Как часто взрываются сверхновые во вселенной

Статистика сверхновых

Насколько часто вспыхивают сверхновые и каким образом они распределены в галактиках? На эти вопросы должны дать ответ статистические исследования.

Ответить на первый вопрос, казалось бы, несложно: нужно достаточно долго наблюдать за несколькими галактиками, подсчитать взорвавшиеся в них сверхновые и разделить их число на время наблюдений.

Пока мы можем получить только оценку средней частоты вспышек у некоторой совокупности галактик. Для этого необходимо использовать данные наблюдений по поиску сверхновых: каждое наблюдение увеличивает эффективное время слежения за отдельной галактикой, которое зависит от расстояния до нее, от предельной звездной величины поиска и от характера кривой блеска сверхновой. Для сверхновых разных типов эффективное время наблюдения одной и той же галактики будет разным. Для примера предположим, что в некоторой галактике в случайные моменты времени взрываются сверхновые двух типов — А и Б.

Рис. 10.16. Слева: остаток вспышки сверхновой, обнаруженный на месте радиоисточника G1.9+0.3 в Стрельце. Диффузное свечение в центре «арки» — изображение, полученное в 1985 г. радиоинтерферометром VLA. Клочковатые области справа и слева — рентгеновское изображение, полученное в 2007 г. космической обсерваторией «Чандра» (NASA). Сравнение их размеров позволило определить скорость расширения остатка — около 15 000 км/с. Справа: снимок в ближнем ИК-диапазоне области в Стрельце размером 5′, где расположен G1.9+0.3 (квадратик в левой части снимка).

так медленно, что она остается заметной для нашего телескопа в течение 1,5 месяцев, а вспышка типа Б гаснет быстрее и остается заметной для телескопа лишь в течение 0,5 месяца. Если мы фотографируем эту галактику один раз в месяц, то не пропустим ни одной вспышки типа А, но не заметим половину вспышек типа Б. Поэтому эффективное время наблюдений в этом обзоре для двух указанных типов вспышек будет различаться вдвое.

Объединяя результаты для нескольких галактик, нужно принимать во внимание их различие по массе и светимости, а также по морфологическому типу. В настоящее время принято нормировать результаты на светимость галактик и объединять данные только для галактик близких типов. Последние работы, основанные на объединении данных нескольких программ поиска сверхновых, дали такие результаты: в эллиптических галактиках наблюдаются только сверхновые типа 1а, причем в «средней» галактике со светимостью 1010L© одна сверхновая вспыхивает примерно раз в 500 лет. В средней спиральной галактике такой же светимости сверхновые 1а вспыхивают с чуть более высокой частотой, однако к ним добавляются вспышки сверхновых типов II и Ib/c, так что общая частота вспышек в спиральной галактике — примерно раз в 100 лет. Частота вспышек приблизительно пропорциональна светимости галактик, то есть в гигантских галактиках она значительно выше.

В нашей Галактике — а это довольно крупная спиральная система — можно ожидать одну вспышку в среднем за 50 лет. Однако известно, что за последнее тысячелетие наблюдалось только четыре галактических сверхновых.

В последнее время наибольшее внимание привлекает исследование зависимости частоты вспышек сверхновых от красного смещения, ставшее возможным после осуществления нескольких программ поиска далеких сверхновых. Показано, что с увеличением красного смещения z частота вспышек SN 1а сначала растет примерно в 5-8 раз от z = 0 до z = 0,7, а затем понемногу падает. Частота сверхновых, взрывающихся из-за коллапса ядер звезд, увеличивается примерно втрое при изменении z от 0 до 0,25. Увеличение частоты вспышек сверхновых с ростом z объясняется более высоким темпом звездообразования в прошлом.

Как распределены сверхновые внутри галактик? Конечно, пока можно исследовать только сводные распределения, приведенные к некоторой «объединенной» галактике, например распределение мест вспышек по расстоянию от центра галактики или их распределение относительно характерных деталей структуры спиральных галактик (у эллиптических галактик структуры нет). К этим деталям относятся в первую очередь спиральные рукава. В близких галактиках хорошо видны также области активного звездообразования, выделяемые по облакам ионизованного водорода, — области Н II, или же по скоплениям ярких голубых звезд — ОВ-ассоциации.

По мере роста числа открытых сверхновых исследования их пространственного распределения проводились не раз и дали следующие результаты.

Распределения сверхновых разных типов по расстоянию от центра галактики во внешних областях галактик мало различаются между собой и сходны с распределением общей светимости: поверхностная плотность падает от центра к краю по экспоненциальному закону. Различия между типами сверхновых проявляются в распределении в центральных областях галактик: плотность SN 1а в самом центре падает, в то время как плотность SN Ib/c растет, a SN II — остается примерно постоянной.

Различается и распределение разных типов сверхновых относительно областей звездообразования: к спиральным рукавам концентрируются сверхновые всех типов, но к областям Н II — только сверхновые типов II и Ib/c. Можно заключить, что время жизни звезды, дающей вспышку типа II или Ib/c, — от 106 до 107 лет, а для типа 1а — около 108 лет. Однако сверхновые типа 1а наблюдаются и в эллиптических галактиках, где, как считается, нет звезд моложе 109 лет.

Скорее всего, имеется два возможных пути эволюции предсверх- новых 1а: при одном взрыв наступает сравнительно быстро, а во втором случае возможна длительная эволюция, вплоть до времени, сравнимого с возрастом Вселенной. В спиральных галактиках преобладают «молодые» SN 1а, а в эллиптических — «старые», хотя возможно, что в некоторых эллиптических галактиках все-таки происходит слабое звездообразование и, следовательно, в небольшом количестве присутствуют молодые звезды. Некоторое различие средних характеристик SN 1а в спиральных и эллиптических галактиках все же наблюдается: SN 1а с медленным падением блеска и высокой светимостью почти не встречаются в эллиптических галактиках, что подтверждает высказанную выше гипотезу.

Источник

Сверхновая звезда

Сверхновая звезда, или взрыв сверхновой — процесс колоссального взрыва звезды в конце ее жизни. При этом освобождается огромная энергия, а светимость возрастает в миллиарды раз. Оболочка звезды выбрасывается в космос, образуя туманность. А ядро сжимается настолько, что становится либо нейтронной звездой, либо чёрной дырой.

Химическая эволюция вселенной протекает именно благодаря сверхновым. Во время взрыва в пространство выбрасываются тяжелые элементы, образующиеся во время термоядерной реакции при жизни звезды. Далее из этих остатков формируются протозвёзды с планетарными туманностями, из которых в свою очередь образуются звёзды с планетами.

Так же возникла и Земля, все вещество которое нас окружает и из которого мы состоим, зародилось в недрах звёзд, еще до образования Солнца.

Как происходит взрыв

Как известно, звезда выделяет огромную энергию благодаря термоядерной реакции, происходящей в ядре. Термоядерная реакция — это процесс превращения водорода в гелий и более тяжелые элементы с выделением энергии. Но вот когда водород в недрах заканчивается, верхние слои звезды начинают обрушиваться к центру. После достижения критической отметки вещество буквально взрывается, всё сильнее сжимая ядро и унося верхние слои звезды ударной волной.

В довольно малом объеме пространства образуется при этом столько энергии, что часть ее вынуждено уносить нейтрино, у которой практически нет массы.

Сверхновая типа Ia

Этот вид сверхновых рождается не из звезд, а из белых карликов. Интересная особенность — светимость всех этих объектов одинакова. А зная светимость и тип объекта, можно вычислить его скорость по красному смещению. Поиск сверхновых типа Ia очень важен, ведь именно с их помощью обнаружили и доказали ускоряющееся расширение вселенной.

Возможно, завтра они вспыхнут

Существует целый список, в который включены кандидаты в сверхновые звёзды. Конечно, достаточно сложно определить, когда именно произойдет взрыв. Вот ближайшие из известных:

• IKПегаса. Двойная звезда расположена в созвездии Пегас на удалении от нас до 150 световых лет. Её спутник – массивный белый карлик, который уже перестал производить энергию посредством термоядерного синтеза. Когда главная звезда превратится в красный гигант и увеличит свой радиус, карлик начнёт увеличивать массу за счёт неё. Когда его масса достигнет 1,44 солнечной, может произойти взрыв сверхновой.
• Антарес. Красный сверхгигант в созвездие Скорпиона, от нас до него 600 световых лет. Компанию Антаресу составляет горячая голубая звезда.
• Бетельгейзе. Подобный Антаресу объект, находится в созвездии Орион. Расстояние до Солнца от 495 до 640 световых лет. Это молодое светило (около 10 миллионов лет), но считается, что оно достигло фазы выгорания углерода. Уже в течение одного-двух тысячелетий мы сможем полюбоваться взрывом сверхновой.

Влияние на Землю

Сверхновая звезда, взорвавшись поблизости, естественно, не может не повлиять на нашу планету. Например, Бетельгейзе, взорвавшись, увеличит яркость примерно в 10 тысяч раз. Несколько месяцев звезда будет иметь вид сияющей точки, по яркости подобной полной Луне. Но если какой-либо полюс Бетельгейзе будет обращён на Землю, то она получит от звезды поток гамма-лучей. Усилятся полярные сияния, уменьшится озоновый слой. Это может оказать очень негативное влияние на жизнь нашей планеты. Всё это только теоретические расчёты, каким же фактически будет эффект взрыва этого супергиганта, точно сказать нельзя.

Смерть звезды, так же, как и жизнь, иногда бывает очень красивой. И пример тому – сверхновые звёзды. Их вспышки мощны и ярки, они затмевают все светила, что расположены рядом.

Источник

Сверхновая звезда

Сверхновая – это самый большой взрыв и чрезвычайно яркий, сверхсильный взрыв звезды. Сверхновые могут на короткое время затмить целые галактики и излучать больше энергии, чем наше Солнце за всю свою жизнь. Они также являются основным источником тяжелых элементов во вселенной. По данным НАСА, сверхновые – это “самый большой взрыв, который происходит в космосе.”

История наблюдений за сверхновыми звездами

Различные цивилизации регистрировали сверхновые задолго до изобретения телескопа. Самая старая зарегистрированная сверхновая – RCW 86, которую китайские астрономы видели в 185 году нашей эры. Их записи показывают, что эта звезда оставалась на небе в течение 8 месяцев. До начала 17 века (когда появились телескопы) было зафиксировано всего 7 сверхновых.

То, что мы сегодня знаем как Крабовидную Туманность, является самой известной из этих сверхновых. Китайские и корейские астрономы записали этот звездный взрыв в своих записях в 1054 году. Коренные американцы, возможно, также видели его (согласно наскальным рисункам, увиденным в Аризоне и Нью-Мексико). Сверхновая, образовавшая Крабовидную Туманность, была настолько яркой, что астрономы могли видеть ее днем.

Крабовидная туманность как остаток сверхновой SN 1054

Другие сверхновые, наблюдавшиеся до изобретения телескопа, произошли в 393, 1006, 1181, 1572 годах (изученные знаменитым астрономом Тихо Браге) и 1604 году. Браге писал о своих наблюдениях за сверхновой звездой в своей книге “De nova stella”, которая дала название “нова”. Однако нова отличается от сверхновой. Оба они представляют собой внезапные вспышки яркости, когда горячие газы выбрасываются наружу, но для сверхновой, взрыв является катастрофическим и означает конец жизни звезды.

Термин “Сверхновая” не использовался до 1930-х годов. Впервые он был использован Уолтером Бааде и Фрицем Цвикки в обсерватории Маунт-Вильсон, которые использовали его в связи с наблюдаемым ими взрывным событием, названным S Andromedae (также известным как SN 1885A). Взрыв был расположен в галактике Андромеда. Они также предположили, что сверхновые происходят, когда обычные звезды коллапсируют в нейтронные звезды.

В современную эпоху одной из наиболее известных сверхновых была SN 1987A 1987 года рождения, которая до сих пор изучается астрономами. Они могут видеть, как развивается сверхновая в первые несколько десятилетий после взрыва.

Звездная смерть

В среднем сверхновая будет возникать примерно раз в 50 лет в галактике размером с Млечный путь. Иными словами, где-то во Вселенной каждую секунду или около того взрывается звезда, и некоторые из них находятся не слишком далеко от Земли.

То, как именно умирает звезда, отчасти зависит от ее массы. Нашему Солнцу, например, не хватает массы, чтобы взорваться как сверхновая. Вместо этого, через пару миллиардов лет, оно раздуется в красного гиганта, поглотит ближайшие планеты, а потом превратится в белого карлика. Но при правильном количестве массы звезда может сгореть в огненном взрыве.

Классификация сверхновых

Звезда может стать сверхновой одним из двух способов:

• Сверхновая типа I: звезда накапливает вещество от ближайшего соседа до тех пор, пока не начнется цепная ядерная реакция.
• Сверхновая второго типа: у звезды заканчивается ядерное топливо и она коллапсирует под действием собственной гравитации.

Тип I

Они происходят из двойных звездных систем, в которых углеродно-кислородный белый карлик притягивает к себе материю от своего компаньона (аккреция). При таком сценарии на белом карлике скапливается столько массы, что его ядро достигает критической плотности 2 х 10 9 г/см³. Этого достаточно, чтобы привести к неконтролируемому слиянию углерода и кислорода, что приведет к детонации звезды.

Тип II

Чтобы звезда взорвалась как сверхновая второго типа, она должна быть в несколько раз массивнее Солнца (по оценкам, от 8 до 15 солнечных масс). Как и у Солнца, у неё в конечном итоге закончится водород, а затем гелиевое топливо в её ядре. Однако у такой звезды будет достаточно массы и давления, чтобы плавить углерод. Вот что происходит дальше:

• Постепенно более тяжелые элементы накапливаются в центре, а более легкие элементы стремятся к внешней стороне звезды.
• Как только ядро звезды превышает определенную массу (предел Чандрасекара), звезда начинает взрываться (по этой причине эти сверхновые также известны как сверхновые с коллапсом ядра).
• Ядро нагревается и становится более плотным.
• В конце концов имплозия отскакивает от ядра, выбрасывая звездный материал в космос, образуя сверхновую.

То, что осталось – сверхплотный объект, называемый нейтронной звездой. Это объект размером с город, который может иметь массы больше нашего Солнца.

Звезды, намного более массивные, чем Солнце (около 20-30 солнечных масс), не могут взорваться как сверхновые, считают астрономы. Вместо этого они коллапсируют, образуя черные дыры.

В 2018 года учёными были озвучены данные о возможном открытии в ходе своих наблюдений нового, до сих пор неизученного, третьего типа сверхновых. Во время этих наблюдений, были зафиксированы 72 кратковременные вспышки с температурой от 10 до 30 тыс.°C и размерами от нескольких единиц до нескольких сотен а. е. Основная особенность этих космических событий заключается в их относительной кратковременности — всего несколько недель, а не несколько месяцев как у обычных сверхновых.

Источник