220 ARP סופרנובה

נוצרה כתוצאה מהתנקשות של שתי גלקסיות בקבוצת הכוכבים הנחש ,במרחק של 250 מיליון שנות אור 77 מיליון פרסאק בשביל החלב .בליבה של הגלקסיה  כ 220 צבירים כוכביים ובמסה של 10 מיליון מסות שמש. בבהירות 13.9.בגלקסיה הרחוקה זו אובחנו שבע סופרנובות אשר התפוצצו בבת אחת ובאותו הזמן. [האסטרונומים מעידים כי אף פעם לא ראו כל כך הרבה כוכבים מתפוצצים בו זמנית באותה הגלקסיה אמרו החוקרים הסורקים את התופעה].
בגלקסיה  הזו אנו רואים הרבה יותר סופרנובות מאלו הנמצאות  בשביל החלב בגלקסיה שלנו בה התפרצות סופרנובה מתרחשת בערך אחת ל  100 שנה . ב 220 ARP  סופרנובה מתרחשת בכל רבעון שכן הינו בית יוצרים לסופרנובות. 

  

   תרחשת סופרנובה בכל רבעון שהינו בית 

יוצרים  של סופרנוב

נייטרינים   כלי חדש לחקר היקום.
בארבעת העשורים  האחרונים נולד סוג חדש של אסטרונומיה ,במקום טלסקופים המכוונים כלפי מעלה, אל השמים,בחיפוש אחר פוטונים כלומר אור, משתמשים ב"טלסקופים" החבויים קילומטרים מתחת לפני האדמה או עמוק מתחת למים או לקרח. הם אינם מחפשים פוטונים, אלא מחפשים חלקיקים הנקראים נייטרינים. באמצעות נייטרינים ניתן "לראות" עמוק אל תוך ליבת השמש. בדומה למקרה של נייטרינים מהשמש, מקווים שגילוי נייטרינים  ממקורות חוץ-גלקטיים יאפשרו  לא רק להעמיק בחקר שלמקורות אלה אלא גם יספק מידע חדש על התכונות היסודיות של החומר. הרי שלמרות השטף העצום שלגלאי של נייטרינים מהשמש,  [ 11^10 ] נייטרינים לס"מ2 בשנייה,[100,000,000,000 ס''מ בשנייה ].
מקור האנרגיה של השמש הוא מיזוג גרעיני של מימן להליום, תהליך המתרחש בתוך ליבת השמש. הפרש בין המסה של ארבעה גרעיני מימן ומסת גרעין הליום משתחררE = Dmc2, שבזכותה השמש מאירה. כאנרגיה, על פי הקשרE = Dmc2, שבזכותה השמש מאירה. מודל שבו קיימים שלושה סוגים של נייטרינים n   1, 2,n, n 3 , בעלי מסות שונותm1  , m2, m3, גילוי "תנודות" הניטרונים בהתאמה. הניטרונים שמקורם מהשמש או מהאטמוספרה,
התגלתה תופעה זו גם במדידות של נייטרינים הנוצרים בכוריםגרעיניים ובמאיצי חלקיקים, מעשי ידי אדם. נייטרינים הם חלקיקים כמעט נטולי מסה והאינטראקציה שלהם עם חומר היא חלשה ביותר. התפוצצות סופרנובה היא סיום חייו של כוכב שמסתו לפחות 10 מסות שמש. עקב ההתפוצצות נזרק רוב החומר ומתפזר בחלל ונותר כוכב נייטרונים שצפיפותו גבוהה מאוד ומסתו בערך כמסת השמש גילוי נייטרינים שמקורם מן השמש ומסופרנובה קרובה יחסית, הניב מבחן ישיר של התיאוריה של התפתחות כוכבים והביא להרחבה ולעדכון של המודל התקני סטנדרטי המתאר את תכונות החלקיקים האלמנטריים. כיום נמצאים בבנייה כמה גלאי נייטרינים גדולים מאוד, שמטרתם לגלות את המקורות החזקים ביותר של אנרגיה וחלקיקים ביקום, בתקווה שגילוי נייטרינים ממקורות חוץ-גלקטיים אלה, אשר קרוב לוודאי מונעים על ידי ספיחת מסה על חורים שחורים, יאפשר לנו לא רק ללמוד על המקורות אלא בדומה לנייטרינים מן השמש, גם יספק מידע חדש אודות תכונות בסיסיות של החומר .
עקב ההתפוצצות נזרק רוב החומר ומתפזר בחלל ונותר כוכב נייטרונים שצפיפותו גבוהה מאוד ומסתו בערך כמסת השמש.
התחזית על פי התיאוריה הייתה שרוב האנרגיה המשתחררת בפיצוץ נישאת מן הכוכב על ידי נייטרונים. תחזית התאמתה עם גילוי הניטרונים שנפלטו על ידי הסופרנובה SN 1987A שהתפוצצה בענן המגלני הגדול,שהוא גלקסיית לוויין קטנה של הגלקסיה שלנו , גלקסיית שביל החלב, הנמצא במרחק של כ-150000 שנות אור.  האנרגיה האופיינית של נייטרינים הנוצרים בשמש או בפיצוץ
תרמו גרעיני [6 ^10] שהם 10 מגה , שהיא  אנרגיית הסופרנובה המשתחררת בתהליך מיזוג או ביקוע גרעיני. 

כוכבי ענק  אדום .

