Τα αστέρια δεν ζουν για πάντα. Επίσης γεννιούνται και πεθαίνουν. Μερικά από αυτά, όπως ο Ήλιος, υπάρχουν για αρκετά δισεκατομμύρια χρόνια, φτάνουν ήρεμα σε μεγάλη ηλικία και μετά σιγά σιγά εξαφανίζονται. Άλλοι ζουν πολύ μικρότερες και πιο ταραχώδεις ζωές και είναι επίσης καταδικασμένοι σε καταστροφικό θάνατο. Η ύπαρξή τους διακόπτεται από μια γιγάντια έκρηξη και στη συνέχεια το αστέρι μετατρέπεται σε σουπερνόβα. Το φως ενός σουπερνόβα φωτίζει το διάστημα: η έκρηξή του είναι ορατή σε απόσταση πολλών δισεκατομμυρίων ετών φωτός. Ξαφνικά ένα αστέρι εμφανίζεται στον ουρανό όπου πριν, όπως φαινόταν, δεν υπήρχε τίποτα. Εξ ου και το όνομα. Οι αρχαίοι πίστευαν ότι σε τέτοιες περιπτώσεις ένα νέο αστέρι στην πραγματικότητα ανάβει. Σήμερα γνωρίζουμε ότι στην πραγματικότητα ένα αστέρι δεν γεννιέται, αλλά πεθαίνει, αλλά το όνομα παραμένει το ίδιο, σουπερνόβα.

SUPERNOVA 1987A

Τη νύχτα 23 προς 24 Φεβρουαρίου 1987, σε έναν από τους πιο κοντινούς μας γαλαξίες. Στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου, μόλις 163.000 έτη φωτός μακριά, εμφανίστηκε ένας σουπερνόβα στον αστερισμό Doradus. Έγινε ορατό ακόμη και με γυμνό μάτι, τον Μάιο έφτασε στο ορατό μέγεθος +3 και στους επόμενους μήνες έχασε σταδιακά τη φωτεινότητά του μέχρι που έγινε ξανά αόρατο χωρίς τηλεσκόπιο ή κιάλια.

Παρόν και παρελθόν

Το Supernova 1987A, όπως υποδηλώνει το όνομά του, ήταν το πρώτο σουπερνόβα που παρατηρήθηκε το 1987 και το πρώτο που ήταν ορατό με γυμνό μάτι από την αυγή της εποχής των τηλεσκοπίων. Το γεγονός είναι ότι η τελευταία έκρηξη σουπερνόβα στον Γαλαξία μας παρατηρήθηκε το 1604, όταν το τηλεσκόπιο δεν είχε ακόμη εφευρεθεί.

Αλλά το πιο σημαντικό, το star* 1987A έδωσε στους σύγχρονους γεωπόνους την πρώτη ευκαιρία να παρατηρήσουν έναν σουπερνόβα σε σχετικά μικρή απόσταση.

Τι υπήρχε πριν;

Μια μελέτη του σουπερνόβα 1987Α έδειξε ότι ήταν σουπερνόβα τύπου ΙΙ. Δηλαδή, το προγονικό αστέρι ή το προκάτοχο αστέρι, που ανακαλύφθηκε σε προηγούμενες φωτογραφίες αυτού του τμήματος του ουρανού, αποδείχθηκε ότι ήταν ένας μπλε υπεργίγαντας, του οποίου η μάζα ήταν σχεδόν 20 φορές η μάζα του Ήλιου. Έτσι, ήταν ένα πολύ καυτό αστέρι που γρήγορα τελείωσε το πυρηνικό του καύσιμο.

Το μόνο πράγμα που έμεινε μετά τη γιγαντιαία έκρηξη ήταν ένα ταχέως διαστελλόμενο νέφος αερίου, μέσα στο οποίο κανείς δεν είχε ακόμη μπορέσει να διακρίνει ένα αστέρι νετρονίων, του οποίου η εμφάνιση θεωρητικά θα έπρεπε να ήταν αναμενόμενη. Μερικοί αστρονόμοι υποστηρίζουν ότι το αστέρι εξακολουθεί να καλύπτεται από απελευθερωμένα αέρια, ενώ άλλοι έχουν υποθέσει ότι μια μαύρη τρύπα σχηματίζεται αντί για ένα αστέρι.

LIFE OF A STAR

Τα αστέρια γεννιούνται ως αποτέλεσμα της βαρυτικής συμπίεσης ενός νέφους διαστρικής ύλης, το οποίο, όταν θερμαίνεται, φέρνει τον κεντρικό πυρήνα του σε θερμοκρασίες επαρκείς για την έναρξη θερμοπυρηνικών αντιδράσεων. Η επακόλουθη ανάπτυξη ενός ήδη αναφλεγμένου άστρου εξαρτάται από δύο παράγοντες: την αρχική μάζα και τη χημική σύνθεση, ο πρώτος, ειδικότερα, που καθορίζει τον ρυθμό καύσης. Τα αστέρια με μεγαλύτερες μάζες είναι πιο καυτά και ελαφρύτερα, αλλά γι' αυτό καίγονται νωρίτερα. Έτσι, η ζωή ενός αστέρα μεγάλης μάζας είναι μικρότερη σε σύγκριση με ένα αστέρι χαμηλής μάζας.

Κόκκινοι γίγαντες

Ένα αστέρι που καίει υδρογόνο λέγεται ότι βρίσκεται στην «πρωταρχική του φάση». Το μεγαλύτερο μέρος της ζωής οποιουδήποτε αστεριού συμπίπτει με αυτή τη φάση. Για παράδειγμα, ο Ήλιος βρίσκεται στην κύρια φάση για 5 δισεκατομμύρια χρόνια και θα παραμείνει εκεί για μεγάλο χρονικό διάστημα, και όταν τελειώσει αυτή η περίοδος, το αστέρι μας θα περάσει σε μια σύντομη φάση αστάθειας, μετά την οποία θα σταθεροποιηθεί ξανά, αυτή τη φορά με τη μορφή ενός κόκκινου γίγαντα. Ο κόκκινος γίγαντας είναι ασύγκριτα μεγαλύτερος και φωτεινότερος από τα αστέρια στην κύρια φάση, αλλά και πολύ πιο ψυχρός. Οι Antares στον αστερισμό του Σκορπιού ή ο Betelgeuse στον αστερισμό του Ωρίωνα είναι χαρακτηριστικά παραδείγματα κόκκινων γιγάντων. Το χρώμα τους μπορεί να αναγνωριστεί αμέσως ακόμη και με γυμνό μάτι.

Όταν ο Ήλιος μετατραπεί σε κόκκινο γίγαντα, τα εξωτερικά του στρώματα θα «απορροφήσουν» τους πλανήτες Ερμή και Αφροδίτη και θα φτάσουν στην τροχιά της Γης. Στη φάση του κόκκινου γίγαντα, τα αστέρια χάνουν ένα σημαντικό μέρος των εξωτερικών στρωμάτων της ατμόσφαιράς τους και αυτά τα στρώματα σχηματίζουν ένα πλανητικό νεφέλωμα όπως το M57, το νεφέλωμα του δακτυλίου στον αστερισμό της Λύρας ή το M27, το νεφέλωμα του αλτήρα στον αστερισμό Vulpecula. Και τα δύο είναι εξαιρετικά για προβολή μέσω του τηλεσκοπίου σας.

Δρόμος για τον τελικό

Από αυτή τη στιγμή, η περαιτέρω μοίρα του αστεριού εξαρτάται αναπόφευκτα από τη μάζα του. Εάν είναι μικρότερη από 1,4 ηλιακές μάζες, τότε μετά το τέλος της πυρηνικής καύσης ένα τέτοιο αστέρι θα ελευθερωθεί από τα εξωτερικά του στρώματα και θα συρρικνωθεί σε λευκό νάνο, το τελικό στάδιο της εξέλιξης ενός αστέρα με μικρή μάζα. Θα χρειαστούν δισεκατομμύρια χρόνια για να κρυώσει ο λευκός νάνος και να γίνει αόρατος. Αντίθετα, ένα αστέρι μεγάλης μάζας (τουλάχιστον 8 φορές μεγαλύτερη από τον Ήλιο), μόλις τελειώσει το υδρογόνο, επιβιώνει καίγοντας αέρια βαρύτερα από το υδρογόνο, όπως το ήλιο και τον άνθρακα. Έχοντας περάσει από μια σειρά από φάσεις συμπίεσης και διαστολής, ένα τέτοιο αστέρι μετά από αρκετά εκατομμύρια χρόνια βιώνει μια καταστροφική έκρηξη σουπερνόβα, εκτοξεύοντας μια γιγαντιαία ποσότητα δικής του ύλης στο διάστημα και μετατρέπεται σε ένα κατάλοιπο σουπερνόβα. Μέσα σε περίπου μια εβδομάδα, το σουπερνόβα ξεπερνά τη φωτεινότητα όλων των αστεριών του γαλαξία του και μετά γρήγορα σκοτεινιάζει. Ένα αστέρι νετρονίων παραμένει στο κέντρο, ένα μικρό αντικείμενο με γιγαντιαία πυκνότητα. Εάν η μάζα του αστεριού είναι ακόμη μεγαλύτερη, ως αποτέλεσμα της έκρηξης σουπερνόβα, δεν εμφανίζονται αστέρια, αλλά μαύρες τρύπες.

