalarni aniqlash ehtimoli katta bo'lgan.

1937 yilda Baade va Zviki 6 ta supernovani topishga muvaffaq bo'lishdi. Ularning orasida 1937C va 1937D yillardagi yorqin yulduzlar bor edi (astronomlar kashfiyot yiliga harflar qo'shib, joriy yilda kashfiyotlar ketma-ketligini ko'rsatib, supernovalarni belgilashga qaror qildilar), ular mos ravishda maksimal 8 va 12 kattaliklarga etdi. Ular uchun yorug'lik egri chiziqlari qo'lga kiritildi - yorqinlikning o'zgarishiga vaqt bog'liqligi - va ko'p miqdorda spektrogramlar - nurlanish intensivligining to'lqin uzunligiga bog'liqligini ko'rsatadigan yulduz spektrlarining fotosuratlari. Bir necha o'n yillar davomida ushbu material supernova portlashlarining sabablarini ochishga urinayotgan barcha tadqiqotchilar uchun asosiy materialga aylandi.

Afsuski, ikkinchi jahon urushi juda muvaffaqiyatli boshlangan kuzatuv dasturini to'xtatdi. Palomar observatoriyasida supernovalarni muntazam ravishda izlash faqat 1958 yilda boshlangan, ammo allaqachon 22-23 kattalikdagi yulduzlarni suratga olishga imkon beradigan kattaroq Shmidt teleskopi yordamida. 1960 yildan boshlab, ushbu ish bilan mos teleskoplar mavjud bo'lgan dunyodagi boshqa bir qator rasadxonalar qo'shildi. SSSRda bunday ishlar GAISHning Qrim stantsiyasida amalga oshirildi, u erda teleskop-astrograf linzalari diametri 40 sm va juda katta ko'rish maydoni - deyarli 100 kvadrat daraja va Gruziyadagi Abastumani Astrofizika Observatoriyasida - 36 sm ochilgan Shmidt teleskopida. Qrimda va Abastumanida supernovalarning ko'plab kashfiyotlari qilingan. Boshqa rasadxonalardan eng ko'p kashfiyotlar Shmidtning ikkita teleskopi ishlaydigan Italiyadagi Asiago rasadxonasida bo'lgan. Shunga qaramay, Palomar rasadxonasi kashfiyotlar soni va aniqlash uchun mavjud bo'lgan yulduzlarning chegara kattaligi bo'yicha etakchi bo'lib qoldi. Birgalikda, 60-70-yillarda, yiliga 20 tagacha supernova kashf qilindi va ularning soni tez o'sishni boshladi. Katta teleskoplar bilan fotometrik va spektroskopik kuzatishlar kashf etilgandan so'ng darhol boshlandi.

1974 yilda F. Zviki vafot etdi va ko'p o'tmay Palomar rasadxonasida supernovalarni qidirish to'xtatildi. Kashf etilgan supernovalar soni kamaydi, ammo 1980-yillarning boshidan boshlab u yana ko'tarila boshladi. Janubiy osmonda - Chilidagi Cerro el Roble rasadxonasida yangi qidiruv dasturlari ishga tushirildi, bundan tashqari astronomlar supernovalarni kashf qila boshladilar. Ma'lum bo'lishicha, maqsadlari 20-30 sm bo'lgan kichik havaskor teleskoplar yordamida vizual ravishda aniqlangan galaktikalar to'plamini muntazam ravishda kuzatish orqali yorqin supernova portlashlarini muvaffaqiyatli izlash mumkin. Eng katta yutuqqa Avstraliyadan kelgan ruhoniy Robert Evans erishdi, u 80-yillarning boshidan beri yiliga 6 ta supernovani topishga muvaffaq bo'ldi. Ajablanarlisi shundaki, professional astronomlar uning "osmonga bevosita aloqasi" haqida hazillashdilar.

1987 yilda bizning Galaktikamizning "sun'iy yo'ldoshi" bo'lgan va bizdan atigi 55 kiloparsek masofada joylashgan Katta Magellan Bulut galaktikasida 20-asrning eng yorqin supernovasi SN 1987A topildi. Bir muncha vaqt bu supernova hatto yalang'och ko'z bilan ko'rinib turardi va maksimal yorqinligi taxminan 4 kattalikka etdi. Biroq, bu faqat janubiy yarim sharda kuzatilishi mumkin edi. Ushbu supernova uchun aniqligi va davomiyligi bo'yicha noyob bo'lgan bir qator fotometrik va spektral kuzatuvlar olingan va endi astronomlar supernovaning kengayib borayotgan gaz tumanligiga aylanish jarayoni qanday rivojlanishini kuzatishda davom etmoqdalar.

Supernova 1987A. Chap tomonda supernova paydo bo'lgan hududning epidemiyasi paydo bo'lishidan ancha oldin olingan fotosurat mavjud. Yaqinda portlashi mumkin bo'lgan yulduz o'q bilan belgilanadi. O'ngda yuqorida supernova maksimal yorqinlikka yaqin bo'lgan paytdagi osmonning xuddi shu mintaqasi fotosurati keltirilgan. Quyida - avj olganidan 12 yil o'tib supernovaga o'xshaydi. Supernova atrofidagi halqalar yulduzlararo gaz (chiqishdan oldin supernovadan oldingi yulduz tomonidan qisman chiqarib yuborilgan) bo'lib, portlash paytida ionlanadi va porlashni davom ettiradi.

1980-yillarning o'rtalarida astronomiyada fotografiya davri tugashi aniq bo'ldi. Tez rivojlanayotgan CCD detektorlari fotosurat emulsiyasidan sezgirligi va qayd etilgan to'lqin uzunligi diapazonida bir necha bor ustunroq edi, deyarli aniqlikda undan kam emas. CCD kamerasi tomonidan olingan tasvirni darhol kompyuter ekranida ko'rish mumkin va ilgari olinganlari bilan solishtirish mumkin edi, va suratga olish uchun rivojlanish, quritish va taqqoslash jarayoni bir kunda eng yaxshi vaqtni oladi. Fotosurat plitalarining qolgan yagona afzalligi - osmonning katta maydonlarini suratga olish qobiliyati - supernovalarni qidirish uchun ham ahamiyatsiz bo'lib chiqdi: CCD kamerali teleskop fotografiya bilan taqqoslanadigan vaqt ichida fotosurat plitasiga tushgan barcha galaktikalarning rasmlarini alohida-alohida olishlari mumkin edi. To'liq avtomatlashtirilgan supernova qidiruv dasturlarining loyihalari paydo bo'ldi, ularda ilgari kiritilgan dasturga muvofiq teleskop tanlangan galaktikalarga qaratilgan bo'lib, natijada olingan tasvirlar kompyuter tomonidan ilgari olinganlari bilan taqqoslanadi. Faqatgina yangi ob'ekt topilgan taqdirda, kompyuter astronomga signal yuboradi, u supernova portlashi haqiqatdan ham qayd qilingan yoki yo'qligini aniqlaydi. 90-yillarda 80 santimetrli reflektorli teleskop yordamida bunday tizim Lick Observatoriyasida (AQSh) ishlay boshladi.

Astronomiyani yaxshi ko'radiganlar uchun oddiy CCD kameralarning mavjudligi vizual kuzatuvlardan CCD kuzatuvlariga o'tishga olib keldi va keyinchalik 20-30 sm linzalari bo'lgan teleskoplar uchun 18 va hatto 19 kattalikdagi yulduzlar paydo bo'ldi. Avtomatlashtirilgan izlanishlarning joriy etilishi va CCD kameralar bilan supernovalarni izlayotgan astronomiya ixlosmandlari sonining ko'payishi kashfiyotlar sonining ko'chkiga o'xshash o'sishiga olib keldi: hozirgi kunda yiliga 100 dan ortiq supernova kashf etilmoqda va kashfiyotlarning umumiy soni 1500 dan oshdi. oyna diametri 3-4 metr bo'lgan eng katta teleskoplarda uzoq va zaif supernovalar. Ma'lum bo'lishicha, maksimal yorqinlikda 23-24 gacha bo'lgan supernovalarni o'rganish butun koinotning tuzilishi va taqdiri haqidagi ko'plab savollarga javob beradi. Bir kecha davomida eng zamonaviy CCD kameralar bilan jihozlangan bunday teleskoplar yordamida 10 dan ortiq uzoq supernovalarni topish mumkin! Bunday supernovalarning bir nechta rasmlari quyidagi rasmda keltirilgan.

Hozirgi vaqtda kashf etilgan deyarli barcha supernovalar kamida bitta spektrni olishga muvaffaq bo'lishdi va ko'pchilik uchun yorug'lik egri chiziqlari ma'lum (bu ham astronomiya ixlosmandlarining katta xizmatlari bilan bog'liq). Shunday qilib, tahlil qilish uchun mavjud bo'lgan kuzatuv materiallari miqdori juda katta va bu ulug'vor hodisalarning mohiyati haqidagi barcha savollar echilishi kerak edi. Afsuski, hozircha bunday emas. Keling, supernova tadqiqotchilari oldida turgan asosiy savollarni va bugungi kunda ularga javoblarni batafsil ko'rib chiqaylik.

