Сверхновые. - Эволюция и типы звезд
Около семи тысяч лет назад в отдаленном уголке космического пространства внезапно взорвалась звезда, сбросив с себя наружные слои вещества. Сравнительно большая и массивная звезда вдруг столкнулась с серьезной энергетической проблемой - ее физическая целостность оказалась под угрозой. Когда была пройдена граница устойчивости, разразился захватывающий, чрезвычайно мощный, один из самых катастрофических во всей Вселенной взрывов, породивший сверхновую звезду.
Шесть тысяч лет мчался по космическим просторам свет от этой звезды из созвездия Тельца и достиг, наконец, Земли. Это случилось в 1054г. В Европе наука была тогда погружена в дрему, и у арабов она переживала период застоя, но в другой части Земли наблюдатели заметили объект, величественно сверкающий на небе перед восходом Солнца.
Четвертого июля 1054г. китайские астрономы, вглядываясь в небо, увидели светящийся небесный объект, который был много ярче Венеры. Его наблюдали в Пекине и Кайфыне и назвали "звездой-гостьей". Это был самый яркий после Солнца объект на небе. В течение 23 дней, вплоть до 27 июля 1054г., он был виден даже днем. Постепенно объект становился слабее, но все же оставался видимым для невооруженного глаза еще 627 дней и наконец исчез 17 апреля 1056г. Это была ярчайшая из всех зарегистрированных сверхновых - она сияла как 500 млн. Солнц. Если бы она находила от нас на таком расстоянии, как ближайшая к нам звезда альфа Центавра, то даже самой темной ночью при ее свете мы могли бы свободно читать газету - она светила бы значительно ярче, чем полная Луна.
В европейских хрониках тех лет нет никаких упоминаний о данном событии, но не следует забывать, что-то были годы средневековья, когда на европейском континенте почти угас свет науки.
Один интересный момент в истории открытия этой звезды. В 1955г. Уильям Миллер и Гельмут Абт из обсерваторий Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар обнаружили доисторические пиктограммы на стене одной пещеры в скале каньона Навахо в Аризоне. В каньоне изображение было высечено на камне, а в пещере - нарисовано куском гематита - красного железняка. На обоих рисунках изображен кружок и полумесяц. Миллер истолковывает эти фигуры как изображение лунного серпа и звезды; по его мнению, они, возможно, отображают появление сверхновой в 1054г. Для такого заключения есть два основания: во-первых, в 1054г., когда вспыхнула сверхновая, фаза Луны и ее расположение относительно сверхновой были именно такими, как показано на рисунке.
Во-вторых, по найденным в тех местах глиняным черепкам установлено, что около тысячи лет назад в этой местности обитали индейцы. Таким образом, рисунки, по-видимому, являются художественным изображением сверхновой, сделанным древними индейцами.
После фотографирования и тщательного исследования участка неба, где находилась сверхновая, было обнаружено, что остатки сверхновой образуют сложную хаотическую расширяющуюся газовую оболочку, заключающую несколько звезд. Весь этот комплекс из газа и звезд был назван Крабовидной туманностью. Источником вещества туманности является одна из центральных звезд, та самая, которая взорвалась семь тысяч лет назад. Это нейтронная звезда. Она имеет температуру 6-7 млн. К и чрезвычайно малый диаметр. По фотографиям и спектрограммам можно определить физические характеристики звезды.
В результате исследования выяснилось, что в Крабовидной туманности различаются два типа излучающих областей. Во-первых, это волокнистая сетка, состоящая из газа, нагретого до нескольких десятков тысяч градусов и ионизированного под действием интенсивного ультрафиолетового излучения центральной звезды; газ включает в себя водород, гелий, кислород, неон, серу. И, во-вторых, большая светящаяся аморфная область, на фоне которой мы видим газовые волокна.
По фотографиям, сделанным около двенадцати лет назад, обнаружено, что некоторые из волокон туманности движутся от ее центра наружу. Зная угловые размеры, а также приблизительно расстояние и скорость расширения, ученые определили, что около девяти столетий назад на месте туманности был точечный источник. Таким образом, удалось установить прямую связь между крабовидной туманностью и тем взрывом сверхновой, который почти тысячу лет назад наблюдали китайские и японские астрономы.
Вопрос о причинах взрывов сверхновых по-прежнему остается предметом дискуссий и служит поводом для выдвижения противоречивых гипотез.
Звезда с массой, превосходящей солнечную примерно на 20%, может со временем стать неустойчивой. Это показал в своем блестящем теоретическом исследовании, сделанном в конце 30-х годов нашего столетия, астроном Чандрасекар. Он установил, что подобные звезды на склоне жизни порой подвергаются катастрофическим изменениям, в результате чего достигается некоторое равновесное состояние, позволяющее звезде достойно завершить свой жизненный путь. Многие астрономы занимались изучением последних стадий звездной эволюции и исследованием зависимости эволюции звезды от ее массы. Все они пришли к одному выводу: если масса звезды превышает предел Чандрасекара, ее ожидают невероятные изменения.
Как мы видели, устойчивость звезды определяется соотношением между силами гравитации, стремящимися сжать звезду, и силами давления, расширяющими ее изнутри. Мы также знаем, что на последних стадиях звездной эволюции, когда истощаются запасы ядерного горючего, это соотношение обеспечивается за счет эффекта вырождения, которое может привести звезду к стадии белого карлика, и позволит ей провести остаток жизни в таком состоянии. Став белым карликом, звезда постепенно остывает и заканчивает свою жизнь, превратившись в холодный, безжизненный, невидимый звездный шлак.
Если масса звезды превосходит предел Чандрасекара, эффект вырождения уже не в состоянии обеспечить необходимое соотношение давлений. Перед звездой остается только один путь для сохранения равновесия - поддерживать высокую температуру. Но для этого требуется внутренний источник энергии. В процессе обычной эволюции звезда постепенно использует для этого ядерное горючее. Однако как может звезда добыть энергию на последних стадиях звездной эволюции, когда ядерное топливо, регулярно поставляющее энергию, на исходе? Конечно она еще не энергетический "банкрот", она большой, массивный объект, значительная часть массы которого находится на большом расстоянии от центра, и у нее в запасе еще есть гравитационная энергия. Она подобна камню, лежащему на вершине высокой горы, и благодаря своему местоположению обладающему потенциальной энергией. Энергия, заключенная во внешних слоях звезды, как бы находится в огромной кладовой, из которой в нужный момент ее можно извлечь.
Итак, чтобы поддерживать давление, звезда теперь начинает сжиматься, пополняя, таким образом, запас своей внутренней энергии. Как долго продолжается это сжатие? Фред Хойл и его коллеги тщательно исследовали подобную ситуацию и пришли к выводу, что в действительности происходит катастрофическое сжатие, за которым следует катастрофический взрыв. Толчком взрыву, избавляющему звезду от избытка массы, является значение плотности, создаваемое при сжатии. Избавившись от избыточной массы, звезда тут же возвращается на путь обычного угасания.
Наибольший интерес для ученых представляет процесс, в ходе которого шаг за шагом осуществляется постепенное выгорание ядерного топлива. Для расчета этого процесса используется информация, полученная из лабораторных опытов; огромную роль при этом играют современные быстродействующие вычислительные машины. Хойл и Фаулер смоделировали с помощью ЭВМ процесс энерговыделения в звезде и проследили ее ход. В качестве примера они взяли звезду, масса которой втрое превосходит солнечную, то есть звезду, находящуюся далеко за пределом Чандрасекара. Звезда с такой массой должна иметь светимость, в 60 раз превышающую светимость Солнца, и время жизни около 600 млн. лет.
Мы уже знаем, что в ходе обычных термоядерных реакций, протекающих в недрах звезды почти в течение всей ее жизни, водород превращается в гелий. После того как значительная часть вещества звезды превратится в гелий, температура в ее центре возрастает. При увеличении температуры примерно до 200 млн. К ядерным горючим становится гелий, который затем превращается в кислород и неон. Таким образом, гелиевое ядро начинает порождать более тяжелое ядро, состоящее из двух этих химических элементов. Теперь звезда становится многослойной энергопроводящей системой. В тонкой оболочке, по одну сторону от которой находится водород, а по другую гелий, происходит превращение водорода в гелий; эта реакция идет с выделением энергии. Поэтому, пока такая реакция осуществляется, температура ядра звезды неуклонно растет. Сжатие звезды ведет к уплотнению ее ядра и росту температуры в центре до 200-300 млн. К. Но даже при столь высоких температурах кислород и неон вполне устойчивы и не вступают в ядерные реакции. Однако через некоторое время ядро становится еще плотнее, температура удваивается, теперь она уже равняется 600 млн. К. И тогда ядерным топливом становится неон, который в ходе реакций превращается, а магний и кремний. Образование магния сопровождается выходом свободных нейтронов. Когда звезда родилась из праматерии, она уже содержала некоторые металлы группы железа. Свободные нейтроны, вступая в реакцию с этими металлами, создают атомы более тяжелых металлов - вплоть до урана - самого тяжелого из природных элементов.
Но вот израсходован весь неон в ядре. Ядро начинает сжиматься, и снова сжатие сопровождается ростом температуры. Наступает следующий этап, когда каждые два атома кислорода, соединяясь, порождают атом кремния и атом гелия. Атомы кремния, соединяясь попарно, образуют атомы никеля, которые вскоре превращаются в атомы железа. В ядерные реакции, сопровождающиеся возникновением новых химических элементов, вступают не только нейтроны, но также протоны и атомы гелия. Появляются такие элементы, как сера, алюминий, кальций, аргон, фосфор, хлор, калий. Температура ядра поднимается до полутора миллиардов градусов. По-прежнему продолжается образование более тяжелых элементов с использованием свободных нейтронов, но на этой стадии из-за большой температуры происходят некоторые новые явления.
Хойл считает, что при температурах порядка миллиарда градусов возникает мощное гамма-излучение, способное разрушать ядра атомов. Нейтроны и протоны отрываются от ядер, но этот процесс обратимый: частицы вновь соединяются, создавая устойчивые комбинации. Когда температура превысит 1,5 млрд. К, более вероятными становятся процессы распада ядер. Любопытным и неожиданным оказался следующий результат: при дальнейшем увеличении температуры и усилении процессов разрушения и соединения ядра в итоге присоединяют все больше и больше частиц и, как следствие этого, возникают более тяжелые химические элементы. Так, при температурах 2-5 млрд. К рождаются титан, ванадий, хром, железо, кобальт, цинк, и др. Но из всех этих элементов наиболее представлено железо. Как и прежде, при превращении легких элементов в тяжелые вырабатывается энергия, удерживающая звезду от коллапса. Своим внутренним строением звезда теперь напоминает луковицу, каждый слой которой заполнен преимущественно каким-либо одним элементом.
Как отмечает Хойл, с образованием группы железа звезда оказывается накануне драматического взрыва. Ядерные реакции, протекающие в железном ядре звезды, приводят к превращению протонов в нейтроны. При этом испускаются потоки нейтрино, уносящие с собой в космическое пространство значительное количество энергии звезды. Если температура в ядре звезды велика, то эти энергетические потери могут иметь серьезные последствия, так как они приводят к снижению давления излучения, необходимого для поддержания устойчивости звезды. И как следствие этого, в действие опять вступают гравитационные силы, призванные доставить звезде необходимую энергию. Силы гравитации все быстрее сжимают звезду, восполняя энергию, унесенную нейтрино. Как и прежде сжатие звезды сопровождается ростом температуры, которая, в конце концов, достигает 4-5 млрд. К. Теперь события развиваются несколько иначе. Ядро, состоящее из элементов группы железа, подвергается серьезным изменениям: элементы этой группы уже не вступают в реакции с образованием более тяжелых элементов, а начинают снова превращаться в гелий, испуская при этом колоссальный поток нейтронов. Большая часть этих нейтронов захватывается веществом внешних слоев звезды и участвует в создании тяжелых элементов.
На этом этапе, как указывает Хойл, звезда достигает критического состояния. Когда создавались тяжелые химические элементы, энергия высвобождалась в результате слияния легких ядер. Тем самым огромные ее количества звезда выделяла на протяжении сотен миллионов лет. Теперь же конечные продукты ядерных реакций вновь распадаются, образуя гелий: звезда оказывается вынужденной восполнить утраченную ранее энергию. Остается последнее ее достояние - гравитация. Но чтобы звезда могла воспользоваться этим резервом, плотность ее ядра должна увеличиваться крайне быстро, то есть ядро должно резко сжаться; происходит "взрыв внутрь", отрывающий ядро звезды от ее внешних слоев. Он должен произойти за считанные секунды. Это и есть начало конца массивной звезды.
Имплозия, или взрыв внутрь, устраняет давление, поддерживавшее внешние слои звезды, ее оболочку, и с этого момента оболочка, сжимаясь, начинает падать на ядро. Падение сопровождается выделением колоссального количества энергии - так еще раз проявляет себя гравитация. Выделение энергии приводит в свою очередь к резкому повышению температуры (примерно 3 млрд. К), и падающая оболочка звезды оказывается в необычных для нее температурных условиях. Для звезды с температурой ядра, равной 2,5 млрд. К, легкие элементы оболочки служат потенциальным ядерным топливом. Но чтобы обеспечить свечение во время взрыва, температура должна подняться выше этого значения - до 3 млрд. К. В течение секунды кинетическая энергия звезды превращается в тепловую, и вещество оболочки нагревается. При такой высокой температуре более легкие элементы - в основном кислород - проявляют взрывную неустойчивость и начинают взаимодействовать. Подсчитано, что за время меньше секунды в ходе этих ядерных реакций выделяется энергия, равная энергии, которую Солнце излучает за миллиард лет!
Внезапно освободившаяся энергия срывает со звезды ее наружные слои и выбрасывает их в космическое пространство со скоростью, достигающей нескольких тысяч километров в секунду. На эти слои приходится значительная часть массы звезды. Газовая оболочка удаляется от звезды образуя туманность, которая простирается на многие миллионы миллионов километров.
Газ по инерции продолжает удаляться от звезды до тех пор, пока, возможно через 100 000 лет, вещество туманности не станет настолько разряженным и диффузным, что больше уже не сможет возбуждаться коротковолновым излучением очень горячей материнской звезды; тогда мы перестанем его видеть. Но самое главное: как в взорвавшемся веществе, так и в межзвездном газе присутствует магнитное поле. Сжатие газа за фронтом ударной волны вызывает сжатие силовых линий и повышение напряженности межзвездного магнитного поля, что в свою очередь приводит к увеличению энергии электронов, и их ускорению. В результате остается сверхгорячая звезда, масса которой уменьшилась именно настолько, чтобы она могла достойно угаснуть и умереть. По всей вероятности она станет нейтронной звездой, масса которой в 1,2-2 массы Солнца. Если же ее масса более, чем вдвое превышает массу Солнца, то она, в конечном счете, может превратиться в черную дыру.
Сверхновые - очень редкие объекты. История засвидетельствовала лишь несколько случаев появления сверхновых. Первая - это, конечно, Крабовидная туманность, вторая - Сверхновая Тихо Браге, обнаруженная в 1572г., и третья - Сверхновая Кеплера, открытая им в 1604 г. Недавно стало известно о сверхновой в созвездии Волка. Астрономы вычислили, что каждая звездная система, галактика, в среднем раз в сто-триста лет рождает сверхновую. В настоящее время астрономами открыто около 150 сверхновых.
Только три из них оказались в нашей Галактике, хотя существует много объектов, такие, как Петля в Лебеде и Кассиопея А, которые, как предполагают, могут оказаться остатками взрывов сверхновых Млечного Пути. Точное время взрыва для Петли в Лебеде почти невозможно установить, но полагают, что если это действительно остатки взрыва сверхновой, то Петля в Лебеде начала свое расширение около 60 тысяч лет назад. Кассиопея А - самая молодая сверхновая на небе, так как ее расширение началось примерно в 1700г.
Различают пять типов сверхновых звезд; два из них главные - это сверхновые типа 1 и сверхновые типа 2. Они отличаются друг от друга светимостями, характером изменения светимости, спектрами, а также количеством и местоположением в конкретной галактике либо в различных типах галактик. Характер изменения светимости со временем у сверхновых обоих основных типов практически одинаков.
Похожие статьи
-
Основные характеристики и эволюция звезд
В результате огромной работы, проделанной астрономами ряда стран в течение последних десятилетий, мы многое узнали о различных характеристиках звезд,...
-
Звезды среднего размера - Эволюция звезд
При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта в ее ядре заканчивается водород и начинаются реакции синтеза...
-
Эволюция звезд - Происхождение и эволюция звезд
"Строение звезды и источник ее энергии казались в какой-то степени выясненными, но возникли другие, не менее важные вопросы. Так, оказалось, что Солнце,...
-
Старые звезды с малой массой Поскольку возраст вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в...
-
СВЕРХНОВЫЕ. - Жизненный путь звезд
Около семи тысяч лет назад в отдаленном уголке космического пространства внезапно взорвалась звезда, сбросив с себя наружные слои вещества. Сравнительно...
-
"Разновидности масс тел", Молодые звезды малой массы - Особенность эволюции звезд
Молодые звезды малой массы Это еще по сути протозвезды, в центре которых только начинаются ядерные реакции, и все излучение происходит, в основном, из-за...
-
Эволюция звезд - Происхождение Космоса и Солнечной системы
Возникшие в газопылевой среде Галактики сгущения, продолжающие сжиматься под действием собственного тяготения, получили название протозвезд. По мере...
-
Конечные стадии эволюции звезд
Конечные стадии эволюции звезд Сверхновые звезды - это массивные звезды, светимость которых внезапно увеличивается до огромной величины, а затем...
-
Образование и эволюция звезд - Образование и эволюция звезд
Звезды - наиболее распространенные объекты во Вселенной. Более 98% массы наблюдаемого космического вещества сосредоточено в них. Эволюция звезд - важный...
-
Как и все тела в природе, звезды не остаются неизменными, они рождаются, эволюционируют, и наконец "умирают". Чтобы проследить жизненный путь звезд и...
-
Эволюция звезд - Рождение и эволюция звезд
Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газопылевой...
-
ПРИЧИНА ВЗРЫВОВ ЗВЕЗД, Эволюция звезд - Звездное небо
Существует несколько гипотез о причине взрывов звезд, наблюдаемых как сверхновые. Однако общепризнанной теории, основывающейся на известных фактах и...
-
Типы звезд, Белые карлики - Эволюция и типы звезд
Глобула звезда карлик черный дыра Белые карлики Во Вселенной много белых карликов. Одно время они считались редкостью, но внимательное изучение...
-
Классификация звездных спектров - Образование и эволюция звезд
Класс Особенности спектров Темп-ра, К Типичные звезды O Линии HI, HeI, HeII многократно ионизованных Si, C, N, O (SiIV, CIV, CIII, NIII и др.) 40-28 тыс....
-
Строение звезд - Эволюция звезд
Звезды не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной постоянно рождаются новые звезды, а старые умирают. Чтобы понять, как...
-
Эволюция на основе ядерных реакций - Эволюция и строение звезд
При температуре в ядрах ~ 106 К начинаются первые ядерные реакции - выгорают дейтерий, литий, бор. Первичное количество этих элементов настолько мало,...
-
Жизненный цикл звезд зависит от их массы: звезды с низкой массой в конечном итоге превращаются в белых карликов, в то время как жизнь звезд с большой...
-
Эволюция звезд и геометрическая турбулентность - Геометрическая турбулентность и эволюция звезд
Используем полученные результаты для доказательства того, что горение вещества в звездах обусловлено только изменением метрики пространства-времени....
-
Образование звезд, стадия гравитационного сжатия - Эволюция и строение звезд
Согласно наиболее распространенной точке зрения, звезды образуются в результате гравитационной конденсации вещества межзвездной среды. Необходимое для...
-
Эволюция звезд малой массы ( до 8 М Солнца) - Строение и эволюция звезд и планет
Если массы, необходимой для начала термоядерной реакции, недостаточно (0,01-0,08 масс Солнца), термоядерные реакции никогда не начнутся. Такие...
-
Механизм образования и эволюции звезд - Рождение и эволюция звезд
Согласно современным представлениям, звезды возникают в результате гравитационного сжатия плотных газопылевых облаков с последующим разогревом и...
-
Теоретические модели - Сверхновые звезды
На основании всей совокупности наблюдательных данных исследователи пришли к выводу, что вспышка сверхновой должна быть последним этапом в эволюции...
-
Рождение и эволюция отдельных типов звезд - Общие сведения о звездах и их типологии
Процесс звездообразования. Эволюция звезд -- это изменение со временем физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд....
-
Понятие эволюции звезды - Эволюция и строение звезд
Эволюция звезда гравитационное сжатие Эволюция звезд - изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд со временем....
-
Рождение и эволюция звезд - Рождение и эволюция звезд
Мир звезд огромен и разнообразен. За тысячи лет до нас это знали внимательные наблюдатели неба -- пастухи, мореходы, проводники караванов. Они отличали...
-
Введение - Рождение и эволюция звезд
Звезда - небесное тело, по своей природе сходное с Солнцем, вследствие огромной отдаленности видимое с Земли как светящаяся точка на ночном небе. Звезды...
-
Эволюция звезд большой массы (больше 8 М Солнца) - Строение и эволюция звезд и планет
Звезды с такими массами быстро проходят свой жизненный путь. После того, как звезда с массой большей восьми Солнечных масс, входит в стадию красного...
-
Заключение - Рождение и эволюция звезд
Итак, мы можем сделать следующие выводы, что все звезды рождены в плазме ядер галактик и выведены ими на первоначальную орбиту в виде быстровращающейся...
-
Эволюция звезд - Эволюция и типы звезд
Более девяти десятых вещества нашей планеты Галактики сосредоточено в звездах; есть галактики, в которых на звезды приходится 99,9% массы. Мир звезд...
-
Поздние годы и гибель звезд, Старые звезды с малой массой - Эволюция звезд
Старые звезды с малой массой На сегодняшний день достоверно неизвестно, что происходит с легкими звездами после истощения запаса водорода. Поскольку...
-
Около семи тысяч лет назад в отдаленном уголке космического пространства внезапно взорвалась звезда, сбросив с себя наружные слои вещества. Сравнительно...
-
Звезда --плазменный шар. В звездах сосредоточена основная масса (98--99%) видимого вещества в известной нам части Вселенной. Звезды -- мощные источники...
-
Введение - Геометрическая турбулентность и эволюция звезд
Вопрос об источнике энергии звезд обсуждался в работах [1-7] и других. В одной из первых моделей эволюции звезд [1] предполагалось, что вещество...
-
Изобилие легких элементов - Концепция большого взрыва. Механизм образования и эволюции звезд
Ранняя Вселенная была очень горячей. Даже если протоны и нейтроны при столкновении объединялись и формировали более тяжелые ядра, время их существования...
-
Середина жизненного цикла звезды - Эволюция звезд
Среди звезд встречается широкое многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе...
-
Черная дыра - как последняя стадия эволюции звезд - Черные дыры
После выгорания термоядерного вещества в звезде, масса которой сравнима с массой солнца, то свойства газа кардинально меняются. Подобный газ называется...
-
Эволюция звезд - Эволюция звезд
Звезда термоядерный ионизация химический Эволюция звезд -- последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение ее жизни, то есть на...
-
Горячая модель Вселенной - Эволюция вещества во Вселенной
Фундаментальное взаимодействие модель горячая вселенная Модель горячей Вселенной -- космологическая модель, в которой эволюция Вселенной начинается с...
-
Процессы формирования и развития большинства космических тел и их систем протекают чрезвычайно медленно и занимают миллионы и миллиарды лет. Однако...
-
Происхождение звезд - Рождение и эволюция звезд
Сейчас установлено, что звезды и звездные скопления имеют разный возраст, от величины порядка 1010 лет (шаровые звездные скопления) до 106 лет для самых...
Сверхновые. - Эволюция и типы звезд