За първи път астрономите видяха раждането на звезда на мястото на експлозия на свръхнова. Бетелгейзе: експлозия на свръхнова Какво остава след експлозия на звезда

Едно от важните постижения на 20-ти век е разбирането на факта, че почти всички елементи, по-тежки от водород и хелий, се образуват във вътрешността на звездите и навлизат в междузвездната среда в резултат на експлозии на свръхнови, едно от най-мощните явления в Вселената.

Снимка: Пламтящи звезди и струйки газ осигуряват спиращ дъха фон на самоунищожението на масивна звезда, наречена Supernova 1987A. Астрономите наблюдават експлозията му в южното полукълбо на 23 февруари 1987 г. Това изображение от космическия телескоп Хъбъл показва останки от свръхнови, заобиколени от вътрешни и външни пръстени от материал в дифузни облаци от газ. Това трицветно изображение е комбинация от няколко снимки на свръхновата и околния регион, направени през септември 1994 г., февруари 1996 г. и юли 1997 г. Множество ярки сини звезди в близост до свръхновата са масивни звезди, всяка на около 12 милиона години и 6 пъти по-тежка от Слънцето. Всички те принадлежат към същото поколение звезди като това, което избухна. Наличието на ярки газови облаци е още един знак за младостта на този регион, който все още е плодородна почва за раждането на нови звезди.

Първоначално всички звезди, чиято яркост внезапно се увеличи повече от 1000 пъти, бяха наречени нови. Когато пламнаха, такива звезди внезапно се появиха в небето, нарушавайки обичайната конфигурация на съзвездието и увеличиха яркостта си до максимум, няколко хиляди пъти, след което яркостта им започна рязко да пада и след няколко години те станаха толкова бледи, колкото бяха преди избухването. Повтарянето на изригвания, по време на всяко от които звездата изхвърля до една хилядна от масата си с висока скорост, е характерно за новите звезди. И все пак, въпреки грандиозността на феномена на такова изригване, той не е свързан нито с фундаментална промяна в структурата на звездата, нито с нейното унищожаване.

Повече от пет хиляди години е запазена информация за повече от 200 ярки изригвания на звезди, ако се ограничим до тези, които не надвишават 3-та величина по яркост. Но когато беше установена извънгалактична природа на мъглявините, стана ясно, че новите звезди, пламнали в тях, превъзхождаха по своите характеристики обикновените нови, тъй като тяхната яркост често се оказваше равна на яркостта на цялата галактика, в която те пламна. Необичайното естество на подобни явления накара астрономите до идеята, че подобни събития са нещо напълно различно от обикновените нови и затова през 1934 г., по предложение на американските астрономи Фриц Цвики и Уолтър Бааде, тези звезди, чиито изригвания при максимален блясък достигат яркостта на нормалните галактики бяха идентифицирани в отделен, най-ярък по яркост и рядък клас свръхнови.

За разлика от избухванията на обикновени нови, избухванията на свръхнови в сегашното състояние на нашата Галактика са изключително редки явления, случващи се не по-често от веднъж на всеки 100 години. Най-ярките огнища са през 1006 и 1054 г., информация за тях се съдържа в китайски и японски трактати. През 1572 г. избухването на такава звезда в съзвездието Касиопея е наблюдавано от изключителния астроном Тихо Брахе, а последният човек, наблюдавал явлението свръхнова в съзвездието Змиеносец през 1604 г., е Йоханес Кеплер. През четирите века на „телескопичната“ ера в астрономията подобни изригвания не са наблюдавани в нашата Галактика. Позицията на Слънчевата система в нея е такава, че можем да наблюдаваме оптически експлозии на свръхнови в приблизително половината от нейния обем, а в останалата част от обема й яркостта на огнищата е затъмнена от междузвездното поглъщане. В И. Красовски и И.С. Шкловски изчисли, че експлозии на свръхнови в нашата Галактика се случват средно веднъж на всеки 100 години. В други галактики тези процеси се случват с приблизително същата честота, така че основната информация за свръхновите в стадия на оптичен изблик е получена от наблюденията им в други галактики.

Осъзнавайки важността на изучаването на такива мощни явления, астрономите У. Бааде и Ф. Цвики, работещи в обсерваторията Паломар в САЩ, през 1936 г. започват систематично систематично търсене на свръхнови. Те имаха на разположение телескоп от системата Шмид, който позволяваше да се снимат площи от няколко десетки квадратни градуса и даваше много ясни изображения дори на бледи звезди и галактики. В продължение на три години те откриха 12 експлозии на свръхнови в различни галактики, които след това бяха изследвани с помощта на фотометрия и спектроскопия. С подобряването на технологията за наблюдение броят на новооткритите свръхнови непрекъснато се увеличава и последващото въвеждане на автоматизирани търсения доведе до лавинообразно нарастване на броя на откритията (повече от 100 свръхнови годишно, с общ брой 1500). През последните години големи телескопи също започнаха да търсят много далечни и слаби свръхнови, тъй като техните изследвания могат да дадат отговори на много въпроси за структурата и съдбата на цялата Вселена. За една нощ на наблюдения с такива телескопи могат да бъдат открити повече от 10 далечни свръхнови.

В резултат на експлозията на звезда, която се наблюдава като феномен на свръхнова, около нея се образува мъглявина, която се разширява с огромна скорост (около 10 000 km/s). Високата скорост на разширяване е основната характеристика, по която остатъците от свръхнови се отличават от другите мъглявини. В остатъците от свръхнова всичко говори за експлозия с огромна мощност, която разпръсна външните слоеве на звездата и придаде огромни скорости на отделни части от изхвърлената обвивка.

Мъглявина Рак

Нито един космически обект не е дал на астрономите толкова ценна информация, колкото сравнително малката мъглявина Рак, наблюдавана в съзвездието Телец и състояща се от дифузна газообразна материя, отлитаща с висока скорост. Тази мъглявина, остатък от свръхнова, наблюдавана през 1054 г., стана първият галактически обект, с който беше идентифициран радиоизточник. Оказа се, че естеството на радиоизлъчването няма нищо общо с топлинното: интензитетът му систематично нараства с дължината на вълната. Скоро беше възможно да се обясни природата на това явление. Остатъкът от свръхнова трябва да има силно магнитно поле, което улавя космическите лъчи, които създава (електрони, позитрони, атомни ядра), които имат скорости, близки до скоростта на светлината. В магнитно поле те излъчват електромагнитна енергия в тесен лъч по посока на движението. Откриването на нетермично радиоизлъчване от мъглявината Рак подтикна астрономите да търсят останки от свръхнови, използвайки точно тази функция.

Мъглявината, разположена в съзвездието Касиопея, се оказа особено мощен източник на радиоизлъчване; при метрови вълни потокът на радиоизлъчването от нея е 10 пъти по-висок от потока от мъглявината Рак, въпреки че е много по-далеч от последната . В оптичните лъчи тази бързо разширяваща се мъглявина е много слаба. Смята се, че мъглявината Касиопея е остатък от експлозия на свръхнова, станала преди около 300 години.

Система от нишковидни мъглявини в съзвездието Лебед също показа радиоизлъчване, характерно за останки от стари свръхнови. Радиоастрономията помогна да се намерят много други нетермични радиоизточници, които се оказаха останки от свръхнови на различна възраст. По този начин се стигна до заключението, че останките от експлозии на свръхнови, настъпили дори преди десетки хиляди години, се открояват сред другите мъглявини със своето мощно нетермично радиоизлъчване.

