Взрыв звезды смерти: как сверхновые умирают на небе

Как получаются новые сверхновые звезды

По мнению ученых, внутри звезды происходит резкое увеличение массы вещества, которое участвует в термоядерных реакциях. Проще говоря, происходит взрыв. Однако это явление происходит в множественных звездных системах. Но, например, звезда главной последовательности (ее процессы) находится в равновесии и не может вызвать выброс.

Какая звезда превращается в сверхновую?

Фактически, взрыв сверхновой звезды отличается от других взрывов.
Как оказалось, в их спектрах нет линий водорода. Это означает, что в предвспышечной фазе в таких звездных телах его очень мало. Однако масса производимого ими вещества довольно высока. Он в основном состоит из углерода, кислорода и других тяжелых элементов.

Кроме того, при спектральном анализе наблюдается сдвиг линии кремния. Показаны ядерные реакции, происходящие во время высвобождения.

Таким образом, предполагается, что в прошлом сверхновая была карликом. Скорее всего, представитель белого углерода-кислорода.

Белый Гном

Типы сверхновых звезд

Следует отметить, что их обозначение начинается с типа (SN) и года открытия. И заканчивается буквами, обозначающими серийный номер предмета в данном году. Например, в зависимости от времени они сначала называются от A до Z, затем используются aa, ab, ac и т.д.

Конечно, представители одного типа телосложения никогда не могут быть абсолютно идентичными. Они отличаются друг от друга. В основном отличается их яркость, характер происхождения, то есть образование.

Следовательно, есть два типа:

Тип I. В двойной системе (от белого карлика и более массивного компаньона) материя переходит в компонент карлика. Результат — взрыв, сжатие и образование нейтронной звезды.

что интересно, в их спектре нет водорода. По этому показателю по составу они делятся на подтипы Ia, Ib и Ic.

Сверхновая типа Ib SN 2008D

Кроме того, период максимальной яркости длится около двух-трех дней. Но есть высокий уровень блеска.

Тип II: гигант или сверхгигант большого размера взрывается, а его ядро ​​разрушается. Его элементы очень быстро разлетаются в разные стороны.

правда, в таких объектах в спектре наблюдаются линии водорода. Также сгруппированы по подтипам: II-L, II-P, IIb и IIn.

Кроме того, для второго типа характерно более продолжительное увеличение яркости. Хотя он ниже и убывает быстрее, в отличие от первого типа.

Интересные факты про сверхновые звезды

интересно, что их обнаруживают уже после вспышки. В тот момент, когда выделяемая ими энергия, то есть излучение, достигает атмосферы Земли. Только тогда это можно будет наблюдать.
В действительности, поэтому в течение долгого времени такие объекты, как сверхновые, были непостижимыми и загадочными.

Что остается на месте вспышки сверхновой звезды

Кстати, после взрыва остается образование газа и пыли, а также следы веществ, участвующих в жизни космического тела. Кроме того, то, что уцелело, называется остатком сверхновой.

Другими словами, остаток сверхновой — это туманность, которая образовалась после взрыва звезды и превратилась в сверхновую. При разрыве оболочки ее частицы разлетаются, образуется ударная волна. Которая, в свою очередь, тоже быстро расширяется, и из нее получается газо-пылевой участок. Он содержит, среди прочего, звездный материал и материю из космоса, к которым присоединяется эта волна.

Конечно, остаток, как и сама эпидемия, наблюдается через некоторое время. Иногда только через сотни лет.

Классификация сверхновых

Звезда может стать сверхновой двумя способами:

• Сверхновая типа I: звезда накапливает материю от своего ближайшего соседа до тех пор, пока не начнется цепная ядерная реакция.
• Сверхновая второго типа: у звезды заканчивается ядерное топливо и она коллапсирует под действием собственной гравитации.

Тип I

Они происходят из двойных звездных систем, в которых углеродно-кислородный белый карлик притягивает вещество своего компаньона (аккреция). В этом сценарии на белом карлике накапливается столько массы, что его ядро ​​достигает критической плотности 2 x 109 г / см³. Этого достаточно, чтобы привести к неконтролируемому слиянию углерода и кислорода, что приведет к взрыву звезды.

