Как образуется сверхновая. Новые и сверхновые звезды

Когда заканчивается звёздное топливо, поддерживающее термоядерную реакцию, температура внутренних областей звезды начинает понижаться и они не могут противостоять гравитационному сжатию. Звезда коллапсирует, т.е. её вещество падает внутрь. При этом иногда наблюдаются вспышка сверхновой звезды или другие бурные явления. Сверхновая звезда может засиять ярче миллиардов обычных звёзд и выделить примерно столько же световой энергии, сколько наше Солнце выделяет за миллиард лет..

За последнее тысячелетие в Нашей Галактике вспыхнули только пять сверхновых (1006, 1054, 1181, 1572, 1604). По крайней мере, столько их отмечено в письменных источниках (ещё какие-то могли быть не отмечены или взорваться за густыми газопылевыми облаками). Но сейчас астрономам каждый год удаётся наблюдать до 10 вспышек сверхновых в других галактиках. Тем не менее, такие вспышки - это всё равно редкое явление. Чаще внешние оболочки звезды сбрасываются без столь мощного взрыва. Или звезда "умирает" ещё спокойнее. Итак, возможны несколько сценариев звёздного коллапса. Рассмотрим их по отдельности.

Тихое угасание свойственно звёздам с массой менее 0,8 солнечной. Тихо угасают карликовые звёзды (все красные и коричневые карлики, а также, наверное, часть оранжевых карликов). Они превращаются в "прохладные" гелиево-водородные шары вроде Юпитера, но всё-таки во много раз больше его (в чёрные карлики). Разумеется, этот процесс происходит очень медленно, так как звезда после исчерпания термоядерного топлива ещё очень долго светит за счёт постепенного гравитационного сжатия. Наша область Вселенной столь молода, что, наверное, тихо угасших звёзд пока ещё нет.

Коллапс с образованием белого карлика характерен для звёзд с массой от 0,8 до 8 солнечных. "Выгоревшие" звёзды сбрасывают свою оболочку, из которой образуется планетарная туманность из пыли и газа. Это происходит следующим образом. Пока в ядре "горел" гелий, который превращался в углерод, высокая температура ядра (т.е. большая скорость частиц) препятствовала гравитационному сжатию ядра. Когда гелий в ядре закончился, остывающее углеродное ядро стало постепенно сжиматься, увлекая за собой внутрь звезды гелий (а также водород) из наружных слоёв. Тогда этот новый гелий "загорелся" в оболочке, и оболочка стала с огромной скоростью расширяться. Оказалось, что сравнительно "лёгкая" звезда не может удержать разлетающуюся оболочку, и она превращается в так называемую планетарную туманность. Раньше считали, что из таких туманностей образуются планеты. Оказалось, что это не так: подобные туманности расширяются и рассеиваются в пространстве, но название сохранилось. Скорость расширения планетарных туманностей составляет от 5 до 100 км/с, а в среднем - 20 км/с. Ядро звезды продолжает сжиматься, т.е. коллапсирует с образованием бело-голубого карлика, который после некоторого остывания становится белым карликом. Молодые белые карлики скрыты в пылевом коконе, который ещё не успел превратиться в хорошо заметную планетарную туманность. Вспышки сверхновой при таком коллапсе не происходит, и этот сценарий окончания активной жизни звезды очень распространён. Белые карлики описаны выше, и можно только напомнить, что по объёму они соразмерны нашей планете, что атомы в них укомплектованы максимально плотно, что вещество сжато до плотностей в полтора миллиарда раз больше, чем у воды, и что в относительно стабильном состоянии эти звёзды удерживаются за счёт отталкивания тесно прижатых друг к другу электронов.

Если звезда изначально была чуть массивней, то термоядерная реакция заканчивается не на стадии горения гелия, а чуть позже (например, на стадии горения углерода), но это не принципиально меняет судьбу звезды.

Белые карлики "тлеют" неопределённо долгое время и светятся за счёт очень медленного гравитационного сжатия. Но в некоторых особых случаях они быстро коллапсируют и взрываются с полным разрушением.

Коллапс белого карлика с полным разрушением звезды бывает в том случае, если белый карлик перетянет со спутника вещество до критической массы, составляющей 1,44 солнечной. Эта масса называется чандрасекаровской по имени индийского математика Субраманьяна Чандрасекара, вычислившего её и открывшего возможность коллапса. При такой массе взаимное отталкивание электронов уже не может препятствовать гравитации. Это приводит к внезапному падению вещества внуть звезды, к резкому сжатию звезды и увеличению температуры, "вспыхиванию" углерода в центре звезды и его "сгоранию" в идущей наружу волне. И хотя термоядерное "горение" углерода не совсем взрывное (не детонация, а дефлаграция, т.е. дозвуковое "горение"), звезда полностью разрушается и её остатки разлетаются во все стороны со скоростью 10000 км/с. Этот механизм изучен в 1960 г. Хойлом и Фаулером и носит название взрыва сверхновой звезды I типа.

Все взрывы звёзд этого типа в первом приближении одинаковы: три недели светимость растёт, а потом постепенно падает в течение 6 месяцев или чуть более долгого времени. Поэтому по вспышкам сверхновых I типа можно определять расстояния до других галактик, т.к. такие вспышки видны издалека, а их истинную яркость мы знаем. Недавно, однако, выяснилось, что эти сверхновые взрываются несимметрично (хотя бы потому, что у них есть близкий спутник), и их яркость на 10% зависит от того, с какой стороны видеть вспышку. Для определения расстояний лучше измерять блеск этих сверхновых не в момент максимума яркости, а через одну-две недели спустя, когда видимая поверхность оболочки становится почти сферической.

Возможность наблюдать очень далёкие сверхновые I типа помогает изучать скорость расширения Вселенной в разные эпохи (светимость звезды говорит о расстоянии до неё и времени события, а цвет - о скорости её удаления). Так было открыто замедление расширения Вселенной в первые 8,7 млрд. лет и ускорение этого расширения в последние 5 млрд. лет, т.е. "Второй Большой взрыв".

Коллапс с образованием нейтронной звезды присущ звёздам, которые более чем в 8 раз массивнее Солнца. На заключительной стадии их развития 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. 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"). 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. 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 [разные источники]. Есть указание, что при взрыве II типа энергии выделяется не больше, чем при взрыве I типа, т.к. часть энергии поглощается оболочкой, но, может быть, это устаревшие сведения.

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. Авторы рассматривают 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.

В пределах Нашей Галактики связь остатков сверхновой звезды с пульсаром к середине 1980-х годов была известна только для Крабовидной туманности.

Коллапс с образованием черной дыры присущ наиболее массивным звёздам. Он тоже называется взрывом сверхновой II типа, происходит по сходному сценарию, но в результате него вместо нейтронной звезды возникает чёрная дыра. Это происходит в тех случаях, когда масса коллапсирующей звезды столь велика, что взаимное отталкивание между нуклонами (протонами, нейтронами) не может препятствовать гравитационному сжатию. Нужно отметить, что это явление в теоретическом плане менее понятно и почти не изучено методами наблюдательной астрономии. Почему, например, вещество не полностью проваливается в чёрную дыру? Имеется ли что-то аналогичное "максимальному стискиванию"? Имеется ли идущая наружу ударная волна? Почему она не тормозится?

Недавно произведены наблюдения, из которых следует, что ударная волна сверхновой рождает в расширяющейся оболочке прежней гигантской звезды гамма- вспышку или рентгеновскую вспышку (см. раздел о гамма-всплесках).

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 в Галактике менее трёх солнечных масс данного изотопа. Это означает, что сверхновые IIтипа должны взрываться в Галактике в среднем два раза в столетие, чего не наблюдается. Вероятно, в последние века многие подобные взрывы не замечались (например, были далеко или происходили за облаками космической пыли). В любом случае сверхновой звезде давно пора взрываться...

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 -

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.

Вспышка сверхновой звезды (обозначается SN) - явление несравненно более крупного масштаба, чем вспышка новой. Когда в одной из звездных систем мы наблюдаем появление сверхновой, блеск этой одной звезды оказывается подчас того же порядка, что интегральный блеск всей звездной системы. Так, вспыхнувшая в 1885 г. близ центра туманности Андромеды звезда достигла блеска , тогда как интегральный блеск туманности равен , т. е. световой поток от сверхновой всего в четыре раза с небольшим уступает потоку от туманности. В двух случаях блеск сверхновой оказывался больше блеска галактики, в которой сверхновая появлялась. Абсолютные звездные величины сверхновых в максимуме близки к что на , т. е. в 600 раз ярче, чем абсолютная звездная величина обычной новой в максимальном блеске. Отдельные сверхновые достигают в максимуме , что в десять миллиардов раз превышает светимость Солнца.