כוכב ענק  אדום בסוף ימיו מסוג ספקטרלי - כוכב K  - M

 הם הגדולים ביותר בסיווגם על פי אופי הקרינה שלהם.

כוכבים מסוג K  הם בצבע כתום וקרים במקצת ביחס לשמש. חלקם הם סופר ענקיים בעוד אחרים הם כוכבי הסדרה הראשית ומהווים כ-12 אחוזים ממנה. לדוגמה לכוכבים מסוג K , " אלפא קנטורי ,ארקטורוס ".

תכונותיו של הכוכב מסוג K - טמפרטורה של בין 3700 – 5200 מעלות  קלווין  בצבע כתום ,ברדיוס של 0.7 מהשמש של 486,850 ק''מ, במסה של בין 0.45 - 0.8 ממסת השמש .

תכונותיו של הכוכב מסוג - M  בטמפרטורה שלפחות מ 3700  - עד 5200 מעלות  קלווין בצבע אדום ובמסה של פחות מ 0.45 מסת השמש ,וברדיוס של 0.7- 0.96 רדיוס השמש  .כמו סוג הכוכב M של" ביטלג'וז ".
סופרנובה מתרחשת בכוכב מסיבי בעל מסה של פי 8 ממסת השמש זאת לאחר היתוך גרעיני בעל כוח כבידה חזק מאוד לאחר תהליך
גרעיני אטומים מתמזגים לגרעין גדול יותר ויוצרים אנרגיה רבה , כוכב מסיבי שמתפוצץ מפזר שטף של ניטורינו ויסודות חדשים ,שהגיעו לשלב בו ראקציות הגרעיניות בלב הכוכב יוצרות ברזל מפאת לחץ של ההיתוך הגרעיני .

לשמש שלנו לא צפוי עתיד כמו הסופרנובה, שכן כדי להתפוצץ היה עליה להיווצר עם מסה גדולה לפחות פי 8 או 10 ממסתה הנוכחית   
 [ 30^10*2*9 ק''ג ].השמש נוצרה לפני 5 גיגה-מיליארד שנים ונותרו לה להתקיים , עד להיעלמה או כיבוייה עוד 5 גיגה -מיליארד שנה [9^10*5].

 לדוגמה, כאשר השמש שלנו תהפוך לענק אדום, בעוד כ-5 מיליארד שנה, שכבותיה החיצוניות יבלעו את כוכב חמה ואת נוגה. כמות הקרינה שתגיע לכדור הארץ תהיה חזקה די הצורך להרתיח את מימיו, לסלק מעליו את מעטה האטמוספרה שלו, וכמובן, להכחיד כל חי...

איך כוכב  נוצר

כוכבים נוצרים בתוך ערפיליות כהות, שהן עננים עצומים של אבק וגז בין-כוכבי. העננים הללו נמצאים במקומות שונים ברחבי הגלקסיה וגודלם יכול להיות מספר שנות אור ]כל שנת אור היא כ9.5- טריליון קילומטרים]. בשלב מסוים, מתחילה קריסה בתוך הענן, והוא מתחיל להידחס ולהסתובב. התיאוריה המדעית המעודכנת ביותר קובעת שהקריסה מתחילה כנראה בשל גל-הלם שעובר בתוך הערפילית כתוצאה מהתפוצצות סופר-נובה בכוכב סמוך [סופרנובה היא התפוצצות של כוכב בעל מסה גדולה כתוצאה מהפרת שיווי המשקל בתוכו]. העוצמה של ההתפוצצות היא כה גדולה, עד שהיא משלחת גלים כאלה כמו אבן הנופלת לשלולית מים לרחבי הגלקסיה. החוקרים סבורים שמספיקה "דחיפה" לערפילית ומתחיל בה תהליך דחיסה.
ככל שהאזור דחוס יותר, כוח המשיכה שלו גדול יותר והוא מסוגל למשוך אליו עוד ועוד חומר מהערפילית שסביבו. אט אט הולך ומצטבר יותר חומר, והלחץ והטמפרטורה בלבו של "אב-הכוכב" מתחיל לעלות. כאשר הטמפרטורה מגיעה ל 15- מיליון מעלות לערך, מתחיל תהליך היתוך מימן ואז נולד כוכב חדש.

כאשר לכוכב  נגמרת אספקת חומרי הדלק שהספיקה לו למיליוני או מיליארדי שנים הוא הופך לענק אדום והוא דועך ואז הוא קורס פנימה ולבסוף מתפוצץ, להתפוצצות קוראים סופרנובה.

ההתפוצצות הופכת לענן של אבק וגז שנקראת ערפילית.
אחרי מיליוני או מיליארדי שנים כל הענן המולקולרי של אבק וגז  של הערפילית נדחסים ואחרי מיליוני שנים נוצר כוכב תינוק שמסביבו יש טבעות של אבק וגז שנשארו נותרו ולא הפכו לכוכב. אחרי מיליוני שנים הטבעות נעלמות ושאריות הערפילית יצרו כוכבי לכת חדשים. יתכן וגם שכוכב נוסף ייווצר וביחד עם הכוכב החדש יהפכו לכוכב כפול נדיר או יתפוצצו ויהרסו את כוכבי הלכת בפיצוץ ענק שיקרה כאשר יתנגשו.

הביטלג'וז הינו כוכב מסוג על ענק אדום הנמצא במרחק של כ-430 שנות אור, הקרוב ביותר למערכת השמש שלנו. יותר מ 36 טריליון ק''מ [ 12^10*36 טרה ק''מ ].