Частота вибухів наднових у всесвіті. Нові та наднові зірки

Залишок наднової Кеплера

Наднова зірка або спалах надновий - феномен, у ході якого різко змінює свою яскравість на 4-8 порядків (десяток зоряних величин) з наступним порівняно повільним згасанням спалаху. Є результатом катаклізмичного процесу, що супроводжується виділенням величезної енергіїі що виникає наприкінці еволюції деяких зірок.

Залишок наднової RCW 103 з нейтронною зіркою 1E 161348-5055 у центрі

Як правило, наднові зіркиспостерігаються постфактум, тобто коли подія вже відбулася та їх випромінювання досягло . Тому їхня природа досить довго була неясна. Але зараз пропонується досить багато сценаріїв, що призводять до таких спалахів, хоча основні положення вже досить зрозумілі.

Вибух супроводжується викидом значної маси речовини зірки в міжзоряний простір, а з частини речовини, що залишилася, вибухнула зірки, як правило, утворюється компактний об'єкт - нейтронна зірка або Чорна діра. Разом вони утворюють залишок наднової.

Комплексне вивчення раніше отриманих спектрів і кривих блиску у поєднанні з дослідженням залишків та можливих зірок-попередників дозволяє будувати більш докладні моделі та вивчати вже умови, що склалися на момент спалаху.

Крім іншого, речовина, що викидається в ході спалаху, в значній частині містить продукти термоядерного синтезу, що відбувався протягом усього життя зірки. Саме завдяки надновим загалом і кожна зокрема хімічно еволюціонує.

Назва відображає історичний процесвивчення зірок, блиск яких значно змінюється з часом, так званих нових зірок. Аналогічно серед наднових зараз виділяється підклас – гіпернові.

Ім'я складається з мітки SN, після якої ставлять рік відкриття, із закінченням з одно-або дволітерного позначення. Перші 26 наднових цього рокуотримують однолітерні позначення, наприкінці імені, з великих букввід A до Z. Інші наднові отримують дволітерні позначення з малих літер: aa, ab, і так далі. Непідтверджені наднові позначають літерами PSN (англ. possible supernova) з небесними координатамиу форматі: Jhhmmssss+ddmmsss.

Криві блиску для I типу високого ступеняподібні: 2-3 діб йде різке зростання, потім його змінює значне падіння (на 3 зіркові величини) 25-40 діб з наступним повільним ослабленням, практично лінійним у шкалі зоряних величин.

А ось криві блиску типу II достатні різноманітні. Для деяких криві нагадували вони для I типу, тільки з більш повільним та тривалим падінням блиску до початку лінійної стадії. Інші, досягнувши піку, трималися на ньому до 100 діб, а потім блиск різко падав і виходив на лінійний хвіст. Абсолютна зоряна величина максимуму варіюється в широкій межі.

Наведена вище класифікація вже містить деякі основні риси спектрів наднових різних типівзупинимося на тому, що не увійшло. Перша і дуже важлива особливість, Що довго заважало розшифровці отриманих спектрів - основні лінії дуже широкі.

Для спектрів наднових типу II та Ibc характерно:
Наявність вузьких абсорбційних деталей поблизу максимуму блиску та вузькі незміщені емісійні компоненти.
Лінії , , , що спостерігаються в ультрафіолетовому випромінюванні.

Частота спалахів залежить від числа зірок у галактиці або, що те саме для звичайних галактик, світності.

При цьому наднові Ib/c та II тяжіють до спіральних рукавів.

Крабоподібна туманність (зображення в рентгенівське проміння), добре видно внутрішню ударну хвилю, вітер, що вільно розповсюджується, а також джет

Канонічна схема молодого залишку така:

Можливий компактний залишок; зазвичай це пульсар, але можливо і чорна дірка
Зовнішня ударна хвиля, що розповсюджується у міжзоряній речовині.
Поворотна хвиля, що розповсюджується в речовині викиду наднової.
Вторинна, що поширюється в згустках міжзоряного середовища та в щільних викидах наднової.

Разом вони утворюють наступну картину: за фронтом зовнішньої ударної хвилі газ нагрітий до температур TS ≥ 107 К і випромінює в рентгенівському діапазоні з енергією фотонів 0,1-20 кеВ, аналогічно газ за фронтом хвилі зворотного утворює другу область рентгенівського випромінювання. Лінії високоіонізованих Fe, Si, S тощо вказують на теплову природувипромінювання з обох верств.

Оптичне випромінювання молодого залишку створює газ у згустках за фронтом вторинної хвилі. Так як у них швидкість поширення вища, а значить газ остигає швидше і випромінювання переходить з рентгенівського діапазону в оптичний. Ударне походження оптичного випромінюванняпідтверджує відносну інтенсивність ліній.

Волокна в Кассіопеї A дають зрозуміти, що походження згустків речовини може бути двояким. Так звані швидкі волокна розлітаються зі швидкістю 5000-9000 км/с і випромінюють тільки в лініях O, S, Si - тобто це згустки, сформовані в момент вибуху наднової. Стаціонарні конденсації мають швидкість 100-400 км/с, і в них спостерігається нормальна концентрація H, N, O. Разом це свідчать, що ця речовина була викинута задовго до спалаху наднової і пізніше була нагріта зовнішньою ударною хвилею.

Синхротронне радіовипромінювання релятивістських частинок у сильному магнітному полі є основною спостережною ознакою для всього залишку. Область його локалізації - прифронтові області зовнішньої та поворотної хвиль. Спостерігається синхротронне випромінювання і в рентгенівському діапазоні.

Природа наднових Ia відрізняється від природи інших спалахів. Про це ясно свідчить відсутність спалахів Ibc і II типів у еліптичні галактики. З загальних відомостейпро останні відомо, що там мало газу та блакитних зірок, а зіркоутворення закінчилося 1010 років тому. Це означає, що всі масивні зірки вже завершили свою еволюцію, і залишилися зірки з масою менше сонячної, не більше. З теорії еволюції зірок відомо, що зірки подібного типу підірвати неможливо, отже потрібен механізм продовження життя для зірок мас 1-2M⊙.

Відсутність ліній водню у спектрах Ia\Iax свідчить, що у атмосфері вихідної зірки його дуже мало. Маса викинутої речовини досить велика - 1M⊙, переважно містить вуглець, кисень та інші важкі елементи. А зміщені лінії Si II вказує на те, що під час викиду активно йдуть ядерні реакції. Все це переконує, що як зірка-попередник виступає білий карлик, Найімовірніше вуглецево-кисневий.

Тяжіння до спіральних рукавів наднових Ibc і II типів свідчить, що зіркою прабатьком є ​​короткоживучі O-зірки з масою 8-10M⊙.

Домінуючий сценарій

Один із способів звільнити потрібну кількість енергії - різке збільшеннямаси речовини, що бере участь у термоядерному горінні, тобто термоядерний вибух. Проте фізика поодиноких зіроктакого не припускає. Процеси у зірках, що є на головній послідовності, рівноважні. Тому у всіх моделях розглядаються кінцевий етап зоряної еволюції – білі карлики. Однак сам по собі останній - стійка зірка, все може змінитись лише при наближенні до межі Чандрасекара. Це призводить до однозначного висновку, що термоядерний вибух можливий лише у зоряних системах, швидше за все, у так званих подвійних зірках.

У цій схемі є дві змінні, що впливають на стан, хімічний складта підсумкову масу залученої у вибух речовини.

Другий компаньйон – звичайна зірка з якого речовина витікає на перший.
Другий компаньйон такий самий білий карлик. Такий сценарій називає подвійним виродженням (англ. Double degeneration).

Вибух відбувається при перевищенні межі Чандрасекара.
Вибух відбувається перед ним.

Спільним у всіх сценаріях утворення наднових наднових Ia те, що карлик, що вибухає, швидше за все вуглецево-кисневий.

Маса речовини, що вступає в реакцію, визначає енергетику вибуху і відповідно блиск в максимумі. Якщо припустити, що реакцію вступає вся маса білого карлика, то енергетика вибуху складе 2,2 1051 ерг.

Подальша поведінка кривої блиску переважно визначається ланцюжком розпаду.

Ізотоп 56Ni нестабільний та має період напіврозпаду 6.1 днів. Далі e-захоплення призводить до утворення ядра 56Co переважно у збудженому стані з енергією 1.72 МеВ. Цей рівень нестабільний і перехід електрона в основний стан супроводжується випромінюванням каскаду γ-квантів з енергіями від 0.163 МеВ до 1.56 МеВ. Ці кванти відчувають комптонівське розсіювання та його енергія швидко зменшується до ~ 100 кэВ. Такі кванти вже ефективно поглинаються фотоефектом і як наслідок нагрівають речовину. У міру розширення зірки щільність речовини в зірці знижується, кількість зіткнень фотонів зменшується і речовина поверхні зірки стає прозорою для випромінювання. Як свідчать теоретичні розрахунки, така ситуація настає приблизно через 20-30 діб після досягнення зіркою максимуму світності.

Через 60 діб після початку речовина стає прозорою для γ-випромінювання. На кривій блиску починається експоненційний спад. До цього часу56Ni вже розпався і енерговиділення йде за рахунок β-розпаду 56Co до 56Fe(T1/2 = 77 днів) з енергіями збудження аж до 4.2 МеВ.

Модель механізму гравітаційного колапсу

Другий сценарій виділення необхідної енергії – це колапс ядра зірки. Маса його повинна бути точно дорівнює масі його залишку - нейтронної зірки.

Необхідний переносник, який повинен з одного боку віднести енергію, що вивільнилася, а з іншого - не провзаємодіяти з речовиною. На роль такого переносника підходить нейтрино.

За їхню освіту відповідають кілька процесів. Перший і найважливіший для дестабілізації зірки та початку стиснення – процес нейтронізації.

Нейтрино від цих реакцій забирають 10%. Головну роль у охолодженні грає УРКА-процеси (нейтринне охолодження).

Замість протонів та нейтронів можуть виступати і атомні ядра, з утворенням нестабільного ізотопу, Що відчуває бета-розпад.

Інтенсивність цих процесів наростає принаймні стискування, цим його прискорюючи. Зупиняє це процес розсіювання нейтрино на вироджених електронах, у ході якого термолізуються і замикаються всередині речовини.

Зауважимо, що процеси нейтронізації йдуть лише за щільності 1011/см3, досяжних лише у ядрі зірки. Це означає, що гідродинамічна рівновага порушується лише у ньому. Зовнішні ж шари знаходяться в локальній гідродинамічній рівновазі, і колапс починається тільки після того, як центральне ядро ​​стиснеться і утворює тверду поверхню. Відскок цієї поверхні забезпечує скидання оболонки.

Виділяється три етапи еволюції залишку наднової:

Вільний розліт.
Адіабатичне розширення (стадія Сєдова). Спалах наднової на цій стадії представляється як сильний точковий вибух у середовищі постійною теплоємністю. До цього завдання застосовується автомодальне рішення Сєдова, перевірене на ядерних вибухіву земній атмосфері.
Стадія інтенсивного висвічування. Починається коли температура за фронтом досягає максимуму на кривій радіаційних втрат.

Розширення оболонки зупиняється тоді, коли тиск газу залишку зрівняється з тиском газу міжзвездной середовищі. Після цього залишок починає дисипувати, стикаючись з хмарами, що хаотично рухаються.

Крім невизначеностей у теоріях наднових Ia, описаних вище, багато суперечок викликає механізм вибуху. Найчастіше моделі можна розділити за такими групами:

Миттєва детонація
Відкладена детонація
Пульсуюча відкладена детонація
Турбулентне швидке горіння

Принаймні для кожної комбінації початкових умовПерелічені механізми можна зустріти в тій чи іншій варіації. Але цим коло запропонованих моделей не обмежується. Як приклад можна навести моделі, коли детонують відразу два. Звичайно, це можливо тільки в тих сценаріях, коли обидва компоненти проеволюціонували.

Вибухи наднових - основне джерело поповнення міжзоряного середовища елементами з атомними номерамибільше (або як кажуть важче) He. Однак процеси їх породили різні групи елементів і навіть ізотопів свої.

Практично всі елементи важчі He і до Fe - результат класичного термоядерного синтезу, що відбувається, наприклад в надрах зірок або вибуху наднових в ході p-процесу. Тут варто зазначити, що вкрай мала частина все ж таки була отримана в ході первинного нуклеосинтезу.
Всі елементи важчі 209Bi – це результат r-процесу
Походження інших є предметом дискусії, як можливі механізми пропонуються s-, r-, ν-, і rp-процеси.

Структура та процеси нуклеосинтезу в переднадновій та наступної миті після спалаху для зірки 25M☉, масштабу не дотримано.

r-процес - це процес утворення більш важких ядер з легших шляхом послідовного захоплення нейтронів в ході (n,γ) реакцій і триває доти, поки темп захоплення нейтронів вище, ніж темп β-розпаду ізотопу.

ν-процес – це процес нуклеосинтезу, через взаємодію нейтрино з атомними ядрами. Можливо, він відповідальний за появу ізотопів 7Li, 11B, 19F, 138La та 180Ta.

Крабоподібна туманність як залишок наднової SN 1054

Інтерес Гіппарха до нерухомих зірок, можливо, був натхненний спостереженням понад нової зірки(Плінією). Найбільш ранній запис, Яка ідентифікується як запис спостережень наднової SN 185, була зроблена китайськими астрономами в 185 році нашої ери. Найяскравіша відома наднова SN 1006 була докладно описана китайськими та арабськими астрономами. Добре спостерігалася наднова SN 1054, що породила крабоподібну туманність. Наднові зірки SN 1572 та SN 1604 були видні неозброєним окомі мали велике значенняу розвитку астрономії в Європі, оскільки були використані як аргумент проти арістотелівської ідеї, яка свідчила, що світ за межами Місяця та Сонячна системанезмінний. Йоган Кеплер почав спостереження SN 1604 17 жовтня 1604 року. Це була друга наднова, яка була зареєстрована на стадії зростання блиску (після SN 1572, що спостерігалася Тихо Браге у сузір'ї Кассіопеї).

З розвитком телескопів наднові зірки стало можливо спостерігати і в інших галактиках, починаючи зі спостережень наднової S Андромеди в Туманності Андромеди в 1885 році. Протягом двадцятого століття були розроблені успішні моделі для кожного типу наднових та розуміння їхньої ролі в процесі зореутворення зросло. 1941 року американськими астрономамиРудольфом Мінковським та Фріцем Цвіккі була розроблена сучасна схемакласифікації наднових зірок.

У 1960-х астрономи з'ясували, що максимальна світність вибухів наднових може бути використана як стандартної свічки, отже, показника астрономічних відстаней. Зараз наднові дають важливу інформаціюпро космологічні відстані. Найдальші наднові виявилися слабшими, ніж очікувалося, що, сучасним уявленнямпоказує, що розширення Всесвіту прискорюється.

Були розроблені методи для реконструкції історії вибухів наднових, які мають письмових записів спостережень. Дата появи наднової Кассіопея A визначалася за світловим відлунням від туманності, в той час як вік залишку наднової RX J0852.0-4622 оцінюється за вимірюванням температури і γ-викидів від розпаду титану-44. У 2009 році у антарктичних льодахбули виявлені нітрати, що відповідають часу вибуху наднової.

22 січня 2014 року в галактиці M82, розташованій у сузір'ї Велика Ведмедиця, спалахнула наднова зірка SN 2014J Галактика M82 знаходиться на відстані 12 млн світлових років від нашої галактики і має видиму зоряну величину трохи менше 9. Ця наднова є найближчою до Землі, починаючи з 1987 (SN 1987A).

СВЕРХНОВА ЗІРКА

СВЕРХНОВА ЗІРКА, вибух зірки, при якому практично вся ЗІРКА руйнується Протягом тижня наднова зірка може затьмарити решту зірок Галактики. Світність наднової зірки на 23 зіркових величины (в 1000 млн. разів) більше, ніж світність Сонця, а енергія, що вивільняється під час вибуху, дорівнює всій енергії, випромінюваної зіркою протягом її попереднього життя. Через кілька років наднова збільшується в обсязі настільки, що стає розрідженою та напівпрозорою. Протягом сотень або тисяч років залишки викинутої речовини видно як залишки наднової зірки.Наднова приблизно в 1000 разів яскравіша за НОВУ ЗІРКУ. Кожні 30 років у такій галактиці, як наша, з'являється приблизно одна наднова, проте більшість цих зірок не видно через пил. Наднові зірки бувають двох основних типів, що розрізняються за їх кривими блиску та спектрами.

Наднові - зірки, що несподівано спалахують, набувають яскравість іноді в 10 000 млн. разів більшу, ніж яскравість Сонця. Це відбувається у кілька стадій. На початку (А) величезна зіркадуже швидко розвивається до стадії, коли різні ядерні процеси починають протікати всередині зірки одночасно. У центрі може утворитися залізо, що означає кінець виробництва ядерної енергії. Потім зірка починає піддаватися гравітаційному колапсу(B). Це, однак, нагріває центр зірки настільки, що хімічні елементи розпадаються, а нові реакції протікають з вибуховою силою (C). Викидається більша частинаречовини зірки в космос, у той час як залишки центру зірки колапсують, поки зірка не стане повністю темною, можливо перетворившись на дуже щільну нейтронну зірку(D). Одна така сзерхнова була видна в 1054р. у сузір'ї Тельця (Е). Залишки цієї зірки є хмарою газу, яка називається Крабовидною туманністю (F).

Науково-технічний енциклопедичний словник.

Дивитись що таке "ВЕРХНОВА ЗІРКА" в інших словниках:

Запит «Наднова» перенаправляється сюди; див. також інші значення. Залишок наднової Кеплера Наднові зірки … Вікіпедія

Вибух, яким ознаменовано смерть зірки. Іноді спалах наднової перевищує за яскравістю галактику, в якій вона сталася. Наднові ділять на два основні типи. Тип I відрізняється дефіцитом водню в оптичному діапазоні; тому вважають, що… Енциклопедія Кольєра

наднова зірка- Астрон. Зірка, що раптово спалахує, з потужністю випромінювання в багато тисяч разів перевершує потужність спалаху нової зірки. Словник багатьох виразів

Наднова SN 1572 Залишок наднової SN 1572, композиція зображень у рентгенівському та інфрачервоному діапазоні, зроблених телескопами «Сптицер», «Чандра» та обсерваторією Калар Альто Наглядові дані (Епоха?) Тип наднової … Вікіпедія

Художнє зображення зірки Вольфа Райє Зірки Вольфа Райє клас зірок, для яких характерні дуже висока температура та світність; зірки Вольфа Райє відрізняються від інших гарячих зірок наявністю в спектрі широких смуг випромінювання водню … Вікіпедія

Наднова: Наднова зірка зірки, які закінчують свою еволюцію у катастрофічному вибуховому процесі; Наднові російські поп панк групи. Надновий (фільм) фантастичний хорор фільм 2000 року американського режисера… … Вікіпедія

Цей термін має й інші значення, див. Зірка (значення). Плеяди Зірка небесне тіло, в якому йдуть, йшли чи йтимуть… Вікіпедія

Художнє зображення зірки Вольфа Райє Зірки Вольфа Райє клас зірок, для яких характерні дуже висока температура та світність; зірки Вольфа Райе відрізняються від інших гарячих зірок наявність … Вікіпедія

SN 2007on Наднова SN 2007on, сфотографована космічним телескопом Swift. Наглядові дані (Епоха J2000,0) Тип наднової Ia … Вікіпедія

Книги

• Перст долі (включаючи повний огляд неаспектованих планет), Хамакер-Зондаг К. відомого астрологаКарен Хамакер-Зондаг - плід двадцятирічної праці з вивчення загадкових та нерідко непередбачуваних прихованих факторів гороскопу: конфігурації "Перст Долі",...

Спалах наднової зірки (позначається SN) - явище незрівнянно більшого масштабу, ніж спалах нового. Коли в одній із зіркових систем ми спостерігаємо появу наднової, блиск цієї однієї зірки виявляється часом того ж порядку, що інтегральний блиск всієї зіркової системи. Так, спалахнула в 1885 р. поблизу центру туманності Андромеди зірка досягла блиску, тоді як інтегральний блиск туманності дорівнює, тобто світловий потік від наднової всього в чотири рази з невеликим поступається потоку від туманності. У двох випадках блиск наднової виявлявся більше блиску галактики, в якій наднова з'являлася. Абсолютні зоряні величини наднових у максимумі близькі до , тобто в 600 разів яскравіше, ніж абсолютна зоряна величина звичайної нової в максимальному блиску. Окремі наднові досягають максимум, що в десять мільярдів разів перевищує світність Сонця.

У нашій Галактиці за останнє тисячоліттядостовірно спостерігалися три наднові зірки: в 1054 (в Тельці), в 1572 (в Кассіопеї), в 1604 (в Змієносце). Очевидно, пройшла непоміченою також спалах наднової в Кассіопеї близько 1670 р., від якої зараз залишилася система газових волокон, що розлітаються, і потужне радіовипромінювання (Cas А). У деяких галактиках протягом 40 років спалахували три і навіть чотири наднові (у туманностях NGC 5236 та 6946). У середньому, у кожній галактиці спалахує одна наднова за 200 років, а у названих двох галактик цей інтервал знижується до 8 років! Міжнародна співпрацяза чотири роки (1957-1961) призвело до відкриття сорока двох наднових. Загальне числонаднових, що спостерігалися, перевищує в даний час 500.

За особливостями зміни блиску наднові розпадаються на два типи – I та II (рис. 129); можливо, що існує ще III тип, що поєднує наднові з найменшою світністю.

Наднові I типу відрізняються швидкоплинним максимумом (близько тижня), після чого протягом 20-30 днів блиск падає зі швидкістю за добу. Потім падіння уповільнюється і далі, аж до настання невидимості зірки, протікає з постійною швидкістюза добу. Світність зірки убуває при цьому експоненційно, удвічі за кожні 55 діб. Наприклад, Наднова 1054 р. у Тельці досягла такого блиску, що була видна вдень протягом майже місяця, а її видимість неозброєним оком тривала два роки. У максимумі блиску абсолютна зоряна величина наднових I типу досягає в середньому, а амплітуда від максимуму до мінімального блиску після спалаху.

Наднові II типу мають меншу світність: у максимумі амплітуда невідома. Поблизу максимуму блиск дещо затримується, але через 100 днів після максимуму падає набагато швидше, ніж у наднових I типу, а саме на 20 днів.

Наднові зірки спалахують зазвичай на периферії галактик.

Наднові І типу зустрічаються в галактиках будь-якої форми, а ІІ типу - тільки в спіральних. Ті та інші в спіральних галактикахбувають найчастіше поблизу екваторіальної площини, переважно у гілках спіралей, і, ймовірно, уникають центр галактики. Швидше за все вони належать до плоскої складової (I типу населення).

Спектри наднових І типу нічим не схожі на спектри нових зірок. Їх вдалося розшифрувати лише після того, як відмовилися від ідеї вельми широких емісійних смуг, а темні проміжки були сприйняті як широкі абсорбційні смуги, сильно зміщені у фіолетову сторону на величину ДХ, що відповідає швидкості наближення від 5000 до 20 000 км.

Рис. 129. Криві фотографічного блиску наднових зірок І та ІІ типу. Вгорі - зміна блиску двох наднових I типу, що спалахнули в 1937 майже одночасно в туманностях IС 4182 і NGC 1003. На осі абсцис відкладені юліанські дні. Внизу - синтетична крива блиску трьох наднових II типу, отримана відповідним зсувом індивідуальних кривих блиску вздовж осі зоряних величин (ординати, залишеної нерозміченою). Уривчаста крива зображує зміну блиску наднової I типу. На осі абсцис відкладено дні від довільного початку

Такими виявляються швидкості розширення наднових оболонок! Зрозуміло, що до максимуму і спочатку після максимуму спектр надновий схожий зі спектром надгіганта, колірна температура якого близько 10 000 К або вище (ультрафіолетовий надлишок близько );

Незабаром після максимуму температура випромінювання падає до 5-6 тис. кельвінів. Але спектр залишається багатим лініями іонізованих металів, насамперед CaII (як ультрафіолетовий дублет, так і інфрачервоний триплет), добре представлені лінії гелію (HeI) та дуже виділяються численні лінії азоту (NI), а лінії водню ідентифікуються з великою невпевненістю. Звичайно, в окремих фазах спалаху в спектрі трапляються емісійні лінії, проте недовговічні. Дуже велика ширина абсорбційних ліній пояснюється великою дисперсієюшвидкостей у викинутих газових оболонках.

Спектри наднових II типу подібні до спектрів звичайних нових зірок: широкі емісійні лінії, облямовані з фіолетового боку лініями поглинання, які мають ту саму ширину, що й емісії. Характерна наявність помітних бальмерівських ліній водню, світлих і темних. Велика ширина абсорбційних ліній, що утворюються в оболонці, що рухається, в тій її частині, яка лежить між зіркою і спостерігачем, свідчить як про дисперсію швидкостей в оболонці, так і про її величезних розмірах. Температурні зміниу наднових II типу подібні до того, що відбувається у I типу, і швидкості розширення доходять до 15 000 км/с.

Між типами наднових та їх розташуванням у Галактиці або частотою народження в галактиках різних типівіснує кореляція, хоч і не дуже строга. Наднові І типу зустрічаються переважно серед зоряного населення сферичної складової і, зокрема, в еліптичних галактиках, а наднові ІІ типу, навпаки - серед населення диска, в спіральних і рідко - неправильних туманностях. Втім, всі наднові, що спостерігалися у Великій Магеллановій Хмарі, були І типу. Кінцевий продукт наднових в інших галактиках, як правило, невідомий. При амплітуді близько наднові, що спостерігаються в інших галактиках, у мінімумі блиску повинні бути об'єктами, тобто абсолютно недоступними спостереженню.

Всі ці обставини можуть допомогти при з'ясуванні, якими можуть бути зірки – провісники наднових. Зустрічаність наднових I типу в еліптичних галактиках зі своїм старим населенням дозволяє вважати і переднадновими старими зірками малої маси, що витратили весь водень. Навпаки, у наднових II типу, які з'являються головним чином у багатих на газ спіральних гілках, попередникам потрібно для перетину гілки близько років, тому їх вік близько сотні мільйонів років. За цей час зірка повинна, розпочавши з головної послідовності, залишити її при вичерпанні водневого палива у своїх надрах. Зірка маломасивна не встигне пройти цей етап, і, отже, провісник наднової II типу повинен мати масу не менше і бути молодою ОВ-зіркою аж до вибуху.

Щоправда, зазначена вище поява наднових I типу у Великій Магеллановій хмарі дещо порушує достовірність описаної картини.

Природно припустити, що провісник наднової I типу є білий карлику масою близько , позбавлений водню. Але він став таким тому, що входив до складу подвійної системи, в якій масивніший червоний гігант віддає свою речовину бурхливим потоком так, що від нього залишається зрештою вироджене ядро ​​- білий карлик вуглецево-кисневого складу, а колишній супутниксам стає гігантом і починає назад відсилати речовину білого карлика, утворюючи там Н = Не-оболонку. Маса його зростає і тоді, коли наближається до межі (18.9), а центральна температура його зростає до 4-10 ° К, при якій загоряється вуглець.

У звичайної зірки зі зростанням температури зростає тиск, який підтримує шари, що лежать вище. Але у виродженого газу тиск залежить тільки від густини, він не зростатиме з температурою, і шари, що лежать вище, будуть падати до центру, а не розширюватися, щоб компенсувати зростання температури. Буде відбуватися спадання (колапс) ядра і прилеглих до нього верств. Падіння йде різко прискорено, поки температура, що зросла, не зніме виродження, і тоді почнеться розширення зірки «в марних потугах» стабілізуватися, тоді як хвиля згоряння вуглецю проноситься через неї. Цей процес триває секунду-дві, за цей час речовина з масою близько однієї маси Сонця перетворюється на розпад якого (з виділенням -квантів і позитронів) підтримує високу температуру у оболонки, що бурхливо розширюється до розмірів в десятки а. е. утворюється (з часом напіврозпаду), від розпаду якого виникає в кількості Білий карлик руйнується до кінця. Але не видно причин для утворення нейтронної зірки. А тим часом у залишках спалаху наднового ми не знаходимо помітної кількості заліза, а знаходимо нейтронні зірки (див. далі). У цих фактах - головна складністьвикладеної моделі спалаху наднової I типу.

Але пояснення механізму спалаху наднової II типу зустрічаються з ще більшими труднощами. Очевидно, її попередник не входить до складу подвійної системи. При великої маси(Більше ) він еволюціонує самостійно і швидко, переживаючи одну за одною фази згоряння Н, Не, С, Про до Na і Si і далі до Fe-Ni-ядра. Кожна нова фаза включається при вичерпанні попередньої, коли втративши здатність протидіяти гравітації, ядро ​​колапсує, температура підвищується і наступний етап вступає в дію. Якщо справа дійде до фази Fe-Ni, джерело енергії пропаде, тому що залізне ядро ​​руйнується під впливом високоенергійних фотонів на безліч частинок, і цей процес ендотермічний. Він допомагає колапсу. І вже немає більше енергії, здатної зупинити оболонку, що колапсує.

А ядро ​​має можливість перейти в стан чорної діри (див. с. 289) через стадію нейтронної зірки за допомогою реакції .

Подальший розвитокявищ стає дуже незрозумілим. Запропоновано багато варіантів, але в них немає пояснення того, як при колапсі ядра оболонка викидається назовні.

Що ж до описової сторони справи, то при масі оболонки і швидкості викидання близько 2000 км/с, витрачена на це енергія досягає , а випромінювання протягом спалаху (в основному за 70 діб) забирає з собою .

Ми знову повернемося до розгляду процесу спалаху наднової, але вже з допомогою вивчення залишків спалахів (див. § 28).

Досить рідко люди можуть спостерігати таке цікаве явищеяк наднова зірка. Але це не звичайне народження зірки, адже у нашій галактиці щороку народжуються до десяти зірок. А наднова зірка – явище, яке можна спостерігати лише раз на сто років. Так яскраво та красиво вмирають зірки.

Щоб зрозуміти, чому відбувається вибух наднової, потрібно повернутися до народження зірки. У просторі літає водень, який поступово збирається до хмар. Коли хмара досить велика, в її центрі починає збиратися водень ущільнений, і температура поступово підвищується. Під дією гравітації збирається ядро майбутньої зіркиде завдяки підвищеній температурі і зростанню тяжіння починає проходити реакція термоядерного синтезу. Від того, скільки водню зможе притягнути до себе зірка, залежить її майбутній розмір – від червоного карлика до блакитного гіганта. Згодом встановлюється баланс роботи зірки, зовнішні шари тиснуть на ядро, а ядро ​​розширюється завдяки енергії термоядерного синтезу.

Зірка є своєрідним і, як у будь-якого реактора, коли-небудь у неї закінчиться паливо - водень. Але щоб ми побачили, як вибухнула наднова зірка, має пройти ще трохи часу, адже в реакторі замість водню утворилося інше паливо (гелій), яке почне спалювати зірка, перетворюючи його на кисень, а потім на вуглець. І так буде продовжуватися, поки в ядрі зірки не утворюється залізо, яке при термоядерної реакціїне виділяє енергію, а споживає її. За таких умов може статися вибух наднової зірки.

Ядро стає важчим і холоднішим, в результаті легші верхні шари починають падати на нього. Знову запускається синтез, але цього разу швидше звичайного, в результаті чого зірка просто вибухає, розкидаючи в навколишній простір свою матерію. Залежно від неї можуть також залишитися відомі з них - (речовина з неймовірно високою щільністю, яка має дуже велику і може випромінювати світло). Такі освіти залишаються після дуже великих зірок, які зуміли зробити термоядерний синтездуже важких елементів. Зірки менше залишають після себе нейтронні або залізні малі зірки, які майже не випромінюють світла, але теж мають високу щільністьматерії.

Нові та наднові зірки тісно пов'язані, адже смерть однієї з них може означати народження нової. Цей процес продовжується нескінченно. Наднова зірка розносить у навколишній простір мільйони тон матерії, яка знову збирається у хмари, і починається формування нового небесного тіла. Вчені стверджують, що всі важкі елементи, які знаходяться в нашій Сонячній системі, Сонце під час свого народження "украло" у зірки, що вибухнула колись. Природа дивовижна, і смерть чогось одного завжди означає народження чогось нового. У відкритому космосіматерія розпадається, а зірках утворюється, створюючи великий баланс Всесвіту.

СВЕРХНОВА ЗІРКА,вибух, який ознаменував смерть зірки. Іноді спалах наднової перевищує за яскравістю галактику, в якій вона сталася.

Наднові ділять на два основні типи. Тип I відрізняється дефіцитом водню в оптичному діапазоні; тому вважають, що це вибух білого карлика зірки, за масою близькою до Сонця, але меншою за розміром і більш щільною. У складі білого карлика майже немає водню, бо це кінцевий продуктеволюція нормальної зірки. У 1930-х роках С.Чандрасекар показав, що маса білого карлика не може бути вищою за певну межу. Якщо він знаходиться в подвійний системіз нормальною зіркою, її речовина може перетікати на поверхню білого карлика. Коли його маса перевищить межу Чандрасекара, білий карлик колапсує (стискається), нагрівається та вибухає. Див. такожЗІРКИ.

Наднова II типу спалахнула 23 лютого 1987 року у сусідній з нами галактиці Велика Магелланова Хмара. Їй дали ім'я Яна Шелтона, який першим помітив спалах наднової за допомогою телескопа, а потім і неозброєним оком. (Останнє подібне відкриття належить Кеплеру, який побачив спалах наднової в нашій Галактиці в 1604, незадовго до винаходу телескопа.) Одночасно з оптичним спалахом наднової 1987 року спеціальні детектори в Японії і в шт. Огайо (США) зареєстрували потік нейтрино | елементарних частинок, що народжуються при дуже високих температурахв процесі колапсу ядра зірки і легко проникають крізь її оболонку. Хоча потік нейтрино був випущений зіркою разом з оптичним спалахом приблизно 150 тис. років тому, він досяг Землі практично одночасно з фотонами, довівши тим самим, що нейтрино не має маси і рухається зі швидкістю світла. Ці спостереження підтвердили також припущення, що близько 10% маси ядра зірки, що колапсує, випромінюється у вигляді нейтрино, коли саме ядро ​​стискається в нейтронну зірку. У дуже масивних зірокпри спалаху наднової ядра стискаються до ще великих щільностейі, ймовірно, перетворюються на чорні дірки, але скидання зовнішніх шарівзірки все ж таки відбувається. Див. такожЧОРНА ДІРА.

У нашій Галактиці Крабоподібна туманність є залишком вибуху наднової, який спостерігали китайські вчені в 1054. Відомий астроном Т.Браге також спостерігав у 1572 наднову, що спалахнула в нашій Галактиці. Хоча наднову Шелтон стала першою близькою надновою, відкритою після Кеплера, сотні наднових в інших, більш далеких галактиках були помічені за допомогою телескопів за останні 100 років.

У залишках вибуху наднової можна знайти вуглець, кисень, залізо та важчі елементи. Отже, ці вибухи грають важливу рольу нуклеосинтезі ¦ процесі освіти хімічних елементів. Можливо, що 5 млрд. років тому народженню Сонячної системи теж передував вибух наднової, в результаті якого виникло багато елементів, що увійшли до складу Сонця та планет. НУКЛЕОСИНТЕЗ.