SUPERNOVA

SUPERNOVA, Yulduzning portlashi, unda deyarli butun STAR vayron bo'ladi. Bir hafta ichida o'ta yangi yulduz galaktikadagi barcha boshqa yulduzlarni porlashi mumkin. O'ta yangi yulduzning yorqinligi Quyoshning yorqinligidan 23 magnitudaga (1000 million marta) katta va portlash paytida ajralib chiqadigan energiya yulduzning butun oldingi hayoti davomida chiqaradigan barcha energiyasiga teng. Bir necha yil o'tgach, o'ta yangi yulduz hajmi shunchalik ko'payadiki, u siyrak va shaffof bo'ladi. Yuzlab yoki minglab yillar davomida chiqarilgan moddaning qoldiqlari ko'rinadi o'ta yangi yulduz qoldiqlari. O'ta yangi yulduz YANGI YULDUZdan 1000 marta yorqinroq. Har 30 yilda biznikiga o?xshagan galaktikada bitta o?ta yangi yulduz bo?ladi, lekin bu yulduzlarning ko?pchiligi chang bilan qoplanadi. O'ta yangi yulduzlar ikkita asosiy turga bo'linadi, ular yorug'lik egri chizig'i va spektrlari bilan ajralib turadi.

O'ta yangi yulduzlar - kutilmaganda miltillovchi yulduzlar, ba'zan Quyosh yorqinligidan 10 000 million marta kattaroq yorqinlikka ega bo'ladilar. Bu bir necha bosqichda sodir bo'ladi.Boshida (A) ulkan yulduz juda tez rivojlanib, yulduz ichida bir vaqtning o'zida turli yadro jarayonlari keta boshlaydi. Markazda temir hosil bo'lishi mumkin, bu yadro energiyasini ishlab chiqarishning tugashini anglatadi. Keyin yulduz gravitatsion kollapsga uchra boshlaydi (B). Biroq, bu yulduzning markazini shunday qizdiradiki, kimyoviy elementlar parchalanadi va yangi reaktsiyalar portlovchi kuch (C) bilan davom etadi. Yulduz materiyasining ko'p qismi kosmosga tashlanadi, yulduz markazining qoldiqlari esa yulduz butunlay qorong'i bo'lguncha yiqilib, ehtimol juda zich neytron yulduziga (D) aylanadi. Bunday donlardan biri 1054 yilda paydo bo'lgan. Toros (E) yulduz turkumida. Bu yulduzning qoldig'i Qisqichbaqa tumanligi (F) deb nomlangan gaz bulutidir.

Ilmiy-texnik entsiklopedik lug'at.

Boshqa lug'atlarda "SUPERNOV STAR" nima ekanligini ko'ring:

"Supernova" bu yerga yo'naltiradi; boshqa ma'nolarga ham qarang. Keplerning o'ta yangi yulduz qoldig'i O'ta yangi yulduzlar ... Vikipediya

Yulduzning o'limiga sabab bo'lgan portlash. Ba'zida o'ta yangi yulduz portlashi sodir bo'lgan galaktikadan yorqinroq bo'ladi. O'ta yangi yulduzlar ikkita asosiy turga bo'linadi. I turdagi optik spektrda vodorod etishmovchiligi bilan tavsiflanadi; shuning uchun ular shunday deb o'ylashadi ... Collier entsiklopediyasi

o'ta yangi yulduz- astron. To'satdan yonayotgan yulduz, radiatsiya kuchi yangi yulduzning portlash kuchidan minglab marta kattaroqdir ... Ko'p iboralar lug'ati

Supernova SN 1572 Supernova qoldig'i SN 1572, Spticer, Chandra va Calar Alto rasadxonasi tomonidan olingan rentgen va infraqizil tasvir kompozitsiyasi Kuzatuv ma'lumotlari (Epoch?) Supernova turi ... Vikipediya

Vulf Raye yulduzining badiiy tasviri Volf Rayet yulduzlari juda yuqori harorat va yorqinligi bilan ajralib turadigan yulduzlar sinfidir; Wolf Rayet yulduzlari boshqa issiq yulduzlardan spektrda keng vodorod emissiya zonalari mavjudligi bilan farq qiladi ... Vikipediya

O'ta yangi yulduz: o'ta yangi yulduz o'z evolyutsiyasini halokatli portlash jarayonida tugatadigan yulduzdir; Supernova rus pop-pank guruhi. Supernova (film) amerikalik rejissyorning 2000 yildagi fantastik dahshatli filmi ... ... Vikipediya

Bu atamaning boshqa ma'nolari ham bor, qarang: Yulduz (ma'nolari). Pleiades Yulduz - bu samoviy jism bo'lib, ular borar, ketadi yoki ketadi ... Vikipediya

Vulf Raye yulduzining badiiy tasviri Volf Rayet yulduzlari juda yuqori harorat va yorqinligi bilan ajralib turadigan yulduzlar sinfidir; Wolf Rayet yulduzlari boshqa issiq yulduzlardan ... borligi bilan farq qiladi Vikipediya

SN 2007on Supernova SN 2007on Swift kosmik teleskopi tomonidan suratga olingan. Kuzatish ma'lumotlari (Epoch J2000,0) Supernova turi Ia ... Vikipediya

Kitoblar

• Taqdir barmog'i (shu jumladan, ko'zda tutilmagan sayyoralarni to'liq ko'rib chiqish), Hamaker-Zondag K.. Mashhur munajjim Karen Xamaker-Zondagning kitobi - bu dunyoning sirli va ko'pincha oldindan aytib bo'lmaydigan yashirin omillarini o'rganish bo'yicha yigirma yillik mehnat samarasidir. munajjimlar bashorati: Taqdir barmog'i konfiguratsiyasi, ...

Termoyadro reaktsiyasini qo'llab-quvvatlovchi yulduz yoqilg'isi tugagach, yulduzning ichki hududlari harorati pasaya boshlaydi va ular tortishish siqilishiga dosh bera olmaydi. Yulduz qulab tushadi, ya'ni. uning moddasi ichkariga tushadi. Shu bilan birga, ba'zida o'ta yangi yulduz portlashi yoki boshqa zo'ravon hodisalar kuzatiladi. O'ta yangi yulduz milliardlab oddiy yulduzlardan yorqinroq porlashi va bizning Quyoshimiz milliard yil ichida chiqaradigan yorug'lik energiyasini chiqarishi mumkin.

O'tgan ming yillikda bizning Galaktikada faqat beshta o'ta yangi yulduz portladi (1006, 1054, 1181, 1572, 1604). Hech bo'lmaganda ularning ko'pchiligi yozma manbalarda qayd etilgan (ba'zilarini qayd etib bo'lmaydi yoki qalin gaz va chang bulutlari ortida portlaydi). Ammo endi astronomlar har yili boshqa galaktikalarda 10 tagacha o‘ta yangi yulduz portlashlarini kuzatishi mumkin. Biroq, bunday epidemiyalar hali ham kam uchraydi. Ko'pincha yulduzning tashqi qobiqlari bunday kuchli portlashsiz tashlanadi. Yoki yulduz yanada xotirjamroq "o'ladi". Shunday qilib, yulduzlar qulashining bir nechta stsenariylari mumkin. Keling, ularni alohida ko'rib chiqaylik.

Ovozsiz pasayish massasi 0,8 quyoshdan kam bo'lgan yulduzlarga xos xususiyat. Mitti yulduzlar (barcha qizil va jigarrang mittilar, shuningdek, ba'zi to'q sariq mittilar) jimgina so'nib bormoqda. Ular Yupiter kabi "salqin" geliy-vodorod to'plariga aylanadi, lekin baribir undan ko'p marta kattaroqdir (qora mittilar). Albatta, bu jarayon juda sekin sodir bo'ladi, chunki yulduz termoyadro yoqilg'isi tugagandan so'ng, asta-sekin tortishish qisqarishi tufayli juda uzoq vaqt davomida porlaydi. Bizning koinot mintaqamiz shunchalik yoshki, ehtimol, jimgina o'layotgan yulduzlar hali yo'q.

Oq mitti hosil qilish uchun yiqilib Quyosh massasi 0,8 dan 8 gacha bo'lgan yulduzlarga xosdir. "Yonib ketgan" yulduzlar qobig'ini to'kadi, undan chang va gazdan iborat sayyora tumanligi hosil bo'ladi. Bu quyidagi tarzda sodir bo'ladi. Uglerodga aylangan yadroda geliy «yonib» ketsa, yadroning yuqori harorati (ya’ni zarrachalarning yuqori tezligi) yadroning tortishish ta’sirida qisqarishini oldini olgan. Yadrodagi geliy tugagach, sovutuvchi uglerod yadrosi asta-sekin qisqara boshladi va geliyni (shuningdek, vodorodni) tashqi qatlamlardan yulduzga tortdi. Keyin bu yangi geliy qobiqda "yonib ketdi" va qobiq juda katta tezlikda kengaya boshladi. Aniqlanishicha, nisbatan “engil” yulduz kengayuvchi qobiqni ushlab turolmaydi va u sayyora tumanligi deb ataladigan narsaga aylanadi. Ilgari, sayyoralar shunday tumanliklardan hosil bo'lgan deb hisoblar edi. Ma'lum bo'lishicha, bu unday emas: bunday tumanliklar kosmosda kengayib, tarqalib ketadi, ammo bu nom saqlanib qolgan. Sayyora tumanliklarining kengayish tezligi 5 dan 100 km/s gacha, o‘rtacha esa 20 km/s ni tashkil qiladi. Yulduzning yadrosi qisqarishda davom etmoqda, ya'ni. yiqilib, ko‘k-oq mitti hosil bo‘ladi, u biroz sovigandan keyin oq mittiga aylanadi. Yosh oq mittilar hali aniq ko'rinadigan sayyora tumanligiga aylanishga ulgurmagan chang kozasida yashiringan. Bunday qulash paytida o'ta yangi yulduz portlashi sodir bo'lmaydi va yulduzning faol hayotining tugashi uchun bu stsenariy juda keng tarqalgan. Oq mittilar yuqorida tavsiflangan va biz faqat ularning hajmi bo'yicha sayyoramiz bilan solishtirish mumkinligini, ulardagi atomlar iloji boricha mahkam o'ralganligini, moddaning zichligidan bir yarim milliard marta kattaroq zichlikka siqilganligini eslashimiz mumkin. suv, va bu yulduzlar bir-biriga yaqin joylashgan elektronlarning itarilishi tufayli nisbatan barqaror holatda saqlanadi.

Agar yulduz dastlab biroz massivroq bo'lsa, u holda termoyadro reaktsiyasi geliyning yonish bosqichida emas, balki biroz keyinroq (masalan, uglerod yonish bosqichida) tugaydi, ammo bu yulduz taqdirini tubdan o'zgartirmaydi.

Oq mittilar cheksiz uzoq vaqt davomida "tushadi" va juda sekin tortishish qisqarishi tufayli porlaydi. Ammo ba'zi maxsus holatlarda ular tezda qulab tushadi va butunlay yo'q bo'lib ketadi.

Yulduzni to'liq yo'q qilish bilan oq mittining qulashi Agar oq mitti materiyani sun'iy yo'ldoshdan 1,44 quyosh massasi bo'lgan kritik massaga tortib olsa sodir bo'ladi. Bu massa hind matematigi Subramanyan Chandrasekhar sharafiga Chandrasekhar massasi deb ataladi, u uni hisoblab chiqdi va qulash ehtimolini aniqladi. Bunday massa bilan elektronlarning o'zaro itarilishi endi tortishish kuchiga xalaqit bera olmaydi. Bu yulduz ichidagi materiyaning to'satdan tushib ketishiga, yulduzning keskin siqilishiga va haroratning oshishiga, yulduz markazida uglerodning "chaqishi" va uning chiquvchi to'lqinda "yonishi" ga olib keladi. Va uglerodning termoyadroviy "yonishi" unchalik portlovchi bo'lmasa ham (portlash emas, balki deflagratsiya, ya'ni subsonik "yonish"), yulduz butunlay yo'q qilinadi va uning qoldiqlari 10 000 km / s tezlikda barcha yo'nalishlarda tarqaladi. Ushbu mexanizm 1960 yilda Xoyl va Fauler tomonidan o'rganilgan va I turdagi o'ta yangi yulduz portlashi deb ataladi.

Ushbu turdagi yulduzlarning barcha portlashlari, birinchi taxminga ko'ra, bir xil: yorug'lik uch hafta davomida ortadi, so'ngra 6 oy yoki bir oz ko'proq vaqt davomida asta-sekin kamayadi. Shuning uchun, I turdagi o'ta yangi yulduz portlashlari boshqa galaktikalargacha bo'lgan masofani aniqlash uchun ishlatilishi mumkin, chunki bunday chaqnashlar uzoqdan ko'rinadi va biz ularning haqiqiy yorqinligini bilamiz. Biroq, yaqinda ma'lum bo'ldiki, bu o'ta yangi yulduzlar assimetrik tarzda portlaydi (agar ularning yaqin hamrohi bo'lsa) va ularning yorqinligi 10% chirog'ning qaysi tomondan ko'rilishiga bog'liq. Masofalarni aniqlash uchun ushbu o'ta yangi yulduzlarning yorqinligini maksimal yorqinlik paytida emas, balki bir yoki ikki hafta o'tgach, qobiqning ko'rinadigan yuzasi deyarli sharsimon bo'lganda o'lchash yaxshiroqdir.

