Наднова

Наднова́ (англ. supernova) — зоря, що раптово збільшує свою світність у мільярди разів (на 20 зоряних величин), а іноді й більше.

Наднова
Ким названо	Вальтер Бааде і Фріц Цвіккі
Модельний елемент	SN 1006, SN 1054^[d], SN 1885A, SN 2006gy, ASASSN-15lh^d і SN 1604
Наднова у Вікісховищі

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

Загальні дані

У максимумі спалаху наднова випромінює стільки ж світла, скільки його випромінюють мільярди зір разом. Це найяскравіші з відомих зір, їх світність порівняна зі світністю цілої галактики, а іноді навіть перевищує її. Спалахи наднових — досить рідкісне явище. У нашому Чумацькому Шляху вони спостерігаються приблизно раз на 500 років, хоча очікуваний проміжок між спалахами — 50 ± 25 років. Завдяки високій світності наднові спостерігають в інших галактиках.

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

Система позначень

Для позначення наднових астрономи застосовують таку систему:

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

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

Класифікація

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

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

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

Наднова, що вибухає внаслідок нестабільності народження електрон-позитронних пар

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

Ядерні реакції під час спалахів наднових

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

Число нуклонів у ядрі. Ядерні реакції синтезу енергетично вигідні лише до групи заліза (Fe)

Ядерні реакції в наднових типу Іа

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

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

Перетікання речовини відбувається через точку Лагранжа L1.

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

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

¹²C + ¹⁶O → ²⁸Si + γ

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

тут Co* та Fe* —збуджені стани.

Світність наднових типу Іа у максимумі досягає М_max = –18^m.

Ядерні реакції в наднових типу Ib та типу ІІ

Ядро стискається, температура зростає до значень порядку 5·10⁹ К, і Fe починає розпадатися під впливом γ-квантів із поглинанням енергії: T = 5·10⁹K: (Fe, γ) → (n, p,α)-Q

Стає можливою нейтронізація речовини: (A, Z) + e^- → (A, Z-1)+ν_e

Т = 10¹¹ − 10¹² К: p⁺ + e^- → n⁰ + ν_e

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

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

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

Утворення елементів, важчих за Fe

• s-процес (повільне захоплення нейтронів)
• r-процес (швидке захоплення нейтронів)
• p-процес (повільне захоплення протонів та позитронів^{[джерело?]})
• rp-процес — швидке захоплення протонів

s-процес

Повільне захоплення нейтронів (від англ. slow). Необхідна густина n⁰ ρ~10¹⁰ м⁻³

⁵⁶Fe + n⁰ → ⁵⁷Fe + n⁰ → ⁵⁸Fe + n⁰ → ⁵⁹Fe → ⁵⁹Co + n⁰ → ⁶⁰Co → ⁶⁰Ni + n⁰ → ⁶¹Ni + n⁰ → ⁶²Ni + n⁰ → … → ⁸³Bi

Далі процес зупиняється, бо ізотопи з номерами 84—89 нестабільні й зазнають швидкого альфа-розпаду.

r-процес

Швидке захоплення нейтронів (від англ. rapid). Необхідна густина n⁰ ρ~10¹¹ м^{-3[джерело?]}

Відбувається аж до того моменту, коли важкі ядра стають нестійкими до спонтанного поділу.

p-процес

Повільне захоплення протонів та позитронів (антипротонів^{[джерело?]}). Не такий ефективний процес, як реакції з n⁰, бо протон має подолати високий кулонівський бар'єр, однак є обійдені ядра — як, наприклад, ¹¹¹Sn, ¹¹²Sn, ¹¹⁵Sn — що можуть утворюватися лише в p-процесі.

Залишки наднових

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

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

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

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

Цікаві факти

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

З 2019 року, вчені з Вашингтонського університету спостерігали рідкісний блакитний надгігант, який вибухав у сусідній галактиці не один раз, а п’ять разів протягом року. Це є першим випадком, коли вчені стали свідками такої “серійної наднової” від однієї зірки. Кожного разу наднова, яка отримала назву SN 2019ein, була яскравішою і потужнішою за попередню, досягаючи піку яскравості, що в 200 разів перевищує яскравість нашого Сонця, перш ніж згаснути.

