Μετά από μια έκρηξη σουπερνόβα, ένα αστέρι μπορεί να μετατραπεί σε αστέρι. Γιατί εκρήγνυνται τα αστέρια;

Το αστέρι μπορεί να πεθάνει διαφορετικοί τρόποι, αλλά συνήθως οι άνθρωποι πιστεύουν ότι τα αστέρια εκρήγνυνται.

Ο όρος «supernova» περιγράφει εκρήξεις που εκλύουν μεγάλη ποσότηταενέργεια τη στιγμή που ορισμένα αστέρια φτάνουν σε ένα ορισμένο στάδιο ανάπτυξης. Οι σουπερνόβα μπορούν να λάμπουν πιο φωτεινά από ολόκληρους γαλαξίες και να καταστρέψουν τα πάντα μέσα σε εκατό έτη φωτός από αυτούς. Αλλά οι σουπερνόβα δεν είναι απλά καταπληκτικοί φυσικό φαινόμενο. Αυτά είναι τα πιο σημαντικά φαινόμενα απαραίτητα για την ανάπτυξη πολύπλοκης ύλης, συμπεριλαμβανομένης της ζωής.

Αναζήτηση για σουπερνόβα από αστρονόμους

Ας ξεκινήσουμε με το πώς εμφανίζονται οι σουπερνόβα. Όταν συσσωρεύεται αρκετό αέριο σε ένα μέρος, η μάζα του αρχίζει να ασκεί μια βαρυτική επίδραση, εστιασμένη στο κέντρο του νέφους. Όταν η πίεση ξεπεράσει ένα ορισμένο όριο, τα άτομα υδρογόνου στο κέντρο της σφαίρας αρχίζουν να υφίστανται σύντηξη, αναφλέγοντας το αέριο και μετατρέποντάς το σε αστέρι. Αλλά καθ' όλη τη διάρκεια της ζωής ενός άστρου και της καύσης του, υπάρχει μια αντίδραση μεταξύ της πίεσης της αντίδρασης θερμοκρασίας, που κατευθύνεται προς τα έξω, και της βαρυτικής συμπίεσης, που κατευθύνεται προς τα μέσα.

Η ιδέα του καλλιτέχνη για τα πρώτα αστέρια

Κατά τη διάρκεια δισεκατομμυρίων ετών καύσης, η πίεση προς τα έξω μειώνεται, αλλά η βαρυτική δύναμη παραμένει περίπου η ίδια. Ως εκ τούτου, καθώς τα μικρά και μεσαίου μεγέθους αστέρια ψύχονται, η βαρύτητα αρχίζει να τα κερδίζει - αλλά επειδή αυτά τα αστέρια δεν είναι πολύ μεγάλα, η βαρύτητα δεν κάνει τίποτα άλλο από το να συγκρατεί την ύλη μαζί. Ένα τέτοιο αστέρι που ψύχεται με ασφάλεια ονομάζεται λευκός νάνος. Το όριο μάζας που απαιτείται για να εμφανιστεί ένας σουπερνόβα ονομάζεται όριο Τσαντρασεκάρ και είναι περίπου 1,4 ηλιακές μάζες. Αν το αστέρι είναι μικρότερο, θα σβήσει ειρηνικά.

Οι σουπερνόβα είναι τόσο φωτεινοί που ξεχωρίζουν ακόμη και στο φόντο των γαλαξιών.

Ταυτόχρονα, ένας λευκός νάνος μπορεί ακόμα να ανάψει στο τέλος της ζωής του. Κατ 'αρχήν, τέτοια αστέρια μπορούν να αναζωπυρωθούν. Μπορεί να προσελκύσει αρκετή μάζα στον εαυτό του ώστε η πίεση στο κέντρο να αυξηθεί πολύ και να αρχίσει η σύνθεση άνθρακα. Τότε θα ξεκινήσει μια ασταθής αντίδραση σύντηξης, η οποία θα οδηγήσει σε έκρηξη.

