Типы сверхновых звезд. Измерение расстояний до небесных тел

Одним из важных достижений XX столетия стало понимание того факта, что почти все элементы, которые тяжелее водорода и гелия, образуются во внутренних частях звезд и поступают в межзвездную среду в результате взрыва сверхновых — одного из наиболее мощных явлений во Вселенной.

На фото: Сверкающие звезды и клочья газа создают захватывающий дух фон для картины саморазрушения массивной звезды, названной сверхновой 1987A. Ее взрыв астрономы наблюдали в Южном полушарии 23 февраля 1987 года. Это изображение, полученное телескопом «Хаббл», показывает остатки сверхновой, окруженные внутренним и внешним кольцами вещества в диффузных облаках газа. Этот трехцветный снимок составлен из нескольких фотографий сверхновой и соседней с ней области, которые были сделаны в сентябре 1994, феврале 1996 и июле 1997 года. Многочисленнные яркие голубые звезды вблизи сверхновой — это массивные звезды, каждая из которых возрастом около 12 млн. лет и в 6 раз тяжелее Солнца. Все они относятся к тому же поколению звезд, что и взорвавшаяся. Присутствие ярких газовых облаков — еще один признак молодости этой области, которая все еще являетя плодородной почвой для рождения новых звезд.

Первоначально все звезды, блеск которых внезапно увеличивался более чем в 1 000 раз, называли новыми. Вспыхивая, такие звезды неожиданно появлялись на небе, нарушая привычную конфигурацию созвездия, и увеличивали свой блеск в максимуме, в несколько тысяч раз, затем их блеск начинал резко падать, а через несколько лет они становились такими же слабыми, какими были до вспышки. Повторяемость вспышек, при каждой из которых звезда с большой скоростью выбрасывает до одной тысячной своей массы, является для новых звезд характерной. И все же при всей грандиозности явления подобной вспышки оно не бывает связано ни с коренным изменением структуры звезды, ни с ее разрушением.

За пять тысяч лет сохранились сведения о более чем 200 ярких вспышках звезд, если ограничиться такими, которые не превышали по блеску 3-ю звездную величину. Но когда была установлена внегалактическая природа туманностей, стало ясно, что вспыхивающие в них новые звезды по своим характеристикам превосходят обычные новые, так как их светимость часто оказывалась равной светимости всей галактики, в которой они вспыхивали. Необычайность таких явлений привела астрономов к мысли, что такие события — нечто совсем не похожее на обычные новые звезды, а потому в 1934 году по предложению американских астрономов Фрица Цвикки и Вальтера Бааде те звезды, вспышки которых в максимуме блеска достигают светимостей нормальных галактик, были выделены в отдельный, самый яркий по светимости и редкий класс сверхновых звезд.

В отличие от вспышек обыкновенных новых звезд вспышки сверхновых в современном состоянии нашей Галактики — явление крайне редкое, происходящее не чаще чем раз в 100 лет. Наиболее яркими были вспышки в 1006 и 1054 годах, сведения о них содержатся в китайских и японских трактатах. В 1572 году вспышку такой звезды в созвездии Кассиопеи наблюдал выдающийся астроном Тихо Браге, последним же, кто следил за явлением сверхновой в созвездии Змееносца в 1604 году, был Иоганн Кеплер. За четыре столетия «телескопической» эры в астрономии подобных вспышек в нашей Галактике не наблюдалось. Положение Солнечной системы в ней таково, что нам оптически доступны наблюдения вспышек сверхновых примерно в половине объема, а в остальной ее части яркость вспышек приглушена межзвездным поглощением. В.И. Красовский и И.С. Шкловский подсчитали, что вспышки сверхновых звезд в нашей Галактике происходят в среднем раз в 100 лет. В других галактиках эти процессы происходят примерно с той же частотой, поэтому основные сведения о сверхновых в стадии оптической вспышки были получены по наблюдениям за ними в других галактиках.

Понимая важность изучения столь мощных явлений, астрономы В. Бааде и Ф. Цвикки, работавшие на Паломарской обсерватории в США, в 1936 году начали планомерный систематический поиск сверхновых. В их распоряжении был телескоп системы Шмидта, позволявший фотографировать области в несколько десятков квадратных градусов и дававший очень четкие изображения даже слабых звезд и галактик. За три года в разных галактиках ими были обнаружены 12 вспышек сверхновых, которые затем исследовались с помощью фотометрии и спектроскопии. По мере совершенствования наблюдательной техники количество вновь обнаруженных сверхновых неуклонно возрастало, а последующее внедрение автоматизированного поиска привело к лавинообразному росту числа открытий (более 100 сверхновых в год при общем количестве — 1 500). В последние годы на крупных телескопах был начат также поиск очень далеких и слабых сверхновых, так как их исследования могут дать ответы на многие вопросы о строении и судьбе всей Вселенной. За одну ночь наблюдений на таких телескопах можно открыть более 10 далеких сверхновых.

В результате взрыва звезды, который наблюдается как явление сверхновой, вокруг нее образуется туманность, расширяющаяся с огромной скоростью (порядка 10000 км/с). Большая скорость расширения — главный признак, по которому остатки вспышек сверхновых отличают от других туманностей. В остатках сверхновых все говорит о взрыве огромной мощности, разметавшем наружные слои звезды и сообщившем отдельным кускам выброшенной оболочки огромные скорости.

Крабовидная туманность

Ни один космический объект не дал астрономам столько ценнейшей информации, как относительно небольшая Крабовидная туманность, наблюдаемая в созвездии Тельца и состоящая из газового диффузного вещества, разлетающегося с большой скоростью. Эта туманность, являющаяся остатком сверхновой, наблюдавшейся в 1054 году, стала первым галактическим объектом, с которым был отождествлен источник радиоизлучения. Оказалось, что характер радиоизлучения ничего общего с тепловым не имеет: его интенсивность систематически возрастает с длиной волны. Вскоре удалось объяснить и природу этого явления. В остатке сверхновой должно быть сильное магнитное поле, которое удерживает созданные ею космические лучи (электроны, позитроны, атомные ядра), имеющие скорости, близкие к скорости света. В магнитном поле они излучают электромагнитную энергию узким пучком в направлении движения. Обнаружение нетеплового радиоизлучения у Крабовидной туманности подтолкнуло астрономов к поиску остатков сверхновых именно по этому признаку.

Особенно мощным источником радиоизлучения оказалась туманность, находящаяся в созвездии Кассиопеи, — на метровых волнах поток радиоизлучения от нее в 10 раз превышает поток от Крабовидной туманности, хотя она и значительно дальше последней. В оптических же лучах эта быстро расширяющаяся туманность очень слаба. Полагают, что туманность в Кассиопее — это остаток вспышки сверхновой, имевшей место около 300 лет назад.

Характерное для старых остатков сверхновых радиоизлучение показала и система волокнистых туманностей в созвездии Лебедя. Радиоастрономия помогла отыскать еще много других нетепловых радиоисточников, которые оказались остатками сверхновых разного возраста. Таким образом, был сделан вывод, что остатки вспышек сверхновых, случившихся даже десятки тысяч лет назад, выделяются среди других туманностей своим мощным нетепловым радиоизлучением.

Как уже говорилось, Крабовидная туманность стала первым объектом, у которого было обнаружено рентгеновское излучение. В 1964 году удалось обнаружить, что источник рентгеновского излучения, исходящего из нее, протяженный, хотя его угловые размеры в 5 раз меньше угловых размеров самой Крабовидной туманности. Из чего был сделан вывод, что рентгеновское излучение испускает не звезда, некогда вспыхнувшая как сверхновая, а сама туманность.

Влияние сверхновых

23 февраля 1987 года в соседней с нами галактике — Большом Магеллановом Облаке — вспыхнула сверхновая, ставшая чрезвычайно важной для астрономов, поскольку была первой, которую они, вооружившись современными астрономическими инструментами, могли изучить в деталях. И эта звезда дала подтверждение целой серии предсказаний. Одновременно с оптической вспышкой специальные детекторы, установленные на территории Японии и в штате Огайо (США), зарегистрировали поток нейтрино — элементарных частиц, рождающихся при очень высоких температурах в процессе коллапса ядра звезды и легко проникающих сквозь ее оболочку. Эти наблюдения подтвердили ранее высказанное предположение о том, что около 10% массы коллапсирующего ядра звезды излучается в виде нейтрино в тот момент, когда само ядро сжимается в нейтронную звезду. У очень массивных звезд при вспышке сверхновой ядра сжимаются до еще больших плотностей и, вероятно, превращаются в черные дыры, но сброс внешних слоев звезды все же происходит. В последние годы появились указания на связь некоторых космических гамма-всплесков со сверхновыми. Возможно, и природа космических гамма-всплесков связана с природой взрывов.

Вспышки сверхновых оказывают сильное и многообразное влияние на окружающую межзвездную среду. Сбрасываемая с огромной скоростью оболочка сверхновой сгребает и сжимает окружающий ее газ, что может дать толчок к образованию из облаков газа новых звезд. Группа астрономов во главе с доктором Джоном Хьюгесом (Rutgers University), используя наблюдения на орбитальной рентгеновской обсерватории «Чандра» (NASA), сделала важное открытие, проливающее свет на то, как при вспышках сверхновой звезды образуются кремний, железо и другие элементы. Рентгеновское изображение остатка сверхновой Cassiopeia А (Cas A) позволяет увидеть сгустки кремния, серы и железа, выброшенные при взрыве из внутренних областей звезды.

Высокое качество, четкость и информативность получаемых обсерваторией «Чандра» изображений остатка сверхновой Cas A позволили астрономам не только определить химический состав многих узлов этого остатка, но и узнать, где именно эти узлы образовались. Например, самые компактные и яркие узлы состоят главным образом из кремния и серы с очень малым содержанием железа. Это указывает на то, что они образовались глубоко внутри звезды, где температура достигала трех миллиардов градусов во время коллапса, закончившегося взрывом сверхновой. В других узлах астрономы обнаружили очень большое содержание железа с примесями некоторого количества кремния и серы. Это вещество образовалось еще глубже — в тех частях, где температура во время взрыва достигала более высоких значений — от четырех до пяти миллиардов градусов. Сравнение расположений в остатке сверхновой Cas A богатых кремнием как ярких, так и более слабых узлов, обогащенных железом, позволило обнаружить, что «железные» детали, происходящие из самых глубоких слоев звезды, располагаются на внешних краях остатка. Это означает, что взрыв выбросил «железные» узлы дальше всех остальных. И даже сейчас они, по-видимому, удаляются от центра взрыва с большей скоростью. Изучение полученных «Чандрой» данных позволит остановиться на одном из нескольких предложенных теоретиками механизмов, объясняющих природу вспышки сверхновой, динамику процесса и происхождение новых элементов.

Сверхновые SN I имеют весьма сходные спектры (с отсутствием водородных линий) и формы кривых блеска, в то время как спектры SN II содержат яркие линии водорода и отличаются разнообразием как спектров, так и кривых блеска. В таком виде классификация сверхновых существовала до середины 80-х годов прошлого столетия. А с началом широкого применения ПЗС-приемников количество и качество наблюдательного материала существенно возросли, что позволило получать спектрограммы для недоступных прежде слабых объектов, с гораздо большей точностью определять интенсивность и ширину линий, а также регистрировать в спектрах более слабые линии. В результате казавшаяся установившейся двоичная классификация сверхновых стала быстро изменяться и усложняться.

Различаются сверхновые и по типам галактик, в которых они вспыхивают. В спиральных галактиках вспыхивают сверхновые обоих типов, а вот в эллиптических, где почти нет межзвездной среды и процесс звездообразования закончился, наблюдаются только сверхновые типа SN I, очевидно, до взрыва — это очень старые звезды, массы которых близки к солнечной. А так как спектры и кривые блеска сверхновых этого типа очень похожи, то, значит, и в спиральных галактиках взрываются такие же звезды. Закономерный конец эволюционного пути звезд с массами, близкими к солнечной, — превращение в белого карлика с одновременным образованием планетарной туманности. В составе белого карлика почти нет водорода, поскольку он является конечным продуктом эволюции нормальной звезды.

Ежегодно в нашей Галактике образуется несколько планетарных туманностей, следовательно, большая часть звезд такой массы спокойно завершает свой жизненный путь, и только раз в сто лет происходит вспышка сверхновой SN I типа. Какие же причины определяют совершенно особый финал, не схожий с судьбой других таких же звезд? Знаменитый индийский астрофизик С. Чандрасекар показал, что в том случае, если белый карлик имеет массу, меньшую, чем примерно 1,4 массы Солнца, он будет спокойно «доживать» свой век. Но если он находится в достаточно тесной двойной системе, его мощная гравитация способна «стягивать» материю со звезды-компаньона, что приводит к постепенному увеличению массы, и когда она переходит допустимый предел — происходит мощный взрыв, приводящий к гибели звезды.

Сверхновые SN II явно связаны с молодыми, массивными звездами, в оболочках которых в большом количестве присутствует водород. Вспышки этого типа сверхновых считают конечной стадией эволюции звезд с начальной массой более 8—10 масс Солнца. Вообще же, эволюция таких звезд протекает достаточно быстро — за несколько миллионов лет они сжигают свой водород, затем — гелий, превращающийся в углерод, а затем и атомы углерода начинают преобразовываться в атомы с более высокими атомными номерами.

В природе превращения элементов с большим выделением энергии заканчиваются на железе, ядра которого являются самыми стабильными, и выделения энергии при их слиянии не происходит. Таким образом, когда ядро звезды становится железным, выделение энергии в нем прекращается, сопротивляться гравитационным силам оно уже не может, а потому начинает быстро сжиматься, или коллапсировать.

Процессы, происходящие при коллапсе, все еще далеки от полного понимания. Однако известно, что если все вещество ядра превращается в нейтроны, то оно может противостоять силам притяжения — ядро звезды превращается в «нейтронную звезду», и коллапс останавливается. При этом выделяется огромная энергия, поступающая в оболочку звезды и вызывающая расширение, которое мы и видим как вспышку сверхновой.

Из этого следовало ожидать генетическую связь между вспышками сверхновых и образованием нейтронных звезд и черных дыр. Если эволюция звезды до этого происходила «спокойно», то ее оболочка должна иметь радиус, в сотни раз превосходящий радиус Солнца, а также сохранить достаточное количество водорода для объяснения спектра сверхновых SN II.

Сверхновые и пульсары

О том, что после взрыва сверхновой кроме расширяющейся оболочки и различных типов излучений остаются и другие объекты, стало известно в 1968 году благодаря тому, что годом раньше радиоастрономы открыли пульсары — радиоисточники, излучение которых сосредоточено в отдельных импульсах, повторяющихся через строго определенный промежуток времени. Ученые были поражены строгой периодичностью импульсов и краткостью их периодов. Наибольшее же внимание вызвал пульсар, координаты которого были близки к координатам очень интересной для астрономов туманности, расположенной в южном созвездии Парусов, которая считается остатком вспышки сверхновой звезды — его период составлял всего лишь 0,089 секунды. А после открытия пульсара в центре Крабовидной туманности (его период составлял 1/30 секунды) стало ясно, что пульсары каким-то образом связаны с взрывами сверхновых. В январе 1969 года пульсар из Крабовидной туманности был отождествлен со слабой звездочкой 16-й величины, изменяющей свой блеск с таким же периодом, а в 1977 году удалось отождествить со звездой и пульсар в созвездии Парусов.

Периодичность излучения пульсаров связана с их быстрым вращением, но ни одна обычная звезда, даже белый карлик, не могла бы вращаться с периодом, характерным для пульсаров — она была бы немедленно разорвана центробежными силами, и только нейтронная звезда, очень плотная и компактная, могла бы устоять перед ними. В результате анализа множества вариантов ученые пришли к заключению, что взрывы сверхновых сопровождаются образованием нейтронных звезд — качественно нового типа объектов, существование которых было предсказано теорией эволюции звезд большой массы.

Сверхновые и черные дыры

Первое доказательство прямой связи между взрывом сверхновой и образованием черной дыры удалось получить испанским астрономам. В результате исследования излучения, испускаемого звездой, вращающейся вокруг черной дыры в двойной системе Nova Scorpii 1994, обнаружилось, что она содержит большое количество кислорода, магния, кремния и серы. Есть предположение, что эти элементы были захвачены ею, когда соседняя звезда, пережив взрыв сверхновой, превратилась в черную дыру.

Сверхновые (в особенности же сверхновые типа Ia) являются одними из самых ярких звездообразных объектов во Вселенной, поэтому даже самые удаленные из них вполне можно исследовать с помощью имеющегося в настоящее время оборудования. Многие сверхновые типа Ia были открыты в относительно близких галактиках. Достаточно точные оценки расстояний до этих галактик позволили определить светимость вспыхивающих в них сверхновых. Если считать, что далекие сверхновые имеют в среднем такую же светимость, то по наблюдаемой звездной величине в максимуме блеска можно оценить и расстояние до них. Сопоставление же расстояния до сверхновой со скоростью удаления (красным смещением) галактики, в которой она вспыхнула, дает возможность определить основную величину, характеризующую расширение Вселенной — так называемую постоянную Хаббла.

Еще 10 лет назад для нее получали значения, различающиеся почти в два раза — от 55 до 100 км/c Мпк, на сегодняшний же момент точность удалось значительно увеличить, в результате чего принимается значение 72 км/с Мпк (с ошибкой около 10%). Для далеких сверхновых, красное смещение которых близко к 1, соотношение между расстоянием и красным смещением позволяет также определить величины, зависящие от плотности вещества во Вселенной. Согласно общей теории относительности Эйнштейна именно плотность вещества определяет кривизну пространства, а следовательно, и дальнейшую судьбу Вселенной. А именно: будет ли она расширяться бесконечно или этот процесс когда-нибудь остановится и сменится сжатием. Последние исследования сверхновых показали, что скорее всего плотность вещества во Вселенной недостаточна, чтобы остановить расширение, и оно будет продолжаться. А для того чтобы подтвердить этот вывод, необходимы новые наблюдения сверхновых.

Сверхновая звезда или вспышка сверхновой - феномен, в ходе которого звезда резко меняет свою яркость на 4-8 порядков (на десяток звёздных величин) с последующим сравнительно медленным затуханием вспышки . Является результатом катаклизмического процесса, возникающего в конце эволюции некоторых звёзд и сопровождающегося выделением огромной энергии.

Как правило, сверхновые звёзды наблюдаются постфактум, то есть когда событие уже произошло и его излучение достигло Земли. Поэтому природа сверхновых долго была неясна. Но сейчас предлагается довольно много сценариев, приводящих к подобного рода вспышкам, хотя основные положения уже достаточно понятны.

Взрыв сопровождается выбросом значительной массы вещества из внешней оболочки звезды в межзвёздное пространство, а из оставшейся части вещества ядра взорвавшейся звезды, как правило, образуется компактный объект - нейтронная звезда , если масса звезды до взрыва составляла более 8 солнечных масс (M ☉), либо чёрная дыра при массе звезды свыше 20 M ☉ (масса оставшегося после взрыва ядра - свыше 5 M ☉). Вместе они образуют остаток сверхновой.

Комплексное изучение ранее полученных спектров и кривых блеска в сочетании с исследованием остатков и возможных звёзд-предшественников позволяет строить более подробные модели и изучать уже условия, сложившиеся к моменту вспышки.

Помимо всего прочего, выбрасываемое в ходе вспышки вещество в значительной части содержит продукты термоядерного синтеза, происходившего на протяжении всей жизни звезды. Именно благодаря сверхновым Вселенная в целом и каждая галактика в частности химически эволюционирует.

Название отражает исторический процесс изучения звёзд, блеск которых значительно меняется со временем, так называемых новых звёзд .

Имя составляется из метки SN , после которой ставят год открытия, с окончанием из одно- или двухбуквенного обозначения. Первые 26 сверхновых текущего года получают однобуквенные обозначения, в окончании имени, из заглавных букв от A до Z . Остальные сверхновые получают двухбуквенные обозначения из строчных букв: aa , ab , и так далее. Неподтверждённые сверхновые обозначают буквами PSN (англ. possible supernova ) с небесными координатами в формате: Jhhmmssss+ddmmsss .

Общая картина

Кривые блеска

Кривые блеска для I типа в высокой степени сходны: 2-3 суток идёт резкий рост, затем его сменяет значительное падение (на 3 звёздные величины) 25-40 суток с последующим медленным ослаблением, практически линейным в шкале звёздных величин. Абсолютная звёздная величина максимума в среднем для вспышек Ia составляет M B = − 19.5 m {\textstyle M_{B}=-19.5^{m}} , для Ib\c - .

А вот кривые блеска типа II достаточно разнообразны. Для некоторых кривые напоминали оные для I типа, только с более медленным и продолжительным падением блеска до начала линейной стадии. Другие, достигнув пика, держались на нём до 100 суток, а затем блеск резко падал и выходил на линейный «хвост». Абсолютная звёздная величина максимума варьируется в широком пределе от − 20 m {\textstyle -20^{m}} до − 13 m {\textstyle -13^{m}} . Среднее значение для IIp - M B = − 18 m {\textstyle M_{B}=-18^{m}} , для II-L M B = − 17 m {\textstyle M_{B}=-17^{m}} .

Спектры

Вышеприведённая классификация уже содержит некоторые основные черты спектров сверхновых различных типов, остановимся на том, что не вошло. Первая и очень важная особенность, которая долго мешала расшифровке полученных спектров - основные линии очень широкие.

Для спектров сверхновых типа II и Ib\c характерно:

• Наличие узких абсорбционных деталей вблизи максимума блеска и узкие несмещённые эмиссионные компоненты.
• Линии , , , наблюдаемые в ультрафиолетовом излучении.

Наблюдения вне оптического диапазона

Частота вспышек

Частота вспышек зависит от числа звёзд в галактике или, что то же самое для обычных галактик, светимости. Общепринятой величиной, характеризующей частоту вспышек в разных типах галактик, является SNu :

1 S N u = 1 S N 10 10 L ⊙ (B) ∗ 100 y e a r {\displaystyle 1SNu={\frac {1SN}{10^{10}L_{\odot }(B)*100year}}} ,

где L ⊙ (B) {\textstyle L_{\odot }(B)} - светимость Солнца в фильтре B. Для разных типов вспышек её величина составляет :

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

Наблюдение остатков сверхновых

Каноническая схема молодого остатка следующая :

1. Возможный компактный остаток; обычно это пульсар , но возможно и чёрная дыра
2. Внешняя ударная волна, распространяющаяся в межзвёздном веществе .
3. Возвратная волна, распространяющаяся в веществе выброса сверхновой.
4. Вторичная, распространяющаяся в сгустках межзвёздной среды и в плотных выбросах сверхновой.

Вместе они образуют следующую картину: за фронтом внешней ударной волны газ нагрет до температур T S ≥ 10 7 К и излучает в рентгеновском диапазоне с энергией фотонов в 0,1-20 кэВ, аналогично газ за фронтом возвратной волны образует вторую область рентгеновского излучения. Линии высокоионизированных Fe, Si, S и т. п указывают на тепловую природу излучения из обоих слоёв.

Оптическое излучение молодого остатка создаёт газ в сгустках за фронтом вторичной волны. Так как в них скорость распространении выше, а значит газ остывает быстрее и излучение переходит из рентгеновского диапазона в оптический. Ударное происхождение оптического излучения подтверждает относительная интенсивность линий.

