Чем отличается новая звезда от сверхновой кратко

Обновлено: 07.07.2024

1. Сверхновые звезды .
Явление сверхновой представляет собой гравитационный коллапс центрального ядра звезды, находящейся на поздней эволюции. В результате вспышки, видимый блеск звезды может возрасти более чем на 20 звездных величин и в это время энергия излучения сверхновой становится сравнимой с излучением всей галактики. На месте сверхновой остается нейтронная звезда - ядро сверхновой, а ее оболочка рассеивается в межзвездное пространство, образуя газовую диффузную туманность. Согласно кривым изменения блеска и спектрам, сверхновые звезды делятся на два типа. Звезды I типа отличаются быстротечным максимумом около недели, после чего в течение 20-30 дней их блеск падает со скоростью около 0.1m в сутки. Затем падение замедляется и далее, до наступления невидимости звезды, ее блеск падает со скоростью 0.014m в сутки. Сверхновые I типа обладают наибольшей амплитудой изменения блеска, которая достигает -19m÷-21m. Сбрасываемые сверхновыми оболочки расширяются с гигантскими скоростями от 5 до 20 тысяч километров в секунду. Анализ спектров сверхновых I типа показал, что они крайне бедны водородом, следовательно, представляют собой старые проэволюционировавшие звезды .
Звезды II типа имеют меньшую максимальную светимость, более растянутый по времени максимум блеска и быстрее ослабевают. Спектры сверхновых II типа сходны со спектрами новых звезд . В них присутствуют широкие эмиссионные линии, среди которых весьма заметны бальмеровские линии водорода, следовательно, сбрасываемая оболочка богата водородом.

2. Новые звезды .
Новые звезды представляют собой тесные двойные системы с периодом обращения от 0.05 до 230 суток. Одним из компонентов новой звезды является горячий белый карлик, который в течение нескольких дней увеличивает блеск на 7÷16 звездных величин, после чего медленно возвращается к предвспышечному состоянию в течение нескольких месяцев, лет или десятилетий. Второй компонент системы может быть гигантом, или карликом спектрального класса К или М. Спектры новых звезд вблизи максимума похожи на спектральный класс А-F, а уширение линий поглощения свидетельствует о высокой скорости расширяющейся оболочки, которая измеряется сотнями километров в секунду. В отличии от сверхновой, с новой звездой существенных изменений не происходит и через довольно короткое время она возвращается к предвспышечному состоянию. Известны несколько новых звезд, вспышки которых наблюдались более одного раза, например T Северной Короны и RS Змееносца. Эти звезды условно выделяют в отдельный тип повторных новых (RN).
Уменьшение блеска у всех звезд идет по-разному. У одних звезд он убывает плавно (Ящерица 1936, Лебедь 1975), у других уменьшение блеска колебательный характер (Орла 1918, Лебедя 1945), а у третьих - блеск резко падает на несколько звездных величин, но спустя некоторое время частично восстанавливается (DQ Геркулеса) . С этого времени начинается период окончательного спада блеска до того значения, которое звезда имела до вспышки.
По скорости изменения блеска новые звезды можно условно подразделить на "быстрые" (тип NA), "медленные" (NB) и очень "медленные" (NC), хотя эта классификация является условной. Например, Ю. П. Псковский из типа NA выделяет очень быстрые звезды, характеризующиеся очень быстрым падением блеска до 3 звездных величин за 1-2 недели, однако, для данной работы подобная классификация является избыточной.
Кроме "обычных" новых звезд, выделяют как некий тип новоподобные переменные звезды (NL), которые являются недостаточно изученными объектами. В отличие от новых звезд, взрывы новоподобных звезд никогда не наблюдались, однако спектры новоподобных переменных похожи на спектры старых новых (вспыхнувших новых) , и небольшие изменения светимости похожи на те, которые являются типичными для новых в минимуме светимости.

Новыми и сверхновыми называют не сами звезды, а их взрывы. Новая — это термоядерный взрыв на поверхности небольшой плотной звезды, белого карлика, а сверхновая — катастрофический коллапс ядра массивной звезды с полным разрушением окружающих его слоев. Вспышки новой могут повторяться, если на белый карлик перетекает богатое водородом вещество с соседней звезды в двойной системе. А вот вспышка сверхновой бывает только раз и знаменует смерть звезды. На снимке: Крабовидная туманность в созвездии Тельца — остаток сверхновой, взрыв которой наблюдали еще арабские и китайские астрономы в 1054 году.

Сверхновая звезда или вспышка сверхновой — феномен, в ходе которого звезда резко меняет свою яркость на 4—8 порядков (на десяток звёздных величин) с последующим сравнительно медленным затуханием вспышки [1][2]. Является результатом катаклизмического процесса, возникающего в конце эволюции некоторых звёзд и сопровождающегося выделением огромной энергии.

Как правило, сверхновые звезды наблюдаются постфактум, то есть когда событие уже произошло и его излучение достигло Земли. Поэтому природа сверхновых долго была неясна. Но сейчас предлагается довольно много сценариев, приводящих к подобного рода вспышкам, хотя основные положения уже достаточно понятны.

Взрыв сопровождается выбросом значительной массы вещества звезды в межзвёздное пространство, а из оставшейся части вещества взорвавшейся звезды, как правило, образуется компактный объект — нейтронная звезда. Вместе они образуют остаток сверхновой.

Комплексное изучение ранее полученных спектров и кривых блеска в сочетании с исследованием остатков и возможных звёзд-предшественников позволяет строить более подробные модели и изучать уже условия, сложившиеся к моменту вспышки.

Помимо прочего, выбрасываемое в ходе вспышки вещество в значительной части содержит продукты термоядерного синтеза, происходившего на протяжении всей жизни звезды. Именно благодаря сверхновым Вселенная в целом и каждая галактика в частности, химически эволюционирует.

Название отражает исторический процесс изучения звёзд, блеск которых значительно меняется со временем, так называемых новых звёзд. .

Имя составляется из метки SN, после которой ставят год открытия, с окончанием из одно- 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 строчных букв: aa, ab, и так далее. Неподтверждённые сверхновые обозначают буквами PSN (англ. possible supernova) с небесными координатами в формате: Jhhmmssss+ddmmsss.

сверхновая звезда- это звезда, испытавшая катастрофический взрыв. Каждая крупная звезда в конце жизни вспыхивает и на несколько дней становится очень яркой.

5000 лет назад яркий диск, по блеску не уступающий Солнцу, зажегся на небосклоне. Жители города в панике бросились к храмам. Жрецы предрекали несчастья и небесную кару, что падет на головы грешникам, если они не принесут богатые жертвы, чтобы служители молитвами отвели беду. Наивные горожане вереницами потянулись к храму, неся добро, в надежде что несчастья пройдут мимо. Жрецы усердно молились и милосердный Бог отвел беду. Второе солнце стало тускнеть, а через год вообще исчезло с небес. На клинописных табличках, сохранившихся со времен древней цивилизации Шумеров, ученые сумели расшифровать записи о втором солнце.

Спустя сотни лет в записях китайских и арабских астрономов от 1054 года также встречаются упоминания о появлении яркой звезды на небосводе, свет которой и днем и ночью в течение трех недель удивлял наблюдателей.

Но древние люди, наблюдая за ярким свечением, даже предположить не могли, что яркая вспышка на небе – это не рождение новой звезды, а смерть старого, отжившего свой век, небесного тела, в котором прекратились термоядерные реакции и под влиянием собственных гравитационных сил произошел большой взрыв, который был виден за десятки световых лет. Для систем,находящихся поблизости, это катастрофа, несущая гибель в радиусе 50 световых лет. Ведь энергия взрыва достигает 1046 Дж, а температура сверхновых звезд – 100 миллиардов градусов!

Отличия новой и сверхновой

Древние наблюдатели не задумывались о том, что яркое небесное тело на небосклоне может быть итогом разных процессов. Священный трепет и невозможность заметить разницу без специального оборудования не позволяли постичь это знание. И лишь с появлением телескопов различия были обнаружены. Оказалось, что то, что мы называем новой или сверхновой звездой – это не сама звезда, а всего лишь ее взрыв.

И хотя названия похожи, процессы, происходящие при этих астрономических явлениях, имеют довольно значительные отличия.

Вспышка сверхновой звезды

Во время жизни огненного светила происходит непримиримая борьба между разнонаправленными силами. К центру звездной массы сжимает звезду изо всех сил гравитация, стараясь превратить огненный огромный шар в футбольный мячик. Термоядерные реакции, кипящие в толще звездных масс и на поверхности, стараются разорвать светило на мелкие кусочки.

В толще юной звезды запасы водорода огромны, и благодаря постоянно протекающим реакциям образования гелия из атомов водорода, силы гравитации и термоядерных реакций находятся в относительном равновесии.

Но ничто не вечно, и за пару-тройку миллиардов лет запасы водорода истощаются и некогда активная звезда стареет. Ядро становится комком раскаленного гелия, по краям которого выгорает водород. В предсмертных конвульсиях догорают последние запасы водорода и вот уже небесное светило не в силах противостоять собственной гравитации.

Звезда сжимается и уменьшается в несколько сотен тысяч раз. И единовременно практически весь запас звездной энергии высвобождается наружу. Последний вздох умирающей звезды – яркая вспышка взрыва , что в летописях и трактатах наблюдатели-астрономы описывают как рождение сверхновой.

Взрыв неимоверной мощи по яркости превосходит светимость целой галактики, а тяжелые элементы космический ветер разносит по межзвездному пространству. Из остатков звезды образуются новые планеты в звездных системах, расположенных в сотнях световых лет от места, где произошла космическая трагедия.

В зависимости от типа погибшей звезды выделяют:

При взрыве сверхновой звезда погибает навсегда, превращаясь либо в черную дыру, либо в нейтронную звезду.

Взрыв новой – зрелище не менее впечатляющее (ведь светимость ничем не примечательного небесного тела увеличивается от 50 тысяч до 100 тысяч раз), но более частое. Обычно это происходит в системе из двух звезд, в которой одна планета значительно старше и в своем возрасте находится на главной последовательности или перешла в стадию красного гиганта и уже успела заполнить свою полость Роша, а вторая звезда – белый карлик. В результате тесного взаимодействия на белый карлик от гигантской соседки через окрестности точки Лагранжа L1 перетекает газ, содержащий до 90% водорода.

Полученное карликом вещество формирует вокруг меньшей звезды аккреционный диск. Скорость аккреции на белый карлик – постоянная величина, и, зная параметры звезды-компаньона и отношение масс звёзд-компонентов двойной системы, это значение можно рассчитать.

Но жадность еще никого до добра не доводила, и когда водорода вокруг белого карлика становится в избытке, происходит взрыв невероятной силы, а если масса белого карлика достигает 1.4 солнечной, происходит необратимый взрыв сверхновой.

Если подвести итог сказанному выше, новой звездой называют взрыв в результате термоядерных реакций на поверхности небольшой плотной звезды. А в результате взрыва сверхновой происходит сжатие ядра огромной звезды, по своей массе в десятки раз больше чем Солнце, с полным уничтожением окружающих звезду слоев.

Читайте также: