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).
СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА
СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА , взрыв звезды, при котором практически вся ЗВЕЗДА разрушается. В течение недели сверхновая звезда может затмить все другие звезды Галактики. Светимость сверхновой звезды на 23 звездных величины (в 1000 млн. раз) больше, чем светимость Солнца, а энергия, высвобождаемая при взрыве, равна всей энергии, излученной звездой в течение всей ее предыдущей жизни. Через несколько лет сверхновая увеличивается в объеме настолько, что становится разреженной и полупрозрачной. В течение сотен или тысяч лет остатки выброшенного вещества видны как остатки сверхновой звезды. Сверхновая примерно в 1000 раз ярче НОВОЙ ЗВЕЗДЫ. Каждые 30 лет в такой галактике, как наша, появляется примерно одна сверхновая, однако, большинство этих звезд не видно из-за пыли. Сверхновые звезды бывают двух основных типов, различаемых по их кривым блеска и по спектрам.
Сверхновые - неожиданно вспыхивающие звезды, приобретающие яркость иногда в 10 000 млн. раз большую, чем яркость Солнца. Это происходит в несколько стадий.В начале (А) огромная звезда очень быстро развивается до стадии, когда различные ядерные процессы начинают протекать внутри звезды одновременно. В центре может образоваться железо,что означает конец производства ядерной энергии. Затем звезда начинает подвергаться гравитационному коллапсу (B). Это, однако, нагревает центр звезды до такой степени, что химические элементы распадаются, а новые реакции протекают со взрывной силой (C). Выбрасывается большая часть вещества звезды в космос, в то время как остатки центра звезды коллапсируют, пока звезда не станет полностью темной, возможно пре вратившись в очень плотную нейтронную звезду (D). Одна такая сзерхновая была видна в 1054г. в созвездии Тельца (Е). Остатки этой звезды представляет собой облако газа, называемое Крабовид ной туманностью (F).
Научно-технический энциклопедический словарь .
Смотреть что такое "СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА" в других словарях:
Запрос «Сверхновая» перенаправляется сюда; см. также другие значения. Остаток сверхновой Кеплера Сверхновые звёзды … Википедия
Взрыв, которым ознаменована смерть звезды. Иногда вспышка сверхновой превышает по яркости галактику, в которой она произошла. Сверхновые делят на два основных типа. Тип I отличается дефицитом водорода в оптическом спектре; поэтому считают, что… … Энциклопедия Кольера
сверхновая звезда - астрон. Внезапно вспыхивающая звезда с мощностью излучения во много тысяч раз превосходящей мощность вспышки новой звезды … Словарь многих выражений
Сверхновая SN 1572 Остаток сверхновой SN 1572, композиция изображений в рентгеновском и инфракрасном диапазоне, сделанных телескопами «Сптицер», «Чандра» и обсерваторией Калар Альто Наблюдательные данные (Эпоха?) Тип сверхновой … Википедия
Художественное изображение звезды Вольфа Райе Звёзды Вольфа Райе класс звёзд, для которых характерны очень высокая температура и светимость; звёзды Вольфа Райе отличаются от других горячих звёзд наличием в спектре широких полос излучения водорода … Википедия
Сверхновая: Сверхновая звезда звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе; Сверхновая российская поп панк группа. Сверхновая (фильм) фантастический хорор фильм 2000 года американского режиссёра… … Википедия
У этого термина существуют и другие значения, см. Звезда (значения). Плеяды Звезда небесное тело, в котором идут, шли или будут идти … Википедия
Художественное изображение звезды Вольфа Райе Звёзды Вольфа Райе класс звёзд, для которых характерны очень высокая температура и светимость; звёзды Вольфа Райе отличаются от других горячих звёзд наличие … Википедия
SN 2007on Сверхновая SN 2007on, сфотографированная космическим телескопом Swift. Наблюдательные данные (Эпоха J2000,0) Тип сверхновой Ia … Википедия
Книги
- Перст судьбы (включая полный обзор неаспектированных планет) , Хамакер-Зондаг К.. Книга известного астролога Карен Хамакер-Зондаг - плод двадцатилетнего труда по изучению загадочных и нередко непредсказуемых скрытых факторов гороскопа: конфигурации "Перст Судьбы",…
Взрывы звезд, известные как сверхновые, могут быть настолько яркими, что затмевают галактики, содержащие их.
