Сверхновая звезда

Запрос «Сверхновая» перенаправляется сюда; см. также другие значения.

Сверхно́вые звёзды в звёзды, блеск которых при вспышке увеличивается на десятки звёздных величин в течение нескольких суток. В максимуме блеска сверхновая сравнима по яркости со всей галактикой, в которой она вспыхнула, и даже может превосходить её. Например, светимость сверхновой SN 1972E в ~ 13 раз превышала интегральную светимость своей родной галактики NGC 5253^[1]. Поэтому сверхновые можно регистрировать из очень далёких галактик вплоть до красных смещений z ~ 1 (~ 1000 Мпк)^[2], и даже больше. Во время вспышки сверхновой выделяется энергия порядка 10⁵⁰ в 10⁵¹ эрг^[3].

Содержание

1 Терминология
2 Правило именования
3 История наблюдений
4 Классификация
5 Физика сверхновых звёзд
6 Место сверхновых во Вселенной
7 Наиболее известные сверхновые звёзды
8 Исторические сверхновые в нашей Галактике (наблюдавшиеся)
9 См. также
10 Заметки
11 Примечания
12 Ссылки

[править] Терминология

Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд» На самом деле ни те, ни другие физически новыми не являются: вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды.

[править] Правило именования

Сверхновая SN 1994D в галактике NGC 4526 (яркая точка в нижнем левом углу)

Об открытии сверхновой сообщается в Центральное бюро астрономических телеграмм Международного астрономического союза, откуда рассылается циркуляр с именем, присвоенным сверхновой. Имя составляется из метки SN, после которой ставят год открытия, с окончанием из одного или двухбуквенного обозначения. Первые 26 сверхновых текущего года получают однобуквенные обозначения, в окончании имени, из заглавных букв от A до Z. Остальные сверхновые получают двухбуквенные обозначения из прописных букв: aa, ab, и так далее. Таким образом, например, сверхновая с именем SN 2003C была открыта третьей в 2003 году.^[4]

С начала 2000 года астрономами и любителями каждый год открывалось несколько сотен сверхновых (572 в 2007, 261 в 2008, 390 в 2009). Например, последняя сверхновая 2005 года носит название SN 2005nc, что соответствует 367-ой^{[nb 1]} сверхновой, обнаруженной в 2005 году.

Неподтверждённые сверхновые обозначают буквами PSN (англ. Possible Supernova) с небесными координатами в формате: Jhhmmssss+ddmmsss.

[править] История наблюдений

Основная статья: История наблюдений сверхновых

Крабовидная туманность как остаток сверхновой SN 1054

[править] Классификация

[править] Физика сверхновых звёзд

Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. В случае их наличия сверхновую относят ко II типу, а при отсутствии в к I типу^[5].

[править] Сверхновые I типа

Несколько другим выглядит механизм вспышек сверхновых звёзд типа Іа (SN Ia). Это так называемая термоядерная сверхновая, в основе механизма взрыва которой лежит процесс термоядерного синтеза в плотном углеродно-кислородном ядре звезды. Предшественниками SN Ia являются белые карлики с массой, близкой к пределу Чандрасекара. Принято считать, что такие звезды могут образовываться при перетекании вещества от второй компоненты двойной звёздной системы. Это происходит, если вторая звезда системы выходит за пределы своей полости Роша или относится к классу звёзд со сверхинтенсивным звёздным ветром. При увеличении массы белого карлика постепенно увеличивается его плотность и температура. Наконец, при достижении температуры порядка 3·10⁸ K, возникают условия для термоядерного поджигания углеродно-кислородной смеси. От центра к внешним слоям начинает распространяться фронт горения, оставляя за собой продукты горения в ядра группы железа. Распространение фронта горения происходит в медленном дефлаграционном режиме и является неустойчивым к различным видам возмущений. Наибольшее значение имеет Релей-Тейлоровская неустойчивость, которая возникает из-за действия архимедовой силы на лёгкие и менее плотные продукты горения, по сравнению с плотной углеродно-кислородной оболочкой. Начинаются интенсивные крупномасштабные конвективные процессы, приводящие к ещё большему усилению термоядерных реакций и выделению необходимой для сброса оболочки сверхновой энергии (~10⁵¹ эрг). Скорость фронта горения увеличивается, возможна турбулизация пламени и образование ударной волны во внешних слоях звезды.

