Из чего состоит сверхновая звезда. Сверхновая звезда – смерть или начало новой жизни? Вспышка сверхновой звезды

Физика нейтрино стремительно развивается. Месяц назад было объявлено о регистрации нейтрино от гамма-всплеска - ключевом событии в нейтринной астрофизике.
В данной статье же мы поговорим о регистрации нейтрино от сверхновых. Один раз человечеству уже повезло их задетектировать.
Расскажу немного о том, что собственно за звери такие «сверхновые», зачем они испускают нейтрино, почему эти частицы так важно зарегистрировать и, наконец, как это пытаются сделать с помощью обсерваторий на южном полюсе, на дне Средиземного моря и Байкала, под горами Кавказа и в Альпах.
По ходу дела узнаем что такое «урка-процесс» - кто у кого что ворует и почему.

После о-очень большого перерыва продолжаю цикл статей по нейтринной физике. В первой публикации мы говорили о том, как вообще придумали такую частицу и как ее зарегистрировали, во я рассказывал про удивительный феномен нейтринных осцилляций. Сегодня речь пойдет про частицы, которые прилетают к нам из-за пределов Солнечной системы.

Коротко о сверхновых

Звезды, которые мы видим на ночном небе, не пребывают в одном и том же состоянии вечно. Как и все, окружающее нас на Земле, они рождаются, долгое время стабильно светят, но в конце концов они уже не могут поддерживать прежнего горения и умирают. Вот как может выглядеть жизненный путь звезды на примере Солнца:

(с) . Жизненный цикл Солнца

Как можно видеть, в конце своей жизни Солнце стремительно увеличится с размерах вплоть орбиты Земли. Но финал будет достаточно мирным - оболочка будет сброшена и станет красивой планетарной туманностью. Ядро звезды при этом превратится в белый карлик - компактный и очень яркий объект.

Но не все звезды заканчивают свой путь так же мирно, как и Солнце. При достаточно большой массе (>6-7 масс Солнца) может произойти взрыв чудовищной мощности, это и будет называться вспышкой сверхновой.

Почему же взрыв?

Топливом для звезд служит водород. В течение жизни звезды он превращается в гелий с выделением энергии. Именно отсюда берется энергия для свечения звезд. Со временем водород кончается, и уже гелий начинает превращаться дальше по таблице Менделеева в более тяжелые элементы. Такой процесс высвечивает больше энергии и верхний слои звезды начинают вспухать, звезда краснеет и сильно расширяется. Но превращение элементов не бесконечно, в стабильном режиме оно может дойти только до железа. Дальше процесс уже энергетически не выгоден. И вот, у нас есть огромная-огромная звезда с железным ядром, которое уже почти не свети, а значит и нет светового давления изнутри. Верхние слои начинают стремительно падать на ядро.

И тут возможны два сценария. Вещество может тихо и мирно, без всякого вращения и колебаний упасть на ядро. Но вот вспомните, часто вам удается слить воду из ванны/раковины так, чтобы не образовалась воронка? Малейшее колебание и вещество закрутится, возникнут колебания, нестабильности…

Технически супер-стабильный сценарий возможен, даже наблюдалось два . Звезда расширялась-расширялась и вдруг исчезла. Но интереснее же, когда звезда идет вразнос!

Симуляция коллапса ядра тяжелой звезды.
Много месяцев работы нескольких суперкомпьютеров позволили оценить как именно будут возникать и развиваться нестабильности в ядре сжимающейся звезды.

Уже упоминалось, что в ядрах звезд могут образовываться элементы только до железа. Откуда же тогда во Вселенной возникли остальные ядра атомов? Имеено в процессе взрыва сверхновой возникают чудовищные температуры и давления, которые делают возможным синтез тяжелых элементов. Честно говоря, тот факт, что все атомы, которые мы видим вокруг, когда-то горели в центре звезд до сих пор меня сильно шокирует. А уж то, что вся ядра тяжелее железа обязаны были родиться во вспышке сверхновой, так вообще за гранью осознания.

Вообще говоря, может быть еще и другая причина взрыва. Вокруг общего центра вращается пара звезд, одна из которых белый карлик. Он потихоньку ворует вещество звезды-партнера и наращивает свою массу. Если он резко перетянет на себя много вещества, то неизбежно взорвется - просто не сможет удержать все вещество на поверхности. Такая вспышка получила названия и сыграла ключевую роль в определении во Вселенной. Но такие вспышки почти не дают нейтрино, поэтому в дальнейшим мы сконцентрируемся на взрывах массивных звезд.

Урка-процесс или кто ворует энергию

Пора переходить к нейтрино. Проблемы с созданием теории взрыва сверхновых была связана, как это часто бывает, с законом сохранения энергии. Баланс дебета/кредита упорно не сходился. Ядро звезды должно высветить просто огромное количество энергии, но вот каким способом? Если излучать обычный свет (фотоны), то они завязнут во внешних оболочках ядра. Из ядра Солнца фотоны выбираются на поверхность за десятки, а то и сотни миллионов лет. А в случае сверхновой давления и плотности на порядки выше.

Решения нашли Георгий Гамов и Марио Шёнберг. Как-то будучи в Рио-де-Жанейро Гамов играл в рулетку. Наблюдая, как деньги превращаются в фишки, а потом без всякого сопротивления покидают владельца, ему пришло в голову, как можно применить такой же механизм к звездному коллапсу. Энергия должна перейти во что-то, что чрезвычайно слабо взаимодействует. Как вы уже могли догадаться, такой частицей является нейтрино.

Казино, в котором пришло такое озарение носило название «Урка» (Casino-da-Urca). С легкой руки Гамова этот процесс стал именоваться Урка-процессом (Urca process). Как утверждал автор модели, исключительно в честь казино. Но есть стойкое подозрение, что одессит и знатный тролль шутник Гамов вложил в это понятие и другой смысл.

Итак, нейтрино уворовывает львиную долю энергии у взрывающейся звезды. Только благодаря этим частицам сам взрыв становится возможным.

Какие же нейтрино мы ждем? Звезда, как и привычное нам вещество, состоит из протонов, нейтронов и электронов. Чтобы соблюсти все законы сохранения: электрического заряда, количества материи/антиматерии, наиболее вероятно рождение именно электронного нейтрино.

Почему нейтрино от сверхновых так важны?

Практически всю историю астрономии люди изучали вселенную только при помощи приходящих электро-магнитных волн. Они несут очень много информации, но многое остается скрытым. Фотоны легко рассеиваются в межзвездной среде. Для разных длин волн межзвездная пыль и газ являются непрозрачными. В конце концов сами звезды для нас совершенно непрозрачны. Нейтрино же способно принести информацию из самого эпицентра событий, рассказав о процессах с бешеными температурами и давлениями - с теми условиями, которые мы вряд ли когда-нибудь получим в лаборатории.

(с) Irene Tamborra. Нейтрино - идеальные переносчики информации во Вселенной.

Мы достаточно мало знаем, как ведет себя вещество при таких запредельных режимах, какие достигаются в ядре взрывающейся звезды. Здесь сплетаются все разделы физики: гидродинамика, физика частиц, квантовая теория поля, теория гравитации. Любая информация «оттуда» сильно помогла бы в расширении наших знаний о мире.

Только представьте, светимость взрыва в нейтрино в 100 (!) раз больше, чем в оптическом диапазоне. Было бы невероятно интересно получить такой объем информации. Нейтринное излучение настолько мощное, что эти почти невзаимодействующие частицы убили бы человека, случись ему находиться рядом со взрывом. Не сам взрыв, а исключительно нейтрино! Частица, которая гарантированно остановится пролетев

километров в свинце - в 10 миллионов раз больше радиуса орбиты Земли.

