Наднова зірка народжується у результаті. Наднова зірка – смерть чи початок нового життя? Спостереження за надновими
- Переклад
Різноманітність природних явищ настільки велика, а приховані в небесах скарби настільки багаті, що завдяки їх кількості людський розум ніколи не потребуватиме підживлення.
- Йоган Кеплер
Так говорив чоловік, який відкрив у 1604 році найсвіжішу на той момент наднову, що знаходиться в нашій Галактиці і спостерігається у видимому спектрі. І хоча, швидше за все, після неї було ще два вибухи, їх не було видно озброєним оком, а їх залишки були відкриті вже за допомогою потужних телескопів.
У січні 2012 року була відкрита перша в тому році наднова, в галактиці, що віддалена від нас на 25 мільйонів світлових років, NGC 3239. Наведена нижче наднова отримала ім'я SN 2012a.
З типовою періодичністю приблизно одну наднову в одній галактиці за одну сотню років, стає цікаво, що б ми побачили - і як швидко - якби наднова утворилася в нашій Галактиці.
Згадаємо, що наднова може утворитися одним із двох способів, але обидва вони включають в себе реакцію ядерного синтезу, що вийшла з-під контролю, що вивільняє величезну кількість світла і енергії. Більшість енергії, що дивно, виділяється не у вигляді світла! Давайте заглянемо всередину зірки, яка за кілька секунд має перетворитися на наднову. 
Крім струсів і великої температури, внутрішні реакції виробляють нейтрино, з яких більша частина не взаємодіє із зовнішніми шарами зірки! З ними взаємодіють лише деякі нейтрино, а також усі протони, нейтрони та електрони, поява яких не відбувається миттєво. І хоча у вибухової хвилі прохід до зовнішніх шарів зірки забирає кілька годин, нейтрино роблять цей шлях майже миттєво!
Це означає, що коли зірка перетворюється на наднову, потік нейтрино виникає до потоку світла! Ми відкрили це під час спостережень у 1987 році.
Коли наднова 1987а вибухнула на відстані всього в 168 000 світлових роках від нас, це було досить близько – і ми мали достатню кількість детекторів нейтрино – щоб засікти 23 (анти)нейтрино за період 13 секунд. Найбільший детектор, Каміоканде-II, що містив 3000 тонн води, засік 11 антинейтрино.
Сьогодні детектор Супер Каміоканде-III, що знаходиться на його місці, містить 50 000 тонн води і 11 000 фотоелектронних помножувачів. (У світі є безліч інших прекрасних детекторів нейтрино, але я зупинюся на цьому для прикладу).
Його пристрій дивовижно тому, що він може не тільки виявляти нейтрино, але й визначати напрямок, енергію та точку взаємодії навіть єдиного нейтрино, якому пощастило провзаємодіяти з будь-якою частинкою в 50 000 тонн води!
Залежно від того, де нашої Галактики з'явиться потенційна наднова, Супер Каміоканде-III повинен буде зареєструвати від кількох тисяч антинейтрино (у разі вибуху з протилежного боку Галактики) до десятка мільйонів, і все це за 10 – 15 секунд!
Детектори нейтрино по всьому світу побачать потік нейтрино, одночасно і з одного боку. У цей момент у нас залишиться 2-3 години на визначення напряму на джерело цих нейтрино, і поворот телескопів для спроби візуального спостереження наднової - вперше в історії - від початку!
Найближчою після 1987 року надновою була та, що зображена вище, і ми зуміли розглянути її через півдня після вибуху.
В основному завдяки щасливому випадку ми досить близько підібралися до інтенсивної гіпернової в 2002 році.
І все одно ми почали спостерігати цю зірку, SN 2002ap, лише через 3-4 години після першого вибуху. Якщо наднова, яка має з'явитися, належатиме до категорії Ia – тобто походити від білого карлика – у нас немає можливості передбачити, в якій частині галактики це станеться. Білих карликів занадто багато, розташування більшості з них невідоме і вважається, що вони розкидані по всій Галактиці.
Якщо ж наднова трапиться у дуже масивної зірки з ядром, що колапсує під власним тягарем, (наднова типу II), у нас для цього є набір непоганих кандидатів та відмінних місць для пошуків.
Очевидне місце – центр Галактики, де вибухнула остання з відомих наднових Чумацького шляху, а також місце перебування найпотужніших зірок, які існують у нашій Галактиці. У наступні 100 000 років там абсолютно точно з'явиться безліч наднових II типу, але ми не маємо можливості дізнатися, коли ми побачимо наступну. Розглядаючи картинку вище, подумайте про те, що вибухи цих наднових вже, швидше за все, відбулися, і ми чекаємо моменту, коли нейтрино (а за ними і світло) дійдуть до нас!
Але ми маємо кандидатів і ближче галактичного центру.
Заглянемо в надра величезної туманності, в якій народжуються зірки, і знайдемо там найгарячіші та наймолодші зірки серед усіх, що можна зустріти у Всесвіті. Саме там живуть ультрамасивні зірки – і, зокрема, Туманність Орла на фото вище може бути будинком для нещодавньої наднової. Туманність Орла, Туманність Оріону та безліч інших регіонів, заповнених молодими зірками, служать чудовими місцями для народження наступної наднової.
А що щодо окремих зірок? Хоча є безліч хороших кандидатів, два з них особливо беруть участь у наших розмовах.
Ця Кіля, що знаходиться на останніх стадіях життя, може буквально будь-якої миті стати надновою. Або до цього моменту можуть пройти сотні, тисячі та десятки тисяч років. Але якщо ми виявимо потік антинейтрино, що йдуть приблизно з її позиції в космосі, саме на неї ми направимо свої телескопи в першу чергу!
На відміну від кандидатів, розташованих на відстані тисячі світлових років від нас, є ще один, набагато ближче. Це найближчий кандидат на наднову!
Привітайте з Бетельгейзе, червоним супергігантом за 640 світлових років від нас. Бетельгейзе такий величезний, що його діаметр можна порівняти з орбітою Сатурна! Якщо Бетельгейзе перетвориться на наднову, наші детектори нейтрино по всій Землі зареєструють близько сотні мільйонів антинейтрино, що в сумі перевершить кількість усіх нейтрино всіх типів, що коли-небудь зареєстровані за всю історію.
Але якщо надновими стануть не ці відомі кандидати, чи зможемо ми сказати, чи це була наднова типу Ia чи типу II?
Завжди можна зачекати. У наднових різних типів дуже різні світлові криві, і те, як світло згасає після досягнення пікової яскравості, покаже нам, який це був тип наднової.
Але в такому дивовижному випадку я не збираюся відчувати своє терпіння. На щастя, мені це і не буде потрібно, оскільки наднова в нашій галактиці, швидше за все, стане першим спостереженням, що реєструється, найновішого типу астрономії: астрономії гравітаційних хвиль!
На гравітаційні хвилі нічого не впливає, і такі хвилі від вибуху наднової повинні будуть пройти через зірки, газ, пил або матерію, що знаходяться у них на шляху, без порушень, і прийти одночасно з першою хвилею (анти)нейтрино! А плюс буде в тому, що, згідно з нашими кращими симуляціями ОТО, наднові типу II (колапс ядра) і типу Ia (білий карлик, що падає по спіралі) повинні породити зовсім різні гравітаційні хвилі!
Якщо це буде наднова типу Ia, ми маємо зареєструвати три окремих регіони у сигналі:
Фаза спірального падіння повинна буде зробити періодичну пульсацію, яка збільшує частоту і силу в міру того, як білі карлики досягають фінальної стадії поділу. У момент запалення в сигналі повинен відбутися сплеск, за яким настане фаза згасання. Дуже різні речі.
Але якщо у нас буде наднова типу II, від надмасивної зірки, що колапсує, ми побачимо всього дві цікаві речі.
Величезний сплеск - сама наднова - через одну десяту секунди після колапсу ядра, за яким слідує швидко загасаючий (в межах 0,02 сек) відгук. І якщо нам треба буде зрозуміти, що ми бачили, нам знадобиться лише такий сигнал гравітаційних хвиль.
Ось що ми побачили б, якби наступна наднова в нашій Галактиці вибухнула б сьогодні!
Залишок наднової Кеплера
Наднова зірка або спалах наднової - феномен, у ході якого різко змінює свою яскравість на 4-8 порядків (на десяток зоряних величин) з подальшим порівняно повільним загасанням спалаху. Є результатом катаклізмічного процесу, що супроводжується виділенням величезної енергії та виникає наприкінці еволюції деяких зірок.
Залишок наднової RCW 103 з нейтронною зіркою 1E 161348-5055 у центрі
Як правило, наднові зірки спостерігаються постфактум, тобто, коли подія вже відбулася і їх випромінювання досягло . Тому їхня природа досить довго була неясна. Але зараз пропонується досить багато сценаріїв, що призводять до таких спалахів, хоча основні положення вже досить зрозумілі.
Вибух супроводжується викидом значної маси речовини зірки в міжзоряний простір, а з частини речовини, що залишилася, вибухнула зірки, як правило, утворюється компактний об'єкт - нейтронна зірка або чорна діра. Разом вони утворюють залишок наднової.
Комплексне вивчення раніше отриманих спектрів і кривих блиску у поєднанні з дослідженням залишків та можливих зірок-попередників дозволяє будувати більш докладні моделі та вивчати вже умови, що склалися на момент спалаху.
Крім іншого, речовина, що викидається в ході спалаху, в значній частині містить продукти термоядерного синтезу, що відбувався протягом усього життя зірки. Саме завдяки надновим загалом і кожна зокрема хімічно еволюціонує.
Назва відображає історичний процес вивчення зірок, блиск яких значно змінюється з часом, так званих нових зірок. Аналогічно серед наднових зараз виділяється підклас – гіпернові.
Ім'я складається з мітки SN, після якої ставлять рік відкриття, із закінченням з одно-або дволітерного позначення. Перші 26 наднових поточного року отримують однолітерні позначення, в кінці імені, з великих літер від A до Z. Інші наднові отримують дволітерні позначення з малих літер: aa, ab, і так далі. Непідтверджені наднові позначають літерами PSN (англ. possible supernova) з небесними координатами у форматі: Jhhmmssss+ddmmsss.
Криві блиску для I типу високою мірою подібні: 2-3 діб йде різке зростання, потім його змінює значне падіння (на 3 зіркові величини) 25-40 діб з наступним повільним ослабленням, практично лінійним у шкалі зоряних величин.
А ось криві блиску типу II достатні різноманітні. Для деяких криві нагадували ті для I типу, тільки з більш повільним і тривалим падінням блиску до початку лінійної стадії. Інші, досягнувши піку, трималися на ньому до 100 діб, а потім блиск різко падав і виходив на лінійний хвіст. Абсолютна зоряна величина максимуму варіюється в широкій межі.
Наведена вище класифікація вже містить деякі основні риси спектрів наднових різних типів, зупинимося на тому, що не увійшло. Перша та дуже важлива особливість, яка довго заважала розшифровці отриманих спектрів – основні лінії дуже широкі.
Для спектрів наднових типу II та Ib\c характерно:
Наявність вузьких абсорбційних деталей поблизу максимуму блиску та вузькі незміщені емісійні компоненти.
Лінії , , , що спостерігаються в ультрафіолетовому випромінюванні.
Частота спалахів залежить від числа зірок у галактиці або, що те саме для звичайних галактик, світності.
При цьому наднові Ib/c та II тяжіють до спіральних рукавів.
Крабоподібна туманність (зображення в рентгенівських променях), добре видно внутрішню ударну хвилю, вітер, що вільно розповсюджується, а також джет
Канонічна схема молодого залишку така:
Можливий компактний залишок; зазвичай це пульсар, але можливо і чорна дірка
Зовнішня ударна хвиля, що розповсюджується у міжзоряній речовині.
Поворотна хвиля, що поширюється в речовині викиду наднової.
Вторинна, що поширюється в згустках міжзоряного середовища та в щільних викидах наднової.
Разом вони утворюють наступну картину: за фронтом зовнішньої ударної хвилі газ нагрітий до температур TS ≥ 107 К і випромінює в рентгенівському діапазоні з енергією фотонів 0,1-20 кеВ, аналогічно газ за фронтом хвилі зворотного утворює другу область рентгенівського випромінювання. Лінії високоіонізованих Fe, Si, S тощо вказують на теплову природу випромінювання з обох шарів.
Оптичне випромінювання молодого залишку створює газ у згустках за фронтом вторинної хвилі. Так як у них швидкість поширення вища, а значить газ остигає швидше і випромінювання переходить з рентгенівського діапазону в оптичний. Ударне походження оптичного випромінювання підтверджує відносну інтенсивність ліній.
Волокна в Кассіопеї A дають зрозуміти, що походження згустків речовини може бути двояким. Так звані швидкі волокна розлітаються зі швидкістю 5000-9000 км/с і випромінюють тільки в лініях O, S, Si - тобто це згустки, сформовані в момент вибуху наднової. Стаціонарні конденсації мають швидкість 100-400 км/с, і в них спостерігається нормальна концентрація H, N, O. Разом це свідчать, що ця речовина була викинута задовго до спалаху наднової і пізніше була нагріта зовнішньою ударною хвилею.
Синхротронне радіовипромінювання релятивістських частинок у сильному магнітному полі є основною спостережною ознакою для всього залишку. Область його локалізації - прифронтові області зовнішньої та поворотної хвиль. Спостерігається синхротронне випромінювання і в рентгенівському діапазоні.
Природа наднових Ia відрізняється від природи інших спалахів. Про це ясно свідчить відсутність спалахів Ibc та II типів в еліптичних галактиках. Із загальних відомостей про останні відомо, що там мало газу та блакитних зірок, а зіркоутворення закінчилося 1010 років тому. Це означає, що всі масивні зірки вже завершили свою еволюцію, і залишилися зірки з масою менше сонячної, не більше. З теорії еволюції зірок відомо, що зірки подібного типу підірвати неможливо, отже потрібен механізм продовження життя для зірок мас 1-2M⊙.
Відсутність ліній водню у спектрах Ia\Iax свідчить, що у атмосфері вихідної зірки його дуже мало. Маса викинутої речовини досить велика - 1M⊙, переважно містить вуглець, кисень та інші важкі елементи. А зміщені лінії Si II вказує на те, що під час викиду активно йдуть ядерні реакції. Все це переконує, що як зірка-попередник виступає білий карлик, швидше за все вуглецево-кисневий.
Тяжіння до спіральних рукавів наднових Ibc і II типів свідчить, що зіркою прабатьком є короткоживучі O-зірки з масою 8-10M⊙.
Домінуючий сценарій
Один із способів вивільнити необхідну кількість енергії – різке збільшення маси речовини, що бере участь у термоядерному горінні, тобто термоядерний вибух. Однак фізика одиночних зірок такого не припускає. Процеси у зірках, що є на головній послідовності, рівноважні. Тому у всіх моделях розглядаються кінцевий етап зоряної еволюції – білі карлики. Однак сам по собі останній - стійка зірка, все може змінитись лише при наближенні до межі Чандрасекара. Це призводить до однозначного висновку, що термоядерний вибух можливий лише у зоряних системах, швидше за все, у так званих подвійних зірках.
У цій схемі є дві змінні, що впливають на стан, хімічний склад та підсумкову масу залученої у вибух речовини.
Другий компаньйон – звичайна зірка з якого речовина витікає на перший.
Другий компаньйон такий самий білий карлик. Такий сценарій називає подвійним виродженням (англ. Double degeneration).
Вибух відбувається при перевищенні межі Чандрасекара.
Вибух відбувається перед ним.
Спільним у всіх сценаріях утворення наднових наднових Ia те, що карлик, що вибухає, швидше за все вуглецево-кисневий.
Маса речовини, що вступає в реакцію, визначає енергетику вибуху і відповідно блиск в максимумі. Якщо припустити, що у реакцію вступає вся маса білого карлика, то енергетика вибуху становитиме 2,2 1051 ерг.
Подальша поведінка кривої блиску переважно визначається ланцюжком розпаду.
Ізотоп 56Ni нестабільний та має період напіврозпаду 6.1 днів. Далі e-захоплення призводить до утворення ядра 56Co переважно у збудженому стані з енергією 1.72 МеВ. Цей рівень нестабільний і перехід електрона в основний стан супроводжується випромінюванням каскаду γ-квантів з енергіями від 0.163 МеВ до 1.56 МеВ. Ці кванти відчувають комптонівське розсіювання та його енергія швидко зменшується до ~ 100 кэВ. Такі кванти вже ефективно поглинаються фотоефектом і як наслідок нагрівають речовину. У міру розширення зірки щільність речовини в зірці знижується, кількість зіткнень фотонів зменшується і речовина поверхні зірки стає прозорою для випромінювання. Як свідчать теоретичні розрахунки, така ситуація настає приблизно через 20-30 діб після досягнення зіркою максимуму світності.
Через 60 діб після початку речовина стає прозорою для γ-випромінювання. На кривій блиску починається експоненційний спад. До цього часу56Ni вже розпався і енерговиділення йде за рахунок β-розпаду 56Co до 56Fe(T1/2 = 77 днів) з енергіями збудження аж до 4.2 МеВ.
Модель механізму гравітаційного колапсу
Другий сценарій виділення необхідної енергії – це колапс ядра зірки. Маса його повинна бути точно дорівнює масі його залишку - нейтронної зірки.
Необхідний переносник, який повинен з одного боку віднести енергію, що вивільнилася, а з іншого - не провзаємодіяти з речовиною. На роль такого переносника підходить нейтрино.
За їхню освіту відповідають кілька процесів. Перший і найважливіший для дестабілізації зірки та початку стиснення – процес нейтронізації.
Нейтрино від цих реакцій забирають 10%. Головну роль у охолодженні грає УРКА-процеси (нейтринне охолодження).
Замість протонів і нейтронів можуть виступати і атомні ядра, з утворенням нестабільного ізотопу, який зазнає бета-розпаду.
Інтенсивність цих процесів наростає принаймні стискування, цим його прискорюючи. Зупиняє це процес розсіювання нейтрино на вироджених електронах, у ході якого термолізуються і замикаються всередині речовини.
Зауважимо, що процеси нейтронізації йдуть лише за щільності 1011/см3, досяжних лише у ядрі зірки. Це означає, що гідродинамічна рівновага порушується лише у ньому. Зовнішні ж шари знаходяться в локальній гідродинамічній рівновазі, і колапс починається тільки після того, як центральне ядро стиснеться і утворює тверду поверхню. Відскок цієї поверхні забезпечує скидання оболонки.
Виділяється три етапи еволюції залишку наднової:
Вільний розліт.
Адіабатичне розширення (стадія Сєдова). Спалах наднової на цій стадії представляється як сильний точковий вибух у середовищі з постійною теплоємністю. До цього завдання застосовується автомодальне рішення Сєдова, перевірене на ядерних вибухах у земній атмосфері.
Стадія інтенсивного висвічування. Починається коли температура за фронтом досягає максимуму на кривій радіаційних втрат.
Розширення оболонки зупиняється тоді, коли тиск газу залишку зрівняється з тиском газу міжзвездной середовищі. Після цього залишок починає дисипувати, стикаючись з хмарами, що хаотично рухаються.
Крім невизначеностей у теоріях наднових Ia, описаних вище, багато суперечок викликає механізм вибуху. Найчастіше моделі можна розділити за такими групами:
Миттєва детонація
Відкладена детонація
Пульсуюча відкладена детонація
Турбулентне швидке горіння
Принаймні кожної комбінації початкових умов перелічені механізми можна зустріти у тому чи іншого варіації. Але цим коло запропонованих моделей не обмежується. Як приклад можна навести моделі, коли детонують відразу два. Звичайно, це можливо тільки в тих сценаріях, коли обидва компоненти проеволюціонували.
Вибухи наднових - основне джерело поповнення міжзоряного середовища елементами з атомними номерами більше (або, як кажуть, важче) He. Однак процеси їх породили різні групи елементів і навіть ізотопів свої.
Практично всі елементи важчі He і до Fe - результат класичного термоядерного синтезу, що відбувається, наприклад в надрах зірок або вибуху наднових в ході p-процесу. Тут варто зазначити, що вкрай мала частина все ж таки була отримана в ході первинного нуклеосинтезу.
Всі елементи важчі 209Bi – це результат r-процесу
Походження інших є предметом дискусії, як можливі механізми пропонуються s-, r-, ν-, і rp-процеси.
Структура та процеси нуклеосинтезу в переднадновій та наступної миті після спалаху для зірки 25M☉, масштабу не дотримано.
r-процес - це процес утворення більш важких ядер з легших шляхом послідовного захоплення нейтронів в ході (n,γ) реакцій і триває доти, поки темп захоплення нейтронів вище, ніж темп β-розпаду ізотопу.
ν-процес – це процес нуклеосинтезу, через взаємодію нейтрино з атомними ядрами. Можливо, він відповідальний за появу ізотопів 7Li, 11B, 19F, 138La та 180Ta.
Крабоподібна туманність як залишок наднової SN 1054
Інтерес Гіппарха до нерухомих зірок, можливо, був натхненний спостереженням наднової зірки (Плінією). Найбільш ранній запис, який ідентифікується як запис спостережень наднової SN 185, було зроблено китайськими астрономами в 185 році нашої ери. Найяскравіша відома наднова SN 1006 була докладно описана китайськими та арабськими астрономами. Добре спостерігалася наднова SN 1054, що породила крабоподібну туманність. Наднові зірки SN 1572 і SN 1604 були видні неозброєним оком і мали велике значення у розвитку астрономії в Європі, оскільки були використані як аргумент проти арістотелівської ідеї, яка свідчила, що світ за межами Місяця та Сонячної системи незмінний. Йоган Кеплер почав спостереження SN 1604 17 жовтня 1604 року. Це була друга наднова, яка була зареєстрована на стадії зростання блиску (після SN 1572, що спостерігалася Тихо Браге у сузір'ї Кассіопеї).
З розвитком телескопів наднові зірки стало можливо спостерігати і в інших галактиках, починаючи зі спостережень наднової S Андромеди в Туманності Андромеди в 1885 році. Протягом двадцятого століття були розроблені успішні моделі для кожного типу наднових та розуміння їхньої ролі в процесі зореутворення зросло. У 1941 році американськими астрономами Рудольфом Мінковським та Фріцем Цвіккі була розроблена сучасна схема класифікації наднових зірок.
У 1960-х астрономи з'ясували, що максимальна світність вибухів наднових може бути використана як стандартна свічка, отже, показник астрономічних відстаней. Наразі наднові дають важливу інформацію про космологічні відстані. Найдальші наднові виявилися слабшими, ніж очікувалося, що, за сучасними уявленнями, показує, що розширення Всесвіту прискорюється.
Були розроблені методи для реконструкції історії вибухів наднових, які мають письмових записів спостережень. Дата появи наднової Кассіопея A визначалася за світловим відлунням від туманності, в той час як вік залишку наднової RX J0852.0-4622 оцінюється за вимірюванням температури і γ-викидів від розпаду титану-44. У 2009 році в антарктичних льодах було виявлено нітрати, що відповідають часу вибуху наднової.
22 січня 2014 року в галактиці M82, розташованій у сузір'ї Велика Ведмедиця, спалахнула наднова зірка SN 2014J. Галактика M82 знаходиться на відстані 12 млн світлових років від нашої галактики і має видиму зоряну величину трохи менше 9. Ця наднова є найближчою до Землі, починаючи з 1987 (SN 1987A).
СВЕРХНОВА ЗІРКА
СВЕРХНОВА ЗІРКА, вибух зірки, при якому практично вся ЗІРКА руйнується Протягом тижня наднова зірка може затьмарити всі інші зірки Галактики. Світність наднової зірки на 23 зіркові величини (в 1000 млн. разів) більша, ніж світність Сонця, а енергія, що вивільняється під час вибуху, дорівнює всій енергії, випромінюваній зіркою протягом усього її попереднього життя. Через кілька років наднова збільшується в обсязі настільки, що стає розрідженою та напівпрозорою. Протягом сотень або тисяч років залишки викинутої речовини видно як залишки наднової зірки.Наднова приблизно в 1000 разів яскравіша за НОВУ ЗІРКУ. Кожні 30 років у такій галактиці, як наша, з'являється приблизно одна наднова, проте більшість цих зірок не видно через пил. Наднові зірки бувають двох основних типів, що розрізняються за їх кривими блиску та спектрами.
Наднові - зірки, що несподівано спалахують, набувають яскравість іноді в 10 000 млн. разів більшу, ніж яскравість Сонця. Це відбувається в кілька стадій. На початку (А) величезна зірка дуже швидко розвивається до стадії, коли різні ядерні процеси починають протікати всередині зірки одночасно. У центрі може утворитися залізо, що означає кінець виробництва ядерної енергії. Потім зірка починає зазнавати гравітаційного колапсу (B). Це, однак, нагріває центр зірки настільки, що хімічні елементи розпадаються, а нові реакції протікають з вибуховою силою (C). Викидається більша частина речовини зірки в космос, тоді як залишки центру зірки колапсують, поки зірка не стане повністю темною, можливо перетворившись на дуже щільну нейтронну зірку (D). Одна така сзерхнова була видна в 1054р. у сузір'ї Тельця (Е). Залишки цієї зірки є хмарою газу, яка називається Крабовидною туманністю (F).
Науково-технічний енциклопедичний словник.
Дивитись що таке "ВЕРХНОВА ЗІРКА" в інших словниках:
Запит «Наднова» перенаправляється сюди; див. також інші значення. Залишок наднової Кеплера Наднові зірки … Вікіпедія
Вибух, яким ознаменовано смерть зірки. Іноді спалах наднової перевищує за яскравістю галактику, в якій вона сталася. Наднові ділять на два основні типи. Тип I відрізняється дефіцитом водню в оптичному діапазоні; тому вважають, що… Енциклопедія Кольєра
наднова зірка- Астрон. Зірка, що раптово спалахує, з потужністю випромінювання в багато тисяч разів перевершує потужність спалаху нової зірки. Словник багатьох виразів
Наднова SN 1572 Залишок наднової SN 1572, композиція зображень у рентгенівському та інфрачервоному діапазоні, зроблених телескопами «Сптицер», «Чандра» та обсерваторією Калар Альто Наглядові дані (Епоха?) Тип наднової … Вікіпедія
Художнє зображення зірки Вольфа Райє Зірки Вольфа Райє клас зірок, для яких характерні дуже висока температура та світність; зірки Вольфа Райє відрізняються від інших гарячих зірок наявністю в спектрі широких смуг випромінювання водню … Вікіпедія
Наднова: Наднова зірка зірки, які закінчують свою еволюцію у катастрофічному вибуховому процесі; Наднові російські поп панк групи. Надновий (фільм) фантастичний хорор фільм 2000 року американського режисера… … Вікіпедія
Цей термін має й інші значення, див. Зірка (значення). Плеяди Зірка небесне тіло, в якому йдуть, йшли чи йтимуть… Вікіпедія
Художнє зображення зірки Вольфа Райє Зірки Вольфа Райє клас зірок, для яких характерні дуже висока температура та світність; зірки Вольфа Райе відрізняються від інших гарячих зірок наявність … Вікіпедія
SN 2007on Надновий SN 2007on, сфотографований космічним телескопом Swift. Наглядові дані (Епоха J2000,0) Тип наднової Ia … Вікіпедія
Книги
- Наднова, Микола Андрєєв, У небі спалахнула наднова зірка. Через десять днів її смертоносні промені дійдуть до нашої планети і знищать усе живе. Зупинити це неможливо: проти випромінювання наднової людські... Категорія: Вітчизняна фантастика Серія: Апокаліпсис Видавець: Астрель, Поліграфіздат,
- Квантік. Журнал для допитливих. № 04/2018 , , «Квантик» – щомісячний ілюстрований журнал для допитливих школярів різного віку. Читайте на його сторінках цікаві розповіді та завдання з математики, фізики,… Категорія: Книги для дітей: інше Серія: Журнал «Квантік» 2018Видавець:
Наднову зірку, або вибух наднової — процес колосального вибуху зірки в кінці її життя. При цьому звільняється величезна енергія, а світність зростає у мільярди разів. Оболонка зірки викидається у космос, утворюючи туманність. А ядро стискується настільки, що стає або , або .
Хімічна еволюція всесвіту протікає саме завдяки надновим. Під час вибуху у простір викидаються важкі елементи, що утворюються під час термоядерної реакції за життя зірки. Далі з цих залишків формуються з планетарними туманностями, у тому числі утворюються зірки з планетами.
Як відбувається вибух
Як відомо, зірка виділяє величезну енергію завдяки термоядерній реакції, що відбувається у ядрі. Термоядерна реакція - це процес перетворення водню на гелій і важчі елементи з виділенням енергії. Але коли водень у надрах закінчується, верхні шари зірки починають обрушуватися до центру. Після досягнення критичної позначки речовина буквально вибухає, все сильніше стискаючи ядро і забираючи верхні шари зірки ударною хвилею.
У досить малому обсязі простору утворюється при цьому стільки енергії, що частина її змушена нести нейтрино, у якої практично немає маси.
Наднова типу Ia
Цей вид наднових народжується не із зірок, а з . Цікава особливість - світність всіх цих об'єктів однакова. А знаючи світність і тип об'єкта, можна обчислити його швидкість . Пошук наднових типу Ia дуже важливий, адже саме з їх допомогою виявили і довели розширення всесвіту, що прискорюється.
Можливо, завтра вони спалахнуть
Існує цілий список, до якого включено кандидатів у наднові зірки. Звісно, досить складно визначити, коли саме станеться вибух. Ось найближчі з відомих:
- IK Пегас.Подвійна зірка розташована в сузір'ї Пегас на відстані від нас до 150 світлових років. Її супутник – масивний білий карлик, який перестав виробляти енергію у вигляді термоядерного синтезу. Коли головна зірка перетвориться на червоний гігант та збільшить свій радіус, карлик почне збільшувати масу за рахунок неї. Коли його маса досягне 1,44 сонячної, може статися вибух наднової.
- Антарес. Червоний надгігант у сузір'ї Скорпіона, від нас до нього 600 світлових років. Компанію Антарес складає гаряча блакитна зірка.
- Бетельгейзе.Подібний Антаресу об'єкт знаходиться в сузір'ї Оріон. Відстань до Сонця від 495 до 640 світлових років. Це молоде світило (близько 10 мільйонів років), але вважається, що воно досягло фази вигоряння вуглецю. Вже протягом одного-двох тисячоліть ми зможемо помилуватися вибухом наднової.
Вплив на землю
Наднова зірка, вибухнувши поблизу, природно, не може не вплинути на нашу планету.Наприклад, Бетельгейзе, вибухнувши, збільшить яскравість приблизно 10 тисяч разів. Кілька місяців зірка матиме вигляд сяючої точки, за яскравістю подібного до повного Місяця. Але якщо який-небудь полюс Бетельгейзе буде звернений на Землю, вона отримає від зірки потік гамма-променів. Посилять полярні сяйва, зменшиться озоновий шар. Це може вплинути на життя нашої планети. Все це тільки теоретичні розрахунки, яким фактично буде ефект вибуху цього супергіганта, точно сказати не можна.
Смерть зірки, як і життя, іноді буває дуже красивою. І приклад тому – наднові зірки. Їх спалахи потужні та яскраві, вони затьмарюють усі світила, що розташовані поряд.
Давайте у відповіді я не концентруватимуся на механізмі вибуху, який дуже складний, різноманітний і вимагає довгих роз'яснень, а лише сконцентруюсь на першоджерелі вибуху.
Є два основних типи наднових (насправді все складніше, але зараз давайте подивимося спрощену ієрархію).
У надновихII типу(їх інакше називають core collapse) вибух відбувається, коли через нестачу центрального тиску ядро зірки стискається під власною "вагою". Після катастрофічного стиснення слідує утворення кількох ударних хвиль, які поширюються назовні і, власне, те, що ми називаємо вибухом.
Причина початку такого катастрофічного стиску в тому, що в якийсь момент термоядерне паливо в центрі зірки закінчується. Коли у вас вигоряє весь гелій, вуглець і т.д., ви врешті-решт добираєтеся до заліза та нікелю – елементів із найбільшою енергією ядра (на нуклон). Після заліза та нікелю ви нічого виробляти в термоядерному горінні не можете, тому що все швидко розпадається назад.
Якщо немає горіння, немає і внутрішнього тиску. Однак є гравітація самого ядра, яке раніше утримувало внутрішній тиск. Такий дисбаланс, який ще іноді називають чандрасекарівською нестійкістю, і дає початок колапсу та вибуху. Для такої нестійкості потрібно, щоб маса ядра була б ~1.4 маси Сонця, інакше колапс зупиниться на стадії білого карлика через додатковий тиск вироджених електронів. Для цього потрібно, щоб маса початкової зірки була 8-10 сонячних.
У результаті після такого вибуху утворюється або нейтронна зірка, або якщо маса початкової зірки була > 20 мас Сонця - чорна діра.
Механізм вибуху core-collapse наднових досі до кінця не зрозумілий, незважаючи на те, що люди займаються цією проблемою вже понад півстоліття. Але... Загалом, у найближчі місяці стежте за публікаціями з афіліацією Прінстона і ключовим прізвищем "A. Burrows" ;)
Наднові I типумають дещо інший механізм. Вони відбуваються в подвійних системах, де одна зі зірок - це білий карлик, а інша - звичайна зірка, або гігант, або інший білий карлик. Якоїсь миті речовина з компаньйона починає перетікати на білий карлик, накопичуючись на поверхні.
Як тільки загальна маса карлика стає більшою за 1.4 маси Сонця, починається розвиватися та сама чандрасекарівська нестійкість, і відбувається подальший колапс цього білого карлика і, власне, вибух.
В результаті, швидше за все, утворюється нейтронна зірка.
Що це за явище таке – кульова блискавка, і чому у дитинстві попереджали не рухатися, якщо вона залетить до приміщення?
