Близько семи тисяч років тому у віддаленому куточку космічного простору раптово вибухнула зірка, скинувши з себе зовнішні шари речовини. Порівняно велика і масивна зірка раптом зіткнулася з серйозною енергетичною проблемою - її фізична цілісність опинилася під загрозою. Коли була пройдена межа стійкості, вибухнув захоплюючий, надзвичайно потужний, один із самих катастрофічних у всьому Всесвіті вибухів, що породив наднову зірку. Шість тисяч років мчав по космічних просторах світло від цієї зірки з сузір'я Тельця і досяг нарешті Землі.

Це трапилося в 1054г. У Європі наука була тоді занурена в дрімоту, і в арабів вона переживала період застою, але в іншій частині Землі спостерігачі помітили об'єкт, велично блискає на небі перед сходом Сонця. Четвертого липня 1054г. китайські астрономи, вдивляючись у небо, побачили світиться небесний об'єкт, який був багато яскравіше Венери. Його спостерігали в Пекіні і Кайфыне і назвали "зіркою-гостею". Це був найяскравіший після Сонця об'єкт на небі. Протягом 23 днів, аж до 27 липня 1054г.., він був видний навіть вдень. Поступово об'єкт ставав слабкіше, але все ж залишався видимим для неозброєного ока ще 627 днів і нарешті зник 17 квітня 1056г. Це була найяскравіша з усіх зареєстрованих наднових - вона сяяла як 500 млн. Сонць. Якби вона знаходила від нас на такій відстані, як найближча до нас зірка альфа Центавра, то навіть самої темної ночі при її світлі ми могли б вільно читати газету - вона світила б значно яскравіше, ніж повний Місяць.

У європейських хроніках тих років немає ніяких згадувань про дану подію, але не слід забувати, що то були роки середньовіччя, коли на європейському континенті майже згас світло науки. Один цікавий момент в історії відкриття цієї зірки. У 1955р. Вільям Міллер і Гельмут Абт з обсерваторій Маунт-Вілсон і Маунт-Паломар виявили доісторичні піктограми на стіні однієї печери в скелі каньйону Навахо в Арізоні. У каньйоні зображення було висічено на камені, а в печері - намальовано шматком гематиту - червоного залізняку. На обох малюнках зображено гурток і півмісяць. Міллер витлумачує ці фігури як зображення місячного серпа і зірки; на його думку, вони, можливо, відображають появу наднової 1054г. Для такого висновку є дві підстави: по-перше, в 1054г., коли спалахнула наднова, фаза Місяця і її розташування відносно наднової були саме такими, як показано на рисунку. По-друге, за знайденим в тих місцях глиняним черепкам встановлено, що близько тисячі років тому у цій місцевості жили індіанці. Таким чином, малюнки, мабуть, є художнім зображенням наднової, зробленим стародавніми індіанцями.

Після фотографування і ретельного дослідження ділянки неба, де знаходилася наднова, було виявлено, що залишки наднової утворюють складну хаотичну розширюється газову оболонку, яка містить кілька зірок. Весь цей комплекс з газу і зірок був названий Крабовидної туманністю. Джерелом речовини туманності є одна з центральних зірок, та сама, яка вибухнула сім тисяч років тому. Це нейтронна зірка. Вона має температуру 6-7 млн. До і надзвичайно малий діаметр. За фотографіями і спектрограмам можна визначити фізичні характеристики зірки. В результаті дослідження з'ясувалося, що в Крабовидної туманності розрізняються два типи випромінюючих областей. По-перше, це волокниста сітка, що складається з газу, нагрітого до декількох десятків тисяч градусів і іонізованого під дією інтенсивного ультрафіолетового випромінювання центральної зірки; газ включає в себе водень, гелій, кисень, неон, сірку. І по-друге, велика світна аморфна область, на тлі якої ми бачимо газові волокна. По фотографіях, зробленим близько дванадцяти років тому, виявлено, що деякі з волокон туманності рухаються від її центру назовні. Знаючи кутові розміри, а також приблизно відстань і швидкість розширення, вчені визначили, що близько дев'яти століть тому на місці туманності був точкове джерело. Таким чином вдалося встановити прямий зв'язок між крабовидної туманністю і тим вибухом наднової, який майже тисячу років тому спостерігали китайські і японські астрономи.

Питання про причини вибухів наднових і раніше залишається предметом дискусій і служить приводом для висування суперечливих гіпотез. Зірка з масою, що перевершує сонячну приблизно на 20%, може з часом стати нестійкою. Це показав у своєму блискучому теоретичному дослідженні, зробленому в кінці 30-х років нашого століття, астроном Чандрасекар. Він встановив, що подібні зірки на схилі життя часом піддаються катастрофічним змінам, в результаті чого досягається деякий рівноважний стан, що дозволяє зірці гідно завершити свій життєвий шлях. Багато астрономів займалися вивченням останніх стадій зоряної еволюції і дослідженням залежності еволюції зірки від її маси. Всі вони прийшли до одного висновку: якщо маса зірки перевищує межу Чандрасекара, її чекають неймовірні зміни. Як ми бачили, стійкість зірки визначається співвідношенням між силами гравітації, прагнуть стиснути зірку, і силами тиску, що розширюють її зсередини. Ми також знаємо, що на останніх стадіях зоряної еволюції, коли виснажуються запаси ядерного пального, це співвідношення забезпечується за рахунок ефекту виродження, яке може привести зірку до стадії білого карлика і дозволить їй провести залишок життя в такому стані. Ставши білим карликом, зірка поступово остигає і закінчує своє життя, перетворившись в холодний, неживий, невидимий зоряний шлак.

Якщо маса зірки перевершує межу Чандрасекара, ефект виродження вже не в змозі забезпечити необхідне співвідношення тисків. Перед зіркою залишається тільки один шлях для збереження рівноваги - підтримувати високу температуру. Але для цього потрібно внутрішній джерело енергії. У процесі звичайної еволюції зірка поступово використовує для цього ядерне пальне. Однак як може зірка добути енергію на останніх стадіях зоряної еволюції, коли ядерне паливо, що регулярно поставляє енергію, на кінець ? Звичайно вона ще не енергетичний "банкрут", вона великий, масивний об'єкт, значна частина маси якого знаходиться на великій відстані від центру, і в неї в запасі ще є гравітаційна енергія. Вона подібна до каменя, що лежить на вершині високої гори, і завдяки своєму місцю розташування володіє потенційною енергією. Енергія, укладена в зовнішніх шарах зірки, як би знаходиться у величезній коморі, з якої в потрібний момент її можна витягти. Отже, щоб підтримувати тиск, зірка тепер починає стискатися, поповнюючи таким чином запас своєї внутрішньої енергії.

Як довго це триває стиснення? Фред Хойл і його колеги ретельно досліджували подібну ситуацію і прийшли до висновку, що в дійсності відбувається катастрофічне стиск, за яким слід катастрофічний вибух. Поштовхом до вибуху, избавляющему зірку від надлишку маси, є значення щільності, створюване при стисненні. Позбувшись від надлишкової маси, зірка відразу повертається на шлях звичайного згасання. Найбільший інтерес для учених представляє процес, у ході якого крок за кроком здійснюється поступове вигоряння ядерного палива. Для розрахунку цього процесу використовується інформація, отримана з лабораторних дослідів; величезну роль при цьому грають сучасні швидкодіючі обчислювальні машини. Хойл і Фаулер змоделювали за допомогою ЕОМ процес енерговиділення в зірці і простежили її хід. Як приклад вони взяли зірку, маса якої втричі перевершує сонячну, тобто зірку, що знаходиться далеко за межею Чандрасекара. Зірка з такою масою повинна мати світність, у 60 разів перевищує світність Сонця, і час життя близько 600 млн. років.

Ми вже знаємо, що в ході звичайних термоядерних реакцій, що протікають в надрах зірки майже протягом усього її життя, водень перетворюється в гелій. Після того як значна частина речовини зірки перетвориться в гелій, температура в її центрі зростає. При збільшенні температури приблизно до 200 млн. До ядерним пальним стає гелій, який потім перетворюється в кисень і неон. Таким чином, гелиевое ядро починає породжувати більш важке ядро, що складається з двох цих хімічних елементів. Тепер зірка стає багатошарової энергопроводящей системою. У тонкій оболонці, по одну сторону від якої знаходиться водень, а по іншу гелій, відбувається перетворення водню в гелій; ця реакція йде з виділенням енергії. Тому, поки така реакція здійснюється, температура ядра зірки неухильно зростає. Стиснення зірки веде до ущільнення її ядра і зростання температури в центрі до 200-300 млн. К. Але навіть при настільки високих температурах кисень і неон цілком стійкі і не вступають у ядерні реакції. Однак через деякий час ядро стає ще щільніше, температура подвоюється, тепер вона вже дорівнює 600 млн. К. І тоді ядерним паливом стає неон, який в ході реакцій перетворюється а магній і кремній. Освіта магнію супроводжується виходом вільних нейтронів. Коли зірка народилася з праматерії, вона вже містила деякі метали групи заліза. Вільні нейтрони, вступаючи в реакцію з цими металами, створюють атоми більш важких металів - аж до урану - найважчого з природних елементів. Але ось витрачений весь неон в ядрі.