Ή, εάν ο πυρήνας του λευκού νάνου αποτελείται κυρίως από νέον, ο πυρήνας του θα καταρρεύσει, κάτι που θα οδηγήσει επίσης σε έκρηξη - αλλά μόνο μετά από αυτόν θα παραμείνει ένα αστέρι νετρονίων. Αυτό συμβαίνει σχεδόν πάντα σε δυαδικά συστήματα, στα οποία ένα αστέρι πλησιάζει το όριο Chandrasekhar, ρουφώντας ύλη από τον σύντροφό του. Δεδομένου ότι οι αστρονόμοι δεν μπορούν να μελετήσουν το περιεχόμενο του πυρήνα του άστρου, δεν γνωρίζουν ποιο από τα δύο μονοπάτια θα ακολουθήσει η ανάπτυξή του.

Κατάλοιπο σουπερνόβα Tycho

Αστέρια με μάζα μεγαλύτερη από 1,4 ηλιακή μάζα κύκλος ζωήςαλλο. Ο κόκκινος γίγαντας καίγεται αργά, με τη βαρύτητα του αρκετά ισχυρή ώστε να προκαλέσει μια κατάρρευση του πυρήνα και μια έκρηξη σουπερνόβα. Αστέρια μεταξύ 1,4 και 3 ηλιακών μαζών καταρρέουν σε αστέρια νετρονίων.

Τα βαρύτερα αστέρια επίσης καταρρέουν, αλλά δεν σταματούν μέχρι να μετατραπούν σε μαύρη τρύπα. Αυτό είναι ένα αρκετά σπάνιο γεγονός. Αν και υπάρχουν πολλές μαύρες τρύπες στο Σύμπαν, υπάρχουν πολύ λιγότερες από αυτές από άλλους τύπους αστρικών υπολειμμάτων.

Πώς βλέπει ένας καλλιτέχνης ένα δυαδικό σύστημα

Οι σουπερνόβα μπορούν να εμφανιστούν με άλλους τρόπους. Για παράδειγμα, αν και οι περισσότεροι λευκοί νάνοι αποκτούν μάζα αργά, ορισμένα αστέρια μπορεί να παρουσιάσουν ταχεία αύξηση της μάζας (για παράδειγμα, από μια σύγκρουση με άλλο αστέρι) και να περάσουν γρήγορα το όριο Chandrasekhar - τόσο γρήγορα που δεν έχουν χρόνο να αρχίσουν να καταρρέουν .

Οι σουπερνόβα έχουν πολλές χρήσεις για την αστρονομία. Για παράδειγμα, οι σουπερνόβα τύπου Ia (ένας λευκός νάνος που έχει υποστεί σύντηξη άνθρακα) στέλνουν ομοιόμορφα σήματα στο διάστημα. Ως εκ τούτου, ονομάζονται "τυποποιημένα κεριά" επειδή χρησιμεύουν ως επιστημονικά πρότυπα για οπτικές μετρήσεις. Είναι αλήθεια, τελευταία έρευναλένε ότι αυτά τα κεριά δεν είναι τόσο στάνταρ όσο πίστευαν προηγουμένως.

Αλλά το θέμα ήταν ότι οι σουπερνόβα δεν είναι μόνο δροσερά και χρήσιμα φαινόμενα. Για να δημιουργήσετε στοιχεία βαρύτερα από τον άνθρακα και το νέον, τα συνηθισμένα αστέρια δεν είναι κατάλληλα. Μόνο οι σουπερνόβα, τα αστέρια που πεθαίνουν, μπορούν να το αντιμετωπίσουν αυτό.

Σχεδόν ό,τι ασχολούμαστε πετάχτηκε κάποια στιγμή έξω από ένα αστέρι στις τελευταίες στιγμές της ζωής του. Η Γη είναι μια βραχώδης συλλογή υπολειμμάτων που εκτοξεύονται από μια σουπερνόβα. Και επίσης όλοι οι κομήτες, οι αστεροειδείς και οτιδήποτε άλλο αποτελείται από βαρύτερη ύλη. Και εμείς οι ίδιοι, αποτελούμενοι από ύλη που έχει ληφθεί από τη Γη, δημιουργηθήκαμε από τα συντρίμμια ενός σουπερνόβα.

