Գերնովա
գերնոր SN1994 D NGC4526 գալակտիկայում
Աստղագիտական դիտարկումների ողջ պատմության ընթացքում անզեն աչքով նկատվել է գերնոր աստղերի ընդամենը 6 պայթյուն։ 1054 թվականին գերնոր աստղի պայթյունից հետո այն հայտնվե՞լ է մեր «երկնքում»։ Խեցգետնի միգամածություն. 1604 թվականի ժայթքումը տեսանելի էր երեք շաբաթ նույնիսկ ցերեկը։ Մագելանյան մեծ ամպը ժայթքել է 1987 թվականին։ Բայց այս գերնոր աստղը գտնվում էր Երկրից 169000 լուսատարի հեռավորության վրա, ուստի այն դժվար էր տեսնել:
2011 թվականի օգոստոսի վերջին աստղագետները գերնոր հայտնաբերեցին դրա պայթյունից ընդամենը մի քանի ժամ անց։ Սա վերջին 25 տարվա ընթացքում հայտնաբերված այս տեսակի ամենամոտ օբյեկտն է։ Գերնոր աստղերի մեծ մասը գտնվում է Երկրից առնվազն մեկ միլիարդ լուսային տարի հեռավորության վրա: Այս անգամ սպիտակ թզուկը պայթեց ընդամենը 21 միլիոն լուսատարի հեռավորության վրա: Արդյունքում, պայթած աստղը կարելի է տեսնել հեռադիտակով կամ փոքր աստղադիտակով Pinwheel Galaxy-ում (M101), որը գտնվում է մեր տեսանկյունից Մեծ Արջից ոչ հեռու։
Նման հսկա պայթյունի արդյունքում շատ քիչ աստղեր են մահանում։ Շատերը հանգիստ հեռանում են: Աստղը, որը կարող է դառնալ գերնոր աստղ, պետք է տասը-քսան անգամ ավելի մեծ լինի, քան մեր արևը: Դրանք բավականին մեծ են։ Նման աստղերն ունեն զանգվածի մեծ պաշար և կարող են հասնել միջուկի բարձր ջերմաստիճանների և այդպիսով. ավելի ծանր տարրեր.
30-ականների սկզբին աստղաֆիզիկոս Ֆրից Ցվիկին ուսումնասիրեց լուսային առեղծվածային շողերը, որոնք ժամանակ առ ժամանակ նկատվում էին երկնքում։ Նա եկել է այն եզրակացության, որ երբ աստղը փլուզվում է և հասնում ատոմի միջուկի խտության հետ համեմատելի խտության, ձևավորվում է խիտ միջուկ, որում «ջախջախվում են» էլեկտրոնները։ ատոմները կգնան միջուկներ՝ նեյտրոններ ձևավորելու համար: Այսպես կառաջանա նեյտրոնային աստղ։ Նեյտրոնային աստղի միջուկի մեկ ճաշի գդալը կշռում է 90 միլիարդ կիլոգրամ: Այս փլուզման արդյունքում կստեղծվի հսկայական էներգիա, որն արագորեն ազատ է արձակվում։ Ցվիկին նրանց անվանել է գերնոր աստղեր։
Պայթյունի ժամանակ էներգիայի արտազատումը այնքան մեծ է, որ պայթյունից հետո մի քանի օր այն գերազանցում է իր արժեքը ողջ գալակտիկայի համար։ Պայթյունից հետո մնում է արագ ընդլայնվող արտաքին թաղանթ՝ վերածվելով մոլորակային միգամածության և պուլսարի, բարիոնային (նեյտրոնային) աստղի կամ սև խոռոչի։ Այս կերպ ձևավորված միգամածությունը մի քանի տասնյակ հազար տարի անց ամբողջությամբ ոչնչացվում է։
Բայց եթե գերնոր աստղի պայթյունից հետո միջուկի զանգվածը 1,4-3 անգամ մեծ է Արեգակի զանգվածից, այն դեռ փլուզվում է և գոյություն ունի որպես նեյտրոնային աստղ։ Նեյտրոնային աստղերը պտտվում են (սովորաբար) վայրկյանում մի քանի անգամ՝ ազատելով հսկայական քանակությամբ էներգիա ռադիոալիքների, ռենտգենյան ճառագայթների և գամմա ճառագայթների տեսքով։ Եթե միջուկի զանգվածը բավականաչափ մեծ է, միջուկը ընդմիշտ կփլուզվի։ Արդյունքը սև խոռոչ է: Տիեզերք արտանետվելիս գերնոր աստղի միջուկի և թաղանթի նյութը ընդլայնվում է դեպի թիկնոց, որը կոչվում է գերնոր աստղի մնացորդ: Բախվելով շրջակա գազային ամպերի հետ՝ այն ստեղծում է հարվածային ալիքային ճակատ և ազատում էներգիա։ Այս ամպերը փայլում են ալիքների տեսանելի հատվածում և աստղագուշակների համար նրբագեղ, քանի որ գունավոր առարկա են:
Նեյտրոնային աստղերի գոյության հաստատումը միայն 1968թ.
