сразу после взрыва во многом зависит от удачи. Именно она определяет, удастся ли изучить процессы рождения сверхновой, или же придется гадать о них по следам взрыва - распространяющейся от бывшей звезды планетарной туманности . Число телескопов, построенных человеком, недостаточно велико для постоянного наблюдения всего неба, тем более - во всех областях спектра электромагнитного излучения. Зачастую на помощь ученым приходят астрономы-любители, направляющие свои телескопы куда вздумается, а не на интересные и важные для изучения объекты. Но ведь взрыв сверхновой может произойти где угодно!
Пример помощи от астрономов-любителей представляет сверхновая в спиральной галактике М51 . Известная как галактика Вертушка, она очень популярна среди любителей наблюдения Вселенной. Галактика расположена на расстоянии 25 миллионов световых лет от нас и повернута прямо к нам своей плоскостью, за счет чего ее очень удобно наблюдать. Галактика имеет спутник, который соприкасается с одним из рукавов М51. Свет от звезды, взорвавшейся в галактике, достиг Земли в марте 2011 года и был зарегистрирован астрономами-любителями. Вскоре сверхновая получила официальное обозначение 2011dh и стала центром внимания как профессиональных астрономов, так и любителей. «М51 - одна из ближайших к нам галактик, она чрезвычайно красива и потому широко известна», - говорит сотрудник Калтеха Шилер ван Дайк.
Детально рассмотренная сверхновая 2011dh оказалась принадлежащей к редкому классу взрывов типа IIb. Такие взрывы происходят, когда массивная звезда лишается практически всего своего внешнего облачения, состоящего из топлива-водорода, который, скорее всего, перетягивает ее компаньон по двойной системе . После этого, из-за отсутствия топлива, прекращается термоядерный синтез, излучение звезды не может противостоять гравитации, стремящейся сжать звезду, и она падает к центре. Это один из двух путей взрыва сверхновых, и при таком сценарии (падение звезда на себя под действием гравитации) только каждая десятая звезда рождает взрыв типа IIb.
Существует несколько хорошо обоснованных гипотез относительно общей схемы рождения сверхновой типа IIb, однако восстановление точной цепи событий очень трудно. Поскольку о звезде нельзя сказать, что она очень скоро станет сверхновой, невозможно подготовиться к ее тщательному наблюдению. Конечно, изучение состояния звезды может подсказать, что она скоро станет сверхновой, но это - на масштабах времени Вселенной в миллионы лет, тогда как для наблюдения нужно знать время взрыва с точностью в несколько лет. Лишь изредка астрономам улыбается удача и они имеют детальные снимки звезды до взрыва. В случае галактики М51 имеет место эта ситуация - благодаря популярности галактики существует множество ее снимках, на которых 2011dh еще не взорвалась. «В течение нескольких дней после открытия сверхновой мы обратились к архивам орбитального телескопа Хаббл. Как оказалось, с помощью этого телескопа раньше создавалась подробная мозаика галактики М51 в разных длинах волн», - говорит ван Дайк. В 2005 году, когда телескоп Хаббл сфотографировал область нахождения 2011dh, на ее месте была лишь неприметная желтая гигантская звезда .
Наблюдения за сверхновой 2011dh показали, что она плохо укладывается в стандартное представление о взрыве огромной звезды. Напротив, она более подходит как результат взрыва небольшого светила, например, компаньона желтого сверхгиганта со снимков Хаббла, который лишился практически всей своей атмосферы. Под действием гравитации близкого гиганта от звезды осталось лишь ее ядро, которое и взорвалось. «Мы решили, что предшественником сверхновой была практически полностью раздетая звезда, голубая и невидимая поэтому для Хаббла, - говорит ван Дайк. - Желтый гигант скрывал своим излучением небольшого голубого компаньона, пока он не взорвался. Таков наш вывод».
Другая команда исследователей, занимавшаяся звездой 2011dh, пришла к противоположному, совпадающему с классической теорией, выводу. Именно желтый гигант был предшественником сверхновой по данным Джастина Маунда, сотрудника Королевского университета в Белфасте. Однако в марте этого года сверхновая выдала загадку для обоих коллективов. Первым проблему заметил ван Дайк, решивший собрать дополнительные сведения о 2011dh с помощью телескопа Хаббл. Однако аппарат не нашел на старом месте большой желтой звезды. «Мы лишь хотели еще раз пнаблюдать за эволюцией сверхновой, - говорит ван Дайк. - Мы никак не могли предполагать, что желтая звезда куда-то денется». Другая команда пришла к тем же выводам, используя наземные телескопы: гигант исчез.
Исчезновение желтого гиганта указывает на него как истинного предшественника сверхновой. Публикация ван Дайка разрешает этот спор: «Другая команда была совершенно права, а мы ошиблись». Впрочем, изучение сверхновой 2011dh на этом не заканчивается. По мере спадания яркости 2011dh, галактика М51 вернется к своему состоянию до взрыва (хотя и без одной яркой звезды). К концу этого года яркость сверхновой должна упасть настолько, что станет виден компаньон желтого сверхгиганта - если он был, как предполагает классическая теория рождения сверхновых типа IIb. Несколько групп астрономов уже зарезервировали наблюдательное время телескопа Хаббл для изучения эволюции 2011dh. «Мы должны найти компаньона сверхновой по двойной системе, - говорит ван Дайк. - Если она будет обнаружена, в вопросе происхождения таких взрывов возникнет уверенное понимание».