Ядро починає стискатися, і знову стиск супроводжується зростанням температури. Настає наступний етап, коли кожні два атоми кисню, з'єднуючись, породжують атом кремнію і атом гелію. Атоми кремня, з'єднуючись попарно, утворюють атоми нікелю, які незабаром перетворюються в атоми заліза. У ядерні реакції, що супроводжуються виникненням нових хімічних елементів, вступають не тільки нейтрони, але також протони і атоми гелію. З'являються такі елементи, як сірка, алюміній, кальцій, аргон, фосфор, хлор, калій. Температура ядра піднімається до півтора мільярдів градусів. Як і раніше продовжується утворення більш важких елементів з використанням вільних нейтронів, але на цій стадії з-за великої температури відбуваються деякі нові явища. Хойл вважає,що при температурах порядку мільярда градусів виникає потужне гамма-випромінювання, здатне руйнувати ядра атомів. Нейтрони і протони відриваються від ядер, але цей процес оборотний: частки знову з'єднуються, створюючи стійкі комбінації. Коли температура перевищить 1,5 млрд. До, більш ймовірними стають процеси розпаду ядер. Цікавим і несподіваним виявився наступний результат: при подальшому збільшенні температури і посиленні процесів руйнування і з'єднання ядра в результаті приєднують все більше і більше часток і, як наслідок цього, виникають більш важкі хімічні елементи. Так, при температурах 2-5 млрд. До народжуються титан, ванадій, хром, залізо, кобальт, цинк, та ін Але з усіх цих елементів найбільш представлено залізо. Як і раніше, при перетворенні легких елементів у важкі виробляється енергія, що утримує зірку від колапсу. Своїм внутрішнім будовою зірка тепер нагадує цибулину, кожен шар якої заповнений переважно яким-небудь одним елементом.

Як зазначає Хойл, з утворенням групи заліза зірка виявляється напередодні драматичного вибуху. Ядерні реакції, що протікають в залізному ядрі зірки, призводять до перетворення протонів в нейтрони. При цьому випускаються потоки нейтрино, що забирали з собою в космічний простір значна кількість енергії зірки. Якщо температура в ядрі зірки велика, то ці енергетичні втрати можуть мати серйозні наслідки, так як вони призводять до зниження тиску випромінювання, необхідного для підтримки стійкості зірки. І як наслідок цього, в дію знову вступають гравітаційні сили, покликані доставити зірці необхідну енергію. Сили гравітації все швидше стискають зірку, заповнюючи енергію, віднесену нейтрино. Як і раніше стиск зірки супроводжується зростанням температури, яка врешті-решт досягає 4-5 млрд. К. Тепер події розвиваються трохи інакше. Ядро, що складається з елементів групи заліза, піддається серйозним змінам: елементи цієї групи вже не вступають у реакції з утворенням більш важких елементів, а починають знову перетворюватися в гелій, випускаючи при цьому колосальний потік нейтронів. Велика частина цих нейтронів захоплюється речовиною зовнішніх шарів зірки і бере участь у створенні важких елементів. На цьому етапі, як зазначає Хойл, зірка досягає критичного стану. Коли створювалися важкі хімічні елементи, енергія высвобождалась в результаті злиття легких ядер. Тим самим величезні її кількості зірка виділяла протягом сотень мільйонів років. Тепер же кінцеві продукти ядерних реакцій знову розпадаються, утворюючи гелій: зірка виявляється вимушеної заповнити втрачену раніше енергію. Залишається останнє її надбання - гравітація. Але щоб зірка могла скористатися цим резервом, щільність її ядра повинна збільшуватися вкрай швидко, тобто ядро повинне різко стиснутися; відбувається "вибух всередину", отрывающий ядро зірки від її зовнішніх шарів. Він повинен відбутися за лічені секунди. Це і є початок кінця масивної зірки.