Большим бонусом является то, что нейтрино должны прийти к нам даже раньше светового сигнала! Ведь фотонам нужно много времени, чтобы выйти из ядра звезды, нейтрино же беспрепятственно пройдут сквозь него. Опережение может достигать целых суток. Таким образом нейтринный сигнал будет являться триггером для перенаправления всех доступных телескопов. Мы будем точно знать куда и когда смотреть. А ведь самые первые моменты взрыва, когда яркость взлетает и падает по экспоненте - самые важные и интересные для науки.

Как уже говорилось, взрыв сверхновой невозможен без вспышки нейтрино. Тяжелые химические элементы просто не могут образоваться без нее. А вот без вспышки света - вполне
. В таком случае нейтрино будет являться нашим единственным источником информации об этом уникальном процессе.

Сверхновая 1987 года

70е годы были отметились бурным ростом теорий великого объединения. Все четыре фундаментальные силы мечтали объединить единым описанием. У таких моделей было очень необычное следствие - привычный протон обязан был распадаться.

Для поиска этого редкого события было построено несколько детекторов. Среди них сильно выделялась установка Камиоканде, расположенная в горах Японии.

Детектор Камиоканде.

Огромный бак с водой произвел наиболее точные измерения для того времени, но… ничего не нашел. На те годы как раз приходился рассвет нейтринной физики. Было принято, как оказалось, очень дальновидное решение слегка усовершенствовать установку и переориентироваться на нейтрино. Установку усовершенствовали, несколько лет боролись с мешающими фоновыми процессами и в начале 1987 года начали получать хорошие данные.

Сигнал от сверхновой SN1987a в детекторе Камиоканде II. По горизонтальной оси время в минутах. .

Чрезвычайно короткий и четкий сигнал. На следующий день астрономы рапортуют о вспышке сверхновой в Магеллановом облаке - спутнике нашей галактики. Это было первое событие, когда астрофизики смогли наблюдать развитие вспышки с самых ранних стадий. Максимума она достигла только в мае и затем начала медленно затухать.

Камиоканде выдал как раз то, что ожидалось увидеть от сверхновой - электронные нейтрино. Но новый детектор, только начавший набирать данные… Подозрительно это. На счастье, он был не единственным нейтринным детектором на тот момент.

В соляных шахтах Америки был размещен детектор IMB. По своей логике работы он был похож на Камиоканде. Огромный куб, заполненный водой и окруженный фотосенсорами. Быстро пролетающие частицы начинают светиться, и это излучение фиксируется огромными фотоумножителями.

Детектор IMB в бывшей соляной шахте в США.

Пару слов стоит сказать о физике космических лучей в СССР. Здесь сложилась очень сильная школа физики лучей сверхвысоких энергий. Вадим Кузьмин в своих работах первым показал чрезвычайную важность изучения частиц, прилетающих из космоса - в лаборатории мы вряд ли когда-нибудь получим такие энергии. Фактически его группой были заложены основы современной физики лучей сверхвысоких энергий и нейтринной астрофизики.

Естественно, теорией такие исследования ограничиться не могли, и с начала 80х годов на Баксане (Кавказ) под горой Андырчи ведут набор данных сразу два эксперимента. Один из них ориентирован на изучение солнечных нейтрино. Он сыграл важную роль в решении проблемы солнечных нейтрино и открытии нейтринных осцилляций. Об этом я рассказывал в предыдущей . Второй же - нейтринный телескоп, был построен специально для регистрации нейтрино огромных энергий, прилетающих из космоса.

Телескоп представляет из себя три слоя баков с керосином, к каждому прикреплен фотодетектор. Такая установка позволяла восстановить трек частицы.

Один из слоев нейтринного телескопа в Баксанской нейтринной обсерватории

Итак, три детектора увидели увидели нейтрино от сверхновой - уверенный и чрезвычайно удачный старт в нейтринную астрофизику!

Нейтрино, зарегистрированные тремя детекторами: Супер-Камиоканде в горах Японии, IMB в США и в Баксанском ущелье на Кавказе.

А вот так с годами менялась планетарная туманность, образованная сброшенная при взрыве оболочкой звезды.

(с) Irene Tamborra. Так выглядят остатки сверхновой 1987 года после взрыва.

Разовая акция или…

Вполне закономерен вопрос - а насколько часто нам будет так «везти». К сожалению, не очень. наблюдений говорит, что предыдущая сверхновая в нашей галактике взорвалась в 1868 году, но ее не наблюдали. А последняя из обнаруженных аж в 1604 году.

Но! Каждую секунду где-то во Вселенной происходит вспышка! Далеко, но зато часто. Такие взрывы создают диффузный фон, чем-то похожий на реликтовое излучение. Он приходит со всех сторон и примерно постоянный. Мы можем вполне успешно оценить интенсивность и энергии, на которых следует искать такие события.

На картинке показаны потоки от всех известных нам источников нейтрино:

. Спектр нейтрино на Земле от всех возможных источников.

Бардовая кривая повыше - это нейтрино от сверхновой 1987 года, а та, что пониже - это фот от ежесекундно взрывающихся во Вселенной звезд. Если мы будем достаточно чувствительны и сумеем отличить эти частицы от того, что приходит, например, от Солнца или от реакторов, то регистрация вполне возможна.

Больше того, Супер-Камиоканде уже подобрался к необходимой чувствительности. Ему осталось улучшить ее на порядок. Как раз сейчас детектор открыт, проходит профилактику, после чего в него будет добавлено новое активное вещество, которое существенно улучшит его эффективность. Так что будем продолжать наблюдения и ждать.

Как сейчас ищут нейтрино от сверхновых

Для поиска событий от взрывов звезд могут использоваться два типа детекторов.

Первый - это черенковский детектор. Понадобится большой объем прозрачного плотного вещества - вода или лед. Если частицы, рожденные нейтрино будут двигаться со скоростью, большей скорости света в среде, то мы будем видеть слабое свечение. Осталось только установить фотодетекторы. Из минусов такого способа - мы видим только достаточно быстрые частицы, все, что меньше определенной энергии, от нас ускользает.

Так работали уже упоминавшиеся IMB и Камиоканде. Последний был усовершенствован до Супер-Камиоканде, став огромный 40 метровым цилиндром с 13 000 фотосенсоров. Сейчас детектор открыт после 10 летнего набора данных. В нем заделают течи, почистят от бактерий и добавят немного вещества, чувствительного к нейтронам и он снова вернется в строй.

Супер-Камиоканде на профилактике. Больше масштабных фото и видео .

Можно использовать этот же метод детектирования, но вместо искусственных аквариумов использовать природные водоемы. Например, чистейшие воды озера Байкал. Там сейчас разворачивается телескоп, который охватит два кубических километра воды. Это в 40 раз больше Супер-Камиоканде. Но детекторы там ставить не так удобно. Обычно используют гирлянду из шаров, в которые вставляют несколько фотосенсоров.

Очень похожий концепт реализуется в Средиземном море, тут построен и работает детектор Antares, планируется построение огромного KM3Net, который будет просматривать куб. километр морской воды.

Все бы хорошо, но в морях плавает куча всякой живности. В результате приходится разрабатывать специальные нейросети, которые будут отличать нейтринные события от проплывающих рыбешек.

Но не обязательно экспериментировать с водой! Антарктический лед достаточно прозрачен, детекторы в нем устанавливать проще, не было бы еще так холодно… На Южном полюсе функционирует детектор IceCube - в толще кубического километра льда впаяны гирлянды фотосенсоров, которые ищут следы нейтринных взаимодействий во льду.

Иллюстрация события в детекторе IceCube.

Теперь перейдем ко второму способу. Вместо воды можно использовать активное вещество - сцинтиллятор. Эти вещества сами светятся, когда через них проходит заряженная частица. Если набрать большую ванну такое вещества, то получится очень чувствительная установка.

Например, в детекторе Borexino в Альпах используется чуть меньше 300 тонн активного вещества.

Китайский DayaBay использует 160 тонн сцинтиллятора.

