Как происходит взрыв звезды кратко
Обновлено: 03.07.2024
Прошло несколько десятков лет, и астрономы обнаружили, что бывшие новые звёзды в созвездиях Северной Короны и Лебедя действительно представляют собой тесные двойные системы. Французский астрофизик Эдвард Шацман и независимо от него чешский астрофизик Зденек Копал высказали идею о том, что все новые звёзды — это двойные системы.
Двойная система звёзд в представлении художника. Иллюстрация: ESO / M. Kommesser / S. E. de Mink / Wikimedia Commons / CC BY 4.0
По современным представлениям, вещество выбрасывается с поверхности одной из звёзд, постепенно накапливается на поверхности другой звезды — скорее всего, это белый карлик с его большой и плотной атмосферой, где условия благоприятствуют быстрому горению водорода. Создаются условия для ядерных реакций синтеза — и происходит взрыв. Оболочка сбрасывается, система возвращается к прежнему состоянию. Но соседняя звезда продолжает терять вещество, и история повторяется. Чем больше водорода накапливается в атмосфере белого карлика, тем более мощной получается вспышка.
Есть, однако, звёзды, как будто такие же, как новые, с одной лишь разницей — после вспышки от них не остаётся ничего! Звезда не возвращается к прежнему состоянию, она исчезает, а на её месте возникает быстро расширяющаяся туманность. Такие звёзды, если они вспыхивают недалеко от Солнечной системы (расстояние в тысячу световых лет можно считать не таким уж большим), могут быть в максимуме яркости видны даже днём. Если новые звёзды появляются довольно часто, то сверхновые — такое название получили эти явления — вспыхивают в Галактике примерно раз в сто лет. Чаще всего они остаются невидимыми, поскольку вспышка происходит очень далеко, за плотными газопылевыми облаками, поглощающими свет.
Сверхновая SN 1987а в Большом Магеллановом Облаке: слева — звезда перед вспышкой (указана стрелкой), справа — вспышка сверхновой. Фото: David Malin / Australian Astronomical Observatory
Крабовидная туманность — остаток вспышки сверхновой 1054 года. Иллюстрация: NASA, ESA, J. Hester, A. Loll (ASU)
Сверхновая 2006gy (яркое пятно) в галактике NGC 1260, снятая в инфракрасном диапазоне. Тусклая область ниже слева — ядро галактики. Фото: Lick / UC Berkeley / J. Bloom & C. Hansen
Та же галактика в рентгеновском диапазоне; светимость ядра и сверхновой практически совпадает. Фото: NASA / CXC / uc Berkelex / N. Smith
В спектрах сверхновых, напротив, линий не было вообще. Вместо них наблюдались широкие полосы углерода, кислорода (водорода не было!), смещённые в голубую сторону спектра на величину, соответствующую огромной скорости движения: до 10–20 тыс. км/с.
Спектры исследованных 12 сверхновых оказались очень похожи друг на друга. Похожи были и кривые блеска. Вывод напрашивался один: сверхновые — однородная группа объектов. Но этот вывод был слишком поспешным. В 1940 году германо-американский астрофизик Рудольф Минковский получил спектр очередной сверхновой, непохожий на все предыдущие, и был вынужден констатировать: вспышки сверхновых бывают, по крайней мере, двух типов. Сверхновые I типа (SN I) имеют в спектре яркие полосы, а в спектрах сверхновых II типа (SN II) таких полос нет. Более того, оказалось, что сверхновые II типа вспыхивают не реже, чем сверхновые I типа. И то, что за несколько лет наблюдений удалось обнаружить 12 вспышек сверхновых I типа и только одну — II типа — результат слепой игры случая.
Почему сверхновые I типа такие одинаковые? Видимо, потому, что вспыхивают в этом случае одинаковые по физическим свойствам объекты. Но как это возможно, ведь звёзды такие разные и по массе, и по температуре, и по светимости?! Тем не менее среди звёздного разнообразия нашлись объекты с одинаковыми параметрами — белые карлики. Звёзды с таким названием тоже имеют разные массы (в зависимости от массы звёзд, из которых они образуются). Но у них есть одно важное свойство: по расчётам американского астрофизика Субраманьяна Чандрасекара, масса белого карлика не может превышать 1,4 массы Солнца. Если по какой-то причине его масса достигает этого значения (оно называется пределом Чандрасекара), звезда теряет устойчивость, давление в её недрах не может больше противодействовать силе тяжести, выделяется колоссальная энергия. Вспыхивает сверхновая. Речь идёт о коллапсе белых карликов одной и той же массы. Значит, и энергия выделяется приблизительно одинаковая, и химический состав сброшенных оболочек должен быть одним и тем же.
А почему сверхновые II типа все разные? Это тоже объяснимо, если предположить, что взрываются не белые карлики, а массивные звёзды, закончившие эволюцию и обладающие ядром, масса которого больше чандрасекаровского предела. Масса звезды может быть пять, десять, двадцать масс Солнца. Тогда и масса ядра превышает чандрасекаровский предел в полтора, три, пять раз. Потому и вспышки отличаются одна от другой. Именно такая сверхновая привела к образованию Крабовидной туманности.
Остаток сверхновой Кеплера (SN 1604). Иллюстрация: Courtesy NASA / JPL-caltech
Представление учёных о разделении сверхновых на два типа продержалось несколько десятилетий, хотя со временем стало понятно, что всё далеко не так просто. Сейчас уже и сверхновые I типа представляются не столь однородной группой объектов, как казалось полвека назад. Пришлось разделить их на подгруппы: SN Ia, SN Ib, SN Ic.
Сверхновая — это не звезда, а явление, процесс гибели звезды. В ходе этого процесса обычная звезда погибает и возникает релятивистская: нейтронная звезда или даже чёрная дыра. Сверхновые II типа — это бывшие массивные звёзды с начальной массой более 8 масс Солнца. За время эволюции звезда сбрасывает большую часть оболочки и остаётся плотное ядро, все ещё — перед коллапсом — удерживаемое внутренним давлением. Чем массивнее звезда, тем массивнее и её ядро. У звезды с массой более 8 солнечных масса ядра превышает чандрасекаровский предел и белый карлик образоваться не может. При взрыве такого ядра рождается нейтронная звезда, от дальнейшего сжатия её удерживает новый тип давления — давление вырожденного нейтронного газа. Но и нейтронная звезда не может быть очень массивной. Если её масса превышает 2–3 массы Солнца (точное значение этого предела пока неизвестно), то даже давления вырожденного нейтронного газа недостаточно, чтобы остановить коллапс, и тогда образуется чёрная дыра. Это происходит для звёзд с начальной массой более 10–20 солнечных масс.
Кстати, чёрная дыра, как и сверхновая, — это тоже не звезда в обычном понимании (пусть и невидимая, потому что даже свет её не может покинуть). Чёрная дыра — ничем не остановимый процесс падения вещества в центр, в сингулярность. Процесс, который продолжается секунды для наблюдателя, падающего вместе с веществом, и бесконечный во времени для внешнего наблюдателя — нас с вами.
Итак, белый карлик становится сверхновой, когда его масса увеличивается до чандрасекаровского предела. Но почему масса белого карлика растёт? Тут есть два варианта.
Первый. Представьте, что существовала двойная система из двух не очень массивных звёзд, которые в ходе эволюции, сбросив оболочки, стали белыми карликами. Образовалась система из двух белых карликов с массой, примерно равной солнечной. Если они обращаются близко друг к другу, то через какое-то время (может, сотни миллионов лет, может, миллиарды — не так уж важно) эти два белых карлика по спирали приблизятся друг к другу и в конце концов столкнутся. При столкновении масса нового объекта превысит чандрасекаровский предел и вместо двух белых карликов образуется нейтронная звезда. Произойдёт взрыв сверхновой I типа — ведь столкнулись белые карлики со специфическим для этого типа звёзд химическим составом.
Вспышка массивной звезды породила ударную волну. Иллюстрация: NASA
Второй. Представьте себе двойную систему, где одна звезда уже сбросила оболочку и стала белым карликом, а другая пока эволюцию не закончила, но уже начала оболочку терять. Вещество оболочки течёт в сторону белого карлика, где образует диск, а из диска падает на поверхность звезды, увеличивая её массу. Через какое-то время масса белого карлика достигает чандрасекаровского предела и происходит взрыв сверхновой I типа.
В первом варианте сливаются два белых карлика разной массы, и потому массы возникающих нейтронных звёзд тоже разные. Взрывы сверхновых, хотя и принадлежат к I типу, отличаются друг от друга. Во втором варианте взрывается белый карлик, масса которого точно равна 1,4 массы Солнца. Естественно, и взрывы в этом случае более однородные. Именно они, по-видимому, и объясняют вспышки сверхновых типа Iа.
Практически до конца ХХ века астрофизики и космологи были уверены, что Вселенная расширяется или равномерно, или замедленно, ведь силы притяжения противостоят расширению и должны его тормозить. Наблюдения этому выводу не противоречили до тех пор, пока в 1998 году американские астрофизики Сол Перлмуттер, Брайан Шмидт и Адам Рисс не обработали массив данных о сотнях сверхновых типа Iа в разных галактиках на разных расстояниях. И оказалось, что далёкие SN Ia слабее, чем близкие. Точнее, они выглядят слабее, чем должны быть на расстоянии, вычисленном по закону Хаббла.
В античности считалось, что все за пределами Земли и Луны является вечным и неизменным. Однако современная наука позволила нам разрушить это представление. Сегодня нам известно, что даже Вселенная имеет конечный возраст , а звезды, словно люди, рождаются и умирают. При этом самые большие и яркие звезды, умирая, взрываются с такой силой, что своей вспышкой способны затмить даже целую галактику.
История
Люди с давних времен наблюдали взрывы звезд. Однако такие объекты наблюдались на местах ночного неба, где раньше ничего не было, поэтому считалось, что это едва родившаяся звезда. Их называли новыми звездами .
В действительности, на том месте и до этого была звезда, однако она была не видна невооруженным глазом. Лишь после взрыва ее яркость повышалась на столько, что ее становилось отчетливо видно на ночном небе.
Дальнейшие наблюдения подобных явлений в средневековой Европе сыграли решающую роль в разрушении представлений о неизменном космосе.
Механизм
Почему некоторые звезды взрываются, а остальное большинство нет? Ответ на этот вопрос кроется в самом главном параметре звезды — в массе. По большей части именно масса определяет сколько проживет звезда, насколько она будет активной, сколько энергии она будет излучать и, в конечном итоге, как она погибнет.
Звезда примерно на три четверти состоит из водорода, примерно на одну четверть из гелия, а оставшиеся не более чем несколько процентов вещества составляют более тяжелые элементы. Большая массы звезды образует большую гравитацию в ее недрах. Из-за этого легкие ядра химических элементов объединяются в более крупные с выделением огромного количества энергии в виде тепла и света. Чем тяжелее звезда, тем тяжелее элементы в ней могут синтезироваться, вплоть до железа.
Более тяжелые элементы, такие как железо и кремний, оседают в ядре, а самые легкие, водород и гелий, составляют внешнюю оболочку. В результате термоядерных реакций в звезде легких элементов становится все меньше, а тяжелых все больше, следовательно ядро становится все массивней и плотнее.
Изначально гравитации звезды противодействует энергия ядерного синтеза, которая не дает звезде схлопнуться. К концу жизни массивной звезды энергии синтеза становится уже недостаточно, но здесь ей на помощь приходит давление железного ядра. Под действием гравитации атомы железа сближаются настолько, что им не дают сжиматься дальше до полного коллапса лишь их электроны. Секрет кроется в квантовой физике, а точнее в принципе Паули , согласно которому две или более частицы с полуцелым спином, в нашем случае это электроны, не могут находится в одном и том же месте одновременно.
Но железное ядро не перестает разрастаться. Это приводит к тому, что даже электроны уже не в силах сдержать гравитацию. Гравитационное давление начинает буквально впрессовывать электроны в протоны, образуя за короткое время большое нейтронное ядро. Поскольку электроны, попав в протоны, образовали нейтроны, они больше не в состоянии сдерживать гравитацию.
Сразу после этого начинается коллапс звезды, то есть звезда начинает падать сама на себя, на свое нейтронное ядро. Поскольку нейтронное ядро не может противостоять столь огромной массе, а гравитационной энергии нужно куда-то деться, то происходит взрыв невероятной силы. Вещество звезды начинает разлетаться со скоростью большей 10% от скорости света. Такой процесс называется взрывом сверхновой . Взрыв сверхновой производит количество энергии, которое наше Солнце произведет за всю свою жизнь, а свет от такого взрыва может превышать светимость целой галактики.
Именно во время взрыва сверхновых синтезируется практически все известные тяжелые элементы во Вселенной: уран, торий и другие трансурановые элементы. На месте взрыва сверхновой остается либо нейтронная звезда — объект размером с город с плотностью превосходящей плотность атомного ядра; либо черная дыра — объект со столь огромной гравитацией, что даже свет не может покинуть его пределов.
Также, помимо тяжелых элементов, при взрыве сверхновой по Вселенной разлетаются элементы из которых состояла звезда, которые впоследствии становятся строительным веществом для новых звездных систем и их планет. Многие атомы в нашем теле являются продуктом взрывов сверхновых.
Солнце
Как упоминалось ранее, основным параметром звезды является ее масса. Солнце относят к классу желтых карликов. Как показывают расчеты, звезды, заканчивающие свою жизнь взрывом сверхновой, от 9 до 20 раз превосходят по массе Солнце.
Наша же звезда в конце своей жизни сначала во много раз увеличится в размерах, став красным гигантом, а затем просто скинет внешнюю оболочку, оставив после себя лишь белого карлика.
Сейчас же Солнце находится в середине своего жизненного пути и у нас есть как минимум миллиард лет, пока наше светило не начнет испускать столько энергии, что вода на планете больше не сможет оставаться в жидком состоянии.
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.
Сверхновую трудно не заметить — вспышка при взрыве настолько сильна, что затмевает свет всех остальных звезд в галактике.
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.
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: