Супернова , множина супернове или супернове , било која класа насилне експлозије Звездице чија се осветљеност након ерупције одједном повећава много милиона пута више од свог нормалног нивоа.
Кеплерова Нова Композитна слика Кеплерове Нове или Кеплерове Супернове снимљена је рендгенском опсерваторијом Цхандра. НАСА, ЕСА, Р. Санкрит и В. Блаир, Универзитет Џонс Хопкинс
Погледајте анимацију да бисте разумели разлику између супернова и неутронских звезда Преглед супернова и неутронских звезда. Отворени универзитет (издавачки партнер Британнице) Погледајте све видео записе за овај чланак
Термин супернова је изведено из Нова (Латински: ново), назив за другу врсту звезде која експлодира. Супернове у неколико аспеката подсећају на нове. Обоје карактерише огромно, брзо осветљавање у трајању од неколико недеља, праћено лаганим затамњењем. Спектроскопски показују плаво померене емисионе линије, што подразумева да се врући гасови одувају напоље. Али експлозија супернове је, за разлику од избијања нове, катаклизмичан догађај за звезду, ону која у суштини завршава свој активан (тј. Енергент) животни век. Када звезда крене у супернову, знатне количине њене материје, једнаке материјалу неколико Сунца, могу бити експлодиране у свемир са таквим налетом енергије да омогуће звезди која експлодира да надјачи целу своју матичну галаксију.
Експлозије супернова ослобађају не само огромне количине радио таласа већ и Рендген али и космички зраци. Неки рафали гама-зрака повезани су са суперновима. Супернове такође ослобађају многе теже елементе који чине компоненте Сунчев систем , укључујући Земљу, у међузвездани медијум . Спектралне анализе показују да је бројност тежих елемената већа од нормалне, што указује да се ти елементи заиста стварају током експлозије. Шкољка а остатак супернове наставља да се шири све док се у врло напредној фази не отопи у међузвезданом медијуму.
како се назива проучавање живих бића
Свифт сателит; Супернова 2007уи Рентгенска слика (лево) и слика видљиве светлости (десно) Супернове 2007уи у галаксији НГЦ 2770 пре него што је Супернова 2008Д експлодирала, слика коју је снимио сателит Свифт, јануар 2008. НАСА-Свифт Сциенце Теам / Стефан Иммлер
Свифт сателит; Супернова 2008Д Рентгенска слика (лево) звезде која експлодира у галаксији НГЦ 2770 која је постала Супернова 2008Д и слика видљиве светлости (десно) Супернове 2008Д коју је снимио сателит Свифт, јануар 2008. Стефан Иммлер — НАСА / Свифт Сциенце Тим
Знајте о разним историјским суперновима - ГРБ 111209А, В838 Моноцеротис, Н 63А и СН 1006 Расправа о разним историјским суперновима. Отворени универзитет (издавачки партнер Британнице) Погледајте све видео записе за овај чланак
који је главни град државе Пенсилванија
Историјски је познато да је забележено само седам супернова пре почетка 17. века. Најпознатији од њих догодио се 1054. године и виђен је у једном од рогова сазвежђе Бик. Остаци ове експлозије данас су видљиви као Ракова маглина која се састоји од ужареног избацивања гасова који неправилно лете напоље и брзо се врте, пулсирајући неутронска звезда , под називом а притисните , у центру. Супернову из 1054. године забележили су кинески и корејски посматрачи; такође су га могли видети Индијанци југозападне Америке, као што сугеришу одређене стенске слике откривене у Аризони и Нови Мексико . Био је довољно светао да се види током дана, а његова велика осветљеност трајала је недељама. Познато је да су друге истакнуте супернове са Земље примећене 185, 393, 1006, 1181, 1572 и 1604.
Најближе и најлакше уочљиво од стотина супернова које су забележене од 1604. године први пут је угледао канадски астроном Иан К. Схелтон ујутро, 24. фебруара 1987. године, радећи у опсерваторији Лас Цампанас у Чилеу. Означен СН 1987А, овај некад изузетно слаб објекат постигао је а величина од 4,5 у року од само неколико сати, чиме постају видљиви непомичном оку. Новонастала супернова налазила се у Великом Магелановом облаку на удаљености од око 160.000 светлосних година . Одмах је постао предмет интензивног посматрања астронома широм јужне хемисфере и посматрао га је свемирски телескоп Хуббле. Осветљеност СН 1987А достигла је врхунац у мају 1987, магнитуде од око 2,9, и полако је опадала у наредним месецима.
супернова 1987А у великом магелановом облаку Ова слика приказује бледе спољне прстенове и светао унутрашњи прстен карактеристичне за маглицу пешчаног сата. Фотографија АУРА / СТСцИ / НАСА / ЈПЛ (НАСА фотографија # СТСцИ-ПРЦ98-08д)
Чвор у централном прстену Супернове 1987А, како је приметио свемирски телескоп Хуббле 1994. (лево) и 1997. (десно). Чвор је узрокован сударом експлозивног таласа супернове са споријим прстеном материје који је имала избачен раније. Светла тачка доле лево је неповезана звезда. Фотографија АУРА / СТСцИ / НАСА / ЈПЛ (НАСА фотографија # СТСцИ-ПРЦ98-08б)
Супернове се могу поделити у две широке класе, тип И и тип ИИ, према начину на који детонирају. Супернове типа И могу бити и до три пута светлије од типа ИИ; такође се разликују од супернова типа ИИ по томе што њихови спектри не садрже водоничне линије и шире се отприлике двоструко брже.
Такозвана класична експлозија, повезана са суперновима типа ИИ, има за родоначелника врло масивну Звезда (звезда популације И) од најмање осам сунчевих маса која је на крају свог активног века. (Они се виде само у спиралним галаксијама, најчешће у близини кракова.) До ове фазе своје еволуције звезда је сијала нуклеарном енергијом која се ослобађа у и близу њеног језгра у процесу цеђења и загревања лакших елемената као што је нпр. водоник или хелијум у узастопно теже елементе - тј. у процесу нуклеарне фузије. Међутим, формирајући елементе теже од гвожђа, апсорбује, а не производи енергију, а с обзиром да енергија више није доступна, језгро гвожђа изграђено је у средишту старења, тешке звезде. Када гвоздено језгро постане превише масивно, његова способност да се издржава помоћу експлозивног потиска унутрашњих реакција фузије не успева да се супротстави огромном привлачењу сопствене гравитације. Сходно томе, језгро се руши. Ако је маса језгра мања од отприлике три соларне масе, колапс се наставља све док језгро не достигне тачку у којој своје конституисати језгра и слободни електрони се уситњавају у тврдо, брзо окретно језгро. Ово језгро се састоји готово у потпуности од неутронима , који су компримовани у запремини од само 20 км (12 миља), али чија је заједничка тежина једнака тежини неколико Сунца. Кашичица овог изузетно густог материјала на Земљи би тежила 50 милијарди тона. Такав објекат назива се а неутронска звезда .
колико је људи умрло у црној куги
До детонације супернове долази када материјал падне из спољних слојева звезде, а затим се одбије од језгра, које је престало да се урушава и изненада представља тврду површину гасовима који падају. Ударни талас генерисан овим сударом пропагира споља и отпухује спољне гасовите слојеве звезде. Количина материјала избаченог према вани зависи од првобитне масе звезде.
Ако маса језгра премаши три Сунчеве масе, колапс језгра је превелик да би се створила неутронска звезда; звезда која имплодира стиснута је у још мање и гушће тело - наиме, а Црна рупа . Материјал који пада пада нестаје у црној рупи, чије је гравитационо поље толико интензивно да ни светлост не може да побегне. Црну рупу не заузима целу звезду, јер се велики део падајућег омотача звезде или одбија од привремене формације преденог неутронског језгра или пропушта пролазећи кроз сам центар језгра и уместо тога се одваја.
