Древните летописи и хроники ни разказват, че понякога на небето внезапно се появяват звезди с изключително голяма яркост. Те бързо се увеличиха в яркост и след това бавно, в продължение на няколко месеца, избледняха и престанаха да се виждат. Близо до максимална яркост, тези звезди се виждаха дори през деня. Най-забележителните огнища са през 1006 и 1054 г., информация за които се съдържа в китайски и японски трактати. През 1572 г. такава звезда пламва в съзвездието Касиопея и е наблюдавана от изключителния астроном Тихо Брахе, а през 1604 г. подобно изригване в съзвездието Змиеносец е наблюдавано от Йоханес Кеплер. Оттогава, през четирите века на „телескопичната“ ера в астрономията, не са наблюдавани подобни изригвания. Въпреки това, с развитието на наблюдателната астрономия, изследователите започнаха да откриват доста голям брой подобни изригвания, въпреки че те не достигнаха много висока яркост. Тези звезди, внезапно появяващи се и скоро изчезващи сякаш безследно, започнаха да се наричат ​​„нови“. Изглеждаше, че звездите от 1006 и 1054, звездите на Тихо и Кеплер, бяха същите пламъци, само че много близо и следователно по-ярки. Но се оказа, че това не е така. През 1885 г. астрономът Хартвиг ​​от обсерваторията в Тарту забеляза появата на новав добре известната мъглявина Андромеда. Тази звезда достигна 6-та видима величина, тоест мощността на нейното излъчване беше само 4 пъти по-малка от тази на цялата мъглявина. Тогава това не изненада астрономите: в крайна сметка естеството на мъглявината Андромеда беше неизвестно, предполагаше се, че това е просто облак от прах и газ доста близо до Слънцето. Едва през 20-те години на ХХ век най-накрая стана ясно, че мъглявината Андромеда и други спирални мъглявини са огромни звездни системи, състоящи се от стотици милиарди звезди и на милиони светлинни години от нас. Светкавици на обикновени нови, видими като обекти с магнитуд 17-18, също бяха открити в мъглявината Андромеда. Стана ясно, че звездата от 1885 г. превишава мощността на излъчване на звездите Новая с десетки хиляди пъти; за кратко време нейният блясък е почти равен на блясъка на огромна звездна система! Очевидно естеството на тези огнища трябва да е различно. По-късно тези най-мощни изригвания бяха наречени "Свръхнови", в които префиксът "супер" означаваше по-голямата им мощност на излъчване, а не по-голямата им "новост".

Търсене и наблюдения на свръхнова

Експлозиите на свръхнови започнаха да се забелязват доста често на снимки на далечни галактики, но тези открития бяха случайни и не можаха да предоставят информацията, необходима за обяснение на причината и механизма на тези грандиозни огнища. Но през 1936 г. астрономите Бааде и Цвики, работещи в обсерваторията Паломар в САЩ, започват систематично систематично търсене на свръхнови. Те имаха на разположение телескоп от системата Шмид, който позволяваше да се снимат площи от няколко десетки квадратни градуса и даваше много ясни изображения дори на бледи звезди и галактики. Чрез сравняване на снимки на една област от небето, направени няколко седмици по-късно, лесно може да се забележи появата на нови звезди в галактиките, които са ясно видими на снимките. За фотография бяха избрани областите на небето, които бяха най-богати на близки галактики, където техният брой в едно изображение можеше да достигне няколко десетки и вероятността за откриване на свръхнови беше най-голяма.

През 1937 г. Баада и Цвики успяват да открият 6 свръхнови. Сред тях имаше доста ярки звезди 1937C и 1937D (астрономите решиха да обозначат свръхнови, като добавиха букви към годината на откриването, показвайки реда на откриването през текущата година), достигайки съответно максимум 8 и 12 величини. За тях са получени светлинни криви - зависимостта на промяната на яркостта във времето - и голям бройспектрограми - снимки на спектрите на звезда, показващи зависимостта на интензитета на излъчване от дължината на вълната. В продължение на няколко десетилетия този материал се превърна в основа за всички изследователи, които се опитват да разкрият причините за експлозиите на свръхнови.

За съжаление второто световна войнапрекъсна програмата за наблюдение, която беше започнала толкова успешно. Систематичното търсене на свръхнови в обсерваторията Паломар е възобновено едва през 1958 г., но с по-голям телескоп от системата Шмид, което позволява да се снимат звезди до 22-23 звездна величина. От 1960 г. редица други обсерватории се присъединиха към тази работа. различни държависвят, където имаше подходящи телескопи. В СССР такава работа е извършена в Кримската станция на ДАИ, където е инсталиран астрографски телескоп с диаметър на обектива 40 см и много голямо зрително поле - почти 100 квадратни градуса, и в Астрофизическата обсерватория Абастумани в Грузия - на телескоп Шмид с входен отвор 36 см. А в Крим и в Абастумани бяха открити много свръхнови. От другите обсерватории най-голям брой открития са направени в обсерваторията Азиаго в Италия, където работят два телескопа от системата Шмид. Но все пак обсерваторията Паломар остава лидер както по броя на откритията, така и по максималния размер на звездите, достъпни за откриване. Заедно през 60-те и 70-те години бяха открити до 20 свръхнови годишно и броят им започна бързо да расте. Веднага след откриването започват фотометрични и спектроскопски наблюдения на големи телескопи.

През 1974 г. Ф. Цвики умира и скоро търсенето на свръхнови в обсерваторията Паломар е спряно. Броят на откритите свръхнови е намалял, но от началото на 80-те години на миналия век отново започва да се увеличава. Пуснати са нови програми за търсене южно небе- в обсерваторията Cerro el Roble в Чили и астрономическите ентусиасти започнаха да откриват свръхнови. Оказа се, че с помощта на малки любителски телескопи с 20-30 cm обективи може доста успешно да се търсят ярки експлозии на свръхнови, систематично да се наблюдава визуално определен набор от галактики. Най-голям успех постигна свещеник от Австралия Робърт Евънс, който успя да открие до 6 свръхнови годишно от началото на 80-те години. Не е изненадващо, че професионалните астрономи се шегуваха за неговата „пряка връзка с небесата“.

През 1987 г. е открита най-ярката супернова на 20-ти век - SN 1987A в галактиката Големия Магеланов облак, която е „сателит“ на нашата Галактика и е отдалечена от нас само на 55 килопарсека. За известно време тази супернова беше видима дори с просто око, достигайки максимална яркост от около 4 величини. Въпреки това можеше да се наблюдава само в южното полукълбо. За тази свръхнова бяха получени серия от фотометрични и спектрални наблюдения, които бяха уникални по своята точност и продължителност, и сега астрономите продължават да наблюдават как се развива процесът на трансформиране на суперновата в разширяваща се газова мъглявина.

Супернова 1987A. Горе вляво е снимка на района, където е избухнала свръхновата, направена много преди експлозията. Звездата, която скоро ще избухне, е обозначена със стрелка. Горе вдясно е снимка на същата област от небето, когато свръхновата е била близо до максимална яркост. Ето как изглежда свръхнова 12 години след експлозията. Пръстените около суперновата са междузвезден газ (частично изхвърлен от пред-свръхновата звезда преди избухването), йонизиран по време на избухването и продължаващ да свети.

В средата на 80-те години става ясно, че ерата на фотографията в астрономията приключва. Бързо подобрените CCD приемници многократно превъзхождаха фотографската емулсия по отношение на чувствителността и обхвата на записаните дължини на вълните, като същевременно бяха практически еднакви по разделителна способност. Изображението, получено от CCD камера, можеше веднага да се види на екрана на компютъра и да се сравни с тези, получени по-рано, но при фотографията процесът на проявяване, изсушаване и сравнение отне в най-добрия случай един ден. Единственото останало предимство на фотографските плаки - способността да се снимат големи участъци от небето - също се оказа незначително за търсенето на свръхнови: телескоп с CCD камера може отделно да получи изображения на всички галактики, попадащи върху фотографската плака, за време, сравнимо с фотографска експозиция. Появиха се проекти на напълно автоматизирани програми за търсене на свръхнови, при които телескопът се насочва към избрани галактики по предварително въведена програма, а получените изображения се сравняват компютърно с предварително получените. Само ако бъде открит нов обект, компютърът изпраща сигнал до астронома, който установява дали наистина е открита експлозия на свръхнова. През 90-те години такава система, използваща 80-сантиметров рефлекторен телескоп, започва да работи в обсерваторията Лик (САЩ).

Наличието на прости CCD камери за астрономическите ентусиасти доведе до факта, че те преминават от визуални наблюдения към CCD наблюдения, а след това звезди до 18-та и дори 19-та звездна величина стават достъпни за телескопи с 20-30 см обективи. Въвеждането на автоматизирани търсения и нарастващият брой астрономи аматьори, търсещи свръхнови с помощта на CCD камери, доведе до експлозия в броя на откритията: сега има повече от 100 открити свръхнови годишно, а общият брой на откритията е надхвърлил 1500. През последните години започва търсене и на много далечни и слаби свръхнови на най-големите телескопи с диаметър на огледалото 3-4 метра. Оказа се, че изследванията на свръхнови, достигащи максимална яркост от 23-24 величини, могат да дадат отговори на много въпроси за структурата и съдбата на цялата Вселена. За една нощ на наблюдения с такива телескопи, оборудвани с най-модерните CCD камери, могат да бъдат открити повече от 10 далечни свръхнови! Няколко изображения на такива свръхнови са показани на фигурата по-долу.

За почти всички свръхнови, които се откриват в момента, е възможно да се получи поне един спектър, а за много кривите на светлината са известни (това също е голяма заслуга на любителите астрономи). Така че обемът на наличния за анализ материал от наблюдения е много голям и изглежда, че всички въпроси относно природата на тези грандиозни явления трябва да бъдат решени. За съжаление това все още не е така. Нека разгледаме по-отблизо основните въпроси, пред които са изправени изследователите на свръхнови, и най-вероятните отговори на тях днес.

Класификация на свръхновите, светлинни криви и спектри

Преди да се правят каквито и да било изводи за физическа природаявление, е необходимо да имаме пълно разбиране за неговите наблюдаеми прояви, които трябва да бъдат правилно класифицирани. Естествено, първият въпрос, който възниква пред изследователите на свръхнови, е дали те са еднакви и ако не, колко различни са и дали могат да бъдат класифицирани. Още първите свръхнови, открити от Бааде и Цвики, показват значителни разлики в светлинните криви и спектри. През 1941 г. Р. Минковски предлага разделянето на свръхновите на два основни типа въз основа на естеството на техните спектри. Той класифицира свръхновите като тип I, чиито спектри са напълно различни от спектрите на всички обекти, известни по това време. Линиите на най-често срещания елемент във Вселената - водородът - напълно липсваха, целият спектър се състоеше от широки максимуми и минимуми, които не можеха да бъдат идентифицирани, ултравиолетовата част на спектъра беше много слаба. Суперновите бяха класифицирани като тип II, чиито спектри показват известно сходство с „обикновените“ нови в присъствието на много интензивни водородни емисионни линии; ултравиолетовата част от техния спектър е ярка.

Спектрите на свръхновите тип I остават мистериозни в продължение на три десетилетия. Едва след като Ю. П. Псковски показа, че лентите в спектрите не са нищо повече от участъци от непрекъснатия спектър между широки и доста дълбоки линии на поглъщане, идентифицирането на спектрите на свръхновите от тип I се придвижи напред. Идентифицирани са редица абсорбционни линии, предимно най-интензивните линии на единично йонизиран калций и силиций. Дължините на вълните на тези линии се изместват към виолетовата страна на спектъра поради ефекта на Доплер в черупката, разширяваща се със скорост 10-15 хиляди км в секунда. Изключително трудно е да се идентифицират всички линии в спектрите на свръхнови тип I, тъй като те са силно разширени и се припокриват; В допълнение към споменатите калций и силиций, беше възможно да се идентифицират линиите на магнезий и желязо.

Анализът на спектрите на свръхнови ни позволи да направим важни заключения: почти няма водород в черупките, изхвърлени по време на експлозия на свръхнова тип I; докато съставът на обвивките на свръхнови тип II е почти същият като този на слънчевата атмосфера. Скоростта на разширяване на черупките е от 5 до 15-20 хил. км/с, температурата на фотосферата е около максимума - 10-20 хил. градуса. Температурата спада бързо и след 1-2 месеца достига 5-6 хиляди градуса.

Светлинните криви на свръхновите също се различават: за тип I те всички са много сходни, имат характерна форма с много бърз растежяркост до максимум, който продължава не повече от 2-3 дни, бързо намаляване на яркостта с 3 величини за 25-40 дни и последващо бавно отслабване, почти линейно по скалата на величината, което съответства на експоненциално намаляване на яркостта.

Светлинните криви на свръхнови тип II се оказаха много по-разнообразни. Някои бяха подобни на кривите на светлината на свръхнови от тип I, само с по-бавно и по-дълго намаляване на яркостта до началото на линейна „опашка“, за други, веднага след максимума, започна област с почти постоянна яркост - така- наречено „плато“, което може да продължи до 100 дни. След това блясъкът рязко спада и достига линейна „опашка“. Всички ранни светлинни криви са получени от фотографски наблюдения в така наречената система на фотографска величина, съответстваща на чувствителността на конвенционалните фотографски плаки (обхват на дължината на вълната 3500-5000 A). Използването на фотовизуална система (5000-6000 A) в допълнение към нея направи възможно получаването на важна информация за промяната в цветовия индекс (или просто „цвят“) на свръхновите: оказа се, че след максимума, свръхновите на и двата типа непрекъснато „червенеят“, т.е. основната част от радиацията се измества към по-дълги вълни. Това зачервяване спира на етапа на линейно намаляване на яркостта и дори може да бъде заменено от „синьо“ на свръхновите.

В допълнение, свръхновите тип I и тип II се различават по типовете галактики, в които експлодират. Свръхнови тип II са открити само в спирални галактики, където звездите все още се формират и има както стари звезди с ниска маса, така и млади, масивни и „краткотрайни“ (само няколко милиона години) звезди. Свръхнови тип I се срещат както в спирални, така и в елиптични галактики, където се смята, че не е имало интензивно звездообразуване от милиарди години.

В тази форма класификацията на свръхновите се поддържа до средата на 80-те години. Началото на широкото използване на CCD приемници в астрономията направи възможно значително увеличаване на количеството и качеството на наблюдателния материал. Модерното оборудване направи възможно получаването на спектрограми за слаби, преди това недостъпни обекти; с много по-голяма точност беше възможно да се определят интензитетите и ширините на линиите и да се регистрират по-слаби линии в спектрите. CCD приемници, инфрачервени детектори и инструменти, монтирани на космически кораби, направиха възможно наблюдението на свръхнови в целия диапазон на оптично лъчение от ултравиолетово до далечно инфрачервено; Проведени са също гама-, рентгенови и радионаблюдения на свръхнови.

В резултат на това привидно установената бинарна класификация на свръхновите започна бързо да се променя и да става по-сложна.

Оказа се, че свръхновите тип I не са толкова хомогенни, колкото изглеждаха. Спектрите на тези свръхнови показаха значителни разлики, най-съществената от които беше интензитетът на единично йонизираната силициева линия, наблюдавана при дължина на вълната от около 6100 A. За повечето свръхнови тип I тази линия на поглъщане близо до максимална яркост беше най-забележимата характеристика в спектъра, но при някои свръхнови тя практически липсваше, а линиите на поглъщане на хелий бяха най-интензивни.

Тези свръхнови бяха обозначени като Ib, а „класическите“ свръхнови тип I станаха обозначени като Ia. По-късно се оказа, че някои Ib свръхнови също нямат хелиеви линии и те бяха наречени тип Ic. Тези нови типове свръхнови се различаваха от „класическите“ Ia по своите светлинни криви, които се оказаха доста разнообразни, въпреки че бяха подобни по форма на светлинните криви на Ia свръхнови. Свръхновите тип Ib/c също се оказаха източници на радиоизлъчване. Всички те са открити в спирални галактики, в региони, където звездообразуването може да е станало наскоро и все още съществуват доста масивни звезди. Светлинни криви на свръхнови Ia в червения и инфрачервения спектрален диапазон () бяха много различни от предишните изследвани криви в лентите B и V. Ако се забелязва „рамо“ в кривата в R 20 дни след максимума, тогава в диапазоните на I филтъра и по-дългите дължини на вълната се появява реален втори максимум. Въпреки това, някои Ia свръхнови нямат този втори максимум. Тези свръхнови също се отличават с червения си цвят при максимална яркост, намалена яркост и някои спектрални характеристики. Първата такава свръхнова е SN 1991bg, а обекти, подобни на нея, все още се наричат ​​особени супернови Ia или „супернови тип 1991bg“. Друг тип свръхнова Ia, напротив, се характеризира с повишена яркост при максимум. Те се характеризират с по-ниски интензитети на абсорбционните линии в спектрите. „Прототипът“ за тях е SN 1991T.

Още през 70-те години на миналия век свръхновите от тип II бяха разделени според естеството на техните светлинни криви на „линейни“ (II-L) и такива с „плато“ (II-P). Впоследствие започнаха да се откриват все повече и повече свръхнови II, показващи определени характеристики в техните светлинни криви и спектри. Така по своите светлинни криви двете най-ярки супернови се различават рязко от другите свръхнови тип II последните години: 1987A и 1993J. И двете имаха два максимума в кривите на светлината: след изригването яркостта бързо спадна, след това отново започна да се увеличава и едва след втория максимум започна окончателното отслабване на яркостта. За разлика от свръхновите Ia, вторият максимум се наблюдава във всички спектрални диапазони, а за SN 1987A той беше много по-ярък от първия в диапазони с по-дълги дължини на вълните.

Сред спектралните особености най-често и забележимо е наличието наред с широките емисионни линии, характерни за разширяващите се черупки, и на система от тесни емисионни или абсорбционни линии. Това явление най-вероятно се дължи на наличието на плътна обвивка, заобикаляща звездата преди избухването; такива свръхнови се обозначават като II-n.

Супернова статистика

Колко често се появяват свръхнови и как са разпределени в галактиките? Статистическите изследвания на свръхнови трябва да отговорят на тези въпроси.

Изглежда, че отговорът на първия въпрос е доста прост: трябва да наблюдавате няколко галактики за достатъчно дълго време, да преброите наблюдаваните в тях свръхнови и да разделите броя на свръхновите на времето за наблюдение. Но се оказа, че времето, обхванато от доста редовни наблюдения, все още е твърде кратко за категорични заключения за отделните галактики: в повечето са наблюдавани само едно или две изригвания. Вярно е, че в някои галактики вече са регистрирани доста голям брой свръхнови: рекордьорът е галактиката NGC 6946, в която от 1917 г. насам са открити 6 свръхнови. Тези данни обаче не дават точни данни за честотата на огнищата. Първо, не е известно точно временаблюдения на тази галактика, и второ, почти едновременните изблици за нас всъщност биха могли да бъдат разделени от доста големи периоди от време: в края на краищата светлината от свръхнови пътува по различен път вътре в галактиката и нейният размер в светлинни години е много по-голям от времето на наблюдение. Понастоящем е възможно да се оцени честотата на изригванията само за определен набор от галактики. За да направите това, е необходимо да се използват данни от наблюдения от търсенето на свръхнови: всяко наблюдение дава известно „ефективно време за проследяване“ за всяка галактика, което зависи от разстоянието до галактиката, от ограничаващата величина на търсенето и от природата на светлинната крива на свръхновата. За различните видове свръхнови времето за наблюдение на една и съща галактика ще бъде различно. При комбиниране на резултатите за няколко галактики е необходимо да се вземат предвид техните различия в масата и светимостта, както и в морфологичния тип. Понастоящем е обичайно резултатите да се нормализират към светимостта на галактиките и да се комбинират данни само за галактики с подобни типове. Последни творби, въз основа на комбинирането на данни от няколко програми за търсене на свръхнови, даде следните резултати: само свръхнови от тип Ia се наблюдават в елиптичните галактики, а в „средна“ галактика със светимост от 10 10 слънчеви светимости една супернова изригва приблизително веднъж на всеки 500 години . В спирална галактика със същата яркост суперновите Ia експлодират само с малко по-висока честота, но към тях се добавят свръхнови тип II и Ib/c и общата скорост на избухване е приблизително веднъж на всеки 100 години. Честотата на изригванията е приблизително пропорционална на яркостта на галактиките, т.е. в гигантските галактики е много по-висока: по-специално NGC 6946 е спирална галактика с яркост от 2,8 10 10 слънчеви светимости, следователно могат да бъдат около три изригвания очаквано в него на 100 години и 6 свръхнови, наблюдавани в него, могат да се считат за не много голямо отклонение от средната честота. Нашата галактика е по-малка от NGC 6946 и в нея може да се очаква едно изригване средно на всеки 50 години. Въпреки това е известно, че през последното хилядолетие в Галактиката са наблюдавани само четири свръхнови. Има ли противоречие тук? Оказва се, че не - все пак по-голямата част от Галактиката е скрита от нас от слоеве газ и прах, а околностите на Слънцето, в които са наблюдавани тези 4 свръхнови, представляват само малка част от Галактиката.

Как са разпределени свръхновите в галактиките? Разбира се, засега е възможно да се изучават само обобщени разпределения, сведени до някаква „средна“ галактика, както и разпределения, свързани с детайлите на структурата на спиралните галактики. Тези части включват, на първо място, спираловидни втулки; в сравнително близки галактики областите на активно образуване на звезди също са ясно видими, идентифицирани от облаци от йонизиран водород - областта H II или от клъстери от ярко сини звезди - асоциацията OB. Изследванията на пространственото разпределение, повтаряни многократно с нарастването на броя на откритите свръхнови, дадоха следните резултати. Разпределението на свръхновите от всички видове по разстояние от центровете на галактиките се различава малко едно от друго и е подобно на разпределението на светимостта - плътността намалява от центъра към краищата според експоненциалния закон. Разликите между типовете свръхнови се проявяват в разпределението по отношение на регионите на звездообразуване: ако свръхнови от всички видове са концентрирани в спиралните ръкави, тогава само свръхнови от тип II и Ib/c са концентрирани в регионите H II. Можем да заключим, че животът на звезда, произвеждаща изригване от тип II или Ib/c, е от 10 6 до 10 7 години, а за тип Ia е около 10 8 години. Въпреки това, свръхнови Ia се наблюдават и в елиптичните галактики, където се смята, че няма звезди по-млади от 10 9 години. Има две възможни обяснения за това противоречие - или природата на експлозиите на свръхнова Ia в спиралните и елиптичните галактики е различна, или звездообразуването все още продължава в някои елиптични галактики и присъстват по-млади звезди.

Теоретични модели

Въз основа на съвкупността от наблюдателни данни изследователите стигнаха до извода, че експлозията на свръхнова трябва да бъде последният етап от еволюцията на звезда, след което тя престава да съществува в предишната си форма. Всъщност енергията на експлозията на свръхнова се оценява на 10 50 - 10 51 erg, което надвишава типичните стойности на гравитационната енергия на свързване на звездите. Енергията, освободена по време на експлозия на свръхнова, е повече от достатъчна, за да разпръсне напълно материята на звездата в космоса. Какви звезди и кога завършват живота си с експлозия на свръхнова, какъв е характерът на процесите, водещи до такова гигантско освобождаване на енергия?

Данните от наблюдения показват, че свръхновите се делят на няколко типа, различаващи се по химическия състав на черупките и техните маси, по характера на отделянето на енергия и по връзката им с различни видове звездни популации. Свръхновите тип II са ясно свързани с млади, масивни звезди и черупките им съдържат големи количества водород. Следователно техните изригвания се считат за последния етап от еволюцията на звезди, чиято първоначална маса е повече от 8-10 слънчеви маси. В централните части на такива звезди енергията се освобождава по време на реакции на ядрен синтез, вариращи от най-простите - образуването на хелий по време на сливането на водородни ядра и завършващи с образуването на железни ядра от силиций. Железните ядра са най-стабилните в природата и при тяхното сливане не се отделя енергия. Така, когато ядрото на една звезда стане желязо, освобождаването на енергия в нея спира. Ядрото не може да устои на гравитационните сили и бързо се свива - колабира. Процесите, протичащи по време на колапс, все още са далеч от напълно обяснение. Въпреки това е известно, че ако цялата материя в ядрото на една звезда се превърне в неутрони, тогава тя може да устои на силите на гравитацията. Ядрото на звездата се превръща в " неутронна звезда"и колапсът спира. В същото време се освобождава огромна енергия, която навлиза в обвивката на звездата и я принуждава да започне разширяване, което виждаме като експлозия на свръхнова. Ако еволюцията на звездата преди това е станала "спокойно", тогава нейната обвивка трябва да има радиус стотици пъти по-голям от радиуса на Слънцето и да задържа достатъчно количество водород, за да обясни спектъра на свръхновите от тип II, ако по-голямата част от обвивката е била изгубена по време на еволюцията в близка двойна система или в някоя друга начин, тогава в спектъра няма да има водородни линии - ще видим свръхнова тип Ib или Ic.

При по-малко масивните звезди еволюцията протича по различен начин. След изгаряне на водород ядрото се превръща в хелий и започва реакцията на превръщане на хелий във въглерод. Ядрото обаче не се нагрява до толкова висока температура, че да започнат реакции на синтез, включващи въглерод. Ядрото не може да освободи достатъчно енергия и се свива, но в този случай компресията се спира от електроните, намиращи се в ядрото. Ядрото на звездата се превръща в така нареченото „бяло джудже“, а черупката се разпръсква в космоса под формата на планетарна мъглявина. Индийският астрофизик С. Чандрасекар показа, че бяло джудже може да съществува само ако масата му е по-малка от около 1,4 слънчеви маси. Ако бяло джудже се намира в достатъчно близка двойна система, тогава поток от материя от обикновена звездана бяло джудже. Масата на бялото джудже постепенно се увеличава и когато надхвърли границата, възниква експлозия, по време на която се получава бързо термоядрено изгаряне на въглерод и кислород, превръщайки се в радиоактивен никел. Звездата е напълно унищожена, а в разширяващата се обвивка има радиоактивен разпад на никел в кобалт и след това в желязо, което осигурява енергия за светенето на обвивката. Ето как експлодират свръхнови тип Ia.

Съвременните теоретични изследвания на свръхновите са главно изчисления на най-мощните компютри на модели на експлодиращи звезди. За съжаление, все още не е възможно да се създаде модел, който от късен етап от еволюцията на звездите да доведе до експлозия на свръхнова и нейните наблюдаеми прояви. Съществуващите модели обаче описват кривите на светлината и спектрите на огромното мнозинство от свръхнови доста добре. Обикновено това е модел на обвивката на звезда, в която „ръчно“ се влага енергията на експлозията, след което започва нейното разширяване и нагряване. Въпреки големите трудности, свързани със сложността и разнообразието на физическите процеси, през последните години е постигнат голям напредък в тази област на изследване.

Въздействие на свръхновите върху околната среда

Експлозиите на свръхнови имат силно и разнообразно въздействие върху околната междузвездна среда. Обвивката на свръхновата, изхвърлена с огромна скорост, загребва и компресира газа около нея. Може би това може да доведе до образуването на нови звезди от облаци газ. Енергията на експлозията е толкова голяма, че се получава синтез на нови елементи, особено тези, които са по-тежки от желязото. Материалът, обогатен на тежки елементи, се разпръсква от експлозии на свръхнови из цялата галактика, което води до образуване на звезди след експлозии на супернови, съдържащи повече тежки елементи. Междузвездната среда в „нашата“ област на Млечния път се оказа толкова обогатена с тежки елементи, че появата на живот на Земята стана възможна. Суперновите са пряко отговорни за това! Свръхновите, очевидно, също генерират потоци от частици с много висока енергия - космически лъчи. Тези частици, прониквайки до повърхността на Земята през атмосферата, могат да причинят генетични мутации, поради които се случва еволюцията на живота на Земята.