ΕΙΔΗ ΣΟΥΠΕΡΝΟΒΑ

Μελετώντας το φως που προέρχεται από σουπερνόβα, οι αστρονόμοι διαπίστωσαν ότι δεν είναι όλοι ίδιοι και μπορούν να ταξινομηθούν ανάλογα με τα χημικά στοιχεία που αντιπροσωπεύονται στα φάσματα τους. Το υδρογόνο παίζει έναν ιδιαίτερο ρόλο εδώ: εάν το φάσμα ενός σουπερνόβα περιέχει γραμμές που επιβεβαιώνουν την παρουσία υδρογόνου, τότε ταξινομείται ως τύπου II. αν δεν υπάρχουν τέτοιες γραμμές, ταξινομείται ως τύπου Ι. Οι σουπερνόβα τύπου Ι χωρίζονται σε υποκατηγορίες la, lb και l, λαμβάνοντας υπόψη άλλα στοιχεία του φάσματος.

Διαφορετική φύση των εκρήξεων

Η ταξινόμηση των τύπων και των υποτύπων αντικατοπτρίζει την ποικιλία των μηχανισμών που κρύβονται πίσω από την έκρηξη και τους διαφορετικούς τύπους προγονικών άστρων. Εκρήξεις σουπερνόβα όπως το SN 1987A συμβαίνουν στο τελευταίο εξελικτικό στάδιο ενός άστρου με μεγάλη μάζα (πάνω από 8 φορές τη μάζα του Ήλιου).

Οι σουπερνόβα τύπου lb και lc προκύπτουν από την κατάρρευση των κεντρικών τμημάτων μεγάλων αστεριών που έχουν χάσει σημαντικό μέρος του περιβλήματος υδρογόνου τους λόγω ισχυρών αστρικών ανέμων ή λόγω της μεταφοράς ύλης σε άλλο αστέρι σε ένα δυαδικό σύστημα.

Διάφοροι προκάτοχοι

Όλα τα σουπερνόβα των τύπων lb, lc και II προέρχονται από αστέρια του Πληθυσμού Ι, δηλαδή από νεαρά αστέρια συγκεντρωμένα στους δίσκους των σπειροειδών γαλαξιών. Οι σουπερνόβα τύπου la, με τη σειρά τους, προέρχονται από παλιά αστέρια του πληθυσμού II και μπορούν να παρατηρηθούν τόσο σε ελλειπτικούς γαλαξίες όσο και στους πυρήνες των σπειροειδών γαλαξιών. Αυτός ο τύπος σουπερνόβα προέρχεται από έναν λευκό νάνο που είναι μέρος ενός δυαδικού συστήματος και τραβάει υλικό από τον γείτονά του. Όταν η μάζα ενός λευκού νάνου φτάσει στο όριο σταθερότητάς της (που ονομάζεται όριο Chandrasekhar), ξεκινά μια ταχεία διαδικασία σύντηξης πυρήνων άνθρακα και συμβαίνει μια έκρηξη, ως αποτέλεσμα της οποίας το αστέρι πετάει έξω το μεγαλύτερο μέρος της μάζας του.

Διαφορετική φωτεινότητα

Οι διαφορετικές κατηγορίες σουπερνόβα διαφέρουν μεταξύ τους όχι μόνο στο φάσμα τους, αλλά και στη μέγιστη φωτεινότητα που επιτυγχάνουν στην έκρηξη και στο πώς ακριβώς αυτή η φωτεινότητα μειώνεται με την πάροδο του χρόνου. Οι σουπερνόβα τύπου Ι είναι γενικά πολύ πιο φωτεινές από τις υπερκαινοφανείς τύπου ΙΙ, αλλά επίσης χαμηλώνουν πολύ πιο γρήγορα. Οι σουπερνόβα τύπου Ι διαρκούν από λίγες ώρες έως μερικές ημέρες στη μέγιστη φωτεινότητα, ενώ οι σουπερνόβα τύπου ΙΙ μπορούν να διαρκέσουν έως και αρκετούς μήνες. Προτάθηκε μια υπόθεση σύμφωνα με την οποία αστέρια με πολύ μεγάλη μάζα (αρκετές δεκάδες φορές τη μάζα του Ήλιου) εκρήγνυνται ακόμη πιο βίαια, σαν «υπερνόβα», και ο πυρήνας τους μετατρέπεται σε μαύρη τρύπα.

SUPERNOVES ΣΤΗΝ ΙΣΤΟΡΙΑ

Οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι κατά μέσο όρο ένα σουπερνόβα εκρήγνυται στον Γαλαξία μας κάθε 100 χρόνια. Ωστόσο, ο αριθμός των υπερκαινοφανών ιστορικά τεκμηριωμένων τις τελευταίες δύο χιλιετίες δεν φτάνει ούτε τους 10. Ένας λόγος για αυτό μπορεί να οφείλεται στο γεγονός ότι οι σουπερνόβα, ειδικά ο τύπος II, εκρήγνυνται σε σπειροειδείς βραχίονες, όπου η διαστρική σκόνη είναι πολύ πιο πυκνή και, κατά συνέπεια , μπορεί να μειώσει τη λάμψη σουπερνόβα.

Το πρώτο που είδα

Αν και οι επιστήμονες εξετάζουν άλλους υποψηφίους, σήμερα είναι γενικά αποδεκτό ότι η πρώτη παρατήρηση έκρηξης σουπερνόβα στην ιστορία χρονολογείται από το 185 μ.Χ. Τεκμηριώθηκε από Κινέζους αστρονόμους. Στην Κίνα, γαλαξιακές εκρήξεις σουπερνόβα παρατηρήθηκαν επίσης το 386 και το 393. Στη συνέχεια πέρασαν περισσότερα από 600 χρόνια και τελικά, ένας άλλος σουπερνόβα εμφανίστηκε στον ουρανό: το 1006, ένα νέο αστέρι έλαμψε στον αστερισμό του Λύκου, που αυτή τη φορά καταγράφηκε, μεταξύ άλλων, από Άραβες και Ευρωπαίους αστρονόμους. Αυτό το λαμπρότερο αστέρι (του οποίου το φαινομενικό μέγεθος στη μέγιστη φωτεινότητά του έφτασε -7,5) παρέμεινε ορατό στον ουρανό για περισσότερο από ένα χρόνο.
.
Νεφέλωμα καβουριού

Ο σουπερνόβα του 1054 ήταν επίσης εξαιρετικά φωτεινός (μέγιστο μέγεθος -6), αλλά και πάλι έγινε αντιληπτός μόνο από Κινέζους αστρονόμους και ίσως και από Ινδιάνους της Αμερικής. Αυτό είναι ίσως το πιο διάσημο σουπερνόβα, αφού το απομεινάρι του είναι το Νεφέλωμα του Καβουριού στον αστερισμό του Ταύρου, τον οποίο ο Charles Messier συμπεριέλαβε στον κατάλογό του με τον αριθμό 1.

Οφείλουμε επίσης στους Κινέζους αστρονόμους πληροφορίες σχετικά με την εμφάνιση ενός σουπερνόβα στον αστερισμό της Κασσιόπης το 1181. Ένα άλλο σουπερνόβα εξερράγη εκεί, αυτή τη φορά το 1572. Αυτός ο σουπερνόβα παρατηρήθηκε επίσης από Ευρωπαίους αστρονόμους, συμπεριλαμβανομένου του Tycho Brahe, ο οποίος περιέγραψε τόσο την εμφάνισή του όσο και την επακόλουθη αλλαγή στη φωτεινότητά του στο βιβλίο του "On the New Star", του οποίου το όνομα οδήγησε στον όρο που χρησιμοποιείται συνήθως για να προσδιορίσει τέτοια αστέρια. .

Supernova Quiet

32 χρόνια αργότερα, το 1604, ένας άλλος σουπερνόβα εμφανίστηκε στον ουρανό. Ο Tycho Brahe μετέδωσε αυτές τις πληροφορίες στον μαθητή του Johannes Kepler, ο οποίος άρχισε να παρακολουθεί το «νέο αστέρι» και του αφιέρωσε το βιβλίο «On the New Star at the Foot of Ophiuchus». Αυτό το αστέρι, που επίσης παρατηρήθηκε από τον Galileo Galilei, παραμένει σήμερα το τελευταίο σουπερνόβα ορατό με γυμνό μάτι που εξερράγη στον Γαλαξία μας.

Ωστόσο, δεν υπάρχει αμφιβολία ότι ένας άλλος σουπερνόβα έχει εκραγεί στον Γαλαξία μας, πάλι στον αστερισμό της Κασσιόπης (ο αστερισμός που κατέχει το ρεκόρ για τρεις γαλαξιακούς σουπερνόβα). Αν και δεν υπάρχουν οπτικές ενδείξεις αυτού του γεγονότος, οι αστρονόμοι βρήκαν ένα απομεινάρι του άστρου και υπολογίζουν ότι πρέπει να αντιστοιχεί σε μια έκρηξη που συνέβη το 1667.

Έξω από τον Γαλαξία, εκτός από τον σουπερνόβα 1987Α, οι αστρονόμοι παρατήρησαν επίσης μια δεύτερη σουπερνόβα, το 1885, η οποία εξερράγη στον γαλαξία της Ανδρομέδας.

Παρατήρηση σουπερνόβα

Το κυνήγι των σουπερνόβα απαιτεί υπομονή και σωστή μέθοδο.

Το πρώτο είναι απαραίτητο, αφού κανείς δεν εγγυάται ότι θα μπορέσετε να ανακαλύψετε ένα σουπερνόβα το πρώτο κιόλας βράδυ. Δεν μπορείτε να κάνετε χωρίς το δεύτερο εάν δεν θέλετε να χάνετε χρόνο και θέλετε πραγματικά να αυξήσετε τις πιθανότητές σας να ανακαλύψετε μια σουπερνόβα. Το κύριο πρόβλημα είναι ότι είναι φυσικά αδύνατο να προβλεφθεί πότε και πού θα συμβεί μια έκρηξη σουπερνόβα σε έναν από τους μακρινούς γαλαξίες. Έτσι, ένας κυνηγός σουπερνόβα πρέπει να σαρώνει τον ουρανό κάθε βράδυ, ελέγχοντας δεκάδες γαλαξίες που έχουν επιλεγεί προσεκτικά για αυτό το σκοπό.

