Astronomai oficialiai paskelb? apie vien? garsiausi? mokslo pasaulio ?vyki?: 2022 metais i? ?em?s plika akimi gal?sime pamatyti unikal? rei?kin? – vien? ry?kiausi? supernov? sprogim?. Remiantis prognoz?mis, jis pranoks daugumos m?s? galaktikos ?vaig?d?i? spindes?.

Kalbame apie artim? dvejetain? sistem? KIC 9832227 Cygnus ?vaig?dyne, kuri? nuo m?s? skiria 1800 ?viesme?i?. ?ios sistemos ?vaig?d?s i?sid?s?iusios taip arti viena kitos, kad jas turi bendra atmosfera, o j? sukimosi greitis nuolat did?ja (dabar orbitos periodas – 11 valand?).

Profesorius Larry'is Molnaras i? JAV Kalvino koled?o kasmetiniame Amerikos astronom? draugijos susirinkime kalb?jo apie galim? susid?rim?, kurio tikimasi ma?daug po penkeri? met? (duok arba imk vienerius metus). Pasak jo, tokias kosmines katastrofas prognozuoti gana sunku – tyrimai truko kelerius metus (astronomai ?vaig?d?i? por? prad?jo tirti dar 2013 m.).

Pirmasis toki? prognoz? i?sak? Danielis Van Noordas, Molnaro mokslinis asistentas (tuo metu dar studentas).

„Jis i?tyr?, kaip ?vaig?d?s spalva koreliuoja su jos ry?kumu, ir pasi?l?, kad mes turime reikal? su dvejetainiu objektu, i? tikr?j? glaud?ia dvejetaine sistema – tokia, kurioje dvi ?vaig?d?s turi bendr? atmosfer?, kaip du ?em?s rie?ut? branduoliai po tuo pa?iu luk?tu. Molnaras paai?kina prane?ime spaudai.

2015 m., po kelerius metus trukusi? steb?jim?, Molnaras savo kolegoms papasakojo apie prognoz?: astronomai grei?iausiai patirs sprogim?, pana?? ? supernovos V1309 gimim? Skorpiono ?vaig?dyne 2008 m. Ne visi mokslininkai ? jo parei?kim? ?i?r?jo rimtai, ta?iau dabar, po nauj? steb?jim?, Larry Molnaras v?l i?k?l? ?i? tem?, pateikdamas dar daugiau duomen?. Spektroskopiniai steb?jimai ir daugiau nei 32 t?kstan?i? vaizd?, gaut? i? skirting? teleskop?, apdorojimas atmet? kitus ?vyki? raidos scenarijus.

Astronomai mano, kad kai ?vaig?d?s susitrenks viena ? kit?, jos abi mirs, bet ne anks?iau, nei i?skirs daug ?viesos ir energijos, suformuos raudon? supernov? ir de?imt t?kstan?i? kart? padidins dvinar?s ?vaig?d?s ry?kum?. Supernova bus matoma danguje kaip Cygnus ir ?iaur?s kry?iaus ?vaig?dyno dalis. Tai bus pirmas kartas, kai ekspertai ir net m?g?jai gal?s steb?ti dvigubas ?vaig?des j? mirties akimirk?.

"Tai bus labai dramati?ki pasikeitimai danguje, ir bet kas gal?s tai pamatyti. Nereik?s teleskopo, kad 2023 metais man pasakytum?te, ar a? buvau teisus, ar neteisus. Nors sprogimo nebuvimas nuvils, bet koks alternatyvus rezultatas bus toks pat ?domus“, - priduria Molneris.

Pasak astronom?, ? prognoz? tikrai negalima ?i?r?ti lengvab?di?kai: pirm? kart? ekspertai turi galimyb? steb?ti paskutinius kelerius ?vaig?d?i? gyvenimo metus iki j? susijungimo.

B?simi tyrimai daug atskleis apie tokias dvejetaines sistemas ir j? vidinius procesus, taip pat apie didelio masto susid?rimo pasekmes. Remiantis statistika, tokio pob?d?io „sprogimai“ ?vyksta ma?daug kart? per de?imt met?, ta?iau tai pirmas kartas, kai ?vyks ?vaig?d?i? susid?rimas. Pavyzd?iui, anks?iau mokslininkai steb?jo sprogim?.

Molnaro galimo b?simojo darbo i?ankstin? atspaud? (PDF dokument?) galima perskaityti Kolegijos svetain?je.

Beje, 2015 metais ESA astronomai Tarantulos ?ke aptiko unikal?, kurio orbitos viena nuo kitos yra ne?tik?tinai arti. Mokslininkai prognozavo, kad kada nors tokia kaimynyst? baigsis tragi?kai: dangaus k?nai arba susilies ? vien? giganti?ko dyd?io ?vaig?d?, arba ?vyks supernovos sprogimas, d?l kurio susiformuos dvejetain? sistema.

Taip pat prisiminkime, kad anks?iau kalb?jome apie supernovos sprogimus.

Senov?s metra??iai ir kronikos byloja, kad retkar?iais danguje netik?tai pasirodydavo i?skirtinio ry?kumo ?vaig?d?s. J? ry?kumas greitai padid?jo, o po to l?tai, per kelis m?nesius, i?nyko ir nustojo b?ti matomas. Prie did?iausio ry?kumo ?ios ?vaig?d?s buvo matomos net dien?. Ry?kiausi protr?kiai buvo 1006 ir 1054 metais, apie kuriuos informacija yra kin? ir japon? traktatuose. 1572 m. tokia ?vaig?d? ?siliepsnojo Kasiop?jos ?vaig?dyne ir j? pasteb?jo i?kilus astronomas Tycho Brahe, o 1604 m. pana?? pli?psn? Ophiuchus ?vaig?dyne pasteb?jo Johannesas Kepleris. Nuo tada, per keturis ?imtme?ius „teleskopin?s“ eros astronomijoje, toki? protr?ki? nebuvo pasteb?ta. Ta?iau tobul?jant steb?jimo astronomijai, mokslininkai prad?jo aptikti gana daug pana?i? blyksni?, nors jie ir nepasiek? labai didelio ry?kumo. ?ios ?vaig?d?s, staiga atsiradusios ir netrukus tarsi be p?dsako i?nykusios, prad?tos vadinti „novomis“. Atrod?, kad 1006 ir 1054 met? ?vaig?d?s, Tycho ir Keplerio ?vaig?d?s, buvo tos pa?ios blykst?s, tik labai arti ir tod?l ry?kesn?s. Ta?iau paai?k?jo, kad taip n?ra. 1885 metais astronomas Hartwigas Tartu observatorijoje pasteb?jo naujos ?vaig?d?s pasirodym? gerai ?inomame Andromedos ?ke. ?i ?vaig?d? pasiek? 6-?j? matom? dyd?, tai yra, jos spinduliuot?s galia buvo tik 4 kartus ma?esn? nei viso ?ko. Tada tai astronom? nenustebino: juk Andromedos ?ko prigimtis buvo ne?inoma, buvo manoma, kad tai tik dulki? ir duj? debesis gana arti Saul?s. Tik XX am?iaus 20-ajame de?imtmetyje pagaliau paai?k?jo, kad Andromedos ?kas ir kiti spiraliniai ?kai yra did?iul?s ?vaig?d?i? sistemos, susidedan?ios i? ?imt? milijard? ?vaig?d?i? ir milijon? ?viesme?i? atstumu nuo m?s?. Andromedos ?ke taip pat buvo aptikti paprast? nov? blyksniai, matomi kaip 17-18 bal? objektai. Tapo ai?ku, kad 1885 m. ?vaig?d? spinduliavimo galia de?imtis t?kstan?i? kart? vir?ijo savo spindes?, beveik prilygo did?iul?s ?vaig?d?i? sistemos spindesiui! Akivaizdu, kad ?i? protr?ki? pob?dis turi b?ti kitoks. V?liau ?ios galingiausios blykst?s buvo pavadintos „supernovomis“, kuriose prie?d?lis „super“ rei?k? didesn? j? spinduliavimo gali?, o ne didesn? „naujov?“.

Supernovos paie?ka ir steb?jimai

Supernovos sprogimai buvo prad?ti gana da?nai pasteb?ti tolim? galaktik? nuotraukose, ta?iau ?ie atradimai buvo atsitiktiniai ir negal?jo pateikti informacijos, b?tinos paai?kinti ?i? grandiozini? protr?ki? prie?ast? ir mechanizm?. Ta?iau 1936 metais JAV Palomaro observatorijoje dirbantys astronomai Baade ir Zwicky prad?jo sisteming? sisteming? supernov? paie?k?. Jie disponavo Schmidto sistemos teleskopu, kuris leido nufotografuoti keli? de?im?i? kvadratini? laipsni? plotus ir dav? labai ai?kius net silpn? ?vaig?d?i? ir galaktik? vaizdus. Palyginus vienos dangaus srities nuotraukas, darytas po keli? savai?i?, galima nesunkiai pasteb?ti nauj? ?vaig?d?i? atsiradim? galaktikose, kurios buvo ai?kiai matomos nuotraukose. Fotografavimui buvo atrinktos tos dangaus sritys, kuriose gausiausia ?alia esan?i? galaktik?, kur j? skai?ius viename vaizde gal?jo siekti kelias de?imtis ir supernov? aptikimo tikimyb? buvo did?iausia.

1937 metais Baada ir Zwicky sugeb?jo atrasti 6 supernovas. Tarp j? buvo gana ry?kios ?vaig?d?s 1937C ir 1937D (astronomai nusprend? priskirti supernovas prie atradimo met? prid?dami raides, rodan?ias atradim? eili?kum? einamaisiais metais), kurios atitinkamai pasiek? daugiausiai 8 ir 12 dyd?i?. Jiems buvo gautos ?viesos kreiv?s – ?viesumo kitimo priklausomyb? laikui b?gant – ir daugyb? spektrogram? – ?vaig?d?s spektr? nuotraukos, parodan?ios spinduliuot?s intensyvumo priklausomyb? nuo bangos ilgio. Kelet? de?imtme?i? ?i med?iaga tapo pagrindu visiems tyrin?tojams, bandantiems i?siai?kinti supernovos sprogim? prie?astis.

