Что такое супернова в космосе

Сверхновая звезда

История наблюдений за сверхновыми звездами

Различные цивилизации регистрировали сверхновые задолго до изобретения телескопа. Самая старая зарегистрированная сверхновая – RCW 86, которую китайские астрономы видели в 185 году нашей эры. Их записи показывают, что эта звезда оставалась на небе в течение 8 месяцев. До начала 17 века (когда появились телескопы) было зафиксировано всего 7 сверхновых.

Крабовидная туманность как остаток сверхновой SN 1054

В современную эпоху одной из наиболее известных сверхновых была SN 1987A 1987 года рождения, которая до сих пор изучается астрономами. Они могут видеть, как развивается сверхновая в первые несколько десятилетий после взрыва.

Звездная смерть

В среднем сверхновая будет возникать примерно раз в 50 лет в галактике размером с Млечный путь. Иными словами, где-то во Вселенной каждую секунду или около того взрывается звезда, и некоторые из них находятся не слишком далеко от Земли.

То, как именно умирает звезда, отчасти зависит от ее массы. Нашему Солнцу, например, не хватает массы, чтобы взорваться как сверхновая. Вместо этого, через пару миллиардов лет, оно раздуется в красного гиганта, поглотит ближайшие планеты, а потом превратится в белого карлика. Но при правильном количестве массы звезда может сгореть в огненном взрыве.

Классификация сверхновых

Звезда может стать сверхновой одним из двух способов:

Тип I

Они происходят из двойных звездных систем, в которых углеродно-кислородный белый карлик притягивает к себе материю от своего компаньона (аккреция). При таком сценарии на белом карлике скапливается столько массы, что его ядро достигает критической плотности 2 х 10 9 г/см³. Этого достаточно, чтобы привести к неконтролируемому слиянию углерода и кислорода, что приведет к детонации звезды.

Тип II

Чтобы звезда взорвалась как сверхновая второго типа, она должна быть в несколько раз массивнее Солнца (по оценкам, от 8 до 15 солнечных масс). Как и у Солнца, у неё в конечном итоге закончится водород, а затем гелиевое топливо в её ядре. Однако у такой звезды будет достаточно массы и давления, чтобы плавить углерод. Вот что происходит дальше:

То, что осталось – сверхплотный объект, называемый нейтронной звездой. Это объект размером с город, который может иметь массы больше нашего Солнца.

Звезды, намного более массивные, чем Солнце (около 20-30 солнечных масс), не могут взорваться как сверхновые, считают астрономы. Вместо этого они коллапсируют, образуя черные дыры.

В 2018 года учёными были озвучены данные о возможном открытии в ходе своих наблюдений нового, до сих пор неизученного, третьего типа сверхновых. Во время этих наблюдений, были зафиксированы 72 кратковременные вспышки с температурой от 10 до 30 тыс.°C и размерами от нескольких единиц до нескольких сотен а. е. Основная особенность этих космических событий заключается в их относительной кратковременности — всего несколько недель, а не несколько месяцев как у обычных сверхновых.

Источник

Новые и сверхновые звезды

Спустя сотни лет в записях китайских и арабских астрономов от 1054 года также встречаются упоминания о появлении яркой звезды на небосводе, свет которой и днем и ночью в течение трех недель удивлял наблюдателей.

Отличия новой и сверхновой

И хотя названия похожи, процессы, происходящие при этих астрономических явлениях, имеют довольно значительные отличия.

Чтобы лучше понять, что же происходит на бескрайних просторах Вселенной, вспомним начала астрономии по учебнику «Астрономия. 10-11 классы» под редакцией Воронцова-Вельяминова.

Вспышка сверхновой звезды

Во время жизни огненного светила происходит непримиримая борьба между разнонаправленными силами. К центру звездной массы сжимает звезду изо всех сил гравитация, стараясь превратить огненный огромный шар в футбольный мячик. Термоядерные реакции, кипящие в толще звездных масс и на поверхности, стараются разорвать светило на мелкие кусочки.

В толще юной звезды запасы водорода огромны, и благодаря постоянно протекающим реакциям образования гелия из атомов водорода, силы гравитации и термоядерных реакций находятся в относительном равновесии.

Но ничто не вечно, и за пару-тройку миллиардов лет запасы водорода истощаются и некогда активная звезда стареет. Ядро становится комком раскаленного гелия, по краям которого выгорает водород. В предсмертных конвульсиях догорают последние запасы водорода и вот уже небесное светило не в силах противостоять собственной гравитации.

Взрыв неимоверной мощи по яркости превосходит светимость целой галактики, а тяжелые элементы космический ветер разносит по межзвездному пространству. Из остатков звезды образуются новые планеты в звездных системах, расположенных в сотнях световых лет от места, где произошла космическая трагедия.

Железо, алюминий и другие металлы на нашей планете – и есть остатки некогда погибшей сверхновой звезды. После взрыва звезда превращается в нейтронную звезду или черную дыру, в зависимости от ее первоначальной массы. Процессы, происходящие на поверхности звезды, описаны на странице 168 «Астрономия. 10-11 классы» под редакцией Воронцова-Вельяминова.

В зависимости от типа погибшей звезды выделяют:

При взрыве сверхновой звезда погибает навсегда, превращаясь либо в черную дыру, либо в нейтронную звезду.

Взрыв новой – зрелище не менее впечатляющее (ведь светимость ничем не примечательного небесного тела увеличивается от 50 тысяч до 100 тысяч раз), но более частое. Обычно это происходит в системе из двух звезд, в которой одна планета значительно старше и в своем возрасте находится на главной последовательности или перешла в стадию красного гиганта и уже успела заполнить свою полость Роша, а вторая звезда – белый карлик. В результате тесного взаимодействия на белый карлик от гигантской соседки через окрестности точки Лагранжа L1 перетекает газ, содержащий до 90% водорода.