Довольно редко люди могут наблюдать такое интересное явление как сверхновая звезда. Но это не обыкновенное рождение звезды, ведь в нашей галактике ежегодно рождаются до десяти звезд. А сверхновая звезда - явление, которое можно наблюдать только раз в сто лет. Так ярко и красиво умирают звезды.
Чтобы понять, почему происходит взрыв сверхновой, нужно вернуться к самому рождению звезды. В пространстве летает водород, который постепенно собирается в облака. Когда облако достаточно большое, в его центре начинает собираться уплотнённый водород, и температура постепенно повышается. Под действием гравитации собирается ядро будущей звезды, где благодаря повышенной температуре и возрастающему тяготению начинает проходить реакция термоядерного синтеза. От того, сколько водорода сможет притянуть к себе звезда, зависит ее будущий размер - от красного карлика до голубого гиганта. Со временем устанавливается баланс работы звезды, внешние слои давят на ядро, а ядро расширяется благодаря энергии термоядерного синтеза.
Звезда представляет собой своеобразный и, как у любого реактора, когда-нибудь у нее закончится топливо - водород. Но чтобы мы увидели, как взорвалась сверхновая звезда, должно пройти еще немного времени, ведь в реакторе вместо водорода образовалось другое топливо (гелий), которое начнет сжигать звезда, превращая его в кислород, а затем в углерод. И так будет продолжаться, пока в ядре звезды не образуется железо, которое при термоядерной реакции не выделяет энергию, а потребляет ее. При таких условиях и может произойти взрыв сверхновой звезды.
Ядро становится тяжелее и холоднее, в результате более легкие верхние слои начинают падать на него. Снова запускается синтеза, но на этот раз быстрее обычного, в результате чего звезда просто взрывается, раскидывая в окружающее пространство свою материю. В зависимости от после нее могут тоже остаться известные из них - (вещество с неимоверно высокой плотностью, которое имеет очень большую и может излучать свет). Такие образования остаются после очень больших звезд, которые сумели произвести термоядерный синтез до очень тяжелых элементов. Звезды поменьше оставляют после себя нейтронные или железные малые звезды, которые почти не излучают света, но тоже имеют высокую плотность материи.
Новые и сверхновые звезды тесно связаны, ведь смерть одной из них может означать рождение новой. Этот процесс продолжается бесконечно. Сверхновая звезда разносит в окружающее пространство миллионы тон материи, которая снова собирается в облака, и начинается формирование нового небесного тела. Ученые утверждают, что все тяжелые элементы, которые находятся в нашей Солнечной системе, Солнце во время своего рождения "украло" у взорвавшейся когда-то звезды. Природа удивительна, и смерть чего-то одного всегда означает рождение чего-то нового. В открытом космосе материя распадается, а в звездах образуется, создавая великий баланс Вселенной.
Старинные летописи и хроники сообщают нам, что изредка на небе внезапно появлялись звезды исключительно большой яркости. Они быстро увеличивали яркость, а затем медленно, в течение нескольких месяцев угасали и переставали быть видимыми. Вблизи максимума блеска эти звезды были видны даже днем. Наиболее яркими были вспышки в 1006 и 1054 годах, сведения о которых содержатся в китайских и японских трактатах. В 1572 году такая звезда вспыхнула в созвездии Кассиопеи и наблюдалась выдающимся астрономом Тихо Браге, а в 1604 году подобную вспышку в созвездии Змееносца наблюдал Иоганн Кеплер. С тех пор, за четыре столетия "телескопической" эры в астрономии подобных вспышек не наблюдалось. Однако с развитием наблюдательной астрономии исследователи стали обнаруживать довольно большое количество похожих вспышек, правда, не достигавших очень большой яркости. Эти звезды, внезапно появляющиеся и вскоре как бы бесследно исчезающие, стали называть "Новыми". Казалось, что и звезды 1006 и 1054 годов, звезды Тихо и Кеплера были такими же вспышками, только очень близкими и из-за этого более яркими. Но оказалось, что это не так. В 1885 году астроном Хартвиг на обсерватории в Тарту заметил появление новой звезды в хорошо известной туманности Андромеды. Эта звезда достигла 6-й видимой звездной величины, то есть мощность ее излучения была лишь в 4 раза меньше, чем от всей туманности. Тогда это не удивило астрономов: ведь природа туманности Андромеды была неизвестна, предполагалось, что это всего лишь довольно близкое к Солнцу облако пыли и газа. Только в 20-х годах ХХ века окончательно стало ясно, что туманность Андромеды и другие спиральные туманности - огромные звездные системы, состоящие из сотен миллиардов звезд и удаленные от нас на миллионы световых лет. В туманности Андромеды были обнаружены и вспышки обычных Новых звезд, видимых как объекты 17-18 звездной величины. Стало ясно, что звезда 1885 года превосходила Новые звезды по мощности излучения в десятки тысяч раз, на короткое время ее блеск был почти равен блеску огромной звездной системы! Очевидно, природа этих вспышек должна быть различной. Позднее эти наиболее мощные вспышки получили название "Сверхновые звезды", в котором приставка "сверх" означала их большую мощность излучения, а не большую "новизну".