Белый карлик извлекает вещество из звезды-компаньона. В конце концов, это приведет к взрыву белого карлика.

Тип II

Чтобы звезда взорвалась как сверхновая типа II, она должна быть в несколько раз массивнее Солнца (по оценкам, от 8 до 15 масс Солнца). Как и у Солнца, у него в конечном итоге закончится водород, а значит, и гелий в его ядре. Однако у такой звезды будет достаточно массы и давления, чтобы расплавить углерод. Вот что происходит дальше:

• Постепенно более тяжелые элементы накапливаются в центре, а более легкие элементы стремятся к внешней стороне звезды.
• Как только ядро ​​звезды превышает определенную массу (предел Чандрасекара), звезда начинает взрываться (по этой причине эти сверхновые звезды также известны как сверхновые с коллапсом ядра).
• Сердцевина нагревается и становится плотнее.
• В конце концов, имплозия отскакивает от ядра, выбрасывая звездный материал в космос, образуя сверхновую.

Остается сверхплотный объект, называемый нейтронной звездой. Это объект размером с город, который может иметь массу больше нашего Солнца.

Есть подкатегории сверхновых типа II, классифицируемые в соответствии с их кривыми блеска. Свет от сверхновых типа II-L неуклонно уменьшается после взрыва, в то время как свет типа II-P остается стабильным в течение некоторого времени, прежде чем ослабнет. Оба типа имеют водородную сигнатуру в своих спектрах.

По словам астрономов, звезды, которые намного массивнее Солнца (около 20-30 масс Солнца), не могут взорваться, как сверхновые. Вместо этого они схлопываются, образуя черные дыры.

В 2018 году в ходе своих наблюдений ученые огласили данные о возможном открытии нового третьего типа сверхновых, еще не исследованных. В ходе этих наблюдений было зарегистрировано 72 кратковременных вспышки с температурами от 10 до 30 тысяч ° C и размерами от единиц до нескольких сотен эл. Главная особенность этих космических событий заключается в их относительно небольшой продолжительности — всего несколько недель, а не несколько месяцев, как в обычных сверхновых.

Вспышка сверхновой звезды

При жизни огненного светила идет непримиримая борьба разнонаправленных сил. В центре звездной массы гравитация сжимает звезду со всей силой, пытаясь превратить огромный огненный шар в футбольный мяч. Термоядерные реакции, кипящие в толще звездных масс и на поверхности, пытаются разбить звезду на мелкие кусочки.

В толще молодой звезды запасы водорода огромны, и благодаря постоянным реакциям образования гелия из атомов водорода силы тяжести и термоядерные реакции находятся в относительном равновесии.

Но ничто не длится вечно, и через пару миллиардов лет запасы водорода истощаются, и некогда активная звезда стареет. Ядро превращается в кусок раскаленного гелия, по краям которого горит водород. В предсмертных конвульсиях последние запасы водорода истощаются, и теперь небесное тело не может противостоять собственной гравитации.

Звезда сжимается и сжимается в несколько сотен тысяч раз. И при этом практически весь запас звездной энергии выделяется наружу. Последний вздох умирающей звезды — это яркий взрыв, который астрономы описывают в анналах и трактатах как рождение сверхновой.

Взрыв невероятной мощности с точки зрения яркости превышает яркость всей галактики, а космический ветер несет тяжелые элементы через межзвездное пространство. 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 — это остатки некогда умершей сверхновой. После взрыва звезда превращается в нейтронную звезду или черную дыру, в зависимости от ее первоначальной массы. Процессы, происходящие на поверхности звезды, описаны на странице 168 «Астрономия. 10-11 степени »Воронцова-Вельяминова.

В зависимости от типа мертвой звезды различают:

• сверхновая типа I, когда происходит взрыв белого карлика с массой до 1,4 солнечной;
• сверхновые типа II с исходной массивной звездой в 8-15 раз больше Солнца.

При взрыве сверхновой звезда умирает навсегда, превращаясь в черную дыру или нейтронную звезду.

Взрыв новой звезды не менее впечатляющий (ведь яркость незначительного небесного тела увеличивается с 50 тысяч до 100 тысяч раз), но более частый. Обычно это происходит в двухзвездной системе, где планета намного старше и по своему возрасту находится на главной последовательности или уже перешла в стадию красного гиганта и уже успела заполнить свою полость Роша, а вторая звезда — белая карлик. В результате тесного взаимодействия газ, содержащий до 90% водорода, течет к белому карлику от ближайшего гиганта через близость точки Лагранжа L1.

Материал, полученный карликом, образует аккреционный диск вокруг меньшей звезды. Скорость аккреции на белом карлике является постоянной величиной, и, зная параметры звезды-компаньона и соотношение масс компонентов двойной, это значение можно вычислить.

Но жадность никого к добру не привела, и при избытке водорода вокруг белого карлика происходит взрыв невероятной силы, а если масса белого карлика достигает 1,4 солнечной, происходит необратимый взрыв сверхновой.

Подводя итог вышесказанному, новую звезду называют взрывом из-за термоядерных реакций на поверхности маленькой плотной звезды. А в результате взрыва сверхновой происходит сжатие ядра огромной звезды, ее масса в десятки раз больше, чем у Солнца, с полным разрушением окружающих звезду слоев.

И, как иногда шутят астрономы, «я не могу знать, был ли распят Христос за меня, но я уверен, что мое тело было создано из остатков сотен звезд».

Крабовидная туманность, которую мы можем наблюдать с помощью космических телескопов на красивых изображениях космоса, — та же таинственная сверхновая, описанная наблюдателями в арабских странах и Китае в 1054 году.

Но эта удача выпала не только на долю древних астрономов.

В феврале 1987 года астрономы зафиксировали яркое свечение в Большом Магеллановом Облаке, галактике, расположенной всего в 168 000 световых лет от Солнечной системы. Поскольку это была первая сверхновая, зарегистрированная в 1987 году, она получила название SN 1987A.

Любителям астрономии в Южном полушарии повезло. В течение нескольких недель яркое небесное тело величиной 4 звездной величины было доступно для наблюдения невооруженным глазом.

это была первая сверхновая, взорвавшаяся на таком близком расстоянии с момента изобретения телескопа. А благодаря современному оборудованию ученые смогли изучить ее фотометрические и спектральные характеристики, и более тридцати лет астрономы наблюдали превращение сверхновой в расширяющуюся газовую туманность.

Рождение сверхновой звезды

Современные ученые официально предсказывают, что в 2022 году земные астрономы смогут наблюдать самый яркий взрыв сверхновой невооруженным глазом. На расстоянии 1800 световых лет от нашей голубой планеты, в созвездии Лебедя, катастрофа настигнет замкнутую двойную систему KIC 9832227.

Возможно, это будет первый эпизод в истории, в котором астрономы будут наблюдать, цепляясь за окуляры телескопов, катастрофу во всеоружии, но не в силах ее предотвратить. Яркая вспышка сверхновой будет видна на небе в созвездии Лебедя и Северного Креста.

Звездная смерть

В среднем сверхновая будет происходить примерно раз в 50 лет в галактике размером с Млечный Путь. Другими словами, где-то во Вселенной звезды взрываются каждую секунду или около того, и некоторые из них находятся недалеко от Земли.

То, как умирает звезда, частично зависит от ее массы. У нашего Солнца, например, недостаточно массы, чтобы взорваться как сверхновая. Вместо этого через пару миллиардов лет он превратится в красного гиганта, поглотит близлежащие планеты, а затем превратится в белого карлика. Но при правильной массе звезда может загореться огненной очередью.

Сверхновые звезды и их примеры

Можно выделить некоторых из самых известных представителей: SN 1572 (ее еще называют звездой Тихо Браге, поскольку он дал ее описание), SN1604, SN 1987A и SN 1993J.

Например, среди этого типа светильников отмечается, что SN 1987A — самое яркое в прошлом веке, а SN 2006gy по-прежнему остается лидером этого века.

Кстати, знаменитая Крабовидная туманность — это остаток SN1054.