Сверхновая звезда

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
(перенаправлено с «Сверхновая»)
Перейти к: навигация, поиск
Запрос «Сверхновая» перенаправляется сюда; см. также другие значения.
Остаток сверхновой Кеплера

Сверхно́вые звёзды — звёзды, блеск которых при вспышке увеличивается на десятки звёздных величин в течение нескольких суток. В максимуме блеска сверхновая сравнима по яркости со всей галактикой, в которой она вспыхнула, и даже может превосходить её. Например, светимость сверхновой SN 1972E в ~ 13 раз превышала интегральную светимость своей родной галактики NGC 5253 [1]. Поэтому сверхновые можно регистрировать из очень далёких галактик вплоть до красных смещений z ~ 1 (~ 1000 Мпк)[2], и даже больше. Во время вспышки сверхновой выделяется энергия порядка 1050 — 1051 эрг[3].

Содержание

[править] Терминология

Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды.

[править] Правило именования

Сверхновая SN 1994D в галактике NGC 4526 (яркая точка в нижнем левом углу)

Об открытии сверхновой сообщается в Центральное бюро астрономических телеграмм Международного астрономического союза, откуда рассылается циркуляр с именем, присвоенным сверхновой. Имя составляется из метки SN, после которой ставят год открытия, с окончанием из одного или двухбуквенного обозначения. Первые 26 сверхновых текущего года получают однобуквенные обозначения, в окончании имени, из заглавных букв от A до Z. Остальные сверхновые получают двухбуквенные обозначения из прописных букв: aa, ab, и так далее. Таким образом, например, сверхновая с именем SN 2003C была открыта третьей в 2003 году.[4]

С начала 2000 года астрономами и любителями каждый год открывалось несколько сотен сверхновых (572 в 2007, 261 в 2008, 390 в 2009). Например, последняя сверхновая 2005 года носит название SN 2005nc, что соответствует 367-ой[nb 1] сверхновой, обнаруженной в 2005 году.

Неподтвёрждённые сверхновые обозначают буквами PSN (англ. Possible Supernova) с небесными координатами в формате: Jhhmmssss+ddmmsss.

[править] История наблюдений

Основная статья: История наблюдений сверхновых
Крабовидная туманность как остаток сверхновой SN 1054


Есть более полная статья
 В другом языковом разделе есть более полная статья Supernova#Observation_history (англ.)
Вы можете помочь проекту, расширив текущую статью с помощью перевода.

[править] Классификация

Есть более полная статья
 В другом языковом разделе есть более полная статья Supernova#Classification (англ.)
Вы можете помочь проекту, расширив текущую статью с помощью перевода.

[править] Физика сверхновых звёзд

Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет — то I типа[5].

[править] Сверхновые I типа

Несколько другим выглядит механизм вспышек сверхновых звёзд типа Іа (SN Ia). Это так называемая термоядерная сверхновая, в основе механизма взрыва которой лежит процесс термоядерного синтеза в плотном углеродно-кислородном ядре звезды. Предшественниками SN Ia являются белые карлики с массой, близкой к пределу Чандрасекара. Принято считать, что такие звезды могут образовываться при перетекании вещества от второй компоненты двойной звёздной системы. Это происходит, если вторая звезда системы выходит за пределы своей полости Роша или относится к классу звёзд со сверхинтенсивным звёздным ветром. При увеличении массы белого карлика постепенно увеличивается его плотность и температура. Наконец, при достижении температуры порядка 3×108 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 (~1051 эрг). Скорость фронта горения увеличивается, возможна турбулизация пламени и образование ударной волны во внешних слоях звезды.

Существуют также SN Ib и Ic, предшественниками которых являются массивные звезды в двойных системах, в отличие от SN II, предшественниками которых являются одиночные звезды.

[править] 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 нём 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[источник не указан 604 дня]. 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.

[править] Теория сверхновых

Модель механизма гравитационного коллапса

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.

[править] 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 Земля состоит из вещества, образовавшегося в недрах доисторических звезд и выброшенного когда-то во взрывах сверхновых.

По расчётам учёных, каждая сверхновая II типа производит активного изотопа алюминия (26Al) около 0,0001 массы Солнца. Распад этого изотопа создаёт жёсткое излучение, которое длительно наблюдалось, и по его интенсивности рассчитано, что содержание в Галактике этого изотопа — менее трёх солнечных масс. Это означает, что сверхновые II типа должны взрываться в Галактике в среднем два раза в столетие, чего не наблюдается. Вероятно, в последние века многие подобные взрывы не замечались (происходили за облаками космической пыли). Поэтому большинство сверхновых наблюдается в других галактиках. Глубокие обзоры неба на автоматических камерах, соединённых с телескопами, позволяют сейчас астрономам открывать более 300 вспышек в год.

