> Сверхновая звезда

Узнайте, что такое сверхновая звезда : описание взрыва и вспышки звезды, где рождаются сверхновые, эволюция и развитие, роль двойных звезд, фото и исследования.

Сверхновая – это, по сути, звездный взрыв и наиболее сильный, который можно наблюдать в космическом пространстве.

Где появляются сверхновые звезды?

Очень часто сверхновые можно заметить в других галактиках. Но в нашем Млечном Пути это редкое явление для наблюдения, потому что пылевые и газовые дымки перекрывают обзор. Последняя наблюдаемая сверхновая в была замечена Иоганном Кеплером в 1604 году. Телескоп Чандра смог отыскать лишь остатки от звезды, взорвавшейся больше века назад (последствия взрыва сверхновой).

Что приводит к сверхновой?

Сверхновая звезда рождается, когда в центре звезды происходят изменения. Есть два главных типа.

Первый – в двойных системах. Двойные звезды – объекты, связанные общим центром. Одна из них подворовывает вещество у второй и становится чересчур массивной. Но не способна уравновесить внутренние процессы и взрывается в сверхновой.

Второй – в момент смерти. Топливо имеет свойство заканчиваться. В итоге, часть массы начинает поступать в ядро, и оно становится таким тяжелым, что не выдерживает собственной гравитации. Происходит процесс расширения, и звезда взрывается. Солнце – одиночная звезда, но ей не пережить подобного, так как не хватает массы.

Почему исследователи интересуются сверхновыми звездами?

Сам процесс охватывает небольшой временной промежуток, но может очень многое поведать о Вселенной. Например, один из экземпляров подтвердил свойство Вселенной расширяться и то, что темпы увеличиваются.

Также выяснилось, что эти объекты влияют на момент распределения элементов в пространстве. При взрыве звезда выстреливает элементами и космическими обломками. Многие из них даже попадают на нашу планету. Посмотрите видео, в котором раскрываются особенности сверхновых звезд и их взрывов.

Наблюдения вспышек сверхновых

Астрофизик Сергей Блинников об открытии первой сверхновой звезды, остатках после вспышки и современных телескопах

Как их найти сверхновые звезды?

Для процесса поиска сверхновых звезд исследователи используют различные приборы. Некоторые нужны для наблюдения за видимым светом после взрыва. А другие отслеживают рентгеновские и гамма-лучи. Фото получают при помощи телескопов Хаббл и Чандра.

В июне 2012 года начал работать телескоп, фокусирующий свет в области высоких энергий электромагнитного спектра. Речь идет о миссии NuSTAR, которая ищет разрушившиеся звезды, черные дыры и остатки сверхновых. Ученые планируют узнать побольше о том, как они взрываются и создаются.

Измерение расстояний до небесных тел

Астроном Владимир Сурдин о цефеидах, вспышках сверхновых звезд и скорости расширения Вселенной:

Чем вы можете помочь в исследовании сверхновых звезд?

Для того, чтобы внести свою лепту, вам не нужно становиться ученым. В 2008 году сверхновую нашел обычный подросток. В 2011 году это повторила 10-летняя канадская девочка, рассматривавшая снимок ночного неба на своем компьютере. Очень часто снимки любителей вмещают множество интересных объектов. Немного практики и вы можете найти следующую сверхновую! А если говорить точнее, то у вас есть все шансы запечатлеть взрыв сверхновой звезды.

Сверхновая звезда – взрыв умирающих очень крупных звезд с огромным выбросом энергии, в триллион раз превышающая энергию Солнца. Сверхновая звезда может осветить всю галактику, а свет, посланный звездой, дойдет то края Вселенной.Если одна из таких звезд взорвется на расстоянии 10 световых лет от Земли, то Земля полностью сгорит от выбросов энергии и радиации.

Сверхновая звезда

Сверхновые звезды не только уничтожают, они так же восполняют необходимые элементы в космос: железо, золото, серебро и другие. Всё что мы знаем о Вселенной было создано из останков когда-то взорвавшейся сверхновой звезды. Сверхновая один из самых красивых и интересных объектов во Вселенной. Самые крупные взрывы во Вселенной оставляют после себя особые, самые странные останки во Вселенной:

Нейтронные звезды

Нейтронные очень опасные и странные тела. Когда гигантская звезда превращается в сверхновую, ее ядро сжимается до размера с земной мегаполис. Давление внутри ядра настолько велико, что даже атомы внутри начинают плавиться. Когда атомы настолько спрессованы, что между ними не остается никакого пространства накапливается колоссальная энергия и происходит мощнейший взрыв. После взрыва остается невероятно плотная Нейтронная звезда. Чайная ложка Нейтронной звезды будет весить 90 млн. тонн.

Пульсар – останки после взрыва сверхновой звезды. Тело которое схожее с массой и плотностью нейтронной звезды. Вращаясь с огромной скоростью, пульсары выпускают в космос радиационные вспышки из северного и южного полюсов. Скорость вращения может достигать 1000 оборотов в секунду.

Когда взрывается звезда в 30 раз больше нашего Солнца она создает звезду, которая называется Магнитаром. Магнитары создают мощные магнитные поля они еще более странные чем Нейтронные звезды и Пульсары. Магнитное поле Магнитара превышает земное в несколько тысяч раз.

Черные дыры

После гибели гиперновых звезд, звезд еще более крупнее чем суперзвезда, образуется самое загадочное и опасное место во Вселенной – черная дыра. После смерти такой звезды, черная дыра начинает поглощать ее останки. Материала для поглощения у черной дыры слишком много и она выбрасывает останки звезды обратно в космос, образуя 2 луча гамма излучений.

Что касается нашей , то Солнце, конечно, не обладает достаточной массой для того, чтобы стать черной дырой, пульсаром, магнитаром или даже нейронной звездой. По космическим меркам наша звезда очень мала для такого финала её жизни. Ученые говорят о том, что после истощения топлива наша звезда увеличится в размерах в несколько десятков раз, что позволит ей поглотить в себя планеты земной группы: Меркурий, Венеру, Землю и, возможно, Марс.

Небо в ясный день представляет в общем-то довольно скучную и однообразную картину: раскаленный шар Солнца и чистый бескрайний простор, иногда украшенный облаками или редкими тучами.

Другое дело - небо в безоблачную ночь. Оно обычно все усыпано яркими скоплениями звезд. При этом надо учесть, что на ночном небе невооруженным глазом можно видеть от 3 до 4,5 тысячи ночных светил. И все они принадлежат Млечному Пути, в котором находится и наша Солнечная система.

По современным представлениям звезды - это раскаленные газовые шары, в недрах которых происходит термоядерный синтез ядер гелия из ядер водорода с выделением колоссального количества энергии. Именно она и обеспечивает светимость звезд.

Самая близкая к нам звезда - наше Солнце, расстояние до которого 150 миллионов километров. А вот звезда Проксима Центавра, следующая по удаленности, находится от нас на расстоянии 4,25 светового года, или в 270 тысяч раз дальше, чем Солнце.

Есть звезды, в сотни раз превышающие по размеру Солнце и во столько же раз уступающие ему в этом показателе. Однако массы звезд меняются в гораздо более скромных пределах - от одной двенадцатой массы Солнца до 100 его масс. Более половины видимых звезд являются двойными, а иногда и тройными системами.

Вообще же, число звезд в видимой нам Вселенной можно обозначить числом 125 000 000 000 с одиннадцатью дополнительными нулями.

Теперь, чтобы избежать путаницы с нулями, астрономы ведут учет уже не отдельных звезд, а целых галактик, считая, что в среднем в каждой из них находится порядка 100 миллиардов звезд.

Американский астроном Фриц Цвики впервые начал заниматься целенаправленным поиском сверхновых звезд

Еще в 1996 году ученые определили, что с Земли можно увидеть 50 миллиардов галактик. Когда же в строй был введен орбитальный телескоп имени Хаббла, которому не мешают помехи земной атмосферы, число видимых галактик подскочило до 125 миллиардов.

Благодаря всевидящему глазу этого телескопа астрономы проникли в такие вселенские глубины, что увидели галактики, которые появились всего через один миллиард лет после Великого взрыва, породившего нашу Вселенную.

Для характеристики звезд используются несколько параметров: светимость, масса, радиус и химический состав атмосферы, а так же ее температура. А используя ряд дополнительных характеристик звезды, можно также определить и ее возраст.

Каждая звезда - это динамичная структура, которая рождается, растет и затем, достигнув определенного возраста, тихо умирает. Но случается и такое, что она вдруг взрывается. Это событие приводит к масштабным изменениям в той области, которая прилегала к взорвавшейся звезде.

Так, возмущение, последовавшее за этим взрывом, распространяется с гигантской скоростью, и в течение нескольких десятков тысяч лет захватывает огромное пространство в межзвездной среде. В этой области резко, до нескольких миллионов градусов, повышается температура, значительно увеличивается плотность космических лучей и напряженность магнитного поля.

Такие особенности вещества, выброшенного взорвавшейся звездой, позволяют ему сформировать новые звезды и даже целые планетные системы.

По этой причине как сверхновые звезды, так и их остатки очень пристально изучаются астрофизиками. Ведь сведения, полученные в ходе исследования этого явления, могут расширить знания об эволюции нормальных звезд, о процессах, происходящих при рождении нейтронных звезд, а также выяснить детали тех реакций, в результате которых образуются тяжелые элементы, космические лучи и т. д.

Одно время те звезды, яркость которых неожиданно возрастала более чем в 1000 раз, астрономы называли новыми. Они появлялись на небе неожиданно, внося изменения в привычную конфигурацию созвездий. Внезапно увеличившись в максимуме в несколько тысяч раз, их блеск спустя какое-то время резко уменьшался, а спустя несколько лет их яркость становилась такой же слабой, как и до взрыва.

Следует отметить, что периодичность вспышек, во время которых звезда освобождается от одной тысячной своей массы и которую с огромной скоростью выбрасывает в мировое пространство, считается одним из основных признаков рождения новых звезд. Но, в то же время как это ни странно, взрывы звезд не ведут ни к существенным изменениям в их структуре, ни даже к их разрушениям.

Как часто в нашей Галактике случаются такие события? Если учитывать лишь те звезды, которые по своей яркости не превышали 3-ю звездную величину, то, согласно историческим хроникам и наблюдениям ученых-астрономов, в течение пяти тысяч лет наблюдались не более 200 ярких вспышек.

Но когда стали проводиться исследования других галактик, то стало очевидным, что яркость новых звезд, которые появляются в этих уголках космоса, нередко равна светимости всей галактики, в которой эти звезды появляются.

Конечно, появление звезд с такой светимостью - событие неординарное и абсолютно не похожее на рождение обычных звезд. Поэтому еще в 1934 году американские астрономы Фриц Цвикки и Вальтер Бааде предложили те звезды, максимальная яркость которых достигает светимости обычных галактик, выделить в отдельный класс сверхновых и самых ярких звезд. При этом следует иметь в виду, что вспышки сверхновых в современном состоянии нашей Галактики - явление крайне редкое, происходящее не чаще чем раз в 100 лет. Наиболее же яркие вспышки, которые зафиксировали китайские и японские трактаты, произошли в 1006 и 1054 годах.

Через пятьсот лет, в 1572 году, вспышку сверхновой звезды в созвездии Кассиопеи наблюдал выдающийся астроном Тихо Браге. В 1604 году в созвездии Змееносца рождение сверхновой звезды увидел Иоганн Кеплер. И с тех пор таких грандиозных событий в нашей Галактике не отмечалось.

Возможно, связано это с тем, что Солнечная система занимает в нашей Галактике такое положение, что наблюдать в оптические приборы вспышки сверхновых с Земли можно лишь в половине ее объема. В остальной же части этому мешает межзвездное поглощение света.

А поскольку в других галактиках эти явления происходят примерно с той же частотой, что и в Млечном Пути, основные сведения о сверхновых в момент вспышки были получены по наблюдениям за ними в других галактиках…

Впервые целенаправленным поиском сверхновых звезд в 1936 году начали заниматься астрономы В. Бааде и Ф. Цвикки. В ходе трехлетних наблюдений в разных галактиках ученые обнаружили 12 вспышек сверхновых, которые впоследствии были подвергнуты более тщательному исследованию с помощью фотометрии и спектроскопии.

Более того, применение более усовершенствованной астрономической аппаратуры позволило расширить список вновь открытых сверхновых. А внедрение автоматизированного поиска привело к тому, что в год ученые обнаруживали более сотни сверхновых. Всего же за короткое время было зафиксировано 1500 этих объектов.

В последние годы с помощью мощных телескопов за одну ночь наблюдений ученые открывали более 10 далеких сверхновых звезд!

В январе 1999 года произошло событие, которое потрясло даже современных астрономов, привыкших ко многим «фокусам» Вселенной: в глубинах космоса была зарегистрирована вспышка в десять раз ярче всех тех, которые фиксировались учеными раньше. Заметили ее два исследовательских спутника и телескоп в горах Новой Мексики, снабженный автоматической фотокамерой. Произошло это уникальное явление в созвездии Волопаса. Чуть позже, в апреле того же года, ученые установили, что расстояние до вспышки - девять миллиардов световых лет. Это почти три четверти радиуса Вселенной.

