Температура сверхновой. Что такое сверхновые звезды? Смотреть что такое "Сверхновые звезды" в других словарях
Круговорот газа и пыли во вселенной
Вспышка сверхновой звезды
|
Первоначально все звезды, блеск которых внезапно увеличивался более чем в 1 000 раз, называли новыми. Вспыхивая, такие звезды неожиданно появлялись на небе, нарушая привычную конфигурацию созвездия, и увеличивали свой блеск в максимуме, в несколько тысяч раз, затем их блеск начинал резко падать, а через несколько лет они становились такими же слабыми, какими были до вспышки. Повторяемость вспышек, при каждой из которых звезда с большой скоростью выбрасывает до одной тысячной своей массы, является для новых звезд характерной. И все же при всей грандиозности явления подобной вспышки оно не бывает связано ни с коренным изменением структуры звезды, ни с ее разрушением. За пять тысяч лет сохранились сведения о более чем 200 ярких вспышках звезд, если ограничиться такими, которые не превышали по блеску 3-ю звездную величину. Но когда была установлена внегалактическая природа туманностей, стало ясно, что вспыхивающие в них новые звезды по своим характеристикам превосходят обычные новые, так как их светимость часто оказывалась равной светимости всей галактики, в которой они вспыхивали. Необычайность таких явлений привела астрономов к мысли, что такие события - нечто совсем не похожее на обычные новые звезды, а потому в 1934 году по предложению американских астрономов Фрица Цвикки и Вальтера Бааде те звезды, вспышки которых в максимуме блеска достигают светимостей нормальных галактик, были выделены в отдельный, самый яркий по светимости и редкий класс сверхновых звезд.
В отличие от вспышек обыкновенных новых звезд вспышки сверхновых в современном состоянии нашей Галактики - явление крайне редкое, происходящее не чаще чем раз в 100 лет. Наиболее яркими были вспышки в 1006 и 1054 годах, сведения о них содержатся в китайских и японских трактатах. В 1572 году вспышку такой звезды в созвездии Кассиопеи наблюдал выдающийся астроном Тихо Браге, последним же, кто следил за явлением сверхновой в созвездии Змееносца в 1604 году, был Иоганн Кеплер. За четыре столетия «телескопической» эры в астрономии подобных вспышек в нашей Галактике не наблюдалось. Положение Солнечной системы в ней таково, что нам оптически доступны наблюдения вспышек сверхновых примерно в половине объема, а в остальной ее части яркость вспышек приглушена межзвездным поглощением. В.И. Красовский и И.С. Шкловский подсчитали, что вспышки сверхновых звезд в нашей Галактике происходят в среднем раз в 100 лет. В других галакти ках эти процессы происходят примерно с той же частотой, поэтому основные сведения о сверхновых в стадии оптической вспышки были получены по наблюдениям за ними в других галактиках.
 |
| ВЗРЫВ СВЕРХНОВОЙ CAS A |
Понимая важность изучения столь мощных явлений, астрономы В. Бааде и Ф. Цвикки, работавшие на Паломарской обсерватории в США, в 1936 году начали планомерный систематический поиск сверхновых. В их распоряжении был телескоп системы Шмидта, позволявший фотографировать области в несколько десятков квадратных градусов и дававший очень четкие изображения даже слабых звезд и галактик. За три года в разных галактиках ими были обнаружены 12 вспышек сверхновых, которые затем исследовались с помощью фотометрии и спектроскопии. По мере совершенствования наблюдательной техники количество вновь обнаруженных сверхновых неуклонно возрастало, а последующее внедрение автоматизированного поиска привело к лавинообразному росту числа открытий (более 100 сверхновых в год при общем количестве - 1 500). В последние годы на крупных телескопах был начат также поиск очень далеких и слабых сверхновых, так как их исследования могут дать ответы на многие вопросы о строении и судьбе всей Вселенной. 3а одну ночь наблюдений на таких телескопах можно открыть более 10 далёких сверхновых.
В результате взрыва звезды, который наблюдается как явление сверхновой, вокруг нее образуется туманность, расширяющаяся с огромной скоростью (порядка 10 000 км/с). Большая скорость расширения - главный признак, по которому остатки вспышек сверхновых отличают от других туманностей. В остатках сверхновых все говорит о взрыве огромной мощности, разметавшем наружные слои звезды и сообщившем отдельным кускам выброшенной оболочки огромные скорости.
Сверхновые на примере: Ни один космический объект не дал астрономам столько ценнейшей информации, как относительно небольшая Крабовидная тучтанность, наблюдаемая в созвездии Тельца и состоящая из газового диффузного вещества, разлетающегося с большой скоростью. Эта туманность, являющаяся остатком сверхновой, наблюдавшейся в 1054 году, стала первым галактическим объектом, с которым был отождествлен источник радиоизлучения. Оказалось, что характер радиоизлучения ничего общего с тепловым не имеет: его интенсивность систематически возрастает с длиной волны. Вскоре удалось объяснить и природу этого явления. В остатке сверхновой должно быть сильное магнитное поле, которое удерживает созданные ею космические лучи (электроны, позитроны, атомные ядра), имеющие скорости, близкие к скорости света. В магнитном поле они излучают электромагнитную энергию узким пучком в направлении движения. Обнаружение нетеплового радиоизлучения у Крабовидной туманности подтолкнуло астрономов к поиску остатков сверхновых именно по этому призкаку.
На Рис.: Крабовидная туманность. Новая последовательность изображений остатка огромного звездного взрыва, полученная телескопом «Хаббл», дает астрономам глубже заглянуть в динамику связи между маленьким пульсаром «Краб» и огромной туманностью, которую он обеспечивает энергией. Цветное фото слева представляет собой полученное наземным телескопом изображение почти всей Крабовидной туманности, которая сформировалась после взрыва сверхновой более 900 лет назад. Туманность, размером 10 световых лет в поперечнике, расположена на расстоянии 7 000 световых лет в созвездии Тельца. Зеленые, желтые и красные волокна, сосредоточенные по краям туманности, являются остатком звезды, который был выброшен в пространсто взрывом. В центре Крабовидной тyманности лежит пульсар «Краб» - сколапсировавшее ядро взорвавшейся звезды. Синее сияние во внутренней части туманности - это свет, который излучают энергетические электроны. Изображение справа получено космическим телескопом «Хаббл» и представляет собой внутренние области «Краба». Сам пульсар виден как левая из пары эвезд вблизи центра кадра. Пульсар окружен комплексом четких узлов и клочковатых образований. Это - одна из последовательностей изображений, которые получал "Хаббл" на протяжении нескольких месяцев. Она показывает, что внутренняя часть Крабовидной туманности более динамична, чем полагали ранее.
 |
|
-20 000 лет назад.
Более крупная звезда в двойной системе раздувается, становясь красным гигантом. -Красный гигант отдает материю голубой звезде, причем некоторая часть формирует диск. -Две звезды сливаются в одну голубую звезду, окруженную газовым диском. -"Ветер" со звезды создает отверстие в диске. |
 |
|
-Февраль 1987 г.
Вспышка сверхновой освещает внутренний край кольца. -1991-1996 гг. Взрывная волна и поток обломков быстро распространяется в пространстве. -1997 г. Взрывная волна достигает внутреннего края кольца, вызывая точечные вспышки. -2007 г. Вспышки происходят по всему внутрен-нему краю, формируя светящееся кольцо. |
 |
| ВЗРЫВ 1987А |
На рис.: Сверхновая Cas A. Особенно мощным источником радиоизлучения оказалась туманность, находящаяся в созвездии Кассиопеи, - на метровых волнах поток радиоизлучения от нее в 10 раз превышает поток от Крабовидной туманности, хотя она и значительно дальше последней В оптических же лучах эта быстро расширяющаяся туманность очень слаба. Полагают, что туманность в Кассиопее - это остаток вспышки сверхновой, имевшей место около 300 лет назад.
Характерное для старых остатков сверхновых радиоизлучение показала и система волокнистых туманностей в созвездии Лебедя. Радиоастрономия помогла отыскать еще много других нетепловых радиоисточников, которые оказались остатками сверхновых разного возраста. Таким образом, был сделан вывод, что остатки вспышек сверхновых, случившихся даже десятки тысяч лет назад, выделяются среди других туманностей своим мощным нетепловым радиоизлучением.
