Відкрити головне меню
Зображення залишка наднової Кеплера 1604 року, синтезоване астрономами НАСА за даними спостережень з трьох космічних телескопів у різних діапазонах:
 — в інфрачервоному світлі (показано червоним кольором) — з телескопа Спітцер
 — у видимому діапазоні (показано жовтим) — з телескопа Хаббл
 — у рентгенівських променях 0,3-1,4 кеВ (зелений) та 4-6 кеВ (блакитний) — з телескопа Чандра.

Наднова́ (англ. SuperNova) — зоря, що раптово збільшує свою світність у мільярди разів (на 20 зоряних величин), а іноді й більше. У максимумі спалаху наднова випромінює стільки ж світла, скільки його випромінюють мільярди зір разом. Це найяскравіші з відомих зір, їх світність порівняна зі світністю цілої галактики, а іноді навіть перевищує її[1]. Спалахи наднових — досить рідкісне явище. У нашому Чумацькому Шляху вони спостерігаються приблизно раз на 500 років, хоча очікуваний проміжок між спалахами — 50±25 років[1]. Завдяки високій світності наднові спостерігають в інших галактиках.

Вибух наднової можна спостерігати протягом тижнів або місяців. На короткий час наднова засвічує всю галактику, в якій вона розташована. Сонцю потрібно 10 мільярдів років для вироблення енергії, яка вивільняється при утворенні наднової другого типу[2]. Наше Сонце занадто мале, щоб колись стати надновою, замість цього воно перетвориться на білого карлика.

Система позначеньРедагувати

Для позначення наднових астрономи застосовують таку систему[1]:

  • літери SN (від лат. SuperNova)
  • рік відкриття
  • порядковий номер наднової у цьому році, який кодується латинськими літерами (лат. a, b, ... z, aa, ab, ...)

Наприклад, SN 1997cj позначає наднову, відкриту 1997 року 88-ою за ліком (3 (c) * 26 + 10 (j) = 88)

КласифікаціяРедагувати

Є кілька різних типів наднових і два різних шляхи їх утворення. Класифікація наднових здійснюється за їх спектрами:

  • Наднові типу І — у спектрі під час вибуху немає ліній водню. Криві блиску майже однакові, різниця між ними виявляється на пізніх стадіях спалаху:
    • Ia — у максимумі блиску спостерігається лінія одноразово іонізованого кремнію на довжині хвилі 615 нм. Ця лінія має лабораторну довжину хвилі 635,5 нм і зазнає блакитного зсуву[3]. Також у спектрі виділяються лінії заліза. Спалах пов'язують із досягненням білим карликом межі Чандрасекара (1,4M☉). Джeрелом випромінювання є бета-розпад нікелю-56 у кобальт-56 і далі у залізо-56 [4]
    • Ib — у спектрі спостерігається лінія неіонізованого гелію на довжині хвилі 587,6 нм і слабка лінія поглинання кремнію на 615 нм. Попередники наднових типів Ib i Ic втрачають більшу частину зовнішньої водневої оболонки внаслідок сильного зоряного вітру або взаємодії з зорею-супутником. В їх спектрах помітні лінії кисню, кальцію та магнію. Наднові цих типів можуть бути джерелами гамма-спалахів. Наднові типу Ib вважаються колапсуючими масивними зорями типу Вольфа-Райє.
    • Ic — слабкі або відсутні лінії гелію і слабка лінія поглинання кремнію на 615 нм.
    • Id — підтип виділяється дуже рідко
  • Наднові типу II — у спектрі є лінії водню, криві блиску різноманітніші. Спалахи наднових другого типу пов'язують із завершенням еволюції окремої масивної зорі, оболонка якої складається здебільшого з водню. Маса скинутої оболонки становить від кількох десятих до 10 M☉. Унаслідок колапсу ядра утворюється нейтронна зоря:
    • IIP — на кривій блиску спостерігається плато
    • IIL — світність величина спадає з часом лінійно
    • IIn — спектральні лінії вузькі (у інших типів наднових ширина ліній становить кілька тисяч км/с).
    • IIb — спектр є комбінацією спектрів наднових типів II i Ib.

В обох типах наднових вибух викидає багато або навіть усю речовину зорі зі значною швидкістю[5].