Поиск и наблюдения Сверхновых
На фотографиях далеких галактик вспышки сверхновых стали замечать довольно часто, но эти открытия были случайными и не могли дать сведений, необходимых для объяснения причины и механизма этих грандиозных вспышек. Однако в 1936 году астрономы Бааде и Цвикки, работавшие на Паломарской обсерватории в США, начали планомерный систематический поиск сверхновых. В их распоряжении был телескоп системы Шмидта, позволяющий фотографировать области в несколько десятков квадратных градусов и дающий очень четкие изображения даже слабых звезд и галактик. Сравнивая фотографии, одной области неба, полученные через несколько недель, можно было легко заметить появление новых звезд в галактиках, хорошо различимых на снимках. Для фотографирования выбирались области неба, наиболее богатые близкими галактиками, где их число на одном снимке могло достигать нескольких десятков и вероятность обнаружить сверхновые была наибольшей.
В 1937 году Бааде и Цвикки удалось открыть 6 сверхновых. Среди них были довольно яркие звезды 1937С и 1937D (астрономы решили обозначать сверхновые, добавляя к году открытия буквы, показывающие очередность открытия в текущем году), достигшие в максимуме соответственно 8 и 12 звездной величин. Для них были получены кривые блеска - зависимость изменения блеска со временем - и большое количество спектрограмм - фотографий спектров звезды, показывающих зависимость интенсивности излучения от длины волны. Этот материал на несколько десятилетий стал основным для всех исследователей, пытавшихся разгадать причины вспышек сверхновых.
К сожалению, вторая мировая война прервала так успешно начавшуюся программу наблюдений. Систематический поиск сверхновых на Паломарской обсерватории был возобновлен только в 1958 году, но уже с более крупным телескопом системы Шмидта, позволявшим фотографировать звезды до 22-23 величин. С 1960 года к этой работе присоединился ряд других обсерваторий в разных странах мира, где имелись подходящие телескопы. В СССР такая работа велась на Крымской станции ГАИШ, где установлен телескоп-астрограф с диаметром объектива 40 см и очень большим полем зрения - почти 100 квадратных градусов, и в Абастуманской астрофизической обсерватории в Грузии - на телескопе Шмидта с входным отверстием 36 см. И в Крыму, и в Абастумани было сделано немало открытий сверхновых. Из других обсерваторий наибольшее число открытий приходилось на обсерваторию Асиаго в Италии, где работали два телескопа системы Шмидта. Но все же Паломарская обсерватория оставалась лидером и по числу открытий, и по предельной звездной величине доступных для обнаружения звезд. Общими усилиями в 60-х и 70-х годах открывали до 20 сверхновых за год, и их число стало быстро расти. Сразу после открытия начинались фотометрические и спектроскопические наблюдения на крупных телескопах.
В 1974 году умер Ф.Цвикки, и вскоре поиск сверхновых на Паломарской обсерватории был прекращен. Число открываемых сверхновых уменьшилось, однако с начала 80-х годов снова начало расти. Были начаты новые программы поиска на южном небе - в обсерватории Серро эль Робле в Чили, к тому же открывать сверхновые стали любители астрономии. Оказалось, что с помощью небольших любительских телескопов с объективами 20-30 см можно довольно успешно искать вспышки ярких сверхновых, систематически наблюдая визуально определенный набор галактик. Наибольшего успеха добился священник из Австралии Роберт Эванс, которому удавалось с начала 80-х годов открывать до 6 сверхновых в год. Неудивительно, что астрономы-профессионалы шутили о его "прямой связи с небесами".
В 1987 году была открыта ярчайшая сверхновая XX века - SN 1987A в галактике Большое Магелланово Облако, являющейся "спутником" нашей Галактики и удаленной от нас всего на 55 килопарсек. В течение некоторого времени эта сверхновая была видна даже невооруженным глазом, достигнув в максимуме блеска около 4 звездной величины. Однако наблюдать ее можно было только в южном полушарии. Для этой сверхновой были получены уникальные по точности и продолжительности ряды фотометрических и спектральных наблюдений, и сейчас астрономы продолжают следить, как развивается процесс превращения сверхновой в расширяющуюся газовую туманность.
 |
 |
 |
|
Сверхновая 1987A. Вверху слева - фотография области, где вспыхнула сверхновая, полученная задолго до вспышки. Звезда, которая вскоре взорвется, отмечена стрелкой. Вверху справа - фотография той же области неба, когда сверхновая была около максимума блеска. Внизу - так выглядит сверхновая спустя 12 лет после вспышки. Кольца вокруг сверхновой - межзвездный газ (частично выброшенный звездой-предсверхновой еще до вспышки), ионизованный при вспышке и продолжающий светиться. |
|
В середине 80-х годов стало ясно, что эпоха фотографии в астрономии заканчивается. Стремительно совершенствовавшиеся ПЗС-приемники во много раз превосходили фотографическую эмульсию по чувствительности и регистрируемому диапазону длин волн, практически не уступая ей по разрешению. Изображение, полученное ПЗС-камерой, можно было сразу видеть на экране компьютера и сравнивать с полученными ранее, а для фотографии процесс проявления, сушки и сравнения занимал в лучшем случае сутки. Единственное оставшееся преимущество фотопластинок - возможность фотографирования больших областей неба - также оказалось для поиска сверхновых несущественным: телескоп с ПЗС-камерой мог получить по отдельности изображения всех галактик, попадающих на фотопластинку, за время сравнимое с фотографической экспозицией. Появились проекты полностью автоматизированных программ поиска сверхновых, в которых телескоп по заранее введенной программе наводится на выбранные галактики, а полученные изображения сравниваются компьютером с полученными ранее. Только если обнаружен новый объект, компьютер подает сигнал астроному, который и выясняет, действительно ли зафиксирована вспышка сверхновой. В 90-х годах такая система, использующая 80-см телескоп-рефлектор, начала работать в Ликской обсерватории (США).
Доступность простых ПЗС-камер для любителей астрономии привела к тому, что от визуальных наблюдений они переходят к ПЗС-наблюдениям, и тогда для телескопов с объективами 20-30 см становятся доступными звезды до 18 и даже 19 величины. Внедрение автоматизированного поиска и рост числа любителей астрономии, занимающихся поиском сверхновых с помощью ПЗС-камер, привел к лавинообразному росту числа открытий: в настоящее время открывется более 100 сверхновых в год, а общее количество открытий превысило 1500. В последние годы был начат также поиск очень далеких и слабых сверхновых на крупнейших телескопах с диаметром зеркала 3-4 метра. Оказалось, что исследования сверхновых, достигающих в максимуме блеска 23-24 величины, могут дать ответы на многие вопросы о строении и судьбе всей Вселенной. За одну ночь наблюдений на таких телескопах, оснащенных самыми совершенными ПЗС-камерами, можно открыть более 10 далеких сверхновых! Несколько изображениий таких сверхновых показаны на приведенном ниже рисунке.
Почти для всех сверхновых, открываемые в настоящее время, удается получить хотя бы один спектр, и для многих известны кривые блеска (в этом также велика заслуга любителей астрономии). Так что объем доступного для анализа наблюдательного материала очень велик, и казалось бы, все вопросы о природе этих грандиозных явлений должны быть решены. К сожалению, пока это не так. Рассмотрим подробнее основные вопросы, встающие перед исследователями сверхновых, и наиболее вероятные на сегодняшний день ответы на них.
Классификация Сверхновых, кривые блеска и спектры
Прежде чем делать какие-то выводы о физической природе явления, необходимо иметь полное представление о его наблюдаемых проявлениях, которые должны быть должным образом классифицированы. Естественно, самый первый вопрос, вставший перед исследователями сверхновых, был - одинаковы ли они, а если нет, то насколько отличаются и поддаются ли классификации. Уже первые сверхновые, открытые Бааде и Цвикки, показали существенные различия в кривых блеска и спектрах. В 1941 году Р.Минковский предложил разделить сверхновые на два основных типа по характеру спектров. К I типу он отнес сверхновые, спектры которых были совершенно не похожи на спектры всех известных в то время объектов. Линии наиболее распространенного во Вселенной элемента - водорода - совершенно отсутствовали, весь спектр состоял из широких максимумов и минимумов, не поддававшихся отождествлению, ультрафиолетовая часть спектра была очень слабой. Ко II типу были отнесены сверхновые, спектры которых показали некоторое сходство с "обычными" Новыми звездами присутствием очень интенсивных эмиссионных линий водорода, ультрафиолетовая часть спектра у них яркая.
Спектры сверхновых I типа оставались загадочными в течение трех десятилетий. Только после того, как Ю.П.Псковский показал, что полосы в спектрах - это не что иное, как участки непрерывного спектра между широкими и довольно глубокими линиями поглощения, отождествление спектров сверхновых I типа сдвинулось с мертвой точки. Был отождествлен ряд линий поглощения, прежде всего наиболее интенсивные линии однократно ионизованных кальция и кремния. Длины волн этих линий сдвинуты в фиолетовую сторону спектра из-за эффекта Доплера в расширяющейся со скоростью 10-15 тыс. км в секунду оболочке. Отождествить все линии в спектрах сверхновых I типа чрезвычайно трудно, так как они сильно расширены и накладываются друг на друга; кроме упомянутых кальция и кремния удалось отождествить линии магния и железа.
Анализ спектров сверхновых позволил сделать важные выводы: в оболочках, выброшенных при вспышке сверхновых I типа, почти нет водорода; в то время как состав оболочек сверхновых II типа почти такой же, как у солнечной атмосферы. Скорости расширения оболочек - от 5 до 15-20 тыс. км/c, температура фотосферы около максимума - 10-20 тыс. градусов. Температура быстро падает и через 1-2 месяца достигает значения 5-6 тыс. градусов.
Различались у сверхновых и кривые блеска: для I типа все они были очень похожими, имеют характерную форму с очень быстрым ростом блеска к максимуму, который длится не более 2-3 суток, быстрым падением блеска на 3 звездные величины за 25-40 суток и последующим медленным ослаблением, практически линейным в шкале звездных величин, что соответствует экспоненциальному ослаблению светимости.
Кривые блеска сверхновых II типа оказались гораздо более разнообразными. Некоторые были похожи на кривые блеска сверхновых I типа, только с более медленным и продолжительным падением блеска до начала линейного "хвоста", у других сразу после максимума начинается участок почти постоянного блеска - так называемое "плато", которое может продолжаться до 100 суток. Затем блеск резко падает и выходит на линейный "хвост". Все ранние кривые блеска были получены на основании фотографических наблюдений в так называемой фотографической системе звездных величин, соответствующей чувствительности обычных фотопластинок (интервал длин волн 3500-5000 A). Уже использование в дополение к ней фотовизуальной системы (5000-6000 A) позволило получить важные сведения об изменении показателя цвета (или просто "цвета") сверхновых: оказалось, что после максимума сверхновые обеих типов непрерывно "краснеют", то есть основная часть излучения сдвигается в сторону более длинных волн. Это покраснение прекращается на стадии линейного падения блеска и может даже смениться "поголубением" сверхновых.
Кроме этого, сверхновые I и II типов различались по типам галактик, в которых они вспыхивали. Сверхновые типа II были обнаружены только в спиральных галактиках, где в настоящее время продолжают образовываться звезды и присутствуют как старые звезды малой массы, так и молодые, массивные и "короткоживущие" (всего несколько миллионов лет) звезды. Сверхновые I типа вспыхивают как в спиральных, так и в эллиптических галактиках, где, как считается, интенсивное образование звезд не происходит уже миллиарды лет.
В таком виде классификация сверхновых сохранялась до середины 80-х годов. Начало широкого применения в астрономии ПЗС-приемников позволило существенно увеличить количество и качество наблюдательного материала. Современная аппаратура позволяла получать спектрограммы для слабых, недоступных прежде объектов; с гораздо большей точностью можно было определять интенсивности и ширины линий, регистрировать более слабые линии в спектрах. ПЗС-приемники, инфракрасные детекторы и приборы, установленные на космических аппаратах, позволили наблюдать сверхновые во всем диапазоне оптического излучения от ультрафиолетового до далекого инфракрасного диапазона; проводились также гамма-, рентгеновские и радио-наблюдения сверхновых.
В результате казавшаяся установившейся двоичная классификация сверхновых стала быстро изменяться и усложняться. Оказалось, что I тип сверхновых далеко не так однороден, как казалось. В спектрах этих сверхновых обнаружились существенные различия, наиболее значительными из них была интенсивность линии однократно ионизованного кремния, наблюдавшаяся на длине волны около 6100 А. Для большинства сверхновых I типа эта линия поглощения около максимума блеска была самой заметной деталью в спектре, однако для некоторых сверхновых она практически отсутствовала, а наиболее интенсивными были линии поглощения гелия.
Эти сверхновые получили обозначение Ib, а "классические" сверхновые I типа стали обозначать Ia. В дальнейшем оказалось, что у некоторых сверхновых Ib отсутствуют и линии гелия, и их назвали типом Ic. Эти новые типы сверхновых отличались от "классических" Ia и по кривым блеска, которые оказались достаточно разнообразными, хотя по форме и похожи на кривые блеска сверхновых Ia. Сверхновые типа Ib/c оказались также источниками радиоизлучения. Все они были обнаружены в спиральных галактиках, в областях, где возможно недавно происходило образование звезд и в настоящее время еще существуют достаточно массивные звезды.
Кривые блеска сверхновых Ia в красном и инфракрасных диапазонах спектра (полосы R,I,J,H,K) сильно отличались от исследовавшихся ранее кривых в полосах B и V. Если на кривой в R заметно "плечо" через 20 дней после максимума, то в фильтре I и более длинноволновых диапазонах появляется настоящий второй максимум. Однако у некоторых сверхновых Ia этот второй максимум отсутствует. Эти сверхновые отличаются также красным цветом в максимуме блеска, пониженной светимостью и некоторыми спектральными особенностями. Первой такой сверхновой была SN 1991bg, и подобные ей объекты пока называются пекулярными сверхновыми Ia или "сверхновыми типа 1991bg". Еще одна разновидность сверхновых Ia, наоборот, отличается повышенной светимостью в максимуме. Для них характерны меньшие интенсивности линий поглощения в спектрах. "Прототип" для них - SN 1991T.
Сверхновые II типа еще в 70-е годы были разделены по характеру кривых блеска на "линейные" (II-L) и имеющие "плато" (II-P). В дальнейшем стали обнаруживать все больше сверхновых II, показывающих те или другие особенности в кривых блеска и спектрах. Так, по кривым блеска резко отличаются от других сверхновых II типа две самые яркие сверхновых последних лет: 1987A и 1993J. Обе имели два максимума на кривых блеска: после вспышки блеск быстро падал, потом начинал снова расти и лишь после второго максимума начиналось окончательное ослабление светимости. В отличие от сверхновых Ia второй максимум наблюдался во всех диапазонах спектра, причем для SN 1987A он был гораздо ярче первого в более длинноволновых диапазонах.
Среди спектральных особенностей наиболее частым и заметным было присутствие наряду с широкими эмиссионными линиями, характерными для расширяющихся оболочек, также системы узких линий излучения или поглощения. Это явление скорее всего связано с присутствием плотной оболочки, окружающей звезду перед вспышкой, такие сверхновые получили обозначение II-n.
Статистика Сверхновых
Как часто вспыхивают сверхновые и каким образом они распределены в галактиках? На эти вопросы должны дать ответ статистические исследования сверхновых.
Казалось бы, дать ответ на первый вопрос достаточно просто: нужно достаточно продолжительное время наблюдать за несколькими галактиками, подсчитать наблюдавшиеся в них сверхновые и разделить число сверхновых на время наблюдений. Но оказалось, что время, охваченное достаточно регулярными наблюдениями, еще слишком мало для определенных выводов для отдельных галактик: в большинстве наблюдалось только одна или две вспышки. Правда, в некоторых галактиках уже зарегистрировано достаточно большое число сверхновых: рекордсмен - галактика NGC 6946, в которой с 1917 года открыто 6 сверхновых. Однако и эти данные не дают точных данных о частоте вспышек. Во-первых, неизвестно точное время наблюдений этой галактики, а во-вторых, почти одновременные для нас вспышки на самом деле могли быть разделены достаточно большими промежутками времени: ведь свет от сверхновых проходит разный путь внутри галактики, а ее размеры в световых годах намного больше, чем время наблюдений. Пока возможно получить оценку частоты вспышек только для некоторой совокупности галактик. Для этого необходимо использовать данные наблюдений по поиску сверхновых: каждое наблюдение дает некоторое "эффективное время слежения" за каждой галактикой, которое зависит от расстояния до галактики, от предельной звездной величины поиска и от характера кривой блеска сверхновой. Для сверхновых разных типов время наблюдений одной и той же галактики будет разным. Объединяя результаты для нескольких галактик, нужно принимать во внимание их различие по массе и светимости, а также по морфологическому типу. В настоящее время принято нормировать результаты на светимость галактик и объединять данные только для галактик с близкими типами. Последние работы, основанные на объединении данных нескольких программ поиска сверхновых, дали такие результаты: в эллиптических галактиках наблюдаются только сверхновые типа Ia, и в "средней" галактике со светимостью 10 10 светимостей Солнца одна сверхновая вспыхивает примерно раз в 500 лет. В такой же по светимости спиральной галактике сверхновые Ia вспыхивают с лишь немного более высокой частотой, однако к ним добавляются сверхновыые типов II и Ib/c, и общая частота вспышек получается примерно раз в 100 лет. Частота вспышек примерно пропорциональна светимости галактик, то есть в гигантских галактиках она значительно выше: в частности, NGC 6946 - спиральная галактика со светимостью 2.8 10 10 светимостей Солнца, следовательно в ней можно ожидать около трех вспышек за 100 лет, и наблюдавшиеся в ней 6 сверхновых можно считать не очень большим отклонением от средней частоты. Наша Галактика поменьше NGC 6946, и в ней можно ожидать одну вспышку в среднем через 50 лет. Однако известно, что за последнее тысячелетие наблюдалось только четыре сверхновых в Галактике. Нет ли здесь противоречия? Оказывается, нет - ведь большая часть Галактики закрыта от нас слоями газа и пыли, и окрестности Солнца, в которых наблюдались эти 4 сверхновые, составляют лишь малую часть Галактики.
Каким образом распределены сверхновые внутри галактик? Конечно, пока можно исследовать только сводные распределения, приведенные к некоторой "средней" галактике, а также распределения относительно деталей структуры спиральных галактик. К этим деталям относятся, в первую очередь, спиральные рукава; в достаточно близких галактиках хорошо видны также области активного звездообразования, выделяемые по облакам ионизованного водорода - области H II, или по скоплениям ярких голубых звезд - OB-ассоциации. Многократно повторяемые по мере увеличения числа открытых сверхновых исследования пространственного распределения дали следующие результаты. Распределения сверхновых всех типов по расстоянию от центров галактик мало различаются между собой и сходны с распределением светимости - плотность падает от центра к краям по экспоненциальному закону. Различия между типами сверхновых проявляются в распределении относительно областей звездообразования: если к спиральным рукавам концентрируются сверхновые всех типов, то к областям H II - только сверхновые типов II и Ib/c. Можно сделать вывод, что время жизни звезды, дающей вспышку типа II или Ib/c - от 10 6 до 10 7 лет, а для типа Ia - около 10 8 лет. Однако сверхновые Ia наблюдаются и в эллиптических галактиках, где, как считается, нет звезд моложе 10 9 лет. Этому противоречию возможно два объяснения - или природа вспышек сверхновых Ia в спиральных и в эллиптических галактиках различна, либо в некоторых эллиптических галактиках все-таки продолжается звездообразование и присутствуют более молодые звезды.
Теоретические модели
На основании всей совокупности наблюдательных данных исследователи пришли к выводу, что вспышка сверхновой должна быть последним этапом в эволюции звезды, после которой она перестает существовать в прежнем виде. Действительно, энергия взрыва сверхновых оценивается как 10 50 - 10 51 эрг, что превышает типичные значения гравитационной энергии связи звезд. Освободившейся при вспышке сверхновой энергии более чем достаточно, чтобы полностью рассеять в пространстве вещество звезды. Какие же звезды и когда заканчивают свою жизнь вспышкой сверхновой, какова природа процессов, приводящих к такому гигантскому выделению энергии?
Данные наблюдений показывают, что сверхновые делятся на несколько типов, различающихся по химическому составу оболочек и их массам, по характеру выделения энергии и по связи с различными типами звездных населений. Сверхновые II типа явно связаны с молодыми, массивными звездами, в их оболочках в большом количестве присутствует водород. Поэтому их вспышки считают конечной стадией эволюции звезд, начальная масса которых составляет больше 8-10 масс Солнца. В центральных частях таких звезд энергия выделяется при реакциях ядерного синтеза, начиная от самой простой - образования гелия при слиянии ядер водорода, и заканчивая образованием ядер железа из кремния. Ядра железа являются самыми стабильными в природе, и выделения энергии при их слиянии не происходит. Таким образом, когда ядро звезды становится железным, выделение энергии в нем прекращается. Ядро не может сопротивляться гравитационным силам и быстро сжимается - коллапсирует. Процессы, происходящие при коллапсе, еще далеки от полного объяснения. Однако известно, что если все вещество ядра звезды 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 заставляющая ее начать расширение, которое мы и видим как вспышку сверхновой. Если эволюция звезды до этого происходила "спокойно", то ее оболочка должна иметь радиус в сотни раз превосходящий радиус Солнца, и сохранить достаточное количество водорода для объяснения спектра сверхновых II типа. Если же большая часть оболочки была потеряна при эволюции в тесной двойной системе или каким-либо другим образом, то линий водорода в спектре не будет - мы увидим сверхновую типа Ib или Ic.
В менее массивных звездах эволюция протекает по-другому. После горения водорода ядро становится гелиевым, и начинается реакция превращения гелия в углерод. Однако ядро не нагревается до такой высокой температуры, чтобы начались реакции синтеза с участием углерода. Ядро не может выделять достаточно энергии и сжимается, однако в этом случае сжатие останавливают электроны, находящиеся в вешестве ядра. Ядро звезды превращается в так называемый "белый карлик", а оболочка рассеивается в пространстве в виде планетарной туманности. Индийский астрофизик С.Чандрасекхар показал, что белый карлик может существовать, только если его масса меньше примерно 1.4 массы Солнца. Если белый карлик находится в достаточно тесной двойной системе, то может начаться перетекание вещества с обычной звезды на белый карлик. Масса белого карлика постепенно увеличивается, и когда она превосходит предельную - происходит взрыв, при котором идет быстрое термоядерное горение углерода и кислорода, превращающихся в радиоактивный никель. Звезда полностью разрушается, а в расширяющейся оболочке идет радиоактивный распад никеля в кобальт и далее в железо, который дает энергию для свечения оболочки. Таким образом вспыхивают сверхновые типа Ia.
Современные теоретические исследования сверхновых - это преимущественно расчеты на самых мощных компьютерах моделей взрывающихся звезд. К сожалению, пока не удается создать модель, которая от поздней стадии эволюции звезды привела бы к вспышке сверхновой и к ее наблюдаемым проявлениям. Однако существующие модели достаточно хорошо описывают кривые блеска и спектры подавляющего большинства сверхновых. Обычно это модель оболочки звезды, в которую "вручную" вкладывается энергия взрыва, после чего начинается ее расширение и разогревание. Несмотря на большие трудности, связанные со сложностью и многообразием физических процессов, в последние годы в этом направлениии исследований достигнуты большие успехи.
Влияние Сверхновых на окружающую среду
Вспышки сверхновых оказывают сильное и многообразное влияние на окружающую межзвездную среду. Сбрасываемая с огромной скоростью оболочка сверхновой сгребает и сжимает окружающий ее газ. Возможно, это может дать толчок образованию новых звезд из облаков газа. Энергия взрыва так велика, что происходит синтез новых элементов, в особенности более тяжелых чем железо. Обогащенное тяжелыми элементами вещество разбрасывается взрывами сверхновых по всей галактике, в результате звезды, образовавшиеся после вспышек сверхновых, содержат больше тяжелых элементов. Межзвездная среда в "нашей" области Млечного пути оказалась настолько обогащенной тяжелыми элементами, что стало возможным возникновение жизни на Земле. Сверхновые несут за это прямую ответственность! Сверхновые, по всей видимости, порождают и потоки частиц с очень высокой энергией - космические лучи. Эти частицы, проникая на поверхность Земли сквозь атмосферу, могут вызывать генетические мутации, благодаря которым происходит эволюция жизни на Земле.
Сверхновые рассказывают нам о судьбе Вселенной
Сверхновые, и в особенности сверхновые типа Ia, являются одними из самых ярких звездообразных объектов во Вселенной. Поэтому даже очень далекие сверхновые можно исследовать с имеющимся в настоящее время оборудованием.
