Сверхновая звезда

Чем опасны сверхновые для жизни на Земле?

Учеными установлено, что во время взрыва звезда увеличивает свою светимость на 4−8 порядков (в миллиард раз), изливая в пространство вокруг себя чудовищные потоки радиации и высокоэнергетических частиц.

Ученые подсчитали, что при взрыве сверхновой на расстоянии до 50 световых лет от Солнечной системы это бы означало серьезные проблемы для всего живого на Земле, а взрыв звезды на расстоянии до 25 световых лет означал бы стерилизацию всего живого на поверхности Земли.

Тут действовали бы два фактора.

1. С одной стороны, поток радиации и высокоэнергетических частиц убили бы все живое на поверхности Земли и в океанах (на дне глубоких впадин радиация была бы ослаблена).
2. А с другой стороны, излучение уничтожило бы озоновый слой Земли, прикрывающий в настоящее время жизнь на планете от солнечной радиации — и пока он не восстановился бы, жизнь на поверхности была бы невозможна.

На наше счастье, Солнце находится на окраине галактики, соседних звезд у нас вовсе не так много. Среди близких к нам светил есть две подозрительных, которые через несколько миллионов лет, возможно, и взорвутся — но к этому времени они будут от нас намного дальше, чем сейчас. Так что с этой стороны гибель нам, кажется, не угрожает.

Крабовидная туманность

Ни один космический объект не дал астрономам столько ценнейшей информации, как относительно небольшая Крабовидная туманность, наблюдаемая в созвездии Тельца и состоящая из газового диффузного вещества, разлетающегося с большой скоростью. Эта туманность, являющаяся остатком сверхновой, наблюдавшейся в 1054 году, стала первым галактическим объектом, с которым был отождествлен источник радиоизлучения. Оказалось, что характер радиоизлучения ничего общего с тепловым не имеет: его интенсивность систематически возрастает с длиной волны. Вскоре удалось объяснить и природу этого явления. В остатке сверхновой должно быть сильное магнитное поле, которое удерживает созданные ею космические лучи (электроны, позитроны, атомные ядра), имеющие скорости, близкие к скорости света. В магнитном поле они излучают электромагнитную энергию узким пучком в направлении движения. Обнаружение нетеплового радиоизлучения у Крабовидной туманности подтолкнуло астрономов к поиску остатков сверхновых именно по этому признаку.

Особенно мощным источником радиоизлучения оказалась туманность, находящаяся в созвездии Кассиопеи, на метровых волнах поток радиоизлучения от нее в 10 раз превышает поток от Крабовидной туманности, хотя она и значительно дальше последней. В оптических же лучах эта быстро расширяющаяся туманность очень слаба. Полагают, что туманность в Кассиопее это остаток вспышки сверхновой, имевшей место около 300 лет назад.

Характерное для старых остатков сверхновых радиоизлучение показала и система волокнистых туманностей в созвездии Лебедя. Радиоастрономия помогла отыскать еще много других нетепловых радиоисточников, которые оказались остатками сверхновых разного возраста. Таким образом, был сделан вывод, что остатки вспышек сверхновых, случившихся даже десятки тысяч лет назад, выделяются среди других туманностей своим мощным нетепловым радиоизлучением.

Как уже говорилось, Крабовидная туманность стала первым объектом, у которого было обнаружено рентгеновское излучение. В 1964 году удалось обнаружить, что источник рентгеновского излучения, исходящего из нее, протяженный, хотя его угловые размеры в 5 раз меньше угловых размеров самой Крабовидной туманности. Из чего был сделан вывод, что рентгеновское излучение испускает не звезда, некогда вспыхнувшая как сверхновая, а сама туманность.

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.

Что такое взрыв сверхновой звезды?

В звездах постоянно продолжается синтез элементов вплоть до железа. В самом начале своего существования они состоят почти из одного водорода с легкой примесью гелия. По мере их жизненного цикла они состоят из примерно 75% водорода, помимо которого — 13−14% гелия, остальные 1−2% — более тяжелые элементы, вплоть до железа. При этом водород и гелий находятся во внешней зоне звезды, а более тяжелые элементы концентрируются в более глубоких ее слоях.

Проходят миллионы лет, звезда сияет и излучает море энергии в пространство, а внутри нее постоянно происходят реакции термоядерного синтеза элементов. Когда запасы водорода в ней заканчиваются, звезда гибнет.

Тут возможны варианты. Особенно ярко, с переходом в фазу сверхновой, гибнут звезды с массой в 8−10 масс Солнца.

Как же происходит взрыв сверхновой? В настоящее время ученые считают, что есть два вида сверхновых:

1. Сверхновые I типа — когда происходит грандиозный термоядерный взрыв.
2. Сверхновые II типа — когда происходит гравитационный коллапс звезды.

Термоядерный взрыв сверхновой происходит со звездами, обладающими минимальным весом, при котором может произойти взрыв. Обычно это белые карлики, являющиеся углеродно-кислородными звездами. Если ядро звезды достаточно велико, то от центра к поверхности начинают происходить реакции синтеза тяжелых элементов.

Из углерода и кислорода при чудовищных давлениях и температурах получается кремний, а из двух ядер кремния получается ядро никеля — обе реакции синтеза сопровождаются чудовищным выбросом энергии. Далее никель трансформируется в кобальт, а тот в железо — и каждая реакция синтеза тоже сопровождается гигантскими выбросами энергии. Вещество звезды стремительно нагревается и начинает разлетаться в окружающее пространство. Так происходит взрыв сверхновой.

При гравитационном коллапсе звезда достаточно велика, чтобы ее гравитационное давление сдерживало результаты реакций синтеза тяжелых элементов. Огромная умирающая звезда с большим железным ядром остается стабильной, пока внутреннее давление сдерживает гравитационное.

Но, наконец, гравитационное давление вновь синтезированных тяжелых элементов превышает внутреннее давление. Начинается гравитационный коллапс ядра с превращением его в нейтронную звезду. Чудовищное количество выделяемой при этом энергии буквально сдувает в пространство внешние слои бывшей гигантской звезды. В центре взрыва остается маленькая нейтронная звезда, а большая часть массы звезды с огромными скоростями разлетается во все стороны.

Диаметр Крабовидной туманности — 6 световых лет, а ведь образовалась она около 1000 лет назад. Получается, что скорость разлета составляла до 7000 км/сек.Крабовидная туманность в инфракрасном диапазоне (космический телескоп Спитцер)Фото: ru.wikipedia.org

Сверхновые и черные дыры

Первое доказательство прямой связи между взрывом сверхновой и образованием черной дыры удалось получить испанским астрономам. В результате исследования излучения, испускаемого звездой, вращающейся вокруг черной дыры в двойной системе Nova Scorpii 1994, обнаружилось, что она содержит большое количество кислорода, магния, кремния и серы. Есть предположение, что эти элементы были захвачены ею, когда соседняя звезда, пережив взрыв сверхновой, превратилась в черную дыру.

Сверхновые (в особенности же сверхновые типа Ia) являются одними из самых ярких звездообразных объектов во Вселенной, поэтому даже самые удаленные из них вполне можно исследовать с помощью имеющегося в настоящее время оборудования. Многие сверхновые типа Ia были открыты в относительно близких галактиках. Достаточно точные оценки расстояний до этих галактик позволили определить светимость вспыхивающих в них сверхновых. Если считать, что далекие сверхновые имеют в среднем такую же светимость, то по наблюдаемой звездной величине в максимуме блеска можно оценить и расстояние до них. Сопоставление же расстояния до сверхновой со скоростью удаления (красным смещением) галактики, в которой она вспыхнула, дает возможность определить основную величину, характеризующую расширение Вселенной так называемую постоянную Хаббла.

Еще 10 лет назад для нее получали значения, различающиеся почти в два раза от 55 до 100 км/c Мпк, на сегодняшний же момент точность удалось значительно увеличить, в результате чего принимается значение 72 км/с Мпк (с ошибкой около 10%). Для далеких сверхновых, красное смещение которых близко к 1, соотношение между расстоянием и красным смещением позволяет также определить величины, зависящие от плотности вещества во Вселенной. Согласно общей теории относительности Эйнштейна именно плотность вещества определяет кривизну пространства, а следовательно, и дальнейшую судьбу Вселенной. А именно: будет ли она расширяться бесконечно или этот процесс когда-нибудь остановится и сменится сжатием. Последние исследования сверхновых показали, что скорее всего плотность вещества во Вселенной недостаточна, чтобы остановить расширение, и оно будет продолжаться. А для того чтобы подтвердить этот вывод, необходимы новые наблюдения сверхновых.

Людмила Князева

Как часто случаются взрывы сверхновых звезд?

В летописях человечества есть описания случаев, когда вдруг на небе начинала сверкать новая звезда, удивляя наблюдателей, терявших из виду эту «новорожденную» звезду спустя 2−3 недели. Сохранились сведения о семи таких случаях.

Крабовидная туманность, результат взрыва Сверхновой в 1054 г.Фото: ru.wikipedia.org

В 1604 году «новую» звезду в созвездии Змееносца наблюдали многие европейские астрономы, в том числе и Иоганн Кеплер. В 1680 году вспыхнула звезда в созвездии Кассиопея. После этого в нашей галактике (Млечный Путь) взрывов сверхновых ученые не наблюдали.

Астрономы прошлого, ведя наблюдение за звездами, назвали такие взрывы «новыми» и «сверхновыми», поскольку полагали, что они наблюдали рождение звезды. Осознание, что это явление показывает нам не рождение, а гибель звезды, пришло сильно после, когда ученые смогли лучше разобраться с физикой этого события.

Сегодня астрономы наблюдают каждый год около 60 взрывов сверхновых в других галактиках. Из наиболее близких к нам звезд, которые скоро должны стать сверхновыми — Бетельгейзе из созвездия Ориона, эта звезда «вот-вот» станет сверхновой. Она находится от Земли на расстоянии 642.5 световых года, потому ее взрыв не должен причинить нам вреда. Но зрелище будет крайне интересным. Ведь Крабовидная туманность, порожденная взрывом сверхновой в 1054 году, находилась на расстоянии в 10 раз большем, значит, эффект от взрыва звезды Бетельгейзе должен быть на порядок более ярким.

Положение Бетельгейзе в созвездии ОрионаФото: ru.wikipedia.org

Сверхновые и пульсары

О том, что после взрыва сверхновой кроме расширяющейся оболочки и различных типов излучений остаются и другие объекты, стало известно в 1968 году благодаря тому, что годом раньше радиоастрономы открыли пульсары радиоисточники, излучение которых сосредоточено в отдельных импульсах, повторяющихся через строго определенный промежуток времени. Ученые были поражены строгой периодичностью импульсов и краткостью их периодов

Наибольшее же внимание вызвал пульсар, координаты которого были близки к координатам очень интересной для астрономов туманности, расположенной в южном созвездии Парусов, которая считается остатком вспышки сверхновой звезды его период составлял всего лишь 0,089 секунды. А после открытия пульсара в центре Крабовидной туманности (его период составлял 1/30 секунды) стало ясно, что пульсары каким-то образом связаны с взрывами сверхновых

В январе 1969 года пульсар из Крабовидной туманности был отождествлен со слабой звездочкой 16-й величины, изменяющей свой блеск с таким же периодом, а в 1977 году удалось отождествить со звездой и пульсар в созвездии Парусов.

Периодичность излучения пульсаров связана с их быстрым вращением, но ни одна обычная звезда, даже белый карлик, не могла бы вращаться с периодом, характерным для пульсаров она была бы немедленно разорвана центробежными силами, и только нейтронная звезда, очень плотная и компактная, могла бы устоять перед ними. В результате анализа множества вариантов ученые пришли к заключению, что взрывы сверхновых сопровождаются образованием нейтронных звезд качественно нового типа объектов, существование которых было предсказано теорией эволюции звезд большой массы.