Наднова, що вибухає внаслідок нестабільності народження електрон-позитронних парРедагувати

Існування цього типу наднових було передбачено 1967 року. Першим свідченням існування таких зір імовірно є спалах наднової SN 2006gy[6]. Наднова, що вибухає внаслідок нестабільності народження електрон-позитронних пар, трапляється, коли народження електрон-позитронних пар завдяки взаємодії високоенергетичних гамма-променів з атомними ядрами зменшує тиск світла в ядрі надмасивної зорі. Зменшення тиску випромінювання в зоряному ядрі порушує гідростатичну рівновагу і під дією гравітації зоря колапсує. Це стиснення прискорює ядерні реакції горіння важких елементів у зоряному ядрі, що призводить до потужного термоядерного вибуху, який викидає весь зоряний матеріал в навколишній простір, не залишаючи опісля ніякого залишку (ніякої чорної діри), окрім викинутого вибухом газу[7]. Явище вибуху наднової цього типу може мати місце лише для надмасивних зір (від 130 до 250 мас Сонця), які мають низьку металічність (низький вміст хімічних елементів важчих за гелій).

Ядерні реакції під час спалахів надновихРедагувати

Синтез легких елементів від He включно до Fe відбувається під час еволюції надмасивних зір (ядерні реакції синтезу в надрах масивних зір M>40M). Подальші ядерні реакції відбуваються з поглинанням енергії, яку може забезпечити безпосередньо вибух наднової. Під час вибуху, ударна хвиля, що розповсюджується навколо наднової з надзвуковою у тому середовищі швидкістю, призводить до подальших реакцій синтезу.

Ядерні реакції в наднових типу Іа

Наднові типу Іа являють собою спалах білого карлика в тісній подвійній системі. У таких системах одна з компонент є білим карликом, друга ж може бути гігантом, чи також білим карликом[джерело?].

Коли один із супутників збільшує свої розміри, займаючи майже всю свою порожнину Роша (простір, у якому гравітаційний вплив цієї компоненти переважає), ця речовина починає перетікати на інший компонент системи. Відбувається досить потужна акреція на білий карлик.

 
Перетікання речовини відбувається через точку Лагранжа L1.

Коли на білий карлик перетече така кількість речовини, що його маса перевищить межу Чандрасекара (за сучасними уявленнями — близько 1,4 M), то тиск виродженого електронного газу вже не в змозі протистояти гравітації і настає гравітаційний колапс, який спостерігається як спалах наднової типу Іа.

До того часу в ядрі (а білий карлик і є ядром зорі, що проеволюціонувала) можуть міститися елементи легші за Fe:

12C + 16O → 28Si + γ

56Ni → 56Co* → 56Co + γ → 56Fe* → 56Fe + γ

тут Co* та Fe*- збуджені стани.

Світність наднових типу Іа у максимумі досягає Мmax=-18m.

Ядерні реакції в наднових типу Іb та типу ІІ

Ядро стискається, температура зростає до значень порядку 5·109 К, і Fe починає розпадатися під впливом γ-квантів із поглинанням енергії:

T=5·109K : (Fe, γ) → (n,p,α)-Q

Стає можливою нейтронізація речовини:

(A,Z) + e- → (A, Z-1)+νe

Т=1011-1012К : p+ + e- → n0 + νe

Нейтронізація призводить до того, що зменшується кількість електронів і тиск, який вони створюють, більше не зростає.

Водночас урка-процеси забезпечують ефективне охолодження ядра зорі. Нейтринна світність перед спалахом сягає 1054ерг і перевищує світність зорі в електромагнітному діапазоні.

Таким чином, стиснення більше не призводить до підвищення температури та тиску в ядрі. Гідростатична рівновага порушується і зоря колапсує. Колапс ядра зупиняється лише тиском виродженої нейтронної рідини, коли густина сягає ядерної й може навіть перевищувати її, тобто: ρ ≥ 1014÷1015 г/см3, Т=1011÷1012К - такі умови в ядрі після колапсу. Утворюється нейтронна зоря, а зовнішні шари викидаються у навколишній простір.

