Какова цель рождение сверхновой звезды. Переменные Звезды

Как много впечатлений связанно у любителей и профессионалов — исследователей космоса с этими словами. Само слово «новые» несет в себе положительный смысл, а «сверх» -суперположительный, но, к сожалению, обманывает саму суть. Сверхновые скорее можно назвать сверхстарым звездами, потому что это практически последняя стадия развития Звезды. Так сказать яркий эксцентричный апофеоз звездной жизни. Вспышка порой затмевает всю галактику, в которой находиться умирающая звезда, и заканчивается полным ее угасанием.
Ученые выделили 2 типа Сверхновых. Один ласково прозвали взрывом белого карлика (тип I) который по сравнению с нашим солнцем более плотный, и при этом гораздо меньший в радиусе. Маленький, тяжелы Белый карлик – предпоследняя нормальная стадия эволюции многих звезд. В нем уже практически нет водорода в оптическом спектре. И если белый карлик существует в симбиозе двойной системы с другой звездой, он перетягивает ее вещество до тех пор, пока не превышает свой передел. С. Чандресекар в 30-х годах 20 века сказал, что у каждого карлика есть четки предел плотности и массы, превышая который происходит коллапс. Бесконечно сжиматься невозможно и рано или поздно должен случиться взрыв! Второй тип образования сверхновой звезды вызван процессом термоядерного синтеза, который образуя тяжелые металлы, сжимается в себя, от чего начинает повышаться температура в центре звезды. Ядро звезды сжимается все сильней и в нем начинают происходить процессы нейтронизации («терки» протонов и электронов, в ходе которых оба превращаются в нейтроны), что приводит к потере энергии и остыванию центра звезды. Все это провоцирует разряженную атмосферу, и оболочка устремляется к ядру. Взрыв! Мириады маленьких кусочков звезды разлетаются по всему космосу, а яркое свечение из далекой галактики, где миллионы лет назад (количество нулей в годах видимости звезды, зависит от ее удаленности от Земли) взорвалась звезда, видна сегодня ученым планеты Земля. Весточка трагедии прошлого, еще одна оборвавшаяся жизнь, печальная красота, которую иногда мы можем наблюдать веками.

Так, например, Крабовидная туманность, которую можно увидеть в глазок телескопа современных обсерваторий — это последствия взрыва сверхновой, которую видели китайский астрономы в 1054 году. Так интересно осознавать, что то, на что сегодня смотришь ты, почти 1000 лет восхищался человек, уже давным-давно не существующий на Земле. В этом вся таинственность Вселенной, ее медленное тянущееся существование, которое делает нашу жизнь — вспышкой искры костра, она поражает и приводит в некоторый трепет. Ученые выделили несколько наиболее известных взрывов сверхновых звезд, обозначение которых ведется по четкой оговоренной схеме. Латинская SuperNova сократилась до символов SN, затем следует запись года наблюдения и в конце записывается порядковый номер в году. Таким образом, можно увидеть следующие названия известных сверхновых:
Крабовидная туманность – как и говорилось ранее, она является итогом взрыва сверхновой, которая находиться на расстоянии 6500 световых лет от Земли, с диаметром на сегодняшний день 6 000 световых лет. Эта туманность продолжает разлетаться в разные стороны, хотя взрыв произошел чуть менее 1000 лет назад. А в центре ее находить нейтронная звезда-пульсар, который вращается вокруг своей оси. Интересно то, что при большой яркости эта туманность имеет постоянный поток энергии, что позволяет ставить ее ориентиром при калибровке рентгеновской астрономии. Другой находкой стала сверхновая SN1572, как уже видно из названия, вспышку ученые наблюдали в 1572 году в ноябре. По всем признаком это звезда была белым карликом. В 1604 году в течение целого года китайские, корейские, а затем европейские астрологи могли наблюдать взрыв-свечение сверхновой SN1604, которая находиться в созвездии Змееносца. Иоган Кеплер посвятил ее изучению свою основную работу «О новой звезде в созвездии Змееносца» в связи, с чем сверхновая была названа именем ученого – SuperNova Kepler. Самой близкой вспышкой сверхновой стало свечение в 1987 году — SN1987A, находящаяся в Большом Магеллановом Облаке в 50 парсеках от нашего Солнца, карликовой галактике – спутнике Млечного пути. Этот взрыв перевернул некоторые положение уже устоявшейся теории звездной эволюции. Так полагалось, что вспыхивать могут только красные гиганты, а тут, так некстати взял и взорвался голубой! Голубой сверхгигант (масса более 17 масс Солнца) Sanduleak. Очень красивые остатки планеты образуют два необычных соединяющихся кольца, изучением которых сегодня занимаются ученые. Следующая сверхновая поразили ученых в 1993 году — SN1993J, которая до взрыва была красным сверхгигантом. Но удивительно то, что остатки, которые обязаны гаснуть после взрыва, наоборот начали набирать яркость. Почему?

Через несколько лет была обнаружена планета — спутник, которая не пострадала от взрыва сверхновой соседки и создавала условия свечения сорванной незадолго до взрыва оболочки звезды-компаньона (соседки соседками, а с гравитацией не поспоришь…), наблюдаемые учеными. Этой звезде так же пророчиться стать красным гигантом и сверхновой. Взрыв следующей сверхновой в 2006 году (SN206gy) признан самым ярким свечением во всей истории наблюдения за этими явлениями. Это позволило ученым выдвинуть новые теории взрывов сверхновых (такие как кварковые звезды, столкновение двух массивных планет и другие) и назвать этот взрыв — взрывом гиперновой! И последняя интересная сверхновая G1.9+0.3. Первый раз ее сигналы, как радиоисточника Галактики, поймал радиотелескоп VLA. А сегодня ее изучением занимается обсерватория Чандра. Удивительна скорость расширения остатков взорванной звезды, она составляет 15 000 км в час! Что является 5% от скорости света!
Кроме этих самых интересных взрывов сверхновых и их остатков, конечно, существуют и другие «будничные» события космоса. Но факт остается фактом все, что нас сегодня окружает это итог вспышек сверхновых. Ведь в теории в начале существования Вселенная состояла из легких газов гелия и водорода, которые в процессе горения звезд превращались в другие «строительные» элементы для всех существующих ныне планет. Другими словами Звезды отдавали жизнь за рождение новой жизни!

Остаток сверхновой Кеплера

Сверхновая звезда или вспышка сверхновой - феномен, в ходе которого резко меняет свою яркость на 4-8 порядков (на десяток звёздных величин) с последующим сравнительно медленным затуханием вспышки. Является результатом катаклизмического процесса, сопровождающегося выделением огромной энергии и возникающего в конце эволюции некоторых звёзд.

Остаток сверхновой RCW 103 c нейтронной звездой 1E 161348-5055 в центре

Как правило, сверхновые звезды наблюдаются постфактум, то есть когда событие уже произошло и их излучения достигло . Поэтому их природа довольно долго была неясна. Но сейчас предлагается довольно много сценариев, приводящих к подобного рода вспышкам, хотя основные положения уже достаточно понятны.

Взрыв сопровождается выбросом значительной массы вещества звезды в межзвёздное пространство, а из оставшейся части вещества взорвавшейся звезды, как правило, образуется компактный объект - нейтронная звезда или чёрная дыра. Вместе они образуют остаток сверхновой.

Комплексное изучение ранее полученных спектров и кривых блеска в сочетании с исследованием остатков и возможных звёзд-предшественников позволяет строить более подробные модели и изучать уже условия, сложившиеся к моменту вспышки.

Помимо прочего, выбрасываемое в ходе вспышки вещество в значительной части содержит продукты термоядерного синтеза, происходившего на протяжении всей жизни звезды. Именно благодаря сверхновым в целом и каждая в частности, химически эволюционирует.

Название отражает исторический процесс изучения звёзд, блеск которых значительно меняется со временем, так называемых новых звёзд. Аналогично среди сверхновых сейчас выделяется подкласс - гиперновые.

Имя составляется из метки SN, после которой ставят год открытия, с окончанием из одно- или двухбуквенного обозначения. Первые 26 сверхновых текущего года получают однобуквенные обозначения, в окончании имени, из заглавных букв от A до Z. Остальные сверхновые получают двухбуквенные обозначения из строчных букв: aa, ab, и так далее. Неподтверждённые сверхновые обозначают буквами PSN (англ. possible supernova) с небесными координатами в формате: Jhhmmssss+ddmmsss.

Кривые блеска для I типа в высокой степени сходны: 2-3 суток идёт резкий рост, затем его сменяет значительное падение (на 3 звёздные величины) 25-40 суток с последующим медленным ослаблением, практически линейным в шкале звёздных величин.

А вот кривые блеска типа II достаточны разнообразны. Для некоторых кривые напоминали оные для I типа, только с более медленным и продолжительным падением блеска до начала линейной стадии. Другие, достигнув пика, держались на нём до 100 суток, а затем блеск резко падал и выходил на линейный «хвост». Абсолютная звёздная величина максимума варьируется в широком пределе.

Вышеприведенная классификация уже содержит некоторые основные черты спектров сверхновых различных типов, остановимся на том, что не вошло. Первая и очень важная особенность, которая долго мешала расшифровке полученных спектров - основные линии очень широкие.

Для спектров сверхновых типа II и Ib\c характерно:
Наличие узких абсорбционных деталей вблизи максимума блеска и узкие несмещенные эмиссионные компоненты.
Линии , , , наблюдаемые в ультрафиолетовом излучении.

Частота вспышек зависит от числа звёзд в галактике или, что то же самое для обычных галактик, светимости.

При этом сверхновые Ib/c и II тяготеют к спиральным рукавам.

Крабовидная туманность (изображение в рентгеновских лучах), хорошо видна внутренняя ударная волна, свободно распространяющийся ветер, а также джет

Каноническая схема молодого остатка следующая:

Возможный компактный остаток; обычно это пульсар, но возможно и чёрная дыра
Внешняя ударная волна, распространяющаяся в межзвёздном веществе.
Возвратная волна, распространяющаяся в веществе выброса сверхновой.
Вторичная, распространяющаяся в сгустках межзвёздной среды и в плотных выбросах сверхновой.

Вместе они образуют следующую картину: за фронтом внешней ударной волны газ нагрет до температур TS ≥ 107 К и излучает в рентгеновском диапазоне с энергией фотонов в 0,1-20 кэВ, аналогично газ за фронтом возвратной волны образует вторую область рентгеновского излучения. Линии высокоионизированных Fe, Si, S и т. п указывают на тепловую природу излучения из обоих слоев.

Оптическое излучение молодого остатка создает газ в сгустках за фронтом вторичной волны. Так как в них скорость распространении выше, а значит газ остывает быстрее и излучение переходит из рентгеновского диапазона в оптический. Ударное происхождение оптического излучения подтверждает относительная интенсивность линий.

Волокна в Кассиопее A дают понять, что происхождение сгустков вещества может быть двояким. Так называемые быстрые волокна разлетаются со скоростью 5000-9000 км/с и излучают только в линиях O, S, Si - то есть это сгустки, сформированные в момент взрыва сверхновой. Стационарные конденсации же имеют скорость 100-400 км/с, и в них наблюдается нормальная концентрация H, N, O. Вместе это свидетельствуют, что это вещество было выброшено задолго до вспышки сверхновой и позже было нагрето внешней ударной волной.

Синхротронное радиоизлучение релятивистских частиц в сильном магнитном поле является основным наблюдательным признаком для всего остатка. Область его локализации - прифронтовые области внешней и возвратной волн. Наблюдается синхротронное излучение и в рентгеновском диапазоне.

Природа сверхновых Ia отлична от природы остальных вспышек. Об этом ясно свидетельствует отсутствие вспышек Ib\c и II типов в эллиптических галактиках. Из общих сведений о последних известно, что там мало газа и голубых звёзд, а звездообразование закончилось 1010 лет назад. Это значит, что все массивные звёзды уже завершили свою эволюцию, и остались звёзды с массой меньше солнечной, не более. Из теории эволюции звёзд известно, что звёзды подобного типа взорвать невозможно, а следовательно нужен механизм продления жизни для звёзд масс 1-2M⊙.

Отсутствие линий водорода в спектрах Ia\Iax говорит о том, что в атмосфере исходной звезды его крайне мало. Масса выброшенного вещества достаточно велика - 1M⊙, преимущественно содержит углерод, кислород и прочие тяжёлые элементы. А смещённые линии Si II указывает на то, что во время выброса активно идут ядерные реакции. Всё это убеждает, что в качестве звезды-предшественника выступает белый карлик, скорее всего углеродно-кислородный.

Тяготение к спиральным рукавам сверхновых Ib\c и II типов свидетельствует, что звездой прародителем являются короткоживущие O-звезды с массой 8-10M⊙.

Доминирующий сценарий

Один из способов высвободить требуемое количество энергии - резкое увеличение массы вещества, участвующего в термоядерном горении, то есть термоядерный взрыв. Однако физика одиночных звёзд такого не допускает. Процессы в звёздах, находящихся на главной последовательности, равновесны. Поэтому во всех моделях рассматриваются конечный этап звёздной эволюции - белые карлики. Однако сам по себе последний - устойчивая звезда, все может изменится только при приближении к пределу Чандрасекара. Это приводит к однозначному выводу, что термоядерный взрыв возможен только в звёздных системах, скорее всего, в так называемых двойных звёздах.

В данной схеме есть две переменные, влияющие на состояние, химический состав и итоговую массу вовлеченного во взрыв вещества.

Второй компаньон обычная звезда с которого вещество утекает на первый.
Второй компаньон такой же белый карлик. Такой сценарий называет двойным вырождением (англ. Double degeneration).

Взрыв происходит при превышении предела Чандрасекара.
Взрыв происходит до него.

Общим во всех сценариях образования сверхновых сверхновых Ia то, что взрывающийся карлик скорее всего углеродно-кислородный.

Масса вступающего в реакцию вещества определяет энергетику взрыва и соответственно блеск в максимуме. Если предположить, что в реакцию вступает вся масса белого карлика, то энергетика взрыва составит 2,2 1051 эрг.

Дальнейшее поведение кривой блеска в основном определяется цепочкой распада.

Изотоп 56Ni нестабилен и имеет период полураспада 6.1 дней. Далее e-захват приводит к образованию ядра 56Co преимущественно в возбуждённом состоянии с энергией 1.72 МэВ. Этот уровень нестабилен и переход электрона в основное состояние сопровождается испусканием каскада γ-квантов с энергиями от 0.163 МэВ до 1.56 МэВ. Эти кванты испытывают комптоновское рассеяние и их энергия быстро уменьшается до ~ 100 кэВ. Такие кванты уже эффективно поглощаются фотоэффектом, и как следствие нагревают вещество. По мере расширения звезды плотность вещества в звезде падает, число столкновений фотонов уменьшается и вещество поверхности звезды становится прозрачным для излучения. Как показывают теоретические расчеты, такая ситуация наступает примерно через 20-30 суток после достижения звездой максимума светимости.

Через 60 суток после начала вещество становится прозрачным для γ-излучения. На кривой блеска начинается экспоненциальный спад. К этому времени,56Ni уже распался и энерговыделение идет за счет β-распада 56Co до 56Fe(T1/2 = 77 дней) с энергиями возбуждения вплоть до 4.2 МэВ.

Модель механизма гравитационного коллапса

Второй сценарий выделения необходимой энергии - это коллапс ядра звезды. Масса его его должна быть в точности равна массе его остатка - нейтронной звезды.

Необходим переносчик, который должен с одной стороны унести высвободившуюся энергию, а с другой - не провзаимодействовать с веществом. На роль такого переносчика подходит нейтрино.

За их образование отвечают несколько процессов. Первый и самый важный для дестабилизации звезды и начала сжатия - процесс нейтронизации.

Нейтрино от этих реакций уносят 10 %. Главную же роль в охлаждении играет УРКА-процессы (нейтринное охлаждение).

Вместо протонов и нейтронов могут выступать и атомные ядра, с образованием нестабильного изотопа, который испытывает бета-распад.

Интенсивность этих процессов нарастает по мере сжатия, тем самым его ускоряя. Останавливает же это процесс рассеяние нейтрино на вырожденных электронах, в ходе которого термолизуются и запираются внутри вещества.

Заметим, что процессы нейтронизации идут только при плотностях 1011/см3, достижимых только в ядре звезды. Это значит, что гидродинамическое равновесие нарушается только в нём. Внешние же слои находятся в локальном гидродинамическом равновесии, и коллапс начинается только после того, как центральное ядро сожмётся и образует твёрдую поверхность. Отскок от этой поверхности обеспечивает сброс оболочки.

Выделяется три этапа эволюции остатка сверхновой:

Свободный разлет.
Адиабатическое расширение (стадия Седова). Вспышка сверхновой на этой стадии представляется как сильный точечный взрыв в среде с постоянной теплоёмкостью. К этой задаче применимо автомодальное решение Седова, проверенное на ядерных взрывах в земной атмосфере.
Стадия интенсивного высвечивания. Начинается когда температура за фронтом достигает максимума на кривой радиационных потерь.

Расширение оболочки останавливается в тот момент, когда давление газа остатка уравняется с давлением газа в межзвёздной среде. После этого остаток начинает диссипировать, сталкиваясь с хаотично движущимися облаками.

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 . Естественно, это возможно только в тех сценариях, когда оба компонента проэволюционировали.

Взрывы сверхновых – основной источник пополнения межзвёздной среды элементами с атомными номерами больше (или как говорят тяжелее) He. Однако процессы их породившие для различных групп элементов и даже изотопов свои.

Практически все элементы тяжелее He и до Fe – результат классического термоядерного синтеза, проистекающего, например в недрах звёзд или при взрыве сверхновых в ходе p-процесса. Тут стоит оговориться, что крайне малая часть все же была получена в ходе первичного нуклеосинтеза.
Все элементы тяжелее 209Bi – это результат r-процесса
Происхождение же прочих является предметом дискуссии, в качестве возможных механизмов предлагаются s-, r-, ν-, и rp-процессы.

Структура и процессы нуклеосинтеза в предсверхновой и в следующее мгновение после вспышки для звезды 25M☉, масштаб не соблюдён.

r-проце́сс – это процесс образования более тяжёлых ядер из более лёгких путём последовательного захвата нейтронов в ходе (n,γ) реакций и продолжается до тех пор, пока темп захвата нейтронов выше, чем темп β−-распада изотопа.

ν-процесс – это процесс нуклеосинтеза, через взаимодействие нейтрино с атомными ядрами. Возможно, он ответственен за появление изотопов 7Li, 11B, 19F, 138La и 180Ta.

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, 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 оценивается по измерению температуры и γ-выбросов от распада титана-44. В 2009 году в антарктических льдах были обнаружены нитраты, соответствующие времени взрыва сверхновой.

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).

Их возникновение - это довольно редкое космическое явление. В среднем в доступных наблюдению просторах Вселенной вспыхивает три сверхновых в столетие. Каждая такая вспышка представляет собой гигантскую космическую катастрофу, при которой выделяется невероятно много энергии. По самой грубой оценке такое количество энергии могло бы образоваться при одновременном взрыве многих миллиардов водородных бомб.

Достаточно строгая теория вспышек сверхновых пока отсутствует, но ученые выдвинули любопытную гипотезу. Они предположили, на основании сложнейших расчетов, что в ходе альфа-синтеза элементов ядро продолжает сжиматься. Температура в нем достигает фантастической цифры - 3 миллиарда градусов. При таких условиях в ядре значительно ускоряются различные ; в результате выделяется много энергии. Быстрое сжатие ядра влечет за собой столь же быстрое сжатие оболочки звезды.

Она тоже сильно разогревается, и протекающие в ней ядерные реакции, в свою очередь, сильно ускоряются. Таким образом буквально в считанные секунды выделяется громадное количество энергии. Это приводит к взрыву. Конечно, такие условия достигаются далеко не всегда, и потому сверхновые вспыхивают довольно редко.

Такова гипотеза. Насколько ученые правы в своих предположениях, покажет будущее. Но и настоящее привело исследователей к совершенно поразительным догадкам. Астрофизические методы позволили проследить, как уменьшается светимость сверхновых. И вот что выяснилось: в первые несколько дней после взрыва светимость уменьшается очень быстро, а затем это уменьшение (в течение 600 дней) замедляется. Причем каждые 55 дней светимость ослабевает ровно вдвое. С точки зрения математики, это уменьшение происходит по так называемому экспоненциальному закону. Хорошим примером такого закона является закон радиоактивного распада. Ученые высказали смелое предположение: выделение энергии после взрыва сверхновой обусловлено радиоактивным распадом изотопа какого-то элемента с периодом полураспада 55 дней.

Но какого изотопа и какого элемента? Эти поиски продолжались несколько лет. «Кандидатами» на роль подобных «генераторов» энергии выступили бериллий-7 и стронций-89. Они распадались наполовину как раз за 55 дней. Но выдержать экзамен им не довелось: расчеты показали, что энергия, выделяющаяся при их бета-распаде, слишком мала. А другие известные радиоактивные изотопы подобным периодом полураспада не обладали.

Новый претендент обнаружился среди элементов, которые на Земле не существуют. Он оказался представителем трансурановых элементов, синтезированных учеными искусственно. Имя претендента - калифорний, его порядковый номер - девяносто восемь. Его изотоп калифорний-254 удалось приготовить в количестве всего лишь около 30 миллиардных долей грамма. Но и этого поистине невесомого количества вполне хватило, чтобы измерить период полураспада изотопа. Он оказался равным 55 дням.

А отсюда возникла любопытная гипотеза: именно энергия распада калифорния-254 обеспечивает в течение двух лет необычайно высокую светимость сверхновой звезды. Распад калифорния происходит путем самопроизвольного деления его ядер; при таком виде распада ядро как бы раскалывается на два осколка - ядра элементов середины периодической системы.

Но каким образом синтезируется сам калифорний? Ученые и здесь дают логичное объяснение. В ходе сжатия ядра, предшествующего взрыву сверхновой, необычайно ускоряется ядерная реакция взаимодействия уже знакомого нам неона-21 с альфа-частицами. Следствием этого оказывается появление в течение довольно короткого промежутка времени чрезвычайно мощного потока нейтронов. Снова возникает процесс нейтронного захвата, но на сей раз уже быстрого. Ядра успевают поглотить очередные нейтроны раньше, чем подвернутся бета-распаду. Для этого процесса неустойчивость трансвисмутовых элементов уже не препятствие. Цепь превращений не порвется, и конец периодической таблицы тоже будет заполнен. При этом, видимо, образуются даже такие трансурановые элементы, которые в искусственных условиях еще не получены.

Ученые подсчитали, что при каждом взрыве сверхновой только калифорния-254 образуется фантастическое количество. Из такого количества можно было бы изготовить 20 шаров, каждый из которых весил бы столько, сколько наша Земля. Какова же дальнейшая судьба сверхновой? Она погибает довольно быстро. На месте ее вспышки остается лишь маленькая очень тусклая звездочка. Она отличается, правда, необычайно высокой плотностью вещества: наполненный им спичечный коробок весил бы десятки тонн. Такие звезды называют « ». Что происходит с ними дальше, мы пока не знаем.

Материя, которая выбрасывается в мировое пространство, может сгуститься и образовать новые звезды; они начнут новый долгий путь развития. Ученые сделали пока лишь общие грубые мазки картины происхождения элементов, картины работы звезд - грандиозных фабрик атомов. Быть может, это сравнение в общем передает суть дела: художник набрасывает на холсте лишь первые контуры будущего произведения искусства. Уже ясен основной замысел, но многие, в том числе и существенные, детали еще приходится лишь угадывать.

Окончательное решение проблемы происхождения элементов потребует колоссального труда ученых различных специальностей. Вероятно, многое, что сейчас нам представляется несомненным, на самом деле окажется грубо приблизительным, а то и вовсе неверным. Наверное, ученым придется столкнуться с закономерностями, до сих пор нам неизвестными. Ведь для того чтобы разобраться в сложнейших процессах, протекающих во Вселенной, бесспорно, понадобится новый качественный скачок в развитии наших представлений о ней.

сразу после взрыва во многом зависит от удачи. Именно она определяет, удастся ли изучить процессы рождения сверхновой, или же придется гадать о них по следам взрыва - распространяющейся от бывшей звезды планетарной туманности . Число телескопов, построенных человеком, недостаточно велико для постоянного наблюдения всего неба, тем более - во всех областях спектра электромагнитного излучения. Зачастую на помощь ученым приходят астрономы-любители, направляющие свои телескопы куда вздумается, а не на интересные и важные для изучения объекты. Но ведь взрыв сверхновой может произойти где угодно!

Пример помощи от астрономов-любителей представляет сверхновая в спиральной галактике М51 . Известная как галактика Вертушка, она очень популярна среди любителей наблюдения Вселенной. Галактика расположена на расстоянии 25 миллионов световых лет от нас и повернута прямо к нам своей плоскостью, за счет чего ее очень удобно наблюдать. Галактика имеет спутник, который соприкасается с одним из рукавов М51. Свет от звезды, взорвавшейся в галактике, достиг Земли в марте 2011 года и был зарегистрирован астрономами-любителями. Вскоре сверхновая получила официальное обозначение 2011dh и стала центром внимания как профессиональных астрономов, так и любителей. «М51 - одна из ближайших к нам галактик, она чрезвычайно красива и потому широко известна», - говорит сотрудник Калтеха Шилер ван Дайк.

Детально рассмотренная сверхновая 2011dh оказалась принадлежащей к редкому классу взрывов типа IIb. Такие взрывы происходят, когда массивная звезда лишается практически всего своего внешнего облачения, состоящего из топлива-водорода, который, скорее всего, перетягивает ее компаньон по двойной системе . После этого, из-за отсутствия топлива, прекращается термоядерный синтез, излучение звезды не может противостоять гравитации, стремящейся сжать звезду, и она падает к центре. Это один из двух путей взрыва сверхновых, и при таком сценарии (падение звезда на себя под действием гравитации) только каждая десятая звезда рождает взрыв типа IIb.

Существует несколько хорошо обоснованных гипотез относительно общей схемы рождения сверхновой типа IIb, однако восстановление точной цепи событий очень трудно. Поскольку о звезде нельзя сказать, что она очень скоро станет сверхновой, невозможно подготовиться к ее тщательному наблюдению. Конечно, изучение состояния звезды может подсказать, что она скоро станет сверхновой, но это - на масштабах времени Вселенной в миллионы лет, тогда как для наблюдения нужно знать время взрыва с точностью в несколько лет. Лишь изредка астрономам улыбается удача и они имеют детальные снимки звезды до взрыва. В случае галактики М51 имеет место эта ситуация - благодаря популярности галактики существует множество ее снимках, на которых 2011dh еще не взорвалась. «В течение нескольких дней после открытия сверхновой мы обратились к архивам орбитального телескопа Хаббл. Как оказалось, с помощью этого телескопа раньше создавалась подробная мозаика галактики М51 в разных длинах волн», - говорит ван Дайк. В 2005 году, когда телескоп Хаббл сфотографировал область нахождения 2011dh, на ее месте была лишь неприметная желтая гигантская звезда .

Наблюдения за сверхновой 2011dh показали, что она плохо укладывается в стандартное представление о взрыве огромной звезды. Напротив, она более подходит как результат взрыва небольшого светила, например, компаньона желтого сверхгиганта со снимков Хаббла, который лишился практически всей своей атмосферы. Под действием гравитации близкого гиганта от звезды осталось лишь ее ядро, которое и взорвалось. «Мы решили, что предшественником сверхновой была практически полностью раздетая звезда, голубая и невидимая поэтому для Хаббла, - говорит ван Дайк. - Желтый гигант скрывал своим излучением небольшого голубого компаньона, пока он не взорвался. Таков наш вывод».

Другая команда исследователей, занимавшаяся звездой 2011dh, пришла к противоположному, совпадающему с классической теорией, выводу. Именно желтый гигант был предшественником сверхновой по данным Джастина Маунда, сотрудника Королевского университета в Белфасте. Однако в марте этого года сверхновая выдала загадку для обоих коллективов. Первым проблему заметил ван Дайк, решивший собрать дополнительные сведения о 2011dh с помощью телескопа Хаббл. Однако аппарат не нашел на старом месте большой желтой звезды. «Мы лишь хотели еще раз пнаблюдать за эволюцией сверхновой, - говорит ван Дайк. - Мы никак не могли предполагать, что желтая звезда куда-то денется». Другая команда пришла к тем же выводам, используя наземные телескопы: гигант исчез.

Исчезновение желтого гиганта указывает на него как истинного предшественника сверхновой. Публикация ван Дайка разрешает этот спор: «Другая команда была совершенно права, а мы ошиблись». Впрочем, изучение сверхновой 2011dh на этом не заканчивается. По мере спадания яркости 2011dh, галактика М51 вернется к своему состоянию до взрыва (хотя и без одной яркой звезды). К концу этого года яркость сверхновой должна упасть настолько, что станет виден компаньон желтого сверхгиганта - если он был, как предполагает классическая теория рождения сверхновых типа IIb. Несколько групп астрономов уже зарезервировали наблюдательное время телескопа Хаббл для изучения эволюции 2011dh. «Мы должны найти компаньона сверхновой по двойной системе, - говорит ван Дайк. - Если она будет обнаружена, в вопросе происхождения таких взрывов возникнет уверенное понимание».

