Старинные летописи и хроники сообщают нам, что изредка на небе внезапно появлялись звезды исключительно большой яркости. Они быстро увеличивали яркость, а затем медленно, в течение нескольких месяцев угасали и переставали быть видимыми. Вблизи максимума блеска эти звезды были видны даже днем. Наиболее яркими были вспышки в 1006 и 1054 годах, сведения о которых содержатся в китайских и японских трактатах. В 1572 году такая звезда вспыхнула в созвездии Кассиопеи и наблюдалась выдающимся астрономом Тихо Браге, а в 1604 году подобную вспышку в созвездии Змееносца наблюдал Иоганн Кеплер. С тех пор, за четыре столетия "телескопической" эры в астрономии подобных вспышек не наблюдалось. Однако с развитием наблюдательной астрономии исследователи стали обнаруживать довольно большое количество похожих вспышек, правда, не достигавших очень большой яркости. Эти звезды, внезапно появляющиеся и вскоре как бы бесследно исчезающие, стали называть "Новыми". Казалось, что и звезды 1006 и 1054 годов, звезды Тихо и Кеплера были такими же вспышками, только очень близкими и из-за этого более яркими. Но оказалось, что это не так. В 1885 году астроном Хартвиг на обсерватории в Тарту заметил появление новой звезды в хорошо известной туманности Андромеды. Эта звезда достигла 6-й видимой звездной величины, то есть мощность ее излучения была лишь в 4 раза меньше, чем от всей туманности. Тогда это не удивило астрономов: ведь природа туманности Андромеды была неизвестна, предполагалось, что это всего лишь довольно близкое к Солнцу облако пыли и газа. Только в 20-х годах ХХ века окончательно стало ясно, что туманность Андромеды и другие спиральные туманности - огромные звездные системы, состоящие из сотен миллиардов звезд и удаленные от нас на миллионы световых лет. В туманности Андромеды были обнаружены и вспышки обычных Новых звезд, видимых как объекты 17-18 звездной величины. Стало ясно, что звезда 1885 года превосходила Новые звезды по мощности излучения в десятки тысяч раз, на короткое время ее блеск был почти равен блеску огромной звездной системы! Очевидно, природа этих вспышек должна быть различной. Позднее эти наиболее мощные вспышки получили название "Сверхновые звезды", в котором приставка "сверх" означала их большую мощность излучения, а не большую "новизну".
Поиск и наблюдения Сверхновых
На фотографиях далеких галактик вспышки сверхновых стали замечать довольно часто, но эти открытия были случайными и не могли дать сведений, необходимых для объяснения причины и механизма этих грандиозных вспышек. Однако в 1936 году астрономы Бааде и Цвикки, работавшие на Паломарской обсерватории в США, начали планомерный систематический поиск сверхновых. В их распоряжении был телескоп системы Шмидта, позволяющий фотографировать области в несколько десятков квадратных градусов и дающий очень четкие изображения даже слабых звезд и галактик. Сравнивая фотографии, одной области неба, полученные через несколько недель, можно было легко заметить появление новых звезд в галактиках, хорошо различимых на снимках. Для фотографирования выбирались области неба, наиболее богатые близкими галактиками, где их число на одном снимке могло достигать нескольких десятков и вероятность обнаружить сверхновые была наибольшей.
В 1937 году Бааде и Цвикки удалось открыть 6 сверхновых. Среди них были довольно яркие звезды 1937С и 1937D (астрономы решили обозначать сверхновые, добавляя к году открытия буквы, показывающие очередность открытия в текущем году), достигшие в максимуме соответственно 8 и 12 звездной величин. Для них были получены кривые блеска - зависимость изменения блеска со временем - и большое количество спектрограмм - фотографий спектров звезды, показывающих зависимость интенсивности излучения от длины волны. Этот материал на несколько десятилетий стал основным для всех исследователей, пытавшихся разгадать причины вспышек сверхновых.
К сожалению, вторая мировая война прервала так успешно начавшуюся программу наблюдений. Систематический поиск сверхновых на Паломарской обсерватории был возобновлен только в 1958 году, но уже с более крупным телескопом системы Шмидта, позволявшим фотографировать звезды до 22-23 величин. С 1960 года к этой работе присоединился ряд других обсерваторий в разных странах мира, где имелись подходящие телескопы. В СССР такая работа велась на Крымской станции ГАИШ, где установлен телескоп-астрограф с диаметром объектива 40 см и очень большим полем зрения - почти 100 квадратных градусов, и в Абастуманской астрофизической обсерватории в Грузии - на телескопе Шмидта с входным отверстием 36 см. И в Крыму, и в Абастумани было сделано немало открытий сверхновых. Из других обсерваторий наибольшее число открытий приходилось на обсерваторию Асиаго в Италии, где работали два телескопа системы Шмидта. Но все же Паломарская обсерватория оставалась лидером и по числу открытий, и по предельной звездной величине доступных для обнаружения звезд. Общими усилиями в 60-х и 70-х годах открывали до 20 сверхновых за год, и их число стало быстро расти. Сразу после открытия начинались фотометрические и спектроскопические наблюдения на крупных телескопах.
В 1974 году умер Ф.Цвикки, и вскоре поиск сверхновых на Паломарской обсерватории был прекращен. Число открываемых сверхновых уменьшилось, однако с начала 80-х годов снова начало расти. Были начаты новые программы поиска на южном небе - в обсерватории Серро эль Робле в Чили, к тому же открывать сверхновые стали любители астрономии. Оказалось, что с помощью небольших любительских телескопов с объективами 20-30 см можно довольно успешно искать вспышки ярких сверхновых, систематически наблюдая визуально определенный набор галактик. Наибольшего успеха добился священник из Австралии Роберт Эванс, которому удавалось с начала 80-х годов открывать до 6 сверхновых в год. Неудивительно, что астрономы-профессионалы шутили о его "прямой связи с небесами".
В 1987 году была открыта ярчайшая сверхновая XX века - SN 1987A в галактике Большое Магелланово Облако, являющейся "спутником" нашей Галактики и удаленной от нас всего на 55 килопарсек. В течение некоторого времени эта сверхновая была видна даже невооруженным глазом, достигнув в максимуме блеска около 4 звездной величины. Однако наблюдать ее можно было только в южном полушарии. Для этой сверхновой были получены уникальные по точности и продолжительности ряды фотометрических и спектральных наблюдений, и сейчас астрономы продолжают следить, как развивается процесс превращения сверхновой в расширяющуюся газовую туманность.
 |
 |
 |
|
Сверхновая 1987A. Вверху слева - фотография области, где вспыхнула сверхновая, полученная задолго до вспышки. Звезда, которая вскоре взорвется, отмечена стрелкой. Вверху справа - фотография той же области неба, когда сверхновая была около максимума блеска. Внизу - так выглядит сверхновая спустя 12 лет после вспышки. Кольца вокруг сверхновой - межзвездный газ (частично выброшенный звездой-предсверхновой еще до вспышки), ионизованный при вспышке и продолжающий светиться. |
|
В середине 80-х годов стало ясно, что эпоха фотографии в астрономии заканчивается. Стремительно совершенствовавшиеся ПЗС-приемники во много раз превосходили фотографическую эмульсию по чувствительности и регистрируемому диапазону длин волн, практически не уступая ей по разрешению. Изображение, полученное ПЗС-камерой, можно было сразу видеть на экране компьютера и сравнивать с полученными ранее, а для фотографии процесс проявления, сушки и сравнения занимал в лучшем случае сутки. Единственное оставшееся преимущество фотопластинок - возможность фотографирования больших областей неба - также оказалось для поиска сверхновых несущественным: телескоп с ПЗС-камерой мог получить по отдельности изображения всех галактик, попадающих на фотопластинку, за время сравнимое с фотографической экспозицией. Появились проекты полностью автоматизированных программ поиска сверхновых, в которых телескоп по заранее введенной программе наводится на выбранные галактики, а полученные изображения сравниваются компьютером с полученными ранее. Только если обнаружен новый объект, компьютер подает сигнал астроному, который и выясняет, действительно ли зафиксирована вспышка сверхновой. В 90-х годах такая система, использующая 80-см телескоп-рефлектор, начала работать в Ликской обсерватории (США).
Доступность простых ПЗС-камер для любителей астрономии привела к тому, что от визуальных наблюдений они переходят к ПЗС-наблюдениям, и тогда для телескопов с объективами 20-30 см становятся доступными звезды до 18 и даже 19 величины. Внедрение автоматизированного поиска и рост числа любителей астрономии, занимающихся поиском сверхновых с помощью ПЗС-камер, привел к лавинообразному росту числа открытий: в настоящее время открывется более 100 сверхновых в год, а общее количество открытий превысило 1500. В последние годы был начат также поиск очень далеких и слабых сверхновых на крупнейших телескопах с диаметром зеркала 3-4 метра. Оказалось, что исследования сверхновых, достигающих в максимуме блеска 23-24 величины, могут дать ответы на многие вопросы о строении и судьбе всей Вселенной. За одну ночь наблюдений на таких телескопах, оснащенных самыми совершенными ПЗС-камерами, можно открыть более 10 далеких сверхновых! Несколько изображениий таких сверхновых показаны на приведенном ниже рисунке.