Утворення елементів важчих за Fe

s-процес

slow - повільне захоплення n0. (Необхідна густина нейтронів ρ~1011 м-3)

56Fe + n057Fe + n058Fe + n059Fe → 59Co + n060Co → 60Ni + n061Ni + n062Ni + n0 → … → 83Bi

Далі реакції не відбуваються, бо таким чином неможливо подолати бар'єр.

r-процес

slow - швидке захоплення n0. (Необхідна густина нейтронів ρ~1011 м-3[джерело?])

Відбувається аж до того моменту, коли супер-важкі ядра стають нестійкими до спонтанного ділення на більш легкі.

p-процес

процес захоплення p+ та e+ - протонів та позитронів (антипротонів[джерело?]). Не такий ефективний процес, як реакції з n0, бо в важких ядрах високий кулонівський бар'єр, однак є ядра - як, наприклад, 111Sn, 112Sn, 115Sn - що утворюються лише завдяки реакціям p-процесу.

Залишки надновихРедагувати

Вибух спричиняє ударну хвилю в навколишньому міжзоряному газі, яка формує залишок наднової. Одним із прикладів такого процесу є залишок наднової, яку спостерігав Кеплер 1604 року (SN 1604).

Інший тип залишків спалахів наднових — туманності, що утворюються при взаємодії скинутих оболонок і міжзоряного середовища. Вони є джерелом досить сильного радіовипромінювання і м'якого рентгенівського випромінювання. Розрізняють два типи радіотуманностей. Перший тип має яскраво виражену оболонкову структуру, у ньому часто трапляються волокна й нитки, що випромінюють різні лінії. У центрі такої оболонки часто міститься рентгенівське джерело. Радіуси оболонок складають приблизно десятки світлових років, а швидкості розширення — десятки й сотні кілометрів на секунду.

М'яке рентгенівське випромінювання радіотуманностей оболонкового типу свідчить, що вони містять плазму, нагріту до десятків мільйонів градусів. Це підтверджується наявністю в рентгенівських спектрах таких об'єктів ліній високоіонізованих елементів. Плазма утворюється в результаті поширення потужної ударної хвилі в міжзоряному середовищі.

Другий тип радіотуманностей — залишки з вираженою концентрацією до центру. Вони називаються плеріонами. Плеріони відрізняються радіоспектром, значним ступенем поляризації синхротронного радіовипромінювання і відносною однорідністю магнітного поля. Основним джерелом енергії плеріонів є пульсар.

Цікаві фактиРедагувати

Наймолодшим відкривачем наднової стала десятирічна мешканка Канади Кетрін Ґрей, що відкрила наднову SN 2010lt 2 січня 2011[8][9].

Див. такожРедагувати

ДжерелаРедагувати

  1. а б в наднові // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 308—309. — ISBN 966-613-263-X.
  2. F. W. Giacobbe (2005). How a Type II Supernova Explodes. Electronic Journal of Theoretical Physics 2 (6): 30–38. 
  3. Filippenko A.V. 2004. Supernovae and Their Massive Star Progenitors. astro-ph/0412029
  4. Hillebrandt, W.; Niemeyer, J. C. (2000). Type IA Supernova Explosion Models. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 38 (1): 191–230. Bibcode:2000ARA&A..38..191H. arXiv:astro-ph/0006305. doi:10.1146/annurev.astro.38.1.191. 
  5. Introduction to Supernova Remnants (English). NASA Goddard Space Flight Center. 2006-07-27. Архів оригіналу за 2013-06-25. Процитовано 2006-09-07. 
  6. Waldman, R. The Most Massive Core-Collapse Supernova Progenitors // The Astrophysical Journal. — 2008. — Т. 685. — С. 1103-1108. — DOI:10.1086/591267.
  7. Fraley, Gary S. (1968). Supernovae Explosions Induced by Pair-Production Instability. Astrophysics and Space Science 2 (1): 96–114. Bibcode:1968Ap&SS...2...96F. doi:10.1007/BF00651498. 
  8. 10-Year-Old Girl Discovers a Supernova
  9. У Канаді 10-річна дівчинка знайшла супернову

ПосиланняРедагувати

  • H. Pat Brennan and Michele Johnson (March 21, 2016). Kepler Catches the Shock Breakout of a Supernova. NASA. Процитовано 6.04.2016.  - стаття містить посилання на анімацію, яка показує вихід на поверхню зорі ударної хвилі, утвореної внаслідок колапсу ядра та падіння на нього оболонки.