Нека в отговора си не се концентрирам върху механизма на експлозията, който е много сложен, разнообразен и изисква дълги обяснения, а ще се концентрирам само върху първоизточника на експлозията.
Има 2 основни типа свръхнови (всъщност всичко е по-сложно, но засега нека да разгледаме опростена йерархия).
U свръхновиТип II(наричат се още колапс на ядрото) експлозия възниква, когато поради липса на централно налягане ядрото на звездата се свива под собствената си „гравитация“. След катастрофалното компресиране се образуват няколко ударни вълни, които се разпространяват навън и всъщност това, което наричаме експлозия.
Причината за началото на такава катастрофална компресия е, че в един момент термоядреното „гориво“ в центъра на звездата свършва. Когато изгорите целия хелий, въглерод и т.н., в крайна сметка ще стигнете до желязо и никел - елементите с най-висока ядрена енергия (на нуклон). След желязото и никела не можете да произвеждате нищо при термоядрено изгаряне, тъй като всичко бързо се разпада обратно.
Ако няма горене, значи няма вътрешно налягане. Въпреки това, има гравитация от самото ядро, което преди това е било задържано на място от вътрешно налягане. Този дисбаланс, който също понякога се нарича Нестабилност на Чандрасекар, и води до колапс и експлозия. Струва си да се отбележи, че за такава нестабилност е необходимо масата на ядрото да бъде ~1,4 слънчеви маси, в противен случай колапсът ще спре на етап бяло джудже поради допълнителното налягане на изродени електрони. За да направите това, е необходимо масата на оригиналната звезда да бъде > 8-10 слънчева.
В резултат на това след такава експлозия се образува или неутронна звезда, или, ако масата на първоначалната звезда е била > 20 слънчеви маси, черна дупка.
Механизмът на експлозиите на супернова с колапс на ядрото все още не е напълно разбран, въпреки факта, че хората изучават този проблем повече от половин век. Но... Като цяло в следващите месеци следете за публикации с принадлежност към Принстън и ключовата фамилия "A. Burrows" ;)
Свръхнови тип Iимат малко по-различен механизъм. Те се срещат в двоични системи, където една от звездите е бяло джудже, а другата е обикновена звезда, или гигант, или друго бяло джудже. В един момент материята от спътника започва да тече към бялото джудже, натрупвайки се на повърхността.
Веднага щом общата маса на джуджето стане повече от 1,4 слънчеви маси, започва да се развива същата нестабилност на Чандрасекар и по-нататъшен колапс на това бяло джудже и всъщност настъпва експлозия.
Резултатът най-вероятно е образуването на неутронна звезда.
Какъв вид явление е кълбовидната мълния и защо са били предупреждавани в детството да не се движат, ако влетее в стаята?
Ако някъде във Вселената се натрупа достатъчно материя, тя се компресира в плътна буца, в която започва термоядрена реакция. Ето как светят звездите. Първите са пламнали в мрака на младата Вселена преди 13,7 милиарда (13,7 * 10 9) години, а нашето Слънце – само преди около 4,5 милиарда години. Продължителността на живота на звездата и процесите, протичащи в края на този период, зависят от масата на звездата.
Докато термоядрената реакция на превръщане на водород в хелий продължава в звезда, тя е в главната последователност. Времето, което една звезда прекарва в главната последователност, зависи от нейната маса: най-големите и най-тежки бързо достигат етапа на червения гигант и след това напускат главната последователност в резултат на експлозия на свръхнова или образуване на бяло джудже.
Най-големите и масивни звезди изгарят бързо и експлодират като свръхнови. След експлозия на свръхнова остава неутронна звезда или черна дупка, а около тях има материя, изхвърлена от колосалната енергия на експлозията, която след това става материал за нови звезди. От най-близките ни звездни съседи такава съдба очаква например Бетелгейзе, но е невъзможно да се изчисли кога ще избухне.
Мъглявина, образувана в резултат на изхвърляне на материя по време на експлозия на свръхнова. В центъра на мъглявината е неутронна звезда.
Неутронната звезда е страшно физическо явление. Ядрото на експлодираща звезда се компресира - почти по същия начин като газа в двигател с вътрешно горене, само че е много голямо и ефективно: топка с диаметър стотици хиляди километри се превръща в топка от 10 до 20 километра в диаметър. Силата на компресия е толкова силна, че електроните падат върху атомните ядра, образувайки неутрони - оттук и името.
НАСА
Неутронна звезда (визия на художника)
Плътността на материята по време на такова компресиране се увеличава с около 15 порядъка, а температурата се повишава до невероятните 10 12 K в центъра на неутронната звезда и 1 000 000 K в периферията. Част от тази енергия се излъчва под формата на фотонно лъчение, докато част се отнася от неутрино, произведени в ядрото на неутронна звезда. Но дори поради много ефективно охлаждане на неутрино, неутронната звезда се охлажда много бавно: необходими са 10 16 или дори 10 22 години, за да изчерпи напълно енергията си. Трудно е да се каже какво ще остане на мястото на охладената неутронна звезда и невъзможно да се наблюдава: светът е твърде млад за това. Има предположение, че на мястото на охладената звезда отново ще се образува черна дупка.
Черните дупки възникват от гравитационния колапс на много масивни обекти, като например експлозии на свръхнови. Може би след трилиони години охладените неутронни звезди ще се превърнат в черни дупки.
Други, по-малко масивни звезди остават в главната последователност по-дълго от най-големите, но след като я напуснат, умират много по-бързо от техните неутронни роднини. Повече от 99% от звездите във Вселената никога няма да експлодират и да се превърнат нито в черни дупки, нито в неутронни звезди - техните ядра са твърде малки за подобни космически драми. Вместо това звездите със средна маса се превръщат в червени гиганти в края на живота си, които в зависимост от масата си стават бели джуджета, експлодират и се разпръскват напълно или стават неутронни звезди.
Сега белите джуджета съставляват от 3 до 10% от звездното население на Вселената. Тяхната температура е много висока – повече от 20 000 K, повече от три пъти температурата на повърхността на Слънцето – но все пак по-ниска от тази на неутронните звезди, а поради по-ниската си температура и по-голямата си площ, белите джуджета се охлаждат по-бързо – за 10 14 - 10 15 години. Това означава, че през следващите 10 трилиона години — когато Вселената ще бъде хиляда пъти по-стара, отколкото е сега — във Вселената ще се появи нов тип обект: черно джудже, продукт на охлаждането на бяло джудже.
В космоса все още няма черни джуджета. Дори най-старите охлаждащи звезди досега са загубили максимум 0,2% от енергията си; за бяло джудже с температура 20 000 K това означава охлаждане до 19 960 K.
Науката знае още по-малко за това какво се случва, когато най-малките звезди, като най-близкия ни съсед, червеното джудже Проксима Кентавър, се охладят, отколкото за свръхновите и черните джуджета. Термоядреният синтез в техните ядра протича бавно и те остават на главната последователност по-дълго от другите - според някои изчисления до 10 12 години, след което вероятно ще продължат да живеят като бели джуджета, т.е. блести още 10 14 - 10 15 години, преди да се превърне в черно джудже.
Една звезда може да умре по много начини, но хората обикновено мислят за експлодиращи звезди.
Терминът "супернова" описва експлозии, които освобождават големи количества енергия, когато определени звезди достигнат определен етап на развитие. Суперновите могат да блестят по-ярко от цели галактики и да унищожат всичко в рамките на сто светлинни години от тях. Но свръхновите не са просто удивителни природни явления. Това са най-важните явления, необходими за развитието на сложната материя, включително живота.
Търсене на свръхнови от астрономи
Нека започнем с това как възникват свръхновите. Когато достатъчно газ се натрупа на едно място, неговата маса започва да упражнява гравитационен ефект, фокусиран в центъра на облака. Когато налягането надхвърли определена граница, водородните атоми в центъра на сферата започват да се сливат, запалвайки газа и го превръщайки в звезда. Но през целия живот на една звезда и нейното изгаряне има противодействие между налягането на температурната реакция, насочена навън, и гравитационното компресиране, насочено навътре.
Идеята на художника за първите звезди
В продължение на милиарди години на горене външното налягане намалява, но гравитационната сила остава приблизително същата. Следователно, докато малките и средните звезди се охлаждат, гравитацията започва да ги надделява - но тъй като тези звезди не са много големи, гравитацията не прави нищо друго освен да държи материята заедно. Такава безопасно охладена звезда се нарича бяло джудже. Границата на масата, необходима за появата на свръхнова, се нарича границата на Чандрасекар и е приблизително 1,4 слънчеви маси. Ако звездата е по-малка, тя ще угасне мирно. 
Суперновите са толкова ярки, че се открояват дори на фона на галактиките.
В същото време бяло джудже все още може да светне в края на живота си. По принцип такива звезди могат да бъдат запалвани отново. Той може да привлече достатъчно маса към себе си, така че налягането в центъра да се увеличи значително и да започне синтеза на въглерод. Тогава ще започне нестабилна реакция на синтез, която ще доведе до експлозия.
Или, ако ядрото на бялото джудже се състои основно от неон, ядрото му ще се срути, което също ще доведе до експлозия - но само след нея ще остане неутронна звезда. Това почти винаги се случва в бинарни системи, в които една звезда се доближава до границата на Чандрасекар, изсмуквайки материя от своя партньор. Тъй като астрономите не могат да изследват съдържанието на ядрото на звездата, те не знаят по кой от двата пътя ще поеме нейното развитие.
Остатък от свръхнова на Тихо
Звездите с по-голяма маса от 1,4 слънчеви маси имат различен жизнен цикъл. Червеният гигант гори бавно, като гравитацията му е достатъчно силна, за да предизвика колапс на ядрото и експлозия на свръхнова. Звезди между 1,4 и 3 слънчеви маси колабират в неутронни звезди.
По-тежките звезди също колабират, но не спират, докато не се превърнат в черна дупка. Това е доста рядко събитие. Въпреки че във Вселената има много черни дупки, те са много по-малко от другите видове звездни остатъци.
Как един художник вижда двоичната система
Свръхновите могат да се появят и по други начини. Например, въпреки че повечето бели джуджета набират маса бавно, някои звезди могат да изпитат бързо увеличаване на масата (например от сблъсък с друга звезда) и бързо да преминат границата на Чандрасекар - толкова бързо, че нямат време да започнат да колапсират .
Свръхновите имат няколко приложения в астрономията. Например свръхнови тип Ia (бяло джудже, което е претърпяло въглероден синтез) изпращат еднакви сигнали в космоса. Поради това те са наречени "стандартни свещи", защото служат като стандарти на учените за оптични измервания. Вярно е, че последните изследвания показват, че тези свещи не са толкова стандартни, колкото се смяташе досега.
Но въпросът беше, че свръхновите не са само готини и полезни явления. За да създадете елементи, по-тежки от въглерод и неон, обикновените звезди не са подходящи. Само свръхнови, умиращи звезди, могат да се справят с това.
Почти всичко, с което се занимаваме, в даден момент е било изхвърлено от звезда в последните моменти от живота си. Земята е скалиста колекция от останки, изхвърлени от свръхнова. А също и всички комети, астероиди и всичко останало, състоящо се от по-тежка материя. А ние самите, състоящи се от материя, взета от Земята, сме създадени от отломките на свръхнова.
Свръхнова или експлозия на свръхнова е процесът на колосална експлозия на звезда в края на нейния живот. В този случай се освобождава огромна енергия и светимостта се увеличава милиарди пъти. Обвивката на звездата се изхвърля в космоса, образувайки мъглявина. И ядрото се свива толкова много, че става или или.
Химическата еволюция на Вселената се случва именно благодарение на свръхновите. По време на експлозията в космоса се изхвърлят тежки елементи, образувани по време на термоядрена реакция по време на живота на звездата. Освен това от тези остатъци се образуват планетарни мъглявини, от които на свой ред се образуват звезди и планети.
Както е известно, звездата отделя огромна енергия поради термоядрената реакция, протичаща в ядрото. Термоядрената реакция е процесът на превръщане на водорода в хелий и по-тежки елементи, освобождавайки енергия. Но когато водородът в дълбините свърши, горните слоеве на звездата започват да колабират към центъра. След като достигне критична точка, материята буквално експлодира, като компресира ядрото все повече и повече и отнася горните слоеве на звездата в ударна вълна.
В този случай в доста малък обем пространство се генерира толкова много енергия, че част от нея е принудена да бъде отнесена от неутрино, които практически нямат маса.
Този тип свръхнова не се ражда от звезди, а от. Интересна особеност е, че светимостта на всички тези обекти е еднаква. И като знаете осветеността и вида на обекта, можете да изчислите скоростта му с помощта на . Търсенето на свръхнови тип Ia е много важно, тъй като именно с тяхна помощ беше открито и доказано ускоряващото се разширяване на Вселената.
Има цял списък, който включва кандидати за свръхнови. Разбира се, доста трудно е да се определи точно кога ще настъпи експлозията. Ето най-близките известни:
Експлодираща наблизо супернова естествено не може да не засегне нашата планета.Например, Betelgeuse, след като експлодира, ще увеличи яркостта си с около 10 хиляди пъти. В продължение на няколко месеца звездата ще изглежда като блестяща точка, подобна по яркост на пълната Луна. Но ако някой полюс на Бетелгейзе е обърнат към Земята, тогава той ще получи поток от гама лъчи от звездата. Полярното сияние ще се засили и озоновият слой ще намалее. Това може да има много негативно въздействие върху живота на нашата планета. Всичко това са само теоретични изчисления, невъзможно е да се каже какъв точно ще бъде ефектът от експлозията на този свръхгигант.
Смъртта на една звезда, също като живота, понякога може да бъде много красива. И пример за това са свръхновите. Светкавиците им са мощни и ярки, засенчват всички близки звезди.
Има няколко хипотези за причината за звездните експлозии, наблюдавани като свръхнови. Въпреки това, няма общоприета теория, която да се основава на известни факти и да може да предскаже нови явления. Няма съмнение обаче, че такава теория ще бъде създадена в съвсем близко бъдеще. По всяка вероятност причината за експлозията е катастрофално бързото освобождаване на потенциална гравитационна енергия по време на „спускането“ на вътрешните слоеве на звездата към нейния център.
Защо звездите експлодират? Всяка звезда експлодира ли? Какви са фрагментите от експлодираща звезда? Какво остава след експлозията?На всички тези въпроси не може да се отговори без разбиране на структурата и еволюцията на звездите. Експлозията е доказателство за нарушение на вътрешния баланс на звезда и за да разберем защо и кога се случва това нарушение, е необходимо преди всичко да знаем как обикновено се поддържа равновесието в звездите.
Собственото гравитационно поле на масивните обекти ги кара да се свиват. И ако вътрешното налягане не е достатъчно, за да предотврати компресията, тогава масивните обекти се срутват. Фактът, че Слънцето остава непроменено по размер, показва наличието на силно налягане вътре в него.
Според съвременните концепции звездите се образуват по време на компресията на междузвезден облак газ и прах. Докато се свива, облакът постепенно се разпада на множество малки части. Всяка част продължава да се свива и да се нагрява, особено в средата. Този ранен етап от живота на звездите е изследван от японския астроном Ч. Хаяши. Когато температурата в центъра на звездата стане достатъчно висока, започват реакциите на термоядрен синтез - звездата, както се казва, навлиза в своето време на зрялост.
Има обаче един проблем по отношение на началния етап на образуване на звезди. Решението на този проблем включва свръхнови.
Веднага след като една звезда започне да „работи“ като ядрен реактор, качествената картина на нейната еволюция се обобщава накратко, както следва. Първо, водородът се превръща в хелий чрез реакции на ядрен синтез. Този процес освобождава енергия, която не позволява на звездата да се срине под собствената си гравитация. Докато реакциите на ядрен синтез продължават, се казва, че звездата е в главната последователност. Етапът на главната последователност е най-дългият в живота на една звезда и продължителността му зависи от масата на звездата. Колкото по-голяма е масата, толкова по-кратко е времето, прекарано в основната последователност, т.к В масивните звезди водородът изгаря по-бързо.
Когато запасите от водород са изчерпани, особено в ядрото на звезда, ядрото започва да се свива, тъй като след спиране на ядрените реакции звездата губи способността си да устои на гравитацията. Въпреки това, докато се свива, ядрото се нагрява още повече и в резултат на повишаването на температурата започва следващият цикъл от ядрени реакции. При тези реакции хелият се превръща във въглерод, след което въглеродът се превръща в кислород и неон. На всеки етап от тази поредица от реакции се образуват все по-масивни атомни ядра. Всяко атомно ядро поглъща допълнително едно ядро от атом на хелий, докато зарядът му се увеличава с 2, а масовото му число с 4. Веднага щом ядрата от следващия тип се трансформират в по-масивни ядра от следващия тип, синтезът спира. Това води до отслабване на противодействието на гравитационните сили, които отново започват да компресират ядрото на звездата, като допълнително повишават нейната температура. Когато температурата се повиши достатъчно, започва следващият цикъл от ядрени реакции. И докато те продължават, по-нататъшното компресиране на звездата е спряно. Тези реакции издигат атомните ядра една стъпка по-високо чрез добавяне на едно ядро на хелиев атом към всяко от тях. При достатъчно високи температури по-масивните ядра могат да се слеят. И така този многоетапен процес на включване и изключване на ядрените реакции продължава.
