Үүний үр дүнд супернова үүсдэг. Супернова - үхэл эсвэл шинэ амьдралын эхлэл үү? суперновагийн ажиглалт
- Орчуулга
Байгалийн юмс үзэгдлийн олон талт, тэнгэрт нуугдаж буй эрдэнэс нь асар их баялаг бөгөөд тоо хэмжээгээрээ хүний оюун ухаанд хэзээ ч тэжээл хэрэггүй.
- Йоханнес Кеплер
1604 онд манай Галактикт байрладаг, харагдахуйц спектрт ажиглагдаж байсан тэр үеийн хамгийн сүүлийн үеийн суперноваг нээсэн хүн ингэж хэлэв. Үүний дараа дахин хоёр дэлбэрэлт болсон ч энгийн нүдэнд харагдахгүй байсан бөгөөд тэдний шарилыг хүчирхэг телескопуудын тусламжтайгаар аль хэдийн илрүүлсэн байна.
2012 оны 1-р сард NGC 3239 хэмээх 25 сая гэрлийн жилийн зайд орших галактикаас тухайн жилийн анхны суперноваг нээсэн. Доорх зурган дээрх суперноваг SN 2012a гэж нэрлэсэн.
Зуун жил тутам нэг галактикт нэг суперновагийн ердийн давтамжтай байдаг тул хэрвээ манай Галактикт хэт шинэ од үүссэн бол бид юу харах, хэр хурдан болох нь сонирхол татаж байна.
Хэт шинэ од нь хоёр аргын аль нэгээр үүсч болох боловч хоёуланд нь асар их хэмжээний гэрэл, энерги ялгаруулдаг хяналтаас гадуур цөмийн хайлуулах урвал явагддаг гэдгийг санаарай. Гайхалтай нь ихэнх энерги нь гэрлийн хэлбэрээр ялгардаггүй! Хэдхэн секундын дараа супернова болох гэж буй одны доторхыг харцгаая. 
Цочрол, өндөр температураас гадна дотоод урвал нь нейтрино үүсгэдэг бөгөөд ихэнх нь одны гаднах давхаргатай харьцдаггүй! Зөвхөн зарим нейтрино нь тэдэнтэй харьцдаг, түүнчлэн бүх протон, нейтрон, электронууд нь гадаад төрх нь шууд үүсдэггүй. Тэсэлгээний долгион одны гаднах давхаргад хүрэхийн тулд хэдэн цаг зарцуулдаг ч нейтрино бараг тэр дороо энэ замыг бий болгодог!
Энэ нь од супернова руу шилжих үед гэрлийн урсгалаас өмнө нейтриногийн урсгал үүсдэг гэсэн үг юм! Үүнийг бид 1987 онд ажиглалтаар олж мэдсэн.
1987а супернова 168,000 гэрлийн жилийн зайд дэлбэрэхэд хангалттай ойрхон байсан бөгөөд бидэнд хангалттай нейтрино илрүүлэгч байсан бөгөөд 13 секундын дотор 23 (эсрэг) нейтрино илрүүлэх боломжтой байв. 3000 тонн ус агуулсан хамгийн том детектор Камиоканде-II нь 11 антинейтрино илрүүлжээ.
Өнөөдөр Super Kamiokande-III детектор нь 50,000 тонн ус, 11,000 фото үржүүлэгчийг агуулдаг. (Дэлхий дээр өөр олон гайхалтай нейтрино детекторууд байдаг, гэхдээ би үүнийг жишээ болгон авч үзэх болно).
Түүний төхөөрөмж нь нейтрино илрүүлээд зогсохгүй 50,000 тонн усны аль ч тоосонцортой харьцах азтай ганц нейтриногийн чиглэл, энерги, харилцан үйлчлэлийн цэгийг тодорхойлж чаддаг учраас гайхалтай юм!
Super Kamiokande-III нь манай Галактикийн хаана гарч ирэхээс шалтгаалаад хэдэн мянган антинейтринооос (Галактикийн эсрэг талд дэлбэрэлт болсон тохиолдолд) хэдэн арван саяас илүүг бүртгэх шаардлагатай бөгөөд энэ бүгдийг 10-д бүртгэх шаардлагатай болно. - 15 секунд!
Дэлхий даяарх нейтрино детекторууд нейтрино урсгалыг нэгэн зэрэг, нэг чиглэлээс харах болно. Энэ үед бид эдгээр нейтриногийн эх үүсвэр рүү чиглэсэн чиглэлийг тодорхойлоход 2-3 цаг зарцуулж, телескопуудыг эргүүлж, түүхэнд анх удаа суперноваг нүдээр харахыг оролдох болно!
1987 оноос хойшхи хамгийн ойрын супернова бол дээрх зурагт байсан бөгөөд дэлбэрэлтээс хойш хагас өдрийн дараа бид үүнийг харж чадсан.
Ихэнхдээ азаар бид 2002 онд эрчимтэй гипернова руу дөхөж очсон.
Гэсэн хэдий ч бид анхны дэлбэрэлтээс 3-4 цагийн дараа SN 2002ap одыг ажиглаж эхэлсэн. Хэрэв гарч ирэх гэж буй супернова нь Ia ангилал бол, өөрөөр хэлбэл цагаан одойноос гаралтай бол галактикийн хаана тохиолдохыг бид таамаглах арга байхгүй. Хэт олон цагаан одойнууд байдаг бөгөөд тэдгээрийн ихэнх нь байршил тодорхойгүй бөгөөд галактик даяар тархсан гэж үздэг.
Хэрэв супернова нь өөрийн жингийн дор унадаг цөмтэй (II төрлийн супернова) маш том одонд тохиолдвол бидэнд сайн нэр дэвшигчид, үүнийг хайх сайхан газрууд бий.
Тодорхой байршил бол Сүүн зам дахь хамгийн сүүлд мэдэгдэж байсан супернова дэлбэрсэн Галактикийн төв, мөн манай Галактикт байдаг хамгийн том оддын гэр юм. Ирэх 100,000 жилд II төрлийн суперновагууд олон байх болно, гэхдээ бид дараагийнхыг хэзээ харахыг мэдэхгүй байна. Дээрх зургийг хараад эдгээр суперновагийн дэлбэрэлтүүд аль хэдийн тохиолдсон байх магадлалтай гэж бодоорой, бид зүгээр л нейтрино (мөн тэдний араас гэрэл) бидэнд хүрэх мөчийг хүлээж байна!
Гэхдээ бид галактикийн төвд илүү ойр нэр дэвшигчидтэй.
Одууд төрдөг асар том мананцарын гэдэс рүү харж, орчлон ертөнцөөс олж болох хамгийн халуун, хамгийн залуу оддыг олж харцгаая. Энд маш том одод амьдардаг, ялангуяа дээр дурдсан Бүргэдийн мананцар нь маш сүүлийн үеийн суперновагийн гэр байж болох юм. Бүргэдийн мананцар, Орион мананцар болон залуу ододоор дүүрсэн бусад олон бүс нутаг нь дараагийн супернова төрөх хамгийн тохиромжтой газар болдог.
Бие даасан оддын талаар юу хэлэх вэ? Олон сайн нэр дэвшигчид байгаа ч тэдний хоёр нь бидний ярианд байнга байдаг.
Амьдралын хамгийн сүүлийн үе шатанд байгаа энэ Карина хэзээ ч супернова болж чадна. Эсвэл энэ мөчөөс өмнө хэдэн зуун, мянга, арван мянган жил өнгөрч магадгүй юм. Гэхдээ хэрэв бид түүний сансар дахь байрлалаас ирж буй антинейтриногийн урсгалыг илрүүлэх юм бол бид эхлээд дурангаа түүн рүү чиглүүлэх болно!
Хэдэн мянган гэрлийн жилийн зайд байрлах нэр дэвшигчдээс ялгаатай нь өөр, илүү ойрхон байдаг. Энэ бол суперновагийн хамгийн ойрын нэр дэвшигч юм!
640 гэрлийн жилийн зайд орших улаан супер аварга Бетелгейзтэй мэндчилгээ дэвшүүлээрэй. Бетелгейз нь маш том бөгөөд диаметр нь Санчир гаригийн тойрог замтай харьцуулах боломжтой юм! Хэрэв Бетелгейз супернова болвол дэлхий даяар бидний нейтрино илрүүлэгч хэдэн зуун сая антинейтрино бүртгэх бөгөөд энэ нь түүхэнд бүртгэгдсэн бүх төрлийн нейтриногийн тооноос давах болно.
Гэхдээ хэрэв эдгээр нь мэдэгдэж байгаа нэр дэвшигчид супернова болоогүй бол энэ нь Ia төрлийн супернова эсвэл II төрлийн супернова эсэхийг хэлж чадах уу?
Та үргэлж хүлээж болно. Янз бүрийн төрлийн суперновагууд нь маш өөр гэрлийн муруйтай байдаг бөгөөд хамгийн дээд хэмжээнд хүрсний дараа гэрэл хэрхэн бүдгэрч байгаа нь энэ нь ямар төрлийн супернова байсныг бидэнд хэлэх болно.
Гэхдээ ийм гайхмаар тохиолдолд би тэвчээрээ шалгахгүй. Аз болоход надад тэгэх шаардлагагүй, учир нь манай галактик дахь супернова нь хамгийн шинэ төрлийн одон орон судлал болох таталцлын долгионы одон орон судлалын анхны бүртгэгдсэн ажиглалт байх магадлалтай!
Таталцлын долгионд юу ч нөлөөлөхгүй бөгөөд хэт шинэ гаригийн дэлбэрэлтийн ийм долгион нь од, хий, тоос, бодисоор дамжин өнгөрөхөд саадгүй өнгөрч, (эсрэг) нейтриногийн эхний долгионтой нэгэн зэрэг ирэх болно! Сайн тал нь, бидний хамгийн сайн GR загварчлалын дагуу II төрөл (цөмийн нуралт) ба төрөл Ia (эргэлддэг цагаан одой) суперновагууд тэс өөр таталцлын долгион үүсгэх шаардлагатай болно!
Хэрэв энэ нь Ia төрлийн супернова бол бид дохионд гурван өөр бүсийг бүртгэх шаардлагатай болно.
Спираль уналтын үе шат нь үе үе импульс үүсгэж, цагаан одойнууд тусгаарлах эцсийн шатанд хүрэх тусам давтамж, хүч нь нэмэгддэг. Гал асаах үед дохионд тэсрэлт үүсэх ёстой бөгөөд дараа нь задралын үе шат орно. Маш өөр зүйлүүд.
Гэхдээ хэрэв бидэнд асар том нурж буй одноос II төрлийн супернова байгаа бол бид хоёр л сонирхолтой зүйлийг харах болно.
Асар том тэсрэлт - супернова өөрөө - цөм нурснаас хойш секундын аравны нэг, дараа нь хурдан ялзарч (0.02 секундын дотор) хариу үйлдэл үзүүлэв. Хэрэв бид харсан зүйлээ ойлгох шаардлагатай бол таталцлын долгионы ярианы дохио л хэрэгтэй.
Хэрэв манай галактикийн дараагийн супернова өнөөдөр дэлбэрвэл бид үүнийг харах болно!
Кеплерийн суперновагийн үлдэгдэл
Супернова эсвэл суперновагийн дэлбэрэлт нь түүний гэрэлтэлт нь 4-8 баллын (арван арван магнитудын) дарааллаар огцом өөрчлөгдөж, дараа нь гэрэл харьцангуй удаан унтардаг үзэгдэл юм. Энэ нь асар их энерги ялгаруулж, зарим оддын хувьслын төгсгөлд үүсдэг гамшигт үйл явцын үр дүн юм.
Төвд нь 1E 161348-5055 нейтрон одтой суперновагийн үлдэгдэл RCW 103
Дүрмээр бол хэт шинэ туяа нь үйл явдлын дараа, өөрөөр хэлбэл үйл явдал аль хэдийн тохиолдож, цацраг туяа нь хүрсэн үед ажиглагддаг. Тиймээс тэдний мөн чанар удаан хугацаанд тодорхойгүй байв. Гэхдээ одоо гол заалтууд нь аль хэдийн тодорхой болсон ч ийм дэгдэлт гарахад хүргэдэг хэд хэдэн хувилбарууд байдаг.
Дэлбэрэлт нь одны материйн ихээхэн массыг од хоорондын орон зайд хаях замаар дагалддаг бөгөөд дэлбэрсэн одны материйн үлдсэн хэсгээс дүрмээр бол авсаархан объект - нейтрон од эсвэл хар нүх үүсдэг. Тэд хамтдаа суперновагийн үлдэгдлийг үүсгэдэг.
Өмнө нь олж авсан спектр, гэрлийн муруйг цогцоор нь судалж, үлдэгдэл болон боломжит өвөг оддын судалгааг хослуулан хийснээр илүү нарийвчилсан загваруудыг бий болгож, дэлбэрэлтийн үед аль хэдийн үүссэн нөхцөл байдлыг судлах боломжтой болгодог.
Бусад зүйлсийн дотор гал асаах үед ялгарсан материал нь одны амьдралын туршид явагдсан термоядролын нэгдлийн бүтээгдэхүүнийг их хэмжээгээр агуулдаг. Энэ нь ерөнхийдөө суперновагийн ачаар химийн хувьд хувьсдаг.
Энэ нэр нь шинэ одод гэгдэх гэрэлтэлт нь цаг хугацааны явцад ихээхэн өөрчлөгддөг оддыг судлах түүхэн үйл явцыг тусгасан байдаг. Үүний нэгэн адил суперновагийн дунд нэг дэд анги ялгагдаж байна - гипернова.
Нэр нь SN шошгооос бүтсэн бөгөөд дараа нь нээгдсэн жил, нэг эсвэл хоёр үсэг бүхий тэмдэглэгээгээр төгсдөг. Энэ оны эхний 26 супернова нь нэрний төгсгөлд том үсгээр А-аас Я хүртэл нэг үсэгтэй тэмдэглэгээ авдаг. Үлдсэн суперновагууд нь жижиг үсгээс хоёр үсэгтэй тэмдэглэгээг авдаг: aa, ab гэх мэт. Баталгаажаагүй суперновагуудыг PSN (боломжтой супернова) үсгээр тэмдэглэсэн бөгөөд селестиел координатууд нь: Jhhmmssss+ddmmssssssssформаттай байдаг.
I хэлбэрийн гэрлийн муруй нь маш төстэй: 2-3 хоногийн дараа огцом өсөлт ажиглагдаж, дараа нь 25-40 хоногт мэдэгдэхүйц бууралтаар (3 балаар) солигдож, дараа нь аажмаар суларч, магнитудын масштабаар бараг шугаман байна. .
Гэхдээ II төрлийн гэрлийн муруй нь нэлээд олон янз байдаг. Зарим хүмүүсийн хувьд муруйнууд нь I хэлбэрийнхтэй төстэй байсан бөгөөд зөвхөн шугаман үе эхлэх хүртэл гэрэл нь удаан, удаан үргэлжилдэг байв. Бусад нь оргилдоо хүрч, 100 хүртэл хоног үлдсэн бөгөөд дараа нь гэрэлтэлт огцом буурч, шугаман "сүүл" -д хүрэв. Дээд зэргийн үнэмлэхүй хэмжээ нь өргөн хүрээнд хэлбэлздэг.
Дээрх ангилалд төрөл бүрийн суперновагийн спектрийн зарим үндсэн шинж чанаруудыг аль хэдийн агуулж байгаа тул оруулаагүй зүйл дээр анхаарлаа хандуулцгаая. Хүлээн авсан спектрийг тайлбарлахад удаан хугацааны туршид саад учруулж байсан анхны бөгөөд маш чухал шинж чанар нь үндсэн шугамууд нь маш өргөн байдаг.
II ба Ib\c төрлийн суперновагийн спектрүүд дараах байдлаар тодорхойлогддог.
Хамгийн их гэрэлтүүлгийн ойролцоо нарийхан шингээлтийн шинж чанарууд, шилжилтгүй ялгаруулалтын нарийн бүрэлдэхүүн хэсгүүд байдаг.
Хэт ягаан туяанд ажиглагдсан шугам , , .
Дэлбэрэлтүүдийн давтамж нь галактик дахь оддын тоо, эсвэл ердийн галактикийн хувьд ижил байдаг гэрэлтэлтээс хамаарна.
Энэ тохиолдолд Ib/c ба II суперновагууд спираль гар руу таталцдаг.
Хавчны мананцар (рентген дээрх зураг), дотоод цочролын долгион, чөлөөтэй тархах салхи, түүнчлэн тийрэлтэт онгоц тод харагдаж байна.
Залуу үлдэгдлийн каноник схем нь дараах байдалтай байна.
Боломжит авсаархан үлдэгдэл; ихэвчлэн пульсар, гэхдээ хар нүх байж магадгүй
Од хоорондын бодист тархах гадаад цочролын долгион.
Хэт шинэ одны ялгаралтын бодист тархах буцах долгион.
Хоёрдогч, од хоорондын дунд бөөгнөрөл болон нягт хэт шинэ одны ялгаралтаар тархдаг.
Тэд хамтдаа дараах зургийг үүсгэдэг: гаднах цочролын долгионы урд талын ард хий нь TS ≥ 107 К температурт халааж, 0.1-20 кВ фотоны энергитэй рентген туяаны мужид ялгардаг. буцах долгионы урд хэсэг нь рентген цацрагийн хоёр дахь хэсгийг бүрдүүлдэг. Өндөр ионжсон Fe, Si, S гэх мэт шугамууд нь хоёр давхаргын цацрагийн дулааны шинж чанарыг илтгэнэ.
Залуу үлдэгдлийн оптик цацраг нь хоёрдогч долгионы урд талын ард бөөгнөрсөн хий үүсгэдэг. Тэдгээрийн тархалтын хурд өндөр байдаг тул хий нь илүү хурдан хөргөж, цацраг нь рентген туяанаас оптик руу шилждэг гэсэн үг юм. Оптик цацрагийн нөлөөллийн гарал үүслийг шугамын харьцангуй эрч хүчээр баталгаажуулдаг.
Кассиопея А дахь ширхэгүүд нь бөөгнөрөлийн гарал үүсэл нь хоёр талтай болохыг тодорхой харуулж байна. Хурдан гэгддэг утаснууд нь 5000-9000 км / с хурдтайгаар тархаж, зөвхөн O, S, Si шугамаар цацруулдаг - өөрөөр хэлбэл эдгээр нь суперновагийн дэлбэрэлтийн үед үүссэн багцууд юм. Харин хөдөлгөөнгүй конденсаци нь 100–400 км/с хурдтай байдаг ба тэдгээрт H, N, O-ийн хэвийн концентраци ажиглагдаж байгаа нь нийлээд энэ бодис нь хэт шинэ одны дэлбэрэлтээс нэлээд өмнө хаягдаж байсныг харуулж байна. дараа нь гадны цохилтын долгионоор халсан.
Хүчтэй соронзон орон дахь харьцангуй тоосонцороос синхротроны радио ялгаруулалт нь бүх үлдэгдлийн ажиглалтын гол тэмдэг юм. Түүний нутагшуулах талбай нь гадаад ба буцах долгионы урд талын хэсэг юм. Синхротрон цацраг нь рентген туяаны мужид мөн ажиглагддаг.
Хэт шинэ овгийн Ia шинж чанар нь бусад галын шинж чанараас ялгаатай. Зууван галактикт Ib/c ба II төрлийн галын дөл байхгүй байгаа нь үүнийг тодорхой нотолж байна. Сүүлчийн талаархи ерөнхий мэдээллээс харахад хий багатай, цэнхэр одод байдаг бөгөөд од үүсэх нь 1010 жилийн өмнө дууссан. Энэ нь бүх том одод хувьслаа аль хэдийн дуусгасан гэсэн үг бөгөөд нарны массаас бага масстай, илүүгүй одод байдаг. Оддын хувьслын онолоос харахад ийм төрлийн оддыг дэлбэлэх боломжгүй байдаг тул 1-2М⊙ масстай оддын амьдралыг уртасгах механизм шаардлагатай байдаг.
Ia \ Iax спектрт устөрөгчийн шугам байхгүй байгаа нь анхны одны агаар мандалд маш бага байгааг харуулж байна. Гаргасан бодисын масс нь нэлээд том - 1M⊙, голчлон нүүрстөрөгч, хүчилтөрөгч болон бусад хүнд элементүүдийг агуулдаг. Мөн шилжсэн Si II шугамууд нь хөөргөх үед цөмийн урвал идэвхтэй явагдаж байгааг харуулж байна. Энэ бүхэн нь цагаан одой, магадгүй нүүрстөрөгч-хүчилтөрөгч нь урьдал одны үүрэг гүйцэтгэдэг гэдэгт итгэлтэй байна.
Ib\c ба II төрлийн суперновагийн спираль судлууд руу чиглэсэн таталцал нь удамшлын од нь 8-10M⊙ масстай богино настай О одууд болохыг харуулж байна.
Давамгайлсан хувилбар
Шаардлагатай хэмжээний энергийг гаргах нэг арга бол термоядролын шаталтад оролцдог бодисын массын огцом өсөлт, өөрөөр хэлбэл термоядролын дэлбэрэлт юм. Гэсэн хэдий ч ганц оддын физик үүнийг зөвшөөрдөггүй. Үндсэн дараалалд байрлах оддын процессууд тэнцвэрт байдалд байна. Тиймээс бүх загварууд одны хувьслын эцсийн шат болох цагаан одойнуудыг авч үздэг. Гэсэн хэдий ч сүүлийнх нь өөрөө тогтвортой од бөгөөд Чандрасекхарын хязгаарт ойртох үед л бүх зүйл өөрчлөгдөж болно. Энэ нь термоядролын дэлбэрэлт нь зөвхөн оддын системд, хамгийн их магадлалтайгаар хоёртын од гэж нэрлэгддэг системд боломжтой гэсэн хоёрдмол утгагүй дүгнэлтэд хүргэдэг.
Энэ схемд тэсрэлтэд оролцож буй бодисын төлөв байдал, химийн найрлага, эцсийн массад нөлөөлдөг хоёр хувьсагч байдаг.
Хоёрдахь хамтрагч нь бодис нь эхнийх рүү урсдаг жирийн од юм.
Хоёр дахь хамтрагч нь ижил цагаан одой юм. Энэ хувилбарыг давхар доройтол гэж нэрлэдэг.
Чандрасекхарын хязгаар хэтэрсэн үед дэлбэрэлт үүсдэг.
Түүний өмнө дэлбэрэлт болсон.
Бүх супернова Ia хувилбаруудад нийтлэг тохиолддог зүйл бол дэлбэрч буй одой нь нүүрстөрөгч-хүчилтөрөгч байх магадлалтай.
Урвалж буй бодисын масс нь дэлбэрэлтийн эрч хүчийг тодорхойлдог бөгөөд үүний дагуу хамгийн их гялалзах болно. Хэрэв бид цагаан одойн массыг бүхэлд нь урвалд оруулна гэж үзвэл дэлбэрэлтийн энерги 2.2 1051 эрг болно.
Гэрлийн муруйн цаашдын үйл ажиллагааг голчлон задралын гинжээр тодорхойлно.
56Ni изотоп нь тогтворгүй бөгөөд хагас задралын хугацаа 6.1 хоног байна. Цаашлаад цахим зураг авалт нь 1.72 МэВ энергитэй 56Co цөмийг ихэвчлэн өдөөгдсөн төлөвт бий болгоход хүргэдэг. Энэ түвшин тогтворгүй бөгөөд электрон үндсэн төлөв рүү шилжихэд 0.163 МэВ-ээс 1.56 МэВ хүртэлх энергитэй γ-квантуудын каскадын ялгаралт дагалддаг. Эдгээр квантууд нь Комптоны сарнилыг мэдэрдэг ба энерги нь ~100 кеВ хүртэл хурдан буурдаг. Ийм квантууд аль хэдийн фотоэлектрик эффектээр үр дүнтэй шингэсэн бөгөөд үр дүнд нь бодисыг халаадаг. Од томрох тусам одны бодисын нягт багасч, фотоны мөргөлдөөний тоо буурч, одны гадаргуу дээрх бодис цацрагт тунгалаг болдог. Онолын тооцооллоос харахад энэ байдал нь од хамгийн их гэрэлтэх хэмжээнд хүрснээс хойш ойролцоогоор 20-30 хоногийн дараа тохиолддог.
Эхлэснээс хойш 60 хоногийн дараа бодис нь γ-цацрагт ил тод болдог. Гэрлийн муруй дээр экспоненциал задрал эхэлдэг. Энэ үед 56Ni аль хэдийн ялзарсан бөгөөд энерги ялгарах нь 4.2 МэВ хүртэлх өдөөх энергитэй 56Co-ийн β-заралтаас 56Fe(T1/2 = 77 хоног) болж байна.
Таталцлын уналтын механизмын загвар
Шаардлагатай энерги ялгарах хоёр дахь хувилбар бол одны цөм нурах явдал юм. Түүний масс нь түүний үлдэгдэл болох нейтрон одны масстай яг тэнцүү байх ёстой.
Тээвэрлэгч хэрэгтэй бөгөөд энэ нь нэг талаас ялгарсан энергийг зайлуулах ёстой бөгөөд нөгөө талаас бодистой харьцах ёсгүй. Нейтрино нь ийм тээвэрлэгчийн үүрэг гүйцэтгэхэд тохиромжтой.
Хэд хэдэн үйл явц нь тэдний үүсэх үүрэгтэй. Одны тогтворгүй байдал, шахалтын эхлэлийн эхний бөгөөд хамгийн чухал нь нейтронжих үйл явц юм.
Эдгээр урвалын нейтрино нь 10% -ийг гадагшлуулдаг. Хөргөлтийн гол үүргийг URCA процессууд (нейтрино хөргөлт) гүйцэтгэдэг.
Протон ба нейтроны оронд атомын цөмүүд мөн үйлчилж, бета задралд ордог тогтворгүй изотоп үүсгэдэг.
Эдгээр үйл явцын эрч хүч нь шахалтаар нэмэгдэж, улмаар үүнийг хурдасгадаг. Энэ процесс нь нейтрино нь доройтсон электронуудаар тархаж, термолиз болж, бодисын дотор түгжигддэг.
Нейтронжих процесс нь зөвхөн одны цөмд хүрэх боломжтой 1011/см3 нягттай үед л явагддаг гэдгийг анхаарна уу. Энэ нь зөвхөн гидродинамик тэнцвэрт байдал зөрчигддөг гэсэн үг юм. Гадна давхаргууд нь орон нутгийн гидродинамик тэнцвэрт байдалд байгаа бөгөөд гол цөм нь агшиж, цул гадаргуу үүсгэсний дараа л нуралт эхэлдэг. Энэ гадаргуугаас буцаж ирэх нь бүрээсийг гадагшлуулах боломжийг олгодог.
Суперновагийн үлдэгдлийн хувьслын гурван үе шат байдаг.
Үнэгүй тархалт.
Адиабат тэлэлт (Седовын үе шат). Энэ үе шатанд суперновагийн дэлбэрэлт нь тогтмол дулаан багтаамжтай орчинд хүчтэй цэгийн дэлбэрэлт юм. Дэлхийн агаар мандал дахь цөмийн дэлбэрэлт дээр туршсан Седовын автомод шийдэл нь энэ асуудалд хамаатай.
Хүчтэй гэрэлтүүлгийн үе шат. Энэ нь урд талын арын температур цацрагийн алдагдлын муруйн хамгийн дээд цэгт хүрэх үед эхэлдэг.
Үлдэгдэл хийн даралт нь од хоорондын орчин дахь хийн даралттай тэнцэх үед бүрхүүлийн тэлэлт зогсдог. Үүний дараа үлдэгдэл нь санамсаргүй хөдөлж буй үүлтэй мөргөлдөж, сарниж эхэлдэг.
Дээр дурдсан суперновагийн Ia онолуудын тодорхойгүй байдлаас гадна дэлбэрэлтийн механизм нь өөрөө маш их маргаан үүсгэдэг. Ихэнх тохиолдолд загваруудыг дараахь бүлгүүдэд хувааж болно.
Шуурхай тэсрэлт
Хойшлогдсон тэсэлгээ
Пульстай саатсан тэсрэлт
Турбулент хурдан шаталт
Наад зах нь эхний нөхцлийн хослол бүрийн хувьд жагсаасан механизмуудыг нэг юмуу өөр хувилбараар олж болно. Гэхдээ санал болгож буй загваруудын хүрээ үүгээр хязгаарлагдахгүй. Жишээ нь хоёрыг нэгэн зэрэг дэлбэлэх загварууд юм. Мэдээжийн хэрэг, энэ нь зөвхөн хоёр бүрэлдэхүүн хэсэг өөрчлөгдсөн тохиолдолд л боломжтой юм.
Суперновагийн дэлбэрэлтүүд нь түүнээс их (эсвэл тэдний хэлснээр илүү хүнд) атомын дугаартай элементүүдээр од хоорондын орчныг нөхөх гол эх үүсвэр юм. Гэсэн хэдий ч тэдгээрийг үүсгэсэн процессууд нь янз бүрийн бүлгийн элементүүд, тэр ч байтугай изотопуудын хувьд өөр өөр байдаг.
He-ээс илүү ба Fe хүртэлх бараг бүх элементүүд нь сонгодог термоядролын нэгдлийн үр дүн бөгөөд жишээлбэл, оддын дотоод хэсэгт эсвэл p-процессын үед хэт шинэ одны дэлбэрэлтийн үед үүсдэг. Анхдагч нуклеосинтезийн явцад маш бага хэсгийг олж авсан гэдгийг энд дурдах нь зүйтэй.
209Bi-ээс их жинтэй бүх элементүүд нь r-процессын үр дүн юм
Бусдын гарал үүсэл нь хэлэлцүүлгийн сэдэв бөгөөд s-, r-, ν-, rp-процессуудыг боломжит механизм болгон санал болгож байна.
Суперновын өмнөх болон 25M☉ одны дэлбэрэлтийн дараа дараагийн агшин дахь нуклеосинтезийн бүтэц, үйл явц нь масштабаар хязгаарлагдахгүй.
r-процесс нь (n,γ) урвалын явцад нейтроныг дараалан барьж авах замаар хөнгөн хэсгүүдээс хүнд цөм үүсэх үйл явц бөгөөд нейтроныг барих хурд нь β задралын хурдаас өндөр байвал үргэлжилнэ. изотоп.
ν-процесс нь нейтрино болон атомын цөмтэй харилцан үйлчлэх замаар нуклеосинтезийн үйл явц юм. Энэ нь 7Li, 11B, 19F, 138La, 180Ta изотопуудын харагдах байдлыг хариуцаж болно.
Хавчны мананцар нь суперновагийн үлдэгдэл болох SN 1054
Гиппархын тогтмол оддыг сонирхох нь хэт шинэ одны ажиглалтаас үүдэлтэй байж магадгүй юм (Плиний хэлснээр). SN 185 суперновагийн ажиглалтын бүртгэл гэж тодорхойлсон хамгийн анхны бичлэгийг Хятадын одон орон судлаачид МЭ 185 онд хийжээ. Хамгийн тод танигдсан супернова SN 1006-г Хятад, Арабын одон орон судлаачид нарийвчлан тодорхойлсон байдаг. Хавчны мананцарыг үүсгэсэн супернова SN 1054 сайн ажиглагдсан. SN 1572, SN 1604 суперновагууд нь энгийн нүдээр харагдахуйц байсан бөгөөд сарны гаднах ертөнц, нарны аймаг өөрчлөгдөөгүй гэсэн Аристотелийн үзэл санааны эсрэг аргумент болгон ашигласан тул Европ дахь одон орон судлалын хөгжилд ихээхэн ач холбогдолтой байв. Йоханнес Кеплер 1604 оны 10-р сарын 17-нд SN 1604-ийг ажиглаж эхэлсэн. Энэ бол гэрэлтэх үе шатанд бүртгэгдсэн хоёр дахь супернова байв (Тихо Брахегийн SN 1572-ийн дараа Кассиопея одны ордонд).
Телескоп хөгжихийн хэрээр 1885 онд Андромеда мананцар дахь супернова С Андромедагийн ажиглалтаас эхлээд бусад галактикийн хэт шинэ одуудыг ажиглах боломжтой болсон. 20-р зууны туршид суперновагийн төрөл тус бүрт амжилттай загваруудыг боловсруулж, од үүсэх үйл явцад тэдний гүйцэтгэх үүргийн талаарх ойлголт нэмэгдсэн. 1941 онд Америкийн одон орон судлаач Рудольф Минковски, Фриц Цвики нар суперновагийн орчин үеийн ангиллын схемийг боловсруулсан.
1960-аад онд одон орон судлаачид суперновагийн дэлбэрэлтийн хамгийн их гэрэлтэлтийг ердийн лаа болгон ашиглаж болох тул одон орны зайн хэмжүүр болж болохыг олж мэдсэн. Суперновагууд одоо сансар огторгуйн зайны талаар чухал мэдээлэл өгч байна. Хамгийн алслагдсан суперновагууд төсөөлж байснаас сул байсан нь орчин үеийн үзэл баримтлалын дагуу орчлон ертөнцийн тэлэлт хурдасч байгааг харуулж байна.
Ажиглалтын бичгээр тэмдэглэгдээгүй суперновагийн дэлбэрэлтийн түүхийг сэргээх аргуудыг боловсруулсан. Cassiopeia A суперновагийн үүссэн огноог мананцараас гарч буй гэрлийн цуурайгаар тодорхойлсон бол RX J0852.0-4622 хэт шинэ одны үлдэгдлийн насыг титан-44 задралаас үүсэх температур болон γ-ялгаралтын хэмжилтээр тооцоолсон. 2009 онд Антарктидын мөсөнд суперновагийн дэлбэрэлтийн үетэй тэнцэх нитратууд олдсон.
2014 оны 1-р сарын 22-нд SN 2014J супернова Мажор одны ордонд байрлах M82 галактикт дэлбэрчээ. Galaxy M82 нь манай галактикаас 12 сая гэрлийн жилийн зайд оршдог ба одны хэмжээ нь 9-өөс бага юм. Энэхүү супернова нь 1987 оноос хойш (SN 1987A) дэлхийд хамгийн ойр байгаа нь юм.
СУПЕРНОВА
СУПЕРНОВА, одны дэлбэрэлт, Од бараг бүхэлдээ устгагдсан. Долоо хоногийн дотор супернова галактикийн бусад оддыг гүйцэж түрүүлж чадна. Хэт шинэ одны гэрэлтэлт нь нарны гэрэлтэх хүчнээс 23 магнитудын (1000 сая дахин) их бөгөөд дэлбэрэлтийн үед ялгарах энерги нь одны өмнөх амьдралынхаа туршид ялгаруулсан бүх энергитэй тэнцүү юм. Хэдэн жилийн дараа суперновагийн хэмжээ маш их нэмэгдэж, ховордож, тунгалаг болдог. Хэдэн зуун, мянган жилийн турш хөөгдсөн бодисын үлдэгдэл нь харагдаж байна суперновагийн үлдэгдэл.Хэт шинэ од нь ШИНЭ ОДноос 1000 дахин илүү гэрэлтдэг. Манайх шиг галактикт 30 жил тутамд нэг супернова байдаг ч эдгээр оддын дийлэнх нь тоос шороонд дарагдсан байдаг. Суперновагууд нь гэрлийн муруй, спектрээр ялгагддаг үндсэн хоёр төрөлтэй.
Хэт шинэ одууд - гэнэтийн анивчдаг одууд, заримдаа нарны гэрлээс 10,000 сая дахин их гэрэлтдэг. Энэ нь хэд хэдэн үе шаттайгаар явагддаг.Эхлэн (A) үед асар том од одны дотор янз бүрийн цөмийн процессууд нэгэн зэрэг явагдаж эхлэх үе хүртэл маш хурдан хөгждөг. Төвд нь төмөр үүсч болох бөгөөд энэ нь цөмийн эрчим хүчний үйлдвэрлэл дуусна гэсэн үг. Дараа нь од таталцлын нуралтад орж эхэлдэг (B). Гэсэн хэдий ч энэ нь одны төвийг маш ихээр халааж, химийн элементүүд задарч, тэсрэх хүчтэй (C) шинэ урвал явагдана. Оддын ихэнх бодис нь сансарт цацагдах ба харин одны төвийн үлдэгдэл нь бүрэн харанхуй болох хүртэл нурж, маш нягт нейтрон од (D) болж магадгүй юм. Ийм үр тарианы нэг нь 1054 онд харагдаж байсан. Үхрийн (E) одны ордонд. Энэ одны үлдэгдэл нь Хавчны мананцар (F) хэмээх хийн үүл юм.
Шинжлэх ухаан, техникийн нэвтэрхий толь бичиг.
Бусад толь бичгүүдэд "SUPERNOV STAR" гэж юу болохыг хараарай.
"Супернова" энд дахин чиглүүлдэг; бусад утгыг мөн үзнэ үү. Кеплерийн суперновагийн үлдэгдэл Суперноваг ... Википедиа
Оддын үхлийг тэмдэглэсэн дэлбэрэлт. Заримдаа суперновагийн дэлбэрэлт үүссэн галактикаас илүү гэрэл гэгээтэй байдаг. Суперноваг хоёр үндсэн төрөлд хуваадаг. I төрөл нь оптик спектрийн устөрөгчийн дутагдалаар тодорхойлогддог; Тиймээс тэд ингэж боддог ... Коллиер нэвтэрхий толь бичиг
супернова- астрон. Шинэ одны дэлбэрэлтийн хүчнээс олон мянган дахин их цацрагийн хүч чадалтай гэнэт дэлбэрэх од ... Олон хэллэгийн толь бичиг
Супернова SN 1572 Суперновагийн үлдэгдэл SN 1572, Сптицер, Чандра, Калар-Альто ажиглалтын газраас авсан рентген болон хэт улаан туяаны дүрсний найрлага Ажиглалтын өгөгдөл (эрин үе?) Суперновын төрөл ... Wikipedia
Вольф Райегийн одны уран сайхны дүрслэл Вольф Райегийн одууд нь маш өндөр температур, гэрэлтэлтээрээ тодорхойлогддог оддын ангилал юм; Вольф Райетын одод спектрт устөрөгчийн ялгаруулалтын өргөн зурвас байдгаараа бусад халуун одноос ялгаатай ... Wikipedia
Супернова: Супернова бол гамшигт тэсрэх процессоор хувьслаа дуусгадаг од юм; Supernova Оросын поп панк хамтлаг. Супернова (кино) Америкийн найруулагчийн 2000 оны гайхалтай аймшгийн кино ... ... Википедиа
Энэ нэр томъёо нь өөр утгатай, Од (утга) -г үзнэ үү. Pleiades Од нь тэдний явсан, явсан эсвэл явах селестиел биет юм ... Википедиа
Вольф Райегийн одны уран сайхны дүрслэл Вольф Райегийн одууд нь маш өндөр температур, гэрэлтэлтээрээ тодорхойлогддог оддын ангилал юм; Вольф Райегийн одод бусад халуун одуудаас ялгаатай нь ... Wikipedia
SN 2007on Supernova SN 2007on-ийн зургийг Свифт сансрын дурангаар авсан. Ажиглалтын өгөгдөл (Epoch J2000,0) Supernova type Ia ... Wikipedia
Номууд
- Супернова, Николай Андреев, Тэнгэрт супернова гялсхийв. Арав хоногийн дараа түүний үхлийн цацраг манай гаригт хүрч, бүх амьдралыг устгана. Үүнийг зогсоох боломжгүй: хэт шинэ гаригийн цацрагийн эсрэг, хүн ... Ангилал: Дотоодын уран зохиол Цуврал: Апокалипсис Нийтлэгч: Astrel, Polygraphizdat,
- Квант. Сонирхогчдод зориулсан сэтгүүл. No 04/2018 , , "Quantik" нь бүх насны эрэл хайгуулч сурагчдад зориулсан сар бүрийн зурагтай сэтгүүл юм. Математик, физик, ... зэрэг сэдвээр сонирхолтой түүх, даалгавруудыг түүний хуудаснаас уншина уу. Ангилал: Хүүхдэд зориулсан ном: бусад Цуврал: Quantik сэтгүүл 2018Нийтлэгч:
Супернова буюу суперновагийн дэлбэрэлт гэдэг нь одны амьдралынхаа төгсгөлд асар том тэсрэлт үүсэх үйл явц юм. Энэ тохиолдолд асар их энерги ялгарч, гэрэлтэх чадвар нь хэдэн тэрбум дахин нэмэгддэг. Оддын бүрхүүл сансарт хөөрч мананцар үүсгэдэг. Мөн цөм нь маш их агшиж, аль нэг нь болдог, эсвэл .
Орчлон ертөнцийн химийн хувьсал суперновагийн ачаар явагддаг. Дэлбэрэлтийн үед хүнд элементүүд сансарт цацагдах бөгөөд тэдгээр нь одны амьдралын явцад термоядролын урвалын явцад үүсдэг. Цаашилбал, эдгээр үлдэгдэлээс гаригийн мананцар үүсдэг бөгөөд тэдгээрээс эргээд гаригуудтай одууд үүсдэг.
Хэрхэн дэлбэрэлт болдог вэ?
Таны мэдэж байгаагаар од цөмд тохиолддог термоядролын урвалын улмаас асар их энерги ялгаруулдаг. Термоядролын урвал гэдэг нь энерги ялгаруулж устөрөгчийг гелий болон хүнд элемент болгон хувиргах үйл явц юм. Харин гэдэс доторх устөрөгч дуусахад одны дээд давхаргууд төв рүүгээ нурж эхэлдэг. Чухал цэгт хүрсний дараа бодис шууд утгаараа дэлбэрч, цөмийг улам бүр шахаж, цочролын долгионоор одны дээд давхаргыг зөөвөрлөнө.
Энэ тохиолдолд маш бага хэмжээний орон зайд маш их энерги үүсдэг тул түүний нэг хэсэг нь бараг ямар ч массгүй нейтриноыг зайлуулахаас өөр аргагүй болдог.
Ia төрлийн супернова
Энэ төрлийн супернова нь одноос төрдөггүй, харин одноос үүсдэг. Сонирхолтой шинж чанар нь эдгээр бүх объектын гэрэлтэлт ижил байдаг. Тухайн объектын гэрэлтэлт, төрлийг мэддэг тул та түүний хурдыг тооцоолж болно. Ia төрлийн суперновагийн эрэл хайгуул нь маш чухал бөгөөд учир нь тэдний тусламжтайгаар орчлон ертөнц хурдасч тэлэхийг олж, нотолсон юм.
Магадгүй маргааш тэд дүрэлзэж магадгүй юм
Суперновагийн нэр дэвшигчдийг багтаасан бүхэл бүтэн жагсаалт байдаг. Мэдээжийн хэрэг, дэлбэрэлт яг хэзээ болохыг тодорхойлоход нэлээд хэцүү байдаг. Энд хамгийн ойрын мэдэгдэж байгаа нь:
- IK Пегасус.Хос од нь биднээс 150 гэрлийн жилийн зайд Пегас одны ордонд байрладаг. Түүний хамтрагч нь термоядролын нэгдлээр эрчим хүч үйлдвэрлэхээ больсон асар том цагаан одой юм. Гол од нь улаан аварга болж хувирч, радиусыг нь нэмэгдүүлэхэд одой үүнээс болж массыг нэмэгдүүлж эхэлнэ. Түүний масс нь нарны 1.44-д хүрэхэд суперновагийн дэлбэрэлт үүсч магадгүй юм.