Τι πρέπει να κάνουμε

Μία από τις πιο κοινές τεχνικές είναι να στρέφετε ένα τηλεσκόπιο σε έναν συγκεκριμένο γαλαξία και να συγκρίνετε την εμφάνισή του με μια προηγούμενη εικόνα (σχέδιο, φωτογραφία, ψηφιακή εικόνα), ιδανικά περίπου στην ίδια μεγέθυνση με το τηλεσκόπιο με το οποίο γίνονται οι παρατηρήσεις. Εάν εμφανιστεί εκεί ένα σουπερνόβα, θα τραβήξει αμέσως το μάτι σας. Σήμερα, πολλοί ερασιτέχνες αστρονόμοι διαθέτουν εξοπλισμό αντάξιο ενός επαγγελματικού παρατηρητηρίου, όπως τηλεσκόπια ελεγχόμενα από υπολογιστή και κάμερες CCD που τους επιτρέπουν να τραβούν φωτογραφίες του έναστρου ουρανού απευθείας σε ψηφιακή μορφή. Αλλά ακόμη και σήμερα, πολλοί παρατηρητές κυνηγούν για σουπερνόβα στρέφοντας απλώς ένα τηλεσκόπιο σε έναν συγκεκριμένο γαλαξία και κοιτάζοντας μέσα από τον προσοφθάλμιο φακό, ελπίζοντας να δουν αν κάποιο άλλο αστέρι εμφανίζεται κάπου.

Απαραίτητος εξοπλισμός

Το κυνήγι σουπερνόβα δεν απαιτεί υπερβολικά εξελιγμένο εξοπλισμό. Φυσικά, πρέπει να λάβετε υπόψη τη δύναμη του τηλεσκοπίου σας. Το γεγονός είναι ότι κάθε όργανο έχει ένα περιοριστικό μέγεθος, το οποίο εξαρτάται από διάφορους παράγοντες και ο πιο σημαντικός από αυτούς είναι η διάμετρος του φακού (ωστόσο, η φωτεινότητα του ουρανού είναι επίσης σημαντική, ανάλογα με τη φωτορύπανση: όσο μικρότερη είναι , τόσο μεγαλύτερη είναι η οριακή τιμή). Με το τηλεσκόπιό σας, μπορείτε να κοιτάξετε εκατοντάδες γαλαξίες που αναζητούν σουπερνόβα. Ωστόσο, προτού αρχίσετε να παρατηρείτε, είναι πολύ σημαντικό να έχετε στη διάθεσή σας ουράνιους χάρτες για τον εντοπισμό γαλαξιών, καθώς και σχέδια και φωτογραφίες των γαλαξιών που σκοπεύετε να παρατηρήσετε (υπάρχουν δεκάδες πόροι στο Διαδίκτυο για κυνηγούς σουπερνόβα) και Τέλος, ένα αρχείο καταγραφής παρατήρησης όπου θα καταγράφετε δεδομένα για κάθε συνεδρία παρατήρησης.

Τι γνωρίζετε για τους σουπερνόβα; Θα πείτε πιθανώς ότι ένας σουπερνόβα είναι μια μεγαλειώδης έκρηξη ενός άστρου, στη θέση του οποίου παραμένει ένα αστέρι νετρονίων ή μια μαύρη τρύπα.

Ωστόσο, δεν είναι όλοι οι σουπερνόβα στην πραγματικότητα το τελικό στάδιο στη ζωή των ογκωδών αστέρων. Η σύγχρονη ταξινόμηση των εκρήξεων σουπερνόβα, εκτός από τις υπεργιγάντιες εκρήξεις, περιλαμβάνει και κάποια άλλα φαινόμενα.

Novas και σουπερνόβα

Ο όρος «supernova» μετανάστευσε από τον όρο «nova». "Novae" ονομάζονταν αστέρια που εμφανίστηκαν στον ουρανό σχεδόν από την αρχή, μετά από τα οποία σταδιακά έσβησαν. Τα πρώτα «νέα» είναι γνωστά από κινεζικά χρονικά που χρονολογούνται από τη δεύτερη χιλιετία π.Χ. Είναι ενδιαφέρον ότι μεταξύ αυτών των νέων υπήρχαν συχνά σουπερνόβα. Για παράδειγμα, ήταν ένας σουπερνόβα το 1571 που παρατηρήθηκε από τον Tycho Brahe, ο οποίος στη συνέχεια επινόησε τον όρο «nova». Τώρα ξέρουμε ότι και στις δύο περιπτώσεις δεν μιλάμε για τη γέννηση νέων φωτιστικών με την κυριολεκτική έννοια.

Οι Novas και οι σουπερνόβα υποδηλώνουν απότομη αύξηση της φωτεινότητας ενός άστρου ή μιας ομάδας αστεριών. Κατά κανόνα, προηγουμένως οι άνθρωποι δεν είχαν την ευκαιρία να παρατηρήσουν τα αστέρια που προκάλεσαν αυτές τις εκλάμψεις. Αυτά ήταν αντικείμενα πολύ αμυδρά για γυμνό μάτι ή αστρονομικό όργανο εκείνης της εποχής. Παρατηρήθηκαν ήδη τη στιγμή της έκλαμψης, που φυσικά έμοιαζε με τη γέννηση ενός νέου αστεριού.

Παρά την ομοιότητα αυτών των φαινομένων, σήμερα υπάρχει έντονη διαφορά στους ορισμούς τους. Η μέγιστη φωτεινότητα των σουπερνόβα είναι χιλιάδες και εκατοντάδες χιλιάδες φορές μεγαλύτερη από τη μέγιστη φωτεινότητα των νέων. Αυτή η ασυμφωνία εξηγείται από τη θεμελιώδη διαφορά στη φύση αυτών των φαινομένων.

The Birth of New Stars

Οι νέες εκλάμψεις είναι θερμοπυρηνικές εκρήξεις που συμβαίνουν σε ορισμένα κοντινά αστρικά συστήματα. Τέτοια συστήματα αποτελούνται επίσης από ένα μεγαλύτερο συνοδό αστέρι (αστέρι κύριας ακολουθίας, υπογίγαντας ή). Η ισχυρή βαρύτητα του λευκού νάνου έλκει υλικό από το συνοδό του αστέρι, προκαλώντας τη δημιουργία ενός δίσκου προσαύξησης γύρω του. Οι θερμοπυρηνικές διεργασίες που συμβαίνουν στο δίσκο προσαύξησης κατά καιρούς χάνουν τη σταθερότητα και γίνονται εκρηκτικές.

Ως αποτέλεσμα μιας τέτοιας έκρηξης, η φωτεινότητα του αστρικού συστήματος αυξάνεται κατά χιλιάδες ή και εκατοντάδες χιλιάδες φορές. Έτσι γεννιέται ένα νέο αστέρι. Ένα μέχρι τότε αμυδρό ή ακόμα και αόρατο αντικείμενο για έναν γήινο παρατηρητή αποκτά αξιοσημείωτη φωτεινότητα. Κατά κανόνα, μια τέτοια εστία φτάνει στο αποκορύφωμά της σε λίγες μόνο ημέρες και μπορεί να εξαφανιστεί για χρόνια. Συχνά τέτοιες εκρήξεις επαναλαμβάνονται στο ίδιο σύστημα κάθε μερικές δεκαετίες, δηλ. είναι περιοδικές. Ένα διαστελλόμενο περίβλημα αερίου παρατηρείται επίσης γύρω από το νέο αστέρι.

Οι εκρήξεις σουπερνόβα έχουν εντελώς διαφορετική και πιο ποικιλόμορφη φύση της προέλευσής τους.

Οι σουπερνόβα συνήθως χωρίζονται σε δύο κύριες κατηγορίες (I και II). Αυτές οι κλάσεις μπορούν να ονομαστούν φασματικές, γιατί διακρίνονται από την παρουσία και την απουσία γραμμών υδρογόνου στα φάσματα τους. Αυτές οι κατηγορίες είναι επίσης αισθητά διαφορετικές οπτικά. Όλες οι σουπερνόβα κατηγορίας Ι είναι παρόμοιες τόσο σε ισχύ έκρηξης όσο και ως προς τη δυναμική των αλλαγών φωτεινότητας. Οι σουπερνόβα κατηγορίας ΙΙ είναι πολύ διαφορετικοί από αυτή την άποψη. Η δύναμη της έκρηξής τους και η δυναμική των αλλαγών φωτεινότητας βρίσκονται σε πολύ μεγάλο εύρος.

Όλοι οι σουπερνόβα κατηγορίας ΙΙ δημιουργούνται από βαρυτική κατάρρευση στο εσωτερικό των μεγάλων αστεριών. Με άλλα λόγια, αυτή είναι η ίδια έκρηξη υπεργιγάντων που μας είναι γνωστή. Μεταξύ των σουπερνόβα της πρώτης τάξης, υπάρχουν εκείνοι των οποίων ο μηχανισμός έκρηξης μοιάζει περισσότερο με την έκρηξη νέων άστρων.

