Сверхновая звезда

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск

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].

Терминология[править | править вики-текст]

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: вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, это явление и создавало эффект появления новой звезды.

Правило именования[править | править вики-текст]

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 одно- 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 строчных 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.

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

История наблюдений[править | править вики-текст]



Интерес Гиппарха к неподвижным звездам, возможно, был вдохновлен наблюдением сверхновой звезды (по Плинию). Наиболее ранняя запись, которая идентифицируется как запись наблюдений сверхновой SN 185 (англ.), была сделана китайскими астрономами в 185 году нашей эры. Самая яркая известная сверхновая SN 1006 была подробно описана китайскими и арабскими астрономами. Хорошо наблюдалась сверхновая SN 1054, породившая Крабовидную туманность. Сверхновые звезды SN 1572 и SN 1604 были видны невооруженным глазом и имели большое значение в развитии астрономии в Европе, так как были использованы в качестве аргумента против аристотелевской идеи, гласившей, что мир за пределами Луны и Солнечной системы неизменен. Иоганн Кеплер начал наблюдение SN 1604 17 октября 1604 года. Это была вторая сверхновая, которая была зарегистрирована на стадии возрастания блеска (после SN 1572, наблюдавшейся Тихо Браге в созвездии Кассиопеи).

С развитием телескопов сверхновые звёзды стало возможно наблюдать и в других галактиках, начиная с наблюдений сверхновой S Андромеды в Туманности Андромеды в 1885 году. В течение двадцатого столетия были разработаны успешные модели для каждого типа сверхновых и понимание их роли в процессе звездообразования возросло. В 1941 году американскими астрономами Рудольфом Минковским и Фрицем Цвикки была разработана современная схема классификации сверхновых звёзд.

В 1960-х астрономы выяснили, что максимальная светимость взрывов сверхновых может быть использована в качестве стандартной свечи, следовательно, показателя астрономических расстояний. Сейчас сверхновые дают важную информацию о космологических расстояниях. Самые далёкие сверхновые оказались слабее, чем ожидалось, что, по современным представлениям, показывает, что расширение Вселенной ускоряется.

Были разработаны способы для реконструкции истории взрывов сверхновых, которые не имеют письменных записей наблюдений. Дата появления сверхновой Кассиопея A определялась по световому эху от туманности, в то время как возраст остатка сверхновой RX J0852.0-4622 (англ.) оценивается по измерению температуры и γ-выбросов от распада титана-44. В 2009 году в антарктических льдах были обнаружены нитраты, соответствующие времени взрыва сверхновой.

22 января 2014 года в галактике M82, расположенной в созвездии Большая Медведица, вспыхнула сверхновая звезда SN 2014J. Галактика M82 находится на расстоянии 12 млн световых лет от нашей галактики и имеет видимую звездную величину чуть менее 9. Данная сверхновая является самой близкой к Земле, начиная с 1987 года (SN 1987A).

Классификация[править | править вики-текст]

Физика сверхновых звёзд[править | править вики-текст]

Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. В случае их наличия сверхновую относят ко II типу, а при отсутствии — к I типу[5].

Сверхновые I типа[править | править вики-текст]

Сверхновые I типа подразделяются в зависимости от спектра. Тип Ia демонстрирует сильную линию поглощения ионизированного кремния. Сверхновые типа I, в которых отсутствует эта линия поглощения, классифицируются как типы Ib и Ic. В сверхновых типа Ib присутствуют сильные линии нейтрального гелия, а в Ic — отсутствуют. Кривые блеска у всех типов схожи, хотя сверхновые типа Ia, как правило, ярче на пике светимости.

В основе механизма вспышек сверхновых звёзд типа Іа (SN Ia) 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 рэлей-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.

Поскольку вспышка происходит в момент достижения предела Чандрасекара, все сверхновые типа Ia выделяют практически одинаковое количество энергии, около 1051 эрг (эта единица энергии получила специальное название, foe). Благодаря этому они могут служить в качестве «стандартных свечей», позволяя независимо от закона Хаббла измерить расстояние до галактики, в которой произошла вспышка.

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

Сверхновые II типа[править | править вики-текст]

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 энергия, достаточная 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, предложенный Г. С. Бисноватым-Коганом[6]). Считается, что образованием сверхновой II типа заканчивается эволюция звёзд, первоначальная масса которых превышает 8—10 масс Солнца[7]. 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.

Теория сверхновых[править | править вики-текст]

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.

Место сверхновых во Вселенной[править | править вики-текст]

Согласно многочисленным исследованиям, после Большого Взрыва Вселенная 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 не прозрачными в оптическом диапазоне молекулярными облаками). 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.

Наиболее известные сверхновые звёзды и их остатки[править | править вики-текст]

Исторические сверхновые в нашей Галактике (наблюдавшиеся)[править | править вики-текст]

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)[8] 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[9] неиз-
вестно (не более недели)
Остаток Сверхновой Кассиопея А возможно замечена Флемстидом и занесена в каталог как 3 Кассиопеи.

См. также[править | править вики-текст]

Заметки[править | править вики-текст]

  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.

Примечания[править | править вики-текст]

  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. Архивировано из первоисточника 5 июля 2012. (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. Ardeljan, N. V.; Bisnovatyi-Kogan, G. S.; Moiseenko, S. G. (2005). «Magnetorotational supernovae». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 359 (1): 333–344. DOI:10.1111/j.1365-2966.2005.08888.x. ISSN 1365-2966. Проверено 2013-06-13.
  7. Woosley, S. N.; Heger, A.; Weaver, T. A. (2002). «The evolution and explosion of massive stars». Reviews of Modern Physics 74 (4): 1015–1071. DOI:10.1103/RevModPhys.74.1015. Проверено 2014-03-06.
  8. RCW 86: исторический остаток сверхновой
  9. Остатки сверхновых, Астронет

Ссылки[править | править вики-текст]