Подсчеты, произведенные астрономами, показали, что за несколько секунд, в течение которых длилась вспышка, энергии выделилось во много раз больше, чем произвело Солнце за пять миллиардов лет своего существования. Что же стало причиной столь невероятного взрыва? Какие процессы породили этот грандиозный энергетический выброс? Ответить конкретно на эти вопросы наука пока не может, хотя существует предположение, что такое огромное количество энергии могло произойти в случае слияния двух нейтронных звезд.

Звезды живут не вечно. Они тоже рождаются и умирают. Некоторые из них, подобно Солнцу, существуют по несколько миллиардов лет, спокойно дотягивают до старости, а потом медленно угасают. Другие проживают куда более короткую и бурную жизнь и к тому же обречены на катастрофическую гибель. Их существование прерывается гигантским взрывом, и тогда звезда превращается в сверхновую. Свет сверхновой озаряет космос: ее взрыв виден на расстоянии многих миллиардов световых лет. Вдруг на небе появляется звезда там, где раньше, казалось бы, ничего и не было. Отсюда и название. Древние считали, что в таких случаях действительно зажигается новая звезда. Сегодня мы знаем, что на самом деле звезда не рождается, а умирает, но название осталось прежним, сверхновая.

СВЕРХНОВАЯ 1987A

В ночь с 23 на 24 февраля 1987 года в одной, из ближайших к нам галактик,. Большом Магеллановом Облаке, отстоящем от нас всего на 163.000 световых лет, в созвездии Золотая Рыба появилась сверхновая. Она стала заметна даже невооруженному глазу, в мае месяце достигла видимой величины +3, а в последующие месяцы постепенно утрачивала яркость, пока вновь не стала невидима без телескопа или бинокля..

Настоящее и прошлое

Сверхновая 1987A, название которой говорит о том, что это была, первая сверхновая, наблюдавшаяся в 1987 году, стала и первой видимой невооруженным глазом с начала эры телескопов. Дело втом, что последний взрыв сверхновой в нашей Галактике наблюдали в далеком 1604-м, когда телескоп, еще не был изобретен.

Но еще важнее, что звезда* 1987A дала современным агрономам первую возможность наблюдать сверхновую на относительно небольшом расстоянии.

А что там было раньше?

Исследование сверхновой 1987A показало, что она относится к типу II. То есть звезда-прародительница или звезда-предшественник, которую удалось обнаружить на более ранних снимках этого, участка неба, оказалась голубым сверхгигантом, чья масса почти в 20 раз превышала массу Солнца. Таким образом, это была очень горячая звезда, которая быстро исчерпала свое ядерное топливо.

Единственное, осталось после гигантского взрыва, - это быстро расширяющееся газовое облако, внутри которого еще никому не удалось разглядеть нейтронную звезду, чьего возникновения теоретически следовало ожидать. Одни астрономы утверждают, что эта звезда все еще окутана выпущенными газами, тогда как другие выдвинули гипотезу, согласно которой вместо звезды там формируется черная дыра.

ЖИЗНЬ ЗВЕЗДЫ

Звезды рождаются в результате гравитационного сжатия облака межзвездного вещества, которое, нагреваясь, доводит свое центральное ядро до температур, достаточных для начала термоядерных реакций. Последующее развитие уже загоревшейся звезды зависит от двух факторов: начальной массы и химического состава, причем первая, в частности, определяет скорость сгорания. Звезды, обладающие более крупной массой, горячее и светлее, но именно поэтому они сгорают раньше. Таким образом, жизнь массивной звезды короче по сравнению со звездой небольшой массы.

Красные гиганты

О звезде, которая сжигает водород, принято говорить, что она находится в «основной фазе». Большая часть жизни любой звезды совпадает именно с этой фазой. Например, Солнце находится в основной фазе уже 5 млрд лет и останется в ней еще надолго, а когда этот период закончится, наше светило перейдет в короткую фазу нестабильности, вслед за которой оно снова стабилизируется, на этот раз в форме красного гиганта. Красный гигант несравнимо крупнее и ярче звезд в основной фазе, но и гораздо холоднее. Антарес в созвездии Скорпион или Бетельгейзе в созвездии Орион - яркие примеры красных гигантов. Их цвет можно сразу же распознать даже невооруженным глазом.

Когда Солнце превратится в красный гигант, его внешние слои «поглотят» планеты Меркурий и Венеру и дойдут до орбиты Земли. В фазе красного гиганта звезды утрачивают значительную часть внешних слоев своей атмосферы, и эти слои образуют планетарную туманность, подобную М57, туманности Кольцо в созвездии Лира, или М27, туманности Гантель в созвездии Лисичка. И та, и другая прекрасно подходят для наблюдения в ваш телескоп.

Дорога к финалу

С этого момента дальнейшая судьба звезды неотвратимо зависит от ее массы. Если она меньше 1,4 массы Солнца, то после окончания ядерного горения такая звезда освободится от своих внешних слоев и сожмется до белого карлика-финальной стадии эволюции звезды с небольшой массой. Пройдут миллиарды лет, пока белый карлик остынет и станет невидим. Напротив, звезда с большой массой (как минимум в 8 раз массивнее Солнца), как только заканчивается водород, выживает за счет сжигания газов тяжелее водорода, таких как гелий и углерод. Пройдя ряд фаз сжатия и расширения, такая звезда через несколько миллионов лет переживает катастрофический взрыв сверхновой, выбрасывая в космос гигантское количество собственного вещества, и превращается в остаток сверхновой. Примерно в течение недели сверхновая превосходит по яркости все звезды своей галактики, а затем быстро темнеет. В центре остается нейтронная звезда, объект небольшого размера, обладающий при этом гигантской плотностью. Если же масса звезды еще больше, в результате взрыва сверхновой появляются не звезды, а черные дыры.

ТИПЫ СВЕРХНОВЫХ

Изучая свет, идущий от сверхновых, астрономы выяснили, что не все они одинаковы и их можно классифицировать зависимости от химических элементов, представленных в их спектрах. Особую роль здесь играет водород: если в спектре сверхновой присутствуют линии, подтверждающие наличие водорода то ее относят к типу II; если же таких линий нет, она причисляется к типу I. Сверхновые типа I разделяют на подклассы la, lb и lс учетом других, элементов спектра.

Разная природа взрывов

Классификация типов и подтипов отражает разнообразие механизмов, лежавших в основе взрыва, и разные типы звезд-предшественниц. Взрывы сверхновых типа таких как SN 1987A, исходят на последней эволюционной стадии звезды, обладающей большой массой (Более чем в 8 раз превышающей массу Солнца).

Сверхновые типа lb и lc возникают в результате коллапса центральных частей массивных звезд, утративших значительную часть их водородной оболочки из-за сильного звездного, ветра или из-за передачи вещества другой звезде в двойной системе.

Разные предшественники

Все сверхновые типа lb, lc и II, происходят от звезд Населения I, то есть от молодых звезд, сосредоточенных в дисках спиральных галактик. Сверхновые типа la, в свою очередь, происходит из старых звезд Населения II, и их можно наблюдать как в эллиптических галактиках, так и в ядрах спиральных галактик. Этот тип сверхновой родом из белого карлика, входящего в состав двойной системы и оттягивающего вещество у своей соседки. Когда масса белого карлика достигает предела устойчивости (его называют пределом Чандрасекара),начинается быстрый процесс слияния ядер углерода, и происходит взрыв, в результате которого звезда выбрасывает наружу большую часть своей массы.

Разная светимость

Разные классы сверхновых отличаются друг от друга не только спектром, но и максимальной светимостью, достигаемой ими во взрыве, и тем, как именно эта светимость снижается с течением времени. Сверхновые типа I, как правило, гораздо ярче сверхновых типа II, но при этом они гораздо быстрее тускнеют. В сверхновых типа I пиковая яркость сохраняется от нескольких часов до нескольких дней, тогда как сверхновые типа II могут просуществовать до нескольких месяцев. Была высказана гипотеза, согласно которой звезды с очень большой массой (в несколько десятков раз превышающей массу Солнца) взрываются еще более бурно, как «гиперновые», а их ядро превращается в черную дыру.

СВЕРХНОВЫЕ В ИСТОРИИ

Астрономы полагают, что в нашей Галактике в среднем взрывается по одной сверхновой каждые 100 лет. Однако количество сверхновых, исторически задокументированных в последние два тысячелетия, не достигает и 10. Одна из причин этого может быть связана с тем, что сверхновые, особенно типа II, взрываются в спиральных ветвях, где межзвездная пыль гораздо плотнее и, соответственно, способна затемнить сияние сверхновой.

Первая из увиденных

Хотя ученые рассматривают и другие кандидатуры, на сегодняшний день принято считать, что первое в истории наблюдение за взрывом сверхновой относится к 185 году н.э. Оно было задокументировано китайскими астрономами. В Китае же отмечались и взрывы галактических сверхновых в 386 и в 393 годах. Затем прошло более 600 лет, и вот, наконец, на небе появилась еще одна сверхновая: в 1006 году в созвездии Волк засияла новая звезда, на этот раз зафиксированная в том числе арабскими и европейскими астрономами. Это ярчайшее светило (чья видимая величина на пике яркости достигала -7,5) оставалось видимым на небе дольше года.
.
Крабовидная туманность

Исключительно яркой была и сверхновая 1054 года (максимальная величина -6), но и ее снова заметили только китайские астрономы, да еще, может быть, американские индейцы. Наверняка это самая известная сверхновая, поскольку ее остаток - Крабовидная туманность в созвездии Телец, которую Шарль Мессье внес в свой каталог под номером 1.

Китайским астрономам мы обязаны и сведениями о появлении в 1181 году сверхновой в созвездии Кассиопея. Там же взорвалась и еще одна сверхновая, на этот раз в 1572 году. Эту сверхновую заметили и европейские астрономы, в том числе Тихо Браге,который описал и ее появление, и дальнейшее изменение ее яркости в своей книге «О новой звезде», чье название и дало начало термину, которым принято обозначать такие звезды.

Сверхновая Тихо

Спустя 32 года, в 1604-м, на небе появилась еще одна сверхновая. Тихо Браге передал эту информацию своему ученику Иоганну Кеплеру, который стал отслеживать «новую звезду» и посвятил ей книгу «О новой звезде в ноге Змееносца». Эта звезда, наблюдаемая и Галилео Галилеем, на сегодняшний день остается последней из видимых невооруженным глазом сверхновых, взорвавшихся в нашей Галактике.

Однако нет никаких сомнений в том, что еще одна сверхновая взорвалась в Млечном Пути, снова в созвездии Кассиопея (это созвездие-рекордсмен насчитывает три галактические сверхновые). Хотя визуальные свидетельства этого события отсутствуют, астрономы нашли остаток звезды и подсчитали, что он должен соответствовать взрыву, произошедшему в 1667 году.

За пределами Млечного Пути, помимо сверхновой 1987A, астрономы наблюдали и вторую сверхновую, 1885, которая взорвалась в галактике Андромеда.

Наблюдение за сверхновыми

Чтобы охотиться за сверхновыми, необходимы терпение и правильный метод.

Первое нужно, так как никто не гарантирует, что вам удастся открыть сверхновую в первый же вечер. Без второго не обойтись, если вы не хотите терять время и действительно стремитесь повысить свои шансы на открытие сверхновой. Основная проблема состоит в том, что физически невозможно предугадать, когда и где произойдет взрыв сверхновой в одной из далеких галактик. Поэтому охотник за сверхновыми должен каждую ночь сканировать небо, проверяя десятки галактик, тщательно отобранных с этой целью.

Что нужно делать

Одна из наиболее распространенных техник состоит в наведении телескопа на ту или иную галактику и сопоставлении ее облика с более ранним изображением (рисунком, фотографией, цифровым изображением), в идеальном варианте приблизительно с тем же увеличением, что и у телескопа, с помощью которого ведутся наблюдения. Если там появилась сверхновая, это сразу бросится вам в глаза. Сегодня многие астрономы-любители располагают оборудованием, достойным профессиональной обсерватории, таким как телескопы с компьютерным управлением и ПЗС-камерами, позволяющими делать фотографии звездного неба сразу в цифровом формате. Но даже в наши дни множество наблюдателей охотятся за сверхновыми, просто наводя телескоп на ту или иную галактику и глядя в окуляр в надежде увидеть, не появится ли где-то еще одна звезда.

Старинные летописи и хроники сообщают нам, что изредка на небе внезапно появлялись звезды исключительно большой яркости. Они быстро увеличивали яркость, а затем медленно, в течение нескольких месяцев угасали и переставали быть видимыми. Вблизи максимума блеска эти звезды были видны даже днем. Наиболее яркими были вспышки в 1006 и 1054 годах, сведения о которых содержатся в китайских и японских трактатах. В 1572 году такая звезда вспыхнула в созвездии Кассиопеи и наблюдалась выдающимся астрономом Тихо Браге, а в 1604 году подобную вспышку в созвездии Змееносца наблюдал Иоганн Кеплер. С тех пор, за четыре столетия "телескопической" эры в астрономии подобных вспышек не наблюдалось. Однако с развитием наблюдательной астрономии исследователи стали обнаруживать довольно большое количество похожих вспышек, правда, не достигавших очень большой яркости. Эти звезды, внезапно появляющиеся и вскоре как бы бесследно исчезающие, стали называть "Новыми". Казалось, что и звезды 1006 и 1054 годов, звезды Тихо и Кеплера были такими же вспышками, только очень близкими и из-за этого более яркими. Но оказалось, что это не так. В 1885 году астроном Хартвиг на обсерватории в Тарту заметил появление новой звезды в хорошо известной туманности Андромеды. Эта звезда достигла 6-й видимой звездной величины, то есть мощность ее излучения была лишь в 4 раза меньше, чем от всей туманности. Тогда это не удивило астрономов: ведь природа туманности Андромеды была неизвестна, предполагалось, что это всего лишь довольно близкое к Солнцу облако пыли и газа. Только в 20-х годах ХХ века окончательно стало ясно, что туманность Андромеды и другие спиральные туманности - огромные звездные системы, состоящие из сотен миллиардов звезд и удаленные от нас на миллионы световых лет. В туманности Андромеды были обнаружены и вспышки обычных Новых звезд, видимых как объекты 17-18 звездной величины. Стало ясно, что звезда 1885 года превосходила Новые звезды по мощности излучения в десятки тысяч раз, на короткое время ее блеск был почти равен блеску огромной звездной системы! Очевидно, природа этих вспышек должна быть различной. Позднее эти наиболее мощные вспышки получили название "Сверхновые звезды", в котором приставка "сверх" означала их большую мощность излучения, а не большую "новизну".

Поиск и наблюдения Сверхновых

На фотографиях далеких галактик вспышки сверхновых стали замечать довольно часто, но эти открытия были случайными и не могли дать сведений, необходимых для объяснения причины и механизма этих грандиозных вспышек. Однако в 1936 году астрономы Бааде и Цвикки, работавшие на Паломарской обсерватории в США, начали планомерный систематический поиск сверхновых. В их распоряжении был телескоп системы Шмидта, позволяющий фотографировать области в несколько десятков квадратных градусов и дающий очень четкие изображения даже слабых звезд и галактик. Сравнивая фотографии, одной области неба, полученные через несколько недель, можно было легко заметить появление новых звезд в галактиках, хорошо различимых на снимках. Для фотографирования выбирались области неба, наиболее богатые близкими галактиками, где их число на одном снимке могло достигать нескольких десятков и вероятность обнаружить сверхновые была наибольшей.

В 1937 году Бааде и Цвикки удалось открыть 6 сверхновых. Среди них были довольно яркие звезды 1937С и 1937D (астрономы решили обозначать сверхновые, добавляя к году открытия буквы, показывающие очередность открытия в текущем году), достигшие в максимуме соответственно 8 и 12 звездной величин. Для них были получены кривые блеска - зависимость изменения блеска со временем - и большое количество спектрограмм - фотографий спектров звезды, показывающих зависимость интенсивности излучения от длины волны. Этот материал на несколько десятилетий стал основным для всех исследователей, пытавшихся разгадать причины вспышек сверхновых.

К сожалению, вторая мировая война прервала так успешно начавшуюся программу наблюдений. Систематический поиск сверхновых на Паломарской обсерватории был возобновлен только в 1958 году, но уже с более крупным телескопом системы Шмидта, позволявшим фотографировать звезды до 22-23 величин. С 1960 года к этой работе присоединился ряд других обсерваторий в разных странах мира, где имелись подходящие телескопы. В СССР такая работа велась на Крымской станции ГАИШ, где установлен телескоп-астрограф с диаметром объектива 40 см и очень большим полем зрения - почти 100 квадратных градусов, и в Абастуманской астрофизической обсерватории в Грузии - на телескопе Шмидта с входным отверстием 36 см. И в Крыму, и в Абастумани было сделано немало открытий сверхновых. Из других обсерваторий наибольшее число открытий приходилось на обсерваторию Асиаго в Италии, где работали два телескопа системы Шмидта. Но все же Паломарская обсерватория оставалась лидером и по числу открытий, и по предельной звездной величине доступных для обнаружения звезд. Общими усилиями в 60-х и 70-х годах открывали до 20 сверхновых за год, и их число стало быстро расти. Сразу после открытия начинались фотометрические и спектроскопические наблюдения на крупных телескопах.

В 1974 году умер Ф.Цвикки, и вскоре поиск сверхновых на Паломарской обсерватории был прекращен. Число открываемых сверхновых уменьшилось, однако с начала 80-х годов снова начало расти. Были начаты новые программы поиска на южном небе - в обсерватории Серро эль Робле в Чили, к тому же открывать сверхновые стали любители астрономии. Оказалось, что с помощью небольших любительских телескопов с объективами 20-30 см можно довольно успешно искать вспышки ярких сверхновых, систематически наблюдая визуально определенный набор галактик. Наибольшего успеха добился священник из Австралии Роберт Эванс, которому удавалось с начала 80-х годов открывать до 6 сверхновых в год. Неудивительно, что астрономы-профессионалы шутили о его "прямой связи с небесами".

В 1987 году была открыта ярчайшая сверхновая XX века - SN 1987A в галактике Большое Магелланово Облако, являющейся "спутником" нашей Галактики и удаленной от нас всего на 55 килопарсек. В течение некоторого времени эта сверхновая была видна даже невооруженным глазом, достигнув в максимуме блеска около 4 звездной величины. Однако наблюдать ее можно было только в южном полушарии. Для этой сверхновой были получены уникальные по точности и продолжительности ряды фотометрических и спектральных наблюдений, и сейчас астрономы продолжают следить, как развивается процесс превращения сверхновой в расширяющуюся газовую туманность.

Сверхновая 1987A. Вверху слева - фотография области, где вспыхнула сверхновая, полученная задолго до вспышки. Звезда, которая вскоре взорвется, отмечена стрелкой. Вверху справа - фотография той же области неба, когда сверхновая была около максимума блеска. Внизу - так выглядит сверхновая спустя 12 лет после вспышки. Кольца вокруг сверхновой - межзвездный газ (частично выброшенный звездой-предсверхновой еще до вспышки), ионизованный при вспышке и продолжающий светиться.

В середине 80-х годов стало ясно, что эпоха фотографии в астрономии заканчивается. Стремительно совершенствовавшиеся ПЗС-приемники во много раз превосходили фотографическую эмульсию по чувствительности и регистрируемому диапазону длин волн, практически не уступая ей по разрешению. Изображение, полученное ПЗС-камерой, можно было сразу видеть на экране компьютера и сравнивать с полученными ранее, а для фотографии процесс проявления, сушки и сравнения занимал в лучшем случае сутки. Единственное оставшееся преимущество фотопластинок - возможность фотографирования больших областей неба - также оказалось для поиска сверхновых несущественным: телескоп с ПЗС-камерой мог получить по отдельности изображения всех галактик, попадающих на фотопластинку, за время сравнимое с фотографической экспозицией. Появились проекты полностью автоматизированных программ поиска сверхновых, в которых телескоп по заранее введенной программе наводится на выбранные галактики, а полученные изображения сравниваются компьютером с полученными ранее. Только если обнаружен новый объект, компьютер подает сигнал астроному, который и выясняет, действительно ли зафиксирована вспышка сверхновой. В 90-х годах такая система, использующая 80-см телескоп-рефлектор, начала работать в Ликской обсерватории (США).

Доступность простых ПЗС-камер для любителей астрономии привела к тому, что от визуальных наблюдений они переходят к ПЗС-наблюдениям, и тогда для телескопов с объективами 20-30 см становятся доступными звезды до 18 и даже 19 величины. Внедрение автоматизированного поиска и рост числа любителей астрономии, занимающихся поиском сверхновых с помощью ПЗС-камер, привел к лавинообразному росту числа открытий: в настоящее время открывется более 100 сверхновых в год, а общее количество открытий превысило 1500. В последние годы был начат также поиск очень далеких и слабых сверхновых на крупнейших телескопах с диаметром зеркала 3-4 метра. Оказалось, что исследования сверхновых, достигающих в максимуме блеска 23-24 величины, могут дать ответы на многие вопросы о строении и судьбе всей Вселенной. За одну ночь наблюдений на таких телескопах, оснащенных самыми совершенными ПЗС-камерами, можно открыть более 10 далеких сверхновых! Несколько изображениий таких сверхновых показаны на приведенном ниже рисунке.

Почти для всех сверхновых, открываемые в настоящее время, удается получить хотя бы один спектр, и для многих известны кривые блеска (в этом также велика заслуга любителей астрономии). Так что объем доступного для анализа наблюдательного материала очень велик, и казалось бы, все вопросы о природе этих грандиозных явлений должны быть решены. К сожалению, пока это не так. Рассмотрим подробнее основные вопросы, встающие перед исследователями сверхновых, и наиболее вероятные на сегодняшний день ответы на них.

Классификация Сверхновых, кривые блеска и спектры

Прежде чем делать какие-то выводы о физической природе явления, необходимо иметь полное представление о его наблюдаемых проявлениях, которые должны быть должным образом классифицированы. Естественно, самый первый вопрос, вставший перед исследователями сверхновых, был - одинаковы ли они, а если нет, то насколько отличаются и поддаются ли классификации. Уже первые сверхновые, открытые Бааде и Цвикки, показали существенные различия в кривых блеска и спектрах. В 1941 году Р.Минковский предложил разделить сверхновые на два основных типа по характеру спектров. К I типу он отнес сверхновые, спектры которых были совершенно не похожи на спектры всех известных в то время объектов. Линии наиболее распространенного во Вселенной элемента - водорода - совершенно отсутствовали, весь спектр состоял из широких максимумов и минимумов, не поддававшихся отождествлению, ультрафиолетовая часть спектра была очень слабой. Ко II типу были отнесены сверхновые, спектры которых показали некоторое сходство с "обычными" Новыми звездами присутствием очень интенсивных эмиссионных линий водорода, ультрафиолетовая часть спектра у них яркая.

Спектры сверхновых I типа оставались загадочными в течение трех десятилетий. Только после того, как Ю.П.Псковский показал, что полосы в спектрах - это не что иное, как участки непрерывного спектра между широкими и довольно глубокими линиями поглощения, отождествление спектров сверхновых I типа сдвинулось с мертвой точки. Был отождествлен ряд линий поглощения, прежде всего наиболее интенсивные линии однократно ионизованных кальция и кремния. Длины волн этих линий сдвинуты в фиолетовую сторону спектра из-за эффекта Доплера в расширяющейся со скоростью 10-15 тыс. км в секунду оболочке. Отождествить все линии в спектрах сверхновых I типа чрезвычайно трудно, так как они сильно расширены и накладываются друг на друга; кроме упомянутых кальция и кремния удалось отождествить линии магния и железа.

Анализ спектров сверхновых позволил сделать важные выводы: в оболочках, выброшенных при вспышке сверхновых I типа, почти нет водорода; в то время как состав оболочек сверхновых II типа почти такой же, как у солнечной атмосферы. Скорости расширения оболочек - от 5 до 15-20 тыс. км/c, температура фотосферы около максимума - 10-20 тыс. градусов. Температура быстро падает и через 1-2 месяца достигает значения 5-6 тыс. градусов.

Различались у сверхновых и кривые блеска: для I типа все они были очень похожими, имеют характерную форму с очень быстрым ростом блеска к максимуму, который длится не более 2-3 суток, быстрым падением блеска на 3 звездные величины за 25-40 суток и последующим медленным ослаблением, практически линейным в шкале звездных величин, что соответствует экспоненциальному ослаблению светимости.

Кривые блеска сверхновых II типа оказались гораздо более разнообразными. Некоторые были похожи на кривые блеска сверхновых I типа, только с более медленным и продолжительным падением блеска до начала линейного "хвоста", у других сразу после максимума начинается участок почти постоянного блеска - так называемое "плато", которое может продолжаться до 100 суток. Затем блеск резко падает и выходит на линейный "хвост". Все ранние кривые блеска были получены на основании фотографических наблюдений в так называемой фотографической системе звездных величин, соответствующей чувствительности обычных фотопластинок (интервал длин волн 3500-5000 A). Уже использование в дополение к ней фотовизуальной системы (5000-6000 A) позволило получить важные сведения об изменении показателя цвета (или просто "цвета") сверхновых: оказалось, что после максимума сверхновые обеих типов непрерывно "краснеют", то есть основная часть излучения сдвигается в сторону более длинных волн. Это покраснение прекращается на стадии линейного падения блеска и может даже смениться "поголубением" сверхновых.

Кроме этого, сверхновые I и II типов различались по типам галактик, в которых они вспыхивали. Сверхновые типа II были обнаружены только в спиральных галактиках, где в настоящее время продолжают образовываться звезды и присутствуют как старые звезды малой массы, так и молодые, массивные и "короткоживущие" (всего несколько миллионов лет) звезды. Сверхновые I типа вспыхивают как в спиральных, так и в эллиптических галактиках, где, как считается, интенсивное образование звезд не происходит уже миллиарды лет.

В таком виде классификация сверхновых сохранялась до середины 80-х годов. Начало широкого применения в астрономии ПЗС-приемников позволило существенно увеличить количество и качество наблюдательного материала. Современная аппаратура позволяла получать спектрограммы для слабых, недоступных прежде объектов; с гораздо большей точностью можно было определять интенсивности и ширины линий, регистрировать более слабые линии в спектрах. ПЗС-приемники, инфракрасные детекторы и приборы, установленные на космических аппаратах, позволили наблюдать сверхновые во всем диапазоне оптического излучения от ультрафиолетового до далекого инфракрасного диапазона; проводились также гамма-, рентгеновские и радио-наблюдения сверхновых.

В результате казавшаяся установившейся двоичная классификация сверхновых стала быстро изменяться и усложняться. Оказалось, что I тип сверхновых далеко не так однороден, как казалось. В спектрах этих сверхновых обнаружились существенные различия, наиболее значительными из них была интенсивность линии однократно ионизованного кремния, наблюдавшаяся на длине волны около 6100 А. Для большинства сверхновых I типа эта линия поглощения около максимума блеска была самой заметной деталью в спектре, однако для некоторых сверхновых она практически отсутствовала, а наиболее интенсивными были линии поглощения гелия.

Эти сверхновые получили обозначение Ib, а "классические" сверхновые I типа стали обозначать Ia. В дальнейшем оказалось, что у некоторых сверхновых Ib отсутствуют и линии гелия, и их назвали типом Ic. Эти новые типы сверхновых отличались от "классических" Ia и по кривым блеска, которые оказались достаточно разнообразными, хотя по форме и похожи на кривые блеска сверхновых Ia. Сверхновые типа Ib/c оказались также источниками радиоизлучения. Все они были обнаружены в спиральных галактиках, в областях, где возможно недавно происходило образование звезд и в настоящее время еще существуют достаточно массивные звезды.

Кривые блеска сверхновых Ia в красном и инфракрасных диапазонах спектра (полосы R,I,J,H,K) сильно отличались от исследовавшихся ранее кривых в полосах B и V. Если на кривой в R заметно "плечо" через 20 дней после максимума, то в фильтре I и более длинноволновых диапазонах появляется настоящий второй максимум. Однако у некоторых сверхновых Ia этот второй максимум отсутствует. Эти сверхновые отличаются также красным цветом в максимуме блеска, пониженной светимостью и некоторыми спектральными особенностями. Первой такой сверхновой была SN 1991bg, и подобные ей объекты пока называются пекулярными сверхновыми Ia или "сверхновыми типа 1991bg". Еще одна разновидность сверхновых Ia, наоборот, отличается повышенной светимостью в максимуме. Для них характерны меньшие интенсивности линий поглощения в спектрах. "Прототип" для них - SN 1991T.

Сверхновые II типа еще в 70-е годы были разделены по характеру кривых блеска на "линейные" (II-L) и имеющие "плато" (II-P). В дальнейшем стали обнаруживать все больше сверхновых II, показывающих те или другие особенности в кривых блеска и спектрах. Так, по кривым блеска резко отличаются от других сверхновых II типа две самые яркие сверхновых последних лет: 1987A и 1993J. Обе имели два максимума на кривых блеска: после вспышки блеск быстро падал, потом начинал снова расти и лишь после второго максимума начиналось окончательное ослабление светимости. В отличие от сверхновых Ia второй максимум наблюдался во всех диапазонах спектра, причем для SN 1987A он был гораздо ярче первого в более длинноволновых диапазонах.

Среди спектральных особенностей наиболее частым и заметным было присутствие наряду с широкими эмиссионными линиями, характерными для расширяющихся оболочек, также системы узких линий излучения или поглощения. Это явление скорее всего связано с присутствием плотной оболочки, окружающей звезду перед вспышкой, такие сверхновые получили обозначение II-n.

Статистика Сверхновых

Как часто вспыхивают сверхновые и каким образом они распределены в галактиках? На эти вопросы должны дать ответ статистические исследования сверхновых.

Казалось бы, дать ответ на первый вопрос достаточно просто: нужно достаточно продолжительное время наблюдать за несколькими галактиками, подсчитать наблюдавшиеся в них сверхновые и разделить число сверхновых на время наблюдений. Но оказалось, что время, охваченное достаточно регулярными наблюдениями, еще слишком мало для определенных выводов для отдельных галактик: в большинстве наблюдалось только одна или две вспышки. Правда, в некоторых галактиках уже зарегистрировано достаточно большое число сверхновых: рекордсмен - галактика NGC 6946, в которой с 1917 года открыто 6 сверхновых. Однако и эти данные не дают точных данных о частоте вспышек. Во-первых, неизвестно точное время наблюдений этой галактики, а во-вторых, почти одновременные для нас вспышки на самом деле могли быть разделены достаточно большими промежутками времени: ведь свет от сверхновых проходит разный путь внутри галактики, а ее размеры в световых годах намного больше, чем время наблюдений. Пока возможно получить оценку частоты вспышек только для некоторой совокупности галактик. Для этого необходимо использовать данные наблюдений по поиску сверхновых: каждое наблюдение дает некоторое "эффективное время слежения" за каждой галактикой, которое зависит от расстояния до галактики, от предельной звездной величины поиска и от характера кривой блеска сверхновой. Для сверхновых разных типов время наблюдений одной и той же галактики будет разным. Объединяя результаты для нескольких галактик, нужно принимать во внимание их различие по массе и светимости, а также по морфологическому типу. В настоящее время принято нормировать результаты на светимость галактик и объединять данные только для галактик с близкими типами. Последние работы, основанные на объединении данных нескольких программ поиска сверхновых, дали такие результаты: в эллиптических галактиках наблюдаются только сверхновые типа Ia, и в "средней" галактике со светимостью 10 10 светимостей Солнца одна сверхновая вспыхивает примерно раз в 500 лет. В такой же по светимости спиральной галактике сверхновые Ia вспыхивают с лишь немного более высокой частотой, однако к ним добавляются сверхновыые типов II и Ib/c, и общая частота вспышек получается примерно раз в 100 лет. Частота вспышек примерно пропорциональна светимости галактик, то есть в гигантских галактиках она значительно выше: в частности, NGC 6946 - спиральная галактика со светимостью 2.8 10 10 светимостей Солнца, следовательно в ней можно ожидать около трех вспышек за 100 лет, и наблюдавшиеся в ней 6 сверхновых можно считать не очень большим отклонением от средней частоты. Наша Галактика поменьше NGC 6946, и в ней можно ожидать одну вспышку в среднем через 50 лет. Однако известно, что за последнее тысячелетие наблюдалось только четыре сверхновых в Галактике. Нет ли здесь противоречия? Оказывается, нет - ведь большая часть Галактики закрыта от нас слоями газа и пыли, и окрестности Солнца, в которых наблюдались эти 4 сверхновые, составляют лишь малую часть Галактики.