Supernova tasnifi, yorug'lik egri chiziqlari va spektrlari

Hodisaning fizik tabiati to'g'risida biron bir xulosa chiqarishdan oldin, uning to'g'ri tasniflanishi kerak bo'lgan kuzatiladigan ko'rinishlari to'g'risida to'liq tushunchaga ega bo'lish kerak. Tabiiyki, supernova tadqiqotchilari oldida paydo bo'lgan birinchi savol - ular bir xil, agar bo'lmasa, ular qanchalik farq qiladi va ularni tasniflash mumkinmi. Baade va Zviki tomonidan kashf etilgan birinchi supernova yorug'lik egri chiziqlari va spektrlarida sezilarli farqlarni ko'rsatdi. 1941 yilda R. Minkovskiy supernovalarni spektr xususiyatiga ko'ra ikkita asosiy turga bo'lishni taklif qildi. U spektrlari o'sha paytda ma'lum bo'lgan barcha ob'ektlarning spektrlaridan mutlaqo farq qiladigan I tip supernovalarni tasnifladi. Koinotdagi eng keng tarqalgan element - vodorodning chiziqlari umuman yo'q edi, butun spektr aniqlanmaydigan keng maksimal va minimalardan iborat edi, spektrning ultrabinafsha qismi juda zaif edi. Supernovalar II tipga tayinlangan, ularning spektrlari "oddiy" Nova yulduzlari bilan juda kuchli vodorod emissiya chiziqlari mavjudligida o'xshashlik ko'rsatgan, ultrabinafsha qismi spektr yorqin.

I tip supernova spektrlari o'ttiz yil davomida sirli bo'lib kelmoqda. Faqatgina Yu.P.Pskovskiy spektrdagi chiziqlar keng va ancha chuqur singdiruvchi chiziqlar orasidagi uzluksiz spektr qismlaridan boshqa narsa emasligini ko'rsatgandan keyingina, o'ta yangi yulduz tipidagi spektrlarni aniqlash o'lik markazdan ko'chib o'tdi. Bir qator yutilish liniyalari aniqlandi, birinchi navbatda yakka ionlashtirilgan kaltsiy va kremniyning eng qizg'in chiziqlari. Bu chiziqlarning to'lqin uzunliklari sekundiga 10-15 ming km tezlikda kengaygan qobiqdagi Dopler effekti tufayli spektrning binafsha tomoniga siljiydi. I tip supernova spektridagi barcha chiziqlarni aniqlash nihoyatda qiyin, chunki ular bir-biriga juda kengaygan va ustma-ust joylashtirilgan; yuqorida aytib o'tilgan kaltsiy va kremniydan tashqari magniy va temir chiziqlarini aniqlash mumkin edi.

Supernovalar spektrlarini tahlil qilish muhim xulosalar chiqarishga imkon berdi: I tip supernova portlashi paytida chiqarilgan qobiqlarda vodorod deyarli yo'q; II tip supernovalar chig'anoqlarining tarkibi deyarli quyosh atmosferasi bilan bir xil. Konvertlarning kengayish tezligi 5 dan 15-20 ming km / s gacha, fotosfera harorati maksimal - 10-20 ming darajani tashkil etadi. Harorat tez pasayib, 1-2 oy ichida 5-6 ming darajaga etadi.

Supernova, shuningdek, yorug'lik egri chiziqlarini bir-biridan farq qilar edi: I tipi uchun ularning barchasi juda o'xshash edi, yorqinligi maksimal tezligi 2-3 kundan oshmaydigan maksimal tezligi, xarakteristikasi 25-40 kun ichida 3 kattalikka tez pasayishi va undan keyin sekin parchalanish, kattalik shkalasida deyarli chiziqli, bu yorqinlikning eksponensial yemirilishiga mos keladi.

II tip supernovalarning yorug'lik egri chiziqlari ancha xilma-xil bo'lib chiqdi. Ba'zilar I tip yangi yulduzlarning yorug'lik egri chiziqlariga o'xshash edilar, faqat chiziqli "quyruq" paydo bo'lishidan oldin yorqinligi sekinroq va uzoqroq pasayishi bilan, boshqalarda, maksimaldan so'ng deyarli doimiy yorqinlik mintaqasi boshlanadi - "plato" deb ataladigan, bu 100 kungacha davom etishi mumkin. Keyin porlash keskin pasayib, chiziqli "quyruq" ga chiqadi. Barcha dastlabki yorug'lik egri chiziqlari odatdagi fotografik plitalarning sezgirligiga mos keladigan (3500-5000 A to'lqin uzunligi) fotografik kattalik tizimida fotografik kuzatuvlardan olingan. Bunga qo'shimcha ravishda (5000-6000 A) foto-vizual tizimdan foydalanish supernovalarning rang indeksidagi (yoki shunchaki "rang") o'zgarishi haqida muhim ma'lumot olish imkonini berdi: maksimaldan keyin har ikkala turdagi supernovalar doimiy ravishda "qizarib", ya'ni nurlanishning asosiy qismi o'zgarib turadi uzoqroq to'lqinlar tomon. Ushbu qizarish yorqinlikning chiziqli pasayishi bosqichida to'xtaydi va hatto supernovalarning "yo'q bo'lib ketishi" bilan almashtirilishi mumkin.

Bundan tashqari, I va II tip supernovalar galaktika turlari bilan ajralib turardi. II tip supernovalar faqat spiral galaktikalarda topilgan, ularda yulduzlar shakllanishda davom etadi va tarkibida eski kam massali yulduzlar ham, yosh, massiv va "qisqa muddatli" (atigi bir necha million yil) yulduzlar ham bor. I tip supernovalar spiral va elliptik galaktikalarda alangalanadi, bu erda yulduzlarning kuchli shakllanishi milliardlab yillar davomida sodir bo'lmagan.

Supernovalarning tasnifi ushbu shaklda 1980 yillarning o'rtalariga qadar saqlanib qoldi. Astronomiyada CCD qabul qiluvchilaridan keng foydalanishni boshlanishi kuzatuv materiallari miqdori va sifatini sezilarli darajada oshirishga imkon berdi. Zamonaviy uskunalar zaif, ilgari kirib bo'lmaydigan narsalar uchun spektrogrammalar olishga imkon berdi; ancha aniqlik bilan chiziqlarning intensivligi va kengligini aniqlash, kuchsizroq chiziqlarni spektrlarda ro'yxatdan o'tkazish mumkin edi. Kosmik qurilmalarda o'rnatilgan CCD qabul qiluvchilar, infraqizil detektorlar va qurilmalar ultrabinafsha nurlaridan uzoq infraqizilgacha bo'lgan optik nurlanishning barcha oralig'ida supernovalarni kuzatish imkonini berdi; supernovalarning gamma, rentgen va radio kuzatuvlari ham amalga oshirildi.

Natijada, yangi paydo bo'lgan go'yo ikkilik tasnifi tezda o'zgarib, murakkablasha boshladi. Aniqlanishicha, I tip yangi supernova tuyulganidek bir hil bo'lishdan yiroq. Ushbu supernovalar spektrlarida sezilarli farqlar aniqlandi, ularning eng ahamiyatlisi - taxminan 6100 A to'lqin uzunligida kuzatilgan yakka ionlashtirilgan silikon chizig'ining intensivligi. deyarli yo'q va eng qizg'in geliyning assimilyatsiya liniyalari edi.

Ushbu o'ta yangi yulduzlar Ib deb, "klassik" I turdagi supernovalar Ia deb nomlangan. Keyinchalik ma'lum bo'ladiki, ba'zi bir g'ayritabiiy supernoviyalarda geliy chiziqlari yo'q va ular Ic turi deb nomlangan. Ushbu yangi supernovalar turlari "klassik" Ia-dan, shuningdek, egri chiziqlar bilan ajralib turar edi, ammo ular juda xilma-xil bo'lib chiqdi, garchi ularning shakli Ia supernovalarining yorug'lik egri chiziqlariga o'xshash edi. Ib / c supernova turi ham radio emissiya manbalari bo'lib chiqdi. Ularning barchasi spiral galaktikalarda, yaqinda yulduzlar paydo bo'lishi mumkin bo'lgan hududlarda topilgan va hali ham juda katta yulduzlar mavjud.

Spektrning qizil va infraqizil diapazonidagi supernova Ia ning engil egri chiziqlari ( chiziqlar R, I, J, H, K) B va V diapazonlarida ilgari tekshirilgan egri chiziqlardan ancha farq qilar edi .. Agar maksimaldan 20 kun o'tgach R da egri chiziqda "yelka" sezilib qolsa, u holda I filtrda va undan uzun to'lqin uzunliklarida haqiqiy ikkinchi maksimal paydo bo'ladi. Biroq, ba'zi Ia supernovalarida bu maksimal darajaga ega emas. Ushbu supernovalar, shuningdek, qizil rang bilan maksimal darajada yorqinligi, pasaygan yorqinligi va ba'zi spektral xususiyatlari bilan ajralib turadi. Birinchi supernova SN 1991bg edi va shunga o'xshash narsalar hozirgacha o'ziga xos Ia supernovae yoki "1991bg supernovae turi" deb nomlanadi. Ia supernovalarining yana bir turi, aksincha, maksimal darajada yorqinligi bilan ajralib turadi. Ular spektrdagi yutilish chiziqlarining quyi intensivligi bilan ajralib turadi. Ular uchun "prototip" - SN 1991T.

II tip supernovalar 70-yillarda o'zlarining egri chiziqlari bo'yicha "chiziqli" (II-L) va "plato" (II-P) ga bo'lingan. Kelajakda yorug'lik egri chiziqlari va spektrlarida ma'lum xususiyatlarni ko'rsatadigan tobora ko'proq yangi supernovalar aniqlana boshladi. Shunday qilib, yorug'lik egri chiziqlariga ko'ra, so'nggi yillardagi eng yorqin ikki yangi yulduz boshqa II supernovalardan keskin farq qiladi: 1987A va 1993J. Ikkalasida ham yorug'lik egri chiziqlarida ikkita maksimum bor edi: portlashdan keyin yorqinlik tez pasayib, keyin yana o'sishni boshladi va faqat ikkinchi maksimaldan so'ng yorqinlikning so'nggi zaiflashuvi boshlandi. Ia supernovalaridan farqli o'laroq, ikkinchi maksimal barcha spektral diapazonlarda kuzatilgan va SN 1987A uchun u uzunroq to'lqin uzunliklarida birinchisiga qaraganda ancha porloq bo'lgan.

Spektral xususiyatlar orasida eng tez-tez uchraydigan va sezilarli bo'lganligi, kengaygan qobiqlarga xos bo'lgan keng emissiya liniyalari bilan bir qatorda tor emissiya yoki yutilish liniyalari tizimi ham bo'lgan. Ushbu hodisa, ehtimol yulduz chiqishidan oldin zich qobiq borligi bilan bog'liq, bunday supernovalar II-n deb belgilanadi.

Supernova statistikasi

Supernovalar qanchalik tez-tez uchib turadi va ular galaktikalarda qanday taqsimlanadi? Ushbu savollarga supernovalarning statistik tadqiqotlari javob berishi kerak.

Ko'rinib turibdiki, birinchi savolga javob juda oddiy: siz bir necha galaktikalarni uzoq vaqt davomida kuzatishingiz, ularda kuzatilgan supernovalarni hisoblashingiz va supernovalar sonini kuzatish vaqtiga bo'lishingiz kerak. Ammo ma'lum bo'ldiki, muntazam ravishda kuzatuvlar olib boriladigan vaqt alohida galaktikalar uchun aniq xulosalar chiqarish uchun juda ozdir: aksariyat hollarda faqat bitta yoki ikkita alev kuzatilgan. To'g'ri, ba'zi galaktikalarda juda ko'p sonli supernalar ro'yxatga olingan: rekord egasi - 1917 yildan beri 6 ta supernova topilgan NGC 6946 galaktikasi. Biroq, ushbu ma'lumotlar epidemiya chastotasi to'g'risida aniq ma'lumot bermaydi. Birinchidan, ushbu galaktikani kuzatishning aniq vaqti noma'lum, ikkinchidan, biz uchun deyarli bir vaqtning o'zida alangalarni aslida ancha vaqt oralig'i ajratib turishi mumkin edi: axir supernovalardan tushgan yorug'lik galaktika ichkarisida boshqa yo'lni bosib o'tadi va yorug'lik yillarida uning hajmi ancha katta kuzatish vaqtidan ko'ra. Hozircha faqat ma'lum bir galaktikalar to'plami uchun alangalanish chastotasini taxmin qilish mumkin. Buning uchun supernovalarni qidirish uchun kuzatuv ma'lumotlaridan foydalanish kerak: har bir kuzatuv har bir galaktika uchun ma'lum bir "samarali kuzatuv vaqtini" beradi, bu galaktikaga masofaga, qidiruvning chegara kattaligiga va supernova yorug'lik egri chizig'ining tabiatiga bog'liq. Har xil turdagi supernovalar uchun bir xil galaktikani kuzatish vaqti har xil bo'ladi. Bir nechta galaktikalar uchun natijalarni birlashtirishda ularning massa va yorug'likdagi farqini, shuningdek morfologik turini hisobga olish kerak. Hozirgi vaqtda natijalarni galaktikalarning yorqinligini normallashtirish va ma'lumotlarni faqat shu tipdagi galaktikalar uchun birlashtirish odat tusiga kirgan. So'nggi yillarda olib borilgan bir nechta supernova qidiruv dasturlarining ma'lumotlarini birlashtirishga asoslangan holda quyidagi natijalar berildi: elliptik galaktikalarda faqat Ia supernovalar turi kuzatiladi va nurlanish darajasi 10 10 quyosh nurlari bilan "o'rtacha" galaktikada taxminan 500 yilda bir marta bir supernova yonib-o'chib turadi. Xuddi shu yorqinlikdagi spiral galaktikada Ia supernova faqat biroz yuqori chastotada yonadi, lekin ularga II va Ib / c supernovalar qo'shiladi va alangalarning umumiy chastotasi taxminan 100 yilda bir marta olinadi. Yonish chastotasi galaktikalarning yorqinligi bilan mutanosib, ya'ni ulkan galaktikalarda u ancha yuqori: xususan, NGC 6946 - yorqinligi 2,8 10 10 bo'lgan quyoshli nurli spiral galaktika, shuning uchun unda 100 yilda uchtaga yaqin olov kutilishi mumkin va unda 6 ta supernova kuzatilgan. o'rtacha chastotadan juda katta og'ish emas deb hisoblash mumkin. Bizning galaktikamiz NGC 6946 dan kichikroq va biz 50 yil ichida o'rtacha bitta portlashni kutishimiz mumkin. Biroq, ma'lumki, so'nggi ming yillikda Galaktikada atigi to'rtta supernova kuzatilgan. Bu erda qarama-qarshilik bormi? Ko'rinmayapti - Axir, Galaktikaning katta qismi bizdan gaz va chang qatlamlari bilan yopilgan va bu 4 ta supernova kuzatilgan Quyosh yaqinligi, Galaktikaning ozgina qismini tashkil qiladi.

Supernovalar galaktikalar ichida qanday taqsimlangan? Albatta, hozircha faqat "o'rtacha" galaktikaga qisqartirilgan xulosali taqsimotlarni, shuningdek spiral galaktikalar tuzilishi tafsilotlariga nisbatan taqsimotlarni o'rganish mumkin. Ushbu tafsilotlar, avvalambor, spiral qo'llarni o'z ichiga oladi; Etarli darajada yaqin bo'lgan galaktikalarda faol yulduz shakllanishi mintaqalari ham aniq ko'rinadi, ular ionlangan vodorod bulutlari bilan ajralib turadi - H II mintaqasi yoki yorqin to'plamlar ko'k yulduzlar - OB uyushmalari. Kashf etilgan supernova sonining ko'payishi bilan ko'p marta takrorlangan fazoviy taqsimotni o'rganish quyidagi natijalarni berdi. Galaktikalar markazlaridan masofa bo'yicha barcha turdagi supernovalarning taqsimlanishi o'zaro bir-biridan unchalik katta farq qilmaydi va yorqinlikning tarqalishiga o'xshaydi - zichlik eksponent qonunga ko'ra markazdan qirralarga tushadi. Supernovalar turlarining farqlari yulduzlar shakllanish mintaqalariga nisbatan tarqalishida namoyon bo'ladi: agar barcha turdagi supernovalar spiral qo'llar tomon to'plangan bo'lsa, u holda faqat II tip va Ib / c supernovalar H II mintaqalar tomon to'plangan. Xulosa qilish mumkinki, II yoki Ib / c tipidagi alangani beradigan yulduzning umri 10 6 dan 10 7 yilgacha, Ia turi uchun esa taxminan 10 8 yil. Shu bilan birga, Ia supernovalar elliptik galaktikalarda ham kuzatiladi, bu erda 10 9 yoshdan kichik yulduzlar yo'q deb ishoniladi. Ushbu qarama-qarshilikni ikki xil tushuntirish mumkin - yoki spiral va elliptik galaktikalardagi Ia supernova portlashlarining tabiati boshqacha, yoki ba'zi elliptik galaktikalarda yulduzlar shakllanishi davom etadi va yosh yulduzlar mavjud.

Nazariy modellar

Kuzatuv ma'lumotlarining barcha to'plamiga asoslanib, tadqiqotchilar supernova portlashi yulduz evolyutsiyasining so'nggi bosqichi bo'lishi kerak degan xulosaga kelishdi, shundan so'ng u avvalgi shaklida mavjud bo'lishini to'xtatadi. Darhaqiqat, supernova portlashining energiyasi 10 50 - 10 51 erg atrofida baholanadi, bu yulduzlarning tortishish bog'lanish energiyasining odatiy qiymatlaridan oshib ketadi. Supernova portlashi paytida chiqarilgan energiya yulduzning kosmosdagi moddasini to'liq tarqatish uchun etarli emas. Qanday yulduzlar va o'z hayotlarini supernova portlashi bilan tugatganda, energiyaning bunday ulkan chiqarilishiga olib keladigan jarayonlarning tabiati qanday?

Kuzatuv ma'lumotlari shuni ko'rsatadiki, supernovalar chig'anoqlarning kimyoviy tarkibi va ularning massalari, energiya chiqarish xususiyati va ular bilan bog'liqligi bilan ajralib turadigan bir necha turga bo'linadi. turli xil turlari yulduzli populyatsiyalar. II tip supernovalar aniq, yosh, ulkan yulduzlar bilan bog'langan va ularning konvertlarida vodorod juda ko'p. Shuning uchun ularning alangalanishi dastlabki massasi 8-10 quyosh massasidan ortiq bo'lgan yulduzlar evolyutsiyasining so'nggi bosqichi hisoblanadi. Bunday yulduzlarning markaziy qismlarida energiya eng sodda - vodorod yadrolari birlashganda geliy hosil bo'lishidan tortib, kremniydan temir yadrolari hosil bo'lishidan tortib, termoyadroviy reaktsiyalar paytida ajralib chiqadi. Temir yadrolari tabiatda eng barqaror bo'lib, ular birlashganda energiya ajralishi bo'lmaydi. Shunday qilib, yulduzning yadrosi temirga aylanganda, undagi energiya chiqishi to'xtaydi. Yadro tortish kuchlariga qarshi tura olmaydi va tezda qisqaradi - qulaydi. Yiqilish paytida yuzaga keladigan jarayonlar hali ham to'liq tushuntirishdan uzoqdir. Biroq, ma'lumki, agar yulduz yadrosidagi barcha moddalar neytronlarga aylansa, u tortishish kuchlariga bardosh bera oladi. Yulduzning yadrosi "neytron yulduzi" ga aylanadi va qulash to'xtaydi. Shu bilan birga, yulduzning konvertiga kirib, uni kengayishni boshlashga majbur qiladigan ulkan energiya ajralib chiqadi, biz uni supernova portlashi deb bilamiz. Agar bundan oldin yulduz evolyutsiyasi "jim" davom etgan bo'lsa, unda uning konverti Quyosh radiusidan yuz marta kattaroq radiusga ega bo'lishi va II tip supernova spektrini tushuntirish uchun etarli vodorodni ushlab turishi kerak. Agar konvertning katta qismi yaqin ikkilik tizimda yoki boshqa yo'l bilan evolyutsiyada yo'qolgan bo'lsa, u holda spektrda vodorod chiziqlari bo'lmaydi - biz Ib yoki Ic supernovalar turini ko'ramiz.

Unchalik katta bo'lmagan yulduzlarda evolyutsiya turlicha davom etadi. Vodorod yoqilgandan keyin yadro geliyga aylanadi va geliyni uglerodga aylantirish reaktsiyasi boshlanadi. Ammo yadro u qadar yuqori haroratgacha qizdirilmaydiki, uglerod sintezi reaktsiyalari boshlanadi. Yadro etarlicha energiya chiqara olmaydi va qisqaradi, ammo bu holda yadro moddasidagi elektronlar siqilishni to'xtatadi. Yulduzning yadrosi "oq mitti" deb nomlanadi va konvert sayyora tumanligi shaklida kosmosga tarqaladi. Hindistonlik astrofizik S. Chandrasekxar oq mitti uning massasi taxminan 1,4 Quyosh massasidan kam bo'lgan taqdirdagina mavjud bo'lishini ko'rsatdi. Agar oq mitti etarlicha yaqin ikkilik tizimda bo'lsa, u holda materiya oddiy yulduzdan oq mitti tomon oqishni boshlashi mumkin. Oq mitti massasi asta-sekin o'sib boradi va u chegaradan oshib ketganda portlash sodir bo'ladi, u erda uglerod va kislorodning tez termoyadro yonishi sodir bo'lib, radioaktiv nikelga aylanadi. Yulduz butunlay yo'q bo'lib ketgan va kengaygan konvertda nikelning radioaktiv parchalanishi kobaltga, so'ngra temirga aylanib, konvertning porlashi uchun energiya beradi. Ia tip supernovalar shu tariqa paydo bo'ladi.

Supernovalarning zamonaviy nazariy tadqiqotlari asosan portlovchi yulduzlar modellarining eng kuchli kompyuterlaridagi hisob-kitoblardan iborat. Afsuski, yulduz evolyutsiyasining so'nggi bosqichidan boshlab supernova portlashiga va uning kuzatiladigan ko'rinishiga olib keladigan modelni yaratish hali ham mumkin emas. Biroq, mavjud modellar supernovalarning aksariyat qismining yorug'lik egri chiziqlari va spektrlarini juda yaxshi tavsiflaydi. Odatda bu yulduz konvertining modeli bo'lib, uning ichiga portlash energiyasi "qo'lda" yotqiziladi, shundan so'ng u kengayib, qiziy boshlaydi. Jismoniy jarayonlarning murakkabligi va xilma-xilligi bilan bog'liq bo'lgan katta qiyinchiliklarga qaramay, so'nggi yillarda ushbu tadqiqot sohasida katta yutuqlarga erishildi.

Supernovalarning atrof muhitga ta'siri

Supernova portlashlari atrofdagi yulduzlararo muhitga kuchli va xilma-xil ta'sir ko'rsatadi. Supernova konverti juda katta tezlikda tashlanib, atrofdagi gazni siqib chiqaradi. Ehtimol, bu gaz bulutlaridan yangi yulduzlar paydo bo'lishiga turtki berishi mumkin. Portlash energiyasi shunchalik ajoyibki, yangi elementlar, ayniqsa temirdan og'irroq elementlar sintez qilinadi. Og'ir elementlar bilan boyitilgan materiya supernova portlashlari natijasida butun galaktika bo'ylab tarqalib ketadi va natijada supernova yulduzlaridan og'irroq elementlar paydo bo'ladi. Somon yo'li "bizning" mintaqamizdagi yulduzlararo muhit og'ir elementlar bilan shunchalik boyitilganki, Yerda hayot paydo bo'lishi mumkin edi. Buning uchun supernovalar bevosita javobgar! Supernovalar, ehtimol, juda katta energiya - kosmik nurlar bilan zarralar oqimlarini hosil qiladi. Atmosfera orqali Yer yuzasiga kirib boradigan bu zarralar genetik mutatsiyalarga olib kelishi mumkin, shu tufayli Yerdagi hayot evolyutsiyasi sodir bo'ladi.

Supernova bizga koinotning taqdiri haqida aytib beradi

Supernovae va ayniqsa Ia tip supernova - bu koinotdagi eng yorqin yulduz ob'ektlari. Shu sababli, juda uzoqdagi yangi yulduzlarni ham hozirda mavjud bo'lgan uskunalar yordamida tekshirish mumkin.

Ko'p Ia supernovalari galaktikalarda topilgan bo'lib, ular bir necha yo'llar bilan aniqlashga yaqin. Hozirgi vaqtda eng aniq deb ma'lum bir turdagi o'zgaruvchan yorqin yulduzlar - sefidlarning ko'rinadigan yorqinligi asosida masofalarni aniqlash hisoblanadi. Kosmik teleskop yordamida. Xabbl bizdan juda ko'p miqdordagi Sefidlarni taxminan 20 megaparsek masofada kashf etdi va tekshirdi. Ushbu galaktikalargacha bo'lgan masofalarni etarlicha aniq baholash ularda paydo bo'lgan Ia supernova tipidagi yorqinligini aniqlashga imkon berdi. Agar uzoq supernovalar Ia o'rtacha bir xil yorqinlikka ega deb hisoblasak, u holda maksimal yorqinlikda kuzatilgan kattalikdan ularga masofani taxmin qilish mumkin.

Tungi osmonda ko'zni qamashtiradigan yorqin yulduz to'satdan yonib ketdi - bu bir necha soat oldin u erda bo'lmagan, ammo hozir u mayoq kabi yonmoqda.

Bu yorqin yulduz endi deyarli yulduz emas. Yorug'likning yorqin nuqtasi - bu umrining oxiriga etgan va supernova sifatida tanilgan yulduzning portlashi.

Supernovalar bir lahzada butun galaktikalarni tutishi va butun hayoti davomida biznikidan ko'proq energiya chiqarishi mumkin. Ular koinotdagi og'ir elementlarning asosiy manbai hisoblanadi. NASA ma'lumotlariga ko'ra, supernovalar "kosmosda yuz berishi mumkin bo'lgan eng katta portlash" hisoblanadi.

Supernova kuzatuv tarixi

Turli tsivilizatsiyalar teleskop ixtiro qilinishidan ancha oldin supernovalarni tasvirlab berishgan. Eng qadimgi yozib olingan supernova RCW 86. Xitoylik astronomlar buni 185-yilda kuzatganlar. Ularning yozuvlari shuni ko'rsatadiki, ushbu "yangi yulduz" sakkiz oy davomida osmonda qoldi.

17-asrning boshlariga qadar, teleskoplar paydo bo'lguncha, Britannica Entsiklopediyasi ettitasini yozgan supernovalar.