Juda uzoqdagi I tipdagi o'ta yangi yulduzlarni kuzatish qobiliyati turli davrlarda koinotning kengayish tezligini o'rganishga yordam beradi (yulduzning yorqinligi unga bo'lgan masofani va hodisa vaqtini, rangi esa uni yo'q qilish tezligini ko'rsatadi) . Shunday qilib, birinchi 8,7 milliard yil ichida Olam kengayishining sekinlashishi va oxirgi 5 milliard yil ichida bu kengayishning tezlashishi aniqlandi, ya'ni. "Ikkinchi Katta portlash".

Neytron yulduzini hosil qilish uchun qulash Quyoshdan 8 baravar ko'proq massaga ega bo'lgan yulduzlarga xosdir. Ularning rivojlanishining oxirgi bosqichida kremniy qobig'i ichida temir yadro hosil bo'la boshlaydi. Bunday yadro bir kunda o'sib boradi va Chandrasekhar chegarasiga yetgandan keyin 1 soniyadan kamroq vaqt ichida qulab tushadi. Yadro uchun bu chegara 1,2 dan 1,5 quyosh massasiga teng. Yulduz ichiga materiya tushadi va elektronlarning itarilishi tushishni to'xtata olmaydi. Modda atom yadrosi nuklonlari (protonlar, neytronlar) orasidagi itilish ta'sir etgunga qadar tezlashadi, tushishi va qisqarishi davom etadi. To'g'ri aytganda, siqilish bu chegaradan ham ko'proq sodir bo'ladi: inertsiya bo'yicha tushgan materiya nuklonlarning elastikligi tufayli muvozanat nuqtasidan 50% ga oshadi ("maksimal siqish"). Shundan so'ng, "siqilgan kauchuk shar orqaga buriladi", zarba to'lqini yulduzning tashqi qatlamlariga 30 000 dan 50 000 km / s gacha tezlikda kiradi. Yulduzning tashqi qismlari har tomonga tarqaladi va ixcham neytron yulduzi portlagan hududning markazida qoladi. Ushbu hodisa II turdagi o'ta yangi yulduz portlashi deb ataladi. Bu portlashlar kuch va boshqa parametrlarda farq qiladi, chunki. turli massa va turli kimyoviy tarkibdagi portlovchi yulduzlar [turli manbalar]. II turdagi portlashda I turdagi portlashdan ko'ra ko'proq energiya ajralib chiqmasligiga ishora bor, chunki. energiyaning bir qismi qobiq tomonidan so'riladi, ammo bu eskirgan ma'lumotdir.

Ta'riflangan stsenariyda bir qator noaniqliklar mavjud. Astronomik kuzatishlar jarayonida ma'lum bo'ldiki, massiv yulduzlar haqiqatan ham portlaydi, natijada kengayib borayotgan tumanliklar paydo bo'ladi va markazda tez aylanadigan neytron yulduz radio to'lqinlarining muntazam impulslarini chiqaradi (pulsar). Ammo nazariya shuni ko'rsatadiki, chiqadigan zarba to'lqini atomlarni nuklonlarga (protonlar, neytronlar) bo'lishi kerak. Buning uchun energiya sarflanishi kerak, buning natijasida zarba to'lqini chiqib ketishi kerak. Lekin negadir bu sodir bo'lmaydi: bir necha soniya ichida zarba to'lqini yadro yuzasiga, keyin esa - yulduz yuzasiga etib boradi va materiyani uchirib yuboradi. Mualliflar turli xil massalar uchun bir nechta farazlarni ko'rib chiqadilar, ammo ular ishonchli ko'rinmaydi. Ehtimol, "maksimal siqish" holatida yoki zarba to'lqinining tushishda davom etayotgan modda bilan o'zaro ta'siri jarayonida ba'zi bir yangi va noma'lum jismoniy qonunlar kuchga kiradi.

Bizning Galaktika doirasida 1980-yillarning o'rtalarida o'ta yangi yulduz qoldiqlarining pulsar bilan aloqasi faqat Qisqichbaqa tumanligi uchun ma'lum edi.

Qora tuynuk hosil qilish uchun qulab tushing eng massiv yulduzlarga xosdir. U II turdagi o'ta yangi yulduz portlashi deb ham ataladi, xuddi shunday stsenariy bo'yicha sodir bo'ladi, ammo buning natijasida neytron yulduzi o'rniga qora tuynuk paydo bo'ladi. Bu qulab tushayotgan yulduzning massasi shunchalik katta bo'lganida sodir bo'ladiki, nuklonlar (protonlar, neytronlar) orasidagi o'zaro itarilish tortishish qisqarishiga to'sqinlik qila olmaydi. Shuni ta'kidlash kerakki, bu hodisa nazariy jihatdan unchalik aniq emas va kuzatuv astronomiyasi usullari bilan deyarli o'rganilmaydi. Nega, masalan, materiya butunlay qora tuynuk ichiga tushmaydi? "Maksimal siqish" ga o'xshash narsa bormi? Chiqaruvchi zarba to'lqini bormi? Nega u sekinlashmaydi?

So?nggi paytlarda o?ta yangi yulduzning zarba to?lqini gamma-nurlanish yoki sobiq yirik yulduzning kengayib borayotgan qobig?ida rentgen nurlanishini keltirib chiqarishini ko?rsatuvchi kuzatishlar o?tkazildi (gamma-nurlanishlar bo?limiga qarang).

Har bir II turdagi o'ta yangi yulduz taxminan 0,0001 quyosh massasi bo'lgan alyuminiyning faol izotopi (26Al) hosil qiladi. Ushbu izotopning parchalanishi uzoq vaqt davomida kuzatilgan qattiq nurlanishni hosil qiladi va uning intensivligidan Galaktikada bu izotopning uchta quyosh massasi kamroq ekanligi hisoblab chiqiladi. Bu shuni anglatadiki, II turdagi o'ta yangi yulduzlar Galaktikada o'rtacha bir asrda ikki marta portlashi kerak, bu kuzatilmaydi. Ehtimol, so'nggi asrlarda bunday portlashlarning ko'pchiligi sezilmagan (masalan, ular uzoqda yoki kosmik chang bulutlari ortida sodir bo'lgan). Har holda, o'ta yangi yulduzning portlash vaqti keldi...

Biz allaqachon Quyosh va boshqa turg'un yulduzlardan farqli o'laroq, jismoniy o'zgaruvchan yulduzlarning o'lchamlari, fotosfera harorati va yorqinligi o'zgarishini ko'rdik. Har xil turdagi statsionar yulduzlar orasida yangi va o'ta yangi yulduzlar alohida qiziqish uyg'otadi. Darhaqiqat, bu yangi paydo bo'lgan yulduzlar emas, balki yorqinligi keskin oshishi bilan e'tiborni tortgan oldindan mavjud bo'lgan yulduzlardir.

Yangi yulduzlarning portlashi paytida yorqinlik bir necha kundan bir necha oygacha bo'lgan davrda minglab va millionlab marta ortadi. Yulduzlar yangi bo'lib yana yonishi ma'lum. Zamonaviy ma'lumotlarga ko'ra, yangi yulduzlar odatda qo'shaloq tizimlarning bir qismi bo'lib, yulduzlardan birining portlashi qo'shaloq tizimni tashkil etuvchi yulduzlar o'rtasidagi moddalar almashinuvi natijasida sodir bo'ladi. Masalan, "oq mitti - oddiy yulduz (past nurli)" tizimida yangi yulduz paydo bo'lishiga olib keladigan portlashlar oddiy yulduzdan oq mitti ustiga gaz tushganda sodir bo'lishi mumkin.

Yorqinligi to'satdan 19 m ga oshib ketadigan o'ta yangi yulduzlarning portlashlari yanada buyukroq! Maksimal yorqinlikda yulduzning nurlanish yuzasi kuzatuvchiga soniyasiga bir necha ming kilometr tezlikda yaqinlashadi. O'ta yangi yulduzlarning portlashlari sxemasi o'ta yangi yulduzlarning portlovchi yulduzlar ekanligini ko'rsatadi.

Supernova portlashlari bir necha kun davomida juda katta energiya chiqaradi - taxminan 10 41 J. Bunday ulkan portlashlar yulduzlar evolyutsiyasining so'nggi bosqichida sodir bo'ladi, ularning massasi Quyosh massasidan bir necha baravar katta.

Maksimal yorqinlikda bitta o'ta yangi yulduz bizning Quyosh kabi bir milliard yulduzdan ham yorqinroq porlashi mumkin. Ba'zi o'ta yangi yulduzlarning eng kuchli portlashlari paytida materiya 5000 - 7000 km / s tezlikda chiqarilishi mumkin, ularning massasi bir necha quyosh massasiga etadi. O'ta yangi yulduzlar tomonidan tashlangan qobiqlarning qoldiqlari kengayuvchi gaz sifatida uzoq vaqt davomida ko'rinadi.