Както вече споменахме, мъглявината Рак е първият обект, от който е открито рентгеново излъчване. През 1964 г. беше открито, че източникът на рентгеново лъчение, излъчвано от нея, е обширен, въпреки че ъгловите му размери са 5 пъти по-малки от ъгловите размери на самата мъглявина Рак. От което се заключава, че рентгеновото лъчение се излъчва не от звезда, която някога е избухнала като свръхнова, а от самата мъглявина.

Влияние на свръхнова

На 23 февруари 1987 г. в съседната ни галактика Големият магеланов облак избухна свръхнова, която стана изключително важна за астрономите, защото беше първата, която те, въоръжени със съвременни астрономически инструменти, можеха да изследват в детайли. И тази звезда потвърди цяла поредица от прогнози. Едновременно с оптичното изригване специални детектори, инсталирани в Япония и Охайо (САЩ), засякоха поток от неутрино - елементарни частици, родени при много високи температури по време на колапса на ядрото на звездата и лесно проникващи през нейната обвивка. Тези наблюдения потвърдиха по-ранно предположение, че около 10% от масата на ядрото на колабираща звезда се излъчва като неутрино, докато самото ядро се свива в неутронна звезда. При много масивни звезди, по време на експлозия на свръхнова, ядрата се компресират до още по-голяма плътност и вероятно се превръщат в черни дупки, но външните слоеве на звездата все още се отделят. През последните години се появиха индикации, че някои космически изблици на гама лъчи са свързани със свръхнови. Възможно е природата на космическите гама-изригвания да е свързана с природата на експлозиите.

Експлозиите на свръхнови имат силно и разнообразно въздействие върху околната междузвездна среда. Обвивката на свръхновата, изхвърлена с огромна скорост, загребва и компресира газа около нея, което може да даде тласък на образуването на нови звезди от облаците газ. Екип от астрономи, ръководен от д-р Джон Хюз (Университет Рутгерс), използвайки наблюдения от орбиталната рентгенова обсерватория Чандра на НАСА, направи важно откритие, което хвърля светлина върху това как се образуват силиций, желязо и други елементи по време на експлозии на свръхнова. Рентгеново изображение на остатъка от свръхнова Касиопея A (Cas A) разкрива бучки силиций, сяра и желязо, изхвърлени от вътрешността на звездата по време на експлозията.

Високото качество, яснота и информационно съдържание на изображенията на остатъка от свръхнова Cas A, получени от обсерваторията Чандра, позволиха на астрономите не само да определят химичния състав на много възли на този остатък, но и да разберат къде точно са се образували тези възли. Например, най-компактните и най-ярките възли са съставени основно от силиций и сяра с много малко желязо. Това показва, че те са се образували дълбоко в звездата, където температурите са достигнали три милиарда градуса по време на колапса, завършил с експлозия на свръхнова. В други възли астрономите откриха много високо съдържание на желязо с примеси на малко силиций и сяра. Това вещество се образува още по-дълбоко в онези части, където температурата по време на експлозията достигна по-високи стойности от четири до пет милиарда градуса. Сравнението на местоположенията както на богатите на силиций ярки, така и на по-слабите богати на желязо възли в остатъка от свръхновата Cas A разкри, че „железните“ характеристики, произхождащи от най-дълбоките слоеве на звездата, са разположени във външните краища на остатъка . Това означава, че експлозията е хвърлила „железните“ възли по-далеч от всички останали. И дори сега изглежда, че се отдалечават от центъра на експлозията с по-голяма скорост. Изучаването на данните, получени от Чандра, ще ни позволи да се спрем на един от няколкото механизма, предложени от теоретиците, които обясняват природата на експлозията на свръхнова, динамиката на процеса и произхода на нови елементи.

Суперновите SN I имат много сходни спектри (без водородни линии) и форми на светлинни криви, докато спектрите на SN II съдържат ярки водородни линии и се характеризират с разнообразие както в спектрите, така и в светлинните криви. В този вид класификацията на свръхновите съществува до средата на 80-те години на миналия век. И с началото на широкото използване на CCD приемници, количеството и качеството на наблюдателния материал се увеличи значително, което направи възможно получаването на спектрограми за недостъпни преди това слаби обекти, за определяне на интензитета и ширината на линиите с много по-голяма точност, а също и за регистриране на по-слаби линии в спектрите. В резултат на това привидно установената бинарна класификация на свръхновите започна бързо да се променя и да става по-сложна.

Свръхновите също се различават според типовете галактики, в които експлодират. В спиралните галактики експлодират свръхнови от двата типа, но в елиптичните галактики, където почти няма междузвездна среда и процесът на звездообразуване е приключил, се наблюдават само супернови от тип SN I, очевидно преди експлозията - това са много стари звезди , чиито маси са близки до слънчевата. И тъй като спектрите и светлинните криви на свръхнови от този тип са много сходни, това означава, че едни и същи звезди експлодират в спирални галактики. Естественият завършек на еволюционния път на звезди с маси, близки до Слънчевата, е превръщането им в бяло джудже с едновременното образуване на планетарна мъглявина. Бялото джудже почти не съдържа водород, тъй като е крайният продукт от еволюцията на нормална звезда.

Всяка година в нашата Галактика се образуват няколко планетарни мъглявини, следователно повечето звезди от тази маса тихо завършват жизнения си път и само веднъж на всеки сто години избухва супернова SN тип I. Какви причини определят напълно специален край, който не прилича на съдбата на други подобни звезди? Известният индийски астрофизик С. Чандрасекар показа, че ако бялото джудже има маса, по-малка от около 1,4 слънчеви маси, то тихо ще „изживее“ живота си. Но ако е в достатъчно близка двойна система, нейната мощна гравитация е в състояние да „издърпа“ материята от звездата-компаньон, което води до постепенно увеличаване на масата, а когато тя премине допустимата граница, възниква мощна експлозия, водеща до смъртта на звездата.

Свръхновите SN II са ясно свързани с млади, масивни звезди, чиито черупки съдържат големи количества водород. Избухванията на този тип свръхнова се считат за последния етап от еволюцията на звезди с начална маса над 8 x 10 слънчеви маси. Като цяло, еволюцията на такива звезди протича доста бързо - за няколко милиона години те изгарят водорода си, след това хелият се превръща във въглерод и след това въглеродните атоми започват да се трансформират в атоми с по-високи атомни номера.

В природата трансформациите на елементи с голямо освобождаване на енергия завършват с желязо, чиито ядра са най-стабилни и при тяхното сливане не се получава освобождаване на енергия. Така, когато ядрото на една звезда стане желязо, освобождаването на енергия в нея спира, тя вече не може да устои на гравитационните сили и следователно започва бързо да се свива или да се свива.

Процесите, протичащи по време на колапс, все още са далеч от пълното разбиране. Известно е обаче, че ако цялата материя в ядрото се превърне в неутрони, тогава тя може да устои на силите на привличане - ядрото на звездата се превръща в „неутронна звезда“ и колапсът спира. В този случай се освобождава огромна енергия, която навлиза в обвивката на звездата и предизвиква разширяване, което виждаме като експлозия на свръхнова.

От това може да се очаква генетична връзка между експлозиите на свръхнова и образуването на неутронни звезди и черни дупки. Ако еволюцията на звездата преди това е станала „тихо“, тогава нейната обвивка трябва да има радиус стотици пъти по-голям от радиуса на Слънцето и също така да задържа достатъчно количество водород, за да обясни спектъра на суперновите SN II.

Свръхнови и пулсари

Фактът, че след експлозия на свръхнова, в допълнение към разширяващата се обвивка и различни видове радиация, остават и други обекти, стана известен през 1968 г. поради факта, че година по-рано радиоастрономите откриха пулсари - радиоизточници, чието излъчване е концентрирано в индивидуални импулси, повтарящи се след строго определен период от време. Учените бяха изумени от строгата периодичност на импулсите и краткостта на техните периоди. Най-голямо внимание беше привлечено от пулсара, чиито координати бяха близки до координатите на много интересна за астрономите мъглявина, разположена в южното съзвездие Velae, която се счита за остатък от експлозия на свръхнова; периодът му беше само 0,089 секунди. И след откриването на пулсар в центъра на мъглявината Рак (периодът му беше 1/30 от секундата), стана ясно, че пулсарите по някакъв начин са свързани с експлозиите на свръхнова. През януари 1969 г. пулсар от мъглявината Рак беше идентифициран със слаба звезда от 16-та величина, променяща яркостта си със същия период, а през 1977 г. беше възможно да се идентифицира пулсар в съзвездието Velae със звездата.

Периодичността на излъчването на пулсарите е свързана с тяхното бързо въртене, но нито една обикновена звезда, дори бяло джудже, не може да се върти с период, характерен за пулсарите; тя веднага ще бъде разкъсана от центробежни сили и само неутронна звезда, много плътен и компактен, може да им устои. В резултат на анализ на много варианти учените стигнаха до извода, че експлозиите на свръхнови са придружени от образуването на неутронни звезди - качествено нов тип обекти, чието съществуване беше предсказано от теорията за еволюцията на звездите с голяма маса.

Супернови и черни дупки

Първите доказателства за пряка връзка между експлозията на свръхнова и образуването на черна дупка бяха получени от испански астрономи. Изследване на радиацията, излъчвана от звезда, обикаляща около черна дупка в двойната система Nova Scorpii 1994, установи, че тя съдържа големи количества кислород, магнезий, силиций и сяра. Има предположение, че тези елементи са били уловени от него, когато съседна звезда, след като е оцеляла от експлозия на свръхнова, се е превърнала в черна дупка.

Свръхновите (особено свръхновите тип Ia) са сред най-ярките звездообразни обекти във Вселената, така че дори най-отдалечените от тях могат да бъдат изследвани с помощта на наличното в момента оборудване. Много свръхнови тип Ia са открити в сравнително близки галактики. Достатъчно точни оценки на разстоянията до тези галактики позволиха да се определи яркостта на експлодиращите в тях свръхнови. Ако приемем, че отдалечените свръхнови имат средно една и съща яркост, тогава разстоянието до тях може да се оцени от наблюдаваната величина при максимална яркост. Сравняването на разстоянието до свръхновата със скоростта на отдалечаване (червеното отместване) на галактиката, в която е избухнала, дава възможност да се определи основното количество, характеризиращо разширяването на Вселената - така наречената константа на Хъбъл.

Още преди 10 години за него бяха получени стойности, които се различаваха почти два пъти - от 55 до 100 km/s Mpc, но днес точността е значително повишена, в резултат на което стойността от 72 km/s Mpc е приет (с грешка от около 10%). За далечни свръхнови, чието червено отместване е близо до 1, връзката между разстоянието и червеното отместване също ни позволява да определим количества, които зависят от плътността на материята във Вселената. Според общата теория на относителността на Айнщайн именно плътността на материята определя кривината на пространството и следователно бъдещата съдба на Вселената. А именно: дали ще се разширява безкрайно или този процес някога ще спре и ще бъде заменен от компресия. Последните изследвания на свръхновите показват, че най-вероятно плътността на материята във Вселената е недостатъчна, за да спре разширяването и то ще продължи. И за да се потвърди това заключение, са необходими нови наблюдения на свръхнови.

> Супернова

Разбирам, какво е свръхнова: описание на експлозия и избухване на звезда, където се раждат свръхнови, еволюция и развитие, роля на двойните звезди, снимки и изследвания.

Супернова- това всъщност е звездна експлозия и то най-мощната, която може да се наблюдава в открития космос.

Къде се появяват свръхновите?

Много често свръхнови могат да се видят в други галактики. Но в нашия Млечен път това е рядък феномен за наблюдение, тъй като мъглата от прах и газ блокира гледката. Последната наблюдавана свръхнова е наблюдавана от Йоханес Кеплер през 1604 г. Телескопът Chandra успя да намери само останките на звезда, избухнала преди повече от век (последиците от експлозия на свръхнова).

Какво причинява свръхнова?

Свръхнова се ражда, когато настъпят промени в центъра на звездата. Има два основни типа.

Първият е в двоичните системи. Двойните звезди са обекти, свързани с общ център. Единият от тях краде материята от втория и става твърде масивен. Но не е в състояние да балансира вътрешните процеси и избухва в свръхнова.

Вторият е в момента на смъртта. Горивото има тенденция да изтича. В резултат на това част от масата започва да се влива в ядрото и то става толкова тежко, че не може да издържи на собствената си гравитация. Възниква процес на разширяване и звездата експлодира. Слънцето е една звезда, но не може да оцелее, тъй като няма достатъчно маса.

Защо изследователите се интересуват от свръхновите?

Самият процес обхваща кратък период от време, но може да разкаже много за Вселената. Например, един от екземплярите потвърди свойството на Вселената да се разширява и че скоростта се увеличава.

Оказа се също, че тези обекти влияят върху момента на разпределение на елементите в пространството. Когато една звезда експлодира, тя изстрелва елементи и космически отломки. Много от тях дори се озовават на нашата планета. Гледайте видеоклип, който разкрива характеристиките на свръхновите и техните експлозии.

Наблюдения на свръхнови

Астрофизикът Сергей Блинников за откриването на първата свръхнова, останките след експлозията и съвременните телескопи

Как да ги намерим свръхнови?

За да търсят свръхнови, изследователите използват различни инструменти. Някои са необходими за наблюдение на видима светлина след експлозия. А други проследяват рентгенови и гама лъчи. Снимките са направени с помощта на телескопите Хъбъл и Чандра.

През юни 2012 г. започна работа телескоп, който фокусира светлината във високоенергийната област на електромагнитния спектър. Говорим за мисията NuSTAR, която търси колабирали звезди, черни дупки и останки от свръхнови. Учените планират да научат повече за това как те експлодират и се създават.

Измерване на разстояния до небесни тела

Астрономът Владимир Сурдин за цефеидите, експлозиите на свръхнови и скоростта на разширяване на Вселената:

Как можете да помогнете с изследването на свръхнови?

Не е нужно да станете учен, за да допринесете. През 2008 г. свръхнова е открита от обикновен тийнейджър. През 2011 г. това беше повторено от 10-годишно канадско момиче, което гледаше снимка на нощното небе на компютъра си. Много често любителските снимки съдържат много интересни обекти. С малко практика можете да намерите следващата супернова! За да бъдем по-точни, имате всички шансове да заснемете експлозия на свръхнова.

Въпреки че средно има само една свръхнова в една галактика на всеки сто години, в наблюдаваната Вселена има около 100 милиарда галактики. През 10-те милиарда години от своето съществуване (13,7 милиарда, за да бъдем точни, но звездите не са се образували през първите няколкостотин милиона години), според д-р Ричард Мушотски от Центъра за космически полети Годард на НАСА, 1 милиард са създадени в наблюдаваната вселена .супернови на година или 30 в секунда! Може ли Бетелгейзе, червеният гигант на Млечния път, да избухне следващия път?

Ако това се случи...

Експлозията на звезда, наречена Бетелгейзе, една от най-ярките в небето, ще я направи равна на пълната луна и ще остане такава за една година. Масивен, видим в зимното небе над голяма част от света като ярка червеникава точка, той може да се превърне в супернова по всяко време в рамките на следващите 100 000 години.

Повечето астрономи сега вярват, че една от вероятните причини, поради които все още не сме успели да открием интелигентен живот във Вселената, е смъртоносният ефект от локални експлозии на свръхнови, които унищожават целия живот в един или друг регион на галактиката.

"Ръката на Ал-Джауза"

Бетелгейзе, някога достатъчно голям, за да достигне орбитата на Юпитер, ако беше в нашата слънчева система, се е свил наполовина през последното десетилетие, въпреки че остава толкова ярък, колкото винаги.

Бетелгейзе, чието име идва от арабски, се вижда ясно в съзвездието Орион. Звездата даде името на герой от филма Beetlejuice и беше домашната система на президента Зейфод Бийбълброкс в поредицата от романи „Пътеводител на галактическия стопаджия“.

Смята се, че червените гиганти имат кратък, сложен и изпълнен с насилие живот. Живеейки най-много няколко милиона години, те бързо изгарят чрез водородно гориво и след това преминават към хелий, въглерод и други елементи, като от време на време се свиват и пламват отново.

Бетелгейзе: експлозия на свръхнова

Смята се, че тази звезда е към края на живота си и може да претърпи един от колапсите, които се случват, когато едно термоядрено гориво се замени с друго.

Причината за свиването на Бетелгейзе е неизвестна. Имайки предвид всичко, което знаем за галактиките и далечната вселена, все още има много неща, които трябва да научим за звездите. Също така не е известно какво се случва, когато червените гиганти наближат края на своето съществуване.

Ако звездата Бетелгейзе избухне и се превърне в свръхнова, това ще позволи на астрономите на Земята да я наблюдават и физиката, която контролира този процес. Проблемът е, че не се знае кога ще стане това. Въпреки че имаше слухове, че Бетелгейзе ще избухне през 2012 г., всъщност не се знае кога ще избухне звездата. Това не се случи, тъй като вероятността от такова събитие е много ниска. Бетелгейзе може да експлодира утре вечер или да продължи до 100 000 години.

Прекалено далеч

За да причини непоправими щети на Земята, свръхнова трябва да избухне в радиус от не повече от 100 светлинни години. Бетелгейзе отговаря ли на това условие? Експлозията няма да навреди на нашата планета, тъй като звездата трябва да е много по-близо, отколкото е сега. Разстоянието до Ръката на ал-Джауза е около 600 светлинни години.

Това е една от най-известните ярки звезди. Той е десет пъти по-голям от Слънцето, а възрастта му е само 10 милиона години. Колкото по-масивна е звездата, толкова по-кратък е нейният живот. Ето защо астрономите насочиха вниманието си към Бетелгейзе. Експлозията на червения гигант ще се случи за сравнително кратко време.

Супернова SN2007bi

В края на 2009 г. астрономите станаха свидетели на най-голямата експлозия, регистрирана някога. Свръхгигантската звезда, двеста пъти по-голяма от Слънцето, беше напълно унищожена от спонтанното производство на антиматерия, което от своя страна беше причинено от гама лъчение. Това е пример какво може да се случи, когато Бетелгейзе се срути. Експлозията можеше да се наблюдава с месеци, тъй като освободи облак от радиоактивен материал, 50 пъти по-голям от Слънцето и излъчващ блясък на ядрено делене, който може да се види от далечни галактики.

Supernova SN2007bi е пример за срив на „паранестабилност“. Появата му е подобна на тази, предизвикана от компресията на плутония. С размер около четири мегайотаграма (това е тридесет и две нули), гигантските звезди се държат заедно от натиска на гама лъчите. Колкото по-горещо е ядрото, толкова по-висока е енергията на γ-лъчите, но ако имат твърде много енергия, те са способни да преминат през атома, за да създадат двойки електрон-позитрон от материя и антиматерия от чиста енергия. Това означава, че цялото ядро на звездата действа като гигантски ускорител на частици.

Термоядрена бомба с размер 11 слънца

Антиматерията се унищожава със своята противоположност, тъй като има тенденция да го прави, но проблемът е, че скоростта на експлозията, макар и изключително бърза, създава критично забавяне в създаването на гама-лъчево налягане, което предпазва звездата от колапс. Външните слоеве увисват, компресират ядрото и повишават температурата му. Това увеличава вероятността по-енергични гама лъчи да създават антиматерия и внезапно цялата звезда се превръща в ядрен реактор-беглец в мащаб отвъд нашето въображение. Цялото термоядрено ядро детонира моментално, като термоядрена бомба, чиято маса не само надвишава размера на Слънцето - тя е по-голяма от масата на 11 светила.

Всичко избухва. Няма черна дупка, няма неутронна звезда, нищо не остава освен разширяващ се облак от нов радиоактивен материал и празно пространство, където някога е бил възможно най-масивният обект, без да се разкъсва пространството. Експлозията предизвиква реакции в огромен мащаб, превръщайки материята в нови радиоактивни елементи.

Убийствени звезди

Някои редки звезди - истинските убийци от тип 11 - са хипернови, източник на смъртоносни гама-лъчи (GRBs). В сравнение с Бетелгейзе експлозията на такъв обект би освободила 1000 пъти повече енергия. Конкретно доказателство за модела GRB се появи през 2003 г.

Появи се отчасти поради „близка“ експлозия, чието местоположение беше определено от астрономи, използвайки мрежата за координатни изблици на гама-лъчи (GCN). На 29 март 2003 г. изригването се приближи достатъчно, за да могат последващите наблюдения да станат решаващи за разрешаването на мистерията на изблиците на гама лъчи. Оптичният спектър на следсветене беше почти идентичен с SN1998bw. Освен това наблюденията на рентгенови сателити показаха същата характерна черта – наличието на „шокиран“ и „нагрят“ кислород, който присъства и при свръхновите. По този начин астрономите успяха да определят, че „послесветенето“ на сравнително близко избухване на гама лъчи, разположено „само“ на два милиарда светлинни години от Земята, прилича на свръхнова.

Не е известно дали всяка хипернова е свързана с GRB. Астрономите обаче изчисляват, че само една на 100 000 свръхнови произвежда хипернова. Това се равнява на около един гама-изблик на ден, което всъщност се наблюдава.

Това, което е почти сигурно е, че ядрото, участващо в образуването на хипернова, има достатъчно маса, за да образува черна дупка, а не неутронна звезда. По този начин всеки наблюдаван GRB е „викът“ на новородена черна дупка.

Бяло джудже в системата T Compass

Учените са съгласни, че новите наблюдения на T Compass в съзвездието Compass от спътника International Ultraviolet Explorer показват, че бялото джудже е част от двойна система и е на 3260 светлинни години от Земята, много по-близо от предишната оценка от 6000 светлинни години .

