Сверхновые звезды. Новые и сверхновые звезды
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 810 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.
СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА, взрыв, которым ознаменована смерть звезды. Иногда вспышка сверхновой превышает по яркости галактику, в которой она произошла.
Сверхновые делят на два основных типа. Тип I отличается дефицитом водорода в оптическом спектре; поэтому считают, что это взрыв белого карлика звезды, по массе близкой к Солнцу, но меньшей по размеру и более плотной. В составе белого карлика почти нет водорода, поскольку это конечный продукт эволюции нормальной звезды. В 1930-х годах С.Чандрасекар показал, что масса белого карлика не может быть выше определенного предела. Если он находится в двойной системе с нормальной звездой, то ее вещество может перетекать на поверхность белого карлика. Когда его масса превысит предел Чандрасекара, белый карлик коллапсирует (сжимается), нагревается и взрывается. См. также ЗВЕЗДЫ.
Сверхновая II типа вспыхнула 23 февраля 1987 в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако. Ей дали имя Яна Шелтона, первым заметившего вспышку сверхновой с помощью телескопа, а затем и невооруженным глазом. (Последнее подобное открытие принадлежит Кеплеру, увидевшему вспышку сверхновой в нашей Галактике в 1604, незадолго до изобретения телескопа.) Одновременно с оптической вспышкой сверхновой 1987 специальные детекторы в Японии и в шт. Огайо (США) зарегистрировали поток нейтрино элементарных частиц, рождающихся при очень высоких температурах в процессе коллапса ядра звезды и легко проникающих сквозь ее оболочку. Хотя поток нейтрино был испущен звездой вместе с оптической вспышкой примерно 150 тыс. лет назад, он достиг Земли практически одновременно с фотонами, доказав тем самым, что нейтрино не обладает массой и движется со скоростью света. Эти наблюдения подтвердили также предположение, что около 10% массы коллапсирующего ядра звезды излучается в виде нейтрино, когда само ядро сжимается в нейтронную звезду. У очень массивных звезд при вспышке сверхновой ядра сжимаются до еще больших плотностей и, вероятно, превращаются в черные дыры, но сброс внешних слоев звезды все же происходит. См . также ЧЕРНАЯ ДЫРА.
В нашей Галактике Крабовидная туманность является остатком взрыва сверхновой, который наблюдали китайские ученые в 1054. Известный астроном Т.Браге также наблюдал в 1572 сверхновую, вспыхнувшую в нашей Галактике. Хотя сверхновая Шелтона стала первой близкой сверхновой, открытой после Кеплера, сотни сверхновых в других, более далеких галактиках были замечены при помощи телескопов за последние 100 лет.
В остатках взрыва сверхновой можно найти углерод, кислород, железо и более тяжелые элементы. Следовательно, эти взрывы играют важную роль в нуклеосинтезе процессе образования химических элементов. Возможно, что 5 млрд. лет назад рождению Солнечной системы тоже предшествовал взрыв сверхновой, в результате которого возникли многие элементы, вошедшие в состав Солнца и планет. НУКЛЕОСИНТЕЗ.
Сверхновые звёзды - одно из самых грандиозных космических явлений. Коротко говоря, сверхновая - это настоящий взрыв звезды, когда большая часть её массы (а иногда и вся) разлетается со скоростью до 10 000 км/с, а остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или в чёрную дыру. Сверхновые играют важную роль в эволюции звёзд. Они являются финалом жизни звёзд массой более 8-10 солнечных, рождая нейтронные звёзды и чёрные дыры и обогащая межзвёздную среду тяжёлыми химическими элементами. Все элементы тяжелее железа образовались в результате взаимодействия ядер более лёгких элементов и элементарных частиц при взрывах массивных звёзд. Не здесь ли кроется разгадка извечной тяги человечества к звёздам? Ведь в мельчайшей клеточке живой материи есть атомы железа, синтезированные при гибели какой-нибудь массивной звезды. И в этом смысле люди сродни снеговику из сказки Андерсена: он испытывал странную любовь к жаркой печке, потому что каркасом ему послужила кочерга...
Учёные заметили, что в эллиптических галактиках (т. е. галактиках без спиральной структуры, с очень низким темпом звездообразования, состоящих в основном из маломассивных красных звёзд) вспыхивают только сверхновые 1-го типа. В спиральных же галактиках, к числу которых принадлежит и наша Галактика - Млечный Путь, встречаются оба типа сверхновых. При этом представители 2-го типа концентрируются к спиральным рукавам, где идёт активный процесс звездообразования и много молодых массивных звезд. Эти особенности наводят на мысль о различной природе двух типов сверхновых.
