Сверхновые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Этим термином были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда 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.

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 — там, где ещё осталось невыгоревшее термоядерное топливо. Центральное ядро сжимается все сильнее, и в некоторый момент из-за давления в нем начинают идти реакции нейтронизации — 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 достаточная энергия для сброса оболочки сверхновой с большой 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 100-200 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 8—10 масс Солнца. 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.

Сверхновые Ia типа

Несколько другим выглядит механизм вспышек сверхновых звёзд Iа типа (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 3×10 8 K, возникают условия для термоядерного поджигания углеродно-кислородной смеси. От центра к внешним слоям начинает распространяться фронт горения, оставляя за собой продукты горения — 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 (~10 51 эрг). Скорость фронта горения увеличивается, возможна турбулизация пламени и образование ударной волны во внешних слоях звезды.

Другие типы сверхновых

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

Теория сверхновых

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.

Место сверхновых во Вселенной

Согласно многочисленным исследованиям, после рождения Вселенной, она была заполнена только лёгкими веществами — водородом и гелием. Все остальные химические элементы могли образоваться только в процессе горения звёзд. Это означает, что наша планета (и мы с вами) состоим из вещества, образовавшегося в недрах доисторической звезды и выброшенного когда-то во взрыве сверхновой.

Взрыв сверхновой звезды — явление чрезвычайно редкое. По современным представлениям, в нашей Галактике должен происходить взрыв сверхновой примерно каждые 50 лет. Больша?я часть этих взрывов оказывается скрыта от нас непрозрачной пылевой подсистемой нашей Галактики. Поэтому большинство сверхновых наблюдаются в других галактиках. Глубокие обзоры неба на автоматических камерах, соединённых с телескопами, позволяют сейчас астрономам открывать более 300 вспышек в год.

Наблюдения сверхновых звёзд

Для обозначения сверхновых астрономы используют следующую систему: сначала записываются буквы SN (от латинского S uperN ova), затем год открытия, а затем латинскими буквами — порядковый номер сверхновой в году. Например, SN 1997cj обозначает сверхновую звезду, открытую 26 * 3 (c ) + 10 (j ) = 88-ой по счету в 1997 году.

Наиболее известные сверхновые звёзды

• Сверхновая SN 1604 (Сверхновая Кеплера)
• Сверхновая G1.9+0.3 (Самая молодая в нашей Галактике)

Исторические сверхновые в нашей Галактике (наблюдавшиеся)

Сверхновая	Дата вспышки	Созвездие	Макс. блеск	Расстояние (св. года)	Тип вспышки	Длительность видимости	Остаток	Примечания
SN 185	185, 7 декабря	Центавр	-8	3000	Ia ?	8 - 20 месяцев	G315.4-2.3 (RCW 86)	китайские летописи: наблюдалась рядом с Альфой Центавра.
SN 369	369	не известно	не известно	не известно	не известно	5 месяцев	не известно	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 ?	2-4 месяца	G11.2-0.3	китайские летописи
SN 393	393	Скорпион	0	34000	не известно	8 месяцев	несколько кандидатур	китайские летописи
SN 1006	1006, 1 мая	Волк	-7,5	7200	Ia	18 месяцев	SNR 1006	швейцарские монахи, арабские учёные и китайские астрономы.
	С 17 октября её стал изучать Иоганн Кеплер, который, изложил свои наблюдения в отдельной книге.
SN 1680	1680, 16 августа	Кассиопея	+6	10000	IIb	не известно (не более недели)	Остаток Сверхновой Кассиопея А	замечена Флэмстидом, занес в свой каталог звезду, как 3 Cas.

Что вы знаете о сверхновых звездах? Наверняка скажете, что сверхновая звезда является грандиозным взрывом звезды, на месте которой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра.

Однако на самом деле не все сверхновые являются конечной стадией жизни массивных звезд. Под современную классификацию сверхновых взрывов, помимо взрывов сверхгигантов, входят также некоторые другие явления.

Новые и сверхновые

Термин «сверхновая» перекочевал от термина «новая звезда». «Новыми» называли звезды, которые возникали на небосклоне практически на пустом месте, после чего постепенно угасали. Первые «новые» известны ещё по китайским летописям, датируемым вплоть до второго тысячелетия до нашей эры. Что интересно, среди этих новых нередко встречались сверхновые. К примеру, именно сверхновую в 1571 году наблюдал Тихо Браге, который впоследствии ввёл термин «новая звезда». Сейчас нам известно, что в обоих случаях речь не идёт о рождении новых светил в буквальном смысле.

Новые и сверхновые звезды обозначают резкое увеличение яркости какой-либо звезды или группы звезд. Как правило, раньше люди не имели возможности наблюдать звёзды, которые порождали эти вспышки. Это были слишком тусклые объекты для невооруженного глаза или астрономического прибора тех лет. Их наблюдали уже в момент вспышки, что естественно походило на рождение нового светила.

Не смотря на схожесть этих явлений, в наши дни существует резкое различие в их определениях. Пиковая светимость сверхновых звезд в тысячи и сотни тысяч раз больше пиковой светимости новых. Такое расхождение объясняется принципиальным различием природы этих явлений.

Рождение новых звезд

Новые вспышки являются термоядерными взрывами, происходящим в некоторых тесных звездных системах. Такие системы состоят из и более крупной звезды-компаньона (звезды главной последовательности, субгиганта или ). Могучее тяготение белого карлика притягивает вещество из звезды-компаньона, в результате чего вокруг него образуется аккреционный диск. Термоядерные процессы, происходящие в аккреционном диске, временами теряют стабильность и приобретают взрывной характер.

В результате такого взрыва яркость звездной системы увеличивается в тысячи, а то и в сотни тысяч раз. Так происходит рождение новой звезды. Доселе тусклый, а то и невидимый для земного наблюдателя объект приобретает заметную яркость. Как правило, своего пика такая вспышка достигает всего за несколько дней, а затухать может годами. Нередко такие вспышки повторяются у одной и той же системы раз в несколько десятилетий, т.е. являются периодичными. Также вокруг новой звезды наблюдается расширяющаяся газовая оболочка.

Сверхновые взрывы обладают совершенно иной и более разнообразной природой своего происхождения.

Сверхновые принято разделять на два основных класса (I и II). Эти классы можно назвать спектральными, т.к. их отличает присутствие и отсутствие линий водорода в их спектрах. Также эти классы заметно отличаются визуально. Все сверхновые I класса схожи как по мощности взрыва, так и по динамике изменения блеска. Сверхновые же II класса весьма разнообразны в этом плане. Мощность их взрыва и динамика изменения блеска лежит в весьма обширном диапазоне.

Все сверхновые II класса порождаются гравитационным коллапсом в недрах массивных звезд. Другими словами, этот тот самый, знакомый нам, взрыв сверхгигантов. Среди сверхновых первого класса существуют те, механизм взрыва которых скорее схож с взрывом новых звезд.

Смерть сверхгигантов

Сверхновыми становятся звезды, масса которых превышает 8-10 солнечных масс. Ядра таких звезд, исчерпав, водород, переходят к термоядерным реакциям с участием гелия. Исчерпав гелий, ядро переходит к синтезу всё более тяжелых элементов. В недрах звезды создаётся всё больше слоёв, в каждом из которых происходит свой тип термоядерного синтеза. В конечной стадии своей эволюции такая звезда превращается в «слоёный» сверхгигант. В его ядре происходит синтез железа, тогда как ближе к поверхности продолжается синтез гелия из водорода.

Слияние ядер железа и более тяжёлых элементов происходит с поглощением энергии. Поэтому, став железным, ядро сверхгиганта больше не способно выделять энергию для компенсации гравитационных сил. Ядро теряет гидродинамическое равновесие и приступает к беспорядочному сжатию. Остальные слои звезды продолжают поддерживать это равновесие, до тех пор, пока ядро не сожмётся до некого критического размера. Теперь гидродинамическое равновесие теряют остальные слои и звезда в целом. Только в этом случае «побеждает» не сжатие, а энергия, выделившая в ходе коллапса и дальнейших беспорядочных реакций. Происходит сброс внешней оболочки – сверхновый взрыв.

Классовые различия

Различные классы и подклассы сверхновых объясняются тем, какой звезда была до взрыва. К примеру, отсутствие водорода у сверхновых I класса (подкласса Ib, Ic) является следствие того, что водорода не было у самой звезды. Вероятнее всего, часть её внешней оболочки была потеряна в ходе эволюции в тесной двойной системе. Спектр подкласса Ic отличается от Ib отсутствием гелия.

В любом случае сверхновые таких классов происходят у звезд, не имеющих внешней водородно-гелиевой оболочки. Остальные же слои лежат в довольно строгих пределах своего размера и массы. Это объясняется тем, что термоядерные реакции сменяют друг друга с наступлением определенной критической стадии. Поэтому взрывы звезд Ic и Ib класса так похожи. Их пиковая светимость примерно в 1,5 миллиардов раз превышает светимость Солнца. Эту светимость они достигают за 2-3 дня. После этого их яркость в 5-7 раз слабеет за месяц и медленно уменьшается в последующие месяцы.

Звёзды сверхновых II типа обладали водородно-гелиевой оболочкой. В зависимости от массы звезды и других её особенностей это оболочка может иметь различные границы. Отсюда объясняются широкий диапазон в характерах сверхновых. Их яркость может колебаться от десятков миллионов до десятков миллиардов солнечных светимостей (исключая гамма-всплески – см. дальше). А динамика изменения яркость имеет самый различный характер.

Трансформация белого карлика

Особую категорию сверхновых составляет вспышки . Это единственный класс сверхновых звезд, который может происходить в эллиптических галактиках. Такая особенность говорит о том, что эти вспышки не являются продуктом смерти сверхгигантов. Сверхгиганты не доживают до того момента, как их галактики «состарятся», т.е. станут эллиптическими. Также все вспышки этого класса имеют практически одинаковую яркость. Благодаря этому сверхновые Ia типа являются «стандартными свечами» Вселенной.

Они возникают по отличительно иной схеме. Как отмечалось ранее, эти взрывы по своей природе чем-то сходны с новыми взрывами. Одна из схем их возникновения предполагает, что они также зарождаются в тесной системе белого карлика и его звезды-компаньона. Однако, в отличие от новых звезд, здесь происходит детонация иного, более катастрофического типа.

По мере «пожирания» своего компаньона, белый карлик увеличивается в массе до тех пор, пока не достигнет предела Чандрасекара. Этот предел, примерно равный 1,38 солнечной массы, является верхней границы массы белого карлика, после которого он превращается в нейтронную звезду. Такое событие сопровождается термоядерным взрывом с колоссальным выделением энергии, на много порядков превышающим обычный новый взрыв. Практически неизменное значение предела Чандрасекара объясняет столь малое расхождение в яркостях различных вспышек данного подкласса. Эта яркость почти в 6 миллиардов раз превышает солнечную светимость, а динамика её изменения такая же, как у сверхновых Ib, Ic класса.

Гиперновые взрывы

Гиперновыми называют вспышки, энергия которых на несколько порядков превышает энергию типичных сверхновых. То есть, по сути они гиперновые являются очень яркими сверхновыми.

Как правило, гиперновым считается взрыв сверхмассивных звезд, также называемых . Масса таких звезд начинается с 80 нередко превышает теоретический предел 150 солнечных масс. Также существуют версии, что гиперновые звезды могут образовываться в ходе аннигиляции антиматерии, образованию кварковой звезды или же столкновением двух массивных звезд.

Примечательны гиперновые тем, что они являются основной причиной, пожалуй, самых энергоёмких и редчайших событий во Вселенной – гамма-всплесков. Продолжительность гамма всплесков составляет от сотых секунд до нескольких часов. Но чаще всего они длятся 1-2 секунду. За эти секунды они испускают энергию, подобную энергии Солнца за все 10 миллиардов лет её жизни! Природа гамма-всплесков до сих пор по большей части остаётся под вопросом.

Прародители жизни

Несмотря на всю свою катастрофичность, сверхновые по праву можно назвать прародителями жизни во Вселенной. Мощность их взрыва подталкивает межзвездную среду на образования газопылевых облаков и туманностей, в которых впоследствии рождаются звезды. Ещё одна их особенность состоит в том, что сверхновые насыщают межзвездную среду тяжелыми элементами.

Именно сверхновые порождают все химические элементы, что тяжелее железа. Ведь, как отмечалось ранее, синтез таких элементов требует затрат энергии. Только сверхновые способны «зарядить» составные ядра и нейтроны на энергозатратные производство новых элементов. Кинетическая энергия взрыва разносит их по пространству вместе с элементами, образовавшимися в недрах взорвавшейся звезды. В их число входят углерод, азот и кислород и прочие элементы, без которых невозможна органическая жизнь.

Наблюдение за сверхновыми

Сверхновые взрывы являются крайне редкими явлениями. В нашей галактике, содержащей более сотни миллиардов звёзд, происходит всего лишь несколько вспышек за столетие. Согласно летописным и средневековым астрономическим источникам, за последние две тысячи лет были зафиксированы лишь шесть сверхновых, видимых невооруженным глазом. Современным астрономам ни разу не доводилось наблюдать сверхновых в нашей галактике. Наиболее ближайшая произошла в 1987 в Большом Магеллановым Облаке, в одном из спутников Млечного Пути. Каждый год учёные наблюдают до 60 сверхновых, происходящих в других галактиках.

Именно из-за этой редкости сверхновые практически всегда наблюдаются уже в момент вспышки. События, предшествующие ей почти никогда не наблюдались, поэтому природа сверхновых до сих пор во многом остаётся загадочной. Современная наука не способна достаточно точно спрогнозировать сверхновые. Любая звезда-кандидат способна вспыхнуть лишь через миллионы лет. Наиболее интересна в этом плане Бетельгейзе, которая имеет вполне реальную возможность озарить земное небо на нашем веку.

Вселенские вспышки

Гиперновые взрывы случаются ещё реже. В нашей галактике такое событие случаются раз в сотни тысяч лет. Однако, гамма-всплески, порождаемые гиперновыми, наблюдаются почти ежедневно. Они настолько мощны, что регистрируются практически со всех уголков Вселенной.

К примеру, один из гамма-всплесков, расположенных в 7,5 миллиардов световых лет, можно было разглядеть невооружённым глазом. Произойти он в галактике Андромеда, земное небо на пару секунд осветила звезда с яркостью полной луны. Произойти он на другом краю нашей галактики, на фоне Млечного Пути появилось бы второе Солнце! Получается, яркость вспышки в квадриллионы раз ярче Солнца и в миллионы раз ярче нашей Галактики. Учитывая, что галактик во Вселенной миллиарды, неудивительно, почему такие события регистрируются ежедневно.

Влияние на нашу планету

Маловероятно, что сверхновые могут нести угрозу современному человечеству и каким-либо образом повлиять на нашу планету. Даже взрыв Бетельгейзе лишь осветит наше небо на несколько месяцев. Однако, безусловно, они решающим образом влияли на нас в прошлом. Примером тому служит первое из пяти массовых вымираний на Земле, произошедших 440 млн. лет назад. По одной из версий причиной этому вымиранию послужил гамма-вспышка, произошедшая в нашей Галактике.

Более примечательна совсем иная роль сверхновых. Как уже отмечалось, именно сверхновые создают химические элементы, необходимые для появления углеродной жизни. Земная биосфера не была исключением. Солнечная система сформировалось в газовом облаке, которые содержали осколки былых взрывов. Получается, мы все обязаны сверхновым своим появлением.

Более того, сверхновые и в дальнейшем влияли на эволюцию жизни на Земле. Повышая радиационный фон планеты, они заставляли организмы мутировать. Не стоит также забывать про крупные вымирания. Наверняка сверхновые не единожды «вносили коррективы» в земную биосферу. Ведь не будь тех глобальный вымираний, на Земле бы сейчас господствовали совсем другие виды.

Масштабы звездных взрывов

Чтобы наглядно понять, какой энергией обладают сверхновые взрывы, обратимся к уравнению эквивалента массы и энергии. Согласно нему, в каждом грамме материи заключено колоссальное количество энергии. Так 1 грамм вещества эквивалентен взрыву атомной бомбы, взорванной над Хиросимой. Энергия царь-бомбы эквивалента трём килограммам вещества.

Каждую секунду ходе термоядерных процессов в недрах Солнца 764 миллиона тонн водорода превращается в 760 миллион тонн гелия. Т.е. каждую секунду Солнце излучает энергию, эквивалентную 4 млн. тоннам вещества. Лишь одна двухмиллиардная часть всей энергии Солнца доходит до Земли, это эквивалентно двум килограммам массы. Поэтому говорят, что взрыв царь-бомбы можно было наблюдать с Марса. К слову, Солнце доставляет на Землю в несколько сотен раз больше энергии, чем потребляет человечество. То есть, чтобы покрыть годовые энергетические потребности всего современного человечества нужно превращать в энергию всего несколько тонн материи.

Учитывая вышесказанное, представим, что средняя сверхновая в своём пике «сжигает» квадриллионы тон вещества. Это соответствует массе крупного астероида. Полная же энергия сверхновой эквивалентна массе планеты или даже маломассивной звезды. Наконец, гамма-всплеск за секунды, а то и за доли секунды своей жизни, выплёскивает энергию, эквивалентную массе Солнца!

Такие разные сверхновые

Термин «сверхновая» не должен ассоциироваться исключительно с взрывом звёзд. Эти явления, пожалуй, также разнообразны, как разнообразны сами звёзды. Науке только предстоит понять многие их секреты.

Звезды живут не вечно. Они тоже рождаются и умирают. Некоторые из них, подобно Солнцу, существуют по несколько миллиардов лет, спокойно дотягивают до старости, а потом медленно угасают. Другие проживают куда более короткую и бурную жизнь и к тому же обречены на катастрофическую гибель. Их существование прерывается гигантским взрывом, и тогда звезда превращается в сверхновую. Свет сверхновой озаряет космос: ее взрыв виден на расстоянии многих миллиардов световых лет. Вдруг на небе появляется звезда там, где раньше, казалось бы, ничего и не было. Отсюда и название. Древние считали, что в таких случаях действительно зажигается новая звезда. Сегодня мы знаем, что на самом деле звезда не рождается, а умирает, но название осталось прежним, сверхновая.

СВЕРХНОВАЯ 1987A

В ночь с 23 на 24 февраля 1987 года в одной, из ближайших к нам галактик,. Большом Магеллановом Облаке, отстоящем от нас всего на 163.000 световых лет, в созвездии Золотая Рыба появилась сверхновая. Она стала заметна даже невооруженному глазу, в мае месяце достигла видимой величины +3, а в последующие месяцы постепенно утрачивала яркость, пока вновь не стала невидима без телескопа или бинокля..

