Метки: Сверхновая звезда в созвездии змееносца названная в честь, сверхновая звезда кеплера, сверхновая звезда фильм 2014, сверхновая звезда сериал википедия.
Сверхно́вые звёзды — звёзды, блеск которых при вспышке увеличивается на десятки звёздных величин в течение нескольких суток. В максимуме блеска сверхновая сравнима по яркости со всей галактикой, в которой она вспыхнула, и даже может превосходить её. Например, светимость сверхновой SN 1972E в ~ 13 раз превышала интегральную светимость своей родной галактики NGC 5253[1]. Поэтому сверхновые можно регистрировать из очень далёких галактик вплоть до красных смещений z ~ 1 (~ 1000 Мпк)[2], и даже больше. Во время вспышки сверхновой выделяется энергия порядка 1050 — 1051 эрг[3].
Содержание |
Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле ни те, ни другие физически новыми не являются: вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, это явление и создавало эффект появления новой звезды.
Об открытии сверхновой сообщается в Центральное бюро астрономических телеграмм Международного астрономического союза, откуда рассылается циркуляр с именем, присвоенным сверхновой. Имя составляется из метки SN, после которой ставят год открытия, с окончанием из одного 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 прописных букв: aa, ab, и так далее. Таким образом, например, сверхновая с именем SN 2003C была открыта третьей в 2003 году.[4]
С начала 2000 года астрономами и любителями каждый год открывалось несколько сотен сверхновых (572 в 2007, 261 в 2008, 390 в 2009). Например, последняя сверхновая 2005 года носит название SN 2005nc, что соответствует 367-ой[nb 1] сверхновой, обнаруженной в 2005 году.
Неподтверждённые сверхновые обозначают буквами PSN (англ. Possible Supernova) с небесными координатами в формате: Jhhmmssss+ddmmsss.
Интерес Гиппарха к неподвижным звездам, возможно, был вдохновлен наблюдением сверхновой звезды (по Плинию). Наиболее ранняя запись, которая идентифицируется как запись наблюдений сверхновой SN 185 (англ.), была сделана китайскими астрономами в 185 году нашей эры. Самая яркая известная сверхновая SN 1006 была подробно описана китайскими и исламскими астрономами. Хорошо наблюдалась сверхновая SN 1054, породившая Крабовидную туманность. Сверхновые звезды SN 1572 и SN 1604 были видны невооруженным глазом и имели большое значение в развитии астрономии в Европе, т.к. 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 Андромеда (англ.) в Андромеде в 1885-ом году. В течение двадцатого столетия были разработаны успешные модели для каждого типа сверхновых и понимание их роли в процессе звездообразования возросло. В 1941-ом году американскими астрономами Рудольфом Минковским и Фрицом Цвикки была разработана современная схема классификации сверхновых звёзд.
В 1960-х астрономы выяснили, что максимальная светимость взрывов сверхновых может быть использована в качестве стандартной свечи, следовательно, показателя астрономических расстояний. Сейчас сверхновые дают важную информацию о космологических расстояниях. Самые далёкие сверхновые оказались слабее, чем ожидалось, что, по современным представлениям, показывает, что расширение Вселенной ускоряется.
Были разработаны способы для реконструкции истории взрывов сверхновых, которые не имеют письменных записей наблюдений. Дата появления сверхновой Кассиопея A определялась по световому эху от туманности, в то время как возраст остатка сверхновой RX J0852.0-4622 (англ.) оценивается по измерению температуры и γ-выбросов от распада титана-44. В 2009 году в Антарктических льдах были обнаружены нитраты, соответствующие времени взрыва сверхновой.
Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. В случае их наличия сверхновую относят ко II типу, а при отсутствии — к I типу[5].
Несколько другим выглядит механизм вспышек сверхновых звёзд типа Іа (SN Ia). Это так называемая термоядерная сверхновая, в основе механизма взрыва которой лежит процесс термоядерного синтеза в плотном углеродно-кислородном ядре звезды. Предшественниками SN Ia являются белые карлики с массой, близкой к пределу Чандрасекара. Принято считать, что такие звезды могут образовываться при перетекании вещества от второй компоненты двойной звёздной системы. Это происходит, если вторая звезда системы выходит за пределы своей полости Роша или относится к классу звёзд со сверхинтенсивным звёздным ветром. При увеличении массы белого карлика постепенно увеличивается его плотность и температура. Наконец, при достижении температуры порядка 3·108 K, возникают условия для термоядерного поджигания углеродно-кислородной смеси. От центра к внешним слоям начинает распространяться фронт горения, оставляя за собой продукты горения — ядра группы железа. Распространение фронта горения происходит в медленном дефлаграционном режиме и является неустойчивым к различным видам возмущений. Наибольшее значение имеет Релей-Тейлоровская неустойчивость, которая возникает из-за действия архимедовой силы на лёгкие и менее плотные продукты горения, по сравнению с плотной углеродно-кислородной оболочкой. Начинаются интенсивные крупномасштабные конвективные процессы, приводящие к ещё большему усилению термоядерных реакций и выделению необходимой для сброса оболочки сверхновой энергии (~1051 эрг). Скорость фронта горения увеличивается, возможна турбулизация пламени и образование ударной волны во внешних слоях звезды.
Существуют также SN Ib и Ic, предшественниками которых являются массивные звезды в двойных системах, в отличие от SN II, предшественниками которых являются одиночные звезды.
По современным представлениям, термоядерный синтез приводит со временем к обогащению состава внутренних областей звезды тяжёлыми элементами. В процессе термоядерного синтеза и образования тяжёлых элементов звезда сжимается, а температура в её центре растёт. (Эффект отрицательной теплоёмкости гравитирующего невырожденного вещества.) Если масса звезды достаточно велика, то процесс термоядерного синтеза доходит до логического завершения с образованием ядер железа и никеля, а сжатие продолжается. При этом термоядерные реакции будут продолжаться только в некотором слое звезды вокруг центрального ядра — там, где ещё осталось невыгоревшее термоядерное топливо. Центральное ядро сжимается все сильнее, и в некоторый момент из-за давления в нём начинают идти реакции нейтронизации — протоны начинают поглощать электроны, превращаясь в нейтроны. Это вызывает быструю потерю энергии, уносимой образующимися нейтрино (т. н. нейтринное охлаждение), так что ядро звезды сжимается и охлаждается. Процесс коллапса центрального ядра настолько быстр, что вокруг него образуется волна разрежения. Тогда вслед за ядром к центру звезды устремляется и оболочка. Далее происходит отскок вещества оболочки от ядра и образуется распространяющаяся наружу ударная волна, инициирующая термоядерные реакции. При этом выделяется энергия, достаточная для сброса оболочки сверхновой с большой скоростью. Важное значение имеет процесс подпитки ударной волны энергией выходящих из центральной области нейтрино. Такой механизм взрыва относится к сверхновым II типа (SN II). Как показывает численное моделирование, ударная волна отскока не приводит к взрыву сверхновой. Она останавливается на расстоянии примерно 100—200 км от центра звезды. Учёт вращения и наличия магнитного поля позволяет численно смоделировать взрыв сверхновой (магниторотационный механизм взрыва сверхновых с коллапсирующим ядром). Считается, что образованием сверхновой II типа заканчивается эволюция всех звёзд, первоначальная масса которых превышает 8—10 масс Солнца. После взрыва остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра, а вокруг этих объектов в пространстве некоторое время существуют остатки оболочек взорвавшейся звезды в виде расширяющейся газовой туманности.
Законченной теории сверхновых звёзд пока не существует. Все предлагаемые модели являются упрощёнными и имеют свободные параметры, которые необходимо настраивать для получения необходимой картины взрыва. В настоящее время в численных моделях невозможно учесть все физические процессы, происходящие в звёздах и имеющие значение для развития вспышки. Законченной теории звёздной эволюции также не существует.
Заметим, что предшественником известной сверхновой SN 1987A, отнесённой ко второму типу, является голубой сверхгигант, а не красный, как предполагалось до 1987 года в моделях SN II. Также, вероятно, в её остатке отсутствует компактный объект типа нейтронной звезды или чёрной дыры, что видно из наблюдений.
Согласно многочисленным исследованиям, после Большого Взрыва, Вселенная была заполнена только лёгкими веществами — водородом и гелием. Все остальные химические элементы могли образоваться только в процессе горения звёзд. Это означает, что Земля состоит из вещества, образовавшегося в недрах доисторических звезд и выброшенного когда-то во взрывах сверхновых.
По расчётам учёных, каждая сверхновая II типа производит активного изотопа алюминия (26Al) около 0,0001 массы Солнца. Распад этого изотопа создаёт жёсткое излучение, которое длительно наблюдалось, и по его интенсивности рассчитано, что содержание в Галактике этого изотопа — менее трёх солнечных масс. Это означает, что сверхновые II типа должны взрываться в Галактике в среднем два раза в столетие, чего не наблюдается. Вероятно, в последние века многие подобные взрывы не замечались (происходили за облаками космической пыли). Поэтому большинство сверхновых наблюдается в других галактиках. Глубокие обзоры неба на автоматических камерах, соединённых с телескопами, позволяют сейчас астрономам открывать более 300 вспышек в год.
| Сверхновая | Дата вспышки | Созвездие | Макс. блеск | Рассто- яние (св. лет) |
Тип вспы- шки |
Дли- тель- ность види- мости |
Остаток | Примечания |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| SN 185 | 185, 7 декабря | Центавр | −8 | 3000 | Ia ? | 8—20 мес. | G315.4-2.3 (RCW 86)[6] | китайские летописи: наблюдалась рядом с Альфой Центавра. |
| SN 369 | 369 | неизвестно | неиз- вестно |
неиз- вестно |
неиз- вестно |
5 мес. | неизвестно | китайские летописи: положение известно очень плохо. Если она находилась вблизи галактического экватора, весьма вероятно, что это была сверхновая, если же нет, она, скорее всего, была медленной новой. |
| SN 386 | 386 | Стрелец | +1,5 | 16 000 | II ? | 2—4 мес. | G11.2-0.3 | китайские летописи |
| SN 393 | 393 | Скорпион | 0 | 34 000 | неиз- вестно |
8 мес. | несколько кандидатур | китайские летописи |
| SN 1006 | 1006, 1 мая | Волк | −7,5 | 7200 | Ia | 18 мес. | SNR 1006 | швейцарские монахи, арабские учёные и китайские астрономы. |
| SN 1054 | 1054, 4 июля | Телец | −6 | 6300 | II | 21 мес. | Крабовидная туманность | на Ближнем и Дальнем Востоке (в европейских текстах не значится, не считая туманных намёков в ирландских монастырских хрониках). |
| SN 1181 | 1181, август | Кассиопея | −1 | 8500 | неиз- вестно |
6 мес. | Возможно, 3C58 (G130.7+3.1) | труды профессора Парижского университета Александра Некэма, китайские и японские тексты. |
| SN 1572 | 1572, 6 ноября | Кассиопея | −4 | 7500 | Ia | 16 мес. | Остаток сверхновой Тихо | Это событие зафиксировано во многих европейских источниках, в том числе и в записях молодого Тихо Браге. Правда, он заметил вспыхнувшую звезду лишь 11 ноября, но зато следил за ней целых полтора года и написал книгу «De Nova Stella» («О новой звезде») — первый астрономический труд на эту тему. |
| SN 1604 | 1604, 9 октября | Змееносец | −2,5 | 20000 | Ia | 18 мес. | Остаток сверхновой Кеплера | С 17 октября её стал изучать Иоганн Кеплер, который изложил свои наблюдения в отдельной книге. |
| SN 1680 | 1680, 16 августа | Кассиопея | +6 | 10000 | IIb[7] | неиз- вестно (не более недели) |
Остаток Сверхновой Кассиопея А | возможно замечена Флемстидом и занесена в каталог как 3 Кассиопеи. |
| Переменные звёзды | |
|---|---|
| Эруптивные | Вольфа — Райе · Гамма Кассиопеи · Неправильные · Орионовы переменные · T Тельца · Фуоры · R Северной короны · RS Гончих Псов · S Золотой Рыбы · UV Кита |
| Пульсирующие | Цефеиды · Альфа Лебедя · Бета Цефея · Дельта Щита · Медленные неправильные · Мириды · Полуправильные · Пульсирующие белые карлики · PV Телескопа · RR Лиры · RV Тельца · SX Феникса · W Девы |
| Вращающиеся | α² Гончих Псов · BY Дракона · Вращающиеся эллипсоидальные · FK Волос Вероники · Пульсары · SX Овна |
| Катаклизмические | Новые · Повторные новые · Карликовые новые · Сверхновые · Z Андромеды |
| Затменно-двойные системы | Алголь · Бета Лиры · W Большой Медведицы |
| Другие | Поляры · Гамма Золотой Рыбы |
| Категория:Переменные звёзды | |
Tags: Сверхновая звезда в созвездии змееносца названная в честь, сверхновая звезда кеплера, сверхновая звезда фильм 2014, сверхновая звезда сериал википедия.
