Светимость сверхновых звезд в максимуме блеска. Рождение сверхновой и исчезновение звезды

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).

Сверхновые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Этим термином 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.

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 звезды достаточно велика, то процесс термоядерного синтеза доходит до логического завершения с образованием ядер железа и никеля, а сжатие продолжается. При этом термоядерные реакции будут продолжаться только в некотором слое звезды вокруг центрального ядра — там, где ещё осталось невыгоревшее термоядерное топливо. Центральное ядро сжимается все сильнее, и в некоторый момент из-за давления в нем начинают идти реакции нейтронизации — протоны начинают поглощать электроны, превращаясь в нейтроны. Это вызывает быструю потерю энергии, уносимой образующимися нейтрино (т.н. нейтринное охлаждение), так что ядро звезды сжимается и охлаждается. Процесс коллапса центрального ядра настолько быстр, что вокруг него образуется волна разрежения. Тогда вслед за ядром к центру звезды устремляется и оболочка. Далее происходит отскок вещества оболочки от ядра и образуется распространяющаяся наружу ударная волна, инициирующая термоядерные реакции. При этом выделяется достаточная энергия для сброса оболочки сверхновой с большой скоростью. Важное значение имеет процесс подпитки ударной волны энергией выходящих из центральной области нейтрино. Такой механизм взрыва относится к сверхновым II типа (SN II). Как показывает численное моделирование, ударная волна отскока не приводит к взрыву сверхновой. Она останавливается на расстоянии примерно 100-200 км от центра звезды. Учёт вращения и наличия магнитного поля позволяет численно смоделировать взрыв сверхновой (магниторотационный механизм взрыва сверхновых с коллапсирующим ядром). Считается, что образованием сверхновой II типа заканчивается эволюция всех звёзд, первоначальная масса которых превышает 8—10 масс Солнца. После взрыва остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра, а вокруг этих объектов в пространстве некоторое время существуют остатки оболочек взорвавшейся звезды в виде расширяющейся газовой туманности.

Сверхновые Ia типа

Несколько другим выглядит механизм вспышек сверхновых звёзд Iа типа (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 доисторической звезды и выброшенного когда-то во взрыве сверхновой.

Взрыв сверхновой звезды — явление чрезвычайно редкое. По современным представлениям, в нашей Галактике должен происходить взрыв сверхновой примерно каждые 50 лет. Больша?я часть этих взрывов оказывается скрыта от нас непрозрачной пылевой подсистемой нашей Галактики. Поэтому большинство сверхновых наблюдаются в других галактиках. Глубокие обзоры неба на автоматических камерах, соединённых с телескопами, позволяют сейчас астрономам открывать более 300 вспышек в год.

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)

Астрономы официально заявили об одном из самых громких событий в научном мире: в 2022 году с Земли невооружённым глазом мы сможем увидеть уникальное явление - один из ярчайших взрывов сверхновой. По прогнозам , он затмит своим светом сияние большинства звёзд в нашей галактике.

Речь идёт о тесной двойной системе KIC 9832227 в созвездии Лебедя, которую отделяет от нас 1800 световых лет. Звёзды в этой системе расположены настолько близко друг к другу, что имеют общую атмосферу, а скорость их вращения постоянно увеличивается (сейчас период обращения составляет 11 часов).

О возможном столкновении, которое ожидается примерно через пять лет (плюс-минус один год) рассказал на ежегодном собрании Американского астрономического общества профессор Ларри Мольнар (Larry Molnar) из Колледжа Кальвина в США. По его словам, предсказать подобные космические катастрофы довольно сложно — на исследование ушло несколько лет (изучать звёздную пару астрономы начали ещё в 2013 году).

Первым такой прогноз сделал Дэниел Ван Нурд (Daniel Van Noord), научный сотрудник Мольнара (на тот момент ещё студент).

"Он изучил, как цвет звезды коррелирует с её яркостью, и предположил, что мы имеем дело с двойным объектом, более того с тесной двойной системой — такой, где у двух звёзд есть общая атмосфера, словно у двух ядер арахиса под одной скорлупой", — поясняет Мольнар в пресс-релизе .

В 2015 году Мольнар, после нескольких лет наблюдений, рассказал коллегам о прогнозе: вероятно, астрономов ожидает взрыв, подобный рождению сверхновой V1309 в созвездии Скорпиона в 2008 году. Не все учёные отнеслись к его заявлению серьёзно, однако теперь, после новых наблюдений, Ларри Мольнар вновь затронул эту тему, представив ещё больше данных. Спектроскопические наблюдения и обработка более 32 тысяч изображений, полученных с разных телескопов, исключили другие сценарии развития событий.

Астрономы полагают, что когда звёзды врежутся друг в друга, то обе погибнут, однако перед этим испустят много света и энергии, образовав красную сверхновую и увеличив яркость двойной звезды в десять тысяч раз. Сверхновая будет видна на небосклоне как часть созвездия Лебедя и Северного Креста. Это станет первым случаем, когда специалисты и даже любители смогут проследить за двойными звёздами непосредственно в момент их смерти.

"Это будет очень резкое изменение в небе, и любой человек сможет увидеть это. Вам не понадобится телескоп, чтобы сказать мне в 2023 году, прав я был или нет. Хотя отсутствие взрыва разочарует меня, любой альтернативный исход будет не менее интересным", — добавляет Молнер.

По мнению астрономов, к прогнозу действительно нельзя отнестись несерьёзно: у экспертов впервые появилась возможность наблюдать последние несколько лет жизни звёзд перед их слиянием.

Будущие исследования помогут многое узнать о подобных двойных системах и их внутренних процессах, а также о последствиях масштабного столкновения. "Взрывы" такого рода, по статистике, происходят примерно раз в десять лет, однако это первый случай, когда столкновение звёзд произойдёт на . Ранее, например, учёные наблюдали взрыв .

Препринт возможной будущей статьи Мольнара (PDF-документ) можно прочитать на сайте Колледжа.

Кстати, в 2015 году астрономы ЕКА обнаружили уникальную в туманности Тарантул, чьи орбиты находятся на невероятно малом расстоянии друг от друга. Учёные спрогнозировали, что в какой-то момент такое соседство окончится трагически: небесные тела либо сольются в единую звезду гигантских размеров, либо случится взрыв сверхновой, который породит двойную систему .

Напомним также, что ранее мы рассказывали о том, как взрывы сверхновых .

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

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

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

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

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

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

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

Крабовидная туманность

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

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

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

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

Влияние сверхновых

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Сверхновые и пульсары

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

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

Сверхновые и черные дыры

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

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

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

Довольно редко люди могут наблюдать такое интересное явление как сверхновая звезда. Но это не обыкновенное рождение звезды, ведь в нашей галактике ежегодно рождаются до десяти звезд. А сверхновая звезда - явление, которое можно наблюдать только раз в сто лет. Так ярко и красиво умирают звезды.

Чтобы понять, почему происходит взрыв сверхновой, нужно вернуться к самому рождению звезды. В пространстве летает водород, который постепенно собирается в облака. Когда облако достаточно большое, в его центре начинает собираться уплотнённый водород, и температура постепенно повышается. Под действием гравитации собирается ядро будущей звезды, где благодаря повышенной температуре и возрастающему тяготению начинает проходить реакция термоядерного синтеза. От того, сколько водорода сможет притянуть к себе звезда, зависит ее будущий размер - от красного карлика до голубого гиганта. Со временем устанавливается баланс работы звезды, внешние слои давят на ядро, а ядро расширяется благодаря энергии термоядерного синтеза.

Звезда представляет собой своеобразный и, как у любого реактора, когда-нибудь у нее закончится топливо - водород. Но чтобы мы увидели, как взорвалась сверхновая звезда, должно пройти еще немного времени, ведь в реакторе вместо водорода образовалось другое топливо (гелий), которое начнет сжигать звезда, превращая его в кислород, а затем в углерод. И так будет продолжаться, пока в ядре звезды не образуется железо, которое при термоядерной реакции не выделяет энергию, а потребляет ее. При таких условиях и может произойти взрыв сверхновой звезды.

Ядро становится тяжелее и холоднее, в результате более легкие верхние слои начинают падать на него. Снова запускается синтеза, но на этот раз быстрее обычного, в результате чего звезда просто взрывается, раскидывая в окружающее пространство свою материю. В зависимости от после нее могут тоже остаться известные из них - (вещество с неимоверно высокой плотностью, которое имеет очень большую и может излучать свет). Такие образования остаются после очень больших звезд, которые сумели произвести термоядерный синтез до очень тяжелых элементов. Звезды поменьше оставляют после себя нейтронные или железные малые звезды, которые почти не излучают света, но тоже имеют высокую плотность материи.

Новые и сверхновые звезды тесно связаны, ведь смерть одной из них может означать рождение новой. Этот процесс продолжается бесконечно. Сверхновая звезда разносит в окружающее пространство миллионы тон материи, которая снова собирается в облака, и начинается формирование нового небесного тела. Ученые утверждают, что все тяжелые элементы, которые находятся в нашей Солнечной системе, Солнце во время своего рождения "украло" у взорвавшейся когда-то звезды. Природа удивительна, и смерть чего-то одного всегда означает рождение чего-то нового. В открытом космосе материя распадается, а в звездах образуется, создавая великий баланс Вселенной.