Как звезды взрываются: Почему взрываются звёзды? |

Содержание

Почему взрываются звёзды?

Павел Амнуэль
«Наука и жизнь» № 4, 2020

На первый взгляд звёздное небо представляется неизменным многие века. На самом деле это не так. Большинство звёзд — переменные. Есть такие, чей блеск меняется с определённым периодом. А есть звёзды, и их много, меняющие блеск случайным образом. К ним относятся, например, маломассивные красные карлики, на поверхности которых происходят мощные вспышки, и потому такие звёзды получили название катаклизмических переменных. Известны звёзды, яркость которых может в течение нескольких часов увеличиться в десятки тысяч раз! Очень слабая звёздочка, которую в большинстве случаев невозможно увидеть невооружённым глазом, вдруг разгорается и становится яркой, а то и одной из ярчайших на небе. Достигнув максимума блеска, звезда начинает тускнеть и несколько недель спустя опять становится такой же слабой, какой была до вспышки. Такие звёзды получили название «новые».

Немало копий в своё время поломали учёные в спорах о том, как объяснить яркие вспышки звёзд. Во второй половине XIX века немецкий астроном Вильгельм Клинкерфус предложил такую гипотезу: две звезды обращаются одна около другой по очень вытянутым орбитам. Когда расстояние между звёздами минимально, возникают мощные приливы, выбросы вещества, извержения. Вспыхивает новая звезда. Клинкерфус не ошибся, предположив, что это происходит в двойных системах, но на вопрос «Почему вспыхивают звёзды?» правильного ответа не дал.

Прошло несколько десятков лет, и астрономы обнаружили, что бывшие новые звёзды в созвездиях Северной Короны и Лебедя действительно представляют собой тесные двойные системы. Французский астрофизик Эдвард Шацман и независимо от него чешский астрофизик Зденек Копал высказали идею о том, что все новые звёзды — это двойные системы.

По современным представлениям, вещество выбрасывается с поверхности одной из звёзд, постепенно накапливается на поверхности другой звезды — скорее всего, это белый карлик с его большой и плотной атмосферой, где условия благоприятствуют быстрому горению водорода. Создаются условия для ядерных реакций синтеза — и происходит взрыв. Оболочка сбрасывается, система возвращается к прежнему состоянию. Но соседняя звезда продолжает терять вещество, и история повторяется. Чем больше водорода накапливается в атмосфере белого карлика, тем более мощной получается вспышка.

Есть, однако, звёзды, как будто такие же, как новые, с одной лишь разницей — после вспышки от них не остаётся ничего! Звезда не возвращается к прежнему состоянию, она исчезает, а на её месте возникает быстро расширяющаяся туманность. Такие звёзды, если они вспыхивают недалеко от Солнечной системы (расстояние в тысячу световых лет можно считать не таким уж большим), могут быть в максимуме яркости видны даже днём. Если новые звёзды появляются довольно часто, то сверхновые — такое название получили эти явления — вспыхивают в Галактике примерно раз в сто лет. Чаще всего они остаются невидимыми, поскольку вспышка происходит очень далеко, за плотными газопылевыми облаками, поглощающими свет.

Одна из ярких сверхновых вспыхнула в созвездии Тельца в 1054 году. Звезда была видна днём, и китайские хроники того времени подробно описали удивительное явление «звезды-гостьи»: «Звезда стала видимой в пятую луну первого года периода Ши-Хо на восточном небе в созвездии Тьен-Куан. Она была видна днём, подобно Венере, направляя лучи в разные стороны. Цвет её был красно-белый… Она была видна днём двадцать три дня».

В XVIII веке французский астроном Шарль Мессье, составлявший перечень «туманных пятен», разглядел в созвездии Тельца туманность, которую внёс в свой каталог под номером 1. Формой туманность М1 напоминала краба и потому получила название «Крабовидная туманность» (см. «Наука и жизнь» № 4, 2019 г.). Значительно позднее, уже в ХХ веке, астрофизики обнаружили, что туманность быстро расширяется и образоваться она могла как раз в 1054 году. В середине прошлого века в центре Крабовидной туманности открыли радиопульсар — быстро вращающуюся нейтронную звезду (см. «Наука и жизнь» № 10, 2018 г. , статья «Импульсивная»). Тогда картина взрыва сверхновой стала более или менее понятна, тем более что уже существовала теория эволюции звёзд.

Звезда излучает, потому что в её ядре происходят ядерные реакции синтеза, при которых выделяется огромная энергия. В немассивных звёздах типа Солнца водород превращается в гелий, а в более массивных, где центральная температура гораздо выше, гелий превращается в углерод и более тяжёлые элементы (см. статью «Почему светят звёзды?», «Наука и жизнь» № 1, 2020 г.). Но запасы «ядерного горючего» однажды заканчиваются, и жизнь звезды приходит к закономерному финалу. Падает температура, внутреннее давление больше не в состоянии противостоять силе тяжести, ядро звезды очень быстро сжимается, оболочка с огромной скоростью разлетается в пространство. Вместо бывшей звезды остаётся «огрызок» — нейтронная звезда (пульсар) или чёрная дыра. При взрыве сверхновой выделяется колоссальная энергия — в миллионы раз большая, чем при вспышке новой. В максимуме блеска сверхновая светит порой ярче, чем все звёзды Галактики, вместе взятые! Сверхновая — одно из самых грандиозных явлений во Вселенной. И это — катастрофа для звезды. Такие вспышки получили название сверхновых II типа.

Прежде чем произойдёт взрыв, звезда проходит стадию красного гиганта или сверхгиганта (в зависимости от массы). Когда ядерные реакции в ядре звезды близки к завершению, оболочка очень сильно расширяется, температура поверхности (фотосферы) падает и возникает звезда, подобная Бетельгейзе — красному гиганту в созвездии Ориона (см. статью «Гигантская. Критические дни Бетельгейзе»). Красные гиганты и сверхгиганты — это предсмертное состояние звезды. Чем массивнее была звезда в начале эволюции, тем быстрее она проходит все стадии своей жизни, в том числе и последнюю — красного гиганта или сверхгиганта. А перед самой кончиной падает яркость, звезда начинает быстро (по астрономическим меркам, конечно) сжиматься, предвещая скорый конец и вспышку сверхновой.

«Звезда-гостья» 1054 года не единственное явление подобного рода. В 185 году китайцы наблюдали «гостью» в созвездии Центавра. Осенью 1572 года сверхновую в созвездии Кассиопеи видели в Китае, Корее и Европе. Её наблюдал в том числе знаменитый датский астроном Тихо Браге. В максимуме яркости сверхновая Тихо достигала −4 звёздной величины и светила, как Венера! В 1604 году сверхновую в созвездии Змееносца наблюдал другой великий учёный — Иоганн Кеплер. В максимуме она была чуть слабее сверхновой Тихо (−2,5 звёздной величины). Туманности — остатки этих сверхновых — сегодня хорошо изучены.

В конце 1920-х годов из Европы в США приехал работать немецкий астроном Вальтер Бааде. В обсерватории Маунт-Вилсон в Калифорнии он начал сотрудничать со швейцарским астрономом Фрицем Цвикки, тоже покинувшим родину, чтобы поработать на больших телескопах Америки. В 1934 году они опубликовали работу, содержавшую чрезвычайно интересные идеи, связанные с проблемой аномально ярких звёздных вспышек. Кстати, именно Бааде и Цвикки дали таким вспышкам название «сверхновые». Оба астронома сделали верное предположение, что в результате взрыва сверхновой должна образоваться крохотная звезда размером всего в десяток километров, целиком состоящая из нейтронов.

Бааде и Цвикки начали «охоту» за сверхновыми, вспыхивающими в других галактиках. Ведь если в максимуме яркости сверхновая светит как десятки миллиардов нормальных звёзд и по яркости сравнима с целой галактикой, то вспышку можно наблюдать и на расстоянии миллионов световых лет. Бааде и Цвикки выбрали на небе 175 площадок, в которых были видны около трёх тысяч довольно близких галактик. Астрономы регулярно фотографировали эти площадки и сравнивали снимки. За три года было отснято 1625 фотопластинок, на которых удалось обнаружить 12 сверхновых. Их спектры оказались совершенно не похожи на спектры обычных новых звёзд. В спектре новой звезды видны яркие линии излучения, а вскоре после максимума блеска появляются и многочисленные линии поглощения, достаточно чёткие, чтобы можно было сказать, какому элементу они принадлежат. В спектрах новых звёзд были обнаружены линии гелия, водорода, натрия, углерода, кислорода и других элементов.

В спектрах сверхновых, напротив, линий не было вообще. Вместо них наблюдались широкие полосы углерода, кислорода (водорода не было!), смещённые в голубую сторону спектра на величину, соответствующую огромной скорости движения: до 10–20 тыс. км/с.

Спектры исследованных 12 сверхновых оказались очень похожи друг на друга. Похожи были и кривые блеска. Вывод напрашивался один: сверхновые — однородная группа объектов. Но этот вывод был слишком поспешным. В 1940 году германо-американский астрофизик Рудольф Минковский получил спектр очередной сверхновой, непохожий на все предыдущие, и был вынужден констатировать: вспышки сверхновых бывают, по крайней мере, двух типов. Сверхновые I типа (SN I) имеют в спектре яркие полосы, а в спектрах сверхновых II типа (SN II) таких полос нет. Более того, оказалось, что сверхновые II типа вспыхивают не реже, чем сверхновые I типа. И то, что за несколько лет наблюдений удалось обнаружить 12 вспышек сверхновых I типа и только одну — II типа — результат слепой игры случая.

Почему сверхновые I типа такие одинаковые? Видимо, потому, что вспыхивают в этом случае одинаковые по физическим свойствам объекты. Но как это возможно, ведь звёзды такие разные и по массе, и по температуре, и по светимости?! Тем не менее среди звёздного разнообразия нашлись объекты с одинаковыми параметрами — белые карлики. Звёзды с таким названием тоже имеют разные массы (в зависимости от массы звёзд, из которых они образуются). Но у них есть одно важное свойство: по расчётам американского астрофизика Субраманьяна Чандрасекара, масса белого карлика не может превышать 1,4 массы Солнца. Если по какой-то причине его масса достигает этого значения (оно называется пределом Чандрасекара), звезда теряет устойчивость, давление в её недрах не может больше противодействовать силе тяжести, выделяется колоссальная энергия… Вспыхивает сверхновая. Речь идёт о коллапсе белых карликов одной и той же массы. Значит, и энергия выделяется приблизительно одинаковая, и химический состав сброшенных оболочек должен быть одним и тем же.

А почему сверхновые II типа все разные? Это тоже объяснимо, если предположить, что взрываются не белые карлики, а массивные звёзды, закончившие эволюцию и обладающие ядром, масса которого больше чандрасекаровского предела. Масса звезды может быть пять, десять, двадцать масс Солнца. Тогда и масса ядра превышает чандрасекаровский предел в полтора, три, пять раз. Потому и вспышки отличаются одна от другой. Именно такая сверхновая привела к образованию Крабовидной туманности.

Представление учёных о разделении сверхновых на два типа продержалось несколько десятилетий, хотя со временем стало понятно, что всё далеко не так просто. Сейчас уже и сверхновые I типа представляются не столь однородной группой объектов, как казалось полвека назад. Пришлось разделить их на подгруппы: SN Ia, SN Ib, SN Ic…

Сверхновые типа Ia оказались действительно настолько однородны, что по ним в наши дни достаточно уверенно оценивают расстояния до далёких галактик и даже измеряют возраст Вселенной. Для астрономии этот факт очень важен. Чрезвычайно трудно определять расстояния до далёких небесных тел, у которых невозможно измерить параллакс. В Галактике существуют «стандартные свечи» — периодические переменные звёзды типа Дельты Цефея, их называют цефеидами. Светимость цефеид зависит от периода изменения блеска, который достаточно легко измерить. Определив период, можно определить светимость. Определив светимость, сравнив её с видимым блеском и учтя поглощение света, можно с довольно большой точностью вычислить расстояние до звезды. Но на межгалактических просторах этот метод не действует: цефеиды слишком слабы, чтобы разглядеть их на расстоянии в миллионы световых лет. Для определения межгалактических расстояний нужна была другая «стандартная свеча». Такими свечами стали сверхновые, ведь они обнаружены во многих галактиках. Перед астрономами открылась прекрасная возможность по сверхновым определить расстояния до галактик и проверить так называемую постоянную Хаббла — как меняется скорость удаления галактик с расстоянием до Галактики — и определить возраст Вселенной.

Сверхновая — это не звезда, а явление, процесс гибели звезды. В ходе этого процесса обычная звезда погибает и возникает релятивистская: нейтронная звезда или даже чёрная дыра. Сверхновые II типа — это бывшие массивные звёзды с начальной массой более 8 масс Солнца. За время эволюции звезда сбрасывает большую часть оболочки и остаётся плотное ядро, все ещё — перед коллапсом — удерживаемое внутренним давлением. Чем массивнее звезда, тем массивнее и её ядро. У звезды с массой более 8 солнечных масса ядра превышает чандрасекаровский предел и белый карлик образоваться не может. При взрыве такого ядра рождается нейтронная звезда, от дальнейшего сжатия её удерживает новый тип давления — давление вырожденного нейтронного газа. Но и нейтронная звезда не может быть очень массивной. Если её масса превышает 2–3 массы Солнца (точное значение этого предела пока неизвестно), то даже давления вырожденного нейтронного газа недостаточно, чтобы остановить коллапс, и тогда образуется чёрная дыра. Это происходит для звёзд с начальной массой более 10–20 солнечных масс.

Кстати, чёрная дыра, как и сверхновая, — это тоже не звезда в обычном понимании (пусть и невидимая, потому что даже свет её не может покинуть). Чёрная дыра — ничем не остановимый процесс падения вещества в центр, в сингулярность. Процесс, который продолжается секунды для наблюдателя, падающего вместе с веществом, и бесконечный во времени для внешнего наблюдателя — нас с вами.

Итак, белый карлик становится сверхновой, когда его масса увеличивается до чандрасекаровского предела. Но почему масса белого карлика растёт? Тут есть два варианта.

Первый. Представьте, что существовала двойная система из двух не очень массивных звёзд, которые в ходе эволюции, сбросив оболочки, стали белыми карликами. Образовалась система из двух белых карликов с массой, примерно равной солнечной. Если они обращаются близко друг к другу, то через какое-то время (может, сотни миллионов лет, может, миллиарды — не так уж важно) эти два белых карлика по спирали приблизятся друг к другу и в конце концов столкнутся. При столкновении масса нового объекта превысит чандрасекаровский предел и вместо двух белых карликов образуется нейтронная звезда. Произойдёт взрыв сверхновой I типа — ведь столкнулись белые карлики со специфическим для этого типа звёзд химическим составом.

Второй. Представьте себе двойную систему, где одна звезда уже сбросила оболочку и стала белым карликом, а другая пока эволюцию не закончила, но уже начала оболочку терять. Вещество оболочки течёт в сторону белого карлика, где образует диск, а из диска падает на поверхность звезды, увеличивая её массу. Через какое-то время масса белого карлика достигает чандрасекаровского предела и происходит взрыв сверхновой I типа.

В первом варианте сливаются два белых карлика разной массы, и потому массы возникающих нейтронных звёзд тоже разные. Взрывы сверхновых, хотя и принадлежат к I типу, отличаются друг от друга. Во втором варианте взрывается белый карлик, масса которого точно равна 1,4 массы Солнца. Естественно, и взрывы в этом случае более однородные. Именно они, по-видимому, и объясняют вспышки сверхновых типа Iа.

Таким образом, астрофизики не только получили в своё распоряжение «стандартные свечи» поистине вселенского масштаба, но и объяснили физику сверхновых. Более того, они определили с высокой надёжностью расстояния до многих галактик, а следовательно, и возраст Вселенной — время, прошедшее после Большого взрыва. Современная оценка: 13,78 миллиарда лет. А ведь ещё лет тридцать назад возраст Вселенной варьировался от 10 до 20 миллиардов лет, и это создавало трудности: возраст некоторых звёзд оказывался больше возраста Вселенной! Со временем астрофизики получили данные о сотнях сверхновых типа Iа. Тогда и было сделано потрясшее космологов открытие.

Практически до конца ХХ века астрофизики и космологи были уверены, что Вселенная расширяется или равномерно, или замедленно, ведь силы притяжения противостоят расширению и должны его тормозить. Наблюдения этому выводу не противоречили до тех пор, пока в 1998 году американские астрофизики Сол Перлмуттер, Брайан Шмидт и Адам Рисс не обработали массив данных о сотнях сверхновых типа Iа в разных галактиках на разных расстояниях. И оказалось, что далёкие SN Ia слабее, чем близкие. Точнее, они выглядят слабее, чем должны быть на расстоянии, вычисленном по закону Хаббла.

Для объяснения этого результата учёные рассматривали два варианта. Первый: нельзя использовать сверхновые типа Ia как «стандартные свечи». Второй: со сверхновыми всё в порядке, но тогда сверхновые и их галактики располагаются дальше, чем следует из закона Хаббла, а, значит, расширение Вселенной не замедляется, а ускоряется. Уж такого никто не ожидал! И потому авторы этого выдающегося открытия получили в 2011 году Нобелевскую премию по физике.

Из наблюдений сверхновых типа Ia следует, что расширяться ускоренно Вселенная начала не сразу после Большого взрыва, а лишь шесть миллиардов лет спустя. До того всё было «нормально» — Вселенную расталкивала тёмная энергия, плотность которой считалась неизменной во времени. Что же произошло с тёмной энергией почти 8 миллиардов лет назад? Вот вопрос, на который пока нет ответа, но он чрезвычайно важен для понимания того, как устроено мироздание! Учёным не очень-то хочется признавать, что прежние модели описывали реальность, мягко говоря, не совсем адекватно. Но они обязаны придирчиво относиться к любой новой интерпретации, любым новым наблюдениям и экспериментам. На самом ли деле все наблюдения согласуются друг с другом и обнаруженное ускоренное расширение Вселенной реально?

Астрофизики и космологи ищут ответы на эти вопросы.

74. Почему звезды взрываются?. Твиты о вселенной

ВикиЧтение

Твиты о вселенной
Чаун Маркус

Содержание

74. Почему звезды взрываются?

Большинство звезд, подобных Солнцу, сжигают водород в гелий. Но они никогда не станут достаточно плотными/горячими, чтобы перейти к следующему шагу — сжиганию гелия в углерод.

Таким образом, у большинства звезд, растративших Н-топливо, остается последний тяжелый вздох раздувшегося расточительного красного гиганта, а затем они медленно исчезают, как белые карлики.

У массивных звезд происходит по-другому. После превращения какого-то элемента в более тяжелый они всегда оказываются достаточно плотными/горячими, чтобы перейти к следующему шагу.

Большинство массивных звезд заканчивают свою жизнь «кремниевым горением» — супербыстрым ядерным строительством элементов, что, в конечном счете, преобразует ядро в железное/никелевое.

Ядро из железа/никеля влечет за собой катастрофу. Дальнейшее строительство элементов требует энергии. Оно высасывает, подобно вампиру, тепло из звезды, а не создает энергию.

Неспособность генерировать тепло для противостояния своего газа подавляюще мощной гравитации, пытающейся раздавить его, приводит к тому, что ядро «коллапсирует».

Коллапс останавливается только с формированием «нейтронного ядра» — суперплотного шара нейтронов. Он такой твердый, что сжимающиеся слои звезды буквально отскакивают от него.

Коллапс обращается во взрыв (рождение сверхновой). Нейтрино — субатомные частицы, возникшие при рождении нейтронного ядра, — сдувают оболочку со звезды.

Сверхновая может ненадолго затмить целую галактику из 100 млрд звезд. Это означает, она может быть видна через огромные пространства Вселенной.

Кстати, яркий свет от сверхновой составляет менее 1 % всей выделяющейся энергии: 99 % уносят с собой нейтрино.

Кроме сверхновой с «коллапсирующим ядром» существует второй важный тип сверхновых звезд. Он встречается в двойной системе, в которой одна звезда эволюционировала в белого карлика.

Вещество от звезды-компаньона перетекает на белый карлик, запуская стремительный механизм ядерных реакций. Звезда сама выдувает сверхновую.

Ключевое свойство сверхновой звезды второго типа — техническое название «сверхновая типа Ia» — состоит в том, что светимость при взрыве всегда одинаковая.

Тип Ia сыграл решающую роль в измерении расстояний во Вселенной. В 1998 с помощью таких сверхновых выявили существование таинственной «темной энергии».

I Звёзды рождаются

I Звёзды рождаются
…Ничего нет более простого, чем звезда… (А. С. Эддингтон) Один из основателей современной теории звездной эволюции проф. М. Шварцшильд в своей известной монографии, посвященной строению и эволюции звезд, высказал очень глубокую мысль, заключенную в

II Звезды излучают

II Звезды излучают
. ..Так продолжал я передвигаться по времени огромными шагами, каждый в тысячу лет и больше, увлекаемый тайной последних дней Земли и наблюдая в состоянии какого-то гипноза, как в западной части неба Солнце становится все огромнее и тусклее… Наконец,

III Звезды взрываются

III Звезды взрываются
…В двадцать второй день седьмой Луны первого года периода Ши-Хо Янг Вейтэ сказал: «Простираю свою персону ниц: я наблюдал в созвездии Твен-Куан явление звезды-гостьи. Она была слегка радужного цвета. Согласно распоряжению императора я

Глава 18 Почему взрываются звезды?

Глава 18 Почему взрываются звезды?
До сих пор мы рассматривали только последствия вспышек сверхновых звезд. Взрывы звезд приводят к образованию в высшей степени интересных, отличающихся большим своеобразием туманностей. Эти туманности буквально «начинены»

IV Звезды умирают

IV Звезды умирают
. ..Быть званным в большую сферу и чтобы не было видно, как ты там движешься — вот это и есть дыра!.. (Шекспир, «Антоний и Клеопатра», второй акт, седьмая сцена)

Глава 23 Рентгеновские звезды

Глава 23 Рентгеновские звезды
Как уже указывалось во введении к этой книге, бурное развитие внеатмосферной астрономии, так же как и радиоастрономии, привело в послевоенные годы к революции в нашей науке. Пожалуй, наиболее впечатляющими достижениями внеатмосферной

4.5. Двойные звезды

4.5. Двойные звезды
Наиболее последовательная теория электродинамики, в которой отвергается постулат постоянства скорости света, была опубликована австрийским ученым В. Ритцем в 1908 г [7]. Впоследствии эту теорию стали именовать «баллистической», потому что при ее

Звезды в ассортименте

Звезды в ассортименте
Ассортиментом в торговле называют набор различных видов и сортов товаров. Мы, конечно, торговать звездами не собираемся. Но в наши дни астрономических конкурсов в вузы торговли подобные термины особенно популярны. А мы с вами стремимся к

Глава десятая Звезды

Глава десятая
Звезды
Классификация — это лишь один из методов (и, вероятно, самый простой) отыскания порядка в

1. Как различают звезды?

1. Как различают звезды?
Природа настолько разнообразна, что не будь у человека избирательной способности и склонности к обобщениям, он никогда бы не познал окружающий мир. По мере накопления знаний мы стремимся подмечать сходные черты у различных явлений. Это позволяет

Звезды

Звезды
66. Что такое звезды?
Звезды — это другие солнца, уменьшенные до размеров светящегося укола от булавки из-за их немыслимо огромного расстояния до Земли. В 1600 итальянский философ Джордано Бруно был сожжен на костре католической церковью из-за того, что заявлял, что

66. Что такое звезды?

66. Что такое звезды?
Звезды — это другие солнца, уменьшенные до размеров светящегося укола от булавки из-за их немыслимо огромного расстояния до Земли.В 1600 итальянский философ Джордано Бруно был сожжен на костре католической церковью из-за того, что заявлял, что звезды

67. Почему звезды мерцают?

67. Почему звезды мерцают?
«Ты мигай, звезда ночная! Где ты, кто ты — я не знаю. Высоко ты надо мной, как алмаз во тьме ночной»[15], — написала Джейн Тэйлор в 1806.Древние люди заметили, что звезды мерцают, а планеты — нет. Они также заметили, что звезды кажутся неподвижными на

71. Как звезды работают?

71. Как звезды работают?
Звезда — это гигантский газовый шар. Он формируется, когда межзвездное облако, в основном из водорода и гелия, начинает сжиматься под собственной тяжестью.Сжатие продолжается, пока ядро не становится настолько сжатым и горячим, что запускает

78. Искусственны ли звезды?

78. Искусственны ли звезды?
Это совершенно глупый вопрос — не так ли? Но в действительности он имеет отношение к важнейшему научному вопросу: как мы сможем распознать инопланетян (ЕТ)?В поисках внеземного разума аппарат SETI (search extra-terrestrial intelligence) сканирует небо для

55 Почему звезды мерцают, а планеты – нет?

55
Почему звезды мерцают, а планеты – нет?
Если посмотреть на ночное небо, выехав подальше от освещенных мест, – скажем, на даче или в походе, – то мы увидим тысячи и тысячи переливающихся звезд. Они то вспыхивают поярче, то тускнеют.Почему так происходит?Ответ на этот

Нуклеосинтез в сверхновых. Конечные стадии эволюции звезд

10. НУКЛЕОСИНТЕЗ В СВЕРХНОВЫХ.

КОНЕЧНЫЕ СТАДИИ ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗД

Сверхновые звезды — это массивные звезды, светимость
которых внезапно увеличивается до огромной величины, а затем постепенно спадает.
Сверхновая проходит все этапы эволюции звезды, завершая “жизненный путь”
гравитационным коллапсом. С учетом того, что звезда теряет часть массы как до,
так и в процессе коллапса, начальная масса сверхновой должна составлять не менее
8 — 10M . Обычно говорят о двух типах
сверхновых звезд, различающихся спадом кривой светимости (рис. 31, 32).

Рис. 31. Кривая светимости сверхновой типа I.

В максимуме светимости сверхновая звезда излучает в
единицу времени столько же энергии в видимой части спектра, сколько из-лучает
целая галактика, состоящая из обычных звезд. Энергия, выделяющаяся в результате
взрыва сверхновой, составляет 10⁵¹-10⁵⁴ эрг.
При каких условиях звезда может стать сверхновой? Эта стадия
в эволюции массивной звезды наступает тогда, когда завершаются реакции
термоядерного синтеза и в центре звезды образуются ядра группы железа. После
образования ядер железа ядерный разогрев сердцевины звезды останавливается
(ядерное топливо полностью исчерпано) и ядро звезды начинает сжиматься под
действием сил гравитации. В ядре звезды происходят ядерные процессы совершенно
другой природы — ядра области “железного” максимума расщепляются на более легкие
ядра, α-частицы,
нейтроны и протоны.

Рис. 32. Кривая светимости сверхновой типа II.

Сверхновые I-го типа. Кривая светимости
сверхновой I-го типа показана на рис. 31. Яркость за время около 2 недель
достигает максимума, затем быстро спадает в течение 2 недель и затем ослабевает
по экспоненциальному закону с характерным временем спада светимости — примерно в
два раза за 50 дней.
Идея о том, что причиной вспышки сверхновой I-го типа
является горение углерода, была высказана в 1960 г. Фаулером и Хойлом.
Сверхновые I-го типа рождаются из компактных звезд типа белого карлика. Причина
взрыва состоит в том, что будущая сверхновая входит в систему двойных звезд.
Согласно современным представлениям вещество со спутника, притягиваемое мощным
гравитационным полем карлика, постепенно падает на его поверхность, что приводит
к увеличению массы углеродно-кислородного ядра белого карлика. В конце концов
углерод вспыхивает в центре и сгорает в идущей наружу волне взрывного горения

¹²C + ¹⁶O → ²⁸Si
+ γ (Q = 16. 76 МэВ),
²⁸Si + ²⁸Si → ⁵⁶Ni + γ (Q = 10.92 МэВ).

(38)

Рис. 33. Схема
— и -переходов
в цепочке
⁵⁶Ni → ⁵⁶Co → ⁵⁶Fe. Справа над уровнем
указана энергия возбуждения ядра в МэВ. Для основных состояний указаны
спины, четности и периоды полураспада.

