Στην απάντησή μου, επιτρέψτε μου να μην επικεντρωθώ στον μηχανισμό της έκρηξης, ο οποίος είναι πολύ περίπλοκος, ποικίλος και απαιτεί εκτενείς εξηγήσεις, αλλά θα επικεντρωθώ μόνο στην αρχική πηγή της έκρηξης.
Υπάρχουν 2 κύριοι τύποι σουπερνόβα (στην πραγματικότητα, όλα είναι πιο περίπλοκα, αλλά προς το παρόν ας δούμε μια απλοποιημένη ιεραρχία).
U σουπερνόβαΤύπος II(λέγονται επίσης κατάρρευση πυρήνα) μια έκρηξη συμβαίνει όταν, λόγω έλλειψης κεντρικής πίεσης, ο πυρήνας του άστρου συστέλλεται υπό τη δική του «βαρύτητα». Μετά την καταστροφική συμπίεση σχηματίζονται αρκετά ωστικά κύματα, τα οποία εξαπλώνονται προς τα έξω και μάλιστα αυτό που λέμε έκρηξη.
Ο λόγος για την έναρξη μιας τέτοιας καταστροφικής συμπίεσης είναι ότι κάποια στιγμή τελειώνει το θερμοπυρηνικό «καύσιμο» στο κέντρο του άστρου. Όταν καίτε όλο το ήλιο, τον άνθρακα κ.λπ., καταλήγετε τελικά στον σίδηρο και το νικέλιο - τα στοιχεία με την υψηλότερη πυρηνική ενέργεια (ανά νουκλεόνιο). Μετά το σίδηρο και το νικέλιο, δεν μπορείτε να παράγετε τίποτα στη θερμοπυρηνική καύση, αφού όλα γρήγορα αποσυντίθενται.
Αν δεν υπάρχει καύση, τότε δεν υπάρχει εσωτερική πίεση. Ωστόσο, υπάρχει βαρύτητα από τον ίδιο τον πυρήνα, ο οποίος προηγουμένως συγκρατήθηκε στη θέση του με εσωτερική πίεση. Αυτή η ανισορροπία, που μερικές φορές ονομάζεται επίσης Αστάθεια Chandrasekhar, και προκαλεί κατάρρευση και έκρηξη. Αξίζει να σημειωθεί ότι για τέτοια αστάθεια είναι απαραίτητο η μάζα του πυρήνα να είναι ~1,4 ηλιακές μάζες, διαφορετικά η κατάρρευση θα σταματήσει στο στάδιο του λευκού νάνου λόγω της πρόσθετης πίεσης των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων. Για να γίνει αυτό, είναι απαραίτητο η μάζα του αρχικού αστεριού να είναι > 8-10 ηλιακή.
Ως αποτέλεσμα, μετά από μια τέτοια έκρηξη, είτε σχηματίζεται ένα αστέρι νετρονίων, είτε, εάν η μάζα του αρχικού αστέρα ήταν > 20 ηλιακές μάζες, μια μαύρη τρύπα.
Ο μηχανισμός των εκρήξεων σουπερνόβα με κατάρρευση πυρήνα δεν είναι ακόμα πλήρως κατανοητός, παρά το γεγονός ότι οι άνθρωποι μελετούν αυτό το πρόβλημα για περισσότερο από μισό αιώνα. Αλλά... Σε γενικές γραμμές, τους επόμενους μήνες, προσέξτε τις δημοσιεύσεις σχετικά με τη σχέση του Princeton και το βασικό επώνυμο "A. Burrows" ;)
Υπερκαινοφανείς τύπου Ιέχουν λίγο διαφορετικό μηχανισμό. Εμφανίζονται σε δυαδικά συστήματα, όπου το ένα από τα αστέρια είναι ένας λευκός νάνος και το άλλο είναι ένα συνηθισμένο αστέρι, είτε ένας γίγαντας είτε ένας άλλος λευκός νάνος. Σε κάποιο σημείο, η ύλη από τον σύντροφο αρχίζει να ρέει προς τον λευκό νάνο, συσσωρεύοντας στην επιφάνεια.
Μόλις η συνολική μάζα του νάνου γίνει μεγαλύτερη από 1,4 ηλιακές μάζες, η ίδια αστάθεια Chandrasekhar αρχίζει να αναπτύσσεται και περαιτέρω κατάρρευση αυτού του λευκού νάνου και, στην πραγματικότητα, συμβαίνει μια έκρηξη.
Το αποτέλεσμα είναι πιθανότατα ο σχηματισμός ενός αστέρα νετρονίων.
Τι είδους φαινόμενο είναι ο κεραυνός μπάλας και γιατί τους είχαν προειδοποιήσει στην παιδική ηλικία να μην κινηθούν αν πετούσε στο δωμάτιο;
Εάν συσσωρευτεί αρκετή ύλη κάπου στο Σύμπαν, συμπιέζεται σε ένα πυκνό κομμάτι, στο οποίο ξεκινά μια θερμοπυρηνική αντίδραση. Έτσι φωτίζονται τα αστέρια. Τα πρώτα φούντωσαν στο σκοτάδι του νεαρού Σύμπαντος πριν από 13,7 δισεκατομμύρια (13,7 * 10 9) χρόνια και ο Ήλιος μας - μόλις πριν από περίπου 4,5 δισεκατομμύρια χρόνια. Η διάρκεια ζωής ενός αστεριού και οι διεργασίες που συμβαίνουν στο τέλος αυτής της περιόδου εξαρτώνται από τη μάζα του αστεριού.
Ενώ η θερμοπυρηνική αντίδραση μετατροπής του υδρογόνου σε ήλιο συνεχίζεται σε ένα αστέρι, βρίσκεται στην κύρια ακολουθία. Ο χρόνος που ξοδεύει ένα αστέρι στην κύρια ακολουθία εξαρτάται από τη μάζα του: τα μεγαλύτερα και βαρύτερα φτάνουν γρήγορα στο στάδιο του κόκκινου γίγαντα και στη συνέχεια εγκαταλείπουν την κύρια ακολουθία ως αποτέλεσμα μιας έκρηξης σουπερνόβα ή του σχηματισμού ενός λευκού νάνου.
Τα μεγαλύτερα και πιο ογκώδη αστέρια καίγονται γρήγορα και εκρήγνυνται ως σουπερνόβα. Μετά από μια έκρηξη σουπερνόβα, ένα αστέρι νετρονίων ή μια μαύρη τρύπα παραμένει, και γύρω τους υπάρχει ύλη που εκτοξεύεται από την κολοσσιαία ενέργεια της έκρηξης, η οποία στη συνέχεια γίνεται υλικό για νέα αστέρια. Από τους πιο κοντινούς αστρικούς γείτονές μας, μια τέτοια μοίρα περιμένει, για παράδειγμα, τον Betelgeuse, αλλά είναι αδύνατο να υπολογίσουμε πότε θα εκραγεί.
Ένα νεφέλωμα που σχηματίστηκε ως αποτέλεσμα της εκτόξευσης ύλης κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης σουπερνόβα. Στο κέντρο του νεφελώματος βρίσκεται ένα αστέρι νετρονίων.
Ένα αστέρι νετρονίων είναι ένα τρομακτικό φυσικό φαινόμενο. Ο πυρήνας ενός αστέρα που εκρήγνυται συμπιέζεται - σχεδόν με τον ίδιο τρόπο όπως το αέριο σε έναν κινητήρα εσωτερικής καύσης, μόνο πολύ μεγάλος και αποτελεσματικός: μια μπάλα με διάμετρο εκατοντάδων χιλιάδων χιλιομέτρων μετατρέπεται σε μπάλα από 10 έως 20 χιλιόμετρα διάμετρος. Η δύναμη συμπίεσης είναι τόσο ισχυρή που τα ηλεκτρόνια πέφτουν πάνω σε ατομικούς πυρήνες, σχηματίζοντας νετρόνια - εξ ου και το όνομα.
NASA
Άστρο νετρονίων (όραμα καλλιτέχνη)
Η πυκνότητα της ύλης κατά τη διάρκεια μιας τέτοιας συμπίεσης αυξάνεται κατά περίπου 15 τάξεις μεγέθους και η θερμοκρασία αυξάνεται σε απίστευτα 10 12 K στο κέντρο του αστέρα νετρονίων και 1.000.000 K στην περιφέρεια. Μέρος αυτής της ενέργειας εκπέμπεται με τη μορφή ακτινοβολίας φωτονίων, ενώ μέρος μεταφέρεται από νετρίνα που παράγονται στον πυρήνα ενός αστέρα νετρονίων. Αλλά ακόμη και λόγω της πολύ αποτελεσματικής ψύξης με νετρίνο, ένα αστέρι νετρονίων ψύχεται πολύ αργά: χρειάζονται 10 16 ή ακόμα και 10 22 χρόνια για να εξαντλήσει πλήρως την ενέργειά του. Είναι δύσκολο να πούμε τι θα παραμείνει στη θέση του ψυχρού αστέρα νετρονίων, και αδύνατο να παρατηρηθεί: ο κόσμος είναι πολύ νέος για κάτι τέτοιο. Υπάρχει μια υπόθεση ότι μια μαύρη τρύπα θα σχηματιστεί ξανά στη θέση του ψυχρού αστέρα.
Οι μαύρες τρύπες προκύπτουν από τη βαρυτική κατάρρευση πολύ μεγάλων αντικειμένων, όπως οι εκρήξεις σουπερνόβα. Ίσως, μετά από τρισεκατομμύρια χρόνια, ψυχμένα αστέρια νετρονίων να μετατραπούν σε μαύρες τρύπες.
Άλλα αστέρια με μικρότερη μάζα παραμένουν στην κύρια ακολουθία περισσότερο από τα μεγαλύτερα, αλλά μόλις την εγκαταλείψουν, πεθαίνουν πολύ πιο γρήγορα από τους συγγενείς νετρονίων τους. Πάνω από το 99% των άστρων στο Σύμπαν δεν θα εκραγούν ποτέ και δεν θα μετατραπούν είτε σε μαύρες τρύπες είτε σε αστέρια νετρονίων - οι πυρήνες τους είναι πολύ μικροί για τέτοια κοσμικά δράματα. Αντίθετα, τα αστέρια μέσης μάζας γίνονται κόκκινοι γίγαντες στο τέλος της ζωής τους, οι οποίοι, ανάλογα με τη μάζα τους, γίνονται λευκοί νάνοι, εκρήγνυνται και διαλύονται εντελώς ή γίνονται αστέρια νετρονίων.
Οι λευκοί νάνοι αποτελούν πλέον από 3 έως 10% του αστρικού πληθυσμού του Σύμπαντος. Η θερμοκρασία τους είναι πολύ υψηλή - πάνω από 20.000 Κ, περισσότερο από τρεις φορές τη θερμοκρασία της επιφάνειας του Ήλιου - αλλά ακόμα μικρότερη από αυτή των άστρων νετρονίων και λόγω της χαμηλότερης θερμοκρασίας και της μεγαλύτερης περιοχής τους, οι λευκοί νάνοι ψύχονται πιο γρήγορα - σε 10 14 - 10 15 ετών. Αυτό σημαίνει ότι στα επόμενα 10 τρισεκατομμύρια χρόνια - όταν το σύμπαν θα είναι χίλιες φορές παλαιότερο από ό, τι είναι τώρα - ένας νέος τύπος αντικειμένου θα εμφανιστεί στο σύμπαν: ένας μαύρος νάνος, ένα προϊόν της ψύξης ενός λευκού νάνου.
Δεν υπάρχουν ακόμη μαύροι νάνοι στο διάστημα. Ακόμη και τα παλαιότερα αστέρια ψύξης μέχρι σήμερα έχουν χάσει το πολύ 0,2% της ενέργειάς τους. για έναν λευκό νάνο με θερμοκρασία 20.000 Κ, αυτό σημαίνει ψύξη στους 19.960 Κ.
Η επιστήμη γνωρίζει ακόμη λιγότερα για το τι συμβαίνει όταν τα μικρότερα αστέρια, όπως ο πλησιέστερος γείτονάς μας, ο κόκκινος νάνος Proxima Centauri, κρυώνουν παρά για τους σουπερνόβα και τους μαύρους νάνους. Η θερμοπυρηνική σύντηξη στους πυρήνες τους προχωρά αργά και παραμένουν στην κύρια ακολουθία περισσότερο από άλλους - σύμφωνα με ορισμένους υπολογισμούς, έως και 10 12 χρόνια και μετά από αυτό, πιθανώς, θα συνεχίσουν να ζουν ως λευκοί νάνοι, δηλαδή θα λάμψη για άλλα 10 14 - 10 15 χρόνια πριν μεταμορφωθεί σε μαύρο νάνο.
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.
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 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 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 πρότυπα επιστημόνων για οπτικές μετρήσεις. Είναι αλήθεια ότι πρόσφατη έρευνα δείχνει ότι αυτά τα κεριά δεν είναι τόσο στάνταρ όσο πιστεύαμε 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.
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.
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.
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.
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:
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.
Υπάρχουν αρκετές υποθέσεις σχετικά με την αιτία των αστρικών εκρήξεων που παρατηρούνται ως σουπερνόβα. Ωστόσο, δεν υπάρχει γενικά αποδεκτή θεωρία που να βασίζεται σε γνωστά γεγονότα και να μπορεί να προβλέψει νέα φαινόμενα. Δεν υπάρχει, ωστόσο, καμία αμφιβολία ότι μια τέτοια θεωρία θα δημιουργηθεί στο πολύ κοντινό μέλλον. Κατά πάσα πιθανότητα, η αιτία της έκρηξης είναι η καταστροφικά γρήγορη απελευθέρωση δυνητικής βαρυτικής ενέργειας κατά τη διάρκεια της «παρακμής» των εσωτερικών στρωμάτων του άστρου προς το κέντρο του.
Γιατί εκρήγνυνται τα αστέρια; Κάθε αστέρι εκρήγνυται; Ποια είναι τα θραύσματα ενός αστέρα που εκρήγνυται; Τι μένει μετά την έκρηξη;Όλα αυτά τα ερωτήματα δεν μπορούν να απαντηθούν χωρίς την κατανόηση της δομής και της εξέλιξης των άστρων. Μια έκρηξη είναι απόδειξη παραβίασης της εσωτερικής ισορροπίας ενός άστρου και για να κατανοήσουμε γιατί και πότε συμβαίνει αυτή η παραβίαση, είναι απαραίτητο, πρώτα απ 'όλα, να γνωρίζουμε πώς διατηρείται γενικά η ισορροπία στα αστέρια.
Το ίδιο το βαρυτικό πεδίο των ογκωδών αντικειμένων προκαλεί τη συρρίκνωση τους. Και αν η εσωτερική πίεση δεν είναι αρκετή για να αποτρέψει τη συμπίεση, τότε ογκώδη αντικείμενα καταρρέουν. Το γεγονός ότι ο Ήλιος παραμένει αμετάβλητος σε μέγεθος δείχνει την ύπαρξη ισχυρής πίεσης στο εσωτερικό του.
Σύμφωνα με τις σύγχρονες αντιλήψεις, τα αστέρια σχηματίζονται κατά τη συμπίεση ενός διαστρικού νέφους αερίου-σκόνης. Καθώς συστέλλεται, το σύννεφο διασπάται σταδιακά σε πολλά μικρά μέρη. Κάθε μέρος συνεχίζει να συρρικνώνεται περαιτέρω και θερμαίνεται καθώς το κάνει, ειδικά στη μέση. Αυτό το πρώιμο στάδιο της ζωής των άστρων μελετήθηκε από τον Ιάπωνα αστρονόμο Ch. Hayashi. Όταν η θερμοκρασία στο κέντρο του άστρου γίνει αρκετά υψηλή, αρχίζουν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης - το αστέρι, όπως λένε, εισέρχεται στην εποχή της ωρίμανσης.
Ωστόσο, υπάρχει ένα πρόβλημα σχετικά με το αρχικό στάδιο σχηματισμού άστρων. Η λύση σε αυτό το πρόβλημα περιλαμβάνει σουπερνόβα.
Μόλις ένα αστέρι αρχίσει να «λειτουργεί» ως πυρηνικός αντιδραστήρας, η ποιοτική εικόνα της εξέλιξής του συνοψίζεται εν συντομία ως εξής. Πρώτον, το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο μέσω αντιδράσεων πυρηνικής σύντηξης. Αυτή η διαδικασία απελευθερώνει ενέργεια που εμποδίζει το αστέρι να καταρρεύσει υπό τη δική του βαρύτητα. Όσο συνεχίζονται οι αντιδράσεις πυρηνικής σύντηξης, το αστέρι λέγεται ότι βρίσκεται στην κύρια ακολουθία. Το στάδιο της κύριας ακολουθίας είναι το μεγαλύτερο στη ζωή ενός άστρου και η διάρκειά του εξαρτάται από τη μάζα του αστεριού. Όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα, τόσο μικρότερος είναι ο χρόνος που αφιερώνεται στην κύρια ακολουθία, επειδή Στα τεράστια αστέρια, το υδρογόνο καίγεται πιο γρήγορα.
Όταν εξαντληθεί η παροχή υδρογόνου, ειδικά στον πυρήνα ενός άστρου, ο πυρήνας αρχίζει να συρρικνώνεται, γιατί μετά τη διακοπή των πυρηνικών αντιδράσεων το αστέρι χάνει την ικανότητά του να αντιστέκεται στη βαρύτητα. Ωστόσο, καθώς συστέλλεται, ο πυρήνας θερμαίνεται ακόμη περισσότερο και ως αποτέλεσμα της αύξησης της θερμοκρασίας, ξεκινά ο επόμενος κύκλος πυρηνικών αντιδράσεων. Σε αυτές τις αντιδράσεις, το ήλιο μετατρέπεται σε άνθρακα, στη συνέχεια ο άνθρακας μετατρέπεται σε οξυγόνο και νέο. Σε κάθε στάδιο αυτής της σειράς αντιδράσεων, σχηματίζονται ολοένα και πιο μαζικοί ατομικοί πυρήνες. Κάθε ατομικός πυρήνας απορροφά έναν επιπλέον πυρήνα ενός ατόμου ηλίου, ενώ το φορτίο του αυξάνεται κατά 2 και ο μαζικός του αριθμός κατά 4. Μόλις οι πυρήνες του επόμενου τύπου μεταμορφωθούν σε πιο μαζικούς πυρήνες του επόμενου τύπου, η σύνθεση σταματά. Αυτό οδηγεί σε εξασθένηση της αντίδρασης στις βαρυτικές δυνάμεις, οι οποίες και πάλι αρχίζουν να συμπιέζουν τον πυρήνα του άστρου, αυξάνοντας περαιτέρω τη θερμοκρασία του. Όταν η θερμοκρασία ανέβει αρκετά, ξεκινά ο επόμενος κύκλος πυρηνικών αντιδράσεων. Και ενώ συνεχίζουν, η περαιτέρω συμπίεση του αστεριού αναστέλλεται. Αυτές οι αντιδράσεις οδηγούν τους ατομικούς πυρήνες ένα βήμα ψηλότερα προσθέτοντας έναν πυρήνα ατόμου ηλίου σε κάθε έναν. Σε επαρκώς υψηλές θερμοκρασίες, πιο μαζικοί πυρήνες μπορούν να συντηχθούν. Και έτσι αυτή η διαδικασία πολλαπλών σταδίων ενεργοποίησης και απενεργοποίησης πυρηνικών αντιδράσεων συνεχίζεται.
