Сверхновая

План:

1 Система обозначений
2 Классификация
- 2.1 Сверхновая, которая взрывается вследствие нестабильности рождения электрон-позитронных пар
3 Остатки сверхновых
4 Интересные факты

Введение

Изображение остатка сверхновой Кеплера 1604 года, синтезированное астрономами НАСА по данным наблюдений из трех космических телескопов в разных диапазонах:
- В инфракрасном свете (показано красным цветом) - с телескопа Спитцер
- В видимом диапазоне (показано желтым) - с телескопа Хаббл
- В рентгеновских лучах 0,3-1,4 кэВ (зеленый) и 4-6 кэВ (голубой) - с телескопа Чандра.

Сверхновая - это звезда, внезапно увеличивает свою светимость в миллиарды раз (на 20 звездных величин), а иногда и больше. В максимуме вспышки сверхновая излучает столько же света, сколько его излучают миллиарды звезд вместе. Это самые яркие из известных звезд, их светимость сравнима со светимостью целой галактики, а иногда даже превышает ее ^[1]. Вспышки сверхновых - довольно редкое явление. В нашем Млечном Пути они наблюдаются примерно раз в 500 лет, хотя ожидаемый промежуток между вспышками - 50 ? 25 лет ^[1]. Благодаря высокой светимости сверхновые наблюдают в других галактиках.

Взрыв можно наблюдать в течение недель или месяцев. На короткое время сверхновая зажигает всю галактику, в которой она расположена. Солнцу нужно 10 миллиардов лет для выработки энергии, которая высвобождается при образовании сверхновой второго типа ^[2]. Наше Солнце слишком мало, чтобы когда-нибудь стать сверхновой, вместо этого оно превратится в белого карлика.

1. Система обозначений

Для обозначения сверхновых астрономы применяют такую систему ^[1] :

буквы SN (от лат. S uper N ova )
год открытия
порядковый номер сверхновой в этом году, кодируемый латинскими буквами ( лат. a, b, ... z, aa, ab, ... )

Например, SN 1997cj обозначает сверхновую, открытую 1997 года 88-й по счету (3 (c) * 26 + 10 (j) = 88)

2. Классификация

Есть несколько различных типов сверхновых и два разных пути их возникновения. Классификация сверхновых осуществляется по их спектрами :

И - В спектре при взрыве нет линий водорода. Кривые блеска почти одинаковые, разница между ними обнаруживается на поздних стадиях вспышки
- Ia - в максимуме блеска наблюдается линия однократно ионизированного кремния на длине волны 615 Нм. Эта линия имеет лабораторную длину волны 635,5 нм и несет голубого сдвига ^[3]. Также в спектре выделяются линии железа. Вспышка связывают с достижением белым карликом предела Чандрасекара (1,4 M ☉).
- Ib - в спектре наблюдается линия неионизированного гелия на длине волны 587,6 нм и слабая линия поглощения кремния на 615 нм. Предшественники сверхновых типов Ib i Ic теряют большую часть внешней водородной оболочки вследствие сильного звездного ветра или взаимодействия с зарей-компаньон. В их спектрах видны линии кислорода, кальция и магния. Сверхновые этих типов могут буть источниками гамма-вспышек. Сверхновые типа Ib считаются коллапсирующей массивными звездами типа Вольфа-Райе.
- Ic - слабые или отсутствуют линии гелия и слабая линия поглощения кремния на 615 нм.
- Id - подтип выделяется очень редко
В спектре есть линии водорода, кривые блеска разнообразны. Вспышки сверхновых второго типа повьзують с завершением эволюции одиночной массивной звезды, оболочка которой состоит в основном из водорода. Масса сброшенной оболочки составляет от нескольких десятых до 10 M ☉. Вследствие коллапса ядра образуется нейтронная звезда :
- IIP - на кривой блеска наблюдается плато
- IIL - звездная величина линейно спадает со временем
- IIn - спектральные линии узкие (у других типов сверхновых ширина линий составляет несколько тысяч км / с).
- IIb - спектр является комбинацией спектров сверхновых типов II i Ib.

В обоих типах сверхновых взрыв выбрасывает много или даже всю вещество звезды со значительной скоростью ^[4].

2.1. Сверхновая, которая взрывается вследствие нестабильности рождения электрон-позитронных пар

Существование этого типа сверхновых было предусмотрено 1967 года. Первым свидетельством существования таких звезд предположительно является вспышка сверхновой SN 2006gy ^[5]. Сверхновая, которая взрывается вследствие нестабильности рождения электрон-позитронных пар, случается, когда рождения электрон - позитронных пар благодаря взаимодействию высокоэнергетических гамма-лучей с атомными ядрами уменьшает давление света в ядре сверхмассивной звезды. Уменьшение давления излучения в звездном ядре нарушает гидростатического равновесия и под действием гратации звезда коллапсирует. Это сжатие ускоряет ядерные реакции горения тяжелых элементов в звездном ядре, приводит к мощному термоядерного взрыва, который выбрасывает весь звездный материал в окружающее пространство, не оставляя после никакого остатка (никакой черной дыры), кроме выброшенного взрывом газа ^[6]. Явление взрыва сверхновой этого типа может иметь место лишь для сверхмассивных звезд (от 130 до 250 масс Солнца), которые имеют низкую металличность (низкое содержание химических элементов тяжелее гелий).

3. Остатки сверхновых

Взрыв вызывает ударную волну в окружающем межзвездном газе, которая формирует остаток сверхновой. Одним из примеров такого процесса является показан справа остаток сверхновой, которую наблюдал Кеплер 1604 (SN 1604).

Другой тип остатков вспышек сверхновых - туманности, образующихся при взаимодействии сброшенных оболочек и межзвездной среды. Они являются источником достаточно сильного радиоизлучения и мягкого рентгеновского излучения. Различают два типа радиотуманностей. Первый тип имеет ярко выраженную оболочечную структуру, в нем часто встречаются волокна и нити, излучающие разные линии. В центре такой оболочки часто содержится рентгеновский источник. Радиусы оболочек составляют примерно десятки световых лет, а скорости расширения - десятки и сотни километров в секунду.

Мягкое рентгеновское излучение радиотуманностей оболочечного типа свидетельствует, что они содержат плазму, нагретую до десятков миллионов градусов. Это подтверждается наличием в рентгеновских спектрах таких объектов линий высокоионизированных элементов. Плазма образуется в результате распространения мощной ударной волны в межзвездной среде.

Второй тип радиотуманностей - остатки с выраженной концентрацией к центру. Они называются плерионамы. Плерионы отличаются радиоспектром, значительной степенью поляризации синхротронного радиоизлучения и относительной однородностью магнитного поля. Основным источником энергии плерионив есть пульсар.

4. Интересные факты

Молодым открывателем сверхновой стала десятилетняя жительница Канады Кэтрин Грей, открыла сверхновую SN 2010lt 2 января 2011 ^[7] ^[8].