Імплозія, або вибух всередину, усуває тиск, підтримувало зовнішні шари зірки, її оболонку, і з цього моменту оболонка, стискуючись, починає падати на ядро. Падіння супроводжується виділенням колосальної кількості енергії - так ще раз проявляє себе гравітація. Виділення енергії приводить в свою чергу до різкого підвищення температури (приблизно 3 млрд. До ), і падаюча оболонка зірки виявляється в незвичайних для неї температурних умовах. Для зірки з температурою ядра, що дорівнює 2,5 млрд. До, легкі елементи оболонки служать потенційним ядерним паливом. Але щоб забезпечити світіння під час вибуху, температура повинна піднятися вище цього значення - до 3 млрд. К. протягом секунди кінетична енергія зірки перетворюється в теплову, і речовина оболонки нагрівається. При такій високій температурі більш легкі елементи - в основному кисень - виявляють вибухову нестійкість і починають взаємодіяти. Підраховано, що за час менше секунди в ході цих ядерних реакцій виділяється енергія, рівна енергії, яку Сонце випромінює за мільярд років !

Раптово звільнилася енергія зриває з зірки її зовнішні шари і викидає їх в космічний простір зі швидкістю, що досягає декількох тисяч кілометрів у секунду. На ці шари припадає значна частина маси зірки. Газова оболонка віддаляється від зірки утворюючи туманність, яка простягається на багато мільйонів мільйонів кілометрів. Газ по інерції продовжує віддалятися від зірки до тих пір, поки, можливо через 100 000 років, речовина туманності не стане настільки розрядженою і дифузним, що більше вже не зможе збуджуватися короткохвильовим випромінюванням дуже гарячої материнської зірки ; тоді ми перестанемо його бачити. Але найголовніше: як в котрий вибухнув речовині, так і в межзвезном газі присутній магнітне поле. Стиск газу за фронтом ударної хвилі викликає стиснення силових ліній і підвищення напруженості міжзоряного магнітного поля, що у свою чергу призводить до збільшення енергії електронів, і їх прискорення. У результаті залишається сверхгорячая зірка, маса якої зменшилась саме настільки, щоб вона могла гідно згаснути і померти. По всій імовірності вона стане нейтронної зіркою, маса якої в 1,2-2 маси Сонця. Якщо ж її маса більш, ніж удвічі перевищує масу Сонця, то вона в кінцевому рахунку може перетворитися на чорну діру. Наднові - дуже рідкісні об'єкти. Історія засвідчила лише кілька випадків появи наднових. Перша - це, звичайно, Крабоподібна туманність, друга - Наднова Тихо Бразі, виявлена в 1572р.., і третя - Наднова Кеплера, відкрита їм у 1604 р. Нещодавно стало відомо про наднової в сузір'ї Вовка. Астрономи обчислили, що кожна зоряна система, галактика, в середньому раз в сто-триста років народжує наднову. В даний час астрономами відкрито близько 150 наднових.

Тільки три з них виявилися в нашій Галактиці, хоча існує багато об'єктів, такі, як Петля в Лебедя і Кассіопея А, які, як припускають, можуть виявитися залишками вибухів наднових Чумацького Шляху.

Точний час вибуху для Петлі в Лебедя майже неможливо встановити, але вважають, що якщо це дійсно залишки вибуху наднової, то Петля в Лебедя почала своє розширення близько 60 тисяч років тому. Кассіопея А - наймолодша наднова на небі, так як її розширення почалося приблизно в 1700р. Чому природа створює такі дивовижні об'єкти ? Як вони виникають ? Який механізм спалахів, які по своїй яскравості можуть змагатися з сяйвом десятків мільярдів зірок ? Який кінцевий продукт зоряного вибуху ? Це тільки частина питань, які виникають у астронома, який спостерігає за грандіозними вибухами в тому чи іншому куточку неба. Щоб відповісти хоча б на деякі з них, необхідно дослідити історію життя зірки. Професор Джон А. Уїллер зауважив: "Одна справа вивчати майже стаціонарну зірку, як, наприклад, Сонце, інша справа - коли ми беремося прогнозувати химерну динаміку наднової. Ми вміємо в подробицях передбачати хід ядерних реакцій, що йдуть у надрах Сонця й інших зірок, і вихід енергії випромінювання з поверхні зірки. Однак чи можемо ми з такою ж упевненістю говорити про зірок, що зазнають потужні внутрішні рухи ?" Нещодавно вчені зробили спробу застосувати математичну тоерию атомного вибуху для опису гідродинаміки наднових. Це дозволило ретельно досліджувати гідродинаміку наднових за допомогою теорії, яка завідомо не дуже далека від істини. Деякі астрономи розрізняють п'ять типів найновіших; два з них головні - це наднові типу 1 і наднові типу 2. Вони відрізняються один від одного светимостями, характером зміни світності, спектрами, а також кількістю і розташуванням в конкретній галактиці або в різних типах галактик. Характер зміни світності з часом у наднових обох основних типів практично однаковий.