Содержание
Как умирают звёзды. Астрономы увидели редчайший взрыв сверхновой
Странно смотреть на ночное небо и думать, что оно не всегда будет выглядеть так, как сейчас. Рано или поздно многие звёзды (те, что покрупнее) ждёт один и тот же финал — фантастическая вспышка, которую будет видно чуть ли не со всех краёв Галактики. Это называется взрывом сверхновой. Хотя логичнее говорить не о новых, а о старых, об очень старых звёздах.
С некоторыми из них это заключительное событие может произойти прямо сегодня. А может через тысячу лет. В космических масштабах это одно и то же, так что астрономам трудно сказать точнее. Возьмём, к примеру, довольно заметное созвездие Ориона, у него ещё три звезды на «поясе» практически на одной линии. Нашли? А теперь смотрим на левое «плечо». Это Бетельгейзе. Правда, по-арабски это не плечо, а подмышка, по крайней мере, по одной из версий перевода названия. В любом случае это красный сверхгигант. Будь он на месте нашего Солнца, мы бы с вами ничего не увидели — он проглотил бы Землю вместе с Меркурием, Венерой и Марсом.
Таких объёмов достигают в пенсионном возрасте звёзды, которые и в молодости были немаленькими. Юная Бетельгейзе была раз в десять крупнее нашего светила. А теперь ей десять миллиардов лет. Звезда-ветеран. Подумать только: вся Вселенная старше неё на какие-то четыре миллиарда лет. По подсчётам астрономов, старушке осталось совсем немного. Вот-вот (не сегодня, так завтра) термоядерная реакция внутри закончится и исполинское ядро резко сожмётся — это по-научному «гравитационный коллапс». И тогда бабах! Вся внешняя оболочка торжественно вылетит в окружающее пространство. В этот момент звезда напоследок становится минимум в десять тысяч, а то и в миллионы раз ярче. Это её прощальный привет. Светящееся облако ещё сотни, если не тысячи лет будет напоминать о ней. А внутри будет прятаться одно из двух — чёрная дыра (или пульсар), то есть стремительно крутящаяся нейтронная звезда.
Фото © Flickr / John Brighenti
Чтобы понять, как это будет выглядеть, достаточно взглянуть хотя бы на Крабовидную туманность, это у нас в созвездии Тельца — кстати, прямо над Орионом.
Это облачко даже в бинокль при желании увидеть можно. А уж на снимках Хаббла это просто космос. Конечно, сложно сразу сказать, что там такого крабовидного, но выглядит потрясающе. Так вот, это была звезда, которая взорвалась в 1054 году. В России (то есть на Руси) в тот год умер князь Ярослав Мудрый. В исторических документах говорится, что космический взрыв было видно даже днём. Как видите, облако не рассеялось до сих пор, а в нём испускает свои радиосигналы нейтронная Crab Pulsar.
Фото © Flickr/HubbleSite
Кстати говоря, Бетельгейзе от нас не так уж далеко — подумаешь, 450 световых лет. А есть и кандидат в сверхновые ещё ближе — в созвездии Пегаса, 150 световых лет. А вот от Солнца, как известно, такого шоу ждать не стоит — оно для этого маловато. Да и вообще у нас с вами куда больше оснований опасаться взрывов не где-то в космосе, а на нашей собственной планете.
Для полного представления о сверхновых ещё самую малость погуляем под звёздами. Теперь нам нужен Орёл, приложения со звёздными картами в помощь.
Где-то там, в окрестностях Альтаира и — слава вселенскому разуму — в 26 тысячах световых лет отсюда есть ещё одна туманность. Её обозначили как W49B. Тоже после сверхновой осталась. И никакой нейтронной звезды там не нашли. Напрашивается вывод — её там нет. А есть то, что бывает в таких случаях кроме неё — чёрная дыра. Если это так, то она самая молодая из всех ныне известных: этот бабах тоже случился примерно тысячу лет назад, то есть одновременно с крабовидным.
Фото © Flickr / Rawpixel Ltd
Но и это ещё не всё. В нашем космическом зоопарке имеется ещё один, особо редкий вид сверхновых. Он появляется, если случится помереть какой-нибудь совсем уже неприличных размеров суперзвезде — примерно раз в 150–250 больше Солнца. И, что парадоксально, в этом пиковом случае от такого гиганта не остаётся ни дыры, ни пульсирующего «радиомаяка» — вообще ничего. Одно железо разве что вокруг разбрасывается в немыслимых количествах. Называется такая сверхновая парно-нестабильной.
Пара — это возникающие в стареющей звезде электрон плюс позитрон (в смысле тоже электрон, только положительно заряженный). То есть частица и античастица. Везде и всюду в недрах светила. А нестабильность в том, что они слишком разные, чтобы долго быть вместе. Они друг друга просто уничтожают, ядро звезды коллапсирует, и опять-таки бабах — термоядерный взрыв.
VIA GIPHY
О том, что где-то во Вселенной есть такие бомбы на антиматерии, астрономы давно подозревали, а вот теперь наконец увидели эту нестабильность своими глазами. Вооружёнными, конечно. Речь идёт о суперновой SN 2016iet, её нашёл в 2016 году спутник Gaia Европейского космического агентства. Только вот, хоть убей, не пишут конкретно где, в каком созвездии. Ну ладно, всё равно мы с вами не увидим ни в один телескоп. Главное, что она есть и она именно такая, как надо, — парно-нестабильная. По крайней мере, в этом уверены астрофизики после трёх лет увлечённых наблюдений. Правда, остаются вопросы — судя по всему, звезда была поистине огромная, такие обычно бывают ближе к центру Галактики, а тут как-то странно — электронно-позитронный монстр обосновался в такой глуши, что это уму непостижимо: 54 тысячи световых лет от «города» (точнее, от «городка») — он принадлежит к галактике небольшой, карликовой.
Но самое главное для нас с вами — это расстояние от Земли: несколько миллиардов световых лет. Вот и прекрасно. Там взрывайтесь сколько душе угодно.
нейтрино поможет раскрыть загадку сверхновой
Анастасия
Никифорова
Новостной редактор
Недавнее исследование нейтрино — крошечных космических частиц, которые чрезвычайно трудно обнаружить — приблизило ученых на один шаг к пониманию того, что происходит со звездами до того, как они взорвутся и погибнут. Исследование, проведенное в соавторстве с ученым Риосуке Хираи из Центра передовых технологий ARC для открытия гравитационных волн (OzGrav) в Университете Монаш, изучало модели звездной эволюции для проверки неопределенных предсказаний.
Читайте «Хайтек» в
Когда звезда умирает, она испускает огромное количество нейтрино, которые, как считается, приводят к взрыву сверхновой.
Нейтрино свободно протекают сквозь звезду и до того, как взрыв достигнет поверхности звезды. Последний раз несколько десятков нейтрино были обнаружены от сверхновой, которая взорвалась в 1987 году, за несколько часов до того, как взрыв был замечен.
Ожидается, что следующее поколение нейтринных детекторов обнаружит около 50 000 нейтрино от подобного типа сверхновых. Технология стала настолько мощной, что ученые предсказывают обнаружение слабых нейтринных сигналов, которые происходят за несколько дней до взрыва. Как своего рода прогноз сверхновой, он даст астрономам возможность поймать первый свет звезды.
Это также один из немногих способов непосредственного извлечения информации из ядра звезды — аналогично рентгеновскому изображению вашего тела. Но сам снимок не имеет смысла, если вы не знаете, на что смотрите.
Хотя существует общее понимание того, как массивная звезда развивается и взрывается, ученые до сих пор не уверены в преддверии взрыва сверхновой. Многие физики пытались смоделировать ее последние фазы, но результаты кажутся случайными — нет способа подтвердить, верны ли они.
Поскольку обнаружение нейтрино перед появлением сверхновой звезды позволяет лучше оценивать эти модели, группа ученых исследовала поздние стадии моделей эволюции звезд и их связь с оценками нейтрино перед сверхновой.
Это поможет нам максимально использовать информацию из будущих обнаружений нейтрино перед сверхновой. В этом первом исследовании мы изучали неопределенность одной звезды, которая в 15 раз больше массы Солнца. Эмиссия нейтрино, рассчитанная по этим звездным моделям, сильно различалась по светимости. Оценки нейтрино перед сверхновой очень чувствительны к этим мелким деталям звездной модели.
Риосуке Хираи из Центра передовых технологий ARC
Исследование выявило значительную неопределенность прогнозов нейтрино перед сверхновой, а также связь между особенностями нейтрино и свойствами звезды.
Следующая сверхновая в нашей галактике может произойти в любой день, и ученые с нетерпением ждут обнаружения нейтрино перед этим событием.
Но они до сих пор не знают, что могут получить в итоге. В этом исследовании изложены первые шаги по интерпретации данных. В конце концов исследователи смогут использовать нейтрино, чтобы понять важнейшие части эволюции массивной звезды и механизм взрыва сверхновой.
