Еще несколько веков назад астрономы заметили, как блеск некоторых звезд в галактике неожиданно увеличивался более чем в тысячу раз. Редкое явление многократного увеличение свечения космического объекта ученые обозначили, как рождение сверхновой звезды. Это в некотором роде космический нонсенс, потому что в этот момент звезда не рождается, а прекращает свое существование.
Вспышка сверхновой звезды - это, по сути, взрыв звезды, сопровождающийся выделением колоссального количества энергии ~10 50 эрг. Яркость свечения сверхновой, которая становится видна в любой точке Вселенной, возрастает течение нескольких суток. При этом каждую секунду выделяется такое количество энергии, которое может выработать Солнце за все время своего существования.
Взрыв сверхновой звезды как следствие эволюции космических объектов
Ученые-астрономы объясняют это явление эволюционными процессами, миллионы лет происходящими со всеми космическими объектами. Чтобы представить себе процесс появления сверхновой, нужно понять строение звезды (рисунок ниже) .
Звезда - это огромный объект, обладающий колоссальной массой и, следовательно, такой же гравитацией. У звезды есть маленькое ядро, окруженное внешней оболочкой из газов, составляющих основную массу звезды. Гравитационные силы давят на оболочку и ядро, сжимая их с такой силой, что газовая оболочка раскаляется и, расширяясь, начинает давить изнутри, компенсируя силу гравитации. Паритет двух сил обусловливает стабильность звезды.
Под действием огромных температур в ядре начинается термоядерная реакция, превращающая водород в гелий. Выделяется еще больше тепла, излучение которого внутри звезды возрастает, но пока еще сдерживается гравитацией. А дальше начинается настоящая космическая алхимия: запасы водорода истощаются, гелий начинает превращаться в углерод, углерод - в кислород, кислород - в магний…Так посредством термоядерной реакции происходит синтез все более тяжелых элементов.
До момента появления железа все реакции идут с выделением тепла, но как только железо начинает перерождаться в следующие за ним элементы, реакция из экзотермической переходит в эндотермическую, то есть тепло перестает выделяться и начинает расходоваться. Баланс сил гравитации и теплового излучения нарушается, ядро сжимается в тысячи раз, и к центру звезды устремляются все внешние слои оболочки. Врезаясь в ядро со скоростью света, они отскакивают обратно, сталкиваясь друг с другом. Происходит взрыв внешних слоев, и вещество, из которого состоит звезда, разлетается со скоростью в несколько тысяч километров в секунду.
Процесс сопровождается такой яркой вспышкой, что ее можно увидеть даже невооруженным глазом, если сверхновая загорелась в ближайшей галактике. Затем свечение начинает угасать, и на месте взрыва образуется…А что же остается после взрыва сверхновой? Существует несколько вариантов развития событий: во-первых, остатком сверхновой может быть ядро из нейтронов, которое ученые называют нейтронной звездой, во-вторых, черная дыра, в-третьих, газовая туманность.
Сверхновая звезда или вспышка сверхновой - феномен, в ходе которого звезда резко меняет свою яркость на 4-8 порядков (на десяток звёздных величин) с последующим сравнительно медленным затуханием вспышки . Является результатом катаклизмического процесса, возникающего в конце эволюции некоторых звёзд и сопровождающегося выделением огромной энергии.
Как правило, сверхновые звёзды наблюдаются постфактум, то есть когда событие уже произошло и его излучение достигло Земли. Поэтому природа сверхновых долго была неясна. Но сейчас предлагается довольно много сценариев, приводящих к подобного рода вспышкам, хотя основные положения уже достаточно понятны.
Взрыв сопровождается выбросом значительной массы вещества из внешней оболочки звезды в межзвёздное пространство, а из оставшейся части вещества ядра взорвавшейся звезды, как правило, образуется компактный объект - нейтронная звезда , если масса звезды до взрыва составляла более 8 солнечных масс (M ☉), либо чёрная дыра при массе звезды свыше 20 M ☉ (масса оставшегося после взрыва ядра - свыше 5 M ☉). Вместе они образуют остаток сверхновой.
Комплексное изучение ранее полученных спектров и кривых блеска в сочетании с исследованием остатков и возможных звёзд-предшественников позволяет строить более подробные модели и изучать уже условия, сложившиеся к моменту вспышки.
Помимо всего прочего, выбрасываемое в ходе вспышки вещество в значительной части содержит продукты термоядерного синтеза, происходившего на протяжении всей жизни звезды. Именно благодаря сверхновым Вселенная в целом и каждая галактика в частности химически эволюционирует.
Название отражает исторический процесс изучения звёзд, блеск которых значительно меняется со временем, так называемых новых звёзд .
Имя составляется из метки SN , после которой ставят год открытия, с окончанием из одно- или двухбуквенного обозначения. Первые 26 сверхновых текущего года получают однобуквенные обозначения, в окончании имени, из заглавных букв от A до Z . Остальные сверхновые получают двухбуквенные обозначения из строчных букв: aa , ab , и так далее. Неподтверждённые сверхновые обозначают буквами PSN (англ. possible supernova ) с небесными координатами в формате: Jhhmmssss+ddmmsss .
Общая картина
| Класс | Подкласс | Механизм | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| I Линии водорода отсутствуют |
Сильные линии ионизированного кремния (Si II) на 6150 | Ia | Термоядерный взрыв | |||||
| Iax В максимуме блеска имеют меньшую светимость и меньшую же в сравнении Ia |
||||||||
| Линии кремния слабые или отсутствуют | Ib Присутствуют линии гелия (He I). |
Гравитационный коллапс | ||||||
| Ic Линии гелия слабые или отсутствуют |
||||||||
| II Присутствуют линии водорода |
II-P/L/N Спектр постоянен |
II-P/L Нет узких линий |
II-P Кривая блеска имеет плато |
|||||
| II-L Звёздная величина линейно уменьшается со временем |
||||||||
| IIn Присутствуют узкие линии |
||||||||
| IIb Спектр со временем меняется и становится похожим на спектр Ib. |
||||||||
Кривые блеска
Кривые блеска для I типа в высокой степени сходны: 2-3 суток идёт резкий рост, затем его сменяет значительное падение (на 3 звёздные величины) 25-40 суток с последующим медленным ослаблением, практически линейным в шкале звёздных величин. Абсолютная звёздная величина максимума в среднем для вспышек Ia составляет M B = − 19.5 m {\textstyle M_{B}=-19.5^{m}} , для Ib\c - .
А вот кривые блеска типа II достаточно разнообразны. Для некоторых кривые напоминали оные для I типа, только с более медленным и продолжительным падением блеска до начала линейной стадии. Другие, достигнув пика, держались на нём до 100 суток, а затем блеск резко падал и выходил на линейный «хвост». Абсолютная звёздная величина максимума варьируется в широком пределе от − 20 m {\textstyle -20^{m}} до − 13 m {\textstyle -13^{m}} . Среднее значение для IIp - M B = − 18 m {\textstyle M_{B}=-18^{m}} , для II-L M B = − 17 m {\textstyle M_{B}=-17^{m}} .
Спектры
Вышеприведённая классификация уже содержит некоторые основные черты спектров сверхновых различных типов, остановимся на том, что не вошло. Первая и очень важная особенность, которая долго мешала расшифровке полученных спектров - основные линии очень широкие.
Для спектров сверхновых типа II и Ib\c характерно:
- Наличие узких абсорбционных деталей вблизи максимума блеска и узкие несмещённые эмиссионные компоненты.
- Линии , , , наблюдаемые в ультрафиолетовом излучении.
Наблюдения вне оптического диапазона
Частота вспышек
Частота вспышек зависит от числа звёзд в галактике или, что то же самое для обычных галактик, светимости. Общепринятой величиной, характеризующей частоту вспышек в разных типах галактик, является SNu :
1 S N u = 1 S N 10 10 L ⊙ (B) ∗ 100 y e a r {\displaystyle 1SNu={\frac {1SN}{10^{10}L_{\odot }(B)*100year}}} ,
где L ⊙ (B) {\textstyle L_{\odot }(B)} - светимость Солнца в фильтре B. Для разных типов вспышек её величина составляет :
При этом сверхновые Ib/c и II тяготеют к спиральным рукавам.
Наблюдение остатков сверхновых
Каноническая схема молодого остатка следующая :
- Возможный компактный остаток; обычно это пульсар , но возможно и чёрная дыра
- Внешняя ударная волна, распространяющаяся в межзвёздном веществе .
- Возвратная волна, распространяющаяся в веществе выброса сверхновой.
- Вторичная, распространяющаяся в сгустках межзвёздной среды и в плотных выбросах сверхновой.
Вместе они образуют следующую картину: за фронтом внешней ударной волны газ нагрет до температур T S ≥ 10 7 К и излучает в рентгеновском диапазоне с энергией фотонов в 0,1-20 кэВ, аналогично газ за фронтом возвратной волны образует вторую область рентгеновского излучения. Линии высокоионизированных Fe, Si, S и т. п указывают на тепловую природу излучения из обоих слоёв.
Оптическое излучение молодого остатка создаёт газ в сгустках за фронтом вторичной волны. Так как в них скорость распространении выше, а значит газ остывает быстрее и излучение переходит из рентгеновского диапазона в оптический. Ударное происхождение оптического излучения подтверждает относительная интенсивность линий.
Теоретическое описание
Декомпозиция наблюдений
Природа сверхновых Ia отлична от природы остальных вспышек. Об этом ясно свидетельствует отсутствие вспышек Ib\c и II типов в эллиптических галактиках. Из общих сведений о последних известно, что там мало газа и голубых звёзд, а звездообразование закончилось 10 10 лет назад. Это значит, что все массивные звёзды уже завершили свою эволюцию, и остались звёзды с массой меньше солнечной, не более. Из теории эволюции звёзд известно, что звёзды подобного типа взорвать невозможно, а следовательно нужен механизм продления жизни для звёзд масс 1-2M ⊙ .
Отсутствие линий водорода в спектрах Ia\Iax говорит о том, что в атмосфере исходной звезды его крайне мало. Масса выброшенного вещества достаточно велика - 1M ⊙ , преимущественно содержит углерод, кислород и прочие тяжёлые элементы. А смещённые линии Si II указывает на то, что во время выброса активно идут ядерные реакции. Всё это убеждает, что в качестве звезды-предшественника выступает белый карлик, скорее всего углеродно-кислородный .
Тяготение к спиральным рукавам сверхновых Ib\c и II типов свидетельствует, что звездой прародителем являются короткоживущие O-звезды с массой 8-10M ⊙ .
Термоядерный взрыв
Один из способов высвободить требуемое количество энергии - резкое увеличение массы вещества, участвующего в термоядерном горении, то есть термоядерный взрыв. Однако физика одиночных звёзд такого не допускает. Процессы в звёздах, находящихся на главной последовательности, равновесны. Поэтому во всех моделях рассматриваются конечный этап звёздной эволюции - белые карлики . Однако сам по себе последний - устойчивая звезда, и всё может измениться только при приближении к пределу Чандрасекара . Это приводит к однозначному выводу, что термоядерный взрыв возможен только в кратных звёздных системах, скорее всего, в так называемых двойных звёздах .
В данной схеме есть две переменные, влияющие на состояние, химический состав и итоговую массу вовлечённого во взрыв вещества.
- Второй компаньон - обычная звезда, с которого вещество перетекает на первый.
- Второй компаньон - такой же белый карлик. Такой сценарий называет двойным вырождением.
- Взрыв происходит при превышении предела Чандрасекара .
- Взрыв происходит до него.
Общим во всех сценариях образования сверхновых Ia является то, что взрывающийся карлик скорее всего является углеродно-кислородным. Во взрывной волне горения, идущей от центра к поверхности, текут реакции :
12 C + 16 O → 28 S i + γ (Q = 16.76 M e V) {\displaystyle ^{12}C~+~^{16}O~\rightarrow ~^{28}Si~+~\gamma ~(Q=16.76~MeV)} , 28 S i + 28 S i → 56 N i + γ (Q = 10.92 M e V) {\displaystyle ^{28}Si~+~^{28}Si~\rightarrow ~^{56}Ni~+~\gamma ~(Q=10.92~MeV)} .Масса вступающего в реакцию вещества определяет энергетику взрыва и, соответственно, блеск в максимуме. Если предположить, что в реакцию вступает вся масса белого карлика, то энергетика взрыва составит 2,2 10 51 эрг .
Дальнейшее поведение кривой блеска в основном определяется цепочкой распада :
56 N i → 56 C o → 56 F e {\displaystyle ^{56}Ni~\rightarrow ~^{56}Co~\rightarrow ~^{56}Fe}Изотоп 56 Ni нестабилен и имеет период полураспада 6.1 дней. Далее e -захват приводит к образованию ядра 56 Co преимущественно в возбуждённом состоянии с энергией 1.72 МэВ. Этот уровень нестабилен, и переход электрона в основное состояние сопровождается испусканием каскада γ-квантов с энергиями от 0.163 МэВ до 1.56 МэВ. Эти кванты испытывают комптоновское рассеяние , и их энергия быстро уменьшается до ~ 100 кэВ. Такие кванты уже эффективно поглощаются фотоэффектом, и, как следствие, нагревают вещество. По мере расширения звезды плотность вещества в звезде падает, число столкновений фотонов уменьшается, и вещество поверхности звезды становится прозрачным для излучения. Как показывают теоретические расчёты, такая ситуация наступает примерно через 20-30 суток после достижения звездой максимума светимости.
Через 60 суток после начала вещество становится прозрачным для γ-излучения. На кривой блеска начинается экспоненциальный спад. К этому времени изотоп 56 Ni уже распался, и энерговыделение идёт за счёт β-распада 56 Co до 56 Fe (T 1/2 = 77 дней) с энергиями возбуждения вплоть до 4.2 МэВ.
Гравитационный коллапс ядра
Второй сценарий выделения необходимой энергии - это коллапс ядра звезды. Масса его должна быть в точности равна массе его остатка - нейтронной звезды, подставив типичные значения получаем :
E t o t ∼ G M 2 R ∼ 10 53 {\displaystyle E_{tot}\sim {\frac {GM^{2}}{R}}\sim 10^{53}} эрг,где M = 0 , а R = 10 км, G - гравитационная постоянная. Характерное время при этом:
τ f f ∼ 1 G ρ 4 ⋅ 10 − 3 ⋅ ρ 12 − 0 , 5 {\displaystyle \tau _{ff}\sim {\frac {1}{\sqrt {G\rho }}}~4\cdot 10^{-3}\cdot \rho _{12}^{-0,5}} c,где ρ 12 - плотность звезды, нормированная на 10 12 г/см 3 .
Полученное значение на два порядка превосходит кинетическую энергию оболочки. Необходим переносчик, который должен с одной стороны унести высвободившуюся энергию, а с другой - не провзаимодействовать с веществом. На роль такого переносчика подходит нейтрино.
За их образование отвечают несколько процессов. Первый и самый важный для дестабилизации звезды и начала сжатия - процесс нейтронизации :
3 H e + e − → 3 H + ν e {\displaystyle {}^{3}He+e^{-}\to {}^{3}H+\nu _{e}}
4 H e + e − → 3 H + n + ν e {\displaystyle {}^{4}He+e^{-}\to {}^{3}H+n+\nu _{e}}
56 F e + e − → 56 M n + ν e {\displaystyle {}^{56}Fe+e^{-}\to {}^{56}Mn+\nu _{e}}
Нейтрино от этих реакций уносят 10 %. Главную же роль в охлаждении играет УРКА-процессы (нейтринное охлаждение):
E + + n → ν ~ e + p {\displaystyle e^{+}+n\to {\tilde {\nu }}_{e}+p}
E − + p → ν e + n {\displaystyle e^{-}+p\to \nu _{e}+n}
Вместо протонов и нейтронов могут выступать и атомные ядра, с образованием нестабильного изотопа, который испытывает бета-распад:
E − + (A , Z) → (A , Z − 1) + ν e , {\displaystyle e^{-}+(A,Z)\to (A,Z-1)+\nu _{e},}
(A , Z − 1) → (A , Z) + e − + ν ~ e . {\displaystyle (A,Z-1)\to (A,Z)+e^{-}+{\tilde {\nu }}_{e}.}
Интенсивность этих процессов нарастает по мере сжатия, тем самым его ускоряя. Останавливает же это процесс рассеяние нейтрино на вырожденных электронах, в ходе которого термолизуются и запираются внутри вещества. Достаточная концентрация вырожденных электронов достигается при плотностях ρ n u c = 2 , 8 ⋅ 10 14 {\textstyle \rho _{nuc}=2,8\cdot 10^{14}} г/см 3 .