Настоящее и прошлое

Сверхновая 1987A, название которой говорит о том, что это была, первая сверхновая, наблюдавшаяся в 1987 году, стала и первой видимой невооруженным глазом с начала эры телескопов. Дело втом, что последний взрыв сверхновой в нашей Галактике наблюдали в далеком 1604-м, когда телескоп, еще не был изобретен.

Но еще важнее, что звезда* 1987A дала современным агрономам первую возможность наблюдать сверхновую на относительно небольшом расстоянии.

А что там было раньше?

Исследование сверхновой 1987A показало, что она относится к типу II. То есть звезда-прародительница или звезда-предшественник, которую удалось обнаружить на более ранних снимках этого, участка неба, оказалась голубым сверхгигантом, чья масса почти в 20 раз превышала массу Солнца. Таким образом, это была очень горячая звезда, которая быстро исчерпала свое ядерное топливо.

Единственное, осталось после гигантского взрыва, - это быстро расширяющееся газовое облако, внутри которого еще никому не удалось разглядеть нейтронную звезду, чьего возникновения теоретически следовало ожидать. Одни астрономы утверждают, что эта звезда все еще окутана выпущенными газами, тогда как другие выдвинули гипотезу, согласно которой вместо звезды там формируется черная дыра.

ЖИЗНЬ ЗВЕЗДЫ

Звезды рождаются в результате гравитационного сжатия облака межзвездного вещества, которое, нагреваясь, доводит свое центральное ядро до температур, достаточных для начала термоядерных реакций. Последующее развитие уже загоревшейся звезды зависит от двух факторов: начальной массы и химического состава, причем первая, в частности, определяет скорость сгорания. Звезды, обладающие более крупной массой, горячее и светлее, но именно поэтому они сгорают раньше. Таким образом, жизнь массивной звезды короче по сравнению со звездой небольшой массы.

Красные гиганты

О звезде, которая сжигает водород, принято говорить, что она находится в «основной фазе». Большая часть жизни любой звезды совпадает именно с этой фазой. Например, Солнце находится в основной фазе уже 5 млрд лет и останется в ней еще надолго, а когда этот период закончится, наше светило перейдет в короткую фазу нестабильности, вслед за которой оно снова стабилизируется, на этот раз в форме красного гиганта. Красный гигант несравнимо крупнее и ярче звезд в основной фазе, но и гораздо холоднее. Антарес в созвездии Скорпион или Бетельгейзе в созвездии Орион - яркие примеры красных гигантов. Их цвет можно сразу же распознать даже невооруженным глазом.

Когда Солнце превратится в красный гигант, его внешние слои «поглотят» планеты Меркурий и Венеру и дойдут до орбиты Земли. В фазе красного гиганта звезды утрачивают значительную часть внешних слоев своей атмосферы, и эти слои образуют планетарную туманность, подобную М57, туманности Кольцо в созвездии Лира, или М27, туманности Гантель в созвездии Лисичка. И та, и другая прекрасно подходят для наблюдения в ваш телескоп.

Дорога к финалу

С этого момента дальнейшая судьба звезды неотвратимо зависит от ее массы. Если она меньше 1,4 массы Солнца, то после окончания ядерного горения такая звезда освободится от своих внешних слоев и сожмется до белого карлика-финальной стадии эволюции звезды с небольшой массой. Пройдут миллиарды лет, пока белый карлик остынет и станет невидим. Напротив, звезда с большой массой (как минимум в 8 раз массивнее Солнца), как только заканчивается водород, выживает за счет сжигания газов тяжелее водорода, таких как гелий и углерод. Пройдя ряд фаз сжатия и расширения, такая звезда через несколько миллионов лет переживает катастрофический взрыв сверхновой, выбрасывая в космос гигантское количество собственного вещества, и превращается в остаток сверхновой. Примерно в течение недели сверхновая превосходит по яркости все звезды своей галактики, а затем быстро темнеет. В центре остается нейтронная звезда, объект небольшого размера, обладающий при этом гигантской плотностью. Если же масса звезды еще больше, в результате взрыва сверхновой появляются не звезды, а черные дыры.

ТИПЫ СВЕРХНОВЫХ

Изучая свет, идущий от сверхновых, астрономы выяснили, что не все они одинаковы и их можно классифицировать зависимости от химических элементов, представленных в их спектрах. Особую роль здесь играет водород: если в спектре сверхновой присутствуют линии, подтверждающие наличие водорода то ее относят к типу II; если же таких линий нет, она причисляется к типу I. Сверхновые типа I разделяют на подклассы la, lb и lс учетом других, элементов спектра.

Разная природа взрывов

Классификация типов и подтипов отражает разнообразие механизмов, лежавших в основе взрыва, и разные типы звезд-предшественниц. Взрывы сверхновых типа таких как SN 1987A, исходят на последней эволюционной стадии звезды, обладающей большой массой (Более чем в 8 раз превышающей массу Солнца).

Сверхновые типа lb и lc возникают в результате коллапса центральных частей массивных звезд, утративших значительную часть их водородной оболочки из-за сильного звездного, ветра или из-за передачи вещества другой звезде в двойной системе.

Разные предшественники

Все сверхновые типа lb, lc и II, происходят от звезд Населения I, то есть от молодых звезд, сосредоточенных в дисках спиральных галактик. Сверхновые типа la, в свою очередь, происходит из старых звезд Населения II, и их можно наблюдать как в эллиптических галактиках, так и в ядрах спиральных галактик. Этот тип сверхновой родом из белого карлика, входящего в состав двойной системы и оттягивающего вещество у своей соседки. Когда масса белого карлика достигает предела устойчивости (его называют пределом Чандрасекара),начинается быстрый процесс слияния ядер углерода, и происходит взрыв, в результате которого звезда выбрасывает наружу большую часть своей массы.

Разная светимость

Разные классы сверхновых отличаются друг от друга не только спектром, но и максимальной светимостью, достигаемой ими во взрыве, и тем, как именно эта светимость снижается с течением времени. Сверхновые типа I, как правило, гораздо ярче сверхновых типа II, но при этом они гораздо быстрее тускнеют. В сверхновых типа I пиковая яркость сохраняется от нескольких часов до нескольких дней, тогда как сверхновые типа II могут просуществовать до нескольких месяцев. Была высказана гипотеза, согласно которой звезды с очень большой массой (в несколько десятков раз превышающей массу Солнца) взрываются еще более бурно, как «гиперновые», а их ядро превращается в черную дыру.

СВЕРХНОВЫЕ В ИСТОРИИ

Астрономы полагают, что в нашей Галактике в среднем взрывается по одной сверхновой каждые 100 лет. Однако количество сверхновых, исторически задокументированных в последние два тысячелетия, не достигает и 10. Одна из причин этого может быть связана с тем, что сверхновые, особенно типа II, взрываются в спиральных ветвях, где межзвездная пыль гораздо плотнее и, соответственно, способна затемнить сияние сверхновой.

Первая из увиденных

Хотя ученые рассматривают и другие кандидатуры, на сегодняшний день принято считать, что первое в истории наблюдение за взрывом сверхновой относится к 185 году н.э. Оно было задокументировано китайскими астрономами. В Китае же отмечались и взрывы галактических сверхновых в 386 и в 393 годах. Затем прошло более 600 лет, и вот, наконец, на небе появилась еще одна сверхновая: в 1006 году в созвездии Волк засияла новая звезда, на этот раз зафиксированная в том числе арабскими и европейскими астрономами. Это ярчайшее светило (чья видимая величина на пике яркости достигала -7,5) оставалось видимым на небе дольше года.
.
Крабовидная туманность

Исключительно яркой была и сверхновая 1054 года (максимальная величина -6), но и ее снова заметили только китайские астрономы, да еще, может быть, американские индейцы. Наверняка это самая известная сверхновая, поскольку ее остаток - Крабовидная туманность в созвездии Телец, которую Шарль Мессье внес в свой каталог под номером 1.

Китайским астрономам мы обязаны и сведениями о появлении в 1181 году сверхновой в созвездии Кассиопея. Там же взорвалась и еще одна сверхновая, на этот раз в 1572 году. Эту сверхновую заметили и европейские астрономы, в том числе Тихо Браге,который описал и ее появление, и дальнейшее изменение ее яркости в своей книге «О новой звезде», чье название и дало начало термину, которым принято обозначать такие звезды.

Сверхновая Тихо

Спустя 32 года, в 1604-м, на небе появилась еще одна сверхновая. Тихо Браге передал эту информацию своему ученику Иоганну Кеплеру, который стал отслеживать «новую звезду» и посвятил ей книгу «О новой звезде в ноге Змееносца». Эта звезда, наблюдаемая и Галилео Галилеем, на сегодняшний день остается последней из видимых невооруженным глазом сверхновых, взорвавшихся в нашей Галактике.

Однако нет никаких сомнений в том, что еще одна сверхновая взорвалась в Млечном Пути, снова в созвездии Кассиопея (это созвездие-рекордсмен насчитывает три галактические сверхновые). Хотя визуальные свидетельства этого события отсутствуют, астрономы нашли остаток звезды и подсчитали, что он должен соответствовать взрыву, произошедшему в 1667 году.

За пределами Млечного Пути, помимо сверхновой 1987A, астрономы наблюдали и вторую сверхновую, 1885, которая взорвалась в галактике Андромеда.

Наблюдение за сверхновыми

Чтобы охотиться за сверхновыми, необходимы терпение и правильный метод.

Первое нужно, так как никто не гарантирует, что вам удастся открыть сверхновую в первый же вечер. Без второго не обойтись, если вы не хотите терять время и действительно стремитесь повысить свои шансы на открытие сверхновой. Основная проблема состоит в том, что физически невозможно предугадать, когда и где произойдет взрыв сверхновой в одной из далеких галактик. Поэтому охотник за сверхновыми должен каждую ночь сканировать небо, проверяя десятки галактик, тщательно отобранных с этой целью.

Что нужно делать

Одна из наиболее распространенных техник состоит в наведении телескопа на ту или иную галактику и сопоставлении ее облика с более ранним изображением (рисунком, фотографией, цифровым изображением), в идеальном варианте приблизительно с тем же увеличением, что и у телескопа, с помощью которого ведутся наблюдения. Если там появилась сверхновая, это сразу бросится вам в глаза. Сегодня многие астрономы-любители располагают оборудованием, достойным профессиональной обсерватории, таким как телескопы с компьютерным управлением и ПЗС-камерами, позволяющими делать фотографии звездного неба сразу в цифровом формате. Но даже в наши дни множество наблюдателей охотятся за сверхновыми, просто наводя телескоп на ту или иную галактику и глядя в окуляр в надежде увидеть, не появится ли где-то еще одна звезда.

Взрывы звезд, известные как сверхновые, могут быть настолько яркими, что затмевают галактики, содержащие их.

Like Love Haha Wow Sad Angry

Наблюдая за остатками сверхновой, вспыхнувшей шесть лет назад, астрономы, к их удивлению, выявили на месте взрыва новую звезду, освещающую окружающее ее облако материала. Выводы ученых представлены в журнале Astrophysical Journal Letters .

«Ранее мы никогда не видели, чтобы взрыв такого типа оставался ярким столь продолжительное время, если у него не было какого-либо взаимодействия с водородом, выброшенным звездой до катастрофического события. Но в наблюдениях этой сверхновой нет подписи водорода», – рассказывает Дэн Милисавлевич, ведущий автор исследования из Университета Пердью (США).

В отличие от большинства звездных взрывов, которые исчезают, SN 2012au продолжает сиять благодаря мощному вновь рожденному пульсару. Credit: NASA, ESA, and J. DePasquale

Взрывы звезд, известные как сверхновые, могут быть настолько яркими, что затмевают галактики, содержащие их. Обычно они полностью «исчезают» за несколько месяцев или лет, однако иногда остатки от взрыва «схлопываются» в богатые водородом газовые облака и снова становятся яркими. Но могут ли они вновь засиять без какого-либо вмешательства извне?

По мере того как крупные звезды взрываются, их недра «сворачиваются» до точки, в которой все частицы становятся нейтронами. Если полученная нейтронная звезда имеет магнитное поле и вращается достаточно быстро, она может превратиться в туманность пульсарного ветра. Скорее всего, именно это случилось с SN 2012au, расположенной в галактике NGC 4790 в направлении созвездия Девы.

«Когда туманность пульсара достаточно яркая, она действует как лампочка, освещающая внешние выбросы от предшествующего взрыва. Мы знали, что сверхновые производят быстро вращающиеся нейтронные звезды, но никогда не получали прямых доказательств этого уникального события», – добавил Дэн Милисавлевич.

Изображение пульсара в Парусах, полученное обсерваторией NASA «Chandra». Credit: NASA

SN 2012au изначально оказалась необычной и странной во многих отношениях. Несмотря на то, что взрыв не был достаточно ярким, чтобы его можно было классифицировать как «сверхсветовая» сверхновая, он был чрезвычайно энергичным и долговечным.

«Если в центре взрыва создается пульсар, то он может выталкивать и даже ускорять газ, поэтому через несколько лет мы сможем увидеть, как газ, богатый кислородом, «убегает» с места взрыва SN 2012au», – пояснил Дэн Милисавлевич.

Бьющееся сердце Крабовидной туманности. В ее центре скрывается пульсар. Credit: NASA/ESA

Сверхсветовые сверхновые – обсуждаемая тема в астрономии. Они являются потенциальными источниками гравитационных волн, а также гамма-всплесков и быстрых радиовсплесков. Но понимание процессов, стоящих за этими событиями, сталкивается со сложностью наблюдений, и лишь следующее поколение телескопов поможет астрономам раскрыть тайны этих вспышек.

Одним из важных достижений XX столетия стало понимание того факта, что почти все элементы, которые тяжелее водорода и гелия, образуются во внутренних частях звезд и поступают в межзвездную среду в результате взрыва сверхновых — одного из наиболее мощных явлений во Вселенной.

На фото: Сверкающие звезды и клочья газа создают захватывающий дух фон для картины саморазрушения массивной звезды, названной сверхновой 1987A. Ее взрыв астрономы наблюдали в Южном полушарии 23 февраля 1987 года. Это изображение, полученное телескопом «Хаббл», показывает остатки сверхновой, окруженные внутренним и внешним кольцами вещества в диффузных облаках газа. Этот трехцветный снимок составлен из нескольких фотографий сверхновой и соседней с ней области, которые были сделаны в сентябре 1994, феврале 1996 и июле 1997 года. Многочисленнные яркие голубые звезды вблизи сверхновой — это массивные звезды, каждая из которых возрастом около 12 млн. лет и в 6 раз тяжелее Солнца. Все они относятся к тому же поколению звезд, что и взорвавшаяся. Присутствие ярких газовых облаков — еще один признак молодости этой области, которая все еще являетя плодородной почвой для рождения новых звезд.

Первоначально все звезды, блеск которых внезапно увеличивался более чем в 1 000 раз, называли новыми. Вспыхивая, такие звезды неожиданно появлялись на небе, нарушая привычную конфигурацию созвездия, и увеличивали свой блеск в максимуме, в несколько тысяч раз, затем их блеск начинал резко падать, а через несколько лет они становились такими же слабыми, какими были до вспышки. Повторяемость вспышек, при каждой из которых звезда с большой скоростью выбрасывает до одной тысячной своей массы, является для новых звезд характерной. И все же при всей грандиозности явления подобной вспышки оно не бывает связано ни с коренным изменением структуры звезды, ни с ее разрушением.

За пять тысяч лет сохранились сведения о более чем 200 ярких вспышках звезд, если ограничиться такими, которые не превышали по блеску 3-ю звездную величину. Но когда была установлена внегалактическая природа туманностей, стало ясно, что вспыхивающие в них новые звезды по своим характеристикам превосходят обычные новые, так как их светимость часто оказывалась равной светимости всей галактики, в которой они вспыхивали. Необычайность таких явлений привела астрономов к мысли, что такие события — нечто совсем не похожее на обычные новые звезды, а потому в 1934 году по предложению американских астрономов Фрица Цвикки и Вальтера Бааде те звезды, вспышки которых в максимуме блеска достигают светимостей нормальных галактик, были выделены в отдельный, самый яркий по светимости и редкий класс сверхновых звезд.

В отличие от вспышек обыкновенных новых звезд вспышки сверхновых в современном состоянии нашей Галактики — явление крайне редкое, происходящее не чаще чем раз в 100 лет. Наиболее яркими были вспышки в 1006 и 1054 годах, сведения о них содержатся в китайских и японских трактатах. В 1572 году вспышку такой звезды в созвездии Кассиопеи наблюдал выдающийся астроном Тихо Браге, последним же, кто следил за явлением сверхновой в созвездии Змееносца в 1604 году, был Иоганн Кеплер. За четыре столетия «телескопической» эры в астрономии подобных вспышек в нашей Галактике не наблюдалось. Положение Солнечной системы в ней таково, что нам оптически доступны наблюдения вспышек сверхновых примерно в половине объема, а в остальной ее части яркость вспышек приглушена межзвездным поглощением. В.И. Красовский и И.С. Шкловский подсчитали, что вспышки сверхновых звезд в нашей Галактике происходят в среднем раз в 100 лет. В других галактиках эти процессы происходят примерно с той же частотой, поэтому основные сведения о сверхновых в стадии оптической вспышки были получены по наблюдениям за ними в других галактиках.

Понимая важность изучения столь мощных явлений, астрономы В. Бааде и Ф. Цвикки, работавшие на Паломарской обсерватории в США, в 1936 году начали планомерный систематический поиск сверхновых. В их распоряжении был телескоп системы Шмидта, позволявший фотографировать области в несколько десятков квадратных градусов и дававший очень четкие изображения даже слабых звезд и галактик. За три года в разных галактиках ими были обнаружены 12 вспышек сверхновых, которые затем исследовались с помощью фотометрии и спектроскопии. По мере совершенствования наблюдательной техники количество вновь обнаруженных сверхновых неуклонно возрастало, а последующее внедрение автоматизированного поиска привело к лавинообразному росту числа открытий (более 100 сверхновых в год при общем количестве — 1 500). В последние годы на крупных телескопах был начат также поиск очень далеких и слабых сверхновых, так как их исследования могут дать ответы на многие вопросы о строении и судьбе всей Вселенной. За одну ночь наблюдений на таких телескопах можно открыть более 10 далеких сверхновых.

В результате взрыва звезды, который наблюдается как явление сверхновой, вокруг нее образуется туманность, расширяющаяся с огромной скоростью (порядка 10000 км/с). Большая скорость расширения — главный признак, по которому остатки вспышек сверхновых отличают от других туманностей. В остатках сверхновых все говорит о взрыве огромной мощности, разметавшем наружные слои звезды и сообщившем отдельным кускам выброшенной оболочки огромные скорости.