Nafaqat o'ta yangi yulduz chig'anoqlarining qoldiqlari, balki bir paytlar portlagan yulduzning markaziy qismidan qolgan narsalar ham topilgan. Bunday "yulduz qoldiqlari" pulsar deb nomlangan radio emissiyasining ajoyib manbalari bo'lib chiqdi. Birinchi pulsarlar 1967 yilda kashf etilgan.

Ba'zi pulsarlar radio emissiya impulslarining hayratlanarli darajada barqaror takrorlanish tezligiga ega: impulslar 10-9 s dan ortiq aniqlik bilan o'lchanadigan bir xil vaqt oralig'ida takrorlanadi! Ochiq pulsarlar bizdan yuzlab parsekdan oshmaydigan masofada joylashgan. Taxminlarga ko'ra, pulsarlar radiuslari taxminan 10 km bo'lgan va massalari Quyosh massasiga yaqin bo'lgan tez aylanadigan o'ta zich yulduzlardir. Bunday yulduzlar zich joylashgan neytronlardan iborat bo'lib, neytron yulduzlar deb ataladi. Neytron yulduzlari mavjud bo'lgan vaqtning faqat bir qismi pulsar sifatida namoyon bo'ladi.

Supernova portlashlari kamdan-kam uchraydigan hodisa. O'tgan ming yillikda yulduz sistemamizda faqat bir nechta o'ta yangi yulduz portlashlari kuzatilgan. Ulardan quyidagi uchtasi eng ishonchli tarzda aniqlangan: 1054 yil Toros yulduz turkumida, 1572 yilda Kassiopiya yulduz turkumida, 1604 yilda Ophiuchus yulduz turkumida. Bu o?ta yangi yulduzlarning birinchisini xitoylik va yapon astronomlari “mehmon yulduz” deb ta'riflagan, ikkinchisini Tyxo Brahe, uchinchisini esa Yoxannes Kepler kuzatgan. 1054 va 1572 yillardagi o'ta yangi yulduzlarning yorqinligi Veneraning yorqinligidan oshib ketdi va bu yulduzlar kun davomida ko'rinardi. Teleskop ixtiro qilinganidan beri (1609) bizning yulduz tizimimizda bironta ham o'ta yangi yulduz kuzatilmagan (ba'zi epidemiyalar e'tibordan chetda qolgan bo'lishi mumkin). Boshqa yulduz tizimlarini o'rganish imkoniyati paydo bo'lgach, ular ko'pincha yangi va o'ta yangi yulduzlarni kashf qila boshladilar.

1987-yil 23-fevralda Galaktikamizning eng yirik sun'iy yo?ldoshi bo?lgan Katta Magellan bulutida (Dorado yulduz turkumi) o?ta yangi yulduz portladi. 1604 yildan beri birinchi marta o'ta yangi yulduzni oddiy ko'z bilan ham ko'rish mumkin edi. Epidemiya boshlanishidan oldin o'ta yangi yulduz o'rnida 12 magnitudali yulduz bo'lgan. Yulduz mart oyining boshida maksimal yorqinligi 4 m ga yetdi va keyin asta-sekin so'na boshladi. O‘ta yangi yulduzni yerdagi eng yirik observatoriyalar teleskoplari, Astron orbital rasadxonasi va Mir orbital stansiyasining Kvant modulidagi rentgen teleskoplari yordamida kuzatgan olimlar birinchi marta epidemiyaning butun jarayonini kuzatishga muvaffaq bo‘lishdi. Kuzatishlar spektrning turli diapazonlarida, shu jumladan ko'rinadigan optik diapazonda, ultrabinafsha, rentgen va radio diapazonlarida o'tkazildi. Ilmiy matbuotda neytrino va, ehtimol, portlagan yulduzdan gravitatsiyaviy nurlanishning qayd etilishi haqida shov-shuvli xabarlar paydo bo'ldi. Yulduzning portlashdan oldingi fazadagi tuzilishi modeli takomillashtirildi va yangi natijalar bilan boyitildi.

Astronomlar ilm-fan olamidagi eng shov-shuvli voqealardan birini rasman e'lon qilishdi: 2022 yilda biz Yerdan yalang'och ko'z bilan noyob hodisani - eng yorqin o'ta yangi yulduz portlashlaridan birini ko'rishimiz mumkin bo'ladi. Prognozlarga ko'ra, u o'zining yorug'ligi bilan galaktikamizdagi aksariyat yulduzlarning yorqinligini yoritadi.

Gap bizdan 1800 yorug'lik yiliga ajratilgan Cygnus yulduz turkumidagi KIC 9832227 yaqin ikkilik tizimi haqida bormoqda. Bu tizimdagi yulduzlar bir-biriga shunchalik yaqin joylashganki, ular umumiy atmosferaga ega va ularning aylanish tezligi doimiy ravishda oshib boradi (hozir aylanish davri 11 soat).

Taxminan besh yil ichida (ortiqcha yoki minus bir yil) kutilayotgan mumkin bo'lgan to'qnashuv haqida Amerika Astronomiya Jamiyatining yillik yig'ilishida AQShdagi Kalvin kollejidan professor Larri Molnar (Larri Molnar) aytdi. Uning so‘zlariga ko‘ra, bunday kosmik falokatlarni bashorat qilish ancha mushkul – o‘rganish uchun bir necha yil kerak bo‘ldi (astronomlar yulduzlar juftligini o‘rganishni 2013-yilda boshlagan edi).

Birinchi bunday prognozni Molnar tadqiqotchisi Daniel Van Noord (o'sha paytda hali talaba) qilgan.

"U yulduzning rangi uning yorqinligi bilan qanday bog'liqligini o'rganib chiqdi va biz qo'shaloq ob'ekt bilan ishlashni taklif qildi, bundan tashqari, yaqin ikkilik tizim - ikkita yulduz umumiy atmosferaga ega, masalan, bitta qobiq ostidagi ikkita yeryong'oq yadrosi. "Molnar press-relizda tushuntiradi.

2015-yilda Molnar bir necha yillik kuzatuvlardan so‘ng hamkasblariga bashorat haqida gapirib berdi: astronomlar 2008-yilda Scorpio yulduz turkumida V1309 o‘ta yangi yulduzining tug‘ilishiga o‘xshash portlashni boshdan kechirishlari mumkin. Hamma olimlar uning bayonotini jiddiy qabul qilishmadi, ammo endi, yangi kuzatishlardan so'ng, Larri Molnar yana bu mavzuga to'xtalib, yanada ko'proq ma'lumotlarni taqdim etdi. Spektroskopik kuzatishlar va turli teleskoplardan olingan 32 mingdan ortiq tasvirni qayta ishlash voqealar rivojlanishining boshqa stsenariylarini istisno qildi.

Astronomlarning fikricha, yulduzlar bir-biriga to‘qnashganda ikkalasi ham nobud bo‘ladi, lekin bungacha ular juda ko‘p yorug‘lik va energiya chiqarib, qizil o‘ta yangi yulduzni hosil qilib, qo‘shaloq yulduzning yorqinligini o‘n ming marta oshiradi. O'ta yangi yulduz osmonda Cygnus va Shimoliy xoch yulduz turkumining bir qismi sifatida ko'rinadi. Bu birinchi marta mutaxassislar va hatto havaskorlar qo'shaloq yulduzlarni o'lim vaqtida bevosita kuzatishlari mumkin bo'ladi.

"Bu osmonda juda keskin o'zgarish bo'ladi va buni hamma ko'ra oladi. 2023 yilda men haq yoki yo'qligini aytish uchun teleskop kerak bo'lmaydi. Garchi portlashning yo'qligi meni xafa qilsa ham, har qanday muqobil natija. Bundan kam qiziqarli bo'lmaydi", - deya qo'shimcha qiladi Molner.

Astronomlarning so‘zlariga ko‘ra, prognozni haqiqatdan ham osonlik bilan qabul qilib bo‘lmaydi: mutaxassislar birinchi marta yulduzlar qo‘shilishgacha bo‘lgan so‘nggi bir necha yillik hayotini kuzatish imkoniga ega bo‘ldilar.

Kelgusi tadqiqotlar bunday ikkilik tizimlar va ularning ichki jarayonlari, shuningdek, keng ko'lamli to'qnashuvning oqibatlari haqida ko'p narsalarni o'rganishga yordam beradi. Bunday turdagi "portlashlar", statistik ma'lumotlarga ko'ra, har o'n yilda bir marta sodir bo'ladi, ammo bu yulduzlarning to'qnashuvi birinchi marta sodir bo'ladi. Ilgari, masalan, olimlar portlashni kuzatgan.

Molnar tomonidan chop etilishi mumkin bo'lgan kelajakdagi qog'ozning oldindan chop etilishi (PDF hujjati) kollej veb-saytida o'qilishi mumkin.

Aytgancha, 2015 yilda ESA astronomlari Tarantula tumanligida orbitalari bir-biridan nihoyatda kichik masofada joylashgan noyobini kashf qilishdi. Olimlarning bashorat qilishicha, qaysidir nuqtada bunday mahalla fojiali yakunlanadi: samoviy jismlar yo bitta gigant yulduzga qo‘shiladi yoki o‘ta yangi yulduz portlashi sodir bo‘ladi, bu esa qo‘shaloq tizimni vujudga keltiradi.

