От какво е направена свръхнова. Свръхнова - смърт или началото на нов живот? експлозия на свръхнова

Физиката на неутриното се развива бързо. Преди месец беше обявена регистрацията на неутрино от избухване на гама лъчи, ключово събитие в неутрино астрофизика.
В тази статия ще говорим за регистрацията на неутрино от свръхнови. След като човечеството вече е имало късмет да ги открие.
Ще ви разкажа малко за това какви животни са тези „супернови“, защо излъчват неутрино, защо е толкова важно да се регистрират тези частици и накрая как се опитват да го направят с помощта на обсерватории в Южния полюс, на дъното на Средиземно море и Байкал, под планините на Кавказ и в Алпите.
По пътя научаваме какво е „урка процесът“ - кой какво краде от кого и защо.

След много дълга пауза продължавам поредицата от статии по физика на неутрино. В първата публикация говорихме за това как изобщо е изобретена такава частица и как е регистрирана, в която говорих за удивителното явление на неутрино трептения. Днес ще говорим за частици, които идват при нас извън Слънчевата система.

Накратко за свръхновите

Звездите, които виждаме на нощното небе, не остават вечно в едно и също състояние. Като всичко, което ни заобикаля на Земята, те се раждат, светят стабилно дълго време, но в крайна сметка вече не могат да поддържат предишното си изгаряне и умират. Ето как може да изглежда житейският път на звезда, използвайки Слънцето като пример:

(с) . Жизненият цикъл на слънцето

Както се вижда, в края на живота си Слънцето бързо ще нараства по размер до орбитата на Земята. Но финалът ще бъде достатъчно спокоен - черупката ще бъде изхвърлена и ще се превърне в красива планетарна мъглявина. В този случай ядрото на звездата ще се превърне в бяло джудже - компактен и много ярък обект.

Но не всички звезди завършват пътуването си толкова мирно, колкото Слънцето. При достатъчно голяма маса (> 6-7 слънчеви маси) може да се получи експлозия с чудовищна сила, това ще се нарече експлозия на свръхнова.

Защо експлозия?

Горивото за звездите е водородът. По време на живота на звезда се превръща в хелий с освобождаването на енергия. Оттук се взема енергията за сиянието на звездите. С течение на времето водородът свършва и хелият вече започва да се превръща по-нататък по периодичната таблица в по-тежки елементи. Такъв процес подчертава повече енергия и горните слоеве на звездата започват да набъбват, звездата става червена и се разширява значително. Но трансформацията на елементите не е безкрайна; в стабилен режим тя може да достигне само до желязо. Освен това процесът вече не е енергийно благоприятен. И сега имаме огромна, огромна звезда с желязна сърцевина, която почти не блести, което означава, че няма лек натиск отвътре. Горните слоеве започват бързо да падат върху сърцевината.

И тук са възможни два сценария. Веществото може тихо и спокойно, без никакво въртене и колебание, да падне върху ядрото. Но не забравяйте, че често успявате да източите водата от ваната / мивката, така че да не се образува фуния? Най-малкото колебание и веществото ще се върти, ще има флуктуации, нестабилности ...

Технически е възможен суперстабилен сценарий, дори са наблюдавани два. Звездата се разширяваше и разширяваше и изведнъж изчезна. Но е по-интересно, когато звездата се търгува!

Симулация на колапса на ядрото на тежка звезда.
Многомесечната работа на няколко суперкомпютъра позволи да се прецени как точно ще възникнат и се развият нестабилности в ядрото на една свиваща се звезда.

Вече беше споменато, че в ядрата на звездите могат да се образуват елементи само до желязо. Откъде тогава са дошли останалите атомни ядра във Вселената? В процеса на експлозия на свръхнова възникват чудовищни температури и налягания, които правят възможен синтеза на тежки елементи. Честно казано, фактът, че всички атоми, които виждаме около нас някога са изгорели в центъра на звездите, все още ме шокира силно. А фактът, че всички ядра, по-тежки от желязото, трябваше да се родят при експлозия на свръхнова, като цяло е извън разбирането.

Най-общо казано, може да има друга причина за експлозията. Двойка звезди се въртят около общ център, една от които е бяло джудже. Бавно краде субстанцията на партньорската звезда и увеличава нейната маса. Ако внезапно привлече много материя върху себе си, тя неизбежно ще експлодира - просто не може да задържи цялата материя на повърхността. Такава светкавица беше наречена и изигра ключова роля в определението във Вселената. Но такива изблици почти не произвеждат неутрино, така че по-нататък ще се съсредоточим върху експлозиите на масивни звезди.

Urka процес или който краде енергия

Време е да преминем към неутрино. Проблемът със създаването на теорията за експлозиите на свръхнови беше свързан, както често се случва, със закона за запазване на енергията. Дебитно/кредитното салдо упорито не се сближаваше. Ядрото на звездата трябва просто да излъчва огромно количество енергия, но по какъв начин? Ако излъчвате обикновена светлина (фотони), тогава те ще заседнат във външните обвивки на ядрото. От ядрото на Слънцето фотоните се избират на повърхността за десетки или дори стотици милиони години. А в случай на свръхнова налягането и плътността са с порядък по-високи.

Решения са намерени от Георги Гъмов и Марио Шьонберг. Веднъж, докато беше в Рио де Жанейро, Гамов играе на рулетка. Наблюдавайки как парите се превръщат в чипове и след това оставят собственика без никаква съпротива, му хрумна как същият механизъм може да се приложи към звездния колапс. Енергията трябва да отиде в нещо, което взаимодейства изключително слабо. Както може би се досещате, такава частица е неутрино.

Казиното, където дойде такова прозрение, се наричаше "Урка" (Casino-da-Urca). С леката ръка на Гамов този процес стана известен като процесът Урка. Според автора на модела, изключително в чест на казиното. Но има силно подозрение, че шегаджият Гъмов от Одеса и благороден трол е вложил друг смисъл в това понятие.

И така, неутриното открадва лъвския дял от енергията от експлодиращата звезда. Само благодарение на тези частици самата експлозия става възможна.

Какви неутрино чакаме? Звездата, подобно на познатата ни материя, се състои от протони, неутрони и електрони. За да се спазват всички закони за опазване: електрически заряд, количество материя/антиматерия, най-вероятно е раждането на електронно неутрино.

Защо неутрино от свръхнови са толкова важни?

През почти цялата история на астрономията хората са изучавали Вселената само с помощта на входящи електромагнитни вълни. Те носят много информация, но много остава скрито. Фотоните лесно се разпръскват в междузвездната среда. За различни дължини на вълната междузвездният прах и газ са непрозрачни. В крайна сметка, самите звезди са напълно непрозрачни за нас. Неутриното пък е в състояние да донесе информация от самия епицентър на събитията, разказвайки за процеси с неистови температури и налягания – с условията, които едва ли някога ще получим в лабораторията.

(в) Ирен Тамбора. Неутрино са идеални носители на информация във Вселената.

Ние знаем достатъчно малко как се държи материята при такива трансцендентни режими, каквито се постигат в ядрото на експлодираща звезда. Тук са преплетени всички клонове на физиката: хидродинамика, физика на елементарните частици, квантова теория на полето, теория на гравитацията. Всяка информация "оттам" би помогнала много в разширяването на познанията ни за света.

Само си представете, яркостта на експлозия в неутрино е 100 (!) пъти по-голяма, отколкото в оптичния обхват. Би било невероятно интересно да получим толкова много информация. Неутриното лъчение е толкова мощно, че тези почти не взаимодействащи частици биха убили човек, ако случайно се окаже близо до експлозията. Не самата експлозия, а изключително неутриното! Частица, която гарантирано ще спре след полет

километра в олово - 10 милиона пъти радиуса на земната орбита.

Големият бонус е, че неутрините трябва да дойдат при нас още преди светлинния сигнал! В крайна сметка фотоните се нуждаят от много време, за да напуснат ядрото на звезда, докато неутрино ще преминават през него безпрепятствено. Авансът може да достигне цял ден. По този начин неутрино сигналът ще бъде спусъкът за пренасочване на всички налични телескопи. Ще знаем точно къде и кога да търсим. Но първите моменти на експлозията, когато яркостта нараства и намалява експоненциално, са най-важните и интересни за науката.

Както вече споменахме, експлозията на свръхнова е невъзможна без изблик на неутрино. Без него просто не могат да се образуват тежки химически елементи. Но без проблясък на светлина - напълно
. В този случай неутриното ще бъде единственият ни източник на информация за този уникален процес.

Свръхнова 1987 г

70-те години на миналия век бяха белязани от бързия растеж на теориите за велико обединение. И четирите фундаментални сили мечтаеха да бъдат обединени от едно описание. Такива модели имаха много необичайно последствие - обичайният протон трябваше да се разпадне.

Създадени са няколко детектора за търсене на това рядко събитие. Сред тях силно се откроява инсталацията Kamiokande, разположена в планините на Япония.

Камиоканде детектор.

Огромен резервоар за вода направи най-точните измервания за това време, но ... не намери нищо. Тези години бяха само зората на неутрината физика. Както се оказа, беше взето много далновидно решение да се подобри леко инсталацията и да се преориентира към неутрино. Инсталацията беше подобрена, в продължение на няколко години те се бориха с пречещи фонови процеси и в началото на 1987 г. започнаха да получават добри данни.

Сигнал от свръхнова SN1987a в детектора Kamiokande II. Хоризонталната ос е времето в минути. .

Изключително кратък и ясен сигнал. На следващия ден астрономите съобщават за експлозия на свръхнова в Магелановия облак, спътник на нашата галактика. Това беше първият път, когато астрофизиците успяха да наблюдават развитието на огнището от най-ранните му етапи. То достигна своя максимум едва през май и след това започна бавно да избледнява.

Камиоканде произведе точно това, което се очакваше да се види от свръхнова - електронни неутрино. Но новият детектор, току-що започва да събира данни... Това е подозрително. За щастие той не беше единственият детектор на неутрино по това време.

IMB детектор беше поставен в солните мини на Америка. По своята логика на работа той беше подобен на Камиоканде. Огромен куб, пълен с вода и заобиколен от фотосензори. Бързо летящите частици започват да светят и това излъчване се засича от огромни фотоумножители.

IMB детектор в бивша солна мина в САЩ.

Трябва да се каже няколко думи за физиката на космическите лъчи в СССР. Тук се е развила много силна школа по физика на лъчите на свръхвисоки енергии. Вадим Кузмин в своите произведения беше първият, който показа изключителната важност на изучаването на частици, пристигащи от космоса - в лабораторията едва ли някога ще получим такива енергии. Всъщност неговата група положи основите на съвременната физика на лъчите на свръхвисоки енергии и неутрино астрофизика.

Естествено, подобни изследвания не могат да се ограничават до теория и от началото на 80-те години два експеримента събират данни наведнъж за Баксан (Кавказ) под планината Андирчи. Един от тях е фокусиран върху изследването на слънчевите неутрино. Той изигра важна роля в решаването на проблема за слънчевите неутрино и откриването на неутрино осцилации. Говорих за това в предишния. Вторият, неутринният телескоп, е създаден специално за откриване на неутрино с огромна енергия, идващи от космоса.

Телескопът се състои от три слоя резервоари за керосин, всеки с прикрепен фотодетектор. Тази настройка направи възможно реконструирането на пистата на частиците.

Един от слоевете на неутринния телескоп в Баксанската неутринова обсерватория

И така, три детектора видяха неутрино от свръхнова - уверен и изключително успешен старт на неутрината астрофизика!

Неутрино, регистрирани от три детектора: Super-Kamiokande в планините на Япония, IMB в САЩ и в Баксанското дефиле в Кавказ.

И ето как планетарната мъглявина, образувана от обвивката на звезда, изхвърлена при експлозия, се променя през годините.

(в) Ирен Тамбора. Ето как изглеждат останките от свръхновата от 1987 г. след експлозията.

Еднократна промоция или...

Въпросът е съвсем естествен – колко често ще имаме толкова „късмет“. За съжаление не много. наблюдението казва, че предишната свръхнова в нашата галактика е избухнала през 1868 г., но не е била наблюдавана. И последният от тези, открити още през 1604 г.

Но! Всяка секунда някъде във Вселената има светкавица! Далеч, но често. Такива експлозии създават дифузен фон, донякъде подобен на фоновото излъчване. Идва от всички посоки и е почти постоянно. Можем доста успешно да оценим интензивността и енергията, с които да търсим подобни събития.

Снимката показва потоци от всички известни ни източници на неутрино:

. Спектър на неутрино на Земята от всички възможни източници.

Бургундската крива по-горе е неутрино от свръхновата от 1987 г., а тази по-долу е снимка на звезди, експлодиращи всяка секунда във Вселената. Ако сме достатъчно чувствителни и можем да различим тези частици от това, което идва например от Слънцето или от реактори, тогава регистрацията е напълно възможна.

Освен това Super-Kamiokande вече е достигнал необходимата чувствителност. Трябваше да го подобри с порядък. В момента детекторът е отворен, подложен на профилактика, след което към него ще бъде добавено ново активно вещество, което значително ще подобри ефективността му. Така че ще продължим да наблюдаваме и да чакаме.

Как сега търсят неутрино от свръхнови

Два типа детектори могат да се използват за търсене на събития от звездни експлозии.

Първият е детекторът Черенков. Ще отнеме голям обем от прозрачно плътно вещество - вода или лед. Ако частиците, родени от неутрино, се движат със скорост, по-голяма от скоростта на светлината в средата, тогава ще видим слабо сияние. Остава само да инсталирате фотодетектори. От минусите на този метод - виждаме само доста бързи частици, всичко, което е по-малко от определена енергия, ни убягва.

Така работеха вече споменатите IMB и Kamiokande. Последният беше модернизиран до Super-Kamiokande, превръщайки се в огромен 40-метров цилиндър с 13 000 фотосензора. Сега детекторът е отворен след 10 години събиране на данни. Той ще бъде запечатан с течове, почистен от бактерии и добавен с малко неутронно-чувствително вещество и ще бъде отново в експлоатация.

Супер-Камиоканде за профилактика. Още мащабни снимки и видеоклипове.

Можете да използвате същия метод за откриване, но да използвате естествени резервоари вместо изкуствени аквариуми. Например, най-чистите води на езерото Байкал. Сега там се разполага телескоп, който ще покрие два кубически километра вода. Това е 40 пъти повече от Super Kamiokande. Но не е толкова удобно да поставяте детектори там. Обикновено се използва гирлянд от топки, в който се вмъкват няколко фотосензора.

Много подобна концепция се реализира в Средиземно море, където е построен и работи детекторът Antares, планира се изграждането на огромен KM3Net, който ще разглежда куба. километър морска вода.

Всичко би било наред, но много живи същества плуват в моретата. В резултат на това е необходимо да се разработят специални невронни мрежи, които ще разграничат неутрино събитията от плуващите риби.

Но не е нужно да експериментирате с водата! Антарктическият лед е доста прозрачен, по-лесно е да се монтират детектори в него, още не би било толкова студено... Детекторът IceCube работи на Южния полюс - гирлянди от фотосензори са запоени в дебелината на кубичен километър лед, които търсят следи от неутрино взаимодействия в леда.

Илюстрация на събитие в детектора IceCube.

Сега да преминем към втория метод. Вместо вода можете да използвате активното вещество - сцинтилатор. Самите тези вещества светят, когато заредена частица премине през тях. Ако съберете голяма вана от такова вещество, получавате много чувствителна инсталация.

Например, детекторът Borexino в Алпите използва малко под 300 тона активен материал.

Китайският DayaBay използва 160 тона сцинтилатор.

Но китайският експеримент JUNO също се готви да стане рекордьор, който ще съдържа цели 20 000 тона течен сцинтилатор.

Както можете да видите, огромен брой експерименти вече работят, готови да открият неутрино от свръхнова. Изброих само няколко от тях, за да не ви бомбардирам с куп подобни снимки и диаграми.

Струва си да се отбележи, че очакването на свръхнова не е основната цел за всички тях. Например KamLand и Borexino са изградили отлични източници на антинеутрино на Земята – основно реактори и радиоактивни изотопи в недрата; IceCube постоянно наблюдава ултра-високи неутрино неутрино от космоса; SuperKamiokande изучава неутрино от Слънцето, от атмосферата и от близкия ускорител J-PARC.

