Структура на свръхмасивна звезда – химическите елементи в ядрото се сливат до желязо и формират слоеве.
Много хора са на мнение, че всичко, което се ражда, рано или късно умира. Наблюденията ни са показали, че звездите не правят изключение. Живота им започва като облаци космически газ и прах, които се свиват в следствие на гравитационното им притегляне и формират топка, наречена „протозвезда“.
В ядрото ѝ гравитационното притегляне е толкова голямо, че ядрата на атомите на водорода не само се докосват, а директно се сливат. Това се нарича термоядрен синтез. При сливането на елементи, по-леки от желязо се отделя енергия. Тя раздува звездата или казано с други думи я кара да кипи и да се изпарява. Но гравитацията притиска материята към центъра на звездата. Така се получава баланс, наречен хидростатично равновесие. Когато водорода в ядрото се изчерпа, хидростатичното равновесие се нарушава в полза на гравитацията и налягането в ядрото стига до такава степен, че дори и хелия започва да се слива до по-тежки елементи. Колкото по-голяма е масата на звездата, толкова по-тежки елементи се сливат в ядрото ѝ.
Свръхновата на Кеплер – външните пластове на звездата биват изхвърлени от експлозията с невероятна сила и скорост, образувайки така наречената „останка от свръхнова“.
Звезди с маса, девет или повече пъти по-голяма от слънчевата сливат всички леки елементи в ядрото си, докато не достигнат до желязо. При сливането на желязото не се отделя енергия, следователно не се противодейства на гравитацията. В един момент тя става толкова силна, че електроните се докосват с протоните, като двете частици се неутрализират и се сливат в неутрон, излъчвайки страхотно количество енергия. Това се нарича свръхнова. Получава се експлозия и за миг свръхновата заслепява всички обекти във Вселената. Звездата изхвърля по-голямата част от материята си, а остатъкът е неутронна звезда – кълбо с диаметър около 10 километра и маса, колкото тази на Слънцето, съставено от неутрони.
SN 2006gy горе в дясно и ядрото на галактиката NGC 1260 долу в ляво. Снимката е в рентгенова светлина. SN 2006gy толкова ярка, колкото свръхмасивната черна дупка в центъра на галактиката ѝ заедно с милионите звезди около нея.
Това е стандартният сценарий за умиращи звезди с маса над девет слънчеви маси. Но на 18 септември 2006 година учените наблюдаваха страхотен феномен – свръхнова, която е 100 пъти по-енергийна от останалите.
Тя беше 50 милиарда пъти по-ярка от нашето Слънце. Свръхновата е наречена SN 2006gy и се намира на 238 милиона светлинни години от Земята в галактиката NGC 1260. Предполага се, че звездата, която е колабирала, за да настъпи такава експлозия е била 150 пъти по-масивна от Слънцето. Енергията, която е била освободена от експлозията е 1045 J.
Учените нарекоха този вид експлозия „хипернова“. Но те още не са сигурни какво може да причини толкова енергиен феномен. Малко повече от година след откриването на SN 2006gy, учените предлагат две теории за механизма на хиперновата.
Характеристика на другите два вида свръхнови, както и на най-мощната свръхнова до преди SN 2006gy. Ясно се вижда, че SN 2006gy не прилича на нищо, което е било наблюдавано до сега.
Според първата теорията, звездата не е избухнала само веднъж, а няколко пъти. Обикновено си мислим, че свръхнова представлява смърт на звезда чрез експлозия, но не ни минава през ум, че тя може да се взриви пет-шест пъти преди окончателно да „умре“. Според компютърните модели, това би могло да се случи на гигантските звезди с маси 90-130 тази на Слънцето. Температурата в ядрото на звездата нараства толкова много, че гама радиацията в ядрото на звездата се превръща в електрони и анти-частиците им – позитрони.
Това преобразуване кара радиацията внезапно да секне и звездата започва да потъва. Това кара температурата да расте още повече, нестабилността да нараства и завършва с експлозивно изгаряне на горивото на звездата. Тогава звездата се разширява с огромна сила, но тя е прекалено голяма, за да бъде разкъсана. При звезди с 90-130 слънчеви маси се получават пулсации. След като се раздуе, тя пак се свива и отново се случва същото преобразуване на гама лъчи в електрони и позитрони. Това се случва, докато масата на звездата не падне до около 40 слънчеви маси. Но дори тогава фойерверките не са приключили. Ядрото на звездата колабира по същия начин, по който колабират и останалите свръхнови.
Според други учени, хиперновите не са продукт на една единствена звезда, а на двойка свръхмасивни звезди. Имаме си такава в непосредствена близост – Ета Карина.
Ета Карина
Тя се намира в нашата галактика. Масата ѝ е 100 до 150 пъти по-голяма от тази на Слънцето. Учените предполагат, че може да я видим как избухва. Ета Карина е толкова голяма (80-180 слънчеви радиуса), че въпреки огромната ѝ маса, горните слоеве на звездата са прекалено далеч от ядрото, за да бъдат задържани и това води до отлитането им в космоса, формирайки красива мъглявина. Учените са на мнение, че когато Ета Карина избухне, експлозията ще е подобна на тази на SN 2006gy. Ако това се случи, докато сме живи, ще получим много ценна информация за същността на един от най-енергийните феномени в природата.
Автор: Атанас Кумбаров
Източник: nauka.bg