Сейчас надёжно установлено, что при взрыве любой сверхновой освобождается огромное количество энергии - порядка 10 46 Дж! Основная энергия взрыва уносится не фотонами, а нейтрино - быстрыми частицами с очень малой или вообще нулевой массой покоя. Нейтрино чрезвычайно слабо взаимодействуют с веществом, и для них недра звезды вполне прозрачны.
Законченной теории взрыва сверхновых с формированием компактного остатка и сбросом внешней оболочки пока не создано ввиду крайней сложности учёта всех протекающих при этом физических процессов. Однако все данные говорят о том, что сверхновые 2-го типа вспыхивают в результате коллапса ядер массивных звёзд. На разных этапах жизни звезды в ядре происходили термоядерные реакции, при которых сначала водород превращался в гелий, затем гелий в углерод и так далее до образования элементов «железного пика» - железа, кобальта и никеля. Атомные ядра этих элементов имеют максимальную энергию связи в расчёте на одну частицу. Ясно, что присоединение новых частиц к атомному ядру, например, железа будет требовать значительных затрат энергии, а потому термоядерное горение и «останавливается» на элементах железного пика.
Что же заставляет центральные части звезды терять устойчивость и коллапсировать, как только железное ядро станет достаточно массивным (около 1,5 массы Солнца)? В настоящее время известны два основных фактора, приводящих к потере устойчивости и коллапсу. Во-первых, это «развал» ядер железа на 13 альфа-частиц (ядер гелия) с поглощением фотонов - так называемая фотодиссоциация железа. Во-вторых, нейтронизация вещества - захват электронов протонами с образованием нейтронов. Оба процесса становятся возможными при больших плотностях (свыше 1 т/см 3), устанавливающихся в центре звёзды в конце эволюции, и оба они эффективно снижают «упругость» вещества, которая фактически и противостоит сдавливающему действию сил тяготения. Как следствие, ядро теряет устойчивость и сжимается. При этом в ходе нейтронизации вещества выделяется большое количество нейтрино, уносящих основную энергию, запасённую в коллапсирующем ядре.
В отличие от процесса катастрофического коллапса ядра, теоретически разработанного достаточно детально, сброс оболочки звезды (собственно взрыв) не так-то просто объяснить. Скорее всего, существенную роль в этом процессе играют нейтриноКак свидетельствуют компьютерные расчёты, плотность вблизи ядра настолько высока, что даже слабо взаимодействующие с веществом нейтрино оказываются на какое-то время «запертыми» внешними слоями звезды. Но гравитационные силы притягивают оболочку к ядру, и складывается ситуация, похожая на ту, которая возникает при попытке налить более плотную жидкость, например воду, поверх менее плотной, скажем керосина или масла. (Из опыта хорошо известно, что лёгкая жидкость стремится «всплыть» из-под тяжёлой - здесь проявляется так называемая неустойчивость Рэлея-Тэйлора.) Этот механизм вызывает гигантские конвективные движения, и когда в конце концов импульс нейтрино передаётся внешней оболочке, она сбрасывается в окружающее пространство.
Возможно, именно нейтринные конвективные движения приводят к нарушению сферической симметрии взрыва сверхновой. Иными словами, появляется направление, вдоль которого преимущественно выбрасывается вещество, и тогда образующийся остаток получает импульс отдачи и начинает двигаться в пространстве по инерции со скоростью до 1000 км/с. Столь большие пространственные скорости отмечены у молодых нейтронных звёзд - радиопульсаров.
Описанная схематическая картина взрыва сверхновой 2-го типа позволяет понять основные наблюдательные особенности этого явления. А теоретические предсказания, основанные на данной модели (особенно касающиеся полной энергии и спектра нейтринной вспышки), оказались в полном согласии с зарегистрированным 23 февраля 1987 г. нейтринным импульсом, пришедшим от сверхновой в Большом Магеллановом Облаке.
Теперь несколько слов о сверхновых 1-го типа. Отсутствие свечения водорода в их спектрах говорит о том, что взрыв происходит в звёздах, лишённых водородной оболочки. Как сейчас полагают, это может быть взрыв белого карлика или результат коллапса звезды типа Вольфа -Райе (фактически это ядра массивных звёзд, богатые гелием, углеродом и кислородом).
Как может взорваться белый карлик? Ведь в этой очень плотной звезде не идут ядерные реакции, а силам гравитации противодействует давление плотного газа, состоящего из электронов и ионов (так называемый вырожденный электронный газ). Причина здесь та же, что и при коллапсе ядер массивных звёзд, - уменьшение упругости вещества звезды при повышении её плотности. Это опять-таки связано с «вдавливанием» электронов в протоны с образованием нейтронов, а также с некоторыми релятивистскими эффектами.