Bundan tashqari, biz ilgari o'ta yangi yulduzlar qanday portlashi haqida gapirganimizni eslaymiz.

Bir necha asrlar oldin astronomlar galaktikadagi ba'zi yulduzlarning yorqinligi qanday qilib birdaniga ming martadan ko'proqqa oshganini payqashdi. Olimlar o'ta yangi yulduzning tug'ilishini kosmik ob'ektning yorug'ligining bir necha marta ortishining noyob hodisasi deb belgilashdi. Bu qaysidir ma'noda kosmik bema'nilik, chunki bu vaqtda yulduz tug'ilmaydi, lekin mavjud bo'lishni to'xtatadi.

Flash o'ta yangi yulduz- bu, aslida, yulduzning portlashi bo'lib, juda katta miqdordagi energiya ~ 10 50 erg chiqishi bilan birga keladi. Koinotning istalgan joyida ko'rinadigan o'ta yangi yulduz porlashining yorqinligi bir necha kun davomida ortadi. Shu bilan birga, har soniyada Quyosh butun mavjudligi davomida ishlab chiqarishi mumkin bo'lgan energiya miqdori chiqariladi.

Kosmik jismlarning evolyutsiyasi natijasida o'ta yangi yulduz portlashi

Astronomlar bu hodisani millionlab yillar davomida barcha kosmik jismlarda davom etayotgan evolyutsion jarayonlar bilan izohlaydilar. O'ta yangi yulduzning paydo bo'lish jarayonini tasavvur qilish uchun siz yulduzning tuzilishini tushunishingiz kerak (pastdagi rasm).

Yulduz - bu ulkan massaga ega va shuning uchun bir xil tortishish kuchiga ega bo'lgan ulkan ob'ekt. Yulduz yulduzning asosiy qismini tashkil etuvchi tashqi gaz qobig'i bilan o'ralgan kichik yadroga ega. Gravitatsion kuchlar qobiq va yadroga bosim o'tkazib, ularni shunday kuch bilan siqib chiqaradiki, gazsimon qobiq qiziydi va kengayib, tortishish kuchini qoplagan holda ichkaridan bosila boshlaydi. Ikki kuchning tengligi yulduzning barqarorligini belgilaydi.

Yadrodagi ulkan haroratlar ta'sirida vodorodni geliyga aylantiruvchi termoyadro reaktsiyasi boshlanadi. Bundan ham ko'proq issiqlik chiqariladi, uning nurlanishi yulduz ichida kuchayadi, lekin hali ham tortishish kuchi bilan ushlab turiladi. Va keyin haqiqiy kosmik alkimyo boshlanadi: vodorod zaxiralari tugaydi, geliy uglerodga, uglerod kislorodga, kislorod magniyga aylana boshlaydi ... Shunday qilib, termoyadroviy reaktsiya orqali tobora ko'proq og'ir elementlar sintezlanadi.

Temir paydo bo'lgunga qadar barcha reaktsiyalar issiqlik ajralib chiqishi bilan davom etadi, ammo temir undan keyingi elementlarga parchalana boshlaganda, reaktsiya ekzotermikdan endotermikga o'tadi, ya'ni issiqlik ajralib chiqishni to'xtatadi va iste'mol qilishni boshlaydi. . Gravitatsion kuchlar va termal nurlanish muvozanati buziladi, yadro minglab marta siqiladi va qobiqning barcha tashqi qatlamlari yulduz markaziga shoshiladi. Yorug'lik tezligida yadroga urilib, ular bir-biri bilan to'qnashib, orqaga qaytishadi. Tashqi qatlamlarning portlashi sodir bo'ladi va yulduzni tashkil etuvchi modda sekundiga bir necha ming kilometr tezlikda tarqaladi.

Jarayon shu qadar yorqin chaqnash bilan birga keladiki, eng yaqin galaktikada o'ta yangi yulduz alangalangan bo'lsa ham, uni oddiy ko'z bilan ham ko'rish mumkin. Keyin porlash so'na boshlaydi va portlash joyida u hosil bo'ladi ... Va o'ta yangi yulduz portlashidan keyin nima qoladi? Hodisalarning rivojlanishining bir nechta variantlari mavjud: birinchidan, o'ta yangi yulduzning qoldig'i neytronlarning yadrosi bo'lishi mumkin, uni olimlar neytron yulduzi, ikkinchidan, qora tuynuk, uchinchidan, gaz tumanligi deb atashadi.