Читать также
Выяснилось, что заставило цивилизацию майя покинуть свои города
Посмотрите на закат в других мирах: как Солнце заходит на Марсе, Титане и Уране
Ученые обнаружили невосприимчивых к COVID-19 людей
Как рождаются звезды? Как они умирают?
Изображение предоставлено НАСА (щелкните для увеличения)
Вам, наверное, говорили, что смотреть прямо на Солнце вредно для глаз. Тем не менее, нам не нужно устраивать неудобные состязания в гляделки со звездами, чтобы попытаться заставить их раскрыть свои секреты! После долгих лет исследований ученым удалось довольно много узнать об очень скрытных звездах, не проиграв состязания в гляделки.
Во-первых, звезды проходят тот же процесс, что и мы, в том смысле, что они рождаются, живут и затем умирают.
Разница в том, что они делают это намного драматичнее и занимают гораздо больше времени. В зависимости от массы звезды время жизни может составлять от нескольких миллионов лет до триллионов лет! Итак, давайте на минутку узнаем кое-что о жизни некоторых из старейших обитателей вселенной: ЗВЕЗД.
Рождение:
Изображение Чандра, Хаббла и Спитцера NGC 1952
Естественно, на этом сравнение людей и звезд должно прекратиться. Место рождения звезды — огромное холодное облако газа и пыли, туманности/туманности.
Эти облака начинают сжиматься под действием собственной гравитации. Когда облако начинает сжиматься, оно становится меньше и распадается на комки. В конце концов эти сгустки достигают достаточно высоких температур и становятся настолько плотными, что начинаются ядерные реакции. Когда температура достигает примерно 10 миллионов градусов по Цельсию, сгусток становится новой звездой, протозвездой. Протозвезда не очень стабильна. Чтобы жить дальше, протозвезде необходимо достичь и поддерживать равновесие, баланс между гравитацией, притягивающей атомы к центру протозвезды, и давлением газа, отталкивающим тепло и свет от центра.
Когда звезда больше не может поддерживать этот баланс, она умирает.
Откуда мы все это «знаем»?
Инфракрасные обсерватории, такие как космическая обсерватория ESA Herschel (запущенная в мае 2009 г., к сожалению, уже не с нами), способны обнаруживать тепло, исходящее от таких звезд, которые мы не можем видеть, и поэтому дают нам информацию, которую мы нужно исследовать дальше.
Если критическая температура в ядре протозвезды никогда не достигается, она становится коричневым карликом, так и не достигнув «звездного статуса». Однако при достижении критической температуры в ядре протозвезды начинается ядерный синтез. Он больше не классифицируется как протозвезда. Она определяется как звезда в тот момент, когда она начинает превращать водород в гелий в ядро. Проще говоря, ядерный синтез — это ядерная реакция, при которой два или более атомных ядра сталкиваются на высоких скоростях и образуют новый тип атомного ядра, в данном случае водород образует гелий.
В «звездном статусе» звезды проводят большую часть своей жизни, синтезируя водород. Так что же происходит, когда водородное топливо заканчивается? Что ж, звезды превращают гелий в углерод, а через некоторое время — в еще более тяжелые элементы. Поддержание баланса между гравитацией и давлением газа становится очень трудным. Звезды в конце концов начинают разрушаться сами по себе. Перед неизбежным коллапсом звезды ядерные реакции за пределами ядра заставляют умирающую звезду расширяться наружу, и это то, что мы называем фазой «красного гиганта». Это действительно так драматично, как кажется.
Насколько драматична смерть, зависит от массы звезды. Ожидается, что наше Солнце превратится в белого карлика. Если звезда имеет немного большую массу, чем наше Солнце, она может взорваться сверхновой и оставить после себя нейтронную звезду. Если бы она была еще больше, хотя бы в три раза больше массы Солнца, звезда могла бы даже взорваться, образовав в пространстве бесконечную гравитационную деформацию, черную дыру!
Звездная эволюция:
Звезды живут большую часть своей жизни в фазе, которую мы называем Главной последовательностью.
Наше Солнце сейчас находится на главной последовательности. Однако не все звезды во Вселенной находятся на главной последовательности. Когда мы вглядываемся в ночное небо, мы видим историю. Возможно, вы заметили несколько красных звезд на ночном небе? Есть шанс, что звезды, которые вы видели, уже были мертвы, когда вы их увидели. Почему? Ну, эти звезды находятся так далеко от нас, что проходит очень много времени, прежде чем видимый свет достигает наших глаз. Когда мы смотрим вверх, мы видим, как звезда выглядела X световых лет назад (X зависит от того, как далеко находится звезда).
Некоторые звезды только начинают формироваться, другие находятся на Главной последовательности, а некоторые уже начали умирать. К счастью для нас, есть удивительная диаграмма, диаграмма Герцшпрунга – Рассела, которая показывает взаимосвязь и различия между звездами:
Диаграмма HR
Если вы посмотрите на диаграмму HR (прилагается к этому сообщению), вы можете увидеть много точек.
Каждая точка представляет собой звезду. Во Вселенной много звезд; следовательно, на диаграмме много точек.
На диаграмме показаны температура звезд и светимость звезды. Вертикальная ось представляет светимость звезды. Светимость — это количество энергии, излучаемой звездой за одну секунду, где каждая звезда сравнивается друг с другом на основе нашего Солнца. Наше Солнце находится в желтой части главной последовательности и поэтому имеет светимость 1, все остальные звезды сравниваются с нашей в этом смысле.
По горизонтальной оси отложена температура поверхности звезды в градусах Кельвина. Здесь мы имеем более высокие температуры слева и более низкие температуры справа. Обычно мы идем от низшего к высшему; однако более адекватно видеть, что звезда в верхнем левом углу диаграммы одновременно горячая и яркая. Звезда в правом верхнем углу диаграммы одновременно холодная и яркая, что это за звезда? Взгляните на диаграмму. Удачной охоты за звездами!
~ Астрофил
Поделиться этой статьей
Что произойдет, когда все звезды умрут?
Что будет, когда умрут все звезды?
Когда зародилась Вселенная, откуда в ней все элементы, и что произойдет, когда все закончится?
Сила гравитации управляет эволюцией звезд от рождения до смерти.
В ходе этого процесса многие известные нам элементы периодической таблицы строятся из водорода и гелия. Эти элементы возвращаются в межзвездное пространство либо мягко через звездные ветры и планетарные туманности, либо, что более драматично, через огромные взрывы, которые мы называем сверхновыми.
Три минуты, чтобы создать вселенную
Было короткое время, от одной до трех минут после создания вселенной, когда температура была близка к температуре внутри звезды, а водород превращался в гелий. Через три минуты быстро расширяющаяся Вселенная стала слишком холодной, и реакции прекратились, оставив 98 атомов гелия на каждую 1000 атомов водорода и очень небольшое количество лития.
Возможно, через тысячу миллионов лет первые, теперь уже остывшие газовые облака разрушились, образовав первое поколение звезд. Некоторые из этих звезд стали бы сверхновыми в течение нескольких миллионов лет и загрязнили первозданные газовые облака первыми небольшими частицами тяжелых элементов.
Вселенная среднего возраста
После этого ситуация была такой же, как и сегодня, когда облака газа и пыли коллапсировали, образуя звезды с разными массами. Тяжелые звезды и некоторые из двойных звезд становятся сверхновыми, а более легкие звезды становятся планетарными туманностями. Каждая неуклонно увеличивает долю тяжелых элементов в облаках, из которых будут рождаться новые звезды.
Этот процесс шел около 8000 миллионов лет до того, как наше Солнце и Солнечная система родились 4560 миллионов лет назад. Если бы наше Солнце родилось намного раньше, тогда, возможно, вокруг не было бы достаточно тяжелых элементов, чтобы сформировать нашу планету и нас самих.
Космическая свалка
Не все перерабатывается, то, что не перерабатывается, попадает в «кучу космического пепла». Сюда входят нейтронные звезды и черные дыры из сердцевин сверхновых II типа. Также включены коричневые карлики, звезды настолько маленькие, что им суждено слабо светиться, а затем медленно угасать.
Белые карлики, которые впервые появляются в центрах планетарных туманностей, при температурах 100 000 К также будут медленно исчезать. Некоторые планеты отправляются в кучу космического пепла, но те, что находятся слишком близко к своим родительским звездам, будут возвращены в межзвездное пространство, когда их звезды станут красными гигантами.
Из чего состоит Вселенная
Хотя процесс рождения и смерти звезд продолжается почти столько же лет, сколько существует Вселенная, около 13 000 миллионов лет, только 5% всех когда-либо рожденных звезд прошли стадию превращения водорода в гелий.
Процесс производства элементов тоже довольно медленный. Сегодня на каждый миллион атомов водорода и 98 000 атомов гелия приходится 850 атомов кислорода, 400 атомов углерода, 120 атомов неона, 100 атомов азота, 47 атомов железа и 2 атома натрия и менее 100 атомов всех остальных элементов вместе взятых.
Гравитация побеждает, все кончено
В конце концов цикл рождения и смерти звезд подойдет к концу.