Как уже говорилось, Крабовидная туманность стала первым объектом, у которого было обнаружено рентгеновское излучение. В 1964 году удалось обнаружить, что источник рентгеновского излучения, исходящего из нее, протяженный, хотя его угловые размеры в 5 раз меньше угловых размеров самой Крабовидной туманности. Из чего был cделан вывод, что рентгеновское излучение испускает не звезда, некогда вспыхнувшая как сверхновая, а сама туманность.
Разноцветные струи, пересекающие небо на снимке, полученном космическим телескопом «Хаббла», созданы одним из самых больших «фейерверков», зарегистрированных в истории нашей галактики, - огромным взрывом массивной звезды. Свет от нее достиг Земли 320 лет назад. Клочковатые остатки мертвой звезды названы Кассиопея А, или, коротко, «Cas А». Этот самый молодой из известных остатков сверхновых в нашей Галактике Млечный Путь находится на расстоянии 10 000 световых лет в созвездии Кассиопеи. Свет от взрыва сверхновой достиг Земли в 1600 году, а сам взрыв произошел 10 000 годами раньше. Это фото показывает верхний край расширяющейся оболочки остатка сверхновой. Вверху изображения видны дюжины крошечных клочков материи. Каждый маленький комочек изначально был небольшим фрагментом звезды, в десятки раз большей, чем вся Солнечная система. 3везда, которая создала их, была огромна: в 15-25 раз массивнее нашего Солнца. Такие звезды обычно живут недолго, используя свой запас ядерного топлива за десятки миллионов лет (в 1 000 раз быстрее, чем наше Солнце). Этот потрясающий снимок Cas А позволяет астрономам подробно изучить остатки сверхновой, показывая впервые, что они состоят из маленьких остывающих клубков газа. Это вещество будет использовано для создания нового поколения звезд и планет. Возможно, наше Солнце и планеты Солнечной системы созданы из остатков сверхновой, которая взорвалась миллиарды лет назад.
На рис.: Сверхновая 1987А. Сверкающие звезды и клочья газа создают захватывающий дух фон для картины саморазрушения массивной звезды, названной сверхновой 1987А. Ее взрыв астрономы наблюдали в Южном полушарии 23 февраля 1987 года. Это изображение, полученное телескопом «Хаббл», показывает остатки сверхновой, окруженные внутренним и внешним кольцами вещества в диффузных облаках газа. Этот трехцветный снимок составлен из нескольких фотографий сверхновой и соседней с ней области, которые были сделаны в сентябре 1994, феврале 1996 и июле 1997 года. Многочисленнные яркие голубые звезды вблизи сверхновой - это массивные звезды, каждая из которых возрастом окало 12 млн. лет и в 6 раз тяжелее Солнца. Все они относятся к тому же поколению звезд, что и взорвавшаяся. Присутствие ярких газовых облаков - еще один признак молодости этой области, которая все еще является плодородной почвой для рождения новых звезд. «Хаббл» обнаружил кольца светящегося газа, опоясывающие место взрыва сверхновой 1987А. Возможно, два кольца могут быть «нарисованы» высокоэнергетическим излучением или частицами, аналогично тому, как световой лазерный луч чертит круги на экране. Источником излучения могут быть ранее неизвестные звездные остатки второго компонента звезды, взорвавшейся в 1987 году. На изображении, полученном «Хабблом», виден слабосветящийся объект на месте предполагаемого источника.
Кольцо на изображении [A] полученном телескопом «Хаббл» в 1994 году, показывает светящееся газовое кольцо вокруг сверхновой 1987А. Изображение [B] - недавние наблюдения 1997 года телескопа «Хаббл» показывают увеличение яркости узлов на верхней правой стороне кольца. Это место мощных столкновений между движущейся наружу взрывной волной и внутренними частями околозвездного кольца. Столкновения нагревают газ и заставляют его светить ярче. Это, вероятно, первый сигнал драматических и сильных столкновений, которые будут иметь место в последующие несколько лет, омолаживая сверхновую как мощный источник рентгеновского и радиоизлучения. Белая серпообразная материя в центре - видимая часть рассеянной звезды, несущаяся со скоростью 3 000 км/с, которая нагревается радиоактивными элементами, возникшими при взрыве звезды.
Влияние сверхновых
Сверхновые.
23 февраля 1987 года в соседней с нами галактике - Большом Магеллановом Облаке - вспыхнула сверхновая, ставшая чрезвычайно
важной для астрономов, поскольку была первой, которую они, вооружившись современными астрономическими инструментами, могли
изучить в деталях. И эта звезда дала подтверждение целой серии предсказаний. Одновременно с оптической вспышкой специальные
детекторы, установленные на территории Японии и в штате Огайо (США), зарегистрировали поток нейтрино-элементарных частиц,
рождающихся при очень высоких температурах процессе коллапса ядра звезды и легко проникающих сквозь ее оболочку. Эти наблюдения
подтвердили ранее высказанное предположение о том, что около 10% массы коллапсирующего ядра звезды излучается в виде нейтрино в
тот момент, когда само ядро сжимается в нейтронную звезду. У очень массивных звезд при вспышке сверхновой ядра сжимаются до
еще больших плотностей и, вероятно, превращаются в черные дыры, но сброс внешних слоев звезды все же происходит. В последние
годы появились указания на связь некоторых космических гамма-всплесков со сверхновыми. Возможно, и природа космических
гамма-всплесков связана с природой взрывов.
Вспышки сверхновых оказывают сильное и многообразное влияние на окружающую межзвездную среду.
Сбрасываемая с огромной скоростью оболочка сверхноной сгребает и сжимает окружающий ее газ, что может дать толчок к
образованию из облаков газа новых звезд. Группа астрономов во главе с доктором Джоном Хьюгесом (Rutgers University),
используя наблюдении на орбитальной рентгеновской обсерватории «Чандра» (NASA), сделала важное открытие, проливающее свет
на то, как при вспышках сверхновой звезды образуются кремний, железо и другие элементы. Рентгеновское изображение остатка
сверхновой Cassiopeia А (Cas А) позволяет увидеть сгустки кремния, серы и железа, выброшенные при взрыве из внутренних
областей звезды. Высокое качество, четкость и информативность получаемых обсерваторией «Чандра» изображений остатка
сверхновой Cas А позволили астрономам не только определить химический состав многих узлов этого остатка, но и узнать, где
именно эти узлы образовались. Например, самые компактные и яркие узлы состоят главным образом из кремния и серы с очень
малым содержанием железа. Это указывает на то, что они образовались глубоко внутри звезды, где температура достигала трех
миллиардов градусов во время коллапса, закончившегося взрывом сверхновой. В других узлах астрономы обнаружили очень большое
содержание железа с примесями некоторого количества кремния и серы. Это вещество образовалось еще глубже - в тех частях,
где температура во время взрыва достигала более высоких значений - от четырех до пяти миллиардов градусов. Сравнение
расположений в остатке сверхновой Cas А богатых кремнием как ярких, так и более слабых узлов, обогащенных железом,
позволило обнаружить, что «железные» детали, происходящие из самых глубоких слоев звезды, располагаются на внешних краях
остатка. Это означает, что взрыв выбросил «железные» узлы далыше всех остальных. И даже сейчас они, по-видимому, удаляются
от центра взрыва с большей скоростью. Изучение полученных «Чандрой» данных позволит остановиться на одном из нескольких
предложенных теоретиками механизмов, объясняющих природу вспышки сверхновой, динамику процесса и происхождение новых
элементов.