Ένα αστέρι μπορεί να πεθάνει με πολλούς τρόπους, αλλά οι άνθρωποι συνήθως σκέφτονται αστέρια που εκρήγνυνται.

Ο όρος «Supernova» περιγράφει εκρήξεις που απελευθερώνουν μεγάλες ποσότητες ενέργειας όταν ορισμένα αστέρια φτάσουν σε ένα ορισμένο στάδιο ανάπτυξης. Οι σουπερνόβα μπορούν να λάμπουν πιο φωτεινά από ολόκληρους γαλαξίες και να καταστρέψουν τα πάντα μέσα σε εκατό έτη φωτός από αυτούς. Αλλά οι σουπερνόβα δεν είναι απλά εκπληκτικά φυσικά φαινόμενα. Αυτά είναι τα πιο σημαντικά φαινόμενα απαραίτητα για την ανάπτυξη πολύπλοκης ύλης, συμπεριλαμβανομένης της ζωής.
.

Θα ξεκινήσουμε με το πώς εμφανίζονται οι σουπερνόβα. Όταν συσσωρεύεται αρκετό αέριο σε ένα μέρος, η μάζα του αρχίζει να ασκεί μια βαρυτική επίδραση, εστιασμένη στο κέντρο του νέφους. Όταν η πίεση ξεπεράσει ένα ορισμένο όριο, τα άτομα υδρογόνου στο κέντρο της σφαίρας αρχίζουν να υφίστανται σύντηξη, αναφλέγοντας το αέριο και μετατρέποντάς το σε αστέρι. Αλλά καθ' όλη τη διάρκεια της ζωής ενός άστρου και της καύσης του, υπάρχει μια αντίδραση μεταξύ της πίεσης της αντίδρασης θερμοκρασίας, που κατευθύνεται προς τα έξω, και της βαρυτικής συμπίεσης, που κατευθύνεται προς τα μέσα.

Κατά τη διάρκεια δισεκατομμυρίων ετών καύσης, η πίεση προς τα έξω μειώνεται, αλλά η βαρυτική δύναμη παραμένει περίπου η ίδια. Επομένως, καθώς τα αστέρια μικρού και μεσαίου μεγέθους ψύχονται, η βαρύτητα αρχίζει να τα κερδίζει - αλλά επειδή αυτά τα αστέρια δεν είναι πολύ μεγάλα, η βαρύτητα δεν οδηγεί σε τίποτα άλλο από το να συγκρατεί την ύλη μαζί. Ένα τέτοιο αστέρι που ψύχεται με ασφάλεια ονομάζεται λευκός νάνος. Το όριο μάζας που απαιτείται για να εμφανιστεί ένας σουπερνόβα ονομάζεται όριο Τσαντρασεκάρ και είναι περίπου 1,4 φορές η μάζα του ήλιου. Αν το αστέρι είναι μικρότερο, θα σβήσει ειρηνικά.

Αστέρια με μεγαλύτερη μάζα από 1,4 ηλιακές μάζες έχουν διαφορετικό κύκλο ζωής. Ο κόκκινος γίγαντας καίγεται αργά, με τη βαρύτητα του αρκετά ισχυρή ώστε να προκαλέσει μια κατάρρευση του πυρήνα και μια έκρηξη σουπερνόβα. Αστέρια με μάζες μεταξύ 1,4 και 3 ηλιακών μαζών καταρρέουν σε αστέρια νετρονίων.

Τα βαρύτερα αστέρια επίσης καταρρέουν, αλλά δεν σταματούν μέχρι να μετατραπούν σε μαύρη τρύπα. Αυτό είναι ένα αρκετά σπάνιο γεγονός. Αν και υπάρχουν πολλές μαύρες τρύπες στο σύμπαν, είναι πολύ μικρότερες από άλλους τύπους υπολειμμάτων αστεριών.