- Антарес. Биднээс 600 гэрлийн жилийн зайд орших Хилэнц одны улаан аварга аварга. Антарес халуун цэнхэр од дагалддаг.
- Бетелгейз.Антарестай төстэй биет нь Орион одны ордонд байрладаг. Нар хүртэлх зай нь 495-640 гэрлийн жил юм. Энэ бол залуу од (ойролцоогоор 10 сая жилийн настай) боловч нүүрстөрөгчийн шаталтын үе шатанд хүрсэн гэж үздэг. Нэг эсвэл хоёр мянган жилийн дараа бид суперновагийн дэлбэрэлтийг биширч чадна.
Дэлхий дээр үзүүлэх нөлөө
Ойролцоох супернова нь мэдээжийн хэрэг манай гаригт нөлөөлж чадахгүй.Жишээлбэл, Betelgeuse, дэлбэрч, гэрэлтүүлгийг ойролцоогоор 10 мянга дахин нэмэгдүүлэх болно. Хэдэн сарын турш од нь бүтэн сартай төстэй гэрэлтэх цэг шиг харагдах болно. Гэхдээ Бетелгейзийн аль нэг туйл дэлхий рүү чиглэж байгаа бол тэр одноос гамма цацрагийн урсгалыг хүлээн авах болно. Аврора нэмэгдэж, озоны давхарга багасна. Энэ нь манай гаригийн амьдралд маш сөрөг нөлөө үзүүлж болзошгүй. Энэ бүхэн бол зөвхөн онолын тооцоо бөгөөд энэ супер аварга дэлбэрэхэд ямар нөлөө үзүүлэхийг баттай хэлэх боломжгүй юм.
Оддын үхэл яг амьдрал шиг заримдаа маш үзэсгэлэнтэй байдаг. Үүний нэг жишээ бол суперноваци юм. Тэдний гялбаа нь хүчтэй бөгөөд тод бөгөөд ойр орчмын бүх гэрэлтүүлэгчээс илүү гэрэлтдэг.
Хариултаа өгье, би тэсрэлтийн механизмд төвлөрөхгүй бөгөөд энэ нь маш нарийн төвөгтэй, олон янзын бөгөөд урт тайлбар шаарддаг бөгөөд зөвхөн дэлбэрэлтийн үндсэн эх үүсвэр дээр анхаарлаа төвлөрүүлэх болно.
Хэт шинэ 2 үндсэн төрөл байдаг (үнэндээ энэ нь илүү төвөгтэй, гэхдээ одоохондоо хялбаршуулсан шатлалыг харцгаая).
At хэт шинэ одуудII төрөл(өөрөөр нэрлэдэг үндсэн нуралт) төвийн даралт байхгүйн улмаас одны цөм өөрийн "жин"-ийн дор шахагдсан үед дэлбэрэлт үүсдэг. Гамшигт шахалтын дараа гадагшаа тархдаг хэд хэдэн цочролын долгион үүсдэг ба үнэндээ бидний тэсрэлт гэж нэрлэдэг.
Ийм гамшгийн агшилт эхлэх болсон шалтгаан нь хэзээ нэгэн цагт одны төвд байрлах термоядролын "түлш" дуусдаг. Гели, нүүрстөрөгч гэх мэтийг бүгдийг нь шатаахад та хамгийн их цөмийн энергитэй (нэг нуклон) элементүүд болох төмөр, никельд хүрдэг. Төмөр, никелийн дараа та термоядролын шаталтаар юу ч гаргаж чадахгүй, учир нь бүх зүйл хурдан мууддаг.
Хэрэв шаталт байхгүй бол дотоод даралт байхгүй болно. Гэсэн хэдий ч өмнө нь дотоод даралтаар барьж байсан цөмийн хүндийн хүч байдаг. Энэ тэнцвэргүй байдал, үүнийг заримдаа гэж нэрлэдэг Чандрасекарын тогтворгүй байдал, мөн нуралт, дэлбэрэлт үүсгэдэг. Ийм тогтворгүй байдлын хувьд цөмийн масс нь ~1.4 нарны масстай байх шаардлагатай, эс тэгвээс доройтсон электронуудын нэмэлт даралтаас болж уналт нь цагаан одой үе шатанд зогсох болно гэдгийг тэмдэглэх нь зүйтэй. Энэ нь анхны одны масс > 8-10 нарны масстай байхыг шаарддаг.
Үүний үр дүнд ийм дэлбэрэлтийн дараа нейтрон од үүснэ, эсвэл анхны одны масс нь нарны массаас > 20 бол хар нүх үүснэ.
Хүмүүс энэ асуудалтай хагас зуу гаруй жил тэмцэж байгаа хэдий ч хэт шинэ одны цөмийн задралын механизм бүрэн ойлгогдоогүй байна. Гэхдээ... Ерөнхийдөө ойрын саруудад Принстоны харьяалал, "А.Бурроуз" гэсэн гол овогтой нийтлэлүүдийг дагаж мөрдөөрэй ;)
I төрлийн суперновагуударай өөр механизмтай. Эдгээр оддын нэг нь цагаан одой, нөгөө нь энгийн од, аварга эсвэл өөр цагаан одой байдаг хоёртын системд тохиолддог. Хэзээ нэгэн цагт хамтрагчаас ирсэн бодис нь гадаргуу дээр хуримтлагдаж, цагаан одой руу урсаж эхэлдэг.
Одойн нийт масс 1.4 нарны массаас илүү болмогц нөгөө л Чандрасекхарын тогтворгүй байдал үүсч, энэ цагаан одой улам бүр нурж, үнэндээ дэлбэрэлт болдог.
Үүний үр дүнд нейтрон од үүссэн байх магадлалтай.
Энэ нь ямар төрлийн үзэгдэл вэ - бөмбөгний аянга, яагаад бага наснаасаа өрөөнд орж ирвэл хөдлөхгүй байхыг анхааруулж байсан бэ?