    При взрывном горении кремния в оболочке сверхновой вне
коллапсирующего ядра, но в непосредственной близости от него в основном
образуется радиоактивный изотоп ⁵⁶Ni с периодом полураспада 6.1 дн
(рис. 33). Далее e-захват приводит к образованию ядра ⁵⁶Co
преимущественно в возбужденном состоянии с энергией 1.72 МэВ с последующим
переходом в основное состояние и испусканием каскада -квантов с
энергиями от 0.163 МэВ до 1.56 МэВ. Основным механизмом взаимодействия
γ-квантов такой энергии с веществом является комптоновское рассеяние. В
результате энергия фотонов быстро уменьшается до ~ 100 кэВ, происходит
эффективное поглощение их в результате фотоэффекта, что приводит к нагреву
вещества звезды. По мере расширения звезды плотность вещества в звезде падает,
число столкновений фотонов уменьшается и вещество поверхности звезды становится
прозрачным для излучения. Как показывают теоретические расчеты, такая ситуация
наступает примерно через 20-30 суток после достижения звездой максимума
светимости.
    Через 60 суток после начала взрыва эффективное число
столкновений фотонов с веществом звезды уменьшается до 1 и
γ-излучение свободно выходит из звезды. Этот интервал времени
соответствует переходу к экспоненциальному спаду кривой светимости. При столь
больших временах источником γ-излучения в
основном становится ⁵⁶Fe, являющийся продуктом
β-распада
⁵⁶Co. В таком распаде ядра ⁵⁶Fe образуются в состояниях с
энергиями возбуждения вплоть до 4.2 МэВ. Полученные
экспериментально временные изменения светимости качественно подтверждают эту
модель. Наблюдения указывают на спад светимости после максимума блеска с
характерным временем, близким ко времени распада
⁵⁶Ni (T_1/2 = 6.1 дня) с последующим уменьшением темпа
спада светимости до характерного времени распада изотопа
⁵⁶Co (T_1/2 = 77 дней).
    Дополнительным источником выделения энергии является
испускание позитрона ядром ⁵⁶Co. Позитроны, также как и -кванты, нагревают вещество звезды.
    Таким образом, кривые светимости сверхновых I-го типа
определяются в значительной степени свойствами цепочки распадов ⁵⁶Ni
→ ⁵⁶Co → ⁵⁶Fe. Излучаемая в виде γ-квантов энергия
примерно на порядок превышает все тепловое излучение сверхновых I-го типа.
Масса, выбрасываемая в межзвездное пространство, составляет ~ M.
    Анализ спектров γ-квантов мог бы дать важную информацию о
динамике сверхновых. В частности, наблюдение γ-квантов от распада ⁵⁶Ni
позволяет оценить размер взрывающейся оболочки и скорость выброса вещества.
Наблюдение линий от ⁵⁶Co позволяет понять динамику механизма взрыва.
Так как γ-кванты от ⁵⁶Ni и ⁵⁶Co должны проходить через одну и ту же толщину поглощающего вещества,
относительные интенсивности линий от этих изотопов позволяют оценить
длительность вспышки и время прекращения взрывного синтеза.
    Гамма-излучение от сверхновой SN 1987A, которое достигло
Земли лишь в августе 1987 г., действительно содержало линии радиоактивного ⁵⁶Co. Таким образом было доказано, что ⁵⁶Co возникает в
процессе взрыва (иначе большая его часть распалась бы с образованием других
элементов, так как T_1/2(⁵⁶Co) = 77 дней). Тем самым
подтверждена гипотеза о возникновении элементов среднего веса в условиях высоких
температур и давлений, образующихся при взрыве сверхновой. В процессе
регистрации γ-излучения ⁵⁶Co от
SN 1987A в течение определенного времени наблюдался рост его интенсивности. Это
означало, что все большее количество кобальта становилось доступным для
наблюдения по мере того, как внешняя оболочка звезды, расширяясь в межзвездном
пространстве, становилась все более разреженной и, следовательно, прозрачной для
γ-квантов.
    Полагают, что энергия, выделявшаяся в ходе этого процесса
последовательного распада ⁵⁶Ni
→ ⁵⁶Co
→ ⁵⁶Fe,
поддерживала яркое свечение остатка SN 1987A на протяжении 1987 г.
    Изложенный механизм образования ядер в цепочке ⁵⁶Ni
→ ⁵⁶Co
→ ⁵⁶Fe, сопровождаемый
интенсивным γ-излучением, должен быть присущ
любому типу сверхновой.
    Сверхновые II-го типа. Они возникают из
гораздо более массивных звезд (SN 1987A, по-видимому, относится именно к этому
типу). Ниже приводятся результаты теоретического расчета нуклеосинтеза в двух
моделях звезд массой 25M , включающих в
себя эволюцию химического состава вплоть до момента коллапса железного ядра.
Рассмотрение отдельных деталей дает представление о том, как выполняются
подобные расчеты. Модели различаются первоначальным составом элементов, из
которых происходит формирование вещества звезды.

Таблица 9

Состав элементов, учитываемых в расчетах эволюции
сверхновых II-го типа

Z	Элементы	A_min	A_max	Z	Элементы	A_min	A_max
2	He	4	4	17	Cl	35	38
6	C	12	14	18	Ar	36	41
7	N	13	15	19	K	39	42
8	O	15	18	20	Ca	40	49
9	F	17	19	21	Sc	43	49
10	Ne	20	23	22	Ti	44	51
11	Na	21	24	23	V	47	52
12	Mg	23	27	24	Cr	48	55
13	Al	26	28	25	Mn	51	56
14	Si	27	31	26	Fe	52	59
15	P	30	33	27	Co	55	60
16	S	31	37	28	Ni	56	65

   Модель I. Исходный состав элементов аналогичен
солнечному. Модель I описывает звезды населения I, довольно характерные для
нашей галактики.
    Модель II. Исходный состав элементов с Z
> 3 составляет 1% солнечного. Модель II описывает звезды населения II,
существовавшие на ранних этапах эволюции Галактики.
    Состав элементов (табл. 9), учитываемых в расчетах [3],
включает ядра, связанные между собой всевозможными двойными реакциями,
содержащими во входном и выходном каналах n, p, α , γ , а также реакции α + α +
α , ¹²C +¹²C, ¹²C +¹⁶O, ¹⁶O
+¹⁶O. Включены также реакции, происходящие в результате слабых
взаимодействий (e^—,ν_e),
(e⁺,_e).
    С помощью ЭВМ была рассчитана звездная эволюция с момента
появления на главной последовательности. Учитывались стадии горения водорода,
углерода, неона, кислорода, кремния вплоть до момента, когда ядро звезды
коллапсирует в результате распада железного ядра звезды на более легкие частицы.
Характеристики звезд в момент коллапса для двух моделей приведены в табл. 10.

Таблица 10

Сравнительные характеристики звезд в модели I и II

Модель	Масса, M	Радиус, см	Температура поверхности, K	Фотонная светимость, эрг/с
Модель I	25	6.49·10¹³	4370	1.09·10³⁹
Модель II	25	1. 27·10¹³	9790	1.05·10³⁹

Рис. 34. Профили термодинамических величин в момент коллапса ядра звезды для
внутренних областей звезд массой 25M обоих типов населения. Сплошная линия — модель I,
пунктирная линия — модель II.

    В момент коллапса обе звезды имеют характеристики
сверхгигантов с протяженной оболочкой. Модель II дает меньший радиус и более
высокую температуру поверхности. Сравнение температур и плотностей для
внутренних областей обоих типов звезд проведено на рис. 34. Температура и
плотность постепенно уменьшаются в мантии и круто падают в водородной оболочке.
Как видно из рис. 34, в конце эволюции перед коллапсом в массивных звездах
образуется плотное (ρ ~ 10⁸ — 10¹⁰ г/см³)
ядро, нагретое до температуры 10⁹ — 10¹⁰ K. Масса этого
ядра, состоящего из элементов железного пика, ~ 1 — 2M ,
радиус ~ 10⁷
— 10⁸см.
    Для большей наглядности на рис. 35 схематично изображено
распределение элементов внутри звезды.
    Более детально химический состав для моделей I и II показан
на рис. 36. По оси x отложена массовая координата в единицах массы Солнца. Для
основных элементов в обоих случаях получаются примерно одинаковые распределения.
Железное ядро погружено в нейтронизованное вещество и окружено слоями вещества,
состоящими из кремния, серы, кислорода, неона, углерода и гелия. Все это
окружено сильно разреженной оболочкой из водорода. В случае модели I наружные
слои звезды более обогащены такими элементами, как неон и кислород.
Распределение элементов, приведенное на рис. 36, соответствует моменту
непосредственно предшествующему взрыву сверхновой.

Рис. 35. Характерное строение массивной звезды в конце её эволюции перед
гравитационным коллапсом.

История эволюции сверхновой на начальных этапах
практически ничем не отличается от той, которая уже была рассмотрена раньше.
Основное отличие заключается в существенном уменьшении времени эволюции,
обусловленном большой массой звезды. Более подробно рассмотрим развитие звезды с
момента, когда в её центре становится возможным слияние ядер кремния с
образованием ядер железа. Чтобы достичь этой стадии, массивной звезде необходимо
несколько миллионов лет. Все дальнейшее происходит стремительно. Реакция горения
кремния происходит в течение суток. В центре звезды, внутри кремниевой оболочки
начинает формироваться железное ядро. На границе железного ядра и кремниевой
оболочки и в более удаленных слоях продолжается синтез элементов и выделение
энергии за счет термоядерных процессов. Состоящая из элементов железного
максимума центральная область продолжает сжиматься. Однако ядерные источники
энергии уже исчерпаны, так как образовавшиеся в центральной части звезды атомные
ядра имеют максимальную удельную энергию связи. Означает ли это, что в
центральной части звезды полностью прекращаются ядерные реакции? Конечно, нет.
На самом деле температура и, соответственно, кинетическая энергия сталкивающихся
частиц достигает такой величины, при которой будут идти реакции с образованием
более слабо связанных ядер. Происходит важное качественное изменение в характере
ядерных реакций. Если до этого момента преобладали реакции синтеза более тяжелых
элементов с выделением энергии, то теперь ситуация резко меняется. Начинается
распад железного ядра на более легкие фрагменты.

(а)

(б)

Рис. 36. Химический состав звезды перед взрывом для
моделей I (а) и II (б).

При температуре 5·10⁹ K существенную роль
начинают играть реакции фоторасщепления железа на нейтроны, протоны и ядра
гелия. Эти реакции протекают с поглощением энергии. Энергия, выделившаяся в
звезде при превращении водорода в железо, теперь начинает тратиться на то, чтобы
железо снова превратилось в гелий, водород, нейтроны. Открываются многочисленные
каналы реакций между продуктами распада и легкими частицами — протонами,
нейтронами, α-частицами.
Так как эти реакции идут с поглощением энергии, начинается охлаждение
центральной части звезды.
Наряду с этим существенную роль начинают играть процессы,
происходящие в результате слабого взаимодействия, которые также приводят к
охлаждению центральной части звезды. При больших плотностях энергия электронов
возрастает настолько, что в результате их захвата компенсируется разность масс
ядер ⁵⁶Fe — ⁵⁶Mn (3.7 МэВ) и ⁵⁶Mn — ⁵⁶Cr
(1.6 МэВ) и других изобар, отличающихся заменой протона на нейтрон. Таким
образом, вследствие захвата ядром электронов в реакциях

(A,Z) + e^— → (A,Z-1) +
ν_e

происходит обогащение элементов центральной части звезды нейтронами. Этот
процесс называется нейтронизацией вещества.
    Процесс быстрого охлаждения сопровождается дальнейшим сжатием
звезды. При этом, в отличие от стадии квазистатического равновесия, выделение
гравитационной энергии уже не сопровождается повышением температуры. На этом
этапе рост давления в центре звезды не в состоянии скомпенсировать рост сил
гравитации. Звезда теряет устойчивость и начинается постепенно убыстряющееся
(свободное) падение наружных оболочек на центр звезды.
    Кинетическая энергия падающего к центру звезды вещества
приводит к быстрому увеличению скорости горения наружных слоев звезды. При
температуре 10⁹ — 10¹⁰ K кислород во внешней зоне выгорает
в течение нескольких минут. Если звезда достаточно массивна и масса кислорода в
ее наружных слоях близка к массе Солнца, то выделяющаяся в течение нескольких
минут энергия сравнима с энергией, выделяемой Солнцем в течение миллиарда лет.
    Особенно бурно протекает заключительный этап сжатия массивной
звезды. За время, по — видимому, не более нескольких секунд плотность
центральной части звезды достигает плотности ядерного вещества (10¹⁴
— 10¹⁵
г/см³) или даже несколько большей величины. Температура ядра звезды
нарастает до 10¹¹-10¹²
K. В этих условиях интенсивно идет реакция превращения протонов в нейтроны с
образованием нейтрино

p + e^— → n +
ν_e.

Нейтринная светимость достигает огромной величины 10⁵³ эрг/с.
Нейтрино свободно покидают звезду, унося большую часть высвобождающейся при
взрыве сверхновой энергии и оставляя в центре звезды сжатое до ρ ~ 10¹⁴
— 10¹⁵
г/см³ нейтронное ядро.
С образованием нейтронного ядра сжатие центральной части
звезды резко прекращается и возникает отраженная ударная волна.

Рис. 37. Результирующее содержание элементов по массе в выбрасываемом
веществе сверхновой типа II в модели I (показано содержание элементов во
внутренних областях).

Свойства этой волны, детали ее формирования и распространения, последующий
выброс вещества внешних слоев исследованы пока недостаточно детально. Поэтому
расчеты этой стадии схематичны. В расчете, результаты которого приведены на рис.
37, считается, что все вещество вне нейтронизованного ядра выбрасывается.
    Не исключено также, что срыв оболочки сверхновой происходит
за счет неизвестного механизма передачи ей части энергии нейтринной вспышки (для
этого требуется передача оболочке всего лишь ~ 1% этой энергии). Важным
подтверждением правильности основных положений вышеизложенной теории взрыва
сверхновых явилась регистрация нейтринными детекторами Земли нейтринного
импульса при взрыве SN 1987A.
    В части звездного вещества, расположенной в области M < 2.3M , температура в момент взрыва
сверхновой повышается настолько, что создаются условия для протекания взрывного
нуклеосинтеза, в результате чего в течение нескольких минут происходит
перераспределение элементного состава этой области звезды (рис. 37). Вещество
остальной части звезды (M > 2.3M )
выбрасывается в межзвездное пространство без изменения химического состава.
    Результаты взрывного нуклеосинтеза представлены в табл. 11 и
на рис. 38. На рис. 38 детально сравнивается содержание элементов, образующихся
во взрывном нуклеосинтезе и выбрасываемых в межзвездное пространство, с
содержанием элементов в Солнечной системе.

Таблица 11

Распределение синтезированных ядер по массе (вещество,
выброшенное звездой
массой 25M
населения I)

Ядра	Область звезды, M	Доля по массе
I	II	III
¹H	9. 5 – 25	0.381
⁴He	7.1 – 25	0.362
¹²C	2.0 — 9.3	3.2·10^-2
¹³C	9.3 – 25	3.7·10^-5
¹⁴C ^а,б	7.1 — 9.3	1.3·10^-6
¹⁴N	9.3 – 25	3. 4·10^-3
¹⁵N	9.7 – 25	1.9·10^-6
¹⁶O	1.9 — 9.2	1.2·10^-1
¹⁷O	9.3 – 25	3.5·10^-5
¹⁸O	7.1 — 9.3	3.0·10^-4
¹⁸F	7.1 — 9.3	9.3·10^-7
²⁰Ne	2. 1 — 6.7	5.7·10^-2
²¹Ne	2.1 — 7.0	8.1·10^-5
²²Ne	6.8 — 9.3	1.6·10^-3
²²Na ^б	2.1 — 6.7	9.9·10^-7
²³Na	2.1 — 6.7	1.9·10^-3
²⁴Mg	1.9 — 6. 7	1.2·10^-2
²⁵Mg	2.1 — 7.1	1.4·10^-3
²⁶Mg	2.1 — 7.1	1.9·10^-3
²⁶Al ^б	2.0 — 6.7	8.7·10^-7
²⁷Al	1.9 — 6.7	1.9·10^-3
²⁸Si	1.8 — 6.7	5. 0·10^-3
²⁹Si	1.9 — 6.7	2.1·10^-4
³⁰Si	1.9 — 6.7	2.3·10^-4
³¹P	1.9 — 6.7	5.3·10^-5
³²S	1.8 — 2.1	1.5·10^-3
³³S	1.8 — 2.1	8.4·10^-6
³⁴S	1. 8 — 2.1	7.6·10^-5
³⁶S	2.1 — 7.1	2.0·10^-6
³⁵Cl	1.8 — 2.1	7.1·10^-6
³⁶Cl ^б	1.9 — 9.3	7.0·10^-8
³⁷Cl	2.2 — 7.1	1.1·10^-5
³⁶Ar	1.8 — 2. 1	2.4·10^-4
³⁷Ar ^б	1.8 — 2.1	2.1·10^-7
³⁸Ar	1.8 — 7.1	4.1·10^-5
⁴⁰Ar	2.1 — 7.1	1.1·10^-6
³⁹K	1.8 — 1.9; 2.0 — 7.1	5.6·10^-6
⁴⁰K	2. 0 — 2.3; 6.8 — 9.3	4.4·10^-8
⁴¹K	2.1 — 7.1	7.3·10^-7
⁴⁰Ca	1.5 — 1.9	1.9·10^-4
⁴²Ca	1.9 — 7.1	1.2·10^-6
⁴³Ca	2.1 — 7.1	3.4·10^-7
⁴⁴Ca ^б	1. 5 — 1.9; 2.1 — 7.1	6.0·10^-6
⁴⁶Ca	2.1 — 6.7	9.3·10^-9
⁴⁸Ca	—	1.3·10^-7
⁴⁵Sc	2.0 — 7.1	1.7·10^-7
⁴⁴Ti ^б	1.5 — 1.9	4.0·10^-6
⁴⁶Ti	1. 8 -7.1	5.1·10^-7
⁴⁷Ti ^г	1.9 — 7.1	2.9·10^-7
⁴⁸Ti ^в	1.5 — 1.8	1.2·10^-5
⁴⁹Ti	2.1 — 7.1	5.4·10^-7
⁵⁰Ti	2.1 — 7.1	7.6·10^-7
⁵⁰V	1. 9 — 7.1	2.2·10^-9
⁵¹V	1.9 — 7.1	5.3·10^-7
⁵⁰Cr	1.8 — 1.9	3.9·10^-6
⁵²Cr ^в	1.5 — 1.8	6.1·10^-5
⁵³Cr ^в	1.7 — 1.8	5.8·10^-6
⁵⁴Cr	2. 1 — 7.1	1.6·10^-6
⁵⁵Mn ^в	1.7 — 1.8	2.6·10^-5
⁵⁴Fe	1.7 — 1.8	2.7·10^-4
⁵⁶Fe ^б	1.5 — 1.8	8.9·10^-3
⁵⁷Fe ^в	1.5 — 1.8	4.4·10^-4
⁵⁸Fe	2. 1 — 7.1	7.3·10^-5
⁵⁹Co ^г	1.9 — 7.1	2.5·10^-5
⁵⁶Ni ^б	1.5 — 1.8	8.1·10^-3
⁵⁸Ni	1.5 — 1.8	2.0·10^-3

^а Завышено, так как скорость реакции ¹⁴C(α ,γ )¹⁸O
не включена в расчет.
^б Долгоживущий радиоактивный изотоп.
^в Существенный (более половины) вклад от радиоактивного родительского
ядра.
^г Занижено, так как ⁴⁷Cr и ⁵⁹Cu не были
включены в сетку нуклидов.

Рис. 38. Сравнение содержания элементов, образующихся при взрыве сверхновой
типа II (в модели I) с полной энергией 10⁵¹ эрг, с содержанием
элементов в Солнечной системе. — коэффициент обогащения
за счет взрывного нуклеосинтеза.

Относительные содержания различных элементов нормированы
на ¹⁶O. Коэффициент обогащения для ¹⁶O составляет 14. То
есть на каждое ядро изотопа ¹⁶O, содержащееся в звездном веществе до
взрыва сверхновой, образуется 13 ядер ¹⁶O. Из анализа данных,
приведенных на рис. 38, можно сделать следующий вывод:

В рамках модели удается достаточно хорошо воспроизвести распространенность
элементов легче серы в Солнечной системе.
Наблюдается общий дефицит ядер в области от серы до железа. Так как эта
особенность характерна не для отдельных изотопов, а для всей совокупности
ядер, по-видимому, это различие не связано с недостаточным знанием сечений
ядерных реакций и распространенности элементов. Аналогичные результаты
получаются и при расчетах взрывов сверхновых меньшей массы (M ~ 10M ).
Возможная причина заключается в том, что в момент взрыва максимальная
температура оболочки достигает (2 — 4)·10⁹ K, что оказывается
недостаточным для интенсивного горения кислорода. Если такая гипотеза будет
подтверждена более детальными расчетами, то это будет означать, что элементы
от серы до железа синтезируются при взрывах более массивных звезд
(M > 25M
).
Расчет дает очень низкое содержание ядер ¹³C,
¹⁴N, ¹⁹F. Вероятно эти элементы образуются в красных
гигантах и выбрасываются в межзвездную среду не на стадии взрыва сверхновых.

    Механизм потери массы сверхновой играет существенную роль
в выбросе элементов, образовавшихся в процессе эволюции, в межзвездное
пространство. Если после взрыва сохраняется большая часть массы звезды, в
межзвездное пространство выбрасываются лишь внешние слои сверхновой, состоящие
преимущественно из легких элементов — водорода и гелия. Наряду с этими
элементами будут выброшены также более тяжелые элементы, образовавшиеся в
результате взрывного нуклеосинтеза в короткий интервал времени взрыва
сверхновой. Внутренние слои звезды при этом не затрагиваются и поэтому элементы,
образовавшиеся в результате горения в условиях термодинамического равновесия на
спокойной стадии эволюции звезды, остаются внутри звезды. Если же в результате
взрыва сверхновой в межзвездное пространство выбрасывается значительная масса
звезды, то содержание выброшенных элементов будет в большей мере отражать
относительное содержание различных элементов, образовавшихся в условиях
термодинамического горения звезды, вплоть до стадии, предшествующей взрыву
сверхновой.
    Современные данные пока не дают убедительных доказательств в
пользу одной из точек зрения. Механизм взрыва сверхновых II нуждается в
дальнейшем уточнении.
    Конечные стадии эволюции звезд после того, как они проходят
последовательность реакций ядерного синтеза, зависят от массы звезды. Как уже
отмечалось, массивные звезды (с массой значительно превышающей солнечную), в
центральной части которых последовательно осуществляются все возможные ядерные
реакции синтеза вплоть до образования элементов группы железа, взрываются затем
как сверхновые с формированием плотного нейтронного ядра и выбросом наружных
слоев в межзвездное пространство. На месте сверхновой остается либо нейтронная
звезда, либо черная дыра в зависимости от конечной массы.
    Звезды, массы которых недостаточны, чтобы они завершили свою
жизнь как сверхновые, после окончания ядерных реакций будут постепенно остывать.
В зависимости от величины конечной массы такие звезды могут превратиться либо в
белый карлик, либо в нейтронную звезду.

Что заставляет звезды взрываться? | Astronomy.com

Освежающая пауза

Главная загадка сверхновых с коллапсом ядра заключается в том, как может измениться эта ситуация. «Люди предположили, что нужно подождать некоторое время, и нейтрино в конечном итоге нагревают материал, стоящий за ударной волной, настолько, что вы снова запускаете взрыв», — говорит Берроуз. Он называет это событие «освежающей паузой».

Большое количество нейтрино, покидающих ядро, компенсирует низкую вероятность того, что одиночное нейтрино будет взаимодействовать с веществом звезды при ее выходе. Действие останавливается всего на несколько сотен миллисекунд, но «в этой игре это долго, потому что все происходит быстро», — говорит Берроуз.

В ранних компьютерных симуляциях, предполагавших, что коллапсирующая звезда имеет сферическую симметрию, даже этот процесс не работал. Такие одномерные расчеты уступили место более требовательным двумерным моделям, предполагающим симметрию вокруг оси вращения звезды. Они выявили нестабильность жидкости и турбулентность, которые обещали помочь остановившемуся шоку.

«Некоторое время это было преобладающим мнением, — объясняет Берроуз. «Но с лучшей физикой нейтрино не похоже, что это работает в 2D». Помогут ли новые эффекты в трехмерном моделировании более эффективно отдавать энергию нейтрино?

«Это все еще надежда», — говорит он.

В 2005 году Берроуз и его коллеги обнаружили потенциально важный альтернативный источник энергии в коллапсирующих звездах: звуковые волны. В 2D-модели команды застопорившаяся ударная волна начинает раскачиваться сверху вниз вдоль оси вращения звезды. «Люди не видели этого раньше, потому что они ждали, может быть, 200 миллисекунд после отскока», — объясняет Берроуз. «И шок просто увеличился, остановился и снова пошел вниз». Больше ничего не произошло, поэтому создатели моделей сверхновых прекратили свои дорогостоящие компьютерные прогоны.

Когда материя стекает на протонейтронную звезду, турбулентность вокруг ядра заставляет ее колебаться с частотой около 300 герц — в музыкальном плане примерно F выше среднего C. Акустические волны излучаются обратно в коллапсирующую оболочку. Хотя энергия нейтрино намного больше, только часть ее откладывается в застопорившейся ударной волне, в то время как материя почти полностью поглощает звук. В симуляции Берроуза акустической мощности достаточно, чтобы разнести звезду на части через полсекунды после скачка ядра.

Насколько важен этот процесс, остается открытым вопросом. Это аккрецирующий материал, который сдерживает взрыв, не позволяя нейтрино вывести ударную волну. «Если бы нейтринный механизм работал, мы бы увидели его в нашей модели», — говорит Берроуз.

Звуковые волны отталкивают потоки аккрецирующего вещества к одной стороне ядра, в то же время возбуждая ударную волну с противоположной стороны. Таким образом, создавая путь наименьшего сопротивления, звук может помочь нейтрино оживить остановившийся шок. «Это не доказано, — говорит он, — но очень интересно». Кроме того, колеблющееся ядро может быть важным источником гравитационного излучения.

Расколотые карлики

Крупномасштабные компьютерные симуляции также позволяют по-новому взглянуть на то, как белые карлики, конечное состояние маломассивных звезд, разрушают себя как сверхновые типа Ia. События типа Ia, более яркие и однородные, чем взрывы с коллапсом ядра, являются важными исследованиями далекой Вселенной. Открытия темной энергии и космического ускорения делают еще более актуальным расшифровку того, как они работают.

Звезда, похожая на Солнце, заканчивает свои дни как белый карлик, а богатое углеродом и кислородом ядро звезды сжимается до размеров Земли. Большинство из них сияют миллиарды лет, постепенно остывая, пока не превращаются в темный звездный пепел. Давление электронов препятствует дальнейшему коллапсу, но работает только в том случае, если карлик весит меньше 1,44 Солнца — так называемый предел Чандрасекара. Превысьте это, и коллапс возобновится, пока карлик не станет нейтронной звездой.

В 1960 году астроном Кембриджского университета Фред Хойл и Уильям Фаулер из Калифорнийского технологического института поняли, что белый карлик вблизи этого предела может быть гигантской термоядерной бомбой. Поместите белый карлик в непосредственной близости от обычной звезды, и карлик сможет набирать массу, пока не приблизится к порогу 1,44 Солнца и не взорвется. Карлик поглощает газообразный водород от своего партнера с вероятной скоростью около 1/30 массы Земли в год. Если он намного медленнее этого числа, звездный ветер карлика не позволяет газу достичь поверхности; если это немного быстрее, газ будет взрываться, а не накапливаться.

Когда белый карлик склоняет шкалу к величине 1,44 Солнца, его углерод воспламеняется где-то внутри. До 2004 года никто не мог понять, как заставить детонировать углеродно-кислородную звезду, поэтому теоретики сначала обратились к турбулентному термоядерному синтезу. Это моделирование не соответствовало энергетическому и элементному составу взрывов типа Ia. Модели, которые следовали за периодом турбулентного горения с детонацией, лучше соответствовали реальности, но теоретики просто решали, где и когда произойдет взрыв, и вставляли это в симуляцию. «Иногда я называю это механизмом «здесь происходит чудо», — говорит Дон Лэмб из Чикагского университета.

По этой причине Вольфганг Хиллебрандт и его группа из Института астрофизики Макса Планка в Мюнхене, Германия, попытались пойти другим путем. Они обнаружили, что моделирование с использованием только турбулентного горения может лучше соответствовать наблюдениям, но для этого термоядерное пламя карлика должно загореться примерно в 100 различных точках одновременно. Это очень маловероятно. Говорит Лэмб: «Мы беспокоимся, что одно чудо сменилось другим».

В 2004 году группа под руководством Алана Колдера, тогда работавшего в Чикагском университете, включая Лэмба, наткнулась на способ взорвать белого карлика. Благодаря вычислительным ресурсам Министерства энергетики США у команды было оборудование для моделирования звезды белого карлика целиком. После воспламенения узкий фронт ядерного пламени распространился по звезде, оставив после себя пепельный пузырь температурой 10 миллиардов градусов. Когда этот пузырь прорвался сквозь кору карлика, расплавилось менее 10 процентов массы звезды — слишком мало, чтобы разрушить карлик или произвести сильный взрыв. «Это выглядело так, как будто это была неудача, — вспоминает Лэмб.

Затем член команды Томаш Плева выполнил дополнительное двухмерное моделирование, чтобы увидеть, что произойдет после того, как пузырь прорвет поверхность звезды. Ядерный пепел извергается, двигаясь со скоростью около 6,7 млн миль в час (10,8 млн км/ч), что чуть меньше орбитальной скорости. Горячее облако окружает поверхность карлика с температурой в миллиард градусов и быстро распространяется. При этом он вспахивает более холодный, нерасплавленный поверхностный материал. Облако перегретого пепла обвивается вокруг белого карлика и встречается в точке, противоположной его прорыву. Столкновение сжимает весь нерасплавленный поверхностный материал, который взрывается и разрывает звезду на части.

Модель, названная «гравитационно ограниченной детонацией», является наиболее полным описанием сверхновой типа Ia на сегодняшний день — и единственной, в которой полномасштабная детонация происходит естественным образом. «Это очень многообещающая модель для большинства сверхновых типа Ia», — говорит Лэмб. «Это было счастливое открытие. И это прекрасный пример того, как крупномасштабное численное моделирование может привести к открытию сложных нелинейных явлений, которые очень трудно представить заранее».

Спустя более 85 лет после того, как астрономы связали сверхновые звезды с гибелью звезд, самые мощные взрывы во Вселенной до сих пор требуют внимания астрофизиков. Но даже самые полные симуляции еще не охватывают сложную среду взрывающейся звезды. Разработчики моделей начинают исследовать, как эмиссия нейтрино, магнитные поля и вращение влияют на картину. Наблюдатели наблюдают и каталогизируют новые события, используя их как космические мерки и находя пробелы в текущем понимании. А новые объекты, предназначенные для улавливания нейтрино и гравитационных волн — сигналов, которые вырываются непосредственно из ядра взрывающейся звезды — вскоре могут дать нам представление о хаотичном сердце сверхновой.

Почему звезды взрываются? | Museum of Science, Boston

Мы спросили Кейти из нашего собственного Планетария Чарльза Хейдена все, что мы могли подумать о сверхновой — когда звезда буквально взрывается — во время этого подкаста Pulsar, предоставленного вам #MOSatHome. Мы задаем вопросы, присланные слушателями, поэтому, если у вас есть вопрос, который вы хотели бы задать эксперту, отправьте его нам по адресу [email protected].

ЭРИК: Звезды ярко горят миллионы или миллиарды лет.

А потом иногда взрываются.

Я ваш хозяин, Эрик, и сегодня в Pulsar мы отвечаем на некоторые из самых распространенных вопросов, которые нам задают в Музее науки о том, почему звезды взрываются и что происходит, когда они взрываются.

Ко мне снова присоединилась Кейти из нашего Планетария Чарльза Хейдена. Кейти, добро пожаловать обратно в подкаст.

CAITY: Всем привет. Спасибо, Эрик.

ЭРИК: Итак, сегодня мы говорим о взрывах звезд, и я подумал, что неплохо было бы начать с того, почему звезды не взрываются? Можете ли вы рассказать нам о том, как звезда может быть стабильной, производя так много тепла, света и энергии?

CAITY: Звезды в основном состоят из водорода и гелия. А в ядре звезды очень, очень высокие давления и температуры, которые могут заставить атомы водорода, например, столкнуться друг с другом.

И если они столкнутся вместе, они могут образовать атом гелия. Этот процесс немного сложнее или немного сложнее. Но, по сути, это водород, который плавится, образуя гелий, и в то же время высвобождает энергию. И та энергия, которая исходит от этого процесса слияния, создает эту внешнюю силу давления.

Звезды в течение своей жизни находятся в так называемом гидростатическом равновесии. Это означает, что реакции, которые происходят в их ядре, производят достаточно энергии, чтобы поддерживать звезду в надутом состоянии и как бы уравновешивать гравитацию всего материала, из которого состоит звезда, желая как бы разрушить ее.

ЭРИК: Итак, гравитация притягивает, ядро генерирует энергию и выталкивает, эти две огромные силы в идеальном равновесии придают звезде красивую круглую форму.

CAITY: Точно. Да, эти две силы ведут гигантскую битву.

ЭРИК: Теперь у нас много людей спрашивают, взорвется ли солнце. К счастью, мы можем сказать им, что это не так. У него гораздо более пологий конец дороги.

CAITY: Да. В яблочко. Итак, наше Солнце на самом деле является средней звездой, поэтому оно не особенно большое или совсем маленькое. Таким образом, средние звезды не обладают достаточной массой, чтобы взорваться в конце своей жизни. И у нашего Солнца есть еще 4, 1/2 или 5 миллиардов лет, прежде чем оно все равно начнет израсходовать топливо.

ЭРИК: Так что никакого взрыва для солнца. Что будет с ним через миллиарды лет?

CAITY: Итак, наше солнце на какое-то время расширится. Он превратится в красного гиганта, гораздо более крупную звезду, занимающую гораздо больше места. И на поверхности будет немного прохладнее, и он на самом деле станет настолько большим, что поглотит орбиту Земли. Так что он расширится, а затем, в конце концов, сбросит свои внешние слои газа и сформирует красивую туманность.

ЭРИК: Что ж, похоже, у нас есть несколько миллиардов лет, чтобы придумать новое место для жизни, потому что Земля будет выглядеть не очень хорошо.

CAITY: Да. Определенно.

ЭРИК: Так вот, не все звезды заканчиваются таким образом, и у самых массивных есть финал, который ясно виден во всей вселенной. Итак, дайте нам подробности о том, что заставляет звезду взрываться.

CAITY: Итак, если масса звезды хотя бы в восемь раз превышает массу нашего Солнца, она схлопнется сама по себе, как только у нее закончится топливо. Итак, как только этот процесс синтеза доходит до железа, когда звезда пытается сплавить железо, ей не хватает энергии для этого, поэтому в этом случае гравитация побеждает в битве.

Он больше не может оставаться надутым. Таким образом, гравитация заставляет звезду коллапсировать сама в себя, а затем она как бы отскакивает в этой действительно массивной ударной волне, которую мы называем сверхновой.

ЭРИК: Все ядро звезды коллапсирует под действием собственной гравитации, сколько времени это занимает?

CAITY: Отличный вопрос, потому что есть несколько разных шагов. Так что реальный коллапс звезды, особенно ядра, происходит очень и очень быстро. Это происходит за долю секунды.

Этот материал движется со скоростью, равной четверти скорости света, а затем настоящей ударной волне или этому отскоку требуется несколько часов, чтобы добраться от ядра до поверхности звезды, потому что на пути слишком много материала.

Но это занимает пару часов, а затем материал, который только что выбрасывается в космос, может двигаться очень быстро со скоростью, составляющей долю скорости света.

ЭРИК: Получается, что сразу высвобождается тонна энергии.

CAITY: Что мне больше всего нравится во взрывающихся звездах, так это то, что в них затрачивается так много энергии. Это одни из самых жестоких и энергичных событий во Вселенной.

И эта энергия взрыва может сплавить железо и элементы еще тяжелее этого, поэтому мы получаем золото и серебро вплоть до урана. И что действительно здорово, так это то, что в наших телах так много элементов, которые буквально появились в результате взрыва звезд.

ЭРИК: Это так здорово, что мы сделаны из обломков взрыва звезды. Мы также получаем много вопросов о том, что остается после взрыва звезды. Так что же происходит с частями, которые не сдуваются ветром?

CAITY: Итак, ядро звезды коллапсирует, когда остальная часть взрывается наружу. Так что это ядро будет продолжать разрушаться под действием собственной гравитации, и оно может сформировать один из двух объектов. Она может стать чем-то вроде нейтронной звезды или превратиться в черную дыру.

ЭРИК: ОК. Нейтронная звезда звучит до смешного круто, как будто из плохого научно-фантастического фильма. Откуда он получил свое название?

CAITY: Таким образом, нейтронная звезда называется нейтронной звездой из-за их плотности. Итак, у вас есть весь этот материал, сжатый до размеров небольшого города.

У вас там так много массы, что протоны и электроны, из которых состоят атомы, фактически сжимаются вместе из-за высокой плотности. И поэтому у вас больше нет ни положительно, ни отрицательно заряженных частиц. Теперь у вас есть только нейтроны. Так что, по сути, это просто гигантский шар нейтронов.

ЭРИК: Итак, огромное количество массы в крошечном, крошечном пространстве.

КЭЙТИ: Да, точно. Это все равно, что пытаться раздавить два солнца до размеров Бостона.

ЭРИК: Это сильно. Другой результат, о котором вы упомянули, — это черная дыра, и мы получаем так много вопросов о них, что нам придется потратить целый эпизод, по крайней мере, говоря о них. Но можете ли вы сказать нам, что такое черная дыра и почему мы ее так называем?

ЦЕНТР: Ага. Так что черные дыры даже плотнее нейтронных звезд. Черная дыра возникает, когда весь материал, из которого состоит ядро взорвавшейся звезды, схлопывается в бесконечно маленькую точку. Таким образом, вы можете подумать о том, чтобы взять массу, в 10 раз превышающую массу нашего Солнца, и сжать ее в точку в конце предложения, но даже меньшего размера.

Таким образом, эти объекты, эти черные дыры, имеют такую большую массу в таком маленьком пространстве, что их гравитация огромна. Если даже свет окажется слишком близко к черной дыре, он не сможет убежать.

Чтобы выбраться из черной дыры, нужно двигаться быстрее скорости света. И мы не знаем ничего, что могло бы это сделать. Так что нет света, который на самом деле отражается от черной дыры. Вот почему мы называем их черными.

ЭРИК: Так что, несмотря на то, что их гравитация невероятно сильна, на самом деле они ничего не всасывают.

КЭЙТИ: Верно. Да, это не гигантские космические пылесосы.

ЭРИК: В одной из наших прямых трансляций «Спросите ученого» мы получили вопрос от героя о Крабовидной туманности. Это действительно красивый объект глубокого космоса, и Махиро хотел знать, почему он выглядит как взрыв?

CAITY: Крабовидная туманность — одна из моих любимых, потому что это остатки сверхновой, которую люди наблюдали около 1000 лет назад. В то время было зафиксировано, что она выглядела как новая звезда на небе, но когда мы сейчас посмотрим в телескопы, мы увидим весь этот материал, оставшийся от взорвавшейся звезды.

ЭРИК: Чтобы закончить, я подумал, что мы могли бы поговорить о звездах, которые мы могли видеть в нашем ночном небе. Нас часто спрашивают, может ли какой-нибудь из них взорваться в ближайшее время. И если бы они это сделали, как бы это выглядело с Земли и уничтожило бы нас?

КЭЙТИ: Хороший вопрос. И я часто его получаю, особенно в планетарии. Но да, я имею в виду, что есть несколько звезд, которые мы можем видеть своими глазами, которые приближаются к концу своей жизни и достаточно массивны, чтобы превратиться в сверхновую.

Пара, которая приходит на ум, наша Бетельгейзе в созвездии Ориона или Антарес в созвездии Скорпиона.

И обе эти звезды являются красными сверхгигантами, которые приближаются к концу своей жизни, но трудно сказать точно, когда они станут сверхновыми. Когда астрономы говорят, что скоро, они обычно имеют в виду в пределах 100 000 лет или около того.

Так что трудно точно предсказать, когда это произойдет, но они находятся на таком расстоянии, что это не вызовет никакой тревоги. Он будет выглядеть как очень яркая звезда, может быть, пару недель. Вы сможете увидеть его и днем. Так что это будет очень ярко, а затем, в конце концов, погаснет.

ЭРИК: Что ж, если это просто отличное шоу без испарения земли, то, надеюсь, мы увидим хорошую сверхновую еще при жизни.

ЦЕНТР: Это было бы лучше всего.

ЭРИК: Что ж, Кейти, большое спасибо, что рассказала нам о взрывающихся звездах.

CAITY: Да, спасибо, Эрик. Большое спасибо, что пригласили меня.

ЭРИК: Чтобы узнать больше о вещах в ночном небе, которые могут взорваться в любой момент, настройтесь на шоу в нашем виртуальном планетарии на mos.org/mosathome.

До следующего раза, продолжайте задавать вопросы.

Музыкальная тема Дестина Хейлмана

Что такое сверхновая? | Космос

Это изображение Спитцера в искусственных цветах представляет собой композицию данных космического телескопа Спитцер. Это изображение остатка сверхновой звезды Кеплера, полученное в рентгеновском, видимом и инфракрасном диапазонах.
(Изображение предоставлено НАСА/JPL)

Сверхновая — это то, что происходит, когда звезда достигает конца своей жизни и взрывается яркой вспышкой света. Сверхновые могут ненадолго затмить все галактики и излучать на больше энергии, чем наше солнце за всю свою жизнь. Они также являются основным источником тяжелых элементов во Вселенной. Согласно НАСА , сверхновые — это «крупнейший взрыв, происходящий в космосе».

Различные цивилизации регистрировали сверхновые задолго до изобретения телескопа в 17 веке. Самая старая зарегистрированная сверхновая — RCW 86, которую китайские астрономы заметили в 185 году нашей эры. Их записи показывают, что эта «гостевая звезда» оставалась в небе восемь месяцев, по данным НАСА.

Похожие: Когда солнце умрет? (откроется в новой вкладке)

Крабовидная туманность , возможно, самая известная сверхновая, была впервые замечена китайскими и корейскими астрономами, которые зафиксировали этот звездный взрыв в своих записях в 1054 году. Согласно найденным наскальным рисункам, коренные американцы также могли его видеть. в Аризоне и Нью-Мексико. Сверхновая, сформировавшая Крабовидную туманность, была настолько яркой, что первые астрономы могли видеть ее днем.

Другие сверхновые, которые наблюдались до изобретения телескопа, произошли в 39 лет3, 1006, 1181, 1572 (исследовано знаменитым астрономом Тихо Браге) и 1604. Браге писал о своих наблюдениях «новой звезды» в своей книге « De nova stella », которая породила к названию «нова».

Термин «сверхновая» впервые был использован Уолтером Бааде и Фрицем Цвикки в обсерватории Маунт-Вилсон , которые использовали его по отношению к наблюдаемому ими взрывному событию, названному S Andromedae (также известному как SN 1885A). ), расположенный в галактике Андромеды (откроется в новой вкладке). Ученые предположили, что сверхновые возникают, когда обычные звезды коллапсируют в нейтронных звезды .

Когда умирают звезды

В среднем сверхновая вспыхивает раз в 50 лет в галактике размером с Млечный Путь , согласно исследованию Европейского космического агентства вкладку). Это означает, что звезда взрывается примерно каждые 10 секунд где-то во Вселенной, согласно Министерства энергетики США.0243 (откроется в новой вкладке).

Около 10 миллионов лет назад скопление сверхновых создало «Местный пузырь», газовый пузырь в форме арахиса длиной 300 световых лет в межзвездной среде, окружающей нашу Солнечную систему.

Связанный: Гигантский галактический пузырь способствует звездообразованию, результаты нового исследования

То, как именно умирает звезда, частично зависит от ее массы. Наше Солнце, например, не обладает достаточной массой, чтобы взорваться как сверхновая. (Хотя новости для Земли по-прежнему не очень хорошие, потому что, как только у Солнца закончится ядерное топливо, возможно, через пару миллиардов лет, оно раздуется до красный гигант , который, вероятно, испарит наш мир, прежде чем постепенно превратиться в белый карлик .) Но при правильном количестве массы звезда может сгореть в огненном взрыв.

Звезда может превратиться в сверхновую одним из двух способов:

Сверхновая типа I: звезда накапливает вещество от ближайшего соседа до тех пор, пока не начнется неуправляемая ядерная реакция.

Сверхновая II типа: у звезды заканчивается ядерное топливо, и она коллапсирует под действием собственной гравитации.

Космический телескоп «Хаббл» получил самый подробный вид Крабовидной туманности на одном из самых больших изображений, когда-либо сделанных космической обсерваторией. (Изображение предоставлено НАСА/ЕКА и Джеффом Хестером (Университет штата Аризона).)

(открывается в новой вкладке)

Сверхновые типа II

Давайте сначала посмотрим на более захватывающие типы II. Чтобы звезда взорвалась как сверхновая типа II, она должна быть в несколько раз массивнее Солнца (оценки варьируются от 8 до 15 масс Солнца 9).0243 (откроется в новой вкладке)). Как и у Солнца, у него в конце концов закончится водород, а затем и гелиевое топливо в его ядре. Однако у него будет достаточно массы и давления, чтобы расплавить углерод.

Затем в центре постепенно накапливаются более тяжелые элементы, и звезда образует слои вещества, похожие на луковицу, причем элементы становятся легче по направлению к внешней стороне звезды. Как только ядро звезды превышает определенную массу (называемую пределом Чандрасекара), оно начинает взрываться. По этой причине эти сверхновые типа II также известны как сверхновые с коллапсом ядра.

Связанный: Звездный удар сверхновой? Возможно, замечен новый тип звездного взрыва

В конце концов имплозия отскакивает от ядра, выбрасывая звездный материал в космос, образуя сверхновую. Остался сверхплотный объект, называемый нейтронной звездой, объект размером с город, который упаковывает массу Солнца в маленьком пространстве.

Подкатегории сверхновых II типа классифицируются на основе их кривых блеска, которые описывают, как интенсивность света изменяется с течением времени. Свет сверхновых типа II-L неуклонно снижается после взрыва, в то время как свет сверхновых типа II-P остается стабильным в течение более длительного периода, прежде чем уменьшиться. Оба типа имеют сигнатуру водорода в своих спектрах.

Звезды, намного более массивные, чем Солнце (от 20 до 30 солнечных масс), могут не взорваться как сверхновые, считают астрономы. Вместо этого они коллапсируют, образуя черных дыры (открывается в новой вкладке).

На этом рентгеновском снимке Чандры показана Кассиопея A (сокращенно Cas A), самый молодой остаток сверхновой в Млечном Пути. (Изображение предоставлено NASA/CXC/MIT/UMass Amherst/M.D.Stage et al.)

Сверхновые типа I

Сверхновые типа I не имеют водородной сигнатуры в своих световых спектрах, и обычно считается, что они возникли от белых карликов в близком двойная звездная система (откроется в новой вкладке). По мере того, как газ звезды-компаньона скапливается на белом карлике, белый карлик постепенно сжимается и в конечном итоге запускает неконтролируемую ядерную реакцию внутри, которая в конечном итоге приводит к катастрофической вспышке сверхновой.

Астрономы используют сверхновые типа Ia в качестве «стандартных свечей» для измерения космических расстояний, потому что считается, что все они сияют с одинаковой яркостью на своих пиках.

Сверхновые типа Ib и Ic также претерпевают коллапс ядра, как и сверхновые типа II, но они потеряли большую часть своего внешнего водородного слоя. В 2014 году ученые обнаружили слабую, труднодоступную звезду-компаньон сверхновой типа Ib. На поиски ушло два десятилетия, поскольку звезда-компаньон сияла гораздо слабее яркой сверхновой.

Связанный: 20-летняя тайна сверхновой наконец раскрыта

Наблюдение за сверхновой

Недавние исследования показали, что перед взрывом сверхновые вибрируют, как гигантские динамики, и издают слышимый гул.

В 2008 году ученые впервые поймали сверхновую в момент взрыва . Глядя на экран своего компьютера, астроном Алисия Содерберг ожидала увидеть маленькое светящееся пятно месячной сверхновой. Но вместо этого она и ее коллега увидели странную, чрезвычайно яркую пятиминутную вспышку рентгеновских лучей.

Благодаря этому наблюдению они стали первыми астрономами, поймавшими звезду в процессе взрыва. Новая сверхновая получила название SN 2008D. Дальнейшее исследование показало, что сверхновая обладала некоторыми необычными свойствами.

«Наши наблюдения и моделирование показывают, что это довольно необычное событие, которое лучше понять с точки зрения объекта, лежащего на границе между обычными сверхновыми и гамма-всплесками», — сказал Паоло Маццали, итальянский астрофизик из Падуйской обсерватории и Об этом в интервью Space.com в 2008 году рассказал Институт астрофизики Макса Планка.

Дополнительные ресурсы

Чтобы узнать больше о сверхновых и их открытии, ознакомьтесь с « The Supernova Story » (издательство Princeton University Press, 1994) Лоуренса Маршалла. Вы также можете рассмотреть возможность чтения A.G.W. Кэмерона «Звездная эволюция , ядерная астрофизика и нуклеогенез (открывается в новой вкладке)» (Dover Publications, 2013). А для доступной книги обо всем жизненном цикле звезды ознакомьтесь с « Жизнь и смерть звезд 9».0243 (открывается в новой вкладке)» (Cambridge University Press, 2013) Кеннета Ланга.

Библиография

НАСА, 2013. «Что такое сверхновая?» /5-8/features/nasa-knows/what-is-a-supernova.html
Диль, Р., Халлоин, Х., Кречмер, К. и др. Радиоактивный 26Al из массивного звезды в Галактике. Nature 439, 45–47 (2006). https://doi.org/10.1038/nature04364 (открывается в новой вкладке)
Министерство энергетики США. Управление науки. «DOE объясняет… сверхновые. https://www.energy.gov/science/doe-explainssupernovae (открывается в новой вкладке)

Присоединяйтесь к нашим космическим форумам, чтобы продолжать обсуждать последние миссии, ночное небо и многое другое! А если у вас есть новость, исправление или комментарий, сообщите нам об этом по адресу: community@space.