Bugungi kunda biz Qisqichbaqa tumanligi deb bilgan narsalar ushbu supernovalarning eng mashhurlarining qoldig'i. Xitoy va koreys astronomlari ushbu yulduz portlashini 1054 yilda o'z yozuvlarida qayd etishgan. Janubi-g'arbiy hindular ham buni ko'rishgan bo'lishi mumkin (Arizona va Nyu-Meksikoda topilgan toshlarga oid rasmlarga ko'ra). Qisqichbaqa tumanligini tashkil etgan supernova shunchalik yorqin ediki, astronomlar uni kun davomida ham ko'rishlari mumkin edi.

Teleskop ixtiro qilinishidan oldin topilgan boshqa supernovalar 393, 1006, 1181, 1572 (mashhur astronom tomonidan o'rganilgan) va 1604 yilda sodir bo'lgan. Brahe o'zining "yangi yulduz" haqidagi kuzatuvlari to'g'risida "De Stella Nova ", bu" yangi "nomini keltirib chiqardi. Nova supernovadan farq qiladi. Ikkalasi ham to'satdan yorqinlik portlashi, chunki issiq gazlar tashqariga otilib chiqadi, ammo supernova uchun bu portlash halokatli va yulduz hayotining tugashiga ishora qiladi.

"Supernova" atamasi 1930-yillarga qadar ishlatilmagan. Dastlab u Uolter Baad va Uilton tog'idagi rasadxonadan Frits Zviki tomonidan ishlatilgan, ular S Andromedae (shuningdek SN 1885A deb ham nomlanadi) deb nomlangan portlovchi hodisaga aloqador. Ushbu voqea Andromeda galaktikasida sodir bo'ldi. Ular supernovalar oddiy yulduzlar neytron yulduzlari bilan to'qnashganda paydo bo'ladi deb taxmin qilishdi.

Yulduzning o'limi qisman uning massasiga bog'liq ekanligi ishonchli tarzda aniqlandi. Masalan, Quyoshimiz supernovadek portlashi uchun etarli massaga ega emas (garchi Yer uchun juda yaxshi yangilik bo'lmasa ham, chunki Quyosh o'zining termoyadro yoqilg'isini ishlatishi bilanoq, ehtimol bir necha milliard yil ichida u qizil gigant holatiga shishib ketadi) asta-sekin sovib, oq mitti bo'lishidan oldin, ehtimol bizning dunyomizni bug'lanib ketishi mumkin). Ammo kerakli miqdordagi massa bilan yulduz olovli portlashda yonib ketishi mumkin.

Yulduz supernovaga ikki usuldan biri bilan o'tishi mumkin:

• I tip supernova: Yulduz portlovchi yadro reaktsiyasi boshlangunga qadar qo'shnisidan moddani oladi.
• Odatiy supernova: Yulduz yadro yoqilg'isi tugaydi va o'z tortishish kuchi ostida qulaydi.

II tip supernovalar

Keling, yanada hayajonli II tip supernovani ko'rib chiqaylik. Yulduz II tip supernova sifatida portlashi uchun u Quyoshga nisbatan bir necha marta kattaroq bo'lishi kerak (taxminlarga ko'ra 8 dan 15 gacha bo'lgan massalar haqida gap boradi). Quyosh singari, u vodorodni va keyin geliyni yoqib yuboradi. U uglerodni sintez qilish uchun etarli massa va bosimga ega bo'ladi. Keyin nima bo'ladi:

• Asta-sekin markazda og'irroq elementlar paydo bo'ladi va u piyoz singari qatlam bo'lib qoladi, engil elementlar esa yulduzning tashqi tomoniga qarab kamayib boruvchi tartibda massa bilan joylashadi.
• Yulduz yadrosi ma'lum bir massadan oshib ketganda (Chandrasekxar chegarasi), yulduz portlab ketadi (shu sababli, bu yangi yulduzlar supernova yadrolari deb ham nomlanadi).
• Yadro qiziydi va zichroq bo'ladi.
• Oxir-oqibat, materiya yadrodan sakrab chiqadi va yulduz materialini kosmosga chiqarib yuboradi va supernovani hosil qiladi.

Portlash joyida qolgan narsa, neytron yulduzi deb nomlangan, shaharning kattaligi, u kichik kosmosda quyosh massasini o'z ichiga olishi mumkin bo'lgan juda g'ayritabiiy ob'ektdir.

Yorug'lik egri chiziqlari bo'yicha tasniflangan II tip supernovalarning pastki toifalari mavjud. II-L tipdagi supernovalarning yorug'ligi portlashdan keyin doimiy ravishda pasayib boradi, II-P toifa yorug'ligi pasayishdan oldin bir muncha vaqt barqaror bo'lib turadi.Har ikkala tur ham spektrlarida vodorod chizig'iga ega.

Astronomlarning fikriga ko'ra, Quyoshdan ancha katta yulduzlar (taxminan 20-30 quyosh massasi) supernova sifatida portlay olmaydi. Buning o'rniga ular qora teshiklarni hosil qilish uchun qulab tushishadi.

I tip supernovalar

I tip supernovalar spektrlarida vodorod chizig'i yo'q.

Ia tip supernovalar yaqin binar tizimdagi oq mitti yulduzlardan kelib chiqqan deb o'ylashadi. Yaqin atrofdagi yulduzdan chiqqan gaz oq mitti ustiga to'planganda, u asta-sekin qisqaradi va oxir-oqibat ichida tez yadro reaktsiyasi paydo bo'lib, oxir-oqibat halokatli supernovaga olib keladi.

Astronomlar masofani o'lchash uchun Ia toifa supernovalaridan foydalanadilar, chunki ularning cho'qqilarida bir xil yorqinlik bilan yonib turadi.

Ib va Ic tip supernovalar ham II tip supernovalar singari yadro qulashiga uchraydi, lekin vodorodning tashqi qobig'ining katta qismini yo'qotadi.

Agar xato topsangiz, iltimos, matn qismini tanlang va bosing Ctrl + Enter.

Paolo Mazzali har kuni o'z kabinetiga kirib, kompyuterni yoqib, kosmik falokat haqidagi xabarga umid qilmoqda. Sartarosh soqoli bilan oriq italiyalik - Myunxen yaqinidagi Garchingdagi Maks Plank Jamiyatining Germaniya Astrofizika Instituti a'zosi. Va supernova ovchisi. U ko'zni qamashtiruvchi azob-uqubat sirlarini ochishga intilib, kosmosda yo'qolib borayotgan yulduzlarni ovlaydi. Yulduzlarning portlashi eng ulkan kosmik hodisalardan biridir. Va koinotdagi olamlarning tug'ilishi va o'limi tsiklining asosiy harakatlantiruvchi kuchi. O'zlarining portlashlaridan zarba to'lqinlari kosmos bo'ylab aylana singari harakatlanadi. Ular yulduzlararo gazni ulkan iplarga siqib, yangi sayyoralar va yulduzlarning paydo bo'lishiga turtki beradi. Va hatto Yerdagi hayotga ta'sir qiladi. "O'zimizni va bizning dunyomizni tashkil etadigan deyarli barcha elementlar supernova portlashlaridan kelib chiqqan", deydi Mazzali.

Ushbu kosmik yadro pechlari qanday joylashtirilgan? Qanday yulduzlar portlash bilan tugaydi? Va uning detonatori nima? Olimlar azaldan ushbu asosiy savollar bilan shug'ullanmoqdalar. Astronomik asboblar tobora aniqroq bo'lib, kompyuter simulyatsiyasi dasturlari yanada takomillashmoqda. Shu sababli tadqiqotchilar so'nggi yillarda supernovalarning ko'pgina sirlarini ochishga muvaffaq bo'lishdi. Yulduz qanday yashashi va o'lishi haqidagi ajoyib tafsilotlarni ochib bering.
Bunday ilmiy yutuq kuzatilgan ob'ektlar sonining ko'payishi natijasida amalga oshirildi. Ilgari, astronomlar faqat baxtli tasodif tufayli kosmosda butun galaktikaning yorug'ligini tutib, o'chib borayotgan yulduzning porlashini payqashgan. Endi avtomatlashtirilgan teleskoplar yulduzli osmonni muntazam ravishda kuzatib boradi. VA kompyuter dasturlari bir necha oy oralig'ida olingan rasmlarni taqqoslash. Va ular osmonda yangi nurli nuqtalar paydo bo'lishidan yoki allaqachon ma'lum bo'lgan yulduzlar porlashining ko'payishini bildiradi.
Shuningdek, havaskor astronomlarning butun armiyasi mavjud. Shimoliy yarim sharda ularning soni ayniqsa ko'p. Hatto kam quvvatli teleskoplar yordamida ular tez-tez so'nayotgan yulduzlarning yorqin alangalarini qayd etishga muvaffaq bo'lishdi. 2010 yilda havaskorlar va mutaxassislar tomonidan jami 339 ta supernova kuzatilgan. Va 2007 yilda 573 ta "nazorat ostida" bo'lganlar bitta muammo shundaki, ularning barchasi Somon yo'lidan tashqarida, boshqa galaktikalarda. Bu ularni batafsil o'rganishni qiyinlashtiradi.
Kosmosda g'ayrioddiy xususiyatlarga ega yangi yorqin ob'ekt topilishi bilanoq, topilma haqidagi yangiliklar bir zumda Internetda tarqaladi. Bu, shuningdek, 2008D supernova holatida ham sodir bo'ldi. Qisqartmada "D" harfi bu 2008 yilda kashf etilgan to'rtinchi supernova ekanligini ko'rsatadi.
9-yanvar kuni amerikalik astronomlar guruhi rentgen nurlarining fazoda juda kuchli tarqalishini qayd etgani haqidagi xabar Paolo Mazzalini Tokioda, u ma'ruza o'qiyotgan joyda topdi. "Buni bilib, biz darhol hamma narsani qoldirib, uch oy davomida ushbu ob'ektni o'rganishga e'tibor qaratdik", deydi u.
Kun davomida Mazzali Chilidagi hamkasblari bilan aloqada bo'lib, u erda o'rnatilgan superteleskoplardan biri yordamida kosmik fişeklerin kuzatuvlarini muvofiqlashtirdi. Va kechasi u evropalik olimlar bilan maslahatlashdi. Shu paytgacha u ushbu mashaqqatli mehnat va uyqusiz tunlarni zavq bilan eslaydi. Keyin astronomlar yulduzning portlash jarayonini deyarli boshidan oxirigacha kuzatib borish uchun kamdan-kam imkoniyatga ega edilar. Odatda o'layotgan yulduz azob boshlanganidan bir necha kun o'tgach teleskoplar linzalariga kiradi.
Asrning astronomik sensatsiyasi supernovalar bo'yicha zamonaviy tadqiqotlarni rivojlantirish uchun kuchli turtki bo'ldi. Bu 1987 yilda sodir bo'lgan. Ammo Mazzalining Astrofizika institutidagi hamkasbi Xans-Tomas Yanka hamma narsani kechagi kabi eslaydi. 25 fevral kuni barcha xodimlar institut rahbarining tug'ilgan kunini nishonladilar. Yanka shunchaki diplomini himoya qildi va doktorlik dissertatsiyasi uchun mavzu izladi. Bayram o'rtalarida momaqaldiroq kabi ochiq osmon SN 1987A kodi ostida supernova arafasida kashfiyot haqidagi xabar tarqaldi. "Bu haqiqiy shov-shuvga sabab bo'ldi", deydi u. Bitiruv malakaviy ishining mavzusi bir zumda hal qilindi.
Uning o'ziga xos xususiyati nimada? U bizga eng yaqin galaktikada - Katta Magellan Bulutida, Yerdan atigi 160 ming yorug'lik yili masofasida topilgan. Kosmik me'yorlarga ko'ra - tosh otish.
Va yana bir qiziqarli tasodif. Ushbu yulduzning ulkan azoblari 160 ming yil oldin Sharqiy Afrikaning savannalarida noyob primat turlari - Homo sapiens paydo bo'lganida boshlangan.
Uning chirog'i Yerga etib kelguncha, odamlar sayyorani to'ldirishga, g'ildirakni ixtiro qilishga, qishloq xo'jaligi va sanoatni yaratishga, fizikaning murakkab qonunlarini o'rganishga va kuchli teleskoplarni qurishga muvaffaq bo'lishdi. Magellan bulutidan yorug'lik signalini olish va tahlil qilish uchun o'z vaqtida.
1987 yildan beri Yanka yulduz o'limining ichki dinamikasini tushuntirish uchun kompyuter modeli ustida ishlamoqda. Endi u o'zining virtual rekonstruksiyasini haqiqiy faktlar bilan tekshirish imkoniyatiga ega. SN 1987A yulduzining portlashini kuzatish paytida to'plangan ma'lumotlar tufayli. Bu tarixda eng ko'p o'rganilgan supernova bo'lib qolmoqda.

Bizning Quyoshning massasidan sakkiz baravar ko'p bo'lgan yulduzlar ertami-kechmi o'z og'irliklari ostida "qulab tushadi" va portlaydi. (1) O'z hayotining oxiriga kelib, yulduz piyoz kabi qatlamli tuzilishdir. Har bir qatlam ma'lum bir kimyoviy element atomlaridan iborat. Rasmda o'lchov aniqligi uchun o'zgartirilgan. Darhaqiqat, qatlamlar qalinligi jihatidan ko'proq farq qiladi. Masalan, vodorod konverti zeezda radiusining 98 foizini, temir yadrosi esa atigi 0,002 foizni tashkil qiladi. (2) Yulduz markazidagi temir yadro massasi 1,4 quyosh massasidan oshganda, qulash sodir bo'ladi: u o'z tortishish kuchi ta'sirida qulaydi. Va superdense neytron yulduzi hosil bo'ladi. (3) Neytron yulduziga tushgan materiya uning yuzasidan sakrab chiqadi va ovozdan yuqori to'siqni engib o'tishda kuchli akustik zarba turidagi portlash to'lqinini hosil qiladi. U ichkaridan tashqariga tarqaladi. (4) Neytron yulduzining ichki qismidan deyarli yorug'lik tezligida qochib chiqadigan neytrinoning elementar zarralari zarba to'lqini tashqariga notekis ravishda suriladi. U yulduz qatlamlarini yorib, ularni yirtib tashlaydi

EXPLOSIVE FINAL

Supernova portlashlari modda aylanishining harakatlantiruvchi kuchidir. Ular "galaktik favvoralar" gaz oqimlarini otishadi, ulardan yangi yulduzlar paydo bo'ladi.

1. Supernova portlashlari 2. Issiq gaz pufagi 3. Galaktika diskidan gaz ko'tariladi 4. Gaz soviydi va orqaga qaytadi

EXPLOSIVE FINAL

Ikkinchi tur - bu qulab tushayotgan supernovalar. Ularning holatida portlovchi energiya manbai tortishish kuchi bo'lib, u sakkizta Quyosh massasidan kam bo'lmagan og'irlikdagi yulduz materialini siqib chiqaradi va uni "qulab tushadi". Ushbu turdagi portlashlar uch marta tez-tez qayd etiladi. Va ular kumush va kadmiy kabi og'ir kimyoviy elementlarning paydo bo'lishi uchun shart-sharoit yaratadi.
Supernova SN 1987A ikkinchi turga kiradi. Buni allaqachon yulduzning kattaligi - kosmik g'alayonning aybdori ko'rish mumkin. U Quyoshdan 20 marta og'irroq edi. Va bunday vazn toifasidagi nuroniylar uchun odatiy evolyutsiyadan o'tdi.
Yulduz hayotni yulduzlararo gazning sovuq, siyrak buluti sifatida boshlaydi. U o'z tortishish kuchi ta'siri ostida qisqaradi va asta-sekin to'p shaklini oladi. Dastlab, u birinchi navbatda bizning koinotimizni boshlagan Katta portlashdan keyin paydo bo'lgan birinchi kimyoviy element bo'lgan vodoroddan iborat. Yulduz hayotining keyingi bosqichida vodorod yadrolari birlashib geliy hosil qiladi. Ushbu yadroviy sintez jarayonida katta miqdordagi energiya ajralib chiqadi va bu yulduzning porlashiga olib keladi. "Ko'paytirilgan" geliydan tobora murakkab elementlar sintezlanadi - avval uglerod, so'ngra kislorod. Shu bilan birga, yulduzning harorati oshib boradi va uning olovida tobora og'irroq atomlar hosil bo'ladi. Temir termoyadroviy termoyadroviy zanjirini yopadi. Temir yadrolari boshqa elementlarning yadrolari bilan birlashganda energiya endi chiqmaydi, aksincha, sarflanadi. Ushbu bosqichda har qanday yulduzning rivojlanishi to'xtaydi.
O'sha vaqtga kelib, u allaqachon piyoz kabi qatlamli tuzilishdir. Har bir qatlam o'z rivojlanishining ma'lum bir bosqichiga to'g'ri keladi. Tashqarida - vodorod qobig'i, uning ostida - geliy, uglerod, kislorod, kremniy qatlamlari. Va markazda bir necha milliard darajaga qizdirilgan siqilgan gazsimon temirdan iborat yadro mavjud. U shunchalik mahkam bosiladiki, bunday materialdan yasalgan zar kubi o'n ming tonnani tashkil qiladi.
"Bundan buyon falokat muqarrar", deydi Yanka. Ertami-kechmi o'sib borayotgan temir yadrosidagi bosim endi o'z tortishish kuchi bosimini o'z ichiga olmaydi. Va bu bir soniya ichida "qulab tushadi". Quyosh massasidan oshib ketadigan moddalar diametri atigi 20 kilometr bo'lgan sharga siqiladi. Yadro ichidagi tortishish kuchi ta'sirida salbiy zaryadlangan elektronlar musbat zaryadlangan protonlarga "bosilib", neytronlarni hosil qiladi. Neytron yulduzi yadrodan hosil bo'ladi - "ekzotik materiya" deb nomlangan zich pıhtı.
"Neytron yulduzi endi siqila olmaydi", deb tushuntiradi Yanka. "Uning qobig'i o'tib bo'lmaydigan devorga aylanadi, undan yuqori qatlamlardan markazga tortilgan modda sakrab chiqadi." Ichki portlash orqaga qarab zarba to'lqinining paydo bo'lishiga olib keladi, u barcha qatlamlar bo'ylab tarqaladi. Shu bilan birga, masala dahshatli darajada qizib ketgan. Yadro yaqinida uning harorati Kelvin shkalasi bo'yicha 50 milliard darajaga etadi. Shok to'lqini yulduz qobig'iga etib kelganida, qizdirilgan gaz favvori juda katta tezlikda - soniyasiga 40 ming kilometrdan ko'proq masofada kosmosga otilib chiqadi. Va shu bilan birga u yorug'lik chiqaradi. Yulduz porlaydi. Astronomlar teleskoplar orqali minglab yoki hatto million yillar o'tib, Yerga yorug'lik tushganida ko'rishadi.

Barcha fizika qonunlari bilan dasturlashtirilgan kompyuter modellari shuni ko'rsatadiki, neytron yulduzi atrofida jahannam alangasida murakkab termoyadro reaktsiyalari sodir bo'ladi. Kislorod va kremniy kabi engil elementlar og'ir elementlar - temir va nikel, titanium va kaltsiyga "yonib ketadi".
Uzoq vaqt davomida eng og'ir kimyoviy elementlar - oltin, qo'rg'oshin va uran bu kataklizmada tug'ilgan deb ishonishgan. Ammo Xans-Tomas Yanki va uning hamkasblari tomonidan o'tkazilgan so'nggi hisob-kitoblar bu nazariyani larzaga keltirdi. Simulyatsiyalar shuni ko'rsatdiki, supernovadan kelib chiqadigan "zarralar shamoli" ning kuchi tobora og'ir aglomeratlar hosil qilish uchun erkin neytronlarni atomlarning tarqaladigan yadrolariga "siqish" uchun etarli emas.
Ammo o'sha paytda og'ir elementlar qayerdan paydo bo'ladi? Ular supernova portlashlaridan qolgan neytron yulduzlarining to'qnashuvida tug'iladi, deydi Yanka. Bu cho'g'langan materiyaning kosmosga ulkan tashlanishiga olib keladi. Bundan tashqari, modellashtirish jarayonida olingan ushbu moddadagi og'ir elementlarning chastotali taqsimoti haqiqiy parametrlarga to'g'ri keladi Quyosh sistemasi... Shunday qilib, supernovalar kosmik materiyani yaratishda monopoliyasini yo'qotdi. Ammo barchasi ulardan boshlanadi.
Portlash paytida va keyin kengayib kelayotgan tumanlikka o'tish jarayonida supernova hayratlanarli ko'rinishdir. Paradoks shundaki, fizika me'yorlariga ko'ra, bu ulkan kosmik fişek, garchi ajoyib bo'lsa ham, bu faqat yon ta'sir. Yulduzning tortishish kuchi qulashi bilan bir soniyada Koinotdagi barcha yulduzlardan "normal rejimda" ko'proq energiya chiqadi: taxminan 10 46 jyul. "Ammo bu energiyaning 99 foizi yorug'lik porlashi bilan emas, balki ko'rinmas neytrin zarralari shaklida ajralib chiqadi", deydi Yanka. O'n soniya ichida yulduzning temir yadrosida bu ultra yengil zarrachalarning ulkan miqdori hosil bo'ladi - 10 oktodekillion, ya'ni 10-58 kuchga.
1987 yil 23 fevralda ilmiy shov-shuv ko'tarildi: Yaponiya, AQSh va SSSRdagi uchta datchik birdaniga 1987A supernova portlashidan yigirma neytrinoni qayd etdi. "Bungacha gravitatsiyaviy kollaps natijasida hosil bo'ladigan neytron yulduzlari g'oyasi va keyin neytrinlar shaklida energiya chiqishi sof gipoteza edi", deydi Yanka. "Va nihoyat bu tasdiqlandi." Ammo hozircha bu portlayotgan yulduzdan qayd etilgan yagona neytrin signalidir. Ushbu zarrachalarning izlarini aniqlash juda qiyin, chunki ular moddalar bilan deyarli o'zaro ta'sir qilmaydi. Keyinchalik, ushbu hodisani tahlil qilishda astrofiziklar kompyuter simulyatsiyalari bilan kifoyalanishlari kerak edi. Va ular ham juda oldinda. Masalan, uchib ketadigan neytrinosiz kosmik fişekler yonib ketmasligi mumkin edi. Yanki kompyuterlarining birinchi modellarida ulkan yulduzlarning portlash to'lqinining virtual jabhasi suv sathiga etib bormadi, lekin dastlabki 100 kilometrdan so'ng, barcha dastlabki energiyani behuda sarflab, "xira" bo'ldi.
Tadqiqotchilar muhim omilni o'tkazib yuborganliklarini angladilar. Darhaqiqat, aslida yulduzlar hali ham portlashmoqda. "Keyin biz supernovaning ikkinchi darajali portlashiga olib keladigan mexanizmni izlay boshladik", deydi Yanka. "Supernova muammosi" ni echish uchun ko'p yillar kerak bo'ldi. Natijada, portlashning bir soniyasining birinchi fraktsiyalarida sodir bo'lgan jarayonlarni aniq taqlid qilish mumkin bo'ldi. Va maslahat toping.
Yanka kompyuterida qisqa animatsion klipni namoyish etadi. Birinchidan, ekranda mukammal dumaloq qizil nuqta paydo bo'ladi - supernovaning markazi. 40 millisekundadan so'ng, bu to'p tobora ko'proq deformatsiya qila boshlaydi. Shok to'lqinining old tomoni u yoki bu tomonga egiladi. Pulslar va chayqalishlar. Yulduzning gaz konvertlari shishib ketganday tuyuladi. Yana 600 millisekundadan keyin u yorilib ketadi. Portlash sodir bo'ldi.
Olimlar bu jarayonni quyidagicha sharhlaydilar: yulduzning issiq qatlamlarida huni va pufakchalari hosil bo'ladi, masalan, pishirish paytida bo'tqa yuzasida. Bundan tashqari, ko'pikli moddalar membrana va yadro o'rtasida oldinga va orqaga harakat qiladi. Va shuning uchun u yulduzning ichki qismidan uzoq vaqtgacha chiqib ketadigan yuqori energiyali neytrinolarga duchor bo'ladi. Ular materiyaga portlashi uchun zarur bo'lgan tezlikni beradi.
Ajablanarlisi shundaki, aynan shu "neytral" zarralar, odatda, materiya orqali iz qoldirmasdan o'tadi, supernova portlashini portlatadi. O'lik yulduzlar sirini o'rganish uchun olimlarning xarajatlari astronomik bo'lib, hodisaning o'zi miqyosiga mos keladi. Yulduz yadrosi qulashining dastlabki 0,6 soniyasida sodir bo'lgan jarayonlarni simulyatsiya qilish uchun uch yillik doimiy ish kerak edi. "Biz mavjud barcha superkompyuterlarni Garching, Shtutgart va Xulich hisoblash markazlarida to'liq quvvat bilan ishlatdik", deydi Yanka.

Bunga arziydi, olimlar amin. Oxirida u keladi nafaqat ulug'vor kosmik salyutlar. Supernova portlashlari koinot evolyutsiyasida etakchi rol o'ynaydi. Ular ulkan miqdordagi changni yulduzlararo kosmosga sochib yuborishdi. Dastlab Quyosh massasidan o'n baravar ko'p bo'lgan yulduzdan portlashdan so'ng, og'irligi atigi bir yarim quyosh massasi bo'lgan neytron yulduzi qoladi. Moddaning katta qismi kosmosda tarqalib ketgan. Ushbu kuchli materiya va energiya to'lqini yangi yulduzlarning paydo bo'lishiga turtki beradi.
Ba'zida supernova portlashlari shunchalik kuchga etadiki, ular yulduz konvertidan gazni "ona" galaktikasidan tashqariga chiqarib, galaktikalararo bo'shliqqa sepadilar. Astrofizik kompyuter modellari shuni ko'rsatadiki, bu effekt kosmik evolyutsiya uchun yanada muhimdir. Agar gaz galaktikalar ichida qolsa, ularda ko'plab yangi yulduzlar paydo bo'lishi mumkin edi.
Koinotdagi yulduz va og'ir element zarralari miqdori bo'yicha siz supernova portlashlarining qanchalik tez-tez sodir bo'lishini aniqlay olasiz. Har soniyada, kosmosning biron bir joyida beshdan o'ngacha yulduzlar portlaydi.
Ammo astronomlar galaktikamizda supernovalar paydo bo'lishini alohida sabrsizlik bilan kutmoqdalar. Yulduzning portlashini "yaqin" masofadan turib kuzatishni hatto eng ilg'or kompyuter modeli bilan almashtirish mumkin emas. Ularning prognozlariga ko'ra, yaqin 100 yil ichida bizning mahallamizda ikkita eski yulduz portlashi kerak. Somon yo'li ichidagi so'nggi g'ayritabiiy portlash Yerdan hatto ko'z bilan ham ko'rinadigan bo'lib, 1604 yilda astronom Yoxannes Kepler tomonidan kuzatilgan.
Astronomlar kutib taranglashdi. "Yaqinda yana shunday bo'ladi", - deydi supernova ovchisi Paolo Mazzali. Olimlar allaqachon eng yaxshi yulduz nomzodlarini aniqladilar. Ular orasida tungi osmonda ko'rinadigan eng go'zal yulduz turkumi - Orionning yuqori chap burchagidagi qizil supergigant Betelgeuse ham bor. Agar bu yulduz bizning Quyosh sistemamizning markazida bo'lganida edi, u Yer va Mars orbitasidan ancha uzoqqa cho'zilar edi.
O'zining millionlab yillik faoliyati davomida Betelgeuse allaqachon yadro yoqilg'isining katta qismini ishlatgan va har qanday vaqtda portlashi mumkin. O'limdan oldin gigant hayot davomida yulduzlarga qaraganda minglab marta yorqinroq yonadi. U osmonda hilol oyi yoki hattoki to'lin oy kabi porlaydi, deyishadi astronomlar. Agar omadingiz bo'lsa, uni kunduzi ham porlayotganini ko'rishingiz mumkin.

Olti yil oldin otilib chiqqan supernovaning qoldiqlarini kuzatish astronomlar, ajablanib, portlash joyida yangi yulduzatrofdagi material bulutini yoritadi. Olimlarning xulosalari jurnalda keltirilgan AstrofizikJurnalXatlar .

"Biz ilgari hech qachon bunday turdagi portlash uzoq vaqt davomida yorqin bo'lib qolganini ko'rmagan edik, agar u falokatli hodisadan oldin yulduz tashlagan vodorod bilan hech qanday ta'sir o'tkazmagan bo'lsa. Ammo bu supernovani kuzatishlarida vodorod imzosi yo'q, - deydi Den Milisavlevich, Purdue universiteti (AQSh) tadqiqotining etakchi muallifi.

Yo'qolib ketadigan ko'pgina yulduz portlashlaridan farqli o'laroq, SN 2012au kuchli qayta tiklangan pulsar tufayli porlashni davom ettiradi. Kredit: NASA, ESA va J. DePasquale

Supernova deb nomlanuvchi yulduzlarning portlashlari shunchalik yorug 'bo'ladiki, ular tarkibidagi galaktikalarni mitti qilib qo'yishadi. Ular odatda bir necha oy yoki yillarda butunlay "yo'q bo'lib ketishadi", lekin ba'zida portlashdan chiqindilar vodorodga boy gaz bulutlariga "qulab tushadi" va yana yorqin bo'ladi. Ammo ular tashqi aralashuvisiz yana porlashi mumkinmi?

Katta yulduzlar portlashi bilan ularning ichagi barcha zarrachalar neytronga aylanib ketadigan darajaga "o'raladi". Agar hosil bo'lgan neytron yulduzi magnit maydonga ega bo'lsa va etarlicha tez aylansa, u pulsar shamol tumanligiga aylanishi mumkin. Ehtimol, bu Bokira yulduz turkumi yo'nalishi bo'yicha NGC 4790 galaktikasida joylashgan SN 2012au bilan sodir bo'lgan.

“Pulsar tumanligi etarlicha yorug 'bo'lsa, u avvalgi portlash natijasida tashqi chiqindilarni yoritib, lampochka kabi harakat qiladi. Supernovalar tez aylanadigan neytron yulduzlarini hosil qilishini bilar edik, ammo biz hech qachon bu noyob hodisaning bevosita dalillarini olmadik ", - deya qo'shimcha qildi Dan Milisavlevich.

NASA ning Chandra rasadxonasidan Yelkanlar pulsarining surati. Kredit: NASA

SN 2012au dastlab g'ayrioddiy va ko'p jihatdan g'alati bo'lib chiqdi. Portlash "superluminal" supernova deb tasniflanadigan darajada yorqin bo'lmasa ham, u nihoyatda baquvvat va bardoshli edi.

"Agar portlash markazida pulsar hosil bo'lgan bo'lsa, u gazni itarib yuborishi va hattoki tezlashtirishi mumkin, shuning uchun bir necha yil ichida biz kislorodga boy gaz SN 2012au portlash joyidan qanday" qochib ketayotganini "bilib olamiz", deb tushuntirdi Dan Milisavlevich.

Qisqichbaqa tumanligining urayotgan yuragi. Uning markazida pulsar yashiringan. Kredit: NASA / ESA

Superluminal supernova astronomiyada munozarali mavzu. Ular gravitatsion to'lqinlarning potentsial manbalari, shuningdek, gamma-nurlanish va tezkor radio portlashlari. Ammo ushbu voqealar ortidagi jarayonlarni anglash juda qiyin, va faqat keyingi avlod teleskoplari astronomlarga ushbu alangalar sirlarini ochishda yordam beradi.

“Bu koinotdagi asosiy jarayon. Agar supernovalar bo'lmaganida biz bu erda bo'lmasdik. Ushbu halokatli hodisalarda hayot uchun zarur bo'lgan ko'plab elementlar, jumladan kaltsiy, kislorod va temir yaratiladi. Menimcha, koinot fuqarolari sifatida biz uchun bu jarayonni tushunish juda muhim ", - deya xulosa qildi Dan Milisavlevich.

SUPERNOVA,yulduz o'limini belgilaydigan portlash. Ba'zida supernova portlashi sodir bo'lgan galaktikadan yorqinroq bo'ladi.

Supernova ikki asosiy turga bo'linadi. I tip optik spektrda vodorod etishmasligi bilan tavsiflanadi; shuning uchun bu oq mitti - Quyoshga massasi yaqin, ammo kichikroq va zichroq yulduzning portlashi deb ishoniladi. Oq mitti deyarli vodorodni o'z ichiga olmaydi, chunki u oddiy yulduz evolyutsiyasining yakuniy mahsulotidir. 30-yillarda S. Chandrasekxar oq mitti massasi ma'lum chegaradan oshib ketmasligini ko'rsatdi. Agar u oddiy yulduzli ikkilik tizimda bo'lsa, unda uning moddasi oq mitti yuzasiga oqishi mumkin. Uning massasi Chandrasekxar chegarasidan oshib ketganda, oq mitti qulab tushadi (qisqaradi), qiziydi va portlaydi. Shuningdek qarang YULDUZLAR.

II tip supernova 1987 yil 23 fevralda qo'shni Katta Magellan Bulut galaktikasida otilib chiqdi. Unga Yan Shelton ismini berishdi, u avval teleskop bilan, so'ngra yalang'och ko'z bilan supernova chaqnashini sezdi. (Oxirgi bunday kashfiyot Keplerga tegishli bo'lib, u bizning Galaktikamizda 1604 yilda teleskop ixtiro qilinishidan bir oz oldin supernova portlashini ko'rgan.) 1987 yildagi optik supernova portlashi bilan bir vaqtda Yaponiyadagi maxsus detektorlar va qismlarga bo'lingan holda. Ogayo shtati (AQSh) yulduz yadrosi qulashi paytida juda yuqori haroratda tug'iladigan va uning konvertiga osonlikcha kirib boradigan elementar zarralar neytrinosini qayd etdi. Garchi neytrin oqimi yulduz tomonidan optik chaqnash bilan birga 150 ming yil oldin chiqarilgan bo'lsa ham, u fotonlar bilan deyarli bir vaqtning o'zida Yerga etib keldi va shu bilan neytrinoning massasi yo'qligini va yorug'lik tezligida harakatlanishini isbotladi. Ushbu kuzatishlar, shuningdek, qulab tushayotgan yulduz yadrosi massasining taxminan 10% neytron yulduziga siqilganida neytrinos shaklida chiqadi degan taxminni tasdiqladi. Juda katta yulduzlarda, supernova portlashi paytida yadrolar yanada zichroq siqilib, ehtimol qora tuynuklarga aylanadi, ammo yulduzning tashqi qatlamlarining chiqishi hamon sodir bo'lmoqda. Sm. shuningdek QORA TUYNUK.

Bizning Galaktikamizda Qisqichbaqa tumanligi 1054 yilda xitoylik olimlar tomonidan kuzatilgan supernova portlashining qoldig'i. Mashhur astronom T. Brag ham 1572 yilda Galaktikamizda portlagan supernovani kuzatgan. Sheltonning supernovasi Keplerdan keyin topilgan birinchi supernova bo'lsa-da, so'nggi 100 yil ichida boshqa, uzoqroq galaktikalarda yuzlab supernovalar teleskoplar bilan aniqlangan.

Supernova qoldiqlari tarkibida uglerod, kislorod, temir va og'irroq elementlar mavjud. Binobarin, bu portlashlar nukleosintezda - kimyoviy elementlarning hosil bo'lishida muhim rol o'ynaydi. Ehtimol, 5 milliard yil oldin Quyosh tizimining tug'ilishidan oldin supernova portlashi sodir bo'lgan, natijada quyosh va sayyoralar tarkibiga kiritilgan ko'plab elementlar paydo bo'lgan. Nukleosintez.