Θάνατος των Υπεργιγάντων

Αστέρια των οποίων η μάζα υπερβαίνει τις 8-10 ηλιακές μάζες γίνονται σουπερνόβα. Οι πυρήνες τέτοιων αστεριών, έχοντας εξαντλήσει το υδρογόνο, προχωρούν σε θερμοπυρηνικές αντιδράσεις που περιλαμβάνουν ήλιο. Έχοντας εξαντλήσει το ήλιο, ο πυρήνας προχωρά στη σύνθεση ολοένα και βαρύτερων στοιχείων. Στα βάθη του άστρου δημιουργούνται όλο και περισσότερα στρώματα, καθένα από τα οποία έχει τον δικό του τύπο θερμοπυρηνικής σύντηξης. Στο τελικό στάδιο της εξέλιξής του, ένα τέτοιο αστέρι μετατρέπεται σε έναν υπεργίγαντα με «στρώσεις». Η σύνθεση του σιδήρου γίνεται στον πυρήνα του, ενώ πιο κοντά στην επιφάνεια συνεχίζεται η σύνθεση ηλίου από υδρογόνο.

Η σύντηξη πυρήνων σιδήρου και βαρύτερων στοιχείων συμβαίνει με την απορρόφηση ενέργειας. Επομένως, έχοντας γίνει σίδηρος, ο υπεργίγαντας πυρήνας δεν είναι πλέον σε θέση να απελευθερώσει ενέργεια για να αντισταθμίσει τις βαρυτικές δυνάμεις. Ο πυρήνας χάνει την υδροδυναμική του ισορροπία και αρχίζει να υφίσταται τυχαία συμπίεση. Τα υπόλοιπα στρώματα του αστεριού συνεχίζουν να διατηρούν αυτή την ισορροπία έως ότου ο πυρήνας συστέλλεται σε ένα ορισμένο κρίσιμο μέγεθος. Τώρα τα υπόλοιπα στρώματα και το αστέρι στο σύνολό του χάνουν την υδροδυναμική ισορροπία. Μόνο που σε αυτή την περίπτωση, δεν είναι η συμπίεση που «κερδίζει», αλλά η ενέργεια που απελευθερώνεται κατά την κατάρρευση και τις περαιτέρω χαοτικές αντιδράσεις. Το εξωτερικό κέλυφος απελευθερώνεται - μια έκρηξη σουπερνόβα.

Ταξικές διαφορές

Οι διαφορετικές κατηγορίες και υποκατηγορίες των σουπερνόβα εξηγούνται από το πώς ήταν το αστέρι πριν από την έκρηξη. Για παράδειγμα, η απουσία υδρογόνου σε σουπερνόβα κατηγορίας Ι (υποκατηγορίες Ib, Ic) είναι συνέπεια του γεγονότος ότι το ίδιο το αστέρι δεν είχε υδρογόνο. Πιθανότατα, μέρος του εξωτερικού του κελύφους χάθηκε κατά την εξέλιξη σε ένα στενό δυαδικό σύστημα. Το φάσμα της υποκατηγορίας Ic διαφέρει από το Ib απουσία ηλίου.

Σε κάθε περίπτωση, σουπερνόβα τέτοιων τάξεων εμφανίζονται σε αστέρια που δεν έχουν εξωτερικό κέλυφος υδρογόνου-ηλίου. Τα υπόλοιπα στρώματα βρίσκονται εντός αρκετά αυστηρών ορίων του μεγέθους και της μάζας τους. Αυτό εξηγείται από το γεγονός ότι οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις αντικαθιστούν η μία την άλλη με την έναρξη ενός συγκεκριμένου κρίσιμου σταδίου. Αυτός είναι ο λόγος για τον οποίο οι εκρήξεις των αστέρων κατηγορίας Ic και κατηγορίας Ib είναι τόσο παρόμοιες. Η μέγιστη φωτεινότητά τους είναι περίπου 1,5 δισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από αυτή του Ήλιου. Αυτή τη φωτεινότητα φτάνουν σε 2-3 ημέρες. Μετά από αυτό, η φωτεινότητά τους εξασθενεί κατά 5-7 φορές το μήνα και μειώνεται αργά τους επόμενους μήνες.

Τα αστέρια σουπερνόβα τύπου II είχαν κέλυφος υδρογόνου-ηλίου. Ανάλογα με τη μάζα του αστεριού και τα άλλα χαρακτηριστικά του, αυτό το κέλυφος μπορεί να έχει διαφορετικά όρια. Αυτό εξηγεί το ευρύ φάσμα των μοτίβων σουπερνόβα. Η φωτεινότητά τους μπορεί να κυμαίνεται από δεκάδες εκατομμύρια έως δεκάδες δισεκατομμύρια ηλιακές φωτεινότητες (εξαιρουμένων των εκρήξεων ακτίνων γάμμα - βλέπε παρακάτω). Και η δυναμική των αλλαγών στη φωτεινότητα έχει πολύ διαφορετικό χαρακτήρα.

Μεταμόρφωση λευκού νάνου

Μια ειδική κατηγορία σουπερνόβα είναι οι φωτοβολίδες. Αυτή είναι η μόνη κατηγορία σουπερνόβα που μπορεί να εμφανιστεί σε ελλειπτικούς γαλαξίες. Αυτό το χαρακτηριστικό υποδηλώνει ότι αυτές οι εκλάμψεις δεν είναι το προϊόν του θανάτου υπεργιγάντων. Οι υπεργίγαντες δεν ζουν για να δουν τους γαλαξίες τους να «γερνούν», δηλ. θα γίνει ελλειπτικό. Επίσης, όλα τα φλας αυτής της κατηγορίας έχουν σχεδόν την ίδια φωτεινότητα. Χάρη σε αυτό, οι σουπερνόβα τύπου Ia είναι τα «τυποποιημένα κεριά» του Σύμπαντος.

Προκύπτουν σύμφωνα με ένα σαφώς διαφορετικό μοτίβο. Όπως σημειώθηκε νωρίτερα, αυτές οι εκρήξεις είναι κάπως παρόμοιες στη φύση με τις νέες εκρήξεις. Ένα σχέδιο για την προέλευσή τους υποδηλώνει ότι προέρχονται επίσης από ένα στενό σύστημα ενός λευκού νάνου και του συντρόφου του αστεριού. Ωστόσο, σε αντίθεση με τα νέα αστέρια, η έκρηξη ενός διαφορετικού, πιο καταστροφικού τύπου συμβαίνει εδώ.

Καθώς «καταβροχθίζει» τον σύντροφό του, ο λευκός νάνος αυξάνεται σε μάζα μέχρι να φτάσει στο όριο Chandrasekhar. Αυτό το όριο, περίπου ίσο με 1,38 ηλιακές μάζες, είναι το ανώτερο όριο της μάζας ενός λευκού νάνου, μετά το οποίο μετατρέπεται σε αστέρι νετρονίων. Ένα τέτοιο γεγονός συνοδεύεται από μια θερμοπυρηνική έκρηξη με μια κολοσσιαία απελευθέρωση ενέργειας, πολλές τάξεις μεγέθους υψηλότερη από μια κανονική νέα έκρηξη. Η σχεδόν σταθερή τιμή του ορίου Chandrasekhar εξηγεί μια τόσο μικρή απόκλιση στη φωτεινότητα των διαφόρων εκλάμψεων αυτής της υποκατηγορίας. Αυτή η φωτεινότητα είναι σχεδόν 6 δισεκατομμύρια φορές υψηλότερη από την ηλιακή φωτεινότητα και η δυναμική της αλλαγής της είναι ίδια με αυτή των υπερκαινοφανών κατηγορίας Ib, Ic.

Εκρήξεις υπερκαινοφανών

Οι υπερκαινοφανείς είναι εκρήξεις των οποίων η ενέργεια είναι αρκετές τάξεις μεγέθους μεγαλύτερη από την ενέργεια των τυπικών σουπερνόβα. Δηλαδή, στην πραγματικότητα, είναι υπερκαινοφανείς, πολύ φωτεινοί σουπερνόβα.

Τυπικά, ένας υπερκαινοφανής θεωρείται ότι είναι μια έκρηξη υπερμεγέθων άστρων, που ονομάζεται επίσης . Η μάζα τέτοιων αστεριών ξεκινά από το 80 και συχνά υπερβαίνει το θεωρητικό όριο των 150 ηλιακών μαζών. Υπάρχουν επίσης εκδοχές που μπορούν να σχηματιστούν υπερκαινοφανείς κατά τη διάρκεια της εκμηδένισης της αντιύλης, του σχηματισμού ενός άστρου κουάρκ ή της σύγκρουσης δύο μεγάλων αστεριών.

Οι υπερκαινοφανείς είναι αξιοσημείωτοι στο ότι αποτελούν την κύρια αιτία ίσως των πιο ενεργοβόρων και πιο σπάνιων γεγονότων στο Σύμπαν - εκρήξεις ακτίνων γάμμα. Η διάρκεια των εκρήξεων γάμμα κυμαίνεται από εκατοστά των δευτερολέπτων έως αρκετές ώρες. Τις περισσότερες φορές όμως διαρκούν 1-2 δευτερόλεπτα. Σε αυτά τα δευτερόλεπτα, εκπέμπουν ενέργεια παρόμοια με την ενέργεια του Ήλιου και για τα 10 δισεκατομμύρια χρόνια της ζωής του! Η φύση των εκρήξεων ακτίνων γάμμα είναι ακόμη σε μεγάλο βαθμό άγνωστη.

Πρόγονοι της ζωής

Παρά την καταστροφική φύση τους, οι σουπερνόβα μπορούν δικαίως να ονομαστούν οι πρόγονοι της ζωής στο Σύμπαν. Η δύναμη της έκρηξής τους ωθεί το διαστρικό μέσο στο σχηματισμό νεφών και νεφελωμάτων αερίου και σκόνης, στα οποία στη συνέχεια γεννιούνται αστέρια. Ένα άλλο χαρακτηριστικό τους είναι ότι οι σουπερνόβα διαποτίζουν το διαστρικό μέσο με βαριά στοιχεία.

Είναι οι σουπερνόβα που δημιουργούν όλα τα χημικά στοιχεία που είναι βαρύτερα από τον σίδηρο. Άλλωστε, όπως σημειώθηκε προηγουμένως, η σύνθεση τέτοιων στοιχείων απαιτεί ενέργεια. Μόνο οι σουπερνόβα είναι σε θέση να «φορτίσουν» σύνθετους πυρήνες και νετρόνια για την ενεργοβόρα παραγωγή νέων στοιχείων. Η κινητική ενέργεια της έκρηξης τα μεταφέρει σε όλο το διάστημα μαζί με τα στοιχεία που σχηματίζονται στα βάθη του αστέρα που εκρήγνυται. Αυτά περιλαμβάνουν άνθρακα, άζωτο και οξυγόνο και άλλα στοιχεία χωρίς τα οποία η οργανική ζωή είναι αδύνατη.

Παρατήρηση σουπερνόβα

Οι εκρήξεις σουπερνόβα είναι εξαιρετικά σπάνια φαινόμενα. Ο γαλαξίας μας, που περιέχει περισσότερα από εκατό δισεκατομμύρια αστέρια, βιώνει μόνο μερικές εκλάμψεις ανά αιώνα. Σύμφωνα με χρονικά και μεσαιωνικές αστρονομικές πηγές, τα τελευταία δύο χιλιάδες χρόνια, έχουν καταγραφεί μόνο έξι σουπερνόβα ορατές με γυμνό μάτι. Οι σύγχρονοι αστρονόμοι δεν έχουν παρατηρήσει ποτέ σουπερνόβα στον γαλαξία μας. Το πιο κοντινό συνέβη το 1987 στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου, έναν από τους δορυφόρους του Γαλαξία. Κάθε χρόνο, οι επιστήμονες παρατηρούν έως και 60 σουπερνόβα που εμφανίζονται σε άλλους γαλαξίες.

Λόγω αυτής της σπανιότητας, οι σουπερνόβα παρατηρούνται σχεδόν πάντα ήδη τη στιγμή της έκρηξής τους. Γεγονότα που προηγήθηκαν δεν έχουν σχεδόν ποτέ παρατηρηθεί, επομένως η φύση των σουπερνόβα παραμένει σε μεγάλο βαθμό μυστηριώδης. Η σύγχρονη επιστήμη δεν είναι σε θέση να προβλέψει με ακρίβεια τους σουπερνόβα. Κάθε υποψήφιο αστέρι μπορεί να φουντώσει μόνο μετά από εκατομμύρια χρόνια. Το πιο ενδιαφέρον από αυτή την άποψη είναι ο Betelgeuse, ο οποίος έχει μια πολύ πραγματική ευκαιρία να φωτίσει τον ουρανό της γης κατά τη διάρκεια της ζωής μας.

Universal φωτοβολίδες

Οι εκρήξεις Hypernova είναι ακόμα πιο σπάνιες. Στον γαλαξία μας, ένα τέτοιο γεγονός συμβαίνει μία φορά κάθε εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια. Ωστόσο, οι εκρήξεις ακτίνων γάμμα που δημιουργούνται από υπερκαινοφανείς παρατηρούνται σχεδόν καθημερινά. Είναι τόσο ισχυρά που καταγράφονται σχεδόν από όλες τις γωνιές του Σύμπαντος.

Για παράδειγμα, μια από τις εκρήξεις ακτίνων γάμμα, που βρίσκεται 7,5 δισεκατομμύρια έτη φωτός μακριά, μπορούσε να φανεί με γυμνό μάτι. Συνέβη στον γαλαξία της Ανδρομέδας και για μερικά δευτερόλεπτα ο ουρανός της γης φωτίστηκε από ένα αστέρι με τη φωτεινότητα της πανσελήνου. Αν συνέβαινε στην άλλη πλευρά του γαλαξία μας, ένας δεύτερος Ήλιος θα εμφανιζόταν με φόντο τον Γαλαξία! Αποδεικνύεται ότι η φωτεινότητα της έκλαμψης είναι τετρασεκατομμύρια φορές φωτεινότερη από τον Ήλιο και εκατομμύρια φορές φωτεινότερη από τον Γαλαξία μας. Λαμβάνοντας υπόψη ότι υπάρχουν δισεκατομμύρια γαλαξίες στο Σύμπαν, δεν είναι περίεργο γιατί τέτοια γεγονότα καταγράφονται καθημερινά.

Επιπτώσεις στον πλανήτη μας

Είναι απίθανο οι σουπερνόβα να αποτελέσουν απειλή για τη σύγχρονη ανθρωπότητα και να επηρεάσουν με οποιονδήποτε τρόπο τον πλανήτη μας. Ακόμη και μια έκρηξη Betelgeuse θα φώτιζε τον ουρανό μας μόνο για λίγους μήνες. Σίγουρα πάντως μας επηρέασαν καθοριστικά στο παρελθόν. Ένα παράδειγμα αυτού είναι η πρώτη από τις πέντε μαζικές εξαφανίσεις στη Γη, που συνέβησαν πριν από 440 εκατομμύρια χρόνια. Σύμφωνα με μια εκδοχή, η αιτία αυτής της εξαφάνισης ήταν μια έκρηξη ακτίνων γάμμα που συνέβη στον Γαλαξία μας.

Πιο αξιοσημείωτος είναι ο εντελώς διαφορετικός ρόλος των σουπερνόβα. Όπως έχει ήδη σημειωθεί, οι σουπερνόβα είναι που δημιουργούν τα χημικά στοιχεία που είναι απαραίτητα για την εμφάνιση ζωής με βάση τον άνθρακα. Η βιόσφαιρα της γης δεν αποτέλεσε εξαίρεση. Το ηλιακό σύστημα σχηματίστηκε σε ένα νέφος αερίου που περιείχε θραύσματα προηγούμενων εκρήξεων. Αποδεικνύεται ότι όλοι οφείλουμε την εμφάνισή μας στον σουπερνόβα.

Επιπλέον, οι σουπερνόβα συνέχισαν να επηρεάζουν την εξέλιξη της ζωής στη Γη. Αυξάνοντας το υπόβαθρο ακτινοβολίας του πλανήτη, ανάγκασαν τους οργανισμούς να μεταλλαχθούν. Δεν πρέπει επίσης να ξεχνάμε τις μεγάλες εξαφανίσεις. Σίγουρα οι σουπερνόβα έχουν «κάνει προσαρμογές» στη βιόσφαιρα της γης περισσότερες από μία φορές. Εξάλλου, αν δεν υπήρχαν αυτές οι παγκόσμιες εξαφανίσεις, εντελώς διαφορετικά είδη θα κυριαρχούσαν τώρα στη Γη.

Η κλίμακα των αστρικών εκρήξεων

Για να κατανοήσουμε με σαφήνεια πόση ενέργεια έχουν οι εκρήξεις σουπερνόβα, ας στραφούμε στην εξίσωση μάζας και ισοδυνάμου ενέργειας. Σύμφωνα με τον ίδιο, κάθε γραμμάριο ύλης περιέχει μια κολοσσιαία ποσότητα ενέργειας. Άρα 1 γραμμάριο της ουσίας ισοδυναμεί με την έκρηξη μιας ατομικής βόμβας που πυροδοτήθηκε πάνω από τη Χιροσίμα. Η ενέργεια της βόμβας του Τσάρου ισοδυναμεί με τρία κιλά ύλης.

Κάθε δευτερόλεπτο κατά τις θερμοπυρηνικές διεργασίες στα βάθη του Ήλιου, 764 εκατομμύρια τόνοι υδρογόνου μετατρέπονται σε 760 εκατομμύρια τόνους ηλίου. Εκείνοι. Κάθε δευτερόλεπτο ο Ήλιος εκπέμπει ενέργεια που ισοδυναμεί με 4 εκατομμύρια τόνους ύλης. Μόνο το ένα δύο δισεκατομμύριο της συνολικής ενέργειας του Ήλιου φτάνει στη Γη, αυτό ισοδυναμεί με δύο κιλά μάζας. Ως εκ τούτου, λένε ότι η έκρηξη του Τσάρου Μπόμπα μπορούσε να παρατηρηθεί από τον Άρη. Παρεμπιπτόντως, ο Ήλιος παραδίδει στη Γη αρκετές εκατοντάδες φορές περισσότερη ενέργεια από ό,τι καταναλώνει η ανθρωπότητα. Δηλαδή, για να καλυφθούν οι ετήσιες ενεργειακές ανάγκες όλης της σύγχρονης ανθρωπότητας, χρειάζονται μόνο λίγοι τόνοι ύλης να μετατραπούν σε ενέργεια.

Λαμβάνοντας υπόψη τα παραπάνω, φανταστείτε ότι ο μέσος σουπερνόβα στην κορύφωσή του «καίει» τετράδισεκα τόνους ύλης. Αυτό αντιστοιχεί στη μάζα ενός μεγάλου αστεροειδούς. Η συνολική ενέργεια ενός σουπερνόβα είναι ισοδύναμη με τη μάζα ενός πλανήτη ή ακόμα και ενός αστέρα χαμηλής μάζας. Τέλος, μια έκρηξη ακτίνων γάμμα, σε δευτερόλεπτα, ή ακόμα και σε ένα κλάσμα του δευτερολέπτου της ζωής της, εκτοξεύει ενέργεια ισοδύναμη με τη μάζα του Ήλιου!