Deja, Antrasis pasaulinis karas nutrauk? taip s?kmingai prasid?jusi? steb?jimo program?. Sisteminga supernov? paie?ka Palomaro observatorijoje buvo atnaujinta tik 1958 m., ta?iau naudojant didesn? Schmidto sistemos teleskop?, kuris leido nufotografuoti iki 22–23 balo dyd?io ?vaig?des. Nuo 1960 m. prie ?io darbo prisijung? daugyb? kit? observatorij? visame pasaulyje, kuriose buvo prieinami tinkami teleskopai. SSRS tokie darbai buvo atliekami AAI Krymo stotyje, kur buvo ?rengtas astrografo teleskopas, kurio objektyvo skersmuo 40 cm ir labai didelis matymo laukas – beveik 100 kvadratini? laipsni?, bei Abastumani astrofizikos observatorijoje. Gruzijoje - ant Schmidto teleskopo, kurio ??jimo anga yra 36 cm, Kryme ir Abastumanyje buvo padaryta daug supernov?. I? kit? observatorij? daugiausiai atradim? buvo Asiago observatorijoje Italijoje, kur veik? du Schmidto sistemos teleskopai. Ta?iau vis d?lto Palomaro observatorija i?liko lyder? tiek pagal atradim? skai?i?, tiek pagal maksimal? aptikti galim? ?vaig?d?i? dyd?. Kartu 60–70-aisiais per metus buvo aptinkama iki 20 supernov?, kuri? skai?ius ?m? spar?iai augti. I? karto po atradimo dideliuose teleskopuose prad?ti fotometriniai ir spektroskopiniai steb?jimai.

1974 metais F. Zwicky mir?, o netrukus supernov? paie?kos Palomaro observatorijoje buvo nutrauktos. Aptikt? supernov? skai?ius suma??jo, ta?iau nuo devintojo de?imtme?io prad?ios v?l prad?jo daug?ti. Pietiniame danguje – ?il?s Cerro el Roble observatorijoje – prad?tos naujos paie?kos programos, astronomijos entuziastai prad?jo atrasti supernovas. Paai?k?jo, kad naudojant nedidelius m?g?ji?kus teleskopus su 20-30 cm objektyvais gana s?kmingai galima ie?koti ry?ki? supernov? sprogim?, sistemingai vizualiai stebint tam tikr? galaktik? rinkin?. Did?iausios s?km?s sulauk? kunigas i? Australijos Robertas Evansas, kuriam nuo devintojo de?imtme?io prad?ios pavyko atrasti iki 6 supernov? per metus. Nenuostabu, kad profesional?s astronomai juokavo apie jo „tiesiogin? ry?? su dangumi“.

1987 m. buvo aptikta ry?kiausia XX am?iaus supernova - SN 1987A Did?iojo Magelano debesies galaktikoje, kuri yra m?s? galaktikos „palydovas“ ir yra tik 55 kiloparsek? atstumu nuo m?s?. Kur? laik? ?i supernova buvo matoma net plika akimi ir pasiek? maksimal? ma?daug 4 bal? ry?kum?. Ta?iau j? buvo galima pasteb?ti tik pietiniame pusrutulyje. D?l ?ios supernovos buvo gauta daugyb? fotometrini? ir spektrini? steb?jim?, kuri? tikslumas ir trukm? buvo unikal?s, o dabar astronomai toliau stebi, kaip vystosi supernovos pavertimo besiple?ian?iu duj? ?ku procesas.

Supernova 1987A. Vir?uje kair?je yra vietov?s, kurioje sprogo supernova, nuotrauka, daryta gerokai prie? sprogim?. Greitai sprogsianti ?vaig?d? pa?ym?ta rodykle. Vir?uje de?in?je yra tos pa?ios dangaus srities nuotrauka, kai supernovos ?viesumas buvo beveik did?iausias. ?emiau parodyta, kaip supernova atrodo pra?jus 12 met? po sprogimo. ?iedai aplink supernov? yra tarp?vaig?din?s dujos (i? dalies prie?supernovos ?vaig?d?s i?mestos prie? protr?k?), protr?kio metu jonizuotos ir toliau ?vytin?ios.

Devintojo de?imtme?io viduryje tapo ai?ku, kad fotografijos era astronomijoje baigiasi. Greitai patobulinti CCD imtuvai buvo daug kart? prana?esni u? fotografin? emulsij? savo jautrumu ir ?ra?yt? bang? ilgi? diapazonu, o skiriamoji geba buvo prakti?kai vienoda. CCD kamera gaut? vaizd? buvo galima i? karto matyti kompiuterio ekrane ir lyginti su anks?iau gautais, ta?iau fotografuojant ry?kinimo, d?iovinimo ir palyginimo procesas geriausiu atveju u?trukdavo vien? dien?. Vienintelis lik?s fotografini? plok??i? privalumas – galimyb? fotografuoti didelius dangaus plotus – taip pat pasirod? nereik?mingas supernov? paie?koms: teleskopu su CCD kamera buvo galima atskirai gauti vis? galaktik?, patenkan?i? ? fotoplok?t?, vaizdus, per laik?, prilygstam? fotografijos ekspozicijai. Atsirado visi?kai automatizuot? supernov? paie?kos program? projektai, kuriuose teleskopas pagal i? anksto ?vest? program? nukreipiamas ? pasirinktas galaktikas, o gauti vaizdai kompiuteriu lyginami su anks?iau gautais. Tik aptikus nauj? objekt? kompiuteris siun?ia signal? astronomui, kuris i?siai?kina, ar tikrai buvo aptiktas supernovos sprogimas. 90-aisiais tokia sistema, naudojanti 80 cm atspindint? teleskop?, prad?jo veikti Licko observatorijoje (JAV).

Paprast? CCD kamer? prieinamumas astronomijos entuziastams l?m? tai, kad jie pereina nuo vizualini? steb?jim? prie CCD steb?jim?, o tada teleskopams su 20-30 cm objektyvais tampa prieinamos ?vaig?d?s iki 18 ir net 19 dyd?io. D?l automatizuot? paie?k? ?diegimo ir did?jan?io astronom?-m?g?j?, ie?kan?i? supernov? naudojant CCD kameras, atradim? skai?ius i?augo: dabar per metus aptinkama daugiau nei 100 supernov?, o bendras atradim? skai?ius vir?ijo 1500. Pastaraisiais metais did?iausiuose teleskopuose, kuri? veidrod?io skersmuo siekia 3-4 metrus, taip pat buvo prad?ta ie?koti labai tolim? ir silpn? supernov?. Paai?k?jo, kad supernov?, pasiekian?i? maksimal? 23-24 bal? ry?kum?, tyrimai gali pateikti atsakymus ? daugel? klausim? apie visos Visatos sandar? ir likim?. Per vien? nakt? steb?jim? tokiais teleskopais, kuriuose ?rengtos pa?angiausios CCD kameros, galima atrasti daugiau nei 10 tolim? supernov?! Keletas toki? supernov? vaizd? parodyta paveiksl?lyje ?emiau.

Beveik visoms ?iuo metu atrandamoms supernovoms galima gauti bent vien? spektr?, o daugelio ?viesos kreiv?s yra ?inomos (tai irgi didelis astronom? m?g?j? nuopelnas). Taigi analizei prieinamos steb?jimo med?iagos kiekis yra labai didelis, ir atrodyt?, kad visi klausimai apie ?i? grandiozini? rei?kini? prigimt? turi b?ti i?spr?sti. Deja, kol kas taip n?ra. Pa?velkime ? pagrindinius klausimus, su kuriais susiduria supernovos tyrin?tojai, ir labiausiai tik?tinus atsakymus ? juos ?iandien.

Supernovos klasifikacija, ?viesos kreiv?s ir spektrai

Prie? darant kokias nors i?vadas apie fizin? rei?kinio prigimt?, b?tina visi?kai suprasti jo stebimas aprai?kas, kurios turi b?ti tinkamai klasifikuojamos. Nat?ralu, kad pats pirmasis supernov? tyrin?tojams i?kil?s klausimas buvo, ar jos vienodos, o jei ne, tai kuo jos skiriasi ir ar galima jas klasifikuoti. Jau pirmosios Baade ir Zwicky atrastos supernovos parod? reik?mingus ?viesos kreivi? ir spektr? skirtumus. 1941 metais R. Minkowskis pasi?l? suskirstyti supernovas ? du pagrindinius tipus pagal j? spektro prigimt?. I tipui jis priskyr? supernovas, kuri? spektrai visi?kai skyr?si nuo vis? tuo metu ?inom? objekt? spektr?. Labiausiai paplitusio Visatoje elemento - vandenilio - linij? visi?kai nebuvo, vis? spektr? sudar? plat?s maksimumai ir minimumai, kuri? nebuvo galima identifikuoti, ultravioletin? spektro dalis buvo labai silpna. Supernovos buvo priskirtos II tipui, kuri? spektrai ?iek tiek pana??s ? „?prastas“ novas, esant labai intensyvioms vandenilio emisijos linijoms, j? spektro ultravioletin? dalis yra ?viesi.

I tipo supernov? spektrai i?liko paslaptingi tris de?imtme?ius. Tik po to, kai Yu.P. Pskovsky parod?, kad juostos spektruose yra ne kas kita, kaip i?tisinio spektro atkarpos tarp pla?i? ir gana gili? sugerties linij?, I tipo supernov? spektrai pajud?jo ? priek?. Buvo nustatytos kelios absorbcijos linijos, pirmiausia pa?ios intensyviausios atskirai jonizuoto kalcio ir silicio linijos. ?i? linij? bangos ilgiai pasislenka ? violetin? spektro pus? d?l Doplerio efekto apvalkale, besiple?ian?iame 10-15 t?kstan?i? km per sekund? grei?iu. Itin sunku nustatyti visas I tipo supernov? spektro linijas, nes jos labai i?sipl?tusios ir persidengia viena kit?; Be min?t? kalcio ir silicio, buvo galima nustatyti magnio ir gele?ies linijas.

Supernov? spektr? analiz? leido padaryti svarbias i?vadas: I tipo supernovos sprogimo metu i?mestuose apvalkaluose vandenilio beveik n?ra; o II tipo supernov? apvalkal? sud?tis beveik tokia pati kaip saul?s atmosferos. Korpus? pl?timosi greitis yra nuo 5 iki 15-20 t?kstan?i? km/s, fotosferos temperat?ra yra apie maksimali? - 10-20 t?kstan?i? laipsni?. Temperat?ra greitai nukrenta ir po 1-2 m?nesi? pasiekia 5-6 t?kstan?ius laipsni?.

Supernov? ?viesos kreiv?s taip pat skyr?si: I tipui jos visos buvo labai pana?ios, turi b?ding? form? su labai greitu ry?kumo padid?jimu iki maksimumo, kuris trunka ne ilgiau kaip 2-3 dienas, spar?iai ry?kumas suma??jo 3 dyd?iai per 25–40 dien? ir v?lesnis l?tas nykimas, beveik tiesinis dyd?io skal?je, o tai atitinka eksponentin? ?viesumo ma??jim?.

II tipo supernov? ?viesos kreiv?s pasirod? daug ?vairesn?s. Kai kurios buvo pana?ios ? I tipo supernov? ?viesos kreives, tik su l?tesniu ir ilgesniu ry?kumo ma??jimu iki linijin?s „uodegos“ prad?ios, kitiems i?kart po maksimumo prasid?jo beveik pastovaus ry?kumo sritis - tai vadinamas „plato“, kuris gali trukti iki 100 dien?. Tada blizgesys smarkiai suma??ja ir pasiekia linijin? „uodeg?“. Visos ankstyvosios ?viesos kreiv?s buvo gautos i? fotografini? steb?jim? vadinamojoje fotografijos dyd?i? sistemoje, atitinkan?ioje ?prast? fotografini? plok??i? jautrum? (bangos ilgio diapazonas 3500-5000 A). Be jos panaudojus fotovizualin? sistem? (5000–6000 A), buvo galima gauti svarbios informacijos apie supernov? spalvos indekso (arba tiesiog „spalvos“) kitim?: paai?k?jo, kad po maksimumo supernovos abu tipai nuolat „tampa raudoni“, tai yra, pagrindin? spinduliuot?s dalis pasislenka ilgesni? bang? link. ?is paraudimas sustoja tiesinio ry?kumo ma??jimo stadijoje ir netgi gali b?ti pakeistas supernov? „m?lynumu“.

Be to, I ir II tipo supernovos skyr?si galaktik?, kuriose jos sprogo, tipais. II tipo supernovos buvo aptiktos tik spiralin?se galaktikose, kuriose ?iuo metu vis dar formuojasi ?vaig?d?s ir yra ir sen?, ma?os mas?s ?vaig?d?i?, ir jaun?, masyvi? ir „trumpaam?i?“ (tik kelis milijonus met?) ?vaig?d?i?. I tipo supernovos pasitaiko ir spiralin?se, ir elipsin?se galaktikose, kuriose, kaip manoma, intensyvus ?vaig?d?i? formavimasis nevyko milijardus met?.

Tokia supernov? klasifikacija buvo i?laikyta iki devintojo de?imtme?io vidurio. Prad?jus pla?iai naudoti CCD imtuvus astronomijoje, buvo galima ?ymiai padidinti steb?jimo med?iagos kiek? ir kokyb?. ?iuolaikin? ?ranga leido gauti silpn?, anks?iau neprieinam? objekt? spektrogramas; daug didesniu tikslumu buvo galima nustatyti linij? intensyvum? ir plot? bei registruoti silpnesnes linijas spektruose. CCD imtuvai, infraraudon?j? spinduli? detektoriai ir prietaisai, sumontuoti erdv?laiviuose, leido steb?ti supernovas visame optin?s spinduliuot?s diapazone nuo ultravioletini? iki tolim?j? infraraudon?j? spinduli?; Taip pat buvo atlikti supernov? steb?jimai gama, rentgeno ir radijo bangomis.

D?l to i? pa?i?ros nusistov?jusi dvejetain? supernov? klasifikacija prad?jo greitai keistis ir tapo sud?tingesn?. Paai?k?jo, kad I tipo supernovos n?ra beveik tokios vienalyt?s, kaip atrod?. ?i? supernov? spektrai rod? reik?mingus skirtumus, i? kuri? reik?mingiausias buvo pavieniui jonizuoto silicio linijos intensyvumas, stebimas esant ma?daug 6100 A bangos ilgiui. Daugumai I tipo supernov? ?i absorbcijos linija, artima did?iausiam ry?kumui, buvo labiausiai pastebima savyb?. spektre, ta?iau kai kurioms supernovoms jo prakti?kai nebuvo, o helio sugerties linijos buvo intensyviausios.

?ios supernovos buvo pa?ym?tos Ib, o „klasikin?s“ I tipo supernovos buvo pavadintos Ia. V?liau paai?k?jo, kad kai kurioms Ib supernovoms taip pat tr?ksta helio linij?, ir jos buvo pavadintos Ic tipo. ?ie nauji supernov? tipai nuo „klasikini?“ Ia skyr?si savo ?viesos kreiv?mis, kurios pasirod? gana ?vairios, nors savo forma pana?ios ? Ia supernov? ?viesos kreives. Ib/c tipo supernovos taip pat pasirod? es?s radijo spinduliuot?s ?altiniai. Visi jie buvo aptikti spiralin?se galaktikose, regionuose, kur neseniai gal?jo atsirasti ?vaig?d?i? ir vis dar egzistuoja gana masyvios ?vaig?d?s.

Supernov? Ia ?viesos kreiv?s raudonajame ir infraraudonajame spektro diapazone (R, I, J, H, K juostos) labai skyr?si nuo anks?iau tirt? kreivi? B ir V juostose Jei kreiv?je pastebimas „petys“. R 20 dien? po maksimumo, tada I filtre ir ilgesniuose bangos ilgio diapazonuose atsiranda tikras antrasis maksimumas. Ta?iau kai kurios Ia supernovos neturi ?io antrojo maksimumo. ?ios supernovos taip pat i?siskiria raudona spalva esant did?iausiam ry?kumui, suma?intu ?viesumu ir kai kuriomis spektrin?mis savyb?mis. Pirmoji tokia supernova buvo SN 1991bg, o ? j? pana??s objektai vis dar vadinami savoti?komis supernovomis Ia arba „1991bg tipo supernovomis“. Kitam supernovos Ia tipui, atvirk??iai, b?dingas maksimalus padid?j?s ?viesumas. Jiems b?dingas ma?esnis spektr? sugerties linij? intensyvumas. J? „prototipas“ yra SN 1991T.

A?tuntajame de?imtmetyje II tipo supernovos pagal j? ?viesos kreivi? pob?d? buvo suskirstytos ? „linijines“ (II-L) ir tas, kurios turi „plato“ (II-P). V?liau buvo prad?ta aptikti vis daugiau II supernov?, kurios savo ?viesos kreiv?se ir spektruose parod? tam tikras ypatybes. Taigi savo ?viesos kreiv?mis dvi ry?kiausios pastar?j? met? supernovos smarkiai skiriasi nuo kit? II tipo supernov?: 1987A ir 1993J. Abu savo ?viesos kreiv?se tur?jo du maksimumus: po blyksnio ry?kumas greitai krito, tada v?l prad?jo did?ti ir tik po antrojo maksimumo prasid?jo galutinis ?viesumo silpn?jimas. Skirtingai nuo supernovos Ia, antrasis maksimumas buvo pasteb?tas visuose spektro diapazonuose, o SN 1987A jis buvo daug ry?kesnis nei pirmasis ilgesniuose bang? ilgi? diapazonuose.

Tarp spektrini? ypatybi? da?niausiai ir pastebimiausia buvo buvimas kartu su pla?iomis emisijos linijomis, b?dingomis besiple?iantiems apvalkalams, taip pat siaur? emisijos arba sugerties linij? sistema. ?is rei?kinys grei?iausiai atsiranda d?l to, kad ?vaig?d? supantis tankus apvalkalas prie? protr?k? tokios supernovos yra ?ymimos II-n.

Supernovos statistika

Kaip da?nai atsiranda supernov? ir kaip jos pasiskirsto galaktikose? ? ?iuos klausimus tur?t? atsakyti statistiniai supernov? tyrimai.

