Нові та наднові зірки. Народження наднової зірки

Астрономи офіційно заявили про одну з найгучніших подій у науковому світі: у 2022 році із Землі неозброєним оком ми зможемо побачити унікальне явище – один із найяскравіших вибухів наднової. За прогнозами, він затьмарить своїм світлом сяйво більшості зірок у нашій галактиці.

Йдеться про тісну подвійну систему KIC 9832227 у сузір'ї Лебедя, яку відокремлює від нас 1800 світлових років. Зірки в цій системі розташовані настільки близько один до одного, що мають загальну атмосферу, а швидкість їхнього обертання постійно збільшується (зараз період звернення становить 11 годин).

Про можливе зіткнення, яке очікується приблизно через п'ять років (плюс-мінус один рік), розповів на щорічних зборах Американського астрономічного товариства професор Ларрі Мольнар (Larry Molnar) з Коледжу Кальвіна в США. За його словами, передбачити подібні космічні катастрофи досить складно — на дослідження пішло кілька років (вивчати зоряну пару астрономи почали ще 2013 року).

Першим такий прогноз зробив Деніел Ван Нурд (Daniel Van Noord), науковий співробітник Мольнара (на той момент ще студент).

"Він вивчив, як колір зірки корелює з її яскравістю, і припустив, що ми маємо справу з подвійним об'єктом, навіть з тісною подвійною системою - такою, де у двох зірок є загальна атмосфера, немов у двох ядер арахісу під однією шкаралупою", — пояснює Мольнар у прес-релізі.

У 2015 році Мольнар, після кількох років спостережень, розповів колегам про прогноз: ймовірно, на астрономів чекає вибух, подібний до народження наднової V1309 в сузір'ї Скорпіона в 2008 році. Не всі вчені поставилися до його заяви серйозно, проте тепер, після нових спостережень, Ларрі Мольнар знову торкнувся цієї теми, представивши ще більше даних. Спектроскопічні спостереження та обробка понад 32 тисяч зображень, отриманих із різних телескопів, виключили інші сценарії розвитку подій.

Астрономи вважають, що коли зірки вріжуться одна в одну, то обидві загинуть, проте перед цим випустять багато світла та енергії, утворивши червону наднову і збільшивши яскравість подвійної зірки в десять тисяч разів. Наднову буде видно на небосхилі як частину сузір'я Лебедя та Північного Хреста. Це стане першим випадком, коли фахівці та навіть любителі зможуть простежити за подвійними зірками безпосередньо у момент їхньої смерті.

"Це буде дуже різка зміна в небі, і будь-яка людина зможе побачити це. Вам не знадобиться телескоп, щоб сказати мені в 2023 році, мав рацію я чи ні. Хоча відсутність вибуху розчарує мене, будь-який альтернативний результат буде не менш цікавим", — додає Молнер.

На думку астрономів, до прогнозу справді не можна поставитися несерйозно: в експертів уперше з'явилася можливість спостерігати останні кілька років життя зірок перед їхнім злиттям.

Майбутні дослідження допоможуть багато дізнатися про подібні подвійні системи та їх внутрішні процеси, а також про наслідки масштабного зіткнення. "Вибухи" такого роду, за статистикою, відбуваються приблизно раз на десять років, проте це перший випадок, коли зіткнення зірок відбудеться на . Раніше, наприклад, вчені спостерігали вибух.

Препринт можливої майбутньої статті Мольнара (PDF-документ) можна прочитати на сайті Коледжу.

До речі, 2015 року астрономи ЄКА виявили унікальну в туманності Тарантул, чиї орбіти знаходяться на неймовірно малій відстані один від одного. Вчені спрогнозували, що рано чи пізно таке сусідство закінчиться трагічно: небесні тіла або зіллються в єдину зірку гігантських розмірів, або станеться вибух наднової, який породить подвійну систему.

Нагадаємо також, що раніше ми розповідали про те, як вибухи наднових.

Їхнє виникнення - це досить рідкісне космічне явище. У середньому в доступних спостереженню просторах Всесвіту спалахує три наднових століття. Кожен такий спалах є гігантською космічною катастрофою, при якій виділяється неймовірно багато енергії. За грубою оцінкою така кількість енергії могла б утворитися при одночасному вибуху багатьох мільярдів водневих бомб.

Достатньо строга теорія спалахів наднових поки що відсутня, але вчені висунули цікаву гіпотезу. Вони припустили, виходячи з найскладніших розрахунків, що під час альфа-синтезу елементів ядро продовжує стискатися. Температура в ньому досягає фантастичної цифри – 3 мільярди градусів. За таких умов в ядрі значно прискорюються різні; у результаті виділяється багато енергії. Швидке стиснення ядра спричиняє так само швидке стиснення оболонки зірки.

Вона теж сильно розігрівається, і ядерні реакції, що протікають в ній, у свою чергу, сильно прискорюються. Таким чином буквально за лічені секунди виділяється величезна кількість енергії. Це призводить до вибуху. Звичайно, такі умови досягаються не завжди, і тому наднові спалахують досить рідко.

Такою є гіпотеза. Наскільки вчені мають рацію у своїх припущеннях, покаже майбутнє. Але й сьогодення призвело дослідників до вражаючих здогадів. Астрофізичні методи дозволили простежити, як зменшується світність наднових. І ось що з'ясувалося: у перші кілька днів після вибуху світність зменшується дуже швидко, а потім це зменшення (протягом 600 днів) сповільнюється. Причому кожні 55 днів світність слабшає рівно вдвічі. З погляду математики, це зменшення відбувається за так званим експоненційним законом. Хорошим прикладом такого закону є закон радіоактивного розпаду. Вчені висловили сміливе припущення: виділення енергії після вибуху наднової обумовлено радіоактивним розпадом ізотопу якогось елемента з періодом напіврозпаду 55 днів.

Але якого ізотопу та якого елемента? Ці пошуки тривали кілька років. "Кандидатами" на роль подібних "генераторів" енергії виступили берилій-7 та стронцій-89. Вони розпадалися наполовину за 55 днів. Але витримати іспит їм не довелося: розрахунки показали, що енергія, що виділяється за їхнього бета-розпаду, надто мала. А інші відомі радіоактивні ізотопи подібним періодом напіврозпаду не мали.

Новий претендент виявився серед елементів, які Землі немає. Він виявився представником трансуранових елементів, синтезованих вченими штучно. Ім'я претендента – каліфорній, його порядковий номер – дев'яносто вісім. Його ізотоп каліфорній-254 вдалося приготувати в кількості лише близько 30 мільярдних часток грама. Але й цього справді невагомої кількості цілком вистачило, щоб виміряти період напіврозпаду ізотопу. Він виявився рівним 55 дням.

А звідси виникла цікава гіпотеза: саме енергія розпаду Каліфорнію-254 забезпечує протягом двох років надзвичайно високу світність наднової зірки. Розпад каліфорнія відбувається шляхом мимовільного поділу його ядер; при такому вигляді розпаду ядро як би розколюється на два уламки - ядра елементів середини періодичної системи.

Але як синтезується сам каліфорній? Вчені тут дають логічне пояснення. Під час стиснення ядра, що передує вибуху наднової, надзвичайно прискорюється ядерна реакція взаємодії вже знайомого нам неону-21 з альфа-частинками. Наслідком цього є поява протягом досить короткого проміжку часу надзвичайно потужного потоку нейтронів. Знову виникає процес нейтронного захоплення, але цього разу вже швидкого. Ядра встигають поглинути чергові нейтрони раніше, ніж піддадуться бета-розпаду. Для цього процесу нестійкість трансвісмутових елементів не перешкода. Ланцюг перетворень не порветься, і кінець періодичної таблиці теж буде заповнено. При цьому, мабуть, утворюються навіть такі трансуранові елементи, які ще не отримані в штучних умовах.

Вчені підрахували, що при кожному вибуху наднової лише каліфорнія-254 утворюється фантастична кількість. З такої кількості можна було б виготовити 20 куль, кожна з яких важила б стільки, скільки наша Земля. Яка ж подальша доля наднової? Вона гине досить швидко. На місці її спалаху залишається лише маленька дуже тьмяна зірочка. Вона відрізняється, щоправда, надзвичайно високою щільністю речовини: наповнена ним сірникова коробка важила б десятки тонн. Такі зірки називають «». Що відбувається з ними далі, ми поки що не знаємо.

Матерія, яка викидається у світовий простір, може згуститись та утворити нові зірки; вони розпочнуть новий довгий шлях розвитку. Вчені зробили поки що лише загальні грубі мазки картини походження елементів, картини роботи зірок - грандіозних фабрик атомів. Можливо, це порівняння загалом передає суть справи: художник накидає на полотні лише перші контури майбутнього витвору мистецтва. Вже зрозумілий основний задум, але багато, зокрема й суттєві, деталі ще доводиться лише вгадувати.

Остаточне вирішення проблеми походження елементів вимагатиме колосальної праці вчених різних спеціальностей. Ймовірно, багато чого, що зараз нам видається безперечним, насправді виявиться грубо приблизним, а то й зовсім невірним. Напевно, вченим доведеться зіткнутися із закономірностями, які досі нам невідомі. Адже для того, щоб розібратися в найскладніших процесах, що протікають у Всесвіті, безперечно, знадобиться новий якісний стрибок у розвитку наших уявлень про нього.

Наднова зіркаабо спалах надновий- феномен, в ході якого зірка різко змінює свою яскравість на 4-8 порядків (на десяток зоряних величин) з подальшим порівняно повільним згасанням спалаху. Є результатом катаклізмічного процесу, що виникає наприкінці еволюції, деяких зірок і супроводжується виділенням величезної енергії.

Як правило, наднові зірки спостерігаються постфактум, тобто коли подія вже відбулася і її випромінювання досягло Землі. Тому природа наднових довго була незрозуміла. Але зараз пропонується досить багато сценаріїв, що призводять до таких спалахів, хоча основні положення вже досить зрозумілі.

Вибух супроводжується викидом значної маси речовини із зовнішньої оболонки зірки в міжзоряний простір, а з частини речовини, що залишилася, речовини ядра вибухнула зірки, як правило, утворюється компактний об'єкт - нейтронна зірка, якщо маса зірки до вибуху становила більше 8 сонячних мас (M ★ мас) дірка при масі зірки понад 20 M☉ (маса ядра, що залишилося після вибуху - понад 5 M☉). Разом вони утворюють залишок наднової.

Комплексне вивчення раніше отриманих спектрів і кривих блиску у поєднанні з дослідженням залишків та можливих зірок-попередників дозволяє будувати більш докладні моделі та вивчати вже умови, що склалися на момент спалаху.

Крім того, речовина, що викидається під час спалаху, в значній частині містить продукти термоядерного синтезу, що відбувався протягом усього життя зірки. Саме завдяки надновим Всесвіт загалом і кожна галактика зокрема хімічно еволюціонує.

Назва відображає історичний процес вивчення зірок, блиск яких значно змінюється з часом, так званих нових зірок.

Ім'я складається з мітки SN, після якої ставлять рік відкриття, із закінченням з одно-або дволітерного позначення. Перші 26 наднових поточного року одержують однолітерні позначення, в кінці імені, з великих літер від Aдо Z. Інші наднові отримують дволітерні позначення з малих літер: aa, ab, і так далі. Непідтверджені наднові позначають буквами PSN(англ. possible supernova) з небесними координатами у форматі: Jhhmmssss+ddmmsss.

Загальна картина

Сучасна класифікація наднових

Клас	Підклас			Механізм
I Лінії водню відсутні	Сильні лінії іонізованого кремнію (Si II) на 6150	Ia		Термоядерний вибух
	Сильні лінії іонізованого кремнію (Si II) на 6150	Iax У максимумі блиску мають меншу світність і меншу в порівнянні Ia		Термоядерний вибух
	Лінії кремнію слабкі або відсутні	Ib Є лінії гелію (He I).		Гравітаційний колапс
	Лінії кремнію слабкі або відсутні	Ic Лінії гелію слабкі або відсутні
II Присутні лінії водню	II-P/L/N Спектр постійний	II-P/L Немає вузьких ліній	II-P Крива блиску має плато
		II-P/L Немає вузьких ліній	II-L Зоряна величина лінійно зменшується з часом
		IIn Є вузькі лінії
	IIb Спектр з часом змінюється та стає схожим на спектр Ib.

Криві блиску

Криві блиску для I типу високою мірою подібні: 2-3 діб йде різке зростання, потім його змінює значне падіння (на 3 зіркові величини) 25-40 діб з наступним повільним ослабленням, практично лінійним у шкалі зоряних величин. Абсолютна зоряна величина максимуму в середньому для спалахів Ia становить M B = − 19.5 m (\textstyle M_(B)=-19.5^(m)), для Ibc - .

А ось криві блиску типу ІІ досить різноманітні. Для деяких криві нагадували вони для I типу, тільки з більш повільним та тривалим падінням блиску до початку лінійної стадії. Інші, досягнувши піку, трималися на ньому до 100 діб, а потім блиск різко падав і виходив на лінійний хвіст. Абсолютна зоряна величина максимуму варіюється в широкій межі від − 20 m (\textstyle -20^(m))до − 13 m (\textstyle -13^(m)). Середнє значення для IIp - M B = − 18 m (\textstyle M_(B)=-18^(m))для II-L M B = − 17 m (\textstyle M_(B)=-17^(m)).

Спектри

Вищенаведена класифікація містить деякі основні риси спектрів наднових різних типів, зупинимося у тому, що увійшло. Перша та дуже важлива особливість, яка довго заважала розшифровці отриманих спектрів – основні лінії дуже широкі.

Для спектрів наднових типу II та Ibc характерно:

Наявність вузьких абсорбційних деталей поблизу максимуму блиску та вузькі незміщені емісійні компоненти.
Лінії , , , що спостерігаються в ультрафіолетовому випромінюванні.

Спостереження поза оптичним діапазоном

Частота спалахів

Частота спалахів залежить від числа зірок у галактиці або, що те саме для звичайних галактик, світності. Загальноприйнятою величиною, що характеризує частоту спалахів у різних типах галактик, є SNu :

1 S N u = 1 S N 10 10 L ⊙ (B) ∗ 100 y e a r (\displaystyle 1SNu=(\frac (1SN)(10^(10)L_(\odot )(B)*100year))),

де L ⊙ (B) (\textstyle L_(\odot )(B))- Світність Сонця у фільтрі B. Для різних типів спалахів її величина становить :

При цьому наднові Ib/c та II тяжіють до спіральних рукавів.

Спостереження залишків наднових

Канонічна схема молодого залишку наступна:

Можливий компактний залишок; зазвичай це пульсар, але можливо і чорна.
Зовнішня ударна хвиля, що розповсюджується в міжзоряній речовині.
Поворотна хвиля, що розповсюджується в речовині викиду наднової.
Вторинна, що поширюється в згустках міжзоряного середовища та в щільних викидах наднової.

Разом вони утворюють наступну картину: за фронтом зовнішньої ударної хвилі газ нагрітий до температур T S ≥ 10 7 До і випромінює в рентгенівському діапазоні з енергією фотонів 0,1-20 кеВ, аналогічно газ за фронтом хвилі зворотного утворює другу область рентгенівського випромінювання. Лінії високоіонізованих Fe, Si, S тощо вказують на теплову природу випромінювання з обох шарів.

Оптичне випромінювання молодого залишку створює газ у згустках за фронтом вторинної хвилі. Так як у них швидкість поширення вища, а значить газ остигає швидше і випромінювання переходить з рентгенівського діапазону в оптичний. Ударне походження оптичного випромінювання підтверджує відносну інтенсивність ліній.

Теоретичний опис

Декомпозиція спостережень

Природа наднових Ia відрізняється від природи інших спалахів. Про це ясно свідчить відсутність спалахів Ibc і II типів в еліптичних галактиках. Із загальних відомостей про останні відомо, що там мало газу та блакитних зірок, а зіркоутворення закінчилося 10 10 років тому. Це означає, що всі масивні зірки вже завершили свою еволюцію, і залишилися зірки з масою менше сонячної, не більше. З теорії еволюції зірок відомо, що зірки такого типу підірвати неможливо, отже потрібен механізм продовження життя для зірок мас 1-2M ⊙ .

Відсутність ліній водню у спектрах Ia\Iax свідчить, що у атмосфері вихідної зірки його дуже мало. Маса викинутої речовини досить велика - 1M ⊙ переважно містить вуглець, кисень та інші важкі елементи. А зміщені лінії Si II вказує на те, що під час викиду активно йдуть ядерні реакції. Все це переконує, що як зірка-попередник виступає білий карлик, швидше за все вуглецево-кисневий.

Тяжіння до спіральних рукавів наднових Ibc і II типів свідчить, що зіркою прабатьком є короткоживучі O-зірки з масою 8-10M ⊙ .

Термоядерний вибух

Один із способів вивільнити необхідну кількість енергії – різке збільшення маси речовини, що бере участь у термоядерному горінні, тобто термоядерний вибух. Однак фізика одиночних зірок такого не допускає. Процеси у зірках, що є на головній послідовності, рівноважні. Тому в усіх моделях розглядаються кінцевий етап зоряної еволюції - білі карлики. Однак сам по собі останній - стійка зірка, і все може змінитися тільки при наближенні до межі Чандрасекара. Це призводить до однозначного висновку, що термоядерний вибух можливий лише в кратних зоряних системах, швидше за все, у так званих подвійних зірках.

У цій схемі є дві змінні, що впливають на стан, хімічний склад та підсумкову масу залученої у вибух речовини.

Другий компаньйон – звичайна зірка, з якої речовина перетікає на перший.
Другий компаньйон – такий самий білий карлик. Такий сценарій називає подвійним виродженням.

Вибух відбувається при перевищенні межі Чандрасекара.
Вибух відбувається перед ним.

Загальним у всіх сценаріях освіти наднових Ia є те, що карлик, що вибухає, швидше за все є вуглецево-кисневим. У вибуховій хвилі горіння, що йде від центру до поверхні, течуть реакції:

12 C + 16 O → 28 S i + γ (Q = 16.76 M e V) (\displaystyle ^(12)C~+~^(16)O~\rightarrow ~^(28)Si~+~\gamma ~ (Q=16.76~MeV)), 28 Si + 28 Si → 56 Ni + γ (Q = 10.92 Me V) (\displaystyle ^(28)Si~+~^(28)Si~\rightarrow ~^(56)Ni~+~\ gamma ~(Q=10.92~MeV)).

Маса речовини, що вступає в реакцію, визначає енергетику вибуху і, відповідно, блиск у максимумі. Якщо припустити, що у реакцію вступає вся маса білого карлика, то енергетика вибуху становитиме 2,2 10 51 ерг.

Подальша поведінка кривої блиску в основному визначається ланцюжком розпаду:

56 Ni → 56 Co → 56 Fe (\displaystyle ^(56)Ni~\rightarrow ~^(56)Co~\rightarrow ~^(56)Fe)

Ізотоп 56 Ni нестабільний та має період напіврозпаду 6.1 днів. Далі e-захоплення призводить до утворення ядра 56 Co переважно у збудженому стані з енергією 1.72 МеВ. Цей рівень нестабільний, і перехід електрона в основний стан супроводжується випромінюванням каскаду γ-квантів з енергіями від 0.163 МеВ до 1.56 МеВ. Ці кванти відчувають комптонівське розсіяння, і їх енергія швидко зменшується до ~ 100 кеВ. Такі кванти вже ефективно поглинаються фотоефектом і, як наслідок, нагрівають речовину. У міру розширення зірки щільність речовини в зірці знижується, кількість зіткнень фотонів зменшується, і речовина поверхні зірки стає прозорою для випромінювання. Як показують теоретичні розрахунки, така ситуація настає приблизно через 20-30 діб після досягнення зіркою максимуму світності.

Через 60 діб після початку речовина стає прозорою для γ-випромінювання. На кривій блиску починається експоненційний спад. На той час ізотоп 56 Ni вже розпався, і енерговиділення йде рахунок β-розпаду 56 Co до 56 Fe (T 1/2 = 77 днів) з енергіями збудження до 4.2 МеВ.

Гравітаційний колапс ядра

Другий сценарій виділення необхідної енергії – це колапс ядра зірки. Маса його повинна бути точно дорівнює масі його залишку - нейтронної зірки, підставивши типові значення отримуємо :

E t o t ~ G M 2 R ~ 10 53 (\displaystyle E_(tot)\sim (\frac (GM^(2))(R))\sim 10^(53))ерг,

де M = 0, а R = 10 км, G - гравітаційна стала. Характерний час при цьому:

τ f f ~ 1 G ρ 4 ⋅ 10 − 3 ⋅ ρ 12 − 0 , 5 (\displaystyle \tau _(ff)\sim (\frac (1)(\sqrt (G\rho )))~4\cdot 10 ^(-3)\cdot \rho _(12)^(-0,5)) c,

де ρ 12 - густина зірки, нормована на 10 12 г/см 3 .

Отримане значення на два порядки перевищує кінетичну енергію оболонки. Необхідний переносник, який повинен з одного боку віднести енергію, що вивільнилася, а з іншого - не провзаємодіяти з речовиною. На роль такого переносника підходить нейтрино.

За їхню освіту відповідають кілька процесів. Перший і найважливіший для дестабілізації зірки та початку стиснення - процес нейтронізації:

3 H e + e − → 3 H + ν e (\displaystyle ()^(3)He+e^(-)\to ()^(3)H+\nu _(e))

4 H e + e − → 3 H + n + ν e (\displaystyle ()^(4)He+e^(-)\to ()^(3)H+n+\nu _(e))

56 F e + e − → 56 M n + ν e (\displaystyle ()^(56)Fe+e^(-)\to ()^(56)Mn+\nu _(e))

Нейтрино від цих реакцій забирають 10%. Головну роль у охолодженні грає УРКА-процеси (нейтринне охолодження):

E + + n → ν ~ e + p (\displaystyle e^(+)+n\to (\tilde (\nu ))_(e)+p)

E − + p → e + n (\displaystyle e^(-)+p\to \nu _(e)+n)

Замість протонів і нейтронів можуть виступати і атомні ядра, з утворенням нестабільного ізотопу, який зазнає бета-розпаду.

E − + (A , Z) → (A , Z − 1) + e , (\displaystyle e^(-)+(A,Z)\to (A,Z-1)+\nu _(e) ,)

(A , Z − 1) → (A , Z) + e − + ν ~ e . (\displaystyle (A,Z-1)\to (A,Z)+e^(-)+(\tilde (\nu ))_(e).)

Інтенсивність цих процесів наростає принаймні стискування, цим його прискорюючи. Зупиняє це процес розсіювання нейтрино на вироджених електронах, у ході якого термолізуються і замикаються всередині речовини. Достатня концентрація вироджених електронів досягається при щільності ρ n u c = 2 , 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14))г/см 3 .

Зауважимо, що процеси нейтронізації йдуть лише за щільності 10 11 /см 3 , досяжних лише у ядрі зірки. Це означає, що гідродинамічна рівновага порушується лише у ньому. Зовнішні ж шари знаходяться в локальній гідродинамічній рівновазі, і колапс починається тільки після того, як центральне ядро стиснеться і утворює тверду поверхню. Відскок цієї поверхні забезпечує скидання оболонки.

Модель молодого залишку наднової

Теорія еволюції залишку наднової

Виділяється три етапи еволюції залишку наднової:

Розширення оболонки зупиняється тоді, коли тиск газу залишку зрівняється з тиском газу міжзвездной середовищі. Після цього залишок починає дисипувати, стикаючись з хмарами, що хаотично рухаються. Час розсмоктування досягає:

T m a x = 7 E 51 0.32 n 0 0.34 P ~ 0 , 4 − 0.7 (\displaystyle t_(max)=7E_(51)^(0.32)n_(0)^(0.34)(\tilde (P))_( 0,4) ^ (-0.7))років

Теорія виникнення синхротронного випромінювання

Побудова детального опису

Пошук залишків наднових

Пошук зірок-попередників

Теорія наднових Ia

Крім невизначеностей у теоріях наднових Ia, описаних вище, багато суперечок викликає механізм вибуху. Найчастіше моделі можна розділити за такими групами:

Миттєва детонація
Відкладена детонація
Пульсуюча відкладена детонація
Турбулентне швидке горіння

Принаймні кожної комбінації початкових умов перелічені механізми можна зустріти у тому чи іншого варіації. Але цим коло запропонованих моделей не обмежується. Як приклад можна навести моделі, коли детонують відразу два білі карлики. Звичайно, це можливо тільки в тих сценаріях, коли обидва компоненти проеволюціонували.