Теоретическое описание

Декомпозиция наблюдений

Природа сверхновых Ia отлична от природы остальных вспышек. Об этом ясно свидетельствует отсутствие вспышек Ib\c и II типов в эллиптических галактиках. Из общих сведений о последних известно, что там мало газа и голубых звёзд, а звездообразование закончилось 10 10 лет назад. Это значит, что все массивные звёзды уже завершили свою эволюцию, и остались звёзды с массой меньше солнечной, не более. Из теории эволюции звёзд известно, что звёзды подобного типа взорвать невозможно, а следовательно нужен механизм продления жизни для звёзд масс 1-2M ⊙ .

Отсутствие линий водорода в спектрах Ia\Iax говорит о том, что в атмосфере исходной звезды его крайне мало. Масса выброшенного вещества достаточно велика - 1M ⊙ , преимущественно содержит углерод, кислород и прочие тяжёлые элементы. А смещённые линии Si II указывает на то, что во время выброса активно идут ядерные реакции. Всё это убеждает, что в качестве звезды-предшественника выступает белый карлик, скорее всего углеродно-кислородный .

Тяготение к спиральным рукавам сверхновых Ib\c и II типов свидетельствует, что звездой прародителем являются короткоживущие O-звезды с массой 8-10M ⊙ .

Термоядерный взрыв

Один из способов высвободить требуемое количество энергии - резкое увеличение массы вещества, участвующего в термоядерном горении, то есть термоядерный взрыв. Однако физика одиночных звёзд такого не допускает. Процессы в звёздах, находящихся на главной последовательности, равновесны. Поэтому во всех моделях рассматриваются конечный этап звёздной эволюции - белые карлики . Однако сам по себе последний - устойчивая звезда, и всё может измениться только при приближении к пределу Чандрасекара . Это приводит к однозначному выводу, что термоядерный взрыв возможен только в кратных звёздных системах, скорее всего, в так называемых двойных звёздах .

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

• Второй компаньон - обычная звезда, с которого вещество перетекает на первый.
• Второй компаньон - такой же белый карлик. Такой сценарий называет двойным вырождением.

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

Общим во всех сценариях образования сверхновых Ia является то, что взрывающийся карлик скорее всего является углеродно-кислородным. Во взрывной волне горения, идущей от центра к поверхности, текут реакции :

Масса вступающего в реакцию вещества определяет энергетику взрыва и, соответственно, блеск в максимуме. Если предположить, что в реакцию вступает вся масса белого карлика, то энергетика взрыва составит 2,2 10 51 эрг .

Дальнейшее поведение кривой блеска в основном определяется цепочкой распада :

Изотоп 56 Ni нестабилен и имеет период полураспада 6.1 дней. Далее e -захват приводит к образованию ядра 56 Co преимущественно в возбуждённом состоянии с энергией 1.72 МэВ. Этот уровень нестабилен, и переход электрона в основное состояние сопровождается испусканием каскада γ-квантов с энергиями от 0.163 МэВ до 1.56 МэВ. Эти кванты испытывают комптоновское рассеяние , и их энергия быстро уменьшается до ~ 100 кэВ. Такие кванты уже эффективно поглощаются фотоэффектом, и, как следствие, нагревают вещество. По мере расширения звезды плотность вещества в звезде падает, число столкновений фотонов уменьшается, и вещество поверхности звезды становится прозрачным для излучения. Как показывают теоретические расчёты, такая ситуация наступает примерно через 20-30 суток после достижения звездой максимума светимости.

Через 60 суток после начала вещество становится прозрачным для γ-излучения. На кривой блеска начинается экспоненциальный спад. К этому времени изотоп 56 Ni уже распался, и энерговыделение идёт за счёт β-распада 56 Co до 56 Fe (T 1/2 = 77 дней) с энергиями возбуждения вплоть до 4.2 МэВ.

Гравитационный коллапс ядра

Второй сценарий выделения необходимой энергии - это коллапс ядра звезды. Масса его должна быть в точности равна массе его остатка - нейтронной звезды, подставив типичные значения получаем :

где M = 0 , а R = 10 км, G - гравитационная постоянная. Характерное время при этом:

где ρ 12 - плотность звезды, нормированная на 10 12 г/см 3 .

Полученное значение на два порядка превосходит кинетическую энергию оболочки. Необходим переносчик, который должен с одной стороны унести высвободившуюся энергию, а с другой - не провзаимодействовать с веществом. На роль такого переносчика подходит нейтрино.

За их образование отвечают несколько процессов. Первый и самый важный для дестабилизации звезды и начала сжатия - процесс нейтронизации :

3 H e + e − → 3 H + ν e {\displaystyle {}^{3}He+e^{-}\to {}^{3}H+\nu _{e}}

4 H e + e − → 3 H + n + ν e {\displaystyle {}^{4}He+e^{-}\to {}^{3}H+n+\nu _{e}}

56 F e + e − → 56 M n + ν e {\displaystyle {}^{56}Fe+e^{-}\to {}^{56}Mn+\nu _{e}}

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

E + + n → ν ~ e + p {\displaystyle e^{+}+n\to {\tilde {\nu }}_{e}+p}

E − + p → ν e + n {\displaystyle e^{-}+p\to \nu _{e}+n}

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

E − + (A , Z) → (A , Z − 1) + ν e , {\displaystyle e^{-}+(A,Z)\to (A,Z-1)+\nu _{e},}

(A , Z − 1) → (A , Z) + e − + ν ~ e . {\displaystyle (A,Z-1)\to (A,Z)+e^{-}+{\tilde {\nu }}_{e}.}

Интенсивность этих процессов нарастает по мере сжатия, тем самым его ускоряя. Останавливает же это процесс рассеяние нейтрино на вырожденных электронах, в ходе которого термолизуются и запираются внутри вещества. Достаточная концентрация вырожденных электронов достигается при плотностях ρ n u c = 2 , 8 ⋅ 10 14 {\textstyle \rho _{nuc}=2,8\cdot 10^{14}} г/см 3 .

Заметим, что процессы нейтронизации идут только при плотностях 10 11 /см 3 , достижимых только в ядре звезды. Это значит, что гидродинамическое равновесие нарушается только в нём. Внешние же слои находятся в локальном гидродинамическом равновесии, и коллапс начинается только после того, как центральное ядро сожмётся и образует твёрдую поверхность. Отскок от этой поверхности обеспечивает сброс оболочки.

Модель молодого остатка сверхновой

Теория эволюции остатка сверхновой

Выделяется три этапа эволюции остатка сверхновой:

Расширение оболочки останавливается в тот момент, когда давление газа остатка уравняется с давлением газа в межзвёздной среде. После этого остаток начинает диссипировать, сталкиваясь с хаотично движущимися облаками. Время рассасывания достигает:

T m a x = 7 E 51 0.32 n 0 0.34 P ~ 0 , 4 − 0.7 {\displaystyle t_{max}=7E_{51}^{0.32}n_{0}^{0.34}{\tilde {P}}_{0,4}^{-0.7}} лет

Теория возникновения синхротронного излучения

Построение детального описания

Поиск остатков сверхновых

Поиск звёзд-предшественников

Теория сверхновых Ia

Помимо неопределённостей в теориях сверхновых Ia, описанных выше, много споров вызывает сам механизм взрыва. Чаще всего модели можно разделить по следующим группам :

• Мгновенная детонация
• Отложенная детонация
• Пульсирующая отложенная детонация
• Турбулентное быстрое горение

По крайней мере для каждой комбинации начальных условий перечисленные механизмы можно встретить в той или иной вариации. Но этим круг предложенных моделей не ограничивается. В качестве примера можно привести модели, когда детонируют сразу два белых карлика. Естественно, это возможно только в тех сценариях, когда оба компонента проэволюционировали.

Химическая эволюция и воздействие на межзвёздную среду

Химическая эволюция Вселенной. Происхождение элементов с атомным номером выше железа

Взрывы сверхновых - основной источник пополнения межзвёздной среды элементами с атомными номерами больше (или как говорят тяжелее ) He . Однако процессы их породившие для различных групп элементов и даже изотопов свои.

R-процесс

r-проце́сс - это процесс образования более тяжёлых ядер из более лёгких путём последовательного захвата нейтронов в ходе (n ,γ) реакций и продолжается до тех пор, пока темп захвата нейтронов выше, чем темп β − -распада изотопа . Иными словами среднее время захвата n нейтронов τ(n,γ) должно быть:

где τ β - среднее время β-распада ядер, образующих цепочку r-процесса. Это условие накладывает ограничение на плотность нейтронов, т.к.:

где (σ n γ , v n) ¯ {\displaystyle {\overline {(\sigma _{n\gamma },v_{n})}}} - произведение сечения реакции (n ,γ) на скорость нейтрона относительно ядра мишени, усреднённое по максвелловскому спектру распределения скоростей. Учитывая что, r-процесс происходит в тяжёлых и средних ядрах, 0.1 с < τ β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 10 9 , получим характерную плотность

Такие условия достигаются в:

ν-процесс

Основная статья: ν-процесс

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

Влияние на крупномасштабную структуру межзвёздного газа галактики

История наблюдений

Интерес Гиппарха к неподвижным звёздам, возможно, был вдохновлён наблюдением сверхновой звезды (по Плинию). Наиболее ранняя запись, которая идентифицируется как запись наблюдений сверхновой SN 185 (англ. ) , была сделана китайскими астрономами в 185 году нашей эры. Самая яркая известная сверхновая SN 1006 была подробно описана китайскими и арабскими астрономами. Хорошо наблюдалась сверхновая SN 1054 , породившая Крабовидную туманность . Сверхновые звёзды SN 1572 и SN 1604 были видны невооружённым глазом и имели большое значение в развитии астрономии в Европе, так как были использованы в качестве аргумента против аристотелевской идеи, гласившей, что мир за пределами Луны и Солнечной системы неизменен. Иоганн Кеплер начал наблюдение SN 1604 17 октября 1604 года. Это была вторая сверхновая, которая была зарегистрирована на стадии возрастания блеска (после SN 1572, наблюдавшейся Тихо Браге в созвездии Кассиопеи).

С развитием телескопов сверхновые звёзды стало возможно наблюдать и в других галактиках, начиная с наблюдений сверхновой S Андромеды в Туманности Андромеды в 1885 году . В течение двадцатого столетия были разработаны успешные модели для каждого типа сверхновых и понимание их роли в процессе звездообразования возросло. В 1941 году американскими астрономами Рудольфом Минковским и Фрицем Цвикки была разработана современная схема классификации сверхновых звёзд.

В 1960-х астрономы выяснили, что максимальная светимость взрывов сверхновых может быть использована в качестве стандартной свечи , следовательно, показателя астрономических расстояний. Сейчас сверхновые дают важную информацию о космологических расстояниях. Самые далёкие сверхновые оказались слабее, чем ожидалось, что, по современным представлениям, показывает, что расширение Вселенной ускоряется.

Были разработаны способы для реконструкции истории взрывов сверхновых, которые не имеют письменных записей наблюдений. Дата появления сверхновой Кассиопея A определялась по световому эху от туманности , в то время как возраст остатка сверхновой RX J0852.0-4622 (англ. ) оценивается по измерению температуры и γ-выбросов от распада титана-44. В 2009 году в антарктических льдах были обнаружены нитраты , соответствующие времени взрыва сверхновой.

23 февраля 1987 года в Большом Магеллановом Облаке на расстоянии 168 тыс. световых лет от Земли вспыхнула сверхновая SN 1987A , самая близкая к Земле, наблюдавшаяся со времён изобретения телескопа. Впервые был зарегистрирован поток нейтрино от вспышки. Вспышка интенсивно изучалась с помощью астрономических спутников в ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма-диапазонах. Остаток сверхновой исследовался с помощью ALMA , «Хаббла » и «Чандры ». Ни нейтронная звезда , ни чёрная дыра , которые, по некоторым моделям, должны находиться на месте вспышки, пока не обнаружены.

22 января 2014 года в галактике M82 , расположенной в созвездии Большая Медведица, вспыхнула сверхновая звезда SN 2014J . Галактика M82 находится на расстоянии 12 млн световых лет от нашей галактики и имеет видимую звёздную величину чуть менее 9. Данная сверхновая является самой близкой к Земле, начиная с 1987 года (SN 1987A).

Наиболее известные сверхновые звёзды и их остатки

• Сверхновая SN 1604 (Сверхновая Кеплера)
• Сверхновая G1.9+0.3 (Самая молодая из известных в нашей Галактике)

Исторические сверхновые в нашей Галактике (наблюдавшиеся)

Сверхновая

Сверхно́вые звёзды - звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе.

Термином «сверхновые» были названы звёзды , которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд» . На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды. Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет - то I типа.

Физика сверхновых звёзд

Сверхновые II типа

По современным представлениям, термоядерный синтез приводит со временем к обогащению состава внутренних областей звезды тяжёлыми элементами. В процессе термоядерного синтеза и образования тяжёлых элементов звезда сжимается, а температура в её центре растёт. (Эффект отрицательной теплоёмкости гравитирующего невырожденного вещества.) Если масса ядра звезды достаточно велика (от 1,2 до 1,5 масс Солнца), то процесс термоядерного синтеза доходит до логического завершения с образованием ядер железа и никеля . Внутри кремниевой оболочки начинает формироваться железное ядро. Такое ядро вырастает за сутки и коллапсирует менее, чем за 1 секунду, как только достигнет чандрасекаровского предела . Для ядра этот предел составляет от 1,2 до 1,5 массы Солнца. Вещество падает внутрь звезды, причём отталкивание электронов не может остановить падения. Центральное ядро сжимается все сильнее, и в некоторый момент из-за давления в нём начинают идти реакции нейтронизации - протоны начинают поглощать электроны , превращаясь в нейтроны . Это вызывает быструю потерю энергии, уносимой образующимися нейтрино (т.н. нейтринное охлаждение). Вещество продолжает разгоняться, падать и сжиматься до тех пор, пока не начинает сказываться отталкивание между нуклонами атомного ядра (протонами, нейтронами). Строго говоря, сжатие происходит даже более этого предела: падающее вещество по инерции превосходит точку равновесия из-за упругости нуклонов на 50% ("максимальное стискивание"). Процесс коллапса центрального ядра настолько быстр, что вокруг него образуется волна разрежения. Тогда вслед за ядром к центру звезды устремляется и оболочка. После этого "сжатый резиновый мяч отдаёт назад", и ударная волна выходит во внешние слои звезды со скоростью от 30000 до 50000 км/с. Внешние части звезды разлетаются во все стороны, а в центре взорвавшейся области остаётся компактная нейтронная звезда или чёрная дыра . Это явление называется взрывом сверхновой II типа. Взрывы эти различны по мощности и другим параметрам, т.к. взрываются звёзды различной массы и различного химического состава. Есть данные, что при взрыве сверхновой II типа энергии выделяется не многим больше, чем при взрыве I типа, т.к. пропорциональная часть энергии поглощается оболочкой, но, возможно, что это не всегда так.

В описанном сценарии имеется ряд неясностей. В ходе астрономических наблюдений установлено, что массивные звёзды действительно взрываются, в результате чего образуются расширяющиеся туманности, а в центре остаётся быстро вращающаяся нейтронная звезда, излучающая регулярные импульсы радиоволн (пульсар). Но теория показывает, что идущая наружу ударная волна должна расщеплять атомы на нуклоны (протоны, нейтроны). На это должна тратиться энергия, в результате чего ударная волна должна погаснуть. Но почему-то этого не происходит: ударная волна за несколько секунд достигает поверхности ядра, далее - поверхности звезды и сдувает вещество. Рассматриваются несколько гипотез для разных масс, но они не кажутся убедительными. Возможно, в состоянии "максимального стискивания" или в ходе взаимодействия ударной волны с продолжающим падать веществом в силу вступают какие-то принципиально новые и неизвестные нам физические законы. Кроме того, при взрыве сверхновой с образованием чёрной дыры возникают следующие вопросы: почему вещество после взрыва не полностью поглощается чёрной дырой; имеется ли идущая наружу ударная волна и почему она не тормозится и имеется ли что-то аналогичное "максимальному стискиванию"?

Сверхновые типа Ia

Несколько другим выглядит механизм вспышек сверхновых звёзд типа Іа (SN Ia). Это так называемая термоядерная сверхновая, в основе механизма взрыва которой лежит процесс термоядерного синтеза в плотном углеродно -кислородном ядре звезды. Предшественниками SN Ia являются белые карлики с массой, близкой к пределу Чандрасекара . Принято считать, что такие звезды могут образовываться при перетекании вещества от второй компоненты двойной звёздной системы . Это происходит, если вторая звезда системы выходит за пределы своей полости Роша или относится к классу звёзд со сверхинтенсивным звёздным ветром . При увеличении массы белого карлика постепенно увеличивается его плотность и температура. Наконец, при достижении температуры порядка 3×10 8 K, возникают условия для термоядерного поджигания углеродно -кислородной смеси. От центра к внешним слоям начинает распространяться фронт горения, оставляя за собой продукты горения - ядра группы железа . Распространение фронта горения происходит в медленном дефлаграционном режиме и является неустойчивым к различным видам возмущений. Наибольшее значение имеет Релей-Тейлоровская неустойчивость, которая возникает из-за действия архимедовой силы на лёгкие и менее плотные продукты горения, по сравнению с плотной углеродно -кислородной оболочкой. Начинаются интенсивные крупномасштабные конвективные процессы, приводящие к ещё большему усилению термоядерных реакций и выделению необходимой для сброса оболочки сверхновой энергии (~10 51 эрг). Скорость фронта горения увеличивается, возможна турбулизация пламени и образование ударной волны во внешних слоях звезды.

Другие типы сверхновых

Существуют также SN Ib и Ic, предшественниками которых являются массивные звезды в двойных системах , в отличие от SN II, предшественниками которых являются одиночные звезды.

Теория сверхновых

Законченной теории сверхновых звёзд пока не существует. Все предлагаемые модели являются упрощёнными и имеют свободные параметры, которые необходимо настраивать для получения необходимой картины взрыва. В настоящее время в численных моделях невозможно учесть все физические процессы, происходящие в звёздах и имеющие значение для развития вспышки. Законченной теории звёздной эволюции также не существует.

Заметим, что предшественником известной сверхновой SN 1987A , отнесённой ко второму типу, является голубой сверхгигант , а не красный , как предполагалось до 1987 года в моделях SN II. Также, вероятно, в её остатке отсутствует компактный объект типа нейтронной звезды или чёрной дыры, что видно из наблюдений.

Место сверхновых во Вселенной

Согласно многочисленным исследованиям, после рождения Вселенной , она была заполнена только лёгкими веществами - водородом и гелием . Все остальные химические элементы могли образоваться только в процессе горения звёзд. Это означает, что наша планета (и мы с вами) состоим из вещества, образовавшегося в недрах доисторических звезд и выброшенного когда-то во взрывах сверхновых.

По расчётам учёных, каждая сверхновая II типа производит активного изотопа алюминия (26Al) около 0,0001 массы Солнца. Распад этого изотопа создаёт жёсткое излучение, которое длительно наблюдалось, и по его интенсивности рассчитано, что содержание в Галактике этого изотопа - менее трёх солнечных масс. Это означает, что сверхновые II типа должны взрываться в Галактике в среднем два раза в столетие, чего не наблюдается. Вероятно, в последние века многие подобные взрывы не замечались (происходили за облаками космической пыли). Поэтому большинство сверхновых наблюдается в других галактиках . Глубокие обзоры неба на автоматических камерах, соединённых с телескопами, позволяют сейчас астрономам открывать более 300 вспышек в год. В любом случае сверхновой звезде давно пора взрываться...

По одной из гипотез ученых, космическое облако пыли, появившееся в результате вспышки сверхновой, может держатся в космосе около двух или трёх миллиардов лет!

Наблюдения сверхновых звёзд

Для обозначения сверхновых астрономы используют следующую систему: сначала записываются буквы SN (от латинского S uperN ova), затем год открытия, а затем латинскими буквами - порядковый номер сверхновой в году. Например, SN 1997cj обозначает сверхновую звезду, открытую 26 * 3 (c ) + 10 (j ) = 88-ой по счету в 1997 году.

Наиболее известные сверхновые звёзды

• Сверхновая SN 1604 (Сверхновая Кеплера)
• Сверхновая G1.9+0.3 (Самая молодая в нашей Галактике)

Исторические сверхновые в нашей Галактике (наблюдавшиеся)

См. также

Ссылки

• Псковский Ю. П. Новые и сверхновые звёзды - книга о новых и сверхновых звездах.
• Цветков Д. Ю. Сверхновые Звезды - современный обзор сверхновых звезд.
• Алексей Левин Космические Бомбы - статья в журнале "Популярная Механика"
• Список всех наблюдавшихся вспышек сверхновых звезд - List of Supernovae, IAU
• Students for the Exploration and Development of Space -

СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА, взрыв, которым ознаменована смерть звезды. Иногда вспышка сверхновой превышает по яркости галактику, в которой она произошла.

Сверхновые делят на два основных типа. Тип I отличается дефицитом водорода в оптическом спектре; поэтому считают, что это взрыв белого карлика – звезды, по массе близкой к Солнцу, но меньшей по размеру и более плотной. В составе белого карлика почти нет водорода, поскольку это конечный продукт эволюции нормальной звезды. В 1930-х годах С.Чандрасекар показал, что масса белого карлика не может быть выше определенного предела. Если он находится в двойной системе с нормальной звездой, то ее вещество может перетекать на поверхность белого карлика. Когда его масса превысит предел Чандрасекара, белый карлик коллапсирует (сжимается), нагревается и взрывается. См. также ЗВЕЗДЫ.

Сверхновая II типа вспыхнула 23 февраля 1987 в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако. Ей дали имя Яна Шелтона, первым заметившего вспышку сверхновой с помощью телескопа, а затем и невооруженным глазом. (Последнее подобное открытие принадлежит Кеплеру, увидевшему вспышку сверхновой в нашей Галактике в 1604, незадолго до изобретения телескопа.) Одновременно с оптической вспышкой сверхновой 1987 специальные детекторы в Японии и в шт. Огайо (США) зарегистрировали поток нейтрино – элементарных частиц, рождающихся при очень высоких температурах в процессе коллапса ядра звезды и легко проникающих сквозь ее оболочку. Хотя поток нейтрино был испущен звездой вместе с оптической вспышкой примерно 150 тыс. лет назад, он достиг Земли практически одновременно с фотонами, доказав тем самым, что нейтрино не обладает массой и движется со скоростью света. Эти наблюдения подтвердили также предположение, что около 10% массы коллапсирующего ядра звезды излучается в виде нейтрино, когда само ядро сжимается в нейтронную звезду. У очень массивных звезд при вспышке сверхновой ядра сжимаются до еще больших плотностей и, вероятно, превращаются в черные дыры, но сброс внешних слоев звезды все же происходит. См . также ЧЕРНАЯ ДЫРА.

В нашей Галактике Крабовидная туманность является остатком взрыва сверхновой, который наблюдали китайские ученые в 1054. Известный астроном Т.Браге также наблюдал в 1572 сверхновую, вспыхнувшую в нашей Галактике. Хотя сверхновая Шелтона стала первой близкой сверхновой, открытой после Кеплера, сотни сверхновых в других, более далеких галактиках были замечены при помощи телескопов за последние 100 лет.

В остатках взрыва сверхновой можно найти углерод, кислород, железо и более тяжелые элементы. Следовательно, эти взрывы играют важную роль в нуклеосинтезе – процессе образования химических элементов. Возможно, что 5 млрд. лет назад рождению Солнечной системы тоже предшествовал взрыв сверхновой, в результате которого возникли многие элементы, вошедшие в состав Солнца и планет. НУКЛЕОСИНТЕЗ.