Вспышка

Вселенские вспышки

Гамма вспышка в галактике 4C 71,07

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.

Построение детального описания[]

Теория сверхновых Ia

Помимо неопределённостей в теориях сверхновых Ia, описанных выше, много споров вызывает сам механизм взрыва. Чаще всего модели можно разделить по следующим группам:

• Мгновенная детонация
• Отложенная детонация
• Пульсирующая отложенная детонация
• Турбулентное быстрое горение

По крайней мере для каждой комбинации начальных условий перечисленные механизмы можно встретить в той или иной вариации. Но этим круг предложенных моделей не ограничивается. В качестве примера можно привести модели, когда детонируют сразу два белых карлика. Естественно, это возможно только в тех сценариях, когда оба компонента проэволюционировали.

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!

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.

Общие сведения

Образование сверхновых типа Ia

Сверхновые типа Ia представляют собой звезды, вернее – вспышки света, которые являются результатом взрыва давно потухшего космического светила – белого карлика. В предыдущем предложении мы несколько упростили определение белого карлика. Если говорить строго по-научному, этот объект представляет собой выгоревшую звезду, у которой прекратились термоядерные реакции. Большинство звезд во Вселенной именно таким образом заканчивают свой жизненный цикл. Получается, белый карлик – это венец эволюции звезды, массой примерно, как у нашего Солнца.

Так считалось до недавнего времени, пока учеными не были обнаружены сверхновые типа Ia. Сверхновые типа Ia или вспышка сверхновой – условное название физико-химической реакции внутри белого карлика, которое приводит к достаточно мощному его взрыву. Во время этого взрыва выделяется достаточно большое количество энергии. Кроме того, светимость звезды одновременно увеличивается в несколько тысяч раз.

Если обычная сверхновая возникает вследствие взрыва одинокого белого карлика, из-за процессов, происходящих у него внутри, то последние научные теории говорят о том, что сверхновые типа Ia являются результатом слияния двух белых карликов. Два белых карлика находящиеся рядом – достаточно редкое явление в космосе. Тем не менее, во Вселенной такие объекты встречаются. Чаще всего это остатки двойных звездных систем, гравитационно соединенные друг с другом.

Польза от сверхновых типа Ia

Все сверхновые типа Ia обладают одинаковым механизмом возникновения вспышки. Кроме того, из-за однородности массы белых карликов сверхновые типа Ia обладают одинаковой максимальной светимостью. То есть, если взять блеск двух сверхновых типа Ia, находящихся на равноудаленном расстоянии от наблюдателя, их светимость будет одинаковой.

Спектр сверхновой типа Ia SN1998aq, спустя один день после максимума блеска.

В свою очередь, светимость сверхновой типа Ia, которая находится ближе к наблюдателю, будет выше той светимости аналогичного, но более удаленного от наблюдателя космического объекта. При этом количество света, излучаемое сверхновыми, будет одинаковым. Эта величина – константа. Разницу составит только наблюдаемая, субъективно воспринимаемая человеком звездная величина.

Этот факт чрезвычайно интересен современным астрономам. Последние, определив интенсивность видимого блеска сверхновой, могут определить расстояние, на котором звезда вспыхнула от нас. Таким образом, если сверхновая типа Ia находится в другой галактике, ученые, благодаря блеску сверхновой, могут определить расстояние не только к самой звезде, но и к галактике, в которой она находится. Этот метод определения расстояний в космосе относится к разряду высокоточных. Зная, с какой огромной трудностью, даже при наличии современных технологий, они определяются, можно сделать вывод, что роль сверхновых типа Ia в современной астрономии огромна.

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.

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.

Смерть сверхгигантов

Остаток сверхновой звезды W49B

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 – вот что такое сверхновый взрыв.

Наблюдение за сверхновыми

Сверхновая SN 1987A

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.

Трансформация белого карлика

Сверхновая типа Ia

Особую категорию сверхновых составляет вспышки Ia класса. 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.

Гравитационный коллапс сверхновых.

Самые распространенные и те, которые соответствуют нашему зачатию сверхновой. Эти сверхновые не имеют ничего общего с термоядерными взрывами в белых карликах, как раз наоборот. В таком случае, образуются после гравитационного коллапса массивных звезд (с массой не менее 8 масс Солнца), исчерпавших свое топливо.

Звезда умирает, потому что израсходует все свое топливо, и когда это происходит, реакции ядерного синтеза перестают уравновешивать гравитацию. То есть нет вытягивающей силы, только сила тяжести, притягивающая к центру. Когда этот баланс нарушается, звезда коллапсирует под действием собственной силы тяжести. И именно в этот момент она взрывается в виде сверхновой, не оставляя ничего в виде остатка (редко) или оставляя нейтронную звезду и даже черную дыру в качестве остатка.

Сверхновые обычно возникают из-за гравитационного коллапса массивных звезд (от 8 до 30 масс Солнца) или сверхмассивных (от 30 до 120 масс Солнца), и, хотя это наиболее частое явление, они остаются редкими явлениями. потому что считается, что менее 10% звезд во Вселенной такие большие. Разобравшись в этом, давайте разберемся, какие существуют подтипы.

Рекомендуем прочитать: «21 фаза жизни звезды (и их характеристики)»

Какие звезды становятся сверхновыми

На то, что звезда вскоре станет сверхновой, указывают 2 признака:

Масса

Если звезда одиночная, то это главный признак. Практически каждая звезда с массой, превышающей солнечную в 10–15 раз, неизбежно потеряет устойчивость и взорвется как сверхновая. Ядра таких звезд, исчерпав, водород, переходят к термоядерным реакциям с участием гелия.

Сверхновая SN 1987A.

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.

Если белый карлик, маленький по размеру, но не очень маленький по массе — ведь чем он массивнее, тем меньше его размер, — оказывается в паре со звездой даже слабее нашего Солнца или с другим белым карликом, то они неизбежно сольются и дадут мощный термоядерный взрыв.

По физике взрыва сверхновые делятся на два вида: коллапсирующие сверхновые, которые, помимо света, дают гораздо более мощный поток нейтрино, и те, что дают термоядерные взрывы. Знаменитые сверхновые Тихо Браге и Кеплера — термоядерные.

Нам известно это по спектру, который японские и немецкие ученые смогли получить спустя 400 с лишним лет после взрыва сверхновой Тихо Браге. Они проанализировали вспышку от сверхновой, которая осветила некоторую пылевую туманность, рассеявшую этот свет, и обнаружили четкий спектр термоядерной сверхновой.

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.

Классификация сверхновых

Классификация сверхновых

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.

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).