Свръхновите ни разказват за съдбата на Вселената

Свръхновите, и особено свръхновите тип Ia, са сред най-ярките обекти с форма на звезда във Вселената. Следователно дори много далечни свръхнови могат да бъдат изследвани с наличното в момента оборудване.

Много свръхнови Ia са открити в доста близки галактики, разстоянието до които може да се определи по няколко начина. В момента най-точният метод се счита за определяне на разстоянията въз основа на видимия блясък на ярки променливи звезди от определен тип - цефеиди. Използване на космическия телескоп. Хъбъл откри и изследва голям брой цефеиди в галактики, отдалечени от нас на разстояние около 20 мегапарсека. Достатъчно точни оценки на разстоянията до тези галактики позволиха да се определи светимостта на избухналите в тях свръхнови тип Ia. Ако приемем, че отдалечените свръхнови Ia имат средно еднаква светимост, тогава разстоянието до тях може да се оцени от наблюдаваната величина при максимална яркост.

Остатък от свръхнова на Кеплер

Свръхнова или експлозия на свръхнова е явление, по време на което нейната яркост се променя рязко с 4-8 порядъка (дузина величини), последвано от относително бавно затихване на избухването. Това е резултат от катаклизъм, съпроводен с освобождаване на огромна енергия и възникващ в края на еволюцията на някои звезди.

Остатък от свръхнова RCW 103 с неутронна звезда 1E 161348-5055 в центъра

По правило свръхновите се наблюдават постфактум, тоест когато събитието вече е настъпило и тяхното излъчване е достигнало . Следователно тяхната природа беше неясна доста дълго време. Но сега се предлагат доста сценарии, които водят до огнища от този вид, въпреки че основните разпоредби вече са доста ясни.

Експлозията е придружена от изхвърляне на значителна маса звездна материя в междузвездното пространство, а от останалата част от материята на експлодиращата звезда по правило се образува компактен обект - неутронна звезда или черна дупка. Заедно те образуват остатък от свръхнова.

Цялостното изследване на получените по-рано спектри и светлинни криви в комбинация с изследването на остатъци и възможни звезди-предшественици прави възможно изграждането на по-подробни модели и изследване на условията, които са съществували по време на избухването.

Освен всичко друго, веществото, изхвърлено по време на изригването, до голяма степен съдържа продукти от термоядрен синтез, възникнал през целия живот на звездата. Това е благодарение на свръхнови като цяло и всяка по-специално, която се развива химически.

Името отразява историческия процес на изучаване на звезди, чиято яркост се променя значително с течение на времето, така наречените нови звезди. По същия начин сред свръхновите вече има подклас - хипернови.

Името се състои от етикета SN, последван от годината на отваряне, завършваща с едно- или двубуквено обозначение. Първите 26 свръхнови от текущата година получават еднобуквени обозначения в края на името си от главни букви A до Z. Останалите свръхнови получават двубуквени обозначения от малки букви: aa, ab и т.н. Непотвърдените свръхнови се обозначават с буквите PSN (възможна свръхнова) с небесни координати във формат: Jhhmmssss+ddmmsss.

Светлинни криви за тип I висока степенса сходни: има рязко увеличение за 2-3 дни, след което се заменя със значителен спад (с 3 магнитуда) за 25-40 дни, последвано от бавно отслабване, почти линейно по скалата на величината.

Но светлинните криви от тип II са доста разнообразни. За някои кривите приличаха на тези за тип I, само с по-бавно и по-дълго намаляване на яркостта до началото на линейния етап. Други, след като достигнаха връх, останаха на него до 100 дни, след което яркостта спадна рязко и достигна линейна „опашка“. Абсолютната величина на максимума варира в широки граници.

Горната класификация вече съдържа някои основни характеристики на спектрите на свръхнови от различни видове; Първата и много важна особеност, която дълго време възпрепятстваше интерпретацията на получените спектри, е, че основните линии са много широки.

Спектрите на свръхновите тип II и Ib\c се характеризират с:
Наличието на тесни характеристики на поглъщане близо до максимума на яркостта и тесни неизместени компоненти на излъчване.
Линии , , , наблюдавани при ултравиолетово лъчение.

Честотата на изригванията зависи от броя на звездите в галактиката или, което е същото за обикновените галактики, от светимостта.

В този случай свръхновите Ib/c и II гравитират към спирални ръкави.

Мъглявина Рак (рентгеново изображение), показваща вътрешна ударна вълна, свободно течащ вятър и струя

Каноничната схема на младия остатък е следната:

Възможен компактен остатък; обикновено пулсар, но вероятно и черна дупка
Външна ударна вълна, разпространяваща се в междузвездната материя.
Възвратна вълна, разпространяваща се в материала на изхвърлената свръхнова.
Вторични, разпространяващи се в струпвания на междузвездната среда и в плътни емисии на свръхнова.

Заедно те образуват следната картина: зад фронта на външната ударна вълна газът се нагрява до температури TS ≥ 107 K и излъчва в рентгеновия диапазон с фотонна енергия от 0,1-20 keV; предната част на обратната вълна образува втора област на рентгеново лъчение. Линиите на силно йонизирано Fe, Si, S и др. показват топлинната природа на излъчването от двата слоя.

Оптичното излъчване от младия остатък създава газ в бучки зад предната част на вторичната вълна. Тъй като скоростта на разпространение в тях е по-висока, което означава, че газът се охлажда по-бързо и радиацията преминава от рентгеновия в оптичния диапазон. Ударният произход на оптичното излъчване се потвърждава от относителния интензитет на линиите.

Влакната в Касиопея А ясно показват, че произходът на бучките материя може да бъде двоен. Така наречените бързи нишки отлитат със скорост 5000-9000 km/s и излъчват само в линиите O, S, Si - тоест това са струпвания, образувани в момента на избухване на свръхнова. Стационарните кондензации имат скорост от 100-400 km/s и в тях се наблюдават нормални концентрации на H, N, O. Заедно това показва, че това вещество е изхвърлено много преди експлозията на свръхнова и по-късно е нагрято от външна ударна вълна. .

Синхротронното радиоизлъчване от релативистични частици в силно магнитно поле е основният наблюдателен подпис за целия остатък. Районът на неговата локализация е фронталната област на външните и обратните вълни. Синхротронно лъчение се наблюдава и в рентгеновия диапазон.

Естеството на свръхновите Ia е различно от естеството на други огнища. Това ясно се доказва от липсата на изригвания от тип Ib\c и тип II в елиптичните галактики. от обща информацияза последното се знае, че там има малко газ и сини звезди, а звездообразуването е приключило преди 1010 години. Това означава, че всички масивни звезди вече са завършили своята еволюция и остават само звезди с маса, по-малка от слънчевата, и не повече. От теорията за еволюцията на звездите е известно, че звезди от този тип не могат да бъдат експлодирани и следователно е необходим механизъм за удължаване на живота за звезди с маса от 1-2M⊙.

Липсата на водородни линии в Ia\Iax спектрите показва, че има изключително малко водород в атмосферата на оригиналната звезда. Масата на изхвърленото вещество е доста голяма - 1M⊙, като основно съдържа въглерод, кислород и други тежки елементи. А изместените линии на Si II показват, че ядрените реакции протичат активно по време на изхвърлянето. Всичко това ни убеждава, че звездата-предшественик е бяло джудже, най-вероятно въглеродно-кислородно.

Привличането към спиралните ръкави на свръхнови тип Ib\c и тип II показва, че звездата-предшественик е краткотрайни O звезди с маса 8-10M⊙.

Доминиращ сценарий

Един от начините за освобождаване на необходимото количество енергия е рязкото увеличаване на масата на веществото, участващо в термоядрено изгаряне, т.е. термоядрен взрив. Физиката на единичните звезди обаче не позволява това. Процесите в звездите, разположени на главната последователност, са в равновесие. Следователно всички модели разглеждат последния етап от еволюцията на звездите - белите джуджета. Последният обаче е стабилна звезда; всичко може да се промени само когато се приближи границата на Чандрасекар. Това води до недвусмисленото заключение, че термоядрен взрив е възможен само в звездни системи, най-вероятно в така наречените двойни звезди.

В тази схема има две променливи, които влияят върху състоянието, химическия състав и крайната маса на веществото, участващо в експлозията.

Вторият спътник е обикновена звезда, от която материята тече към първата.
Вторият спътник е същото бяло джудже. Този сценарий се нарича двойна дегенерация.

Експлозия възниква, когато границата на Чандрасекар бъде превишена.
Експлозията се случва преди него.

Общото между всички сценарии за свръхнова Ia е, че експлодиращото джудже най-вероятно е въглеродно-кислородно.

Масата на реагиращото вещество определя енергията на експлозията и съответно максималната яркост. Ако приемем, че цялата маса на бялото джудже реагира, тогава енергията на експлозията ще бъде 2,2 1051 erg.

По-нататъшното поведение на светлинната крива се определя главно от веригата на разпад.

Изотопът 56Ni е нестабилен и има период на полуразпад от 6,1 дни. Освен това, електронното улавяне води до образуването на ядро ​​56Co предимно във възбудено състояние с енергия от 1,72 MeV. Това ниво е нестабилно и преминаването на електрона в основно състояние е съпроводено с излъчване на каскада от γ-кванти с енергия от 0,163 MeV до 1,56 MeV. Тези кванти изпитват комптоново разсейване и тяхната енергия бързо намалява до ~100 keV. Такива кванти вече се абсорбират ефективно от фотоелектричния ефект и в резултат нагряват веществото. Когато звездата се разширява, плътността на материята в звездата намалява, броят на фотонните сблъсъци намалява и повърхностната материя на звездата става прозрачна за радиация. Както показват теоретичните изчисления, тази ситуация се случва приблизително 20-30 дни след като звездата достигне максималната си яркост.

60 дни след началото веществото става прозрачно за γ-лъчение. Светлинната крива започва да намалява експоненциално. По това време 56Ni вече се е разпаднал и възниква освобождаване на енергия поради β-разпадането на 56Co до 56Fe (T1/2 = 77 дни) с енергии на възбуждане до 4,2 MeV.

Модел на механизма на гравитационен колапс

Вторият сценарий за освобождаване на необходимата енергия е колапсът на ядрото на звездата. Нейната маса трябва да е точно равна на масата на нейния остатък – неутронна звезда.

Необходим е носител, който от една страна трябва да отвежда освободената енергия, а от друга страна да не взаимодейства с веществото. Неутриното са подходящи за ролята на такъв носител.

Няколко процеса са отговорни за тяхното образуване. Първият и най-важен за дестабилизирането на една звезда и началото на компресията е процесът на неутронизация.

Неутрино от тези реакции отнасят 10%. Основна роля в охлаждането играят процесите URKA (неутрино охлаждане).

Вместо протони и неутрони, атомните ядра също могат да действат, образувайки нестабилен изотоп, който преживява бета-разпад.

Интензивността на тези процеси се увеличава с компресията, като по този начин се ускорява. Този процес се спира от разсейването на неутрино върху изродени електрони, по време на което те се термолизират и се заключват вътре в веществото.

Обърнете внимание, че процесите на неутронизация възникват само при плътности от 1011/cm3, постижими само в звездното ядро. Това означава, че хидродинамичното равновесие е нарушено само в него. Външните слоеве са в локално хидродинамично равновесие и колапсът започва едва след като централното ядро ​​се свие и образува твърда повърхност. Отскокът от тази повърхност осигурява освобождаването на черупката.

Има три етапа в еволюцията на остатъка от свръхновата:

Безплатен полет.
Адиабатно разширение (етап на Седов). Експлозията на свръхнова на този етап се появява като силна точкова експлозия в среда с постоянен топлинен капацитет. Самомодалното решение на Седов, тествано за ядрени експлозиив земната атмосфера.
Етап на интензивно осветление. Започва, когато температурата зад фронта достигне максимум на кривата на радиационните загуби.

Разширяването на обвивката спира в момента, когато налягането на газа в остатъка се изравни с налягането на газа в междузвездната среда. След това остатъкът започва да се разсейва, сблъсквайки се с хаотично движещи се облаци.

В допълнение към несигурността в теориите за супернова Ia, описани по-горе, механизмът на самата експлозия е източник на много противоречия. Най-често моделите могат да бъдат разделени на следните групи:

Моментална детонация
Забавена детонация
Пулсираща забавена детонация
Турбулентно бързо горене

Поне за всяка комбинация от начални условия, изброените механизми могат да бъдат намерени в една или друга вариация. Но гамата от предложени модели не се ограничава до това. Като пример можем да цитираме модели, когато двама детонират наведнъж. Естествено, това е възможно само в сценарии, при които и двата компонента са се развили.

Експлозиите на свръхнови са основният източник на попълване на междузвездната среда с елементи с атомни номера по-големи (или, както се казва, по-тежки) He. Процесите, които са ги породили, обаче са различни за различните групи елементи и дори изотопи.

Почти всички елементи, по-тежки от He и до Fe, са резултат от класически термоядрен синтез, възникващ например във вътрешността на звездите или по време на експлозии на свръхнова по време на p-процеса. Тук си струва да се спомене, че изключително малка част е получена по време на първичната нуклеосинтеза.
Всички елементи, по-тежки от 209Bi, са резултат от r-процеса
Произходът на останалите е предмет на дебат; s-, r-, ν- и rp-процесите са предложени като възможни механизми.

Структурата и процесите на нуклеосинтеза в предсвръхновата и следващия момент след избухването за звезда 25M☉, не в мащаб.

R-процесът е процес на образуване на по-тежки ядра от по-леки чрез последователно улавяне на неутрони по време на (n, γ) реакции и продължава, докато скоростта на улавяне на неутрони е по-висока от скоростта на β- разпадане на изотопа.

ν-процесът е процес на нуклеосинтеза чрез взаимодействие на неутрино с атомни ядра. Може да е отговорен за появата на изотопите 7Li, 11B, 19F, 138La и 180Ta.

Мъглявината Рак като остатък от свръхнова SN 1054

Интересът на Хипарх към неподвижните звезди може да е бил вдъхновен от наблюдението на свръхнова (според Плиний). Най-ранният запис, идентифициран като свръхнова SN 185, е направен от китайски астрономи през 185 г. сл. Хр. Най-ярката известна супернова, SN 1006, е описана подробно от китайски и арабски астрономи. Свръхновата SN 1054, която роди мъглявината Рак, беше добре наблюдавана. Свръхновите SN 1572 и SN 1604 бяха видими с просто око и имаха голяма стойноств развитието на астрономията в Европа, тъй като те бяха използвани като аргумент срещу идеята на Аристотел, че светът отвъд Луната и слънчева системанепроменени. Йоханес Кеплер започва да наблюдава SN 1604 на 17 октомври 1604 г. Това беше втората свръхнова, която беше записана на етапа на нарастваща яркост (след SN 1572, наблюдавана от Тихо Брахе в съзвездието Касиопея).

С развитието на телескопите стана възможно да се наблюдават свръхнови в други галактики, като се започне с наблюдения на супернова S Андромеда в мъглявината Андромеда през 1885 г. През двадесети век бяха разработени успешни модели за всеки тип свръхнова и разбирането за тяхната роля в образуването на звезди се увеличи. През 1941 г. американските астрономи Рудолф Минковски и Фриц Цвики разработват съвременна класификационна схема за свръхнови.

През 60-те години на миналия век астрономите откриха, че максималната яркост на експлозиите на свръхнова може да се използва като стандартна свещ, следователно мярка за астрономически разстояния. Суперновите вече предоставят важна информация за космологичните разстояния. Най-отдалечените свръхнови се оказаха по-бледи от очакваното, което според съвременните представи показва, че разширяването на Вселената се ускорява.

Разработени са методи за реконструкция на историята на експлозии на свръхнови, които нямат писмени записи от наблюдения. Датата на супернова Касиопея А е определена от светлинно ехо от мъглявината, докато възрастта на остатъка от супернова RX J0852.0-4622 е оценена от измервания на температурата и емисиите на γ-лъчи от разпадането на титан-44. През 2009 г. бяха открити нитрати в антарктическия лед, съответстващи на времето на експлозията на свръхновата.

На 22 януари 2014 г. свръхнова SN 2014J избухна в галактиката M82, разположена в съзвездието Голяма мечка. Галактика M82 се намира на 12 милиона светлинни години от нашата галактика и има видима величина малко под 9. Тази супернова е най-близката до Земята от 1987 г. (SN 1987A).

Вече видяхме, че за разлика от Слънцето и други неподвижни звезди, физически променливите звезди се променят по размер, температура на фотосферата и светимост. Сред различните видове нестационарни звезди, новите и свръхновите са от особен интерес. Всъщност това не са новопоявили се звезди, а вече съществуващи, които са привлекли вниманието с рязко увеличаване на яркостта.

По време на изблиците на нови звезди яркостта се увеличава хиляди и милиони пъти за период от няколко дни до няколко месеца. Има известни звезди, които многократно са избухвали като нови. Според съвременните данни новите звезди обикновено са част от двойни системи, а изблиците на една от звездите възникват в резултат на обмена на материя между звездите, образуващи двойната система. Например, в системата „бяло джудже – обикновена звезда (ниска светимост)“, експлозии, които причиняват феномена на нова, могат да възникнат, когато газът падне от обикновена звезда върху бяло джудже.

Още по-грандиозни са експлозиите на свръхнови, чиято яркост внезапно се увеличава с около 19 m! При максимална яркост излъчващата повърхност на звездата се приближава към наблюдателя със скорост от няколко хиляди километра в секунда. Моделът на експлозии на свръхнови предполага, че свръхновите са експлодиращи звезди.

По време на експлозиите на свръхнови се отделя огромна енергия за няколко дни - около 10 41 J. Такива колосални експлозии се случват в крайните етапи от еволюцията на звездите, чиято маса е няколко пъти по-голяма от масата на Слънцето.

При максималната си яркост една супернова може да свети по-ярко от милиард звезди като нашето Слънце. При най-мощните експлозии на някои свръхнови може да се изхвърли материя със скорост 5000 - 7000 km/s, чиято маса достига няколко слънчеви маси. Виждат се останки от черупки, изхвърлени от свръхнови за дълго времекато разширяващи се газове.

Открити са не само останките от черупки на свръхнова, но и останките от централната част на някога експлодиралата звезда. Тези „звездни останки“ се оказаха невероятни източници на радиоизлъчване, наречени пулсари. Първите пулсари са открити през 1967 г.

Някои пулсари имат удивително стабилна честота на повторение на радиоимпулсите: импулсите се повтарят на строго равни интервали от време, измерени с точност над 10 -9 s! Отворените пулсари се намират от нас на разстояния, които не надвишават стотици парсеци. Предполага се, че пулсарите са бързо въртящи се свръхплътни звезди с радиуси около 10 km и маси, близки до масата на Слънцето. Такива звезди се състоят от плътно опаковани неутрони и се наричат ​​неутронни звезди. Само част от времето на своето съществуване неутронните звезди се проявяват като пулсари.

Експлозиите на свръхнови са рядко явление. През последното хилядолетие в нашата звездна система са наблюдавани само няколко експлозии на свръхнови. От тях най-надеждно са установени следните три: избухване през 1054 г. в съзвездието Телец, през 1572 г. в съзвездието Касиопея, през 1604 г. в съзвездието Змиеносец. Първата от тези супернови е описана като „звезда гост“ от китайски и японски астрономи, втората от Тихо Брахе, а третата е наблюдавана от Йоханес Кеплер. Блясъкът на свръхновите от 1054 и 1572 г. надвишава блясъка на Венера и тези звезди се виждат през деня. От изобретяването на телескопа (1609 г.) в нашата звездна система не е наблюдавана нито една супернова (възможно е някои експлозии да са останали незабелязани). Когато се появи възможност за изследване на други звездни системи, в тях често се откриваха нови звезди и свръхнови.

На 23 февруари 1987 г. свръхнова избухна в Големия Магеланов облак (съзвездието Златна звезда), най-големият спътник на нашата Галактика. За първи път от 1604 г. свръхнова можеше да се види дори с просто око. Преди експлозията на мястото на свръхновата е имало звезда от 12-та величина. Звездата достигна максималната си яркост от 4 m в началото на март и след това започна бавно да избледнява. Учените, които наблюдаваха свръхновата с помощта на телескопи от най-големите наземни обсерватории, орбиталната обсерватория Astron и рентгеновите телескопи на модула Kvant на орбиталната станция Мир, успяха да проследят целия процес на изригване за първи път. Наблюденията са извършени в различни спектрални диапазони, включително видим оптичен диапазон, ултравиолетов, рентгенов и радио диапазони. В научната преса се появиха сензационни съобщения за откриването на неутрино и, вероятно, гравитационно лъчение от експлодираща звезда. Моделът на структурата на звездата във фазата, предхождаща експлозията, беше усъвършенстван и обогатен с нови резултати.

Свръхновата е експлозия на умиращи много големи звезди с огромно освобождаване на енергия, трилион пъти повече от енергията на Слънцето. Свръхнова може да освети цялата галактика и светлината, изпратена от звездата, ще достигне ръба на Вселената. Ако една от тези звезди избухне на разстояние 10 светлинни години от Земята, Земята ще изгори напълно от освобождаването. енергия и радиация.

Супернова

Свръхновите не само унищожават, но и допълват необходимите елементи в космоса: желязо, злато, сребро и други. Всичко, което знаем за Вселената, е създадено от останките на свръхнова, която някога е избухнала. Свръхновата е един от най-красивите и интересни обекти във Вселената. Най-големите експлозии във Вселената оставят след себе си специални, най-странни останки във Вселената:

Неутронни звезди

Неутроните са много опасни и странни тела. Когато гигантска звезда стане супернова, нейното ядро ​​се свива до размерите на земен метрополис. Налягането вътре в ядрото е толкова голямо, че дори атомите вътре започват да се топят. Когато атомите са толкова компресирани, че между тях не остава място, се натрупва колосална енергия и възниква мощна експлозия. Експлозията оставя след себе си невероятно плътна неутронна звезда. Една чаена лъжичка от неутронна звезда ще тежи 90 милиона тона.

Пулсарът е остатък от експлозия на свръхнова. Тяло, което е подобно на масата и плътността на неутронна звезда. Въртящи се с голяма скорост, пулсарите освобождават изблици на радиация в космоса от северния и южния полюс. Скоростта на въртене може да достигне 1000 оборота в секунда.

Когато звезда, 30 пъти по-голяма от нашето Слънце, експлодира, тя създава звезда, наречена Магнетар. Магнетарите създават мощни магнитни полетате са дори по-странни от неутронните звезди и пулсарите. Магнитното поле на Magnitar е няколко хиляди пъти по-голямо от това на Земята.

Черни дупки

След смъртта на хиперновите звезди, дори по-големи от суперзвезда, най-мистериозните и опасно мястоВъв Вселената има черна дупка. След смъртта на такава звезда черна дупка започва да поглъща нейните останки. Черната дупка има твърде много материал за абсорбиране и изхвърля останките от звездата обратно в космоса, образувайки 2 лъча гама радиация.

Що се отнася до нашето, Слънцето, разбира се, няма достатъчно маса, за да се превърне в черна дупка, пулсар, магнетар или дори невронна звезда. По космически стандарти нашата звезда е много малка за такъв край на живота си. Учените казват, че след като горивото се изчерпи, нашата звезда ще се увеличи по размер няколко десетки пъти, което ще й позволи да погълне земните планети: Меркурий, Венера, Земята и, вероятно, Марс.

СУПЕРНОВА

СУПЕРНОВА, звездна експлозия, при която почти цялата ЗВЕЗДА е унищожена. В рамките на една седмица свръхнова може да засенчи всички други звезди в Галактиката. Светимостта на свръхнова е 23 величини (1000 милиона пъти) по-голяма от яркостта на Слънцето, а енергията, освободена по време на експлозията, е равна на цялата енергия, излъчена от звездата през целия й предишен живот. След няколко години свръхновата увеличава обема си толкова много, че става разредена и полупрозрачна. В продължение на стотици или хиляди години остатъците от изхвърления материал се виждат като останки от свръхнова.Свръхновата е около 1000 пъти по-ярка от новата. На всеки 30 години галактика като нашата преживява около една супернова, но повечето от тези звезди са затъмнени от прах.

Свръхновите са звезди, които внезапно избухват, понякога придобивайки яркост 10 000 милиона пъти по-голяма от яркостта на Слънцето. Това се случва на няколко етапа (А), огромна звезда се развива много бързо до етапа, в който различни ядрени процеси започват да се случват едновременно в звездата. В центъра може да се образува желязо, което означава край на производството на ядрена енергия. След това звездата започва да претърпява гравитационен колапс (B). Това обаче загрява центъра на звездата до такава степен, че химически елементиразпадат се и възникват нови реакции с експлозивна сила (C). Голяма част от материала на звездата се изхвърля в космоса, докато останките от центъра на звездата колабират, докато звездата стане напълно тъмна, вероятно се превръща в много плътна неутронна звезда (D). Една такава супернова е била видима през 1054 г. в съзвездието Телец (E). Остатъкът от тази звезда е облак от газ, наречен мъглявина Рак (F).

Научно-технически енциклопедичен речник.

Вижте какво е "SUPERNOVA" в други речници:

Заявката "Supernova" пренасочва тук; вижте и други значения. Kepler Supernova Remnant Supernovae ... Уикипедия

Експлозията, белязала смъртта на една звезда. Понякога експлозията на свръхнова е по-ярка от галактиката, в която се е случила. Свръхновите се делят на два основни типа. Тип I се характеризира с дефицит на водород в оптичния спектър; затова си мислят, че... Енциклопедия на Collier

свръхнова- астрон. Внезапно пламнала звезда с мощност на излъчване, хиляди пъти по-голяма от мощността на ново избухване... Речник на много изрази

Супернова SN 1572 Остатък от супернова SN 1572, композиция от рентгенови и инфрачервени изображения, направени от телескопите Sptitzer, Chandra и обсерваторията Calar Alto Данни от наблюдения (Епоха?) Тип свръхнова ... Wikipedia

Художествено изображение на звезда на Wolf Rayet Звездите на Wolf Rayet са клас звезди, които се характеризират с много висока температураи осветеност; Звездите на Wolf Rayet се различават от другите горещи звезди по наличието на широки ленти за излъчване на водород в техния спектър... Wikipedia

Свръхнова: Свръхнова е звезда, която завършва своята еволюция в катастрофален експлозивен процес; Супернова руска поп пънк група. Супернова (филм) 2000 фентъзи филм на ужасите от американски режисьор... ... Wikipedia

Този термин има други значения, вижте Звезда (значения). Звездата на Плеядите небесно тяло, в които отиват, отиваха или ще отиват... Уикипедия

Художествено изображение на звезда на Wolf Rayet Звездите на Wolf Rayet са клас звезди, характеризиращи се с много високи температури и светимост; Звездите на Wolf Rayet се различават от другите горещи звезди по наличието на ... Wikipedia

SN 2007on Супернова SN 2007on, заснета от космическия телескоп Swift. Данни от наблюдения (Епоха J2000.0) Тип Ia свръхнова ... Уикипедия

Книги

• Пръстът на съдбата (включително пълен преглед на неаспектираните планети), Хамакер-Зондаг К.. Книгата на известния астролог Карен Хамакер-Зондаг е плод на двадесет години работа по изучаване на мистериозните и често непредвидими скрити фактори на хороскопа: Конфигурации "Пръст на съдбата",...