Сверхновые звезды
хнувшую
звезду тогда не заметили. Ведь уровень развития астрономии в Европе был
тогда
довольно высок.
Источником радиоизлучения, правда, раз в 10 менее мощным, чем
Крабовидная туманность, являются туманность IC 443 и волокнистые
туманности в созвездии Лебедя.
Большая туманность в созвездии Ориона
Это один из многих районов во Вселенной, где, как полагают, в наше
время происходит активный процесс звездообразования. Туманность расположена
на расстоянии около 1500 св.лет от нас. Она содержит большое количество
протозвезд. В протозвездах внутренняя температура еще недостаточно высока,
чтобы вызвать термоядерные реакции. Существующей там температуры, однако,
вполне достаточно, чтобы протозвезды довольно интенсивно излучали энергию,
в основном в инфракрасной области электромагнитного спектра. В туманности
Ориона обнаружено немало источников инфракрасного излучения; это служит
подтверждением тому, что звезды рождаются там и сейчас.
ДВА ТИПА СВЕРХНОВЫХ
До сих пор речь шла преимущественно о туманностях, образующихся при
вспышках сверхновых звезд. Что же можно сказать о самих вспыхивающих
звездах? Как уже упоминалось, данные наблюдений относятся к сверхновым,
вспыхивающим в других звездных системах. В нашей Галактике последняя такая
вспышка наблюдалась в 1604 г. Эту звезду наблюдал Кеплер. Тогда еще не был
изобретен телескоп, а спектральный анализ – этот мощнейший метод
астрономических исследований – стал применяться только спустя два с
половиной столетия.
По наблюдениям вспышек в других галактиках удалось установить, что
сверхновые бывают двух типов. Сверхновые I типа – это довольно старые
звезды с массой, лишь немного превосходящей солнечную. Такие сверхновые
вспыхивают в эллиптических галактиках, а также в спиральных звездных
системах. Мощность излучения у таких сверхновых особенно велика, хотя массы
выброшенных газовых оболочек не превышают нескольких десятых массы Солнца.
Так называемые сверхновые II типа вспыхивают в спиральных
галактиках. Они никогда не вспыхивают в эллиптических звездных системах.
Сверхновые этого типа, как принято думать, массивные молодые звезды. Именно
по этой причине они, как правило, наблюдаются в спиральных ветвях, где еще
продолжает идти процесс звездообразования. Не исключено, что если не
большая, то по крайней мере значительная часть горячих массивных звезд
спектрального класса О кончает свое существование вспышкой сверхновой этого
типа.
ПРИЧИНА ВЗРЫВОВ ЗВЕЗД
Существует несколько гипотез о причине взрывов звезд, наблюдаемых как
сверхновые. Однако общепризнанной теории, основывающейся на известных
фактах и могущей предсказать новые явления, пока нет. Можно, однако, не
сомневаться, что такая теория будет создана в самом ближайшем времени. По
всей вероятности, причиной взрыва является катастрофически быстрое
выделение потенциальной энергии тяготения при «спаде» внутренних слоев
звезды к ее центру.
Эволюция звезд
Почему взрываются звезды ? Каждая ли звезда взрывается? Что
представляют собой осколки взорвавшейся звезды? Что остается после взрыва?
На все эти вопросы нельзя ответить, не имея представления о структуре и
эволюции звезд. Взрыв – это свидетельство нарушения внутреннего равновесия
звезды, и, чтобы понять, почему и когда это нарушение происходит,
необходимо прежде всего знать, как вообще поддерживается равновесие в
звездах.
Собственное гравитационное поле массивных объектов заставляет их
сжиматься. И если внутреннее давление недостаточно для того, чтобы
воспрепятствовать сжатию, то массивные объекты коллапсируют. Тот факт, что
Солнце сохраняет неизменными свои размеры, свидетельствует о существовании
внутри его сильного давления.
Согласно современным представлениям, звезды образуются при сжатии
межзвездного газово-пылевого облака. По мере сжатия облако постепенно
дробится на множество мелких частей. Каждая часть продолжает сжиматься
дальше и при этом нагревается, особенно в середине. Эту раннюю стадию жизни
звезд исследовал японский астроном Ч.Хаяши. Когда температура в центре
звезды становится достаточно высокой, начинаются реакции термоядерного
синтеза – звезда, как говорится, вступает в пору своей зрелости.
Тем не менее существует одна проблема, касающаяся начальной стадии
образования звезд. Решение этой проблемы связано со сверхновыми.
Как только звезда начинает «работать» как ядерный реактор,
качественная картина ее эволюции сводится вкратце к следующему. Сначала
благодаря реакциям ядерного синтеза водород превращается в гелий. В этом
процессе высвобождается энергия, которая препятствует сжатию звезды под
действием собственного тяготения. Пока реакции ядерного синтеза
продолжаются, звезда, как говорят, находится на главной последовательности.
Стадия главной последовательности – самая продолжительная в жизни звезды,
причем ее длительность зависит от массы звезды. Чем больше масса, тем
меньше время пребывания на главной последовательности, т.к. в массивных
звездах водород выгорает быстрее.
Когда исчерпаются запасы водорода, особенно в ядре звезды, ядро
начинает сжиматься, ибо после прекращения ядерных реакций звезда теряет
способность противостоять тяготению. Однако, сжимаясь, ядро разогревается
еще больше, и в результате повышения температуры начинается следующий цикл
ядерных реакций. В этих реакциях гелий превращается в углерод, затем
углерод превращается в кислород и неон. На каждой ступени этой серии
реакций образуются все более массивные атомные ядра. Каждое атомное ядро
поглощает дополнительно по одному ядру атома гелия, при этом его заряд
возрастает на 2, а массовое число на 4. Как только ядра очередного типа
превращаются в более массивные ядра следующего типа, синтез прекращается.
Это ведет к ослаблению противодействия силам тяготения, которые снова
начинают сжимать ядро звезды, еще более повышая его температуру. Когда
температура достаточно возрастает, начинаются ядерные реакции следующего
цикла. И, пока они продолжаются, дальнейшее сжатие звезды
приостанавливается. Эти реакции переводят атомные ядра еще на одну
ступеньку выше, добавляя им по одному ядру атома гелия. При достаточно
высоких температурах могут сливаться и более массивные ядра. Так и
продолжается этот многоступенчатый процесс включения – выключения ядерных
реакций.
Что происходит со звездой, пока идут ядерные реакции?
Это зависит от того, какова масса звезды. В общем случае ядро звезды
все больше сжимается и нагревается, в то время как внешняя оболочка
расширяется и охлаждается. Таким образом, внешний наблюдатель видит, что
размер звезды увеличивается, в ее цвет становится красноватым (следствие
охлаждения оболочки). Такие звезды называют красными гигантами. (Если
температура на поверхности Солнца около 5500 `С, то поверхностная
температура звезды-гиганта может понижаться до 3500`С. Поэтому наше Солнце
имеет желтоватый цвет, а цвет звезд-гигантов приближается к красному.)
Это как раз тот самый момент в жизни звезды, когда она готова
превратиться в сверхновую, если только масса ее достаточно велика.
Предельный размер. Катастрофа.
Впрочем, существует предельный размер атомного ядра, выше которого
ядерные реакции синтеза становятся энергетически невыгодными. Этот предел
лежит в области ядер, близких к ядру железа (массовое число 56), в так
называемой группе железа, куда входят железо, кобальт и никель. Дальнейшее
присоединение частиц к ядру железа уже не может привести к выделению
энергии. К этому моменту температура ядра достигает около 10 млрд.градусов
Цельсия, и звезда оказывается в катастрофическом положении. Гравитации,
которая до сих пор регулировала равновесие горячей звезды, это уже не под
силу. В звезде развиваются неустойчивости, вследствие которых внешняя
оболочка может быть сброшена. Эта катастрофа наблюдается как вспышка
сверхновой звезды.
Взрыв звезды
Ударная волна разгоняет вещество оболочки до скоростей, превышающих
параболическую скорость (скорость освобождения), поэтому оболочка
отрывается от звезды и сбрасывается в межзвездное пространство. Именно так
в конечном счете и происходит взрыв звезды.
Для внешнего наблюдателя, как это и было при взрыве сверхновой 1054
г., взрыв проявляется в резком возрастании светимости звезды, а затем в
постепенном, более продолжительном ее угасании. В пике светимости
сверхновая по мощности излучения может сравниться с целой галактикой,
содержащей до 100 млрд. обычных звезд!
Продукты взрыва и его последствия
Продуктами такого взрыва являются атомные ядра (синтезированные в
звезде), электроны, нейтрино и излучения. Ядра атомов образуют потоки
космических лучей, которые распространяются в нашей Галактике на огромные
расстояния.
Для нас, жителей Земли, было бы настоящей катастрофой, если бы взрыв
сверхновой произошел на расстоянии, скажем, 100 световых лет. Порожденные
этим взрывом космические лучи высоких энергий натворили бы страшных бед в
земной атмосфере. Они могли бы, например, разрушить весь защитный слой
озона и тем самым открыть все живое на Земле ультрафиолетовому излучению
Солнца. К счастью, взрыв сверхновой – довольно редкое явление. Вероятность
взрыва сверхновой в наших окрестностях не дальше 100 световых лет в течение
1000 лет равна всего лишь одной миллионной.
Взрывается ли при вспышке сверхновой вся звезда целиком?
Пульсары
Есть основания полагать, что центральное ядро звезды при взрыве может
уцелеть. Но если это так, то в каком виде оно сохраняется? Неожиданное
экспериментальное открытие, сделанное в 1968 г., дало весьма убедительный
ответ на этот вопрос.
Дж.Белл, аспирантка Кавендишской лаборатории Кембриджского
университета, проводила с помощью большого радиотелескопа измерения
мерцаний радиоисточников, вызванных рассеянием радиоволн на неоднородностях
межпланетной среды. Помимо излучения ожидаемого вида
| |  скачать работу |
Сверхновые звезды |