Но рекордсменом готовится стать тоже китайский эксперимент JUNO, который вместит в себя аж 20 000 тонн жидкого сцинтиллятора.

Как можно заметить, сейчас работает огромное число экспериментов, готовых к регистрации нейтрино от сверхновой. Я перечислил лишь некоторые из них, чтобы не закидывать вас шквалом похожих фотографий и схем.

Стоит отметить, что ожидание сверхновой, это не основная цель для всех из них. Например KamLand и Borexino построили великолепную источников антинейтрино на Земле - в основном это реакторы и радиоактивные изотопы в недрах; IceCube постоянно наблюдает за нейтрино сверхвысоких нейтрино из космоса; СуперКамиоканде изучает нейтрино от Солнца, из атмосферы и от соседнего ускорителя J-PARC.

Чтобы как-то объединить эти эксперименты была разработана даже триггеров и оповещений. Если один из детекторов видит что-то, похожее на событие от сверхновой, тут же приходит сигнал на другие установки. Также незамедлительно оповещаются гравитационные телескопы и оптические обсерватории, которые переориентируют свои инструменты в сторону подозрительного источника. Даже астрономы любители могут подписаться на оповещения и, если повезет, они смогут внести свой вклад в эти исследования.

Но, как рассказывают коллеги с Borexino, часто сигнал от сверхновой бывает вызван уборщицей, оказавшейся среди кабелей…

Что же мы ожидаем увидеть, если нам немножко повезет? Количество событий сильно зависит от объема детектора и колеблется от неуверенных 100 до шквала в миллион событий. Что уж говорить об экспериментах следующего поколения: Гипер-Камиоканде, JUNO, DUNE - они станут в разы более чувствительными.

Что бы мы увидели сейчас в случае взрыва сверхновой в нашей галактике.

Уже завтра в галактике вполне может вспыхнуть сверхновая звезда и мы будем готовы принять послание из самого эпицентра чудовищного взрыва. А также скоординировать и направить доступные оптические телескопы и детекторы гравитационных волн.

P.S. Отдельное спасибо хочется сказать ‘у, выдавшему моральный пинок для написания статьи. Очень советую подписаться, если интересны новости/фото/мемы из мира физики частиц.

Старинные летописи и хроники сообщают нам, что изредка на небе внезапно появлялись звезды исключительно большой яркости. Они быстро увеличивали яркость, а затем медленно, в течение нескольких месяцев угасали и переставали быть видимыми. Вблизи максимума блеска эти звезды были видны даже днем. Наиболее яркими были вспышки в 1006 и 1054 годах, сведения о которых содержатся в китайских и японских трактатах. В 1572 году такая звезда вспыхнула в созвездии Кассиопеи и наблюдалась выдающимся астрономом Тихо Браге, а в 1604 году подобную вспышку в созвездии Змееносца наблюдал Иоганн Кеплер. С тех пор, за четыре столетия "телескопической" эры в астрономии подобных вспышек не наблюдалось. Однако с развитием наблюдательной астрономии исследователи стали обнаруживать довольно большое количество похожих вспышек, правда, не достигавших очень большой яркости. Эти звезды, внезапно появляющиеся и вскоре как бы бесследно исчезающие, стали называть "Новыми". Казалось, что и звезды 1006 и 1054 годов, звезды Тихо и Кеплера были такими же вспышками, только очень близкими и из-за этого более яркими. Но оказалось, что это не так. В 1885 году астроном Хартвиг на обсерватории в Тарту заметил появление новой звезды в хорошо известной туманности Андромеды. Эта звезда достигла 6-й видимой звездной величины, то есть мощность ее излучения была лишь в 4 раза меньше, чем от всей туманности. Тогда это не удивило астрономов: ведь природа туманности Андромеды была неизвестна, предполагалось, что это всего лишь довольно близкое к Солнцу облако пыли и газа. Только в 20-х годах ХХ века окончательно стало ясно, что туманность Андромеды и другие спиральные туманности - огромные звездные системы, состоящие из сотен миллиардов звезд и удаленные от нас на миллионы световых лет. В туманности Андромеды были обнаружены и вспышки обычных Новых звезд, видимых как объекты 17-18 звездной величины. Стало ясно, что звезда 1885 года превосходила Новые звезды по мощности излучения в десятки тысяч раз, на короткое время ее блеск был почти равен блеску огромной звездной системы! Очевидно, природа этих вспышек должна быть различной. Позднее эти наиболее мощные вспышки получили название "Сверхновые звезды", в котором приставка "сверх" означала их большую мощность излучения, а не большую "новизну".

Поиск и наблюдения Сверхновых

На фотографиях далеких галактик вспышки сверхновых стали замечать довольно часто, но эти открытия были случайными и не могли дать сведений, необходимых для объяснения причины и механизма этих грандиозных вспышек. Однако в 1936 году астрономы Бааде и Цвикки, работавшие на Паломарской обсерватории в США, начали планомерный систематический поиск сверхновых. В их распоряжении был телескоп системы Шмидта, позволяющий фотографировать области в несколько десятков квадратных градусов и дающий очень четкие изображения даже слабых звезд и галактик. Сравнивая фотографии, одной области неба, полученные через несколько недель, можно было легко заметить появление новых звезд в галактиках, хорошо различимых на снимках. Для фотографирования выбирались области неба, наиболее богатые близкими галактиками, где их число на одном снимке могло достигать нескольких десятков и вероятность обнаружить сверхновые была наибольшей.

В 1937 году Бааде и Цвикки удалось открыть 6 сверхновых. Среди них были довольно яркие звезды 1937С и 1937D (астрономы решили обозначать сверхновые, добавляя к году открытия буквы, показывающие очередность открытия в текущем году), достигшие в максимуме соответственно 8 и 12 звездной величин. Для них были получены кривые блеска - зависимость изменения блеска со временем - и большое количество спектрограмм - фотографий спектров звезды, показывающих зависимость интенсивности излучения от длины волны. Этот материал на несколько десятилетий стал основным для всех исследователей, пытавшихся разгадать причины вспышек сверхновых.

К сожалению, вторая мировая война прервала так успешно начавшуюся программу наблюдений. Систематический поиск сверхновых на Паломарской обсерватории был возобновлен только в 1958 году, но уже с более крупным телескопом системы Шмидта, позволявшим фотографировать звезды до 22-23 величин. С 1960 года к этой работе присоединился ряд других обсерваторий в разных странах мира, где имелись подходящие телескопы. В СССР такая работа велась на Крымской станции ГАИШ, где установлен телескоп-астрограф с диаметром объектива 40 см и очень большим полем зрения - почти 100 квадратных градусов, и в Абастуманской астрофизической обсерватории в Грузии - на телескопе Шмидта с входным отверстием 36 см. И в Крыму, и в Абастумани было сделано немало открытий сверхновых. Из других обсерваторий наибольшее число открытий приходилось на обсерваторию Асиаго в Италии, где работали два телескопа системы Шмидта. Но все же Паломарская обсерватория оставалась лидером и по числу открытий, и по предельной звездной величине доступных для обнаружения звезд. Общими усилиями в 60-х и 70-х годах открывали до 20 сверхновых за год, и их число стало быстро расти. Сразу после открытия начинались фотометрические и спектроскопические наблюдения на крупных телескопах.

В 1974 году умер Ф.Цвикки, и вскоре поиск сверхновых на Паломарской обсерватории был прекращен. Число открываемых сверхновых уменьшилось, однако с начала 80-х годов снова начало расти. Были начаты новые программы поиска на южном небе - в обсерватории Серро эль Робле в Чили, к тому же открывать сверхновые стали любители астрономии. Оказалось, что с помощью небольших любительских телескопов с объективами 20-30 см можно довольно успешно искать вспышки ярких сверхновых, систематически наблюдая визуально определенный набор галактик. Наибольшего успеха добился священник из Австралии Роберт Эванс, которому удавалось с начала 80-х годов открывать до 6 сверхновых в год. Неудивительно, что астрономы-профессионалы шутили о его "прямой связи с небесами".

В 1987 году была открыта ярчайшая сверхновая XX века - SN 1987A в галактике Большое Магелланово Облако, являющейся "спутником" нашей Галактики и удаленной от нас всего на 55 килопарсек. В течение некоторого времени эта сверхновая была видна даже невооруженным глазом, достигнув в максимуме блеска около 4 звездной величины. Однако наблюдать ее можно было только в южном полушарии. Для этой сверхновой были получены уникальные по точности и продолжительности ряды фотометрических и спектральных наблюдений, и сейчас астрономы продолжают следить, как развивается процесс превращения сверхновой в расширяющуюся газовую туманность.



Сверхновая 1987A. Вверху слева - фотография области, где вспыхнула сверхновая, полученная задолго до вспышки. Звезда, которая вскоре взорвется, отмечена стрелкой. Вверху справа - фотография той же области неба, когда сверхновая была около максимума блеска. Внизу - так выглядит сверхновая спустя 12 лет после вспышки. Кольца вокруг сверхновой - межзвездный газ (частично выброшенный звездой-предсверхновой еще до вспышки), ионизованный при вспышке и продолжающий светиться.

В середине 80-х годов стало ясно, что эпоха фотографии в астрономии заканчивается. Стремительно совершенствовавшиеся ПЗС-приемники во много раз превосходили фотографическую эмульсию по чувствительности и регистрируемому диапазону длин волн, практически не уступая ей по разрешению. Изображение, полученное ПЗС-камерой, можно было сразу видеть на экране компьютера и сравнивать с полученными ранее, а для фотографии процесс проявления, сушки и сравнения занимал в лучшем случае сутки. Единственное оставшееся преимущество фотопластинок - возможность фотографирования больших областей неба - также оказалось для поиска сверхновых несущественным: телескоп с ПЗС-камерой мог получить по отдельности изображения всех галактик, попадающих на фотопластинку, за время сравнимое с фотографической экспозицией. Появились проекты полностью автоматизированных программ поиска сверхновых, в которых телескоп по заранее введенной программе наводится на выбранные галактики, а полученные изображения сравниваются компьютером с полученными ранее. Только если обнаружен новый объект, компьютер подает сигнал астроному, который и выясняет, действительно ли зафиксирована вспышка сверхновой. В 90-х годах такая система, использующая 80-см телескоп-рефлектор, начала работать в Ликской обсерватории (США).

Доступность простых ПЗС-камер для любителей астрономии привела к тому, что от визуальных наблюдений они переходят к ПЗС-наблюдениям, и тогда для телескопов с объективами 20-30 см становятся доступными звезды до 18 и даже 19 величины. Внедрение автоматизированного поиска и рост числа любителей астрономии, занимающихся поиском сверхновых с помощью ПЗС-камер, привел к лавинообразному росту числа открытий: в настоящее время открывется более 100 сверхновых в год, а общее количество открытий превысило 1500. В последние годы был начат также поиск очень далеких и слабых сверхновых на крупнейших телескопах с диаметром зеркала 3-4 метра. Оказалось, что исследования сверхновых, достигающих в максимуме блеска 23-24 величины, могут дать ответы на многие вопросы о строении и судьбе всей Вселенной. За одну ночь наблюдений на таких телескопах, оснащенных самыми совершенными ПЗС-камерами, можно открыть более 10 далеких сверхновых! Несколько изображениий таких сверхновых показаны на приведенном ниже рисунке.

Почти для всех сверхновых, открываемые в настоящее время, удается получить хотя бы один спектр, и для многих известны кривые блеска (в этом также велика заслуга любителей астрономии). Так что объем доступного для анализа наблюдательного материала очень велик, и казалось бы, все вопросы о природе этих грандиозных явлений должны быть решены. К сожалению, пока это не так. Рассмотрим подробнее основные вопросы, встающие перед исследователями сверхновых, и наиболее вероятные на сегодняшний день ответы на них.

Классификация Сверхновых, кривые блеска и спектры

Прежде чем делать какие-то выводы о физической природе явления, необходимо иметь полное представление о его наблюдаемых проявлениях, которые должны быть должным образом классифицированы. Естественно, самый первый вопрос, вставший перед исследователями сверхновых, был - одинаковы ли они, а если нет, то насколько отличаются и поддаются ли классификации. Уже первые сверхновые, открытые Бааде и Цвикки, показали существенные различия в кривых блеска и спектрах. В 1941 году Р.Минковский предложил разделить сверхновые на два основных типа по характеру спектров. К I типу он отнес сверхновые, спектры которых были совершенно не похожи на спектры всех известных в то время объектов. Линии наиболее распространенного во Вселенной элемента - водорода - совершенно отсутствовали, весь спектр состоял из широких максимумов и минимумов, не поддававшихся отождествлению, ультрафиолетовая часть спектра была очень слабой. Ко II типу были отнесены сверхновые, спектры которых показали некоторое сходство с "обычными" Новыми звездами присутствием очень интенсивных эмиссионных линий водорода, ультрафиолетовая часть спектра у них яркая.

Спектры сверхновых I типа оставались загадочными в течение трех десятилетий. Только после того, как Ю.П.Псковский показал, что полосы в спектрах - это не что иное, как участки непрерывного спектра между широкими и довольно глубокими линиями поглощения, отождествление спектров сверхновых I типа сдвинулось с мертвой точки. Был отождествлен ряд линий поглощения, прежде всего наиболее интенсивные линии однократно ионизованных кальция и кремния. Длины волн этих линий сдвинуты в фиолетовую сторону спектра из-за эффекта Доплера в расширяющейся со скоростью 10-15 тыс. км в секунду оболочке. Отождествить все линии в спектрах сверхновых I типа чрезвычайно трудно, так как они сильно расширены и накладываются друг на друга; кроме упомянутых кальция и кремния удалось отождествить линии магния и железа.

Анализ спектров сверхновых позволил сделать важные выводы: в оболочках, выброшенных при вспышке сверхновых I типа, почти нет водорода; в то время как состав оболочек сверхновых II типа почти такой же, как у солнечной атмосферы. Скорости расширения оболочек - от 5 до 15-20 тыс. км/c, температура фотосферы около максимума - 10-20 тыс. градусов. Температура быстро падает и через 1-2 месяца достигает значения 5-6 тыс. градусов.

Различались у сверхновых и кривые блеска: для I типа все они были очень похожими, имеют характерную форму с очень быстрым ростом блеска к максимуму, который длится не более 2-3 суток, быстрым падением блеска на 3 звездные величины за 25-40 суток и последующим медленным ослаблением, практически линейным в шкале звездных величин, что соответствует экспоненциальному ослаблению светимости.

Кривые блеска сверхновых II типа оказались гораздо более разнообразными. Некоторые были похожи на кривые блеска сверхновых I типа, только с более медленным и продолжительным падением блеска до начала линейного "хвоста", у других сразу после максимума начинается участок почти постоянного блеска - так называемое "плато", которое может продолжаться до 100 суток. Затем блеск резко падает и выходит на линейный "хвост". Все ранние кривые блеска были получены на основании фотографических наблюдений в так называемой фотографической системе звездных величин, соответствующей чувствительности обычных фотопластинок (интервал длин волн 3500-5000 A). Уже использование в дополение к ней фотовизуальной системы (5000-6000 A) позволило получить важные сведения об изменении показателя цвета (или просто "цвета") сверхновых: оказалось, что после максимума сверхновые обеих типов непрерывно "краснеют", то есть основная часть излучения сдвигается в сторону более длинных волн. Это покраснение прекращается на стадии линейного падения блеска и может даже смениться "поголубением" сверхновых.

Кроме этого, сверхновые I и II типов различались по типам галактик, в которых они вспыхивали. Сверхновые типа II были обнаружены только в спиральных галактиках, где в настоящее время продолжают образовываться звезды и присутствуют как старые звезды малой массы, так и молодые, массивные и "короткоживущие" (всего несколько миллионов лет) звезды. Сверхновые I типа вспыхивают как в спиральных, так и в эллиптических галактиках, где, как считается, интенсивное образование звезд не происходит уже миллиарды лет.

В таком виде классификация сверхновых сохранялась до середины 80-х годов. Начало широкого применения в астрономии ПЗС-приемников позволило существенно увеличить количество и качество наблюдательного материала. Современная аппаратура позволяла получать спектрограммы для слабых, недоступных прежде объектов; с гораздо большей точностью можно было определять интенсивности и ширины линий, регистрировать более слабые линии в спектрах. ПЗС-приемники, инфракрасные детекторы и приборы, установленные на космических аппаратах, позволили наблюдать сверхновые во всем диапазоне оптического излучения от ультрафиолетового до далекого инфракрасного диапазона; проводились также гамма-, рентгеновские и радио-наблюдения сверхновых.

В результате казавшаяся установившейся двоичная классификация сверхновых стала быстро изменяться и усложняться. Оказалось, что I тип сверхновых далеко не так однороден, как казалось. В спектрах этих сверхновых обнаружились существенные различия, наиболее значительными из них была интенсивность линии однократно ионизованного кремния, наблюдавшаяся на длине волны около 6100 А. Для большинства сверхновых I типа эта линия поглощения около максимума блеска была самой заметной деталью в спектре, однако для некоторых сверхновых она практически отсутствовала, а наиболее интенсивными были линии поглощения гелия.

Эти сверхновые получили обозначение Ib, а "классические" сверхновые I типа стали обозначать Ia. В дальнейшем оказалось, что у некоторых сверхновых Ib отсутствуют и линии гелия, и их назвали типом Ic. Эти новые типы сверхновых отличались от "классических" Ia и по кривым блеска, которые оказались достаточно разнообразными, хотя по форме и похожи на кривые блеска сверхновых Ia. Сверхновые типа Ib/c оказались также источниками радиоизлучения. Все они были обнаружены в спиральных галактиках, в областях, где возможно недавно происходило образование звезд и в настоящее время еще существуют достаточно массивные звезды.

Кривые блеска сверхновых Ia в красном и инфракрасных диапазонах спектра (полосы R,I,J,H,K) сильно отличались от исследовавшихся ранее кривых в полосах B и V. Если на кривой в R заметно "плечо" через 20 дней после максимума, то в фильтре I и более длинноволновых диапазонах появляется настоящий второй максимум. Однако у некоторых сверхновых Ia этот второй максимум отсутствует. Эти сверхновые отличаются также красным цветом в максимуме блеска, пониженной светимостью и некоторыми спектральными особенностями. Первой такой сверхновой была SN 1991bg, и подобные ей объекты пока называются пекулярными сверхновыми Ia или "сверхновыми типа 1991bg". Еще одна разновидность сверхновых Ia, наоборот, отличается повышенной светимостью в максимуме. Для них характерны меньшие интенсивности линий поглощения в спектрах. "Прототип" для них - SN 1991T.

Сверхновые II типа еще в 70-е годы были разделены по характеру кривых блеска на "линейные" (II-L) и имеющие "плато" (II-P). В дальнейшем стали обнаруживать все больше сверхновых II, показывающих те или другие особенности в кривых блеска и спектрах. Так, по кривым блеска резко отличаются от других сверхновых II типа две самые яркие сверхновых последних лет: 1987A и 1993J. Обе имели два максимума на кривых блеска: после вспышки блеск быстро падал, потом начинал снова расти и лишь после второго максимума начиналось окончательное ослабление светимости. В отличие от сверхновых Ia второй максимум наблюдался во всех диапазонах спектра, причем для SN 1987A он был гораздо ярче первого в более длинноволновых диапазонах.

Среди спектральных особенностей наиболее частым и заметным было присутствие наряду с широкими эмиссионными линиями, характерными для расширяющихся оболочек, также системы узких линий излучения или поглощения. Это явление скорее всего связано с присутствием плотной оболочки, окружающей звезду перед вспышкой, такие сверхновые получили обозначение II-n.

Статистика Сверхновых

Как часто вспыхивают сверхновые и каким образом они распределены в галактиках? На эти вопросы должны дать ответ статистические исследования сверхновых.

Казалось бы, дать ответ на первый вопрос достаточно просто: нужно достаточно продолжительное время наблюдать за несколькими галактиками, подсчитать наблюдавшиеся в них сверхновые и разделить число сверхновых на время наблюдений. Но оказалось, что время, охваченное достаточно регулярными наблюдениями, еще слишком мало для определенных выводов для отдельных галактик: в большинстве наблюдалось только одна или две вспышки. Правда, в некоторых галактиках уже зарегистрировано достаточно большое число сверхновых: рекордсмен - галактика NGC 6946, в которой с 1917 года открыто 6 сверхновых. Однако и эти данные не дают точных данных о частоте вспышек. Во-первых, неизвестно точное время наблюдений этой галактики, а во-вторых, почти одновременные для нас вспышки на самом деле могли быть разделены достаточно большими промежутками времени: ведь свет от сверхновых проходит разный путь внутри галактики, а ее размеры в световых годах намного больше, чем время наблюдений. Пока возможно получить оценку частоты вспышек только для некоторой совокупности галактик. Для этого необходимо использовать данные наблюдений по поиску сверхновых: каждое наблюдение дает некоторое "эффективное время слежения" за каждой галактикой, которое зависит от расстояния до галактики, от предельной звездной величины поиска и от характера кривой блеска сверхновой. Для сверхновых разных типов время наблюдений одной и той же галактики будет разным. Объединяя результаты для нескольких галактик, нужно принимать во внимание их различие по массе и светимости, а также по морфологическому типу. В настоящее время принято нормировать результаты на светимость галактик и объединять данные только для галактик с близкими типами. Последние работы, основанные на объединении данных нескольких программ поиска сверхновых, дали такие результаты: в эллиптических галактиках наблюдаются только сверхновые типа Ia, и в "средней" галактике со светимостью 10 10 светимостей Солнца одна сверхновая вспыхивает примерно раз в 500 лет. В такой же по светимости спиральной галактике сверхновые Ia вспыхивают с лишь немного более высокой частотой, однако к ним добавляются сверхновыые типов II и Ib/c, и общая частота вспышек получается примерно раз в 100 лет. Частота вспышек примерно пропорциональна светимости галактик, то есть в гигантских галактиках она значительно выше: в частности, NGC 6946 - спиральная галактика со светимостью 2.8 10 10 светимостей Солнца, следовательно в ней можно ожидать около трех вспышек за 100 лет, и наблюдавшиеся в ней 6 сверхновых можно считать не очень большим отклонением от средней частоты. Наша Галактика поменьше NGC 6946, и в ней можно ожидать одну вспышку в среднем через 50 лет. Однако известно, что за последнее тысячелетие наблюдалось только четыре сверхновых в Галактике. Нет ли здесь противоречия? Оказывается, нет - ведь большая часть Галактики закрыта от нас слоями газа и пыли, и окрестности Солнца, в которых наблюдались эти 4 сверхновые, составляют лишь малую часть Галактики.

Каким образом распределены сверхновые внутри галактик? Конечно, пока можно исследовать только сводные распределения, приведенные к некоторой "средней" галактике, а также распределения относительно деталей структуры спиральных галактик. К этим деталям относятся, в первую очередь, спиральные рукава; в достаточно близких галактиках хорошо видны также области активного звездообразования, выделяемые по облакам ионизованного водорода - области H II, или по скоплениям ярких голубых звезд - OB-ассоциации. Многократно повторяемые по мере увеличения числа открытых сверхновых исследования пространственного распределения дали следующие результаты. Распределения сверхновых всех типов по расстоянию от центров галактик мало различаются между собой и сходны с распределением светимости - плотность падает от центра к краям по экспоненциальному закону. Различия между типами сверхновых проявляются в распределении относительно областей звездообразования: если к спиральным рукавам концентрируются сверхновые всех типов, то к областям H II - только сверхновые типов II и Ib/c. Можно сделать вывод, что время жизни звезды, дающей вспышку типа II или Ib/c - от 10 6 до 10 7 лет, а для типа Ia - около 10 8 лет. Однако сверхновые Ia наблюдаются и в эллиптических галактиках, где, как считается, нет звезд моложе 10 9 лет. Этому противоречию возможно два объяснения - или природа вспышек сверхновых Ia в спиральных и в эллиптических галактиках различна, либо в некоторых эллиптических галактиках все-таки продолжается звездообразование и присутствуют более молодые звезды.

Теоретические модели

На основании всей совокупности наблюдательных данных исследователи пришли к выводу, что вспышка сверхновой должна быть последним этапом в эволюции звезды, после которой она перестает существовать в прежнем виде. Действительно, энергия взрыва сверхновых оценивается как 10 50 - 10 51 эрг, что превышает типичные значения гравитационной энергии связи звезд. Освободившейся при вспышке сверхновой энергии более чем достаточно, чтобы полностью рассеять в пространстве вещество звезды. Какие же звезды и когда заканчивают свою жизнь вспышкой сверхновой, какова природа процессов, приводящих к такому гигантскому выделению энергии?

Данные наблюдений показывают, что сверхновые делятся на несколько типов, различающихся по химическому составу оболочек и их массам, по характеру выделения энергии и по связи с различными типами звездных населений. Сверхновые II типа явно связаны с молодыми, массивными звездами, в их оболочках в большом количестве присутствует водород. Поэтому их вспышки считают конечной стадией эволюции звезд, начальная масса которых составляет больше 8-10 масс Солнца. В центральных частях таких звезд энергия выделяется при реакциях ядерного синтеза, начиная от самой простой - образования гелия при слиянии ядер водорода, и заканчивая образованием ядер железа из кремния. Ядра железа являются самыми стабильными в природе, и выделения энергии при их слиянии не происходит. Таким образом, когда ядро звезды становится железным, выделение энергии в нем прекращается. Ядро не может сопротивляться гравитационным силам и быстро сжимается - коллапсирует. Процессы, происходящие при коллапсе, еще далеки от полного объяснения. Однако известно, что если все вещество ядра звезды превращается в нейтроны, то оно может противостоять силам притяжения. Ядро звезды превращается в "нейтронную звезду" и коллапс останавливается. При этом выделяется огромная энергия, поступающая в оболочку звезды и заставляющая ее начать расширение, которое мы и видим как вспышку сверхновой. Если эволюция звезды до этого происходила "спокойно", то ее оболочка должна иметь радиус в сотни раз превосходящий радиус Солнца, и сохранить достаточное количество водорода для объяснения спектра сверхновых II типа. Если же большая часть оболочки была потеряна при эволюции в тесной двойной системе или каким-либо другим образом, то линий водорода в спектре не будет - мы увидим сверхновую типа Ib или Ic.

В менее массивных звездах эволюция протекает по-другому. После горения водорода ядро становится гелиевым, и начинается реакция превращения гелия в углерод. Однако ядро не нагревается до такой высокой температуры, чтобы начались реакции синтеза с участием углерода. Ядро не может выделять достаточно энергии и сжимается, однако в этом случае сжатие останавливают электроны, находящиеся в вешестве ядра. Ядро звезды превращается в так называемый "белый карлик", а оболочка рассеивается в пространстве в виде планетарной туманности. Индийский астрофизик С.Чандрасекхар показал, что белый карлик может существовать, только если его масса меньше примерно 1.4 массы Солнца. Если белый карлик находится в достаточно тесной двойной системе, то может начаться перетекание вещества с обычной звезды на белый карлик. Масса белого карлика постепенно увеличивается, и когда она превосходит предельную - происходит взрыв, при котором идет быстрое термоядерное горение углерода и кислорода, превращающихся в радиоактивный никель. Звезда полностью разрушается, а в расширяющейся оболочке идет радиоактивный распад никеля в кобальт и далее в железо, который дает энергию для свечения оболочки. Таким образом вспыхивают сверхновые типа Ia.

Современные теоретические исследования сверхновых - это преимущественно расчеты на самых мощных компьютерах моделей взрывающихся звезд. К сожалению, пока не удается создать модель, которая от поздней стадии эволюции звезды привела бы к вспышке сверхновой и к ее наблюдаемым проявлениям. Однако существующие модели достаточно хорошо описывают кривые блеска и спектры подавляющего большинства сверхновых. Обычно это модель оболочки звезды, в которую "вручную" вкладывается энергия взрыва, после чего начинается ее расширение и разогревание. Несмотря на большие трудности, связанные со сложностью и многообразием физических процессов, в последние годы в этом направлениии исследований достигнуты большие успехи.

Влияние Сверхновых на окружающую среду

Вспышки сверхновых оказывают сильное и многообразное влияние на окружающую межзвездную среду. Сбрасываемая с огромной скоростью оболочка сверхновой сгребает и сжимает окружающий ее газ. Возможно, это может дать толчок образованию новых звезд из облаков газа. Энергия взрыва так велика, что происходит синтез новых элементов, в особенности более тяжелых чем железо. Обогащенное тяжелыми элементами вещество разбрасывается взрывами сверхновых по всей галактике, в результате звезды, образовавшиеся после вспышек сверхновых, содержат больше тяжелых элементов. Межзвездная среда в "нашей" области Млечного пути оказалась настолько обогащенной тяжелыми элементами, что стало возможным возникновение жизни на Земле. Сверхновые несут за это прямую ответственность! Сверхновые, по всей видимости, порождают и потоки частиц с очень высокой энергией - космические лучи. Эти частицы, проникая на поверхность Земли сквозь атмосферу, могут вызывать генетические мутации, благодаря которым происходит эволюция жизни на Земле.

Сверхновые рассказывают нам о судьбе Вселенной

Сверхновые, и в особенности сверхновые типа Ia, являются одними из самых ярких звездообразных объектов во Вселенной. Поэтому даже очень далекие сверхновые можно исследовать с имеющимся в настоящее время оборудованием.

Многие сверхновые Ia были открыты в достаточно близких галактиках, расстояние до которых можно определить несколькими способами. Наиболее точным в настоящее время считается определение расстояний по видимому блеску ярких переменных звезд определенного типа - цефеид. С помощью Космического телескопа им. Хаббла было открыто и исследовано большое количество цефеид в галактиках, удаленных от нас на расстояние до примерно 20 мегапарсек. Достаточно точные оценки расстояний до этих галактик позволили определить светимость сверхновых типа Ia, которые в них вспыхивали. Если считать, что далекие сверхновых Ia имеют в среднем такую же светимость, то по наблюдаемой звездной величине в максиуме блеска можно оценить расстояние до них.

Рождение сверхновой звезды

Небо в ясный день представляет в общем-то довольно скучную и однообразную картину: раскаленный шар Солнца и чистый бескрайний простор, иногда украшенный облаками или редкими тучами.

Другое дело – небо в безоблачную ночь. Оно обычно все усыпано яркими скоплениями звезд. При этом надо учесть, что на ночном небе невооруженным глазом можно видеть от 3 до 4,5 тысячи ночных светил. И все они принадлежат Млечному Пути, в котором находится и наша Солнечная система.

По современным представлениям звезды – это раскаленные газовые шары, в недрах которых происходит термоядерный синтез ядер гелия из ядер водорода с выделением колоссального количества энергии. Именно она и обеспечивает светимость звезд.

