Что же такое загадочная сверхновая звезда?

Новые и сверхновые

SN 1604 или Сверхновая Кеплера

Термин «сверхновая» перекочевал от термина «новая звезда». «Новыми» называли звезды, которые возникали на небосклоне практически на пустом месте, после чего постепенно угасали. Первые «новые» известны ещё по китайским летописям, датируемым вплоть до второго тысячелетия до нашей эры.  Что интересно, среди этих новых нередко встречались сверхновые. К примеру, именно сверхновую в 1571 году наблюдал Тихо Браге, который впоследствии ввёл термин «новая звезда». Сейчас нам известно, что в обоих случаях речь не идёт о рождении новых светил в буквальном смысле.

Новые и сверхновые звезды обозначают резкое увеличение яркости какой-либо звезды или группы звезд. Как правило, раньше люди не имели возможности наблюдать звёзды, которые порождали эти вспышки. Это были слишком тусклые объекты для невооруженного глаза или астрономического прибора тех лет. Их наблюдали уже в момент вспышки, что естественно походило на рождение нового светила.

Не смотря на схожесть этих явлений, в наши дни существует резкое различие в их определениях. Пиковая светимость сверхновых звезд в тысячи и сотни тысяч раз больше пиковой светимости новых. Такое расхождение объясняется принципиальным различием природы этих явлений.

1970–1999

Современная стандартная модель взрывов сверхновых типа Ia основана на предложении Уилана и Ибена в 1973 году и основана на сценарии массопереноса к вырожденной звезде-компаньону. В частности, кривая блеска SN1972e в NGC 5253 , которая наблюдалась в течение более года, отслеживалась достаточно долго, чтобы обнаружить, что после своего широкого «горба» яркости сверхновая исчезает с почти постоянной скоростью примерно 0,01 звездной величины на единицу. день. В переводе на другую систему единиц это почти то же самое, что скорость распада кобальта- 56 ( 56 Co), период полураспада которого составляет 77 дней. Модель вырожденного взрыва предсказывает образование около солнечной массы никеля -56 ( 56 Ni) взрывающейся звездой. 56 Ni распадается с периодом полураспада 6,8 дней до 56 Co, и при распаде никеля и кобальта обеспечивает энергия , излучаемая прочь сверхновой в конце своей истории. Согласие как в общем производстве энергии, так и в скорости затухания между теоретическими моделями и наблюдениями 1972e привело к быстрому принятию модели вырожденного взрыва.

Наблюдая кривые блеска многих сверхновых типа Ia, было обнаружено, что они имеют общую пиковую светимость. Измеряя яркость этих событий, можно с хорошей точностью оценить расстояние до их родительской галактики. Таким образом, эта категория сверхновых стала очень полезной в качестве стандартной свечи для измерения космических расстояний. В 1998 году поиск сверхновых с высоким Z и космологический проект сверхновых обнаружили, что самые далекие сверхновые типа Ia выглядят тусклее, чем ожидалось. Это стало свидетельством того, что расширение Вселенной может ускоряться .

Хотя с 1604 года в Млечном Пути не наблюдались сверхновые, похоже, что сверхновая взорвалась в созвездии Кассиопеи около 300 лет назад, примерно в 1667 или 1680 году. Остаток этого взрыва, Кассиопея А , сильно скрыт межзвездной пылью. , возможно, поэтому он не сделал заметного появления. Однако его можно наблюдать и в других частях спектра, и в настоящее время это самый яркий радиоисточник за пределами нашей Солнечной системы.

Сверхновая 1987 г. Остаток около центра.

В 1987 году Сверхновая 1987A в Большом Магеллановом Облаке наблюдалась через несколько часов после ее начала. Это была первая сверхновая, обнаруженная по испусканию нейтрино, и первая сверхновая, наблюдаемая во всех полосах электромагнитного спектра . Относительная близость этой сверхновой позволила провести подробные наблюдения и предоставила первую возможность современным теориям образования сверхновой быть проверенной на основе наблюдений.

Скорость открытия сверхновых неуклонно росла на протяжении двадцатого века. В 1990-х годах было запущено несколько автоматизированных программ поиска сверхновых. Программа поиска сверхновых в обсерватории Лойшнера была начата в 1992 году в обсерватории Лойшнера . В том же году к нему присоединилась программа телескопа с автоматическим формированием изображений Беркли. На смену им в 1996 году пришел телескоп с автоматическим формированием изображений Кацмана в обсерватории Лик , который в основном использовался для поиска сверхновых в обсерватории Лика (LOSS). К 2000 году программа Lick привела к открытию 96 сверхновых, что сделало ее самой успешной программой поиска сверхновых в мире.

В конце 1990-х было высказано предположение, что недавние остатки сверхновых могут быть обнаружены путем поиска гамма-лучей от распада титана-44 . Его период полураспада составляет 90 лет, и гамма-лучи могут легко пересекать галактику, так что это позволяет нам видеть любые остатки прошлого тысячелетия или около того. Были обнаружены два источника: ранее обнаруженный остаток Кассиопеи А и остаток RX J0852.0-4622 , который только что был обнаружен, перекрывая остаток сверхновой звезды Вела.

В 1999 году было замечено, что звезда внутри IC 755 взорвалась как сверхновая и получила название SN 1999an.

Этот остаток (RX J0852.0-4622) был обнаружен (по-видимому) перед более крупным остатком сверхновой звезды Vela . Гамма-лучи от распада титана-44 показали, что он должен был взорваться сравнительно недавно (возможно, около 1200 г. н.э.), но исторических свидетельств об этом нет. Поток гамма-лучей и рентгеновских лучей указывает на то, что сверхновая была относительно близко к нам (возможно, 200 парсеков или 600 световых лет). Если так, то это удивительное событие, потому что сверхновые на расстоянии менее 200 парсеков, по оценкам, случаются реже одного раза в 100000 лет.

Что такое сверхновая звезда?

Сверхновые — это невероятно массивные звезды, а их яркость иногда превышает яркость целых галактик. Как известно, каждая звезда имеет свой жизненный цикл. Когда жизненный цикл звезды подходит к концу, выделяется огромное количество энергии и происходит взрыв. При этом вспышка от взрыва сверхновой может быть настолько яркой и сильной, что превышает по своей мощи взрывы других звезд. Ученые объясняют это процессами, которые происходят в сверхновых на последней стадии их эволюции.

После взрыва сверхновой звезды в космос попадает огромное количество энергии и химических элементов, необходимых для нашей с вами жизни. К тому же, взрывы звезд являются одними из самых потрясающих и мощных явлений, наблюдаемых во Вселенной.

Так выглядит взрыв обычной сверхновой звезды

В ноябре 2016 года спутник Gaia Европейского космического агентства обнаружил нечто интригующее. Астрономы использовали данные наблюдений за последние три года в попытке понять, что же они видели. Сверхновая Sn2016 бросила вызов их ожиданиям. Свое исследование астрономы опубликовали в журнале The Astrophysical Journal.

Главная последовательность

В определенный момент температура небесного тела поднимается к необходимой отметке, активируя ядерный синтез. Через это проходят все звезды. Водород трансформируется в гелий, выделяя огромный тепловой запас и энергию.

Энергия высвобождается как гамма-лучи, но из-за медленного движение звезды она падает с длиной волны. Свет выталкивается наружу и вступает в конфронтацию с гравитацией. Можно считать, что здесь создается идеальное равновесие.

Сколько она пробудет в главной последовательности? Нужно исходить из массы звезды. Красные карлики (половина солнечной массы) способны тратить топливный запас сотни миллиардов (триллионы) лет. Средние звезды (как Солнце) живут 10-15 миллиардов. А вот наиболее крупные – миллиарды или миллионы лет. Посмотрите, как выглядит эволюция и смерть звезд различных классов на схеме.

Взрыв сверхновой вызовет онкологию

До взрыва Земли дело не дойдет. Пока

Элементарные частицы смогли бы также проникнуть дальше, вплоть до тропосферы, а в некоторых случаях и до поверхности планеты, что для живых существ было бы эквивалентно получению дозы излучения, равной паре-тройке процедур компьютерной томографии. Не слишком смертельно, но некоторое число живых существ могло обзавестись в результате этого злокачественными опухолями в их организмах.

Наконец, как известно, каскады взаимодействия элементарных частиц способны создать условия, при которых начинают генерироваться молнии. Это, в свою очередь, могло бы повысить количество гроз и — как следствие – количество пожаров.

В настоящий момент работа ученых из Канзасского университета ожидает критического обзора на сайте arXiv.org, а затем будет опубликована в научном журнале Astrophysical Journal.

Ближайшей к нам звездой, которая в скором времени может стать сверхновой, является красный сверхгигант Бетельгейзе, расположенный примерно в 650 световых годах от нас. Нужно ли оповещать людей о том, что пора копать подземные бункеры?

Модель консенсуса

Спектр SN 1998aq , сверхновой типа Ia, через сутки после максимума света в полосе B

Сверхновая типа Ia является подкатегорией в схеме классификации сверхновых Минковского – Цвикки, разработанной немецко-американским астрономом Рудольфом Минковски и швейцарским астрономом Фрицем Цвикки . Есть несколько способов, с помощью которых могут образоваться сверхновые этого типа, но они имеют общий основной механизм. Теоретические астрономы долгое время считали, что этого типа сверхновой является белый карлик , и эмпирические доказательства этого были обнаружены в 2014 году, когда в галактике Мессье 82 наблюдалась сверхновая типа Ia . Когда медленно вращающийся углерод — кислород белый карликовый аккрецирует вещества из компаньона, он может превышать предел Чандрасекара около 1,44  М , за которой он больше не может поддерживать свой вес с давлением электронов вырождения. В отсутствие уравновешивающего процесса белый карлик коллапсирует, образуя нейтронную звезду , в вызванном аккрецией неэективном процессе, как это обычно происходит в случае белого карлика, который в основном состоит из магния , неона и кислорода. .

Однако в настоящее время астрономы, моделирующие взрывы сверхновых звезд типа Ia, считают, что этот предел никогда не достигается и коллапс никогда не начинается. Вместо этого увеличение давления и плотности из-за увеличения веса повышает температуру ядра, и когда белый карлик приближается примерно к 99% предела, наступает период конвекции , продолжающийся примерно 1000 лет. В какой-то момент на этой стадии кипения рождается фронт пламени дефлаграции , питаемый плавлением углерода . Детали возгорания до сих пор неизвестны, включая местоположение и количество точек, где начинается пламя. Вскоре после этого начинается синтез кислорода , но это топливо не расходуется так же полно, как углерод.

Остаток сверхновой звезды G299 типа Ia .

Как только начинается синтез, температура белого карлика повышается. Главная последовательность звезд поддерживается можно расширить и охладить , которое автоматически регулирует увеличение тепловой энергии. Однако давление вырождения не зависит от температуры; белые карлики не могут регулировать температуру так, как обычные звезды, поэтому они уязвимы для реакций неконтролируемого синтеза. Вспышка резко ускоряется, отчасти из-за неустойчивости Рэлея – Тейлора и взаимодействия с турбулентностью . До сих пор остается предметом серьезных споров, трансформируется ли эта вспышка в сверхзвуковую детонацию от дозвуковой горения.

Независимо от точных деталей того, как воспламеняется сверхновая, общепринято считать, что значительная часть углерода и кислорода в белом карлике расплавляется на более тяжелые элементы в течение всего нескольких секунд, с сопутствующим высвобождением энергии, увеличивающим внутреннее пространство. температура до миллиардов градусов. Выделяемая энергия (1–2 × 10 44  Дж ) более чем достаточно, чтобы развязать звезду; то есть отдельные частицы, составляющие белый карлик, получают достаточно кинетической энергии, чтобы разлететься друг от друга. Звезда яростно взрывается и выпускает ударную волну, в которой вещество обычно выбрасывается со скоростью порядка5 000–20 000 км / с , примерно 6% скорости света . Энергия, выделяющаяся при взрыве, также вызывает резкое увеличение яркости. Типичная визуальная абсолютная величина сверхновых типа Ia составляет M v  = -19,3 (примерно в 5 миллиардов раз ярче Солнца) с небольшими вариациями.

Теория сверхновых этого типа аналогична теории новых звезд , в которых белый карлик срастает материю медленнее и не приближается к пределу Чандрасекара. В случае новой звезды падающее вещество вызывает поверхностный взрыв с синтезом водорода, который не разрушает звезду.

Сверхновые типа Ia отличаются от сверхновых типа II , которые вызваны катастрофическим взрывом внешних слоев массивной звезды при коллапсе ее ядра, вызванном высвобождением гравитационной потенциальной энергии через испускание нейтрино .

Влияние на нашу планету

Маловероятно, что сверхновые могут нести угрозу современному человечеству и каким-либо образом повлиять на нашу планету. Даже взрыв Бетельгейзе лишь осветит наше небо на несколько месяцев. Однако, безусловно, они решающим образом влияли на нас в прошлом. Примером тому служит первое из пяти массовых вымираний на Земле, произошедших 440 млн. лет назад. По одной из версий причиной этому вымиранию послужил гамма-вспышка, произошедшая в нашей Галактике.

Более примечательна совсем иная роль сверхновых. Как уже отмечалось, именно сверхновые создают химические элементы, необходимые для появления углеродной жизни. Земная биосфера не была исключением. Солнечная система сформировалось в газовом облаке, которые содержали осколки былых взрывов. Получается, мы все обязаны сверхновым своим появлением.

Более того, сверхновые и в дальнейшем влияли на эволюцию жизни на Земле. Повышая радиационный фон планеты, они заставляли организмы мутировать. Не стоит также забывать про крупные вымирания. Наверняка сверхновые не единожды «вносили коррективы» в земную биосферу. Ведь не будь тех глобальный вымираний, на Земле бы сейчас господствовали совсем другие виды.

Масштабы звездных взрывов

Чтобы наглядно понять, какой энергией обладают сверхновые взрывы, обратимся к уравнению эквивалента массы и энергии. Согласно нему, в каждом грамме материи заключено колоссальное количество энергии.  Так 1 грамм вещества эквивалентен взрыву атомной бомбы, взорванной над Хиросимой. Энергия царь-бомбы эквивалента трём килограммам вещества.

Каждую секунду ходе термоядерных процессов в недрах Солнца 764 миллиона тонн водорода превращается в 760 миллион тонн гелия.   Т.е. каждую секунду Солнце излучает энергию, эквивалентную 4 млн. тоннам вещества. Лишь одна двухмиллиардная часть всей энергии Солнца доходит до Земли, это эквивалентно двум килограммам массы. Поэтому говорят, что взрыв царь-бомбы можно было наблюдать с Марса. К слову, Солнце доставляет на Землю в несколько сотен раз больше энергии, чем потребляет человечество. То есть, чтобы покрыть годовые энергетические потребности всего современного человечества нужно превращать в энергию всего несколько тонн материи.

Учитывая вышесказанное, представим, что средняя сверхновая в своём пике «сжигает» квадриллионы тон вещества. Это соответствует массе крупного астероида. Полная же энергия сверхновой эквивалентна массе планеты или даже маломассивной звезды. Наконец, гамма-всплеск за секунды, а то и за доли секунды своей жизни, выплёскивает энергию, эквивалентную массе Солнца!

Такие разные сверхновые

Термин «сверхновая» не должен ассоциироваться исключительно с взрывом звёзд. Эти явления, пожалуй, также разнообразны, как разнообразны сами звёзды. Науке только предстоит понять многие их секреты.

Каковы предпосылки появления

Сверхновая звезда рождается, когда в её центральной части происходят определённые изменения. Она представлена в двух основных типах.

  1. Двойные системы звёздного типа. Классические двойные звёзды являются объектами, имеющими между собой взаимосвязь за счёт общего центра. Одна из них пользуется веществом второй и становится чрезмерно массивной. Тем не менее, способность к уравновешиванию внутренних процессов у неё отсутствует, поэтому и происходит взрыв.
  2. Момент смерти космического объекта. С течением времени топливный ресурс заканчивается, вследствие чего определённая часть массы поступает в ядерную область и становится тяжёлой, что приводит к невозможности выдерживания собственной гравитации. Это приводит к появлению процесса расширения и последующему взрыву светила.

Все звёзды

Масса предопределяет судьбу звезды не полностью. Влияние на эволюцию светила могут оказывать скорость вращения или взаимодействие с другими телами. Обмен веществом в двойных системах практически неизбежен. Встречаются и переменные типа W Большой Медведицы — пары настолько тесные, что звёзды в них сливаются в единое гантелеобразное тело. В плотных же скоплениях не редки «голубые отставшие» звёзды, получившие дополнительный водород, поглотив один из компонентов «кратной» системы.

Отдельную категорию составляют звёзды химически-пекулярные(необычные) — углеродные, бариевые, ртутно-марганцевые, а также «кремниевые» Ar-звёзды и Amзвёзды, в спектре которых усилены линии сразу нескольких тяжёлых металлов. Конечно же, «ртутные» звёзды состоят отнюдь не из ртути. Доля этого металла в их массе не выше, чем в составе большинства прочих светил. Просто некие факторы — обмен массой, замедленное вращение, слишком сильное магнитное поле — таким образом влияют на движение вещества в конвективной зоне, что в фотосферу попадают тяжёлые химические элементы, которые в нормальной ситуации должны «тонуть».

Ахернар — в полтора раза сплющенная бешеным вращением бело-голубая звезда в семь раз массивнее Солнца. Благодаря центробежной силе, на экваторе «съедающей» 85% тяготения, он окружён диском утекающего вещества и, вполне вероятно, завершит свою эволюцию уже как светило более низкой «весовой категории»

Белый карлик, «воскрешающий» себя за счет звезды-компаньона

Питаться энергией другого объекта это вампиризм?

Космическое рентгеновское излучение может быть мягким и жестким. Для мягкого требуется всего лишь нагретый до нескольких сотен тысяч градусов газ. Жесткое требует настоящих космических «печей», разогретых до десятков миллионов градусов.

Оказывается, что есть еще и «супермягкое» рентгеновское излучение. Его могут создавать белые карлики, ну или по крайней мере один, о котором сейчас пойдет речь. Этим объектом является ASASSN-16oh. Изучив его спектр, ученые обнаружили наличие низкоэнергетических фотонов мягкого рентгеновского диапазона. Сначала ученые предположили, что причиной этого являются непостоянные термоядерные реакции, которые могут запускаться на поверхности белого карлика, подпитываясь водородом и гелием, притянутыми от звезды-компаньона. Такие реакции должны начинаться внезапно, ненадолго охватывая всю поверхность карлика, и снова затихать. Однако дальнейшие наблюдения за ASASSN-16oh подвели ученых к другому предположению.

Согласно предложенной модели, партнером белого карлика в ASASSN-16oh является рыхлый красный гигант, от которого тот интенсивно перетягивает вещество. Это вещество сближается с поверхностью карлика, закручиваясь вокруг него по спирали и раскаляется. Именно его рентгеновское излучение и было зарегистрировано учеными. Перенос массы в системе происходит нестабильно и чрезвычайно быстро. В конечном итоге, белый карлик «наестся» и озарится сверхновой, погубив при этом и свою звезду-компаньона.

Небесное шоу невиданных масштабов

Прежде всего хорошие новости — жизнь на Земле не пострадает из-за гибели Бетельгейзе, так как она находится примерно в 724 световых годах от нашей планеты. Но это не значит, что это событие останется незамеченным. Исследователи обнаружили, что когда Бетельгейзе взорвется, она будет светить так же ярко, как полумесяц — в девять раз слабее, чем полная Луна — на протяжении более чем трех месяцев. Более того, сверхновая будет видна даже днем, а ночью ее можно будет увидеть невооруженным глазом. Вся яркость от взрыва Бетельгейзе будет сконцентрирована в одной точке, словно мощный небесный маяк.

Как пишет издание Discover, чтобы смоделировать это уникальное небесное шоу, астрономы использовали программу MESA+STELLA. Они также добавили данные наблюдений, собранные во время взрыва сверхновой 1987А в Большом Магеллановом Облаке. Исследователи также сообщают, что к тому моменту как остатки взрыва сверхновой полностью исчезнут, созвездие Ориона потеряет свое “левое плечо”.

На изображении показана Бетельгейзе до и после снижения яркости. Наблюдения, сделанные с помощью инструмента «сфера» на Очень Большом Телескопе ESO в январе 2019 года и декабре 2019 года, показывают, насколько звезда поблекла и как изменилась ее видимая форма

Тем не менее, если Бетельгейзе взорвется в самое ближайшее время, то нам не стоит ждать ничего хорошо. В первую очередь речь идет о животных, которые используют Луну для навигации и уже сбиты с толку искусственным освещением. Добавление второго объекта, такого же яркого, как Луна, может оказаться для них разрушительным. Однако и для нас настанут трудные времена, так как какое-то время «темного времени суток» просто не будет. Результаты недавних исследований показывают, что яркость Бетельгейзе может меняться по ряду причин. Некоторые астрономы не исключают, что причиной потускнения Красного сверхгиганта могут быть и другие причины. Ближе к концу жизни, ядерное топливо в ядрах звезд заканчивается и красные сверхгиганты начинают раздуваться, формируя оболочки газа и пыли. И по мере того, как эта оболочка становится больше, яркость звезды растет.

Перед вами приближенное изображение созвездия Ориона (слева) а также одно из самых четких изображений Бетельгейзе из всех когда-либо полученных (крайняя справа)

Однако какова бы ни была первопричина, странное поведение Бетельгейзе в конечном итоге предоставит исследователям лучшее понимание процессов гибели этих необычайных звезд. Сегодня Бетельгейзе дарит астрономам прекрасную возможность изучить последние стадии эволюции Красных сверхгигантов, а это дорогого стоит.

Какие виды звёзд существуют

Итак, выделим основные виды звезд:

  • Светила главной последовательности — на этом этапе они проводят до 90% всей своей жизни. Главным образом, основные термоядерные реакции связаны с горением водорода. В результате чего формируется гелиевое ядро.
  • Коричневые карлики — интересный тип субзвёздных объектов. В их ядре также протекают термоядерные реакции, но основе лежит горение лёгких элементов. Например, бора, лития, бериллия или дейтерия. Поэтому тепловыделение и излучение у подобных тел быстро заканчивается. Что, соответственно, приводит к их остыванию, а затем превращению в планетоподобные объекты.
  • Красные карлики отличаются долгой продолжительностью жизни, поскольку горение водорода в них проходит медленно. Вероятно, поэтому красных карликов больше других звёздных тел во Вселенной. Хотя из-за медленных процессов и слабого излучения, они не видны с нашей планеты без специальных приборов.
  • Красные гиганты образуются после того, как сгорит весь водородный запас, что приводит к гелиевой вспышке и расширению звезды.
  • Белые карлики имеют малую массу. Можно сказать, это остаток от красных гигантов, скинувших свою оболочку. При взрыве начинается процесс горения углерода и кислорода. Светило увеличивает атмосферные границы, быстро теряет газ и превращается в белый карлик.
  • Сверхгиганты — массивный тип светил, которые из-за происходящих внутри реакций быстро покидают стадию главной последовательности. Для них характерна низкая температура, но высокий показатель светимости.
  • Переменные звёзды — это те, у которых хотя бы раз за весь жизненный цикл изменялся блеск. Чаще всего это связано с внутренними процессами. Однако и внешние факторы могут повлиять на изменение блеска. К примеру, если звёздный свет пройдёт сквозь гравитационное поле.
  • Главная последовательность
  • Коричневый карлик
  • Проксима Центавра (красный карлик)
  • Белый карлик Сириус B
  • Голубой сверхгигант Ригель
  • Красный гигант и солнце

Помимо этого, выделяют и другие виды звезд:

  • Новые звёзды — это особый тип переменных, с достаточно резким изменением блеска. Собственно говоря, скачки светимости провоцируют вспышки тела с различными амплитудами.
  • Сверхновые — это те, которые на конечном этапе эволюции взрываются. Причем их взрыв или вспышка очень мощные.
  • Гиперновые или проще говоря, большие сверхновые звёзды. После того, как источники поддержания термоядерных реакций иссякают, происходит коллапс. Что интересно, сила и мощность их неминуемого взрыва превышает обычных сверхновых приблизительно в 100 раз.
  • LBV (Яркие голубые переменные) или переменные типа S Золотой Рыбы являются пульсирующими гипергигантами. Для них свойственны неправильные изменения блеска с колебаниями от 1 до 7 m. Правда, это очень редкие и недолго живущие звезды, которые всегда окружают туманности.
  • ULX (Ультраяркие рентгеновские источники) — космические объекты, обладающие сильным рентгеновским излучением. Их переменность может варьироваться от секунд до нескольких лет. Вероятно, что их источником излучения является чёрная дыра. На самом деле, мало изучены, редкие.
  • Нейтронные звёзды, на самом деле, представляют собой образования из нейтронов (нейтральных субатомных частиц). Поскольку эти частицы сильно сжимаются силами гравитации, то плотность светил также очень высокая. Между прочим, её часть сравнивают со средней плотностью атомного ядра. И это при том, что радиус нейтронных объектов составляет от 10 до 20 км, а масса равна примерно 1,5 солнечных масс.
  • Двойные звёзды или системы отличаются, главным образом, тем, что состоят их пары светил, связанных между собой силами гравитации. К удивлению, наша Галактика наполовину состоит именно из двойных звёзд.
  • Уникальные (объект Стефенсона-Сандьюлика) — это двойная затменная система звёзд. Один из компонентов представляет массивное светило с высокой температурой и светимостью, а другой небольшое тело (может быть нейтронным образованием или даже чёрной дырой). В результате взаимодействия компонентов производится сильнейшее рентгеновское излучение. На данным момент, к уникальным относится лишь одна система SS 433.
  • Взрыв гиперновой
  • Нейтронная звезда
  • Двойная звезда Сириус
  • Объект Стефенсона-Сандьюлика (SS 433)

Как видно, виды звёзд нашей Вселенной могут быть разные. Стоит отметить, что они отличаются друг от друга по своему звёздному размеру и массе, составу, температуре, расстоянию до нас и другим характеристикам. Но несмотря на это, среди всех небесных тел они носят гордое название — звезда.

RCW 86: старейшая их зарегистрированных сверхновых

Остаток сверхновой RCW86

В 185 году нашей эры китайские астрономы увидели в ночном небе странную, ранее не наблюдаемую звезду. Ее было видно целых восемь месяцев

Этого времени было достаточно для древних исследователей неба, чтобы они обратили серьезное внимание на необычный объект. И с интересом сделали первое известное наблюдение сверхновых в истории человечества

Есть также некоторые свидетельства того, что римские астрономы тоже были свидетелями этого события.

В наше время астрономы заново открыли останки этой мертвой звезды. Исследования показали, что сверхновая RCW 86 случилась после того, как соседняя звезда сбросила огромное количество своей материи на белый карлик, который по сути является звездным трупом. Это привело к событию, которое астрономы называют сверхновой типа Ia. Она взорвалась на расстоянии около 8000 световых лет от нашей планеты.

На снимке, который можно увидеть выше, показано обработанное рентгеновское изображение, полученные от космической обсерватории Чандра (НАСА).

Яркость, светимость и радиус

Созвездие Орион

Когда вы смотрите на ночное небо, вы видите, что некоторые звезды ярче других, как показано на этом изображении Ориона.

Два фактора определяют яркость звезды:

  • светимость – сколько энергии он выделяет в данный момент времени
  • расстояние – насколько далеко от нас

Прожектор излучает больше света, чем фонарик. То есть прожектор светится ярче. Однако если этот прожектор находится на расстоянии 8 километров от вас, он не будет таким ярким, поскольку интенсивность света уменьшается с увеличением квадрата расстояния. Прожектор в 8 километров от вас может выглядеть таким же ярким, как фонарик в 15 сантиметрах от вас. То же самое относится и к звездам.

Астрономы (профессиональные или любители) могут измерять яркость звезды (количество испускаемого ею света) с помощью фотометра или прибора с зарядовой связью (ПЗС) на конце телескопа. Если они знают яркость звезды и расстояние до звезды, они могут рассчитать светимость звезды:

Светимость также связана с размером звезды. Чем больше звезда, тем больше энергии она излучает и тем ярче. Это можно увидеть и на угольном гриле. Три светящихся красных угольных брикета производят больше энергии, чем один светящийся красный угольный брикет при той же температуре. Аналогично, если две звезды имеют одинаковую температуру, но разные размеры, то большая звезда будет более яркой, чем маленькая.

Сверхновая 3C58: ее видели древние азиатские астрономы

Сверхновая 3C58. НАСА/CXC/SAO

Считается, что китайские и японские астрономы были свидетелями взрыва сверхновой 3C58. Это случилось в 1181 году нашей эры.

Современные изображения этой сверхновой звезды, такие как представленное выше, полученные орбитальной рентгеновской обсерваторией Чандра (НАСА), показали невероятные подробности того, что осталось после взрыва этого объекта. Остаток сверхновой 3C58 представляет собой быстро вращающуюся нейтронную звезду, называемую пульсаром, окруженную толстым слоем газа. Этот пульсар все еще испускает струи рентгеновских лучей, которые простираются на триллионы километров  в космос.

Типы сверхновых звезд

Стоит отметить, что их обозначение начинается с вида (SN) и года открытия. А оканчивается буквами, которые указывают на порядковый номер объекта в данном году. К примеру, по времени их сначала именуют от А до Z, затем используют аа, ab, ac и др.Разумеется, представители одного вида тел никогда не могут быть абсолютно идентичными. Они отличаются друг от друга. Главным образом, различается их светимость, природа происхождения, то есть образование.Итак, выделяют два вида:

I тип: в двойной системе (из белого карлика и более массивного компаньона) вещество переходит к карликовому компоненту. В результате происходит взрыв, сжатие и формирование нейтронного светила.

Что интересно, в их спектре нет водорода. По этому показателю, основываясь на состав, их делят на подтипы Ia, Ib и Ic.

Сверхновая типа Ib SN 2008D

К тому же, период пика яркости длится примерно два или три дня. Но отмечается высокий уровень блеска.

II тип: гигант или сверхгигант большой массивности взрывается и его ядро коллапсирует. Его элементы очень быстро разлетаются в разные стороны.

Правда, в таких объектах в спектре наблюдаются линии водорода. Также группируются на подтипы: II-L, II-P, IIb и IIn.

Кроме того, второму типу свойственно более продолжительное увеличение яркости. Хотя она ниже и быстрее уменьшается в отличие от первого вида.

Гиперновые взрывы

Астрономы также выделяют гиперновые вспышки. Их энергия выше на несколько порядков, чем у обычных сверхновых. Гиперновые звёзды представляют взрыв массивных объектов, которые называются гипергигантами. Эти газовые шары могут достигать 150 солнечных масс.

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.