Что же такое загадочная сверхновая звезда?

Историческая картина проводимых наблюдений

Сначала интерес к неподвижным звёздам возник у Гиппарха, который, вероятнее всего, вдохновился наблюдением по Плинию. Наиболее ранние записи, связанные с исследованиями в данном направлении, также присутствуют. Они сделаны астрономами из Китая в 185 году, относящемся к нашей эре. Самая яркая сверхновая звезда получила наименование SN1006. Её характеристики были детально описаны астрономами из Китая и арабского мира. Хорошие результаты были получены в процессе наблюдения за объектом под названием SN1054. Невооружённым глазом можно было обнаружить тела SN1572 и SN1604.

С тех пор как начали развиваться телескопы, наблюдение за звёздами сверхнового типа стало возможным и в рамках других галактик, начиная с S Андромеды и туманности Андромеды в 1885 году. На протяжении всего прошлого столетия специалистам удалось разработать вполне успешные модели для всех разновидностей сверхновых вспышек, а также схемы классификации, что привело к совершенствованию результатов.

В 1960-х годах астрономы занимались выяснением того факта, что максимальный уровень светимости взрывов может быть использован выгодно для достижения новых открытий. Сверхновые звёзды выступают в качестве основных источников получения сведений о космических дистанциях, а с течением времени их значимость повысится ещё больше. Также специалисты разработали немало методик в целях организации реконструкции истории, которая не даёт подробных сведений о данных объектах.

Влияние на нашу планету

Маловероятно, что сверхновые могут нести угрозу современному человечеству и каким-либо образом повлиять на нашу планету. Даже взрыв Бетельгейзе лишь осветит наше небо на несколько месяцев. Однако, безусловно, они решающим образом влияли на нас в прошлом. Примером тому служит первое из пяти массовых вымираний на Земле, произошедших 440 млн. лет назад. По одной из версий причиной этому вымиранию послужил гамма-вспышка, произошедшая в нашей Галактике.

Более примечательна совсем иная роль сверхновых. Как уже отмечалось, именно сверхновые создают химические элементы, необходимые для появления углеродной жизни. Земная биосфера не была исключением. Солнечная система сформировалось в газовом облаке, которые содержали осколки былых взрывов. Получается, мы все обязаны сверхновым своим появлением.

Более того, сверхновые и в дальнейшем влияли на эволюцию жизни на Земле. Повышая радиационный фон планеты, они заставляли организмы мутировать. Не стоит также забывать про крупные вымирания. Наверняка сверхновые не единожды «вносили коррективы» в земную биосферу. Ведь не будь тех глобальный вымираний, на Земле бы сейчас господствовали совсем другие виды.

Масштабы звездных взрывов

Чтобы наглядно понять, какой энергией обладают сверхновые взрывы, обратимся к уравнению эквивалента массы и энергии. Согласно нему, в каждом грамме материи заключено колоссальное количество энергии. Так 1 грамм вещества эквивалентен взрыву атомной бомбы, взорванной над Хиросимой. Энергия царь-бомбы эквивалента трём килограммам вещества.

Каждую секунду ходе термоядерных процессов в недрах Солнца 764 миллиона тонн водорода превращается в 760 миллион тонн гелия. Т.е. каждую секунду Солнце излучает энергию, эквивалентную 4 млн. тоннам вещества. Лишь одна двухмиллиардная часть всей энергии Солнца доходит до Земли, это эквивалентно двум килограммам массы. Поэтому говорят, что взрыв царь-бомбы можно было наблюдать с Марса. К слову, Солнце доставляет на Землю в несколько сотен раз больше энергии, чем потребляет человечество. То есть, чтобы покрыть годовые энергетические потребности всего современного человечества нужно превращать в энергию всего несколько тонн материи.

Учитывая вышесказанное, представим, что средняя сверхновая в своём пике «сжигает» квадриллионы тон вещества. Это соответствует массе крупного астероида. Полная же энергия сверхновой эквивалентна массе планеты или даже маломассивной звезды. Наконец, гамма-всплеск за секунды, а то и за доли секунды своей жизни, выплёскивает энергию, эквивалентную массе Солнца!