Каким образом распределены сверхновые внутри галактик? Конечно, пока можно исследовать только сводные распределения, приведенные к некоторой "средней" галактике, а также распределения относительно деталей структуры спиральных галактик. К этим деталям относятся, в первую очередь, спиральные рукава; в достаточно близких галактиках хорошо видны также области активного звездообразования, выделяемые по облакам ионизованного водорода - области H II, или по скоплениям ярких голубых звезд - OB-ассоциации. Многократно повторяемые по мере увеличения числа открытых сверхновых исследования пространственного распределения дали следующие результаты. Распределения сверхновых всех типов по расстоянию от центров галактик мало различаются между собой и сходны с распределением светимости - плотность падает от центра к краям по экспоненциальному закону. Различия между типами сверхновых проявляются в распределении относительно областей звездообразования: если к спиральным рукавам концентрируются сверхновые всех типов, то к областям H II - только сверхновые типов II и Ib/c. Можно сделать вывод, что время жизни звезды, дающей вспышку типа II или Ib/c - от 10 6 до 10 7 лет, а для типа Ia - около 10 8 лет. Однако сверхновые Ia наблюдаются и в эллиптических галактиках, где, как считается, нет звезд моложе 10 9 лет. Этому противоречию возможно два объяснения - или природа вспышек сверхновых Ia в спиральных и в эллиптических галактиках различна, либо в некоторых эллиптических галактиках все-таки продолжается звездообразование и присутствуют более молодые звезды.

Теоретические модели

На основании всей совокупности наблюдательных данных исследователи пришли к выводу, что вспышка сверхновой должна быть последним этапом в эволюции звезды, после которой она перестает существовать в прежнем виде. Действительно, энергия взрыва сверхновых оценивается как 10 50 - 10 51 эрг, что превышает типичные значения гравитационной энергии связи звезд. Освободившейся при вспышке сверхновой энергии более чем достаточно, чтобы полностью рассеять в пространстве вещество звезды. Какие же звезды и когда заканчивают свою жизнь вспышкой сверхновой, какова природа процессов, приводящих к такому гигантскому выделению энергии?

Данные наблюдений показывают, что сверхновые делятся на несколько типов, различающихся по химическому составу оболочек и их массам, по характеру выделения энергии и по связи с различными типами звездных населений. Сверхновые II типа явно связаны с молодыми, массивными звездами, в их оболочках в большом количестве присутствует водород. Поэтому их вспышки считают конечной стадией эволюции звезд, начальная масса которых составляет больше 8-10 масс Солнца. В центральных частях таких звезд энергия выделяется при реакциях ядерного синтеза, начиная от самой простой - образования гелия при слиянии ядер водорода, и заканчивая образованием ядер железа из кремния. Ядра железа являются самыми стабильными в природе, и выделения энергии при их слиянии не происходит. Таким образом, когда ядро звезды становится железным, выделение энергии в нем прекращается. Ядро не может сопротивляться гравитационным силам и быстро сжимается - коллапсирует. Процессы, происходящие при коллапсе, еще далеки от полного объяснения. Однако известно, что если все вещество ядра звезды 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 заставляющая ее начать расширение, которое мы и видим как вспышку сверхновой. Если эволюция звезды до этого происходила "спокойно", то ее оболочка должна иметь радиус в сотни раз превосходящий радиус Солнца, и сохранить достаточное количество водорода для объяснения спектра сверхновых II типа. Если же большая часть оболочки была потеряна при эволюции в тесной двойной системе или каким-либо другим образом, то линий водорода в спектре не будет - мы увидим сверхновую типа Ib или Ic.

В менее массивных звездах эволюция протекает по-другому. После горения водорода ядро становится гелиевым, и начинается реакция превращения гелия в углерод. Однако ядро не нагревается до такой высокой температуры, чтобы начались реакции синтеза с участием углерода. Ядро не может выделять достаточно энергии и сжимается, однако в этом случае сжатие останавливают электроны, находящиеся в вешестве ядра. Ядро звезды превращается в так называемый "белый карлик", а оболочка рассеивается в пространстве в виде планетарной туманности. Индийский астрофизик С.Чандрасекхар показал, что белый карлик может существовать, только если его масса меньше примерно 1.4 массы Солнца. Если белый карлик находится в достаточно тесной двойной системе, то может начаться перетекание вещества с обычной звезды на белый карлик. Масса белого карлика постепенно увеличивается, и когда она превосходит предельную - происходит взрыв, при котором идет быстрое термоядерное горение углерода и кислорода, превращающихся в радиоактивный никель. Звезда полностью разрушается, а в расширяющейся оболочке идет радиоактивный распад никеля в кобальт и далее в железо, который дает энергию для свечения оболочки. Таким образом вспыхивают сверхновые типа Ia.

Современные теоретические исследования сверхновых - это преимущественно расчеты на самых мощных компьютерах моделей взрывающихся звезд. К сожалению, пока не удается создать модель, которая от поздней стадии эволюции звезды привела бы к вспышке сверхновой и к ее наблюдаемым проявлениям. Однако существующие модели достаточно хорошо описывают кривые блеска и спектры подавляющего большинства сверхновых. Обычно это модель оболочки звезды, в которую "вручную" вкладывается энергия взрыва, после чего начинается ее расширение и разогревание. Несмотря на большие трудности, связанные со сложностью и многообразием физических процессов, в последние годы в этом направлениии исследований достигнуты большие успехи.

Влияние Сверхновых на окружающую среду

Вспышки сверхновых оказывают сильное и многообразное влияние на окружающую межзвездную среду. Сбрасываемая с огромной скоростью оболочка сверхновой сгребает и сжимает окружающий ее газ. Возможно, это может дать толчок образованию новых звезд из облаков газа. Энергия взрыва так велика, что происходит синтез новых элементов, в особенности более тяжелых чем железо. Обогащенное тяжелыми элементами вещество разбрасывается взрывами сверхновых по всей галактике, в результате звезды, образовавшиеся после вспышек сверхновых, содержат больше тяжелых элементов. Межзвездная среда в "нашей" области Млечного пути оказалась настолько обогащенной тяжелыми элементами, что стало возможным возникновение жизни на Земле. Сверхновые несут за это прямую ответственность! Сверхновые, по всей видимости, порождают и потоки частиц с очень высокой энергией - космические лучи. Эти частицы, проникая на поверхность Земли сквозь атмосферу, могут вызывать генетические мутации, благодаря которым происходит эволюция жизни на Земле.

Сверхновые рассказывают нам о судьбе Вселенной

Сверхновые, и в особенности сверхновые типа Ia, являются одними из самых ярких звездообразных объектов во Вселенной. Поэтому даже очень далекие сверхновые можно исследовать с имеющимся в настоящее время оборудованием.

Многие сверхновые Ia были открыты в достаточно близких галактиках, расстояние до которых можно определить несколькими способами. Наиболее точным в настоящее время считается определение расстояний по видимому блеску ярких переменных звезд определенного типа - цефеид. С помощью Космического телескопа им. Хаббла было открыто и исследовано большое количество цефеид в галактиках, удаленных от нас на расстояние до примерно 20 мегапарсек. Достаточно точные оценки расстояний до этих галактик позволили определить светимость сверхновых типа Ia, которые в них вспыхивали. Если считать, что далекие сверхновых Ia имеют в среднем такую же светимость, то по наблюдаемой звездной величине в максиуме блеска можно оценить расстояние до них.