Космические бомбы: погибать молодым

      Комментарии к записи Космические бомбы: погибать молодым отключены

Космические бомбы: погибать молодым

    Существует пара сценариев эволюции звезды. При массе от 20 до 100 солнечных происходит полный коллапс — образуется черная дыра, а у звезд с массой 10−20 солнечных — несжимаемые нейтронные ядра. Плотность вещества в таком ядре в 100 трлн. раз выше плотности воды. Внешние слои падают на ядро, появляется ударная волна и происходит взрыв Существуют не только сверхновые, но и просто новые звезды. Практически это несостоявшиеся сверхновые типа Ia.
    Вероятна обстановка, в то время, когда масса белого карлика в следствии умеренной аккреции вещества простой звезды не успевает достигнуть предела Чандрасекара. Это вещество практически полностью складывается из водорода, что при падении на карлик сжимается, нагревается и дает начало гелию и более тяжелым элементам. Наряду с этим выделяется огромное количество тепла и газовая оболочка карлика разлетается по космическому пространству.
    Это также взрыв, но неизмеримо более не сильный, чем взрыв сверхновой Сверхновые типа IA — это звезды, утратившие свойство сжигать ядерное горючее, — белые карлики с массой около солнечной. Чтобы стать сверхновой, им нужен партнер, что имел возможность бы довести массу карлика до критического значения Предшественники сверхновых типа II — юные звезды с массой более десяти солнечных, в основном обитающие в рукавах спиральных галактик. Они живут всего пара миллионов лет, по окончании чего у них образуется металлическое ядро, которое, как луковица чешуей, покрыто слоями кремния и других легких элементов и заключено в водородную оболочку Звезда в разрезе Появление сверхновой типа II

В прошедшем сезоне астрологи отмечали увлекательный юбилей. 30 апреля (либо 1 мая) 1006 года в созвездии Волка зажглась звезда, которая спустя пара дней затмила Венеру. Она была видна в течение нескольких лет, а позже провалилась сквозь землю с небосвода.

Ее видели швейцарские монахи, китайские астрономы и арабские учёные. Наблюдатели не преминули подметить, что сияние небесной гостьи соперничало с лунным светом. на данный момент мы знаем, что это была самая броская из сверхновых, сведения о которых имеются в письменных источниках. Но, замечательный блеск данной звезды был обусловлен не необыкновенной мощностью взрыва, а относительно малым расстоянием до Нашей системы — 7100 световых лет, не через чур на большом растоянии кроме того по меркам отечественной Галактики

SN 1006 первенствовала сверхновой, упомянутой в летописях многих земель — от Японии до Западной Европы. В китайских летописях имеется сведения о сходных звездных вспышках в 185, 386 и 393 годах. Более ранних сведений нет.

По окончании 1006 года в дотелескопические времена были увидены всего четыре сверхновые. Первая зажглась 4 июля 1054 года и по блеску примерно в шесть раз превзошла Сириус (но, SN 1006 была бросче еще в сто раз). Взрыв SN 1054 отметили на Дальнем Востоке и Ближнем, но в европейских текстах он не значится (не считая туманных намеков в ирландских монастырских хрониках).

Вторая сверхновая показалась в первых числах Августа 1181 года в созвездии Кассиопеи и была видна около полугода. О ней упомянуто не меньше чем в восьми китайских и японских текстах, а также в трудах доктора наук Парижского университета Александра Некэма.

Очередную звездную вспышку замечали 6 ноября 1572 года, причем опять в районе Кассиопеи. Это событие зафиксировано во многих европейских источниках, в том числе и в записях молодого Тихо Браге. Действительно, он увидел вспыхнувшую звезду только 11 ноября, но смотрел за ней целых полтора года и написал книгу De Nova Stella («О новой звезде») — первый астрономический труд на эту тему.

Четвертую сверхновую увидели 9 октября 1604 года между зодиакальными созвездиями Змееносца и Стрельца. Ее яркость превосходила яркость всех звезд и планет, за исключением Венеры. С 17 октября ее начал изучать Иоганн Кеплер, что, подобно Браге, изложил собственные наблюдения в отдельной книге.

SN 1604 была последней звездой, взорвавшейся в отечественной Галактике, — по окончании нее сверхновые загорались только за пределами Млечного Пути.

Новых сообщений о аналогичных звездах не было впредь до середины XIX столетия. Во второй половине 40-ых годов XIX века в созвездии Змееносца астрологи углядели весьма не сильный вспышку, видимую практически на пределе возможностей невооруженного глаза. Она не шла ни в какое сравнение со сверкающими красавицами 1006, 1572 и 1604 годов и к тому же скоро погасла.

Еще одна звездочка ненадолго (всего на девять дней) мигнула в созвездии Северной Короны во второй половине 60-ых годов XIX века. Но в 1885 году астрологи смогли наслаждаться лицезрением долгосрочной вспышки, видимой, действительно, только в достаточно замечательные телескопы. Позднее стало известно, что эта звезда принадлежала самой близкой к Млечному Пути большой спиральной галактике М31 — туманности Андромеды.

Сверхновые обретают имя

Астрологи обучились определять межгалактические расстояния только в конце первой четверти XX столетия. Стало ясно, что кое-какие из новых звезд излучают в тысячи раза больше энергии, нежели остальные. В начале 1930-х Фред Цвикки в лекциях для аспирантов Калтеха нарек экстремально броские вспышки «сверх-новыми».

Термин прижился, не смотря на то, что со временем лишился дефиса.

В первой половине 30-ых годов XX века Цвикки и Вальтер Бааде представили в Американское физическое общество доклад «О сверхновых», содержание которого попало на страницы газет. Они вычислили, что в течение месяца обычная сверхновая отправляет в пространство столько света, сколько излучает отечественное Солнце за 10 млн. лет. Соавторы заключили, что такое вероятно только при частичном превращении массы звезды в лучевую энергию в соответствии с формулой Эйнштейна.

Исходя из этого они высказали предположение, что взрыв сверхновой «является трансформацией простой звезды в нейтронную, состоящую преимущественно из нейтронов. Такая звезда обязана владеть малый радиусом и складываться из вещества экстремально высокой плотности».

Бааде и Цвикки не первыми допустили существование звезд из ядерной материи, за два года до них это сделал Лев Ландау. Но «нейтронизация» звездного вещества как обстоятельство замечательной мощности сверхновых — полностью их мысль. Действительно, Бааде, вероятнее, не принимал ее действительно. А вот Цвикки развернул целую программу поиска сверхновых посредством 18-дюймового телескопа с фотокамерой, купленного за счет фонда Рокфеллера.

Уже к осени 1937 года, всего за год наблюдений, он нашёл три сверхновых. По окончании нападения японцев на Перл-Харбор программу свернули, но в мирные времена охота возобновилась, и к концу 1980-х количество зарегистрированных сверхновых превысило шесть сотен. А после этого настала эра компьютеризованных твердотельных камер, и эти звезды стали считать на тысячи.

Выясняется, они различные

Первые 12 сверхновых, сфотографированных Цвикки и его помощником Джонсоном, смотрелись подобиями друг друга. Но в первой половине 40-ых годов двадцатого века Джонсон нашёл 13-ю сверхновую, не похожую на другие ни динамикой свечения, ни спектральным составом. Достаточно не так долго осталось ждать стало известно, что и такие звезды в полной мере обычны.

Их нарекли сверхновыми типа II, а предшественниц отнесли к типу I. Практически через пять десятилетий в нем выделили семейства Ia (как раз его представителей замечал в 1930-е годы Цвикки), Ib и Ic.

График зависимости видимой яркости от времени именуется световой кривой. У всех SN Ia световые кривые весьма похожи. В течение двух-трех недель по окончании вспышки блеск звезды возрастает многократно, проходит через пару недель и кратковременный максимум понижается в таком же темпе.

После этого видимая яркость падает по плавной экспоненте, уменьшаясь раз в день на 1% (в большинстве случаев года через полтора звезда делается совсем неразличимой). У SN II яркость возрастает приблизительно так же, в течение недель а также месяцев остается практически большой и только позже начинает уменьшаться, причем медленней, чем у SN Iа. На данной стадии блеск звезды может падать и по экспоненте, но это не неспециализированное правило.

Безотносительная световая яркость большинства сверхновых типа Ia на пике свечения дает довольно малый разброс (что и разрешило применять их как эталонные светильники для измерения космических расстояний, см. статью «Чёрная сторона Вселенной», «ПМ» №7’2007), тогда как у SN II она очень сильно изменяется. Кроме того в максимуме активности сверхновые второго типа светят многократно не сильный, нежели их товарки из первого семейства.

И это еще не все. В спектрах SN II в избытке присутствуют линии испускания водорода, а у SN Ia их нет вовсе. SN Ia вспыхивают и в молодых, и в ветхих звездных скоплениях, а также в эллиптических галактиках, каковые состоят преимущественно из маломассивных остывающих звезд.

Наоборот, SN II в основном наблюдаются в рукавах спиральных галактик. Существуют и другие различия. В общем, звездные бомбы очевидно изготовляют по неодинаковым чертежам.

SN IA. Будущее белого карлика

Tеоретическую модель сверхновых типа Ia в первой половине 60-ых годов двадцатого века создали английский астрофизик Фред Хойл и американский физик-ядерщик Уильям Фаулер. Позднее солидный вклад в познание их природы внес астролог из ГАИШ Юрий Псковский. С того времени модель неоднократно совершенствовали, но в собственной базе она так и не изменилась.

«Взрывчаткой» для SN Ia помогают белые карлики, легкие, но весьма плотные звезды, утратившие свойство сжигать ядерное горючее. Чем тяжелее звезда, тем посильнее она может разогреть собственную центральную территорию. Звезды с массой не более восьми солнечных способны накалиться только до температуры, достаточной для кислорода и образования углерода. После этого звезда прекращает термоядерный синтез и сбрасывает внешние слои, которые содержат более легкие элементы — водород и гелий.

Остается остывающее кислородно-водородное ядро, по массе приблизительно равное Солнцу, но в сто раз меньшее по диаметру. Это и имеется белый карлик.

Будущее одиночного белого карлика — медленное умирание. А вот при наличии простой звезды-компаньона с очень сильно раздутой воздухом карлик начинает увеличивать собственную массу, отсасывая своим тяготением ее вещество. Но он способен сохранять устойчивость только в определенных границах. Вещество белого карлика — это ядра атома, загружённые в газ, образованный обобществленными (как говорят физики, вырожденными) электронами.

Давление этого газа противостоит силе тяготения только , пока масса карлика остается меньше предела Чандрасекара (1,4 массы Солнца). По его достижении карлик сжимается, его недра скоро разогреваются, и в том месте начинаются высокотемпературные термоядерные реакции, приводящие к образованию его соседей и железа. Потому, что радиус карлика весьма мал, процесс ядерного горения распространяется по направлению к его поверхности.

Это не детонация, в частности сгорание, не сопровождающееся происхождением ударных волн (таковой процесс именуется дефлаграцией). Фронт дефлаграции порождает волны давления, направленные к поверхности звезды и практически разрывающие ее изнутри. Звезда мгновенно преобразовывается в расширяющееся облако плазмы, нагретое до миллиардов градусов.

Эта модель прекрасно согласуется с астрономическими наблюдениями. Легко понять, из-за чего обычные представители семейства SN Ia не через чур различаются по полной яркости: они рождаются из звезд с приблизительно однообразной массой (действительно, для правильной калибровки их светимости приходится принимать в расчет форму световых кривых). Ясно кроме этого, из-за чего в их спектрах отсутствуют линии водорода: его у белых карликов нет.

Модель дефлаграции прекрасно растолковывает и начальную фазу свечения (быстрый спад и подскок), и наличие спектральных линий многих тяжелых элементов.

А в чем обстоятельство экспоненциального падения яркости? Гибнущий карлик порождает радиоактивный никель-56, что переходит в радиоактивный кобальт-56, а тот — в стабильный изотоп железа (сверхновые этого типа именно и являются космическими железоделательными фабриками). На протяжении распада кобальта генерируется гамма-излучение, которое нагревает остатки взорвавшейся звезды и заставляет их интенсивно светиться в рентгеновском и видимом диапазонах.

Период полураспада кобальта — 77 дней, и его концентрация падает именно на 1% в день.

Рождение сверхновой типа II

Сверхновые типа II рождаются в противном случае. Их обычные предшественники — юные звезды (более десяти солнечных весов), в основном обитающие в рукавах спиральных галактик. В финале маленькой (пара миллионов лет) судьбе таковой звезды у нее образуется металлическое ядро.

Это ядро, как луковица чешуей, покрыто слоями кремния и других легких элементов и заключено в водородную оболочку. В случае если в окрестностях ядра длятся процессы термоядерного синтеза, его масса растет и достигает предела Чандрасекара. Потому, что железо не может к термоядерному горению, ядро звезды под давлением вышележащих слоев сжимается со скоростью, составляющей до 20% световой.

Электроны прижимаются к ядрам атомов железа и, образно говоря, сливаются с протонами, преобразовываясь в нейтроны и нейтрино. Нейтрино покидают звезду, унося с собой энергию и охлаждая сердцевину звезды, давление ее вещества падает, отчего темп сжатия лишь возрастает. Это происходит за считаные секунды, исходя из этого внешние слои звезды не успевают ничего ощутить.

На данной стадии вероятны два сценария. Звезды с массой от 20 до 100 солнечных весов коллапсируют всецело и дают начало черным дырам (иногда кроме того без вспышки, другими словами без рождения сверхновой). У звезд в диапазоне 10−20 солнечных весов образуются несжимаемые ядра из нейтронной материи, плотность которой в 100 трлн. раз превышает плотность воды. Внешние слои звезды под действием тяготения обрушиваются на ядро и «отскакивают» от него со скоростью в десятки тысяч километров в секунду.

Потому, что эта скорость существенно превышает скорость звука в звездном веществе, образуется ударная волна, практически разрывающая звезду изнутри. Это уже настоящий взрыв — не дефлаграция, а детонация. По всей видимости, ему оказывают помощь так именуемые тепловые нейтрино, приходящие из нейтронного ядра, нагретого до сотен миллиардов градусов (их не нужно путать с нейтрино первой волны, показавшимися на свет в ходе нейтронизации ядра).

В соответствии с модельным вычислениям, они уносят порядка 1046 джоулей энергии. Плотность вещества звезды столь высока, что кроме того всепроникающие нейтрино частично (приблизительно 1%) поглощаются и нагревают внешние слои, увеличивая силу взрыва. От звезды остается деформированный нейтронный шар радиусом в пара километров, окруженный разлетающимся облаком светящейся плазмы.

Плазменный сгусток остывает не сходу, так что на первых порах яркость сверхновой значительно уменьшается очень медлительно. В большинстве случаев она содержит несгоревший водород (что и обнаруживает себя на спектрограммах). В том месте может находиться и радиоактивный кобальт, что дает экспоненциальную световую кривую.

А откуда берутся SN Ib и Iс? «Такие звезды открыли недавно, в 1985 году. Практически это те же сверхновые второго типа, лишь бедные водородом (сверхновым Ic не достаточно еще и гелия).

Принято вычислять, что они лишились внешних слоев еще до взрыва, что и растолковывает эти странности, — говорит «Популярной механике» эксперт по сверхновым, астролог из Калифорнийского технологического университета Алисия Содерберг. — Так что сверхновые Ib и Iс похожи на сверхновые Ia только по некоторым спектральным характеристкам, а не по физической природе. Анализ свечения сверхновых типа II кроме этого разрешает подразделить их на группы, но это уже тонкости».

Необыкновенные сверхновые

В ночь с 23 на 24 февраля 1987 года на земном небосводе в первый раз с 1604 года зажглась сверхновая, различимая невооруженным глазом. Она вспыхнула в Громадном Магеллановом облаке всего в 168 000 световых лет от отечественного Солнца. В мае она разгорелась до третьей звездной величины, по окончании чего угасла. За три часа до обнаружения нового звездного объекта детекторы трех нейтринных обсерваторий, среди них и Баксанской в Российской Федерации, зарегистрировали пришедшие от него нейтрино.

SN 1987A примечательна не одной только близостью к Почва. Ее предком был светло синий сверхгигант, масса которого в 15 раз превышала солнечную. По окончании его коллапса появилось нейтронное ядро, о чем светло свидетельствует нейтринный след.

18 сентября 2006 года была зарегистрирована еще одна необычная сверхновая SN 2006gy. Ее свет пришел из галактики NGC 1260, отстоящей от Почвы на 238 млн. световых лет. Максимум ее полной оптической яркости был раз в пять выше обычного для сверхновых типа Ia. Данный феномен сперва растолковывали тем, что карлик-предшественник взорвался не из-за аккреции вещества красного гиганта, а благодаря прямому столкновению с его ядром. Но правомерен и второй сценарий.

Вот как растолковывает случившееся один из первооткрывателей SN 2006gy доктор наук Техасского университета Крейг Уилер: «Анализ рентгеновского спектра излучения SN 2006gy дает основания считать, что ее полная мощность стократно превышала норму, а на такое белый карлик не может. SN 2006gy до взрыва тянула на 150 солнечных весов. Вычисления продемонстрировали, что звезды с массой более ста солнечных взрываются по своеобразному сценарию.

Температура их ядер возрастает столь высоко, что уже на стадии синтеза кислорода в них в изобилии появляются гамма-кванты высоких энергий, каковые, сталкиваясь, преобразовываются в электронно-позитронные пары. Вследствие этого плотность гамма-излучения значительно уменьшается и внешние слои звезды падают в ее центр. Данный процесс так разогревает звездные недра, что в них начинаются термоядерные реакции, на протяжении которых синтезируется последовательность тяжелых элементов.

Давление в звездном ядре снова быстро возрастает, и оно взрывается, не успевая сколлапсировать в черную дыру. Таковой путь эволюции сверхтяжелых звезд был предложен в теории 40 лет назад, и я пологаю, что сейчас мы его заметили на деле».

Звездная топка

    Сверхновая SN 1987A покинула по окончании угасания не совсем простую картину. Невидимая нейтронная звезда либо черная дыра в центре окружена «ожерельем» из областей ярко светящегося газа. На иллюстрациях — одна из теорий, растолковывающих подобную конфигурацию

В недрах звезд идут реакции термоядерного горения, из-за которых рождаются все более тяжелые элементы и происходит энерговыделение. Водород преобразовывается в гелий при 10 млн. градусов, и это только начало цепочки. Гелий переходит в кислород и углерод в диапазоне 100−200 млн. градусов, углерод дает начало неону, магнию и натрию при 800 млн. Кислород порождает кремний и серу, но для этого потребен нагрев до двух с лишним миллиардов градусов.

Чтобы получить цепочку термоядерных реакций, связывающих кремний с железом и его ближайшими соседями по таблице Менделеева, необходимы 4 млрд. градусов. На этом термоядерное горение заканчивается, потому, что на образование более тяжелых элементов требуются затраты энергии. Как раз исходя из этого внутризвездные термоядерные печи не смогут создавать медь, олово, золото, свинец, уран и торий.

Эти элементы рождаются в реакциях с захватом нейтронов, каковые имеют место при взрыве сверхновых II типа и в недрах красных гигантов.

Статья размещена в издании «Популярная механика» (№58, август 2007).

Буду погибать молодым ♥


Интересные записи на сайте:

Подобранные по важим запросам, статьи по теме: