Свръхнова

Когато звезда, имаща поне 3 пъти повече маса от нашето Слънце, премине в края на своя живот етапа на гигант, е възможно да не достигне до състоянието на бяло джудже и да избухне с блясъка на 10 милиарда слънца. Тогава се появява свръхнова. Тя разпръсква своята материя в бързо разширяваща се обвивка.

В процеса на еволюцията структурата на звездата се поддържа стабилна благодарение на динамичното равновесие на вътрешното налягане и собствените гравитационни сили, стремящи се да свият звездата в една точка. Вътрешното налягане се поражда от топлинната енергия, отделяща се при реакцията на термоядрен синтез във вътрешността на звездата. Отначало от ядрата на водорода се синтезира хелий (в недрата на Слънцето всяка секунда 600 млн. тона водород се превръщат в 595.8 млн. тона хелий, а недостигащите 4.2 млн. тона вещество се превръщат в енергия, която се излъчва във всички посоки от дневното ни светило), след това хелият изгаря с образуването на въглерод. С течение на времето горивото в центъра на звездата се изчерпва, температурата и налягането спадат (превръщане в червен гигант) и звездата се свива.

Ако звездата е средна (от типа на Слънцето), тя се свива дотогава, докато размерът й стане от порядъка на Земята. По-нататъшното свиване се възпрепятства от квантовомеханичния ефект: електроните на веществото се противопоставят на прекалено тясното сближаване един към друг. Такава звезда се нарича "бяло джудже", тъй като налягането я загрява до бяло светене (100 000 градуса на повърхността), а плътността на веществото в нея е милиони пъти по-голяма от плътността на обикновеното вещество - до 100 000 000 г/см3.

Обаче противодействието между електроните и гравитационните сили има предел. През 1931 година американският астроном Субманян Чандрасекар доказва, че съществува една критична маса (1.4 пъти от масата на Слънцето), отвъд която електроните вече не могат да издържат теглото на веществото над себе си. Ядрото на такава звезда продължава да се свива навътре, като в резултат на това свиване (колапс), може да настъпи катастрофален взрив. Съгласно съвременните теории са възможни два принципно различни механизма на превръщане, определени от масата на звездата.

При първия тип, с маса малко над границата на Чандрасекар, рязкото повишаване на температурата и плътността в недрата на звездата довежда до нова верига термоядрени реакции. Въглеродът и другите продукти от нормалния живот на звездата изгарят с отделянето на огромно количество енергия. Тази енергия напълно разрушава звездата и изхвърля продуктите от синтеза навън с огромна скорост.

При втория тип настъпва "смърт" на звезда с маса 8 пъти над слънчевата. В хода на колапса радиусът на звездата достига 10 км, а плътността е съизмерима с плътността на атомното ядро. При това колапсът рязко се прекратява, а гравитационната енергия, отделена при него, образува ударна вълна и разкъсва обвивката на звездата. Резултатът от взрива е неутронна звезда, милиарди пъти по-плътна от бялото джудже.

През последните 1000 години на човечеството са известни само 5 свръхнови звезди, наблюдавани в нашата Галактика. От средновековните китайски и японски хроники е известно, че звездни взривове са наблюдавани през 1006, 1054 и 1181 година, но европейските астрономи почти не обръщали внимание на тези взривове. Друга такава звезда се е появила през 1572 година и е била изучавана от датският астроном Тихо Брахе. През 1987 година в нашата съседна галактика Големият Магеланов облак се появи свръхновата, наречена Свръхнова 1987A (SN 1987A).

Остатъците от свръхновите се наблюдават лесно в радиотелескопите, а някои от тях - и в оптическия диапазон. Но най-младите са толкова горещи, че основната част от излъчената от тях енергия е в рентгеновия диапазон на спектъра. В оптическия диапазон те се наблюдават като невзрачно сгъстяване на слаби мъгляви нишки. Но рентгеновите лъчи силно се поглъщат от земната атмосфера, затова наблюдаването на остатъците е най-резултантно от орбитални рентгенови телескопи.

Остатък от свръхновата на Кеплер

Източник: bgastronomy.com