В конце средних веков (или если угодно в эпоху Ренессанса) в глубинах неба вспыхнули с интервалом в 32 года две новые звезды, яркость которых превышала все известные звезды. Первую наблюдал Тихо Браге поздней осенью 1572 года в Кассиопее . Это звезда в максимуме достигала блеска -4, превосходя все видимые звезды. То есть можно представить масштаб космической катастрофы, если SN-1572 находится от нас на расстоянии около 7500 св. лет. Другая яркая звезда зажглась в 1604 году в Змееносце и впервые ее наблюдал Кеплер, потому SN-1604 носит его имя. Она находится на расстоянии не менее 20000 св. лет. Можно сказать что для людей той поры появление на небе новых ярких звезд, которые через несколько месяцев угасают, было шоком. Ведь считалось, что есть неизменная сфера неподвижных звезд, которая никогда не меняется.
Сверхновые звезды это массивные звезды, светимость которых внезапно увеличивается до огромной величины, а затем постепенно спадает. Сверхновая проходит все этапы эволюции звезды, завершая “жизненный путь” гравитационным коллапсом. С учетом того, что звезда теряет часть массы как до, так и в процессе коллапса, начальная масса сверхновой должна составлять не менее 8 - 10 масс Солнца. При каких условиях звезда может стать сверхновой? Эта стадия в эволюции массивной звезды наступает тогда, когда завершаются реакции термоядерного синтеза и в центре звезды образуются ядра группы железа. После образования ядер железа ядерный разогрев сердцевины звезды останавливается (ядерное топливо полностью исчерпано) и ядро звезды начинает сжиматься под действием сил гравитации.
По кривым блеска выделяются сверхновые 1 типа. Яркость такой сверхновой за время около 2 недель достигает максимума, затем быстро спадает в течение 2 недель и затем ослабевает по экспоненциальному закону с характерным временем спада светимости - примерно в два раза за 50 дней. Идея о том, что причиной вспышки сверхновой I-го типа является горение углерода, была высказана в 1960 г. Фаулером и Хойлом. Сверхновые I-го типа рождаются из компактных звезд типа белого карлика. Причина взрыва состоит в том, что будущая сверхновая входит в систему двойных звезд. Согласно современным представлениям вещество со спутника, притягиваемое мощным гравитационным полем карлика, постепенно падает на его поверхность, что приводит к увеличению массы углеродно-кислородного ядра белого карлика. В конце концов углерод вспыхивает в центре и сгорает в идущей наружу волне взрывного горения
12C + 16O= 28Si + γ (Q = 16.76 МэВ),
28Si + 28Si= 56Ni + γ (Q = 10.92 МэВ).
При взрывном горении кремния в оболочке сверхновой вне коллапсирующего ядра, но в непосредственной близости от него в основном образуется радиоактивный изотоп 56Ni с периодом полураспада 6.1 дн . Далее e-захват приводит к образованию ядра 56Co преимущественно в возбужденном состоянии с энергией 1.72 МэВс последующим переходом в основное состояние и испусканием каскада - γ квантов с энергиями от 0.163 МэВ до 1.56 МэВ. Основным механизмом взаимодействия γ-квантов такой энергии с веществом является комптоновское рассеяние. В результате энергия фотонов быстро уменьшается до ~ 100 кэВ, происходит эффективное поглощение их в результате фотоэффекта, что приводит к нагреву вещества звезды. По мере расширения звезды плотность вещества в звезде падает, число столкновений фотонов уменьшается и вещество поверхности звезды становится прозрачным для излучения. Как показывают теоретические расчеты, такая ситуация наступает примерно через 20-30 суток после достижения звездой максимума светимости.
Через 60 суток после начала взрыва эффективное число столкновений фотонов с веществом звезды уменьшается до 1 и γ-излучение свободно выходит из звезды. Этот интервал времени соответствует переходу к экспоненциальному спаду кривой светимости. При столь больших временах источником γ-излучения в основном становится 56Fe, являющийся продуктом β-распада 56Co. В таком распаде ядра 56Fe образуются в состояниях с энергиями возбуждения вплоть до 4.2 МэВ. Полученные экспериментально временные изменения светимости качественно подтверждают эту модель. Наблюдения указывают на спад светимости после максимума блеска с характерным временем, близким ко времени распада 56Ni (T1/2 = 6.1 дня) с последующим уменьшением темпа спада светимости до характерного времени распада изотопа 56Co (T1/2 = 77 дней).
Кривые блеска сверхновых 2-го типа разнообразны. Многие напоминают 1-й тип с более медленным и продолжительным падением блеска.
Конечные стадии эволюции звезд после того, как они проходят последовательность реакций ядерного синтеза, зависят от массы звезды. Массивные звезды (с массой значительно превышающей солнечную), в центральной части которых последовательно осуществляются все возможные ядерные реакции синтеза вплоть до образования элементов группы железа, взрываются затем как сверхновые с формированием плотного нейтронного ядра и выбросом наружных слоев в межзвездное пространство. На месте сверхновой остается либо нейтронная звезда, либо черная дыра в зависимости от конечной массы.
Звезды, массы которых недостаточны, чтобы они завершили свою жизнь как сверхновые, после окончания ядерных реакций будут постепенно остывать. В зависимости от величины конечной массы такие звезды могут превратиться либо в белый карлик, либо в нейтронную звезду.
Страсти по Крабовидной туманности.
Сверхновая SN-1054 вспыхнула 4 июля 1054 года в Тельце. Ее наблюдали арабские астрономы, и такой яркой она была, что в течении 20 дней ее модно было видеть и днем. Туманность на этом месте была открыта в 1731 году, В 1758 году знаменитый француз Мессье занес эту туманность в свой каталог как М1. Потом туманности дали название крабовидной за сходство с крабом по форме.
Когда же в наше время стали ее исследовать, выяснилось много интересного. М1 находится на расстоянии 6500 св. лет, т.е. ближе чем другие известные остатки сверхновых. Эта туманность еще является самым сильным источником гамма-излучения в нашей Галактике. А в центре находится совсем уж чудо: нейтронная звезда (или же пульсар PSR B0531+21) диаметром 28 км. А вращается этот монстр со скоростью 30 об/сек! Вообще же первый пульсар отрыла в 1967 г. британская аспирантка Сьюзен Джоселин Белл (теперь она входит в число самых уважаемых людей Британии).
А еще страсти вообще.
Взрыв сверхновой наверно одна из самых страшных катастроф, что происходят во вселенной. Бешеный огонь взрыва уничтожает планетную систему звезды если таковая была. А если это произойдет близко к солнцу, то ее блеск может сравниться с Луной. Но главное не это, а мощное гамма-излучение что она испускает. Кто-то предполагает, что так в свое время вымерли динозавры...
