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[1] і Фріц Цвіккі[1] |
---|---|
Модельний елемент | SN 1006, SN 1054[d], SN 1885A, SN 2006gy, d і SN 1604 |
Наднова у Вікісховищі |
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 воно спостерігалося майже 400 років тому, 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.
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[].
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.
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 Мmax = –18m.
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)+νe
Т = 1011 − 1012 К: p+ + e- → n0 + νe
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[])
- 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[]
Відбувається аж до того моменту, коли важкі ядра стають нестійкими до спонтанного поділу.
p-процес
Повільне захоплення протонів та позитронів (антипротонів[]). 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 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.
Див. також
Примітки
- Osterbrock D. E. Who Really Coined the Word Supernova? Who First Predicted Neutron Stars?
- 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
- 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. — .
- F. W. Giacobbe (2005). . Electronic Journal of Theoretical Physics. 2 (6): 30—38. Архів оригіналу за 16 травня 2017. Процитовано 19 листопада 2006.
- Filippenko A.V. 2004. Supernovae and Their Massive Star Progenitors. astro-ph/0412029
- Hillebrandt, W.; Niemeyer, J. C. (2000). Type IA Supernova Explosion Models. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 38 (1): 191—230. arXiv:astro-ph/0006305. Bibcode:2000ARA&A..38..191H. doi:10.1146/annurev.astro.38.1.191.
- Introduction to Supernova Remnants (English) . NASA Goddard Space Flight Center. 27 липня 2006. Архів оригіналу за 25 червня 2013. Процитовано 7 вересня 2006.
- Waldman, R. The Most Massive Core-Collapse Supernova Progenitors // The Astrophysical Journal. — 2008. — Т. 685. — С. 1103-1108. — DOI: .
- Fraley, Gary S. (1968). . . 2 (1): 96—114. Bibcode:1968Ap&SS...2...96F. doi:10.1007/BF00651498. Архів оригіналу за 9 серпня 2018. Процитовано 19 листопада 2011.
- . Архів оригіналу за 7 січня 2011. Процитовано 4 січня 2011.
- У Канаді 10-річна дівчинка знайшла супернову[недоступне посилання]
- Гігантська зірка вибухнула 5 разів за рік. Це свідчить про швидке розширення Всесвіту. 12.05.2023
- Astronomers capture largest cosmic explosion ever witnessed. 12 May 2023, 00.01 BST
- Яскравіше Сонця в 2 трильйони разів. Виявлено найпотужніший космічний вибух із усіх відомих. 12.05.2023, 10:06
- . РБК-Украина (рос.). Архів оригіналу за 16 жовтня 2021. Процитовано 15 жовтня 2021.
- . Twitter (укр.). Архів оригіналу за 4 жовтня 2021. Процитовано 15 жовтня 2021.
- . 24 Канал (укр.). Архів оригіналу за 27 жовтня 2021. Процитовано 15 жовтня 2021.
- (укр.), 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.
Це незавершена стаття з астрономії. Ви можете проєкту, виправивши або дописавши її. |
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет
Nadnova angl supernova zorya sho raptovo zbilshuye svoyu svitnist u milyardi raziv na 20 zoryanih velichin a inodi j bilshe Nadnova source source source source source source source source Kim nazvanoValter Baade 1 i Fric Cvikki 1 Modelnij elementSN 1006 SN 1054 d SN 1885A SN 2006gy d i SN 1604 Nadnova u Vikishovishi Zobrazhennya zalishku nadnovoyi Keplera 1604 roku sintezovane astronomami NASA za danimi sposterezhen iz troh kosmichnih teleskopiv u riznih diapazonah v infrachervonomu svitli pokazano chervonim kolorom z teleskopa Spitcer u vidimomu diapazoni pokazano zhovtim z teleskopa Gabbl u rentgenivskih promenyah 0 3 1 4 keV zelenij ta 4 6 keV blakitnij z teleskopa Chandra Zagalni daniU maksimumi spalahu nadnova viprominyuye stilki zh svitla skilki jogo viprominyuyut milyardi zir razom Ce najyaskravishi z vidomih zir yih svitnist porivnyana zi svitnistyu ciloyi galaktiki a inodi navit perevishuye yiyi Spalahi nadnovih dosit ridkisne yavishe U nashomu Chumackomu Shlyahu vono sposterigalosya majzhe 400 rokiv tomu hocha ochikuvanij promizhok mizh spalahami 50 25 rokiv Zavdyaki visokij svitnosti nadnovi sposterigayut v inshih galaktikah Vibuh nadnovoyi mozhna sposterigati protyagom tizhniv abo misyaciv Na korotkij chas nadnova zasvichuye vsyu galaktiku v yakij vona roztashovana Soncyu potribno 10 milyardiv rokiv dlya viroblennya energiyi yaka vivilnyayetsya pri utvorenni nadnovoyi drugogo tipu Nashe Sonce zanadto male shob kolis stati nadnovoyu zamist cogo vono peretvoritsya na bilogo karlika Sistema poznachenDlya poznachennya nadnovih astronomi zastosovuyut taku sistemu literi SN vid lat SuperNova rik vidkrittya poryadkovij nomer nadnovoyi u comu roci yakij koduyetsya latinskimi literami lat a b z aa ab Napriklad SN 1997cj poznachaye nadnovu vidkritu 1997 roku 88 yu za likom 3 c 26 10 j 88 KlasifikaciyaYe kilka riznih tipiv nadnovih i dva riznih shlyahi yih utvorennya Klasifikaciya nadnovih zdijsnyuyetsya za yih spektrami Nadnovi tipu I u spektri pid chas vibuhu nemaye linij vodnyu Krivi blisku majzhe odnakovi riznicya mizh nimi viyavlyayetsya na piznih stadiyah spalahu Ia u maksimumi blisku sposterigayetsya liniya odnorazovo ionizovanogo kremniyu na dovzhini hvili 615 nm Cya liniya maye laboratornu dovzhinu hvili 635 5 nm i zaznaye blakitnogo zsuvu Takozh u spektri vidilyayutsya liniyi zaliza Spalah pov yazuyut iz dosyagnennyam bilim karlikom mezhi Chandrasekara 1 4 M Dzherelom viprominyuvannya ye beta rozpad nikelyu 56 u kobalt 56 i dali u zalizo 56 Ib u spektri sposterigayetsya liniya neionizovanogo geliyu na dovzhini hvili 587 6 nm i slabka liniya poglinannya kremniyu na 615 nm Poperedniki nadnovih tipiv Ib i Ic vtrachayut bilshu chastinu zovnishnoyi vodnevoyi obolonki vnaslidok silnogo zoryanogo vitru abo vzayemodiyi z zoreyu suputnikom U yihnih spektrah pomitni liniyi kisnyu kalciyu ta magniyu Nadnovi cih tipiv mozhut buti dzherelami gamma spalahiv Nadnovi tipu Ib vvazhayutsya kolapsuyuchimi masivnimi zoryami tipu Volfa Rajye Ic slabki abo vidsutni liniyi geliyu i slabka liniya poglinannya kremniyu na 615 nm Id pidtip vidilyayetsya duzhe ridko Nadnovi tipu II u spektri ye liniyi vodnyu krivi blisku riznomanitnishi Spalahi nadnovih drugogo tipu pov yazuyut iz zavershennyam evolyuciyi okremoyi masivnoyi zori obolonka yakoyi skladayetsya zdebilshogo z vodnyu Masa skinutoyi obolonki stanovit vid kilkoh desyatih do 10 M Unaslidok kolapsu yadra utvoryuyetsya nejtronna zorya IIP na krivij blisku sposterigayetsya plato IIL svitnist velichina spadaye z chasom linijno IIn spektralni liniyi vuzki u inshih tipiv nadnovih shirina linij stanovit kilka tisyach km s IIb spektr ye kombinaciyeyu spektriv nadnovih tipiv II i Ib V oboh tipah nadnovih vibuh vikidaye bagato abo navit usyu rechovinu zori zi znachnoyu shvidkistyu Nadnova sho vibuhaye vnaslidok nestabilnosti narodzhennya elektron pozitronnih par Dokladnishe Nadnova sho vibuhaye vnaslidok nestabilnosti narodzhennya elektron pozitronnih par Isnuvannya cogo tipu nadnovih bulo peredbacheno 1967 roku Pershim svidchennyam isnuvannya takih zir imovirno ye spalah nadnovoyi SN 2006gy Nadnova sho vibuhaye vnaslidok nestabilnosti narodzhennya elektron pozitronnih par traplyayetsya koli narodzhennya elektron pozitronnih par zavdyaki vzayemodiyi visokoenergetichnih gamma promeniv z atomnimi yadrami zmenshuye tisk svitla v yadri nadmasivnoyi zori Zmenshennya tisku viprominyuvannya v zoryanomu yadri porushuye gidrostatichnu rivnovagu i pid diyeyu gravitaciyi zorya kolapsuye Ce stisnennya priskoryuye yaderni reakciyi gorinnya vazhkih elementiv u zoryanomu yadri sho prizvodit do potuzhnogo termoyadernogo vibuhu yakij vikidaye ves zoryanij material v navkolishnij prostir ne zalishayuchi opislya niyakogo zalishku niyakoyi chornoyi diri okrim vikinutogo vibuhom gazu Yavishe vibuhu nadnovoyi cogo tipu mozhe mati misce lishe dlya nadmasivnih zir vid 130 do 250 mas Soncya yaki mayut nizku metalichnist nizkij vmist himichnih elementiv vazhchih za gelij Yaderni reakciyi pid chas spalahiv nadnovihDokladnishe Nukleosintez u nadnovih Sintez legkih elementiv vid geliyu vklyuchno do zaliza vidbuvayetsya pid chas evolyuciyi nadmasivnih zir yaderni reakciyi sintezu v nadrah masivnih zir M gt 40 M Podalshi yaderni reakciyi vidbuvayutsya z poglinannyam energiyi yaku mozhe zabezpechiti bezposeredno vibuh nadnovoyi Pid chas vibuhu udarna hvilya sho rozpovsyudzhuyetsya navkolo nadnovoyi z nadzvukovoyu u tomu seredovishi shvidkistyu prizvodit do podalshih reakcij sintezu Chislo nukloniv u yadri Yaderni reakciyi sintezu energetichno vigidni lishe do grupi zaliza Fe Yaderni reakciyi v nadnovih tipu Ia Nadnovi tipu Ia yavlyayut soboyu spalah bilogo karlika v tisnij podvijnij sistemi U takih sistemah odna z komponent ye bilim karlikom druga zh mozhe buti gigantom chi takozh bilim karlikom dzherelo Koli odin iz suputnikiv zbilshuye svoyi rozmiri zajmayuchi majzhe vsyu svoyu porozhninu Rosha prostir u yakomu gravitacijnij vpliv ciyeyi komponenti perevazhaye cya rechovina pochinaye peretikati na inshij komponent sistemi Vidbuvayetsya dosit potuzhna akreciya na bilij karlik Peretikannya rechovini vidbuvayetsya cherez tochku Lagranzha L1 Koli na bilij karlik pereteche taka kilkist rechovini sho jogo masa perevishit mezhu Chandrasekara za suchasnimi uyavlennyami blizko 1 4 M to tisk virodzhenogo elektronnogo gazu vzhe ne v zmozi protistoyati gravitaciyi i nastaye gravitacijnij kolaps yakij sposterigayetsya yak spalah nadnovoyi tipu Ia Do togo chasu v yadri a bilij karlik i ye yadrom zori sho proevolyucionuvala mozhut mistitisya elementi legshi za Fe 12C 16O 28Si g 56Ni 56Co 56Co g 56Fe 56Fe g tut Co ta Fe zbudzheni stani Svitnist nadnovih tipu Ia u maksimumi dosyagaye Mmax 18m Yaderni reakciyi v nadnovih tipu Ib ta tipu II Yadro stiskayetsya temperatura zrostaye do znachen poryadku 5 109 K i Fe pochinaye rozpadatisya pid vplivom g kvantiv iz poglinannyam energiyi T 5 109K Fe g n p a Q Staye mozhlivoyu nejtronizaciya rechovini A Z e A Z 1 ne T 1011 1012 K p e n0 ne Nejtronizaciya prizvodit do togo sho zmenshuyetsya kilkist elektroniv i tisk yakij voni stvoryuyut bilshe ne zrostaye Vodnochas urka procesi zabezpechuyut efektivne oholodzhennya yadra zori Nejtrinna svitnist pered spalahom syagaye 1054 erg i perevishuye svitnist zori v elektromagnitnomu diapazoni Takim chinom stisnennya bilshe ne prizvodit do pidvishennya temperaturi ta tisku v yadri Gidrostatichna rivnovaga porushuyetsya i zorya kolapsuye Kolaps yadra zupinyayetsya lishe tiskom virodzhenoyi nejtronnoyi ridini koli gustina syagaye yadernoyi j mozhe navit perevishuvati yiyi tobto r 1014 1015 g sm3 T 1011 1012 K taki umovi v yadri pislya kolapsu Utvoryuyetsya nejtronna zorya a zovnishni shari vikidayutsya u navkolishnij prostir Utvorennya elementiv vazhchih za Fe s proces povilne zahoplennya nejtroniv r proces shvidke zahoplennya nejtroniv p proces povilne zahoplennya protoniv ta pozitroniv dzherelo rp proces shvidke zahoplennya protoniv s proces Povilne zahoplennya nejtroniv vid angl slow Neobhidna gustina n0 r 1010 m 3 56Fe n0 57Fe n0 58Fe n0 59Fe 59Co n0 60Co 60Ni n0 61Ni n0 62Ni n0 83Bi Dali proces zupinyayetsya bo izotopi z nomerami 84 89 nestabilni j zaznayut shvidkogo alfa rozpadu r proces Shvidke zahoplennya nejtroniv vid angl rapid Neobhidna gustina n0 r 1011 m 3 dzherelo Vidbuvayetsya azh do togo momentu koli vazhki yadra stayut nestijkimi do spontannogo podilu p proces Povilne zahoplennya protoniv ta pozitroniv antiprotoniv dzherelo Ne takij efektivnij proces yak reakciyi z n0 bo proton maye podolati visokij kulonivskij bar yer odnak ye obijdeni yadra yak napriklad 111Sn 112Sn 115Sn sho mozhut utvoryuvatisya lishe v p procesi Zalishki nadnovihVibuh sprichinyaye udarnu hvilyu v navkolishnomu mizhzoryanomu gazi yaka formuye zalishok nadnovoyi Odnim iz prikladiv takogo procesu ye zalishok nadnovoyi yaku sposterigav Kepler 1604 roku SN 1604 Inshij tip zalishkiv spalahiv nadnovih tumannosti sho utvoryuyutsya pri vzayemodiyi skinutih obolonok i mizhzoryanogo seredovisha Voni ye dzherelom dosit silnogo radioviprominyuvannya i m yakogo rentgenivskogo viprominyuvannya Rozriznyayut dva tipi radiotumannostej Pershij tip maye yaskravo virazhenu obolonkovu strukturu u nomu chasto traplyayutsya volokna j nitki sho viprominyuyut rizni liniyi U centri takoyi obolonki chasto mistitsya rentgenivske dzherelo Radiusi obolonok skladayut priblizno desyatki svitlovih rokiv a shvidkosti rozshirennya desyatki j sotni kilometriv na sekundu M yake rentgenivske viprominyuvannya radiotumannostej obolonkovogo tipu svidchit sho voni mistyat plazmu nagritu do desyatkiv miljoniv gradusiv Ce pidtverdzhuyetsya nayavnistyu v rentgenivskih spektrah takih ob yektiv linij visokoionizovanih elementiv Plazma utvoryuyetsya v rezultati poshirennya potuzhnoyi udarnoyi hvili v mizhzoryanomu seredovishi Drugij tip radiotumannostej zalishki z virazhenoyu koncentraciyeyu do centru Voni nazivayutsya plerionami Plerioni vidriznyayutsya radiospektrom znachnim stupenem polyarizaciyi sinhrotronnogo radioviprominyuvannya i vidnosnoyu odnoridnistyu magnitnogo polya Osnovnim dzherelom energiyi plerioniv ye pulsar Cikavi faktiNajmolodshim vidkrivachem nadnovoyi stala desyatirichna meshkanka Kanadi Ketrin Grej sho vidkrila nadnovu inshi movi 2 sichnya 2011 roku Z 2019 roku vcheni z Vashingtonskogo universitetu sposterigali ridkisnij blakitnij nadgigant yakij vibuhav u susidnij galaktici ne odin raz a p yat raziv protyagom roku Ce ye pershim vipadkom koli vcheni stali svidkami takoyi serijnoyi nadnovoyi vid odniyeyi zirki Kozhnogo razu nadnova yaka otrimala nazvu SN 2019ein bula yaskravishoyu i potuzhnishoyu za poperednyu dosyagayuchi piku yaskravosti sho v 200 raziv perevishuye yaskravist nashogo Soncya persh nizh zgasnuti V 2020 roci astronomi Palomarskoyi observatoriyi SShA viyavili najpotuzhnishij i najyaskravishij vibuh nadnovoyi iz usih vidomih na sogodnishnij den Vognyana kulya sho z yavilasya v rezultati vibuhu za rozmirami v 100 raziv perevishuvala nashu Sonyachnu sistemu Cya vibuhova podiya yak vvazhayut vcheni pov yazana z poglinannyam rechovini nadmasivnoyu chornoyu diroyu na vidstani 8 mlrd svitlovih rokiv vid nas Za slovami astronomiv kosmichnij vibuh nazvanij AT2021lwx trivav cilih tri roki a vibuh buv u 10 raziv yaskravishij za bud yaku vidomu na danij chas nadnovu U zhovtni 2020 roku NASA pokazalo pokadrovoe video de mozhna rozglyanuti hvist zirki sho vibuhaye Cherez rik u zhovtni 2021 roku kosmichna rentgenivska observatoriya Chandra NASA sfotografuvala she odin zalishok nadnovoyi Jogo diametr stanovit blizko 230 svitlovih rokiv znachushist faktu Div takozhSpisok nadnovih 2004 roku Spisok nadnovih 2008 roku Spisok nadnovih 2009 rokuPrimitkiOsterbrock D E Who Really Coined the Word Supernova Who First Predicted Neutron Stars 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 Nadnovi Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 308 309 ISBN 966 613 263 X F W Giacobbe 2005 Electronic Journal of Theoretical Physics 2 6 30 38 Arhiv originalu za 16 travnya 2017 Procitovano 19 listopada 2006 Filippenko A V 2004 Supernovae and Their Massive Star Progenitors astro ph 0412029 Hillebrandt W Niemeyer J C 2000 Type IA Supernova Explosion Models Annual Review of Astronomy and Astrophysics 38 1 191 230 arXiv astro ph 0006305 Bibcode 2000ARA amp A 38 191H doi 10 1146 annurev astro 38 1 191 Introduction to Supernova Remnants English NASA Goddard Space Flight Center 27 lipnya 2006 Arhiv originalu za 25 chervnya 2013 Procitovano 7 veresnya 2006 Waldman R The Most Massive Core Collapse Supernova Progenitors The Astrophysical Journal 2008 T 685 S 1103 1108 DOI 10 1086 591267 Fraley Gary S 1968 2 1 96 114 Bibcode 1968Ap amp SS 2 96F doi 10 1007 BF00651498 Arhiv originalu za 9 serpnya 2018 Procitovano 19 listopada 2011 Arhiv originalu za 7 sichnya 2011 Procitovano 4 sichnya 2011 U Kanadi 10 richna divchinka znajshla supernovu nedostupne posilannya Gigantska zirka vibuhnula 5 raziv za rik Ce svidchit pro shvidke rozshirennya Vsesvitu 12 05 2023 Astronomers capture largest cosmic explosion ever witnessed 12 May 2023 00 01 BST Yaskravishe Soncya v 2 triljoni raziv Viyavleno najpotuzhnishij kosmichnij vibuh iz usih vidomih 12 05 2023 10 06 RBK Ukraina ros Arhiv originalu za 16 zhovtnya 2021 Procitovano 15 zhovtnya 2021 Twitter ukr Arhiv originalu za 4 zhovtnya 2021 Procitovano 15 zhovtnya 2021 24 Kanal ukr Arhiv originalu za 27 zhovtnya 2021 Procitovano 15 zhovtnya 2021 ukr arhiv originalu za 25 bereznya 2022 procitovano 15 zhovtnya 2021PosilannyaZovnishni videofajli 1 Nadnova yaka dopomogla vimiryati Vsesvit Kanal Cikava nauka na YouTube 1 listopada 2020 H Pat Brennan and Michele Johnson 21 bereznya 2016 Kepler Catches the Shock Breakout of a Supernova NASA Procitovano 6 04 2016 stattya mistit posilannya na animaciyu yaka pokazuye vihid na poverhnyu zori udarnoyi hvili utvorenoyi vnaslidok kolapsu yadra ta padinnya na nogo obolonki Ce nezavershena stattya z astronomiyi Vi mozhete dopomogti proyektu vipravivshi abo dopisavshi yiyi