Что такое супернова в космосе

Что такое супернова в космосе

Каждую секунду во Вселенной вспыхивает примерно восемь десятков сверхновых звезд. Сегодня астрономы открывают их тысячами, только в нашей Галактике. РИА Новости, 12.09.2019

МОСКВА, 12 сен — РИА Новости, Татьяна Пичугина. Каждую секунду во Вселенной вспыхивает примерно восемь десятков сверхновых звезд. Сегодня астрономы открывают их тысячами, только в нашей Галактике зарегистрировали около трехсот. Однако наблюдать сам момент взрыва светила — большая удача, особенно с близкого расстояния.Попали в историюБольшинство звезд медленно сгорают без остатка или постепенно сбрасывают оболочку из газа в окружающее пространство, превращаясь в компактный объект размером с планету — например, в белый карлик. Очень редко (в астрономических, конечно, масштабах) жизнь звезд заканчивается катастрофой.При взрыве выделяется чудовищное количество энергии в виде нейтрино и электромагнитного излучения. Если это случилось достаточно близко, с Земли событие можно видеть невооруженным глазом — на небе внезапно возникает яркая огромная звезда, которая постепенно, в течение нескольких дней, тускнеет. В наши дни эти звезды называют сверхновыми.В исторических хрониках сохранились сведения о семи сверхновых. Одну из самых ранних наблюдали китайские, японские и арабские астрономы в 1054 году. От нее остался один из самых изученных космических объектов — Крабовидная туманность, в центре которой находится бешено вращающийся пульсар: в секунду он делает 33 оборота и излучает в различных диапазонах длин волн.В 1604 году вспышку сверхновой в созвездии Змееносца видели многие средневековые астрономы, включая Иоганна Кеплера. Следующего события такой мощи человечеству пришлось ждать почти четыреста лет.Рождение сверхновойМолодой канадский астроном Ян Шелтон, работая в обсерватории в Чили, случайно открыл в феврале 1987 года взрыв сверхновой в Большом Магеллановом облаке, карликовой галактике — спутнике Млечного Пути в 50 килопарсеках от нас. Вспышка была видна невооруженным глазом и зафиксирована на фотоизображениях.Ее обозначают как SN 1987A, где первые буквы символизируют сверхновую, буква A указывает, что она первая, обнаруженная в 1987 году.Оказалось, что за несколько часов до взрыва звезды 23 февраля четыре нейтринных детектора в мире, в том числе Баксанский на Кавказе, зафиксировали аномальные потоки космических нейтрино. На черенковском детекторе «Камиоканде II» в Японии смогли даже вычислить направление на источник вспышки.Нейтрино — это особый тип фундаментальных частиц, очень слабо взаимодействующий с веществом, поэтому их чрезвычайно сложно обнаружить. Они рождаются в недрах звезд в результате ядерных реакций и летят со скоростью света, пронизывая все на своем пути. Чтобы их уловить, нужны весьма чувствительные, хитро устроенные установки.Если звезда большая — например, тяжелее Солнца в восемь раз, то постепенно ее центральная часть уплотняется и запускается термоядерная реакция. Со временем в недрах в очень компактном объеме синтезируются гелий, дейтерий, углерод, кислород и далее вплоть до железа. Температура в центре растет, тяжелое ядро звезды все больше сжимается. Оно превращается в плавильный реактор, где атомы распадаются на элементарные частицы и собираются в нейтроны. На этом этапе происходит резкий выброс энергии в виде нейтрино. Именно его способны увидеть на Земле и выдать предупреждение телескопам: «вот координаты, наводитесь, через несколько часов или дней там произойдет рождением сверхновой».Далее следует быстрый коллапс умирающей звезды: ее внешние оболочки под действием гравитации схлопываются внутрь. Яркость объекта увеличивается в тысячи раз, и если он достаточно близко, то его можно видеть с Земли без телескопа. Взрывная волна уносит энергию и остатки вещества, а в центре остается крошечная нейтронная звезда — пульсар. Или черная дыра. По другим сценариям, возможно образование кварковой звезды.SN 1987A — результат гибели голубого гиганта Сандулик. За три десятка лет с момента взрыва от него остались только загадочные кольца и источник радио- и рентгеновского излучения. В центре пока ничего не нашли. Возможно, там слишком плотные облака газа или черная дыра себя не проявляет, а может быть, ничего действительно нет.Эта сверхновая — одна из самых изученных в истории астрономии. Ее рождение наблюдали не только визуально и по нейтрино, но и в различных диапазонах электромагнитного излучения. Сейчас на месте взрыва — шарообразная структура с двумя кольцами. Предполагается, что они остались от звезды-предшественницы, а ударная волна подсветила их. Согласно одной из моделей, внутреннее кольцо погаснет к 2025 году.SN 1987A все еще сильно светится в радиодиапазоне, что связывают с синхротронным излучением, порождаемым бегущей ударной волной.Жизнь и смерть белых карликовОткрытие SN 1987A стало значимой вехой в астрономии. Теперь наши инструменты заглядывают в другие галактики и самые далекие уголки космоса. Сейчас открыто около 63 тысяч объектов, в основном это остатки прошлых взрывов. Но случаются и удачи наблюдать момент рождения.Астроном-любитель из Аргентины Виктор Бусо в сентябре 2016 года испытывал новую камеру для наблюдений. Он направил ее на далекую галактику NGC 613 и случайно снял вспышку звезды. Ей дали название SN 2016gkg. Это исключительный случай, когда удалось зафиксировать участок неба до взрыва и сразу после. После этого новорожденную сверхновую стали наблюдать профессиональные астрономы в большие телескопы.В рутинном порядке десятками остатки сверхновых открывают астрономы Специальной астрофизической обсерватории на Кавказе и участники российской сети роботов-телескопов МАСТЕР, созданной в МГУ профессором Владимиром Липуновым.В середине прошлого века ученые разделили сверхновые на I и II типы. Ко второму как раз относится SN 1987A, родившаяся при гравитационном коллапсе массивной звезды. В ее спектре есть водород. К первому типу, точнее к категории Ia, относят остатки взрыва небольших звезд. В их спектрах водорода нет, что говорит о другом характере катастрофы.Согласно одной из гипотез, сверхновые первого типа образуются из белых карликов. Их полно в космосе, но не все взрываются. Индийский ученый Чандрасекар вычислил, что белый карлик может стабильно существовать, если его масса не более 1,4 массы Солнца. В противном случае он погибнет в термоядерном взрыве.Но с чего вдруг белый карлик начнет набирать массу? Оказывается, многие из них вращаются в тесной паре с двойником. Постепенно один забирает из другого вещество и увеличивается в размерах. Когда он преодолевает предел Чандрасекара, происходит термоядерный взрыв. От звезды остается только разлетающаяся во все стороны оболочка. Эта гипотеза уже в наши дни подтвердилась экспериментальными наблюдениями.К этому типу относят, например, SN 1572 — сверхновую, вспыхнувшую в 1572 году в созвездии Кассиопеи. Ее рождение и угасание наблюдал астроном Тихо Браге. В середине XX века на месте этого объекта обнаружили источник радиоизлучения, а затем увидели и сам остаток сверхновой в оптическом диапазоне.Сверхновые типа Ia служат для точного измерения космологических расстояний, в 1990-х они помогли доказать, что Вселенная расширяется с ускорением и что пространство наполнено темной энергией — загадочной субстанцией, расталкивающей галактики.Когда взорвется БетельгейзеАстрономы мечтают увидеть воочию взрыв сверхновой, но на безопасном расстоянии. Иначе это событие может привести к катастрофическим последствиям на Земле. Геологи обнаруживают в древних породах и слоях ледников возможные следы взрывов сверхновых в доисторические эпохи, некоторые приписывают им массовые вымирания и гибель цивилизаций. Пока же ближайший кандидат на взрыв в Млечном Пути — ярчайший объект в созвездии Ориона, Бетельгейзе. Это очень старый красный гигант, жизненный путь которого может окончиться в любой момент.А возможно, следующую вспышку придется подождать, поскольку в Млечном Пути они происходят не чаще раза-двух в сто лет.Сверхновые оказывают огромное влияние на Вселенную. Они порождают космические лучи, влияют на межзвездный газ и образование молодых звезд, обогащают среду химическими элементами, в том числе тяжелыми. А это ключевое условие для возникновения жизни земного типа на планетах. Вот почему на изучение сверхновых направлено много усилий. Теперь, если где-то близко — может быть, в нашей Галактике — начнется коллапс звезды, об этом заранее узнают на Земле и направят туда телескопы. Ученые рассчитывают наблюдать и гравитационные волны от рождения сверхновой.

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.

Содержание

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»? [1]

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 SuperNova), 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.

Что ученые подразумевают под термином «Супернова»? ⁠ ⁠

Супернова — это самая интенсивная гибель звезды, которую только можете себе представить. Но это интенсивное разрушение одновременно является рождением всего, чего мы видим, осязаем и чувствуем. Супернова в состоянии ослепить целую галактику. Этот взрыв обладает такой интенсивностью, что если бы он произошел в нескольких десятка световых лет от нас, то наша планета Земля просто сгорела бы.

Произошёл бы резкий выброс радиации, который сожжёт озоновый слой атмосферы. Единственный выход человечества будет в укрытии под землей. Там можно будет спастись от мощного выброса рентгеновских лучей, которые ударят по поверхности, и уничтожит всю пищевую цепочку, а это послужит вымиранию всего живого.

Но в тоже время суперновы создают основные элементы, из которых состоит наш мир,наша планета, наша звезда, все вокруг нас состоит из осколков мертвой взорвавшейся звезды. Все из чего состоит наша планета, все вещества – они произошли от сверхновых. Все материалы из чего состоят наши дома, вещества из которых состоит наша кровь, наши тела — все, что вы видите. Это сверхновая.

По своей сути каждая звезда представляет собой гигантский ядерный реактор. Термоядерный реактор внутри звезды сжигает водород (самый простой и распространённый элемент) в ходе реакций атомы водорода соединяются, выделяя гелий и энергию, когда водород заканчивается звезда горит за счёт превращения гелия в углерод, а затем углерода в кислород. Когда небольшие звезды вроде нашего Солнца выделяют углерод, они начинают умирать.

В течение жизни звезды существует баланс между гравитацией направленной внутрь и давлением направленным наружу. Если звезда генерирует энергию, то проблем нет, но когда этот процесс прекращается, давление исчезает и гравитация побеждает. Гравитация начинает разрушать центр звезды. Внешние слои звезды выталкиваются наружу. Возникает огромный шар наполненый газом. Его называют Красным Гигантом.

Через 4.5-5 миллиарда лет, когда наше Солнце начнет умирать, его корона достигнет Марса. Хотя внешние слои расширяются, в центре солнца гравитация вызывает противоположный эффект под ее воздействием ядро солнца уменьшится в миллион раз (до размеров Земли).Теперь это плотный шар состоящий из кислорода и углерода. Его называют Белым Карликом. Это будет означать конец нашей солнечной системе. Газ, испускаемый, умирающей звездой постепенно рассеется, но крошечный Белый Карлик будет гореть еще миллиарды лет.

Однако наша солнечная система уникальна тем, что в ней имеется лишь одна звезда. В то время как подавляюще большинство звезд вращаются по орбите другой звезды. Когда одна из двух звезд погибает и превращается в Белого Карлика, то она начинает красть вещество у второй звезды. Ели та находится достаточно близко. По мере того как Белый Карлик высасывает у своей спутнице все больше и больше топлива он становится все более тяжелым, плотным и все менее стабильным. Внутри вот-вот соединятся атомы углерода и кислорода. Белый Карлик чем-то подобен шашке динамита, которая все ждет, когда бы ее зажгли.

В этой звезде заключено огромное количество энергии (гравитационной и ядерной). Этот Белый Карлик превращается в сверхновую типа 1А. Супернова типа 1А – это термоядерная углеродная бомба весом 20 миллиардов миллиардов миллиардов тонн. Это одно из самых взрывоопасных веществ во Вселенной. В конце концов, Белый карлик высасывает из своей спутнице столько вещества, что происходит ядерная перегрузка (углерод и кислород начинают объединяться в элемент чрезвычайно опасный для звезды).

Все Вы, наверное, смотрели Стар Трек? В нем шла речь о секретном оружие способном уничтожить звезду. Они не ошиблись, подобное и вправду существует в нашем мире. Более того оно может быть очень рядом с вами или оно может находиться в вашей сковородке, в вашем мотоцикле или в машине. Это смертоносное для звезды вещество — железо.

Когда углерод и кислород начинают превращаться в железо можно с уверенностью сказать, что звезда обречена.

Внезапно Белый Карлик начнет сжиматься. В ядерном взрыве Белого Карлика помимо других веществ также задействован огромный объём железа. Фактически супернова типа 1А выбрасывает во Вселенную элементы, которые жизненно необходимы для нас.

Супернова типа 1А выстреливают на триллионы километров в пространство космоса. Именно так образовывается большая часть космического железа.

Координаты чудес. Как сверхновые осветили путь к современной астрофизике

Около 10 лет назад я вторично начал вести блог в «Живом журнале» (и вел его около полутора лет). Там я пробовал писать, в том числе, на научно-популярные, философские и религиозные темы и, в частности, о высоком Средневековье (в тот период я читал и перечитывал Жака ле Гоффа, Анри де Любака, Нормана Дэвиса и Йохана Хёйзингу). XV-XVI века в истории Европы интересовали меня как «самая долгая ночь перед рассветом» в истории Западной цивилизации, когда на встречных курсах шли распад единой католической ойкумены, стремительная кристаллизация естественнонаучной картины мира на индийском и исламском субстрате, расширение географии – и все это в условиях жестокого религиозного мракобесия. Бушевавшая в XIV-XVII веках серия эпидемий чумы массово выкосила образованных клириков (ведь именно священники оказались в эпицентре антисанитарии и скученности, целования зачумленных крестов и причащения больных прихожан). На их место пришли те недоучки и фанатики, которые превратили христианскую проповедь в охоту на ведьм.

Наука освобождалась от магии и суеверий рывками. Первый настоящий физик Галилео Галилей жил в 1564-1642 годах. При этом к моменту смерти престарелого Галилея 15 лет исполнилось Роберту Бойлю, последнему ученому, всерьез занимавшемуся алхимией (1627-1691). Старшим современником Галилея был великий астроном и конструктор астрономических приборов Тихо Браге (1546-1601), а младшим – великий астроном и астролог Иоганн Кеплер (1571-1630), чья мать, трактирщица Катарина Кеплер (1547-1622) была обвинена в ведовстве. Всего через год после смерти Галилея родился Исаак Ньютон (1643-1727), учившийся у Бойля физике (и алхимии), а также претендовавший на авторство настолько законченной и непротиворечивой теории естествознания, что позволил себе сравнить Вселенную с заводными часами.

Тем не менее, именно на жизнь последнего поколения перед Ньютоном и Бойлем (в частности, на зрелые годы Катарины Кеплер) пришлись сразу два события, наверняка заставившие средневековых европейцев в предпоследний и последний раз усомниться в незыблемости небес и понадеяться на Второе Пришествие. Это были взрывы сверхновых, произошедшие в 1572 году (сверхновая Браге) и 1604 (сверхновая Кеплера), на века вперед определившие развитие астрономии и более не повторявшиеся до 1987 года. Отчетливо сознавая, что этот пост не вполне соответствует тематике Хабра, далее я напомню обо всех достоверно известных семи сверхновых, зажигавшихся в небе Земли на протяжении истории человечества – и об их роли в развитии астрономии и астрофизики.

Что такое сверхновая

С точки зрения современной астрономии новая – это звезда, яркость которой внезапно и очень резко возрастает, а затем эта звезда начинает медленно тускнеть до исходной звездной величины. Новые возникают в результате взрыва верхних слоев тусклых белых карликов, а избыточная материя на поверхности белого карлика оседает из атмосферы более крупной звезды, расположенной в паре с ним. Таким образом, к образованию новой наиболее располагает двойная звездная система. Сверхновая – тоже звезда, яркость которой резко возрастает, а затем постепенно тускнеет, но в случае сверхновой вспышка гораздо сильнее, чем с новой. Яркость звезды может возрасти в 10 000 раз сильнее, чем у новой. Сверхновая – это вспышка в миллиарды раз ярче Солнца, причем, максимальная яркость достигается через несколько дней после взрыва. Общее количество электромагнитной энергии, излучаемой сверхновой за несколько месяцев, сопоставимо с энергией, которую Солнце испускает в течение всего жизненного цикла (10 миллиардов лет). С современной точки зрения наиважнейшая роль сверхновой заключается в синтезе, а затем – в рассеянии сравнительно тяжелых элементов, в первую очередь – металлов. Наиболее распространенными элементами во Вселенной являются водород и гелий (именно из них преимущественно и состоят звезды). Эти два элемента (а также немного лития) являются первозданными, они возникли практически одновременно с Вселенной, задолго до формирования первых звезд. Все прочие элементы – из которых состоит практически все, что мы видим вокруг – образовались позже, в результате звездной эволюции. Сравнительно тяжелые элементы образуются из более легких (прежде всего – водорода и гелия) в процессе термоядерного синтеза. Именно термоядерный синтез – основа горения звезд.

Ядра водорода сливаются в ядра гелия, гелий сливается в углерод. В самых тяжелых звездах этот процесс проходит еще несколько стадий: из ядер углерода последовательно образуются еще более тяжелые элементы: кислород, неон, магний, сера, кремний – и так далее до железа. Но на железе этот процесс останавливается. Примерно такую структуру приобретает массивная звезда на заключительном этапе эволюции:

В зависимости от массы самой звезды отличается и масса того железного ядра, которое она может «наработать», после чего это ядро переживает коллапс. Коллапс переходит во взрыв, в результате чего разрушается часть атомов гелия и более тяжелых элементов, образуется масса свободных нейтронов – и они слипаются в элементы значительно тяжелее железа, вплоть до трансурановых. При этом внешние оболочки взорвавшейся звезды разлетаются во все стороны, образуя раскаленный «остаток» сверхновой, который, остывая, превращается в туманность.