В 2020 році, астрономи Паломарської обсерваторії (США) виявили найпотужніший і найяскравіший вибух наднової із усіх відомих на сьогоднішній день. "Вогняна куля", що з'явилася в результаті вибуху, за розмірами в 100 разів перевищувала нашу Сонячну систему. Ця вибухова подія, як вважають вчені, пов'язана з поглинанням речовини надмасивною чорною дірою на відстані 8 млрд світлових років від нас. За словами астрономів, космічний вибух, названий AT2021lwx, тривав цілих три роки, а вибух був у 10 разів яскравіший за будь-яку відому на даний час наднову.

У жовтні 2020 року НАСА показало покадровое відео, де можна розглянути «хвіст» зірки, що вибухає. Через рік, у жовтні 2021 року космічна рентгенівська обсерваторія «Чандра» NASA сфотографувала ще один залишок наднової. Його діаметр становить близько 230 світлових років.^{[значущість факту?]}

Див. також

• Список наднових 2004 року
• Список наднових 2008 року
• Список наднових 2009 року

Примітки

1. Osterbrock D. E. Who Really Coined the Word Supernova? Who First Predicted Neutron Stars?
2. Burrows A. S. Baade and Zwicky: "Super-novae," neutron stars, and cosmic rays // Proc. Natl. Acad. Sci. U.S.A. / M. R. Berenbaum — [Washington, etc.], USA: National Academy of Sciences [etc.], 2015. — Vol. 112, Iss. 5. — P. 1241–1242. — 2 p. — ISSN 0027-8424; 1091-6490 — doi:10.1073/PNAS.1422666112
   d:Track:Q6796423d:Track:Q1146531d:Track:Q30d:Track:Q35062783
3. Наднові // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 308—309. — ISBN 966-613-263-X.
4. F. W. Giacobbe (2005). . Electronic Journal of Theoretical Physics 2 (6): 30–38. Архів оригіналу за 16 травня 2017. Процитовано 19 листопада 2006. 
5. Filippenko A.V. 2004. Supernovae and Their Massive Star Progenitors. astro-ph/0412029
6. Hillebrandt, W.; Niemeyer, J. C. (2000). Type IA Supernova Explosion Models. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 38 (1): 191–230. Bibcode:2000ARA&A..38..191H. arXiv:astro-ph/0006305. doi:10.1146/annurev.astro.38.1.191. 
7. Introduction to Supernova Remnants (English). NASA Goddard Space Flight Center. 27 липня 2006. Архів оригіналу за 25 червня 2013. Процитовано 7 вересня 2006. 
8. Waldman, R. The Most Massive Core-Collapse Supernova Progenitors // The Astrophysical Journal. — 2008. — Т. 685. — С. 1103-1108. — DOI:10.1086/591267.
9. Fraley, Gary S. (1968). . Astrophysics and Space Science 2 (1): 96–114. Bibcode:1968Ap&SS...2...96F. doi:10.1007/BF00651498. Архів оригіналу за 9 серпня 2018. Процитовано 19 листопада 2011. 
10. . Архів оригіналу за 7 січня 2011. Процитовано 4 січня 2011. 
11. У Канаді 10-річна дівчинка знайшла супернову^{[недоступне посилання]}
12. Гігантська зірка вибухнула 5 разів за рік. Це свідчить про швидке розширення Всесвіту. 12.05.2023
13. Astronomers capture largest cosmic explosion ever witnessed. 12 May 2023, 00.01 BST
14. Яскравіше Сонця в 2 трильйони разів. Виявлено найпотужніший космічний вибух із усіх відомих. 12.05.2023, 10:06
15. . РБК-Украина (рос.). Архів оригіналу за 16 жовтня 2021. Процитовано 15 жовтня 2021. 
16. . Twitter (укр.). Архів оригіналу за 4 жовтня 2021. Процитовано 15 жовтня 2021. 
17. . 24 Канал (укр.). Архів оригіналу за 27 жовтня 2021. Процитовано 15 жовтня 2021. 
18. (uk-UA). Архів оригіналу за 25 березня 2022. Процитовано 15 жовтня 2021. 

Посилання

Зовнішні відеофайли
	1. Наднова, яка допомогла виміряти Всесвіт // Канал «Цікава наука» на YouTube, 1 листопада 2020.

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