Что такое новые и сверхновые звезды
Реферат на тему: «Новые и сверхновые звёзды» — описание, характеристика и процесс образования
Люди пытаются познать тайны космоса с древних времён. Особый интерес для астрономии представляют новые и сверхновые звёзды. В реферате-докладе можно познакомиться с их главными особенностями, причинами и способами появления. Когда-то учёные считали, что эти небесные тела формируются самостоятельно, но позже раскрыли иную природу космических объектов.
История открытия
Около 5 тысяч лет назад люди в первый раз увидели светило в небе, которое по яркости не уступало Солнцу. Тогда народ считал, что это явление выступает наказанием за их грехи. Однако через определённое время оно исчезло. Об этом событии известно из клинописных табличек древних шумеров.
Несколько веков спустя китайские и арабские астрономы упоминали о другом объекте, который родился в небе и удивлял своим ярким светом несколько недель. Тогда народ принял его за новую звезду. Люди не знали, что неизвестное явление возникло в результате взрыва старого космического тела.
В течение многих лет человек мог наблюдать появление ярких небесных объектов, которые рождались под влиянием различных физических процессов. Появившиеся телескопы помогли определить их природу.
Однако не все сверхновые звёзды можно считать последней стадией жизни гигантских светил. Вначале астрономы называли новыми объекты, которые возникали на пустом месте в небе и затем постепенно угасали. В китайских источниках о таких явлениях упоминалось до начала второго тысячелетия нашей эры. Но среди них оказались и примеры сверхнового типа.
До изобретения телескопов люди могли видеть только тусклые небесные тела и вспышки, которые напоминали рождение очередного светила.
Технологии позволили подробно изучить эти явления, а также найти различия между сверхновыми и новыми звёздами.
Образование нового светила
Новые звёзды представляют собой термоядерные взрывы.
Они происходят в тесных звёздных системах и включают:
Вещества из внешних слоёв наикрупнейшего светила перетекают в наименьшую звезду. В результате их взаимодействия получается аккреционный диск. Аккрецируемый газ накапливается на поверхности белого карлика, что приводит к формированию слоя, богатого водородом. Затем он разогревается потоком из аккреционного диска. Накопление водорода и повышение температуры в верхнем слое приводят к термоядерным процессам. На поверхность белого карлика выходит углерод.
После этого наступает новый цикл аккреции на белого карлика, который завершается повторной вспышкой. Интервал между взрывами может составлять десятки или сотни лет.
В результате вспышки яркость звёздной системы становится в тысячи раз больше. Тусклый объект теперь видимый для человека. Вспышка достигает максимума за несколько дней, а затухает долго. В дальнейшем вокруг нового светила расширяется газовая оболочка. Обычно на это требуются годы. Подобные явления периодичны: они могут повторяться у одной и той же системы раз в десять лет.
Появление сверхновых объектов
Сверхновые вспышки — явление, при котором яркость небесного тела резко увеличивается, но затем медленно затухает. Пиковая светимость у объектов этого типа в тысячи раз больше, чем у новых звёзд. Этот феномен возникает вследствие эволюции некоторых космических объектов. В процессе звёздного взрыва выделяется большое количество энергии. Явление можно наблюдать только в космическом пространстве. Его сложно заметить из-за большого объёма газа и пыли.
Астрономы долго не могли узнать природу этих космических объектов, поскольку процесс можно наблюдать лишь во время его протекания. Сегодня известны два сценария, приводящие к таким вспышкам:
Специалисты исследуют полученную информацию о спектрах и кривых блеска комплексно. При изучении остатков звёзд они могут детально создать рациональные модели и определить условия вспышек, произошедших в космосе.
Сверхновые звёздные объекты считают прародителями жизни во Вселенной.
Их мощные взрывы приводят к образованию облаков и туманностей из газа и пыли, в которых позже формируются очередные космические тела. Кроме того, сверхновые звёзды выбрасывают в окружающее пространство тяжёлые элементы. Эти объекты формируют химические элементы, которые тяжелее железа. После вспышки энергия разносит кислород, азот и иные компоненты, необходимые для органической жизни.
Классовые различия
Специалисты выделяют несколько групп и подтипов сверхновых звёзд. Разделение объясняется тем, что космические объекты имели разные особенности до взрыва. Например, небесные тела с отсутствием водорода относятся к подклассам lb и lc первого класса. Возможно, часть оболочки с этим веществом была утеряна светилом при эволюции в тесной двойной системе. Также стоит отметить, что объекты подтипа lc не имеют гелия.
Несмотря на потерю водородного слоя, остальные части звёзд находятся в строгих пределах своих размеров и массы. Термоядерные реакции заменяют друг друга, когда наступает конкретный критический этап. Это объясняет сходство объектов подклассов lb и lc. Максимальная светимость у этих звёзд в 1,5 млрд раз больше, чем у Солнца. Она достигается через 2—3 дня, а потом медленно уменьшается в течение месяцев.
Новые звёзды до вспышки имели водородно-гелиевый слой в оболочке. Её границы зависели от массы и иных характеристик небесного объекта. Эти особенности объясняют широкий диапазон в характерах сверхновых звёзд. Их степень яркости варьируется от десятков миллионов до миллиардов солнечных светимостей. Динамика её изменения может быть различной.
Гиперновые взрывы
Астрономы считают, что такие объекты образуются во время аннигиляции антиматерии, при столкновении двух огромных светил или возникновении кварковой звезды.
Гиперновые звёзды вызывают большой интерес не только у учёных, но и у любителей астрономии.
Небесные тела часто выступают причиной гамма-всплесков. Такие явления длятся от сотых секунд до нескольких часов. Этот феномен считается редким электромагнитным событием. За несколько секунд гамма-всплеск может испустить количество энергии, эквивалентное массе Солнца. Специалисты продолжают изучать природу этого явления.
Нюансы изучения
Явления сверхнового типа считаются редким феноменом. В нашей галактике больше 100 млрд звёзд, однако за один век может произойти всего несколько вспышек. Если верить древним источникам, за последние 2 тысячи лет люди наблюдали такое явление всего 6 раз.
Последний раз сверхновую звезду видели в 1987 году в одном из спутников Млечного Пути под названием Большое Магелланово Облако. В других галактиках учёные ежегодно наблюдают до 60 звёздных вспышек.
Пока астрономы мало знают о сущности и иных особенностях этих объектов, поскольку они не следят за событиями, которые предшествуют их взрыву. Сложно спрогнозировать эти явления. Учёные утверждают, что любая звезда способна взорваться через миллионы лет. Некоторые считают, что Бетельгейзе вполне может вспыхнуть в этом веке.
Гиперновые вспышки происходят ещё реже. В нашей галактике этот феномен можно наблюдать только раз в сто тысяч лет.
Зато гамма-всплески, которые возникают от мощного взрыва этих объектов, учёные фиксируют в разных уголках Вселенной. Поскольку в ней много галактик, не стоит удивляться, почему специалисты регистрируют вспышки ежедневно.
Астрономы считают, что сегодня взрывающиеся звёзды не несут угрозы нашей планете, хотя в далёком прошлом они значительно повлияли на неё. Например, массовое вымирание, которое было на Земле около 440 млн лет назад, могло стать следствием гамма-всплеска, произошедшего в нашей галактике.
С 1960-х годов учёные пытаются найти пользу от сверхновых звёзд для нашей планеты. Некоторые считают, что пиковая светимость небесных тел может быть использована для достижения очередных открытий. Сегодня сверхновые звёздные объекты выступают одним из основных источников информации о космических дистанциях. Кроме того, астрономы разрабатывают методы, которые помогут реконструировать историю об этих явлениях.
Что такое сверхновая звезда. Типы сверхновых
Сверхновая звезда — относительно новый термин. В разных источниках до сих пор можно найти описание различие между новыми и сверхновыми. С давних времен «новыми» называли звезды, которые возникали на небосклоне практически на пустом месте, после чего постепенно угасали. Таковыми их видели земные наблюдатели. Первые «новые» известны ещё по китайским летописям, датируемым вплоть до второго тысячелетия до нашей эры. К примеру, именно сверхновую в 1571 году наблюдал Тихо Браге, который впоследствии ввёл термин «новая звезда».
О новых и сверхновых звездах
История наблюдений сверхновых
Различные цивилизации описывали сверхновые еще задолго до того, как был изобретен телескоп. Самая ранняя зарегистрированная сверхновая — RCW 86 (современное обозначение). Китайские астрономы наблюдали ее в 185 году нашей эры. Их записи показывают, что эта «новая звезда» оставалась на небе в течение восьми месяцев.
До начала 17 века, до того как стали доступны телескопы, по данным Британской энциклопедии было зарегистрировано семь сверхновых звезд.
Типы сверхновых
Естественно, самый первый вопрос, вставший пе ред исследователями сверхновых, был — одинаковы ли они, а если нет, то насколько отлича ются и поддаются ли классификации.
Анализ спектров сверхновых позволил сделать важные выводы: в оболочках, выбро шенных при вспышке сверхновых I типа, почти нет водорода; в то время как состав оболо чек сверхновых II типа почти такой же, как у солнечной атмосферы.
Механизмы взрыва сверхновых I и II типа различны, будут описаны ниже.
Сверхновые I типа имеют более короткий период пика блеска (2–3 дня), по сравнению со сверхновыми второго типа. В спектре звезды отсутствует водород. В зависимости от состава спектра, сверхновые звезды первого классификационного типа условно разделяются на подтипы Ia, Ib и Ic. В объектах типа Ib и Ic, изначально отсутствует водород. Ic отличается от остальных подтипов отсутствием в спектре и следов гелия.
Главная особенность сверхновых II типа – наличие в спектре следов, указывающих на присутствие в составе водорода. Сверхновые второго типа условно разделяются на следующие подтипы: II-L, II-P, IIn и IIb.
Вспышка сверхновой звезды
Во время жизни огненного светила происходит непримиримая борьба между разнонаправленными силами. Всё заканчивается выделением колоссального количества энергии.
Механизм взрыва сверхновой I типа
В менее массивных звездах эволюция протекает по-своему. После горения водорода
ядро становится гелиевым, и начинается реакция превращения гелия в углерод. Однако
ядро не нагревается до такой высокой температуры, чтобы начались реакции синтеза с
участием углерода. Ядро не может выделять достаточно энергии и сжимается, однако в
этом случае сжатие останавливают электроны, находящиеся в веществе ядра. Ядро звезды
превращается в так называемый «белый карлик«, а оболочка рассеивается в пространстве
в виде планетарной туманности.
Звезда полностью разрушается, а в расширяющейся оболочке идет радиоактивный распад никеля в кобальт и далее в железо, который дает энергию для свечения оболочки. Таким образом вспыхивают сверхновые типа Ia.
Механизм взрыва сверхновой II типа
К центру звездной массы сжимает звезду изо всех сил гравитация, стараясь превратить огненный огромный шар в футбольный мячик. Термоядерные реакции, кипящие в толще звездных масс и на поверхности, стараются разорвать светило на мелкие кусочки. В толще юной звезды запасы водорода огромны, и благодаря постоянно протекающим реакциям образования гелия из атомов водорода, силы гравитации и термоядерных реакций находятся в относительном равновесии.
Но ничто не вечно, и за пару-тройку миллиардов лет запасы водорода истощаются и некогда активная звезда стареет. Ядро становится комком раскаленного гелия, по краям которого выгорает водород. В предсмертных конвульсиях догорают последние запасы водорода и вот уже небесное светило не в силах противостоять собственной гравитации. Звезда сжимается и уменьшается в несколько сотен тысяч раз. И единовременно практически весь запас звездной энергии высвобождается наружу.
Из остатков звезды образуются новые планеты в звездных системах, расположенных в сотнях световых лет от места, где произошла космическая трагедия. Железо, алюминий и другие металлы на нашей планете – и есть остатки некогда погибшей сверхновой звезды. После взрыва звезда превращается в нейтронную звезду или черную дыру, в зависимости от ее первоначальной массы.
Возможно, завтра они вспыхнут
Влияние на Землю
Сверхновая звезда, взорвавшись поблизости, естественно, не может не повлиять на нашу планету. Например, Бетельгейзе, взорвавшись, увеличит яркость примерно в 10 тысяч раз. Несколько месяцев звезда будет иметь вид сияющей точки, по яркости подобной полной Луне. Но если какой-либо полюс Бетельгейзе будет обращён на Землю, то она получит от звезды поток гамма-лучей. Усилятся полярные сияния, уменьшится озоновый слой. Это может оказать очень негативное влияние на жизнь нашей планеты. Всё это только теоретические расчёты, каким же фактически будет эффект взрыва этого супергиганта, точно сказать нельзя.
Новые и сверхновые звезды
Мы уже видели, что, в отличие от Солнца и других стационарных звезд, у физических переменных звезд изменяются размеры, температура фотосферы, светимость. Среди различных видов нестационарных звезд особый интерес представляют новые и сверхновые звезды. На самом деле это не вновь появившиеся звезды, а ранее существовавшие, которые привлекли к себе внимание резким возрастанием блеска.
При вспышках новых звезд блеск возрастает в тысячи и миллионы раз за время от нескольких суток до нескольких месяцев. Известны звезды, которые повторно вспыхивали как новые. Согласно современным данным, новые звезды обычно входят в состав двойных систем, а вспышки одной из звезд происходят в результате обмена веществом между звездами, образующими двойную систему. Например, в системе “белый карлик – обычная звезда (малой светимости)” взрывы, вызывающие явление новой звезды, могут возникать при падении газа с обычной звезды на белый карлик.
При взрывах сверхновых в течение нескольких суток выделяется огромная энергия – порядка 10 41 Дж. Такие колоссальные взрывы происходят на заключительных этапах эволюции звезд, масса которых в несколько раз больше массы Солнца.
В максимуме блеска одна сверхновая звезда может светить ярче миллиарда звезд, подобных нашему Солнцу. При наиболее мощных взрывах некоторых сверхновых звезд может выбрасываться вещество со скоростью 5000 – 7000 км/с, масса которого достигает нескольких солнечных масс. Остатки оболочек, сброшенных сверхновыми звездами, видны долгое время как расширяющиеся газовые туманности.
Обнаружены не только остатки оболочек сверхновых звезд, но и то, что осталось от центральной части некогда взорвавшейся звезды. Такими “звездными остатками” оказались удивительные источники радиоизлучения, которые получили названия пульсаров. Первые пульсары были открыты в 1967 г.
Вспышки сверхновых звезд относятся к редким явлениям. За последнее тысячелетие в нашей звездной системе наблюдалось всего лишь несколько вспышек сверхновых. Из них наиболее достоверно установлены следующие три: вспышка 1054 г. в созвездии Тельца, в 1572 г. – в созвездии Кассиопеи, в 1604 г. – в созвездии Змееносца. Первая из этих сверхновых описана как “звезда-гостья” китайскими и японскими астрономами, вторая – Тихо Браге, а третью наблюдал Иоганн Кеплер. Блеск сверхновых 1054 г. и 1572 г. превосходил блеск Венеры, и эти звезды были видны днем. Со времени изобретения телескопа (1609 г.) в нашей звездной системе не наблюдалось ни одной сверхновой звезды (возможно, что некоторые вспышки остались незамеченными). Когда же появилась возможность исследовать другие звездные системы, в них стали часто открывать новые и сверхновые звезды.
23 февраля 1987 г. сверхновая звезда вспыхнула в Большом Магеллановом Облаке (созвездие Золотой Рыбы) – самом большом спутнике нашей Галактики. Впервые после 1604 г. сверхновую звезду можно было видеть даже невооруженным глазом. До вспышки на месте сверхновой находилась звезда 12-й звездной величины. Максимального блеска 4 m звезда достигла в начале марта, а затем стала медленно угасать. Ученым, наблюдавшим сверхновую с помощью телескопов крупнейших наземных обсерваторий, орбитальной обсерватории “Астрон” и рентгеновских телескопов на модуле “Квант” орбитальной станции “Мир”, удалось впервые проследить весь процесс вспышки. Наблюдения проводились в разных диапазонах спектра, включая видимый оптический диапазон, ультрафиолетовый, рентгеновский и радиодиапазоны. В научной печати появлялись сенсационные сообщения о регистрации нейтринного и, возможно, гравитационного излучения от взорвавшейся звезды. Были уточнены и обогащены новыми результатами модели строения звезды в фазе, предшествующей взрыву.
Расстояние до сверхновой (CH 1987 A) – не менее 160 тыс. св. лет (5 кпк). Поэтому на самом деле звезда вспыхнула не в 1987 г., а на 180 тыс. лет раньше! Если бы вспышка произошла на расстоянии 10 пк от нас, то сверхновая освещала бы Землю лучше, чем Луна в полнолуние.
Просто о сложном: новая и сверхновая
Новыми называют двойные звездные системы, представленные белым карликом и красным гигантом (в некоторых случаях солнцеподобной звездой).
© modafinilsale.com
Они характеризуются запредельно быстрым возрастанием яркости в тысячи, а иногда в миллионы раз всего за несколько часов, а после этого за несколько месяцев или лет яркость возвращается к первоначальному показателю.
В Млечном Пути ежегодно вспыхивает до 200 новых, но астрономам удается наблюдать только единицы из них.
Период вращения звезд в такой системе относительно друг друга составляет несколько часов, что указывает на небольшую дистанцию между объектами и очень сильное взаимодействие. Когда крупнейший компонент в ходе эволюционного развития «раздувается» до определенного размера, то часть вещества попадает на белый карлик. Так как температура звезд различается, то попавшее вещество провоцирует взрывную ядерную реакцию и это объясняет сильное изменение яркости в сторону роста.
© leafimagepicxes.pw
После этого происходит охлаждение, которое может длиться от нескольких десятилетий до тысячелетий. Затем вещество вновь попадает на белый карлик и вспышка повторяется. Данное явление похоже на сверхновую, но вызывают его совершенно иные процессы.
Сверхновые
Вспышка сверхновой возникает на финальной стадии эволюции гигантских и сверхгигантских светил. Причина — гравитационный коллапс.
В момент взрыва вырывается объем энергии, сравнимый с объемом энергии, производимой крупной звездой за весь жизненный цикл. В среднем, за 10 секунд взрыва выделяется столько энергии, сколько Солнце произведет за 10 миллиардов лет.
Взрывы сверхновых играют одну из ключевых ролей в эволюции Вселенной, так как во время вспышки выбрасывается огромное количество материи, которая меняет состав окружающей среды за счет ее обогащения металлами. Помимо этого происходит уплотнение туманностей, и запускается механизм звездообразования.
Отметим, что после взрыва звезда никуда не исчезает, а оставляет после себя нейтронную звезду, пульсар или черную дыру (это будет зависеть от массы).
Наблюдения за сверхновыми позволили установить, что скорость расширения достигает нескольких тысяч километров в секунду.
Гравитационный коллапс звезды
Крайне быстрое сжатие огромной звезды под воздействием сил гравитации. Для этого светилу нужно быть минимум на 150% массивней нашего Солнца.
Внутренне давление при этом нарастает и если его будет достаточно, чтобы остановить коллапс, то после взрыва сверхновой останется нейтронная звезда или пульсар. Если же внутренних сил будет недостаточно из-за слишком большой массы, чтобы остановить гравитационный коллапс, то после взрыва сверхновой останется черная дыра.
Космические супербомбы: что такое новые и сверхновые звёзды, и как они взрываются
Ещё 2,5 тысячи лет тому назад древние астрономы заметили необычное явление: на небосводе внезапно вспыхивает необычайно яркая звезда, превосходящая по яркости большинство видимых небесных тел; в течение короткого времени она сияет с пугающей интенсивностью, но затем быстро (в течение года-полутора) уменьшает свою яркость пока, наконец, не исчезает.
Почему так происходит, древние астрономы, конечно же, понять не могли: разобраться в физике данного явления мы в общих чертах сумели лишь во второй половине XX века, да и то не на все вопросы у нас уже есть ответ.
В 1572 году датский астроном Тихо Браге описал свои наблюдения за одним из таких явлений. Так как случилось оно в части неба, где раньше ничего интересного не наблюдалось, Браге подумал, что имеет дело с рождением новой звезды (de stella nova на латыни), о чём и написал в своих заметках о явлении.
По мере развития телескопов, новые «новые» стали фиксировать всё чаще. Если, к примеру, с 6 века до нашей эры по 19 век было зарегистрировано порядка 100 таких объектов, то в XIX веке они наблюдались уже практически ежегодно. По мере накопления наблюдательного материала, стало ясно, что новая новой – рознь. Некоторые из таких вспыхивали гораздо ярче других, и их выделили в отдельный класс – сверхновые (supernova).
Русское название, кстати, ещё менее удачное, чем предыдущее: кажется, что речь идёт о «более новой» (в смысле возраста) звезде, тогда как на самом деле приставка «сверх» обозначает яркость, т.е. масштаб явления.
Дальше: больше. Во-первых, выяснилось, что взрывы новых и сверхновых представляют собой принципиальной разные процессы. Во-вторых, оказалось, что и сверхновые вызваны различными явлениями, лишь внешне выглядящими похоже, да и то только на первый взгляд. В-третьих, были обнаружены аномальные сверхновые, яркость которых на порядки превосходила яркость обычных сверхновых. Их назвали гиперновыми, и насчёт их природы до сих пор идут дискуссии.
Но начнём мы именно с самого часто встречающегося случая – с обычных новых.
Вторая молодость старой звезды
В принципе, белый карлик – это конец истории звезды: никаких реакций в нём не идёт, и он просто летает по космосу, медленно отдавая в окружающее пространство ранее накопленную энергию. По сути это огарок — но огарок достаточно массивный и очень плотный.
Однако если рядом с белым карликом есть другая звезда, то могут начать происходить более интересные вещи.
Белый карлик может силой своей гравитации воровать материю у звезды-партнёра: вещество из внешних слоёв такой звезды начинает медленно перетекать к белому карлику.
При этом следует помнить, что температура во внешних слоях звезды существенно ниже, чем нужно для возникновения ядерных реакций. Поэтому даже в звёздах, в ядрах которых сгорел уже весь водород, и горит уже более сложное топливо (например, гелий) поверхностные слои могут быть ещё быть достаточно богаты водородом. И именно этот относительно холодный водород начинает перетекать к белому карлику. Сжимаясь под действием его гравитации, он постепенно нагревается, достигая в итоге температур, при которых запускаются реакции термоядерного синтеза.
Нормальные звёзды обладают своеобразным механизмом саморегуляции, благодаря которому они относительно ровно горят, а не взрываются, подобно гигантским термоядерным бомбам. Объём звезды определяется равновесием между гравитацией звезды (стремящейся её сжать) и внутренним давлением. Последнее, в свою очередь, определяется интенсивностью реакций внутри звезды, а те, в свою очередь, зависят от температуры. Если интенсивность реакций по какой-то причине увеличивается, внутреннее давление возрастает, звезда расширяется, из-за расширения её температура снижается в соответствии с законами термодинамики, и реакция приходит в норму.
Но белые карлики из-за своего огромного сжатия состоят не из обычного, а из так называемого вырожденного газа, в котором частицы упакованы достаточно плотно для того, чтобы начали проявляться квантовые эффекты. Один из них заключается в том, что давление такого газа не зависит от температуры.
После вспышки белый карлик приходит в своё нормальное состояние, и всё возвращается на круги своя. Среди прочего, возобновляется и переток материала звезды-партнёра к белому карлику – то есть, запускается процесс подготовки нового взрыва. Другой вопрос, что занимать он может годы и десятилетия – а может сотни, тысячи или даже миллионы лет.
А что же сверхновые? Здесь всё сложнее, потому что под одним названием скрывается несколько совершенно разных процессов.
Сверхновые бывают двух основных типов, выделенных чисто по внешним признакам, когда до понимания физики процесса было ещё далеко. В излучении вспышек типа I отсутствуют линии водорода, во вспышках типа II они есть. Позже сверхновые типа I дополнительно разделили на типы Ia и Ib/с: у сверхновых Ia в спектре присутствуют линии кремния, у сверхновых типа Ib/с их нет.
Как это нередко бывает, впоследствии выяснилось, что классификация по внешним признакам оказалась не самой удачной: с физической точки зрения сверхновые типа Ib/с более близки к сверхновым типа II, чем к сверхновым типа I. Но – обо всём по порядку.
Сиять так сиять!
Сверхновые типа Ia во многом похожи на новые в том смысле, что для взрыва также требуется система из двух звёзд, по крайней мере одна из которых является белым карликом. Но только на сей раз оба компонента такой системы должны быть белыми карликами.
Грубо говоря, один белый карлик поглощает достаточно массы (и, соответственно, достаточно нагревается) для того, чтобы реакция синтеза кремния из углерода и кислорода всё-таки запустилась. Именно этот кремний и даёт характерные следы в спектрах взрывов таких сверхновых.
При этом мы помним: речь идёт о белом карлике, то есть, о звезде, состоящей из равномерно нагретого вырожденного газа. Поэтому когда в такой звезде достигаются условия для запуска термоядерной реакции углерода и кислорода, они одновременно достигаются во всём её объёме. И всё вещество звезды почти мгновенно вступает в реакцию, выделяя колоссальные объёмы энергии.
Проще говоря, в момент взрыва сверхновые типа Ia во всей Вселенной, похоже, перед взрывом имеют одни и те же параметры. А значит, и количество излучаемой ими энергии должно быть одинаковым. Соответственно, измерив яркость, с которой мы видим их с Земли, можно рассчитать расстояние до этих объектов, и сравнить его с расстоянием до них, полученных другими методами, основывающимися на наших представлениях о природе Вселенной (закон Хаббла).
А это, в свою очередь, позволяет нам проверить правильность этих представлений. В частности, именно наблюдения за удалёнными сверхновыми типа Ia привели учёных к мысли, что Вселенная расширяется со всё возрастающей скоростью, чего раньше не предполагали.
Нейтринный взрыв
Что же до сверхновых типа Ib/c и II, то их взрывы вызываются принципиально иными процессами. Сразу оговоримся: полной ясности на этот счёт у современной физики нет, и считающаяся общепризнанной модель этого процесса имеет достаточно много белых пятен.
Главными героями при взрывах также являются объекты из вырожденного газа – либо уже сформировавшиеся белые карлики (Ib/c), либо ядра звёзд, окружённые оболочками из более лёгких элементов (II).
Выше мы уже говорили, что вырожденный газ белых карликов – это самое плотное состояние, которого может достигнуть материя. Но это верно лишь отчасти. Несжимаемость такого газа объясняется квантовым взаимодействием («отталкиванием») между составляющими вещество частицами: электронами и атомными ядрами. Белые карлики вырождены именно в смысле взаимодействия между электронами (так и говорят: газ, вырожденный по электронам). Если бы электроны куда-то делись, то вещество можно было бы сжать ещё плотнее.
И в природе существует процесс, позволяющий вырожденному газу избавиться от электронов. Он называется «электронный захват». В процессе него протон атомного ядра захватывает электрон и превращается в нейтрон. При этом выделяется достаточно значительная энергия (преимущественно в виде крошечных частичек, известных как нейтрино). Если такой процесс начинает происходить массово, то в его результате вещество почти полностью лишается и протонов, и электронов, и оказывается состоящим практически полностью из одних нейтронов. А для такого вещества оказывается возможной куда большая плотность упаковки, нежели для вещества белого карлика.
Процесс образования такого вещества из вырожденного электронного газа называется нейтронизацией.
Образуется нейтронная звезда – ещё более плотная, чем белый карлик: массы порядка солнечных в ней упакованы в шар диаметром в 10-15 километров, то есть размером с город.
Для того, чтобы процесс электронного захвата мог идти по-настоящему активно, температура звезды должна составлять порядка 10 миллиардов градусов. Такие температуры достигаются лишь в ядрах массивных звёзд порядка 10-12 масс Солнца. Звёзды меньшего размера, вероятно, не могут породить взрывы сверхновых типа Ib/c и II.
Но если это условие выполняется, то процесс начинает развиваться достаточно бурно. Причём энергия не только бурно выделяется, но и бурно уносится за пределы вырожденного ядра.
Обычные звёзды излучают преимущественно энергию в виде фотонов, и только с поверхности: родившиеся внутри звезды фотоны поглощаются её же веществом, затем переизлучаются им, и так (довольно медленно) движутся к поверхности. При нейтронизации же энергия выделяется в виде нейтрино, для которого вещество звезды прозрачно. Поэтому энергия выделяется не только с поверхности, но и из всего объёма звезды. Звезда как бы вскипает!
Звёзды типа Ib/c, вероятно, представляют собой старые звёзды, уже лишившиеся всего своего водорода, а зачастую гелия и даже более поздних элементов. По сути вырожденное ядро занимает весь или почти весь объём такой звезды перед взрывом.
Сверхновые типа II, по всей видимости, представляют собой ещё более массивные звёзды, в центре которых уже могло успеть (больше масса – быстрее процессы ядерных реакций!) сформироваться кремниевое, а то и железно-никелевое ядро, но во внешних слоях ещё остались более лёгкие элементы: звезда представляет собой своего рода слоёный пирог.
Соответственно, хотя природа взрывов сверхновых типа Ib/c и типа II схожа, результаты выглядят довольно по-разному. При взрыве сверхновых типа Ib/c энергия выделяется непосредственно в виде нейтрино и фотонов, в меньшей степени – в виде разогнанных до околосветовых скоростей потоков частиц, тогда как в случае со сверхновыми типа II она передаётся от вырожденного ядра наружной оболочке из более лёгких элементов, вызывая в ней своеобразную ударную волну (как именно это происходит, физикам до конца неясно).
Тяжелее, ярче, мощнее… загадочнее
Что же касается взрывов гиперновых, которые в 10-100 раз ярче самых ярких сверхновых, то полной их теории нет. Причём вероятно, что такие взрывы являются результатом нескольких весьма различных по природе процессов.
Процесс рождения электрон-позитронных пар активно расходует энергию звезды, нарушая её термодинамическое равновесие. В итоге звезда всё сильнее сжимается и нагревается – до тех пор, пока всё или почти всё её вещество не окажется вовлечённым в термоядерную реакцию, которая приобретает взрывной характер.
Считается, что в результате таких взрывов звезда полностью разрушается, избегнув превращения в нейтронную звезду или чёрную дыру.
Третья версия – образование так называемых кварковых звёзд, в которых отсутствуют уже не только привычные нам атомные ядра (как в нейтронных звёздах), но разрушаются от колоссальных давлений и температур даже и сами нейтроны, а вещество оказывается в состоянии кварк-глюонной плазмы.
Несмотря на разрушительный характер взрывов сверхновых и гиперновых, они, вероятно, сыграли важную роль в формировании нашей Вселенной такой, какой мы её знаем. В частности, считается, что именно в ходе таких процессов возникли все элементы тяжелее железа. Так что если энергия, которая выделяется при сжигании, к примеру, каменного угля или нефти – это в некотором роде «консервированная» энергия излучения Солнца, то энергия атомной электростанции, работающей на уране, есть ни что иное, как энергия взрыва сверхновой звезды, случившегося миллиарды лет тому н