Свръхнова

Свръхнова

    Свръхновата представлява краен етап от развитието на изключително масивни звезди. Тези звезди, много пъти по-големи от нашето Слънце, могат да създадат свръхнова, в момента в който спре процесът на синтез на ядрено гориво в техните ядра. Свръхнова става звезда с маса  не по-малка от 1.4 пъти слънчевата (граница на Чандрасекар).
Звездният синтез осигурява постоянно външно налягане. Когато синтезът се забави, изходящото налягане спада и ядрото на звездата започва да кондензира под действието на гравитацията, като става все по-плътно и горещо.
   Такива звезди започват да растат неимоверно много, като се раздуват в тела, известни като червени свръхгиганти. Но в техните ядра свиването продължава, превръщайки ги в свръхнова. За една микросекунда, ядрото може да достигне температура от милиарди градуса по Целзий. 
   Когато свръхновата избухне се разширява в пространството от 15 000 до 40 000 км в секунда. Тя за кратко време излъчва 100 000 пъти по-ярка светлина в сравнение със звездата преди това. Тази огромна яркост е способна да засенчи една цяла галактика. Яркостта на свръхновите се използва за измерване на разстоянията между галактиките.
Интересно е да се отбележи, че една свръхнова само за няколко секунди (от 1 до 10) отделя повече енергия, от колкото Слънцето би произвело за целия му живот, с продължителност от 10 милиарда години.
   Тези взривове произвеждат голяма част от материала във Вселената, включително и някои елементи, като желязото, които изграждат нашата планета и дори самите нас. Тежките елементи се произвеждат само в свръхнови, така че всички ние носим останките на тези далечни експлозии в рамките на нашите собствени тела.
Но само няколко избрани звезди стават свръхнови. Много звезди завършват финалния етап от живота си като бели джуджета, а други като кафяви джуджета.
Свръхновите се появят в бинарни звездни системи. Малките звезди, до осем пъти масата на нашето Слънце, обикновено се развиват в бели джуджета. Една звезда кондензирала до размер, подобен на този на Земята, е много плътна и по този начин има достатъчно силно гравитационното притегляне, за да събере материал от втората звезда в системата, в случай, че е достатъчно близо. Ако бялото джудже поеме достатъчно маса може да достигне границата на Чандрасекар. В този момент налягането в центъра му ще стане толкова голямо, че звездата ще експлодира в свръхнова.
   Свръхновата може да осветява небето в продължение на седмици, а масовото прехвърляне на материя и енергия оставя след себе си една много по-различна звезда.
Накрая остава малко ядро от неутрони, въртяща се неутронна звезда, остатъчно доказателство за свръхнова. Неутронните звезди  отделят радиовълни в постоянен поток, или подобно на пулсарите, в периодични експлозии.
   Ако звездата е толкова масивна (най-малко десет пъти по-голяма от нашето Слънце), за да остави след себе си голямо ядро,  ще се случи нов феномен. След експлозията тя ще се свие под собствената си гравитация и ще се превърне в космическа „центрофуга” за енергията и материята- черна дупка.
   Свръхновите се появяват сравнително често, няколко пъти на всеки век, като могат да бъдат видени и с невъоръжено око.
   Съществуват различни видове свръхнови, но най-голям интерес предизвикват свръхновите от тип Iа. Този тип свръхнови се получава, когато бялото джудже засмука материя от своята звезда съсед и премине границата на Чандрасекар, което води до мощна експлозия.