Почти для всех сверхновых, открываемые в настоящее время, удается получить хотя бы один спектр, и для многих известны кривые блеска (в этом также велика заслуга любителей астрономии). Так что объем доступного для анализа наблюдательного материала очень велик, и казалось бы, все вопросы о природе этих грандиозных явлений должны быть решены. К сожалению, пока это не так. Рассмотрим подробнее основные вопросы, встающие перед исследователями сверхновых, и наиболее вероятные на сегодняшний день ответы на них.
Классификация Сверхновых, кривые блеска и спектры
Прежде чем делать какие-то выводы о физической природе явления, необходимо иметь полное представление о его наблюдаемых проявлениях, которые должны быть должным образом классифицированы. Естественно, самый первый вопрос, вставший перед исследователями сверхновых, был - одинаковы ли они, а если нет, то насколько отличаются и поддаются ли классификации. Уже первые сверхновые, открытые Бааде и Цвикки, показали существенные различия в кривых блеска и спектрах. В 1941 году Р.Минковский предложил разделить сверхновые на два основных типа по характеру спектров. К I типу он отнес сверхновые, спектры которых были совершенно не похожи на спектры всех известных в то время объектов. Линии наиболее распространенного во Вселенной элемента - водорода - совершенно отсутствовали, весь спектр состоял из широких максимумов и минимумов, не поддававшихся отождествлению, ультрафиолетовая часть спектра была очень слабой. Ко II типу были отнесены сверхновые, спектры которых показали некоторое сходство с "обычными" Новыми звездами присутствием очень интенсивных эмиссионных линий водорода, ультрафиолетовая часть спектра у них яркая.
Спектры сверхновых I типа оставались загадочными в течение трех десятилетий. Только после того, как Ю.П.Псковский показал, что полосы в спектрах - это не что иное, как участки непрерывного спектра между широкими и довольно глубокими линиями поглощения, отождествление спектров сверхновых I типа сдвинулось с мертвой точки. Был отождествлен ряд линий поглощения, прежде всего наиболее интенсивные линии однократно ионизованных кальция и кремния. Длины волн этих линий сдвинуты в фиолетовую сторону спектра из-за эффекта Доплера в расширяющейся со скоростью 10-15 тыс. км в секунду оболочке. Отождествить все линии в спектрах сверхновых I типа чрезвычайно трудно, так как они сильно расширены и накладываются друг на друга; кроме упомянутых кальция и кремния удалось отождествить линии магния и железа.
Анализ спектров сверхновых позволил сделать важные выводы: в оболочках, выброшенных при вспышке сверхновых I типа, почти нет водорода; в то время как состав оболочек сверхновых II типа почти такой же, как у солнечной атмосферы. Скорости расширения оболочек - от 5 до 15-20 тыс. км/c, температура фотосферы около максимума - 10-20 тыс. градусов. Температура быстро падает и через 1-2 месяца достигает значения 5-6 тыс. градусов.
Различались у сверхновых и кривые блеска: для I типа все они были очень похожими, имеют характерную форму с очень быстрым ростом блеска к максимуму, который длится не более 2-3 суток, быстрым падением блеска на 3 звездные величины за 25-40 суток и последующим медленным ослаблением, практически линейным в шкале звездных величин, что соответствует экспоненциальному ослаблению светимости.
Кривые блеска сверхновых II типа оказались гораздо более разнообразными. Некоторые были похожи на кривые блеска сверхновых I типа, только с более медленным и продолжительным падением блеска до начала линейного "хвоста", у других сразу после максимума начинается участок почти постоянного блеска - так называемое "плато", которое может продолжаться до 100 суток. Затем блеск резко падает и выходит на линейный "хвост". Все ранние кривые блеска были получены на основании фотографических наблюдений в так называемой фотографической системе звездных величин, соответствующей чувствительности обычных фотопластинок (интервал длин волн 3500-5000 A). Уже использование в дополение к ней фотовизуальной системы (5000-6000 A) позволило получить важные сведения об изменении показателя цвета (или просто "цвета") сверхновых: оказалось, что после максимума сверхновые обеих типов непрерывно "краснеют", то есть основная часть излучения сдвигается в сторону более длинных волн. Это покраснение прекращается на стадии линейного падения блеска и может даже смениться "поголубением" сверхновых.
Кроме этого, сверхновые I и II типов различались по типам галактик, в которых они вспыхивали. Сверхновые типа II были обнаружены только в спиральных галактиках, где в настоящее время продолжают образовываться звезды и присутствуют как старые звезды малой массы, так и молодые, массивные и "короткоживущие" (всего несколько миллионов лет) звезды. Сверхновые I типа вспыхивают как в спиральных, так и в эллиптических галактиках, где, как считается, интенсивное образование звезд не происходит уже миллиарды лет.
В таком виде классификация сверхновых сохранялась до середины 80-х годов. Начало широкого применения в астрономии ПЗС-приемников позволило существенно увеличить количество и качество наблюдательного материала. Современная аппаратура позволяла получать спектрограммы для слабых, недоступных прежде объектов; с гораздо большей точностью можно было определять интенсивности и ширины линий, регистрировать более слабые линии в спектрах. ПЗС-приемники, инфракрасные детекторы и приборы, установленные на космических аппаратах, позволили наблюдать сверхновые во всем диапазоне оптического излучения от ультрафиолетового до далекого инфракрасного диапазона; проводились также гамма-, рентгеновские и радио-наблюдения сверхновых.
В результате казавшаяся установившейся двоичная классификация сверхновых стала быстро изменяться и усложняться. Оказалось, что I тип сверхновых далеко не так однороден, как казалось. В спектрах этих сверхновых обнаружились существенные различия, наиболее значительными из них была интенсивность линии однократно ионизованного кремния, наблюдавшаяся на длине волны около 6100 А. Для большинства сверхновых I типа эта линия поглощения около максимума блеска была самой заметной деталью в спектре, однако для некоторых сверхновых она практически отсутствовала, а наиболее интенсивными были линии поглощения гелия.
Эти сверхновые получили обозначение Ib, а "классические" сверхновые I типа стали обозначать Ia. В дальнейшем оказалось, что у некоторых сверхновых Ib отсутствуют и линии гелия, и их назвали типом Ic. Эти новые типы сверхновых отличались от "классических" Ia и по кривым блеска, которые оказались достаточно разнообразными, хотя по форме и похожи на кривые блеска сверхновых Ia. Сверхновые типа Ib/c оказались также источниками радиоизлучения. Все они были обнаружены в спиральных галактиках, в областях, где возможно недавно происходило образование звезд и в настоящее время еще существуют достаточно массивные звезды.
Кривые блеска сверхновых Ia в красном и инфракрасных диапазонах спектра (полосы R,I,J,H,K) сильно отличались от исследовавшихся ранее кривых в полосах B и V. Если на кривой в R заметно "плечо" через 20 дней после максимума, то в фильтре I и более длинноволновых диапазонах появляется настоящий второй максимум. Однако у некоторых сверхновых Ia этот второй максимум отсутствует. Эти сверхновые отличаются также красным цветом в максимуме блеска, пониженной светимостью и некоторыми спектральными особенностями. Первой такой сверхновой была SN 1991bg, и подобные ей объекты пока называются пекулярными сверхновыми Ia или "сверхновыми типа 1991bg". Еще одна разновидность сверхновых Ia, наоборот, отличается повышенной светимостью в максимуме. Для них характерны меньшие интенсивности линий поглощения в спектрах. "Прототип" для них - SN 1991T.
Сверхновые II типа еще в 70-е годы были разделены по характеру кривых блеска на "линейные" (II-L) и имеющие "плато" (II-P). В дальнейшем стали обнаруживать все больше сверхновых II, показывающих те или другие особенности в кривых блеска и спектрах. Так, по кривым блеска резко отличаются от других сверхновых II типа две самые яркие сверхновых последних лет: 1987A и 1993J. Обе имели два максимума на кривых блеска: после вспышки блеск быстро падал, потом начинал снова расти и лишь после второго максимума начиналось окончательное ослабление светимости. В отличие от сверхновых Ia второй максимум наблюдался во всех диапазонах спектра, причем для SN 1987A он был гораздо ярче первого в более длинноволновых диапазонах.
Среди спектральных особенностей наиболее частым и заметным было присутствие наряду с широкими эмиссионными линиями, характерными для расширяющихся оболочек, также системы узких линий излучения или поглощения. Это явление скорее всего связано с присутствием плотной оболочки, окружающей звезду перед вспышкой, такие сверхновые получили обозначение II-n.
Статистика Сверхновых
Как часто вспыхивают сверхновые и каким образом они распределены в галактиках? На эти вопросы должны дать ответ статистические исследования сверхновых.
Казалось бы, дать ответ на первый вопрос достаточно просто: нужно достаточно продолжительное время наблюдать за несколькими галактиками, подсчитать наблюдавшиеся в них сверхновые и разделить число сверхновых на время наблюдений. Но оказалось, что время, охваченное достаточно регулярными наблюдениями, еще слишком мало для определенных выводов для отдельных галактик: в большинстве наблюдалось только одна или две вспышки. Правда, в некоторых галактиках уже зарегистрировано достаточно большое число сверхновых: рекордсмен - галактика NGC 6946, в которой с 1917 года открыто 6 сверхновых. Однако и эти данные не дают точных данных о частоте вспышек. Во-первых, неизвестно точное время наблюдений этой галактики, а во-вторых, почти одновременные для нас вспышки на самом деле могли быть разделены достаточно большими промежутками времени: ведь свет от сверхновых проходит разный путь внутри галактики, а ее размеры в световых годах намного больше, чем время наблюдений. Пока возможно получить оценку частоты вспышек только для некоторой совокупности галактик. Для этого необходимо использовать данные наблюдений по поиску сверхновых: каждое наблюдение дает некоторое "эффективное время слежения" за каждой галактикой, которое зависит от расстояния до галактики, от предельной звездной величины поиска и от характера кривой блеска сверхновой. Для сверхновых разных типов время наблюдений одной и той же галактики будет разным. Объединяя результаты для нескольких галактик, нужно принимать во внимание их различие по массе и светимости, а также по морфологическому типу. В настоящее время принято нормировать результаты на светимость галактик и объединять данные только для галактик с близкими типами. Последние работы, основанные на объединении данных нескольких программ поиска сверхновых, дали такие результаты: в эллиптических галактиках наблюдаются только сверхновые типа Ia, и в "средней" галактике со светимостью 10 10 светимостей Солнца одна сверхновая вспыхивает примерно раз в 500 лет. В такой же по светимости спиральной галактике сверхновые Ia вспыхивают с лишь немного более высокой частотой, однако к ним добавляются сверхновыые типов II и Ib/c, и общая частота вспышек получается примерно раз в 100 лет. Частота вспышек примерно пропорциональна светимости галактик, то есть в гигантских галактиках она значительно выше: в частности, NGC 6946 - спиральная галактика со светимостью 2.8 10 10 светимостей Солнца, следовательно в ней можно ожидать около трех вспышек за 100 лет, и наблюдавшиеся в ней 6 сверхновых можно считать не очень большим отклонением от средней частоты. Наша Галактика поменьше NGC 6946, и в ней можно ожидать одну вспышку в среднем через 50 лет. Однако известно, что за последнее тысячелетие наблюдалось только четыре сверхновых в Галактике. Нет ли здесь противоречия? Оказывается, нет - ведь большая часть Галактики закрыта от нас слоями газа и пыли, и окрестности Солнца, в которых наблюдались эти 4 сверхновые, составляют лишь малую часть Галактики.
Каким образом распределены сверхновые внутри галактик? Конечно, пока можно исследовать только сводные распределения, приведенные к некоторой "средней" галактике, а также распределения относительно деталей структуры спиральных галактик. К этим деталям относятся, в первую очередь, спиральные рукава; в достаточно близких галактиках хорошо видны также области активного звездообразования, выделяемые по облакам ионизованного водорода - области H II, или по скоплениям ярких голубых звезд - OB-ассоциации. Многократно повторяемые по мере увеличения числа открытых сверхновых исследования пространственного распределения дали следующие результаты. Распределения сверхновых всех типов по расстоянию от центров галактик мало различаются между собой и сходны с распределением светимости - плотность падает от центра к краям по экспоненциальному закону. Различия между типами сверхновых проявляются в распределении относительно областей звездообразования: если к спиральным рукавам концентрируются сверхновые всех типов, то к областям H II - только сверхновые типов II и Ib/c. Можно сделать вывод, что время жизни звезды, дающей вспышку типа II или Ib/c - от 10 6 до 10 7 лет, а для типа Ia - около 10 8 лет. Однако сверхновые Ia наблюдаются и в эллиптических галактиках, где, как считается, нет звезд моложе 10 9 лет. Этому противоречию возможно два объяснения - или природа вспышек сверхновых Ia в спиральных и в эллиптических галактиках различна, либо в некоторых эллиптических галактиках все-таки продолжается звездообразование и присутствуют более молодые звезды.
Теоретические модели
На основании всей совокупности наблюдательных данных исследователи пришли к выводу, что вспышка сверхновой должна быть последним этапом в эволюции звезды, после которой она перестает существовать в прежнем виде. Действительно, энергия взрыва сверхновых оценивается как 10 50 - 10 51 эрг, что превышает типичные значения гравитационной энергии связи звезд. Освободившейся при вспышке сверхновой энергии более чем достаточно, чтобы полностью рассеять в пространстве вещество звезды. Какие же звезды и когда заканчивают свою жизнь вспышкой сверхновой, какова природа процессов, приводящих к такому гигантскому выделению энергии?
Данные наблюдений показывают, что сверхновые делятся на несколько типов, различающихся по химическому составу оболочек и их массам, по характеру выделения энергии и по связи с различными типами звездных населений. Сверхновые II типа явно связаны с молодыми, массивными звездами, в их оболочках в большом количестве присутствует водород. Поэтому их вспышки считают конечной стадией эволюции звезд, начальная масса которых составляет больше 8-10 масс Солнца. В центральных частях таких звезд энергия выделяется при реакциях ядерного синтеза, начиная от самой простой - образования гелия при слиянии ядер водорода, и заканчивая образованием ядер железа из кремния. Ядра железа являются самыми стабильными в природе, и выделения энергии при их слиянии не происходит. Таким образом, когда ядро звезды становится железным, выделение энергии в нем прекращается. Ядро не может сопротивляться гравитационным силам и быстро сжимается - коллапсирует. Процессы, происходящие при коллапсе, еще далеки от полного объяснения. Однако известно, что если все вещество ядра звезды превращается в нейтроны, то оно может противостоять силам притяжения. Ядро звезды превращается в "нейтронную звезду" и коллапс останавливается. При этом выделяется огромная энергия, поступающая в оболочку звезды и заставляющая ее начать расширение, которое мы и видим как вспышку сверхновой. Если эволюция звезды до этого происходила "спокойно", то ее оболочка должна иметь радиус в сотни раз превосходящий радиус Солнца, и сохранить достаточное количество водорода для объяснения спектра сверхновых II типа. Если же большая часть оболочки была потеряна при эволюции в тесной двойной системе или каким-либо другим образом, то линий водорода в спектре не будет - мы увидим сверхновую типа Ib или Ic.
В менее массивных звездах эволюция протекает по-другому. После горения водорода ядро становится гелиевым, и начинается реакция превращения гелия в углерод. Однако ядро не нагревается до такой высокой температуры, чтобы начались реакции синтеза с участием углерода. Ядро не может выделять достаточно энергии и сжимается, однако в этом случае сжатие останавливают электроны, находящиеся в вешестве ядра. Ядро звезды превращается в так называемый "белый карлик", а оболочка рассеивается в пространстве в виде планетарной туманности. Индийский астрофизик С.Чандрасекхар показал, что белый карлик может существовать, только если его масса меньше примерно 1.4 массы Солнца. Если белый карлик находится в достаточно тесной двойной системе, то может начаться перетекание вещества с обычной звезды на белый карлик. Масса белого карлика постепенно увеличивается, и когда она превосходит предельную - происходит взрыв, при котором идет быстрое термоядерное горение углерода и кислорода, превращающихся в радиоактивный никель. Звезда полностью разрушается, а в расширяющейся оболочке идет радиоактивный распад никеля в кобальт и далее в железо, который дает энергию для свечения оболочки. Таким образом вспыхивают сверхновые типа Ia.
Современные теоретические исследования сверхновых - это преимущественно расчеты на самых мощных компьютерах моделей взрывающихся звезд. К сожалению, пока не удается создать модель, которая от поздней стадии эволюции звезды привела бы к вспышке сверхновой и к ее наблюдаемым проявлениям. Однако существующие модели достаточно хорошо описывают кривые блеска и спектры подавляющего большинства сверхновых. Обычно это модель оболочки звезды, в которую "вручную" вкладывается энергия взрыва, после чего начинается ее расширение и разогревание. Несмотря на большие трудности, связанные со сложностью и многообразием физических процессов, в последние годы в этом направлениии исследований достигнуты большие успехи.
Влияние Сверхновых на окружающую среду
Вспышки сверхновых оказывают сильное и многообразное влияние на окружающую межзвездную среду. Сбрасываемая с огромной скоростью оболочка сверхновой сгребает и сжимает окружающий ее газ. Возможно, это может дать толчок образованию новых звезд из облаков газа. Энергия взрыва так велика, что происходит синтез новых элементов, в особенности более тяжелых чем железо. Обогащенное тяжелыми элементами вещество разбрасывается взрывами сверхновых по всей галактике, в результате звезды, образовавшиеся после вспышек сверхновых, содержат больше тяжелых элементов. Межзвездная среда в "нашей" области Млечного пути оказалась настолько обогащенной тяжелыми элементами, что стало возможным возникновение жизни на Земле. Сверхновые несут за это прямую ответственность! Сверхновые, по всей видимости, порождают и потоки частиц с очень высокой энергией - космические лучи. Эти частицы, проникая на поверхность Земли сквозь атмосферу, могут вызывать генетические мутации, благодаря которым происходит эволюция жизни на Земле.
Сверхновые рассказывают нам о судьбе Вселенной
Сверхновые, и в особенности сверхновые типа Ia, являются одними из самых ярких звездообразных объектов во Вселенной. Поэтому даже очень далекие сверхновые можно исследовать с имеющимся в настоящее время оборудованием.
Многие сверхновые Ia были открыты в достаточно близких галактиках, расстояние до которых можно определить несколькими способами. Наиболее точным в настоящее время считается определение расстояний по видимому блеску ярких переменных звезд определенного типа - цефеид. С помощью Космического телескопа им. Хаббла было открыто и исследовано большое количество цефеид в галактиках, удаленных от нас на расстояние до примерно 20 мегапарсек. Достаточно точные оценки расстояний до этих галактик позволили определить светимость сверхновых типа Ia, которые в них вспыхивали. Если считать, что далекие сверхновых Ia имеют в среднем такую же светимость, то по наблюдаемой звездной величине в максиуме блеска можно оценить расстояние до них.
СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА, взрыв, которым ознаменована смерть звезды. Иногда вспышка сверхновой превышает по яркости галактику, в которой она произошла.
Сверхновые делят на два основных типа. Тип I отличается дефицитом водорода в оптическом спектре; поэтому считают, что это взрыв белого карлика звезды, по массе близкой к Солнцу, но меньшей по размеру и более плотной. В составе белого карлика почти нет водорода, поскольку это конечный продукт эволюции нормальной звезды. В 1930-х годах С.Чандрасекар показал, что масса белого карлика не может быть выше определенного предела. Если он находится в двойной системе с нормальной звездой, то ее вещество может перетекать на поверхность белого карлика. Когда его масса превысит предел Чандрасекара, белый карлик коллапсирует (сжимается), нагревается и взрывается. См. также ЗВЕЗДЫ.
Сверхновая II типа вспыхнула 23 февраля 1987 в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако. Ей дали имя Яна Шелтона, первым заметившего вспышку сверхновой с помощью телескопа, а затем и невооруженным глазом. (Последнее подобное открытие принадлежит Кеплеру, увидевшему вспышку сверхновой в нашей Галактике в 1604, незадолго до изобретения телескопа.) Одновременно с оптической вспышкой сверхновой 1987 специальные детекторы в Японии и в шт. Огайо (США) зарегистрировали поток нейтрино элементарных частиц, рождающихся при очень высоких температурах в процессе коллапса ядра звезды и легко проникающих сквозь ее оболочку. Хотя поток нейтрино был испущен звездой вместе с оптической вспышкой примерно 150 тыс. лет назад, он достиг Земли практически одновременно с фотонами, доказав тем самым, что нейтрино не обладает массой и движется со скоростью света. Эти наблюдения подтвердили также предположение, что около 10% массы коллапсирующего ядра звезды излучается в виде нейтрино, когда само ядро сжимается в нейтронную звезду. У очень массивных звезд при вспышке сверхновой ядра сжимаются до еще больших плотностей и, вероятно, превращаются в черные дыры, но сброс внешних слоев звезды все же происходит. См . также ЧЕРНАЯ ДЫРА.
В нашей Галактике Крабовидная туманность является остатком взрыва сверхновой, который наблюдали китайские ученые в 1054. Известный астроном Т.Браге также наблюдал в 1572 сверхновую, вспыхнувшую в нашей Галактике. Хотя сверхновая Шелтона стала первой близкой сверхновой, открытой после Кеплера, сотни сверхновых в других, более далеких галактиках были замечены при помощи телескопов за последние 100 лет.
В остатках взрыва сверхновой можно найти углерод, кислород, железо и более тяжелые элементы. Следовательно, эти взрывы играют важную роль в нуклеосинтезе процессе образования химических элементов. Возможно, что 5 млрд. лет назад рождению Солнечной системы тоже предшествовал взрыв сверхновой, в результате которого возникли многие элементы, вошедшие в состав Солнца и планет. НУКЛЕОСИНТЕЗ.
Что вы знаете о сверхновых звездах? Наверняка скажете, что сверхновая звезда является грандиозным взрывом звезды, на месте которой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра.
Однако на самом деле не все сверхновые являются конечной стадией жизни массивных звезд. Под современную классификацию сверхновых взрывов, помимо взрывов сверхгигантов, входят также некоторые другие явления.
Новые и сверхновые
Термин «сверхновая» перекочевал от термина «новая звезда». «Новыми» называли звезды, которые возникали на небосклоне практически на пустом месте, после чего постепенно угасали. Первые «новые» известны ещё по китайским летописям, датируемым вплоть до второго тысячелетия до нашей эры. Что интересно, среди этих новых нередко встречались сверхновые. К примеру, именно сверхновую в 1571 году наблюдал Тихо Браге, который впоследствии ввёл термин «новая звезда». Сейчас нам известно, что в обоих случаях речь не идёт о рождении новых светил в буквальном смысле.
Новые и сверхновые звезды обозначают резкое увеличение яркости какой-либо звезды или группы звезд. Как правило, раньше люди не имели возможности наблюдать звёзды, которые порождали эти вспышки. Это были слишком тусклые объекты для невооруженного глаза или астрономического прибора тех лет. Их наблюдали уже в момент вспышки, что естественно походило на рождение нового светила.
Не смотря на схожесть этих явлений, в наши дни существует резкое различие в их определениях. Пиковая светимость сверхновых звезд в тысячи и сотни тысяч раз больше пиковой светимости новых. Такое расхождение объясняется принципиальным различием природы этих явлений.
Рождение новых звезд
Новые вспышки являются термоядерными взрывами, происходящим в некоторых тесных звездных системах. Такие системы состоят из и более крупной звезды-компаньона (звезды главной последовательности, субгиганта или ). Могучее тяготение белого карлика притягивает вещество из звезды-компаньона, в результате чего вокруг него образуется аккреционный диск. Термоядерные процессы, происходящие в аккреционном диске, временами теряют стабильность и приобретают взрывной характер.
В результате такого взрыва яркость звездной системы увеличивается в тысячи, а то и в сотни тысяч раз. Так происходит рождение новой звезды. Доселе тусклый, а то и невидимый для земного наблюдателя объект приобретает заметную яркость. Как правило, своего пика такая вспышка достигает всего за несколько дней, а затухать может годами. Нередко такие вспышки повторяются у одной и той же системы раз в несколько десятилетий, т.е. являются периодичными. Также вокруг новой звезды наблюдается расширяющаяся газовая оболочка.
Сверхновые взрывы обладают совершенно иной и более разнообразной природой своего происхождения.
Сверхновые принято разделять на два основных класса (I и II). Эти классы можно назвать спектральными, т.к. их отличает присутствие и отсутствие линий водорода в их спектрах. Также эти классы заметно отличаются визуально. Все сверхновые I класса схожи как по мощности взрыва, так и по динамике изменения блеска. Сверхновые же II класса весьма разнообразны в этом плане. Мощность их взрыва и динамика изменения блеска лежит в весьма обширном диапазоне.
Все сверхновые II класса порождаются гравитационным коллапсом в недрах массивных звезд. Другими словами, этот тот самый, знакомый нам, взрыв сверхгигантов. Среди сверхновых первого класса существуют те, механизм взрыва которых скорее схож с взрывом новых звезд.
Смерть сверхгигантов
Сверхновыми становятся звезды, масса которых превышает 8-10 солнечных масс. Ядра таких звезд, исчерпав, водород, переходят к термоядерным реакциям с участием гелия. Исчерпав гелий, ядро переходит к синтезу всё более тяжелых элементов. В недрах звезды создаётся всё больше слоёв, в каждом из которых происходит свой тип термоядерного синтеза. В конечной стадии своей эволюции такая звезда превращается в «слоёный» сверхгигант. В его ядре происходит синтез железа, тогда как ближе к поверхности продолжается синтез гелия из водорода.
Слияние ядер железа и более тяжёлых элементов происходит с поглощением энергии. Поэтому, став железным, ядро сверхгиганта больше не способно выделять энергию для компенсации гравитационных сил. Ядро теряет гидродинамическое равновесие и приступает к беспорядочному сжатию. Остальные слои звезды продолжают поддерживать это равновесие, до тех пор, пока ядро не сожмётся до некого критического размера. Теперь гидродинамическое равновесие теряют остальные слои и звезда в целом. Только в этом случае «побеждает» не сжатие, а энергия, выделившая в ходе коллапса и дальнейших беспорядочных реакций. Происходит сброс внешней оболочки - сверхновый взрыв.
Классовые различия
Различные классы и подклассы сверхновых объясняются тем, какой звезда была до взрыва. К примеру, отсутствие водорода у сверхновых I класса (подкласса Ib, Ic) является следствие того, что водорода не было у самой звезды. Вероятнее всего, часть её внешней оболочки была потеряна в ходе эволюции в тесной двойной системе. Спектр подкласса Ic отличается от Ib отсутствием гелия.