Заметим, что процессы нейтронизации идут только при плотностях 10 11 /см 3 , достижимых только в ядре звезды. Это значит, что гидродинамическое равновесие нарушается только в нём. Внешние же слои находятся в локальном гидродинамическом равновесии, и коллапс начинается только после того, как центральное ядро сожмётся и образует твёрдую поверхность. Отскок от этой поверхности обеспечивает сброс оболочки.
Модель молодого остатка сверхновой
Теория эволюции остатка сверхновой
Выделяется три этапа эволюции остатка сверхновой:
Расширение оболочки останавливается в тот момент, когда давление газа остатка уравняется с давлением газа в межзвёздной среде. После этого остаток начинает диссипировать, сталкиваясь с хаотично движущимися облаками. Время рассасывания достигает:
T m a x = 7 E 51 0.32 n 0 0.34 P ~ 0 , 4 − 0.7 {\displaystyle t_{max}=7E_{51}^{0.32}n_{0}^{0.34}{\tilde {P}}_{0,4}^{-0.7}} лет
Теория возникновения синхротронного излучения
Построение детального описания
Поиск остатков сверхновых
Поиск звёзд-предшественников
Теория сверхновых Ia
Помимо неопределённостей в теориях сверхновых Ia, описанных выше, много споров вызывает сам механизм взрыва. Чаще всего модели можно разделить по следующим группам :
- Мгновенная детонация
- Отложенная детонация
- Пульсирующая отложенная детонация
- Турбулентное быстрое горение
По крайней мере для каждой комбинации начальных условий перечисленные механизмы можно встретить в той или иной вариации. Но этим круг предложенных моделей не ограничивается. В качестве примера можно привести модели, когда детонируют сразу два белых карлика. Естественно, это возможно только в тех сценариях, когда оба компонента проэволюционировали.
Химическая эволюция и воздействие на межзвёздную среду
Химическая эволюция Вселенной. Происхождение элементов с атомным номером выше железа
Взрывы сверхновых - основной источник пополнения межзвёздной среды элементами с атомными номерами больше (или как говорят тяжелее ) He . Однако процессы их породившие для различных групп элементов и даже изотопов свои.
R-процесс
r-проце́сс - это процесс образования более тяжёлых ядер из более лёгких путём последовательного захвата нейтронов в ходе (n ,γ) реакций и продолжается до тех пор, пока темп захвата нейтронов выше, чем темп β − -распада изотопа . Иными словами среднее время захвата n нейтронов τ(n,γ) должно быть:
τ (n , γ) ≈ 1 n τ β {\displaystyle \tau (n,\gamma)\approx {\frac {1}{n}}\tau _{\beta }}где τ β - среднее время β-распада ядер, образующих цепочку r-процесса. Это условие накладывает ограничение на плотность нейтронов, т.к.:
τ (n , γ) ≈ (ρ (σ n γ , v n) ¯) − 1 {\displaystyle \tau (n,\gamma)\approx \left(\rho {\overline {(\sigma _{n\gamma },v_{n})}}\right)^{-1}}где (σ n γ , v n) ¯ {\displaystyle {\overline {(\sigma _{n\gamma },v_{n})}}} - произведение сечения реакции (n ,γ) на скорость нейтрона относительно ядра мишени, усреднённое по максвелловскому спектру распределения скоростей. Учитывая что, r-процесс происходит в тяжёлых и средних ядрах, 0.1 с < τ β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 10 9 , получим характерную плотность
ρ ≈ 2 ⋅ 10 17 {\displaystyle \rho \approx 2\cdot 10^{17}} нейтронов/см 3 .Такие условия достигаются в:
ν-процесс
Основная статья: ν-процесс
ν-процесс - это процесс нуклеосинтеза, через взаимодействие нейтрино с атомными ядрами. Возможно, он ответственен за появление изотопов 7 Li , 11 B , 19 F , 138 La и 180 Ta
Влияние на крупномасштабную структуру межзвёздного газа галактики
История наблюдений
Интерес Гиппарха к неподвижным звёздам, возможно, был вдохновлён наблюдением сверхновой звезды (по Плинию). Наиболее ранняя запись, которая идентифицируется как запись наблюдений сверхновой SN 185 (англ. ) , была сделана китайскими астрономами в 185 году нашей эры. Самая яркая известная сверхновая SN 1006 была подробно описана китайскими и арабскими астрономами. Хорошо наблюдалась сверхновая SN 1054 , породившая Крабовидную туманность . Сверхновые звёзды SN 1572 и SN 1604 были видны невооружённым глазом и имели большое значение в развитии астрономии в Европе, так как были использованы в качестве аргумента против аристотелевской идеи, гласившей, что мир за пределами Луны и Солнечной системы неизменен. Иоганн Кеплер начал наблюдение SN 1604 17 октября 1604 года. Это была вторая сверхновая, которая была зарегистрирована на стадии возрастания блеска (после SN 1572, наблюдавшейся Тихо Браге в созвездии Кассиопеи).
