Сверхновая — это мощная вспышка, которая возникает при гибели звезды или при взрыве белого карлика в двойной системе. Во время такого события светимость объекта резко растет: на небе появляется яркая точка, которой раньше не было видно, а затем она постепенно тускнеет в течение недель или месяцев. После взрыва в космос уходит огромная масса вещества, а на месте погибшей массивной звезды может остаться нейтронная звезда или черная дыра.
Есть два основных сценария появления сверхновых: взрыв белого карлика и коллапс ядра массивной звезды.
Солнце не станет сверхновой: его массы недостаточно.
После взрыва массивной звезды может остаться нейтронная звезда или черная дыра.
Выброшенное вещество образует остаток сверхновой — расширяющуюся туманность из газа и пыли.
Сверхновые важны для химической эволюции Вселенной: они выбрасывают в космос элементы, из которых позже формируются новые звезды, планеты и сложные молекулы.
Бетельгейзе считается ближайшим известным кандидатом в сверхновые, но угрозы для Земли не представляет.
Что такое сверхновая и как она выглядит
Сверхновая — это не рождение новой звезды, хотя исторически такие вспышки долго называли новыми звездами. Наблюдателям казалось, что на небе внезапно появляется новое светило: вчера в этой области была обычная темная точка, а сегодня там видна яркая звезда. Позже стало понятно, что речь идет не о появлении новой звезды, а о финальной стадии уже существовавшего объекта.
Астрономы делят их по тому, какой объект взорвался и какие элементы видны в спектре после вспышки. Именно поэтому в обозначениях встречаются типы Ia, II, Ib и Ic.
Главное отличие между ними связано с составом звезды перед взрывом. Если в спектре виден водород, речь обычно идет о сверхновой типа II. Если водорода нет, но есть следы гелия, это может быть тип Ib. Если нет ни водорода, ни гелия, вспышку относят к типу Ic. Такие различия помогают понять, какую эволюцию прошла звезда до финального взрыва.
Название явления связано с историей наблюдений. В 1572 году Тихо Браге заметил яркую новую звезду в созвездии Кассиопеи. Телескопов тогда еще не было, поэтому исследователь наблюдал объект невооруженным глазом и сравнивал его блеск с другими звездами и планетами. Объект постепенно менял яркость, а затем исчез из вида. Однако по представлениям того времени небесная сфера считалась вечной, а такая вспышка показывала, что изменения происходят и далеко за пределами Земли.
Современный термин «сверхновая» появился уже в XX веке. Астрономы поняли, что часть таких вспышек происходит за пределами обитаемой галактики. Значит, объекты находятся намного дальше, чем думали раньше, и должны быть во много раз ярче обычных новых звезд. В 1934 году Вальтер Бааде и Фриц Цвикки предложили выделить их в отдельный класс — сверхновые.
В телескоп сверхновая обычно выглядит как очень яркая точка. До вспышки на этом месте могла быть звезда со слабой светимостью или вообще ничего заметного. После взрыва объект быстро набирает яркость, некоторое время остается хорошо видимым, затем тускнеет. У разных сверхновых процесс проходит отличным образом: одни тускнеют быстрее, другие сохраняют яркость дольше.
Сверхновую можно отличить от обычной новой звезды по масштабу события. Новая возникает, когда на поверхности белого карлика вспыхивает накопленный слой вещества. Сам белый карлик при этом не разрушается. Сверхновая гораздо мощнее: в белый карлик либо разлетается полностью, либо у массивной звезды рушится ядро, а внешние слои выбрасываются в пространство.
Основные признаки сверхновой:
резкий рост яркости за короткое время;
свечение от нескольких недель до месяцев;
выброс вещества в межзвездное пространство;
появление расширяющейся оболочки после взрыва;
возможное образование нейтронной звезды или черной дыры;
участие в распространении тяжелых элементов по галактике.
Сверхновые меняют состав межзвездной среды. Вещество, выброшенное при взрыве, содержит элементы, которые образовались в звезде за время ее жизни и во время самой вспышки. Потом это вещество смешивается с газом и пылью в галактике. Из таких облаков позже могут появляться новые звезды и планеты.
Рождение сверхновой: как образуется звезда
К взрыву приводят определенные условия: масса, стадия эволюции и окружение звезды. Есть два пути рождения сверхновой.
Первый путь связан с массивной звездой. Такая звезда рождается из газопылевого облака, как и другие звезды, но сразу имеет большую массу. Если масса звезды примерно в 8—10 раз превышает солнечную, ее жизненный цикл тоже проходит быстрее. В ядре идут термоядерные реакции: водород превращается в гелий, затем образуются более тяжелые элементы. Чем массивнее звезда, тем быстрее она расходует топливо.
На поздних стадиях внутри массивной звезды появляется слоистая структура. Внешне ее можно представить как луковицу: в разных слоях идут разные реакции, а ближе к центру находятся более тяжелые элементы. В конце образуется железное ядро. Железо уже не дает звезде привычного выигрыша энергии при дальнейшем слиянии ядер. Когда источник давления слабеет, ядро больше не может удерживать собственный вес.
В этот момент начинается коллапс. Центральная часть звезды стремительно сжимается под действием гравитации. Внешние слои еще не успевают «понять», что происходит в центре, но затем через них проходит ударная волна. Она выбрасывает оболочку наружу. Так возникает сверхновая с коллапсом ядра. К таким событиям относятся сверхновые типа II, а также типы Ib и Ic, если звезда до взрыва потеряла большую часть водорода или гелия.
Второй путь создания связан с белыми карликами — плотными остатками звезд, которые уже прошли основную часть пути эволюции. Сами по себе они могут просто остывать миллиарды лет. Но если белый карлик находится в двойной системе, ситуация меняется.
В двойной системе рядом есть вторая звезда. Белый карлик может перетягивать с нее вещество или слиться с другим белым карликом. Если масса и плотность становятся критическими, начинается мощный термоядерный взрыв. Так появляются сверхновые типа Ia. В отличие от коллапса массивной звезды, здесь обычно не остается нейтронной звезды или черной дыры: белый карлик разрушается.
Рождение сверхновой — это, по сути, появление вспышки. Прежде звезда уже прошла долгий путь: сформировалась из облака газа, жила за счет термоядерных реакций, меняла внутреннее строение и пришла к состоянию, в котором равновесие стало невозможным.
Не все звезды проходят такой финал. Солнце не станет сверхновой: его массы недостаточно. Оно закончит жизнь гораздо спокойнее: станет красным гигантом, сбросит внешние слои и оставит после себя белого карлика.
Взрыв сверхновой и эволюция в нейтронную звезду или черную дыру
Взрыв сверхновой начинается с потери равновесия. Пока звезда существует в состоянии покоя, гравитация тянет вещество к центру, а давление изнутри удерживает ее от сжатия. У массивной звезды это давление связано с термоядерными реакциями и состоянием вещества в ядре. Когда ядро доходит до последней стадии эволюции, прежняя опора исчезает.
Сначала сжимается центральная область. Плотность растет огромными темпами. Электроны и протоны начинают превращаться в нейтроны, рождаются нейтрино. Центральная часть становится все плотнее, пока не доходит до состояния, близкого к веществу атомного ядра. Дальше сжатие резко тормозится, и возникает ударная волна.
Эта ударная волна идет наружу через слои звезды. Она разогревает вещество и разгоняет его до огромных скоростей. Внешняя оболочка разлетается в космос. Именно она дает яркое свечение, которое видят наблюдатели. В первые дни и недели сверхновая может выглядеть как новая яркая звезда, но на самом деле это расширяющийся раскаленный газ.
Если до взрыва звезда была достаточно массивной, в центре остается нейтронная звезда. Это очень плотный объект: масса сравнима с массой Солнца, но размер — всего десятки километров. Нейтронная звезда может быстро вращаться и испускать направленное излучение. Если луч периодически попадает на Землю, такой объект наблюдают как пульсар.
Если остаток ядра слишком тяжелый, он не удерживается даже в состоянии нейтронной звезды. Тогда дальнейшее сжатие приводит к образованию черной дыры. Внешние слои при этом уже выброшены взрывом, а центральная область становится объектом, из которого свет не может выйти наружу.
После вспышки остается не пустота, а остаток сверхновой. Это расширяющаяся туманность из газа, пыли и сгустков вещества. В ней видны ударные волны, разогретые области, волокна и следы выброшенных элементов. Такой остаток может светиться в разных диапазонах: от радиоволн до рентгеновского излучения.
У сверхновой типа Ia картина другая — взрывается белый карлик. Когда начинается неконтролируемое термоядерное горение, вещество карлика разрушается и разлетается.
Самые большие и яркие сверхновые в истории наблюдений
Люди наблюдали сверхновые задолго до появления телескопов. В древних хрониках такие события описывали как гостевые звезды или внезапно появившиеся светила. Сейчас астрономы сопоставляют эти записи с остатками сверхновых и определяют, что именно наблюдали люди.
Одна из ранних известных записей относится к 185 году нашей эры. Китайские астрономы описали яркий объект, который долго был виден на небе. Сегодня это событие связывают с остатком RCW 86. Еще более знаменитой стала сверхновая 1006 года. Она была настолько яркой, что ее отмечали китайские, арабские и европейские астрономы.
В 1054 году наблюдатели заметили вспышку, после которой осталась Крабовидная туманность в созвездии Тельца. В центре этой туманности находится пульсар — быстро вращающаяся нейтронная звезда.
Сверхновая 1572 года связана с именем Тихо Браге. Она вспыхнула в созвездии Кассиопеи и стала важным аргументом против идеи о неизменном небе. Тихо Браге наблюдал ее много месяцев и описал в труде о «новой звезде». В 1604 году появилась еще одна яркая сверхновая, которую изучал Иоганн Кеплер. Ее называют сверхновой Кеплера.
В XX веке особое место заняла SN 1987A. Она вспыхнула в Большом Магеллановом Облаке — соседней галактике-спутнике Млечного Пути. Это ближайшая сверхновая, наблюдавшаяся после изобретения телескопа. Событие стало важным для современной астрофизики: от него зарегистрировали не только свет, но и нейтрино. Это подтвердило представления о процессах, которые идут при коллапсе ядра.
В XXI веке астрономы открывают сверхновые постоянно, поскольку средства наблюдения стали более совершенными.
Вопросы и ответы
В разделе ответили на вопросы о сверхновых.
Чем новая звезда отличается от сверхновой?
Новая звезда — это вспышка на белом карлике, который забирает вещество у соседней звезды. После такой вспышки сам белый карлик обычно остается. Сверхновая гораздо мощнее: она связана либо с разрушением белого карлика, либо с коллапсом ядра массивной звезды.
Может ли Солнце стать сверхновой?
Нет. Массы Солнца недостаточно для взрыва сверхновой. В конце жизни оно пройдет стадию красного гиганта, сбросит внешние слои, а затем станет белым карликом.
Что остается после сверхновой?
После взрыва может остаться расширяющаяся туманность, нейтронная звезда или черная дыра. В случае сверхновой типа Ia белый карлик может разрушиться полностью, без компактного остатка.