Исследования показали, что сверхновые не представляют собой однородной группы объектов - как
спектры, так и кривые блеска (изменение блеска со временем) сверхновых существенно различались, спектральная классификация
разделила их на два типа: SN I и SN II.
 |
| Результаты 14-часовых наблюдений обсерватории «Чандра» за остатком сверхновой Cas А дали наилучшее распределение тяжелых элементов, выброшенных во время взрыва. Вверху слева - широкополосное рентгеновское изображение Cas A. Остальные изображения созданы лучами от ионов кремния (вверху справа), ионов кальция (внизу слева), ионов железа (внизу справа). Эти элементы являются частью газа с температурой около 50 млн. °С. Цвета представляют интенсивность рентгеновского излучения: от желтого (самого интенсивного), красного и фиолетового до зеленого (наименее интенсивного). |
| СВЕРХНОВАЯ CAS A |
Сверхновые SN I имеют весьма сходные спектры (c отсутствием водородных линий) и формы кривых блеска, в то время как спектры SN II содержат яркие линии водорода и отличаются разнообразием как спектров, так и кривых блеска. В таком виде классификация сверхновых существовала до середины 80-х годов прошлого столетия. А с началом широкого применения ПЗС - приемников количество и качество наблюдательного материала существенно возросли, что позволило получать спектрограммы для недоступных прежде слабых объектов, с гораздо большей точностью определять интенсивность и ширину линий, а также регистрировать в спектрах более слабые линии. В результате казавшаяся установившейся двоичная классификация сверхновых стала быстро изменяться и усложняться. Различаются сверхновые и по типам галактик, в которых они вспыхивают. В спиральных галактиках вспыхивают сверхновые обоих типов, а вот в эллиптических, где почти нет межзвездной среды и процесс звездообразования закончился, наблюдаются только сверхновые типа SN I, очевидно, до взрыва - это очень старые звезды, массы которых близки к солнечной. А так как спектры и кривые блеска сверхновых этого типа очень похожи, то, значит, и в спиральных галактиках взрываются такие же звезды. Закономерный конец эволюционного пути звезд с массами, близкими к солнечной, - превращение в белого карлика с одновременным образованием планетарной туманности. В составе белого карлика почти нет водорода, поскольку он является конечным продуктом эволюции нормальной звезды.
Ежегодно в нашей Галактике образуется несколько планетарных туманностей, следовательно, большая часть звезд такой массы спокойно завершает свой жизненный путь, и только раз в сто лет происходит вспышка сверхновой SN I типа. Какие же причины определяют совершенно особый финал, не схожий с судьбой других таких же звезд? Знаменитый индийский астрофизик С. Чандрасекар показал, что в том случае, если белый карлик имеет массу, меньшую, чем примерно 1,4 массы Солнца, он будет спокойно "доживать" свой век. Но если он находится в достаточно тесной двойной системе, его мощная гравитация способна «стягивать» материю со звезды-компаньона, что приводит к постепенному увеличению массы, и когда она переходит допустимый предел - происходит мощный взрыв, приводящий к гибели звезды.
| СВЕРХНОВАЯ G11.2-0.3 |
| На этом изображении, полученном обсерваторией «Чандра», ясно обозначен пульсар в геометрическом центре остатка сверхновой, известной как G11.2-0.3. «Чандра» получила весомое подтверждение того, что пульсар был сформирован сверхновой 386 года, зарегистрированной китайскими астрономами. Определить подлинный возраст астрономических объектов очень трудно, поэтому исторические записи, касающиеся явлений сверхновых, имеют очень большое значение. Если это открытие подтвердится, то данный пульсар станет только вторым пульсаром, точно связанным с историческим событием. |
 |
Сверхновые SN II явно связаны с молодыми, массивными звездами, в оболочках которых в большом количестве присутствует водород. Вспышки этого типа сверхновых считают конечной стадией эволюции звезд с начальной массой более 8-10 масс Солнца. Вообще же, эволюция таких звезд протекает достаточно быстро - за несколько миллионов лет они сжигают свой водород, затем - гелий, превращающийся в углерод, а затем и атомы углерода начинают преобразовываться в атомы с более высокими атомными номерами. В природе превращения злементов с большим выделением энергии заканчиваются на железе, ядра которого являются самыми стабильными, и выделения энергии при их слиянии не происходит. Таким образом, когда ядро звезды становится железным, выделение энергии в нем прекращается, сопротивляться гравитационным силам оно уже не может, а потому начинает быстро сжиматься, или коллапсировать. Процессы, происходящие при коллапсе, все еще далеки от полного понимания. Однако известно, что если все вещество ядра превращается в нейтроны, то оно может противостоять силам притяжения - ядро звезды превращается в «нейтронную звезду», и коллапс останавливается. При этом выделяется огромная энергия, поступающая в оболочку звезды и вызывающая расширение, которое мы и видим как вспышку сверхновой. Из этого следовало ожидать генетическую связь между вспышками сверхновых и образованием нейтронных звезд и черных дыр. Если эволюция звезды до этого происходила «спокойно», то ее оболочка должна иметь радиус, в сотни раз превосходящий радиус Солнца, а также сохранить достаточное количество водорода для объяснения спектра сверхновых SN II.
Пульсары. О том, что после взрыва сверхновой кроме расширяющейся оболочки и различных типов излучений остаются и другие объекты, стало известно в 1968 году благодаря тому, что годом раньше радиоастрономы открыли пульсары - радиоисточники, излучение которых сосредоточено в отдельных импульсах, повторяющихся через строго определенный промежуток времени. Ученые были поражены строгой периодичностью импульсов и краткостью их периодов. Наибольшее же внимание вызнал пульсар, координаты которого были близки к координатам очень интересной для астрономов туманности, расположенной и южном созвездии Парусов, которая считается остатком вспышки сверхновой звезды - его период составлял всего лишь 0,089 секунды. А после открытия пульсара в центре Крабовидной туманности (его период составлял 1/30 секунды) стало ясно, что пульсары каким-то образом связаны с взрывами сверхновых. В январе 1969 года пульсар из Крабовидной туманности был отождествлен со слабой звездочкой 16-й величины, изменяющей свой блеск с таким же периодом, а в 1977 году удалось отождествить со звездой и пульсар в созвездии Пapycoв.
Периодичность излучения пульсаров связана с их быстрым вращением, но ни одна обычная звезда, даже белый карлик, не могла бы вращаться с периодом, характерным для пульсаров - она была бы немедленно разорвана центробежными силами, и только нейтронная звезда, очень, плотная и компактная, могла бы устоять перед ними. В результате анализа множества вариантов ученые пришли к заключению, что взрывы сверхновых сопровождаются образованием нейтронных звёзд - качественно нового типа объектов, существование которых было предсказано теорией эволюции звезд большой массы.
Черные дыры. Первое доказательство прямой связи между взрывом сверхновой и образованием черной дыры удалось получить испанским астрономам. В результате исследования излучения, испускаемого звездой, вращающейся вокруг черной дыры и двойной системе Nova Scorpii 1994, обнаружилось, что она содержит большое количество кислорода, магния, кремния и серы. Есть предположение, что эти элементы были захвачены ею, когда соседняя звезда, пережив взрыв сверхновой, превратилась в чёрную дыру. Сверхновые (в особенности же сверхновые типа Ia) являются одними из самых ярких звездообразных объектов но Вселенной, поэтому даже самые удаленные из них вполне можно исследовать с помощью имеющегося в настоящее время оборудования. Многие сверхновые типа Ia были открыты в относительно близких галактиках. Достаточно точные оценки расстояний до этих галактик позволили определить светимость вспыхивающих в них сверхновых. Если считать, что далекие сверхновые имеют в среднем такую же светимость, то по наблюдаемой звёздной величине в максимуме блеска можно оценить и расстояние до них. Сопоставление же расстояния до сверхноновой со скоростью удаления (красным смещением) галактики, в которой она вспыхнула, дает возможность определить основную величину, характеризующую расширение Вселенной - так называемую постоянную Хаббла.
Еще 10 лет назад для нее получали значения, различающиеся почти в два раза - от 53 по 100 км/с Мпк, на сегодняшний же момент точность удалось значительно увеличить, в результате чего принимается значение 72 км/с Мпк (с ошибкой около 10%). Для далеких сверхновых, красное смещение которых близко к 1, соотношение между расстоянием и красным смещением позволяет также определить величины, зависящие от плотности вещества во Вселенной. Согласно общей теории относительности Эйнштейна именно плотность вещества oпpeделяет кривизну пространства, а следовательно, и дальнейшую судьбу Вселенной. А именно: будет ли она расширяться бесконечно или этот процесс когда-нибудь остановится и сменится сжатием. Последние исследования сверхновых показали, что скорее всего плотность вещества во Вселенной недостаточна, чтобы остановить расширение, и оно будет продолжаться. А для того чтобы подтвердить этот вывод, необходимы новые наблюдения сверхновых.