Atrodyt?, atsakymas ? pirm?j? klausim? gana paprastas: reikia pakankamai ilgai steb?ti kelias galaktikas, suskai?iuoti jose pasteb?tas supernovas ir padalyti supernov? skai?i? i? steb?jimo laiko. Ta?iau paai?k?jo, kad laikas, kur? apima gana reguliar?s steb?jimai, vis dar buvo per trumpas, kad b?t? galima daryti konkre?ias i?vadas apie atskiras galaktikas: daugumoje buvo pasteb?tas tik vienas ar du blyksniai. Tiesa, kai kuriose galaktikose jau u?registruota gana daug supernov?: rekordinink? yra galaktika NGC 6946, kurioje nuo 1917 met? buvo aptiktos 6 supernovos. Ta?iau ?ie duomenys nepateikia tiksli? duomen? apie protr?ki? da?num?. Pirma, tikslus ?ios galaktikos steb?jim? laikas ne?inomas, antra, beveik vienu metu vykstan?ius protr?kius mums i? tikr?j? gali skirti gana dideli laiko tarpai: juk supernov? ?viesa galaktikos viduje keliauja kitu keliu, o jos dydis. ?viesme?iais yra daug didesnis nei steb?jimo laikas. ?iuo metu galima ?vertinti tik tam tikro galaktik? rinkinio blyksni? da?n?. Tam reikia naudoti supernov? paie?kos steb?jimo duomenis: kiekvienas steb?jimas kiekvienai galaktikai suteikia tam tikr? „efektyv? sekimo laik?“, kuris priklauso nuo atstumo iki galaktikos, nuo ribinio paie?kos masto ir nuo prigimties. supernovos ?viesos kreiv?s. Skirting? tip? supernovoms tos pa?ios galaktikos steb?jimo laikas bus skirtingas. Derinant keli? galaktik? rezultatus, b?tina atsi?velgti ? j? mas?s ir ?viesumo, taip pat morfologinio tipo skirtumus. ?iuo metu ?prasta rezultatus normalizuoti pagal galaktik? ?viesum? ir jungti tik pana?i? tip? galaktik? duomenis. Neseniai atliktas darbas, pagr?stas keli? supernov? paie?kos program? duomen? sujungimu, dav? tokius rezultatus: elipsin?se galaktikose stebimos tik Ia tipo supernovos, o „vidutin?je“ galaktikoje, kurios ?viesumas yra 10 10 saul?s ?vies?, viena supernova i?siver?ia ma?daug kart? per 500. met?. Tokio paties ?viesumo spiralin?je galaktikoje Ia supernovos sprogsta tik kiek didesniu da?niu, ta?iau prie j? pridedamos II ir Ib/c tipo supernovos, o bendras sprogimo greitis yra ma?daug kart? per 100 met?. Blyksni? da?nis yra ma?daug proporcingas galaktik? ?viesumui, tai yra, mil?ini?kose galaktikose jis yra daug didesnis: ypa? NGC 6946 yra spiralin? galaktika, kurios ?viesumas yra 2,8 10 10 saul?s ?vies?, tod?l gali b?ti apie tris blyksnius. jame tikimasi per 100 met?, o joje pasteb?tos 6 supernovos laikytinos ne itin dideliu nuokrypiu nuo vidutinio da?nio. M?s? galaktika yra ma?esn? nei NGC 6946, ir joje galima tik?tis vieno protr?kio vidutini?kai kas 50 met?. Ta?iau ?inoma, kad per pastar?j? t?kstantmet? galaktikoje buvo pasteb?tos tik keturios supernovos. Ar ?ia yra prie?taravimas? Pasirodo, ne – juk did?i?j? Galaktikos dal? nuo m?s? slepia duj? ir dulki? sluoksniai, o Saul?s kaimynyst?, kurioje buvo pasteb?tos ?ios 4 supernovos, sudaro tik nedidel? galaktikos dal?.

Kaip supernovos pasiskirsto galaktikose? ?inoma, kol kas galima tirti tik apibendrintus pasiskirstymus, suma?intus iki kokios nors „vidutin?s“ galaktikos, taip pat pasiskirstym?, susijus? su spiralini? galaktik? strukt?ros detal?mis. ?ios dalys vis? pirma apima spiralines rankoves; gana artimose galaktikose taip pat ai?kiai matomi aktyvi? ?vaig?d?i? formavimosi regionai, identifikuojami pagal jonizuoto vandenilio debesis – H II srit? arba ry?kiai m?lyn? ?vaig?d?i? spie?ius – OB asociacij?. Erdvinio pasiskirstymo tyrimai, daug kart? kartojami did?jant atrast? supernov? skai?iui, dav? tokius rezultatus. Vis? tip? supernov? pasiskirstymai pagal atstum? nuo galaktik? centr? ma?ai skiriasi vienas nuo kito ir yra pana??s ? ?viesumo pasiskirstym? – tankis ma??ja nuo centro iki kra?t? pagal eksponentin? d?sn?. Supernov? tip? skirtumai pasirei?kia pasiskirstyme pagal ?vaig?d?i? formavimosi sritis: jei vis? tip? supernovos telkiasi spiral?s at?akose, tai H II srityse koncentruojasi tik II ir Ib/c tip? supernovos. Galime daryti i?vad?, kad II arba Ib/c tipo pli?psn? gaminan?ios ?vaig?d?s gyvavimo laikas yra nuo 10 6 iki 10 7 met?, o Ia tipo – apie 10 8 metus. Ta?iau supernovos Ia stebimos ir elipsin?se galaktikose, kuriose, kaip manoma, n?ra jaunesni? nei 10 9 met? ?vaig?d?i?. Yra du galimi ?io prie?taravimo paai?kinimai – arba supernovos Ia sprogim? pob?dis spiralin?se ir elipsin?se galaktikose skiriasi, arba kai kuriose elipsin?se galaktikose vis dar formuojasi ?vaig?d?s ir yra jaunesni? ?vaig?d?i?.

Teoriniai modeliai

Remdamiesi steb?jim? duomen? visuma, mokslininkai padar? i?vad?, kad supernovos sprogimas tur?t? b?ti paskutinis ?vaig?d?s evoliucijos etapas, po kurio ji nustoja egzistuoti ankstesne forma. I? ties?, supernovos sprogimo energija yra 10 50–10 51 erg, kuri vir?ija tipines ?vaig?d?i? gravitacin?s ri?amosios energijos vertes. Supernovos sprogimo metu i?siskirian?ios energijos yra daugiau nei pakankamai, kad ?vaig?d?s med?iaga b?t? visi?kai i?sklaidyta erdv?je. Kokios ?vaig?d?s ir kada baigia savo gyvenim? supernovos sprogimu, koks proces? pob?dis lemia tok? mil?ini?k? energijos i?siskyrim??

Steb?jimo duomenys rodo, kad supernovos skirstomos ? kelet? tip?, kurios skiriasi chemine apvalkal? sud?timi ir j? mas?mis, energijos i?siskyrimo pob?d?iu ir ry?iu su skirting? tip? ?vaig?d?i? populiacijomis. II tipo supernovos yra ai?kiai susijusios su jaunomis, masyviomis ?vaig?d?mis, o j? apvalkaluose yra daug vandenilio. Tod?l j? blyksniai laikomi paskutine ?vaig?d?i?, kuri? pradin? mas? yra didesn? nei 8-10 Saul?s masi?, evoliucijos etapu. Toki? ?vaig?d?i? centrin?se dalyse energija i?siskiria branduoli? sintez?s reakcij? metu, pradedant nuo papras?iausi? – helio susidarymo sintez?s metu vandenilio branduoliams ir baigiant gele?ies branduoli? susidarymu i? silicio. Gele?ies branduoliai yra stabiliausi gamtoje, jiems susiliejus energija nei?siskiria. Taigi, kai ?vaig?d?s ?erdis tampa gele?ine, energijos i?siskyrimas joje sustoja. ?erdis negali atsispirti gravitacin?ms j?goms ir greitai susitraukia – gri?va. ?lugimo metu vykstantys procesai dar toli gra?u n?ra iki galo paai?kinti. Ta?iau ?inoma, kad jei visa ?vaig?d?s ?erdyje esanti med?iaga paver?iama neutronais, ji gali atsispirti gravitacijos j?goms. ?vaig?d?s ?erdis virsta „neutronine ?vaig?de“ ir gri?tis sustoja. Tokiu atveju i?siskiria did?iul? energija, kuri patenka ? ?vaig?d?s apvalkal? ir sukelia jos pl?tim?si, o tai matome kaip supernovos sprogim?. Jei ?vaig?d?s evoliucija anks?iau vyko „tyliai“, tada jos apvalkalo spindulys tur?t? b?ti ?imtus kart? didesnis u? Saul?s spindul? ir tur?ti pakankamai vandenilio, kad paai?kint? II tipo supernov? spektr?. Jei did?ioji dalis apvalkalo buvo prarasta evoliucijos metu artimoje dvejetain?je sistemoje ar kitu b?du, tai spektre vandenilio linij? nebus – pamatysime Ib arba Ic tipo supernov?.

Ma?iau masyviose ?vaig?d?se evoliucija vyksta skirtingai. Sudeginus vandenil?, ?erdis tampa heliu ir prasideda helio pavertimo anglimi reakcija. Ta?iau ?erdis ne?kaista iki tokios auk?tos temperat?ros, kad prasid?t? sintez?s reakcijos, kuriose dalyvauja anglis. Branduolys negali i?leisti pakankamai energijos ir susitraukia, ta?iau tokiu atveju suspaudim? sustabdo branduolyje esantys elektronai. ?vaig?d?s ?erdis virsta vadinamuoju „baltuoju nyk?tuku“, o apvalkalas erdv?je i?sisklaido planetinio ?ko pavidalu. Indijos astrofizikas S. Chandrasekharas parod?, kad baltoji nyk?tuk? gali egzistuoti tik tada, kai jos mas? yra ma?esn? nei ma?daug 1,4 Saul?s mas?s. Jei baltoji nyk?tuk? yra pakankamai artimoje dvejetain?je sistemoje, materija gali prad?ti tek?ti i? paprastos ?vaig?d?s ? balt?j? nyk?tuk?. Baltosios nyk?tuk?s mas? palaipsniui did?ja, o jai per?engus rib?, ?vyksta sprogimas, kurio metu vyksta greitas termobranduolinis anglies ir deguonies degimas, virstantis radioaktyviu nikeliu. ?vaig?d? visi?kai sunaikinama, o besiple?ian?iame apvalkale nikelis radioaktyviai skyla ? kobalt?, o v?liau ? gele??, kuri suteikia energijos apvalkalo ?vyt?jimui. Taip sprogsta Ia tipo supernovos.

?iuolaikiniai teoriniai supernov? tyrimai daugiausia yra skai?iavimai galingiausiais sprogstan?i? ?vaig?d?i? modeli? kompiuteriais. Deja, kol kas nepavyko sukurti modelio, kuris nuo v?lyvojo ?vaig?d?i? evoliucijos etapo sukelt? supernovos sprogim? ir jo pastebimas aprai?kas. Ta?iau esami modeliai gana gerai apib?dina daugumos supernov? ?viesos kreives ir spektrus. Paprastai tai yra ?vaig?d?s apvalkalo modelis, ? kur? „rankiniu b?du“ investuojama sprogimo energija, po kurios prasideda jos pl?timasis ir kaitinimas. Nepaisant dideli? sunkum?, susijusi? su fizini? proces? sud?tingumu ir ?vairove, pastaraisiais metais ?ioje mokslini? tyrim? srityje buvo padaryta didel? pa?anga.

Supernov? poveikis aplinkai

Supernovos sprogimai daro stipr? ir ?vairialyp? poveik? aplinkinei tarp?vaig?dinei terpei. Supernovos apvalkalas, i?mestas did?iuliu grei?iu, i?griebia ir suspaud?ia j? supan?ias dujas. Galb?t tai gali paskatinti nauj? ?vaig?d?i? susidarym? i? duj? debes?. Sprogimo energija tokia didel?, kad atsiranda nauj? element?, ypa? sunkesni? u? gele??, sintez?. Med?iaga, prisodrinta sunki?j? element?, yra i?sklaidyta supernov? sprogim? visoje galaktikoje, tod?l po supernovos sprogim? susidaro ?vaig?d?s, kuriose yra daugiau sunki?j? element?. Paai?k?jo, kad tarp?vaig?din? terp? „m?s?“ Pauk??i? Tako regione buvo taip prisodrinta sunki?j? element?, kad gyvyb?s atsiradimas ?em?je tapo ?manomas. Supernovos yra tiesiogiai atsakingos u? tai! Supernovos, matyt, taip pat generuoja labai didel?s energijos daleli? srautus – kosminius spindulius. ?ios dalel?s, prasiskverbdamos ? ?em?s pavir?i? per atmosfer?, gali sukelti genetines mutacijas, d?l kuri? ?em?je vyksta gyvyb?s raida.

Supernovos mums pasakoja apie Visatos likim?

Supernovos, ypa? Ia tipo supernovos, yra vieni ry?kiausi? ?vaig?d?s formos objekt? Visatoje. Tod?l su ?iuo metu turima ?ranga galima tirti net labai tolimas supernovas.

Gana artimose galaktikose buvo aptikta daug supernov? Ia, atstum? iki kuri? galima nustatyti keliais b?dais. ?iuo metu tiksliausiu laikomas atstum? nustatymas pagal tam tikro tipo ry?ki? kintam? ?vaig?d?i? – cefeid? – regim?j? ry?kum?. Naudojant kosmin? teleskop?. Hablas atrado ir i?tyr? daugyb? cefeid? galaktikose, nutolusiose nuo m?s? ma?daug 20 megaparsek? atstumu. Pakankamai tiksl?s atstum? iki ?i? galaktik? ?vertinimai leido nustatyti jose i?siver?usi? Ia tipo supernov? ?viesum?. Jei darysime prielaid?, kad tolimos supernovos Ia vidutini?kai turi vienod? ?viesum?, tada atstum? iki j? galima ?vertinti pagal stebim? dyd? esant maksimaliam ry?kumui.

Supernovos sprogimas (?ymimas SN) yra nepalyginamai didesnio masto rei?kinys nei novos sprogimas. Kai stebime supernovos atsiradim? vienoje i? ?vaig?d?i? sistem?, ?ios vienos ?vaig?d?s ry?kumas kartais b?na tokios pat, kaip ir visos ?vaig?d?i? sistemos vientisas ry?kumas. Taigi 1885 m. ?alia Andromedos ?ko centro ?siliepsnavusi ?vaig?d? pasiek? ry?kum?, o vientisas ?ko ry?kumas yra lygus , t. y. ?viesos srautas i? supernovos yra tik ?iek tiek ma?iau nei keturis kartus ma?esnis u? srautas i? ?ko. Dviem atvejais supernovos spindesys pasirod? es?s didesnis nei galaktikos, kurioje pasirod? supernova, spindesys. Supernov? absoliut?s dyd?iai maksimaliai yra artimi , ty 600 kart? ry?kesni u? ?prastos novos absoliut? dyd? esant maksimaliam ry?kumui. Atskiros supernovos pasiekia maksimum?, de?imt milijard? kart? didesn? u? Saul?s ?viesum?.

Per pastar?j? t?kstantmet? m?s? galaktikoje buvo patikimai pasteb?tos trys supernovos: 1054 m. (Jautis), 1572 m. (Kasiop?joje), 1604 m. (Ophiuchus). Matyt, nepasteb?tas ir supernovos sprogimas Kasiop?joje apie 1670 m., i? kurio dabar liko skraidan?i? duj? gij? sistema ir galinga radijo spinduliuot? (Cas A). Kai kuriose galaktikose per 40 met? sprogo trys ar net keturios supernovos (?kuose NGC 5236 ir 6946). Vidutini?kai kiekvienoje galaktikoje kas 200 met? i?siver?ia viena supernova, o ?ioms dviem galaktikoms ?is intervalas suma?inamas iki 8 met?! Tarptautinis bendradarbiavimas per ketverius metus (1957–1961 m.) leido atrasti keturiasde?imt dvi supernovas. Bendras stebim? supernov? skai?ius ?iuo metu vir?ija 500.

Pagal ry?kumo kitimo ypatybes supernovos skirstomos ? du tipus – I ir II (129 pav.); gali b?ti, kad yra ir III tipas, kuriame supernovos sujungiamos su ma?iausiu ?viesumu.

I tipo supernovos i?siskiria trumpalaikiu maksimumu (apie savait?), po kurio per 20-30 dien? ry?kumas ma??ja vienos dienos grei?iu. Tada kritimas sul?t?ja, o tada, kol ?vaig?d? tampa nematoma, jis vyksta pastoviu grei?iu per dien?. ?vaig?d?s ?viesumas ma??ja eksponenti?kai, ma??ja perpus kas 55 dienas. Pavyzd?iui, „Supernova 1054“ Jautis pasiek? tok? blizges?, kad dien? buvo matomas beveik m?nes?, o matomumas plika akimi truko dvejus metus. Esant did?iausiam ry?kumui, I tipo supernov? absoliutus dydis pasiekia vidutini?kai , o amplitud? nuo did?iausio iki minimalaus ry?kumo po protr?kio.

II tipo supernov? ?viesumas yra ma?esnis: maksimaliai amplitud? ne?inoma. Prie maksimumo ry?kumas ?iek tiek i?lieka, ta?iau pra?jus 100 dien? po maksimumo suma??ja daug grei?iau nei I tipo supernov?, b?tent 20 dien?.

Supernovos da?niausiai sprogsta galaktik? periferijoje.

I tipo supernovos randamos bet kokios formos galaktikose, o II tipo supernovos – tik spiralin?se. Abi jos spiralin?se galaktikose da?niausiai aptinkamos netoli pusiaujo plok?tumos, geriausia spirali? gnybtuose ir tikriausiai vengia galaktikos centro. Labiausiai tik?tina, kad jie priklauso plok??iajam komponentui (I tipo populiacijai).

I tipo supernov? spektrai niekaip nepana??s ? nov? spektrus. Jie buvo i??ifruoti tik atsisakius id?jos apie labai pla?ias emisijos juostas, o tams?s tarpai suvokiami kaip labai pla?ios sugerties juostos, stipriai perkeltos ? violetin? pagal DH vert?, atitinkan?i? art?jimo greit? nuo 5000 iki 20000 km/ s.

Ry?iai. 129. I ir II tipo supernov? fotografin?s ?viesos kreiv?s. Auk??iau pateiktas dviej? I tipo supernov?, kurios 1937 m. i?siver?? beveik vienu metu, ry?kumo pokytis ?kuose IC 4182 ir NGC 1003. Julijaus dienos pavaizduotos x a?yje. ?emiau yra trij? II tipo supernov? sintetin? ?viesos kreiv?, gauta atitinkamai paslinkus atskiras ?viesos kreives i?ilgai dyd?io a?ies (ordinat?s nepa?ym?tos). Br?k?nin? kreiv? rodo I tipo supernovos ry?kumo pokyt?. Dienos nuo savavali?kos prad?ios br??iamos x a?yje

Tai yra supernov? apvalkal? pl?timosi tempai! Ai?ku, kad prie? maksimum? ir pirm? kart? po maksimumo supernovos spektras pana?us ? supermil?ino spektr?, kurio spalvin? temperat?ra yra apie 10 000 K ar auk?tesn? (ultravioletini? spinduli? perteklius yra apie );

netrukus po maksimumo radiacijos temperat?ra nukrenta iki 5-6 t?kst. Kelvin?. Ta?iau spektras i?lieka turtingas jonizuot? metal? linij?, pirmiausia CaII (ir ultravioletini? dublet?, ir infraraudon?j? spinduli? tripletas), helio (HeI) linijos yra gerai vaizduojamos ir daug azoto (NI) linij? yra labai ry?kios, o vandenilio linijos identifikuojamos labai neapibr??tai. ?inoma, tam tikrose pli?psnio faz?se spektre aptinkamos ir emisijos linijos, ta?iau jos yra trumpalaik?s. Labai didelis sugerties linij? plotis paai?kinamas didele grei?i? sklaida i?metam? duj? korpusuose.

II tipo supernov? spektrai yra pana??s ? ?prast? nov? spektrus: pla?ios spinduliuot?s linijos, ribojamos violetin?je pus?je su absorbcijos linijomis, kuri? plotis yra toks pat kaip emisijos. B?dingos labai ry?kios Balmer vandenilio linijos, ?viesios ir tamsios. Didelis absorbcijos linij? plotis, susidar?s judan?iame apvalkale, toje jo dalyje, kuri yra tarp ?vaig?d?s ir steb?tojo, rodo ir grei?i? sklaid? apvalkale, ir jo mil?ini?k? dyd?. Temperat?ros poky?iai II tipo supernovose yra pana??s ? I tipo supernov?, o pl?timosi greitis siekia iki 15 000 km/s.

Tarp supernov? tip? ir j? i?sid?stymo Galaktikoje arba atsiradimo skirting? tip? galaktikose da?nio yra ry?ys, nors ir ne itin grie?tas. I tipo supernovos da?niausiai randamos tarp sferinio komponento ?vaig?d?i? populiacijos ir ypa? elipsin?se galaktikose, o II tipo supernovos, atvirk??iai, aptinkamos tarp disk? populiacijos, spiraliniuose ir retai netaisyklinguose ?kuose. Ta?iau visos Did?iajame Magelano debesyje pasteb?tos supernovos buvo I tipo. Galutinis supernov? produktas kitose galaktikose paprastai ne?inomas. Kitose galaktikose stebim? supernov? amplitud?, esant minimaliam ?viesumui, tur?t? b?ti objektai, t.y. visi?kai neprieinami steb?jimui.

Visos ?ios aplinkyb?s gali pad?ti i?siai?kinti, kokios gali b?ti ?vaig?d?s – supernov? prana??s. I tipo supernov? atsiradimas elipsin?se galaktikose su j? senomis populiacijomis leid?ia prie?supernovas laikyti senomis ma?os mas?s ?vaig?d?mis, kurios i?naudojo vis? vandenil?. Prie?ingai, II tipo supernovoms, kurios daugiausia atsiranda daug duj? turin?iose spiralin?se rankose, u?trunka ma?daug metus, kol prot?viai pereina per rank?, tod?l jos yra ma?daug ?imto milijon? met? senumo. Per ?? laik? ?vaig?d?, prad?dama nuo pagrindin?s sekos, turi palikti j?, kai jos gelm?se i?senka vandenilio kuras. Ma?os mas?s ?vaig?d? netur?s laiko pereiti ?io etapo, tod?l II tipo supernovos pirmtakas turi tur?ti ne ma?esn? mas? ir b?ti jauna OB ?vaig?d? iki sprogimo.

Tiesa, min?tas I tipo supernov? pasirodymas Did?iajame Magelano debesyje kiek pa?eid?ia apra?omo paveikslo patikimum?.

Nat?ralu manyti, kad I tipo supernovos pirmtakas yra baltoji nyk?tuk?, kurios mas? yra apie , ir be vandenilio. Ta?iau taip tapo, nes tai buvo dvejetain?s sistemos dalis, kurioje masyvesnis raudonasis mil?inas smarkiu srautu atiduoda savo med?iag?, tod?l galiausiai i? jo lieka i?sigimusi ?erdis – balta anglies-deguonies nyk?tuk?. kompozicija, o pats buv?s palydovas tampa mil?ini?ku ir pradeda si?sti materij? atgal ? balt?j? nyk?tuk?, sudarydamas ten H = He-apvalkal?. Jo mas? taip pat did?ja, kai art?ja prie ribos (18,9), o centrin? temperat?ra pakyla iki 4–10 ° K, kai anglis „u?sidega“.

?prastoje ?vaig?d?je, kylant temperat?rai, did?ja sl?gis, kuris palaiko vir?utinius sluoksnius. Ta?iau i?sigimusi? duj? sl?gis priklauso tik nuo tankio, jis nepadid?s did?jant temperat?rai, o vir?utiniai sluoksniai kris link centro, o ne i?sipl?s, kad kompensuot? kylan?i? temperat?r?. ?erdis ir gretimi sluoksniai subyr?s (sugrius). Nuosmukis smarkiai paspart?ja, kol pakilusi temperat?ra pa?alina degeneracij?, o tada ?vaig?d? pradeda pl?stis „neveltui bandant“ stabilizuotis, o per j? prasiskverbia anglies degimo banga. ?is procesas trunka sekund? ar dvi, per t? laik? med?iaga, kurios mas? yra apie vien? Saul?s mas?, virsta, ? kuri? irdama (i?siskiriant -kvantams ir pozitronams) i?laikoma auk?ta temperat?ra apvalkale, greitai ple?iasi. iki de?im?i? a dyd?i?. e. Susidaro (su pus?jimo trukme), nuo kurio irimo atsiranda ma?daug Baltoji nyk?tuk? sunaikinama iki galo. Ta?iau neutronin?s ?vaig?d?s susidarymo prie?asties n?ra. Tuo tarpu supernovos sprogimo liekanose nerandame pastebimo gele?ies kiekio, ta?iau randame neutronines ?vaig?des (?r. toliau). ?ie faktai yra pagrindinis pateikto I tipo supernovos sprogimo modelio sunkumas.

Ta?iau II tipo supernovos sprogimo mechanizmo paai?kinimai susiduria su dar didesniais sunkumais. Matyt, jo pirmtakas n?ra dvejetain?s sistemos dalis. Tur?damas didel? mas? (daugiau nei ), jis vystosi savaranki?kai ir greitai, viena po kitos patiriant H, He, C, O degimo fazes ? Na ir Si ir toliau ? Fe-Ni ?erd?. Kiekviena nauja faz? suaktyvinama, kai i?senka ankstesn?, kai, praradus geb?jim? atremti gravitacij?, ?erdis subyra, pakyla temperat?ra ir pradeda veikti kitas etapas. Jei kalbame apie Fe-Ni faz?, energijos ?altinis i?nyks, nes gele?ies ?erdis sunaikinama veikiant didel?s energijos fotonams daugeliui daleli?, ir ?is procesas yra endoterminis. Tai padeda ?lugti. Ir neb?ra energijos, galin?ios sustabdyti gri?vant? apvalkal?.

O branduolys per reakcij? turi galimyb? pereiti ? juodosios skyl?s b?sen? (?r. p. 289) per neutronin?s ?vaig?d?s stadij?.

Tolimesn? rei?kini? raida tampa labai neai?ki. Buvo pasi?lyta daug variant?, ta?iau juose nepaai?kinama, kaip apvalkalas i?metamas, kai ?erdis sugri?va.

Kalbant apie apra?om?j? dalyko pus?, kai apvalkalo mas? yra ?leista ir i?metimo greitis yra apie 2000 km/s, tam sunaudojama energija pasiekia , o spinduliuot? pli?psnio metu (da?niausiai 70 dien?) nune?ama.

Dar kart? gr??ime prie supernovos sprogimo proceso svarstymo, ta?iau pasitelksime protr?ki? liku?i? tyrim? (?r. § 28).

?vaig?d?s negyvena am?inai. Jie taip pat gimsta ir mir?ta. Kai kurios i? j?, kaip ir Saul?, egzistuoja kelis milijardus met?, ramiai sulaukia senatv?s, o paskui pama?u i?nyksta. Kiti gyvena daug trumpiau ir audringiau, taip pat yra pasmerkti katastrofi?kai mir?iai. J? egzistavim? nutraukia mil?ini?kas sprogimas, o tada ?vaig?d? virsta supernova. Supernovos ?viesa ap?vie?ia erdv?: jos sprogimas matomas daugelio milijard? ?viesme?i? atstumu. Staiga danguje pasirodo ?vaig?d? ten, kur anks?iau, atrodyt?, nieko nebuvo. I? ?ia ir pavadinimas. Senoliai tik?jo, kad tokiais atvejais i? tikr?j? u?sidega nauja ?vaig?d?. ?iandien ?inome, kad i? tikr?j? ?vaig?d? ne gimsta, o mir?ta, ta?iau pavadinimas i?lieka tas pats – supernova.

SUPERNOVA 1987A

1987 met? vasario 23-24 nakt? vienoje i? ar?iausiai m?s? esan?i? galaktik?. Did?iajame Magelano debesyje, esan?iame tik u? 163 000 ?viesme?i?, Dorado ?vaig?dyne pasirod? supernova. Jis tapo matomas net plika akimi, gegu?? pasiek? matom? bal? +3, o v?lesniais m?nesiais palaipsniui prarado savo ry?kum?, kol v?l tapo nematomas be teleskopo ar ?i?ron?.

Dabartis ir praeitis

Supernova 1987A, kaip rodo jos pavadinimas, buvo pirmoji supernova, pasteb?ta 1987 m., ir pirmoji, kuri buvo matoma plika akimi nuo teleskop? eros au?ros. Faktas yra tas, kad paskutinis supernovos sprogimas m?s? galaktikoje buvo pasteb?tas dar 1604 m., kai teleskopas dar nebuvo i?rastas.

Bet dar svarbiau, kad ?vaig?d?* 1987A suteik? ?iuolaikiniams agronomams pirm?j? galimyb? steb?ti supernov? palyginti nedideliu atstumu.

Kas ten buvo anks?iau?

1987A supernovos tyrimas parod?, kad tai II tipo supernova. Tai yra, pirmtak? arba pirmtak?, kuri buvo aptikta ankstesn?se ?ios dangaus dalies nuotraukose, pasirod? esanti m?lyna supermil?in?, kurios mas? buvo beveik 20 kart? didesn? u? Saul?s mas?. Taigi tai buvo labai kar?ta ?vaig?d?, kuriai greitai baig?si branduolinis kuras.

Po mil?ini?ko sprogimo liko tik greitai besiple?iantis duj? debesis, kurio viduje dar niekam nepavyko ??velgti neutronin?s ?vaig?d?s, kurios pasirodymo teori?kai reik?jo tik?tis. Kai kurie astronomai teigia, kad ?vaig?d? vis dar yra apgaubta i?siskirian?i? duj?, o kiti i?k?l? hipotez?, kad vietoj ?vaig?d?s formuojasi juodoji skyl?.

?VAIG?D?S GYVENIMAS

?vaig?d?s gimsta d?l gravitacinio tarp?vaig?din?s materijos debesies suspaudimo, kuris, kai ?ildomas, pasiekia centrin? ?erd? iki temperat?ros, pakankamos termobranduolin?ms reakcijoms prad?ti. Tolesnis jau u?sidegusios ?vaig?d?s vystymasis priklauso nuo dviej? veiksni?: pradin?s mas?s ir chemin?s sud?ties, pirmasis, vis? pirma, lemiantis degimo greit?. Didesn?s mas?s ?vaig?d?s yra kar?tesn?s ir lengvesn?s, ta?iau d?l to jos anks?iau perdega. Taigi, masyvios ?vaig?d?s gyvenimas yra trumpesnis, palyginti su ma?os mas?s ?vaig?de.

Raudonieji mil?inai

Teigiama, kad ?vaig?d?, kuri degina vandenil?, yra „pirmin?je faz?je“. Did?ioji bet kurios ?vaig?d?s gyvenimo dalis sutampa su ?iuo etapu. Pavyzd?iui, Saul? pagrindin?je faz?je buvo 5 milijardus met? ir ten i?liks ilg? laik?, o kai ?is laikotarpis pasibaigs, m?s? ?vaig?d? pereis ? trump? nestabilumo faz?, po kurios v?l stabilizuosis, ?? kart?. raudonojo mil?ino pavidalu. Raudonasis mil?inas yra nepalyginamai didesnis ir ry?kesnis u? pagrindin?s faz?s ?vaig?des, bet ir daug v?sesnis. Antares Skorpiono ?vaig?dyne arba Betelgeuse Orion ?vaig?dyne yra puik?s raudon?j? mil?in? pavyzd?iai. J? spalv? galima i? karto atpa?inti net plika akimi.

Kai Saul? virsta raudonuoju mil?inu, jos i?oriniai sluoksniai „sugers“ Merkurijaus ir Veneros planetas ir pasieks ?em?s orbit?. Raudonojo mil?ino faz?je ?vaig?d?s praranda didel? dal? i?orini? atmosferos sluoksni?, ir ?ie sluoksniai sudaro planetin? ?k?, pvz., M57, ?iedo ?k? Lyros ?vaig?dyne arba M27, Hantelio ?k? Vulpecula ?vaig?dyne. Abu puikiai tinka ?i?r?ti pro teleskop?.

Kelias ? final?

Nuo ?io momento tolesnis ?vaig?d?s likimas nei?vengiamai priklauso nuo jos mas?s. Jei ji ma?esn? nei 1,4 Saul?s mas?s, tai pasibaigus branduoliniam degimui tokia ?vaig?d? i?sivaduos i? i?orini? sluoksni? ir susitrauks iki baltosios nyk?tuk?s – paskutin?s ma?os mas?s ?vaig?d?s evoliucijos stadijos. Prireiks milijard? met?, kol baltoji nyk?tuk? atv?s ir taps nematoma. Prie?ingai, didel?s mas?s ?vaig?d? (bent 8 kartus masyvesn? u? Saul?), kai joje pritr?ksta vandenilio, i?gyvena degindama sunkesnes u? vandenil? dujas, tokias kaip helis ir anglis. I?gyvenusi daugyb? suspaudimo ir i?sipl?timo fazi?, tokia ?vaig?d? po keli? milijon? met? patiria katastrofi?k? supernovos sprogim?, i?svied?ia ? kosmos? mil?ini?k? kiek? savo materijos ir virsta supernovos liekana. Ma?daug per savait? supernova pranoksta vis? savo galaktikos ?vaig?d?i? ?viesum?, o paskui greitai patams?ja. Centre lieka neutronin? ?vaig?d?, nedidelis mil?ini?ko tankio objektas. Jei ?vaig?d?s mas? dar didesn?, d?l supernovos sprogimo atsiranda ne ?vaig?d?s, o juodosios skyl?s.

SUPERNOVOS R??YS

Tyrin?dami i? supernov? sklindan?i? ?vies?, astronomai i?siai?kino, kad jos n?ra vienodos ir gali b?ti klasifikuojamos atsi?velgiant ? cheminius elementus, vaizduojamus j? spektruose. Vandenilis ?ia vaidina ypating? vaidmen?: jei supernovos spektre yra linij?, patvirtinan?i? vandenilio buvim?, tada ji priskiriama II tipui; jei toki? linij? n?ra, ji priskiriama I tipui. I tipo supernovos skirstomos ? la, lb ir l poklasius, atsi?velgiant ? kitus spektro elementus.

Skirtingas sprogim? pob?dis

Tip? ir potipi? klasifikacija atspindi sprogimo mechanizm? ?vairov? ir skirtingus ?vaig?d?i? pirmtak? tipus. Supernovos sprogimai, tokie kaip SN 1987A, ?vyksta paskutin?je didel?s mas?s ?vaig?d?s (daugiau nei 8 kartus didesn?s u? Saul?s mas?) evoliucijos stadijoje.

lb ir lc tipo supernovos atsiranda d?l masyvi? ?vaig?d?i? centrini? dali?, kurios prarado didel? vandenilio apvalkalo dal? d?l stipri? ?vaig?d?i? v?j? arba d?l materijos perdavimo kitai ?vaig?dei dvejetain?je sistemoje, ?lugimo.

?vair?s pirmtakai

Visos lb, lc ir II tip? supernovos kyla i? I populiacijos ?vaig?d?i?, tai yra i? jaun? ?vaig?d?i?, susitelkusi? spiralini? galaktik? diskuose. La tipo supernovos, savo ruo?tu, yra kil? i? sen? II populiacijos ?vaig?d?i? ir gali b?ti stebimos tiek elipsin?se galaktikose, tiek spiralini? galaktik? branduoliuose. ?io tipo supernovos kilusios i? baltosios nyk?tuk?s, kuri yra dvejetain?s sistemos dalis ir traukia med?iag? i? savo kaimyno. Kai baltosios nyk?tuk?s mas? pasiekia stabilumo rib? (vadinam? ?andrasekharo riba), prasideda greitas anglies branduoli? susiliejimo procesas ir ?vyksta sprogimas, d?l kurio ?vaig?d? i?meta did?i?j? savo mas?s dal?.

Skirtingas ?viesumas

Skirtingos supernov? klas?s skiriasi viena nuo kitos ne tik savo spektru, bet ir maksimaliu ?viesumu, kur? jos pasiekia sprogimo metu, ir tuo, kaip tiksliai ?is ?viesumas laikui b?gant ma??ja. I tipo supernovos paprastai yra daug ry?kesn?s nei II tipo supernovos, ta?iau jos taip pat u?temsta daug grei?iau. I tipo supernovos i?lieka nuo keli? valand? iki keli? dien? esant did?iausiam ry?kumui, o II tipo supernovos gali trukti iki keli? m?nesi?. Buvo i?kelta hipotez?, kad labai didel?s mas?s ?vaig?d?s (keliasde?imt kart? didesn?s u? Saul?s mas?) sprogsta dar smarkiau, kaip „hipernovos“, o j? ?erdis virsta juod?ja skyle.

SUPERNOV?S ISTORIJOJE

Astronomai mano, kad m?s? galaktikoje kas 100 met? vidutini?kai sprogsta viena supernova. Ta?iau per pastaruosius du t?kstantme?ius istori?kai u?fiksuot? supernov? skai?ius nesiekia net 10. Viena i? to prie?as?i? gali b?ti ta, kad supernovos, ypa? II tipo, sprogsta spiralin?mis at?akomis, kur tarp?vaig?din?s dulk?s yra daug tankesn?s ir atitinkamai. , gali pritemdyti ?vytin?i? supernov?.

Pirmoji, kuri? ma?iau

Nors mokslininkai svarsto ir kitus kandidatus, ?iandien visuotinai priimta, kad pirmasis supernovos sprogimo steb?jimas istorijoje datuojamas 185 m. Tai buvo dokumentuota Kinijos astronom?. Kinijoje galaktikos supernovos sprogimai taip pat buvo pasteb?ti 386 ir 393 metais. Tada pra?jo daugiau nei 600 met? ir galiausiai danguje pasirod? dar viena supernova: 1006-aisiais Vilko ?vaig?dyne su?ibo nauja ?vaig?d?, kuri? ?? kart?, be kita ko, u?fiksavo arab? ir Europos astronomai. ?i ry?kiausia ?vaig?d? (kurios regimasis dydis did?iausiu ry?kumu siek? –7,5) danguje i?liko matoma ilgiau nei metus.
.
Krabo ?kas

1054 met? supernova taip pat buvo i?skirtinai ry?ki (maksimalus dydis –6), bet v?lgi j? pasteb?jo tik Kinijos astronomai, o gal ir Amerikos ind?nai. Tai bene garsiausia supernova, nes jos liekana yra Krabo ?kas Tauro ?vaig?dyne, kur? Charlesas Messier ?trauk? ? savo katalog? numeriu 1.

Taip pat esame skolingi Kinijos astronomams informacijos apie supernovos atsiradim? Kasiop?jos ?vaig?dyne 1181 m. Ten sprogo dar viena supernova, ?? kart? 1572 m. ?i? supernov? taip pat pasteb?jo Europos astronomai, ?skaitant Tycho Brahe, kuris savo knygoje „Apie nauj?j? ?vaig?d?“ apra?? ir jos i?vaizd?, ir v?liau pasikeitus? jos ry?kum?, kurios pavadinime atsirado terminas, paprastai vartojamas tokioms ?vaig?d?ms apib?dinti. .

Supernova Tyli

Po 32 met?, 1604 m., danguje pasirod? dar viena supernova. Tycho Brahe perdav? ?i? informacij? savo mokiniui Johannesui Kepleriui, kuris prad?jo sekti „nauj? ?vaig?d?“ ir paskyr? jai knyg? „Apie nauj? ?vaig?d? Ophiuchus pap?d?je“. ?i ?vaig?d?, kuri? taip pat pasteb?jo Galil?jus Galil?jus, ?iandien teb?ra paskutin? plika akimi matoma supernova, sprogusi m?s? galaktikoje.

Ta?iau n?ra joki? abejoni?, kad Pauk??i? Take sprogo dar viena supernova, v?lgi Kasiop?jos ?vaig?dyne (?vaig?dynas, kuriam priklauso trij? galaktikos supernov? rekordas). Nors vaizdini? ?io ?vykio ?rodym? n?ra, astronomai aptiko ?vaig?d?s likut? ir apskai?iavo, kad tai turi atitikti 1667 metais ?vykus? sprogim?.

U? Pauk??i? Tako rib?, be supernovos 1987A, astronomai taip pat steb?jo antr?j? supernov? 1885, kuri sprogo Andromedos galaktikoje.

Supernovos steb?jimas

Supernov? med?iokl? reikalauja kantryb?s ir tinkamo metodo.

Pirmas b?tinas, nes niekas negarantuoja, kad jau pirm? vakar? pavyks atrasti supernov?. Negalite i?siversti be antrojo, jei nenorite gai?ti laiko ir tikrai norite padidinti savo ?ansus atrasti supernov?. Pagrindin? problema yra ta, kad fizi?kai ne?manoma numatyti, kada ir kur vienoje i? tolim? galaktik? ?vyks supernovos sprogimas. Taigi supernov? med?iotojas kiekvien? nakt? turi skenuoti dang?, tikrindamas de?imtis ?iam tikslui kruop??iai atrinkt? galaktik?.

K? mes turime daryti

Vienas i? labiausiai paplitusi? metod? yra nukreipti teleskop? ? konkre?i? galaktik? ir palyginti jos i?vaizd? su ankstesniu vaizdu (br??iniu, nuotrauka, skaitmeniniu vaizdu), idealiu atveju esant ma?daug tokiam pat padidinimui, kaip ir teleskopo, su kuriuo atliekami steb?jimai. Jei ten pasirod? supernova, ji i?kart patrauks j?s? d?mes?. ?iandien daugelis astronom? m?g?j? turi profesionalios observatorijos vert? ?rang?, pavyzd?iui, kompiuteriu valdomus teleskopus ir CCD kameras, kurios leid?ia fotografuoti ?vaig?d?t? dang? tiesiogiai skaitmeniniu formatu. Ta?iau net ir ?iandien daugelis steb?toj? ie?ko supernov? tiesiog nukreipdami teleskop? ? konkre?i? galaktik? ir ?i?r?dami pro okuliar?, tik?damiesi pamatyti, ar kur nors nepasirodo kita ?vaig?d?.

J? atsiradimas yra gana retas kosminis rei?kinys. Vidutini?kai per ?imtmet? stebimoje visatoje sprogsta trys supernovos. Kiekvienas toks pli?psnis yra mil?ini?ka kosmin? katastrofa, i?skirianti ne?tik?tin? energijos kiek?. Apytiksliais skai?iavimais, toks energijos kiekis gali b?ti sukurtas vienu metu sprogstant daugybei milijard? vandenilini? bomb?.

Dar n?ra pakankamai grie?tos supernov? sprogim? teorijos, ta?iau mokslininkai i?k?l? ?domi? hipotez?. Jie, remdamiesi sud?tingais skai?iavimais, pasi?l?, kad element? alfa sintez?s metu ?erdis ir toliau traukiasi. Temperat?ra jame pasiekia fantasti?k? skai?i? – 3 milijardus laipsni?. Esant tokioms s?lygoms, ?vair?s procesai ?erdyje ?ymiai pagreit?ja; D?l to i?siskiria daug energijos. Greitas ?erdies suspaudimas rei?kia taip pat greit? ?vaig?d?s apvalkalo suspaudim?.

Jis taip pat labai ?kaista, o jame vykstan?ios branduolin?s reakcijos savo ruo?tu labai paspart?ja. Taigi, tiesiog per kelias sekundes, i?siskiria did?iulis energijos kiekis. Tai veda prie sprogimo. ?inoma, tokios s?lygos ne visada pasiekiamos, tod?l supernovos plinta gana retai.

Tokia yra hipotez?. Ateitis parodys, kiek teis?s mokslininkai daro savo prielaidas. Ta?iau dabartis taip pat paskatino tyr?jus prie visi?kai nuostabi? sp?jim?. Astrofiziniai metodai leido atsekti, kaip ma??ja supernov? ?viesumas. Taip ir pasirod?: pirmosiomis dienomis po sprogimo ?viesumas labai greitai ma??ja, o v?liau ?is suma??jimas (per 600 dien?) sul?t?ja. Be to, kas 55 dienas ?viesumas susilpn?ja lygiai per pus?. Matematiniu po?i?riu ?is suma??jimas vyksta pagal vadinam?j? eksponentin? d?sn?. Puikus tokio d?snio pavyzdys yra radioaktyvaus skilimo d?snis. Mokslininkai padar? dr?si? prielaid?: energijos i?siskyrimas po supernovos sprogimo atsiranda d?l radioaktyvaus elemento, kurio pusin?s eliminacijos laikas yra 55 dienos, izotopo skilimo.

Bet kuris izotopas ir kuris elementas? ?ios paie?kos t?s?si kelet? met?. Berilis-7 ir stroncis-89 buvo „kandidatai“ ? toki? energijos „generatori?“ vaidmen?. Vos per 55 dienas jie subyr?jo per pus?. Ta?iau jie netur?jo galimyb?s i?laikyti egzamino: skai?iavimai parod?, kad j? beta skilimo metu i?siskirianti energija buvo per ma?a. Ta?iau kiti ?inomi radioaktyvieji izotopai netur?jo pana?aus pusin?s eliminacijos laiko.

Tarp element?, kuri? ?em?je n?ra, atsirado naujas var?ovas. Paai?k?jo, kad tai mokslinink? dirbtinai susintetint? transurano element? atstovas. Parei?k?jo vardas yra Kalifornijos pilietis, jo serijos numeris yra devyniasde?imt a?tuoni. Jo izotopas kalifornis-254 buvo paruo?tas tik apie 30 milijard? gram?. Ta?iau ?io tikrai nesvaraus kiekio pakako izotopo pusin?s eliminacijos laikui i?matuoti. Paai?k?jo, kad tai lygu 55 dienoms.

Ir i? ?ia kilo kuriozi?ka hipotez?: b?tent Kalifornijos-254 skilimo energija u?tikrina ne?prastai didel? supernovos ?viesum? dvejiems metams. Kalifornijos irimas vyksta d?l savaiminio jo branduoli? dalijimosi; Esant tokio tipo skilimui, branduolys tarsi skyla ? du fragmentus – periodin?s lentel?s viduryje esan?i? element? branduolius.

Bet kaip sintetinamas pats kalifornis? Mokslininkai ?ia taip pat pateikia logi?k? paai?kinim?. Suspaud?iant branduol? prie? supernovos sprogim?, ne?prastai pagreit?ja jau pa??stamo neono-21 s?veikos su alfa dalel?mis branduolin? reakcija. To pasekm? – per gana trump? laik? atsiranda itin galingas neutron? srautas. Neutron? gaudymo procesas kartojasi, bet ?? kart? jis greitas. Branduoliai sugeba sugerti kitus neutronus, kol jie nepatiria beta skilimo. ?iam procesui transbismuto element? nestabilumas neb?ra kli?tis. Transformacij? grandin? nenutr?ks, o periodin?s lentel?s pabaiga taip pat bus u?pildyta. Tokiu atveju, matyt, susidaro net dirbtin?mis s?lygomis dar negauto transurano elementai.

Mokslininkai apskai?iavo, kad kiekvienas supernovos sprogimas sukuria fantasti?k? Kalifornijos-254 kiek?. I? ?io kiekio b?t? galima pagaminti 20 kamuoliuk?, kuri? kiekvienas svert? tiek, kiek m?s? ?em?. Koks tolimesnis supernovos likimas? Ji gana greitai mir?ta. Jo protr?kio vietoje liko tik ma?a, labai silpna ?vaig?d?. Ta?iau jis i?siskiria ne?prastai dideliu med?iagos tankiu: jo u?pildyta degtuk? d??ut? svert? de?imtis ton?. Tokios ?vaig?d?s vadinamos "". Mes dar ne?inome, kas jiems nutiks toliau.

? kosmos? i?metama med?iaga gali kondensuotis ir suformuoti naujas ?vaig?des; jie prad?s nauj? ilg? vystymosi keli?. Mokslininkai iki ?iol padar? tik apytikslius element? kilm?s paveikslo pot?pius, ?vaig?d?i? – did?i?j? atom? gamykl? – darbo paveiksl?. Galb?t ?is palyginimas apskritai perteikia reikalo esm?: menininkas eskizuoja drob?je tik pirmuosius b?simojo meno k?rinio kont?rus. Pagrindin? mintis jau ai?ki, ta?iau daug, ?skaitant reik?mingas, detales dar reikia atsp?ti.

Galutinis element? kilm?s problemos sprendimas pareikalaus did?iulio ?vairi? specialybi? mokslinink? darbo. Tik?tina, kad tai, kas dabar mums atrodo neabejotina, i? tikr?j? pasirodys apytiksliai ar net visi?kai neteisinga. Tikriausiai mokslininkams teks susidurti su mums dar ne?inomais modeliais. I? ties?, norint suprasti sud?tingiausius Visatoje vykstan?ius procesus, neabejotinai reik?s naujo kokybinio ?uolio pl?tojant m?s? id?jas apie tai.