Самая близкая к нам звезда – наше Солнце, расстояние до которого 150 миллионов километров. А вот звезда Проксима Центавра, следующая по удаленности, находится от нас на расстоянии 4,25 светового года, или в 270 тысяч раз дальше, чем Солнце.

Есть звезды, в сотни раз превышающие по размеру Солнце и во столько же раз уступающие ему в этом показателе. Однако массы звезд меняются в гораздо более скромных пределах – от одной двенадцатой массы Солнца до 100 его масс. Более половины видимых звезд являются двойными, а иногда и тройными системами.

Вообще же, число звезд в видимой нам Вселенной можно обозначить числом 125 000 000 000 с одиннадцатью дополнительными нулями.

Теперь, чтобы избежать путаницы с нулями, астрономы ведут учет уже не отдельных звезд, а целых галактик, считая, что в среднем в каждой из них находится порядка 100 миллиардов звезд.

Американский астроном Фриц Цвики впервые начал заниматься целенаправленным поиском сверхновых звезд

Еще в 1996 году ученые определили, что с Земли можно увидеть 50 миллиардов галактик. Когда же в строй был введен орбитальный телескоп имени Хаббла, которому не мешают помехи земной атмосферы, число видимых галактик подскочило до 125 миллиардов.

Благодаря всевидящему глазу этого телескопа астрономы проникли в такие вселенские глубины, что увидели галактики, которые появились всего через один миллиард лет после Великого взрыва, породившего нашу Вселенную.

Для характеристики звезд используются несколько параметров: светимость, масса, радиус и химический состав атмосферы, а так же ее температура. А используя ряд дополнительных характеристик звезды, можно также определить и ее возраст.

Каждая звезда – это динамичная структура, которая рождается, растет и затем, достигнув определенного возраста, тихо умирает. Но случается и такое, что она вдруг взрывается. Это событие приводит к масштабным изменениям в той области, которая прилегала к взорвавшейся звезде.

Так, возмущение, последовавшее за этим взрывом, распространяется с гигантской скоростью, и в течение нескольких десятков тысяч лет захватывает огромное пространство в межзвездной среде. В этой области резко, до нескольких миллионов градусов, повышается температура, значительно увеличивается плотность космических лучей и напряженность магнитного поля.

Такие особенности вещества, выброшенного взорвавшейся звездой, позволяют ему сформировать новые звезды и даже целые планетные системы.

По этой причине как сверхновые звезды, так и их остатки очень пристально изучаются астрофизиками. Ведь сведения, полученные в ходе исследования этого явления, могут расширить знания об эволюции нормальных звезд, о процессах, происходящих при рождении нейтронных звезд, а также выяснить детали тех реакций, в результате которых образуются тяжелые элементы, космические лучи и т. д.

Одно время те звезды, яркость которых неожиданно возрастала более чем в 1000 раз, астрономы называли новыми. Они появлялись на небе неожиданно, внося изменения в привычную конфигурацию созвездий. Внезапно увеличившись в максимуме в несколько тысяч раз, их блеск спустя какое-то время резко уменьшался, а спустя несколько лет их яркость становилась такой же слабой, как и до взрыва.

Следует отметить, что периодичность вспышек, во время которых звезда освобождается от одной тысячной своей массы и которую с огромной скоростью выбрасывает в мировое пространство, считается одним из основных признаков рождения новых звезд. Но, в то же время как это ни странно, взрывы звезд не ведут ни к существенным изменениям в их структуре, ни даже к их разрушениям.

Как часто в нашей Галактике случаются такие события? Если учитывать лишь те звезды, которые по своей яркости не превышали 3-ю звездную величину, то, согласно историческим хроникам и наблюдениям ученых-астрономов, в течение пяти тысяч лет наблюдались не более 200 ярких вспышек.

Но когда стали проводиться исследования других галактик, то стало очевидным, что яркость новых звезд, которые появляются в этих уголках космоса, нередко равна светимости всей галактики, в которой эти звезды появляются.

Конечно, появление звезд с такой светимостью – событие неординарное и абсолютно не похожее на рождение обычных звезд. Поэтому еще в 1934 году американские астрономы Фриц Цвикки и Вальтер Бааде предложили те звезды, максимальная яркость которых достигает светимости обычных галактик, выделить в отдельный класс сверхновых и самых ярких звезд. При этом следует иметь в виду, что вспышки сверхновых в современном состоянии нашей Галактики – явление крайне редкое, происходящее не чаще чем раз в 100 лет. Наиболее же яркие вспышки, которые зафиксировали китайские и японские трактаты, произошли в 1006 и 1054 годах.

Через пятьсот лет, в 1572 году, вспышку сверхновой звезды в созвездии Кассиопеи наблюдал выдающийся астроном Тихо Браге. В 1604 году в созвездии Змееносца рождение сверхновой звезды увидел Иоганн Кеплер. И с тех пор таких грандиозных событий в нашей Галактике не отмечалось.

Возможно, связано это с тем, что Солнечная система занимает в нашей Галактике такое положение, что наблюдать в оптические приборы вспышки сверхновых с Земли можно лишь в половине ее объема. В остальной же части этому мешает межзвездное поглощение света.

А поскольку в других галактиках эти явления происходят примерно с той же частотой, что и в Млечном Пути, основные сведения о сверхновых в момент вспышки были получены по наблюдениям за ними в других галактиках…

Впервые целенаправленным поиском сверхновых звезд в 1936 году начали заниматься астрономы В. Бааде и Ф. Цвикки. В ходе трехлетних наблюдений в разных галактиках ученые обнаружили 12 вспышек сверхновых, которые впоследствии были подвергнуты более тщательному исследованию с помощью фотометрии и спектроскопии.

Более того, применение более усовершенствованной астрономической аппаратуры позволило расширить список вновь открытых сверхновых. А внедрение автоматизированного поиска привело к тому, что в год ученые обнаруживали более сотни сверхновых. Всего же за короткое время было зафиксировано 1500 этих объектов.

В последние годы с помощью мощных телескопов за одну ночь наблюдений ученые открывали более 10 далеких сверхновых звезд!

В январе 1999 года произошло событие, которое потрясло даже современных астрономов, привыкших ко многим «фокусам» Вселенной: в глубинах космоса была зарегистрирована вспышка в десять раз ярче всех тех, которые фиксировались учеными раньше. Заметили ее два исследовательских спутника и телескоп в горах Новой Мексики, снабженный автоматической фотокамерой. Произошло это уникальное явление в созвездии Волопаса. Чуть позже, в апреле того же года, ученые установили, что расстояние до вспышки – девять миллиардов световых лет. Это почти три четверти радиуса Вселенной.

Подсчеты, произведенные астрономами, показали, что за несколько секунд, в течение которых длилась вспышка, энергии выделилось во много раз больше, чем произвело Солнце за пять миллиардов лет своего существования. Что же стало причиной столь невероятного взрыва? Какие процессы породили этот грандиозный энергетический выброс? Ответить конкретно на эти вопросы наука пока не может, хотя существует предположение, что такое огромное количество энергии могло произойти в случае слияния двух нейтронных звезд.

Данный текст является ознакомительным фрагментом. Из книги 100 великих тайн космонавтики автора Славин Станислав Николаевич

Рождение РНИИ Тем временем в жизни отечественных ракетчиков произошло одно важное событие. Осенью 1933 года Газодинамическая лаборатория и МосГИРД объединились в единую организацию - Реактивный научно-исследовательский институт (РНИИ).В результате произошла некоторая

Из книги Вы и ваша беременность автора Коллектив авторов

Из книги Женщина. Руководство для мужчин автора Новоселов Олег Олегович

Из книги Географические открытия автора Хворостухина Светлана Александровна

Рождение Земли Сейчас трудно даже представить то время, когда планета Земля выглядела как огромный пыльный шар, лишенный растительности и живых организмов. Прошло несколько миллиардов лет, прежде чем на поверхности планеты зародилась жизнь. Понадобилось еще немало

Из книги Мифы финно-угров автора Петрухин Владимир Яковлевич

Из книги Славянская энциклопедия автора Артемов Владислав Владимирович

Из книги Мы - славяне! автора Семенова Мария Васильевна

Из книги Странности нашего тела – 2 автора Джуан Стивен

Глава 1 Рождение В «Алисе в Cтране чудес» Льюис Кэрролл писал: «Начни с начала, – торжественно произнес Король, – и продолжай так, пока не дойдешь до конца. Тогда остановись». А один мудрый человек как-то сказал: «Начало всегда легкое. Гораздо труднее то, что происходит

Из книги Тайны драгоценных камней автора Старцев Руслан Владимирович

Рождение и огранка Человек, не знакомый с тонкостями ювелирного искусства, не может скрыть разочарования при виде необработанного изумруда. Где чистота и прозрачность, где игра света и глубокий, неповторимый свет, как бы живущий в самом камне и сияющий в самом его сердце?

Из книги Компьютерные террористы [Новейшие технологии на службе преступного мира] автора Ревяко Татьяна Ивановна

«Рождение» вирусов История компьютерного вируса, как правило, это сведения о месте и времени создания (первого обнаружения) вируса; информация о личности создателя (если это достоверно известно); предполагаемые «родственные» связи вируса; сведения, полученные из

Из книги Большая Советская Энциклопедия (АН) автора БСЭ

Из книги Большая Советская Энциклопедия (ПА) автора БСЭ

Из книги Я познаю мир. Оружие автора Зигуненко Станислав Николаевич

Рождение браунинга Первый же самозарядный пистолет, в котором уже не чувствовалось влияния револьверной компоновки, разработал в 1897 году Дж. Браунинг, служащий бельгийской Национальной фабрики военного оружия в Герстале. Чтобы уменьшить размеры оружия, изобретатель

Из книги Я познаю мир. Криминалистика автора Малашкина М. М.

Что общего между спичкой и сверхновой звездой? Черный порох изобрели в Китае более 1000 лет назад. Китайцы хранили формулу в тайне, но в 1242 году английский ученый Роджер Бэкон раскрыл ее для всех желающих. Бэкон вынужден был это сделать, иначе бы его обвинили в колдовстве и

Из книги 1000 секретов женского здоровья автора Фоули Дениз

Из книги Прогулки по допетровской Москве автора Беседина Мария Борисовна

Рождение города Но вернемся в те времена, когда все это водное великолепие, еще не замутненное потребительским отношением человека, ярко сверкало под лучами солнца. В ту давнюю пору реки были не только естественными источниками водоснабжения, не только «поставщиками»

29 августа 1975 года в небе появилась сверхновая звезда в созвездии Лебедя. Блеск светил, подобных ей, при вспышке увеличивается на десятки звёздных величин в течение нескольких суток. Сверхновая звезда сравнима по яркости со всей галактикой, в которой она вспыхнула, и даже может превосходить её. Мы сделали подборку самых известных сверхновых звезд.

«Крабовидная туманность». По сути, это не звезда, а остаток от нее . Она находится в созвездии Тельца. Крабовидная туманность осталась после взрыва сверхновой под названием SN 1054, который произошел в 1054 году. Вспышка была видна на протяжении 23 дней невооружённым глазом даже в дневное время. И это при том, что она расположена на расстоянии около 6500 световых лет (2 кпк) от Земли.

Сейчас туманность расширяется со скоростью около 1500 километров в секунду. Крабовидная туманность получила своё название от рисунка астронома Уильяма Парсонса , использовавшего 36-дюймовый телескоп в 1844 г. В этом наброске туманность очень напоминала краба.

SN 1572 (Сверхновая Тихо Браге). Она вспыхнула в созвездии Кассиопеи в 1572 году. Свои наблюдения от увиденной звезды описал Тихо Браге.

Однажды вечером, когда я, по обыкновению, осматривал небосвод, вид которого мне так хорошо знаком, я, к неописуемому моему удивлению, увидел близ зенита в Кассиопее яркую звезду необыкновенной величины. Поражённый открытием, я не знал, верить ли собственным глазам. По блеску её можно было сравнить только с Венерой , когда эта последняя находится в ближайшем расстоянии от Земли. Люди, одарённые хорошим зрением, могли различить эту звезду при ясном небе днём, даже в полдень. Ночью при облачном небе, когда другие звёзды скрывались, новая звезда оставалась видимой сквозь довольно густые облака.

SN 1604 или Сверхновая Кеплера . Она вспыхнула осенью 1604 года в созвездии Змееносца. А расположено это светило приблизительно в 20,000 световых лет от Солнечной системы. Несмотря на это, после вспышки ее было видно на небе около года.

SN 1987A вспыхнула в Большом Магеллановом Облаке, карликовой галактике-спутнике Млечного Пути. Свет от вспышки достиг Земли 23 февраля 1987 года. Невооруженным глазом звезду можно было увидеть в мае того же года. Пиковая видимая звёздная величина составила +3:185. Это самая близкая вспышка сверхновой со времён изобретения телескопа. Эта звезда стала первой по яркости в 20 веке.

SN 1993J - вторая по яркости звезда в 20 веке. Она вспыхнула в 1993 году в спиральной галактике M81. Это двойная звезда. Об этом ученые догадались, когда вместо того чтобы постепенно гаснуть, продукты взрыва стали странным образом наращивать яркость. Тогда стало ясно: обычная красная звезда-сверхгигант не могла превратиться в столь необычную сверхновую. Возникло предположение о том, что вспыхнувший сверхгигант составлял пару с ещё одной звездой.

В 1975 году вспыхнула сверхновая звезда в созвездии Лебедя. В 1975 году в хвосте Лебедя произошел такой мощный взрыв, что сверхновую звезду было видно невооруженным взглядом. Именно так ее и заметил на Крымской станции студент-астроном Сергей Шугаров. Позже выяснилось, что его сообщение было уже шестым. Самыми первыми, за восемь часов до Шугарова , звезду увидели японские астрономы. Новую звезду можно было видеть без телескопов считанные ночи: она была яркой только с 29 августа по 1 сентября. Потом она стала обычной звездой третьей величины по блеску. Однако за время своего свечения новая звезда успела превзойти по яркости альфу Лебедя. Настолько ярких новых звезд наблюдатели не видели с 1936 года. Звезду назвали Новой Лебедя 1975, V1500 Cygni, а в 1992 году в том же созвездии произошла еще одна вспышка.

Уже в 21 веке произошел взрыв звезды, которая стала самой яркой сверхновой за всю историю наблюдений - SN 2006gy. Взрыв 18 сентября 2006 года в галактике NGC 1260. Её яркость превышала примерно на два порядка яркость обычных сверхновых, что позволило предположить ей принадлежность к новому классу подобных процессов - гиперновых. Ученые предложили несколько теорий случившегося: образование кварковой звезды, многократный взрыв звезды, столкновение двух массивных звёзд.

Самой молодой сверхновой звездой в нашей Галактике является G1.9+0.3. Она находится на расстоянии около 25 000 световых лет от нас и расположена в созвездии Стрельца в центре Млечного Пути. Скорость расширения останков сверхновой является беспрецедентной - более 15 тысяч километров в секунду (это 5 % от скорости света). Эта звезда вспыхнула в нашей Галактике около 25 000 лет назад. На Земле её взрыв можно было бы наблюдать около 1868 года.

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.

«Это фундаментальный процесс во Вселенной. Нас бы не было здесь, если бы не сверхновые. Многие элементы, необходимые для жизни, в том числе кальций, кислород и железо создаются в этих катастрофических событиях. Я думаю, что для нас, как граждан Вселенной, важно понять этот процесс», – заключил Дэн Милисавлевич.