Like Love Haha Wow Sad Angry
Наблюдая за остатками сверхновой, вспыхнувшей шесть лет назад, астрономы, к их удивлению, выявили на месте взрыва новую звезду, освещающую окружающее ее облако материала. Выводы ученых представлены в журнале Astrophysical Journal Letters .
«Ранее мы никогда не видели, чтобы взрыв такого типа оставался ярким столь продолжительное время, если у него не было какого-либо взаимодействия с водородом, выброшенным звездой до катастрофического события. Но в наблюдениях этой сверхновой нет подписи водорода», – рассказывает Дэн Милисавлевич, ведущий автор исследования из Университета Пердью (США).
В отличие от большинства звездных взрывов, которые исчезают, SN 2012au продолжает сиять благодаря мощному вновь рожденному пульсару. Credit: NASA, ESA, and J. DePasquale
Взрывы звезд, известные как сверхновые, могут быть настолько яркими, что затмевают галактики, содержащие их. Обычно они полностью «исчезают» за несколько месяцев или лет, однако иногда остатки от взрыва «схлопываются» в богатые водородом газовые облака и снова становятся яркими. Но могут ли они вновь засиять без какого-либо вмешательства извне?
По мере того как крупные звезды взрываются, их недра «сворачиваются» до точки, в которой все частицы становятся нейтронами. Если полученная нейтронная звезда имеет магнитное поле и вращается достаточно быстро, она может превратиться в туманность пульсарного ветра. Скорее всего, именно это случилось с SN 2012au, расположенной в галактике NGC 4790 в направлении созвездия Девы.
«Когда туманность пульсара достаточно яркая, она действует как лампочка, освещающая внешние выбросы от предшествующего взрыва. Мы знали, что сверхновые производят быстро вращающиеся нейтронные звезды, но никогда не получали прямых доказательств этого уникального события», – добавил Дэн Милисавлевич.
Изображение пульсара в Парусах, полученное обсерваторией NASA «Chandra». Credit: NASA
SN 2012au изначально оказалась необычной и странной во многих отношениях. Несмотря на то, что взрыв не был достаточно ярким, чтобы его можно было классифицировать как «сверхсветовая» сверхновая, он был чрезвычайно энергичным и долговечным.
«Если в центре взрыва создается пульсар, то он может выталкивать и даже ускорять газ, поэтому через несколько лет мы сможем увидеть, как газ, богатый кислородом, «убегает» с места взрыва SN 2012au», – пояснил Дэн Милисавлевич.
Бьющееся сердце Крабовидной туманности. В ее центре скрывается пульсар. Credit: NASA/ESA
Сверхсветовые сверхновые – обсуждаемая тема в астрономии. Они являются потенциальными источниками гравитационных волн, а также гамма-всплесков и быстрых радиовсплесков. Но понимание процессов, стоящих за этими событиями, сталкивается со сложностью наблюдений, и лишь следующее поколение телескопов поможет астрономам раскрыть тайны этих вспышек.
СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА, взрыв, которым ознаменована смерть звезды. Иногда вспышка сверхновой превышает по яркости галактику, в которой она произошла.
Сверхновые делят на два основных типа. Тип I отличается дефицитом водорода в оптическом спектре; поэтому считают, что это взрыв белого карлика звезды, по массе близкой к Солнцу, но меньшей по размеру и более плотной. В составе белого карлика почти нет водорода, поскольку это конечный продукт эволюции нормальной звезды. В 1930-х годах С.Чандрасекар показал, что масса белого карлика не может быть выше определенного предела. Если он находится в двойной системе с нормальной звездой, то ее вещество может перетекать на поверхность белого карлика. Когда его масса превысит предел Чандрасекара, белый карлик коллапсирует (сжимается), нагревается и взрывается. См. также ЗВЕЗДЫ.
Сверхновая II типа вспыхнула 23 февраля 1987 в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако. Ей дали имя Яна Шелтона, первым заметившего вспышку сверхновой с помощью телескопа, а затем и невооруженным глазом. (Последнее подобное открытие принадлежит Кеплеру, увидевшему вспышку сверхновой в нашей Галактике в 1604, незадолго до изобретения телескопа.) Одновременно с оптической вспышкой сверхновой 1987 специальные детекторы в Японии и в шт. Огайо (США) зарегистрировали поток нейтрино элементарных частиц, рождающихся при очень высоких температурах в процессе коллапса ядра звезды и легко проникающих сквозь ее оболочку. Хотя поток нейтрино был испущен звездой вместе с оптической вспышкой примерно 150 тыс. лет назад, он достиг Земли практически одновременно с фотонами, доказав тем самым, что нейтрино не обладает массой и движется со скоростью света. Эти наблюдения подтвердили также предположение, что около 10% массы коллапсирующего ядра звезды излучается в виде нейтрино, когда само ядро сжимается в нейтронную звезду. У очень массивных звезд при вспышке сверхновой ядра сжимаются до еще больших плотностей и, вероятно, превращаются в черные дыры, но сброс внешних слоев звезды все же происходит. См . также ЧЕРНАЯ ДЫРА.
В нашей Галактике Крабовидная туманность является остатком взрыва сверхновой, который наблюдали китайские ученые в 1054. Известный астроном Т.Браге также наблюдал в 1572 сверхновую, вспыхнувшую в нашей Галактике. Хотя сверхновая Шелтона стала первой близкой сверхновой, открытой после Кеплера, сотни сверхновых в других, более далеких галактиках были замечены при помощи телескопов за последние 100 лет.
В остатках взрыва сверхновой можно найти углерод, кислород, железо и более тяжелые элементы. Следовательно, эти взрывы играют важную роль в нуклеосинтезе процессе образования химических элементов. Возможно, что 5 млрд. лет назад рождению Солнечной системы тоже предшествовал взрыв сверхновой, в результате которого возникли многие элементы, вошедшие в состав Солнца и планет. НУКЛЕОСИНТЕЗ.
СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА, взрыв, которым ознаменована смерть звезды. Иногда вспышка сверхновой превышает по яркости галактику, в которой она произошла.
Сверхновые делят на два основных типа. Тип I отличается дефицитом водорода в оптическом спектре; поэтому считают, что это взрыв белого карлика звезды, по массе близкой к Солнцу, но меньшей по размеру и более плотной. В составе белого карлика почти нет водорода, поскольку это конечный продукт эволюции нормальной звезды. В 1930-х годах С.Чандрасекар показал, что масса белого карлика не может быть выше определенного предела. Если он находится в двойной системе с нормальной звездой, то ее вещество может перетекать на поверхность белого карлика. Когда его масса превысит предел Чандрасекара, белый карлик коллапсирует (сжимается), нагревается и взрывается. См. также ЗВЕЗДЫ.
Сверхновая II типа вспыхнула 23 февраля 1987 в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако. Ей дали имя Яна Шелтона, первым заметившего вспышку сверхновой с помощью телескопа, а затем и невооруженным глазом. (Последнее подобное открытие принадлежит Кеплеру, увидевшему вспышку сверхновой в нашей Галактике в 1604, незадолго до изобретения телескопа.) Одновременно с оптической вспышкой сверхновой 1987 специальные детекторы в Японии и в шт. Огайо (США) зарегистрировали поток нейтрино элементарных частиц, рождающихся при очень высоких температурах в процессе коллапса ядра звезды и легко проникающих сквозь ее оболочку. Хотя поток нейтрино был испущен звездой вместе с оптической вспышкой примерно 150 тыс. лет назад, он достиг Земли практически одновременно с фотонами, доказав тем самым, что нейтрино не обладает массой и движется со скоростью света. Эти наблюдения подтвердили также предположение, что около 10% массы коллапсирующего ядра звезды излучается в виде нейтрино, когда само ядро сжимается в нейтронную звезду. У очень массивных звезд при вспышке сверхновой ядра сжимаются до еще больших плотностей и, вероятно, превращаются в черные дыры, но сброс внешних слоев звезды все же происходит. См . также ЧЕРНАЯ ДЫРА.
В нашей Галактике Крабовидная туманность является остатком взрыва сверхновой, который наблюдали китайские ученые в 1054. Известный астроном Т.Браге также наблюдал в 1572 сверхновую, вспыхнувшую в нашей Галактике. Хотя сверхновая Шелтона стала первой близкой сверхновой, открытой после Кеплера, сотни сверхновых в других, более далеких галактиках были замечены при помощи телескопов за последние 100 лет.
В остатках взрыва сверхновой можно найти углерод, кислород, железо и более тяжелые элементы. Следовательно, эти взрывы играют важную роль в нуклеосинтезе процессе образования химических элементов. Возможно, что 5 млрд. лет назад рождению Солнечной системы тоже предшествовал взрыв сверхновой, в результате которого возникли многие элементы, вошедшие в состав Солнца и планет. НУКЛЕОСИНТЕЗ.