O supernova este

Odata cu dezvoltarea de telescoape, supernovele au devenit posibile observate in alte galaxii, incepand cu observatiile supranovatiei Andromeda (Engleza) in Nebuloasa Andromeda in 1885. În secolul al XX-lea s-au dezvoltat modele reușite pentru fiecare tip de supernova și a crescut gradul de înțelegere a rolului lor în procesul de formare a stelelor. În 1941, astronomii americani Rudolf Minkowski și Fritz Zwicky au dezvoltat o schemă modernă pentru clasificarea supernovelor.

În anii 1960, astronomii au descoperit că luminozitatea maximă a exploziilor supernova poate fi folosită ca o lumanare standard. prin urmare, indicele distanțelor astronomice. Acum supernovele oferă informații importante despre distanțele cosmologice. Cele mai îndepărtate supernove au fost mai slabe decât se așteptau, ceea ce, conform ideilor moderne, arată că expansiunea universului se accelerează.

clasificare

Fizica supernovelor

Tipul supernovei este determinat de prezența liniilor de hidrogen în spectrul flash. În cazul prezenței lor, supernova se referă la tipul II și, în lipsa acestuia, la tipul I [5].

Supernovae tip I

Mecanismul exploziilor supernova de tip Ia (SN Ia) se bazează pe procesul de fuziune termonucleară într-un nucleu dens de carbon-oxigen. Preceptorii SN Ia sunt pitici albi cu o masă apropiată de limita Chandrasekhar. Este în general acceptat faptul că astfel de stele se pot forma în timpul fluxului de materie din cea de-a doua componentă a sistemului stelar binar. Acest lucru se întâmplă dacă a doua stea a sistemului se află în afara lobului său Roche sau face parte dintr-o clasă de stele cu un vânt super-intens. Pe măsură ce masa piticului alb crește, densitatea și temperatura crește treptat. În sfârșit, la atingerea unei temperaturi de ordinul a 3,108 K, apar apariția condițiilor de aprindere termonucleară a amestecului de carbon-oxigen. De la centru până la straturile exterioare, frontul de combustie începe să se propagă, lăsând în urmă produsele de ardere - nucleele grupului de fier. Propagarea frontului de combustie are loc într-un regim de deflagrație lentă și este instabilă la diferite tipuri de perturbații. Cel mai important, instabilitatea Rayleigh-Taylor, care rezultă din acțiunea forței flotabilitate asupra plămânilor și produsele mai puțin dense de ardere, în comparație cu dens coajă -kislorodnoy carbon. Inceput procesele convective intensive la scară largă care să conducă la o consolidare și mai mare a reacțiilor de fuziune și pentru izolarea mantalei necesară resetarea supernova (

10 51 ergs). Viteza frontului de combustie crește, turbulența flăcării și formarea unui val de șoc în straturile exterioare ale stelei sunt posibile.

De când izbucnirea apare la momentul atingerii limitei Chandrasekhar, toate supernovele de tip Ia dau practic aceeași cantitate de energie, aproximativ 10 erg (această unitate energetică a primit un nume special, dușman). Din acest motiv, ele pot servi drept "lumânări standard", permițând în mod independent legii lui Hubble să măsoare distanța până la galaxia în care sa produs focarul.

Există, de asemenea, SN Ib și Ic, ale căror precursori sunt stele masive în sistemele binare. Spre deosebire de SN II, ale căror precursori sunt stele singulare.

Supernove de tip II

Conform ideilor moderne, sinteza termonucleară duce în cele din urmă la îmbogățirea compoziției regiunilor interioare ale stelei cu elemente grele. În procesul de fuziune termonucleară și formarea de elemente grele, steaua se micșorează, iar temperatura din centrul său crește. (Efectul capacității de căldură negativă a unei substanțe nedegenerate gravitaționale.) Dacă masa stelei este suficient de mare, procesul de sinteză termonucleară ajunge la concluzia sa logică cu formarea nucleelor de fier și nichel. iar compresia continuă. În acest caz, reacțiile termonucleare vor continua numai într-un anumit strat al stelei din jurul nucleului central, unde există încă combustibil termonuclear nears. Miezul central se controlează din ce în ce mai mult și, la un moment dat, din cauza presiunii, reacțiile de neutronizare încep să aibă loc - protonii încep să absoarbă electronii. transformându-se în neutroni. Acest lucru provoacă o pierdere rapidă a energiei purtate de neutrinii care rezultă (așa-numita răcire cu neutrini), astfel încât nucleul stelelor să se controleze și să se răcească. Procesul de prăbușire al miezului central este atât de rapid încât în jurul acestuia se formează o undă de rarefacție. Apoi, după nucleu, shell-ul se îndreaptă și spre centrul stelei. Apoi, are loc o revenire a materialului de cochilie de la miez și se formează o undă de șoc propagând spre exterior. inițierea reacțiilor termonucleare. În același timp, este eliberată o energie suficientă pentru a elibera plicul supernova la viteză mare. Procesul de încărcare a undelor de șoc prin energia neutrinilor care ies din regiunea centrală este de mare importanță. Un astfel de mecanism de explozie aparține supernovelor de tip II (SN II). După cum arată simularea numerică, valul de șoc al unei reveniri nu conduce la o explozie a supernovei. Se oprește la o distanță de aproximativ 100-200 km de centrul stelei. Contabilitatea rotației și prezența unui câmp magnetic face posibilă simularea numerică a unei explozii supernovate (mecanismul magnetorotational al unei explozii supernova cu un miez de colaps). Se crede că formarea supernovei tip II încheie evoluția tuturor stelelor a căror masă inițială depășește 8-10 mase solare [sursa nu este specificată 926 zile]. După explozie, există o stea neutronică sau o gaură neagră. și în jurul acestor obiecte din spațiu pentru o perioadă de timp există rămășițe ale cochililor stelei explodante sub forma unei nebuloase de gaz expandate.

Teoria supernovei

Teoria completă a supernovelor nu există încă. Toate modelele oferite sunt simplificate și au parametri liberi, care trebuie ajustați pentru a obține imaginea necesară exploziei. În prezent, în modelele numerice este imposibil să se ia în considerare toate procesele fizice care apar în stele și care sunt importante pentru dezvoltarea focarului. Nu există, de asemenea, o teorie completă a evoluției stelare.

Rețineți că precursorul faimosului supernova SN 1987A. menționată la al doilea tip, este un supergiant albastru. dar nu roșu. așa cum se presupunea înainte de 1987 în modelele SN II. De asemenea, probabil, restul său nu are un obiect compact, cum ar fi o stea neutronică sau o gaură neagră, după cum se poate observa din observații.

Locul supernovelor din univers

Conform numeroaselor studii, după Big Bang. Universul era plin de substanțe ușoare - hidrogen și heliu. Toate celelalte elemente chimice ar putea fi formate numai în procesul de ardere a stelelor. Aceasta înseamnă că Pământul constă dintr-o substanță formată în intestinul stelelor preistorice și expulzată o dată în explozii supernova.

Cele mai renumite supernove și rămășițele lor

Supernoveele istorice din galaxia noastră (observate)

Urmăriți ce este "Supernova" în alte dicționare:

Superstarul este un superstar, explozia unei stele în care aproape toată STAR este distrusă. De-a lungul unei săptămâni, o supernova poate descoperi toate celelalte stele din Galaxie. Luminozitatea supernovei este de 23 de magnitudine (1000 de milioane de ori) mai mult decât ... ... Dicționar Enciclopedic Științific și Tehnic

Un superstar este o explozie care marchează moartea unei vedete. Uneori blitzul supernovei depășește luminozitatea galaxiei în care a apărut. Supernovele sunt împărțite în două tipuri principale. Tipul I este caracterizat de un deficit de hidrogen în spectrul optic; prin urmare, cred că ... ... Enciclopedia din Collier

supernova este un astronom. Dintr-o dată o stea strălucitoare cu o putere de radiație de mii de ori mai mare decât puterea fulgerului unei noi stele ... Un dicționar de multe expresii

1572 Supernova - Supernova SN 1572 Supernova Nevândute SN 1572, compoziția imaginii în raze X și telescoape infraroșu făcut "Sptitser", "Chandra" și a datelor de observare a calar Alto Observatorul (Epocă?) De tip Supernova ... Wikipedia

Tycho Supernova - Supernova SN 1572 Supernova Nevândute SN 1572, compoziția imaginii în raze X și telescoape infraroșu făcut "Sptitser", "Chandra" și a datelor de observare a calar Alto Observatorul (Epocă?) De tip Supernova ... Wikipedia

Wolff Star - Raye - Imaginea artistică a starului Wolf Rye Starurile lui Wolf Rye sunt o clasă de stele caracterizată printr-o temperatură și luminozitate foarte ridicate; Starurile lui Wolf Raye diferă de alte stele fierbinți prin prezența în spectrul benzilor largi de radiații de hidrogen ... Wikipedia

Stelu - Acest termen are alte semnificații, vedeți Steaua (valori). Pleiadele Steaua este trupul ceresc in care merg, merge sau va pleca ... Wikipedia

Wolff's Star - Imaginea artistică a starului Wolf Rye Starurile lui Wolf Rye sunt o clasă de stele caracterizate printr-o temperatură și luminozitate foarte ridicate; Starurile lui Wolf Rye diferă de prezența altor stele calde ... Wikipedia

Supernova. Nikolay Andreev. O supernovă fulgeră pe cer. În zece zile, razele sale mortale vor ajunge pe planeta noastră și vor distruge toată viața. Este imposibil să oprești acest lucru: împotriva radiației supernova ... Mai mult
Supernova. Andreev N.Yu. O supernovă fulgeră pe cer. În zece zile, razele sale mortale vor ajunge pe planeta noastră și vor distruge toată viața. Este imposibil să oprim acest lucru: împotriva radiației supranovării ... Mai mult
Supernova. O supernovă fulgeră pe cer. În zece zile, razele sale mortale vor ajunge pe planeta noastră și vor distruge toată viața. Este imposibil să se oprească acest lucru: împotriva radiațiilor supernova ... Mai mult Cumpărați pentru 53 руб

Alte cărți despre "Supernova" >>

Articole similare

Pagina anterioară

Pagina următoare