Многие сверхновые Ia были открыты в достаточно близких галактиках, расстояние до которых можно определить несколькими способами. Наиболее точным в настоящее время считается определение расстояний по видимому блеску ярких переменных звезд определенного типа - цефеид. С помощью Космического телескопа им. Хаббла было открыто и исследовано большое количество цефеид в галактиках, удаленных от нас на расстояние до примерно 20 мегапарсек. Достаточно точные оценки расстояний до этих галактик позволили определить светимость сверхновых типа Ia, которые в них вспыхивали. Если считать, что далекие сверхновых Ia имеют в среднем такую же светимость, то по наблюдаемой звездной величине в максиуме блеска можно оценить расстояние до них.
29 августа 1975 года в небе появилась сверхновая звезда в созвездии Лебедя. Блеск светил, подобных ей, при вспышке увеличивается на десятки звёздных величин в течение нескольких суток. Сверхновая звезда сравнима по яркости со всей галактикой, в которой она вспыхнула, и даже может превосходить её. Мы сделали подборку самых известных сверхновых звезд.
«Крабовидная туманность». По сути, это не звезда, а остаток от нее . Она находится в созвездии Тельца. Крабовидная туманность осталась после взрыва сверхновой под названием SN 1054, который произошел в 1054 году. Вспышка была видна на протяжении 23 дней невооружённым глазом даже в дневное время. И это при том, что она расположена на расстоянии около 6500 световых лет (2 кпк) от Земли.
Сейчас туманность расширяется со скоростью около 1500 километров в секунду. Крабовидная туманность получила своё название от рисунка астронома Уильяма Парсонса , использовавшего 36-дюймовый телескоп в 1844 г. В этом наброске туманность очень напоминала краба.
SN 1572 (Сверхновая Тихо Браге). Она вспыхнула в созвездии Кассиопеи в 1572 году. Свои наблюдения от увиденной звезды описал Тихо Браге.
Однажды вечером, когда я, по обыкновению, осматривал небосвод, вид которого мне так хорошо знаком, я, к неописуемому моему удивлению, увидел близ зенита в Кассиопее яркую звезду необыкновенной величины. Поражённый открытием, я не знал, верить ли собственным глазам. По блеску её можно было сравнить только с Венерой , когда эта последняя находится в ближайшем расстоянии от Земли. Люди, одарённые хорошим зрением, могли различить эту звезду при ясном небе днём, даже в полдень. Ночью при облачном небе, когда другие звёзды скрывались, новая звезда оставалась видимой сквозь довольно густые облака.
SN 1604 или Сверхновая Кеплера . Она вспыхнула осенью 1604 года в созвездии Змееносца. А расположено это светило приблизительно в 20,000 световых лет от Солнечной системы. Несмотря на это, после вспышки ее было видно на небе около года.
SN 1987A вспыхнула в Большом Магеллановом Облаке, карликовой галактике-спутнике Млечного Пути. Свет от вспышки достиг Земли 23 февраля 1987 года. Невооруженным глазом звезду можно было увидеть в мае того же года. Пиковая видимая звёздная величина составила +3:185. Это самая близкая вспышка сверхновой со времён изобретения телескопа. Эта звезда стала первой по яркости в 20 веке.
SN 1993J - вторая по яркости звезда в 20 веке. Она вспыхнула в 1993 году в спиральной галактике M81. Это двойная звезда. Об этом ученые догадались, когда вместо того чтобы постепенно гаснуть, продукты взрыва стали странным образом наращивать яркость. Тогда стало ясно: обычная красная звезда-сверхгигант не могла превратиться в столь необычную сверхновую. Возникло предположение о том, что вспыхнувший сверхгигант составлял пару с ещё одной звездой.
В 1975 году вспыхнула сверхновая звезда в созвездии Лебедя. В 1975 году в хвосте Лебедя произошел такой мощный взрыв, что сверхновую звезду было видно невооруженным взглядом. Именно так ее и заметил на Крымской станции студент-астроном Сергей Шугаров. Позже выяснилось, что его сообщение было уже шестым. Самыми первыми, за восемь часов до Шугарова , звезду увидели японские астрономы. Новую звезду можно было видеть без телескопов считанные ночи: она была яркой только с 29 августа по 1 сентября. Потом она стала обычной звездой третьей величины по блеску. Однако за время своего свечения новая звезда успела превзойти по яркости альфу Лебедя. Настолько ярких новых звезд наблюдатели не видели с 1936 года. Звезду назвали Новой Лебедя 1975, V1500 Cygni, а в 1992 году в том же созвездии произошла еще одна вспышка.
Уже в 21 веке произошел взрыв звезды, которая стала самой яркой сверхновой за всю историю наблюдений - SN 2006gy. Взрыв 18 сентября 2006 года в галактике NGC 1260. Её яркость превышала примерно на два порядка яркость обычных сверхновых, что позволило предположить ей принадлежность к новому классу подобных процессов - гиперновых. Ученые предложили несколько теорий случившегося: образование кварковой звезды, многократный взрыв звезды, столкновение двух массивных звёзд.
Самой молодой сверхновой звездой в нашей Галактике является G1.9+0.3. Она находится на расстоянии около 25 000 световых лет от нас и расположена в созвездии Стрельца в центре Млечного Пути. Скорость расширения останков сверхновой является беспрецедентной - более 15 тысяч километров в секунду (это 5 % от скорости света). Эта звезда вспыхнула в нашей Галактике около 25 000 лет назад. На Земле её взрыв можно было бы наблюдать около 1868 года.