супернова
NGC1994 галактикасындағы супержаңа SN4526 D
Астрономиялық бақылаулардың бүкіл тарихында қарапайым көзбен тек 6 супернованың жарылысы байқалған. 1054 жылы супернованың жарылысынан кейін ол біздің «аспанымызда» пайда болды ма? Шаян тұмандығы. 1604 атқылауы күндіз де үш апта бойы көрінді. Үлкен Магеллан бұлты 1987 жылы атқылаған. Бірақ бұл супернова Жерден 169000 XNUMX жарық жылы қашықтықта болды, сондықтан оны көру қиын болды.
2011 жылдың тамыз айының соңында астрономдар оның жарылысынан бірнеше сағат өткен соң супернованы тапты. Бұл соңғы 25 жылда табылған ең жақын нысан. Көптеген суперновалар Жерден кемінде бір миллиард жарық жылы қашықтықта орналасқан. Бұл жолы ақ ергежейлі небәрі 21 миллион жарық жылы қашықтықта жарылды. Нәтижесінде жарылған жұлдызды дүрбімен немесе кішігірім телескоппен біздің көзқарасымыз бойынша Майордан алыс емес жерде орналасқан Pinwheel Galaxy (M101) арқылы көруге болады.
Осындай алып жарылыс салдарынан өте аз жұлдыздар өледі. Көбісі үнсіз кетеді. Суперноваға айналуы мүмкін жұлдыздың массасы біздің күннен он-жиырма есе үлкен болуы керек еді. Олар айтарлықтай үлкен. Мұндай жұлдыздардың массасының үлкен қоры бар және жоғары ядролық температураға жетуі мүмкін және осылайша? ауыр элементтер.
30 жылдардың басында астрофизик Фриц Цвики аспанда анда-санда пайда болатын жұмбақ жарқырауды зерттеді. Ол мынадай қорытындыға келді: жұлдыз ыдырап, атом ядросының тығыздығымен салыстырылатын тығыздыққа жеткенде тығыз ядро пайда болады, онда электрондар «бөлінеді»? атомдар нейтрондар түзу үшін ядроларға барады. Осылайша нейтрондық жұлдыз пайда болады. Нейтрондық жұлдыздың ядросының бір ас қасық салмағы 90 миллиард килограмм. Осы күйреудің нәтижесінде тез шығарылатын энергияның үлкен мөлшері пайда болады. Цвики оларды суперновалар деп атады.
Жарылыс кезінде энергияның бөлінуі соншалық, жарылыстан кейін бірнеше күн бойы ол бүкіл галактика үшін өзінің мәнінен асып түседі. Жарылыстан кейін планетарлық тұмандыққа және пульсарға, бариондық (нейтрондық) жұлдызға немесе қара тесікке айналатын тез кеңейетін сыртқы қабық қалады.Осы жолмен пайда болған тұмандық бірнеше ондаған мың жылдардан кейін толығымен жойылады.
Бірақ егер супернованың жарылысынан кейін ядроның массасы Күннің массасынан 1,4-3 есе көп болса, ол бәрібір ыдырап, нейтрондық жұлдыз ретінде өмір сүреді. Нейтрондық жұлдыздар (әдетте) секундына бірнеше рет айналады, радиотолқындар, рентген және гамма-сәулелері түріндегі энергияның үлкен мөлшерін бөледі.Егер ядроның массасы жеткілікті үлкен болса, ядро мәңгілікке құлайды. Нәтижесінде қара тесік пайда болады. Ғарышқа лақтырылған кезде супернованың өзегі мен қабықшасының заты мантияға кеңейеді, оны супернованың қалдығы деп атайды. Айналадағы газ бұлттарымен соқтығысқан ол соққы толқыны фронтын жасайды және энергияны шығарады. Бұл бұлттар толқындардың көрінетін аймағында жарқырайды және астрографтар үшін әсем, өйткені түрлі-түсті нысан болып табылады.
Нейтрондық жұлдыздардың бар екендігін растау 1968 жылға дейін алынған жоқ.