В любом случае сверхновые таких классов происходят у звезд, не имеющих внешней водородно-гелиевой оболочки. Остальные же слои лежат в довольно строгих пределах своего размера и массы. Это объясняется тем, что термоядерные реакции сменяют друг друга с наступлением определенной критической стадии. Поэтому взрывы звезд Ic и Ib класса так похожи. Их пиковая светимость примерно в 1,5 миллиардов раз превышает светимость Солнца. Эту светимость они достигают за 2-3 дня. После этого их яркость в 5-7 раз слабеет за месяц и медленно уменьшается в последующие месяцы.
Звёзды сверхновых II типа обладали водородно-гелиевой оболочкой. В зависимости от массы звезды и других её особенностей это оболочка может иметь различные границы. Отсюда объясняются широкий диапазон в характерах сверхновых. Их яркость может колебаться от десятков миллионов до десятков миллиардов солнечных светимостей (исключая гамма-всплески - см. дальше). А динамика изменения яркость имеет самый различный характер.
Трансформация белого карлика
Особую категорию сверхновых составляет вспышки . Это единственный класс сверхновых звезд, который может происходить в эллиптических галактиках. Такая особенность говорит о том, что эти вспышки не являются продуктом смерти сверхгигантов. Сверхгиганты не доживают до того момента, как их галактики «состарятся», т.е. станут эллиптическими. Также все вспышки этого класса имеют практически одинаковую яркость. Благодаря этому сверхновые Ia типа являются «стандартными свечами» Вселенной.
Они возникают по отличительно иной схеме. Как отмечалось ранее, эти взрывы по своей природе чем-то сходны с новыми взрывами. Одна из схем их возникновения предполагает, что они также зарождаются в тесной системе белого карлика и его звезды-компаньона. Однако, в отличие от новых звезд, здесь происходит детонация иного, более катастрофического типа.
По мере «пожирания» своего компаньона, белый карлик увеличивается в массе до тех пор, пока не достигнет предела Чандрасекара. Этот предел, примерно равный 1,38 солнечной массы, является верхней границы массы белого карлика, после которого он превращается в нейтронную звезду. Такое событие сопровождается термоядерным взрывом с колоссальным выделением энергии, на много порядков превышающим обычный новый взрыв. Практически неизменное значение предела Чандрасекара объясняет столь малое расхождение в яркостях различных вспышек данного подкласса. Эта яркость почти в 6 миллиардов раз превышает солнечную светимость, а динамика её изменения такая же, как у сверхновых Ib, Ic класса.
Гиперновые взрывы
Гиперновыми называют вспышки, энергия которых на несколько порядков превышает энергию типичных сверхновых. То есть, по сути они гиперновые являются очень яркими сверхновыми.
Как правило, гиперновым считается взрыв сверхмассивных звезд, также называемых . Масса таких звезд начинается с 80 нередко превышает теоретический предел 150 солнечных масс. Также существуют версии, что гиперновые звезды могут образовываться в ходе аннигиляции антиматерии, образованию кварковой звезды или же столкновением двух массивных звезд.
Примечательны гиперновые тем, что они являются основной причиной, пожалуй, самых энергоёмких и редчайших событий во Вселенной - гамма-всплесков. Продолжительность гамма всплесков составляет от сотых секунд до нескольких часов. Но чаще всего они длятся 1-2 секунду. За эти секунды они испускают энергию, подобную энергии Солнца за все 10 миллиардов лет её жизни! Природа гамма-всплесков до сих пор по большей части остаётся под вопросом.
Прародители жизни
Несмотря на всю свою катастрофичность, сверхновые по праву можно назвать прародителями жизни во Вселенной. Мощность их взрыва подталкивает межзвездную среду на образования газопылевых облаков и туманностей, в которых впоследствии рождаются звезды. Ещё одна их особенность состоит в том, что сверхновые насыщают межзвездную среду тяжелыми элементами.
Именно сверхновые порождают все химические элементы, что тяжелее железа. Ведь, как отмечалось ранее, синтез таких элементов требует затрат энергии. Только сверхновые способны «зарядить» составные ядра и нейтроны на энергозатратные производство новых элементов. Кинетическая энергия взрыва разносит их по пространству вместе с элементами, образовавшимися в недрах взорвавшейся звезды. В их число входят углерод, азот и кислород и прочие элементы, без которых невозможна органическая жизнь.
Наблюдение за сверхновыми
Сверхновые взрывы являются крайне редкими явлениями. В нашей галактике, содержащей более сотни миллиардов звёзд, происходит всего лишь несколько вспышек за столетие. Согласно летописным и средневековым астрономическим источникам, за последние две тысячи лет были зафиксированы лишь шесть сверхновых, видимых невооруженным глазом. Современным астрономам ни разу не доводилось наблюдать сверхновых в нашей галактике. Наиболее ближайшая произошла в 1987 в Большом Магеллановым Облаке, в одном из спутников Млечного Пути. Каждый год учёные наблюдают до 60 сверхновых, происходящих в других галактиках.
Именно из-за этой редкости сверхновые практически всегда наблюдаются уже в момент вспышки. События, предшествующие ей почти никогда не наблюдались, поэтому природа сверхновых до сих пор во многом остаётся загадочной. Современная наука не способна достаточно точно спрогнозировать сверхновые. Любая звезда-кандидат способна вспыхнуть лишь через миллионы лет. Наиболее интересна в этом плане Бетельгейзе, которая имеет вполне реальную возможность озарить земное небо на нашем веку.
Вселенские вспышки
Гиперновые взрывы случаются ещё реже. В нашей галактике такое событие случаются раз в сотни тысяч лет. Однако, гамма-всплески, порождаемые гиперновыми, наблюдаются почти ежедневно. Они настолько мощны, что регистрируются практически со всех уголков Вселенной.
К примеру, один из гамма-всплесков, расположенных в 7,5 миллиардов световых лет, можно было разглядеть невооружённым глазом. Произойти он в галактике Андромеда, земное небо на пару секунд осветила звезда с яркостью полной луны. Произойти он на другом краю нашей галактики, на фоне Млечного Пути появилось бы второе Солнце! Получается, яркость вспышки в квадриллионы раз ярче Солнца и в миллионы раз ярче нашей Галактики. Учитывая, что галактик во Вселенной миллиарды, неудивительно, почему такие события регистрируются ежедневно.
Влияние на нашу планету
Маловероятно, что сверхновые могут нести угрозу современному человечеству и каким-либо образом повлиять на нашу планету. Даже взрыв Бетельгейзе лишь осветит наше небо на несколько месяцев. Однако, безусловно, они решающим образом влияли на нас в прошлом. Примером тому служит первое из пяти массовых вымираний на Земле, произошедших 440 млн. лет назад. По одной из версий причиной этому вымиранию послужил гамма-вспышка, произошедшая в нашей Галактике.
Более примечательна совсем иная роль сверхновых. Как уже отмечалось, именно сверхновые создают химические элементы, необходимые для появления углеродной жизни. Земная биосфера не была исключением. Солнечная система сформировалось в газовом облаке, которые содержали осколки былых взрывов. Получается, мы все обязаны сверхновым своим появлением.
Более того, сверхновые и в дальнейшем влияли на эволюцию жизни на Земле. Повышая радиационный фон планеты, они заставляли организмы мутировать. Не стоит также забывать про крупные вымирания. Наверняка сверхновые не единожды «вносили коррективы» в земную биосферу. Ведь не будь тех глобальный вымираний, на Земле бы сейчас господствовали совсем другие виды.
Масштабы звездных взрывов
Чтобы наглядно понять, какой энергией обладают сверхновые взрывы, обратимся к уравнению эквивалента массы и энергии. Согласно нему, в каждом грамме материи заключено колоссальное количество энергии. Так 1 грамм вещества эквивалентен взрыву атомной бомбы, взорванной над Хиросимой. Энергия царь-бомбы эквивалента трём килограммам вещества.
Каждую секунду ходе термоядерных процессов в недрах Солнца 764 миллиона тонн водорода превращается в 760 миллион тонн гелия. Т.е. каждую секунду Солнце излучает энергию, эквивалентную 4 млн. тоннам вещества. Лишь одна двухмиллиардная часть всей энергии Солнца доходит до Земли, это эквивалентно двум килограммам массы. Поэтому говорят, что взрыв царь-бомбы можно было наблюдать с Марса. К слову, Солнце доставляет на Землю в несколько сотен раз больше энергии, чем потребляет человечество. То есть, чтобы покрыть годовые энергетические потребности всего современного человечества нужно превращать в энергию всего несколько тонн материи.
Учитывая вышесказанное, представим, что средняя сверхновая в своём пике «сжигает» квадриллионы тон вещества. Это соответствует массе крупного астероида. Полная же энергия сверхновой эквивалентна массе планеты или даже маломассивной звезды. Наконец, гамма-всплеск за секунды, а то и за доли секунды своей жизни, выплёскивает энергию, эквивалентную массе Солнца!
Такие разные сверхновые
Термин «сверхновая» не должен ассоциироваться исключительно с взрывом звёзд. Эти явления, пожалуй, также разнообразны, как разнообразны сами звёзды. Науке только предстоит понять многие их секреты.
Каждое утро, входя в свой рабочий кабинет и включая компьютер, Паоло Маццали надеется на известие о космической катастрофе. Сухощавый итальянец с ухоженной бородой - сотрудник немецкого Института астрофизики общества Макса Планка в Гархинге под Мюнхеном. И охотник за сверхновыми. Он выслеживает в космосе гибнущие звезды, стремясь разгадать секреты их ослепительной агонии. Взрывы звезд - одно из самых грандиозных космических явлений. И главная движущая сила круговорота рождения и смерти миров во Вселенной. Ударные волны от их взрывов расходятся по пространству как круги по воде. Сжимают межзвездный газ в гигантские нити и дают импульс к образованию новых планет и светил. И даже влияют на жизнь на Земле. «Почти все элементы, из которых состоим мы сами и наш мир, возникли благодаря взрывам сверхновых», - говорит Маццали.
КРАБОВИДНАЯ ТУМАННОСТЬ |
Невероятно, но факт: кальций у нас в костях и железо в кровяных тельцах, кремний в чипах наших компьютеров и серебро в наших украшениях - все это зародилось в горниле космических взрывов. Именно в звездном пекле атомы этих элементов спаялись воедино, а потом мощным порывом были выброшены в межзвездное пространство. И сам человек, и все вокруг него - не что иное, как звездная пыль.
Как устроены эти космические ядерные печи? Какие звезды заканчивают свою жизнь взрывом? И что служит его детонатором? Эти фундаментальные вопросы уже давно волнуют ученых. Астрономические
приборы становятся все точнее, программы компьютерного моделирования - все совершеннее. Вот почему за последние годы исследователи смогли разгадать многие секреты сверхновых. И раскрыть
удивительные подробности того, как живет и умирает звезда.
Такой научный прорыв стал возможен благодаря увеличению количества наблюдаемых объектов. Раньше астрономам только по счастливой случайности удавалось заметить в космосе яркую вспышку
умирающей звезды, затмевающую свет всей галактики. Сейчас автоматизированные телескопы проводят систематический мониторинг звездного неба. А компьютерные программы сопоставляют снимки,
сделанные с интервалом в несколько месяцев. И сигнализируют о появлении на небосводе новых светящихся точек или усилении свечения уже известных звезд.
Еще есть целая армия астрономов-любителей. Особенно их много в Северном полушарии. Даже с помощью маломощных телескопов им зачастую удается зафиксировать яркие вспышки гибнущих звезд.
В 2010 году любители и профессионалы вели наблюдение в общей сложности за 339 сверхновыми. А в 2007 году «поднадзорных» было целых 573. Проблема лишь в том, что все они находятся в других
галактиках, далеко за пределами Млечного Пути. Это затрудняет их детальное изучение.
Как только в космосе обнаруживается новый яркий объект с необычными характеристиками, весть о находке мгновенно распространяется по интернету. Так произошло и в случае со сверхновой 2008D.
Буква «D» в аббревиатуре обозначает, что это уже четвертая сверхновая, открытая в 2008 году.
Новость о том, что 9 января группа американских астрономов зафиксировала в космосе сверхмощный выброс рентгеновского излучения, застала Паоло Маццали в Токио, где он читал лекции. «Узнав
об этом, - говорит он, - мы сразу отложили все дела и на три месяца сосредоточились на изучении этого объекта».
Днем Маццали держал телефонную связь с коллегами в Чили, координируя наблюдения за космическим фейерверком при помощи одного из установленных там супертелескопов. А по ночам консультировался
с европейскими учеными. До сих пор он с восторгом вспоминает об этой напряженной работе и бессонных ночах. Тогда астрономам выпал редчайший шанс проследить за процессом взрыва звезды почти
с самого начала и до конца. Обычно гибнущая звезда попадает в объективы телескопов только через несколько дней после начала агонии.
Мощным импульсом для развития современных исследований сверхновых звезд стала астрономическая сенсация века. Случилась она в 1987 году. Но Ханс-Томас Янка, коллега Маццали по Институту
астрофизики, помнит все, как будто это было вчера. 25 февраля все сотрудники отмечали день рождения руководителя института. Янка только-только защитил диплом и подбирал тему для докторской
диссертации. Посреди праздника как гром среди ясного неба грянула весть об открытии накануне сверхновой под кодом SN 1987А. «Это вызвало настоящий фурор», - говорит он. Вопрос с темой для
диссертации был моментально решен.
Что же в ней такого особенного? Ее обнаружили в ближайшей к нам галактике - Большом Магеллановом Облаке, на расстоянии всего 160 тысяч световых лет от Земли. По космическим меркам - рукой
подать.
И еще одно интересное совпадение. Грандиозная агония этой звезды началась 160 тысяч лет назад, когда в саваннах Восточной Африки появился уникальный вид приматов - человек разумный.
Пока свет от ее вспышки достиг Земли, люди успели заселить планету, изобрести колесо, создать сельское хозяйство и промышленность, изучить сложные законы физики и сконструировать мощные
телескопы. Как раз вовремя, чтобы зафиксировать и проанализировать световой сигнал из Магелланова Облака.
С 1987 года Янка работает над компьютерной моделью, которая должна объяснить внутреннюю динамику процесса гибели звезды. Теперь у него есть возможность сверять свои виртуальные реконструкции
с реальными фактами. Все благодаря данным, собранным в ходе наблюдения за взрывом звезды SN 1987А. Она по-прежнему остается самой изученной сверхновой в истории.
 |
Звезды, которые более чем в восемь раз превышают по массе наше Солнце, рано или поздно «схлопываются» под собственной тяжестью и взрываются
|
ВЗРЫВНОЙ ФИНАЛ |
 |
Взрывы сверхновых звезд это движущая сила круговорота материи. Они извергают «галактические фонтаны» потоки газа, из которого формируются новые звезды. |
 |
1. Взрывы сверхновых
|
ВЗРЫВНОЙ ФИНАЛ |
На основании анализа ее излучения был сделан кроме всего прочего вывод о том, что существует два основных типа сверхновых. Энергию для взрыва сверхновых типа 1а дает стремительный процесс термоядерного синтеза в плотном углерод-кислородном ядре небольших звезд размером с Луну, равных по массе нашему Солнцу. Их вспышки - идеальный материал для изучения эффекта ускоренного расширения Вселенной, открытие которого было отмечено Нобелевской премией по физике в 2011 году.
Второй тип - это сверхновые с коллапсирующим ядром. В их случае источником взрывной энергии служит сила тяжести, которая сжимает вещество звезды весом не меньше восьми солнечных масс и
заставляет ее «схлопываться». Взрывы этого типа регистрируются в три раза чаще. И именно они создают условия для образования таких тяжелых химических элементов, как серебро и кадмий.
Сверхновая SN 1987А относится ко второму типу. Это видно уже по размеру звезды - виновницы космического переполоха. Она была в 20 раз тяжелее Солнца. И прошла типичную для светил такой
весовой категории эволюцию.
Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвездного газа. Оно сжимается под действием собственного тяготения и постепенно принимает форму шара. Поначалу он состоит
преимущественно из водорода - первого химического элемента, возникшего вскоре после Большого взрыва, с которого началась наша Вселенная. На следующем этапе жизни звезды происходит слияние
ядер водорода с образованием гелия. В ходе этого ядерного синтеза выделяется огромное количество энергии, которая и вызывает свечение звезды. Из «размножившегося» гелия синтезируются все
более сложные элементы - сначала углерод, а потом кислород. При этом температура звезды все повышается, а в ее пламени образуются все более тяжелые атомы. Замыкает цепочку термоядерного
синтеза железо. При слиянии ядер железа с ядрами других элементов энергия уже не выделяется, а, наоборот, затрачивается. На этой стадии эволюция любой звезды прекращается.
К тому времени она уже представляет собой слоистую структуру типа луковицы. Каждый слой соответствует определенному этапу ее развития. Снаружи - водородная оболочка, под ней - слои гелия,
углерода, кислорода, кремния. А в центре - ядро, состоящее из сжатого газообразного железа, разогретого до нескольких миллиардов градусов. Оно спрессовано настолько плотно, что кубик для
игры в кости из такого материала весил бы десять тысяч тонн.
«С этого момента катастрофа неминуема», - говорит Янка. Рано или поздно давление в растущем железном ядре уже не может сдержать напор собственной силы тяжести. И оно в доли секунды
«схлопывается». Вещество, превышающее по массе Солнце, сжимается в шар диаметром всего 20 километров. Под воздействием гравитации внутри ядра отрицательно заряженные электроны «вдавливаются»
в положительно заряженные протоны и образуют нейтроны. Из ядра формируется нейтронная звезда - плотный сгусток так называемой «экзотической материи».
«Нейтронная звезда уже не может дальше сжиматься, - объясняет Янка. - Ее оболочка превращается в непробиваемую стену, от которой отскакивает притягивающееся к центру вещество из верхних слоев».
Внутренний взрыв вызывает обратную ударную волну, которая несется сквозь все слои наружу. При этом материя чудовищно раскаляется. Вблизи ядра ее температура достигает 50 миллиардов градусов
по шкале Кельвина. Когда ударная волна доходит до оболочки звезды, фонтан разогретого газа вырывается в космос с бешеной скоростью - свыше 40 тысяч километров в секунду. И при этом испускает
свет. Звезда ярко вспыхивает. Именно эту вспышку астрономы и видят в телескопы, спустя тысячи или даже миллионы лет, когда свет достигает Земли.
Как показывают компьютерные модели, запрограммированные с учетом всех законов физики, в адском пламени вокруг нейтронной звезды протекают сложные термоядерные реакции. Такие легкие элементы,
как кислород и кремний, «перегорают» в тяжелые элементы - железо и никель, титан и кальций.
Долгое время считалось, что в этом катаклизме зарождаются самые тяжелые химические элементы - золото, свинец и уран. Но недавние расчеты Ханса-Томаса Янки и его коллег поколебали эту теорию.
Моделирование показало, что мощности «ветра частиц», исходящего от сверхновой, недостаточно, чтобы «втиснуть» свободные нейтроны в разлетающиеся ядра атомов для создания все более тяжелых
агломератов.
Но откуда тогда берутся тяжелые элементы? Они рождаются при столкновении нейтронных звезд, оставшихся после взрыва сверхновых, считает Янка. Это приводит к колоссальному выбросу раскаленной
материи в космос. Причем полученное при моделировании частотное распределение тяжелых элементов в этом веществе совпадает с реальными параметрами Солнечной системы. Так что сверхновые
утратили монополию на создание космической материи. Но все начинается именно с них.
В момент взрыва и затем в процессе превращения в расширяющуюся туманность сверхновая представляет собой завораживающее зрелище. Но парадокс в том, что, по меркам физики, этот грандиозный
космический фейерверк хоть и эффектное, но всего лишь побочное явление. При гравитационном коллапсе звезды за одну секунду выделяется больше энергии, чем излучают в «нормальном режиме»
все звезды во Вселенной: порядка 10 46 джоулей. «Но 99 процентов этой энергии высвобождается не за счет световой вспышки, а в форме невидимых частиц нейтрино», - говорит Янка.
За десяток секунд в железном ядре звезды образуется колоссальное количество этих сверхлегких частиц - 10 октодециллионов, то есть 10 в 58-й степени.
23 февраля 1987 года прогремела научная сенсация: сразу три датчика в Японии, США и СССР зафиксировали два десятка нейтрино от вспышки сверхновой 1987А. «До этого идея возникновения нейтронных
звезд в результате гравитационного коллапса с последующим выбросом энергии в форме нейтрино была чистой гипотезой, - говорит Янка. - И вот наконец она подтвердилась». Но пока это единственный
зарегистрированный нейтринный сигнал от взорвавшейся звезды. Обнаружить следы этих частиц крайне трудно, потому что они почти не взаимодействуют с веществом. В дальнейшем при анализе этого
феномена астрофизикам пришлось довольствоваться компьютерным моделированием. И они тоже очень далеко продвинулись вперед. Например, выяснилось, что без летучих нейтрино космический
фейерверк не смог бы разгореться. В первых компьютерных моделях Янки виртуальный фронт взрывной волны массивных звезд не доходил до поверхности, а «затухал» уже после первых 100 километров,
растратив всю начальную энергию.
Исследователи поняли, что упустили какой-то важный фактор. Ведь в реальности звезды все же взрываются. «Тогда мы занялись поиском механизма, который вызывает вторичную детонацию сверхновой», -
рассказывает Янка. На решение «проблемы сверхновых» ушли долгие годы. В итоге удалось точно смоделировать процессы, протекающие в первые доли секунды взрыва. И найти разгадку.
Янка показывает на своем компьютере небольшой анимационный ролик. Сначала на экране возникает идеально круглое красное пятно - центр сверхновой. Через 40 миллисекунд этот шарик начинает
все сильнее деформироваться. Фронт ударной волны выгибается то в одну, то в другую сторону. Пульсирует и колышется. Такое впечатление, словно газовая оболочка звезды вспучивается.
Еще через 600 миллисекунд она лопается. Происходит взрыв.
Ученые так комментируют этот процесс: в горячих слоях звезды образуются воронки и пузыри, как на поверхности каши во время варки. Кроме того, клокочущее вещество перемещается взад-вперед между
оболочкой и ядром. И благодаря этому дольше подвергается воздействию высокоэнергичных нейтрино, вырывающихся из недр звезды. Они и придают материи импульс, необходимый для взрыва.
По иронии судьбы именно эти «нейтральные» частицы, которые обычно бесследно проходят сквозь вещество, служат детонатором взрыва сверхновой. Затраты ученых на изучение загадки умирающих
звезд - астрономические, под стать масштабам самого явления. Только на моделирование процессов, протекающих в первые 0,6 секунды коллапса ядра звезды, ушло три года непрерывной работы.
«Мы использовали на полную мощность все доступные суперкомпьютеры в вычислительных центрах Гархинга, Штутгарта и Юлиха», - рассказывает Янка.
Оно того стоит, уверены ученые. Ведь речь идет не просто о грандиозных космических фейерверках. Взрывы сверхновых играют ведущую роль в эволюции Вселенной. Они извергают колоссальное
количество пыли далеко в межзвездное пространство. После взрыва от светила, первоначально в десять раз превышавшего по массе Солнце, остается нейтронная звезда весом всего в полторы
солнечные массы. Большая часть вещества разлетается по космосу. Эта мощная волна материи и энергии дает толчок к образованию новых звезд.
Порой взрывы сверхновых достигают такой силы, что выбрасывают газ из оболочки звезды за пределы «материнской» галактики и распыляют его в межгалактическом пространстве. Астрофизические
компьютерные модели показывают, что этот эффект еще важнее для космической эволюции. Если бы газ оставался в пределах галактик, то в них формировалось бы гораздо больше новых звезд.
По количеству звездной пыли и частиц тяжелых элементов во Вселенной можно определить, как часто происходят взрывы сверхновых. Каждую секунду где-то в космосе взрываются пять-десять звезд.
Но с особым нетерпением астрономы ждут появления сверхновых в нашей Галактике. Наблюдения за взрывом звезды с «близкого» расстояния не может заменить даже самая продвинутая компьютерная модель.
По их прогнозам, в ближайшие 100 лет по соседству с нами должны сдетонировать две старые звезды. Последнюю на сегодня вспышку сверхновой в пределах Млечного Пути, видимую с Земли даже
невооруженным глазом, наблюдал в 1604 году астроном Иоган Кеплер.
Астрономы напряглись в ожидании. «Совсем скоро это случится снова», - говорит охотник за сверхновыми Паоло Маццали. Ученые уже выявили некоторых наиболее вероятных звездных кандидатов.
Среди них - красный сверхгигант Бетельгейзе в левом верхнем углу Ориона, самого красивого созвездия, видимого на ночном небе. Если бы эта звезда находилась в центре нашей Солнечной системы,
то простиралась бы далеко за орбиту Земли и Марса.
За миллионы лет существования Бетельгейзе уже израсходовала большую часть своего ядерного топлива и может взорваться в любой момент. Перед смертью гигант вспыхнет в тысячи раз ярче,
чем светил при жизни. Он засияет на небосводе как полумесяц, а то и полная луна, утверждают астрономы. И если повезет, его зарево можно будет увидеть даже днем.
Рождение сверхновой звезды
Небо в ясный день представляет в общем-то довольно скучную и однообразную картину: раскаленный шар Солнца и чистый бескрайний простор, иногда украшенный облаками или редкими тучами.
Другое дело – небо в безоблачную ночь. Оно обычно все усыпано яркими скоплениями звезд. При этом надо учесть, что на ночном небе невооруженным глазом можно видеть от 3 до 4,5 тысячи ночных светил. И все они принадлежат Млечному Пути, в котором находится и наша Солнечная система.
По современным представлениям звезды – это раскаленные газовые шары, в недрах которых происходит термоядерный синтез ядер гелия из ядер водорода с выделением колоссального количества энергии. Именно она и обеспечивает светимость звезд.
Самая близкая к нам звезда – наше Солнце, расстояние до которого 150 миллионов километров. А вот звезда Проксима Центавра, следующая по удаленности, находится от нас на расстоянии 4,25 светового года, или в 270 тысяч раз дальше, чем Солнце.
Есть звезды, в сотни раз превышающие по размеру Солнце и во столько же раз уступающие ему в этом показателе. Однако массы звезд меняются в гораздо более скромных пределах – от одной двенадцатой массы Солнца до 100 его масс. Более половины видимых звезд являются двойными, а иногда и тройными системами.
Вообще же, число звезд в видимой нам Вселенной можно обозначить числом 125 000 000 000 с одиннадцатью дополнительными нулями.
Теперь, чтобы избежать путаницы с нулями, астрономы ведут учет уже не отдельных звезд, а целых галактик, считая, что в среднем в каждой из них находится порядка 100 миллиардов звезд.
Американский астроном Фриц Цвики впервые начал заниматься целенаправленным поиском сверхновых звезд
Еще в 1996 году ученые определили, что с Земли можно увидеть 50 миллиардов галактик. Когда же в строй был введен орбитальный телескоп имени Хаббла, которому не мешают помехи земной атмосферы, число видимых галактик подскочило до 125 миллиардов.
Благодаря всевидящему глазу этого телескопа астрономы проникли в такие вселенские глубины, что увидели галактики, которые появились всего через один миллиард лет после Великого взрыва, породившего нашу Вселенную.
Для характеристики звезд используются несколько параметров: светимость, масса, радиус и химический состав атмосферы, а так же ее температура. А используя ряд дополнительных характеристик звезды, можно также определить и ее возраст.
Каждая звезда – это динамичная структура, которая рождается, растет и затем, достигнув определенного возраста, тихо умирает. Но случается и такое, что она вдруг взрывается. Это событие приводит к масштабным изменениям в той области, которая прилегала к взорвавшейся звезде.
Так, возмущение, последовавшее за этим взрывом, распространяется с гигантской скоростью, и в течение нескольких десятков тысяч лет захватывает огромное пространство в межзвездной среде. В этой области резко, до нескольких миллионов градусов, повышается температура, значительно увеличивается плотность космических лучей и напряженность магнитного поля.
Такие особенности вещества, выброшенного взорвавшейся звездой, позволяют ему сформировать новые звезды и даже целые планетные системы.
По этой причине как сверхновые звезды, так и их остатки очень пристально изучаются астрофизиками. Ведь сведения, полученные в ходе исследования этого явления, могут расширить знания об эволюции нормальных звезд, о процессах, происходящих при рождении нейтронных звезд, а также выяснить детали тех реакций, в результате которых образуются тяжелые элементы, космические лучи и т. д.
Одно время те звезды, яркость которых неожиданно возрастала более чем в 1000 раз, астрономы называли новыми. Они появлялись на небе неожиданно, внося изменения в привычную конфигурацию созвездий. Внезапно увеличившись в максимуме в несколько тысяч раз, их блеск спустя какое-то время резко уменьшался, а спустя несколько лет их яркость становилась такой же слабой, как и до взрыва.
Следует отметить, что периодичность вспышек, во время которых звезда освобождается от одной тысячной своей массы и которую с огромной скоростью выбрасывает в мировое пространство, считается одним из основных признаков рождения новых звезд. Но, в то же время как это ни странно, взрывы звезд не ведут ни к существенным изменениям в их структуре, ни даже к их разрушениям.
Как часто в нашей Галактике случаются такие события? Если учитывать лишь те звезды, которые по своей яркости не превышали 3-ю звездную величину, то, согласно историческим хроникам и наблюдениям ученых-астрономов, в течение пяти тысяч лет наблюдались не более 200 ярких вспышек.
Но когда стали проводиться исследования других галактик, то стало очевидным, что яркость новых звезд, которые появляются в этих уголках космоса, нередко равна светимости всей галактики, в которой эти звезды появляются.
Конечно, появление звезд с такой светимостью – событие неординарное и абсолютно не похожее на рождение обычных звезд. Поэтому еще в 1934 году американские астрономы Фриц Цвикки и Вальтер Бааде предложили те звезды, максимальная яркость которых достигает светимости обычных галактик, выделить в отдельный класс сверхновых и самых ярких звезд. При этом следует иметь в виду, что вспышки сверхновых в современном состоянии нашей Галактики – явление крайне редкое, происходящее не чаще чем раз в 100 лет. Наиболее же яркие вспышки, которые зафиксировали китайские и японские трактаты, произошли в 1006 и 1054 годах.
Через пятьсот лет, в 1572 году, вспышку сверхновой звезды в созвездии Кассиопеи наблюдал выдающийся астроном Тихо Браге. В 1604 году в созвездии Змееносца рождение сверхновой звезды увидел Иоганн Кеплер. И с тех пор таких грандиозных событий в нашей Галактике не отмечалось.
Возможно, связано это с тем, что Солнечная система занимает в нашей Галактике такое положение, что наблюдать в оптические приборы вспышки сверхновых с Земли можно лишь в половине ее объема. В остальной же части этому мешает межзвездное поглощение света.
А поскольку в других галактиках эти явления происходят примерно с той же частотой, что и в Млечном Пути, основные сведения о сверхновых в момент вспышки были получены по наблюдениям за ними в других галактиках…
Впервые целенаправленным поиском сверхновых звезд в 1936 году начали заниматься астрономы В. Бааде и Ф. Цвикки. В ходе трехлетних наблюдений в разных галактиках ученые обнаружили 12 вспышек сверхновых, которые впоследствии были подвергнуты более тщательному исследованию с помощью фотометрии и спектроскопии.
Более того, применение более усовершенствованной астрономической аппаратуры позволило расширить список вновь открытых сверхновых. А внедрение автоматизированного поиска привело к тому, что в год ученые обнаруживали более сотни сверхновых. Всего же за короткое время было зафиксировано 1500 этих объектов.
В последние годы с помощью мощных телескопов за одну ночь наблюдений ученые открывали более 10 далеких сверхновых звезд!
В январе 1999 года произошло событие, которое потрясло даже современных астрономов, привыкших ко многим «фокусам» Вселенной: в глубинах космоса была зарегистрирована вспышка в десять раз ярче всех тех, которые фиксировались учеными раньше. Заметили ее два исследовательских спутника и телескоп в горах Новой Мексики, снабженный автоматической фотокамерой. Произошло это уникальное явление в созвездии Волопаса. Чуть позже, в апреле того же года, ученые установили, что расстояние до вспышки – девять миллиардов световых лет. Это почти три четверти радиуса Вселенной.
Подсчеты, произведенные астрономами, показали, что за несколько секунд, в течение которых длилась вспышка, энергии выделилось во много раз больше, чем произвело Солнце за пять миллиардов лет своего существования. Что же стало причиной столь невероятного взрыва? Какие процессы породили этот грандиозный энергетический выброс? Ответить конкретно на эти вопросы наука пока не может, хотя существует предположение, что такое огромное количество энергии могло произойти в случае слияния двух нейтронных звезд.
Данный текст является ознакомительным фрагментом. Из книги 100 великих тайн космонавтики автора Славин Станислав НиколаевичРождение РНИИ Тем временем в жизни отечественных ракетчиков произошло одно важное событие. Осенью 1933 года Газодинамическая лаборатория и МосГИРД объединились в единую организацию - Реактивный научно-исследовательский институт (РНИИ).В результате произошла некоторая
Из книги Вы и ваша беременность автора Коллектив авторов Из книги Женщина. Руководство для мужчин автора Новоселов Олег Олегович Из книги Географические открытия автора Хворостухина Светлана АлександровнаРождение Земли Сейчас трудно даже представить то время, когда планета Земля выглядела как огромный пыльный шар, лишенный растительности и живых организмов. Прошло несколько миллиардов лет, прежде чем на поверхности планеты зародилась жизнь. Понадобилось еще немало
Из книги Мифы финно-угров автора Петрухин Владимир Яковлевич Из книги Славянская энциклопедия автора Артемов Владислав Владимирович Из книги Мы - славяне! автора Семенова Мария Васильевна Из книги Странности нашего тела – 2 автора Джуан СтивенГлава 1 Рождение В «Алисе в Cтране чудес» Льюис Кэрролл писал: «Начни с начала, – торжественно произнес Король, – и продолжай так, пока не дойдешь до конца. Тогда остановись». А один мудрый человек как-то сказал: «Начало всегда легкое. Гораздо труднее то, что происходит
Из книги Тайны драгоценных камней автора Старцев Руслан ВладимировичРождение и огранка Человек, не знакомый с тонкостями ювелирного искусства, не может скрыть разочарования при виде необработанного изумруда. Где чистота и прозрачность, где игра света и глубокий, неповторимый свет, как бы живущий в самом камне и сияющий в самом его сердце?
Из книги Компьютерные террористы [Новейшие технологии на службе преступного мира] автора Ревяко Татьяна Ивановна«Рождение» вирусов История компьютерного вируса, как правило, это сведения о месте и времени создания (первого обнаружения) вируса; информация о личности создателя (если это достоверно известно); предполагаемые «родственные» связи вируса; сведения, полученные из
Из книги Большая Советская Энциклопедия (АН) автора БСЭ Из книги Большая Советская Энциклопедия (ПА) автора БСЭ Из книги Я познаю мир. Оружие автора Зигуненко Станислав НиколаевичРождение браунинга Первый же самозарядный пистолет, в котором уже не чувствовалось влияния револьверной компоновки, разработал в 1897 году Дж. Браунинг, служащий бельгийской Национальной фабрики военного оружия в Герстале. Чтобы уменьшить размеры оружия, изобретатель
Из книги Я познаю мир. Криминалистика автора Малашкина М. М.Что общего между спичкой и сверхновой звездой? Черный порох изобрели в Китае более 1000 лет назад. Китайцы хранили формулу в тайне, но в 1242 году английский ученый Роджер Бэкон раскрыл ее для всех желающих. Бэкон вынужден был это сделать, иначе бы его обвинили в колдовстве и
Из книги 1000 секретов женского здоровья автора Фоули Дениз Из книги Прогулки по допетровской Москве автора Беседина Мария БорисовнаРождение города Но вернемся в те времена, когда все это водное великолепие, еще не замутненное потребительским отношением человека, ярко сверкало под лучами солнца. В ту давнюю пору реки были не только естественными источниками водоснабжения, не только «поставщиками»