С развитием телескопов сверхновые звёзды стало возможно наблюдать и в других галактиках, начиная с наблюдений сверхновой S Андромеды в Туманности Андромеды в 1885 году . В течение двадцатого столетия были разработаны успешные модели для каждого типа сверхновых и понимание их роли в процессе звездообразования возросло. В 1941 году американскими астрономами Рудольфом Минковским и Фрицем Цвикки была разработана современная схема классификации сверхновых звёзд.
В 1960-х астрономы выяснили, что максимальная светимость взрывов сверхновых может быть использована в качестве стандартной свечи , следовательно, показателя астрономических расстояний. Сейчас сверхновые дают важную информацию о космологических расстояниях. Самые далёкие сверхновые оказались слабее, чем ожидалось, что, по современным представлениям, показывает, что расширение Вселенной ускоряется.
Были разработаны способы для реконструкции истории взрывов сверхновых, которые не имеют письменных записей наблюдений. Дата появления сверхновой Кассиопея A определялась по световому эху от туманности , в то время как возраст остатка сверхновой RX J0852.0-4622 (англ. ) оценивается по измерению температуры и γ-выбросов от распада титана-44. В 2009 году в антарктических льдах были обнаружены нитраты , соответствующие времени взрыва сверхновой.
23 февраля 1987 года в Большом Магеллановом Облаке на расстоянии 168 тыс. световых лет от Земли вспыхнула сверхновая SN 1987A , самая близкая к Земле, наблюдавшаяся со времён изобретения телескопа. Впервые был зарегистрирован поток нейтрино от вспышки. Вспышка интенсивно изучалась с помощью астрономических спутников в ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма-диапазонах. Остаток сверхновой исследовался с помощью ALMA , «Хаббла » и «Чандры ». Ни нейтронная звезда , ни чёрная дыра , которые, по некоторым моделям, должны находиться на месте вспышки, пока не обнаружены.
22 января 2014 года в галактике M82 , расположенной в созвездии Большая Медведица, вспыхнула сверхновая звезда SN 2014J . Галактика M82 находится на расстоянии 12 млн световых лет от нашей галактики и имеет видимую звёздную величину чуть менее 9. Данная сверхновая является самой близкой к Земле, начиная с 1987 года (SN 1987A).
Наиболее известные сверхновые звёзды и их остатки
- Сверхновая SN 1604 (Сверхновая Кеплера)
- Сверхновая G1.9+0.3 (Самая молодая из известных в нашей Галактике)
Исторические сверхновые в нашей Галактике (наблюдавшиеся)
| Сверхновая | Дата вспышки | Созвездие | Макс. блеск | Рассто- яние (св. лет) |
Тип вспы- шки |
Дли- тель- ность види- мости |
Остаток | Примечания |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| SN 185 | , 7 декабря | Центавр | −8 | 3000 | Ia ? | 8-20 мес. | G315.4-2.3 (RCW 86) | китайские летописи: наблюдалась рядом с Альфой Центавра. |
| SN 369 | неизвестно | неиз- вестно |
неиз- вестно |
неиз- вестно |
5 мес. | неизвестно | китайские летописи: положение известно очень плохо. Если она находилась вблизи галактического экватора, весьма вероятно, что это была сверхновая, если же нет, она, скорее всего, была медленной новой. | |
| SN 386 | Стрелец | +1,5 | 16 000 | II ? | 2-4 мес. | G11.2-0.3 | китайские летописи | |
| SN 393 | Скорпион | 0 | 34 000 | неиз- вестно |
8 мес. | несколько кандидатур | китайские летописи | |
| SN 1006 | , 1 мая | Волк | −7,5 | 7200 | Ia | 18 мес. | SNR 1006 | швейцарские монахи, арабские учёные и китайские астрономы. |
| SN 1054 | , 4 июля | Телец | −6 | 6300 | II | 21 мес. | Крабовидная туманность | на Ближнем и Дальнем Востоке (в европейских текстах не значится, не считая туманных намёков в ирландских монастырских хрониках). |
| SN 1181 | , август | Кассиопея | −1 | 8500 | неиз- вестно |
6 мес. | Возможно, 3C58 (G130.7+3.1) | труды профессора Парижского университета Александра Некэма, китайские и японские тексты. |
| SN 1572 | , 6 ноября | Кассиопея | −4 | 7500 | Ia | 16 мес. | Остаток сверхновой Тихо | Это событие зафиксировано во многих европейских источниках, в том числе и в записях молодого Тихо Браге . Правда, он заметил вспыхнувшую звезду лишь 11 ноября , но зато следил за ней целых полтора года и написал книгу «De Nova Stella» («О новой звезде») - первый астрономический труд на эту тему. |
| SN 1604 | , 9 октября | Змееносец | −2,5 | 20000 | Ia | 18 мес. | Остаток сверхновой Кеплера | С 17 октября её стал изучать Иоганн Кеплер , который изложил свои наблюдения в отдельной книге. |
| SN 1680 | , 16 августа | Кассиопея | +6 | 10000 | IIb | неиз- вестно (не более недели) |
Остаток Сверхновой Кассиопея А | возможно замечена Флемстидом и занесена в каталог как 3 Кассиопеи . |
Когда звезды подмигивают нам с ночного неба, вряд ли мы задумываемся о том, что видим их такими, какими они были сотни и тысячи лет назад. Именно столько требуется фотонам, чтобы достичь наших глаз, двигаясь со световой скоростью.
Многие из далеких солнц, вероятно, уже давным-давно погасли, другие, пока невидимые для нас, уже успели родиться. Об их появлении рано или поздно узнают наши потомки.
Строительный материал для звезд
Для появления на свет новой звезды требуется огромное количество водорода? простейшего из всех существующих молекул. Она состоит из двух атомов, а те, в свою очередь, из ядра с одним протоном, вокруг которого расплылся в квантовом облаке один единственный электрон.
А еще необходим дейтерий, тяжелый водород, в ядре которого помимо протона содержится еще один нейтрон? элементарная частица, не имеющая электрического заряда.
Водород? одно из первых веществ, образовавшихся после Большого Взрыва, после того как раскаленная до невероятных температур материя в виде протонов, нейтронов, электронов и других элементарных частиц начала конденсироваться.
Снимок ближайшей к Солнцу звезды – Проксимы Центавра
©ESA/Hubble & NASA
Сразу после Большого Взрыва
Молекулы водорода образовывались в гигантских количествах, когда температура юной Вселенной несколько понизилась, и протоны начали объединяться с электронами.
Эта фаза началась по современным представлениям уже через одну секунду после Большого Взрыва и продолжалась в течение трех минут; за это время температура Вселенной резко упала.
Молодая Вселенная состояла на 75% из водорода, с 25% гелия, a также следами других элементов? до бора (не считая антиматерии).
Строительный материал для рождения звезд был готов, но одного наличия водорода было мало. Молекулы должны были сконденсироваться настолько, чтобы гравитационная сила притяжения между ними привела к термоядерной реакции.
Непосредственно после Большого Взрыва материя была равномерно распределена в пространстве и, вероятно, так бы и осталась водородным облаком, если бы не квантовые флуктуации, которые привели к колебаниям плотности газа и создали определенные структуры.
Рассеянное звездное скопление Плеяды в созвездии Тельца
©Roberto Colombari
Звездная колыбель
Следы этих структур до сих пор можно обнаружить в виде космического фонового излучения и межзвездных туманностей во Вселенной, состоящих из водорода и гелия. Именно из такого водородного облака и образуются звезды, когда плотность газа достигает определенного, очень высокого уровня.
При этом температура газа возрастает, и его молекулы начинают вращение. Чем плотнее становится облако, тем вращение усиливается, молекулы водорода сталкиваются и излучают фотоны в инфракрасном спектре.
При вращении молекулярное облако, именуемое также звездной колыбелью, коллапсирует, но одновременно возникают центробежные силы, которые отталкивают сгущающуюся материю наружу. Так возникает протопланетный диск, в котором могут сформироваться планеты? скорее всего это будут газовые гиганты, вроде Юпитера.
Звездное сверхскопление Westerlund 1
©ESO/VPHAS+ Survey/N. Wright
Рождение звезды
Примерно через 50 млн лет газовое облако, наконец, становится протозвездой? вращающимся плазменным шаром. При этом молекулы водорода из-за чудовищных температур разрушаются, образуя отдельные атомы.
Какая-то часть протозвезд так и не достигает температуры, необходимой для термоядерного синтеза. Такие протозвезды образуют коричневые карлики, которые постепенно остывают в течение нескольких сотен млн лет. Их масса невелика? всего 1–10 % солнечной.
Но в крупных протозвездах процесс коллапса продолжается, внутренняя температура возрастает, пока энергия атомов водорода не достигает критического значения, при котором начинается термоядерная реакция. Энергия гравитации превращается в тепло, плазменный шар начинает излучать, гравитационный коллапс приостанавливается? наша звезда готова.
Взрыв сверхновой в галактике M82 в созвездии Большая Медведица
©UCL/University of London Observatory/Steve Fossey/Ben Cooke/Guy Pollack/Matthew Wilde/Thomas Wright
Жизнь и смерть звезды
В результате термоядерной реакции водород превращается в гелий, звезда функционирует подобно нашему Солнцу. Через несколько миллиардов лет весь водород внутри звезды оказывается исчерпанным, водородное ядро превращается в гелиевое, хотя во внешней оболочке реакции все еще продолжаются.
Гелиевое ядро становится все крупнее и крупнее, масса его растет, вновь начинается гравитационный коллапс. Во время этой фазы звезда становится красным гигантом.
Внутри ядра звезды под влиянием гравитационного сжатия вновь проходят термоядерные реакции: гелий превращается в другие элементы: углерод, затем кислород, кремний? вплоть до железа.
Вот и пришел конец нашей звезде. Если она достаточно массивна? раз в восемь тяжелее нашего Солнца, то может превратиться в сверхновую, которая при взрыве разлетается в открытом космосе. Вспышки сверхновой могут быть при этом ярче своих галактик.
Образующаяся при этом ударная волна может привести к сжатию других межзвездных облаков и образованию новых звезд. Впрочем, зачастую сияние новых звезд может запустить цепную реакцию, которая дает толчок рождения новых светил. Так образуются целые звездные поколения.
При этом из разлетевшейся материи сверхновых могут сформироваться твердые планеты вблизи новообразующихся звезд, а также многочисленные астероиды, несущиеся в межзвездном пространстве.
Взрыв сверхновой звезды - это событие невероятных масштабов. Фактически, взрыв сверхновой означает конец ее существования или, что также имеет место, перерождение в виде черной дыры или нейтронной звезды. Конец жизни сверхновой всегда сопровождается взрывом огромной силы, во время которого вещество звезды выбрасывается в космос с невероятной скоростью и на огромные расстояния.
Взрыв сверхновой длится всего несколько секунд, но за этот кротчайший промежуток времени выделяется просто феноменальное количество энергии. Так к примеру, вспышка сверхновой может выделять в 13 раз больше света, чем целая галактика, состоящая из миллиардов звезд, а выделяемое за секунды количество радиации в виде гамма- и рентгеновских волн в разы больше чем за миллиарды лет жизни.
Поскольку вспышки сверхновых длятся совсем недолго, особенно с учетом космических масштабов и величин, узнают о них в основном по последствиям. Такими последствиями являются огромных размеров газовые туманности, которые еще очень долгое время после взрыва продолжают светиться и расширяться в пространстве.
Пожалуй, самой известной туманностью образованной в результате вспышки сверхновой является Крабовидная туманность . Благодаря хроникам древнекитайских астрономов известно, что возникла она после взрыва звезды в созвездии Тельца в 1054 году. Как можно догадаться, вспышка была настолько яркой, что наблюдать ее можно было невооруженным взглядом. Сейчас же, Крабовидную туманность можно увидеть в темную ночь при помощи обычного бинокля.
Крабовидная туманность до сих пор продолжает расширяться со скоростью 1500 км в секунду. На данный момент ее размер превышает 5 световых лет.
Фото выше скомпановано из трех снимков, сделанных в трех разных спектрах: рентгеновском (телескоп Чандра), инфракрасном (телескоп Спитцер) и обычном оптическом (). Рентгеновское излучение представлено голубым цветом, его источник - пульсар - невероятно плотная звезда, образованная после смерти сверхновой.
Туманность Симеиз 147 - одна из самых крупных известных на данный момент. Сверхновая взорвавшаяся приблизительно 40 000 лет назад, породила туманность размерами в 160 световых лет. Открыта была советскими учеными Г. Шайоном и В. Газе в 1952 году в одноименной Симеизской обсерватории.
На фото последняя вспышка сверхновой, которую можно было наблюдать невооруженным глазом. Произошла в 1987 в галактике Большое Магеланово Облако на расстоянии 160 000 световых лет от нас. Большой интерес представляют необычные кольца в виде цифры 8, о истинной природе которых ученые пока строят только предположения.
Туманность Медуза из созвездия Близнецы изучена не так хорошо, но весьма популярна из-за небывалой красоты и крупной звезды-компаньона, которая периодически изменяет свою яркость.
Сверхновые звёзды - одно из самых грандиозных космических явлений. Коротко говоря, сверхновая - это настоящий взрыв звезды, когда большая часть её массы (а иногда и вся) разлетается со скоростью до 10 000 км/с, а остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или в чёрную дыру. Сверхновые играют важную роль в эволюции звёзд. Они являются финалом жизни звёзд массой более 8-10 солнечных, рождая нейтронные звёзды и чёрные дыры и обогащая межзвёздную среду тяжёлыми химическими элементами. Все элементы тяжелее железа образовались в результате взаимодействия ядер более лёгких элементов и элементарных частиц при взрывах массивных звёзд. Не здесь ли кроется разгадка извечной тяги человечества к звёздам? Ведь в мельчайшей клеточке живой материи есть атомы железа, синтезированные при гибели какой-нибудь массивной звезды. И в этом смысле люди сродни снеговику из сказки Андерсена: он испытывал странную любовь к жаркой печке, потому что каркасом ему послужила кочерга...
Учёные заметили, что в эллиптических галактиках (т. е. галактиках без спиральной структуры, с очень низким темпом звездообразования, состоящих в основном из маломассивных красных звёзд) вспыхивают только сверхновые 1-го типа. В спиральных же галактиках, к числу которых принадлежит и наша Галактика - Млечный Путь, встречаются оба типа сверхновых. При этом представители 2-го типа концентрируются к спиральным рукавам, где идёт активный процесс звездообразования и много молодых массивных звезд. Эти особенности наводят на мысль о различной природе двух типов сверхновых.
Сейчас надёжно установлено, что при взрыве любой сверхновой освобождается огромное количество энергии - порядка 10 46 Дж! Основная энергия взрыва уносится не фотонами, а нейтрино - быстрыми частицами с очень малой или вообще нулевой массой покоя. Нейтрино чрезвычайно слабо взаимодействуют с веществом, и для них недра звезды вполне прозрачны.
Законченной теории взрыва сверхновых с формированием компактного остатка и сбросом внешней оболочки пока не создано ввиду крайней сложности учёта всех протекающих при этом физических процессов. Однако все данные говорят о том, что сверхновые 2-го типа вспыхивают в результате коллапса ядер массивных звёзд. На разных этапах жизни звезды в ядре происходили термоядерные реакции, при которых сначала водород превращался в гелий, затем гелий в углерод и так далее до образования элементов «железного пика» - железа, кобальта и никеля. Атомные ядра этих элементов имеют максимальную энергию связи в расчёте на одну частицу. Ясно, что присоединение новых частиц к атомному ядру, например, железа будет требовать значительных затрат энергии, а потому термоядерное горение и «останавливается» на элементах железного пика.
Что же заставляет центральные части звезды терять устойчивость и коллапсировать, как только железное ядро станет достаточно массивным (около 1,5 массы Солнца)? В настоящее время известны два основных фактора, приводящих к потере устойчивости и коллапсу. Во-первых, это «развал» ядер железа на 13 альфа-частиц (ядер гелия) с поглощением фотонов - так называемая фотодиссоциация железа. Во-вторых, нейтронизация вещества - захват электронов протонами с образованием нейтронов. Оба процесса становятся возможными при больших плотностях (свыше 1 т/см 3), устанавливающихся в центре звёзды в конце эволюции, и оба они эффективно снижают «упругость» вещества, которая фактически и противостоит сдавливающему действию сил тяготения. Как следствие, ядро теряет устойчивость и сжимается. При этом в ходе нейтронизации вещества выделяется большое количество нейтрино, уносящих основную энергию, запасённую в коллапсирующем ядре.
В отличие от процесса катастрофического коллапса ядра, теоретически разработанного достаточно детально, сброс оболочки звезды (собственно взрыв) не так-то просто объяснить. Скорее всего, существенную роль в этом процессе играют нейтриноКак свидетельствуют компьютерные расчёты, плотность вблизи ядра настолько высока, что даже слабо взаимодействующие с веществом нейтрино оказываются на какое-то время «запертыми» внешними слоями звезды. Но гравитационные силы притягивают оболочку к ядру, и складывается ситуация, похожая на ту, которая возникает при попытке налить более плотную жидкость, например воду, поверх менее плотной, скажем керосина или масла. (Из опыта хорошо известно, что лёгкая жидкость стремится «всплыть» из-под тяжёлой - здесь проявляется так называемая неустойчивость Рэлея-Тэйлора.) Этот механизм вызывает гигантские конвективные движения, и когда в конце концов импульс нейтрино передаётся внешней оболочке, она сбрасывается в окружающее пространство.
Возможно, именно нейтринные конвективные движения приводят к нарушению сферической симметрии взрыва сверхновой. Иными словами, появляется направление, вдоль которого преимущественно выбрасывается вещество, и тогда образующийся остаток получает импульс отдачи и начинает двигаться в пространстве по инерции со скоростью до 1000 км/с. Столь большие пространственные скорости отмечены у молодых нейтронных звёзд - радиопульсаров.
Описанная схематическая картина взрыва сверхновой 2-го типа позволяет понять основные наблюдательные особенности этого явления. А теоретические предсказания, основанные на данной модели (особенно касающиеся полной энергии и спектра нейтринной вспышки), оказались в полном согласии с зарегистрированным 23 февраля 1987 г. нейтринным импульсом, пришедшим от сверхновой в Большом Магеллановом Облаке.
Теперь несколько слов о сверхновых 1-го типа. Отсутствие свечения водорода в их спектрах говорит о том, что взрыв происходит в звёздах, лишённых водородной оболочки. Как сейчас полагают, это может быть взрыв белого карлика или результат коллапса звезды типа Вольфа -Райе (фактически это ядра массивных звёзд, богатые гелием, углеродом и кислородом).
Как может взорваться белый карлик? Ведь в этой очень плотной звезде не идут ядерные реакции, а силам гравитации противодействует давление плотного газа, состоящего из электронов и ионов (так называемый вырожденный электронный газ). Причина здесь та же, что и при коллапсе ядер массивных звёзд, - уменьшение упругости вещества звезды при повышении её плотности. Это опять-таки связано с «вдавливанием» электронов в протоны с образованием нейтронов, а также с некоторыми релятивистскими эффектами.
Почему же повышается плотность белого карлика? Это невозможно, если он одиночный. Но если белый карлик входит в состав достаточно тесной двойной системы, то под действием гравитационных сил газ с соседней звезды способен перетекать на белый карлик (так в случае новой звезды). При этом масса и плотность его будут постепенно возрастать, что в конечном счёте приведёт к коллапсу и взрыву.
Другой возможный вариант более экзотичен, но не менее реален – это столкновение двух белых карликов. Как такое может быть, ведь вероятность столкнуться двум белым карликам в пространстве ничтожна, поскольку ничтожно число звёзд в единице объёма – от силы несколько звёзд в 100 пк3. И здесь (в который раз!) «виноваты» двойные звёзды, но теперь уже состоящие из двух белых карликов.
Как следует из общей теории относительности Эйнштейна, любые две массы, обращающиеся по орбите вокруг друг друга, рано или поздно должны столкнуться из-за постоянного, хотя и весьма незначительного, уноса энергии из такой системы волнами тяготения - гравитационными волнами. Например, Земля и Солнце, живи последнее бесконечно долго, столкнулись бы вследствие этого эффекта, правда через колоссальное время, на много порядков превосходящее возраст Вселенной. Подсчитано, что в случае тесных двойных систем с массами звёзд около солнечной (2 10 30 кг) их слияние должно произойти за время меньше возраста Вселенной – примерно за 10 млрд. лет. Как показывают оценки, в типичной галактике такие события случаются раз в несколько сот лет. Гигантской энергии, освобождаемой при этом катастрофическом процессе вполне достаточно для объяснения явления сверхновой.
Кстати, примерное равенство масс белых карликов делает их слияния «похожими» друг на друга, а значит, сверхновые 1-го типа по своим характеристикам должны выглядеть одинаково не зависимо от того, когда и в какой галактике произошла вспышка. Поэтому видимая яркость сверхновых отражает расстояния до галактик, в которых они наблюдаются. Это свойство сверхновых 1-го типа в настоящее время используемся учёными для получения независимой оценки важнейшего космологического параметра - постоянной Хаббла, которая служит количественной мерой скорости расширения Вселенной. Мы рассказали лишь о наиболее мощных взрывах звёзд, происходящих во Вселенной и наблюдаемых в оптическом диапазоне. Поскольку в случае сверхновых звёзд основная энергия взрыва уносится нейтрино, а не светом, исследование неба методами нейтринной астрономии имеет интереснейшие перспективы. Оно позволит в будущем «заглянуть» в самое «пекло» сверхновой, скрытое огромными толщами непрозрачного для света вещества. Ещё более удивительные открытия сулит гравитационно-волновая астрономия, которая в недалёком будущем поведает нам о грандиозных явлениях слияния двойных белых карликов, нейтронных звёзд и чёрных дыр.