Οι σουπερνόβα έχουν πολλές χρήσεις για την αστρονομία. Για παράδειγμα, οι σουπερνόβα τύπου Ia (ένας λευκός νάνος που έχει υποστεί σύντηξη άνθρακα) στέλνουν ομοιόμορφα σήματα στο διάστημα. Ως εκ τούτου, ονομάζονται "Τυπικά Κεριά" επειδή χρησιμεύουν ως πρότυπα επιστημόνων για οπτικές μετρήσεις. Είναι αλήθεια ότι πρόσφατη έρευνα δείχνει ότι αυτά τα κεριά δεν είναι τόσο στάνταρ όσο πιστεύαμε προηγουμένως.

Σχεδόν ό,τι ασχολούμαστε πετάχτηκε κάποια στιγμή έξω από ένα αστέρι στις τελευταίες στιγμές της ζωής του. Η Γη είναι μια βραχώδης συλλογή υπολειμμάτων που εκτοξεύονται από μια σουπερνόβα. Και επίσης όλοι οι κομήτες, οι αστεροειδείς και οτιδήποτε άλλο αποτελείται από βαρύτερη ύλη. Και εμείς οι ίδιοι, αποτελούμενοι από ύλη που ελήφθη από τη γη, δημιουργηθήκαμε από τα συντρίμμια ενός 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 σύντηξησε 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 μιας νέας ουράνιο σώμα. 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. ΣΕ απώτερο διάστημαΗ ύλη διασπάται και σχηματίζεται σε αστέρια, δημιουργώντας τη μεγάλη ισορροπία του Σύμπαντος.

Όταν τελειώσει το αστρικό καύσιμο που υποστηρίζει τη θερμοπυρηνική αντίδραση, η θερμοκρασία των εσωτερικών περιοχών του άστρου αρχίζει να πέφτει και δεν αντέχουν τη βαρυτική συμπίεση. Το αστέρι καταρρέει, δηλ. η ουσία του πέφτει μέσα. Σε αυτή την περίπτωση, μερικές φορές παρατηρείται έκρηξη σουπερνόβα ή άλλα βίαια φαινόμενα. Ένα σουπερνόβα μπορεί να λάμψει πιο φωτεινά από δισεκατομμύρια συνηθισμένα αστέρια και να απελευθερώσει περίπου την ίδια ποσότητα φωτεινής ενέργειας που παράγει ο Ήλιος μας σε ένα δισεκατομμύριο χρόνια.

Κατά την τελευταία χιλιετία, μόνο πέντε σουπερνόβα έχουν εκραγεί στον Γαλαξία μας (1006, 1054, 1181, 1572, 1604). Τουλάχιστον, τόσα πολλά από αυτά σημειώνονται σε γραπτές πηγές (κάποια άλλα μπορεί να μην έχουν σημειωθεί ή να έχουν εκραγεί πίσω από πυκνά σύννεφα αερίου και σκόνης). Αλλά τώρα οι αστρονόμοι καταφέρνουν να παρατηρούν έως και 10 εκρήξεις σουπερνόβα σε άλλους γαλαξίες κάθε χρόνο. Ωστόσο, τέτοια κρούσματα εξακολουθούν να είναι σπάνια. Τις περισσότερες φορές, τα εξωτερικά κελύφη ενός αστεριού απορρίπτονται χωρίς μια τόσο ισχυρή έκρηξη. Ή το αστέρι «πεθαίνει» ακόμα πιο ήρεμα. Έτσι, πολλά σενάρια αστρικής κατάρρευσης είναι πιθανά. Ας τα δούμε ξεχωριστά.

Ήσυχο ξεθώριασμαχαρακτηριστικό των άστρων με μάζα μικρότερη από 0,8 ηλιακή. Τα αστέρια νάνοι εξαφανίζονται αθόρυβα (όλοι οι κόκκινοι και καφέ νάνοι, και επίσης, πιθανώς, κάποιοι πορτοκαλί νάνοι). Μετατρέπονται σε «δροσερές» μπάλες ηλίου-υδρογόνου όπως ο Δίας, αλλά εξακολουθούν να είναι πολλές φορές μεγαλύτερες από αυτόν (μαύροι νάνοι). Φυσικά, αυτή η διαδικασία συμβαίνει πολύ αργά, αφού το αστέρι, αφού εξαντλήσει το θερμοπυρηνικό του καύσιμο, συνεχίζει να λάμπει για πολύ μεγάλο χρονικό διάστημα λόγω της σταδιακής βαρυτικής συμπίεσης. Η περιοχή του Σύμπαντος μας είναι τόσο νέα που πιθανώς δεν υπάρχουν ακόμα ήσυχα εξαφανισμένα αστέρια.

Κατάρρευση για να σχηματιστεί ένας λευκός νάνοςχαρακτηριστικό των αστεριών με μάζες από 0,8 έως 8 ηλιακές μάζες. Τα "καμένα" αστέρια ρίχνουν το κέλυφός τους, από το οποίο σχηματίζεται ένα πλανητικό νεφέλωμα σκόνης και αερίου. Πάει κάπως έτσι. Ενώ το ήλιο «καιγόταν» στον πυρήνα, ο οποίος μετατρεπόταν σε άνθρακα, θερμότηταο πυρήνας (δηλαδή η υψηλή ταχύτητα σωματιδίων) εμπόδισε τη βαρυτική συμπίεση του πυρήνα. Όταν το ήλιο στον πυρήνα τελείωσε, ο ψυκτικός πυρήνας άνθρακα άρχισε σταδιακά να συρρικνώνεται, παρασύροντας ήλιο (καθώς και υδρογόνο) από τα εξωτερικά στρώματα στο αστέρι. Στη συνέχεια, αυτό το νέο ήλιο «άναψε» στο κέλυφος και το κέλυφος άρχισε να διαστέλλεται με τρομερή ταχύτητα. Αποδείχθηκε ότι ένα σχετικά «ελαφρύ» αστέρι δεν μπορεί να συγκρατήσει το ιπτάμενο κέλυφος και μετατρέπεται σε ένα λεγόμενο πλανητικό νεφέλωμα. Παλαιότερα, πίστευαν ότι οι πλανήτες σχηματίστηκαν από τέτοια νεφελώματα. Αποδείχθηκε ότι δεν είναι έτσι: τέτοια νεφελώματα επεκτείνονται και διαλύονται στο διάστημα, αλλά το όνομα διατηρήθηκε. Η ταχύτητα διαστολής των πλανητικών νεφελωμάτων κυμαίνεται από 5 έως 100 km/s, με μέσο όρο τα 20 km/s. Ο πυρήνας του αστεριού συνεχίζει να συστέλλεται, δηλ. καταρρέει για να σχηματίσει έναν γαλανόλευκο νάνο, ο οποίος αφού κρυώσει για αρκετή ώρα γίνεται λευκός νάνος. Νεαροί λευκοί νάνοι είναι κρυμμένοι σε ένα κουκούλι σκόνης, το οποίο δεν έχει προλάβει ακόμη να μετατραπεί σε ένα καθαρά ορατό πλανητικό νεφέλωμα. Μια έκρηξη σουπερνόβα δεν συμβαίνει κατά τη διάρκεια μιας τέτοιας κατάρρευσης και αυτό το σενάριο για το τέλος της ενεργού ζωής ενός αστεριού είναι πολύ συνηθισμένο. Οι λευκοί νάνοι περιγράφονται παραπάνω, και μπορούμε μόνο να θυμηθούμε ότι είναι συγκρίσιμοι σε όγκο με τον πλανήτη μας, ότι τα άτομα σε αυτούς είναι συσκευασμένα όσο το δυνατόν πιο πυκνά, ότι η ύλη συμπιέζεται σε πυκνότητες ενάμισι δισεκατομμύριο φορές μεγαλύτερες από αυτή του νερό, και ότι αυτά τα αστέρια διατηρούνται σε σχετικά σταθερή κατάσταση λόγω της απώθησης των ηλεκτρονίων που πιέζονται στενά μεταξύ τους.

Εάν το αστέρι ήταν αρχικά λίγο πιο μαζικό, τότε η θερμοπυρηνική αντίδραση δεν τελειώνει στο στάδιο καύσης ηλίου, αλλά λίγο αργότερα (για παράδειγμα, στο στάδιο καύσης άνθρακα), αλλά αυτό δεν αλλάζει θεμελιωδώς τη μοίρα του αστεριού.

Οι λευκοί νάνοι «καίγουν» για απεριόριστα μεγάλο χρονικό διάστημα και λάμπουν λόγω της πολύ αργής βαρυτικής συμπίεσης. Αλλά σε ορισμένες ειδικές περιπτώσεις γρήγορα καταρρέουν και εκρήγνυνται με ολοκληρωτική καταστροφή.

Κατάρρευση λευκού νάνου με πλήρη καταστροφή του αστεριούσυμβαίνει εάν ο λευκός νάνος τραβήξει την ύλη από τον δορυφόρο σε μια κρίσιμη μάζα 1,44 ηλιακών. Αυτή η μάζα ονομάζεται μάζα Chandrasekhar από τον Ινδό μαθηματικό Subramanian Chandrasekhar, ο οποίος την υπολόγισε και ανακάλυψε την πιθανότητα κατάρρευσης. Με μια τέτοια μάζα, η αμοιβαία απώθηση των ηλεκτρονίων δεν μπορεί πλέον να παρεμβαίνει στη βαρύτητα. Αυτό οδηγεί σε ξαφνική πτώση της ύλης μέσα στο αστέρι, σε απότομη συμπίεση του άστρου και αύξηση της θερμοκρασίας, «αναβοσβήνει» του άνθρακα στο κέντρο του άστρου και «κάψιμο» του στο εξωτερικό κύμα. Και παρόλο που η θερμοπυρηνική «καύση» του άνθρακα δεν είναι εντελώς εκρηκτική (όχι έκρηξη, αλλά ανάφλεξη, δηλαδή υποηχητική «καύση»), το αστέρι καταστρέφεται εντελώς και τα υπολείμματά του διασκορπίζονται προς όλες τις κατευθύνσεις με ταχύτητα 10.000 km/s. Αυτός ο μηχανισμός μελετήθηκε το 1960 από τους Hoyle και Fowler και ονομάζεται έκρηξη σουπερνόβα τύπου Ι.

Όλες οι εκρήξεις άστρων αυτού του τύπου είναι, σε μια πρώτη προσέγγιση, ίδιες: η φωτεινότητα αυξάνεται για τρεις εβδομάδες και στη συνέχεια μειώνεται σταδιακά κατά τη διάρκεια 6 μηνών ή λίγο μεγαλύτερο χρονικό διάστημα. Επομένως, από εκρήξεις σουπερνόβα τύπου Ι είναι δυνατό να προσδιοριστούν αποστάσεις από άλλους γαλαξίες, επειδή τέτοιες λάμψεις είναι ορατές από μακριά και γνωρίζουμε την πραγματική τους φωτεινότητα. Πρόσφατα, ωστόσο, αποδείχθηκε ότι αυτές οι σουπερνόβα εκρήγνυνται ασύμμετρα (αν και μόνο επειδή έχουν έναν στενό σύντροφο) και η φωτεινότητά τους εξαρτάται κατά 10% από ποια πλευρά φαίνεται η έκρηξη. Για να προσδιορίσετε τις αποστάσεις, είναι καλύτερο να μετρήσετε τη φωτεινότητα αυτών των σουπερνόβα όχι τη στιγμή της μέγιστης φωτεινότητας, αλλά μία έως δύο εβδομάδες αργότερα, όταν η ορατή επιφάνεια του κελύφους γίνεται σχεδόν σφαιρική.

Η ικανότητα παρατήρησης πολύ απομακρυσμένων σουπερνόβα τύπου Ι βοηθά στη μελέτη του ρυθμού διαστολής του Σύμπαντος σε διαφορετικές εποχές (η φωτεινότητα ενός αστεριού υποδεικνύει την απόσταση από αυτό και τον χρόνο του γεγονότος και το χρώμα δείχνει την ταχύτητα απομάκρυνσής του). Έτσι, ανακαλύφθηκε η επιβράδυνση της διαστολής του Σύμπαντος τα πρώτα 8,7 δισεκατομμύρια χρόνια και η επιτάχυνση αυτής της διαστολής τα τελευταία 5 δισεκατομμύρια χρόνια, δηλ. «The Second Big Bang».

Κατάρρευση για να σχηματιστεί ένα αστέρι νετρονίωνεγγενές σε αστέρια που έχουν μεγαλύτερη από 8 φορές μεγαλύτερη μάζα από τον Ήλιο. Στο τελικό στάδιο της ανάπτυξής τους, ένας πυρήνας σιδήρου αρχίζει να σχηματίζεται μέσα στο κέλυφος του πυριτίου. Ένας τέτοιος πυρήνας μεγαλώνει σε μια μέρα και καταρρέει σε λιγότερο από 1 δευτερόλεπτο, μόλις φτάσει στο όριο Chandrasekhar. Για τον πυρήνα, αυτό το όριο είναι από 1,2 έως 1,5 ηλιακές μάζες. Η ύλη πέφτει στο αστέρι και η απώθηση των ηλεκτρονίων δεν μπορεί να σταματήσει την πτώση. Η ουσία συνεχίζει να επιταχύνεται, να πέφτει και να συμπιέζεται μέχρι να αρχίσει να δρα η απώθηση μεταξύ των νουκλεονίων του ατομικού πυρήνα (πρωτόνια, νετρόνια). Αυστηρά μιλώντας, η συμπίεση συμβαίνει ακόμη και πέρα από αυτό το όριο: η ύλη που πέφτει, με αδράνεια, υπερβαίνει το σημείο ισορροπίας λόγω της ελαστικότητας των νουκλεονίων κατά 50% («μέγιστη συμπίεση»). Μετά από αυτό, "η συμπιεσμένη λαστιχένια μπάλα δίνει πίσω" και κρουστικό κύμαεξέρχεται στα εξωτερικά στρώματα του άστρου με ταχύτητα 30.000 έως 50.000 km/s. Τα εξωτερικά μέρη του άστρου πετούν μακριά προς όλες τις κατευθύνσεις και ένα συμπαγές αστέρι νετρονίων παραμένει στο κέντρο της περιοχής που εξερράγη. Αυτό το φαινόμενο ονομάζεται έκρηξη σουπερνόβα τύπου II. Αυτές οι εκρήξεις διαφέρουν σε ισχύ και άλλες παραμέτρους, επειδή αστέρια διαφορετικών μαζών και διαφορετικών χημική σύνθεση[διάφορες πηγές]. Υπάρχει ένδειξη ότι κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης τύπου ΙΙ, δεν απελευθερώνεται περισσότερη ενέργεια από ό,τι κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης τύπου Ι, επειδή Μέρος της ενέργειας απορροφάται από το κέλυφος, αλλά αυτό μπορεί να είναι ξεπερασμένες πληροφορίες.

Υπάρχει μια σειρά από ασάφειες στο περιγραφόμενο σενάριο. Οι αστρονομικές παρατηρήσεις έχουν δείξει ότι τα τεράστια αστέρια εκρήγνυνται πράγματι, με αποτέλεσμα το σχηματισμό διαστελλόμενων νεφελωμάτων, αφήνοντας πίσω ένα ταχέως περιστρεφόμενο αστέρι νετρονίων στο κέντρο, εκπέμποντας κανονικούς παλμούς ραδιοκυμάτων (πάλσαρ). Αλλά η θεωρία δείχνει ότι το ωστικό κύμα προς τα έξω πρέπει να χωρίσει τα άτομα σε νουκλεόνια (πρωτόνια, νετρόνια). Πρέπει να δαπανηθεί ενέργεια σε αυτό, με αποτέλεσμα το ωστικό κύμα να σβήσει. Αλλά για κάποιο λόγο αυτό δεν συμβαίνει: το κρουστικό κύμα φτάνει στην επιφάνεια του πυρήνα σε λίγα δευτερόλεπτα, μετά στην επιφάνεια του άστρου και διώχνει την ύλη. Οι συγγραφείς εξετάζουν διάφορες υποθέσεις για διαφορετικές μάζες, αλλά δεν φαίνονται πειστικά. Ίσως, σε μια κατάσταση «μέγιστης συμπίεσης» ή κατά τη διάρκεια της αλληλεπίδρασης ενός κρουστικού κύματος με την ύλη που συνεχίζει να πέφτει, κάποιοι θεμελιωδώς νέοι και άγνωστοι φυσικοί νόμοι τίθενται σε ισχύ.

Μέσα στον Γαλαξία μας, η σύνδεση μεταξύ ενός υπολείμματος σουπερνόβα και ενός πάλσαρ ήταν γνωστή μόνο για το Νεφέλωμα του Καβουριού στα μέσα της δεκαετίας του 1980.

Κατάρρευση για να σχηματιστεί μια μαύρη τρύπαχαρακτηριστικό των πιο ογκωδών αστέρων. Ονομάζεται επίσης έκρηξη σουπερνόβα τύπου ΙΙ και συμβαίνει σύμφωνα με ένα παρόμοιο σενάριο, αλλά ως αποτέλεσμα, αντί για ένα αστέρι νετρονίων, εμφανίζεται μια μαύρη τρύπα. Αυτό συμβαίνει σε περιπτώσεις όπου η μάζα του αστεριού που καταρρέει είναι τόσο μεγάλη που η αμοιβαία απώθηση μεταξύ νουκλεονίων (πρωτόνια, νετρόνια) δεν μπορεί να αποτρέψει τη βαρυτική συμπίεση. Θα πρέπει να σημειωθεί ότι αυτό το φαινόμενο είναι λιγότερο κατανοητό θεωρητικά και δεν έχει μελετηθεί ελάχιστα από την παρατηρησιακή αστρονομία. Γιατί, για παράδειγμα, η ύλη δεν πέφτει εντελώς σε μια μαύρη τρύπα; Υπάρχει κάτι παρόμοιο με τη «μέγιστη συμπίεση»; Υπάρχει ωστικό κύμα προς τα έξω; Γιατί δεν επιβραδύνει;

Πρόσφατα, έχουν γίνει παρατηρήσεις που δείχνουν ότι το ωστικό κύμα σουπερνόβα παράγει μια έκρηξη ακτίνων γάμμα ή έκρηξη ακτίνων Χ στο διαστελλόμενο κέλυφος του πρώην γιγαντιαίου άστρου (δείτε την ενότητα για τις εκρήξεις ακτίνων γάμμα).

Κάθε σουπερνόβα τύπου II παράγει το ενεργό ισότοπο του αλουμινίου (26Al) περίπου 0,0001 ηλιακές μάζες. Η διάσπαση αυτού του ισοτόπου δημιουργεί σκληρή ακτινοβολία, η οποία παρατηρείται εδώ και πολύ καιρό, και από την έντασή της υπολογίζεται ότι υπάρχουν λιγότερες από τρεις ηλιακές μάζες αυτού του ισοτόπου στον Γαλαξία. Αυτό σημαίνει ότι οι σουπερνόβα τύπου ΙΙ θα πρέπει να εκρήγνυνται στον Γαλαξία κατά μέσο όρο δύο φορές τον αιώνα, κάτι που δεν παρατηρείται. Πιθανώς, τους τελευταίους αιώνες, πολλές τέτοιες εκρήξεις δεν έγιναν αντιληπτές (για παράδειγμα, ήταν μακριά ή συνέβησαν πίσω από σύννεφα κοσμικής σκόνης). Σε κάθε περίπτωση, ήρθε η ώρα να εκραγεί ένα σουπερνόβα...

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 μια εκτυφλωτική ακτινοβολία που εμφανίστηκε ξαφνικά στον ουρανό έκλεισε 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 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 είναι ένας στενός γείτονας, σύμφωνα με τα κοσμικά πρότυπα. ηλιακό σύστημα, 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 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.

Μπορεί να σας ενδιαφέρει:

$mob_info$