Полученное карликом вещество формирует вокруг меньшей звезды аккреционный диск. Скорость аккреции на белый карлик – постоянная величина, и, зная параметры звезды-компаньона и отношение масс звёзд-компонентов двойной системы, это значение можно рассчитать.

И, как иногда шутят астрономы, «Мне не дано знать, был ли распят Христос за меня, но я точно уверен, что мое тело создано из остатков сотен звезд».

Крабовидная туманность, которую с помощью космических телескопов мы можем наблюдать на потрясающих воображение снимках космоса, и есть та самая таинственная сверхновая, которую описывали наблюдатели в арабских странах и Китае в 1054 году.

Но такое везение выпало не только на долю древних астрономов.

В феврале 1987 года астрономы зафиксировали яркую вспышку в Большом Магеллановом Облаке – галактике, расположенной всего в 168 тысячах световых лет от Солнечной системы. Поскольку это была первая сверхновая, которую зафиксировали в 1987 году, она получила название – SN 1987A.

Любителям астрономии в южном полушарии повезло. Несколько недель яркое небесное тело с блеском 4-звездной величины было доступно для наблюдения невооруженным глазом.

Это была первая сверхновая на таком близком расстоянии, которая взорвалась после изобретения телескопа. И благодаря современному оборудованию ученые смогли изучить фотометрические и спектральные характеристики, и вот уже более тридцати лет астрономы наблюдают за превращением сверхновой в расширяющуюся газовую туманность.

Рождение сверхновой звезды

Современные ученые официально предсказывают, что в 2022 году невооруженным взглядом астрономы Земли смогут наблюдать за ярчайшим взрывом сверхновой. На расстоянии 1800 световых лет от нашей голубой планеты, в созвездии Лебедя, катастрофа настигнет тесную двойную систему KIC 9832227.

Пожалуй, это будет первый в истории эпизод, когда ученые-астрономы будут наблюдать, прильнув к окулярам телескопов, за катастрофой во всеоружии, однако не в силах ее предупредить. Яркая вспышка сверхновой будет видна на небе в созвездии Лебедя и Северного креста.

Методические советы

Воспользуйтесь интерактивным приложением для атласа по астрономии, чтобы закрепить теорию на практике и с пользой провести остаток урока.

Источник

Как умирают самые массивные звёзды: сверхновая, гиперновая или прямой коллапс?

Иллюстрация процесса взрыва сверхновой, наблюдаемой с Земли в XVII веке в созвездии Кассиопея. Окружающий её материал и постоянное испускание электромагнитного излучения сыграли свою роль в непрерывной подсветке остатков звезды

Создайте достаточно массивную звезду, и она не закончит свои дни тихонечко — так, как это предстоит нашему Солнцу, которое сначала будет плавно гореть миллиарды и миллиарды лет, а затем сожмётся до белого карлика. Вместо этого её ядро схлопнется, и запустит неконтролируемую реакцию синтеза, которая разметает внешние слои звезды во взрыве сверхновой, а внутренние части сожмёт в нейтронную звезду или чёрную дыру. По крайней мере, так принято считать. Но если вы возьмёте достаточно массивную звезду, сверхновой может и не получиться. Вместо этого есть другая возможность – прямое схлопывание, в котором вся звезда просто исчезает, превращаясь в чёрную дыру. А ещё одна возможность известна, как гиперновая — она гораздо более энергетическая и яркая, чем сверхновая, и не оставляет за собой остатков ядра. Каким же образом закончат свою жизнь самые массивные звёзды? Вот, что говорит об этом наука.

Туманность из остатков сверхновой W49B, всё ещё видимая в рентгеновском диапазоне, а также на радио- и инфракрасных волнах. Звезда должна превышать Солнце по массе хотя бы в 8-10 раз, чтобы породить сверхновую и создать необходимые для появления во Вселенной таких планет, как Земля, тяжёлые элементы.

Ультрамассивная звезда WR 124 (звезда класса Вольфа-Райе) с окружающей её туманностью – одна из тысяч звёзд Млечного Пути, способная стать следующей сверхновой. Она также гораздо больше и массивнее тех звёзд, что можно создать во Вселенной, содержащей лишь водород и гелий, и уже может находиться на этапе сжигания углерода.

Если звезда будет настолько массивной, то её ждёт настоящий космический фейерверк. В отличие от солнцеподобных звёзд, нежно срывающих свои верхние слои, из которых формируется планетарная туманность, и сжимающихся до белого карлика, богатого углеродом и кислородом, или до красного карлика, который никогда не достигнет этапа сжигания гелия, и просто сожмётся до богатого гелием белого карлика, наиболее массивным звёздам уготован настоящий катаклизм. Чаще всего, особенно у звёзд с не самой большой массой (≈ 20 солнечных масс и меньше), температура ядра продолжает повышаться, пока процесс синтеза переходит на более тяжёлые элементы: от углерода к кислороду и/или неону, и затем далее, по периодической таблице, к магнию, кремнию, сере, приходя в итоге к железу, кобальту и никелю. Синтез дальнейших элементов потребовал бы больше энергии, чем выделяется при реакции, поэтому ядро схлопывается и появляется сверхновая.

Анатомия сверхмассивной звезды в течение её жизни, заканчивающейся сверхновой II типа

Это очень яркий и красочный конец, настигающий множество массивных звёзд во Вселенной. Из всех появившихся в ней звёзд лишь 1% обретают достаточную массу, чтобы дойти до такого состояния. При повышении массы количество звёзд, достигших её, уменьшается. Порядка 80% всех звёзд во Вселенной – красные карлики; масса 40% их них не превышает массы Солнца. При этом Солнце массивнее 95% звёзд во Вселенной. В ночном небе полно очень ярких звёзд: тех, что легче всего увидеть человеку. Но за порогом нижнего ограничения для появления сверхновой существуют звёзды, превышающие Солнце по массе в десятки и даже сотни раз. Они очень редки, но весьма важны для космоса – всё потому, что массивные звёзды могут закончить своё существование не только в виде сверхновой.

Туманность Пузырь находится на задворках останков сверхновой, появившейся тысячи лет назад. Если удалённые сверхновые находятся в более пыльном окружении, чем их современные двойники, это потребует коррекции нашего сегодняшнего понимания тёмной энергии

Во-первых, у многих массивных звёзд имеются истекающие потоки и выброшенный наружу материал. Со временем, когда они приближаются либо к концу своей жизни, либо к концу одного из этапов синтеза, что-то заставляет ядро на короткое время сжаться, из-за чего оно разогревается. Когда ядро становится горячее, скорость всех типов ядерных реакций увеличивается, что ведёт к быстрому увеличению количества энергии, создаваемому в ядре звезды. Это увеличение энергии может сбрасывать большое количество массы, порождая явление, известное, как псевдосверхновая: происходит вспышка ярче любой нормальной звезды, и теряется масса в количестве до десяти солнечных. Звезда Эта Киля (ниже) стала псевдосверхновой в XIX веке, но внутри созданной ею туманности она всё ещё горит, ожидая финальной участи.

Псевдосверхновая XIX века явила себя в виде гигантского взрыва, выбросив материала на несколько солнц в межзвёздное пространство от Эты Киля. Такие звёзды большой массы в богатых металлами галактиках (как, например, наша), выбрасывают существенную долю своей массы, чем отличаются от звёзд в меньших по размеру галактиках, содержащих меньше металлов

Так какова же конечная судьба звёзд, массой более чем в 20 раз превышающих наше Солнце? У них есть три возможности, и мы ещё не полностью уверены в том, какие именно условия приводят к развитию каждой из трёх. Одна из них – сверхновая, которые мы уже обсудили. Любая ультрамассивная звезда, теряющая достаточно много своей массы, может превратиться в сверхновую, если её масса внезапно попадёт в правильные пределы. Но существуют ещё два промежутка масс – и опять-таки, мы точно не знаем, какие именно это массы – позволяющие произойти двум другим событиям. Оба этих события определённо существуют – мы уже их наблюдали.

Фотографии в видимом и близком к инфракрасному свете с Хаббла демонстрируют массивную звезду, примерно в 25 раз превышающую Солнце по массе, внезапно исчезнувшую, и не оставившую ни сверхновой, ни какого-то другого объяснения. Единственным разумным объяснением будет прямой коллапс.

Чёрные дыры прямого коллапса. Когда звезда превращается в сверхновую, её ядро схлопывается, и может стать либо нейтронной звездой, либо чёрной дырой – в зависимости от массы. Но только в прошлом году, впервые, астрономы наблюдали, как звезда массой в 25 солнечных просто исчезла. Звёзды не исчезают бесследно, но тому, что могло произойти, существует физическое объяснение: ядро звезды прекратило создавать достаточное давление излучения, уравновешивавшее гравитационное сжатие. Если центральный регион становится достаточно плотным, то есть, если достаточно большая масса оказывается сжатой в достаточно малый объём, формируется горизонт событий и возникает чёрная дыра. А после появления чёрной дыры всё остальное просто втягивается внутрь.

Одно из множества скоплений в этом регионе подсвечивается массивными, короткоживущими голубыми звёздами. Всего за 10 миллионов лет большая часть из наиболее массивных звёзд взорвётся, став сверхновыми II типа – или просто испытает прямой коллапс

Теоретическую возможность прямого коллапса предсказывали для очень массивных звёзд, более 200-250 солнечных масс. Но недавнее исчезновение звезды такой относительно малой массы поставило теорию под вопрос. Возможно, мы не так хорошо понимаем внутренние процессы звёздных ядер, как считали, и, возможно, у звезды есть несколько способов просто схлопнуться целиком и исчезнуть, не сбрасывая какого-то ощутимого количества массы. В таком случае формирование чёрных дыр через прямой коллапс может быть гораздо более частым явлением, чем считалось, и это может быть весьма удобным для Вселенной способом создания сверхмассивных чёрных дыр на самых ранних стадиях развития. Но существует и другой итог, совершенно противоположный: световое шоу, гораздо более красочное, чем сверхновая.

При определённых условиях звезда может взорваться так, что не оставит ничего после себя!

Взрыв гиперновой. Также известен, как сверхъяркая сверхновая. Такие события бывают гораздо более яркими и дают совсем другие световые кривые (последовательность повышения и понижения яркости), чем любые сверхновые. Ведущее объяснение явления известно, как «парно-нестабильная сверхновая». Когда большая масса – в сотни, тысячи и даже многие миллионы раз больше массы всей нашей планеты – схлопывается в небольшой объём, выделяется огромное количество энергии. Теоретически, если звезда будет достаточно массивной, порядка 100 солнечных масс, выделяемая ею энергия окажется такой большой, что отдельные фотоны могут начать превращаться в электрон-позитронные пары. С электронами всё ясно, а вот позитроны – это их двойники из антиматерии, и у них есть свои особенности.

На диаграмме показан процесс производства пар, который, как считают астрономы, привёл к появлению гиперновой SN 2006gy. При появлении фотонов достаточно высокой энергии появятся и электрон-позитронные пары, из-за чего упадёт давление и начнётся неуправляемая реакция, уничтожающая звезду

Это значит, что для сверхмассивной звезды есть четыре варианта развития событий:

При изучении очень массивной звезды появляется искушение предположить, что она станет сверхновой, после чего останется чёрная дыра или нейтронная звезда. Но на самом деле есть ещё два возможных варианта развитии событий, которые уже наблюдали, и которые происходят довольно часто по космическим меркам. Учёные всё ещё работают над пониманием того, когда и при каких условиях происходит каждое из этих событий, но они на самом деле происходят. В следующий раз, рассматривая звезду, во много раз превосходящую Солнце по массе и размеру, не думайте, что сверхновая станет неизбежным итогом. В таких объектах остаётся ещё много жизни, и много вариантов их гибели. Мы знаем, что наша наблюдаемая Вселенная началась со взрыва. В случае наиболее массивных звёзд мы пока ещё не уверены, закончат ли они свою жизнь взрывом, уничтожив себя целиком, или же тихим коллапсом, полностью сжавшись в гравитационную бездну пустоты.

Источник

что такое супернова в космосе

Что же такое загадочная сверхновая звезда?

В ночном небе вдруг вспыхивает ослепительно яркая звезда — ее не было всего несколько часов назад, но сейчас она горит как маяк.

Сверхновые могут кратковременно затмевать целые галактики и излучать больше энергии, чем наше Солнце выработает за всю свою жизнь. Они также являются основным источником тяжелых элементов во Вселенной. Согласно НАСА, сверхновые являются «самым большим взрывом, который может произойти в космосе».

История наблюдений сверхновых

Различные цивилизации описывали сверхновые еще задолго до того, как был изобретен телескоп. Самая ранняя зарегистрированная сверхновая — RCW 86. Китайские астрономы наблюдали ее в 185 году нашей эры. Их записи показывают, что эта «новая звезда» оставалась на небе в течение восьми месяцев.

До начала 17 века, до того как стали доступны телескопы, по данным Британской энциклопедии было зарегистрировано семь сверхновых звезд.

Термин «сверхновая» не использовался до 1930-х годов. Первым его использовали Уолтер Бааде и Фриц Цвикки из Обсерватории Маунт-Вильсон, в связи со взрывоподобным событием, которое они наблюдали, названным S Andromedae (также известным как SN 1885A). Это событие произошло в галактике Андромеда. Они предположили, что сверхновые возникают, когда обычные звезды сталкиваются с нейтронными.

Одна из самых известных сверхновых — SN 1987A. Это случилось в 1987 году, и это событие все еще изучается астрономами, потому что они могут наблюдать, как сверхновая эволюционирует в первые несколько десятилетий после взрыва.

Смерть звезды

В среднем, сверхновая будет происходить примерно раз в 50 лет в галактике размером с Млечный Путь. Иными словами, звезда взрывается каждую секунду или близко в этому где-то во Вселенной, и поэтому многие из них находятся очень далеко от Земли. Около 10 миллионов лет назад кластер сверхновых создал «местный пузырь», размерами в 300 световых лет, область газа в межзвездной среде, которая окружает Солнечную систему.

Звезда может стать сверхновой в одном из двух случаях:

Сверхновые типа II

Давайте сначала рассмотрим более захватывающий тип сверхновой — II. Для того, чтобы звезда взорвалась как сверхновая II типа, она должна быть в несколько раз более массивной, чем Солнце (оценки говорят о массах от 8 до 15 солнечных). Подобно Солнцу, в ней будет гореть водород, а затем гелий. У нее также будет достаточно массы и давления, чтобы синтезировать углерод. Вот что будет дальше:

На месте взрыва остается сверхплотный объект, называемый нейтронной звездой, размером с город, который может содержать массу Солнца в небольшом пространстве.

Существуют подкатегории сверхновых типа II, классифицированные по их кривым блеска. Свет сверхновых типа II-L неуклонно снижается после взрыва, в то время как свет типа II-P остается устойчивым на некоторое время прежде, чем уменьшиться.Оба типа имеют линию водорода в спектрах.

Астрономы считают, что звезды, гораздо более массивные, чем Солнце (около 20-30 солнечных масс), не могут взорваться как сверхновая. Вместо этого они разрушаются, образуя черные дыры.

Сверхновые типа I

У сверхновых типа I отсутствует линия водорода в их спектрах.

Астрономы используют сверхновые типа Ia для измерения космических расстояний, потому что, как считается, они пылают с одинаковой яркостью на своих пиках.

Сверхновые типа Ib и Ic также претерпевают крах ядра, как и сверхновые типа II, но теряют при этом большую часть своих внешних оболочек из водорода.

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

Сверхновая звезда

История наблюдений за сверхновыми звездами

Различные цивилизации регистрировали сверхновые задолго до изобретения телескопа. Самая старая зарегистрированная сверхновая – RCW 86, которую китайские астрономы видели в 185 году нашей эры. Их записи показывают, что эта звезда оставалась на небе в течение 8 месяцев. До начала 17 века (когда появились телескопы) было зафиксировано всего 7 сверхновых.

Крабовидная туманность как остаток сверхновой SN 1054

В современную эпоху одной из наиболее известных сверхновых была SN 1987A 1987 года рождения, которая до сих пор изучается астрономами. Они могут видеть, как развивается сверхновая в первые несколько десятилетий после взрыва.

Звездная смерть

В среднем сверхновая будет возникать примерно раз в 50 лет в галактике размером с Млечный путь. Иными словами, где-то во Вселенной каждую секунду или около того взрывается звезда, и некоторые из них находятся не слишком далеко от Земли.

То, как именно умирает звезда, отчасти зависит от ее массы. Нашему Солнцу, например, не хватает массы, чтобы взорваться как сверхновая. Вместо этого, через пару миллиардов лет, оно раздуется в красного гиганта, поглотит ближайшие планеты, а потом превратится в белого карлика. Но при правильном количестве массы звезда может сгореть в огненном взрыве.

Классификация сверхновых

Звезда может стать сверхновой одним из двух способов:

Тип I

Они происходят из двойных звездных систем, в которых углеродно-кислородный белый карлик притягивает к себе материю от своего компаньона (аккреция). При таком сценарии на белом карлике скапливается столько массы, что его ядро достигает критической плотности 2 х 10 9 г/см³. Этого достаточно, чтобы привести к неконтролируемому слиянию углерода и кислорода, что приведет к детонации звезды.

Тип II

Чтобы звезда взорвалась как сверхновая второго типа, она должна быть в несколько раз массивнее Солнца (по оценкам, от 8 до 15 солнечных масс). Как и у Солнца, у неё в конечном итоге закончится водород, а затем гелиевое топливо в её ядре. Однако у такой звезды будет достаточно массы и давления, чтобы плавить углерод. Вот что происходит дальше:

То, что осталось – сверхплотный объект, называемый нейтронной звездой. Это объект размером с город, который может иметь массы больше нашего Солнца.

Звезды, намного более массивные, чем Солнце (около 20-30 солнечных масс), не могут взорваться как сверхновые, считают астрономы. Вместо этого они коллапсируют, образуя черные дыры.

В 2018 года учёными были озвучены данные о возможном открытии в ходе своих наблюдений нового, до сих пор неизученного, третьего типа сверхновых. Во время этих наблюдений, были зафиксированы 72 кратковременные вспышки с температурой от 10 до 30 тыс.°C и размерами от нескольких единиц до нескольких сотен а. е. Основная особенность этих космических событий заключается в их относительной кратковременности — всего несколько недель, а не несколько месяцев как у обычных сверхновых.

Как одна вспышка света изменила наше представление о сверхновых звездах

Потрясающая вспышка ультрафиолетового света от взрывающегося белого карлика была обнаружена астрономами только во второй раз и может дать исследователям важные подсказки о том, что подстегивает гибель этих древних, остывающих звезд. Чрезвычайно редкий тип взрыва сверхновых даст ученым шанс раскрыть несколько давних загадок, в том числе о том, что заставляет белых карликов взрываться, как темная энергия ускоряет космос и как Вселенная создает тяжелые металлы — такие как железо. Рассказываем все о сверхновых: что их вызывает, какие бывают типы сверхновых; о самой большой звезде и о ближайшем к нам белом карлике. И о том, почему эта ультрафиолетовая вспышка изменила представление ученых о сверхновых звездах.

Читайте «Хайтек» в

Что такое сверхновая?

Где происходят сверхновые?

Сверхновые часто встречаются в других галактиках. В 1604 году Йоханнес Кеплер обнаружил последнюю наблюдаемую сверхновую в Млечном пути. Телескоп Чандра НАСА обнаружил остатки более новой сверхновой. Она взорвалась в Млечном пути более 100 лет назад.

Что вызывает сверхновую?

Сверхновая звезда случается в тех звездах, у которых происходит изменение в ее ядре или центре. Изменение может происходить двумя разными способами, и оба приводят к сверхновой. Таким образом, сверхновые звезды делятся на два типа.

Первый тип сверхновых звезд. «Воровство» энергии, которое приводит к взрыву

Первый тип сверхновой происходит в двойных звездных системах. Двойные звезды — это две звезды, которые вращаются вокруг одной и той же точки. Одна из звезд, углеродисто-кислородный белый карлик, крадет вещество у своей звезды-компаньона. В конце концов белый карлик накапливает слишком много материи. Из-за слишком большого количества вещества звезда взрывается, в результате чего появляется сверхновая.

Сверхновые типа I случаются немного реже и происходят в двойных звездных системах. Двойные звезды — это две звезды, которые вращаются вокруг одной и той же точки.

Одна звезда в паре — белый карлик, длинный мертвый остаток звезды главной последовательности, такой как наше Солнце. Вообще белые карлики — это звезды, состоящие из электронно-ядерной плазмы, лишенные источников термоядерной энергии и слабо светящиеся благодаря своей тепловой энергии. Они постепенно остывают и краснеют. Ближайший известный белый карлик — Сириус B, находящийся на расстоянии в 8,6 световых лет от Земли.

Вернемся к странной паре звезд. Компаньоном может быть звезда любого другого типа, например, красный гигант, звезда главной последовательности или даже другой белый карлик.

Для процесса взрыва сверхновой важно то, чтобы они были достаточно близки: у белого карлика должна быть возможность украсть вещество у своего партнера. Когда украденное количество достигает в 1,4 раза больше массы Солнца, белый карлик взрывается как сверхновая и полностью испаряется.

Из-за этого соотношения 1,4 астрономы используют сверхновые типа Ia в качестве «стандартных свечей» для измерения расстояний во Вселенной. Так как они знают, сколько энергии было при взрыве карлика, астрономы могут рассчитать расстояние до него.

Второй тип сверхновых звезд. Как и почему умирают огромные звезды?

Это сверхновые, которые возникают, когда умирают массивные звезды. Это звезды, масса которых превышает массу Солнца во много раз.

Самая тяжелая, самая горячая, самая яркая из известных науке звезд во Вселенной — это R136a1, звезда в звездном скоплении R136 в эмиссионной туманности NGC 2070, расположенной в Большом Магеллановом облаке.

Это изображение Хаббла показывает центральную область туманности Тарантул в Большом Магеллановом облаке. Молодое и плотное звездное скопление R136 можно увидеть в правом нижнем углу изображения. Это скопление содержит сотни молодых голубых звезд, среди которых самая массивная звезда, обнаруженная во Вселенной до сих пор.

Предоставлено: НАСА, ЕКА, P Crowther (Университет Шеффилда)

Звезды, как вы знаете, синтезируют водород в их ядрах. Эта реакция высвобождает энергию в форме фотонов и это «давление света» усиливает гравитацию звезды, сжимая ее.

Наше Солнце не имеет массы, способной поддерживать реакции синтеза с элементами помимо водорода или гелия. Поэтому когда весь гелий будет израсходован, реакции синтеза прекратятся, Солнце превратится в белого карлика и начнет остывать.

Если у вас есть звезда, которая превышает массу Солнца в 8–25 раз, она может соединить более тяжелые элементы в своем ядре. Когда у массивной звезды заканчивается водород, она переключается на гелий, а затем на углерод, неон и так далее. Однако когда процессы в ядре доходят до железа, реакция синтеза требует больше энергии, чем производит.

Внешние слои звезды падают внутрь за доли секунды, а затем детонируют как сверхновая типа II. Остается только плотная нейтронная звезда в качестве остатка.

Но если исходная звезда имела вес выше, чем у Солнца, более чем в 25 раз, происходит такой же коллапс ядра. Но сила материала, падающего внутрь, сжимает ядро ​​в черную дыру.

Это изображение показывает две массивные черные дыры в галактике OJ 287. Меньшая черная дыра вращается вокруг большей, которая также окружена газовым диском. Когда маленькая черная дыра врезается в диск, она дает вспышку ярче 1 триллиона звезд.

Чрезвычайно массивные звезды, или гипергиганты с массой, более чем в 100 раз выше солнечной, просто взрываются без следа. Фактически вскоре после Большого взрыва появились звезды с сотнями, а может быть, даже тысячами масс Солнца, состоящие из чистого водорода и гелия. Эти монстры прожили бы очень короткую жизнь, взорвавшись с непостижимым количеством энергии.

Одна вспышка может объяснить, как взрываются белые карлики в сверхновые звезды

Недавно астрономы засвидетельствовали вспышку ультрафиолетового света после взрыва белого карлика в сверхновую звезду. Это всего лишь второй раз, когда такое событие наблюдалось астрономами.

Белый карлик — плотный остаток красных гигантских звезд, когда они взрываются. Но, как мы знаем, и белые карлики тоже могут взорваться. Ученые все еще пытаются выяснить почему — и эта вспышка света может помочь им найти ответ.

Необычная сверхновая была впервые обнаружена астрономам в декабре 2019 года. Они смогли наблюдать сверхновую и последующую ультрафиолетовую вспышку всего через один день после взрыва.

Событие называлось SN2019yvq и было прослежено до места, расположенного недалеко от хвоста созвездия Дракон, в 140 млн световых лет от Земли. Оно было названо сверхновой «Тип Ia» (произносится как «один-A»), что часто случается, когда взрывается белый карлик. Но ультрафиолетовая вспышка была неожиданной.

Но больше всего интересует исследователей тот факт, что эти два события не совсем похожи.

По словам ученых, они были уникальными в своем роде и кроме ультрафиолетовой вспышки, не имеют ничего общего. Астрофизик Адам Миллер предположил, что белые карлики могут взорваться, не достигнув предела Чандрасекара. Это верхний предел массы, при котором звезда может существовать как белый карлик. Если масса звезды превышает его, то она становится нейтронной звездой. Существование предела было доказано индийским астрофизиком Субраманьяном Чандрасекаром.

Ранее считалось, что белый карлик ниже массы или предела Чандрасекара, что в 1,4 раза больше массы Солнца, навсегда останется белым карликом. Но последнее исследование, опубликованное в Astrophysical Journal, изменило представление ученых о суперновых и белых карликах.

Что такого в этой ультрафиолетовой вспышке?

Ультрафиолетовая вспышка длилась всего пару дней, но этого было достаточно для интригующего понимания.

Раньше астрономы думали, что единственный способ возникновения такой ультрафиолетовой вспышки — это если материал, взорванный звездой, столкнулся с большой соседней звездой-компаньоном, которая быстро нагреет материал, достаточный для излучения ультрафиолетового света. Ультрафиолетовое излучение указывает на то, что сильный источник тепла находится внутри или рядом с белым карликом. Но ведь белые карлики охлаждаются с возрастом. Одна вспышка света уже изменила наше представление о сверхновых звездах.

Есть четыре потенциальных гипотезы для ультрафиолетовой вспышки, замеченной в этом событии.

Поскольку большая часть железа во Вселенной создается сверхновыми типа Ia, лучшее понимание этого явления может рассказать нам больше о нашей собственной планете. Например, железо из взорвавшихся звезд составляло ядро ​​всех каменистых планет, включая Землю.

Если вы хотите понять, как образовалась Земля, вам нужно знать, откуда появилось железо и «сколько нужно железа». Понимание того, как взрывается белый карлик, дает нам более точное понимание того, как оно создается и распределяется по всей Вселенной.

Разгадка темной энергии уже близко

Темная энергия — гипотетическая форма энергии, равномерно заполняющая все пространство Вселенной и проявляющаяся в антигравитации, то есть гравитации, отталкивающей, а не притягивающей массивные тела. Была введена в математическую модель Вселенной, чтобы объяснить, по какой причине она расширяется с ускорением.

Белые карлики уже играют огромную роль в современном понимании физиками темной энергии. Физики предсказывают, что все белые карлики имеют одинаковую яркость при взрыве. Таким образом, сверхновые типа Ia считаются «стандартными свечами», позволяя астрономам точно рассчитать, как далеко находятся взрывы от Земли. Использование сверхновых для измерения расстояний привело к открытию темной энергии, что было признано Нобелевской премией по физике 2011 года.

У ученых нет прямого способа измерить расстояние до других галактик. Большинство галактик фактически удаляются от нас. Если в далекой галактике есть сверхновая типа Ia, мы можем использовать ее для измерения комбинации расстояния и скорости, которая позволяет нам определять ускорение Вселенной. Темная энергия по-прежнему остается загадкой. Но эти сверхновые звезды — лучший способ исследовать темную энергию и понять, что это такое. И, главное, насколько быстро она ускоряет Вселенную.

Космические супербомбы: что такое новые и сверхновые звёзды, и как они взрываются

Ещё 2,5 тысячи лет тому назад древние астрономы заметили необычное явление: на небосводе внезапно вспыхивает необычайно яркая звезда, превосходящая по яркости большинство видимых небесных тел; в течение короткого времени она сияет с пугающей интенсивностью, но затем быстро (в течение года-полутора) уменьшает свою яркость пока, наконец, не исчезает.

Почему так происходит, древние астрономы, конечно же, понять не могли: разобраться в физике данного явления мы в общих чертах сумели лишь во второй половине XX века, да и то не на все вопросы у нас уже есть ответ.

В 1572 году датский астроном Тихо Браге описал свои наблюдения за одним из таких явлений. Так как случилось оно в части неба, где раньше ничего интересного не наблюдалось, Браге подумал, что имеет дело с рождением новой звезды (de stella nova на латыни), о чём и написал в своих заметках о явлении.

По мере развития телескопов, новые «новые» стали фиксировать всё чаще. Если, к примеру, с 6 века до нашей эры по 19 век было зарегистрировано порядка 100 таких объектов, то в XIX веке они наблюдались уже практически ежегодно. По мере накопления наблюдательного материала, стало ясно, что новая новой – рознь. Некоторые из таких вспыхивали гораздо ярче других, и их выделили в отдельный класс – сверхновые (supernova).

Русское название, кстати, ещё менее удачное, чем предыдущее: кажется, что речь идёт о «более новой» (в смысле возраста) звезде, тогда как на самом деле приставка «сверх» обозначает яркость, т.е. масштаб явления.

Дальше: больше. Во-первых, выяснилось, что взрывы новых и сверхновых представляют собой принципиальной разные процессы. Во-вторых, оказалось, что и сверхновые вызваны различными явлениями, лишь внешне выглядящими похоже, да и то только на первый взгляд. В-третьих, были обнаружены аномальные сверхновые, яркость которых на порядки превосходила яркость обычных сверхновых. Их назвали гиперновыми, и насчёт их природы до сих пор идут дискуссии.

Но начнём мы именно с самого часто встречающегося случая – с обычных новых.

Вторая молодость старой звезды

В принципе, белый карлик – это конец истории звезды: никаких реакций в нём не идёт, и он просто летает по космосу, медленно отдавая в окружающее пространство ранее накопленную энергию. По сути это огарок — но огарок достаточно массивный и очень плотный.

Однако если рядом с белым карликом есть другая звезда, то могут начать происходить более интересные вещи.

Белый карлик может силой своей гравитации воровать материю у звезды-партнёра: вещество из внешних слоёв такой звезды начинает медленно перетекать к белому карлику.

При этом следует помнить, что температура во внешних слоях звезды существенно ниже, чем нужно для возникновения ядерных реакций. Поэтому даже в звёздах, в ядрах которых сгорел уже весь водород, и горит уже более сложное топливо (например, гелий) поверхностные слои могут быть ещё быть достаточно богаты водородом. И именно этот относительно холодный водород начинает перетекать к белому карлику. Сжимаясь под действием его гравитации, он постепенно нагревается, достигая в итоге температур, при которых запускаются реакции термоядерного синтеза.

Нормальные звёзды обладают своеобразным механизмом саморегуляции, благодаря которому они относительно ровно горят, а не взрываются, подобно гигантским термоядерным бомбам. Объём звезды определяется равновесием между гравитацией звезды (стремящейся её сжать) и внутренним давлением. Последнее, в свою очередь, определяется интенсивностью реакций внутри звезды, а те, в свою очередь, зависят от температуры. Если интенсивность реакций по какой-то причине увеличивается, внутреннее давление возрастает, звезда расширяется, из-за расширения её температура снижается в соответствии с законами термодинамики, и реакция приходит в норму.

Но белые карлики из-за своего огромного сжатия состоят не из обычного, а из так называемого вырожденного газа, в котором частицы упакованы достаточно плотно для того, чтобы начали проявляться квантовые эффекты. Один из них заключается в том, что давление такого газа не зависит от температуры.

После вспышки белый карлик приходит в своё нормальное состояние, и всё возвращается на круги своя. Среди прочего, возобновляется и переток материала звезды-партнёра к белому карлику – то есть, запускается процесс подготовки нового взрыва. Другой вопрос, что занимать он может годы и десятилетия – а может сотни, тысячи или даже миллионы лет.

А что же сверхновые? Здесь всё сложнее, потому что под одним названием скрывается несколько совершенно разных процессов.

Сверхновые бывают двух основных типов, выделенных чисто по внешним признакам, когда до понимания физики процесса было ещё далеко. В излучении вспышек типа I отсутствуют линии водорода, во вспышках типа II они есть. Позже сверхновые типа I дополнительно разделили на типы Ia и Ib/с: у сверхновых Ia в спектре присутствуют линии кремния, у сверхновых типа Ib/с их нет.

Как это нередко бывает, впоследствии выяснилось, что классификация по внешним признакам оказалась не самой удачной: с физической точки зрения сверхновые типа Ib/с более близки к сверхновым типа II, чем к сверхновым типа I. Но – обо всём по порядку.

Сиять так сиять!

Сверхновые типа Ia во многом похожи на новые в том смысле, что для взрыва также требуется система из двух звёзд, по крайней мере одна из которых является белым карликом. Но только на сей раз оба компонента такой системы должны быть белыми карликами.

Грубо говоря, один белый карлик поглощает достаточно массы (и, соответственно, достаточно нагревается) для того, чтобы реакция синтеза кремния из углерода и кислорода всё-таки запустилась. Именно этот кремний и даёт характерные следы в спектрах взрывов таких сверхновых.

При этом мы помним: речь идёт о белом карлике, то есть, о звезде, состоящей из равномерно нагретого вырожденного газа. Поэтому когда в такой звезде достигаются условия для запуска термоядерной реакции углерода и кислорода, они одновременно достигаются во всём её объёме. И всё вещество звезды почти мгновенно вступает в реакцию, выделяя колоссальные объёмы энергии.

Проще говоря, в момент взрыва сверхновые типа Ia во всей Вселенной, похоже, перед взрывом имеют одни и те же параметры. А значит, и количество излучаемой ими энергии должно быть одинаковым. Соответственно, измерив яркость, с которой мы видим их с Земли, можно рассчитать расстояние до этих объектов, и сравнить его с расстоянием до них, полученных другими методами, основывающимися на наших представлениях о природе Вселенной (закон Хаббла).