Хімічна еволюція та вплив на міжзоряне середовище

Хімічна еволюція Всесвіту. Походження елементів з атомним номером вище заліза

Вибухи наднових – основне джерело поповнення міжзоряного середовища елементами з атомними номерами більше (або як кажуть важче) He . Однак процеси їх породили різні групи елементів і навіть ізотопів свої.

R-процес

r-процес- це процес утворення більш важких ядер із легших шляхом послідовного захоплення нейтронів у ході ( n,γ) реакцій і продовжується доти, поки темп захоплення нейтронів вище, ніж темп β -розпаду ізотопу . Іншими словами, середній час захоплення n нейтронів τ(n,γ)повинно бути:

τ (n , γ) ≈ 1 n τ β (\displaystyle \tau (n,\gamma)\approx (\frac (1)(n))\tau _(\beta ))

де β - середній час β-розпаду ядер, що утворюють ланцюжок r-процесу. Ця умова накладає обмеження на щільність нейтронів, тому що:

τ (n , γ) ≈ (ρ (σ n γ , v n) ¯) − 1 (\displaystyle \tau (n,\gamma)\approx \left(\rho (\overline ((\sigma _(n\gamma) ),v_(n))))\right)^(-1))

де (σ n γ , v n) ¯ (\displaystyle (\overline ((\sigma _(n\gamma ),v_(n)))))- добуток перерізу реакції ( n,γ) на швидкість нейтрона щодо ядра мішені, усереднений по максвелловському спектру розподілу швидкостей. Враховуючи що, r-процес відбувається у важких та середніх ядрах, 0.1 с< τ β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 10 9 , получим характерную плотность

ρ ≈ 2 ⋅ 10 17 (\displaystyle \rho \approx 2\cdot 10^(17))нейтронів/см 3 .

Такі умови досягаються в:

ν-процес

Основна стаття: ν-процес

ν-процес- Це процес нуклеосинтезу, через взаємодію нейтрино з атомними ядрами. Можливо, він відповідальний за появу ізотопів 7 Li , 11 B , 19 F , 138 La і 180 Ta

Вплив на великомасштабну структуру міжзоряного газу галактики

Історія спостережень

Інтерес Гіппарха до нерухомих зірок, можливо, був натхненний спостереженням наднової зірки (Плінією). Найбільш ранній запис, який ідентифікується як запис спостережень наднової SN 185 (англ.), була зроблена китайськими астрономами у 185 році нашої ери. Найяскравіша відома наднова SN 1006 була докладно описана китайськими та арабськими астрономами. Добре спостерігалася наднова SN 1054, що породила Крабоподібну туманність. Наднові зірки SN1572 і SN1604 були видно неозброєним оком і мали велике значення в розвитку астрономії в Європі, так як були використані як аргумент проти арістотелівської ідеї, що свідчила, що світ за межами Місяця і Сонячної системи незмінний. Йоганн Кеплер почав спостереження SN 1604 17 жовтня 1604 року. Це була друга наднова, яка була зареєстрована на стадії зростання блиску (після SN 1572, що спостерігалася Тихо-Брагу в сузір'ї Кассіопеї).

З розвитком телескопів наднові зірки стало можливо спостерігати і в інших галактиках, починаючи зі спостережень наднової S-Андромеди в Туманності-Андромеди в 1885-году. Протягом двадцятого століття були розроблені успішні моделі для кожного типу наднових та розуміння їхньої ролі в процесі зореутворення зросло. У 1941 році американськими астрономами Рудольфом Мінковським і Фріцем Цвіккі була розроблена сучасна схема класифікації наднових зірок.

У 1960-х астрономи з'ясували, що максимальна світність вибухів наднових може бути використана як стандартна свічка, отже, показник астрономічних відстаней. Наразі наднові дають важливу інформацію про космологічні відстані. Найдальші наднові виявилися слабшими, ніж очікувалося, що, за сучасними уявленнями, показує, що розширення Всесвіту прискорюється.

Були розроблені методи для реконструкції історії вибухів наднових, які мають письмових записів спостережень. Дата появи наднової Кассіопея A визначалася за світловим від туманності , в той час як вік залишку наднової RX J0852.0-4622 (англ.)оцінюється за вимірюванням температури та γ-викидів від розпаду титану-44. У 2009 році в антарктичних льодах було виявлено нітрати, що відповідають часу вибуху наднової.

23 лютого 1987 року у Великому Магелановому Хмарі на відстані 168 тис. світлових років від Землі спалахнула наднова SN1987A, найближча до Землі, що спостерігалася з часів винаходу телескопа. Вперше було зареєстровано потік нейтрино від спалаху. Спалах інтенсивно вивчався за допомогою астрономічних супутників в ультрафіолетовому, рентгенівському та гамма-діапазонах. Залишок наднової досліджувався за допомогою ALMA, «Хаббла» та «Чандри». Ні нейтронна зірка, ні чорна діра, які, за деякими моделями, повинні знаходитися на місці спалаху, поки не виявлені.

22 січня 2014 року в галактиці M82, розташованій у сузір'ї Велика Ведмедиця, спалахнула наднова зірка SN2014J. Галактика M82 знаходиться на відстані 12 млн світлових років від нашої галактики і має видиму зоряну величину трохи менше 9. Ця наднова є найближчою до Землі, починаючи з 1987 (SN 1987A).

Найбільш відомі наднові зірки та їх залишки

Наднова SN 1604 (Наднова Кеплера)
Наднова G1.9+0.3 (Наймолодша з відомих у нашій Галактиці)

Історичні наднові в нашій Галактиці (що спостерігалися)

Наднова	Дата спалаху	Сузір'я	Макс. блиск	Відстань- янія (св. рок)	Тип спала- шкі	Длі- тель- ність види- мости	Залишок	Примітки
SN 185	, 7 грудня	Центавр	−8	3000	Ia?	8-20 міс.	G315.4-2.3 (RCW 86)	китайські літописи: спостерігалася поряд із Альфою Центавра.
SN 369		невідомо	не з- відомо	не з- відомо	не з- відомо	5 міс.	невідомо	китайські літописи: становище відомо дуже погано. Якщо вона знаходилася поблизу галактичного екватора, ймовірно, що це була наднова, якщо ж ні, вона, швидше за все, була повільною новою.
SN 386		Стрілець	+1,5	16 000	II?	2-4 міс.	G11.2-0.3	китайські літописі
SN 393		Скорпіон	0	34 000	не з- відомо	8 міс.	кілька кандидатур	китайські літописі
SN 1006	, 1 травня	Вовк	−7,5	7200	Ia	18 міс.	SNR 1006	швейцарські ченці, арабські вчені та китайські астрономи.
SN 1054	, 4 липня	Телець	−6	6300	II	21 міс.	Крабоподібна-туманність	на Близькому та Далекому Сході (у європейських текстах не значиться, крім туманних натяків в ірландських монастирських хроніках).
SN 1181	, Серпень	Касіопея	−1	8500	не з- відомо	6 міс.	Можливо, 3C58 (G130.7+3.1)	праці професора Паризького університету Олександра Некема, китайські та японські тексти.
SN 1572	, 6 листопада	Касіопея	−4	7500	Ia	16 міс.	Залишок надновий Тихо	Ця подія зафіксована в багатьох європейських джерелах, у тому числі і в записах молодого Тихо-Брагу. Правда, він помітив спалахну зірку лише 11 листопада, але зате стежив за нею цілих півтора роки і написав книгу De Nova Stella (Про нову зірку) - перший астрономічний працю на цю тему.
SN 1604	, 9–жовтня	Змієносець	−2,5	20000	Ia	18 міс.	Залишок, надновий, Кеплера	З 17 жовтня її став вивчати Йоганн Кеплер, який виклав свої спостереження в окремій книзі.
SN 1680	, 16-серпня	Касіопея	+6	10000	IIb	не з- відомо (не більше тижня)	Залишок Наднової Кассіопея А	можливо помічена Флемстидом і занесена в каталог як 3 Касіопеї.

Залишок наднової Кеплера

Наднова зірка або спалах надновий - феномен, у ході якого різко змінює свою яскравість на 4-8 порядків (десяток зоряних величин) з наступним порівняно повільним згасанням спалаху. Є результатом катаклізмічного процесу, що супроводжується виділенням величезної енергії та виникає наприкінці еволюції деяких зірок.

Залишок наднової RCW 103 з нейтронною зіркою 1E 161348-5055 у центрі

Як правило, наднові зірки спостерігаються постфактум, тобто коли подія вже відбулася і їхнє випромінювання досягло . Тому їхня природа досить довго була неясна. Але зараз пропонується досить багато сценаріїв, що призводять до таких спалахів, хоча основні положення вже досить зрозумілі.

Вибух супроводжується викидом значної маси речовини зірки в міжзоряний простір, а з частини речовини, що залишилася, вибухнула зірки, як правило, утворюється компактний об'єкт - нейтронна зірка або чорна діра. Разом вони утворюють залишок наднової.

Крім іншого, речовина, що викидається в ході спалаху, в значній частині містить продукти термоядерного синтезу, що відбувався протягом усього життя зірки. Саме завдяки надновим загалом і кожна зокрема хімічно еволюціонує.

Назва відображає історичний процес вивчення зірок, блиск яких значно змінюється з часом, так званих нових зірок. Аналогічно серед наднових зараз виділяється підклас – гіпернові.

Ім'я складається з мітки SN, після якої ставлять рік відкриття, із закінченням з одно-або дволітерного позначення. Перші 26 наднових поточного року отримують однолітерні позначення, в кінці імені, з великих літер від A до Z. Інші наднові отримують дволітерні позначення з малих літер: aa, ab, і так далі. Непідтверджені наднові позначають літерами PSN (англ. possible supernova) з небесними координатами у форматі: Jhhmmssss+ddmmsss.

А ось криві блиску типу II достатні різноманітні. Для деяких криві нагадували вони для I типу, тільки з більш повільним та тривалим падінням блиску до початку лінійної стадії. Інші, досягнувши піку, трималися на ньому до 100 діб, а потім блиск різко падав і виходив на лінійний хвіст. Абсолютна зоряна величина максимуму варіюється в широкій межі.

Наведена вище класифікація вже містить деякі основні риси спектрів наднових різних типів, зупинимося на тому, що не увійшло. Перша та дуже важлива особливість, яка довго заважала розшифровці отриманих спектрів – основні лінії дуже широкі.

Для спектрів наднових типу II та Ibc характерно:
Наявність вузьких абсорбційних деталей поблизу максимуму блиску та вузькі незміщені емісійні компоненти.
Лінії , , , що спостерігаються в ультрафіолетовому випромінюванні.

Частота спалахів залежить від числа зірок у галактиці або, що те саме для звичайних галактик, світності.

При цьому наднові Ib/c та II тяжіють до спіральних рукавів.

Крабоподібна туманність (зображення в рентгенівських променях), добре видно внутрішню ударну хвилю, вітер, що вільно розповсюджується, а також джет

Канонічна схема молодого залишку така:

Можливий компактний залишок; зазвичай це пульсар, але можливо і чорна дірка
Зовнішня ударна хвиля, що розповсюджується у міжзоряній речовині.
Поворотна хвиля, що розповсюджується в речовині викиду наднової.
Вторинна, що поширюється в згустках міжзоряного середовища та в щільних викидах наднової.

Разом вони утворюють наступну картину: за фронтом зовнішньої ударної хвилі газ нагрітий до температур TS ≥ 107 К і випромінює в рентгенівському діапазоні з енергією фотонів 0,1-20 кеВ, аналогічно газ за фронтом хвилі зворотного утворює другу область рентгенівського випромінювання. Лінії високоіонізованих Fe, Si, S тощо вказують на теплову природу випромінювання з обох шарів.

Волокна в Кассіопеї A дають зрозуміти, що походження згустків речовини може бути двояким. Так звані швидкі волокна розлітаються зі швидкістю 5000-9000 км/с і випромінюють тільки в лініях O, S, Si - тобто це згустки, сформовані в момент вибуху наднової. Стаціонарні конденсації мають швидкість 100-400 км/с, і в них спостерігається нормальна концентрація H, N, O. Разом це свідчать, що ця речовина була викинута задовго до спалаху наднової і пізніше була нагріта зовнішньою ударною хвилею.

Синхротронне радіовипромінювання релятивістських частинок у сильному магнітному полі є основною спостережною ознакою для всього залишку. Область його локалізації - прифронтові області зовнішньої та поворотної хвиль. Спостерігається синхротронне випромінювання і в рентгенівському діапазоні.

Природа наднових Ia відрізняється від природи інших спалахів. Про це ясно свідчить відсутність спалахів Ibc і II типів в еліптичних галактиках. Із загальних відомостей про останні відомо, що там мало газу та блакитних зірок, а зіркоутворення закінчилося 1010 років тому. Це означає, що всі масивні зірки вже завершили свою еволюцію, і залишилися зірки з масою менше сонячної, не більше. З теорії еволюції зірок відомо, що зірки подібного типу підірвати неможливо, отже потрібен механізм продовження життя для зірок мас 1-2M⊙.

Відсутність ліній водню у спектрах Ia\Iax свідчить, що у атмосфері вихідної зірки його дуже мало. Маса викинутої речовини досить велика - 1M⊙, переважно містить вуглець, кисень та інші важкі елементи. А зміщені лінії Si II вказує на те, що під час викиду активно йдуть ядерні реакції. Все це переконує, що як зірка-попередник виступає білий карлик, швидше за все вуглецево-кисневий.

Домінуючий сценарій

Один із способів вивільнити необхідну кількість енергії – різке збільшення маси речовини, що бере участь у термоядерному горінні, тобто термоядерний вибух. Однак фізика одиночних зірок такого не припускає. Процеси у зірках, що є на головній послідовності, рівноважні. Тому у всіх моделях розглядаються кінцевий етап зоряної еволюції – білі карлики. Однак сам по собі останній - стійка зірка, все може змінитись лише при наближенні до межі Чандрасекара. Це призводить до однозначного висновку, що термоядерний вибух можливий лише у зоряних системах, швидше за все, у так званих подвійних зірках.

У цій схемі є дві змінні, що впливають на стан, хімічний склад та підсумкову масу залученої у вибух речовини.

Другий компаньйон – звичайна зірка з якого речовина витікає на перший.
Другий компаньйон такий самий білий карлик. Такий сценарій називає подвійним виродженням (англ. Double degeneration).

Вибух відбувається при перевищенні межі Чандрасекара.
Вибух відбувається перед ним.

Спільним у всіх сценаріях утворення наднових наднових Ia те, що карлик, що вибухає, швидше за все вуглецево-кисневий.

Маса речовини, що вступає в реакцію, визначає енергетику вибуху і відповідно блиск в максимумі. Якщо припустити, що реакцію вступає вся маса білого карлика, то енергетика вибуху складе 2,2 1051 ерг.

Подальша поведінка кривої блиску переважно визначається ланцюжком розпаду.

Ізотоп 56Ni нестабільний та має період напіврозпаду 6.1 днів. Далі e-захоплення призводить до утворення ядра 56Co переважно у збудженому стані з енергією 1.72 МеВ. Цей рівень нестабільний і перехід електрона в основний стан супроводжується випромінюванням каскаду γ-квантів з енергіями від 0.163 МеВ до 1.56 МеВ. Ці кванти відчувають комптонівське розсіювання та його енергія швидко зменшується до ~ 100 кэВ. Такі кванти вже ефективно поглинаються фотоефектом і як наслідок нагрівають речовину. У міру розширення зірки щільність речовини в зірці знижується, кількість зіткнень фотонів зменшується і речовина поверхні зірки стає прозорою для випромінювання. Як свідчать теоретичні розрахунки, така ситуація настає приблизно через 20-30 діб після досягнення зіркою максимуму світності.

Через 60 діб після початку речовина стає прозорою для γ-випромінювання. На кривій блиску починається експоненційний спад. До цього часу56Ni вже розпався і енерговиділення йде за рахунок β-розпаду 56Co до 56Fe(T1/2 = 77 днів) з енергіями збудження аж до 4.2 МеВ.

Модель механізму гравітаційного колапсу

Другий сценарій виділення необхідної енергії – це колапс ядра зірки. Маса його повинна бути точно дорівнює масі його залишку - нейтронної зірки.

Необхідний переносник, який повинен з одного боку віднести енергію, що вивільнилася, а з іншого - не провзаємодіяти з речовиною. На роль такого переносника підходить нейтрино.

За їхню освіту відповідають кілька процесів. Перший і найважливіший для дестабілізації зірки та початку стиснення – процес нейтронізації.

Нейтрино від цих реакцій забирають 10%. Головну роль у охолодженні грає УРКА-процеси (нейтринне охолодження).

Зауважимо, що процеси нейтронізації йдуть лише за щільності 1011/см3, досяжних лише у ядрі зірки. Це означає, що гідродинамічна рівновага порушується лише у ньому. Зовнішні ж шари знаходяться в локальній гідродинамічній рівновазі, і колапс починається тільки після того, як центральне ядро стиснеться і утворює тверду поверхню. Відскок цієї поверхні забезпечує скидання оболонки.

Виділяється три етапи еволюції залишку наднової:

Вільний розліт.
Адіабатичне розширення (стадія Сєдова). Спалах наднової на цій стадії представляється як сильний точковий вибух у середовищі з постійною теплоємністю. До цього завдання застосовується автомодальне рішення Сєдова, перевірене на ядерних вибухах у земній атмосфері.
Стадія інтенсивного висвічування. Починається коли температура за фронтом досягає максимуму на кривій радіаційних втрат.

Миттєва детонація
Відкладена детонація
Пульсуюча відкладена детонація
Турбулентне швидке горіння

Принаймні кожної комбінації початкових умов перелічені механізми можна зустріти у тому чи іншого варіації. Але цим коло запропонованих моделей не обмежується. Як приклад можна навести моделі, коли детонують відразу два. Звичайно, це можливо тільки в тих сценаріях, коли обидва компоненти проеволюціонували.

Вибухи наднових - основне джерело поповнення міжзоряного середовища елементами з атомними номерами більше (або, як кажуть, важче) He. Однак процеси їх породили різні групи елементів і навіть ізотопів свої.

Практично всі елементи важчі He і до Fe - результат класичного термоядерного синтезу, що відбувається, наприклад в надрах зірок або вибуху наднових в ході p-процесу. Тут варто зазначити, що вкрай мала частина все ж таки була отримана в ході первинного нуклеосинтезу.
Всі елементи важчі 209Bi – це результат r-процесу
Походження інших є предметом дискусії, як можливі механізми пропонуються s-, r-, ν-, і rp-процеси.

Структура та процеси нуклеосинтезу в переднадновій та наступної миті після спалаху для зірки 25M☉, масштабу не дотримано.

r-процес - це процес утворення більш важких ядер з легших шляхом послідовного захоплення нейтронів в ході (n,γ) реакцій і триває доти, поки темп захоплення нейтронів вище, ніж темп β-розпаду ізотопу.

ν-процес – це процес нуклеосинтезу, через взаємодію нейтрино з атомними ядрами. Можливо, він відповідальний за появу ізотопів 7Li, 11B, 19F, 138La та 180Ta.

Крабоподібна туманність як залишок наднової SN 1054

Інтерес Гіппарха до нерухомих зірок, можливо, був натхненний спостереженням наднової зірки (Плінією). Найбільш ранній запис, який ідентифікується як запис спостережень наднової SN 185, було зроблено китайськими астрономами в 185 році нашої ери. Найяскравіша відома наднова SN 1006 була докладно описана китайськими та арабськими астрономами. Добре спостерігалася наднова SN 1054, що породила крабоподібну туманність. Наднові зірки SN 1572 і SN 1604 були видні неозброєним оком і мали велике значення у розвитку астрономії в Європі, оскільки були використані як аргумент проти арістотелівської ідеї, яка свідчила, що світ за межами Місяця та Сонячної системи незмінний. Йоган Кеплер почав спостереження SN 1604 17 жовтня 1604 року. Це була друга наднова, яка була зареєстрована на стадії зростання блиску (після SN 1572, що спостерігалася Тихо Браге у сузір'ї Кассіопеї).

З розвитком телескопів наднові зірки стало можливо спостерігати і в інших галактиках, починаючи зі спостережень наднової S Андромеди в Туманності Андромеди в 1885 році. Протягом двадцятого століття були розроблені успішні моделі для кожного типу наднових та розуміння їхньої ролі в процесі зореутворення зросло. У 1941 році американськими астрономами Рудольфом Мінковським та Фріцем Цвіккі була розроблена сучасна схема класифікації наднових зірок.

Були розроблені методи для реконструкції історії вибухів наднових, які мають письмових записів спостережень. Дата появи наднової Кассіопея A визначалася за світловим відлунням від туманності, в той час як вік залишку наднової RX J0852.0-4622 оцінюється за вимірюванням температури і γ-викидів від розпаду титану-44. У 2009 році в антарктичних льодах було виявлено нітрати, що відповідають часу вибуху наднової.

22 січня 2014 року в галактиці M82, розташованій у сузір'ї Велика Ведмедиця, спалахнула наднова зірка SN 2014J. Галактика M82 знаходиться на відстані 12 млн світлових років від нашої галактики і має видиму зоряну величину трохи менше 9. Ця наднова є найближчою до Землі, починаючи з 1987 (SN 1987A).

Одним з важливих досягнень XX століття стало розуміння того факту, що майже всі елементи, які важчі за водень і гелій, утворюються у внутрішніх частинах зірок і надходять у міжзоряне середовище в результаті вибуху наднових - одного з найбільш потужних явищ у Всесвіті.

На фото: Виблискуючі зірки і клапті газу створюють фон для картини саморуйнування масивної зірки, названої надновою 1987A. Її вибух астрономи спостерігали у Південній півкулі 23 лютого 1987 року. Це зображення, отримане телескопом «Хаббл», показує залишки наднової, оточені внутрішнім та зовнішнім кільцями речовини у дифузних хмарах газу. Цей триколірний знімок складається з кількох фотографій наднової та сусідньої з нею області, які були зроблені у вересні 1994, лютому 1996 та липні 1997 року. Численні яскраві блакитні зірки поблизу наднової є масивні зірки, кожна з яких віком близько 12 млн. років і в 6 разів важча Сонця. Всі вони відносяться до того ж покоління зірок, що й вибухнула. Присутність яскравих газових хмар ще одна ознака молодості цієї області, яка все ще є родючим грунтом для народження нових зірок.

Спочатку всі зірки, блиск яких раптово збільшувався більш ніж 1000 разів, називали новими. Спалахуючи, такі зірки зненацька з'являлися на небі, порушуючи звичну конфігурацію сузір'я, і збільшували свій блиск у максимумі, у кілька тисяч разів, потім їхній блиск починав різко падати, а через кілька років вони ставали такими ж слабкими, як були до спалаху. Повторюваність спалахів, при кожному з яких зірка з великою швидкістю викидає до однієї тисячної маси, є для нових зірок характерною. І все ж за всієї грандіозності явища подібного спалаху воно не буває пов'язане ні з корінною зміною структури зірки, ні з її руйнуванням.

За п'ять тисяч років збереглися відомості про більш ніж 200 яскравих спалахів зірок, якщо обмежитися такими, що не перевищували блиску 3-ю зіркову величину. Але коли була встановлена позагалактична природа туманностей, стало ясно, що нові зірки, що спалахують у них, за своїми характеристиками перевершують звичайні нові, тому що їх світність часто виявлялася рівною світності всієї галактики, в якій вони спалахували. Незвичайність таких явищ привела астрономів до думки, що такі події є чимось зовсім не схожим на звичайні нові зірки, а тому в 1934 році за пропозицією американських астрономів Фріца Цвіккі і Вальтера Бааде ті зірки, спалахи яких у максимумі блиску досягали світимостей нормальних. в окремий, найяскравіший за світністю та рідкісний клас наднових зірок.

На відміну від спалахів звичайних нових зірок спалахи наднових у сучасному стані нашої Галактики - явище вкрай рідкісне, що відбувається не частіше ніж раз на 100 років. Найбільш яскравими були спалахи у 1006 та 1054 роках, відомості про них містяться у китайських та японських трактатах. У 1572 спалах такої зірки в сузір'ї Кассіопеї спостерігав видатний астроном Тихо Браге, останнім же, хто стежив за явищем наднової в сузір'ї Змієносця в 1604 році, був Йоганн Кеплер. За чотири століття "телескопічної" ери в астрономії подібних спалахів у нашій Галактиці не спостерігалося. Положення Сонячної системи в ній таке, що нам оптично доступні спостереження наднових спалахів приблизно в половині обсягу, а в решті її частини яскравість спалахів приглушена міжзоряним поглинанням. В.І. Красовський та І.С. Шкловський підрахували, що спалахи наднових зірок у нашій Галактиці відбуваються в середньому раз на 100 років. В інших галактиках ці процеси відбуваються приблизно з тією ж частотою, тому основні відомості про наднові стадії оптичного спалаху були отримані за спостереженнями за ними в інших галактиках.

Розуміючи важливість вивчення настільки потужних явищ, астрономи В. Бааде і Ф. Цвіккі, які працювали на Паломарській обсерваторії в США, в 1936 розпочали планомірний систематичний пошук наднових. У їхньому розпорядженні був телескоп системи Шмідта, що дозволяв фотографувати області кілька десятків квадратних градусів і давав дуже чіткі зображення навіть слабких зірок і галактик. За три роки в різних галактиках ними було виявлено 12 спалахів наднових, які потім досліджувалися за допомогою фотометрії та спектроскопії. У міру вдосконалення спостережної техніки кількість нововиявлених наднових неухильно зростала, а подальше впровадження автоматизованого пошуку призвело до лавиноподібного зростання числа відкриттів (понад 100 наднових на рік при загальній кількості 1 500). Останніми роками на великих телескопах було розпочато також пошук дуже далеких і слабких наднових, оскільки їхні дослідження можуть дати відповіді на багато питань про будову та долю всього Всесвіту. За одну ніч спостережень на таких телескопах можна відкрити понад 10 далеких наднових.

Внаслідок вибуху зірки, що спостерігається як явище наднової, навколо неї утворюється туманність, що розширюється з величезною швидкістю (близько 10000 км/с). Велика швидкість розширення - головна ознака, за якою залишки спалахів наднових відрізняють від інших туманностей. У залишках наднових все говорить про вибух величезної потужності, що розкидав зовнішні шари зірки і повідомив окремим шматкам викинутої оболонки величезні швидкості.

Крабоподібна туманність

Жоден космічний об'єкт не дав астрономам стільки найціннішої інформації, як відносно невелика крабовидна туманність, що спостерігається в сузір'ї Тельця і складається з газової дифузної речовини, що розлітається з великою швидкістю. Ця туманність, що є залишком наднової, що спостерігалася в 1054 році, стала першим галактичним об'єктом, з яким було ототожнене джерело радіовипромінювання. Виявилося, що характер радіовипромінювання нічого спільного з тепловим немає: його інтенсивність систематично зростає з довжиною хвилі. Невдовзі вдалося пояснити природу цього явища. У залишку наднової має бути сильне магнітне поле, яке утримує створені нею космічні промені (електрони, позитрони, атомні ядра), що мають швидкості, близькі до швидкості світла. У магнітному полі вони випромінюють електромагнітну енергію вузьким пучком у напрямі руху. Виявлення нетеплового радіовипромінювання у крабовидної туманності підштовхнуло астрономів до пошуку залишків наднових саме за цією ознакою.

Особливо потужним джерелом радіовипромінювання виявилася туманність, що знаходиться в сузір'ї Кассіопеї, на метрових хвилях потік радіовипромінювання від неї в 10 разів перевищує потік від крабовидної туманності, хоча вона і значно далі останньої. В оптичних променях ця туманність, що швидко розширюється, дуже слабка. Вважають, що туманність у Кассіопеї - це залишок спалаху наднової, що мала місце близько 300 років тому.

Характерне для старих залишків наднових радіовипромінювання показала і система волокнистих туманностей у сузір'ї Лебедя. Радіоастрономія допомогла відшукати ще багато інших нетеплових радіоджерел, які виявилися залишками наднових різного віку. Таким чином, було зроблено висновок, що залишки спалахів наднових, що трапилися навіть десятки тисяч років тому, вирізняються серед інших туманностей своїм потужним нетепловим радіовипромінюванням.

Як уже говорилося, крабоподібна туманність стала першим об'єктом, у якого було виявлено рентгенівське випромінювання. У 1964 році вдалося виявити, що джерело рентгенівського випромінювання, що виходить з неї, протяжне, хоча його кутові розміри в 5 разів менші за кутові розміри самої Крабовидної туманності. З чого було зроблено висновок, що рентгенівське випромінювання випускає не зірка, яка колись спалахнула як наднова, а туманність.

Вплив наднових

23 лютого 1987 року в сусідній з нами галактиці «Великої Магелланової Хмари» спалахнула наднова, що стала надзвичайно важливою для астрономів, оскільки була першою, яку вони, озброївшись сучасними астрономічними інструментами, могли вивчити в деталях. І ця зірка підтвердила цілу серію передбачень. Одночасно з оптичним спалахом спеціальні детектори, встановлені на території Японії та в штаті Огайо (США), зареєстрували потік нейтрино елементарних частинок, що народжуються при дуже високих температурах в процесі колапсу ядра зірки і легко проникають крізь її оболонку. Ці спостереження підтвердили раніше висловлене припущення про те, що близько 10% маси ядра зірки, що колапсує, випромінюється у вигляді нейтрино в той момент, коли саме ядро стискається в нейтронну зірку. У дуже масивних зірок при спалаху наднового ядра стискаються до ще більших щільностей і, ймовірно, перетворюються на чорні дірки, але скидання зовнішніх шарів зірки все ж таки відбувається. В останні роки з'явилися вказівки на зв'язок деяких космічних гамма-сплесків із надновими. Можливо, і природа космічних гамма-сплесків пов'язана із природою вибухів.

Спалахи наднових надають сильний і різноманітний вплив на навколишнє середовище. Оболонка, що скидається з величезною швидкістю, наднової згрібає і стискає навколишній газ, що може дати поштовх до утворення з хмар газу нових зірок. Група астрономів на чолі з доктором Джоном Хьюгесом (Rutgers University), використовуючи спостереження на орбітальній рентгенівській обсерваторії "Чандра" (NASA), зробила важливе відкриття, що проливає світло на те, як при спалахах наднової зірки утворюються кремній, залізо та інші елементи. Рентгенівське зображення залишку наднової Cassiopeia А (Cas A) дозволяє побачити згустки кремнію, сірки та заліза, викинуті під час вибуху з внутрішніх областей зірки.

Висока якість, чіткість та інформативність одержуваних обсерваторією «Чандра» зображень залишку наднової Cas A дозволили астрономам не тільки визначити хімічний склад багатьох вузлів цього залишку, а й дізнатися, де саме ці вузли утворилися. Наприклад, найбільш компактні та яскраві вузли складаються головним чином із кремнію та сірки з дуже малим вмістом заліза. Це вказує на те, що вони утворилися глибоко всередині зірки, де температура сягала трьох мільярдів градусів під час колапсу, що закінчився вибухом наднової. В інших вузлах астрономи виявили дуже великий вміст заліза з домішками деякої кількості кремнію та сірки. Ця речовина утворилася ще глибше в тих частинах, де температура під час вибуху досягала вищих значень від чотирьох до п'яти мільярдів градусів. Порівняння розміщень у залишку наднової Cas A багатих кремнієм як яскравих, так і слабших вузлів, збагачених залізом, дозволило виявити, що «залізні» деталі, що походять з найглибших шарів зірки, розташовуються на зовнішніх краях залишку. Це означає, що вибух викинув «залізні» вузли далі за решту. І навіть зараз вони, мабуть, віддаляються від центру вибуху з більшою швидкістю. Вивчення отриманих «Чандрою» даних дозволить зупинитися на одному з кількох запропонованих теоретиками механізмів, що пояснюють природу спалаху наднової, динаміку процесу та походження нових елементів.

Наднові SN I мають дуже подібні спектри (з відсутністю водневих ліній) і форми кривих блиску, тоді як спектри SN II містять яскраві лінії водню та відрізняються різноманітністю як спектрів, так і кривих блиску. У такому вигляді класифікація наднових існувала до середини 80-х років минулого сторіччя. А з початком широкого застосування ПЗЗ-приймачів кількість і якість спостережного матеріалу істотно зросли, що дозволило отримувати спектрограми для недоступних раніше слабких об'єктів, з значно більшою точністю визначати інтенсивність і ширину ліній, а також реєструвати в спектрах слабкіші лінії. В результаті двійкова класифікація наднових, що встановилася, стала швидко змінюватися і ускладнюватися.

Розрізняються наднові та за типами галактик, в яких вони спалахують. У спіральних галактиках спалахують наднові обох типів, а ось в еліптичних, де майже немає міжзоряного середовища і процес зіркоутворення закінчився, спостерігаються лише наднові типу SN I, очевидно, до вибуху – це дуже старі зірки, маси яких близькі до сонячної. Оскільки спектри і криві блиску наднових цього дуже схожі, отже, й у спіральних галактиках вибухають такі самі зірки. Закономірний кінець еволюційного шляху зірок з масами, близькими до сонячної, перетворення на білого карлика з одночасним утворенням планетарної туманності. У складі білого карлика майже немає водню, оскільки він є кінцевим продуктом еволюції нормальної зірки.

Щорічно в нашій Галактиці утворюється кілька планетарних туманностей, отже, більшість зірок такої маси спокійно завершує свій життєвий шлях, і лише раз на сто років відбувається спалах наднової SN I типу. Які ж причини визначають зовсім особливий фінал, не схожий на долю інших таких же зірок? Знаменитий індійський астрофізик С. Чандрасекар показав, що в тому випадку, якщо білий карлик має масу меншу, ніж приблизно 1,4 маси Сонця, він спокійно «доживатиме» своє століття. Але якщо він знаходиться в досить тісній подвійній системі, його потужна гравітація здатна «стягувати» матерію з зірки-компаньйона, що призводить до поступового збільшення маси, і коли вона переходить допустиму межу, відбувається потужний вибух, що призводить до загибелі зірки.

Наднові SN II явно пов'язані з молодими, масивними зірками, в оболонках яких у великій кількості є водень. Спалахи цього типу наднових вважають кінцевою стадією еволюції зірок з початковою масою понад 8?10 мас Сонця. Взагалі ж, еволюція таких зірок протікає досить швидко - за кілька мільйонів років вони спалюють свій водень, потім - гелій, що перетворюється на вуглець, а потім і атоми вуглецю починають перетворюватися на атоми з вищими атомними номерами.

У природі перетворення елементів з великим виділенням енергії закінчуються на залозі, ядра якого є найстабільнішими, і виділення енергії при їх злитті не відбувається. Таким чином, коли ядро зірки стає залізним, виділення енергії в ньому припиняється, чинити опір гравітаційним силам воно вже не може, а тому починає швидко стискатися, або колапсувати.

Процеси, що відбуваються при колапсі, все ще далекі від розуміння. Однак відомо, що якщо вся речовина ядра перетворюється на нейтрони, то вона може протистояти силам тяжіння ядро зірки перетворюється на «нейтронну зірку», і колапс зупиняється. При цьому виділяється величезна енергія, що надходить в оболонку зірки і викликає розширення, яке ми бачимо як спалах надновий.

З цього слід очікувати генетичний зв'язок між спалахами наднових та утворенням нейтронних зірок та чорних дірок. Якщо еволюція зірки раніше відбувалася «спокійно», її оболонка повинна мати радіус, у сотні разів перевищує радіус Сонця, і навіть зберегти достатню кількість водню для пояснення спектра наднових SN II.

Наднові та пульсари

Про те, що після вибуху наднової крім розширюється оболонки і різних типів випромінювань залишаються й інші об'єкти, стало відомо в 1968 завдяки тому, що роком раніше радіоастрономи відкрили пульсари радіоджерела, випромінювання яких зосереджено в окремих імпульсах, що повторюються через певний проміжок часу. Вчені були вражені строгою періодичністю імпульсів та стислою їх періодів. Найбільшу ж увагу викликав пульсар, координати якого були близькі до координат дуже цікавої для астрономів туманності, розташованої в південному сузір'ї Парусів, яка вважається залишком спалаху наднової зірки, його період становив лише 0,089 секунди. А після відкриття пульсара в центрі крабовидної туманності (його період становив 1/30 секунди) стало ясно, що пульсари якимось чином пов'язані з вибухами наднових. У січні 1969 року пульсар із Крабовидної туманності був ототожнений зі слабкою зірочкою 16-ї величини, що змінює свій блиск з таким самим періодом, а в 1977 році вдалося ототожнити з зіркою і пульсар у сузір'ї Вітриль.

Періодичність випромінювання пульсарів пов'язана з їх швидким обертанням, але жодна звичайна зірка, навіть білий карлик, не могла б обертатися з періодом, характерним для пульсарів - вона була б негайно розірвана відцентровими силами, і тільки нейтронна зірка, дуже щільна і компактна, могла б встояти перед ними. В результаті аналізу безлічі варіантів вчені дійшли висновку, що вибухи наднових супроводжуються утворенням нейтронних зірок якісно нового типу об'єктів, існування яких було передбачено теорією еволюції зірок великої маси.

Наднові та чорні дірки

Перший доказ прямого зв'язку між вибухом наднової та утворенням чорної діри вдалося отримати іспанським астрономам. В результаті дослідження випромінювання, що випускається зіркою, що обертається навколо чорної діри в подвійній системі Nova Scorpii 1994, виявилося, що вона містить велику кількість кисню, магнію, кремнію та сірки. Є припущення, що ці елементи були захоплені нею, коли сусідня зірка, переживши вибух наднової, перетворилася на чорну дірку.

Наднові (особливо ж наднові типу Ia) є одними з найяскравіших зіркоподібних об'єктів у Всесвіті, тому навіть найвіддаленіші з них цілком можна дослідити за допомогою наявного в даний час обладнання. Багато наднових типу Ia були відкриті відносно близьких галактиках. Досить точні оцінки відстаней до цих галактик дозволили визначити світність наднових, що спалахують у них. Якщо вважати, що далекі наднові мають в середньому таку ж світність, то за зірковою величиною, що спостерігається, в максимумі блиску можна оцінити і відстань до них. Зіставлення ж відстані до наднової зі швидкістю видалення (червоним зміщенням) галактики, у якій спалахнула, дає можливість визначити основну величину, що характеризує розширення Всесвіту так звану постійну Хаббла.

Ще 10 років тому для неї отримували значення, що відрізняються майже вдвічі від 55 до 100 км/с Мпк, на сьогоднішній момент точність вдалося значно збільшити, в результаті чого приймається значення 72 км/с Мпк (з помилкою близько 10%). . Для далеких наднових, червоне зміщення яких близько 1, співвідношення між відстанню і червоним зміщенням дозволяє визначити величини, залежать від щільності речовини у Всесвіті. Відповідно до загальної теорії відносності Ейнштейна саме густина речовини визначає кривизну простору, а отже, і подальшу долю Всесвіту. А саме: чи буде вона розширюватися нескінченно, чи цей процес колись зупиниться і зміниться стисненням. Останні дослідження наднових показали, що швидше за все щільність речовини у Всесвіті недостатня, щоб зупинити розширення, і вона буде продовжуватися. А щоб підтвердити цей висновок, необхідні нові спостереження наднових.