Вспышка сверхновой звезды (обозначается SN) - явление несравненно более крупного масштаба, чем вспышка новой. Когда в одной из звездных систем мы наблюдаем появление сверхновой, блеск этой одной звезды оказывается подчас того же порядка, что интегральный блеск всей звездной системы. Так, вспыхнувшая в 1885 г. близ центра туманности Андромеды звезда достигла блеска , тогда как интегральный блеск туманности равен , т. е. световой поток от сверхновой всего в четыре раза с небольшим уступает потоку от туманности. В двух случаях блеск сверхновой оказывался больше блеска галактики, в которой сверхновая появлялась. Абсолютные звездные величины сверхновых в максимуме близки к что на , т. е. в 600 раз ярче, чем абсолютная звездная величина обычной новой в максимальном блеске. Отдельные сверхновые достигают в максимуме , что в десять миллиардов раз превышает светимость Солнца.

В нашей Галактике за последнее тысячелетие достоверно наблюдались три сверхновые звезды: в 1054 г. (в Тельце), в 1572 г. (в Кассиопее), в 1604 г. (в Змееносце). По-видимому, прошла незамеченной также вспышка сверхновой в Кассиопее около 1670 г., от которой сейчас осталась система разлетающихся газовых волокон и мощное радиоизлучение (Cas А). В некоторых галактиках на протяжении 40 лет вспыхивало три и даже четыре сверхновые (в туманностях NGC 5236 и 6946). В среднем, в каждой галактике вспыхивает одна сверхновая за 200 лет, а у названных двух галактик этот интервал снижается до 8 лет! Международное сотрудничество за четыре года (1957-1961) привело к открытию сорока двух сверхновых. Общее число наблюдавшихся сверхновых превышает в настоящее время 500.

По особенностям изменения блеска сверхновые распадаются на два типа - I и II (рис. 129); возможно, что существует еще III тип, объединяющий сверхновые с наименьшей светимостью.

Сверхновые I типа отличаются быстротечным максимумом (около недели), после чего в течение 20-30 дней блеск падает со скоростью за одни сутки. Затем падение замедляется и далее, вплоть до наступления невидимости звезды, протекает с постоянной скоростью за сутки. Светимость звезды убывает при этом экспоненциально, вдвое за каждые 55 суток. Например, Сверхновая 1054 г. в Тельце достигла такого блеска , что была видна днем в течение почти месяца, а ее видимость невооруженным глазом продолжалась два года. В максимуме блеска абсолютная звездная величина сверхновых I типа достигает в среднем , а амплитуда от максимума до минимального блеска после вспышки .

Сверхновые II типа имеют меньшую светимость: в максимуме , амплитуда неизвестна. Вблизи максимума блеск несколько задерживается, но спустя 100 дней после максимума падает гораздо быстрее, чем у сверхновых I типа, а именно на за 20 дней.

Сверхновые звезды вспыхивают обычно на периферии галактик.

Сверхновые I типа встречаются в галактиках любой формы, а II типа - только в спиральных. Те и другие в спиральных галактиках бывают чаще всего вблизи экваториальной плоскости, предпочтительно в ветвях спиралей, и, вероятно, избегают центр галактики. Скорее всего они принадлежат к плоской составляющей (I типу населения).

Спектры сверхновых I типа ничем не похожи на спектры новых звезд. Их удалось расшифровать лишь после того, как отказались от идеи весьма широких эмиссионных полос, а темные промежутки были восприняты как весьма широкие абсорбционные полосы, сильно смещенные в фиолетовую сторону на величину ДХ, соответствующую скоростям приближения от 5000 до 20 000 км/с.

Рис. 129. Кривые фотографического блеска сверхновых звезд I и II типа. Вверху - изменение блеска двух сверхновых I типа, вспыхнувших в 1937 г. почти одновременно в туманностях IС 4182 и NGC 1003. На оси абсцисс отложены юлианские дни. Внизу - синтетическая кривая блеска трех сверхновых II типа, полученная соответствующим сдвигом индивидуальных кривых блеска вдоль оси звездных величин (ординаты, оставленной неразмеченной). Прерывистая кривая изображает изменение блеска сверхновой I типа. На оси абсцисс отложены дни от произвольного начала

Такими оказываются скорости расширения оболочек сверхновых! Понятно, что до максимума и первое время после максимума спектр сверхновой сходен со спектром сверхгиганта, цветовая температура которого около 10 000 К или выше (ультрафиолетовый избыток около );

вскоре после максимума температура излучения падает до 5-6 тыс. Кельвинов. Но спектр остается богатым линиями ионизованных металлов, прежде всего CaII (как ультрафиолетовый дублет, так и инфракрасный триплет), хорошо представлены линии гелия (HeI) и очень выделяются многочисленные линии азота (NI), а линии водорода идентифицируются с большой неуверенностью. Конечно, в отдельных фазах вспышки в спектре встречаются и эмиссионные линии, однако недолговечные. Очень большая ширина абсорбционных линий объясняется большой дисперсией скоростей в выброшенных газовых оболочках.

Спектры сверхновых II типа сходны со спектрами обыкновенных новых звезд: широкие эмиссионные линии, окаймленные с фиолетовой стороны линиями поглощения, которые имеют ту же ширину, что и эмиссии. Характерно наличие весьма заметных бальмеровских линий водорода, светлых и темных. Большая ширина абсорбционных линий, образующихся в движущейся оболочке, в той ее части, которая лежит между звездой и наблюдателем, свидетельствует как о дисперсии скоростей в оболочке, так и об ее огромных размерах. Температурные изменения у сверхновых II типа сходны с тем, что происходит у I типа, и скорости расширения доходят до 15 000 км/с.

Между типами сверхновых и их расположением в Галактике или частотой встречаемости в галактиках разных типов существует корреляция, хотя и не очень строгая. Сверхновые I типа встречаются предпочтительнее среди звездного населения сферической составляющей и, в частности, в эллиптических галактиках, а сверхновые II типа, наоборот - среди населения диска, в спиральных и редко - неправильных туманностях. Впрочем, все сверхновые, наблюдавшиеся в Большом Магеллановом Облаке, были I типа. Конечный продукт сверхновых в других галактиках, как правило, неизвестен. При амплитуде около сверхновые, наблюдаемые в других галактиках, в минимуме блеска должны быть объектами , т. е. совершенно недоступными наблюдению.

Все эти обстоятельства могут помочь при выяснении, какими могут быть звезды - предвестники сверхновых. Встречаемость сверхновых I типа в эллиптических галактиках с их старым населением позволяет считать и предсверхновые старыми звездами малой массы, израсходовавшими весь водород. Наоборот, у сверхновых II типа, которые появляются главным образом в богатых газом спиральных ветвях, предшественникам требуется для пересечения ветви около лет, так что их возраст около сотни миллионов лет. За это время звезда должна, начав с главной последовательности, покинуть ее при исчерпании водородного горючего в своих недрах. Звезда маломассивная не успеет пройти этот этап, и, следовательно, предвестник сверхновой II типа должен обладать массой не меньше и быть молодой ОВ-звездой вплоть до взрыва.

Правда, указанное выше появление сверхновых I типа в Большом Магеллановом облаке несколько нарушает достоверность описанной картины.

Естественно допустить, что предвестник сверхновой I типа есть белый карлике массой около , лишенный водорода. Но он стал таким потому, что входил в состав двойной системы, в которой более массивный красный гигант отдает свое вещество бурным потоком так, что от него остается, в конце концов, вырожденное ядро - белый карлик углеродно-кислородного состава, а бывший спутник сам становится гигантом и начинает обратно отсылать вещество белому карлику, образуя там Н = Не-оболочку. Масса его растет и тогда, когда приближается к пределу (18.9), а центральная температура его возрастает до 4-10° К, при которой «возгорается» углерод.

У обычной звезды с ростом температуры возрастает давление, которое поддерживает вышележащие слои. Но у вырожденного газа давление зависит только от плотности, оно не будет возрастать с температурой, и вышележащие слои будут падать к центру, а не расширяться, чтобы компенсировать рост температуры. Будет происходить спадание (коллапс) ядра и прилежащих к нему слоев. Спадание идет резко ускоренно, пока возросшая температура не снимет вырождения, и тогда начнется расширение звезды «в тщетных потугах» стабилизироваться, в то время как волна сгорания углерода проносится через нее. Этот процесс длится секунду-две, за это время вещество с массой около одной массы Солнца превращается в , распад которого (с выделением -квантов и позитронов) поддерживает высокую температуру у оболочки, бурно расширяющейся до размеров в десятки а. е. Образуется (с временем полураспада ), от распада которого возникает в количестве около Белый карлик разрушается до конца. Но не видно причин для образования нейтронной звезды. А между тем в остатках вспышки сверхновой мы не находим заметного количества железа, а находим нейтронные звезды (см. дальше). В этих фактах - главная трудность изложенной модели вспышки сверхновой I типа.

Но объяснения механизма вспышки сверхновой II типа встречаются с еще большими затруднениями. По-видимому, ее предшественник не входит в состав двойной системы. При большой массе (более ) он эволюционирует самостоятельно и быстро, переживая одну за другой фазы сгорания Н, Не, С, О до Na и Si и далее до Fe-Ni-ядра. Каждая новая фаза включается при исчерпании предыдущей, когда, потеряв способность противодействовать гравитации, ядро коллапсирует, температура повышается и следующий этап вступает в действие. Если дело дойдет до фазы Fe-Ni, источник энергии пропадет, так как железное ядро разрушается под воздействием высокоэнергичных фотонов на множество -частиц, и этот процесс эндотермичен. Он помогает коллапсу. И уже нет больше энергии, способной остановить коллапсирующую оболочку.

А у ядра есть возможность перейти в состояние черной дыры (см. с. 289) через стадию нейтронной звезды посредством реакции .

Дальнейшее развитие явлений становится очень неясным. Предложено много вариантов, но в них не содержится объяснения того, как при коллапсе ядра оболочка выбрасывается наружу.

Что же до описательной стороны дела, то при массе оболочки в и скорости выбрасывания около 2000 км/с, затраченная на это энергия достигает , а излучение в течение вспышки (в основном за 70 суток) уносит с собой .

Мы еще раз вернемся к рассмотрению процесса вспышки сверхновой, но уже с помощью изучения остатков вспышек (см. § 28).