В нашей Галактике за последнее тысячелетие достоверно наблюдались три сверхновые звезды: в 1054 г. (в Тельце), в 1572 г. (в Кассиопее), в 1604 г. (в Змееносце). По-видимому, прошла незамеченной также вспышка сверхновой в Кассиопее около 1670 г., от которой сейчас осталась система разлетающихся газовых волокон и мощное радиоизлучение (Cas А). В некоторых галактиках на протяжении 40 лет вспыхивало три и даже четыре сверхновые (в туманностях NGC 5236 и 6946). В среднем, в каждой галактике вспыхивает одна сверхновая за 200 лет, а у названных двух галактик этот интервал снижается до 8 лет! Международное сотрудничество за четыре года (1957-1961) привело к открытию сорока двух сверхновых. Общее число наблюдавшихся сверхновых превышает в настоящее время 500.

По особенностям изменения блеска сверхновые распадаются на два типа - I и II (рис. 129); возможно, что существует еще III тип, объединяющий сверхновые с наименьшей светимостью.

Сверхновые I типа отличаются быстротечным максимумом (около недели), после чего в течение 20-30 дней блеск падает со скоростью за одни сутки. Затем падение замедляется и далее, вплоть до наступления невидимости звезды, протекает с постоянной скоростью за сутки. Светимость звезды убывает при этом экспоненциально, вдвое за каждые 55 суток. Например, Сверхновая 1054 г. в Тельце достигла такого блеска , что была видна днем в течение почти месяца, а ее видимость невооруженным глазом продолжалась два года. В максимуме блеска абсолютная звездная величина сверхновых I типа достигает в среднем , а амплитуда от максимума до минимального блеска после вспышки .

Сверхновые II типа имеют меньшую светимость: в максимуме , амплитуда неизвестна. Вблизи максимума блеск несколько задерживается, но спустя 100 дней после максимума падает гораздо быстрее, чем у сверхновых I типа, а именно на за 20 дней.

Сверхновые звезды вспыхивают обычно на периферии галактик.

Сверхновые I типа встречаются в галактиках любой формы, а II типа - только в спиральных. Те и другие в спиральных галактиках бывают чаще всего вблизи экваториальной плоскости, предпочтительно в ветвях спиралей, и, вероятно, избегают центр галактики. Скорее всего они принадлежат к плоской составляющей (I типу населения).

Спектры сверхновых I типа ничем не похожи на спектры новых звезд. Их удалось расшифровать лишь после того, как отказались от идеи весьма широких эмиссионных полос, а темные промежутки были восприняты как весьма широкие абсорбционные полосы, сильно смещенные в фиолетовую сторону на величину ДХ, соответствующую скоростям приближения от 5000 до 20 000 км/с.

Рис. 129. Кривые фотографического блеска сверхновых звезд I и II типа. Вверху - изменение блеска двух сверхновых I типа, вспыхнувших в 1937 г. почти одновременно в туманностях IС 4182 и NGC 1003. На оси абсцисс отложены юлианские дни. Внизу - синтетическая кривая блеска трех сверхновых II типа, полученная соответствующим сдвигом индивидуальных кривых блеска вдоль оси звездных величин (ординаты, оставленной неразмеченной). Прерывистая кривая изображает изменение блеска сверхновой I типа. На оси абсцисс отложены дни от произвольного начала

Такими оказываются скорости расширения оболочек сверхновых! Понятно, что до максимума и первое время после максимума спектр сверхновой сходен со спектром сверхгиганта, цветовая температура которого около 10 000 К или выше (ультрафиолетовый избыток около );

вскоре после максимума температура излучения падает до 5-6 тыс. Кельвинов. Но спектр остается богатым линиями ионизованных металлов, прежде всего CaII (как ультрафиолетовый дублет, так и инфракрасный триплет), хорошо представлены линии гелия (HeI) и очень выделяются многочисленные линии азота (NI), а линии водорода идентифицируются с большой неуверенностью. Конечно, в отдельных фазах вспышки в спектре встречаются и эмиссионные линии, однако недолговечные. Очень большая ширина абсорбционных линий объясняется большой дисперсией скоростей в выброшенных газовых оболочках.

Спектры сверхновых II типа сходны со спектрами обыкновенных новых звезд: широкие эмиссионные линии, окаймленные с фиолетовой стороны линиями поглощения, которые имеют ту же ширину, что и эмиссии. Характерно наличие весьма заметных бальмеровских линий водорода, светлых и темных. Большая ширина абсорбционных линий, образующихся в движущейся оболочке, в той ее части, которая лежит между звездой и наблюдателем, свидетельствует как о дисперсии скоростей в оболочке, так и об ее огромных размерах. Температурные изменения у сверхновых II типа сходны с тем, что происходит у I типа, и скорости расширения доходят до 15 000 км/с.

Между типами сверхновых и их расположением в Галактике или частотой встречаемости в галактиках разных типов существует корреляция, хотя и не очень строгая. Сверхновые I типа встречаются предпочтительнее среди звездного населения сферической составляющей и, в частности, в эллиптических галактиках, а сверхновые II типа, наоборот - среди населения диска, в спиральных и редко - неправильных туманностях. Впрочем, все сверхновые, наблюдавшиеся в Большом Магеллановом Облаке, были I типа. Конечный продукт сверхновых в других галактиках, как правило, неизвестен. При амплитуде около сверхновые, наблюдаемые в других галактиках, в минимуме блеска должны быть объектами , т. е. совершенно недоступными наблюдению.

Все эти обстоятельства могут помочь при выяснении, какими могут быть звезды - предвестники сверхновых. Встречаемость сверхновых I типа в эллиптических галактиках с их старым населением позволяет считать и предсверхновые старыми звездами малой массы, израсходовавшими весь водород. Наоборот, у сверхновых II типа, которые появляются главным образом в богатых газом спиральных ветвях, предшественникам требуется для пересечения ветви около лет, так что их возраст около сотни миллионов лет. За это время звезда должна, начав с главной последовательности, покинуть ее при исчерпании водородного горючего в своих недрах. Звезда маломассивная не успеет пройти этот этап, и, следовательно, предвестник сверхновой II типа должен обладать массой не меньше и быть молодой ОВ-звездой вплоть до взрыва.

Правда, указанное выше появление сверхновых I типа в Большом Магеллановом облаке несколько нарушает достоверность описанной картины.

Естественно допустить, что предвестник сверхновой I типа есть белый карлике массой около , лишенный водорода. Но он стал таким потому, что входил в состав двойной системы, в которой более массивный красный гигант отдает свое вещество бурным потоком так, что от него остается, в конце концов, вырожденное ядро - белый карлик углеродно-кислородного состава, а бывший спутник сам становится гигантом и начинает обратно отсылать вещество белому карлику, образуя там Н = Не-оболочку. Масса его растет и тогда, когда приближается к пределу (18.9), а центральная температура его возрастает до 4-10° К, при которой «возгорается» углерод.

У обычной звезды с ростом температуры возрастает давление, которое поддерживает вышележащие слои. Но у вырожденного газа давление зависит только от плотности, оно не будет возрастать с температурой, и вышележащие слои будут падать к центру, а не расширяться, чтобы компенсировать рост температуры. Будет происходить спадание (коллапс) ядра и прилежащих к нему слоев. Спадание идет резко ускоренно, пока возросшая температура не снимет вырождения, и тогда начнется расширение звезды «в тщетных потугах» стабилизироваться, в то время как волна сгорания углерода проносится через нее. Этот процесс длится секунду-две, за это время вещество с массой около одной массы Солнца превращается в , распад которого (с выделением -квантов и позитронов) поддерживает высокую температуру у оболочки, бурно расширяющейся до размеров в десятки а. е. Образуется (с временем полураспада ), от распада которого возникает в количестве около Белый карлик разрушается до конца. Но не видно причин для образования нейтронной звезды. А между тем в остатках вспышки сверхновой мы не находим заметного количества железа, а находим нейтронные звезды (см. дальше). В этих фактах - главная трудность изложенной модели вспышки сверхновой I типа.

Но объяснения механизма вспышки сверхновой II типа встречаются с еще большими затруднениями. По-видимому, ее предшественник не входит в состав двойной системы. При большой массе (более ) он эволюционирует самостоятельно и быстро, переживая одну за другой фазы сгорания Н, Не, С, О до Na и Si и далее до Fe-Ni-ядра. Каждая новая фаза включается при исчерпании предыдущей, когда, потеряв способность противодействовать гравитации, ядро коллапсирует, температура повышается и следующий этап вступает в действие. Если дело дойдет до фазы Fe-Ni, источник энергии пропадет, так как железное ядро разрушается под воздействием высокоэнергичных фотонов на множество -частиц, и этот процесс эндотермичен. Он помогает коллапсу. И уже нет больше энергии, способной остановить коллапсирующую оболочку.

А у ядра есть возможность перейти в состояние черной дыры (см. с. 289) через стадию нейтронной звезды посредством реакции .

Дальнейшее развитие явлений становится очень неясным. Предложено много вариантов, но в них не содержится объяснения того, как при коллапсе ядра оболочка выбрасывается наружу.

Что же до описательной стороны дела, то при массе оболочки в и скорости выбрасывания около 2000 км/с, затраченная на это энергия достигает , а излучение в течение вспышки (в основном за 70 суток) уносит с собой .

Мы еще раз вернемся к рассмотрению процесса вспышки сверхновой, но уже с помощью изучения остатков вспышек (см. § 28).

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.