Сверхновые типа ia – все о космосе

Сверхновые звезды | Астрономия в школе

Сверхновые типа ia – все о космосе

Сверхновые типа ia – все о космосе

   Сверхновые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Этим термином были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд».

На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды.

Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды.

Сверхновые II типа

По современным представлениям, термоядерный синтез приводит со временем к обогащению состава внутренних областей звезды тяжёлыми элементами. В процессе термоядерного синтеза и образования тяжёлых элементов звезда сжимается, а температура в её центре растёт. (Эффект отрицательной теплоёмкости гравитирующего невырожденного вещества.

) Если масса звезды достаточно велика, то процесс термоядерного синтеза доходит до логического завершения с образованием ядер железа и никеля, а сжатие продолжается. При этом термоядерные реакции будут продолжаться только в некотором слое звезды вокруг центрального ядра — там, где ещё осталось невыгоревшее термоядерное топливо.

Центральное ядро сжимается все сильнее, и в некоторый момент из-за давления в нем начинают идти реакции нейтронизации — протоны начинают поглощать электроны, превращаясь в нейтроны. Это вызывает быструю потерю энергии, уносимой образующимися нейтрино (т.н. нейтринное охлаждение), так что ядро звезды сжимается и охлаждается.

Процесс коллапса центрального ядра настолько быстр, что вокруг него образуется волна разрежения. Тогда вслед за ядром к центру звезды устремляется и оболочка. Далее происходит отскок вещества оболочки от ядра и образуется распространяющаяся наружу ударная волна, инициирующая термоядерные реакции.

При этом выделяется достаточная энергия для сброса оболочки сверхновой с большой скоростью. Важное значение имеет процесс подпитки ударной волны энергией выходящих из центральной области нейтрино. Такой механизм взрыва относится к сверхновым II типа (SN II). Как показывает численное моделирование, ударная волна отскока не приводит к взрыву сверхновой.

Она останавливается на расстоянии примерно 100-200 км от центра звезды. Учёт вращения и наличия магнитного поля позволяет численно смоделировать взрыв сверхновой (магниторотационный механизм взрыва сверхновых с коллапсирующим ядром).

Считается, что образованием сверхновой II типа заканчивается эволюция всех звёзд, первоначальная масса которых превышает 8—10 масс Солнца. После взрыва остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра, а вокруг этих объектов в пространстве некоторое время существуют остатки оболочек взорвавшейся звезды в виде расширяющейся газовой туманности.

Сверхновые Ia типа

Несколько другим выглядит механизм вспышек сверхновых звёзд Iа типа (SN Ia). Это так называемая термоядерная сверхновая, в основе механизма взрыва которой лежит процесс термоядерного синтеза в плотном углеродно-кислородном ядре звезды.

Предшественниками SN Ia являются белые карлики с массой, близкой к пределу Чандрасекара. Принято считать, что такие звезды могут образовываться при перетекании вещества от второй компоненты двойной звёздной системы.

Это происходит, если вторая звезда системы выходит за пределы своей полости Роша или относится к классу звёзд со сверхинтенсивным звёздным ветром. При увеличении массы белого карлика постепенно увеличивается его плотность и температура.

Наконец, при достижении температуры порядка 3×10 K, возникают условия для термоядерного поджигания углеродно-кислородной смеси. От центра к внешним слоям начинает распространяться фронт горения, оставляя за собой продукты горения — ядра группы железа.

Распространение фронта горения происходит в медленном дефлаграционном режиме и является неустойчивым к различным видам возмущений.

Наибольшее значение имеет Релей-Тейлоровская неустойчивость, которая возникает из-за действия архимедовой силы на лёгкие и менее плотные продукты горения, по сравнению с плотной углеродно-кислородной оболочкой. Начинаются интенсивные крупномасштабные конвективные процессы, приводящие к ещё большему усилению термоядерных реакций и выделению необходимой для сброса оболочки сверхновой энергии (~10 эрг). Скорость фронта горения увеличивается, возможна турбулизация пламени и образование ударной волны во внешних слоях звезды.

 Другие типы сверхновых

Существуют также SN Ib и Ic, предшественниками которых являются массивные звезды в двойных системах, в отличие от SN II, предшественниками которых являются одиночные звезды.

Теория сверхновых

Законченной теории сверхновых звёзд пока не существует.

Все предлагаемые модели являются упрощёнными и имеют свободные параметры, которые необходимо настраивать для получения необходимой картины взрыва.

В настоящее время в численных моделях невозможно учесть все физические процессы, происходящие в звёздах и имеющие значение для развития вспышки. Законченной теории звёздной эволюции также не существует.

Заметим, что предшественником известной сверхновой SN 1987A, отнесённой ко второму типу, является голубой сверхгигант, а не красный, как предполагалось до 1987 года в моделях SN II. Также, вероятно, в её остатке отсутствует компактный объект типа нейтронной звезды или чёрной дыры, что видно из наблюдений.

Согласно многочисленным исследованиям, после рождения Вселенной, она была заполнена только лёгкими веществами — водородом и гелием. Все остальные химические элементы могли образоваться только в процессе горения звёзд. Это означает, что наша планета (и мы с вами) состоим из вещества, образовавшегося в недрах доисторической звезды и выброшенного когда-то во взрыве сверхновой.

https://www.youtube.com/watch?v=-8cL7eceFl4

Взрыв сверхновой звезды — явление чрезвычайно редкое. По современным представлениям, в нашей Галактике должен происходить взрыв сверхновой примерно каждые 50 лет.

Больша?я часть этих взрывов оказывается скрыта от нас непрозрачной пылевой подсистемой нашей Галактики. Поэтому большинство сверхновых наблюдаются в других галактиках.

Глубокие обзоры неба на автоматических камерах, соединённых с телескопами, позволяют сейчас астрономам открывать более 300 вспышек в год.

Для обозначения сверхновых астрономы используют следующую систему: сначала записываются буквы SN (от латинского SuperNova), затем год открытия, а затем латинскими буквами — порядковый номер сверхновой в году. Например, SN 1997cj обозначает сверхновую звезду, открытую 26 * 3 (c) + 10 (j) = 88-ой по счету в 1997 году.

Исторические сверхновые в нашей Галактике (наблюдавшиеся)

Сверхновая
Дата вспышки
Созвездие
Макс. блеск
Расстояние (св. года)
Тип вспышки
Длительность видимости
Остаток
Примечания

SN 185
185, 7 декабря
Центавр
-8
3000
Ia ?
8 – 20 месяцев
G315.4-2.3 (RCW 86)
китайские летописи: наблюдалась рядом с Альфой Центавра.

SN 369
369
не известно
не известно
не известно
не известно
5 месяцев
не известно
китайские летописи: положение известно очень плохо. Если она находилась вблизи галактического экватора, весьма вероятно, что это была сверхновая, если же нет, она, скорее всего, была медленной новой.

SN 386
386
Стрелец
+1.5
16,000
II ?
2-4 месяца
G11.2-0.3
китайские летописи

SN 393
393
Скорпион

34000
не известно
8 месяцев
несколько кандидатур
китайские летописи

SN 1006
1006, 1 мая
Волк
-7,5
7200
Ia
18 месяцев
SNR 1006
швейцарские монахи, арабские учёные и китайские астрономы.

SN 1054
1054, 4 июля
Телец
-6
6300
II
21 месяц
Крабовидная туманность
на Ближнем и Дальнем Востоке (в европейских текстах не значится, не считая туманных намёков в ирландских монастырских хрониках).

SN 1181
1181, август
Кассиопея
-1
8500
не известно
6 месяцев
Возможно, 3C58 (G130.7+3.1)
труды профессора Парижского университета Александра Некэма, китайские и японские тексты.

SN 1572
1572, 6 ноября
Кассиопея
-4
7500
Ia
16 месяцев
Остаток сверхновой Тихо
Это событие зафиксировано во многих европейских источниках, в том числе и в записях молодого Тихо Браге. Правда, он заметил вспыхнувшую звезду лишь 11 ноября, но зато следил за ней целых полтора года и написал книгу “De Nova Stella” (“О новой звезде”) – первый астрономический труд на эту тему.

SN 1604
1604, 9 октября
Змееносец
-2.5
20000
Ia
18 месяцев
Остаток сверхновой Кеплера
С 17 октября её стал изучать Иоганн Кеплер, который, изложил свои наблюдения в отдельной книге.

SN 1680
1680, 16 августа
Кассиопея
+6
10000
IIb
не известно (не более недели)
Остаток Сверхновой Кассиопея А
замечена Флэмстидом, занес в свой каталог звезду, как 3 Cas.

Смертельные сверхновые для Земли

Сверхновые типа ia – все о космосе

Ученый из Мюнхенского технического университета (TUM, Германия) по экспериментальной астрофизике доктор Гюнтер Корсинчек, предоставил описание вероятных последствий, ожидающих нашу планету, после вспышки сверхновой.

Ученый считает, что смертельный риск из космоса от лучей сверхновой минимален, но все же не исключается, что массовые вымирания на нашей планете, случившиеся ранее, могли произойти именно по этой причине.

Труды Корсинчека войдут в «Справочник по сверхновым», который в скором времени должен выйти в продажу.

Ученый проанализировал все виды угроз для нашей планеты, в зависимости от расстояния нахождения потенциальной сверхновой звезды до Солнца. Одной из таких опасностей является уменьшение озонового слоя на Земле, из-за чего впоследствии может увеличиться влияние ультрафиолетового излучения Солнца на все живое, и узконаправленного летального эффекта рентгеновских лучей сверхновой.

К примеру, космические лучи, обладающие высокой энергией, имеют способность менять климатические условия нашей планеты, сформировывая облака повышенной плотности, в следствии чего солнечный свет не сможет поступать на поверхность Земли, что может вызвать образование ледникового периода.

В чем взаимосвязь космических лучей со сверхновыми

Космические лучи с высокой энергетикой открыл австрийский физик Виктор Гесс в 1912 году. Проведя ряд исследований, находясь на борту воздушного шара, физик выявил, что радиационный фон усиливается с высотой. По прошествии 22 лет Вальтер Бааде совместно с Фрицом Цвикке объявили, что интенсивность колебаний лучей в космосе, зависит от вспышек сверхновых.

Исследователи говорят, что звезды начинают взрываться в двух случаях: когда закончится ядерное топливо (сверхновые типа II), и, если это двойные звезды (сверхновые типа Ia), в этом случае звездные материи усиливают массу до предела Чандрасекара (примерно 1,44солнечной массы). Возникшие в результате взрыва космические лучи, состоят в основном из протонов, и в незначительной мере из ядер атомов и электронов. Помимо массивных частиц, от взрывов сверхновых рождаются потоки фотонов – мощные рентгеновские и гамма излучения.

От чего происходили массовые вымирания на земле

Спустя еще двадцать лет, после того, как выяснили происхождение космических лучей, в 1954 году палеонтолог Отто Шиндевольф высказал предположение, что между вспышками сверхновых и массовыми вымираниями имеется взаимосвязь. Физик полагает, что к исчезновению морских организмов причастно высокоэнергетическое излучение, произошедшее из-за сформированных радиоактивных изотопов, несущих большую угрозу для живых организмов.

С той поры многие специалисты попытались выяснить, имеют ли вспышки сверхновых отношение к массовым вымираниям.

Сегодня ученые обладают сведениями только о вымерших морских обитателях, так как в окаменелостях найдены только их останки.

Два типа массовых вымираний, дресбакское и ботомское, случившихся в Кембрии, считались бы крупнейшими, но предоставленные палеонтологами данные, пока базируются на весьма небольшом количестве окаменелостей того периода.

Как взрывы сверхновых воздействуют на планету

Корсинчек допускает два варианта развития воздействия взрывов от сверхновых располагающихся вблизи от Земли, на планету. В первом случае планета может подвергнуться воздействию космических лучей, проходящих через межзвездное пространство.

Тут все зависит от плотности излучения. Если звезда находится на расстоянии от Солнца не больше 15-20 парсек, эффект будет более сильным. Другой вариант развития – узконаправленный луч сверхновой.

При этом лучу потребуется справиться с давлением солнечного ветра и пробиться внутрь Солнечной системы.

Как именно воздействую вспышки сверхновых на живые организмы впервые начали исследовать в 1960году. Ученые обнаружили, что при взрыве звезды находившейся приблизительно в 20 парсеках от Солнца, в основном развивается второй вариант развития событий.

Обычная доза получения радиации, которая может поступить от космических лучей — 0,0003 грея в год. Если же она увеличится, например, в 100 раз, то это может очень серьезно сказаться на животных.

При получении в год дозы в 0,02 грея, небольшие виды животных не пострадают, но для крупных — она будет смертельна.

Полученный вред от дозы радиации может быть различным. К примеру, скапливание радиоактивных изотопов в организме животного, может повлиять вплоть до его стерилизации. Для гибели насекомых и одноклеточных, потребуется интенсивность лучей в 100 раз выше. И так как произойдет снижение количества животных в пищевой цепочке, косвенно это отразится и на растениях.

Вероятность того, что озоновый слой Земли разрушится очень большая. За счет усиленной интенсивности лучей, при развитии второго варианта воздействия, увеличивается число окиси азота в стратосферном слое планеты. Окись азота взаимодействует с озоном, и в конечном итоге происходит образование кислорода (молекул, состоящих из двух атомов), а также диоксида азота.

В итоге от взрыва сверхновой, находящейся в 10 парсеках, иссякнуть озоновый слой может на 95% в течение 300 лет.

Для нашей планеты это может быть огромной катастрофой, так как произойдет нарушение пищевой цепочки, в которой сегодня задействованы и существуют фотосинтезирующие организмы — ультрафиолетовое излучение спровоцирует их массовые вымирания. В результате этого произойдет накапливание углекислого газа в атмосфере, что приведет к парниковому эффекту.

Не все так страшно, как думали ученые

Однако, на сегодняшний день прогноз уже не такой пугающий. Было выявлено, что если в случае сильной вспышки сверхновой произойдет сокращение озонового слоя: в приполярных зонах на 60%, а на экваторе — на 20 процентов, то массовых вымираний не случится.

В НАСА же вообще предполагают, что вымирание вообще вероятно лишь тогда, когда взрыв сверхновой, произойдет на дистанции восемь парсек от планеты.

Специалисты в этой области считают, что полностью прогнозировать результаты вспышек сверхновых из-за сложнейшего построения оболочки Земли, невозможно.

Огромный интерес представляет предположение об атмосферных явлениях, объединенных с активными космическими лучами. В первый раз эта догадка была высказана в 1950 году. Продолжили о ней говорить лишь спустя сорок лет, когда была определена роль ионизации атмосферы в создании облаков и была выдвинута гипотеза, что космические лучи на климат оказывают немалое влияние.