Существуют также SN Ib и Ic, предшественниками которых являются массивные звезды в двойных системах, в отличие от SN II, предшественниками которых являются одиночные звезды.

[править] Сверхновые II типа

По современным представлениям, термоядерный синтез приводит со временем к обогащению состава внутренних областей звезды тяжёлыми элементами. В процессе термоядерного синтеза и образования тяжёлых элементов звезда сжимается, а температура в её центре растёт. (Эффект отрицательной теплоёмкости гравитирующего невырожденного вещества.) Если масса звезды достаточно велика, то процесс термоядерного синтеза доходит до логического завершения с образованием ядер железа и никеля, а сжатие продолжается. При этом термоядерные реакции будут продолжаться только в некотором слое звезды вокруг центрального ядра в там, где ещё осталось невыгоревшее термоядерное топливо. Центральное ядро сжимается все сильнее, и в некоторый момент из-за давления в нём начинают идти реакции нейтронизации в протоны начинают поглощать электроны, превращаясь в нейтроны. Это вызывает быструю потерю энергии, уносимой образующимися нейтрино (т. н. нейтринное охлаждение), так что ядро звезды сжимается и охлаждается. Процесс коллапса центрального ядра настолько быстр, что вокруг него образуется волна разрежения. Тогда вслед за ядром к центру звезды устремляется и оболочка. Далее происходит отскок вещества оболочки от ядра и образуется распространяющаяся наружу ударная волна, инициирующая термоядерные реакции. При этом выделяется энергия, достаточная для сброса оболочки сверхновой с большой паллетный скоростью. Важное значение имеет процесс подпитки ударной волны энергией выходящих из центральной области нейтрино. Такой механизм взрыва относится к сверхновым II типа (SN II). Как показывает численное моделирование, ударная волна отскока не приводит к взрыву сверхновой. Она останавливается на расстоянии примерно 100в200 км от центра звезды. Учёт вращения и наличия магнитного поля позволяет численно смоделировать взрыв сверхновой (магниторотационный механизм взрыва сверхновых с коллапсирующим ядром). Считается, что образованием сверхновой II типа заканчивается эволюция всех звёзд, первоначальная масса которых превышает 8в10 масс Солнца^{[источник не указан 716 дней]}. После взрыва остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра, а вокруг этих объектов в пространстве некоторое время существуют остатки оболочек взорвавшейся звезды в виде расширяющейся газовой туманности.

[править] Теория сверхновых

Модель механизма гравитационного коллапса

Законченной теории сверхновых звёзд пока не существует. Все предлагаемые модели являются упрощёнными и имеют свободные параметры, которые необходимо настраивать для получения необходимой картины взрыва. В настоящее время в численных моделях невозможно учесть все физические процессы, происходящие в звёздах и имеющие значение для развития вспышки. Законченной теории звёздной эволюции также не существует.

Заметим, что предшественником известной сверхновой SN 1987A, отнесённой ко второму типу, является голубой сверхгигант, а не красный, как предполагалось до 1987 года в моделях SN II. Также, вероятно, в её остатке отсутствует компактный объект типа нейтронной звезды или чёрной дыры, что видно из наблюдений.

[править] Место сверхновых во Вселенной

Согласно многочисленным исследованиям, после рождения Вселенной, она была заполнена только лёгкими веществами в водородом и гелием. Все остальные химические элементы могли образоваться только в процессе горения звёзд. Это означает, что Земля состоит из вещества, образовавшегося в недрах доисторических звезд и выброшенного когда-то во взрывах сверхновых.

По расчётам учёных, каждая сверхновая II типа производит активного изотопа алюминия (²⁶Al) около 0,0001 массы Солнца. Распад этого изотопа создаёт жёсткое излучение, которое длительно наблюдалось, и по его интенсивности рассчитано, что содержание в Галактике этого изотопа в менее трёх солнечных масс. Это означает, что сверхновые II типа должны взрываться в Галактике в среднем два раза в столетие, чего не наблюдается. Вероятно, в последние века многие подобные взрывы не замечались (происходили за облаками космической пыли). Поэтому большинство сверхновых наблюдается в других галактиках. Глубокие обзоры неба на автоматических камерах, соединённых с телескопами, позволяют сейчас астрономам открывать более 300 вспышек в год.

[править] Наиболее известные сверхновые звёзды

Крабовидная туманность
Сверхновая SN 1572
Сверхновая SN 1604 (Сверхновая Кеплера)
Сверхновая SN 1987A
Сверхновая SN 1993J
Гиперновая SN 2006gy
Сверхновая G1.9+0.3 (Самая молодая из известных в нашей Галактике)

[править] Исторические сверхновые в нашей Галактике (наблюдавшиеся)

Сверхновая	Дата вспышки	Созвездие	Макс. блеск	Рассто- яние (св. лет)	Тип вспы- шки	Дли- тель- ность види- мости	Остаток	Примечания
SN 185	185, 7 декабря	Центавр	в8	3000	Ia ?	8в20 мес.	G315.4-2.3 (RCW 86)^[6]	китайские летописи: наблюдалась рядом с Альфой Центавра.
SN 369	369	неизвестно	неиз- вестно	неиз- вестно	неиз- вестно	5 мес.	неизвестно	китайские летописи: положение известно очень плохо. Если она находилась вблизи галактического экватора, весьма вероятно, что это была сверхновая, если же нет, она, скорее всего, была медленной новой.
SN 386	386	Стрелец	+1,5	16 000	II ?	2в4 мес.	G11.2-0.3	китайские летописи
SN 393	393	Скорпион	0	34 000	неиз- вестно	8 мес.	несколько кандидатур	китайские летописи
SN 1006	1006, 1 мая	Волк	в7,5	7200	Ia	18 мес.	SNR 1006	швейцарские монахи, арабские учёные и китайские астрономы.
SN 1054	1054, 4 июля	Телец	в6	6300	II	21 мес.	Крабовидная туманность	на Ближнем и Дальнем Востоке (в европейских текстах не значится, не считая туманных намёков в ирландских монастырских хрониках).
SN 1181	1181, август	Кассиопея	в1	8500	неиз- вестно	6 мес.	Возможно, 3C58 (G130.7+3.1)	труды профессора Парижского университета Александра Некэма, китайские и японские тексты.
SN 1572	1572, 6 ноября	Кассиопея	в4	7500	Ia	16 мес.	Остаток сверхновой Тихо	Это событие зафиксировано во многих европейских источниках, в том числе и в записях молодого Тихо Браге. Правда, он заметил вспыхнувшую звезду лишь 11 ноября, но зато следил за ней целых полтора года и написал книгу «De Nova Stella» («О новой звезде») в первый астрономический труд на эту тему.
SN 1604	1604, 9 октября	Змееносец	в2,5	20000	Ia	18 мес.	Остаток сверхновой Кеплера	С 17 октября её стал изучать Иоганн Кеплер, который изложил свои наблюдения в отдельной книге.
SN 1680	1680, 16 августа	Кассиопея	+6	10000	IIb^[7]	неиз- вестно (не более недели)	Остаток Сверхновой Кассиопея А	возможно замечена Флемстидом и занесена в каталог как 3 Кассиопеи.

[править] См. также

[править] Заметки

в‘ Порядковый номер получается в результате преобразования окончания «nc» по основанию 26, с заменой букв a = 1, b = 2, c = 3, в z = 26. Таким образом nc = n × 26 + c = 14 × 26 + 3 = 367.

[править] Примечания

в‘ Сверхновые звёзды // Физика космоса: Маленькая энциклопедия / Под ред. Р. А. Сюняева. в 2-е изд. в М.: Советская Энциклопедия, 1986. в С. 600. в 783 с. в ISBN 524(03) (Проверено 4 октября 2011)
в‘ Засов А. В., Постнов К. А. 9.2. Вспышки сверхновых // Общая астрофизика. в М.: Фрязино, 2006. в С. 250. в 496 с. в ISBN 5-85099-169-7 (Проверено 6 октября 2011)
в‘ Рудницкий Г. М. 6.3. Радиоизлучение сверхновых и их остатков // Конспект лекций по курсу «Радиоастрономия» / член.-корр. РАН В. И. Слыш. в Нижний Архыз: CYGNUS, 2001. в С. 143. в 208 с. (Проверено 6 октября 2011)
в‘ List of Supernovae (англ.). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. (Проверено 21 сентября 2011)
в‘ Данные наблюдений. Сверхновый I и II типов. // Физика Космоса: Маленькая энциклопедия. в 2-е изд. в М.: Советская энциклопедия, 1986. в С. 601.
в‘ RCW 86: исторический остаток сверхновой
в‘ Остатки сверхновых, Астронет

[править] Ссылки

Псковский Ю. П. Новые и сверхновые звёзды в книга о новых и сверхновых звездах.
Цветков Д. Ю. Сверхновые Звезды в современный обзор сверхновых звезд.
Попов С. Б. Как взрываются похудевшие сверхгиганты? в подробная модель вспышки сверхновой II-го типа.
Алексей Левин Космические Бомбы в статья в журнале «Популярная Механика»
Дэвид А. Грин, Ричард Ф. Стивенсон Исторические сверхновые в Астронет
Список всех наблюдавшихся вспышек сверхновых звезд в List of Supernovae, CBAT IAU
Students for the Exploration and Development of Space в Supernovae

[4] в‘ Порядковый номер получается в результате преобразования окончания «nc» по основанию 26, с заменой букв a = 1, b = 2, c = 3, в z = 26. Таким образом nc = n × 26 + c = 14 × 26 + 3 = 367.

[FK86-SN-0] в‘ Сверхновые звёзды // Физика космоса: Маленькая энциклопедия / Под ред. Р. А. Сюняева. в 2-е изд. в М.: Советская Энциклопедия, 1986. в С. 600. в 783 с. в ISBN 524(03) (Проверено 4 октября 2011)

[OAPh-2006-9.2-1] в‘ Засов А. В., Постнов К. А. 9.2. Вспышки сверхновых // Общая астрофизика. в М.: Фрязино, 2006. в С. 250. в 496 с. в ISBN 5-85099-169-7 (Проверено 6 октября 2011)

[LecRA-2001-6.3-2] в‘ Рудницкий Г. М. 6.3. Радиоизлучение сверхновых и их остатков // Конспект лекций по курсу «Радиоастрономия» / член.-корр. РАН В. И. Слыш. в Нижний Архыз: CYGNUS, 2001. в С. 143. в 208 с. (Проверено 6 октября 2011)

[3] в‘ List of Supernovae (англ.). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. (Проверено 21 сентября 2011)

[5] в‘ Данные наблюдений. Сверхновый I и II типов. // Физика Космоса: Маленькая энциклопедия. в 2-е изд. в М.: Советская энциклопедия, 1986. в С. 601.

[6] в‘ RCW 86: исторический остаток сверхновой

[7] в‘ Остатки сверхновых, Астронет

[1]

[2]

[3]

[4]

[nb 1]

[5]

[6]

[7]

Звёзды
Эволюция	Формирование · Звёзды до главной последовательности · Главная последовательность · Горизонтальная ветвь · Асимптотическая ветвь гигантов · Полоса нестабильности · Красное сгущение · Планетарная туманность · Протопланетарная туманность · Яркие голубые переменные · Звезда Вольфа в Райе · Псевдосверхновая · Сверхновая звезда · Гиперновая звезда · Диаграмма Герцшпрунга-Рассела · Звёздное население
Протозвёзды	Молекулярное облако · Глобула Бока · Молодые звёздные объекты · Объект Хербига в Аро · Трек Хаяси · Предел Хаяси · Трек Хеньи · Орионовы переменные (звёзды типа T Тельца · фуоры) · Звёзды Хербига (Ae/Be)
Типы звёзд	Субкарлик · Карлики (Красный · Жёлтый · Оранжевый · Голубой) · Субгигант · Гиганты (Красный гигант · Голубой гигант · Яркий гигант) · Сверхгиганты (Красный сверхгигант · Жёлтый сверхгигант · Голубой сверхгигант) · Гипергиганты (Жёлтый гипергигант) · Голубые отставшие звёзды · Оболочечная звезда · Углеродная звезда (Метиновая звезда) · Бариевая звезда · Звезда S типа · Пекулярная звезда · Технециевая звезда · Ртутно-марганцевая звезда · Переменная звезда
Звёздные останки	Белый карлик · Чёрный карлик · Нейтронная звезда (Пульсар: (Радиопульсар · Рентгеновский пульсар) · Магнетар: (Аномальный рентгеновский пульсар · Источник мягких повторяющихся гамма-всплесков) · Великолепная семёрка · Вращающийся радиотранзиент) · Чёрная дыра звёздной массы · Плотная звезда (Экзотическая звезда · Кварковая звезда · Преонная звезда · Q-звезда) · Железная звезда
«Недозвёзды»	Коричневый карлик · Субкоричневый карлик · Планетар
Строение звёзд	Звёздное ядро · Конвективная зона · Лучистая зона · Фотосфера · Хромосфера · Звёздная корона · Звёздный ветер · Пузырь звёздного ветра · Металличность · Звёздное магнитное поле · Астросейсмология · Солнцеподобные осцилляции · Предел Эддингтона
Звёздный нуклеосинтез	s-процесс · r-процесс · p-процесс · rp-процесс · Альфа-процесс · Тройная гелиевая реакция · Протон-протонный цикл · Углерод-азотный цикл · Гелиевая вспышка · Горение углерода · Углеродная детонация · Горение кислорода · Горение неона · Горение кремния
Свойства звёзд	Спектральный класс · Эффективная температура · Звёздная кинематика (Собственное движение · Угловая скорость) · Микротурбулентность · Солнечная масса · Планетная система · Вращение звёзд · Звёздная система (Двойная звезда · Кратная звезда) · Звёздная динамика · UBV-фотометрия · Обозначения звёзд · Звёздная величина (Абсолютная звёздная величина)
Списки звёзд	Список звёздных имён · Список наиболее массивных звёзд · Список наименее массивных звёзд · Список крупнейших звёзд · Список самых ярких звёзд · Список самых мощных звёзд · Список ближайших звёзд · Список коричневых карликов · Хронология звёздной астрономии
Категория:Звёзды

Переменные звёзды
Эруптивные	Вольфа в Райе · Гамма Кассиопеи · Неправильные · Орионовы переменные · T Тельца · Фуоры · R Северной короны · RS Гончих Псов · S Золотой Рыбы · UV Кита
Пульсирующие	Цефеиды · Альфа Лебедя · Бета Цефея · Дельта Щита · Медленные неправильные · Мириды · Полуправильные · Пульсирующие белые карлики · PV Телескопа · RR Лиры · RV Тельца · SX Феникса · W Девы
Вращающиеся	α² Гончих Псов · BY Дракона · Вращающиеся эллипсоидальные · FK Волос Вероники · Пульсары · SX Овна
Катаклизмические	Новые · Повторные новые · Карликовые новые · Сверхновые · Z Андромеды
Затменно-двойные системы	Алголь · Бета Лиры · W Большой Медведицы
Другие	Поляры · Гамма Золотой Рыбы
Категория:Переменные звёзды

Сверхновая звезда

Содержание

[править] Терминология

[править] Правило именования

[править] История наблюдений

[править] Классификация

[править] Физика сверхновых звёзд

[править] Сверхновые I типа

[править] Сверхновые II типа

[править] Теория сверхновых

[править] Место сверхновых во Вселенной

[править] Наиболее известные сверхновые звёзды

[править] Исторические сверхновые в нашей Галактике (наблюдавшиеся)

[править] См. также

[править] Заметки

[править] Примечания

[править] Ссылки

Личные инструменты

Пространства имён

Варианты

Просмотры

Действия

Поиск

Навигация

Участие

Печать/экспорт

Инструменты

На других языках