Астрофизикам из Европы и Северной Америки впервые удалось проследить за эволюцией бывшего красного сверхгиганта спустя всего три часа после его взрыва как сверхновой звезды II типа. Вспышка в соседней с Млечным Путем галактике NGC 7610, зафиксированная на Земле более трех лет назад, привлекла внимание множества ученых. рассказывает об исследовании, посвященном этому событию, которое опубликовано в журнале Nature Physics.
Сегодня ученые относительно неплохо понимают процессы, предшествующие разрушению тяжелых звезд (исчерпание термоядерного топлива или гравитационный коллапс), и их дальнейшую судьбу. Светила, которые в несколько раз тяжелее Солнца и в десятки тысяч раз его ярче, превращаются в красных сверхгигантов, по мере такой эволюции теряющих около десяти процентов своей массы. Взрыв делает такие объекты чрезвычайно яркими, так что их можно наблюдать даже в самых далеких галактиках.
Между тем наблюдение в режиме реального времени взрывов сверхновых из-за своей статистической редкости до сих пор оставалось недоступным астрономам. Например, имеющиеся оценки указывают, что сверхновая в Млечном Пути взрывается в среднем реже одного раза в год. В новом исследовании ученым удалось проследить за объектом в галактике NGC 7610, спектральные характеристики которого, полученные в последние годы, указывали на его чрезвычайную нестабильность (быструю потерю массы) и, как следствие, высокую вероятность его взрыва как сверхновой.
Спиральная галактика с перемычкой NGC 7610 расположена в созвездии Пегаса на расстоянии 50,95 мегапарсека от Земли. Взорвавшийся в ней объект iPTF 13dqy (иначе - SN 2013fs) является обычной сверхновой II типа (в ее спектре присутствуют линии водорода). Впервые ее наблюдали в режиме реального времени 6 октября 2013 года при помощи автоматизированной системы iPTF (Intermediate Palomar Transient Factory), повторно - через 50 минут. Третий раз SN 2013fs наблюдали через сутки при помощи научного инструмента WiFeS (WideField Spectrograph) телескопа Австралийского национального университета.
Изображение: Nature Physics
После этого внимание к объекту iPTF 13dqy ученых резко возросло. За SN 2013fs стали наблюдать практически во всем электромагнитном диапазоне длин волн - рентгеновском, ультрафиолетовом, оптическом и инфракрасном. Специалисты получили следующие данные, прекрасно укладывающиеся в имеющиеся представления об эволюции красного сверхгиганта - уничтоженной в ходе взрыва сверхновой звезды.
Разрушение ядра красного сверхгиганта инициирует формирование сверхзвуковой ударной волны. Когда она достигает поверхности звезды, объект начинает ярко светиться в видимой части излучения - происходит то, что привыкли называть вспышкой сверхновой. Одновременно с этим перерождение светила сопровождается интенсивным ультрафиолетовым излучением. Продолжительность и сила вспышки зависят от структуры оболочки звезды-прародителя и скорости потери ею массы.
Ультрафиолетовая радиация провоцирует фотоионизацию атомов в окружающем сверхновую газовом облаке. Когда газ становится достаточно плотным, происходит быстрая рекомбинация (процесс, обратный ионизации - захват ионами электронов), и возникшие атомы порождают характерные эмиссионные линии. Временные рамки этого процесса позволили ученым определить границы, до которых распространилась материя после взрыва сверхновой iPTF 13dqy, - примерно 20 световых часов.
Между тем процессы, которые происходили в атмосфере красного сверхгиганта до его взрыва, ученым достаточно точно описать не удается. Определяющим при этом является темп потери звездой материи, фактически, скорость ее отрыва от светила. Если последняя составляет 50 километров в секунду, интенсивно терять свою массу звезда начала примерно десять лет назад. Если эта величина в десять раз меньше - около пяти километров в секунду, то раздувание светила продолжалось сотни лет. Кроме того, по примеру красного сверхгиганта Бетельгейзе, готовящегося, вероятно, к взрыву в качестве сверхновой, газовая оболочка перерождающегося светила вообще может находиться в стационарном режиме.
Цель, к которой теперь стремятся ученые, - наблюдать звезду в момент ее перерождения, а не только спустя несколько часов после ее вспышки как сверхновой. Приблизиться к этому помогает проведенное наблюдение - по крайней мере, оно позволяет отобрать самые популярные сценарии взрыва звезды. Может показаться, что на самом деле ученые не в первый раз наблюдают взрыв сверхновой. С какой-то точки зрения это так, но не совсем.
Впервые вспышку сверхновой спустя несколько часов наблюдали в 2008 году. Тогда в галактике NGC 2770 зарегистрировали интенсивную вспышку ультрафиолетового излучения, длящуюся несколько часов. Скорее всего, она была связана, как и у iPTF 13dqy, с формированием ударной волны звездой-прародителем. Впоследствии событие SNLS-04D2dc наблюдали в оптическом диапазоне. Между тем систематический спектральный анализ данного события проведен не был. Причины этого заключаются в самой природе открытия: оно было случайным, и ученые к нему не подготовились.
События iPTF 13dqy и SNLS-04D2dc - то есть взрывы сверхновых II типа - произошли с одиночными светилами. Другой сценарий - взрыв белого карлика. Он происходит как вспышка сверхновой I типа, а причина его - наличие второго спутника-светила. Материя с последнего попадает на белый карлик, что приводит к превышению его массой предела Чандрасекара, то есть гравитационному коллапсу. Такое событие произошло в 2009 году, когда удалось напрямую наблюдать взрыв сверхновой и подтвердить теорию, описывающую массообмен между компаньонами в двойной системе V1213 Cen.
Сброс оболочки белым карликом начался спустя шесть суток после последнего падения его светимости. Ученые полагают, что через сотни лет взрыв, сопровождающийся кратковременным увеличением на три порядка яркости светила, повторится. Свойства двойной системы в этом случае зависят от скорости массообмена - как быстро материя с небольшого компаньона попадает на белый карлик. Имеющиеся данные указывают на низкую скорость массообмена между звездами в двойной системе V1213 Cen. За объектами следили достаточно долго - с 2003 года, в рамках проекта OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment), фиксировали периодические изменения светимости звезды V1213 Cen, которые завершились взрывом сверхновой лишь спустя шесть лет.
«Почему и каким образом массивные звезды взрываются как сверхновые - один из открытых вопросов астрофизики, - отмечают авторы в публикации. - Массивные звезды превращают легкие элементы в более тяжелые. В последние годы своего существования (короткий промежуток времени, длящийся для некоторых светил от одного до десяти миллионов лет) эти звезды сжигают тяжелое топливо, продукты слияния водорода и гелия до тех пор, пока не разрастается и не разрушается железное ядро». Несмотря на то что астрономам ясны основные механизмы, приводящие к взрывам сверхновой, детальные элементы картины все еще неясны.
Сверхновая
Сверхно́вые звёзды - звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе.
Термином «сверхновые» были названы звёзды , которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд» . На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды. Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет - то I типа.
Физика сверхновых звёзд
Сверхновые II типа
По современным представлениям, термоядерный синтез приводит со временем к обогащению состава внутренних областей звезды тяжёлыми элементами. В процессе термоядерного синтеза и образования тяжёлых элементов звезда сжимается, а температура в её центре растёт. (Эффект отрицательной теплоёмкости гравитирующего невырожденного вещества.) Если масса ядра звезды достаточно велика (от 1,2 до 1,5 масс Солнца), то процесс термоядерного синтеза доходит до логического завершения с образованием ядер железа и никеля . Внутри кремниевой оболочки начинает формироваться железное ядро. Такое ядро вырастает за сутки и коллапсирует менее, чем за 1 секунду, как только достигнет чандрасекаровского предела . Для ядра этот предел составляет от 1,2 до 1,5 массы Солнца. Вещество падает внутрь звезды, причём отталкивание электронов не может остановить падения. Центральное ядро сжимается все сильнее, и в некоторый момент из-за давления в нём начинают идти реакции нейтронизации - протоны начинают поглощать электроны , превращаясь в нейтроны . Это вызывает быструю потерю энергии, уносимой образующимися нейтрино (т.н. нейтринное охлаждение). Вещество продолжает разгоняться, падать и сжиматься до тех пор, пока не начинает сказываться отталкивание между нуклонами атомного ядра (протонами, нейтронами). Строго говоря, сжатие происходит даже более этого предела: падающее вещество по инерции превосходит точку равновесия из-за упругости нуклонов на 50% ("максимальное стискивание"). Процесс коллапса центрального ядра настолько быстр, что вокруг него образуется волна разрежения. Тогда вслед за ядром к центру звезды устремляется и оболочка. После этого "сжатый резиновый мяч отдаёт назад", и ударная волна выходит во внешние слои звезды со скоростью от 30000 до 50000 км/с. Внешние части звезды разлетаются во все стороны, а в центре взорвавшейся области остаётся компактная нейтронная звезда или чёрная дыра . Это явление называется взрывом сверхновой II типа. Взрывы эти различны по мощности и другим параметрам, т.к. взрываются звёзды различной массы и различного химического состава. Есть данные, что при взрыве сверхновой II типа энергии выделяется не многим больше, чем при взрыве I типа, т.к. пропорциональная часть энергии поглощается оболочкой, но, возможно, что это не всегда так.
В описанном сценарии имеется ряд неясностей. В ходе астрономических наблюдений установлено, что массивные звёзды действительно взрываются, в результате чего образуются расширяющиеся туманности, а в центре остаётся быстро вращающаяся нейтронная звезда, излучающая регулярные импульсы радиоволн (пульсар). Но теория показывает, что идущая наружу ударная волна должна расщеплять атомы на нуклоны (протоны, нейтроны). На это должна тратиться энергия, в результате чего ударная волна должна погаснуть. Но почему-то этого не происходит: ударная волна за несколько секунд достигает поверхности ядра, далее - поверхности звезды и сдувает вещество. Рассматриваются несколько гипотез для разных масс, но они не кажутся убедительными. Возможно, в состоянии "максимального стискивания" или в ходе взаимодействия ударной волны с продолжающим падать веществом в силу вступают какие-то принципиально новые и неизвестные нам физические законы. Кроме того, при взрыве сверхновой с образованием чёрной дыры возникают следующие вопросы: почему вещество после взрыва не полностью поглощается чёрной дырой; имеется ли идущая наружу ударная волна и почему она не тормозится и имеется ли что-то аналогичное "максимальному стискиванию"?
Сверхновые типа Ia
Несколько другим выглядит механизм вспышек сверхновых звёзд типа Іа (SN Ia). Это так называемая термоядерная сверхновая, в основе механизма взрыва которой лежит процесс термоядерного синтеза в плотном углеродно -кислородном ядре звезды. Предшественниками SN Ia являются белые карлики с массой, близкой к пределу Чандрасекара . Принято считать, что такие звезды могут образовываться при перетекании вещества от второй компоненты двойной звёздной системы . Это происходит, если вторая звезда системы выходит за пределы своей полости Роша или относится к классу звёзд со сверхинтенсивным звёздным ветром . При увеличении массы белого карлика постепенно увеличивается его плотность и температура. Наконец, при достижении температуры порядка 3×10 8 K, возникают условия для термоядерного поджигания углеродно -кислородной смеси. От центра к внешним слоям начинает распространяться фронт горения, оставляя за собой продукты горения - ядра группы железа . Распространение фронта горения происходит в медленном дефлаграционном режиме и является неустойчивым к различным видам возмущений. Наибольшее значение имеет Релей-Тейлоровская неустойчивость, которая возникает из-за действия архимедовой силы на лёгкие и менее плотные продукты горения, по сравнению с плотной углеродно -кислородной оболочкой. Начинаются интенсивные крупномасштабные конвективные процессы, приводящие к ещё большему усилению термоядерных реакций и выделению необходимой для сброса оболочки сверхновой энергии (~10 51 эрг). Скорость фронта горения увеличивается, возможна турбулизация пламени и образование ударной волны во внешних слоях звезды.
Другие типы сверхновых
Существуют также SN Ib и Ic, предшественниками которых являются массивные звезды в двойных системах , в отличие от SN II, предшественниками которых являются одиночные звезды.
Теория сверхновых
Законченной теории сверхновых звёзд пока не существует. Все предлагаемые модели являются упрощёнными и имеют свободные параметры, которые необходимо настраивать для получения необходимой картины взрыва. В настоящее время в численных моделях невозможно учесть все физические процессы, происходящие в звёздах и имеющие значение для развития вспышки. Законченной теории звёздной эволюции также не существует.
Заметим, что предшественником известной сверхновой SN 1987A , отнесённой ко второму типу, является голубой сверхгигант , а не красный , как предполагалось до 1987 года в моделях SN II. Также, вероятно, в её остатке отсутствует компактный объект типа нейтронной звезды или чёрной дыры, что видно из наблюдений.
Место сверхновых во Вселенной
Согласно многочисленным исследованиям, после рождения Вселенной , она была заполнена только лёгкими веществами - водородом и гелием . Все остальные химические элементы могли образоваться только в процессе горения звёзд. Это означает, что наша планета (и мы с вами) состоим из вещества, образовавшегося в недрах доисторических звезд и выброшенного когда-то во взрывах сверхновых.
По расчётам учёных, каждая сверхновая II типа производит активного изотопа алюминия (26Al) около 0,0001 массы Солнца. Распад этого изотопа создаёт жёсткое излучение, которое длительно наблюдалось, и по его интенсивности рассчитано, что содержание в Галактике этого изотопа - менее трёх солнечных масс. Это означает, что сверхновые II типа должны взрываться в Галактике в среднем два раза в столетие, чего не наблюдается. Вероятно, в последние века многие подобные взрывы не замечались (происходили за облаками космической пыли). Поэтому большинство сверхновых наблюдается в других галактиках . Глубокие обзоры неба на автоматических камерах, соединённых с телескопами, позволяют сейчас астрономам открывать более 300 вспышек в год. В любом случае сверхновой звезде давно пора взрываться...
По одной из гипотез ученых, космическое облако пыли, появившееся в результате вспышки сверхновой, может держатся в космосе около двух или трёх миллиардов лет!
Наблюдения сверхновых звёзд
Для обозначения сверхновых астрономы используют следующую систему: сначала записываются буквы SN (от латинского S uperN ova), затем год открытия, а затем латинскими буквами - порядковый номер сверхновой в году. Например, SN 1997cj обозначает сверхновую звезду, открытую 26 * 3 (c ) + 10 (j ) = 88-ой по счету в 1997 году.
Наиболее известные сверхновые звёзды
- Сверхновая SN 1604 (Сверхновая Кеплера)
- Сверхновая G1.9+0.3 (Самая молодая в нашей Галактике)
Исторические сверхновые в нашей Галактике (наблюдавшиеся)
| Сверхновая | Дата вспышки | Созвездие | Макс. блеск | Расстояние (св. года) | Тип вспышки | Длительность видимости | Остаток | Примечания |
| SN 185 | , 7 декабря | Центавр | -8 | 3000 | Ia ? | 8 - 20 месяцев | G315.4-2.3 (RCW 86) | китайские летописи: наблюдалась рядом с Альфой Центавра. |
| SN 369 | не известно | не известно | не известно | не известно | 5 месяцев | не известно | 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 месяца | |||
| SN 393 | Скорпион | 0 | 34000 | не известно | 8 месяцев | несколько кандидатур | китайские летописи | |
| SN 1006 | , 1 мая | Волк | -7,5 | 7200 | Ia | 18 месяцев | SNR 1006 | швейцарские монахи, арабские учёные и китайские астрономы. |
| SN 1054 | , 4 июля | Телец | -6 | 6300 | II | 21 месяц | 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 | не известно | 6 месяцев | 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 месяцев | 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 месяцев | 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 | не известно (не более недели) | Остаток Сверхновой Кассиопея А | замечена Флэмстидом, занес в свой каталог звезду, как 3 Cas. |
См. также
Ссылки
- Псковский Ю. П. Новые и сверхновые звёзды - книга о новых и сверхновых звездах.
- Цветков Д. Ю. Сверхновые Звезды - современный обзор сверхновых звезд.
- Алексей Левин Космические Бомбы - статья в журнале "Популярная Механика"
- Список всех наблюдавшихся вспышек сверхновых звезд - List of Supernovae, IAU
- Students for the Exploration and Development of Space - Supernovae
Примечания
Wikimedia Foundation . 2010 .
Синонимы :Смотреть что такое "Сверхновая" в других словарях:
Сущ., кол во синонимов: 1 звезда (503) Словарь синонимов ASIS. В.Н. Тришин. 2013 … Словарь синонимов
МОСКВА, 13 фев - РИА Новости. Ученым впервые удалось увидеть вспышку сверхновой в первые часы после ее рождения и проследить за тем, как ударная волна "разгоняет" электроны в останках выброшенной звезды, говорится в статье, опубликованной в журнале Nature Physics.
"Сверхновые вспыхивают так ярко, что их можно увидеть с другого конца Вселенной, однако обычно они уже успевают разрушить часть своих собственных выбросов в тот момент, когда мы их замечаем. Поэтому эти наблюдения так ценны - мы впервые увидели газовую оболочку, окружающую умирающую звезду", — комментирует исследование Норберт Лангер (Norbert Langer) из Боннского университета (Германия).
Последняя вспышка звезды
Сверхновые звезды вспыхивают в результате гравитационного коллапса массивных звезд, когда тяжелое ядро звезды сжимается и создает волну разряжения, выбрасывающую легкое вещество внешних слоев светила в открытый космос. В результате этого образуется светящаяся газовая туманность, которая продолжает расширяться некоторое время после взрыва. Сверхновые первого типа образуются в результате взрыва двойной системы из белого карлика и более массивной звезды, а более распространенные вспышки второго типа — в результате взрыва звезд-гигантов.
Ученые: "нобелевская сверхновая" выбросила звезду из Галактики Как сегодня полагают ученые, большая часть гиперскоростных звезд рождается в результате взаимодействия с черной дырой, и они считают, что изучение орбит гиперскоростных звезд позволит судить о свойствах черных дыр и даже темной материи.За последние годы ученые фиксировали сотни новых сверхновых и активно изучали их вспышки, что помогло нам узнать много нового о том, как рождаются элементы тяжелее железа, как могла возникнуть Солнечная система и какую роль сверхновые играют в эволюции галактик и рождении звезд в них. Тем не менее, главные тайны сверхновых остаются загадкой для астрономов, так как их обычно находят через несколько дней после того, как произойдет вспышка, и когда ударная волна, распространяющаяся от центра сверхновой через всю ее туманность, уже успеет уничтожить часть внешних оболочек умершей звезды.
Офер Ярон (Ofer Yaron) из Института науки Вейцмана в Реховоте (Израиль) сделали первый шаг к раскрытию этих тайн, получив фотографии и перве спектральные данные по сверхновой iPTF 13dqy, вспыхнувшей в созвездии Пегаса в галактике NGC 7610 всего через три часа после ее рождения. Она расположена относительно недалеко от Млечного Пути, всего в 160 миллионах световых лет, что позволило ученым детально изучить эту вспышку при помощи телескопа Swift и наземной Паломарской обсерватории.
Сама по себе iPTF 13dqy является обычной сверхновой второго типа, вспыхнувшей на ночном небе 6 октября 2013 года. Благодаря тому, что ее удалось быстро обнаружить, ученым удалось рассмотреть газовые оболочки, сброшенные ее прародителем в последние несколько миллионов лет жизни перед смертью.
Ученые ожидают взрыва сверхновой в Млечном пути в ближайшие 50 лет Поймать нужный момент астрономы планируют с помощью детектора нейтрино. Сверхновая испускает их с самого начала взрыва, но при этом может вспыхнуть в инфракрасном или видимом свете лишь через несколько минут, часов или дней.Луковица сверхновой
Эти оболочки, как рассказывают ученые, являются источником самых мощных вспышек, порождаемых сверхновой. Газ в них сталкивается с ударной волной, исходящей из недр гибнущей звезды, и разогревается до сверхвысоких температур, в результате чего электроны "сбегают" от атомов и порождают мощные пучки ультрафиолета и других типов электромагнитных волн. Сила, продолжительность и другие характеристики этого излучения зависят от устройства оболочек бывшей звезды, благодаря чему Ярон и его коллеги смогли "увидеть" ее структуру, наблюдая за колебаниями в яркости отдельных линий в спектре iPTF 13dqy в первые часы ее существования.
© Ofer Yaron
Эти наблюдения показали, что диаметр этого шара из газа и пыли является достаточно большим - около 20 световых минут, или около 360 миллионов километров. Эта дистанция соответствует примерно тому же расстоянию, на котором расположен главный пояс астероидов между Юпитером и Марсом по отношению к Солнцу. Все следы этой структуры должны были исчезнуть примерно через 10 дней после взрыва звезды и достижения ударной волны самых далеких уголков ее газопылевого "кокона".
Существование этой структуры из газа и пыли указывает на то, что в последний год своей жизни умирающая звезда выбрасывала рекордно большие объемы газа и пыли в окружающее пространство, потеряв примерно 0,1% массы Солнца за это время. Подобное было возможным, как считают ученые, только в том случае, если недра звезды были крайне нестабильными в последние дни ее жизни.
Наличие подобной взаимосвязи между выбросами и процессами внутри звезды, которые ведут к ее взрыву, может помочь астрофизикам точнее предсказывать то, как взрываются сверхновые и как быстро взорвется ближайший к Земле кандидат на такую роль - красный супергигант Бетельгейзе в созвездии Ориона, удаленный от Земли всего на 640 световых лет. Как надеются исследователи, открытие других ранних сверхновых прояснит этот вопрос.
Одним из важных достижений XX столетия стало понимание того факта, что почти все элементы, которые тяжелее водорода и гелия, образуются во внутренних частях звезд и поступают в межзвездную среду в результате взрыва сверхновых одного из наиболее мощных явлений во Вселенной.
На фото: Сверкающие звезды и клочья газа создают захватывающий дух фон для картины саморазрушения массивной звезды, названной сверхновой 1987A. Ее взрыв астрономы наблюдали в Южном полушарии 23 февраля 1987 года. Это изображение, полученное телескопом «Хаббл», показывает остатки сверхновой, окруженные внутренним и внешним кольцами вещества в диффузных облаках газа. Этот трехцветный снимок составлен из нескольких фотографий сверхновой и соседней с ней области, которые были сделаны в сентябре 1994, феврале 1996 и июле 1997 года. Многочисленнные яркие голубые звезды вблизи сверхновой это массивные звезды, каждая из которых возрастом около 12 млн. лет и в 6 раз тяжелее Солнца. Все они относятся к тому же поколению звезд, что и взорвавшаяся. Присутствие ярких газовых облаков еще один признак молодости этой области, которая все еще являетя плодородной почвой для рождения новых звезд.
Первоначально все звезды, блеск которых внезапно увеличивался более чем в 1 000 раз, называли новыми. Вспыхивая, такие звезды неожиданно появлялись на небе, нарушая привычную конфигурацию созвездия, и увеличивали свой блеск в максимуме, в несколько тысяч раз, затем их блеск начинал резко падать, а через несколько лет они становились такими же слабыми, какими были до вспышки. Повторяемость вспышек, при каждой из которых звезда с большой скоростью выбрасывает до одной тысячной своей массы, является для новых звезд характерной. И все же при всей грандиозности явления подобной вспышки оно не бывает связано ни с коренным изменением структуры звезды, ни с ее разрушением.
За пять тысяч лет сохранились сведения о более чем 200 ярких вспышках звезд, если ограничиться такими, которые не превышали по блеску 3-ю звездную величину. Но когда была установлена внегалактическая природа туманностей, стало ясно, что вспыхивающие в них новые звезды по своим характеристикам превосходят обычные новые, так как их светимость часто оказывалась равной светимости всей галактики, в которой они вспыхивали. Необычайность таких явлений привела астрономов к мысли, что такие события нечто совсем не похожее на обычные новые звезды, а потому в 1934 году по предложению американских астрономов Фрица Цвикки и Вальтера Бааде те звезды, вспышки которых в максимуме блеска достигают светимостей нормальных галактик, были выделены в отдельный, самый яркий по светимости и редкий класс сверхновых звезд.
В отличие от вспышек обыкновенных новых звезд вспышки сверхновых в современном состоянии нашей Галактики явление крайне редкое, происходящее не чаще чем раз в 100 лет. Наиболее яркими были вспышки в 1006 и 1054 годах, сведения о них содержатся в китайских и японских трактатах. В 1572 году вспышку такой звезды в созвездии Кассиопеи наблюдал выдающийся астроном Тихо Браге, последним же, кто следил за явлением сверхновой в созвездии Змееносца в 1604 году, был Иоганн Кеплер. За четыре столетия «телескопической» эры в астрономии подобных вспышек в нашей Галактике не наблюдалось. Положение Солнечной системы в ней таково, что нам оптически доступны наблюдения вспышек сверхновых примерно в половине объема, а в остальной ее части яркость вспышек приглушена межзвездным поглощением. В.И. Красовский и И.С. Шкловский подсчитали, что вспышки сверхновых звезд в нашей Галактике происходят в среднем раз в 100 лет. В других галактиках эти процессы происходят примерно с той же частотой, поэтому основные сведения о сверхновых в стадии оптической вспышки были получены по наблюдениям за ними в других галактиках.
Понимая важность изучения столь мощных явлений, астрономы В. Бааде и Ф. Цвикки, работавшие на Паломарской обсерватории в США, в 1936 году начали планомерный систематический поиск сверхновых. В их распоряжении был телескоп системы Шмидта, позволявший фотографировать области в несколько десятков квадратных градусов и дававший очень четкие изображения даже слабых звезд и галактик. За три года в разных галактиках ими были обнаружены 12 вспышек сверхновых, которые затем исследовались с помощью фотометрии и спектроскопии. По мере совершенствования наблюдательной техники количество вновь обнаруженных сверхновых неуклонно возрастало, а последующее внедрение автоматизированного поиска привело к лавинообразному росту числа открытий (более 100 сверхновых в год при общем количестве 1 500). В последние годы на крупных телескопах был начат также поиск очень далеких и слабых сверхновых, так как их исследования могут дать ответы на многие вопросы о строении и судьбе всей Вселенной. За одну ночь наблюдений на таких телескопах можно открыть более 10 далеких сверхновых.
В результате взрыва звезды, который наблюдается как явление сверхновой, вокруг нее образуется туманность, расширяющаяся с огромной скоростью (порядка 10000 км/с). Большая скорость расширения главный признак, по которому остатки вспышек сверхновых отличают от других туманностей. В остатках сверхновых все говорит о взрыве огромной мощности, разметавшем наружные слои звезды и сообщившем отдельным кускам выброшенной оболочки огромные скорости.
Крабовидная туманность
Ни один космический объект не дал астрономам столько ценнейшей информации, как относительно небольшая Крабовидная туманность, наблюдаемая в созвездии Тельца и состоящая из газового диффузного вещества, разлетающегося с большой скоростью. Эта туманность, являющаяся остатком сверхновой, наблюдавшейся в 1054 году, стала первым галактическим объектом, с которым был отождествлен источник радиоизлучения. Оказалось, что характер радиоизлучения ничего общего с тепловым не имеет: его интенсивность систематически возрастает с длиной волны. Вскоре удалось объяснить и природу этого явления. В остатке сверхновой должно быть сильное магнитное поле, которое удерживает созданные ею космические лучи (электроны, позитроны, атомные ядра), имеющие скорости, близкие к скорости света. В магнитном поле они излучают электромагнитную энергию узким пучком в направлении движения. Обнаружение нетеплового радиоизлучения у Крабовидной туманности подтолкнуло астрономов к поиску остатков сверхновых именно по этому признаку.
Особенно мощным источником радиоизлучения оказалась туманность, находящаяся в созвездии Кассиопеи, на метровых волнах поток радиоизлучения от нее в 10 раз превышает поток от Крабовидной туманности, хотя она и значительно дальше последней. В оптических же лучах эта быстро расширяющаяся туманность очень слаба. Полагают, что туманность в Кассиопее это остаток вспышки сверхновой, имевшей место около 300 лет назад.
Характерное для старых остатков сверхновых радиоизлучение показала и система волокнистых туманностей в созвездии Лебедя. Радиоастрономия помогла отыскать еще много других нетепловых радиоисточников, которые оказались остатками сверхновых разного возраста. Таким образом, был сделан вывод, что остатки вспышек сверхновых, случившихся даже десятки тысяч лет назад, выделяются среди других туманностей своим мощным нетепловым радиоизлучением.
Как уже говорилось, Крабовидная туманность стала первым объектом, у которого было обнаружено рентгеновское излучение. В 1964 году удалось обнаружить, что источник рентгеновского излучения, исходящего из нее, протяженный, хотя его угловые размеры в 5 раз меньше угловых размеров самой Крабовидной туманности. Из чего был сделан вывод, что рентгеновское излучение испускает не звезда, некогда вспыхнувшая как сверхновая, а сама туманность.
Влияние сверхновых
23 февраля 1987 года в соседней с нами галактике Большом Магеллановом Облаке вспыхнула сверхновая, ставшая чрезвычайно важной для астрономов, поскольку была первой, которую они, вооружившись современными астрономическими инструментами, могли изучить в деталях. И эта звезда дала подтверждение целой серии предсказаний. Одновременно с оптической вспышкой специальные детекторы, установленные на территории Японии и в штате Огайо (США), зарегистрировали поток нейтрино элементарных частиц, рождающихся при очень высоких температурах в процессе коллапса ядра звезды и легко проникающих сквозь ее оболочку. Эти наблюдения подтвердили ранее высказанное предположение о том, что около 10% массы коллапсирующего ядра звезды излучается в виде нейтрино в тот момент, когда само ядро сжимается в нейтронную звезду. У очень массивных звезд при вспышке сверхновой ядра сжимаются до еще больших плотностей и, вероятно, превращаются в черные дыры, но сброс внешних слоев звезды все же происходит. В последние годы появились указания на связь некоторых космических гамма-всплесков со сверхновыми. Возможно, и природа космических гамма-всплесков связана с природой взрывов.
Вспышки сверхновых оказывают сильное и многообразное влияние на окружающую межзвездную среду. Сбрасываемая с огромной скоростью оболочка сверхновой сгребает и сжимает окружающий ее газ, что может дать толчок к образованию из облаков газа новых звезд. Группа астрономов во главе с доктором Джоном Хьюгесом (Rutgers University), используя наблюдения на орбитальной рентгеновской обсерватории «Чандра» (NASA), сделала важное открытие, проливающее свет на то, как при вспышках сверхновой звезды образуются кремний, железо и другие элементы. Рентгеновское изображение остатка сверхновой Cassiopeia А (Cas A) позволяет увидеть сгустки кремния, серы и железа, выброшенные при взрыве из внутренних областей звезды.