Затем эту догадку продолжили проверять в 2000-х, когда попытались отыскать взаимодействие движения Солнца через рукава галактики и Млечного Пути с появлением ледникового периода.

В эту же пору вблизи с планетой обнаруживают все большее количество сверхновых, и, если думать логически, Земля рискует получить существенную дозу радиации.

По подсчетам экспертов, на очень близкое к Земле расстояние, сверхновая приближается – один раз в течение 1,5 миллиарда лет.

Какую опасность представляют всплески гамма-излучений

Немалую угрозу несут в себе и гамма-излучения, длительность которых начинается с миллисекунд и заканчивается несколькими часами. Образуются подобные излучения от вспышек сверхновых типа Ia, и от объединенных звезд, состоящих из нейтронов. За самым первым всплеском γ-излучений велось наблюдение с американского космического аппарата Vela.

К 2000 году эксперты в этой области высчитали результаты воздействия мощного гамма-излучения на планету. Исходя из их подсчетов, энергетический поток на один квадратный метр десяти, ста и тысячи килоджоулей за месяц уменьшит озоновый слой на 68, 91 и 98 процентов.

Уменьшение озонового слоя в результате воздействия γ-излучения тоже взаимосвязано с формированием окиси азота в атмосферном воздухе.

Особый интерес, в связи с вышеизложенным, ученые проявляют к новыми претендентами в сверхновые, находящихся неподалеку от нашей планеты и взрыв у которых может произойти в самом скором, по меркам космоса, времени.

Например, звезда IK Пегаса, находящаяся от Солнца в 40 парсеках, подойдет к нему вплотную только лишь спустя 1,1 миллиона лет.

Спустя еще 0,8 миллиона лет другая звезда — белый карлик IK Пегаса, закончит существовать как сверхновая типа Ia.

И вдобавок, сверх гигантская звезда Бетельгейзе, стремительно отдаляется от Солнца, ее скорость составляет 33 километра в секунду, располагается она в настоящее время в 200 парсеках от нашей планеты. Ученые полагают, что взорвется она, как сверхновая второго типа, но из-за того, что она находится на большом расстоянии от Солнца, этот взрыв также ничем не угрожает для Земли.

No related links found

Сверхновая Ia – Чандрасекар тут ни при чем

Сверхновые типа ia – все о космосе

Шестнадцать лет назад две команды астрономов, занимающихся поискам сверхновых звезд, одна во главе с Солом Перлматтером из лаборатории Беркли, вторая, возглавляемая Брайаном Шмидтом из Австралийского национального университета, объявили об открытии ускоренного расширения вселенной.

В дальнейшем, за эту теорию они получили Нобелевскую премию, поскольку комиссия посчитала что это эквивалентно открытию темной энергии.

Обе группы ученых в своих исследованиях скорости расширения вселенной в разное время ее истории сравнивали яркость и красное смещение сверхновых звезд типа Ia, которые используются в качестве стандартных измерителей расстояний до их галактик.

Эти сверхновые звезды удивительны тем, что их взрывы всегда производят одинаковое количество световой энергии. Учитывая, что вспышка сверхновой Ia представляет собой мощный термоядерный взрыв белых карликов, в которых вся масса звезды упакована в размеры земной оболочки, постоянство световой энергии до сих пор поражает астрофизиков.

Так или иначе, основываясь на этих данных, на их цвете и том, как быстро они исчезают, ученые научились стандартизировать эти взрывы с погрешностью в десять процентов и предсказывать расстояние до них достаточно точно. До недавнего времени астрофизики были уверены в том, что знают, как сверхновые типа Ia подобны друг другу.

Но последние исследования в лаборатории Беркли показали, что эти предположения были ошибочными.

Общепризнанным в научном сообществе был факт того, что кислород-углеродные белые карлики, являющиеся прародителями сверхновых Ia, накапливают дополнительную массу, забирая ее от сопутствующей звезды-компаньона или сливаясь с другим белым карликом.

Когда эта система приближается к пределу Чандрасекара, т.е. к верхнему пределу массы, при котором звезда может существовать как белый карлик, запускается термоядерный разгон вещества звезды.

Как раз предел Чандрасекара и калибрует будущий взрыв сверхновой Ia.

Новый анализ нормальных сверхновых типа Ia, проведенный в лаборатории SNfactory, показал, что этого типа звезд фактически существует определенный диапазон масс: большинство звезд находятся в пределе Чандрасекара и немного ниже его, а приблизительно одному проценту каким-то образом удается преодолеть его.

Новый способ анализа взрывающихся звезд

Отдельные белые карлики широко распространены во вселенной,  но сами по себе они не могут превратиться в сверхновую Ia, поскольку невозможно достичь предела Чандрасекара естественным образом.

Для этого потребуется наличие компаньона, создание двойной, а в некоторых случаях и тройной звездной системы.

Ведь для термоядерного взрыва должно накопиться достаточное количество массы, которой белый карлик просто не обладает.

