Supernova , množina supernove ali supernove , kateri koli razred silovito eksplodirajo zvezde katerega svetilnost po izbruhu se nenadoma poveča mnogo milijonov krat od svoje običajne ravni.
Keplerjeva Nova Kompozitna slika Keplerjeve Nove ali Keplerjeve Supernove, posneta z rentgenskim observatorijem Chandra. NASA, ESA, R. Sankrit in W. Blair, Univerza Johns Hopkins
Oglejte si animacijo, da boste razumeli razliko med supernovami in nevtronskimi zvezdami. Pregled supernov in nevtronskih zvezd. Odprta univerza (založniški partner Britannica) Oglejte si vse videoposnetke za ta članek
Izraz supernova izhaja iz novo (Latinsko: novo), ime za drugo vrsto eksplodirajoče zvezde. Supernove v več pogledih spominjajo na nove. Za oba je značilno izjemno, hitro posvetlitev, ki traja nekaj tednov, čemur sledi počasno zatemnitev. Spektroskopsko prikazujejo modro premikane emisijske črte, kar pomeni, da se vroči plini pihajo navzven. Toda eksplozija supernove je za razliko od izbruha nove kataklizmičen dogodek za zvezdo, ki v bistvu konča svoje aktivno (tj. Energijsko) ustvarjeno življenje. Ko zvezda preide v supernovo, se lahko v vesolje izstrelijo znatne količine njene snovi, enake materialu več Soncev, s takim izbruhom energije, da lahko eksplodirajoča zvezda zasije celotno domačo galaksijo.
Eksplozije supernov ne sproščajo le izjemnih količin radijskih valov in Rentgenski žarki ampak tudi kozmični žarki. Nekateri izbruhi gama žarkov so povezani s supernovami. Supernove sproščajo tudi številne težje elemente, ki tvorijo komponente solarni sistem , vključno z Zemljo, v medzvezdni medij . Spektralne analize kažejo, da je številčnost težjih elementov večja od običajne, kar kaže na to, da ti elementi resnično nastajajo med eksplozijo. Lupina a ostanek supernove se še naprej širi, dokler se v zelo napredni fazi ne raztopi v medzvezdnem mediju.
koliko sprememb je bilo dodanih od prvih desetih
Hitri satelit; Supernova 2007uy Rentgenska slika (levo) in slika vidne svetlobe (desno) Supernove 2007uy v galaksiji NGC 2770, preden je Supernova 2008D eksplodirala, slika, ki jo je posnel satelit Swift, januar 2008. NASA - ekipa Swift Science / Stefan Immler
rimska boginja ljubezni, rojena iz morske pene
Hitri satelit; Supernova 2008D Rentgenska slika (levo) eksplozivne zvezde v galaksiji NGC 2770, ki je postala Supernova 2008D, in slika vidne svetlobe (desno) Supernove 2008D, ki jo je posnel satelit Swift, januar 2008. Stefan Immler - NASA / Swift Science Ekipa
Poznajte različne zgodovinske supernove - GRB 111209A, V838 Monocerotis, N 63A in SN 1006 Razprava o različnih zgodovinskih supernovah. Odprta univerza (založniški partner Britannica) Oglejte si vse videoposnetke za ta članek
V preteklosti je znanih le sedem supernov, zabeleženih pred začetkom 17. stoletja. Najbolj znan med njimi se je zgodil leta 1054 in je bil viden v enem od rogov ozvezdje Bik. Ostanki te eksplozije so danes vidni kot meglica Crab, ki jo sestavljajo žareči izliv plinov, ki nepravilno letijo navzven in se hitro vrtijo, utripajo nevtronska zvezda , ki se imenuje a pritisnite , v središču. Supernovo leta 1054 so posneli kitajski in korejski opazovalci; morda so ga videli tudi jugozahodnoameriški Indijanci, kot kažejo nekatere skalne slike, odkrite v Arizoni in Nova Mehika . Bil je dovolj svetel, da ga je bilo videti čez dan, njegova velika svetilnost pa je trajala več tednov. Znano je, da so druge pomembne supernove opazovali z Zemlje leta 185, 393, 1006, 1181, 1572 in 1604.
Najbližje in najlažje opazljivo od stotine supernov, ki so jih zabeležili od leta 1604, je kanadski astronom Ian K. Shelton prvič videl zjutraj 24. februarja 1987 med delom na observatoriju Las Campanas v Čilu. Ta nekdanji zelo šibki objekt, imenovan SN 1987A, je dosegel a velikost od 4,5 v samo nekaj urah in tako postane viden s prostim očesom. Novonastala supernova se je nahajala v Velikem Magellanovem oblaku na razdalji približno 160.000 svetlobna leta . Takoj je postal predmet intenzivnega opazovanja astronomov po vsej južni polobli, opazoval pa ga je vesoljski teleskop Hubble. Svetlost SN 1987A je dosegla vrhunec maja 1987 z magnitudo približno 2,9 in je v naslednjih mesecih počasi upadala.
supernova 1987A v velikem magelanovem oblaku Ta slika prikazuje šibke zunanje obroče in svetel notranji obroč, značilne za meglico peščene ure. Fotografija AURA / STScI / NASA / JPL (NASA fotografija # STScI-PRC98-08d)
Vozel v osrednjem obroču Supernove 1987A, kot ga je opazil vesoljski teleskop Hubble leta 1994 (levo) in 1997 (desno). Vozel je posledica trka eksplozivnega vala supernove s počasnejšim obročem snovi, ki ga je imel izvrženo prej. Svetla točka spodaj levo je nepovezana zvezda. Fotografija AURA / STScI / NASA / JPL (NASA fotografija # STScI-PRC98-08b)
električni upor prevodnika se meri v enotah
Supernove lahko razdelimo v dva široka razreda, tip I in tip II, glede na način njihove detonacije. Supernove tipa I so lahko do trikrat svetlejše od tipa II; razlikujejo se tudi od supernov tipa II po tem, da njihovi spektri ne vsebujejo vodikovih linij in se širijo približno dvakrat hitreje.
Tako imenovana klasična eksplozija, povezana s supernovami tipa II, ima za rodovine zelo veliko zvezda (zvezda populacije I) z najmanj osmimi sončnimi masami, ki je na koncu svojega aktivnega življenja. (Te so vidne samo v spiralnih galaksijah, najpogosteje v bližini krakov.) Do te faze svojega razvoja je zvezda sijala z jedrsko energijo, ki se je sproščala v svojem jedru in blizu njega v procesu stiskanja in ogrevanja lažjih elementov, kot vodik ali helij v zaporedoma težje elemente - tj. v procesu jedrske fuzije. Oblikovanje elementov, težjih od železa, pa absorbira in ne proizvede energije, in ker energija ni več na voljo, se v središču starajoče se težke zvezde nabere železno jedro. Ko postane železovo jedro preveč masivno, njegova sposobnost, da se podpira z zunanjim eksplozivnim potiskom notranjih fuzijskih reakcij, ne more preprečiti izjemnega vleka lastne gravitacije. Posledično se jedro poruši. Če je masa jedra manjša od približno treh sončnih mas, se propad nadaljuje, dokler jedro ne doseže točke, na kateri je predstavljajo jedra in prosti elektroni se zdrobijo v trdo, hitro vrtljivo jedro. To jedro je skoraj v celoti sestavljeno iz nevtroni , ki so stisnjene v prostornini samo 20 km (12 milj), vendar je njihova skupna teža enaka več soncem. Žlička tega izredno gostega materiala bi na Zemlji tehtala 50 milijard ton. Tak predmet se imenuje a nevtronska zvezda .
Detonacija supernove se zgodi, ko material pade iz zunanjih slojev zvezde in se nato odbije od jedra, ki se je nehalo rušiti in nenadoma predstavlja trdo površino padajočim plinom. Udarni val, ki ga povzroči to trčenje se širi navzven in odpihne zunanje plinaste plasti zvezde. Količina materiala, razstreljenega navzven, je odvisna od prvotne mase zvezde.
Če masa jedra preseže tri sončne mase, je kolaps jedra prevelik, da nastane nevtronska zvezda; implodirajoča zvezda je stisnjena v še manjše in gostejše telo - a Črna luknja . Padajoči material izgine v črno luknjo, katere gravitacijsko polje je tako močno, da niti svetloba ne more uiti. Črna luknja ne prevzame celotne zvezde, saj se velik del padajočega ovoja zvezde bodisi odbije od začasne tvorbe vrtečega se nevtronskega jedra bodisi zgreši skozi središče jedra in se namesto tega zavrti.