Высокое качество, четкость и информативность получаемых обсерваторией «Чандра» изображений остатка сверхновой Cas A позволили астрономам не только определить химический состав многих узлов этого остатка, но и узнать, где именно эти узлы образовались. Например, самые компактные и яркие узлы состоят главным образом из кремния и серы с очень малым содержанием железа. Это указывает на то, что они образовались глубоко внутри звезды, где температура достигала трех миллиардов градусов во время коллапса, закончившегося взрывом сверхновой. В других узлах астрономы обнаружили очень большое содержание железа с примесями некоторого количества кремния и серы. Это вещество образовалось еще глубже в тех частях, где температура во время взрыва достигала более высоких значений от четырех до пяти миллиардов градусов. Сравнение расположений в остатке сверхновой Cas A богатых кремнием как ярких, так и более слабых узлов, обогащенных железом, позволило обнаружить, что «железные» детали, происходящие из самых глубоких слоев звезды, располагаются на внешних краях остатка. Это означает, что взрыв выбросил «железные» узлы дальше всех остальных. И даже сейчас они, по-видимому, удаляются от центра взрыва с большей скоростью. Изучение полученных «Чандрой» данных позволит остановиться на одном из нескольких предложенных теоретиками механизмов, объясняющих природу вспышки сверхновой, динамику процесса и происхождение новых элементов.
Сверхновые SN I имеют весьма сходные спектры (с отсутствием водородных линий) и формы кривых блеска, в то время как спектры SN II содержат яркие линии водорода и отличаются разнообразием как спектров, так и кривых блеска. В таком виде классификация сверхновых существовала до середины 80-х годов прошлого столетия. А с началом широкого применения ПЗС-приемников количество и качество наблюдательного материала существенно возросли, что позволило получать спектрограммы для недоступных прежде слабых объектов, с гораздо большей точностью определять интенсивность и ширину линий, а также регистрировать в спектрах более слабые линии. В результате казавшаяся установившейся двоичная классификация сверхновых стала быстро изменяться и усложняться.
Различаются сверхновые и по типам галактик, в которых они вспыхивают. В спиральных галактиках вспыхивают сверхновые обоих типов, а вот в эллиптических, где почти нет межзвездной среды и процесс звездообразования закончился, наблюдаются только сверхновые типа SN I, очевидно, до взрыва это очень старые звезды, массы которых близки к солнечной. А так как спектры и кривые блеска сверхновых этого типа очень похожи, то, значит, и в спиральных галактиках взрываются такие же звезды. Закономерный конец эволюционного пути звезд с массами, близкими к солнечной, превращение в белого карлика с одновременным образованием планетарной туманности. В составе белого карлика почти нет водорода, поскольку он является конечным продуктом эволюции нормальной звезды.
Ежегодно в нашей Галактике образуется несколько планетарных туманностей, следовательно, большая часть звезд такой массы спокойно завершает свой жизненный путь, и только раз в сто лет происходит вспышка сверхновой SN I типа. Какие же причины определяют совершенно особый финал, не схожий с судьбой других таких же звезд? Знаменитый индийский астрофизик С. Чандрасекар показал, что в том случае, если белый карлик имеет массу, меньшую, чем примерно 1,4 массы Солнца, он будет спокойно «доживать» свой век. Но если он находится в достаточно тесной двойной системе, его мощная гравитация способна «стягивать» материю со звезды-компаньона, что приводит к постепенному увеличению массы, и когда она переходит допустимый предел происходит мощный взрыв, приводящий к гибели звезды.
Сверхновые SN II явно связаны с молодыми, массивными звездами, в оболочках которых в большом количестве присутствует водород. Вспышки этого типа сверхновых считают конечной стадией эволюции звезд с начальной массой более 810 масс Солнца. Вообще же, эволюция таких звезд протекает достаточно быстро за несколько миллионов лет они сжигают свой водород, затем гелий, превращающийся в углерод, а затем и атомы углерода начинают преобразовываться в атомы с более высокими атомными номерами.
В природе превращения элементов с большим выделением энергии заканчиваются на железе, ядра которого являются самыми стабильными, и выделения энергии при их слиянии не происходит. Таким образом, когда ядро звезды становится железным, выделение энергии в нем прекращается, сопротивляться гравитационным силам оно уже не может, а потому начинает быстро сжиматься, или коллапсировать.
Процессы, происходящие при коллапсе, все еще далеки от полного понимания. Однако известно, что если все вещество ядра превращается в нейтроны, то оно может противостоять силам притяжения ядро звезды превращается в «нейтронную звезду», и коллапс останавливается. При этом выделяется огромная энергия, поступающая в оболочку звезды и вызывающая расширение, которое мы и видим как вспышку сверхновой.
Из этого следовало ожидать генетическую связь между вспышками сверхновых и образованием нейтронных звезд и черных дыр. Если эволюция звезды до этого происходила «спокойно», то ее оболочка должна иметь радиус, в сотни раз превосходящий радиус Солнца, а также сохранить достаточное количество водорода для объяснения спектра сверхновых SN II.
Сверхновые и пульсары
О том, что после взрыва сверхновой кроме расширяющейся оболочки и различных типов излучений остаются и другие объекты, стало известно в 1968 году благодаря тому, что годом раньше радиоастрономы открыли пульсары радиоисточники, излучение которых сосредоточено в отдельных импульсах, повторяющихся через строго определенный промежуток времени. Ученые были поражены строгой периодичностью импульсов и краткостью их периодов. Наибольшее же внимание вызвал пульсар, координаты которого были близки к координатам очень интересной для астрономов туманности, расположенной в южном созвездии Парусов, которая считается остатком вспышки сверхновой звезды его период составлял всего лишь 0,089 секунды. А после открытия пульсара в центре Крабовидной туманности (его период составлял 1/30 секунды) стало ясно, что пульсары каким-то образом связаны с взрывами сверхновых. В январе 1969 года пульсар из Крабовидной туманности был отождествлен со слабой звездочкой 16-й величины, изменяющей свой блеск с таким же периодом, а в 1977 году удалось отождествить со звездой и пульсар в созвездии Парусов.
Периодичность излучения пульсаров связана с их быстрым вращением, но ни одна обычная звезда, даже белый карлик, не могла бы вращаться с периодом, характерным для пульсаров она была бы немедленно разорвана центробежными силами, и только нейтронная звезда, очень плотная и компактная, могла бы устоять перед ними. В результате анализа множества вариантов ученые пришли к заключению, что взрывы сверхновых сопровождаются образованием нейтронных звезд качественно нового типа объектов, существование которых было предсказано теорией эволюции звезд большой массы.
Сверхновые и черные дыры
Первое доказательство прямой связи между взрывом сверхновой и образованием черной дыры удалось получить испанским астрономам. В результате исследования излучения, испускаемого звездой, вращающейся вокруг черной дыры в двойной системе Nova Scorpii 1994, обнаружилось, что она содержит большое количество кислорода, магния, кремния и серы. Есть предположение, что эти элементы были захвачены ею, когда соседняя звезда, пережив взрыв сверхновой, превратилась в черную дыру.
Сверхновые (в особенности же сверхновые типа Ia) являются одними из самых ярких звездообразных объектов во Вселенной, поэтому даже самые удаленные из них вполне можно исследовать с помощью имеющегося в настоящее время оборудования. Многие сверхновые типа Ia были открыты в относительно близких галактиках. Достаточно точные оценки расстояний до этих галактик позволили определить светимость вспыхивающих в них сверхновых. Если считать, что далекие сверхновые имеют в среднем такую же светимость, то по наблюдаемой звездной величине в максимуме блеска можно оценить и расстояние до них. Сопоставление же расстояния до сверхновой со скоростью удаления (красным смещением) галактики, в которой она вспыхнула, дает возможность определить основную величину, характеризующую расширение Вселенной так называемую постоянную Хаббла.
Еще 10 лет назад для нее получали значения, различающиеся почти в два раза от 55 до 100 км/c Мпк, на сегодняшний же момент точность удалось значительно увеличить, в результате чего принимается значение 72 км/с Мпк (с ошибкой около 10%). Для далеких сверхновых, красное смещение которых близко к 1, соотношение между расстоянием и красным смещением позволяет также определить величины, зависящие от плотности вещества во Вселенной. Согласно общей теории относительности Эйнштейна именно плотность вещества определяет кривизну пространства, а следовательно, и дальнейшую судьбу Вселенной. А именно: будет ли она расширяться бесконечно или этот процесс когда-нибудь остановится и сменится сжатием. Последние исследования сверхновых показали, что скорее всего плотность вещества во Вселенной недостаточна, чтобы остановить расширение, и оно будет продолжаться. А для того чтобы подтвердить этот вывод, необходимы новые наблюдения сверхновых.