Крабовидная туманность

Ни один космический объект не дал астрономам столько ценнейшей информации, как относительно небольшая Крабовидная туманность, наблюдаемая в созвездии Тельца и состоящая из газового диффузного вещества, разлетающегося с большой скоростью. Эта туманность, являющаяся остатком сверхновой, наблюдавшейся в 1054 году, стала первым галактическим объектом, с которым был отождествлен источник радиоизлучения. Оказалось, что характер радиоизлучения ничего общего с тепловым не имеет: его интенсивность систематически возрастает с длиной волны. Вскоре удалось объяснить и природу этого явления. В остатке сверхновой должно быть сильное магнитное поле, которое удерживает созданные ею космические лучи (электроны, позитроны, атомные ядра), имеющие скорости, близкие к скорости света. В магнитном поле они излучают электромагнитную энергию узким пучком в направлении движения. Обнаружение нетеплового радиоизлучения у Крабовидной туманности подтолкнуло астрономов к поиску остатков сверхновых именно по этому признаку.

Особенно мощным источником радиоизлучения оказалась туманность, находящаяся в созвездии Кассиопеи, — на метровых волнах поток радиоизлучения от нее в 10 раз превышает поток от Крабовидной туманности, хотя она и значительно дальше последней. В оптических же лучах эта быстро расширяющаяся туманность очень слаба. Полагают, что туманность в Кассиопее — это остаток вспышки сверхновой, имевшей место около 300 лет назад.

Характерное для старых остатков сверхновых радиоизлучение показала и система волокнистых туманностей в созвездии Лебедя. Радиоастрономия помогла отыскать еще много других нетепловых радиоисточников, которые оказались остатками сверхновых разного возраста. Таким образом, был сделан вывод, что остатки вспышек сверхновых, случившихся даже десятки тысяч лет назад, выделяются среди других туманностей своим мощным нетепловым радиоизлучением.

Как уже говорилось, Крабовидная туманность стала первым объектом, у которого было обнаружено рентгеновское излучение. В 1964 году удалось обнаружить, что источник рентгеновского излучения, исходящего из нее, протяженный, хотя его угловые размеры в 5 раз меньше угловых размеров самой Крабовидной туманности. Из чего был сделан вывод, что рентгеновское излучение испускает не звезда, некогда вспыхнувшая как сверхновая, а сама туманность.

Влияние сверхновых

23 февраля 1987 года в соседней с нами галактике — Большом Магеллановом Облаке — вспыхнула сверхновая, ставшая чрезвычайно важной для астрономов, поскольку была первой, которую они, вооружившись современными астрономическими инструментами, могли изучить в деталях. И эта звезда дала подтверждение целой серии предсказаний. Одновременно с оптической вспышкой специальные детекторы, установленные на территории Японии и в штате Огайо (США), зарегистрировали поток нейтрино — элементарных частиц, рождающихся при очень высоких температурах в процессе коллапса ядра звезды и легко проникающих сквозь ее оболочку. Эти наблюдения подтвердили ранее высказанное предположение о том, что около 10% массы коллапсирующего ядра звезды излучается в виде нейтрино в тот момент, когда само ядро сжимается в нейтронную звезду. У очень массивных звезд при вспышке сверхновой ядра сжимаются до еще больших плотностей и, вероятно, превращаются в черные дыры, но сброс внешних слоев звезды все же происходит. В последние годы появились указания на связь некоторых космических гамма-всплесков со сверхновыми. Возможно, и природа космических гамма-всплесков связана с природой взрывов.

Вспышки сверхновых оказывают сильное и многообразное влияние на окружающую межзвездную среду. Сбрасываемая с огромной скоростью оболочка сверхновой сгребает и сжимает окружающий ее газ, что может дать толчок к образованию из облаков газа новых звезд. Группа астрономов во главе с доктором Джоном Хьюгесом (Rutgers University), используя наблюдения на орбитальной рентгеновской обсерватории «Чандра» (NASA), сделала важное открытие, проливающее свет на то, как при вспышках сверхновой звезды образуются кремний, железо и другие элементы. Рентгеновское изображение остатка сверхновой Cassiopeia А (Cas A) позволяет увидеть сгустки кремния, серы и железа, выброшенные при взрыве из внутренних областей звезды.

Высокое качество, четкость и информативность получаемых обсерваторией «Чандра» изображений остатка сверхновой Cas A позволили астрономам не только определить химический состав многих узлов этого остатка, но и узнать, где именно эти узлы образовались. Например, самые компактные и яркие узлы состоят главным образом из кремния и серы с очень малым содержанием железа. Это указывает на то, что они образовались глубоко внутри звезды, где температура достигала трех миллиардов градусов во время коллапса, закончившегося взрывом сверхновой. В других узлах астрономы обнаружили очень большое содержание железа с примесями некоторого количества кремния и серы. Это вещество образовалось еще глубже — в тех частях, где температура во время взрыва достигала более высоких значений — от четырех до пяти миллиардов градусов. Сравнение расположений в остатке сверхновой Cas A богатых кремнием как ярких, так и более слабых узлов, обогащенных железом, позволило обнаружить, что «железные» детали, происходящие из самых глубоких слоев звезды, располагаются на внешних краях остатка. Это означает, что взрыв выбросил «железные» узлы дальше всех остальных. И даже сейчас они, по-видимому, удаляются от центра взрыва с большей скоростью. Изучение полученных «Чандрой» данных позволит остановиться на одном из нескольких предложенных теоретиками механизмов, объясняющих природу вспышки сверхновой, динамику процесса и происхождение новых элементов.

Сверхновые SN I имеют весьма сходные спектры (с отсутствием водородных линий) и формы кривых блеска, в то время как спектры SN II содержат яркие линии водорода и отличаются разнообразием как спектров, так и кривых блеска. В таком виде классификация сверхновых существовала до середины 80-х годов прошлого столетия. А с началом широкого применения ПЗС-приемников количество и качество наблюдательного материала существенно возросли, что позволило получать спектрограммы для недоступных прежде слабых объектов, с гораздо большей точностью определять интенсивность и ширину линий, а также регистрировать в спектрах более слабые линии. В результате казавшаяся установившейся двоичная классификация сверхновых стала быстро изменяться и усложняться.

Различаются сверхновые и по типам галактик, в которых они вспыхивают. В спиральных галактиках вспыхивают сверхновые обоих типов, а вот в эллиптических, где почти нет межзвездной среды и процесс звездообразования закончился, наблюдаются только сверхновые типа SN I, очевидно, до взрыва — это очень старые звезды, массы которых близки к солнечной. А так как спектры и кривые блеска сверхновых этого типа очень похожи, то, значит, и в спиральных галактиках взрываются такие же звезды. Закономерный конец эволюционного пути звезд с массами, близкими к солнечной, — превращение в белого карлика с одновременным образованием планетарной туманности. В составе белого карлика почти нет водорода, поскольку он является конечным продуктом эволюции нормальной звезды.

Ежегодно в нашей Галактике образуется несколько планетарных туманностей, следовательно, большая часть звезд такой массы спокойно завершает свой жизненный путь, и только раз в сто лет происходит вспышка сверхновой SN I типа. Какие же причины определяют совершенно особый финал, не схожий с судьбой других таких же звезд? Знаменитый индийский астрофизик С. Чандрасекар показал, что в том случае, если белый карлик имеет массу, меньшую, чем примерно 1,4 массы Солнца, он будет спокойно «доживать» свой век. Но если он находится в достаточно тесной двойной системе, его мощная гравитация способна «стягивать» материю со звезды-компаньона, что приводит к постепенному увеличению массы, и когда она переходит допустимый предел — происходит мощный взрыв, приводящий к гибели звезды.

Сверхновые SN II явно связаны с молодыми, массивными звездами, в оболочках которых в большом количестве присутствует водород. Вспышки этого типа сверхновых считают конечной стадией эволюции звезд с начальной массой более 8—10 масс Солнца. Вообще же, эволюция таких звезд протекает достаточно быстро — за несколько миллионов лет они сжигают свой водород, затем — гелий, превращающийся в углерод, а затем и атомы углерода начинают преобразовываться в атомы с более высокими атомными номерами.

В природе превращения элементов с большим выделением энергии заканчиваются на железе, ядра которого являются самыми стабильными, и выделения энергии при их слиянии не происходит. Таким образом, когда ядро звезды становится железным, выделение энергии в нем прекращается, сопротивляться гравитационным силам оно уже не может, а потому начинает быстро сжиматься, или коллапсировать.

Процессы, происходящие при коллапсе, все еще далеки от полного понимания. Однако известно, что если все вещество ядра превращается в нейтроны, то оно может противостоять силам притяжения — ядро звезды превращается в «нейтронную звезду», и коллапс останавливается. При этом выделяется огромная энергия, поступающая в оболочку звезды и вызывающая расширение, которое мы и видим как вспышку сверхновой.

Из этого следовало ожидать генетическую связь между вспышками сверхновых и образованием нейтронных звезд и черных дыр. Если эволюция звезды до этого происходила «спокойно», то ее оболочка должна иметь радиус, в сотни раз превосходящий радиус Солнца, а также сохранить достаточное количество водорода для объяснения спектра сверхновых SN II.

Сверхновые и пульсары

О том, что после взрыва сверхновой кроме расширяющейся оболочки и различных типов излучений остаются и другие объекты, стало известно в 1968 году благодаря тому, что годом раньше радиоастрономы открыли пульсары — радиоисточники, излучение которых сосредоточено в отдельных импульсах, повторяющихся через строго определенный промежуток времени. Ученые были поражены строгой периодичностью импульсов и краткостью их периодов. Наибольшее же внимание вызвал пульсар, координаты которого были близки к координатам очень интересной для астрономов туманности, расположенной в южном созвездии Парусов, которая считается остатком вспышки сверхновой звезды — его период составлял всего лишь 0,089 секунды. А после открытия пульсара в центре Крабовидной туманности (его период составлял 1/30 секунды) стало ясно, что пульсары каким-то образом связаны с взрывами сверхновых. В январе 1969 года пульсар из Крабовидной туманности был отождествлен со слабой звездочкой 16-й величины, изменяющей свой блеск с таким же периодом, а в 1977 году удалось отождествить со звездой и пульсар в созвездии Парусов.

Периодичность излучения пульсаров связана с их быстрым вращением, но ни одна обычная звезда, даже белый карлик, не могла бы вращаться с периодом, характерным для пульсаров — она была бы немедленно разорвана центробежными силами, и только нейтронная звезда, очень плотная и компактная, могла бы устоять перед ними. В результате анализа множества вариантов ученые пришли к заключению, что взрывы сверхновых сопровождаются образованием нейтронных звезд — качественно нового типа объектов, существование которых было предсказано теорией эволюции звезд большой массы.

Сверхновые и черные дыры

Первое доказательство прямой связи между взрывом сверхновой и образованием черной дыры удалось получить испанским астрономам. В результате исследования излучения, испускаемого звездой, вращающейся вокруг черной дыры в двойной системе Nova Scorpii 1994, обнаружилось, что она содержит большое количество кислорода, магния, кремния и серы. Есть предположение, что эти элементы были захвачены ею, когда соседняя звезда, пережив взрыв сверхновой, превратилась в черную дыру.

Сверхновые (в особенности же сверхновые типа Ia) являются одними из самых ярких звездообразных объектов во Вселенной, поэтому даже самые удаленные из них вполне можно исследовать с помощью имеющегося в настоящее время оборудования. Многие сверхновые типа Ia были открыты в относительно близких галактиках. Достаточно точные оценки расстояний до этих галактик позволили определить светимость вспыхивающих в них сверхновых. Если считать, что далекие сверхновые имеют в среднем такую же светимость, то по наблюдаемой звездной величине в максимуме блеска можно оценить и расстояние до них. Сопоставление же расстояния до сверхновой со скоростью удаления (красным смещением) галактики, в которой она вспыхнула, дает возможность определить основную величину, характеризующую расширение Вселенной — так называемую постоянную Хаббла.

Еще 10 лет назад для нее получали значения, различающиеся почти в два раза — от 55 до 100 км/c Мпк, на сегодняшний же момент точность удалось значительно увеличить, в результате чего принимается значение 72 км/с Мпк (с ошибкой около 10%). Для далеких сверхновых, красное смещение которых близко к 1, соотношение между расстоянием и красным смещением позволяет также определить величины, зависящие от плотности вещества во Вселенной. Согласно общей теории относительности Эйнштейна именно плотность вещества определяет кривизну пространства, а следовательно, и дальнейшую судьбу Вселенной. А именно: будет ли она расширяться бесконечно или этот процесс когда-нибудь остановится и сменится сжатием. Последние исследования сверхновых показали, что скорее всего плотность вещества во Вселенной недостаточна, чтобы остановить расширение, и оно будет продолжаться. А для того чтобы подтвердить этот вывод, необходимы новые наблюдения сверхновых.