Бялото джудже е повтаряща се нова. Това означава, че термоядрените експлозии на звездата се случват на всеки 20 години. Последните известни събития са били през 1967, 1944, 1920, 1902 и 1890 г. Тези експлозии на нова, а не на свръхнова не унищожават звездата и нямат никакъв ефект върху Земята. Астрономите не знаят защо интервалът между изригванията се е увеличил.

Учените вярват, че експлозиите на нови са резултат от увеличаване на масата, тъй като звездата джудже изсмуква богати на водород газове от своя спътник. Когато масата достигне определена граница, проблясва нова. Не е известно дали масата се увеличава или намалява по време на цикъла на изпомпване и експлозия, но ако достигне така наречената граница на Чандрасекар, джуджето ще се превърне в свръхнова тип 1а. В този случай джуджето ще се свие и ще възникне мощна светкавица, резултатът от която ще бъде пълното му унищожаване. Този тип свръхнова освобождава 10 милиона пъти повече енергия от нова.

Енергия на хиляда слънца

Наблюденията на бялото джудже по време на изблици на нова предполагат, че масата му се увеличава, а данните от Хъбъл за материал, освободен по време на предишни експлозии, подкрепят това мнение. Моделите изчисляват, че масата на бялото джудже може да достигне границата на Чандрасекар за около 10 милиона години или по-малко.

Според учените свръхнова ще доведе до гама-лъчение, чиято енергия е еквивалентна на 1000 едновременни, което е по-опасно от експлозията на Бетелгейзе. Когато гама радиацията достигне Земята, тя заплашва да произведе азотни оксиди, които могат да увредят и евентуално да унищожат озоновия слой. Свръхновата ще бъде толкова ярка, колкото всички останали звезди в Млечния път взети заедно. Един от астрономите, д-р Едуард Сион от университета Виланова, твърди, че може да избухне в близко бъдеще във времевите скали, използвани от астрономите и геолозите, но това е в далечното бъдеще за хората.

Мненията са различни

Астрономите смятат, че експлозиите на свръхнови на по-малко от 100 светлинни години от Земята ще бъдат катастрофални, но последствията остават неясни и ще зависят от това колко мощна е експлозията. Екип от изследователи казва, че е вероятно изригването да бъде много по-близо и по-мощно от експлозията на Бетелгейзе. Кога става дума за това не е известно, но Земята ще бъде сериозно увредена. Други изследователи обаче, като Алекс Филипенко от Калифорнийския университет в Бъркли, експерт по свръхнови, активни галактики, черни дупки, гама-лъчи и разширяването на Вселената, не са съгласни с изчисленията и смятат, че експлозията, ако се случи, е малко вероятно да навреди на планетата.

Какво знаете за свръхновите? Вероятно ще кажете, че свръхнова е грандиозна експлозия на звезда, на мястото на която остава неутронна звезда или черна дупка.

Въпреки това, не всички свръхнови всъщност са последният етап от живота на масивните звезди. Съвременната класификация на експлозиите на свръхнови, в допълнение към експлозиите на свръхгиганти, включва и някои други явления.

Нови и свръхнови

Терминът "свръхнова" мигрира от термина "нова". „Нови” се наричаха звезди, които се появиха на небето почти от нулата, след което постепенно избледняха. Първите „нови“ са известни от китайските хроники, датиращи от второто хилядолетие пр.н.е. Интересното е, че сред тези нови често имаше свръхнови. Например свръхнова през 1571 г. е наблюдавана от Тихо Брахе, който впоследствие въвежда термина „нова“. Сега знаем, че и в двата случая не говорим за раждането на нови светила в буквалния смисъл.

Новите и свръхновите показват рязко увеличаване на яркостта на звезда или група от звезди. Като правило, преди хората не са имали възможност да наблюдават звездите, които са породили тези изригвания. Това бяха обекти, твърде тъмни за невъоръжено око или астрономически инструменти от онова време. Те бяха наблюдавани още в момента на изригването, което естествено наподобяваше раждането на нова звезда.

Въпреки сходството на тези явления, днес има рязко различие в техните дефиниции. Пиковата яркост на свръхновите е хиляди и стотици хиляди пъти по-голяма от пиковата яркост на новите. Това несъответствие се обяснява с фундаменталната разлика в природата на тези явления.

Раждането на нови звезди

Новите изригвания са термоядрени експлозии, възникващи в някои близки звездни системи. Такива системи също се състоят от по-голяма придружаваща звезда (звезда от главната последователност, субгигант или). Мощната гравитация на бялото джудже изтегля материал от неговата спътникова звезда, което води до образуването на акреционен диск около него. Термоядрените процеси, протичащи в акреционния диск, понякога губят стабилност и стават експлозивни.

В резултат на такава експлозия яркостта на звездната система се увеличава хиляди или дори стотици хиляди пъти. Така се ражда нова звезда. Един досега неясен или дори невидим обект за земен наблюдател придобива забележима яркост. Като правило такова огнище достига своя връх само за няколко дни и може да избледнее с години. Често такива изблици се повтарят в една и съща система на всеки няколко десетилетия, т.е. са периодични. Около новата звезда също се наблюдава разширяваща се газова обвивка.

Експлозиите на свръхнови имат съвсем различен и по-разнообразен характер на своя произход.

Суперновите обикновено се разделят на два основни класа (I и II). Тези класове могат да се нарекат спектрални, т.к те се отличават с наличието и отсъствието на водородни линии в техните спектри. Тези класове също са забележимо различни визуално. Всички супернови от клас I са сходни както по мощност на експлозия, така и по динамика на промените в яркостта. Свръхновите от клас II са много разнообразни в това отношение. Силата на тяхната експлозия и динамиката на промените в яркостта са в много широк диапазон.

Всички супернови от клас II се генерират от гравитационен колапс във вътрешността на масивни звезди. С други думи, това е същата експлозия на свръхгиганти, която ни е позната. Сред свръхновите от първи клас има такива, чийто механизъм на експлозия е по-близък до експлозията на нови звезди.

Смъртта на свръхгигантите

Звезди, чиято маса надвишава 8-10 слънчеви маси, стават свръхнови. Ядрата на такива звезди, след като са изчерпали водорода, преминават към термоядрени реакции с участието на хелий. След изчерпване на хелия, ядрото продължава да синтезира все по-тежки елементи. В дълбините на звездата се създават все повече и повече слоеве, всеки от които има свой собствен тип термоядрен синтез. В последния етап от еволюцията си такава звезда се превръща в „слоест“ свръхгигант. Синтезът на желязо се извършва в ядрото му, докато по-близо до повърхността синтезът на хелий от водород продължава.

Сливането на железни ядра и по-тежки елементи става с усвояването на енергия. Следователно, превръщайки се в желязо, свръхгигантското ядро вече не е в състояние да отделя енергия, за да компенсира гравитационните сили. Ядрото губи своето хидродинамично равновесие и започва да претърпява случайно компресиране. Останалите слоеве на звездата продължават да поддържат това равновесие, докато ядрото се свие до определен критичен размер. Сега останалите слоеве и звездата като цяло губят хидродинамично равновесие. Само в този случай „печели“ не компресията, а енергията, освободена по време на колапса и по-нататъшните хаотични реакции. Външната обвивка се освобождава - експлозия на свръхнова.

Класови различия

Различните класове и подкласове свръхнови се обясняват с това каква е била звездата преди експлозията. Например, липсата на водород в супернови от клас I (подкласове Ib, Ic) е следствие от факта, че самата звезда не е имала водород. Най-вероятно част от външната му обвивка е била загубена по време на еволюцията в близка двоична система. Спектърът на подклас Ic се различава от Ib по липсата на хелий.

Във всеки случай свръхнови от такива класове се срещат в звезди, които нямат външна водородно-хелиева обвивка. Останалите слоеве са в доста строги граници на техния размер и маса. Това се обяснява с факта, че термоядрените реакции се заменят взаимно с настъпването на определен критичен етап. Ето защо експлозиите на звезди от клас Ic и клас Ib са толкова сходни. Пиковата им яркост е приблизително 1,5 милиарда пъти по-голяма от тази на Слънцето. Те достигат тази яркост за 2-3 дни. След това тяхната яркост отслабва с 5-7 пъти на месец и бавно намалява през следващите месеци.

Звездите от свръхнова тип II имаха водородно-хелиева обвивка. В зависимост от масата на звездата и другите й характеристики тази обвивка може да има различни граници. Това обяснява широкия диапазон в моделите на свръхнови. Тяхната яркост може да варира от десетки милиони до десетки милиарди слънчеви светимости (с изключение на гама-лъчи - вижте по-долу). И динамиката на промените в яркостта има много различен характер.

Трансформация на бяло джудже

Специална категория свръхнови са изригванията. Това е единственият клас свръхнови, които могат да възникнат в елиптични галактики. Тази характеристика предполага, че тези изригвания не са продукт на смъртта на свръхгиганти. Свръхгигантите не доживяват да видят как техните галактики „остаряват“, т.е. ще стане елипсовидна. Освен това всички светкавици от този клас имат почти еднаква яркост. Благодарение на това свръхновите тип Ia са „стандартните свещи“ на Вселената.

Те възникват по различен модел. Както беше отбелязано по-рано, тези експлозии са донякъде подобни по природа на новите експлозии. Една схема за техния произход предполага, че те също произхождат от близка система на бяло джудже и неговата спътникова звезда. Но за разлика от новите звезди, тук се случва детонация от различен, по-катастрофален тип.

Докато "поглъща" своя спътник, бялото джудже увеличава масата си, докато достигне границата на Чандрасекар. Тази граница, приблизително равна на 1,38 слънчеви маси, е горната граница на масата на бяло джудже, след което то се превръща в неутронна звезда. Такова събитие е придружено от термоядрен взрив с колосално освобождаване на енергия, много порядъци по-високи от нормална нова експлозия. Почти постоянната стойност на границата на Чандрасекар обяснява такова малко несъответствие в яркостта на различни изригвания от този подклас. Тази яркост е почти 6 милиарда пъти по-висока от слънчевата светимост, а динамиката на нейното изменение е същата като тази на суперновите от клас Ib, Ic.

Експлозии на хипернова

Хиперновите са експлозии, чиято енергия е с няколко порядъка по-висока от енергията на типичните свръхнови. Тоест, всъщност те са хипернови, много ярки свръхнови.

Обикновено хиперновата се счита за експлозия на свръхмасивни звезди, наричана още . Масата на такива звезди започва от 80 и често надхвърля теоретичната граница от 150 слънчеви маси. Има и версии, че хиперновите могат да се образуват по време на унищожаването на антиматерията, образуването на кваркова звезда или сблъсъка на две масивни звезди.

Хиперновите са забележителни с това, че са основната причина за може би най-енергоемките и най-редките събития във Вселената - гама-изригванията. Продължителността на гама изблиците варира от стотни от секундата до няколко часа. Но най-често продължават 1-2 секунди. В тези секунди те излъчват енергия, подобна на енергията на Слънцето през всичките 10 милиарда години от живота му! Природата на гама-изблиците все още е до голяма степен неизвестна.

Прародители на живота

Въпреки цялата си катастрофална природа, свръхновите с право могат да бъдат наречени прародители на живота във Вселената. Силата на тяхната експлозия тласка междузвездната среда към образуването на газови и прахови облаци и мъглявини, в които впоследствие се раждат звезди. Друга тяхна особеност е, че свръхновите насищат междузвездната среда с тежки елементи.

Това са свръхновите, които пораждат всички химични елементи, които са по-тежки от желязото. В крайна сметка, както беше отбелязано по-рано, синтезът на такива елементи изисква енергия. Само свръхновите са способни да „зареждат“ съставни ядра и неутрони за енергоемко производство на нови елементи. Кинетичната енергия на експлозията ги носи в пространството заедно с елементите, образувани в дълбините на експлодиращата звезда. Те включват въглерод, азот и кислород и други елементи, без които органичният живот е невъзможен.

Наблюдение на свръхнова

Експлозиите на свръхнови са изключително рядко явление. Нашата галактика, която съдържа повече от сто милиарда звезди, преживява само няколко изригвания на век. Според хроники и средновековни астрономически източници през последните две хиляди години са регистрирани само шест свръхнови, видими с просто око. Съвременните астрономи никога не са наблюдавали свръхнови в нашата галактика. Най-близкият се случи през 1987 г. в Големия магеланов облак, един от спътниците на Млечния път. Всяка година учените наблюдават до 60 свръхнови, възникващи в други галактики.

Именно поради тази рядкост свръхновите почти винаги се наблюдават още в момента на тяхното избухване. Събития, предшестващи това, почти никога не са били наблюдавани, така че природата на свръхновите все още остава до голяма степен загадъчна. Съвременната наука не е в състояние точно да предскаже свръхновите. Всяка кандидат-звезда може да пламне едва след милиони години. Най-интересна в това отношение е Бетелгейзе, която има съвсем реална възможност да осветява земното небе още приживе.

Универсални ракети

Експлозиите на хипернова са още по-редки. В нашата галактика такова събитие се случва веднъж на стотици хиляди години. Въпреки това, гама-лъчи, генерирани от хипернови, се наблюдават почти ежедневно. Те са толкова мощни, че са записани от почти всички краища на Вселената.

Например, един от гама-лъчите, разположен на 7,5 милиарда светлинни години, може да се види с просто око. Това се случи в галактиката Андромеда и за няколко секунди небето на земята беше осветено от звезда с яркостта на пълната луна. Ако това се случи от другата страна на нашата галактика, на фона на Млечния път ще се появи второ Слънце! Оказва се, че яркостта на изригването е квадрилиони пъти по-ярка от Слънцето и милиони пъти по-ярка от нашата Галактика. Като се има предвид, че във Вселената има милиарди галактики, не е изненадващо защо такива събития се записват всеки ден.

Въздействие върху нашата планета

Малко вероятно е свръхновите да представляват заплаха за съвременното човечество и да повлияят по някакъв начин на нашата планета. Дори експлозия на Бетелгейзе би осветила небето ни само за няколко месеца. Със сигурност обаче са ни повлияли решаващо в миналото. Пример за това е първото от петте масови изчезвания на Земята, случило се преди 440 милиона години. Според една от версиите причината за това изчезване е избухване на гама лъчи, настъпило в нашата Галактика.

По-забележима е напълно различната роля на свръхновите. Както вече беше отбелязано, суперновите са тези, които създават химичните елементи, необходими за появата на живот, базиран на въглерод. Земната биосфера не беше изключение. Слънчевата система се е образувала в газов облак, който съдържа фрагменти от минали експлозии. Оказва се, че всички ние дължим появата си на свръхновата.

Освен това свръхновите продължават да влияят върху еволюцията на живота на Земята. Увеличавайки радиационния фон на планетата, те принудиха организмите да мутират. Не трябва да забравяме и големите изчезвания. Със сигурност свръхновите са „правили корекции“ в земната биосфера повече от веднъж. В крайна сметка, ако не бяха тези глобални изчезвания, напълно различни видове сега щяха да доминират на Земята.

Мащабът на звездните експлозии

За да разберем ясно колко енергия имат експлозиите на свръхнови, нека се обърнем към уравнението на масата и енергийния еквивалент. Според него всеки грам материя съдържа колосално количество енергия. Така че 1 грам от веществото е еквивалентен на експлозията на атомна бомба, взривена над Хирошима. Енергията на Цар Бомба е еквивалентна на три килограма материя.

Всяка секунда по време на термоядрените процеси в дълбините на Слънцето 764 милиона тона водород се превръщат в 760 милиона тона хелий. Тези. Всяка секунда Слънцето излъчва енергия, еквивалентна на 4 милиона тона материя. Само една двумилиардна от общата енергия на Слънцето достига Земята, това е еквивалентно на два килограма маса. Затова казват, че експлозията на Цар Бомба може да се наблюдава от Марс. Между другото, Слънцето доставя на Земята няколкостотин пъти повече енергия, отколкото човечеството консумира. Тоест, за да се покрият годишните енергийни нужди на цялото съвременно човечество, е необходимо само няколко тона материя да се превърнат в енергия.

Имайки предвид горното, представете си, че средната свръхнова в своя пик „изгаря“ квадрилиони тонове материя. Това съответства на масата на голям астероид. Общата енергия на свръхнова е еквивалентна на масата на планета или дори на звезда с ниска маса. И накрая, изблик на гама лъчи, за секунди или дори част от секундата от живота си, изпръсква енергия, еквивалентна на масата на Слънцето!

Такива различни свръхнови

Терминът "свръхнова" не трябва да се свързва само с експлозията на звезди. Тези явления са може би толкова разнообразни, колкото са разнообразни самите звезди. Науката все още не е разбрала много от техните тайни.

Звездите не живеят вечно. Те също се раждат и умират. Някои от тях, като Слънцето, съществуват няколко милиарда години, спокойно достигат старост и след това бавно изчезват. Други живеят много по-кратък и по-бурен живот и също са обречени на катастрофална смърт. Тяхното съществуване е прекъснато от гигантска експлозия и тогава звездата се превръща в свръхнова. Светлината на свръхнова осветява космоса: нейната експлозия се вижда на разстояние от много милиарди светлинни години. Изведнъж звезда се появява в небето, където преди, изглежда, не е имало нищо. Оттук и името. Древните вярвали, че в такива случаи наистина светва нова звезда. Днес знаем, че всъщност звездата не се ражда, а умира, но името си остава същото, супернова.

СУПЕРНОВА 1987A

В нощта на 23 срещу 24 февруари 1987 г. в една от най-близките до нас галактики. В Големия Магеланов облак, само на 163 000 светлинни години, се появи свръхнова в съзвездието Златна звезда. Той стана видим дори с невъоръжено око, през май достигна видима величина +3, а през следващите месеци постепенно загуби яркостта си, докато отново стана невидим без телескоп или бинокъл.

Настояще и минало

Супернова 1987A, както подсказва името й, е първата свръхнова, наблюдавана през 1987 г. и първата, видима с просто око от зората на ерата на телескопите. Факт е, че последната експлозия на свръхнова в нашата Галактика е наблюдавана през 1604 г., когато телескопът все още не е бил изобретен.

Но по-важното е, че звездата* 1987A даде на съвременните агрономи първата възможност да наблюдават свръхнова на сравнително малко разстояние.

Какво имаше преди?

Изследване на свръхнова 1987A показа, че това е свръхнова тип II. Тоест звездата-предшественик или звездата-предшественик, която беше открита на по-ранни снимки на тази част от небето, се оказа син свръхгигант, чиято маса беше почти 20 пъти по-голяма от масата на Слънцето. По този начин тя беше много гореща звезда, която бързо изчерпа ядреното си гориво.

Единственото нещо, което остана след гигантската експлозия, беше бързо разширяващ се газов облак, в който все още никой не беше успял да различи неутронна звезда, чиято поява теоретично трябваше да се очаква. Някои астрономи твърдят, че звездата все още е обвита в освободени газове, докато други са предположили, че черна дупка се образува вместо звезда.

ЖИВОТ НА ЗВЕЗДА

Звездите се раждат в резултат на гравитационно компресиране на облак от междузвездна материя, който при нагряване довежда централното си ядро до температури, достатъчни за започване на термоядрени реакции. Последващото развитие на вече запалена звезда зависи от два фактора: първоначалната маса и химичния състав, като първият по-специално определя скоростта на горене. Звездите с по-голяма маса са по-горещи и по-леки, но затова пък изгарят по-рано. По този начин животът на масивна звезда е по-кратък в сравнение с звезда с ниска маса.

Червени гиганти

За звезда, която изгаря водород, се казва, че е в своята „първична фаза“. По-голямата част от живота на всяка звезда съвпада с тази фаза. Например Слънцето е било в основна фаза от 5 милиарда години и ще остане там дълго време, а когато този период свърши, нашата звезда ще премине в кратка фаза на нестабилност, след което отново ще се стабилизира, този път под формата на червен гигант. Червеният гигант е несравнимо по-голям и по-ярък от звездите в основната фаза, но и много по-хладен. Антарес в съзвездието Скорпион или Бетелгейзе в съзвездието Орион са основни примери за червени гиганти. Цветът им може веднага да се разпознае дори с просто око.

Когато Слънцето се превърне в червен гигант, външните му слоеве ще „погълнат” планетите Меркурий и Венера и ще достигнат орбитата на Земята. Във фазата на червения гигант звездите губят значителна част от външните слоеве на атмосферата си и тези слоеве образуват планетарна мъглявина като M57, мъглявината Пръстен в съзвездието Лира или M27, мъглявината Дъмбел в съзвездието Лисичка. И двете са чудесни за гледане през вашия телескоп.

Път към финала

От този момент нататък по-нататъшната съдба на звездата неизбежно зависи от нейната маса. Ако е по-малко от 1,4 слънчеви маси, тогава след края на ядреното горене такава звезда ще се освободи от външните си слоеве и ще се свие до бяло джудже, последният етап от еволюцията на звезда с малка маса. Ще отнеме милиарди години, докато бялото джудже изстине и стане невидимо. За разлика от това, звезда с голяма маса (поне 8 пъти по-масивна от Слънцето), след като изчерпи водорода си, оцелява чрез изгаряне на газове, по-тежки от водорода, като хелий и въглерод. След като е преминала през серия от фази на компресия и разширяване, такава звезда след няколко милиона години преживява катастрофална експлозия на свръхнова, изхвърляйки огромно количество собствена материя в космоса и се превръща в остатък от свръхнова. В рамките на около седмица свръхновата надвишава яркостта на всички звезди в своята галактика и след това бързо потъмнява. В центъра остава неутронна звезда, малък обект с гигантска плътност. Ако масата на звездата е още по-голяма, в резултат на експлозията на свръхнова се появяват не звезди, а черни дупки.

ВИДОВЕ СУПЕРНОВИ

Чрез изучаване на светлината, идваща от свръхнови, астрономите са открили, че те не са еднакви и могат да бъдат класифицирани в зависимост от химичните елементи, представени в техните спектри. Тук водородът играе специална роля: ако спектърът на свръхнова съдържа линии, потвърждаващи наличието на водород, тогава тя се класифицира като тип II; ако няма такива линии, тя се класифицира като тип I. Свръхновите от тип I се разделят на подкласове la, lb и l, като се вземат предвид други елементи от спектъра.

Различен характер на експлозиите

Класификацията на типовете и подтиповете отразява разнообразието от механизми, които са в основата на експлозията и различните типове звезди-предшественици. Експлозиите на свръхнова като SN 1987A възникват в последния еволюционен етап на звезда с голяма маса (повече от 8 пъти масата на Слънцето).

Свръхновите тип lb и lc са резултат от колапса на централните части на масивни звезди, които са загубили значителна част от своята водородна обвивка поради силни звездни ветрове или поради прехвърляне на материя към друга звезда в двойна система.

Различни предшественици

Всички свръхнови от типове lb, lc и II произхождат от звезди от Популация I, т.е. от млади звезди, концентрирани в дисковете на спирални галактики. Свръхновите от тип la произхождат от стари звезди от Популация II и могат да се наблюдават както в елиптичните галактики, така и в ядрата на спиралните галактики. Този тип свръхнова идва от бяло джудже, което е част от двоична система и изтегля материал от своя съсед. Когато масата на бяло джудже достигне своята граница на стабилност (наречена граница на Чандрасекар), започва бърз процес на сливане на въглеродни ядра и възниква експлозия, в резултат на което звездата изхвърля по-голямата част от масата си.

Различна светимост

Различните класове свръхнови се различават един от друг не само по своя спектър, но и по максималната яркост, която постигат при експлозията, и по това как точно тази яркост намалява с времето. Свръхновите тип I обикновено са много по-ярки от свръхновите тип II, но също така затъмняват много по-бързо. Свръхновите тип I издържат от няколко часа до няколко дни при пикова яркост, докато свръхновите тип II могат да продължат до няколко месеца. Изложена е хипотеза, според която звезди с много голяма маса (няколко десетки пъти по-голяма от масата на Слънцето) експлодират още по-силно, като „хипернови звезди“, а ядрото им се превръща в черна дупка.

СУПЕРНОВИ В ИСТОРИЯТА

Астрономите смятат, че средно на всеки 100 години в нашата Галактика избухва една супернова. Броят на исторически документираните свръхнови през последните две хилядолетия обаче не достига дори 10. Една от причините за това може да се дължи на факта, че свръхновите, особено тип II, експлодират в спирални ръкави, където междузвездният прах е много по-плътен и съответно , може да затъмни блясъка на супернова.

Първият, който видях

Въпреки че учените обмислят други кандидати, днес е общоприето, че първото наблюдение на експлозия на свръхнова в историята датира от 185 г. сл. Хр. Документирано е от китайски астрономи. В Китай експлозии на галактически свръхнови също са наблюдавани през 386 и 393 г. След това изминаха повече от 600 години и накрая в небето се появи още една свръхнова: през 1006 г. нова звезда блесна в съзвездието Вълк, този път записана, наред с други неща, от арабски и европейски астрономи. Тази най-ярка звезда (чиято видима величина при пикова яркост достига -7,5) остава видима в небето повече от година.
.
Мъглявина Рак

Свръхновата от 1054 г. също беше изключително ярка (максимален магнитуд -6), но отново беше забелязана само от китайски астрономи, а може би и от американски индианци. Това е може би най-известната свръхнова, тъй като нейният остатък е мъглявината Рак в съзвездието Телец, която Шарл Месие включи в своя каталог под номер 1.

На китайските астрономи дължим и информация за появата на свръхнова в съзвездието Касиопея през 1181 г. Друга свръхнова избухна там, този път през 1572 г. Тази свръхнова беше забелязана и от европейски астрономи, включително Тихо Брахе, който описа както външния й вид, така и последвалата промяна в нейния блясък в книгата си „За новата звезда“, чието име даде началото на термина, който обикновено се използва за обозначаване на такива звезди .

Супернова тихо

32 години по-късно, през 1604 г., друга свръхнова се появява в небето. Тихо Брахе предава тази информация на своя ученик Йоханес Кеплер, който започва да проследява „новата звезда“ и й посвещава книгата „За новата звезда в подножието на Змиеносеца“. Тази звезда, също наблюдавана от Галилео Галилей, днес остава последната свръхнова, видима с невъоръжено око, избухнала в нашата Галактика.

Няма съмнение обаче, че в Млечния път е избухнала още една супернова, отново в съзвездието Касиопея (съзвездието, което държи рекорда за три галактически свръхнови). Въпреки че няма визуални доказателства за това събитие, астрономите са открили остатък от звездата и изчисляват, че трябва да съответства на експлозия, настъпила през 1667 г.

Извън Млечния път, в допълнение към свръхнова 1987A, астрономите също наблюдаваха втора свръхнова, 1885, която избухна в галактиката Андромеда.

Наблюдение на свръхнова

Търсенето на свръхнови изисква търпение и правилния метод.

Първото е необходимо, тъй като никой не гарантира, че ще можете да откриете свръхнова още първата вечер. Не можете без второто, ако не искате да губите време и наистина искате да увеличите шансовете си за откриване на свръхнова. Основният проблем е, че е физически невъзможно да се предвиди кога и къде ще се случи експлозия на свръхнова в една от далечните галактики. Така че ловецът на свръхнови трябва да сканира небето всяка вечер, като проверява десетки галактики, внимателно подбрани за тази цел.

Какво трябва да направим

Една от най-разпространените техники е да се насочи телескоп към определена галактика и да се сравни външният й вид с по-ранно изображение (чертеж, снимка, цифрово изображение), в идеалния случай при приблизително същото увеличение като телескопа, с който се правят наблюденията. Ако там се появи супернова, веднага ще ви хване окото. Днес много астрономи аматьори разполагат с оборудване, достойно за професионална обсерватория, като телескопи с компютърно управление и CCD камери, които им позволяват да правят снимки на звездното небе директно в цифров формат. Но дори и днес много наблюдатели търсят свръхнови, като просто насочват телескоп към определена галактика и гледат през окуляра, надявайки се да видят дали друга звезда се появява някъде.

Необходима екипировка

Ловът на супернова не изисква прекалено сложно оборудване. Разбира се, трябва да имате предвид мощността на вашия телескоп. Факт е, че всеки инструмент има гранична величина, която зависи от различни фактори и най-важният от тях е диаметърът на лещата (но яркостта на небето също е важна, в зависимост от светлинното замърсяване: колкото по-малка е , толкова по-висока е граничната стойност). С вашия телескоп можете да гледате стотици галактики, търсейки свръхнови. Въпреки това, преди да започнете да наблюдавате, е много важно да имате под ръка небесни карти за идентифициране на галактики, както и чертежи и снимки на галактиките, които планирате да наблюдавате (в интернет има десетки ресурси за ловци на свръхнови), и, накрая, дневник за наблюдение, където ще записвате данни за всяка сесия на наблюдение.