[править] Наиболее известные сверхновые звёзды

[править] Исторические сверхновые в нашей Галактике (наблюдавшиеся)

Сверхновая Дата вспышки Созвездие Макс. блеск Рассто-
яние (св. лет)		 Тип вспы-
шки		 Дли-
тель-
ность види-
мости		 Остаток Примечания
SN 185 185, 7 декабря Центавр −8 3000 Ia ? 8—20 мес. G315.4-2.3 (RCW 86)[6] китайские летописи: наблюдалась рядом с Альфой Центавра.
SN 369 369 неизвестно неиз-
вестно		 неиз-
вестно		 неиз-
вестно		 5 мес. неизвестно 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 мес. G11.2-0.3 китайские летописи
SN 393 393 Скорпион 0 34 000 неиз-
вестно		 8 мес. несколько кандидатур китайские летописи
SN 1006 1006, 1 мая Волк −7,5 7200 Ia 18 мес. SNR 1006 швейцарские монахи, арабские учёные и китайские астрономы.
SN 1054 1054, 4 июля Телец −6 6300 II 21 мес. Крабовидная туманность на Ближнем и Дальнем Востоке (в европейских текстах не значится, не считая туманных намёков в ирландских монастырских хрониках).
SN 1181 1181, август Кассиопея −1 8500 неиз-
вестно		 6 мес. Возможно, 3C58 (G130.7+3.1) труды профессора Парижского университета Александра Некэма, китайские и японские тексты.
SN 1572 1572, 6 ноября Кассиопея −4 7500 Ia 16 мес. Остаток сверхновой Тихо Это событие зафиксировано во многих европейских источниках, в том числе и в записях молодого Тихо Браге. Правда, он заметил вспыхнувшую звезду лишь 11 ноября, но зато следил за ней целых полтора года и написал книгу «De Nova Stella» («О новой звезде») — первый астрономический труд на эту тему.
SN 1604 1604, 9 октября Змееносец −2,5 20000 Ia 18 мес. Остаток сверхновой Кеплера С 17 октября её стал изучать Иоганн Кеплер, который изложил свои наблюдения в отдельной книге.
SN 1680 1680, 16 августа Кассиопея +6 10000 IIb[7] неиз-
вестно (не более недели)		 Остаток Сверхновой Кассиопея А возможно замечена Флемстидом и занесена в каталог как 3 Кассиопеи.

[править] См. также

[править] Заметки

  1. ↑ Порядковый номер получается в результате преобразования окончания "nc" по основанию 26, с заменой букв a = 1, b = 2, c = 3, ... z = 26. Таким образом nc = n × 26 + c = 14 × 26 + 3 = 367.

[править] Примечания

  1. ↑ Сверхновые звёзды // Физика космоса: Маленькая энциклопедия / Под ред. Р. А. Сюняева — 2-е изд. — М.: Советская Энциклопедия, 1986. — С. 600. — 783 с. — ISBN 524(03). (Проверено 4 октября 2011)
  2. ↑ Засов А. В., Постнов К. А. 9.2. Вспышки сверхновых // Общая астрофизика — М.: Фрязино, 2006. — С. 250. — 496 с. — ISBN 5-85099-169-7. (Проверено 6 октября 2011)
  3. ↑ Рудницкий Г. М. 6.3. Радиоизлучение сверхновых и их остатков // Конспект лекций по курсу «Радиоастрономия» / член.-корр. РАН В. И. Слыш — Нижний Архыз: CYGNUS, 2001. — С. 143. — 208 с. (Проверено 6 октября 2011)
  4. ↑ List of Supernovae  (англ.). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. (Проверено 21 сентября 2011)
  5. ↑ Данные наблюдений. Сверхновый I и II типов. // Физика Космоса: Маленькая энциклопедия — 2-е изд. — М.: Советская энциклопедия, 1986. — С. 601.
  6. ↑ RCW 86: исторический остаток сверхновой
  7. ↑ Остатки сверхновых, Астронет

[править] Ссылки

Источник — «http://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=%D0%A1%D0%B2%D0%B5%D1%80%D1%85%D0%BD%D0%BE%D0%B2%D0%B0%D1%8F_%D0%B7%D0%B2%D0%B5%D0%B7%D0%B4%D0%B0&oldid=41289405»
Личные инструменты
Пространства имён
Варианты
Действия
Навигация
Участие
Печать/экспорт
Инструменты
На других языках