А это, в свою очередь, позволяет нам проверить правильность этих представлений. В частности, именно наблюдения за удалёнными сверхновыми типа Ia привели учёных к мысли, что Вселенная расширяется со всё возрастающей скоростью, чего раньше не предполагали.

Нейтринный взрыв

Что же до сверхновых типа Ib/c и II, то их взрывы вызываются принципиально иными процессами. Сразу оговоримся: полной ясности на этот счёт у современной физики нет, и считающаяся общепризнанной модель этого процесса имеет достаточно много белых пятен.

Главными героями при взрывах также являются объекты из вырожденного газа – либо уже сформировавшиеся белые карлики (Ib/c), либо ядра звёзд, окружённые оболочками из более лёгких элементов (II).

Выше мы уже говорили, что вырожденный газ белых карликов – это самое плотное состояние, которого может достигнуть материя. Но это верно лишь отчасти. Несжимаемость такого газа объясняется квантовым взаимодействием («отталкиванием») между составляющими вещество частицами: электронами и атомными ядрами. Белые карлики вырождены именно в смысле взаимодействия между электронами (так и говорят: газ, вырожденный по электронам). Если бы электроны куда-то делись, то вещество можно было бы сжать ещё плотнее.

И в природе существует процесс, позволяющий вырожденному газу избавиться от электронов. Он называется «электронный захват». В процессе него протон атомного ядра захватывает электрон и превращается в нейтрон. При этом выделяется достаточно значительная энергия (преимущественно в виде крошечных частичек, известных как нейтрино). Если такой процесс начинает происходить массово, то в его результате вещество почти полностью лишается и протонов, и электронов, и оказывается состоящим практически полностью из одних нейтронов. А для такого вещества оказывается возможной куда большая плотность упаковки, нежели для вещества белого карлика.

Процесс образования такого вещества из вырожденного электронного газа называется нейтронизацией.

Образуется нейтронная звезда – ещё более плотная, чем белый карлик: массы порядка солнечных в ней упакованы в шар диаметром в 10-15 километров, то есть размером с город.

Для того, чтобы процесс электронного захвата мог идти по-настоящему активно, температура звезды должна составлять порядка 10 миллиардов градусов. Такие температуры достигаются лишь в ядрах массивных звёзд порядка 10-12 масс Солнца. Звёзды меньшего размера, вероятно, не могут породить взрывы сверхновых типа Ib/c и II.

Но если это условие выполняется, то процесс начинает развиваться достаточно бурно. Причём энергия не только бурно выделяется, но и бурно уносится за пределы вырожденного ядра.

Обычные звёзды излучают преимущественно энергию в виде фотонов, и только с поверхности: родившиеся внутри звезды фотоны поглощаются её же веществом, затем переизлучаются им, и так (довольно медленно) движутся к поверхности. При нейтронизации же энергия выделяется в виде нейтрино, для которого вещество звезды прозрачно. Поэтому энергия выделяется не только с поверхности, но и из всего объёма звезды. Звезда как бы вскипает!

Звёзды типа Ib/c, вероятно, представляют собой старые звёзды, уже лишившиеся всего своего водорода, а зачастую гелия и даже более поздних элементов. По сути вырожденное ядро занимает весь или почти весь объём такой звезды перед взрывом.

Сверхновые типа II, по всей видимости, представляют собой ещё более массивные звёзды, в центре которых уже могло успеть (больше масса – быстрее процессы ядерных реакций!) сформироваться кремниевое, а то и железно-никелевое ядро, но во внешних слоях ещё остались более лёгкие элементы: звезда представляет собой своего рода слоёный пирог.

Соответственно, хотя природа взрывов сверхновых типа Ib/c и типа II схожа, результаты выглядят довольно по-разному. При взрыве сверхновых типа Ib/c энергия выделяется непосредственно в виде нейтрино и фотонов, в меньшей степени – в виде разогнанных до околосветовых скоростей потоков частиц, тогда как в случае со сверхновыми типа II она передаётся от вырожденного ядра наружной оболочке из более лёгких элементов, вызывая в ней своеобразную ударную волну (как именно это происходит, физикам до конца неясно).

Тяжелее, ярче, мощнее… загадочнее

Что же касается взрывов гиперновых, которые в 10-100 раз ярче самых ярких сверхновых, то полной их теории нет. Причём вероятно, что такие взрывы являются результатом нескольких весьма различных по природе процессов.

Процесс рождения электрон-позитронных пар активно расходует энергию звезды, нарушая её термодинамическое равновесие. В итоге звезда всё сильнее сжимается и нагревается – до тех пор, пока всё или почти всё её вещество не окажется вовлечённым в термоядерную реакцию, которая приобретает взрывной характер.

Считается, что в результате таких взрывов звезда полностью разрушается, избегнув превращения в нейтронную звезду или чёрную дыру.

Третья версия – образование так называемых кварковых звёзд, в которых отсутствуют уже не только привычные нам атомные ядра (как в нейтронных звёздах), но разрушаются от колоссальных давлений и температур даже и сами нейтроны, а вещество оказывается в состоянии кварк-глюонной плазмы.

Несмотря на разрушительный характер взрывов сверхновых и гиперновых, они, вероятно, сыграли важную роль в формировании нашей Вселенной такой, какой мы её знаем. В частности, считается, что именно в ходе таких процессов возникли все элементы тяжелее железа. Так что если энергия, которая выделяется при сжигании, к примеру, каменного угля или нефти – это в некотором роде «консервированная» энергия излучения Солнца, то энергия атомной электростанции, работающей на уране, есть ни что иное, как энергия взрыва сверхновой звезды, случившегося миллиарды лет тому н

Источник