Сверхновая звезда рождается в результате. Наиболее известные сверхновые звёзды. Взрыв сверхновой звезды как следствие эволюции космических объектов

Сверхновые звёзды - одно из самых грандиозных космических явлений. Коротко говоря, сверхновая - это настоящий взрыв звезды, когда большая часть её массы (а иногда и вся) разлетается со скоростью до 10 000 км/с, а остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или в чёрную дыру. Сверхновые играют важную роль в эволюции звёзд. Они являются финалом жизни звёзд массой более 8-10 солнечных, рождая нейтронные звёзды и чёрные дыры и обогащая межзвёздную среду тяжёлыми химическими элементами. Все элементы тяжелее железа образовались в результате взаимодействия ядер более лёгких элементов и элементарных частиц при взрывах массивных звёзд. Не здесь ли кроется разгадка извечной тяги человечества к звёздам? Ведь в мельчайшей клеточке живой материи есть атомы железа, синтезированные при гибели какой-нибудь массивной звезды. И в этом смысле люди сродни снеговику из сказки Андерсена: он испытывал странную любовь к жаркой печке, потому что каркасом ему послужила кочерга...

Учёные заметили, что в эллиптических галактиках (т. е. галактиках без спиральной структуры, с очень низким темпом звездообразования, состоящих в основном из маломассивных красных звёзд) вспыхивают только сверхновые 1-го типа. В спиральных же галактиках, к числу которых принадлежит и наша Галактика - Млечный Путь, встречаются оба типа сверхновых. При этом представители 2-го типа концентрируются к спиральным рукавам, где идёт активный процесс звездообразования и много молодых массивных звезд. Эти особенности наводят на мысль о различной природе двух типов сверхновых.

Сейчас надёжно установлено, что при взрыве любой сверхновой освобождается огромное количество энергии - порядка 10 46 Дж! Основная энергия взрыва уносится не фотонами, а нейтрино - быстрыми частицами с очень малой или вообще нулевой массой покоя. Нейтрино чрезвычайно слабо взаимодействуют с веществом, и для них недра звезды вполне прозрачны.

Законченной теории взрыва сверхновых с формированием компактного остатка и сбросом внешней оболочки пока не создано ввиду крайней сложности учёта всех протекающих при этом физических процессов. Однако все данные говорят о том, что сверхновые 2-го типа вспыхивают в результате коллапса ядер массивных звёзд. На разных этапах жизни звезды в ядре происходили термоядерные реакции, при которых сначала водород превращался в гелий, затем гелий в углерод и так далее до образования элементов «железного пика» - железа, кобальта и никеля. Атомные ядра этих элементов имеют максимальную энергию связи в расчёте на одну частицу. Ясно, что присоединение новых частиц к атомному ядру, например, железа будет требовать значительных затрат энергии, а потому термоядерное горение и «останавливается» на элементах железного пика.

Что же заставляет центральные части звезды терять устойчивость и коллапсировать, как только железное ядро станет достаточно массивным (около 1,5 массы Солнца)? В настоящее время известны два основных фактора, приводящих к потере устойчивости и коллапсу. Во-первых, это «развал» ядер железа на 13 альфа-частиц (ядер гелия) с поглощением фотонов - так называемая фотодиссоциация железа. Во-вторых, нейтронизация вещества - захват электронов протонами с образованием нейтронов. Оба процесса становятся возможными при больших плотностях (свыше 1 т/см 3), устанавливающихся в центре звёзды в конце эволюции, и оба они эффективно снижают «упругость» вещества, которая фактически и противостоит сдавливающему действию сил тяготения. Как следствие, ядро теряет устойчивость и сжимается. При этом в ходе нейтронизации вещества выделяется большое количество нейтрино, уносящих основную энергию, запасённую в коллапсирующем ядре.

Как свидетельствуют компьютерные расчёты, плотность вблизи ядра настолько высока, что даже слабо взаимодействующие с веществом нейтрино оказываются на какое-то время «запертыми» внешними слоями звезды. Но гравитационные силы притягивают оболочку к ядру, и складывается ситуация, похожая на ту, которая возникает при попытке налить более плотную жидкость, например воду, поверх менее плотной, скажем керосина или масла. (Из опыта хорошо известно, что лёгкая жидкость стремится «всплыть» из-под тяжёлой - здесь проявляется так называемая неустойчивость Рэлея-Тэйлора.) Этот механизм вызывает гигантские конвективные движения, и когда в конце концов импульс нейтрино передаётся внешней оболочке, она сбрасывается в окружающее пространство.

Возможно, именно нейтринные конвективные движения приводят к нарушению сферической симметрии взрыва сверхновой. Иными словами, появляется направление, вдоль которого преимущественно выбрасывается вещество, и тогда образующийся остаток получает импульс отдачи и начинает двигаться в пространстве по инерции со скоростью до 1000 км/с. Столь большие пространственные скорости отмечены у молодых нейтронных звёзд - радиопульсаров.

Описанная схематическая картина взрыва сверхновой 2-го типа позволяет понять основные наблюдательные особенности этого явления. А теоретические предсказания, основанные на данной модели (особенно касающиеся полной энергии и спектра нейтринной вспышки), оказались в полном согласии с зарегистрированным 23 февраля 1987 г. нейтринным импульсом, пришедшим от сверхновой в Большом Магеллановом Облаке.

Теперь несколько слов о сверхновых 1-го типа. Отсутствие свечения водорода в их спектрах говорит о том, что взрыв происходит в звёздах, лишённых водородной оболочки. Как сейчас полагают, это может быть взрыв белого карлика или результат коллапса звезды типа Вольфа -Райе (фактически это ядра массивных звёзд, богатые гелием, углеродом и кислородом).

Как может взорваться белый карлик? Ведь в этой очень плотной звезде не идут ядерные реакции, а силам гравитации противодействует давление плотного газа, состоящего из электронов и ионов (так называемый вырожденный электронный газ). Причина здесь та же, что и при коллапсе ядер массивных звёзд, - уменьшение упругости вещества звезды при повышении её плотности. Это опять-таки связано с «вдавливанием» электронов в протоны с образованием нейтронов, а также с некоторыми релятивистскими эффектами.

Почему же повышается плотность белого карлика? Это невозможно, если он одиночный. Но если белый карлик входит в состав достаточно тесной двойной системы, то под действием гравитационных сил газ с соседней звезды способен перетекать на белый карлик (так в случае новой звезды). При этом масса и плотность его будут постепенно возрастать, что в конечном счёте приведёт к коллапсу и взрыву.

Другой возможный вариант более экзотичен, но не менее реален – это столкновение двух белых карликов. Как такое может быть, ведь вероятность столкнуться двум белым карликам в пространстве ничтожна, поскольку ничтожно число звёзд в единице объёма – от силы несколько звёзд в 100 пк3. И здесь (в который раз!) «виноваты» двойные звёзды, но теперь уже состоящие из двух белых карликов.

Как следует из общей теории относительности Эйнштейна, любые две массы, обращающиеся по орбите вокруг друг друга, рано или поздно должны столкнуться из-за постоянного, хотя и весьма незначительного, уноса энергии из такой системы волнами тяготения - гравитационными волнами. Например, Земля и Солнце, живи последнее бесконечно долго, столкнулись бы вследствие этого эффекта, правда через колоссальное время, на много порядков превосходящее возраст Вселенной. Подсчитано, что в случае тесных двойных систем с массами звёзд около солнечной (2 10 30 кг) их слияние должно произойти за время меньше возраста Вселенной – примерно за 10 млрд. лет. Как показывают оценки, в типичной галактике такие события случаются раз в несколько сот лет. Гигантской энергии, освобождаемой при этом катастрофическом процессе вполне достаточно для объяснения явления сверхновой.

Кстати, примерное равенство масс белых карликов делает их слияния «похожими» друг на друга, а значит, сверхновые 1-го типа по своим характеристикам должны выглядеть одинаково не зависимо от того, когда и в какой галактике произошла вспышка. Поэтому видимая яркость сверхновых отражает расстояния до галактик, в которых они наблюдаются. Это свойство сверхновых 1-го типа в настоящее время используемся учёными для получения независимой оценки важнейшего космологического параметра - постоянной Хаббла, которая служит количественной мерой скорости расширения Вселенной. Мы рассказали лишь о наиболее мощных взрывах звёзд, происходящих во Вселенной и наблюдаемых в оптическом диапазоне. Поскольку в случае сверхновых звёзд основная энергия взрыва уносится нейтрино, а не светом, исследование неба методами нейтринной астрономии имеет интереснейшие перспективы. Оно позволит в будущем «заглянуть» в самое «пекло» сверхновой, скрытое огромными толщами непрозрачного для света вещества. Ещё более удивительные открытия сулит гравитационно-волновая астрономия, которая в недалёком будущем поведает нам о грандиозных явлениях слияния двойных белых карликов, нейтронных звёзд и чёрных дыр.

Остаток сверхновой Кеплера

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

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

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

Взрыв сопровождается выбросом значительной массы вещества звезды в межзвёздное пространство, а из оставшейся части вещества взорвавшейся звезды, как правило, образуется компактный объект - нейтронная звезда или чёрная дыра. Вместе они образуют остаток сверхновой.

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

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

Название отражает исторический процесс изучения звёзд, блеск которых значительно меняется со временем, так называемых новых звёзд. Аналогично среди сверхновых сейчас выделяется подкласс - гиперновые.

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

Кривые блеска для I типа в высокой степени сходны: 2-3 суток идёт резкий рост, затем его сменяет значительное падение (на 3 звёздные величины) 25-40 суток с последующим медленным ослаблением, практически линейным в шкале звёздных величин.

А вот кривые блеска типа II достаточны разнообразны. Для некоторых кривые напоминали оные для I типа, только с более медленным и продолжительным падением блеска до начала линейной стадии. Другие, достигнув пика, держались на нём до 100 суток, а затем блеск резко падал и выходил на линейный «хвост». Абсолютная звёздная величина максимума варьируется в широком пределе.

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

Для спектров сверхновых типа II и Ib\c характерно:
Наличие узких абсорбционных деталей вблизи максимума блеска и узкие несмещенные эмиссионные компоненты.
Линии , , , наблюдаемые в ультрафиолетовом излучении.

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

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

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

Каноническая схема молодого остатка следующая:

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

Вместе они образуют следующую картину: за фронтом внешней ударной волны газ нагрет до температур TS ≥ 107 К и излучает в рентгеновском диапазоне с энергией фотонов в 0,1-20 кэВ, аналогично газ за фронтом возвратной волны образует вторую область рентгеновского излучения. Линии высокоионизированных Fe, Si, S и т. п указывают на тепловую природу излучения из обоих слоев.

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

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

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

Природа сверхновых Ia отлична от природы остальных вспышек. Об этом ясно свидетельствует отсутствие вспышек Ib\c и II типов в эллиптических галактиках. Из общих сведений о последних известно, что там мало газа и голубых звёзд, а звездообразование закончилось 1010 лет назад. Это значит, что все массивные звёзды уже завершили свою эволюцию, и остались звёзды с массой меньше солнечной, не более. Из теории эволюции звёзд известно, что звёзды подобного типа взорвать невозможно, а следовательно нужен механизм продления жизни для звёзд масс 1-2M⊙.

Отсутствие линий водорода в спектрах 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⊙.

Доминирующий сценарий

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

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

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

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

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

Масса вступающего в реакцию вещества определяет энергетику взрыва и соответственно блеск в максимуме. Если предположить, что в реакцию вступает вся масса белого карлика, то энергетика взрыва составит 2,2 1051 эрг.

Дальнейшее поведение кривой блеска в основном определяется цепочкой распада.

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

Через 60 суток после начала вещество становится прозрачным для γ-излучения. На кривой блеска начинается экспоненциальный спад. К этому времени,56Ni уже распался и энерговыделение идет за счет β-распада 56Co до 56Fe(T1/2 = 77 дней) с энергиями возбуждения вплоть до 4.2 МэВ.

Модель механизма гравитационного коллапса

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

Необходим переносчик, который должен с одной стороны унести высвободившуюся энергию, а с другой - не провзаимодействовать с веществом. На роль такого переносчика подходит нейтрино.

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

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

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

Интенсивность этих процессов нарастает по мере сжатия, тем самым его ускоряя. Останавливает же это процесс рассеяние нейтрино на вырожденных электронах, в ходе которого термолизуются и запираются внутри вещества.

Заметим, что процессы нейтронизации идут только при плотностях 1011/см3, достижимых только в ядре звезды. Это значит, что гидродинамическое равновесие нарушается только в нём. Внешние же слои находятся в локальном гидродинамическом равновесии, и коллапс начинается только после того, как центральное ядро сожмётся и образует твёрдую поверхность. Отскок от этой поверхности обеспечивает сброс оболочки.

Выделяется три этапа эволюции остатка сверхновой:

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

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

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

Мгновенная детонация
Отложенная детонация
Пульсирующая отложенная детонация
Турбулентное быстрое горение

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

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

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

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

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

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

Крабовидная туманность как остаток сверхновой SN 1054

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

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

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

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

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

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.

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 -