Крабовидная туманность; остаток сверхновой SN1054

Это одна из таких туманностей – Крабовидная, образовавшаяся в созвездии Тельца после взрыва сверхновой 4 июля 1054 года. Сегодня она наблюдается только в телескоп, но в 1054 году, по данным китайских астрономов, звезда была видна на небе днем и ночью в течение нескольких недель.

Типы сверхновых

Проблемы синтеза элементов в звездах напрямую связаны с теорией Большого Взрыва, поскольку именно Большой Взрыв привел к образованию «первого поколения» химических элементов – и, соответственно, сверхновые можно уподобить «малым взрывам» местного значения. Вышеизложенные представления о том, в какой последовательности образуются химические элементы в звездах, были сформулированы в середине 1940-х – и далее в течение 1950-х. Теоретическим обоснованием Большого Взрыва занимался британский астрофизик и фантаст Фред Хойл (1915-2001), а детализацией звездной эволюции вместе с ним занимались Маргарет и Джеффри Бербидж и Уильям Фаулер. В 1957 году они выпустили совместную фундаментальную работу «Синтез элементов в звездах», заложившую основы теории взрывного нуклеосинтеза. В настоящее время уже известно, что большинство элементов таблицы Менделеева (кроме полученных искусственно) в неравных долях образовалось при взрывах сверхновых звезд либо при слиянии нейтронных звезд:

В конце XX века считалось, что существует два варианта образования сверхновых: коллапс железного ядра (описан выше) и термоядерный взрыв. Термоядерный взрыв происходит на месте новой звезды, то есть, на месте белого карлика, перетягивающего на себя звездное вещество в двойной звездной системе. Кроме того, в 1980 году Кэнъити Накамото из Токийского университета сформулировал теорию «захвата электронов», предполагающую еще один вариант образования сверхновой. Когда в сравнительно компактном белом карлике остается в основном кислород, неон и магний, их ядра начинают слипаться, поглощая остаток электронов, сохранившихся в такой звезде. Именно такое поглощение электронов (без образования железного ядра) также может приводить к коллапсу и образованию сверхновой. Первый остаток сверхновой, которая могла образоваться именно в результате захвата электронов, был открыт в 2021 году; также есть основания полагать, что именно к такому типу относилась звезда, на месте которой осталась Крабовидная туманность. Более подробно о звездных взрывах рассказано здесь.

Хронология сверхновых

Как долго была видна

Циркуль и Центавр

? Возможно, это была комета

Арабы, китайцы, японцы, европейцы

примерно 17 апреля – 1 мая

Индейцы, арабы, китайцы

185 дней (считая период видимости в темное время суток)

Китайцы, японцы, арабы, европейцы, Тихо Браге

2 ноября 1572 – до начала 1574 (считая период видимости в темное время суток)

Европейцы, арабы, Иоганн Кеплер, Галилео Галилей

Около 1,5 лет (считая период видимости в темное время суток)

Южноамериканцы (Чили, обсерватория Лас-Кампанас), Ян Шелтон

Туманность Тарантул, Большое Магелланово Облако

До конца мая, только в темное время суток

Поскольку древние астрономы не всегда могли отличить новую звезду (существовал даже термин «звезда-гостья») от более прозаической кометы, не исключено, что сверхновые зажигались на земном небе еще в 369, 437, 827 и 902 годах. Сверхновая 1987 года, последняя в этом списке, была видна невооруженным глазом в Андах, но этот взрыв произошел не в нашей галактике Млечный Путь, а в галактике-спутнике Большое Магелланово Облако. В нашей же галактике ни одной сверхновой, видимой с Земли невооруженным глазом, не было со времен «звезды Кеплера», вспыхнувшей в 1604 году. Тем не менее, именно три последние сверхновые наиболее заметно повлияли на развитие астрономии и астрофизики, и далее мы подробно рассмотрим влияние каждой из них на научную картину мира.

Звезда Браге

Яркая новая звезда засияла в начале ноября 1572 года, вероятно, хорошо просматривалась во всем северном полушарии. Ночью она была ярче всех звезд, а также ярче Венеры; по-видимому, она хорошо просматривалась и днем. К тому моменту почти 2000 лет доминировала аристотелевская картина мира, в соответствии с которой небеса состоят из вложенных одна в другую хрустальных сфер, на последней из которых (восьмой) расположены вечные и неизменные звезды. Значительно ближе к Земле по Аристотелю располагались как Луна, так и кометы. Тем не менее, Тихо Браге написал целую книгу «De Stella Nova», в которой обоснованно доказал, что эта звезда находится гораздо дальше Луны, то есть, в той самой «восьмой сфере»:

Вечером, после захода Солнца, когда в соответствии с моим обычаем я созерцал звезды в ясном небе, я заметил, что почти прямо над моей головой сияла новая и необыкновенная звезда, превосходившая по блеску все другие звезды; и так как я почти с детства знал в совершенстве все звезды небосвода (очень нетрудно достичь этого знания), мне было совершенно очевидно, что никогда в прошлом никакой звезды на этом месте неба, даже и маленькой, не было, не говоря уже о звезде, столь бросающейся в глаза своей яркостью, как эта. Я был настолько поражен этим зрелищем, что не постыдился подвергнуть сомнению то, что видели мои собственные глаза. Но когда я убедился, что и другие могли видеть на указываемом им месте звезду, у меня больше не оставалось сомнений. Не было ли это величайшим из чудес, которые случались когда-либо со времен начала мира.

К 1574 году датские власти заметили достижения Браге. Астроному, рядовому сотруднику Копенгагенского университета, не только разрешили выступать с публичными лекциями, но и преподавать математику. Более того, на острове Вен ему выделили целый замок под астрономические наблюдения и разработку новых приборов; он назывался «Ураниборг».

В 1577 году Браге заметил и исследовал новую комету, доказав (по движению кометы на фоне звезд), что и комета расположена значительно дальше Луны, но ближе, чем звезды. В 80-90-х годах Браге тратил на свои исследования до 1% датского бюджета, но впал в немилость в 1597 году, когда на престол Дании вступил новый король, Кристиан IV. Немолодому и нездоровому Тихо пришлось искать новый приют, и в итоге за два года до смерти он, пользуясь покровительством императора Рудольфа II, обосновался в замке Градчаны под Прагой, куда успел перевезти из Дании значительную часть оборудования. Именно там 4 февраля 1600 года он познакомился с молодым Иоганном Кеплером, прибывшим в Прагу именно с целью заниматься астрономией. Всего через полтора года, 24 октября 1601 года, Браге умер, но до этого успел плодотворно поработать с Кеплером и увлечь его рассказами о сверхновой 1572 года (на момент открытия той звезды Кеплеру было менее года, к тому моменту, как он достиг сознательного возраста, звезда уже угасла).

Звезда Кеплера

К 1604 году Иоганн Кеплер продолжал работать в лаборатории в Градчанах, продолжая исследования Браге, связанные с кометами – но в основном занимаясь обоснованием и защитой коперниковской картины мира, а также математическим обоснованием динамики небесных тел. А сверхновая, которая впоследствии получит его имя, была открыта именно 9 октября (по-видимому, в Италии). Именно в эту ночь астрономы внимательно осматривали небо, дожидаясь редчайшего события – слияния Марса, Юпитера и Сатурна в одну точку. Именно поэтому сверхновая была открыта примерно за 20 дней до того, как достигла максимальной яркости – и вызвала бурное обсуждение не только среди астрономов, но и среди астрологов, пытавшихся усмотреть магический смысл в этой вспышке, произошедшей вместе со схождением трех планет. Кеплер приступил к исследованию звезды только 17 октября (по его словам, до этого под Прагой было слишком облачно), но именно он впервые подробно описал эту звезду в трактате “De Stella Nova in Pede Serpentarii” (”О новой звезде близ ступни Змееносца”). На следующей иллюстрации звезда обозначена большой буквой «N» и находится возле правой пятки Змееносца.

При этом сверхновая Кеплера крайне заинтересовала и Галилея, с 1592 года работавшего в Падуанском университете, и на момент описываемых событий уже занимавшим профессорскую кафедру. Галилей, по-видимому, впервые наблюдал сверхновую 28 октября, когда новость о ней уже стала сенсацией. Тогда Галилею (впервые за 12 лет работы в Падуе) было предложено выступить с публичной, как мы бы сказали – с научно-популярной – лекцией по поводу этой звезды. Галилей нашел сказать настолько много, что прочитал о новой звезде не одну, а три лекции – и, как сообщали современники, даже имел конфликт с неким Бальдессаром Капрой, который утверждал, что (в компании двух друзей) первым в Падуе наблюдал эту звезду, но не был за свое открытие не только вознагражден, но даже отблагодарен Галилеем. Галилей выступил с тремя лекциями в течение ноября, когда звезда, должно быть, еще была очень яркой.

Галилей не только соотнес координаты звезды с наблюдениями из других регионов Европы (в том числе, северных), но и указал, что звезда возникла примерно в том же регионе неба, что и звезда Браге (хотя, Галилей и пытался уловить в этом закономерность, мы теперь знаем, это было просто совпадение). Эта сверхновая лишний раз подчеркнула несостоятельность космологии Аристотеля, а также натолкнула Галилея на мысль, что рождение звезды никак не связано со сближением трех планет. Более того, именно после этого события Галилей всерьез занялся изучением и измерением параллакса; вероятно, именно тогда он сформулировал его первое научно-популярное объяснение (аналогию с карандашом или пальцем).

Также Галилей попытался охарактеризовать на примере сверхновой природу звездного света, указывая, что звездный огонь, должно быть, совсем не тождественен обычному. Если новая звезда находится гораздо выше Луны – как же она там оказалась? Проще всего было предположить, что она образовалась из того же вещества, что и небесная сфера, но в то время считалось, что вещество небесных сфер является неизменным. Поэтому Галилей предполагал, что новая звезда возникла из обычной «земной» материи, которая каким-то образом поднялась на такую высоту. Кроме того, он указывал, что от земного огня выделяется много дыма, а небесный огонь дыма не выделяет (иначе звезда быстро скрылась бы в его клубах) – значит, небесный огонь имеет другую природу. Галилей учитывал, что некоторые вещества сгорают почти без дыма – но при этом они сгорают очень быстро, а огонь сверхновой явно не затухал. В конце концов, Галилей предположил, что сверхновая может быть подобна облаку пара с очень сильной отражательной способностью, и испускает это облако отраженный солнечный свет, подобно Луне. Каким образом пар с Земли мог подняться на такую высоту, Галилей также объяснить затруднялся, но все равно сравнивал сверхновую скорее с далекой радугой, чем с далеким костром.

Сверхновая 1987А

Эта сверхновая была столь же неожиданным, сколь и интересным явлением. Этот взрыв произошел в соседней галактике, а не в Млечном Пути, расстояние до него составило около 170 000 световых лет. Именно поэтому видимая звездная величина сверхновой составила +3 (человек с острым зрением может различить звезды с величиной примерно до +6,5). История наблюдений показала, что взрыв произошел на месте голубого сверхгиганта Sanduleak –69°202, открытого в 1969 году Ричардом Сандуляком. Ранее считалось, что сверхновые образуются только на месте красных сверхгигантов. Кроме того, уверенно зафиксировать этот взрыв удалось еще и потому, что ему предшествовал мощный всплеск звездных нейтрино. Поскольку нейтрино являются всепроникающими частицами, взрыв 1987А стал мощным стимулом к развитию нейтринной астрономии, о которой рекомендую почитать этот пост на Хабре. Действительно, оптические телескопы не слишком хороши для поиска сверхновых, но анализ звездных нейтрино позволил составить подробную карту таких событий в нашей Галактике:

Вполне вероятно, что взрыв сверхновой порождает не только очень много нейтрино (ведь мы зафиксировали их при взрыве в соседней галактике – а как отреагировали бы детекторы нейтрино на взрыв, подобный звезде Кеплера?), но и гравитационные волны и, возможно, какие-то экзотические частицы. Кроме того, спектральный анализ свежих остатков сверхновой мог бы подсказать, каковы предельные атомные номера элементов, образующихся при таких взрывах – возможно, даже открыть фейнманий. Иными словами, ближайшую сверхновую астрономическое сообщество ждет не только с нетерпением, но и во всеоружии, даже не слишком волнуясь, а не будет ли чрезмерно близкий взрыв такой звезды уже не астрофизикой, а настоящей катастрофизикой.