Почему же повышается плотность белого карлика? Это невозможно, если он одиночный. Но если белый карлик входит в состав достаточно тесной двойной системы, то под действием гравитационных сил газ с соседней звезды способен перетекать на белый карлик (так в случае новой звезды). При этом масса и плотность его будут постепенно возрастать, что в конечном счёте приведёт к коллапсу и взрыву.
 |
Другой возможный вариант более экзотичен, но не менее реален – это столкновение двух белых карликов. Как такое может быть, ведь вероятность столкнуться двум белым карликам в пространстве ничтожна, поскольку ничтожно число звёзд в единице объёма – от силы несколько звёзд в 100 пк3. И здесь (в который раз!) «виноваты» двойные звёзды, но теперь уже состоящие из двух белых карликов.
Как следует из общей теории относительности Эйнштейна, любые две массы, обращающиеся по орбите вокруг друг друга, рано или поздно должны столкнуться из-за постоянного, хотя и весьма незначительного, уноса энергии из такой системы волнами тяготения - гравитационными волнами. Например, Земля и Солнце, живи последнее бесконечно долго, столкнулись бы вследствие этого эффекта, правда через колоссальное время, на много порядков превосходящее возраст Вселенной. Подсчитано, что в случае тесных двойных систем с массами звёзд около солнечной (2 10 30 кг) их слияние должно произойти за время меньше возраста Вселенной – примерно за 10 млрд. лет. Как показывают оценки, в типичной галактике такие события случаются раз в несколько сот лет. Гигантской энергии, освобождаемой при этом катастрофическом процессе вполне достаточно для объяснения явления сверхновой.
Кстати, примерное равенство масс белых карликов делает их слияния «похожими» друг на друга, а значит, сверхновые 1-го типа по своим характеристикам должны выглядеть одинаково не зависимо от того, когда и в какой галактике произошла вспышка. Поэтому видимая яркость сверхновых отражает расстояния до галактик, в которых они наблюдаются. Это свойство сверхновых 1-го типа в настоящее время используемся учёными для получения независимой оценки важнейшего космологического параметра - постоянной Хаббла, которая служит количественной мерой скорости расширения Вселенной. Мы рассказали лишь о наиболее мощных взрывах звёзд, происходящих во Вселенной и наблюдаемых в оптическом диапазоне. Поскольку в случае сверхновых звёзд основная энергия взрыва уносится нейтрино, а не светом, исследование неба методами нейтринной астрономии имеет интереснейшие перспективы. Оно позволит в будущем «заглянуть» в самое «пекло» сверхновой, скрытое огромными толщами непрозрачного для света вещества. Ещё более удивительные открытия сулит гравитационно-волновая астрономия, которая в недалёком будущем поведает нам о грандиозных явлениях слияния двойных белых карликов, нейтронных звёзд и чёрных дыр.
По расчетам астрономов, в 2022 году с Земли можно будет наблюдать ярчайший взрыв сверхновой звезды в созвездии Лебедя. Вспышка будет способна затмить сияние большинства звезд на небе! Взрыв сверхновой - редкое явление, но человечество будет наблюдать феномен не впервые. Чем же так увлекательно это явление?
УЖАСНЫЕ ЗНАМЕНИЯ ПРОШЛОГО
Так, 5000 лет назад жители Древнего Шумера были в ужасе - боги показали, что они разгневаны, явив знаменье. На небосводе засияло второе солнце, так что даже ночью было светло как днем! Пытаясь отвратить беду, шумеры приносили богатые жертвы и неустанно молились богам - и это возымело действие. Ан, бог неба, отвратил свой гнев - второе солнце стало меркнуть и скоро вообще исчезло с небосвода.
Так ученые реконструируют события, произошедшие более пяти тысяч лет назад, когда над Древним Шумером вспыхнула сверхновая звезда. О тех событиях стало известно из клинописной таблички, содержащей рассказ о «втором божестве-солнце», показавшемся в южной стороне неба. Астрономы нашли следы звездного катаклизма - от напугавшей шумеров сверхновой осталась туманность Паруса X.
По современным научным данным, ужас древних жителей Месопотамии был во многом оправдан - случись взрыв сверхновой несколько ближе к Солнечной системе, и все живое на поверхности нашей планеты было бы выжжено радиацией.
Так уже однажды случилось, когда 440 миллионов лет назад вспышка сверхновой звезды произошла в относительно близких к солнцу районах космоса. За тысячи световых лет от Земли огромная звезда превратилась в сверхновую, и нашу планету обожгло смертоносное излучение. Палеозойские монстры, которых постигло несчастье жить в то время, могли видеть, как ослепительное сияние, внезапно возникшее на небе, затмило солнце - и это было последнее, что они видели в своей жизни. За несколько секунд излучение сверхновой уничтожило озоновый слой планеты, а радиация убила жизнь на поверхность Земли. К счастью, поверхность материков нашей планеты была в ту эпоху почти лишена обитателей, а жизнь скрывалась в океанах. Толща воды защищала от излучения сверхновой, но все равно погибло более 60% морских животных!
Вспышка сверхновой звезды - один из самых грандиозных катаклизмов во Вселенной. Взрывающееся светило выделяет невероятное количество энергии - в течение короткого времени одна звезда излучает света больше, чем миллиарды звезд галактики.
ЭВОЛЮЦИЯ СВЕРХНОВЫХ
Далекие вспышки сверхновых звезд астрономы давно наблюдали в мощные телескопы. Первоначально это явление воспринималось как непонятный курьез, но в конце первой четверти XX столетия астрономы научились определять межгалактические расстояния. Тогда стало ясно, из какой невообразимой дали приходит на Землю свет сверхновых и какую невероятную силу имеют эти вспышки. Но какова природа этого феномена?
Звезды формируются из космических скоплений водорода. Такие облака газа занимают огромные пространства и могут иметь колоссальную массу, равную сотням солнечных масс. Когда такое облако оказывается достаточно плотным, начинают действовать гравитационные силы, вызывающие сжатие газа, которое вызывает сильный нагрев. По достижении определенного предела в нагретом и сжатом центре облака начинаются термоядерные реакции - так «зажигаются» звезды.
Вспыхнувшее светило имеет долгую жизнь: водород в недрах звезды превращается в гелий (а затем и в иные элементы таблицы Менделеева вплоть до железа) миллионы и даже миллиарды лет. При этом чем больше звезда, тем короче ее жизнь. Красные карлики (так называется класс малых звезд) имеют продолжительность жизни в триллион лет, в то время как звезды-гиганты могут «выгореть» за тысячные доли этого срока.
Звезда «живет», пока сохраняется «баланс сил» между силами гравитации, сжимающими ее, и термоядерными реакциями, которые излучают энергию и стремятся «растолкать» вещество. Если звезда достаточно велика (имеет массу более массы Солнца), наступает момент, когда термоядерные реакции в звезде слабеют («горючее» к тому времени оказывается выгоревшим) и силы гравитации оказываются сильнее. В этот момент сила, сжимающая ядро звезды становится столь сильной, что давление излучения больше не в состоянии удерживать вещество от сжатия. Происходит катастрофически быстрый коллапс - за несколько секунд объем ядра звезды падает в 100000 раз!
Стремительное сжатие звезды приводит к тому, что кинетическая энергия вещества переходит в тепло и температура поднимается до сотен миллиардов Кельвинов! Светимость гибнущей звезды при этом возрастает в несколько миллиардов раз - и «взрыв сверхновой» выжигает все в соседних областях космоса. В ядре гибнущей звезды электроны «вдавливаются» в протоны, так что внутри ядра остаются практически одни нейтроны.
ЖИЗНЬ ПОСЛЕ ВЗРЫВА
Поверхностные же слои звезды взрываются, причем в условиях гигантских температур и чудовищного давления идут реакции с образованием тяжелых элементов (вплоть до урана). И тем самым сверхновые выполняют свою великую (с точки зрения человечества) миссию - делают возможным появление во Вселенной жизни. «Почти все элементы, из которых состоим мы сами и наш мир, возникли благодаря взрывам сверхновых», - утверждают ученые. Все, что нас окружает: кальций у нас в костях, железо в эритроцитах, кремний в чипах наших компьютеров и медь в проводах, - все это вышло из адских топок взрывающихся сверхновых. Большинство химических элементов появились во Вселенной исключительно во время взрывов сверхновых звезд. А атомы тех немногих элементов (от гелия до железа), которые звезды синтезируют, находясь в «спокойном» состоянии, могут стать основой для появления планет лишь после того, как они при взрыве сверхновой были выброшены в межзвездное пространство. Поэтому и сам человек, и все вокруг него состоит из остатков взрывов древних сверхновых.
Оставшееся после взрыва ядро становится нейтронной звездой. Это удивительный космический объект малого объема, но чудовищной плотности. Диаметр обычной нейтронной звезды составляет 10-20 км, но при этом плотность вещества невероятна - 665 миллионов тонн на один кубический сантиметр! При такой плотности кусочек нейтрониума (вещества, из которого состоит такая звезда) размером со спичечную головку будет весить во много раз больше, чем пирамида Хеопса, а чайная ложка из нейтрониума будет иметь массу более миллиарда тонн. Нейтрониум также обладает невероятной прочностью: кусок нейтрониума (если бы таковой оказался в руках человечества) невозможно разбить на части никаким физическим воздействием - любой человеческий инструмент окажется абсолютно бесполезен. Попытка отрезать или оторвать кусок нейтрониума будет столь же безнадежна, как отпилить кусок металла воздухом.
БЕТЕЛЬГЕЙЗЕ — САМАЯ ОПАСНАЯ ЗВЕЗДА
Впрочем, не все сверхновые превращаются в нейтронные звезды. Когда масса звезды превосходит определенный предел (так называемый второй предел Чандрасекара), в процессе взрыва сверхновой остается слишком большая масса вещества и гравитационное давление не в состоянии сдерживать ни что. Процесс становится необратим - все вещество стягивается в одну точку, и образуется черная дыра - провал, безвозвратно поглощающий все, даже солнечный свет.
Может ли угрожать Земле вспышка сверхновой? Увы, ученые отвечают утвердительно. Звезда Бетельгейзе - близкий, по космическим меркам, сосед Солнечной системы, может взорваться в самом скором времени. По словам научного сотрудника Государственного астрономического института Сергея Попова, «Бетельгейзе действительно является одним из лучших кандидатов, и, безусловно, самым известным, в близкие (по времени) сверхновые. Эта массивная звезда находится на финальных стадиях своей эволюции и, вероятнее всего, вспыхнет как сверхновая, оставив после себя нейтронную звезду». Бетельгейзе - светило в двадцать раз тяжелее нашего Солнца и в сто тысяч раз ярче, расположенное примерно в полутысяче световых лет. Поскольку эта звезда достигла финальной стадии своей эволюции, то в ближайшее (по космическим меркам) время она имеет все шансы стать сверхновой. По расчетам ученых, этот катаклизм не должен быть опасен для Земли, но с одной оговоркой.
Дело в том, что излучение сверхновой при взрыве направлено неравномерно - направление излучения определяют магнитные полюса звезды. И если окажется, что один из полюсов Бетельгейзе направлен точно на Землю, то после взрыва сверхновой в нашу Землю вылетит смертоносный поток рентгеновского излучения, способный по меньшей мере уничтожить озоновый слой. К сожалению, на сегодня нет никаких известных астрономам признаков, которые позволили бы предсказать катаклизм и создать «систему раннего оповещения» о взрыве сверхновой. Впрочем, хоть Бетельгейзе и доживает свой срок, звездное время несоизмеримо с человеческим, и, скорее всего, до катастрофы тысячи, если не десятки тысяч лет. Можно надеяться, что за такой срок человечество создаст надежную защиту от вспышек сверхновой.
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)
| Сверхновая | Дата вспышки | Созвездие | Макс. блеск | Расстояние (св. года) | Тип вспышки | Длительность видимости | Остаток | Примечания |
| SN 185 | 185, 7 декабря | Центавр | -8 | 3000 | Ia ? | 8 - 20 месяцев | G315.4-2.3 (RCW 86) | китайские летописи: наблюдалась рядом с Альфой Центавра. |
| SN 369 | 369 | не известно | не известно | не известно | не известно | 5 месяцев | не известно | китайские летописи: положение известно очень плохо. Если она находилась вблизи галактического экватора, весьма вероятно, что это была сверхновая, если же нет, она, скорее всего, была медленной новой. |
| SN 386 | 386 | Стрелец | +1.5 | 16,000 | II ? | 2-4 месяца | G11.2-0.3 | китайские летописи |
| SN 393 | 393 | Скорпион | 0 | 34000 | не известно | 8 месяцев | несколько кандидатур | китайские летописи |
| SN 1006 | 1006, 1 мая | Волк | -7,5 | 7200 | Ia | 18 месяцев | SNR 1006 | швейцарские монахи, арабские учёные и китайские астрономы. |
| С 17 октября её стал изучать Иоганн Кеплер, который, изложил свои наблюдения в отдельной книге. | ||||||||
| SN 1680 | 1680, 16 августа | Кассиопея | +6 | 10000 | IIb | не известно (не более недели) | Остаток Сверхновой Кассиопея А | замечена Флэмстидом, занес в свой каталог звезду, как 3 Cas. |