За да се комбинират по някакъв начин тези експерименти, бяха разработени дори тригери и сигнали. Ако някой от детекторите види нещо, което прилича на събитие на свръхнова, веднага идва сигнал към други инсталации. Гравитационните телескопи и оптичните обсерватории също се предупреждават незабавно и преориентират инструментите си по посока на подозрителния източник. Дори астрономи любители могат да се регистрират за сигнали и с малко късмет могат да допринесат за това изследване.

Но, както казват колегите от Borexino, често сигналът от свръхнова се причинява от чистач, който е бил сред кабелите ...

Какво очакваме да видим, ако имаме малко късмет? Броят на събитията е силно зависим от силата на звука на детектора и варира от несигурни 100 до вълна от милион събития. Какво да кажем за експериментите на следващото поколение: Hyper-Kamiokande, JUNO, DUNE - те ще станат многократно по-чувствителни.

Какво ще видим сега в случай на експлозия на свръхнова в нашата галактика.

Утре може да избухне свръхнова в галактиката и ние ще сме готови да получим съобщение от самия епицентър на чудовищната експлозия. Както и координиране и насочване на наличните оптични телескопи и детектори за гравитационни вълни.

P.S. Бих искал да кажа специални благодарности на ‘u, който даде морален удар за написването на статия. Силно ви съветвам да се абонирате, ако се интересувате от новини / снимки / мемове от света на физиката на елементарните частици.

Древните хроники и хроники ни разказват, че понякога на небето изведнъж се появяват звезди с изключително висока яркост. Те бързо се увеличиха по яркост, а след това бавно, в продължение на няколко месеца, избледняха и престанаха да се виждат. Близо до максимална яркост, тези звезди се виждаха дори през деня. Най-ярките огнища са през 1006 и 1054 г., информация за които се съдържа в китайски и японски трактати. През 1572 г. такава звезда пламва в съзвездието Касиопея и е наблюдавана от изключителния астроном Тихо Брахе, а през 1604 г. подобно изригване в съзвездието Змееносец е наблюдавано от Йоханес Кеплер. Оттогава, в продължение на четири века от "телескопичната" ера в астрономията, не са наблюдавани подобни огнища. Въпреки това, с развитието на наблюдателната астрономия, изследователите започнаха да откриват доста голям брой подобни светкавици, въпреки че те не достигаха много висока яркост. Тези звезди, внезапно се появяват и скоро сякаш изчезват безследно, започват да се наричат "Нови". Изглеждаше, че звездите от 1006 и 1054, звездите на Тихо и Кеплер, са едни и същи изблици, само че много близо и следователно по-ярки. Но се оказа, че това не е така. През 1885 г. астрономът Хартуиг от обсерваторията в Тарту забелязва появата на нова звезда в добре познатата мъглявина Андромеда. Тази звезда достигна 6-та видима величина, тоест мощността на нейното излъчване беше само 4 пъти по-малка, отколкото от цялата мъглявина. Тогава това не изненада астрономите: в края на краищата природата на мъглявината Андромеда беше неизвестна, предполагаше се, че това е просто облак от прах и газ доста близо до Слънцето. Едва през 20-те години на миналия век най-накрая стана ясно, че мъглявината Андромеда и други спирални мъглявини са огромни звездни системи, състоящи се от стотици милиарди звезди и милиони светлинни години от нас. В мъглявината Андромеда също бяха открити проблясъци на обикновени Нови звезди, видими като обекти от 17-18 звездни величини. Стана ясно, че звездата от 1885 г. надминава Новите звезди по мощност на излъчване с десетки хиляди пъти, като за кратко време яркостта й е почти равна на яркостта на огромна звездна система! Очевидно естеството на тези огнища трябва да е различно. По-късно тези най-мощни светкавици са наречени "Супернови", в които представката "супер" означава тяхната по-голяма мощност на излъчване, а не по-голямата им "новост".

Търсене и наблюдение на свръхнови

На снимките на далечни галактики експлозиите на свръхнови започнаха да се забелязват доста често, но тези открития бяха случайни и не можеха да предоставят необходимата информация за обяснение на причината и механизма на тези грандиозни изригвания. Въпреки това през 1936 г. астрономите Бааде и Цвики, работещи в обсерваторията Паломар в Съединените щати, започват систематично систематично търсене на свръхнови. Те разполагаха с телескоп Шмид, който позволяваше да се снимат области от няколко десетки квадратни градуса и дава много ясни изображения дори на бледи звезди и галактики. Сравнявайки снимки на една област от небето, направени няколко седмици по-късно, лесно може да се забележи появата на нови звезди в галактиките, които се виждат ясно на снимките. За снимане са избрани областите на небето, които са най-богати на близките галактики, където броят им в едно изображение може да достигне няколко десетки и вероятността за откриване на свръхнови е най-висока.

През 1937 г. Бааде и Цвики успяват да открият 6 свръхнови. Сред тях бяха доста ярки звезди 1937C и 1937D (астрономите решиха да обозначат свръхнови, като добавят букви към годината на откриване, указващи последователността на откриването през текущата година), които достигнаха максимум 8 и 12 звездни величини, съответно. За тях са получени светлинни криви - зависимостта на изменението на яркостта с времето - и голям брой спектрограми - снимки на спектрите на звездата, показващи зависимостта на интензитета на излъчване от дължината на вълната. В продължение на няколко десетилетия този материал се превърна в основен за всички изследователи, които се опитаха да разгадаят причините за експлозиите на свръхнови.

За съжаление Втората световна война прекъсва така успешно започналата програма за наблюдение. Систематичното търсене на свръхнови в обсерваторията Паломар е възобновено едва през 1958 г., но с по-голям телескоп от системата на Шмид, който позволява да се снимат звезди до 22-23 звездни величини. От 1960 г. към тази работа са се присъединили редица други обсерватории по света, където са били налични подходящи телескопи. В СССР такава работа беше извършена в Кримската станция на ВОИ, където беше инсталиран астрографски телескоп с диаметър на лещата 40 см и много голямо зрително поле - почти 100 квадратни градуса, и в Астрофизичната обсерватория Абастумани в Грузия - на телескоп Шмид с вход 36 см. Крим и в Абастумани са направени много открития на свръхнови. От останалите обсерватории най-голям брой открития са направени в обсерваторията Азиаго в Италия, където работеха два телескопа от системата на Шмид. Но все пак обсерваторията Паломар остана лидер както по брой открития, така и по максимален размер на звездите, достъпни за откриване. Заедно през 60-те и 70-те години са открити до 20 свръхнови годишно и броят им започва да расте бързо. Веднага след откритието започват фотометрични и спектроскопски наблюдения с големи телескопи.

През 1974 г. F. Zwicky умира и скоро търсенето на свръхнови в обсерваторията Palomar е прекратено. Броят на откритите свръхнови е намалял, но от началото на 80-те години започва да расте отново. В южното небе стартираха нови програми за търсене - в обсерваторията Серо ел Робле в Чили и астрономите започнаха да откриват свръхнови. Оказа се, че с помощта на малки любителски телескопи с лещи от 20-30 см може доста успешно да се търсят изблици на ярки свръхнови чрез систематично наблюдение на визуално определен набор от галактики. Най-голям успех постигна свещеникът от Австралия Робърт Евънс, който успя да открие до 6 свръхнови годишно от началото на 80-те години. Нищо чудно, че професионалните астрономи се шегуваха с неговата „пряка връзка с небесата“.

През 1987 г. най-ярката свръхнова на 20-ти век, SN 1987A, беше открита в галактиката Големия Магеланов облак, която е „сателит“ на нашата Галактика и е само на 55 килопарсека от нас. Известно време тази свръхнова беше видима дори с просто око, достигайки максимална яркост от около 4 магнитуд. Въпреки това, може да се наблюдава само в южното полукълбо. За тази свръхнова бяха получени серии от фотометрични и спектрални наблюдения, уникални по точност и продължителност и сега астрономите продължават да наблюдават как се развива процесът на трансформация на свръхнова в разширяваща се газова мъглявина.



Свръхнова 1987A. Горе вляво е снимка на района, където е избухнала свръхновата, направена много преди избухването. Звездата, която скоро ще избухне, е отбелязана със стрелка. Горе вдясно е снимка на същия участък от небето, когато свръхновата е била близо до максималната яркост. По-долу - ето как изглежда една свръхнова 12 години след избухването. Пръстените около свръхновата са междузвезден газ (частично изхвърлен от звездата преди свръхновата дори преди избухването), йонизиран по време на избухването и продължава да свети.

В средата на 80-те стана ясно, че ерата на фотографията в астрономията е към своя край. Бързо усъвършенстващите се CCD приемници многократно превъзхождат фотографската емулсия по чувствителност и регистриран диапазон на дължина на вълната, като практически не отстъпват от нея по разделителна способност. Изображението, получено от CCD камерата, можеше веднага да се види на екрана на компютъра и да се сравни с полученото по-рано, а за фотографията процесът на развитие, изсушаване и сравнение отне в най-добрия случай един ден. Единственото останало предимство на фотографските плочи - възможността за заснемане на големи участъци от небето - също се оказа незначително за търсенето на свръхнови: телескоп с CCD камера може отделно да изобрази всички галактики, падащи върху фотографска плоча за един момент сравнима с фотографска експозиция. Появиха се проекти на напълно автоматизирани програми за търсене на свръхнова, при които телескопът се насочва към избрани галактики по предварително въведена програма, а получените изображения се сравняват от компютър с тези, получени по-рано. Само ако бъде открит нов обект, компютърът изпраща сигнал до астронома, който открива дали наистина е регистрирана експлозия на свръхнова. През 90-те години на миналия век такава система, използваща 80-сантиметров отразяващ телескоп, започва да работи в обсерваторията Лик (САЩ).

Наличието на прости CCD камери за астрономи любители доведе до факта, че те преминават от визуални наблюдения към CCD наблюдения, а след това звезди до 18 и дори 19 звездна величина стават достъпни за телескопи с лещи от 20-30 cm. Въвеждането на автоматизирани търсения и нарастването на броя на любители астрономи, търсещи свръхнови с помощта на CCD камери, доведе до експлозия в броя на откритията: сега се откриват повече от 100 свръхнови годишно, а общият брой на откритията е надхвърлил 1500 През последните години се търси много далечни и слаби свръхнови на най-големите телескопи с диаметър на огледалото 3-4 метра. Оказа се, че изследванията на свръхнови, достигащи максимална яркост от 23-24 величини, могат да дадат отговори на много въпроси за структурата и съдбата на цялата Вселена. За една нощ на наблюдения с такива телескопи, оборудвани с най-модерните CCD камери, могат да бъдат открити повече от 10 далечни свръхнови! Няколко изображения на такива свръхнови са показани на фигурата по-долу.

Почти всички открити в момента свръхнови имат поне един спектър и много от тях имат известни светлинни криви (благодарение и на астрономи любители). Така че количеството наблюдателен материал, наличен за анализ, е много голям и изглежда, че всички въпроси за естеството на тези грандиозни явления трябва да бъдат разрешени. За съжаление това все още не е така. Нека разгледаме по-подробно основните въпроси пред изследователите на свръхнови и най-вероятните отговори на тях днес.

Класификация на свръхнова, светлинни криви и спектри

Преди да се направят каквито и да е заключения за физическата природа на дадено явление, е необходимо да имаме пълно разбиране на наблюдаваните му прояви, които трябва да бъдат правилно класифицирани. Естествено, първият въпрос, който изправи изследователите на свръхнови, беше дали те са еднакви и ако не, колко различни и дали могат да бъдат класифицирани. Още първите свръхнови, открити от Бааде и Цвики, показаха значителни разлики в светлинните си криви и спектри. През 1941 г. Р. Минковски предлага да се разделят свръхновите на два основни типа според естеството на спектрите. Той приписва свръхновите към тип I, чиито спектри са напълно различни от спектрите на всички познати по това време обекти. Линиите на най-разпространения елемент във Вселената - водорода - напълно липсваха, целият спектър се състоеше от широки максимуми и минимуми, които не можеха да бъдат идентифицирани, ултравиолетовата част на спектъра беше много слаба. Свръхновите бяха причислени към тип II, чиито спектри показаха известно сходство с "обикновените" нови в присъствието на много интензивни емисионни линии на водород, ултравиолетовата част на техния спектър е ярка.

Спектрите на свръхновите от тип I остават загадъчни в продължение на три десетилетия. Едва след като Ю. П. Псковски показа, че лентите в спектрите не са нищо друго освен сегменти от непрекъснатия спектър между широки и доста дълбоки абсорбционни линии, идентифицирането на спектрите на свръхнови тип I се придвижи напред. Бяха идентифицирани редица абсорбционни линии, предимно най-интензивните линии на еднократно йонизиран калций и силиций. Дължините на вълните на тези линии се изместват към виолетовата страна на спектъра поради ефекта на Доплер в обвивката, която се разширява със скорост 10-15 хиляди км в секунда. Изключително трудно е да се идентифицират всички линии в спектрите на свръхнови тип I, тъй като те са силно разширени и насложени една върху друга; в допълнение към споменатите калций и силиций, беше възможно да се идентифицират линиите на магнезий и желязо.

Анализът на спектрите на свръхновите направи възможно да се направят важни заключения: почти няма водород в черупките, изхвърлени по време на свръхнови тип I; докато съставът на обвивките на свръхновите тип II е почти същият като този на слънчевата атмосфера. Скоростите на разширение на черупките са от 5 до 15-20 хиляди km / s, температурата на фотосферата е около максималната - 10-20 хиляди градуса. Температурата пада бързо и след 1-2 месеца достига 5-6 хиляди градуса.

Светлинните криви на свръхновите също се различават: за тип I всички те са много сходни, имат характерна форма с много бързо увеличаване на яркостта до максимум, което продължава не повече от 2-3 дни, бързо намаляване на яркостта с 3 величини за 25-40 дни и последващо бавно разпадане, почти линейно в скалата на звездните величини, което съответства на експоненциален спад в осветеността.

Светлинните криви на свръхновите тип II се оказаха много по-разнообразни. Някои бяха подобни на светлинните криви на свръхнови тип I, само с по-бавно и по-продължително падане на яркостта до началото на линейна "опашка", в други, веднага след максимума, започва област с почти постоянна яркост - т.н. -наречено "плато", което може да продължи до 100 дни. Тогава блясъкът рязко спада и навлиза в линейна "опашка". Всички ранни светлинни криви са получени на базата на фотографски наблюдения в така наречената фотографска магнитудна система, съответстваща на чувствителността на обикновените фотографски плочи (интервал на дължината на вълната 3500-5000 A). Дори използването на фотовизуална система (5000-6000 A) в допълнение към нея направи възможно получаването на важна информация за промяната в цветовия индекс (или просто "цвят") на свръхновите: оказа се, че след максимума и двете видовете супернови непрекъснато се "червенят", тоест основната част от радиацията се измества към по-дълги дължини на вълната. Това зачервяване спира на етапа на линейно намаляване на яркостта и дори може да бъде заменено от "по-синя" супернова.

Освен това свръхновите от тип I и II се различават по видовете галактики, в които са избухнали. Свръхнови тип II са открити само в спирални галактики, където звездите продължават да се образуват в момента и където присъстват както стари звезди с ниска маса, така и млади, масивни и "краткоживущи" (само няколко милиона години) звезди. Свръхнови тип I изригват както в спирални, така и в елипсовидни галактики, където се смята, че образуването на звезди не е било интензивно от милиарди години.

Класификацията на свръхновите остава в тази форма до средата на 80-те години. Началото на широкото използване на CCD приемници в астрономията направи възможно значително увеличаване на количеството и качеството на наблюдателния материал. Съвременното оборудване направи възможно получаването на спектрограми за бледи, недостъпни досега обекти; с много по-голяма точност беше възможно да се определят интензитетите и ширините на линиите, да се регистрират по-слаби линии в спектрите. CCD приемници, инфрачервени детектори и инструменти, монтирани на космически кораб, направиха възможно наблюдението на свръхнови в целия диапазон на оптично излъчване от ултравиолетовото до далечното инфрачервено; бяха извършени и гама, рентгенови и радионаблюдения на свръхнови.

В резултат на това очевидно установената двоична класификация на свръхновите започна бързо да се променя и да става по-сложна. Оказа се, че свръхновите от тип I далеч не са толкова хомогенни, колкото изглеждаше. Открити са значителни разлики в спектрите на тези свръхнови, най-значимата от които е интензитетът на линията на еднократно йонизиран силиций, наблюдавана при дължина на вълната от около 6100 A. За повечето свръхнови тип I тази абсорбционна линия близо до максимума на яркостта е най-забележимата характеристика в спектъра, но за някои свръхнови тя практически липсваше, а линиите на абсорбция на хелий бяха най-интензивни.

Тези свръхнови бяха обозначени с Ib, а "класическите" супернови от тип I бяха обозначени като Ia. Впоследствие се оказа, че някои Ib свръхнови също нямат хелиеви линии и те бяха наречени тип Ic. Тези нови типове свръхнови се различаваха от „класическите“ Ia по своите светлинни криви, които се оказаха доста разнообразни, въпреки че по форма са сходни със светлинните криви на Ia свръхновите. Свръхновите от тип Ib/c също се оказаха източници на радио излъчване. Всички те са открити в спирални галактики, в региони, където звездообразуването може да се е случило наскоро и доста масивни звезди все още съществуват днес.

Светлинните криви на свръхнови Ia в червения и инфрачервения спектрален диапазон (R, I, J, H, K) се различават значително от изследваните по-рано криви в лентите B и V. във филтъра I и по-дълги дължини на вълната, истинска секунда се появява максимум. Някои Ia супернови обаче нямат този втори максимум. Тези свръхнови също се отличават с червения си цвят при максимална яркост, намалена осветеност и някои спектрални характеристики. Първата такава свръхнова е SN 1991bg, а обекти като нея все още се наричат особени Ia супернови или "супернови от тип 1991bg". Друг тип свръхнова Ia, напротив, се характеризира с повишена осветеност в максимума. Те се характеризират с по-нисък интензитет на абсорбционните линии в спектрите. "Прототипът" за тях е SN 1991T.

Още през 70-те години на миналия век свръхновите от тип II бяха разделени според естеството на техните светлинни криви на "линейни" (II-L) и "плато" (II-P). В бъдеще започват да се откриват все повече свръхнова II, показваща определени особености в светлинните криви и спектри. Така, според кривите на светлината, две от най-ярките свръхнови през последните години, 1987A и 1993J, рязко се различават от другите супернови тип II. И двете имаха два максимума в светлинните криви: след избухването яркостта бързо спада, след това отново започва да се повишава и едва след втория максимум започва окончателното намаляване на осветеността. За разлика от свръхновите Ia, вторият максимум се наблюдава във всички диапазони на спектъра, а за SN 1987A беше много по-ярък от първия в по-дълги диапазони на дължината на вълната.

Сред спектралните характеристики най-често и забележимо беше наличието, наред с широките емисионни линии, характерни за разширяващите се черупки, също така и система от тесни емисионни или абсорбционни линии. Това явление най-вероятно се дължи на наличието на плътна обвивка около звездата преди избухването, такива свръхнови бяха обозначени като II-n.

Статистика за свръхновата

Колко често избухват свръхнови и как са разпределени в галактиките? На тези въпроси трябва да се отговори чрез статистически изследвания на свръхновите.

Изглежда, че отговорът на първия въпрос е доста прост: трябва да наблюдавате няколко галактики за достатъчно дълго време, да преброите наблюдаваните в тях свръхнови и да разделите броя на свръхновите на времето за наблюдение. Но се оказа, че времето, обхванато от доста редовни наблюдения, все още е твърде кратко за категорични заключения за отделните галактики: в повечето са наблюдавани само едно или две изблици. Вярно е, че в някои галактики вече са регистрирани доста голям брой свръхнови: рекордьорът е галактиката NGC 6946, в която са открити 6 супернови от 1917 г. Тези данни обаче не дават точни данни за честотата на огнища. Първо, точното време на наблюдения на тази галактика е неизвестно, и второ, изблиците, които са почти едновременни за нас, всъщност могат да бъдат разделени от доста големи интервали от време: в края на краищата светлината от свръхновите пътува по различни пътища вътре в галактиката, и размерите му в светлинни години са много по-големи от времето за наблюдение. Досега е възможно да се получи оценка за честотата на изригването само за определен набор от галактики. За да направите това, е необходимо да се използват наблюдателни данни за търсенето на свръхнови: всяко наблюдение дава някакво „ефективно време за проследяване“ за всяка галактика, което зависи от разстоянието до галактиката, от пределната величина на търсенето и от естеството на светлинната крива на свръхновата. За свръхнови от различни типове времето на наблюдение на една и съща галактика ще бъде различно. Комбинирайки резултатите за няколко галактики, трябва да се вземе предвид тяхната разлика в масата и осветеността, както и в морфологичния тип. Понастоящем е обичайно резултатите да се нормализират към осветеността на галактиките и да се комбинират данни само за галактики с подобен тип. Неотдавнашна работа, базирана на комбиниране на данни от няколко програми за търсене на свръхнови, даде следните резултати: само свръхнови от тип Ia се наблюдават в елиптични галактики, а в "средна" галактика със светимост от 10 10 слънчеви светимости една свръхнова избухва около веднъж на всеки 500 години. В спирална галактика със същата светимост, свръхнови Ia изригват само с малко по-висока честота, но към тях се добавят свръхнови от тип II и Ib / c, а общата честота на изригвания е около веднъж на всеки 100 години. Честотата на изригването е приблизително пропорционална на осветеността на галактиките, тоест в гигантските галактики е много по-висока: по-специално, NGC 6946 е спирална галактика със светимост от 2,8 10 10 слънчеви светимости, следователно около три изригвания на 100 години може да се очаква в него, а наблюдаваните в него 6 свръхнови могат да се считат за не много голямо отклонение от средната честота. Нашата галактика е по-малка от NGC 6946 и средно на всеки 50 години в нея може да се очаква един изблик. Известно е обаче, че само четири свръхнови в Галактиката са били наблюдавани през последното хилядолетие. Има ли противоречие тук? Оказва се, че не - в края на краищата по-голямата част от Галактиката е затворена от нас от слоеве газ и прах, а околностите на Слънцето, в които са наблюдавани тези 4 свръхнови, съставляват само малка част от Галактиката.

Как се разпределят свръхновите в галактиките? Разбира се, досега е възможно да се изследват само обобщени разпределения, сведени до някаква „средна“ галактика, както и разпределения спрямо детайлите на структурата на спиралните галактики. Тези части включват преди всичко спирални рамена; в доста близки галактики също са ясно видими области на активно звездообразуване, отличаващи се с облаци от йонизиран водород - H II област, или чрез купове от ярко сини звезди - асоциацията OB. Многократно повтаряни с увеличаване на броя на откритите свръхнови, изследванията на пространственото разпределение дадоха следните резултати. Разпределенията на свръхновите от всички видове по разстояние от центровете на галактиките се различават малко един от друг и са подобни на разпределението на светимостта - плътността намалява от центъра към краищата по експоненциален закон. Разликите между типовете свръхнови се проявяват в разпределението спрямо звездообразуващите региони: ако свръхновите от всички видове са концентрирани към спиралните рамена, само свръхновите от тип II и Ib/c са концентрирани към регионите H II. Може да се заключи, че животът на звезда, произвеждаща изригване тип II или Ib/c, е от 10 6 до 10 7 години, а за тип Ia е около 10 8 години. Въпреки това, Ia свръхнови се наблюдават и в елипсовидни галактики, където не се смята, че звезди са по-млади от 10 9 години. Има две възможни обяснения за това противоречие: или естеството на експлозиите на Ia свръхнова в спирални и елиптични галактики е различно, или образуването на звезди все още продължава в някои елипсовидни галактики и присъстват по-млади звезди.

Теоретични модели

Въз основа на съвкупността от данни от наблюдения, изследователите стигнаха до заключението, че експлозията на свръхнова трябва да бъде последният етап от еволюцията на звезда, след което тя престава да съществува в предишната си форма. Всъщност енергията на експлозия на свръхнова се оценява на 10 50 - 10 51 erg, което надвишава типичните стойности на гравитационната енергия на свързване на звездите. Енергията, освободена по време на експлозията на свръхнова, е повече от достатъчна, за да разпръсне напълно материята на звездата в космоса. Какви са звездите и кога завършват живота си с експлозия на свръхнова, каква е природата на процесите, водещи до такова гигантско освобождаване на енергия?