Что же такое загадочная сверхновая звезда?

Астрофизика

В ночном небе вдруг вспыхивает ослепительно яркая звезда. Ее не было всего несколько часов назад, но сейчас она горит как маяк.

Эта яркая звезда на самом деле уже не совсем звезда. Яркая точка света – это взрыв звезды, которая достигла конца своей жизни, и стала известна как сверхновая звезда.

Сверхновые могут кратковременно затмевать целые галактики. И излучать больше энергии, чем наше Солнце выработает за всю свою жизнь. Они также являются основным источником тяжелых элементов во Вселенной. Согласно НАСА, сверхновые являются «самым большим взрывом, который может произойти в космосе».

История наблюдений сверхновых

Различные цивилизации описывали сверхновые еще задолго до того, как был изобретен телескоп. Самая ранняя зарегистрированная сверхновая звезда – RCW 86. Китайские астрономы наблюдали ее в 185 году нашей эры. Их записи показывают, что эта «новая звезда» оставалась на небе в течение восьми месяцев.

До начала 17 века, до того как стали доступны телескопы, по данным Британской энциклопедии было зарегистрировано семь сверхновых звезд.

То, что известно сегодня как Крабовидная туманность, является остатком самой знаменитой из этих сверхновых. Китайские и корейские астрономы зафиксировали в своих записях этот звездный взрыв в 1054 году. Юго-западные индейцы возможно тоже его видели (согласно наскальным рисункам, которые обнаружены в Аризоне и Нью-Мексико). Сверхновая звезда, образовавшая Крабовидную туманность, была настолько яркой, что астрономы могли видеть ее даже днем.

Другие сверхновые, которые были обнаружены до того, как был изобретен телескоп, произошли в 393, 1006, 1181, 1572 и в 1604 годах. Последняя описана знаменитым астрономом Тихо Браге. Он писал о своих наблюдениях за «новой звездой» в книге «De Stella Nova», что и породило название «новая». Однако новая звезда отличается от сверхновой. Обе характеризуются внезапными вспышками яркости, когда горячие газы вырываются наружу. Однако для сверхновой звезды этот взрыв является катастрофическим. И означает конец ее эволюции.

Термин «сверхновая звезда» не использовался до 30-х годов прошлого века. Первым его использовали Уолтер Бааде и Фриц Цвикки из Обсерватории Маунт-Вильсон. Они наблюдали в космосе взрывоподобное событие. Оно получило название S Andromedae (также известным как SN 1885A). Это событие произошло в галактике Андромеда. Они предположили, что сверхновые возникают, когда обычные звезды сталкиваются с нейтронными.

Одна из самых известных сверхновых – SN 1987A. Она случилась в 1987 году. И это событие все еще изучается астрономами, потому что они могут наблюдать, как сверхновая эволюционирует в первые несколько десятилетий после взрыва.

Смерть звезды

В среднем сверхновая звезда будет случаться примерно раз в 50 лет в галактике, которая имеет размеры как наш Млечный Путь. Иными словами, звезда взрывается каждую секунду или близко в этому где-то во Вселенной. Но мы этого не видим, потому что они находятся очень далеко от Земли.

Около 10 миллионов лет назад кластер сверхновых создал «местный пузырь» размерами в 300 световых лет. Это область газа в межзвездной среде, которая окружает Солнечную систему.

Достоверно установлено, что смерть звезды зависит отчасти от ее массы. Наше Солнце, например, не имеет достаточной массы, чтобы взорваться как сверхновая звезда. Хотя новости для Земли есть и не очень хорошие. Потому что как только Солнце истратит свое термоядерное топливо (возможно это случиться уже через пару миллиардов лет), оно набухнет до состояния красного гиганта. Который вероятно испарит наш мир, прежде чем постепенно охладится и станет белым карликом.

Но при нужном количестве массы звезда может сгореть в огненном взрыве.

Звезда может стать сверхновой в одном из двух случаях:

• Сверхновая звезда типа I: звезда забирает вещество у своего соседа, пока не начнется взрывная ядерная реакция.
• Типичная сверхновая звезда: у нее заканчивается ядерное топливо. И она разрушается под действием собственной гравитации.

Сверхновые типа II

Давайте сначала рассмотрим более захватывающий тип сверхновой – II. Для того, чтобы звезда взорвалась как сверхновая II типа, она должна быть в несколько раз более массивной, чем Солнце (оценки говорят о массах от 8 до 15 солнечных). Подобно Солнцу, в ней будет гореть водород, а затем гелий. У нее также будет достаточно массы и давления, чтобы синтезировать углерод. Вот что будет дальше:

• Постепенно более тяжелые элементы появляются в ядре. И оно станет слоистым, как луковица. При этом элементы полегче будут расположены по массе в порядке убывания к внешней стороне звезды.
• Когда ядро ​​звезды превзойдет некоторую массу (предел Чандрасекара), звезда взрывается (по этой причине эти сверхновые также известны как сверхновые ядра).
• Ядро нагревается и становится плотнее.
• В конце концов материя отскакивает от ядра, вытесняя звездный материал в космос, образуя сверхновую.

На месте взрыва остается сверхплотный объект, называемый нейтронной звездой. Он имеет размер небольшого города, и может содержать массу Солнца в небольшом пространстве.

Существуют подкатегории сверхновых типа II, классифицированные по их кривым блеска. Свет сверхновых типа II-L неуклонно снижается после взрыва, в то время как свет типа II-P остается устойчивым на некоторое время прежде, чем уменьшиться. Оба типа имеют линию водорода в спектрах.

Астрономы считают, что звезды, гораздо более массивные, чем Солнце (около 20-30 солнечных масс), не могут взорваться как сверхновая звезда. Вместо этого они разрушаются, образуя черные дыры.

Сверхновые типа I

У сверхновых типа I отсутствует линия водорода в их спектрах.

Считается, что сверхновые типа Ia происходят от белых карликовых звезд в тесной двоичной системе. Когда газ от соседней звезды накапливается на белом карлике, тот постепенно сжимается и, в конечном счете, происходит быстрая ядерная реакция внутри, что в конечном итоге приводит к катастрофической вспышке сверхновой.

Астрономы используют сверхновые типа Ia для измерения космических расстояний, потому что, как считается, они пылают с одинаковой яркостью на своих пиках.

Сверхновые типа Ib и Ic также претерпевают крах ядра, как и сверхновые типа II. Но теряют при этом большую часть своих внешних оболочек из водорода.

Заметили ошибку?

Это нужно срочно исправить! Выделите косячный текст и нажмите CTRL + ENTER на клавиатуре. Спасибо за помощь!

Космические тесты

Проверь свои знания! Интересные тесты находятся здесь!

Сверхновая звезда

Сверхновая – это самый большой взрыв и чрезвычайно яркий, сверхсильный взрыв звезды. Сверхновые могут на короткое время затмить целые галактики и излучать больше энергии, чем наше Солнце за всю свою жизнь. Они также являются основным источником тяжелых элементов во вселенной. По данным НАСА, сверхновые – это “самый большой взрыв, который происходит в космосе.”

История наблюдений за сверхновыми звездами

Различные цивилизации регистрировали сверхновые задолго до изобретения телескопа. Самая старая зарегистрированная сверхновая – RCW 86, которую китайские астрономы видели в 185 году нашей эры. Их записи показывают, что эта звезда оставалась на небе в течение 8 месяцев. До начала 17 века (когда появились телескопы) было зафиксировано всего 7 сверхновых.

То, что мы сегодня знаем как Крабовидную Туманность, является самой известной из этих сверхновых. Китайские и корейские астрономы записали этот звездный взрыв в своих записях в 1054 году. Коренные американцы, возможно, также видели его (согласно наскальным рисункам, увиденным в Аризоне и Нью-Мексико). Сверхновая, образовавшая Крабовидную Туманность, была настолько яркой, что астрономы могли видеть ее днем.

Другие сверхновые, наблюдавшиеся до изобретения телескопа, произошли в 393, 1006, 1181, 1572 годах (изученные знаменитым астрономом Тихо Браге) и 1604 году. Браге писал о своих наблюдениях за сверхновой звездой в своей книге “De nova stella”, которая дала название “нова”. Однако нова отличается от сверхновой. Оба они представляют собой внезапные вспышки яркости, когда горячие газы выбрасываются наружу, но для сверхновой, взрыв является катастрофическим и означает конец жизни звезды.

Термин “Сверхновая” не использовался до 1930-х годов. Впервые он был использован Уолтером Бааде и Фрицем Цвикки в обсерватории Маунт-Вильсон, которые использовали его в связи с наблюдаемым ими взрывным событием, названным S Andromedae (также известным как SN 1885A). Взрыв был расположен в галактике Андромеда. Они также предположили, что сверхновые происходят, когда обычные звезды коллапсируют в нейтронные звезды.

В современную эпоху одной из наиболее известных сверхновых была SN 1987A 1987 года рождения, которая до сих пор изучается астрономами. Они могут видеть, как развивается сверхновая в первые несколько десятилетий после взрыва.

Звездная смерть

В среднем сверхновая будет возникать примерно раз в 50 лет в галактике размером с Млечный путь. Иными словами, где-то во Вселенной каждую секунду или около того взрывается звезда, и некоторые из них находятся не слишком далеко от Земли.

То, как именно умирает звезда, отчасти зависит от ее массы. Нашему Солнцу, например, не хватает массы, чтобы взорваться как сверхновая. Вместо этого, через пару миллиардов лет, оно раздуется в красного гиганта, поглотит ближайшие планеты, а потом превратится в белого карлика. Но при правильном количестве массы звезда может сгореть в огненном взрыве.

Классификация сверхновых

Звезда может стать сверхновой одним из двух способов:

• Сверхновая типа I: звезда накапливает вещество от ближайшего соседа до тех пор, пока не начнется цепная ядерная реакция.
• Сверхновая второго типа: у звезды заканчивается ядерное топливо и она коллапсирует под действием собственной гравитации.

Тип I

Они происходят из двойных звездных систем, в которых углеродно-кислородный белый карлик притягивает к себе материю от своего компаньона (аккреция). При таком сценарии на белом карлике скапливается столько массы, что его ядро достигает критической плотности 2 х 10 9 г/см³. Этого достаточно, чтобы привести к неконтролируемому слиянию углерода и кислорода, что приведет к детонации звезды.

Тип II

Чтобы звезда взорвалась как сверхновая второго типа, она должна быть в несколько раз массивнее Солнца (по оценкам, от 8 до 15 солнечных масс). Как и у Солнца, у неё в конечном итоге закончится водород, а затем гелиевое топливо в её ядре. Однако у такой звезды будет достаточно массы и давления, чтобы плавить углерод. Вот что происходит дальше:

• Постепенно более тяжелые элементы накапливаются в центре, а более легкие элементы стремятся к внешней стороне звезды.
• Как только ядро звезды превышает определенную массу (предел Чандрасекара), звезда начинает взрываться (по этой причине эти сверхновые также известны как сверхновые с коллапсом ядра).
• Ядро нагревается и становится более плотным.
• В конце концов имплозия отскакивает от ядра, выбрасывая звездный материал в космос, образуя сверхновую.

То, что осталось – сверхплотный объект, называемый нейтронной звездой. Это объект размером с город, который может иметь массы больше нашего Солнца.

Существуют подкатегории сверхновых типа II, классифицированные на основе их кривых блеска. Свет сверхновых типа II-L неуклонно уменьшается после взрыва, в то время как свет типа II-P остается стабильным в течение некоторого времени, прежде чем уменьшиться. Оба типа имеют сигнатуру водорода в своих спектрах.

Звезды, намного более массивные, чем Солнце (около 20-30 солнечных масс), не могут взорваться как сверхновые, считают астрономы. Вместо этого они коллапсируют, образуя черные дыры.

В 2018 года учёными были озвучены данные о возможном открытии в ходе своих наблюдений нового, до сих пор неизученного, третьего типа сверхновых. Во время этих наблюдений, были зафиксированы 72 кратковременные вспышки с температурой от 10 до 30 тыс.°C и размерами от нескольких единиц до нескольких сотен а. е. Основная особенность этих космических событий заключается в их относительной кратковременности — всего несколько недель, а не несколько месяцев как у обычных сверхновых.

Сверхновая звезда

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, сопровождающегося выделением огромной энергии и возникающего в конце эволюции некоторых звёзд.

Остаток сверхновой RCW 103 c нейтронной звездой 1E 161348-5055 в центре

Как правило, сверхновые звезды наблюдаются постфактум, то есть когда событие уже произошло и их излучения достигло Земли. Поэтому их природа довольно 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 звезды в межзвёздное пространство, а из оставшейся части вещества взорвавшейся звезды, как правило, образуется компактный объект — нейтронная звезда или чёрная дыра. 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 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. Аналогично среди сверхновых сейчас выделяется подкласс — гиперновые.

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.

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.

А вот кривые блеска типа II достаточны 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.

Вышеприведенная 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 Ibc характерно:
Наличие узких абсорбционных деталей вблизи максимума блеска и узкие несмещенные эмиссионные компоненты.
Линии [NIII], [NIV], [CIII], [CIV] наблюдаемые в ультрафиолетовом излучении.

Частота вспышек зависит от числа звёзд в галактике или, что то же самое для обычных галактик, светимости.

При этом сверхновые Ib/c и II тяготеют к спиральным рукавам.

Крабовидная туманность (изображение в рентгеновских лучах), хорошо видна внутренняя ударная волна, свободно распространяющийся ветер, а также джет

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 TS ≥ 107 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 слоев.

Оптическое излучение молодого остатка создает 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.

Волокна в Кассиопее A дают понять, что происхождение сгустков вещества может быть двояким. Так называемые быстрые волокна разлетаются со скоростью 5000—9000 км/с и излучают только в линиях O, S, Si — то есть это сгустки, сформированные в момент взрыва сверхновой. Стационарные конденсации же имеют скорость 100—400 км/с, и в них наблюдается нормальная концентрация H, N, O. Вместе это свидетельствуют, что это вещество было выброшено задолго до вспышки сверхновой и позже было нагрето внешней ударной волной.

Синхротронное радиоизлучение релятивистских частиц в сильном магнитном поле является основным наблюдательным признаком для всего остатка. Область его локализации — прифронтовые области внешней и возвратной волн. Наблюдается синхротронное излучение и в рентгеновском диапазоне.

Природа сверхновых Ia отлична от природы остальных вспышек. Об этом ясно свидетельствует отсутствие вспышек Ibc и II типов в эллиптических галактиках. Из общих сведений о последних известно, что там мало газа и голубых звёзд, а звездообразование закончилось 1010 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 IaIax 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 Ibc и II типов свидетельствует, что звездой прародителем являются короткоживущие O-звезды с массой 8-10M⊙.

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, все может изменится только при приближении к пределу Чандрасекара. Это приводит к однозначному выводу, что термоядерный взрыв возможен только в звёздных системах, скорее всего, в так называемых двойных звёздах.

В данной схеме есть две переменные, влияющие на состояние, химический состав и итоговую массу вовлеченного во взрыв вещества.

Второй компаньон обычная звезда с которого вещество утекает на первый.
Второй компаньон такой же белый карлик. Такой сценарий называет двойным вырождением (англ. Double degeneration).

Взрыв происходит при превышении предела Чандрасекара.
Взрыв происходит до него.

Общим во всех сценариях образования сверхновых сверхновых Ia то, что взрывающийся карлик скорее всего углеродно-кислородный.

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 1051 эрг.

Дальнейшее поведение кривой блеска в основном определяется цепочкой распада.

Изотоп 56Ni нестабилен и имеет период полураспада 6.1 дней. Далее e-захват приводит к образованию ядра 56Co 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 расчеты, 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,56Ni уже распался и энерговыделение идет за счет β-распада 56Co до 56Fe(T1/2 = 77 дней) с энергиями возбуждения вплоть до 4.2 МэВ.

Модель механизма гравитационного коллапса

Второй сценарий выделения необходимой энергии — это коллапс ядра звезды. Масса его его должна быть в точности равна массе его остатка — нейтронной звезды.

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.

Нейтрино от этих реакций уносят 10 %. Главную же роль в охлаждении играет УРКА-процессы (нейтринное охлаждение).

Вместо протонов и нейтронов могут выступать и атомные ядра, с образованием нестабильного изотопа, который испытывает бета-распад.

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.

Заметим, что процессы нейтронизации идут только при плотностях 1011/см3, 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.

Выделяется три этапа эволюции остатка сверхновой:

Свободный разлет.
Адиабатическое расширение (стадия Седова). Вспышка сверхновой на этой стадии представляется как сильный точечный взрыв в среде с постоянной теплоёмкостью. К этой задаче применимо автомодальное решение Седова, проверенное на ядерных взрывах в земной атмосфере.
Стадия интенсивного высвечивания. Начинается когда температура за фронтом достигает максимума на кривой радиационных потерь.

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.

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.

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.

Практически все элементы тяжелее He и до Fe – результат классического термоядерного синтеза, проистекающего, например в недрах звёзд или при взрыве сверхновых в ходе p-процесса. Тут стоит оговориться, что крайне малая часть все же была получена в ходе первичного нуклеосинтеза.
Все элементы тяжелее 209Bi – это результат r-процесса
Происхождение же прочих является предметом дискуссии, в качестве возможных механизмов предлагаются s-, r-, ν-, и rp-процессы.

Структура и процессы нуклеосинтеза в предсверхновой и в следующее мгновение после вспышки для звезды 25M☉, масштаб не соблюдён.

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.

ν-процесс – это процесс нуклеосинтеза, через взаимодействие нейтрино с атомными ядрами. Возможно, он ответственен за появление изотопов 7Li, 11B, 19F, 138La и 180Ta.

Крабовидная туманность как остаток сверхновой SN 1054

Интерес Гиппарха к неподвижным звёздам, возможно, был вдохновлён наблюдением сверхновой звезды (по Плинию). Наиболее ранняя запись, которая идентифицируется как запись наблюдений сверхновой SN 185, 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 звезды 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 оценивается по измерению температуры и γ-выбросов от распада титана-44. В 2009 году в антарктических льдах были обнаружены нитраты, соответствующие времени взрыва сверхновой.

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).