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 звезда.
Сверхновые могут кратковременно затмевать целые галактики. И излучать больше энергии, чем наше Солнце 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 звезда – 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 известно сегодня как Крабовидная туманность, является остатком самой знаменитой 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 звезда, 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 и в 1604 годах. Последняя описана знаменитым астрономом Тихо Браге. Он писал о своих наблюдениях за «новой звездой» в книге «De Stella Nova», что и породило название «новая». Однако новая звезда отличается от сверхновой. Обе характеризуются внезапными вспышками яркости, когда горячие газы вырываются наружу. Однако для сверхновой звезды этот взрыв является катастрофическим. И означает конец ее эволюции.
Термин «сверхновая звезда» не использовался до 30-х годов прошлого века. Первым его использовали Уолтер Бааде и Фриц Цвикки из Обсерватории Маунт-Вильсон. Они наблюдали в космосе взрывоподобное событие. Оно получило название S Andromedae (также известным как SN 1885A). Это событие произошло в галактике Андромеда. Они предположили, что сверхновые возникают, когда обычные звезды сталкиваются с нейтронными.
Одна из самых известных сверхновых – SN 1987A. Она случилась в 1987 году. И это событие все еще изучается астрономами, потому что они могут наблюдать, как сверхновая эволюционирует в первые несколько десятилетий после взрыва.
Смерть звезды
В среднем сверхновая звезда будет случаться примерно раз в 50 лет в галактике, которая имеет размеры как наш Млечный Путь. Иными словами, звезда взрывается каждую секунду или близко в этому где-то во Вселенной. Но мы этого не видим, потому что они находятся очень далеко от Земли.
Около 10 миллионов лет назад кластер сверхновых создал «местный пузырь» размерами в 300 световых лет. Это область газа в межзвездной среде, которая окружает Солнечную систему.
Достоверно установлено, что смерть звезды зависит отчасти от ее массы. Наше Солнце, например, не имеет достаточной массы, чтобы взорваться как сверхновая звезда. Хотя новости для Земли есть и не очень хорошие. Потому что как только Солнце истратит свое термоядерное топливо (возможно это случиться уже 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.
- Типичная сверхновая звезда: у нее заканчивается ядерное топливо. И она разрушается под действием собственной гравитации.
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 ядре. И оно станет слоистым, как луковица. 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. Он имеет размер небольшого города, и 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 звезда. 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 космических 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.