Данните от наблюдения показват, че свръхновите се делят на няколко типа, различаващи се по химичния състав на черупките и техните маси, по характера на отделяне на енергия и във връзка с различни видове звездни популации. Свръхновите от тип II са ясно свързани с млади, масивни звезди и водородът присъства в големи количества в техните черупки. Следователно техните изригвания се считат за последния етап в еволюцията на звездите, чиято първоначална маса е повече от 8-10 слънчеви маси. В централните части на такива звезди енергията се освобождава по време на реакции на ядрен синтез, вариращи от най-простите - образуването на хелий по време на сливането на водородни ядра и завършвайки с образуването на железни ядра от силиций. Железните ядра са най-стабилните в природата и при сливането им не се отделя енергия. По този начин, когато ядрото на звезда стане желязо, освобождаването на енергия в него спира. Ядрото не може да устои на гравитационните сили и бързо се свива - колапсира. Процесите, протичащи по време на колапса, все още са далеч от пълно обяснение. Известно е обаче, че ако цялата материя в ядрото на звезда се превърне в неутрони, тогава тя може да устои на силите на привличане. Ядрото на звездата се превръща в "неутронна звезда" и колапсът спира. В този случай се освобождава огромна енергия, която навлиза в черупката на звездата и я кара да започне да се разширява, което виждаме като експлозия на свръхнова. Ако еволюцията на звездата преди това се случи "тихо", тогава нейната обвивка трябва да има радиус стотици пъти по-голям от радиуса на Слънцето и да задържа достатъчно водород, за да обясни спектъра на свръхновите тип II. Ако по-голямата част от черупката е била загубена по време на еволюцията в близка двоична система или по някакъв друг начин, тогава в спектъра няма да има водородни линии - ще видим свръхнова тип Ib или Ic.

При по-малко масивните звезди еволюцията протича по различен начин. След изгаряне на водород ядрото се превръща в хелий и започва реакцията на превръщане на хелия във въглерод. Ядрото обаче не се нагрява до толкова висока температура, че да започнат реакции на синтез, включващи въглерод. Ядрото не може да освободи достатъчно енергия и се свива, но в този случай компресията се спира от електроните в веществото на ядрото. Ядрото на звездата се превръща в така нареченото "бяло джудже", а черупката се разсейва в космоса под формата на планетарна мъглявина. Индийският астрофизик С. Чандрасехар показа, че бяло джудже може да съществува само ако масата му е по-малка от около 1,4 слънчеви маси. Ако бялото джудже е в достатъчно близка двоична система, тогава материята може да започне да тече от обикновена звезда към бяло джудже. Масата на бялото джудже постепенно нараства и когато надхвърли границата, настъпва експлозия, при която има бързо термоядрено изгаряне на въглерод и кислород, които се превръщат в радиоактивен никел. Звездата е напълно унищожена, а в разширяващата се обвивка има радиоактивен разпад на никел в кобалт и след това в желязо, което осигурява енергия за сиянието на черупката. Ето как експлодират свръхновите тип Ia.

Съвременните теоретични изследвания на свръхновите са предимно изчисления на най-мощните компютри на модели на експлодиращи звезди. За съжаление все още не е възможно да се създаде модел, който да доведе до експлозия на свръхнова и нейните наблюдаеми прояви от късния етап на еволюцията на звездите. Съществуващите модели обаче описват адекватно кривите на светлината и спектрите на по-голямата част от свръхновите. Обикновено това е модел на черупката на звезда, в която се влага "ръчно" енергията на експлозията, след което започва нейното разширяване и нагряване. Въпреки големите трудности, свързани със сложността и разнообразието на физическите процеси, през последните години се постигат големи успехи в тази насока на изследване.

Въздействието на свръхновите върху околната среда

Експлозиите на свръхнови имат силен и разнообразен ефект върху заобикалящата ги междузвездна среда. Обвивката на свръхнова, изхвърлена с огромна скорост, загребва и компресира газа около нея. Може би това може да даде тласък за образуването на нови звезди от газови облаци. Енергията на експлозията е толкова голяма, че се синтезират нови елементи, особено по-тежки от желязото. Материал, обогатен с тежки елементи, се разпръсква из цялата галактика от експлозии на свръхнови, в резултат на което звездите, образувани след експлозии на свръхнова, съдържат повече тежки елементи. Междузвездната среда в "нашия" район на Млечния път се оказа толкова обогатена с тежки елементи, че възникването на живот на Земята стана възможно. Свръхновите са пряко отговорни за това! Свръхновите, очевидно, също генерират потоци от частици с много висока енергия - космически лъчи. Тези частици, прониквайки в повърхността на Земята през атмосферата, могат да причинят генетични мутации, поради които се осъществява еволюцията на живота на Земята.

Свръхновите ни разказват за съдбата на Вселената

Свръхновите, и по-специално свръхновите тип Ia, са сред най-ярките звездоподобни обекти във Вселената. Следователно дори много далечни свръхнови могат да бъдат изследвани с наличното в момента оборудване.

Много Ia супернови са открити в галактики, които са достатъчно близки, че разстоянието до тях може да се определи по няколко начина. Най-точно в момента се счита за определяне на разстоянията по видимата яркост на ярки променливи звезди от определен тип - цефеиди. С помощта на космическия телескоп Хъбъл открива и изследва голям брой цефеиди в галактики, които са на около 20 мегапарсека от нас. Достатъчно точните оценки на разстоянията до тези галактики позволиха да се определи яркостта на свръхновите от тип Ia, които избухнаха в тях. Ако приемем, че далечните свръхнови Ia имат една и съща средна осветеност, тогава наблюдаваната величина при максимална яркост може да се използва за оценка на разстоянието до тях.

Раждането на свръхнова

Небето в ясен ден като цяло е доста скучна и монотонна картина: гореща топка на слънцето и чиста, безкрайна шир, понякога украсена с облаци или редки облаци.

Друго нещо е небето в безоблачна нощ. Обикновено целият е осеян с ярки звездни купове. В същото време трябва да се има предвид, че в нощното небе с просто око можете да видите от 3 до 4,5 хиляди нощни светила. И всички те принадлежат към Млечния път, в който се намира нашата слънчева система.

Според съвременните концепции звездите са горещи газови топки, в дълбините на които се извършва термоядрен синтез на хелиеви ядра от водородни ядра с освобождаване на огромно количество енергия. Тя е тази, която осигурява блясъка на звездите.

Най-близката до нас звезда е нашето Слънце, което е на 150 милиона километра. Но звездата Проксима Кентавър, следващата по разстояние, се намира на разстояние 4,25 светлинни години от нас, или 270 хиляди пъти по-далеч от Слънцето.

Има звезди, които са стотици пъти по-големи от Слънцето и същия брой пъти по-ниски от него по този показател. Масите на звездите обаче варират в много по-скромни граници - от една дванадесета от масата на Слънцето до 100 от масите му. Повече от половината от видимите звезди са двоични, а понякога и тройни системи.

Като цяло, броят на видимите за нас звезди във Вселената може да се обозначи с числото 125 000 000 000 с единадесет допълнителни нули.

Сега, за да се избегне объркването с нулите, астрономите вече не водят записи на отделни звезди, а на цели галактики, като се има предвид, че средно има около 100 милиарда звезди във всяка от тях.

Американският астроном Фриц Цвики е пионер в целенасоченото търсене на свръхнови.

Още през 1996 г. учените изчислиха, че от Земята могат да се видят 50 милиарда галактики. При пускането в експлоатация на космическия телескоп Хъбъл, който не се намесва от намесата на земната атмосфера, броят на видимите галактики скочи до 125 милиарда.

Благодарение на всевиждащото око на този телескоп, астрономите са проникнали в такива дълбини на Вселената, че са видели галактики, които са се появили само един милиард години след Големия взрив, който е родил нашата Вселена.

За характеризиране на звездите се използват няколко параметъра: осветеност, маса, радиус и химичен състав на атмосферата, както и нейната температура. И като използвате редица допълнителни характеристики на звезда, можете също да определите нейната възраст.

Всяка звезда е динамична структура, която се ражда, расте и след това, достигайки определена възраст, тихо умира. Но се случва и изведнъж да избухне. Това събитие води до мащабни промени в областта, съседна на експлодиралата звезда.

Така смущението, последвало тази експлозия, се разпространява с гигантска скорост и в продължение на няколко десетки хиляди години улавя огромно пространство в междузвездната среда. В този регион температурата се повишава рязко, до няколко милиона градуса, плътността на космическите лъчи и силата на магнитното поле се увеличават значително.

Такива характеристики на веществото, изхвърлено от експлодиралата звезда, му позволяват да образува нови звезди и дори цели планетни системи.

Поради тази причина както свръхновите, така и техните остатъци се изучават много внимателно от астрофизиците. В крайна сметка информацията, получена в хода на изучаването на това явление, може да разшири познанията за еволюцията на нормалните звезди, за процесите, които се случват по време на раждането на неутронните звезди, както и да изясни подробностите за тези реакции, които водят до образуването на тежки елементи, космически лъчи и др.

Едно време тези звезди, чиято яркост внезапно се увеличи над 1000 пъти, бяха наречени от астрономите нови. Те се появиха на небето неочаквано, като промениха обичайната конфигурация на съзвездията. Внезапно нараствайки с максимум няколко хиляди пъти, яркостта им след известно време рязко намалява и след няколко години яркостта им става толкова слаба, колкото преди експлозията.

Трябва да се отбележи, че честотата на изблиците, по време на които звездата се освобождава от една хилядна от масата си и която се изхвърля в космоса с голяма скорост, се счита за един от основните признаци за раждането на нови звезди. Но в същото време, колкото и странно да изглежда, експлозиите на звездите не водят до значителни промени в тяхната структура или дори до тяхното унищожаване.

Колко често се случват подобни събития в нашата галактика? Ако вземем предвид само онези звезди, които не надвишават 3-та величина по своята яркост, тогава според исторически хроники и наблюдения на астрономите са наблюдавани не повече от 200 ярки светкавици за пет хиляди години.

Но когато започнаха да се провеждат изследвания на други галактики, стана очевидно, че яркостта на новите звезди, които се появяват в тези ъгли на пространството, често е равна на яркостта на цялата галактика, в която се появяват тези звезди.

Разбира се, появата на звезди с такава яркост е изключително събитие и абсолютно различно от раждането на обикновени звезди. Ето защо още през 1934 г. американските астрономи Фриц Цвики и Уолтър Бааде предложиха тези звезди, чиято максимална яркост достига светимостта на обикновените галактики, да бъдат класифицирани като отделен клас свръхнови и най-ярките звезди. В същото време трябва да се има предвид, че експлозиите на свръхнови в сегашното състояние на нашата Галактика са изключително рядко явление, което се случва не повече от веднъж на 100 години. Най-поразителните огнища, записани в китайски и японски трактати, се случиха през 1006 и 1054 г.

Петстотин години по-късно, през 1572 г., изключителният астроном Тихо Брахе наблюдава експлозия на свръхнова в съзвездието Касиопея. През 1604 г. Йоханес Кеплер вижда раждането на свръхнова в съзвездието Змееносец. И оттогава такива грандиозни събития не са отбелязани в нашата Галактика.

Може би това се дължи на факта, че Слънчевата система заема такова положение в нашата Галактика, че е възможно да се наблюдават експлозии на свръхнови от Земята с оптични инструменти само в половината от нейния обем. В останалата част това се възпрепятства от междузвездното поглъщане на светлина.

И тъй като в други галактики тези явления се случват с приблизително същата честота като в Млечния път, основната информация за свръхновите по време на избухването е получена от наблюденията им в други галактики ...

За първи път през 1936 г. астрономите W. Baade и F. Zwicky започват да се занимават с целенасочено търсене на свръхнови. По време на три години наблюдения в различни галактики учените откриха 12 експлозии на свръхнови, които впоследствие бяха подложени на по-задълбочени изследвания с помощта на фотометрия и спектроскопия.

Освен това използването на по-модерно астрономическо оборудване направи възможно разширяването на списъка с новооткрити свръхнови. А въвеждането на автоматизирано търсене доведе до факта, че учените откриват повече от сто свръхнови годишно. Общо 1500 от тези обекта са записани за кратко време.

През последните години с помощта на мощни телескопи учените откриха повече от 10 далечни свръхнови за една нощ на наблюдения!

През януари 1999 г. се случи събитие, което шокира дори съвременните астрономи, свикнали с много "трикове" на Вселената: в дълбините на космоса беше регистрирана светкавица, десет пъти по-ярка от всички онези, които бяха записани от учените преди. Тя беше забелязана от два изследователски спътника и телескоп в планините на Ню Мексико, оборудван с автоматична камера. Това уникално явление се случи в съзвездието Буутс. Малко по-късно, през април същата година, учените установиха, че разстоянието до светкавицата е девет милиарда светлинни години. Това е почти три четвърти от радиуса на Вселената.

Изчисленията, направени от астрономите, показаха, че за няколко секунди, през които продължи светкавицата, се отделя енергия в пъти повече, отколкото Слънцето произвежда през пет милиарда години от съществуването си. Какво предизвика такава невероятна експлозия? Какви процеси са довели до това грандиозно освобождаване на енергия? Науката все още не може да отговори конкретно на тези въпроси, въпреки че има предположение, че такова огромно количество енергия може да възникне в случай на сливане на две неутронни звезди.

Този текст е уводна част.От книгата 100 големи тайни на космонавтиката автор Славин Станислав Николаевич

Раждането на RNII Междувременно се случи едно важно събитие в живота на руските ракетни учени. През есента на 1933 г. Лабораторията по газова динамика и MosGIRD се сливат в една организация - Института за реактивни изследвания (RNII). В резултат на това някои

От книгата Ти и твоята бременност автор Екип от автори

От книгата Жена. Ръководство за мъже автор Новоселов Олег Олегович

От книгата Географски открития автор Хворостухина Светлана Александровна

Раждане на Земята Сега е трудно дори да си представим време, когато планетата Земя изглеждаше като огромна прашна топка, лишена от растителност и живи организми. Отне няколко милиарда години, преди животът да се зароди на повърхността на планетата. Отне много повече

От книгата Митовете на фино-угорските народи автор Петрухин Владимир Яковлевич

От книгата Славянска енциклопедия автор Артемов Владислав Владимирович

От книгата Ние сме славяни! автор Семенова Мария Василиевна

От книгата Странности на нашето тяло - 2 от Хуан Стивън

ГЛАВА 1 Раждане В „Приключенията на Алиса в страната на чудесата“ Луис Карол пише: „Започнете от началото“, тържествено каза кралят, „и продължете, докато стигнете до края. Тогава спри." Един мъдър човек веднъж каза: „Началото винаги е лесно. Много по-трудно е това, което се случва

От книгата Тайните на скъпоценните камъни автор Старцев Руслан Владимирович

Раждане и изрязване Човек, който не е запознат с тънкостите на ювелирното изкуство, не може да скрие разочарованието си от вида на нешлифован смарагд. Къде е чистотата и прозрачността, къде е играта на светлината и дълбоката, неповторима светлина, сякаш живееща в самия камък и сияеща в самото му сърце?

От книгата Компютърни терористи [Най-новите технологии в служба на подземния свят] автор Ревяко Татяна Ивановна

"Раждане" на вируси Историята на компютърния вирус, като правило, е информация за мястото и времето на създаването (първото откриване) на вируса; информация за самоличността на създателя (ако е достоверно известна); предполагаеми "семейни" връзки на вируса; информация, получена от

От книгата Голяма съветска енциклопедия (АН) на автора TSB

От книгата Голяма съветска енциклопедия (ПА) на автора TSB

От книгата познавам света. оръжие автор Зигуненко Станислав Николаевич

Раждането на Браунинг Първият самозареждащ се пистолет, който вече не усеща влиянието на схемата на револвер, е разработен през 1897 г. от Дж. Браунинг, служител на Белгийската национална фабрика за военни оръжия в Герстал. За да намали размера на оръжията, изобретателят

От книгата познавам света. Криминалистика автор Малашкина М.М.

Какво общо имат мачът и свръхновата? Черният барут е изобретен в Китай преди повече от 1000 години. Китайците пазят формулата в тайна, но през 1242 г. английският учен Роджър Бейкън я разкрива на всички. Бейкън беше принуден да направи това, в противен случай щеше да бъде обвинен в магьосничество и

От книгата 1000 тайни на женското здраве автор Фоли Дениз

От книгата Разходки в предпетровска Москва автор Беседина Мария Борисовна

Раждане на града Но да се върнем във времената, когато цялото това водно великолепие, все още незамъглено от потребителското отношение на човека, блестеше ярко под лъчите на слънцето. В онова древно време реките са били не само естествени източници на водоснабдяване, не само "доставчици"

На 29 август 1975 г. в небето в съзвездието Лебед се появява свръхнова. Блясъкът на светила като него по време на светкавица се увеличава с десетки звездни величини в рамките на няколко дни. Свръхновата е сравнима по яркост с цялата галактика, в която е изригнала, и дори може да я надмине. Съставихме селекция от най-известните свръхнови.

„Мъглявината Рак“. Всъщност това не е звезда, а остатък от нея. Намира се в съзвездието Телец. Мъглявината Рак е останала от експлозия на свръхнова, наречена SN 1054, която се случи през 1054 г. Светкавицата се виждаше в продължение на 23 дни с просто око, дори през деня. И това въпреки факта, че се намира на разстояние около 6500 светлинни години (2 kpc) от Земята.

Сега мъглявината се разширява със скорост от около 1500 километра в секунда. Мъглявината Рак получи името си от рисунка на астронома Уилям Парсънс с помощта на 36-инчов телескоп през 1844 г. В тази скица мъглявината много приличаше на рак.

SN 1572 (Супернова Тихо Брахе). Тя пламна в съзвездието Касиопея през 1572 г. Тихо Брахе описа своите наблюдения от звездата, която видя.

Една вечер, когато, както обикновено, се огледах около небето, чийто изглед ми е толкова познат, аз, за моя неописуема изненада, видях близо до зенита в Касиопея ярка звезда с необичаен размер. Удивен от откритието, не знаех дали да вярвам на собствените си очи. По блясък може да се сравни само с Венера, когато последната е на най-близкото разстояние от Земята. Хората, надарени с добро зрение, можеха да различат тази звезда на ясно небе през деня, дори и на обяд. През нощта, когато небето беше облачно, когато други звезди бяха скрити, новата звезда оставаше видима през доста гъсти облаци.

SN 1604 или Свръхновата на Кеплер. Тя избухна през есента на 1604 г. в съзвездието Змееносец. И това светило се намира на приблизително 20 000 светлинни години от Слънчевата система. Въпреки това, след избухването, тя се виждаше в небето за около година.

SN 1987A изригна в Големия Магеланов облак, сателитна галактика джудже на Млечния път. Светлината от изригването достига Земята на 23 февруари 1987 г. Звездата може да се види с просто око през май същата година. Пиковата видима величина беше +3:185. Това е най-близката експлозия на свръхнова след изобретяването на телескопа. Тази звезда стана първата най-ярка през 20-ти век.

SN 1993J е втората най-ярка звезда на 20-ти век. Тя изригна през 1993 г. в спиралната галактика М81. Това е двойна звезда. Учените се досетиха за това, когато, вместо постепенно да избледняват, продуктите от експлозията започнаха странно да увеличават яркостта си. Тогава стана ясно: обикновена червена супергигантска звезда не може да се превърне в толкова необичайна свръхнова. Имаше предположение, че избухналият свръхгигант е сдвоен с друга звезда.

През 1975 г. свръхнова избухна в съзвездието Лебед. През 1975 г. имаше толкова мощна експлозия в опашката на Лебед, че свръхновата беше видима с просто око. Така тя беше забелязана на Кримската гара от студента астроном Сергей Шугаров. По-късно се оказа, че съобщението му е вече шесто. Още първият, осем часа преди Шугаров, японски астрономи видяха звездата. Новата звезда можеше да се види без телескопи за няколко нощи: беше ярка само от 29 август до 1 септември. Тогава тя се превърна в обикновена звезда от трета величина по блясък. Въпреки това, по време на сиянието си, новата звезда успя да надмине Alpha Cygnus по яркост. Наблюдателите не са виждали толкова ярки нови звезди от 1936 г. насам. Звездата е наречена Nova Cygnus 1975, V1500 Cygni, а през 1992 г. се случва друго избухване в същото съзвездие.

Още през 21-ви век избухна звезда, която се превърна в най-ярката свръхнова в цялата история на наблюденията - SN 2006gy. Експлозията на 18 септември 2006 г. в галактиката NGC 1260. Яркостта й надвишава яркостта на обикновените свръхнови с около два порядъка, което ни позволи да предположим, че принадлежи към нов клас такива процеси - хипернови. Учените са предложили няколко теории за случилото се: образуването на кваркова звезда, многократната експлозия на звезда, сблъсъка на две масивни звезди.

Най-младата свръхнова в нашата Галактика е G1.9+0.3. Намира се на около 25 000 светлинни години и се намира в съзвездието Стрелец в центъра на Млечния път. Скоростта на разширяване на остатъците от свръхнова е безпрецедентна - повече от 15 хиляди километра в секунда (това е 5% от скоростта на светлината). Тази звезда избухна в нашата галактика преди около 25 000 години. На Земята експлозията му може да бъде наблюдавана около 1868 г.

Наблюдавайки останките от свръхнова, изригнала преди шест години, астрономите с изненада забелязаха нова звезда на мястото на експлозията, осветяваща околния облак от материал. Констатациите на учените са представени в списанието Астрофизичендневникписма .

„Никога не сме виждали експлозия от този тип да остане ярка толкова дълго време преди, ако не е имала никакво взаимодействие с водорода, изхвърлен от звездата преди катастрофалното събитие. Но в наблюденията на тази свръхнова няма признак на водород“, казва Дан Милисавлевич, водещ автор на изследването от университета Пърдю (САЩ).

За разлика от повечето звездни експлозии, които изчезват, SN 2012au продължава да блести благодарение на мощен новороден пулсар. Кредит: НАСА, ЕКА и Дж. ДеПаскуале

Експлозиите на звезди, известни като свръхнови, могат да бъдат толкова ярки, че да засенчат галактиките, които ги съдържат. Обикновено те напълно „изчезват“ за няколко месеца или години, но понякога остатъците от експлозията „колабират“ в богати на водород газови облаци и отново стават ярки. Но могат ли да блестят отново без никаква намеса отвън?

Докато големите звезди експлодират, вътрешността им се „навива“ до точката, в която всички частици се превръщат в неутрони. Ако получената неутронна звезда има магнитно поле и се върти достатъчно бързо, тя може да се превърне в мъглявина на пулсарен вятър. Това най-вероятно се е случило с SN 2012au, разположен в галактиката NGC 4790 в посоката на съзвездието Дева.

„Когато мъглявината на пулсара е достатъчно ярка, тя действа като електрическа крушка, осветявайки външното изхвърляне от предишната експлозия. Знаехме, че свръхновите произвеждат бързо въртящи се неутронни звезди, но никога не сме имали преки доказателства за това уникално събитие“, добави Дан Милисавлевич.

Изображение на пулсара в Sails, направено от обсерваторията Chandra на НАСА. Кредит: НАСА

SN 2012au първоначално се оказа необичаен и странен в много отношения. Въпреки че експлозията не беше достатъчно ярка, за да бъде класифицирана като "свръхсветна" свръхнова, тя беше изключително енергична и дълготрайна.

„Ако в центъра на експлозията се създаде пулсар, тогава той може да изтласка и дори да ускори газа, така че след няколко години ще можем да видим как богатият на кислород газ „бяга“ от мястото на експлозията на SN 2012au “, обясни Дан Милисавлевич.

Биещото сърце на мъглявината Рак. В центъра му лежи пулсар. Кредит: НАСА/ЕСА

Свръхсветлинните свръхнови са дискутирана тема в астрономията. Те са потенциални източници на гравитационни вълни, както и на изблици на гама лъчи и бързи радиоизблици. Но разбирането на процесите зад тези събития е изправено пред сложността на наблюденията и само следващото поколение телескопи ще помогне на астрономите да разкрият мистериите на тези изригвания.

„Това е основен процес във Вселената. Нямаше да сме тук, ако не бяха свръхнови. Много от елементите, необходими за живота, включително калций, кислород и желязо, се създават при тези катастрофални събития. Мисля, че е важно за нас, като граждани на Вселената, да разберем този процес“, завърши Дан Милисавлевич.