Примеры цунами произошедшие в 21 веке. Самые разрушительные цунами в истории
Сверхновые звезды
Сверхно́вые звёзды - звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе.
Термином «сверхновые» были названы звёзды , которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд» . На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды. Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет - то I типа.
Физика сверхновых звёзд
Сверхновые II типа
По современным представлениям, термоядерный синтез приводит со временем к обогащению состава внутренних областей звезды тяжёлыми элементами. В процессе термоядерного синтеза и образования тяжёлых элементов звезда сжимается, а температура в её центре растёт. (Эффект отрицательной теплоёмкости гравитирующего невырожденного вещества.) Если масса ядра звезды достаточно велика (от 1,2 до 1,5 масс Солнца), то процесс термоядерного синтеза доходит до логического завершения с образованием ядер железа и никеля . Внутри кремниевой оболочки начинает формироваться железное ядро. Такое ядро вырастает за сутки и коллапсирует менее, чем за 1 секунду, как только достигнет чандрасекаровского предела . Для ядра этот предел составляет от 1,2 до 1,5 массы Солнца. Вещество падает внутрь звезды, причём отталкивание электронов не может остановить падения. Центральное ядро сжимается все сильнее, и в некоторый момент из-за давления в нём начинают идти реакции нейтронизации - протоны начинают поглощать электроны , превращаясь в нейтроны . Это вызывает быструю потерю энергии, уносимой образующимися нейтрино (т.н. нейтринное охлаждение). Вещество продолжает разгоняться, падать и сжиматься до тех пор, пока не начинает сказываться отталкивание между нуклонами атомного ядра (протонами, нейтронами). Строго говоря, сжатие происходит даже более этого предела: падающее вещество по инерции превосходит точку равновесия из-за упругости нуклонов на 50% ("максимальное стискивание"). Процесс коллапса центрального ядра настолько быстр, что вокруг него образуется волна разрежения. Тогда вслед за ядром к центру звезды устремляется и оболочка. После этого "сжатый резиновый мяч отдаёт назад", и ударная волна выходит во внешние слои звезды со скоростью от 30000 до 50000 км/с. Внешние части звезды разлетаются во все стороны, а в центре взорвавшейся области остаётся компактная нейтронная звезда или чёрная дыра . Это явление называется взрывом сверхновой II типа. Взрывы эти различны по мощности и другим параметрам, т.к. взрываются звёзды различной массы и различного химического состава. Есть данные, что при взрыве сверхновой II типа энергии выделяется не многим больше, чем при взрыве I типа, т.к. пропорциональная часть энергии поглощается оболочкой, но, возможно, что это не всегда так.
В описанном сценарии имеется ряд неясностей. В ходе астрономических наблюдений установлено, что массивные звёзды действительно взрываются, в результате чего образуются расширяющиеся туманности, а в центре остаётся быстро вращающаяся нейтронная звезда, излучающая регулярные импульсы радиоволн (пульсар). Но теория показывает, что идущая наружу ударная волна должна расщеплять атомы на нуклоны (протоны, нейтроны). На это должна тратиться энергия, в результате чего ударная волна должна погаснуть. Но почему-то этого не происходит: ударная волна за несколько секунд достигает поверхности ядра, далее - поверхности звезды и сдувает вещество. Рассматриваются несколько гипотез для разных масс, но они не кажутся убедительными. Возможно, в состоянии "максимального стискивания" или в ходе взаимодействия ударной волны с продолжающим падать веществом в силу вступают какие-то принципиально новые и неизвестные нам физические законы. Кроме того, при взрыве сверхновой с образованием чёрной дыры возникают следующие вопросы: почему вещество после взрыва не полностью поглощается чёрной дырой; имеется ли идущая наружу ударная волна и почему она не тормозится и имеется ли что-то аналогичное "максимальному стискиванию"?
Сверхновые типа Ia
Несколько другим выглядит механизм вспышек сверхновых звёзд типа Іа (SN Ia). Это так называемая термоядерная сверхновая, в основе механизма взрыва которой лежит процесс термоядерного синтеза в плотном углеродно -кислородном ядре звезды. Предшественниками SN Ia являются белые карлики с массой, близкой к пределу Чандрасекара . Принято считать, что такие звезды могут образовываться при перетекании вещества от второй компоненты двойной звёздной системы . Это происходит, если вторая звезда системы выходит за пределы своей полости Роша или относится к классу звёзд со сверхинтенсивным звёздным ветром . При увеличении массы белого карлика постепенно увеличивается его плотность и температура. Наконец, при достижении температуры порядка 3×10 8 K, возникают условия для термоядерного поджигания углеродно -кислородной смеси. От центра к внешним слоям начинает распространяться фронт горения, оставляя за собой продукты горения - ядра группы железа . Распространение фронта горения происходит в медленном дефлаграционном режиме и является неустойчивым к различным видам возмущений. Наибольшее значение имеет Релей-Тейлоровская неустойчивость, которая возникает из-за действия архимедовой силы на лёгкие и менее плотные продукты горения, по сравнению с плотной углеродно -кислородной оболочкой. Начинаются интенсивные крупномасштабные конвективные процессы, приводящие к ещё большему усилению термоядерных реакций и выделению необходимой для сброса оболочки сверхновой энергии (~10 51 эрг). Скорость фронта горения увеличивается, возможна турбулизация пламени и образование ударной волны во внешних слоях звезды.
Другие типы сверхновых
Существуют также SN Ib и Ic, предшественниками которых являются массивные звезды в двойных системах , в отличие от SN II, предшественниками которых являются одиночные звезды.
Теория сверхновых
Законченной теории сверхновых звёзд пока не существует. Все предлагаемые модели являются упрощёнными и имеют свободные параметры, которые необходимо настраивать для получения необходимой картины взрыва. В настоящее время в численных моделях невозможно учесть все физические процессы, происходящие в звёздах и имеющие значение для развития вспышки. Законченной теории звёздной эволюции также не существует.
Заметим, что предшественником известной сверхновой SN 1987A , отнесённой ко второму типу, является голубой сверхгигант , а не красный , как предполагалось до 1987 года в моделях SN II. Также, вероятно, в её остатке отсутствует компактный объект типа нейтронной звезды или чёрной дыры, что видно из наблюдений.
Место сверхновых во Вселенной
Согласно многочисленным исследованиям, после рождения Вселенной , она была заполнена только лёгкими веществами - водородом и гелием . Все остальные химические элементы могли образоваться только в процессе горения звёзд. Это означает, что наша планета (и мы с вами) состоим из вещества, образовавшегося в недрах доисторических звезд и выброшенного когда-то во взрывах сверхновых.
По расчётам учёных, каждая сверхновая II типа производит активного изотопа алюминия (26Al) около 0,0001 массы Солнца. Распад этого изотопа создаёт жёсткое излучение, которое длительно наблюдалось, и по его интенсивности рассчитано, что содержание в Галактике этого изотопа - менее трёх солнечных масс. Это означает, что сверхновые II типа должны взрываться в Галактике в среднем два раза в столетие, чего не наблюдается. Вероятно, в последние века многие подобные взрывы не замечались (происходили за облаками космической пыли). Поэтому большинство сверхновых наблюдается в других галактиках . Глубокие обзоры неба на автоматических камерах, соединённых с телескопами, позволяют сейчас астрономам открывать более 300 вспышек в год. В любом случае сверхновой звезде давно пора взрываться...
По одной из гипотез ученых, космическое облако пыли, появившееся в результате вспышки сверхновой, может держатся в космосе около двух или трёх миллиардов лет!
Наблюдения сверхновых звёзд
Для обозначения сверхновых астрономы используют следующую систему: сначала записываются буквы SN (от латинского S uperN ova), затем год открытия, а затем латинскими буквами - порядковый номер сверхновой в году. Например, SN 1997cj обозначает сверхновую звезду, открытую 26 * 3 (c ) + 10 (j ) = 88-ой по счету в 1997 году.
Наиболее известные сверхновые звёзды
- Сверхновая SN 1604 (Сверхновая Кеплера)
- Сверхновая G1.9+0.3 (Самая молодая в нашей Галактике)
Исторические сверхновые в нашей Галактике (наблюдавшиеся)
| Сверхновая | Дата вспышки | Созвездие | Макс. блеск | Расстояние (св. года) | Тип вспышки | Длительность видимости | Остаток | Примечания |
| SN 185 | , 7 декабря | Центавр | -8 | 3000 | Ia ? | 8 - 20 месяцев | G315.4-2.3 (RCW 86) | китайские летописи: наблюдалась рядом с Альфой Центавра. |
| SN 369 | не известно | не известно | не известно | не известно | 5 месяцев | не известно | китайские летописи: положение известно очень плохо. Если она находилась вблизи галактического экватора, весьма вероятно, что это была сверхновая, если же нет, она, скорее всего, была медленной новой. | |
| SN 386 | Стрелец | +1.5 | 16,000 | II ? | 2-4 месяца | |||
| SN 393 | Скорпион | 0 | 34000 | не известно | 8 месяцев | несколько кандидатур | китайские летописи | |
| SN 1006 | , 1 мая | Волк | -7,5 | 7200 | Ia | 18 месяцев | SNR 1006 | швейцарские монахи, арабские учёные и китайские астрономы. |
| SN 1054 | , 4 июля | Телец | -6 | 6300 | II | 21 месяц | Крабовидная туманность | на Ближнем и Дальнем Востоке (в европейских текстах не значится, не считая туманных намёков в ирландских монастырских хрониках). |
| SN 1181 | , август | Кассиопея | -1 | 8500 | не известно | 6 месяцев | Возможно, 3C58 (G130.7+3.1) | труды профессора Парижского университета Александра Некэма, китайские и японские тексты. |
| SN 1572 | , 6 ноября | Кассиопея | -4 | 7500 | Ia | 16 месяцев | Остаток сверхновой Тихо | Это событие зафиксировано во многих европейских источниках, в том числе и в записях молодого Тихо Браге . Правда, он заметил вспыхнувшую звезду лишь 11 ноября , но зато следил за ней целых полтора года и написал книгу "De Nova Stella" ("О новой звезде") - первый астрономический труд на эту тему. |
| SN 1604 | , 9 октября | Змееносец | -2.5 | 20000 | Ia | 18 месяцев | Остаток сверхновой Кеплера | С 17 октября её стал изучать Иоганн Кеплер , который, изложил свои наблюдения в отдельной книге. |
| SN 1680 | , 16 августа | Кассиопея | +6 | 10000 | IIb | не известно (не более недели) | Остаток Сверхновой Кассиопея А | замечена Флэмстидом, занес в свой каталог звезду, как 3 Cas. |
См. также
Ссылки
- Псковский Ю. П. Новые и сверхновые звёзды - книга о новых и сверхновых звездах.
- Цветков Д. Ю. Сверхновые Звезды - современный обзор сверхновых звезд.
- Алексей Левин Космические Бомбы - статья в журнале "Популярная Механика"
- Список всех наблюдавшихся вспышек сверхновых звезд - List of Supernovae, IAU
- Students for the Exploration and Development of Space - Supernovae
Примечания
Wikimedia Foundation . 2010 .
- Сверхновые
- Сверхновые звёзды
Смотреть что такое "Сверхновые звезды" в других словарях:
СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ Большой Энциклопедический словарь
Сверхновые звезды - внезапно вспыхивающие звезды, мощность излучения которых во время вспышки (от 1040 эрг/с и выше) во много тысяч раз превосходит мощность вспышки новой звезды. К взрыву сверхновых звезд приводит гравитационный коллапс. При взрыве центральная часть … Астрономический словарь
Сверхновые звезды - внезапно вспыхивающие, так называемые эруптивные, звезды, мощность излучения которых превосходит мощность излучения отдельной галактики (насчитывающей до сотни млрд звезд). Взрыв (вспышка) возникает в результате гравитационного коллапса (сжатия) … Начала современного естествознания
СВЕРХНОВЫЕ ЗВЁЗДЫ - звёзды, вспышки (взрывы) к рых сопровождаются полным энерговыделением =1051 эрг. При всех др. звёздных вспышках выделяется значительно меньше энергии, напр. при вспышках т. н. новых звёзд до 1046 эрг. С. з. в осн. делятся на два типа (I и II). Из … Физическая энциклопедия
Сверхновые звёзды - Сверхновые звезды СВЕРХНОВЫЕ ЗВЁЗДЫ, звезды, внезапно (в течение нескольких суток) увеличивающие свою светимость в сотни миллионов раз. Такая вспышка происходит за счет сжатия центральных областей звезды под действием сил тяготения и сброса (со… … Иллюстрированный энциклопедический словарь
Сверхновые - звёзды звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически… … Википедия
Сверхновые звёзды - звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не … Википедия
сверхновые звёзды - внезапно вспыхивающие звёзды, мощность излучения которых во время вспышки (от 1040 эрг/с и выше) во много тысяч раз превосходит мощность вспышки новой звезды. К взрыву сверхновой звезды приводит гравитационный коллапсевдоним При взрыве… … Энциклопедический словарь
ЗВЕЗДЫ - горячие светящиеся небесные тела, подобные Солнцу. Звезды различаются по размеру, температуре и яркости. По многих параметрам Солнце типичная звезда, хотя кажется гораздо ярче и больше всех остальных звезд, поскольку расположено намного ближе к… … Энциклопедия Кольера
СВЕРХНОВЫЕ ЗВЁЗДЫ - СВЕРХНОВЫЕ ЗВЁЗДЫ, звезды, внезапно (в течение нескольких суток) увеличивающие свою светимость в сотни миллионов раз. Такая вспышка происходит за счет сжатия центральных областей звезды под действием сил тяготения и сброса (со скоростями около 2… … Современная энциклопедия Подробнее
Звезды живут не вечно. Они тоже рождаются и умирают. Некоторые из них, подобно Солнцу, существуют по несколько миллиардов лет, спокойно дотягивают до старости, а потом медленно угасают. Другие проживают куда более короткую и бурную жизнь и к тому же обречены на катастрофическую гибель. Их существование прерывается гигантским взрывом, и тогда звезда превращается в сверхновую. Свет сверхновой озаряет космос: ее взрыв виден на расстоянии многих миллиардов световых лет. Вдруг на небе появляется звезда там, где раньше, казалось бы, ничего и не было. Отсюда и название. Древние считали, что в таких случаях действительно зажигается новая звезда. Сегодня мы знаем, что на самом деле звезда не рождается, а умирает, но название осталось прежним, сверхновая.
СВЕРХНОВАЯ 1987A
В ночь с 23 на 24 февраля 1987 года в одной, из ближайших к нам галактик,. Большом Магеллановом Облаке, отстоящем от нас всего на 163.000 световых лет, в созвездии Золотая Рыба появилась сверхновая. Она стала заметна даже невооруженному глазу, в мае месяце достигла видимой величины +3, а в последующие месяцы постепенно утрачивала яркость, пока вновь не стала невидима без телескопа или бинокля..
Настоящее и прошлое
Сверхновая 1987A, название которой говорит о том, что это была, первая сверхновая, наблюдавшаяся в 1987 году, стала и первой видимой невооруженным глазом с начала эры телескопов. Дело втом, что последний взрыв сверхновой в нашей Галактике наблюдали в далеком 1604-м, когда телескоп, еще не был изобретен.
Но еще важнее, что звезда* 1987A дала современным агрономам первую возможность наблюдать сверхновую на относительно небольшом расстоянии.
А что там было раньше?
Исследование сверхновой 1987A показало, что она относится к типу II. То есть звезда-прародительница или звезда-предшественник, которую удалось обнаружить на более ранних снимках этого, участка неба, оказалась голубым сверхгигантом, чья масса почти в 20 раз превышала массу Солнца. Таким образом, это была очень горячая звезда, которая быстро исчерпала свое ядерное топливо.
Единственное, осталось после гигантского взрыва, - это быстро расширяющееся газовое облако, внутри которого еще никому не удалось разглядеть нейтронную звезду, чьего возникновения теоретически следовало ожидать. Одни астрономы утверждают, что эта звезда все еще окутана выпущенными газами, тогда как другие выдвинули гипотезу, согласно которой вместо звезды там формируется черная дыра.
ЖИЗНЬ ЗВЕЗДЫ
Звезды рождаются в результате гравитационного сжатия облака межзвездного вещества, которое, нагреваясь, доводит свое центральное ядро до температур, достаточных для начала термоядерных реакций. Последующее развитие уже загоревшейся звезды зависит от двух факторов: начальной массы и химического состава, причем первая, в частности, определяет скорость сгорания. Звезды, обладающие более крупной массой, горячее и светлее, но именно поэтому они сгорают раньше. Таким образом, жизнь массивной звезды короче по сравнению со звездой небольшой массы.
Красные гиганты
О звезде, которая сжигает водород, принято говорить, что она находится в «основной фазе». Большая часть жизни любой звезды совпадает именно с этой фазой. Например, Солнце находится в основной фазе уже 5 млрд лет и останется в ней еще надолго, а когда этот период закончится, наше светило перейдет в короткую фазу нестабильности, вслед за которой оно снова стабилизируется, на этот раз в форме красного гиганта. Красный гигант несравнимо крупнее и ярче звезд в основной фазе, но и гораздо холоднее. Антарес в созвездии Скорпион или Бетельгейзе в созвездии Орион - яркие примеры красных гигантов. Их цвет можно сразу же распознать даже невооруженным глазом.
Когда Солнце превратится в красный гигант, его внешние слои «поглотят» планеты Меркурий и Венеру и дойдут до орбиты Земли. В фазе красного гиганта звезды утрачивают значительную часть внешних слоев своей атмосферы, и эти слои образуют планетарную туманность, подобную М57, туманности Кольцо в созвездии Лира, или М27, туманности Гантель в созвездии Лисичка. И та, и другая прекрасно подходят для наблюдения в ваш телескоп.
Дорога к финалу
С этого момента дальнейшая судьба звезды неотвратимо зависит от ее массы. Если она меньше 1,4 массы Солнца, то после окончания ядерного горения такая звезда освободится от своих внешних слоев и сожмется до белого карлика-финальной стадии эволюции звезды с небольшой массой. Пройдут миллиарды лет, пока белый карлик остынет и станет невидим. Напротив, звезда с большой массой (как минимум в 8 раз массивнее Солнца), как только заканчивается водород, выживает за счет сжигания газов тяжелее водорода, таких как гелий и углерод. Пройдя ряд фаз сжатия и расширения, такая звезда через несколько миллионов лет переживает катастрофический взрыв сверхновой, выбрасывая в космос гигантское количество собственного вещества, и превращается в остаток сверхновой. Примерно в течение недели сверхновая превосходит по яркости все звезды своей галактики, а затем быстро темнеет. В центре остается нейтронная звезда, объект небольшого размера, обладающий при этом гигантской плотностью. Если же масса звезды еще больше, в результате взрыва сверхновой появляются не звезды, а черные дыры.
ТИПЫ СВЕРХНОВЫХ
Изучая свет, идущий от сверхновых, астрономы выяснили, что не все они одинаковы и их можно классифицировать зависимости от химических элементов, представленных в их спектрах. Особую роль здесь играет водород: если в спектре сверхновой присутствуют линии, подтверждающие наличие водорода то ее относят к типу II; если же таких линий нет, она причисляется к типу I. Сверхновые типа I разделяют на подклассы la, lb и lс учетом других, элементов спектра.
Разная природа взрывов
Классификация типов и подтипов отражает разнообразие механизмов, лежавших в основе взрыва, и разные типы звезд-предшественниц. Взрывы сверхновых типа таких как SN 1987A, исходят на последней эволюционной стадии звезды, обладающей большой массой (Более чем в 8 раз превышающей массу Солнца).
Сверхновые типа lb и lc возникают в результате коллапса центральных частей массивных звезд, утративших значительную часть их водородной оболочки из-за сильного звездного, ветра или из-за передачи вещества другой звезде в двойной системе.
Разные предшественники
Все сверхновые типа lb, lc и II, происходят от звезд Населения I, то есть от молодых звезд, сосредоточенных в дисках спиральных галактик. Сверхновые типа la, в свою очередь, происходит из старых звезд Населения II, и их можно наблюдать как в эллиптических галактиках, так и в ядрах спиральных галактик. Этот тип сверхновой родом из белого карлика, входящего в состав двойной системы и оттягивающего вещество у своей соседки. Когда масса белого карлика достигает предела устойчивости (его называют пределом Чандрасекара),начинается быстрый процесс слияния ядер углерода, и происходит взрыв, в результате которого звезда выбрасывает наружу большую часть своей массы.
Разная светимость
Разные классы сверхновых отличаются друг от друга не только спектром, но и максимальной светимостью, достигаемой ими во взрыве, и тем, как именно эта светимость снижается с течением времени. Сверхновые типа I, как правило, гораздо ярче сверхновых типа II, но при этом они гораздо быстрее тускнеют. В сверхновых типа I пиковая яркость сохраняется от нескольких часов до нескольких дней, тогда как сверхновые типа II могут просуществовать до нескольких месяцев. Была высказана гипотеза, согласно которой звезды с очень большой массой (в несколько десятков раз превышающей массу Солнца) взрываются еще более бурно, как «гиперновые», а их ядро превращается в черную дыру.
СВЕРХНОВЫЕ В ИСТОРИИ
Астрономы полагают, что в нашей Галактике в среднем взрывается по одной сверхновой каждые 100 лет. Однако количество сверхновых, исторически задокументированных в последние два тысячелетия, не достигает и 10. Одна из причин этого может быть связана с тем, что сверхновые, особенно типа II, взрываются в спиральных ветвях, где межзвездная пыль гораздо плотнее и, соответственно, способна затемнить сияние сверхновой.
Первая из увиденных
Хотя ученые рассматривают и другие кандидатуры, на сегодняшний день принято считать, что первое в истории наблюдение за взрывом сверхновой относится к 185 году н.э. Оно было задокументировано китайскими астрономами. В Китае же отмечались и взрывы галактических сверхновых в 386 и в 393 годах. Затем прошло более 600 лет, и вот, наконец, на небе появилась еще одна сверхновая: в 1006 году в созвездии Волк засияла новая звезда, на этот раз зафиксированная в том числе арабскими и европейскими астрономами. Это ярчайшее светило (чья видимая величина на пике яркости достигала -7,5) оставалось видимым на небе дольше года.
.
Крабовидная туманность
Исключительно яркой была и сверхновая 1054 года (максимальная величина -6), но и ее снова заметили только китайские астрономы, да еще, может быть, американские индейцы. Наверняка это самая известная сверхновая, поскольку ее остаток - Крабовидная туманность в созвездии Телец, которую Шарль Мессье внес в свой каталог под номером 1.
Китайским астрономам мы обязаны и сведениями о появлении в 1181 году сверхновой в созвездии Кассиопея. Там же взорвалась и еще одна сверхновая, на этот раз в 1572 году. Эту сверхновую заметили и европейские астрономы, в том числе Тихо Браге,который описал и ее появление, и дальнейшее изменение ее яркости в своей книге «О новой звезде», чье название и дало начало термину, которым принято обозначать такие звезды.
Сверхновая Тихо
Спустя 32 года, в 1604-м, на небе появилась еще одна сверхновая. Тихо Браге передал эту информацию своему ученику Иоганну Кеплеру, который стал отслеживать «новую звезду» и посвятил ей книгу «О новой звезде в ноге Змееносца». Эта звезда, наблюдаемая и Галилео Галилеем, на сегодняшний день остается последней из видимых невооруженным глазом сверхновых, взорвавшихся в нашей Галактике.
Однако нет никаких сомнений в том, что еще одна сверхновая взорвалась в Млечном Пути, снова в созвездии Кассиопея (это созвездие-рекордсмен насчитывает три галактические сверхновые). Хотя визуальные свидетельства этого события отсутствуют, астрономы нашли остаток звезды и подсчитали, что он должен соответствовать взрыву, произошедшему в 1667 году.
За пределами Млечного Пути, помимо сверхновой 1987A, астрономы наблюдали и вторую сверхновую, 1885, которая взорвалась в галактике Андромеда.
Наблюдение за сверхновыми
Чтобы охотиться за сверхновыми, необходимы терпение и правильный метод.
Первое нужно, так как никто не гарантирует, что вам удастся открыть сверхновую в первый же вечер. Без второго не обойтись, если вы не хотите терять время и действительно стремитесь повысить свои шансы на открытие сверхновой. Основная проблема состоит в том, что физически невозможно предугадать, когда и где произойдет взрыв сверхновой в одной из далеких галактик. Поэтому охотник за сверхновыми должен каждую ночь сканировать небо, проверяя десятки галактик, тщательно отобранных с этой целью.
Что нужно делать
Одна из наиболее распространенных техник состоит в наведении телескопа на ту или иную галактику и сопоставлении ее облика с более ранним изображением (рисунком, фотографией, цифровым изображением), в идеальном варианте приблизительно с тем же увеличением, что и у телескопа, с помощью которого ведутся наблюдения. Если там появилась сверхновая, это сразу бросится вам в глаза. Сегодня многие астрономы-любители располагают оборудованием, достойным профессиональной обсерватории, таким как телескопы с компьютерным управлением и ПЗС-камерами, позволяющими делать фотографии звездного неба сразу в цифровом формате. Но даже в наши дни множество наблюдателей охотятся за сверхновыми, просто наводя телескоп на ту или иную галактику и глядя в окуляр в надежде увидеть, не появится ли где-то еще одна звезда.
Необходимое оборудование
Для охоты за сверхновыми не требуется слишком сложного оборудование Конечно, нужно учитывать мощность вашего телескопа. Дело в том, что у каждого инструмента есть предельная звездная величина, которая зависит от разных факторов, и важнейший из них -диаметр объектива (однако важна и яркость неба, зависящая от светового загрязнения: чем оно меньше, тем выше предельная величина). С помощью вашего телескопа вы можете рассматривать сотни галактик в поисках сверхновых. Однако,прежде чем приступить к наблюдению, очень важно иметь под рукой небесные карты для определения галактик, а также рисунки и фотографии галактик, которые вы планируете наблюдать (в интернете есть десятки ресурсов для охотников за сверхновыми), и, наконец, журнал наблюдений, куда вы будете заносить данные по каждому из сеансов наблюдений.
Ночные трудности
Чем больше охотников за сверхновыми, тем больше шансов заметить их появление непосредственно в момент взрыва, что дает возможность целиком отследить их кривую блеска. С этой точки зрения астрономы-любители оказывают ценнейшую помощь профессионалам.
Охотники за сверхновыми должны быть готовы терпеть ночной холод и влажность. Кроме того, им придется бороться с сонливостью (термос с горячим кофе всегда входит в базовое снаряжение любителей ночных астрономичеких наблюдений). Но рано или поздно их терпение будет вознаграждено!
Voted Thanks!
Возможно Вам будет интересно:
В ночном небе вдруг вспыхивает ослепительно яркая звезда — ее не было всего несколько часов назад, но сейчас она горит как маяк.
Эта яркая звезда на самом деле уже не совсем звезда. Яркая точка света — это взрыв звезды, которая достигла конца своей жизни, и стала известна как сверхновая.
Сверхновые могут кратковременно затмевать целые галактики и излучать больше энергии, чем наше выработает за всю свою жизнь. Они также являются основным источником тяжелых элементов во Вселенной. Согласно НАСА , сверхновые являются «самым большим взрывом, который может произойти в космосе».
История наблюдений сверхновых
Различные цивилизации описывали сверхновые еще задолго до того, как был изобретен телескоп. Самая ранняя зарегистрированная сверхновая — RCW 86. 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.
То, что у нас известно сегодня как Крабовидная туманность, является остатком самой известной из этих сверхновых. Китайские и корейские астрономы зафиксировали в своих записях этот звездный взрыв в 1054 году. Юго-западные индейцы, возможно, тоже его видели (согласно наскальным рисункам, которые обнаружены в Аризоне и Нью-Мексико). Сверхновая, образовавшая Крабовидную туманность, была настолько яркой, что астрономы могли видеть ее даже днем.
Другие сверхновые, которые были обнаружены до того, как был изобретен телескоп, произошли в 393, 1006, 1181, 1572 (изучены знаменитым астрономом ) и в 1604 годах. Браге писал о своих наблюдениях за «новой звездой» в своей книге «De Stella Nova», что и породило название «новая». Новая отличается от сверхновой. Оба являются внезапными вспышками яркости, когда горячие газы вырываются наружу, но для сверхновой звезды этот взрыв является катастрофическим и означает конец жизни звезды.
Термин «сверхновая» не использовался до 1930-х годов. Первым его использовали Уолтер Бааде и Фриц Цвикки из Обсерватории Маунт-Вильсон, в связи со взрывоподобным событием, которое они наблюдали, названным S Andromedae (также известным как SN 1885A). Это событие произошло в галактике Андромеда. Они предположили, что сверхновые возникают, когда обычные звезды сталкиваются с нейтронными.
Достоверно установлено, что смерть звезды зависит отчасти от ее массы. Наше Солнце, например, не имеет достаточной массы, чтобы взорваться как сверхновая (хотя новости для Земли есть и не очень хорошие, потому что как только Солнце истратит свое термоядерное топливо, возможно, через пару миллиардов лет, оно набухнет до состояния красного гиганта, который, вероятно, испарит наш мир, прежде чем постепенно охладится и станет белым карликом). Но при нужном количестве массы звезда может сгореть в огненном взрыве.
Звезда может стать сверхновой в одном из двух случаях:
- Сверхновая звезда типа I: звезда забирает вещество у своего соседа, пока не начнется взрывная ядерная реакция.
- Типовая сверхновая звезда:у звезды заканчивается ядерное топливо и она разрушается под собственной гравитацией.
Сверхновые типа II
Давайте сначала рассмотрим более захватывающий тип сверхновой — II. Для того, чтобы звезда взорвалась как сверхновая II типа, она должна быть в несколько раз более массивной, чем Солнце (оценки говорят о массах от 8 до 15 солнечных). Подобно Солнцу, в ней будет гореть водород, а затем гелий. У нее также будет достаточно массы и давления, чтобы синтезировать углерод. Вот что будет дальше:
- Постепенно более тяжелые элементы появляются в центре, и он станет слоистым, как лук, при этом элементы полегче будут расположены по массе в порядке убывания к внешней стороне звезды.
- Когда ядро звезды превзойдет некоторую массу (предел Чандрасекара), звезда взрывается (по этой причине эти сверхновые также известны как сверхновые ядра).
- Ядро нагревается и становится плотнее.
- В конце концов материя отскакивает от ядра, вытесняя звездный материал в космос, образуя сверхновую.
На месте взрыва остается сверхплотный объект, называемый нейтронной звездой, размером с город, который может содержать массу Солнца в небольшом пространстве.
Существуют подкатегории сверхновых типа II, классифицированные по их кривым блеска. Свет сверхновых типа II-L неуклонно снижается после взрыва, в то время как свет типа II-P остается устойчивым на некоторое время прежде, чем уменьшиться.Оба типа имеют линию водорода в спектрах.
Астрономы считают, что звезды, гораздо более массивные, чем Солнце (около 20-30 солнечных масс), не могут взорваться как сверхновая. Вместо этого они разрушаются, образуя черные дыры.
Сверхновые типа I
У сверхновых типа I отсутствует линия водорода в их спектрах.
Считается, что сверхновые типа Ia происходят от белых карликовых звезд в тесной двоичной системе. Когда газ от соседней звезды накапливается на белом карлике, тот постепенно сжимается и, в конечном счете, происходит быстрая ядерная реакция внутри, что в конечном итоге приводит к катастрофической вспышке сверхновой.
Астрономы используют сверхновые типа Ia для измерения расстояний, потому что, как считается, они пылают с одинаковой яркостью на своих пиках.
Сверхновые типа Ib и Ic также претерпевают крах ядра, как и сверхновые типа II, но теряют при этом большую часть своих внешних оболочек из водорода.
Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter .
