Что такое гиперновая звезда
Как умирают самые массивные звёзды: сверхновая, гиперновая или прямой коллапс?
Иллюстрация процесса взрыва сверхновой, наблюдаемой с Земли в XVII веке в созвездии Кассиопея. Окружающий её материал и постоянное испускание электромагнитного излучения сыграли свою роль в непрерывной подсветке остатков звезды
Создайте достаточно массивную звезду, и она не закончит свои дни тихонечко — так, как это предстоит нашему Солнцу, которое сначала будет плавно гореть миллиарды и миллиарды лет, а затем сожмётся до белого карлика. Вместо этого её ядро схлопнется, и запустит неконтролируемую реакцию синтеза, которая разметает внешние слои звезды во взрыве сверхновой, а внутренние части сожмёт в нейтронную звезду или чёрную дыру. По крайней мере, так принято считать. Но если вы возьмёте достаточно массивную звезду, сверхновой может и не получиться. Вместо этого есть другая возможность – прямое схлопывание, в котором вся звезда просто исчезает, превращаясь в чёрную дыру. А ещё одна возможность известна, как гиперновая — она гораздо более энергетическая и яркая, чем сверхновая, и не оставляет за собой остатков ядра. Каким же образом закончат свою жизнь самые массивные звёзды? Вот, что говорит об этом наука.
Туманность из остатков сверхновой W49B, всё ещё видимая в рентгеновском диапазоне, а также на радио- и инфракрасных волнах. Звезда должна превышать Солнце по массе хотя бы в 8-10 раз, чтобы породить сверхновую и создать необходимые для появления во Вселенной таких планет, как Земля, тяжёлые элементы.
Ультрамассивная звезда WR 124 (звезда класса Вольфа-Райе) с окружающей её туманностью – одна из тысяч звёзд Млечного Пути, способная стать следующей сверхновой. Она также гораздо больше и массивнее тех звёзд, что можно создать во Вселенной, содержащей лишь водород и гелий, и уже может находиться на этапе сжигания углерода.
Если звезда будет настолько массивной, то её ждёт настоящий космический фейерверк. В отличие от солнцеподобных звёзд, нежно срывающих свои верхние слои, из которых формируется планетарная туманность, и сжимающихся до белого карлика, богатого углеродом и кислородом, или до красного карлика, который никогда не достигнет этапа сжигания гелия, и просто сожмётся до богатого гелием белого карлика, наиболее массивным звёздам уготован настоящий катаклизм. Чаще всего, особенно у звёзд с не самой большой массой (≈ 20 солнечных масс и меньше), температура ядра продолжает повышаться, пока процесс синтеза переходит на более тяжёлые элементы: от углерода к кислороду и/или неону, и затем далее, по периодической таблице, к магнию, кремнию, сере, приходя в итоге к железу, кобальту и никелю. Синтез дальнейших элементов потребовал бы больше энергии, чем выделяется при реакции, поэтому ядро схлопывается и появляется сверхновая.
Анатомия сверхмассивной звезды в течение её жизни, заканчивающейся сверхновой II типа
Это очень яркий и красочный конец, настигающий множество массивных звёзд во Вселенной. Из всех появившихся в ней звёзд лишь 1% обретают достаточную массу, чтобы дойти до такого состояния. При повышении массы количество звёзд, достигших её, уменьшается. Порядка 80% всех звёзд во Вселенной – красные карлики; масса 40% их них не превышает массы Солнца. При этом Солнце массивнее 95% звёзд во Вселенной. В ночном небе полно очень ярких звёзд: тех, что легче всего увидеть человеку. Но за порогом нижнего ограничения для появления сверхновой существуют звёзды, превышающие Солнце по массе в десятки и даже сотни раз. Они очень редки, но весьма важны для космоса – всё потому, что массивные звёзды могут закончить своё существование не только в виде сверхновой.
Туманность Пузырь находится на задворках останков сверхновой, появившейся тысячи лет назад. Если удалённые сверхновые находятся в более пыльном окружении, чем их современные двойники, это потребует коррекции нашего сегодняшнего понимания тёмной энергии
Во-первых, у многих массивных звёзд имеются истекающие потоки и выброшенный наружу материал. Со временем, когда они приближаются либо к концу своей жизни, либо к концу одного из этапов синтеза, что-то заставляет ядро на короткое время сжаться, из-за чего оно разогревается. Когда ядро становится горячее, скорость всех типов ядерных реакций увеличивается, что ведёт к быстрому увеличению количества энергии, создаваемому в ядре звезды. Это увеличение энергии может сбрасывать большое количество массы, порождая явление, известное, как псевдосверхновая: происходит вспышка ярче любой нормальной звезды, и теряется масса в количестве до десяти солнечных. Звезда Эта Киля (ниже) стала псевдосверхновой в XIX веке, но внутри созданной ею туманности она всё ещё горит, ожидая финальной участи.
Псевдосверхновая XIX века явила себя в виде гигантского взрыва, выбросив материала на несколько солнц в межзвёздное пространство от Эты Киля. Такие звёзды большой массы в богатых металлами галактиках (как, например, наша), выбрасывают существенную долю своей массы, чем отличаются от звёзд в меньших по размеру галактиках, содержащих меньше металлов
Так какова же конечная судьба звёзд, массой более чем в 20 раз превышающих наше Солнце? У них есть три возможности, и мы ещё не полностью уверены в том, какие именно условия приводят к развитию каждой из трёх. Одна из них – сверхновая, которые мы уже обсудили. Любая ультрамассивная звезда, теряющая достаточно много своей массы, может превратиться в сверхновую, если её масса внезапно попадёт в правильные пределы. Но существуют ещё два промежутка масс – и опять-таки, мы точно не знаем, какие именно это массы – позволяющие произойти двум другим событиям. Оба этих события определённо существуют – мы уже их наблюдали.
Фотографии в видимом и близком к инфракрасному свете с Хаббла демонстрируют массивную звезду, примерно в 25 раз превышающую Солнце по массе, внезапно исчезнувшую, и не оставившую ни сверхновой, ни какого-то другого объяснения. Единственным разумным объяснением будет прямой коллапс.
Чёрные дыры прямого коллапса. Когда звезда превращается в сверхновую, её ядро схлопывается, и может стать либо нейтронной звездой, либо чёрной дырой – в зависимости от массы. Но только в прошлом году, впервые, астрономы наблюдали, как звезда массой в 25 солнечных просто исчезла. Звёзды не исчезают бесследно, но тому, что могло произойти, существует физическое объяснение: ядро звезды прекратило создавать достаточное давление излучения, уравновешивавшее гравитационное сжатие. Если центральный регион становится достаточно плотным, то есть, если достаточно большая масса оказывается сжатой в достаточно малый объём, формируется горизонт событий и возникает чёрная дыра. А после появления чёрной дыры всё остальное просто втягивается внутрь.
Одно из множества скоплений в этом регионе подсвечивается массивными, короткоживущими голубыми звёздами. Всего за 10 миллионов лет большая часть из наиболее массивных звёзд взорвётся, став сверхновыми II типа – или просто испытает прямой коллапс
Теоретическую возможность прямого коллапса предсказывали для очень массивных звёзд, более 200-250 солнечных масс. Но недавнее исчезновение звезды такой относительно малой массы поставило теорию под вопрос. Возможно, мы не так хорошо понимаем внутренние процессы звёздных ядер, как считали, и, возможно, у звезды есть несколько способов просто схлопнуться целиком и исчезнуть, не сбрасывая какого-то ощутимого количества массы. В таком случае формирование чёрных дыр через прямой коллапс может быть гораздо более частым явлением, чем считалось, и это может быть весьма удобным для Вселенной способом создания сверхмассивных чёрных дыр на самых ранних стадиях развития. Но существует и другой итог, совершенно противоположный: световое шоу, гораздо более красочное, чем сверхновая.
При определённых условиях звезда может взорваться так, что не оставит ничего после себя!
Взрыв гиперновой. Также известен, как сверхъяркая сверхновая. Такие события бывают гораздо более яркими и дают совсем другие световые кривые (последовательность повышения и понижения яркости), чем любые сверхновые. Ведущее объяснение явления известно, как «парно-нестабильная сверхновая». Когда большая масса – в сотни, тысячи и даже многие миллионы раз больше массы всей нашей планеты – схлопывается в небольшой объём, выделяется огромное количество энергии. Теоретически, если звезда будет достаточно массивной, порядка 100 солнечных масс, выделяемая ею энергия окажется такой большой, что отдельные фотоны могут начать превращаться в электрон-позитронные пары. С электронами всё ясно, а вот позитроны – это их двойники из антиматерии, и у них есть свои особенности.
На диаграмме показан процесс производства пар, который, как считают астрономы, привёл к появлению гиперновой SN 2006gy. При появлении фотонов достаточно высокой энергии появятся и электрон-позитронные пары, из-за чего упадёт давление и начнётся неуправляемая реакция, уничтожающая звезду
Это значит, что для сверхмассивной звезды есть четыре варианта развития событий:
При изучении очень массивной звезды появляется искушение предположить, что она станет сверхновой, после чего останется чёрная дыра или нейтронная звезда. Но на самом деле есть ещё два возможных варианта развитии событий, которые уже наблюдали, и которые происходят довольно часто по космическим меркам. Учёные всё ещё работают над пониманием того, когда и при каких условиях происходит каждое из этих событий, но они на самом деле происходят. В следующий раз, рассматривая звезду, во много раз превосходящую Солнце по массе и размеру, не думайте, что сверхновая станет неизбежным итогом. В таких объектах остаётся ещё много жизни, и много вариантов их гибели. Мы знаем, что наша наблюдаемая Вселенная началась со взрыва. В случае наиболее массивных звёзд мы пока ещё не уверены, закончат ли они свою жизнь взрывом, уничтожив себя целиком, или же тихим коллапсом, полностью сжавшись в гравитационную бездну пустоты.
Гиперновая звезда
В жизни каждой звезды с массой более 8 солнечных случается такой момент, когда она на несколько недель сравнивается или даже может затмить в несколько раз по яркости свою галактику, которая имеет миллиарды звёзд. Этот процесс завершения жизни звезды называют взрывом сверхновой. Но в истории галактик иногда случаются ещё более масштабные события, когда взрываются звёзды с массами более 40 солнечных масс, причём светимость этих гиперновых звёзд и выделяемая при их взрывах энергия как минимум в 10 раз превышает энергию, выделяемую при взрыве обычных сверхновых.
Жизненный путь звёзд
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела отображающая жизненные пути звёзд
Жизнь звёзд-карликов (как наше Солнце) проходит медленно и мирно: они движутся по диагонали главной последовательности многие миллиарды лет по направлению вправо-вниз пока не становятся красными гигантами. Затем выработав своё водородное топливо, они раздуваются в размерах и зажигают гелиевую реакцию. Постепенно исчерпав гелиевое топливо звезда (не имея достаточной массы чтобы зажечь дальнейшие термоядерные реакции) сбрасывает свою оболочку, превращается в белый карлик и медленно угасает.
Жизнь же звёзд-гигантов (с массой от 8 солнечных) ярка и коротка: она пролетает за десятки или сотни миллионов лет слева-направо на диаграмме и заканчивается взрывом сверхновой. В этот момент звезда затмевает своей яркостью на несколько недель всю свою галактику (имеющую миллиарды звёзд) и угасает, оставив за собой нейтронную звезду или чёрную дыру.
Но ещё красочней является жизнь звёзд Вольфа-Райе масса которых достигает 150 солнечных (теоретического предела для образования звезды) а порой и … превосходит его! Учёные считают, что такие огромные звёзды образуются за счёт слияния двух близкорасположенных звёзд в парной системе. Такие гигантские звёзды проскакивают свой путь молниеносно (по астрономическим меркам) – сжигая всё своё водородное топливо до образования железа всего за сотни тысяч лет, после чего взрываются с такой ослепительной яркостью что становятся сопоставимы с яркостью всех вместе взятых звёзд видимой Вселенной. Таким образом образуются гиперновые звёзды.
Классификация сверхновых
График сравнения яркости различных типов сверхновых
Классификация сверхновых звёзд на первый взгляд может показаться весьма странной. Но в ней нет ничего удивительного если заглянуть в прошлое: исторически сложилось так что первое свойство, которое астрономы смогли измерить в свойствах сверхновых звёзд – был спектр их излучения, по которому можно было определить химический состав звезды. Логически предположив, что звёзды у которых не наблюдается водород более старые, они сгруппировали их в тип I, а для «молодых» звёзд выделили тип II.
Уже потом на вооружение учёных появилась «большая линейка» – красное смещение по которому можно было измерять расстояния до самых далёких объектов во Вселенной, после чего оказалось, что выделенные в разные типы сверхновые Ic и IIn – это те же самые выделяющие чудовищную энергию гиперновые (только начинающие свой путь из планетарных туманностей с разным содержанием химических элементов тяжелее гелия), но классификацию в дань истории менять уже не стали.
История открытия гиперновых
График изменения содержания радиоактивного углерода-14 в атмосфере относительно естественного уровня
Пара спутников Vela в ходе подготовки их к запуску
Всего было запущено 12 спутников этой серии которым так и не удалось зафиксировать никаких нарушений, но 2 июля 1967 спутники №3 и №4 этой серии зафиксировали вспышку гамма-излучения длительностью в пару секунд, источник которых не смогли связать ни с каким из существовавших на тот момент ядерных устройств или какими-либо другими физическими явлениями известными на тот момент. К июлю 1972 года было обнаружено уже 16 таких вспышек длительностью порядка секунды. После того как военные убедились, что в этих событиях нет никакой военной подоплёки, сведения о них были опубликованы сотрудниками Лос-Аламосской лаборатории (руководившей проектом Vela) в Астрофизическом журнале примерно спустя год.
Астронавт Эпт Джером выходит в открытый космос из шаттла «Атлантис» чтобы развернуть заклинившую антенну обсерватории Комптона
Источник этих вспышек весьма заинтересовал учёных, но запустить специализированную для этой цели обсерваторию Комптона удалось только 5 апреля 1991 года на шаттле «Атлантис». Со своим весом в 17 тонн эта обсерватория стала самой большой нагрузкой, выведенной шаттлами на тот момент, а набор из 8 идентичных всенаправленных детекторов инструмента BATSE, сцинтилляционного спектрометра и двух гамма-телескопов COMPTEL и EGRET разных диапазонов энергий позволяли с умеренной точностью определять места из которых приходили вспышки. До управляемого свода с орбиты 4 июня 2000 года этой обсерватории (вызванной поломкой одного из её гироскопов) она смогла зафиксировать 2704 гамма-всплеска:
Распределение гамма-всплесков зафиксированных обсерваторией Комптона
Сигналы приходили равномерно из всех частей неба, а это означало что их источник не локализован нашей галактикой и приходит из вне её. Это в свою очередь значило что их источник находился много дальше чем предполагалось ранее, и то что он должен был быть поистине гигантской мощности. Уже в тот момент стали осуществляться первые попытки поиска этих событий с помощью оптических телескопов, но из-за ограниченной точности обсерватории, составлявшей всего 1-10 градусов – поиски к успеху так и не привели.
Спутник HETE перед запуском
Ситуация кардинально изменилась с выводом на орбиту спутника BeppoSAX имевшего точность измерения порядка угловой минуты. 28 февраля 1997 года ему удалось зафиксировать гамма-всплеск GRB 970228 который смогли зафиксировать наземные телескопы. К 14 декабря был зафиксирован уже третий видимый всплеск GRB 971214 источник которого оказался в целых 12 млрд св. лет от нас – полученные при его наблюдении данные гласили что выделивший его источник должен был быть самым мощным со времён Большого взрыва!
Но достоверно определить природу источников этих гамма-всплесков не удавалось вплоть до события 29 марта 2003 года, который уже с высокой достоверность связали со взрывом гиперновой звезды. Зафиксировать его удалось совсем крохотному спутнику HETE (весом всего в 128 кг) запущенному из-под крыла бомбардировщика B-52 с помощью ракеты «Пегас».
Ключевые события
Возможная угроза для жизни на Земле
На данный момент для нас в этом плане ничего не угрожает, так как ближайшим кандидатом в сверхновые сейчас является Бетельгейзе, находящаяся по разным оценкам на дистанции от 495 до 640 св. лет, в то время как по современным представлениям опасным для жизни на Земле радиусом взрыва сверхновой является около 160 св. лет. Для гиперновой же звезды (с учётом её на один-два порядка большей мощностью) опасный радиус составляет 500-1500 св. лет. Но на данный момент ближайшим кандидатом в гиперновые является Эта Киля А, которая находится от нас на расстоянии в целых 7,5 тыс. св. лет.
Хотя, если Эта Киля А не успеет потерять достаточно массы посредством звёздного ветра и взорвётся как гиперновая – даже с такого гигантского расстояния она должна встать по яркости между сверхновыми 1006 и 1054 годов, затмив при этом яркость Венеры. Бетельгейзе же во время своего превращения в сверхновую и вовсе должна по своей яркости сравняться с полной Луной.
Похожие статьи
Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!
masterok
masterokМастерок.жж.рф
Хочу все знать
Во время обзора было определено, что звезда SMSS J200322.54-114203.3 имеет более низкую концентрацию легких металлов по сравнению с «ее современниками». Отметим, что термин «металл» в астрономическом смысле означает «любой элемент, более тяжелый, чем гелий». Однако, в составе этой звезды наблюдается необычайно высокая концентрация тяжелых элементов, таких, как цинк, уран, европий и возможно золото.
Самое первое поколение звезд во Вселенной состояло из смеси водорода и гелия. Более тяжелые элементы уже образовались после того, как первые звезды закончили свой жизненный цикл и взорвались сверхновыми, оставив после себя нейтронные звезды или черные дыры. В редких случаях нейтронные звезды также могут сталкиваться, производя еще большее количество тяжелых элементов и «разбрасывая» их по космосу.
Второе поколение звезд зародилось, когда в пространстве Вселенной уже было некоторое количество тяжелых элементов, вошедших в определенных концентрациях в состав этих звезд. Однако, как упоминалось выше, столкновения нейтронных звезд в те времена были крайне редкими явлениями и они, эти столкновения, не могли произвести таких количеств еще более тяжелых элементов, которые входят в состав звезды J200322.54.
Ученые считают, что открытый ими механизм, возможно, является одним из важных источников тяжелых элементов в ранней Вселенной. А поиск и изучение других звезд с необычным химическим составом, подобных J200322.54, позволит ученым узнать больше о деталях происходивших процессов и явлений во время взрывов гиперновых.
Гиперновая звезда
В жизни каждой звезды с массой более 8 солнечных случается такой момент, когда она на несколько недель сравнивается или даже может затмить в несколько раз по яркости свою галактику, которая имеет миллиарды звёзд. Этот процесс завершения жизни звезды называют взрывом сверхновой. Но в истории галактик иногда случаются ещё более масштабные события, когда взрываются звёзды с массами более 40 солнечных масс, причём светимость этих гиперновых звёзд и выделяемая при их взрывах энергия как минимум в 10 раз превышает энергию, выделяемую при взрыве обычных сверхновых.
Жизненный путь звёзд
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела отображающая жизненные пути звёзд
Жизнь звёзд-карликов (как наше Солнце) проходит медленно и мирно: они движутся по диагонали главной последовательности многие миллиарды лет по направлению вправо-вниз пока не становятся красными гигантами. Затем выработав своё водородное топливо, они раздуваются в размерах и зажигают гелиевую реакцию. Постепенно исчерпав гелиевое топливо звезда (не имея достаточной массы чтобы зажечь дальнейшие термоядерные реакции) сбрасывает свою оболочку, превращается в белый карлик и медленно угасает.
Жизнь же звёзд-гигантов (с массой от 8 солнечных) ярка и коротка: она пролетает за десятки или сотни миллионов лет слева-направо на диаграмме и заканчивается взрывом сверхновой. В этот момент звезда затмевает своей яркостью на несколько недель всю свою галактику (имеющую миллиарды звёзд) и угасает, оставив за собой нейтронную звезду или чёрную дыру.
Но ещё красочней является жизнь звёзд Вольфа-Райе масса которых достигает 150 солнечных (теоретического предела для образования звезды) а порой и … превосходит его! Учёные считают, что такие огромные звёзды образуются за счёт слияния двух близкорасположенных звёзд в парной системе. Такие гигантские звёзды проскакивают свой путь молниеносно (по астрономическим меркам) – сжигая всё своё водородное топливо до образования железа всего за сотни тысяч лет, после чего взрываются с такой ослепительной яркостью что становятся сопоставимы с яркостью всех вместе взятых звёзд видимой Вселенной. Таким образом образуются гиперновые звёзды.
Классификация сверхновых
График сравнения яркости различных типов сверхновых
Классификация сверхновых звёзд на первый взгляд может показаться весьма странной. Но в ней нет ничего удивительного если заглянуть в прошлое: исторически сложилось так что первое свойство, которое астрономы смогли измерить в свойствах сверхновых звёзд – был спектр их излучения, по которому можно было определить химический состав звезды. Логически предположив, что звёзды у которых не наблюдается водород более старые, они сгруппировали их в тип I, а для «молодых» звёзд выделили тип II.
Уже потом на вооружение учёных появилась «большая линейка» – красное смещение по которому можно было измерять расстояния до самых далёких объектов во Вселенной, после чего оказалось, что выделенные в разные типы сверхновые Ic и IIn – это те же самые выделяющие чудовищную энергию гиперновые (только начинающие свой путь из планетарных туманностей с разным содержанием химических элементов тяжелее гелия), но классификацию в дань истории менять уже не стали.
История открытия гиперновых
График изменения содержания радиоактивного углерода-14 в атмосфере относительно естественного уровня
Пара спутников Vela в ходе подготовки их к запуску
Всего было запущено 12 спутников этой серии которым так и не удалось зафиксировать никаких нарушений, но 2 июля 1967 спутники №3 и №4 этой серии зафиксировали вспышку гамма-излучения длительностью в пару секунд, источник которых не смогли связать ни с каким из существовавших на тот момент ядерных устройств или какими-либо другими физическими явлениями известными на тот момент. К июлю 1972 года было обнаружено уже 16 таких вспышек длительностью порядка секунды. После того как военные убедились, что в этих событиях нет никакой военной подоплёки, сведения о них были опубликованы сотрудниками Лос-Аламосской лаборатории (руководившей проектом Vela) в Астрофизическом журнале примерно спустя год.
Астронавт Эпт Джером выходит в открытый космос из шаттла «Атлантис» чтобы развернуть заклинившую антенну обсерватории Комптона
Источник этих вспышек весьма заинтересовал учёных, но запустить специализированную для этой цели обсерваторию Комптона удалось только 5 апреля 1991 года на шаттле «Атлантис». Со своим весом в 17 тонн эта обсерватория стала самой большой нагрузкой, выведенной шаттлами на тот момент, а набор из 8 идентичных всенаправленных детекторов инструмента BATSE, сцинтилляционного спектрометра и двух гамма-телескопов COMPTEL и EGRET разных диапазонов энергий позволяли с умеренной точностью определять места из которых приходили вспышки. До управляемого свода с орбиты 4 июня 2000 года этой обсерватории (вызванной поломкой одного из её гироскопов) она смогла зафиксировать 2704 гамма-всплеска:
Распределение гамма-всплесков зафиксированных обсерваторией Комптона
Сигналы приходили равномерно из всех частей неба, а это означало что их источник не локализован нашей галактикой и приходит из вне её. Это в свою очередь значило что их источник находился много дальше чем предполагалось ранее, и то что он должен был быть поистине гигантской мощности. Уже в тот момент стали осуществляться первые попытки поиска этих событий с помощью оптических телескопов, но из-за ограниченной точности обсерватории, составлявшей всего 1-10 градусов – поиски к успеху так и не привели.
Спутник HETE перед запуском
Ситуация кардинально изменилась с выводом на орбиту спутника BeppoSAX имевшего точность измерения порядка угловой минуты. 28 февраля 1997 года ему удалось зафиксировать гамма-всплеск GRB 970228 который смогли зафиксировать наземные телескопы. К 14 декабря был зафиксирован уже третий видимый всплеск GRB 971214 источник которого оказался в целых 12 млрд св. лет от нас – полученные при его наблюдении данные гласили что выделивший его источник должен был быть самым мощным со времён Большого взрыва!
Но достоверно определить природу источников этих гамма-всплесков не удавалось вплоть до события 29 марта 2003 года, который уже с высокой достоверность связали со взрывом гиперновой звезды. Зафиксировать его удалось совсем крохотному спутнику HETE (весом всего в 128 кг) запущенному из-под крыла бомбардировщика B-52 с помощью ракеты «Пегас».
Ключевые события
Возможная угроза для жизни на Земле
На данный момент для нас в этом плане ничего не угрожает, так как ближайшим кандидатом в сверхновые сейчас является Бетельгейзе, находящаяся по разным оценкам на дистанции от 495 до 640 св. лет, в то время как по современным представлениям опасным для жизни на Земле радиусом взрыва сверхновой является около 160 св. лет. Для гиперновой же звезды (с учётом её на один-два порядка большей мощностью) опасный радиус составляет 500-1500 св. лет. Но на данный момент ближайшим кандидатом в гиперновые является Эта Киля А, которая находится от нас на расстоянии в целых 7,5 тыс. св. лет.
Хотя, если Эта Киля А не успеет потерять достаточно массы посредством звёздного ветра и взорвётся как гиперновая – даже с такого гигантского расстояния она должна встать по яркости между сверхновыми 1006 и 1054 годов, затмив при этом яркость Венеры. Бетельгейзе же во время своего превращения в сверхновую и вовсе должна по своей яркости сравняться с полной Луной.