Такие разные сверхновые

Термин «сверхновая» не должен ассоциироваться исключительно с взрывом звёзд. Эти явления, пожалуй, также разнообразны, как разнообразны сами звёзды. Науке только предстоит понять многие их секреты.

Прародители жизни

Несмотря на всю свою катастрофичность, сверхновые по праву можно назвать прародителями жизни во Вселенной. Мощность их взрыва подталкивает межзвездную среду на образования газопылевых облаков и туманностей, в которых впоследствии рождаются звезды. Ещё одна их особенность состоит в том, что сверхновые насыщают межзвездную среду тяжелыми элементами.

Именно сверхновые порождают все химические элементы, что тяжелее железа. Ведь, как отмечалось ранее, синтез таких элементов требует затрат энергии. Только сверхновые способны «зарядить» составные ядра и нейтроны на энергозатратные производство новых элементов. Кинетическая энергия взрыва разносит их по пространству вместе с элементами, образовавшимися в недрах взорвавшейся звезды. В их число входят углерод, азот и кислород и прочие элементы, без которых невозможна органическая жизнь.

История наблюдений

Крабовидная туманность как остаток сверхновой

Интерес Гиппарха к неподвижным звёздам, возможно, был вдохновлён 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 звёзды SN 1572 и SN 1604 были видны невооружённым 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.

Остаток сверхновой SN 1987A, снимок телескопа «Хаббл», опубликованный 19 мая 1994 года

23 февраля 1987 года в Большом Магеллановом Облаке на расстоянии 168 тыс. световых лет от Земли вспыхнула сверхновая SN 1987A, самая близкая к Земле, наблюдавшаяся со времён изобретения телескопа. Впервые был зарегистрирован поток нейтрино от вспышки. Вспышка интенсивно изучалась с помощью астрономических спутников в ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма-диапазонах. Остаток сверхновой исследовался с помощью ALMA, «Хаббла» и «Чандры». Ни нейтронная звезда, ни чёрная дыра, которые, по некоторым моделям, должны находиться на месте вспышки, пока не обнаружены.

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 звёздную величину чуть менее 9. Данная сверхновая является самой близкой к Земле, начиная с 1987 года (SN 1987A).

В апреле 2018 года английскими учёными из Саутгемптонского университета Британского королевского астрономического общества на конференции EWASS (Европейская неделя астрономии и космических исследований (англ.)русск.) были озвучены данные о возможном открытии в ходе своих наблюдений нового, до сих пор неизученного, третьего типа сверхновых. Во время этих наблюдений, в рамках программы Dark Energy Survey Supernova Programme (DES-SN), были зафиксированы 72 кратковременные вспышки с температурой от 10 до 30 тыс.°C и размерами от нескольких единиц до нескольких сотен а.е. Основная особенность этих космических событий заключается в их относительной кратковременности — всего несколько недель, а не несколько месяцев как у обычных сверхновых.

Химическая эволюция и воздействие на межзвёздную среду

Химическая эволюция Вселенной. Происхождение элементов с атомным номером выше железа

Основная статья: Нуклеосинтез

Взрывы сверхновых — основной источник пополнения межзвёздной среды элементами с атомными номерами больше (или как говорят тяжелее) He. Однако процессы их породившие для различных групп элементов и даже изотопов свои.

Практически все элементы тяжелее He и до Fe — результат классического термоядерного синтеза, проистекающего, например в недрах звёзд или при взрыве сверхновых в ходе p-процесса. Тут стоит оговориться, что крайне малая часть всё же была получена в ходе первичного нуклеосинтеза.
Все элементы тяжелее 209Bi — это результат r-процесса
Происхождение же прочих является предметом дискуссии, в качестве возможных механизмов предлагаются s-, r-, ν-, и rp-процессы.

Структура и процессы нуклеосинтеза в предсверхновой и в следующее мгновение после вспышки для звезды 25M_☉, масштаб не соблюдён.

R-процесс

Основная статья: R-процесс

r-проце́сс — это процесс образования более тяжёлых ядер из более лёгких путём последовательного захвата нейтронов в ходе (n,γ) реакций и продолжается до тех пор, пока темп захвата нейтронов выше, чем темп β−-распада изотопа. Иными словами среднее время захвата n нейтронов τ(n,γ) должно быть:

τ(n,γ)≈1nτβ,{\displaystyle \tau (n,\gamma )\approx {\frac {1}{n}}\tau _{\beta },}

где τ_β — среднее время β-распада ядер, образующих цепочку r-процесса. Это условие накладывает ограничение на плотность нейтронов, так как:

τ(n,γ)≈(ρ(σnγ,vn)¯)−1{\displaystyle \tau (n,\gamma )\approx \left(\rho {\overline {(\sigma _{n\gamma },v_{n})}}\right)^{-1}}

где (σnγ,vn)¯{\displaystyle {\overline {(\sigma _{n\gamma },v_{n})}}} — произведение сечения реакции (n,γ) на скорость нейтрона относительно ядра мишени, усреднённое по максвелловскому спектру распределения скоростей.
Учитывая что, r-процесс происходит в тяжёлых и средних ядрах, 0,1 с < τ_β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 109K, получим характерную плотность

ρ≈2⋅1017{\displaystyle \rho \approx 2\cdot 10^{17}} нейтронов/см3.

Такие условия достигаются в:

ударной волне, которая, проходя по гелиевому и неоновому слоям, вызывает реакцию 22Ne+4He→25Mg+1n{\displaystyle \mathrm {^{22}Ne} +\mathrm {^{4}He} \rightarrow \mathrm {^{25}Mg} +\mathrm {^{1}n} } с требуемой концентрацией нейтронов.
центральной части массивной звезды, находящейся в стадии предсверхновой. Там образуется большое количество нейтронов и α{\displaystyle \displaystyle \mathrm {\alpha } }-частиц, при фоторасщеплении железа 56Fe+γ→134He+41n{\displaystyle \mathrm {^{56}Fe} +\mathrm {\gamma } \rightarrow 13\,\mathrm {^{4}He} +4\,\mathrm {^{1}n} } на заключительной стадии эволюции.

ν-процесс

Основная статья: ν-процесс

ν-процесс — это процесс нуклеосинтеза, через взаимодействие нейтрино с атомными ядрами. Возможно, он ответственен за появление изотопов 7Li, 11B, 19F, 138La и 180Ta

Необычная сверхновая звезда

По мнению ученых они наблюдали за остатками самой массивной звезды, уничтоженной взрывом. Сверхновая SN2016iet необычная. Эта сверхновая обладает большим количеством энергии, продолжительностью, неожиданными химическими сигнатурами и находится в не богатой металлами окружающей среде. Это не похоже ни на что из того, что астрономы наблюдали раньше.

Изначально исследователи решили, что в данных допущены ошибки. Однако по словам специалистов, через некоторое время они определили, что загадочная сверхновая расположена в ранее не зарегистрированной галактике в миллиарде световых лет от Земли.

По мнению астрономо, в этой сверхновой все выглядит по-другому — то, как она со временем меняет яркость, ее спектр, галактика, в которой она находится, и даже само расположение сверхновой в галактике тоже необычное. Эдо Бергер, профессор астрономии Гарвардского университета и соавтор исследования говорит, что иногда астрономы наблюдают за сверхновыми, которые необычны в каком-то одном аспекте. Однако SN2016iet уникальна во всех отношениях.

На фото E-ELT Экстремально Большой Телескоп диаметром 40 метров

До взрыва масса SN2016iet была в 200 раз больше массы нашего Солнца. Астрономы считают, что она образовалась в 54 тысячах световых лет от центра галактики, что само себе странно и необычно. С точки зрения продолжительности жизни звезды, эта была короткой — она просуществовала всего несколько миллионов лет. При этом за свою жизнь звезда потеряла порядка 85% своей массы. После взрыва ее обломки столкнулись с ранее выброшенным материалом. В результате образовалась странная сверхновая, за которой сегодня наблюдают астрономы.

Новые и сверхновые

SN 1604 или Сверхновая Кеплера

Термин «сверхновая» перекочевал от термина «новая звезда». «Новыми» называли звезды, которые возникали на небосклоне практически на пустом месте, после чего постепенно угасали. Первые «новые» известны ещё по китайским летописям, датируемым вплоть до второго тысячелетия до нашей эры. Что интересно, среди этих новых нередко встречались сверхновые. К примеру, именно сверхновую в 1571 году наблюдал Тихо Браге, который впоследствии ввёл термин «новая звезда». Сейчас нам известно, что в обоих случаях речь не идёт о рождении новых светил в буквальном смысле.

Новые и сверхновые звезды обозначают резкое увеличение яркости какой-либо звезды или группы звезд. Как правило, раньше люди не имели возможности наблюдать звёзды, которые порождали эти вспышки. Это были слишком тусклые объекты для невооруженного глаза или астрономического прибора тех лет. Их наблюдали уже в момент вспышки, что естественно походило на рождение нового светила.

Не смотря на схожесть этих явлений, в наши дни существует резкое различие в их определениях. Пиковая светимость сверхновых звезд в тысячи и сотни тысяч раз больше пиковой светимости новых. Такое расхождение объясняется принципиальным различием природы этих явлений.

Формирование

Похожие на луковые слои массивной, эволюционирующей звезды незадолго до коллапса ядра. (Не в масштабе.)

Звёзды, гораздо более массивные, чем Солнце, эволюционируют достаточно сложным образом. В ядре звезды водород синтезируется в гелий с высвобождением тепловой энергии, которая обеспечивает давление расширяющегося газа. Это давление удерживает звезду от гравитационного коллапса или, иными словами, обеспечивает так называемое звёздное или гидростатическое равновесие. Образующийся гелий постепенно накапливается пока температура в ядре ещё недостаточно высока, чтобы начать его горение и синтез новых элементов. В конце концов, когда водород в ядре исчерпывается, энергия от его горения уменьшается и сила тяжести заставляет ядро сжиматься. Это сжатие повышает температуру достаточно для того чтобы инициировать более короткую фазу термоядерной реакции с участием гелия, на которую приходится менее 10% общей продолжительности жизни звезды. У звёзд с менее чем восемью солнечными массами, углерод, образующийся при слиянии гелия, не вступает в реакции синтеза, и звезда постепенно остывает, становясь белым карликом. Белые карлики, если у них есть близкий спутник в виде красного гиганта, могут стать сверхновой типа Ia за счет аккреции материи от своего соседа.

Однако более крупная звезда достаточно массивна для того, чтобы при очередном сжатии, когда уже гелий оказывается исчерпан, углерод в ядре начал вступать в реакции синтеза. Центральные области этих массивных звёзд становятся слоистыми, как лук, по мере того, как в центре накапливаются более тяжёлые атомные ядра: во внешних оболочках водород выгорает в гелий, затем следует слой гелия, превращающегося в углерод через процесс тройной гелиевой реакции и далее идут слои со всё более тяжёлыми элементами. В звезде этот процесс постоянно эволюционирует, претерпевая повторяющиеся стадии: когда термоядерный синтез очередного элемента прекращается, ядро сжимается до тех пор, пока давление и температура не станут достаточными для начала следующего этапа синтеза, останавливающего сжатие.

Этапы превращения элементов ядерным синтезом для звезды с массой в 25 солнечных
Процесс	Основное топливо	Основные продукты	25 M_ʘ звезда
Температура(К)	Плотность(г/см3)	Продолжительность
Горение водорода	водород	гелий	7×107	10	107 лет
Тройная гелиевая реакция	гелий	углерод, кислород	2×108	2000	106 лет
Горение углерода	углерод	Ne, Na, Mg, Al	8×108	106	103 лет
Горение неона	неон	O, Mg	1,6×109	107	3 года
Горение кислорода	кислород	Si, S, Ar, Ca	1,8×109	107	0,3 года
Горение кремния	кремний	никель (распадается на железо)	2,5×109	108	5 дней

Влияние на нашу планету

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	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.
SN 1054	1054, 4 июля	Телец	-6	6300	II	21 месяц	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	не известно	6 месяцев	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 месяцев	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 месяцев	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	не известно (не более недели)	Остаток Сверхновой Кассиопея А	замечена Флэмстидом, занес в свой каталог звезду, как 3 Cas.

Как отыскать звёзды сверхнового типа

Сверхновая звезда может обнаружена достаточно просто. В кругах учёных для этих целей используют специальные приборы. Некоторые из них требуются для того, чтобы обеспечить наблюдение за видимым светом после взрыва, а другие способствуют отслеживанию рентгеновских лучей и гамма-лучей. Получение изображений происходит за счёт телескопов Хаббл и Чандра.

В июле 2012 г. стал работать телескоп, способствующий фокусированию световых потоков в области высоких энергетических элементов. Речь ведётся непосредственно о миссии NUSTAR, которая обеспечивает поиск разрушившихся звёзд, чёрных дыр, остатков сверхновых объектов. Каждый может помочь учёному миру, не становясь узким специалистом. В 2008 г. сверхновое светило было найдено обычным подростком. А в 2011 году данное наблюдение с лёгкостью смогла повторить девочка 10 лет из Канады.

Сверхновая SN 1572

Возможно, завтра они вспыхнут

Существует целый список, в который включены кандидаты в сверхновые звёзды. Конечно, достаточно сложно определить, когда именно произойдет взрыв. Вот ближайшие из известных:

IK Пегаса. Двойная звезда расположена в созвездии Пегас на удалении от нас до 150 световых лет. Её спутник – массивный белый карлик, который уже перестал производить энергию посредством термоядерного синтеза. Когда главная звезда превратится в красный гигант и увеличит свой радиус, карлик начнёт увеличивать массу за счёт неё. Когда его масса достигнет 1,44 солнечной, может произойти взрыв сверхновой.
Антарес. Красный сверхгигант в созвездие Скорпиона, от нас до него 600 световых лет. Компанию Антаресу составляет горячая голубая звезда.
Бетельгейзе. Подобный Антаресу объект, находится в созвездии Орион. Расстояние до Солнца от 495 до 640 световых лет. Это молодое светило (около 10 миллионов лет), но считается, что оно достигло фазы выгорания углерода. Уже в течение одного-двух тысячелетий мы сможем полюбоваться взрывом сверхновой.

Построение детального описания

Теория сверхновых Ia

Помимо неопределённостей в теориях сверхновых Ia, описанных выше, много споров вызывает сам механизм взрыва. Чаще всего модели можно разделить по следующим группам:

Мгновенная детонация.
Отложенная детонация.
Пульсирующая отложенная детонация.
Турбулентное быстрое горение.

По крайней мере для каждой комбинации начальных условий перечисленные механизмы можно встретить в той или иной вариации. Но этим круг предложенных моделей не ограничивается. В качестве примера можно привести модели, когда детонируют сразу два белых карлика. Естественно, это возможно только в тех сценариях, когда оба компонента проэволюционировали.

История наблюдений сверхновых

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

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

То, что у нас известно сегодня как Крабовидная туманность, является остатком самой известной из этих сверхновых. Китайские и корейские астрономы зафиксировали в своих записях этот звездный взрыв в 1054 году. Юго-западные индейцы, возможно, тоже его видели (согласно наскальным рисункам, которые обнаружены в Аризоне и Нью-Мексико). Сверхновая, образовавшая Крабовидную туманность, была настолько яркой, что астрономы могли видеть ее даже днем.

Другие сверхновые, которые были обнаружены до того, как был изобретен телескоп, произошли в 393, 1006, 1181, 1572 (изучены знаменитым астрономом Тихо Браге) и в 1604 годах. Браге писал о своих наблюдениях за «новой звездой» в своей книге «De Stella Nova», что и породило название «новая». Новая отличается от сверхновой. Оба являются внезапными вспышками яркости, когда горячие газы вырываются наружу, но для сверхновой звезды этот взрыв является катастрофическим и означает конец жизни звезды.

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

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

Наблюдение за сверхновыми

Сверхновая SN 1987A

Сверхновые взрывы являются крайне редкими явлениями. В нашей галактике, содержащей более сотни миллиардов звёзд, происходит всего лишь несколько вспышек за столетие. Согласно летописным и средневековым астрономическим источникам, за последние две тысячи лет были зафиксированы лишь шесть сверхновых, видимых невооруженным глазом. Современным астрономам ни разу не доводилось наблюдать сверхновых в нашей галактике. Наиболее ближайшая произошла в 1987 в Большом Магеллановым Облаке, в одном из спутников Млечного Пути. Каждый год учёные наблюдают до 60 сверхновых, происходящих в других галактиках.

Именно из-за этой редкости сверхновые практически всегда наблюдаются уже в момент вспышки. События, предшествующие ей почти никогда не наблюдались, поэтому природа сверхновых до сих пор во многом остаётся загадочной. Современная наука не способна достаточно точно спрогнозировать сверхновые. Любая звезда-кандидат способна вспыхнуть лишь через миллионы лет. Наиболее интересна в этом плане Бетельгейзе, которая имеет вполне реальную возможность озарить земное небо на нашем веку.

Вселенские вспышки

Гамма вспышка в галактике 4C 71,07

Гиперновые взрывы случаются ещё реже. В нашей галактике такое событие случаются раз в сотни тысяч лет. Однако, гамма-всплески, порождаемые гиперновыми, наблюдаются почти ежедневно. Они настолько мощны, что регистрируются практически со всех уголков Вселенной.

К примеру, один из гамма-всплесков, расположенных в 7,5 миллиардов световых лет, можно было разглядеть невооружённым глазом. Произойти он в галактике Андромеда, земное небо на пару секунд осветила звезда с яркостью полной луны. Произойти он на другом краю нашей галактики, на фоне Млечного Пути появилось бы второе Солнце! Получается, яркость вспышки в квадриллионы раз ярче Солнца и в миллионы раз ярче нашей Галактики. Учитывая, что галактик во Вселенной миллиарды, неудивительно, почему такие события регистрируются ежедневно.

Что такое парные сверхновые звезды?

Ученые считают, что получили первое доказательство существования парной-нестабильной сверхновой звезды. На протяжении десятилетий ученые предполагали существование таких звезд, однако до сегодняшнего дня доказательств не было обнаружено. Парные-нестабильные сверхновые звезды — это редкий тип невероятно ярких звезд. После взрыва таких звезд в окружающее пространство попадает огромное количество железа — до 10 солнечных масс. Кроме того, ученые считают, что взрыв SN2016iet представляет собой смерть самых массивных звезд во Вселенной.

Сегодня астрономы продолжают наблюдения за этой необычной звездой, чтобы узнать больше о том, как она сформировалась и как она может измениться в будущем. Большинство сверхновых исчезают и становятся невидимыми на фоне сияния галактик-хозяев в течение нескольких месяцев. Но поскольку SN2016iet очень яркая и изолирована, ученые могут изучать ее долгие годы.

Гиперновая звезда

Основная статья: Гиперновая звезда

Гиперновая — редкий тип сверхновой, существенно более яркий и активный, чем обычные сверхновые. Примерами являются 1997ef (тип Ic) и 1997cy (тип IIn). Гиперновые образуются различными способами: релятивистские струи в процессе образования чёрной дыры при возврате материи на ядро нейтронной звезды – модель коллапсара; взаимодействие с плотной оболочкой околозвездной материи — модель CSM (англ.: CircumStellar Material); огромные парно-нестабильные сверхновые; возможны другие модели, такие как двойная и кварковая звезда.

Звёзды с изначальными массами примерно от 25 до 90 масс Солнца имеют ядра достаточно крупные, чтобы после взрыва сверхновой материя возвращалась к ядру нейтронной звезды и формировала чёрную дыру. Во многих случаях это уменьшает яркость сверхновой, а при массе выше 90 M_ʘ звезда превращается непосредственно в чёрную дыру без взрыва сверхновой. Но если прародитель вращается достаточно быстро, падающая материя генерирует релятивистские струи, которые излучают больше энергии, чем первоначальный взрыв. Они также могут быть видны непосредственно, если излучаются в нашу сторону, создавая впечатление ещё более светящегося объекта. В некоторых случаях они могут генерировать гамма-всплески, хотя не все гамма-всплески происходят от сверхновых.

В некоторых случаях сверхновая звезда II типа возникает, когда звезда окружена очень плотным облаком материи, выброшенным, вероятно, во время вспышек голубых переменных. Эта материя ударного взрыва становится более яркой, чем стандартная сверхновая. Вероятно, существует диапазон светимостей для этих сверхновых типа IIn с самой яркой в виде гиперновой.

Парно-нестабильные сверхновые возникают, когда кислородное ядро в чрезвычайно массивной звезде становится достаточно горячим, чтобы гамма-излучение спонтанно порождало электрон-позитронные пары. Это приводит к коллапсу ядра, но когда коллапс железного ядра вызывает эндотермический синтез с более тяжёлыми элементами, коллапс кислородного ядра создаёт стремительный экзотермический синтез, который окончательно разрушает звезду. Выделенная общая энергия зависит от изначальной массы, при этом большая часть ядра преобразуется в 56Ni и выбрасывается, что затем приводит к сверхновой в течение нескольких месяцев. В конце пути звезды с массой около 140 M_ʘ образуют сверхновые, которые являются долгоживущими, но в остальном типичными, в то время как звёзды с наивысшей массой около 250 M_ʘ производят сверхновые чрезвычайно яркие, а также очень долгоживущие, — гиперновые. Более массивные звёзды умирают от фотоядерных превращений. На эту стадию могут попасть только звёзды населения III с очень низкой металличностью. Звёзды с более тяжёлыми элементами более тусклые и сбрасывают свои внешние слои, пока они не станут достаточно маленькими, чтобы взорваться как нормальная сверхновая Ib/c типа. Считается, что даже в нашей галактике слияния старых звёзд с низкой металличностью могут образовывать массивные звёзды, способные превратиться в парно-нестабильную сверхновую.

Классификация сверхновых

Сверхновые принято разделять на два основных класса (I и II). Эти классы можно назвать спектральными, т.к. их отличает присутствие и отсутствие линий водорода в их спектрах. Также эти классы заметно отличаются визуально. Все сверхновые I класса схожи как по мощности взрыва, так и по динамике изменения блеска. Сверхновые же II класса весьма разнообразны в этом плане. Мощность их взрыва и динамика изменения блеска лежит в весьма обширном диапазоне.

Все сверхновые II класса порождаются гравитационным коллапсом в недрах массивных звезд. Другими словами, этот тот самый, знакомый нам, взрыв сверхгигантов. Среди сверхновых первого класса существуют те, механизм взрыва которых скорее схож с взрывом новых звезд.

Примечания

// Физическая энциклопедия : / Гл. ред. А. М. Прохоров. — М.: Советская энциклопедия (тт. 1—2); Большая Российская энциклопедия (тт. 3—5), 1988—1999. — ISBN 5-85270-034-7.
↑ Лозинская Т. А. Взрывы звёзд и звёздный ветер в галактиках. — 2-е. — Москва: URSS, 2013. — С. 48-54. — 216 с. — ISBN 978-5-397-03582-8.
↑ Лозинская Т. А. Взрывы звёзд и звёздный ветер в галактиках. — 2-е. — Москва: URSS, 2013. — С. 59-67. — 216 с. — ISBN 978-5-397-03582-8.
↑
↑
↑
Засов А. В., Постнов К. А. Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006. — 496 с. — (Сверхновые и остатки сверхновых звёзд). — 3000 экз. — ISBN 5-85099-169-7, УДК 52, ББК 22.6.
↑