Гиперновая звезда

Вопросы и ответы

Как отличить сверхновую от гиперновой?

Энергия сверхновых с высокой скоростью разлёта оболочки или гиперновых превышает энергию нормальных сверхновых с коллапсом ядра в 10 раз. Также очевидна связь между гиперновыми и гамма-всплесками.

Много ли таких тяжёлых звёзд, которые в итоге превратятся в сверхновые?

Их всего 1 % во Вселенной. Большинство звёзд сопоставимы с Солнцем по массе, значит, они рано или поздно превратятся сначала в красных гигантов, а затем, сжавшись под собственной тяжестью, – в белых карликов.

Может ли рождение гиперновой создавать угрозу человечеству ввиду радиоактивного излучения?

Чисто теоретически это возможно, но вблизи Солнечной системы таких звёзд не наблюдается. Если всё же это произойдёт, озоновый слой нашей планеты будет уничтожен. Однако учёные предполагают, что в конце Ордовика и начале Силура близ Солнечной системы взорвалась гиперновая, и ионизирующее излучение стало причиной вымирания 60% фауны.

Чем можно объяснить всплески гамма-излучения?

Формированием джетов (струй), вращающихся со скоростью, близкой к скорости света (релятивистской скоростью).

Что такое коллапсар? Это слово произошло от англ. collapsed star и используется для обозначения модели. Раньше оно употреблялось в значении чёрной дыры.

В модели коллапсара звёздное ядро коллапсирует прямо в чёрную дыру, которая возникает в случае «неудавшейся» сверхновой, но звёздная оболочка формирует вокруг дыры огромный диск с высокой степенью приращения массы за счёт гравитационного притяжения. Энергия, выделяющаяся в диске, может быть огромной, но как именно она передаётся в выброс оболочки сверхновой или выброс всплеска гамма-лучей, ещё предстоит выяснить.

Как объяснить исчезновение некоторых звёзд?

Ничто не исчезает бесследно. Вероятно, в этой ситуации большая масса сжалась в маленький объём, возникла чёрная дыра, которая всё втягивает в себя. Обычно это характерно для звёзд с массой 200 – 250 M⊙, но такое наблюдалось и при массе в 25 M⊙.

Что произойдёт с человеком, если его засосёт чёрная дыра?

Его тело окажется сдавленным со всех сторон и вытянется в длину, напоминая макаронину.

Что такое звёзды Вольфа-Райе?

Это образования массой 150 M⊙ (предел для звезды) и даже более. Астрофизики полагают, что такие гиганты произошли от слияния двух близкорасположенных звёзд. Они проходят путь от сжигания водорода до появления железа очень быстро – всего за сотни тысяч лет, после чего взрываются с такой яркостью, которая затмила бы все видимые звёзды Вселенной.

Итак, для возникновения гиперновых нужна огромная масса (превышающая Солнце), быстрое вращение и мощное магнитное поле. При рождении таких звёзд энергия взрыва на порядок выше, чем у «обычных» сверхновых.

Звание «Самая большая звезда»

Как уже отмечалось, в этом вопросе сложно говорить только об одном фаворите. Как известны другие звездные объекты огромных размеров. Можно выделить как минимум десять величайших светил.
В этот список входят красные сверхгиганты или гипергиганты, которые примерно в 2000 раз больше Солнца. Однако в большинстве своем это нестабильные и недолговечные представители нашей Галактики.

Звездная система (галактика)

Список крупнейших

На втором месте VY Star Canis Major, который впечатляет своими размерами. Следовательно, радиус этого красного гипергиганта в 1800 раз больше, чем у Земли. Попробуйте представить, что его масса составляет 25 масс Солнца, а по яркости он превышает наше Солнце в 270 000 раз! Здесь, без сомнения, численная разница просто разительна.
Третье место занимает звезда WOH G64 созвездия Дорадус (Большое Магелланово Облако).
Кроме того, в список входят такие предметы, как VV Cepheus A, KY Cygnus, Westland 1-26, VX Sagittarius, AH Scorpio, HR 5171 A и другие.