По последним данным, белые карлики, которые сформировались относительно недавно, могут набрать только 1.2 солнечных масс, а для достижения предела Чандрасекара звезде требуется 1.44 солнечных масс. Так вот, даже если сложить все факторы, в результате которых белый карлик сможет накапливать массу, получить недостающие 0.

2 массы у него никак не получится. В свою очередь, астрофизики в этой теории пытаются доказать, что процесс слияния двух белых карликов так же не может сам по себе привести к взрыву сверхновой Ia, поскольку этот процесс довольно долгий и неясный, не понятно каким образом белые карлики должны сблизиться друг с другом, чтобы взорваться.

В настоящей работе исследователи вполне серьезно утверждают, что если есть наблюдения за взрывами звезд до достижения массы Чандрасекара и что если достичь этой массы достаточно сложно, то стоит говорить о взрывах сверхновых с массой, ниже этого предела.

Как раз все эти несоответствия и мотивировали ученых на то, чтобы просто отсеять модели взрывов сверхновых, которые не работают.

Анализ излучения от взрывов сверхновых Ia (нижний график) показывает, что между собой они на самом деле отличаются по яркости, продолжительности и прочим факторам.

Пунктирными линиями показаны теоретические модели, пытающиеся уловить связь между этими параметрами.

На верхнем графике показано, что если звезды обладают одинаковой светимостью в начале графика, то ближе к концу по его структуре становится ясно, что она все таки различная, что обусловлено исключительно различиями в массе. Источник: Berkeley Lab

Исследователи из SNfactory определили полную энергию спектров взрывов 19 обыкновенных взрывов сверхновых Ia, 13 из них были зафиксированы учеными SNfactory, а 6 другими наблюдателями.

В работе использовался спектрограф SNIFS (SuperNova Integral Field Spectrograph), установленный на 2.2-метровом телескопе Гавайского университета на горе Мауна-Кеа.

Он был доработан для наблюдения в ультрафиолетовом и инфракрасном диапазонах.

Во время взрыва сверхновой звезды оболочка белого карлика полностью разрушается. Таким образом, самый реальный способ узнать, сколько вещества было в прародителе — выполнить исследования спектрографом всей выброшенной массы. Это удалось достичь благодаря знаниям о структуре сверхновых звезд. Она является многоуровневой.

Видимый нами свет сверхновой Ia образовался под действием радиоактивного никеля-56, который, в свою очередь, возник в результате сгорания углерода около ядра белого карлика.

Сразу после взрыва, это радиационное излучение в виде гамма-лучей, поглощается внешними слоями звезды, которые состоят из железа и более легких элементов кремния и серы, которые сильно разогреваются и начинают светиться в видимом диапазоне.

Спустя месяц или два, по мере того, как внешние слои расширяются и рассеиваются, гамма-лучи могут вырваться в космическое пространство.

Максимальная яркость сверхновой по сравнению с ее яркостью в конце жизненного цикла как раз определяется тем, сколько гамма-излучения поглощено и преобразовано в видимый свет, который, как уже сообщалось, определяется массой никеля-56 и другими элементами, упакованными слоями вокруг него. Затем ученые сравнили массу этого вещества и некоторых других факторов с известными кривыми блеска в плане формы графиков, широкий или узкий их диапазон, как быстро звезда достигает своего максимума, насколько яркая она в этот момент, насколько быстро или медленно затухает. А типичный метод стандартизации сверхновой Ia попросту сравнивает кривую блеска и спектры этих звезд.

Подводя черту

Симуляция взрыва сверхновой типа Ia. Источник: Argonne National Laboratory / U.S. Department of Energy

Получается, что для сверхновой звезды, свет от которой потухает довольно быстро, прародителем является белый карлик с массой намного меньше предела Чандрасекара, но эта сверхновая будет все же относиться к типу Ia, ее яркость может быть точно стандартизирована. То же самое происходит и в «классическом» случае, когда масса достигает предела Чандрасекара и еще больше.

Однако, для таких тяжеловесов, путь к сверхновой Ia существенно отличается, по сравнению с более легкими звездами. Как говорилось выше, в любом случае, белым карликам не достаточно собственной массы для взрыва сверхновой. Дело в том, что все белые карлики, и с большой массой и с малой, не могут взорваться сами по себе, им нужен «запал», которым является звезда-компаньон.

Для таких двойных звезд, с массой больше предела Чандрасекара, слияния звезд делают существенную прибавку к массе, тут все ясно.

В другом случае, звезда может аккумулировать вещество от компаньона, что заставляет ее вращаться настолько быстро, что угловой момент самостоятельно будет вести ее за предел Чандрасекара посредством большей плотности внутри раскручивающейся звезды.

Однако, не это главное. Куда более важными для космологов являются модели звезд с до критической массой. В этом случае углеродно-кислородный белый карлик может начать накапливать в себе гелий, который сильнее подвержен взрыву, по сравнению с углеродом. Результат — двойной взрыв.

В другой модели звезды компаньоны попросту сталкиваются друг с другом, и происходит взрыв сверхновой. Существуют и другие модели взрывов сверхновых Ia, но это уже не важно, поскольку была убрана психологическая поддержка в лице предела критической массы.

По мнению исследователей, их анализ сужает область поиска для теоретиков достаточно, чтобы соответствовать их моделям.

По информации лаборатории Беркли.

, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

сверхновые типа la

Сверхновые типа ia – все о космосе

Взрывающиеся звезды освещают путь изучения Вселенной, но исследователи все еще находятся в неведении относительно многих их особенностей.

Команда ученых, в том числе ученые из Чикагского университета, похоже, обнаружили первые рентгеновские лучи от сверхновых типа Ia. Их результаты опубликованы в ежемесячных уведомлениях Королевского астрономического общества.

Астрономы любят сверхновые типа Ia, появляющиеся, когда белая карликовая звезда в двухзвездной системе подвергается термоядерному взрыву, поскольку они горят при определенной яркости.

Это позволяет ученым рассчитать, как далеко они находятся от Земли, и таким образом отображать расстояния во Вселенной.

Но несколько лет назад ученые стали находить сверхновые типа Ia со странной оптической сигнатурой, что предполагало, что они несут очень плотный плащ окружающего их околозвездного материала.

Такой плотный материал обычно наблюдается только у другого типа сверхновой -типа II, и создается, когда массивные звезды начинают терять массу. Выброшенная масса собирается вокруг звезды.

Тогда, когда звезда рушится, взрыв посылает ударную волну, мчащуюся со сверхзвуковой скоростью в этот плотный материал, создавая ливень рентгеновских лучей.

Таким образом, мы регулярно видим рентгеновские снимки сверхновых типа II, но их никогда не видели сверхновых типа Ia.

Однако, когда команда астрономов изучила взрыв сверхновой 2012ca, записанный рентгеновской обсерваторией «Чандра», они обнаружили рентгеновские фотоны.

Количество найденных рентгеновских лучей было небольшим — они подсчитали 33 фотона в первом наблюдении через полтора года после того, как сверхновая взорвалась, и десять в другом около 200 дней спустя, но они присутствовали.

Считается, что белые карлики не теряют массы, прежде чем они взорвутся. Обычное объяснение наличия околозвездного материала состоит в том, что он исходил из сопутствующей звезды в системе, но количество массы, показанное этим измерением, было очень большим, сказал Дваркадас — намного больше, чем можно было ожидать от большинства сопутствующих звезд.

Новое исследование космологов из Университета Чикаго и Государсвенного университета штата Мичиган подтвердило значимость сверхновых типа la при измерении темпа, с которым расширяется Вселенная. Эти данные подтверждают широко распространенную теорию о том, что расширение Вселенной ускоряется и это ускорение связано с таинственной силой, известной как темная энергия.

Использование света от взорвавшейся звезды, столь же яркого как свет целой галактики, для определения космических расстояний в 2011 году было отмечено Нобелевской премией по физике.

  Метод основан на предположении, что, как и при измерении расстояния с помощью лампочек известной мощности, все сверхновые типа Ia имеют почти одинаковую максимальную яркость в момент взрыва.

  Такая последовательность позволяет использовать их в качестве маяков для измерения расстояний в космосе — чем слабее свет, тем дальше звезда. Однако в последние годы, метод был поставлен под сомнение ввиду обнаружения не совсем последовательных излучений от данного типа сверхновых.

Одна из последних критических историй указывала на то,что яркость сверхновых типа la можно  разделить на два различных подкласса, что может привести к проблемам при попытке измерения расстояний.

Однако, в новом исследовании под руководством Дэвида Синабро из института Кавли, в результате анализа данных миссии космического обзора Sloan Digital Sky Survey говорится  о том, что доказательств разделения яркости на подклассы попросту не существует.

Источники: phys

Новости космоса: Модель резонансной детонации белых карликов при образовании сверхновой типа Ia

Сверхновые типа ia – все о космосе

  • белый карлик
  • слияние
  • сверхновая
  • гравитационные волны
  • двойная система

Новая математическая модель, созданная астрофизиками детализирует способ, каким образом мертвые звезды под названием белые карлики детонируют, производя тип взрыва, который играет важную роль в измерении экстремально больших расстояний в нашей Вселенной.

Механизм, описаннный в документе, опубликованном в MNRAS, может улучшить наше понимание того, как формируется сверхновая типа Ia.

“Сверхновые типа Iа являются чрезвычайно важными объектами в астрофизике, они наиболее известны за их роль в определении того, что расширение Вселенной ускоряется,” сказал соавтор исследования Саавик Форд(Saavik Ford). “Проблема заключается в том, что люди не согласны, каким именно способом сверхновые типа Ia происходят.”

Современные исследования показывают, что взрывы сверхновых типа Ia исходят из двойных звездных систем, в которых по меньшей мере одна звезда представляет собой белый карлик. В этом исследовании ученые изучали, как два белых карлика могут образовать сверхновую.

“Самым простым способом создать сверхновую типа Ia является слияние двух белых карликов,” сказал Форд. “В нашей локальной вселенной, существует очень мало двойных систем белых карликов, которые находятся достаточно близко, чтобы столкнуться. Тем не менее, мы видим много сверхновых освещающих нашу вселенную, так что мы знаем, что что-то еще, вероятно, происходит, чтобы вызвать эти взрывы.”

Форд и соавтор Барри Маккернан(Barry McKernan) предлагают следующее: Когда два белых карлика вращаются вокруг друг друга, они как бы “раскачивают” друг друга, испуская гравитационное излучение, которое забирает энергию.

Это приводит к тому, что они приближаются друг к другу.

Орбита звезд становится меньше, частота вращения становится больше и, в некоторый момент, она совпадает с частотой колебаний, по меньшей мере, одного из белых карликов – возникает резонанс.

В результате, если достаточное количество энергии накапливается у резонирующего белого карлика, он может взорваться, прежде чем коснется другого. Если белый карлик не взрывается, резонанс заставляет орбиту сокращаться быстрее, чем предсказывает механика испускания гравитационных волн в одиночку, так что процесс слияния происходит гораздо быстрее.

“В принципе, мы предложили, что, если у вас есть два белых карлика движущиеся по спирали в направлении друг к другу, и вы раскачиваете один из них правильно достаточно долго, он либо взорвется, либо объекты сблизятся друг с другом быстрее для слияния”, сказал Маккернан.

Форд и Маккернан планируют протестировать свою модель с помощью объединения данных, уже полученных и с ближайших построенных детекторов гравитационных волн, таких как Laser Interferometer Space Antenna (LISA) – космической обсерватории, которую планируется запустить в 2029 году.

2016-10-10 03:56:46 2017-03-01 16:26:36 Ярослав Космос Взрыв происходит из-за резонанса одного из белых карликов, учавствующих в слиянии.

Обнаружена рекордно далекая сверхновая типа Ia

Сверхновые типа ia – все о космосе

SN SCP16C03 Rubin et al. / arXiv 2017

Международная группа ученых обнаружила благодаря гравитационному линзированию рекордно далекую сверхновую, находящуюся за скоплением галактик MOO J1014+0038.

Анализ кривых ее блеска и спектральный анализ указывают на то, что обнаруженная сверхновая SN SCP16C03 относится к типу Ia. Свет от нее летел к Земле более 10 миллиардов лет.

Препринт статьи доступен на сайте arXiv.

Взрыв сверхновой звезды — естественный процесс, которым заканчивается жизнь большинства массивных звезд. С развитием технологий астрономы получили возможность не только документировать вспышки сверхновых, доступных невооруженному глазу, но и изучать подобные астрономические явления в галактиках, доступных для наблюдения только через самые мощные телескопы.

Сверхновые типа Ia характеризуются отсутствием линий водорода в своем спектре (в отличие от сверхновых II типа) и наличием в них линий ионизированного кремния.

Анализ кривых блеска сверхновых типа Ia показывает характерное распространение блеска с яркой вспышкой в начале и плавным последующим падением. Кроме того, вспышка сверхновой такого подкласса может появиться только из двойных звездных систем, в которой одна из звезд — белый карлик.

Взрыв сверхновой звезды в двойной системе происходит вследствие гравитационного притяжения массы (аккреции) карликом.

Авторы новой работы обнаружили и провели анализ сверхновой типа Ia, которая получила название SN SCP16C03.

Такое открытие стало возможным благодаря гравитационному линзированию скоплением галактик MOO J1014+0038.

Находясь между наблюдателем и объектом наблюдения, гравитационно линзирующее астрономическое тело искажает геометрию пространства таким образом, что излучение от наблюдаемого объекта кажется ярче.

Спектральный анализ обнаруженной сверхновой не выявил линий водорода, а анализ кривых блеска показал, что обнаруженная сверхновая является сверхновой типа Ia. Кроме того, астрономический объект был обнаружен на красном смещении, равном 2,2, что делает SN SCP16C03 сверхновой типа Ia с самым большим красным смещением.

Красное смещение — это параметр, по которому определяется расстояние до других галактик и, соответственно, скорость расширения Вселенной.

Сверхновые типа Ia являются «стандартными свечами» — астрономическими объектами, по красному смещению которых и измеряется это расстояние.

Красное смещение  SN SCP16C03 в 2,2 единицы показывает, мы видим галактику, в которой она находится, такой, какой она была через три миллиарда лет после Большого взрыва. Свет вспышки сверхновой летел к Земле более 10,5 миллиарда лет.

В некоторых случаях гравитационная линза создает не одно, а сразу несколько изображений объекта, каждое из которых соответствует разным моментам его жизни.

К примеру, недавно такой эффект позволил астрономам наблюдать за этапами цикла другой недавно обнаруженной сверхновой — четыре ее изображения отстояли друг от друга примерно на 35 часов.

Подробнее о красных смещениях и измерении расстояний в космосе вы можете прочитать в нашем материале. 

Елизавета Ивтушок

Рождение и угасание Сверхновой ? | Лаборатория космических исследований

Сверхновые типа ia – все о космосе

Представленное видео хорошо иллюстрирует некоторые важные харктеристики взрыва звезд на последней стадии их превращения в нейтронные звезды. Галактика NGC 2422 на расстоянии от нас порядка 80 миллионов световых лет.

Видно, что вспышка сверхновой выглядит ярче всей галактики.

Это является следствием того, что энергия выделяющаяся во время взрыва звезд таких, как эта, сопоставима с энергией светимости всех звезд в галактике, которых сотни миллиардов в ней. 

Второе важное обстоятельство – это возможность по яркости вспышки определить расстояние до этой звезды, а значит и до галактики.  Это можно сделать, если устанавливается факт, что взрыв происходит особым образом.

Требуется, чтобы  взорвалась звезда небольшой массы – порядка двух масс Солнца из-за какого-то процесса перетекания  массы на эту звезду со стороны, например, с другой звезды – компаньона данной. Взрыв в этом случае возникает  тогда, когда масса звезды достигает предела Чандрасекара, который как раз и равен величине порядка двух масс Солнца.

Такие сверхновые называются сверхновыми Ia типа. Есть и другие типы взрывов. Отличают их по спекту излучения вспышки и некоторым другим признакам. Если посмотреть сообщение о галактике NGC2422 десятилетней давности, то в нем расстояние до этой галактики оценивалось в 50 млн. световых лет.

В данном сообщении оно оценивается в 80 млн. св. лет. Это изменение, по всей видимости, связано как раз с измерением расстояния по яркости вспышки сверхновой. 

Сверхновые  Ia типа являются в настоящее время наилучшими маркерами расстояний до других галактик. Это позволило в настоящее время установить, что скорость разбегания галактик, т.е.

скорость расширения Вселенной в современную эпоху происходит ускоренно (если мы правильно интерпретируем красное смещение). За этот результат дали недавно Нобелевскую премию.

Об этом шла речь на нашем сайте в статье RMR_astra “История нашей Вселенной”.

Это видео демонстрирует тот материал, на основании которого  астрофизики и космологи делают столь далеко идущие выводы.

  За последние почти два десятилетия таких сверхновых в других галактиках было открыто несколько сотен.

Астрофизики постоянно следят за удаленными галактиками, старательно накапливая информацию. Это в будущем позволит уточнить наши представления о Вселенной.

Вселенная сегодня

Сверхновые типа ia – все о космосе

Крабовидная туманность.

Сверхновая – это взрыв звезды. В одно мгновение звезда, имеющая несколько солнечных масс, может взорваться с энергией в миллиарды солнц, и потом стать снова тусклой только через несколько часов или дней. Некоторые взрываются в струю газа и пыли, другие становятся экзотическими объектами, такими как нейтронные звёзды или чёрные дыры.

Астрономы классифицировали сверхновые следующим образом, смотрите в таблице ниже (из Википедии):

Сверхновая типа I происходит в двойных системах, где одна звезда перетягивает массу из второй звезды, пока не достигнет определённого количества массы. Это приводит её к взрыву в виде вспышки сверхновой. Сверхновая типа II – это взрыв массивной звезды, которая достигла конца своей жизни.

Все элементы тяжелее железа были созданы во вспышках сверхновых. Когда массивная звезда выработает водородное топливо, она начнёт перерабатывать всё более тяжёлые элементы. Гелий в углерод и кислород. А затем кислород в ещё более тяжёлые элементы.

Она идёт вверх по периодической таблице, производя более тяжёлые элементы, пока не достигнет железа. Как только звезда достигнет железа, она больше не сможет извлекать энергию из термоядерного процесса. Ядро коллапсирует в чёрную дыру, и вещество вокруг неё сплавится вместе в элементы тяжелее железа.

Если вы носите золотые украшения, золото было создано в сверхновой.

Остаток сверхновой SNR 0519-69.0. Снимок получен путём совмещения двух изображений от космических телескопов “Хаббл” и “Чандра”.

В 1054 году китайские астрономы увидели вспышку сверхновой, которая была настолько яркая, что её было видно днём. Этот взрыв газа и пыли теперь мы знаем как Крабовидную туманность. А в современном мире мощная вспышка сверхновой произошла в 1987 году, когда взорвалась звезда в Большом Магеллановом Облаке.

Астрономы используют сверхновые типа I, чтобы судить о расстояниях во Вселенной. Из-за того, что они всегда взрываются с выбросом примерно одинакового количества энергии.

Когда белый карлик накапливает 1,4 массы Солнца, он не может сдерживать эту массу и коллапсирует. Этот предел массы называют пределом Чандрасекара.

Когда астроном видит вспышку сверхновой типа I, он знает, насколько она яркая, и поэтому может измерить то, как далеко она находится.

Название прочитанной вами статьи “Сверхновая звезда или вспышка сверхновой”.

:

Adblock
detector