Τόσο διαφορετικοί σουπερνόβα

Ο όρος «supernova» δεν πρέπει να συνδέεται αποκλειστικά με την έκρηξη των άστρων. Αυτά τα φαινόμενα είναι ίσως τόσο διαφορετικά όσο τα ίδια τα αστέρια είναι διαφορετικά. Η επιστήμη δεν έχει καταλάβει ακόμη πολλά από τα μυστικά τους.

Σύμφωνα με τους αστρονόμους, το 2022 η πιο φωτεινή έκρηξη σουπερνόβα στον αστερισμό του Κύκνου θα είναι ορατή από τη Γη. Το φλας θα μπορεί να ξεπεράσει τη λάμψη των περισσότερων αστεριών στον ουρανό! Η έκρηξη σουπερνόβα είναι ένα σπάνιο φαινόμενο, αλλά δεν θα είναι η πρώτη φορά που η ανθρωπότητα παρατηρεί το φαινόμενο. Γιατί είναι τόσο συναρπαστικό αυτό το φαινόμενο;

ΤΡΟΜΕΡΑ ΣΗΜΑΔΙΑ ΤΟΥ ΠΑΡΕΛΘΟΝΤΟΣ

Έτσι, πριν από 5000 χρόνια, οι κάτοικοι του Αρχαίου Σουμερίου ήταν τρομοκρατημένοι - οι θεοί έδειξαν ότι ήταν θυμωμένοι δείχνοντας ένα σημάδι. Ο δεύτερος ήλιος έλαμπε στον ουρανό, έτσι ακόμα και τη νύχτα ήταν τόσο φωτεινός όσο η μέρα! Προσπαθώντας να αποτρέψουν την καταστροφή, οι Σουμέριοι έκαναν πλούσιες θυσίες και προσεύχονταν ακούραστα στους θεούς - και αυτό είχε αποτέλεσμα. Ο Αν, ο θεός του ουρανού, απέσυρε τον θυμό του - ο δεύτερος ήλιος άρχισε να σβήνει και σύντομα εξαφανίστηκε εντελώς από τον ουρανό.

Αυτός είναι ο τρόπος με τον οποίο οι επιστήμονες ανακατασκευάζουν γεγονότα που συνέβησαν πριν από περισσότερα από πέντε χιλιάδες χρόνια, όταν ένα σουπερνόβα εξερράγη πάνω από το Αρχαίο Σούμερ. Αυτά τα γεγονότα έγιναν γνωστά από μια σφηνοειδή πλάκα που περιείχε μια ιστορία για τη «δεύτερη θεότητα του ήλιου» που εμφανίστηκε στη νότια πλευρά του ουρανού. Οι αστρονόμοι βρήκαν ίχνη ενός αστρικού κατακλυσμού - το νεφέλωμα Parus X παραμένει από το σουπερνόβα που τρόμαξε τους Σουμέριους.

Σύμφωνα με τα σύγχρονα επιστημονικά δεδομένα, η φρίκη των αρχαίων κατοίκων της Μεσοποταμίας ήταν σε μεγάλο βαθμό δικαιολογημένη - αν μια έκρηξη σουπερνόβα είχε συμβεί κάπως πιο κοντά στο ηλιακό σύστημα, όλη η ζωή στην επιφάνεια του πλανήτη μας θα είχε καεί από την ακτινοβολία.

Αυτό συνέβη ήδη μια φορά, όταν πριν από 440 εκατομμύρια χρόνια συνέβη μια έκρηξη σουπερνόβα σε περιοχές του διαστήματος σχετικά κοντά στον ήλιο. Χιλιάδες έτη φωτός από τη Γη, ένα τεράστιο αστέρι έγινε σουπερνόβα και ο πλανήτης μας κάηκε από θανατηφόρα ακτινοβολία. Τα παλαιοζωικά τέρατα, που είχαν την ατυχία να ζήσουν εκείνη την εποχή, μπορούσαν να δουν πώς ένα εκτυφλωτικό φως εμφανίστηκε ξαφνικά στον ουρανό, επισκιάζοντας τον ήλιο - και αυτό ήταν το τελευταίο πράγμα που είδαν στη ζωή τους. Μέσα σε λίγα δευτερόλεπτα, η ακτινοβολία του σουπερνόβα κατέστρεψε το στρώμα του όζοντος του πλανήτη και η ακτινοβολία σκότωσε τη ζωή στην επιφάνεια της Γης. Ευτυχώς, η επιφάνεια των ηπείρων του πλανήτη μας εκείνη την εποχή ήταν σχεδόν χωρίς κατοίκους και η ζωή ήταν κρυμμένη στους ωκεανούς. Το πάχος του νερού προστάτευε από την ακτινοβολία του σουπερνόβα, αλλά και πάλι πάνω από το 60% των θαλάσσιων ζώων πέθαναν!

Μια έκρηξη σουπερνόβα είναι ένας από τους πιο τεράστιους κατακλυσμούς στο Σύμπαν. Ένα αστέρι που εκρήγνυται απελευθερώνει μια απίστευτη ποσότητα ενέργειας - μέσα σε σύντομο χρονικό διάστημα, ένα αστέρι εκπέμπει περισσότερο φως από δισεκατομμύρια αστέρια στον γαλαξία.

ΕΞΕΛΙΞΗ ΤΩΝ SUPERNOVES

Οι αστρονόμοι έχουν από καιρό παρατηρήσει μακρινές εκρήξεις σουπερνόβα χρησιμοποιώντας ισχυρά τηλεσκόπια. Αρχικά, αυτό το φαινόμενο έγινε αντιληπτό ως μια ακατανόητη περιέργεια, αλλά στο τέλος του πρώτου τετάρτου του 20ου αιώνα, οι αστρονόμοι έμαθαν να προσδιορίζουν τις διαγαλαξιακές αποστάσεις. Τότε έγινε σαφές από ποια αδιανόητη απόσταση έρχεται το φως των σουπερνόβα στη Γη και τι απίστευτη δύναμη έχουν αυτές οι λάμψεις. Ποια είναι όμως η φύση αυτού του φαινομένου;

Τα αστέρια σχηματίζονται από κοσμικές συσσωρεύσεις υδρογόνου. Τέτοια νέφη αερίου καταλαμβάνουν τεράστιους χώρους και μπορούν να έχουν κολοσσιαία μάζα, ίση με εκατοντάδες ηλιακές μάζες. Όταν ένα τέτοιο νέφος είναι αρκετά πυκνό, αρχίζουν να δρουν βαρυτικές δυνάμεις, προκαλώντας συμπίεση του αερίου, που προκαλεί έντονη θέρμανση. Μόλις φτάσουμε σε ένα ορισμένο όριο, αρχίζουν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στο θερμαινόμενο και συμπιεσμένο κέντρο του νέφους - έτσι "φωτίζονται" τα αστέρια.

Το φλεγόμενο αστέρι έχει μεγάλη διάρκεια ζωής: το υδρογόνο στα έγκατα του άστρου μετατρέπεται σε ήλιο (και στη συνέχεια σε άλλα στοιχεία του περιοδικού πίνακα, συμπεριλαμβανομένου του σιδήρου) για εκατομμύρια, ακόμη και δισεκατομμύρια χρόνια. Επιπλέον, όσο μεγαλύτερο είναι το αστέρι, τόσο μικρότερη είναι η ζωή του. Οι κόκκινοι νάνοι (η λεγόμενη κατηγορία μικρών αστεριών) έχουν διάρκεια ζωής τρισεκατομμυρίων ετών, ενώ τα γιγάντια αστέρια μπορούν να «καούν» στα χιλιοστά αυτής της περιόδου.

Το αστέρι «ζει» όσο διατηρείται η «ισορροπία δυνάμεων» μεταξύ των βαρυτικών δυνάμεων που το συμπιέζουν και των θερμοπυρηνικών αντιδράσεων που εκπέμπουν ενέργεια και τείνουν να «απωθήσουν» την ύλη. Εάν το αστέρι είναι αρκετά μεγάλο (έχει μάζα μεγαλύτερη από τη μάζα του Ήλιου), έρχεται μια στιγμή που οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στο αστέρι εξασθενούν (το «καύσιμο» έχει καεί μέχρι εκείνη τη στιγμή) και οι βαρυτικές δυνάμεις γίνονται ισχυρότερες. Σε αυτό το σημείο, η δύναμη που συμπιέζει τον πυρήνα του άστρου γίνεται τόσο ισχυρή που η πίεση της ακτινοβολίας δεν είναι πλέον σε θέση να εμποδίσει τη συστολή της ύλης. Συμβαίνει μια καταστροφικά γρήγορη κατάρρευση - σε λίγα δευτερόλεπτα ο όγκος του πυρήνα του άστρου πέφτει 100.000 φορές!

Η ταχεία συμπίεση του αστεριού οδηγεί στο γεγονός ότι η κινητική ενέργεια της ύλης μετατρέπεται σε θερμότητα και η θερμοκρασία αυξάνεται στα εκατοντάδες δισεκατομμύρια Kelvins! Ταυτόχρονα, η φωτεινότητα του ετοιμοθάνατου αστέρα αυξάνεται αρκετά δισεκατομμύρια φορές - και η «έκρηξη σουπερνόβα» καίει τα πάντα σε γειτονικές περιοχές του διαστήματος. Στον πυρήνα ενός αστέρα που πεθαίνει, τα ηλεκτρόνια «πιέζονται» σε πρωτόνια, έτσι ώστε σχεδόν μόνο τα νετρόνια να παραμένουν μέσα στον πυρήνα.

Η ΖΩΗ ΜΕΤΑ ΤΗΝ ΕΚΡΗΞΗ

Τα επιφανειακά στρώματα του άστρου εκρήγνυνται και υπό συνθήκες γιγαντιαίων θερμοκρασιών και τερατωδών πιέσεων λαμβάνουν χώρα αντιδράσεις με σχηματισμό βαρέων στοιχείων (μέχρι ουράνιο). Και έτσι οι σουπερνόβα εκπληρώνουν τη μεγάλη (από την άποψη της ανθρωπότητας) αποστολή τους - καθιστούν δυνατή την εμφάνιση της ζωής στο Σύμπαν. «Σχεδόν όλα τα στοιχεία που αποτελούν εμάς και τον κόσμο μας προέκυψαν από εκρήξεις σουπερνόβα», λένε οι επιστήμονες. Όλα όσα μας περιβάλλουν: το ασβέστιο στα οστά μας, ο σίδηρος στα ερυθρά αιμοσφαίρια μας, το πυρίτιο στα τσιπ του υπολογιστή μας και ο χαλκός στα καλώδια μας - όλα αυτά βγήκαν από τους κολασμένους φούρνους των σουπερνόβα που εκρήγνυνται. Τα περισσότερα χημικά στοιχεία εμφανίστηκαν στο Σύμπαν αποκλειστικά κατά τη διάρκεια εκρήξεων σουπερνόβα. Και τα άτομα αυτών των λίγων στοιχείων (από ήλιο έως σίδηρο) που συνθέτουν τα αστέρια ενώ βρίσκονται σε «ήσυχη» κατάσταση μπορούν να γίνουν η βάση για την εμφάνιση πλανητών μόνο αφού ριχτούν στον διαστρικό χώρο κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης σουπερνόβα. Επομένως, τόσο ο ίδιος ο άνθρωπος όσο και τα πάντα γύρω του αποτελούνται από απομεινάρια αρχαίων εκρήξεων σουπερνόβα.

Ο πυρήνας που απομένει μετά την έκρηξη γίνεται αστέρι νετρονίων. Πρόκειται για ένα εκπληκτικό διαστημικό αντικείμενο μικρού όγκου, αλλά τερατώδους πυκνότητας. Η διάμετρος ενός συνηθισμένου αστέρα νετρονίων είναι 10-20 km, αλλά η πυκνότητα της ύλης είναι απίστευτη - 665 εκατομμύρια τόνοι ανά κυβικό εκατοστό! Σε αυτή την πυκνότητα, ένα κομμάτι νετρονίου (η ουσία από την οποία αποτελείται ένα τέτοιο αστέρι) μεγέθους ενός σπίρτου θα ζύγιζε πολλές φορές περισσότερο από την πυραμίδα του Χέοπα και ένα κουταλάκι του γλυκού νετρονίου θα είχε μάζα μεγαλύτερη από ένα δισεκατομμύριο τόνους . Το νετρόνιο έχει επίσης απίστευτη δύναμη: ένα κομμάτι νετρονίου (αν ήταν στα χέρια της ανθρωπότητας) δεν μπορεί να σπάσει σε κομμάτια από καμία φυσική δύναμη - οποιοδήποτε ανθρώπινο όργανο θα ήταν απολύτως άχρηστο. Το να προσπαθήσεις να κόψεις ή να σχίσεις ένα κομμάτι νετρονίου θα ήταν τόσο απελπιστικό όσο το να κόψεις ένα κομμάτι μέταλλο με αέρα.

Ο ΜΠΕΤΕΛΓΚΙΖ ΕΙΝΑΙ ΤΟ ΠΙΟ ΕΠΙΚΙΝΔΥΝΟ ΑΣΤΕΡΙ

Ωστόσο, δεν μετατρέπονται όλοι οι σουπερνόβα σε αστέρια νετρονίων. Όταν η μάζα ενός άστρου υπερβαίνει ένα ορισμένο όριο (το λεγόμενο δεύτερο όριο Τσαντρασεκάρ), η διαδικασία έκρηξης σουπερνόβα αφήνει πίσω του υπερβολική μάζα ύλης και η βαρυτική πίεση δεν μπορεί να συγκρατήσει τίποτα. Η διαδικασία γίνεται μη αναστρέψιμη - όλη η ύλη συγκεντρώνεται σε ένα σημείο και σχηματίζεται μια μαύρη τρύπα - μια αστοχία που απορροφά αμετάκλητα τα πάντα, ακόμα και το φως του ήλιου.

Θα μπορούσε μια έκρηξη σουπερνόβα να απειλήσει τη Γη; Αλίμονο, οι επιστήμονες απαντούν καταφατικά. Το αστέρι Betelgeuse, ένας στενός γείτονας του Ηλιακού Συστήματος για τα κοσμικά πρότυπα, μπορεί να εκραγεί πολύ σύντομα. Σύμφωνα με τον Σεργκέι Ποπόφ, ερευνητή στο Κρατικό Αστρονομικό Ινστιτούτο, «ο Μπετελγκέζ είναι πράγματι ένας από τους καλύτερους υποψήφιους, και σίγουρα ο πιο διάσημος, για κοντινούς (σε βάθος χρόνου) σουπερνόβα. Αυτό το τεράστιο αστέρι βρίσκεται στα τελευταία στάδια της εξέλιξής του και πιθανότατα θα εκραγεί ως σουπερνόβα, αφήνοντας πίσω του ένα αστέρι νετρονίων». Ο Betelgeuse είναι ένα αστέρι είκοσι φορές βαρύτερο από τον Ήλιο μας και εκατό χιλιάδες φορές φωτεινότερο, που βρίσκεται περίπου πέντε χιλιάδες έτη φωτός μακριά. Εφόσον αυτό το αστέρι έχει φτάσει στο τελικό στάδιο της εξέλιξής του, στο εγγύς μέλλον (με κοσμικά πρότυπα) έχει κάθε πιθανότητα να γίνει σουπερνόβα. Σύμφωνα με τους επιστήμονες, αυτός ο κατακλυσμός δεν πρέπει να είναι επικίνδυνος για τη Γη, αλλά με μια προειδοποίηση.

Το γεγονός είναι ότι η ακτινοβολία ενός σουπερνόβα κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης κατευθύνεται άνισα - η κατεύθυνση της ακτινοβολίας καθορίζεται από τους μαγνητικούς πόλους του αστεριού. Και αν αποδειχθεί ότι ένας από τους πόλους του Betelgeuse κατευθύνεται απευθείας στη Γη, τότε μετά την έκρηξη του σουπερνόβα ένα θανατηφόρο ρεύμα ακτινοβολίας ακτίνων Χ θα απελευθερωθεί στη Γη μας, ικανό τουλάχιστον να καταστρέψει το στρώμα του όζοντος. Δυστυχώς, σήμερα δεν υπάρχουν σημάδια γνωστά στους αστρονόμους που θα επέτρεπαν να προβλέψουν έναν κατακλυσμό και να δημιουργήσουν ένα «σύστημα έγκαιρης προειδοποίησης» για μια έκρηξη σουπερνόβα. Ωστόσο, παρόλο που ο Betelgeuse ζει τη ζωή του, ο αστρονομικός χρόνος δεν είναι ανάλογος με τον ανθρώπινο χρόνο και, πιθανότατα, η καταστροφή απέχει χιλιάδες, αν όχι δεκάδες χιλιάδες χρόνια. Μπορεί κανείς να ελπίζει ότι μέσα σε μια τέτοια περίοδο η ανθρωπότητα θα δημιουργήσει αξιόπιστη προστασία από τα ξεσπάσματα σουπερνόβα.

Είναι αρκετά σπάνιο ότι οι άνθρωποι μπορούν να παρατηρήσουν ένα τόσο ενδιαφέρον φαινόμενο όπως ένα σουπερνόβα. Αλλά αυτό δεν είναι μια συνηθισμένη γέννηση ενός αστεριού, γιατί μέχρι και δέκα αστέρια γεννιούνται στον γαλαξία μας κάθε χρόνο. Ένας σουπερνόβα είναι ένα φαινόμενο που μπορεί να παρατηρηθεί μόνο μία φορά κάθε εκατό χρόνια. Τα αστέρια πεθαίνουν τόσο λαμπερά και όμορφα.

Για να καταλάβουμε γιατί συμβαίνει μια έκρηξη σουπερνόβα, πρέπει να επιστρέψουμε στην ίδια τη γέννηση του άστρου. Το υδρογόνο πετάει στο διάστημα, το οποίο σταδιακά συγκεντρώνεται σε σύννεφα. Όταν το σύννεφο είναι αρκετά μεγάλο, το συμπυκνωμένο υδρογόνο αρχίζει να συσσωρεύεται στο κέντρο του και η θερμοκρασία σταδιακά αυξάνεται. Υπό την επίδραση της βαρύτητας, συναρμολογείται ο πυρήνας του μελλοντικού αστέρα, όπου, χάρη στην αυξημένη θερμοκρασία και την αυξανόμενη βαρύτητα, αρχίζει να λαμβάνει χώρα η αντίδραση θερμοπυρηνικής σύντηξης. Το πόσο υδρογόνο μπορεί να προσελκύσει ένα αστέρι στον εαυτό του καθορίζει το μελλοντικό του μέγεθος - από έναν κόκκινο νάνο έως έναν μπλε γίγαντα. Με την πάροδο του χρόνου, η ισορροπία του έργου του αστεριού εδραιώνεται, τα εξωτερικά στρώματα ασκούν πίεση στον πυρήνα και ο πυρήνας διαστέλλεται λόγω της ενέργειας της θερμοπυρηνικής σύντηξης.

Το αστέρι είναι μοναδικό και, όπως κάθε αντιδραστήρας, κάποια μέρα θα ξεμείνει από καύσιμο - υδρογόνο. Αλλά για να δούμε πώς εκρήγνυται ένα σουπερνόβα, πρέπει να περάσει λίγος ακόμα χρόνος, γιατί στον αντιδραστήρα, αντί για υδρογόνο, σχηματίστηκε ένα άλλο καύσιμο (ήλιο), το οποίο το αστέρι θα αρχίσει να καίει, μετατρέποντάς το σε οξυγόνο και στη συνέχεια σε άνθρακας. Και αυτό θα συνεχιστεί μέχρι να σχηματιστεί σίδηρος στον πυρήνα του άστρου, ο οποίος κατά τη διάρκεια μιας θερμοπυρηνικής αντίδρασης δεν απελευθερώνει ενέργεια, αλλά την καταναλώνει. Κάτω από τέτοιες συνθήκες, μπορεί να συμβεί μια έκρηξη σουπερνόβα.

Ο πυρήνας γίνεται βαρύτερος και ψυχρότερος, με αποτέλεσμα τα ελαφρύτερα ανώτερα στρώματα να πέφτουν πάνω του. Η σύντηξη ξεκινά ξανά, αλλά αυτή τη φορά πιο γρήγορα από το συνηθισμένο, με αποτέλεσμα το αστέρι απλά να εκραγεί, διασκορπίζοντας την ύλη του στον περιβάλλοντα χώρο. Ανάλογα με τα γνωστά μπορεί να παραμείνει και μετά από αυτό - (μια ουσία με απίστευτα υψηλή πυκνότητα, η οποία είναι πολύ υψηλή και μπορεί να εκπέμπει φως). Τέτοιοι σχηματισμοί παραμένουν μετά από πολύ μεγάλα αστέρια που κατάφεραν να παράγουν θερμοπυρηνική σύντηξη σε πολύ βαριά στοιχεία. Τα μικρότερα αστέρια αφήνουν πίσω τους μικρά αστέρια νετρονίων ή σιδήρου, τα οποία δεν εκπέμπουν σχεδόν καθόλου φως, αλλά έχουν επίσης υψηλή πυκνότητα ύλης.

Οι Novas και οι σουπερνόβα συνδέονται στενά, γιατί ο θάνατος ενός από αυτούς μπορεί να σημαίνει τη γέννηση ενός νέου. Αυτή η διαδικασία συνεχίζεται ατελείωτα. Μια σουπερνόβα μεταφέρει εκατομμύρια τόνους ύλης στον περιβάλλοντα χώρο, η οποία συγκεντρώνεται ξανά σε σύννεφα και αρχίζει ο σχηματισμός ενός νέου ουράνιου σώματος. Οι επιστήμονες ισχυρίζονται ότι όλα τα βαριά στοιχεία που υπάρχουν στο ηλιακό μας σύστημα «έκλεψαν» από τον Ήλιο κατά τη γέννησή του από ένα αστέρι που κάποτε εξερράγη. Η φύση είναι εκπληκτική, και ο θάνατος ενός πράγματος σημαίνει πάντα τη γέννηση ενός νέου. Η ύλη αποσυντίθεται στο διάστημα και σχηματίζεται σε αστέρια, δημιουργώντας τη μεγάλη ισορροπία του Σύμπαντος.

Μια σουπερνόβα, ή έκρηξη σουπερνόβα, είναι η διαδικασία μιας κολοσσιαίας έκρηξης ενός αστεριού στο τέλος της ζωής του. Σε αυτή την περίπτωση, απελευθερώνεται τεράστια ενέργεια και η φωτεινότητα αυξάνεται δισεκατομμύρια φορές. Το κέλυφος του αστεριού εκτοξεύεται στο διάστημα, σχηματίζοντας ένα νεφέλωμα. Και ο πυρήνας συστέλλεται τόσο πολύ που γίνεται είτε είτε.

Η χημική εξέλιξη του σύμπαντος συμβαίνει ακριβώς χάρη στους σουπερνόβα. Κατά τη διάρκεια της έκρηξης, βαριά στοιχεία που σχηματίστηκαν κατά τη διάρκεια μιας θερμοπυρηνικής αντίδρασης κατά τη διάρκεια της ζωής του άστρου εκτοξεύονται στο διάστημα. Περαιτέρω, από αυτά τα υπολείμματα σχηματίζονται πλανητικά νεφελώματα, από τα οποία, με τη σειρά τους, σχηματίζονται αστέρια και πλανήτες.

Πώς συμβαίνει μια έκρηξη;

Όπως είναι γνωστό, ένα αστέρι απελευθερώνει τεράστια ενέργεια λόγω της θερμοπυρηνικής αντίδρασης που συμβαίνει στον πυρήνα. Μια θερμοπυρηνική αντίδραση είναι η διαδικασία μετατροπής του υδρογόνου σε ήλιο και βαρύτερα στοιχεία, απελευθερώνοντας ενέργεια. Όταν όμως εξαντληθεί το υδρογόνο στα βάθη, τα ανώτερα στρώματα του άστρου αρχίζουν να καταρρέουν προς το κέντρο. Αφού φτάσει σε ένα κρίσιμο σημείο, η ύλη κυριολεκτικά εκρήγνυται, συμπιέζοντας τον πυρήνα όλο και περισσότερο και παρασύροντας τα ανώτερα στρώματα του άστρου σε ένα ωστικό κύμα.

Σε αυτήν την περίπτωση, παράγεται τόση πολλή ενέργεια σε έναν μάλλον μικρό όγκο χώρου που μέρος της αναγκάζεται να παρασυρθεί από νετρίνα, τα οποία πρακτικά δεν έχουν μάζα.

σουπερνόβα τύπου Ia

Αυτός ο τύπος σουπερνόβα δεν γεννιέται από αστέρια, αλλά από. Ένα ενδιαφέρον χαρακτηριστικό είναι ότι η φωτεινότητα όλων αυτών των αντικειμένων είναι η ίδια. Και γνωρίζοντας τη φωτεινότητα και τον τύπο του αντικειμένου, μπορείτε να υπολογίσετε την ταχύτητά του χρησιμοποιώντας . Η αναζήτηση για τους υπερκαινοφανείς τύπου Ia είναι πολύ σημαντική, γιατί με τη βοήθειά τους ανακαλύφθηκε και αποδείχθηκε η επιταχυνόμενη διαστολή του σύμπαντος.

Ίσως αύριο να φουντώσουν

Υπάρχει μια ολόκληρη λίστα που περιλαμβάνει υποψηφίους σουπερνόβα. Φυσικά, είναι αρκετά δύσκολο να προσδιοριστεί πότε ακριβώς θα συμβεί η έκρηξη. Εδώ είναι τα πιο κοντινά γνωστά:

• ΙΚ Πήγασος.Το διπλό αστέρι βρίσκεται στον αστερισμό του Πήγασου σε απόσταση έως και 150 ετών φωτός από εμάς. Ο σύντροφός του είναι ένας τεράστιος λευκός νάνος που δεν παράγει πλέον ενέργεια μέσω της πυρηνικής σύντηξης. Όταν το κύριο αστέρι μετατραπεί σε κόκκινο γίγαντα και αυξήσει την ακτίνα του, ο νάνος θα αρχίσει να αυξάνει τη μάζα του λόγω αυτού. Όταν η μάζα του φτάσει το 1,44 ηλιακό, μπορεί να συμβεί μια έκρηξη σουπερνόβα.
• Antares. Ένας κόκκινος υπεργίγαντας στον αστερισμό του Σκορπιού, 600 έτη φωτός από εμάς. Ο Antares έχει συντροφιά ένα καυτό μπλε αστέρι.
• Betelgeuse.Ένα αντικείμενο που μοιάζει με Antares βρίσκεται στον αστερισμό του Ωρίωνα. Η απόσταση από τον Ήλιο είναι από 495 έως 640 έτη φωτός. Αυτό το αστέρι είναι νεαρό (περίπου 10 εκατομμυρίων ετών), αλλά πιστεύεται ότι έχει φτάσει στη φάση εξάντλησης άνθρακα. Μέσα σε μία ή δύο χιλιετίες θα μπορούμε να θαυμάσουμε μια έκρηξη σουπερνόβα.

Επιπτώσεις στη Γη

Ένα σουπερνόβα που εκρήγνυται κοντά φυσικά δεν μπορεί παρά να επηρεάσει τον πλανήτη μας.Για παράδειγμα, ο Betelgeuse, έχοντας εκραγεί, θα αυξήσει τη φωτεινότητά του κατά περίπου 10 χιλιάδες φορές. Για αρκετούς μήνες, το αστέρι θα εμφανίζεται ως ένα λαμπρό σημείο, παρόμοιο σε φωτεινότητα με την πανσέληνο. Αλλά αν κάποιος πόλος του Betelgeuse είναι στραμμένος προς τη Γη, τότε θα λάβει ένα ρεύμα ακτίνων γάμμα από το αστέρι. Τα πολικά φώτα θα ενταθούν και το στρώμα του όζοντος θα μειωθεί. Αυτό μπορεί να έχει πολύ αρνητικό αντίκτυπο στη ζωή του πλανήτη μας. Όλα αυτά είναι μόνο θεωρητικοί υπολογισμοί· είναι αδύνατο να πούμε ακριβώς ποια θα είναι στην πραγματικότητα το αποτέλεσμα της έκρηξης αυτού του υπεργίγαντα.

Ο θάνατος ενός σταρ, όπως και η ζωή, μπορεί μερικές φορές να είναι πολύ όμορφος. Και ένα παράδειγμα αυτού είναι οι σουπερνόβα. Οι λάμψεις τους είναι δυνατές και φωτεινές, ξεπερνούν όλα τα κοντινά αστέρια.