Эпизод I. Протозвезды

Протопланетный диск, окружающий молодую солнечную систему в туманности Ориона

Жизненный путь звезд, как и всех объектов макромира и микрокосма, начинается с рождения. Это событие берет свое начало в формировании невероятно огромного облака, внутри которого появляются первые молекулы, поэтому образование называется молекулярным. Иногда употребляется еще и другой термин, непосредственно раскрывающий суть процесса, – колыбель звезд.

Только когда в таком облаке, в силу непреодолимых обстоятельств, происходит чрезвычайно быстрое сжатие составляющих его частиц, имеющих массу, т. е. гравитационный коллапс, начинает формироваться будущая звезда. Причиной этому является выплеск энергии гравитации, часть которой сжимает молекулы газа и разогревает материнское облако. Затем прозрачность образования постепенно начинает пропадать, что способствует еще большему нагреванию и возрастанию давления в его центре. Заключительным эпизодом в протозвездной фазе является аккреция падающего на ядро вещества, в ходе чего происходит рост зарождающегося светила, и оно становится видимым, после того, как давление испускаемого света буквально сметает всю пыль на окраины.

Молодые звёзды[]

Процесс формирования звёзд можно описать единым образом, но последующие стадии эволюции звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце эволюции звезды свою роль может сыграть её химический состав.

Молодые звёзды малой массы

Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца)[источник не указан 3305 дней], находящиеся на подходе к главной последовательности, полностью конвективны, — процесс конвекции охватывает все тело звезды. Это ещё по сути протозвёзды, в центрах которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит, в основном, из-за гравитационного сжатия. До тех пор пока гидростатическое равновесие не установится, светимость звезды убывает при неизменной эффективной температуре. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела такие звёзды формируют почти вертикальный трек, называемый треком Хаяши. По мере замедления сжатия молодая звезда приближается к главной последовательности. Объекты такого типа ассоциируются со звёздами типа T Тельца.

В это время у звёзд массой больше 0,8 масс Солнца ядро становится прозрачным для излучения, и лучистый перенос энергии в ядре становится преобладающим, поскольку конвекция все больше затрудняется всё большим уплотнением звездного вещества. Во внешних же слоях тела звезды превалирует конвективный перенос энергии.

О том, какими характеристиками в момент попадания на главную последовательность обладают звёзды меньшей массы, достоверно неизвестно, так как время нахождения этих звёзд в разряде молодых превышает возраст Вселенной[источник не указан 2886 дней]. Все представления об эволюции этих звёзд базируются только на численных расчётах и математическом моделировании.

По мере сжатия звезды начинает расти давление вырожденного электронного газа и при достижении определённого радиуса звезды сжатие останавливается, что приводит к остановке дальнейшего роста температуры в ядре звезды, вызываемого сжатием, а затем и к её снижению. Для звёзд меньше 0,0767 масс Солнца это не происходит: выделяющейся в ходе ядерных реакций энергии никогда не хватит, чтобы уравновесить внутреннее давление и гравитационное сжатие. Такие «недозвёзды» излучают энергии больше, чем образуется в процессе термоядерных реакций, и относятся к так называемым коричневым карликам. Их судьба — постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, и, затем, постепенное остывание с прекращением всех начавшихся термоядерных реакций.

Молодые звёзды промежуточной массы

Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 масс Солнца)[источник не указан 3305 дней] качественно эволюционируют точно так же, как и их меньшие сестры и братья, за тем исключением, что в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.

Объекты этого типа ассоциируются с т. н. звёздами Ae\Be Хербига неправильными переменными спектрального класса B—F0. У них также наблюдаются диски и биполярные джеты. Скорость истечения вещества с поверхности, светимость и эффективная температура существенно выше, чем для T Тельца, поэтому они эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного облака.

Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс

Звезды с такими массами уже обладают характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные стадии и смогли достичь такой скорости ядерных реакций, которая компенсировала потери энергии на излучение, пока накапливалась масса для достижения гидростатического равновесия ядра.
У этих звёзд истечение массы и светимость настолько велики, что не просто останавливают гравитационный коллапс ещё не ставших частью звезды внешних областей молекулярного облака, но, наоборот, разгоняют их прочь. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего, этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд с массой больше, чем около 300 масс Солнца.

Примечания[]

1. Институт физики им. Киренского СО РАН | Строение и эволюция вселенной

2. Шкловский И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть. — М.: Наука, Главная редакция физико-математической литературы, 1984. — 384 с. (см. ISBN )

3. ↑ Burrows, A., Hubbard, W. B., Saumon, D., Lunine, J. I. An expanded set of brown dwarf and very low mass star models // The Astrophysical Journal : рец. науч. журнал. — 1993. — Т. 406. — № 1. — С. 158-171. — См. С. 160.
4. ↑ Fred C. Adams; Gregory Laughlin (U. Michigan) (1997). «A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects». arΧiv:astro-ph/9701131 .  (англ.) — См. С. 5. (По поводу срока пребывания на главной последовательности: См. С. 5. — формула (2.1a): τ∗=1010yrM∗1M⊙−α{\displaystyle _{\tau _{\ast }=10^{10}yr\left^{-\alpha }}}, где для звёзд малой массы берётся значение α ≈ 3 — 4.)
5. ↑ Paul A. Crowther, Olivier Schnurr, Raphael Hirschi et al. The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M_⊙ stellar mass limit // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : рец. науч. журнал. — 2010. — Т. 408. — № 2. — С. 731-751.. — arΧiv:1007.3284.
6. ↑ Paul Crowther, Olivier Schnurr, Henri Boffin. A 300 Solar Mass Star Uncovered (англ.). ЕЮО (21 July 2010). — Обнаружена звезда массой 300 солнечных (Mon. Not. R. Astron. Soc.  (англ.)). Проверено 10 января 2012. Архивировано из первоисточника 4 мая 2012.

Середина жизненного цикла звезды

Среди звёзд встречается широкое многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе — от 0,0767 до около 300 Солнечных масс по последним оценкам. Светимость и цвет звезды зависят от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется её массой. Все новые звёзды «занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе.

Маленькие и холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности десятки миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты сходят с главной последовательности уже через несколько десятков миллионов (а некоторые спустя всего несколько миллионов) лет после формирования.

Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность.

Сверхновые звезды и их примеры

Можно выделить несколько наиболее известных представителей: SN 1572 (её также называют звездой , так как он дал её описание), SN 1604, SN 1987А и SN 1993J.

К примеру, среди данного вида светил отмечают ярчайшую за прошлый век SN 1987А, а лидером нынешнего столетия пока выступает SN 2006gy.

Кстати, известная Крабовидная туманность является остатком SN1054.

SN 2006gy

Как вы считаете, в чём состоит важная роль сверхновых звезд?

По правде говоря, они играют важную роль в химическом развитии галактик и всей Вселенной.Не стоит забывать, что всю свою жизнь, а это тысячи лет, внутри светила происходят ядерные реакции. За это время в нём накапливаются продукты термоядерного синтеза.

Сейчас нам известно, что когда взрывается звёздный объект, в пространство выделяется вещество и энергия. То есть, всё, что было накоплено, как бы, растворяется вокруг. В результате происходит обогащение области на химические элементы. Что, собственно, ведёт к эволюции нашей Вселенной.

Космосмическое пространство

Наконец, значение максимум светимости светила SN можно применять как стандартную свечу. То есть рассчитывать расстояния между космическими объектами. Более того, сейчас благодаря новейшим телескопам стало возможно наблюдать сверхновые звезды соседних галактик. А это, бесспорно, большой прорыв в изучении и исследовании Вселенной.

Рождение звёзд[]

NGC 604, огромная звёздообразующая туманность в Галактике Треугольника

Основная статья: Формирование звёзд

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см³. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см³. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000—10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.

Пока облако свободно обращается вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нём могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают гравитационный коллапс облака. Один из сценариев, приводящих к этому — столкновение двух облаков. Другим событием, вызывающим коллапс, может быть прохождение облака через плотный рукав спиральной галактики. Также критическим фактором может стать взрыв близлежащей сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения. В общем, любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут запустить процесс звездообразования.

Из-за возникших неоднородностей давление молекулярного газа больше не может препятствовать дальнейшему сжатию, и газ начинает под действием гравитационных сил притяжения собираться вокруг центров будущих звезд, в масштабе времени:
tff≃1Gρ{\displaystyle t_{ff}\simeq {\frac {1}{\sqrt {G\rho }}}} К примеру, для Солнца tff=5∗107{\displaystyle t_{ff}=5*10^{7}} лет.

По теореме вириала половина высвобождающейся гравитационной энергии уходит на нагрев облака, а половина — на световое излучение. В облаках же давление и плотность нарастают к центру, и коллапс центральной части происходит быстрее, нежели периферии. По мере сжатия длина свободного пробега фотонов уменьшается и облако становится всё менее прозрачным для собственного излучения. Это приводит к более быстрому росту температуры и ещё более быстрому росту давления. В конце концов градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро, массой порядка 1 % от массы облака. Этот момент невидим, — глобула непрозрачна в оптическом диапазоне. Дальнейшая эволюция протозвезды — это аккреция продолжающего падать на «поверхность» ядра вещества, которое за счёт этого растет в размерах. В конце концов масса свободно перемещающегося в облаке вещества исчерпывается и звезда становится видимой в оптическом диапазоне. Этот момент считается концом протозвёздной фазы и началом фазы молодой звезды.

Вышеописанный сценарий правомерен только в случае, если молекулярное облако не вращается, однако все они в той или иной мере обладают вращательным моментом. Согласно закону сохранения импульса, по мере уменьшения размера облака растёт скорость его вращения, и в определённый момент вещество перестает вращаться как одно тело и разделяется на слои, продолжающие коллапсировать независимо друг от друга. Число и массы этих слоёв зависят от начальных массы и скорости вращения молекулярного облака. В зависимости от этих параметров формируются различные системы небесных тел: звёздные скопления, двойные звёзды, звёзды с планетами.

Классификация сверхновых

Звезда может стать сверхновой одним из двух способов:

• Сверхновая типа I: звезда накапливает вещество от ближайшего соседа до тех пор, пока не начнется цепная ядерная реакция.
• Сверхновая второго типа: у звезды заканчивается ядерное топливо и она коллапсирует под действием собственной гравитации.

Тип I

Они происходят из двойных звездных систем, в которых углеродно-кислородный белый карлик притягивает к себе материю от своего компаньона (аккреция). При таком сценарии на белом карлике скапливается столько массы, что его ядро достигает критической плотности 2 х 109 г/см³. Этого достаточно, чтобы привести к неконтролируемому слиянию углерода и кислорода, что приведет к детонации звезды.

Белый карлик вытягивает материю из звезды-компаньона. В конечном счете, это приведет к тому, что белый карлик взорвется.

Тип II

Чтобы звезда взорвалась как сверхновая второго типа, она должна быть в несколько раз массивнее Солнца (по оценкам, от 8 до 15 солнечных масс). Как и у Солнца, у неё в конечном итоге закончится водород, а затем гелиевое топливо в её ядре. Однако у такой звезды будет достаточно массы и давления, чтобы плавить углерод. Вот что происходит дальше:

• Постепенно более тяжелые элементы накапливаются в центре, а более легкие элементы стремятся к внешней стороне звезды.
• Как только ядро звезды превышает определенную массу (предел Чандрасекара), звезда начинает взрываться (по этой причине эти сверхновые также известны как сверхновые с коллапсом ядра).
• Ядро нагревается и становится более плотным.
• В конце концов имплозия отскакивает от ядра, выбрасывая звездный материал в космос, образуя сверхновую.

То, что осталось — сверхплотный объект, называемый нейтронной звездой. Это объект размером с город, который может иметь массы больше нашего Солнца.

Звезды, намного более массивные, чем Солнце (около 20-30 солнечных масс), не могут взорваться как сверхновые, считают астрономы. Вместо этого они коллапсируют, образуя черные дыры.

В 2018 года учёными были озвучены данные о возможном открытии в ходе своих наблюдений нового, до сих пор неизученного, третьего типа сверхновых. Во время этих наблюдений, были зафиксированы 72 кратковременные вспышки с температурой от 10 до 30 тыс.°C и размерами от нескольких единиц до нескольких сотен а. е. Основная особенность этих космических событий заключается в их относительной кратковременности — всего несколько недель, а не несколько месяцев как у обычных сверхновых.

Эволюция Вселенной

Изучение Вселенной показывает, что ее размер со временем увеличивается — Вселенная расширяется. Процесс расширения Вселенной начался 14 млрд лет назад из плотного компактного состояния в результате события, называемого Большим взрывом.

Планковская эпоха

Схема эволюции Вселенной такова. В самые ранние моменты жизни (от нуля до $ {10}^{-43} $с, планковская эпоха) вещество имело плотность порядка $ {10}^{97} $ кг на м³ и температуру порядка $ {10}^{32} $К. Квантовые эффекты преобладали над остальными, а все фундаментальные взаимодействия существовали в виде одного общего взаимодействия.

Ранние этапы эволюции Вселенной

Эта эпоха началась с отделения гравитации от общего электроядерного взаимодействия. Плотность вещества в эту эпоху упала до уровня $10^{74}$ кг на м³, а температура — до $10^{27}$К. Отделение гравитации привело к нарушению симметрии в молодой Вселенной и заложило основу для неоднородности в ней. Сама Вселенная в этот момент представляла кварк-глюонную плазму.

Ко времени $10^{-35}$с температура во Вселенной упала настолько, что свободные кварки и глюоны начали объединяться в адроны, в том числе в протоны и нейтроны — основу вещества будущей Вселенной. Сильное взаимодействие отделилось от электрослабого. Адроны обрели стабильность, причем одновременно существовали как частицы, так и античастицы.

Лишь ко времени $10^{-6}$с плазма охлаждается настолько, что частицы и античастицы начинают аннигилировать с образованием большого числа фотонов. Небольшое нарушение симметрии обусловило избыток вещества над антивеществом.

Далее по мере уменьшения плотности и температуры возникает возможность нуклеосинтеза: протоны объединяются в ядра, электроны занимают места в электронных оболочках. Этот процесс начинается примерно через 300 тыс. лет после Большого взрыва.

Рис. 2. Эволюция Вселенной.

Современная эпоха

Нуклеосинтез завершается образованием во Вселенной 75 % водорода, 25 % гелия и следов других элементов. Ко времени 800 млн лет после Большого взрыва начинается эра вещества. Газ, заполняющий Вселенную, начинает образовывать неоднородности и сгустки. Средняя температура в это время во Вселенной опустилась до тысяч кельвинов, что недостаточно для ядерных реакций.

Однако по мере сгущения протозвездных облаков давление и температуры в их ядрах вновь начинают повышаться, что приводит к «зажиганию» термоядерных реакций, и во Вселенной появляются первые звезды. Звезды объединяются гравитацией и движением в галактики, те — в скопления галактик.

Рис. 3. Местная группа галактик.

Членство в звездном кластере или системе

47 Туканы , шаровое скопление .

Принадлежность к звездному скоплению или звездной системе позволяет приписывать приблизительный возраст большому количеству звезд, присутствующих внутри. Когда можно определить возраст звезд с помощью других методов, таких как перечисленные выше, можно определить возраст всех тел в системе. Это особенно полезно для скоплений звезд, которые демонстрируют большое разнообразие звездных масс, стадий эволюции и классификации. Хотя астроном не полностью независим от свойств звезд в скоплении, системе или другой ассоциации звезд разумного размера, для определения возраста скопления потребуется только репрезентативная выборка звезд, а не кропотливое определение возраста звезд. каждая звезда в скоплении через другие свойства.

Кроме того, знание возраста одного члена звездной системы может помочь определить возраст этой системы. В звездной системе звезды почти всегда образуются одновременно друг с другом, и, учитывая возраст одной звезды, можно узнать возраст всех остальных.

Однако для галактик этот метод не работает . Эти единицы намного больше, и они не просто одноразовое творение звезд, которое позволяет таким образом определять их возраст. Создание звезд в галактике происходит в течение миллиардов лет, хотя звездообразование, возможно, уже давно прекратилось (см. Эллиптическую галактику ). Самые старые звезды в галактике могут установить только минимальный возраст галактики (когда началось звездообразование), но ни в коем случае не определить фактический возраст.

Что считается моментом рождения звёзд?

Главный и важный этап в эволюции звёзд начинается с объединения молекул водорода в одно облако. А как известно, во всей Вселенной он является самым распространённым элементом (за ним следует гелий, который также участвует в звездообразовании).Вот и получается молекулярное облако, которое часто называют звёздной колыбелью. В результате гравитационной неустойчивости начальная флуктуация плотности молекул увеличивается. Проще говоря, со временем увеличиваются случайные отклонения концентрации вещества под силами гравитации.

Молекулярное облако

А так как космическая пустота не совсем пустота, а состоит из молекул водорода, то при определённых условиях их объединение подвергается гравитационному коллапсу.Условия, которые его вызывают, могут быть разные. Например, расположение облака вблизи взрыва сверхновой, или столкновение двух облаков, или столкновение, поглощение галактик и т.д.

Взрыв сверхновой

Стоит отметить, что молекулы, даже объединённые, двигаются в пространстве. Чаще всего они вращаются вокруг галактик или других космических объектов, имеющих более высокую гравитационную силу.

По данным учёных, в галактической пустоте содержится от 0,1 до 1 молекулы на кубический сантиметр. А в облаке их плотность примерно 1 миллион молекул на кубический сантиметр. Безусловно, масса и размер такого облачного образования больше в сотни тысяч раз солнечной.

Оценка звездного возраста звезд

Эта Киля, звездная система, сильно выбрасывающая газ.

Для определения возраста также можно использовать различные свойства звезд. Например, система Eta Carinae выделяет большое количество газа и пыли. Эти огромные вспышки могут быть использованы, чтобы сделать вывод о том, что звездная система приближается к концу своей жизни и взорвется как сверхновая в течение относительно короткого астрономического периода времени. Очень большие звезды, такие как VY Canis Majoris , одна из крупнейших известных звезд , вместе с NML Cygni , VX Sagittarii и Trumpler 27-1 имеют радиусы больше, чем средний радиус орбиты Юпитера в Солнечной системе , что показывает, что они на очень поздних стадиях эволюции. В частности, ожидается, что Бетельгейзе умрет в результате взрыва сверхновой в течение следующего миллиона лет.

Помимо сценариев сверхмассивных звезд, которые перед смертью яростно сбрасывают свои внешние слои, можно найти другие примеры свойств звезд, которые иллюстрируют их возраст. Например, переменные цефеиды имеют характерный узор в своих кривых блеска , частота повторения которых зависит от светимости звезды. Поскольку переменные цефеиды представляют собой относительно короткий этап эволюции в жизненном цикле звезд, и зная массу звезды, можно проследить звезду на ее эволюционном пути, можно оценить возраст переменной цефеиды.

Исключительные звездные свойства, позволяющие оценить возраст, не ограничиваются продвинутыми стадиями эволюции. Когда звезда примерно с солнечной массой демонстрирует изменчивость Т Тельца , астрономы могут определить возраст звезды как до начала фазы главной последовательности жизни звезды. Кроме того, более массивными звездами до главной последовательности могут быть звезды Ae / Be Хербига . Если красный карлик излучает огромные звездные вспышки и рентгеновские лучи , можно рассчитать, что звезда находится на ранней стадии своей жизни на главной последовательности, после чего она станет менее изменчивой и станет стабильной.

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 гипергигантами. 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.

Сверхновая звезда GRB 080913

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.

Топ 10 самых больших звезд во Вселенной

10

Бетельгейзе

Открывает рейтинг крупнейших звезд в галактике Бетельгейзе, размер которой превышает радиус Солнца в 1190 раз. Находится примерно в 640 световых годах от Земли. Сравнивая с другими звездами, можно сказать, что на относительно небольшом расстоянии от нашей планеты. Красный гигант может превратиться в сверхновую в течение следующих ста лет. В этом случае его размер значительно увеличится. Не зря последняя в этом рейтинге звезда Бетельгейзе самая интересная!

девять

RW

Необыкновенная звезда, привлекающая необыкновенным свечением цветов. Его размеры превышают размеры Солнца на 1200–1600 солнечных лучей. К сожалению, мы не можем точно сказать, насколько мощная и яркая эта звезда, потому что она находится далеко от нашей планеты. Ведущие астрологи разных стран уже много лет обсуждают историю происхождения и расстояния RW. Все связано с тем, что в созвездии регулярно меняется. Со временем он может полностью исчезнуть. Но он по-прежнему находится на вершине крупнейших небесных тел.

восемь

KW Стрельца

Следующим в рейтинге самых крупных известных звезд является К.В. Стрелец. Согласно древнегреческой легенде, он появился после смерти Персея и Андромеды. Значит, открыть это созвездие удалось задолго до нашего появления. Но в отличие от наших предков мы знаем более достоверные данные. Известно, что размер звезды превышает размер Солнца в 1470 раз. Кроме того, он расположен относительно недалеко от нашей планеты. KW — яркая звезда, температура которой меняется со временем.

7

KY Лебедя

В настоящее время достоверно известно, что размер этой большой звезды превышает размер Солнца как минимум в 1430 раз, но получить точный результат сложно, поскольку она расположена в 5 тысячах световых лет от планеты. Еще 13 лет назад американские ученые приводили совершенно другие данные. В то время считалось, что радиус Лебедя KY поднимает Солнце в 2850 раз. Теперь у нас есть более надежные размеры относительно данного небесного тела, которые, конечно, более точны. По названию вы понимаете, что звезда находится в созвездии Лебедя.

6

V354 Цефея

В созвездие Цефея входит очень большая звезда V354, размер которой превышает размер Солнца в 1530 раз. В то же время небесное тело находится относительно недалеко от нашей планеты, всего в 9000 световых лет от нас. Он не особо отличается по яркости и температуре на фоне других уникальных звезд. Однако он относится к числу переменных светильников, поэтому размер может варьироваться. Cephei вряд ли продержится долго на этой позиции в рейтинге V354. Скорее всего, размер со временем уменьшится.

5

WHO G64

Несколько лет назад считалось, что этот красный гигант может стать конкурентом VY Big Dog. Кроме того, некоторые эксперты условно считали G64 ВОЗ самой большой известной звездой в нашей Вселенной. Сегодня, в эпоху стремительного развития технологий, астрологам удалось получить более достоверные данные. Теперь известно, что радиус Дорада всего в 1550 раз больше Солнца. Именно так допускаются огромные ошибки в области астрономии. Однако на расстоянии происшедшее легко объяснить. Звезда находится за пределами Млечного Пути. А именно в карликовой галактике под названием Огромное Магелланово Облако.

4

V838

Одна из самых необычных звезд во Вселенной, находящаяся в созвездии Единорога. Он находится примерно в 20 000 световых лет от нашей планеты. Удивляет и то, что нашим специалистам удалось его найти. Светильник V838 даже больше, чем у Mu Cephei. Сделать точные вычисления относительно размеров довольно сложно из-за огромного расстояния от Земли. Если говорить о приблизительных данных, то размеры колеблются от 1170 до 1900 солнечных лучей.

3

Мю Цефея

В созвездии Цефеи много ярких звезд, и Му Цефеи считается подтверждением этого. Одна из крупнейших звезд в 1660 раз больше Солнца. Сверхгигант считается одним из самых ярких в Млечном Пути. Примерно в 37000 раз мощнее, чем свечение самой известной звезды, Солнца. К сожалению, мы не можем однозначно сказать, насколько далеко от нашей планеты Му Цефеи.

2

VV

Еще одна гигантская звезда находится далеко от Солнечной системы, то есть в 2400 световых годах от нашей планеты. Это красная звезда, расположенная в созвездии Цефея. По предварительным оценкам, размер гиганта в 1810 раз превышает размер Солнца. Отличается высокой температурой и свечением. Возможно, вам будет интересно прочитать о более ярких звездах, в число которых не входит Цефей А. Однако, если бы звезда была ближе к Земле, вряд ли кто-нибудь смог бы сбежать в темных очках.

1

История наблюдений[]

Этот раздел не завершён.Вы поможете проекту, исправив и дополнив его.

Крабовидная туманность как остаток сверхновой SN 1054

Интерес Гиппарха к неподвижным звёздам, возможно, был вдохновлён наблюдением сверхновой звезды (по Плинию). Наиболее ранняя запись, которая идентифицируется как запись наблюдений сверхновой SN 185 (англ.), была сделана китайскими астрономами в 185 году нашей эры. Самая яркая известная сверхновая SN 1006 была подробно описана китайскими и арабскими астрономами. Хорошо наблюдалась сверхновая SN 1054, породившая Крабовидную туманность. Сверхновые звезды SN 1572 и SN 1604 были видны невооружённым глазом и имели большое значение в развитии астрономии в Европе, так как были использованы в качестве аргумента против аристотелевской идеи, гласившей, что мир за пределами Луны и Солнечной системы неизменен. Иоганн Кеплер начал наблюдение SN 1604 17 октября 1604 года. Это была вторая сверхновая, которая была зарегистрирована на стадии возрастания блеска (после SN 1572, наблюдавшейся Тихо Браге в созвездии Кассиопеи).

С развитием телескопов сверхновые звёзды стало возможно наблюдать и в других галактиках, начиная с наблюдений сверхновой S Андромеды в Туманности Андромеды в 1885 году. В течение двадцатого столетия были разработаны успешные модели для каждого типа сверхновых и понимание их роли в процессе звездообразования возросло. В 1941 году американскими астрономами Рудольфом Минковским и Фрицем Цвикки была разработана современная схема классификации сверхновых звёзд.

В 1960-х астрономы выяснили, что максимальная светимость взрывов сверхновых может быть использована в качестве стандартной свечи, следовательно, показателя астрономических расстояний. Сейчас сверхновые дают важную информацию о космологических расстояниях. Самые далёкие сверхновые оказались слабее, чем ожидалось, что, по современным представлениям, показывает, что расширение Вселенной ускоряется.

Были разработаны способы для реконструкции истории взрывов сверхновых, которые не имеют письменных записей наблюдений. Дата появления сверхновой Кассиопея A определялась по световому эху от туманности, в то время как возраст остатка сверхновой RX J0852.0-4622 (англ.) оценивается по измерению температуры и γ-выбросов от распада титана-44. В 2009 году в антарктических льдах были обнаружены нитраты, соответствующие времени взрыва сверхновой.

Файл:Supernova1987A.jpg

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

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

22 января 2014 года в галактике M82, расположенной в созвездии Большая Медведица, вспыхнула сверхновая звезда SN 2014J. Галактика M82 находится на расстоянии 12 млн световых лет от нашей галактики и имеет видимую звёздную величину чуть менее 9. Данная сверхновая является самой близкой к Земле, начиная с 1987 года (SN 1987A).