По расчетам астрономов, в 2022 году с Земли можно будет наблюдать ярчайший взрыв сверхновой звезды в созвездии Лебедя. Вспышка будет способна затмить сияние большинства звезд на небе! Взрыв сверхновой - редкое явление, но человечество будет наблюдать феномен не впервые. Чем же так увлекательно это явление?

УЖАСНЫЕ ЗНАМЕНИЯ ПРОШЛОГО

Так, 5000 лет назад жители Древнего Шумера были в ужасе - боги показали, что они разгневаны, явив знаменье. На небосводе засияло второе солнце, так что даже ночью было светло как днем! Пытаясь отвратить беду, шумеры приносили богатые жертвы и неустанно молились богам - и это возымело действие. Ан, бог неба, отвратил свой гнев - второе солнце стало меркнуть и скоро вообще исчезло с небосвода.

Так ученые реконструируют события, произошедшие более пяти тысяч лет назад, когда над Древним Шумером вспыхнула сверхновая звезда. О тех событиях стало известно из клинописной таблички, содержащей рассказ о «втором божестве-солнце», показавшемся в южной стороне неба. Астрономы нашли следы звездного катаклизма - от напугавшей шумеров сверхновой осталась туманность Паруса X.

По современным научным данным, ужас древних жителей Месопотамии был во многом оправдан - случись взрыв сверхновой несколько ближе к Солнечной системе, и все живое на поверхности нашей планеты было бы выжжено радиацией.

Так уже однажды случилось, когда 440 миллионов лет назад вспышка сверхновой звезды произошла в относительно близких к солнцу районах космоса. За тысячи световых лет от Земли огромная звезда превратилась в сверхновую, и нашу планету обожгло смертоносное излучение. Палеозойские монстры, которых постигло несчастье жить в то время, могли видеть, как ослепительное сияние, внезапно возникшее на небе, затмило солнце - и это было последнее, что они видели в своей жизни. За несколько секунд излучение сверхновой уничтожило озоновый слой планеты, а радиация убила жизнь на поверхность Земли. К счастью, поверхность материков нашей планеты была в ту эпоху почти лишена обитателей, а жизнь скрывалась в океанах. Толща воды защищала от излучения сверхновой, но все равно погибло более 60% морских животных!

Вспышка сверхновой звезды - один из самых грандиозных катаклизмов во Вселенной. Взрывающееся светило выделяет невероятное количество энергии - в течение короткого времени одна звезда излучает света больше, чем миллиарды звезд галактики.

ЭВОЛЮЦИЯ СВЕРХНОВЫХ

Далекие вспышки сверхновых звезд астрономы давно наблюдали в мощные телескопы. Первоначально это явление воспринималось как непонятный курьез, но в конце первой четверти XX столетия астрономы научились определять межгалактические расстояния. Тогда стало ясно, из какой невообразимой дали приходит на Землю свет сверхновых и какую невероятную силу имеют эти вспышки. Но какова природа этого феномена?

Звезды формируются из космических скоплений водорода. Такие облака газа занимают огромные пространства и могут иметь колоссальную массу, равную сотням солнечных масс. Когда такое облако оказывается достаточно плотным, начинают действовать гравитационные силы, вызывающие сжатие газа, которое вызывает сильный нагрев. По достижении определенного предела в нагретом и сжатом центре облака начинаются термоядерные реакции - так «зажигаются» звезды.

Вспыхнувшее светило имеет долгую жизнь: водород в недрах звезды превращается в гелий (а затем и в иные элементы таблицы Менделеева вплоть до железа) миллионы и даже миллиарды лет. При этом чем больше звезда, тем короче ее жизнь. Красные карлики (так называется класс малых звезд) имеют продолжительность жизни в триллион лет, в то время как звезды-гиганты могут «выгореть» за тысячные доли этого срока.

Звезда «живет», пока сохраняется «баланс сил» между силами гравитации, сжимающими ее, и термоядерными реакциями, которые излучают энергию и стремятся «растолкать» вещество. Если звезда достаточно велика (имеет массу более массы Солнца), наступает момент, когда термоядерные реакции в звезде слабеют («горючее» к тому времени оказывается выгоревшим) и силы гравитации оказываются сильнее. В этот момент сила, сжимающая ядро звезды становится столь сильной, что давление излучения больше не в состоянии удерживать вещество от сжатия. Происходит катастрофически быстрый коллапс - за несколько секунд объем ядра звезды падает в 100000 раз!

Стремительное сжатие звезды приводит к тому, что кинетическая энергия вещества переходит в тепло и температура поднимается до сотен миллиардов Кельвинов! Светимость гибнущей звезды при этом возрастает в несколько миллиардов раз - и «взрыв сверхновой» выжигает все в соседних областях космоса. В ядре гибнущей звезды электроны «вдавливаются» в протоны, так что внутри ядра остаются практически одни нейтроны.

ЖИЗНЬ ПОСЛЕ ВЗРЫВА

Поверхностные же слои звезды взрываются, причем в условиях гигантских температур и чудовищного давления идут реакции с образованием тяжелых элементов (вплоть до урана). И тем самым сверхновые выполняют свою великую (с точки зрения человечества) миссию - делают возможным появление во Вселенной жизни. «Почти все элементы, из которых состоим мы сами и наш мир, возникли благодаря взрывам сверхновых», - утверждают ученые. Все, что нас окружает: кальций у нас в костях, железо в эритроцитах, кремний в чипах наших компьютеров и медь в проводах, - все это вышло из адских топок взрывающихся сверхновых. Большинство химических элементов появились во Вселенной исключительно во время взрывов сверхновых звезд. А атомы тех немногих элементов (от гелия до железа), которые звезды синтезируют, находясь в «спокойном» состоянии, могут стать основой для появления планет лишь после того, как они при взрыве сверхновой были выброшены в межзвездное пространство. Поэтому и сам человек, и все вокруг него состоит из остатков взрывов древних сверхновых.

Оставшееся после взрыва ядро становится нейтронной звездой. Это удивительный космический объект малого объема, но чудовищной плотности. Диаметр обычной нейтронной звезды составляет 10-20 км, но при этом плотность вещества невероятна - 665 миллионов тонн на один кубический сантиметр! При такой плотности кусочек нейтрониума (вещества, из которого состоит такая звезда) размером со спичечную головку будет весить во много раз больше, чем пирамида Хеопса, а чайная ложка из нейтрониума будет иметь массу более миллиарда тонн. Нейтрониум также обладает невероятной прочностью: кусок нейтрониума (если бы таковой оказался в руках человечества) невозможно разбить на части никаким физическим воздействием - любой человеческий инструмент окажется абсолютно бесполезен. Попытка отрезать или оторвать кусок нейтрониума будет столь же безнадежна, как отпилить кусок металла воздухом.

БЕТЕЛЬГЕЙЗЕ — САМАЯ ОПАСНАЯ ЗВЕЗДА

Впрочем, не все сверхновые превращаются в нейтронные звезды. Когда масса звезды превосходит определенный предел (так называемый второй предел Чандрасекара), в процессе взрыва сверхновой остается слишком большая масса вещества и гравитационное давление не в состоянии сдерживать ни что. Процесс становится необратим - все вещество стягивается в одну точку, и образуется черная дыра - провал, безвозвратно поглощающий все, даже солнечный свет.

Может ли угрожать Земле вспышка сверхновой? Увы, ученые отвечают утвердительно. Звезда Бетельгейзе - близкий, по космическим меркам, сосед Солнечной системы, может взорваться в самом скором времени. По словам научного сотрудника Государственного астрономического института Сергея Попова, «Бетельгейзе действительно является одним из лучших кандидатов, и, безусловно, самым известным, в близкие (по времени) сверхновые. Эта массивная звезда находится на финальных стадиях своей эволюции и, вероятнее всего, вспыхнет как сверхновая, оставив после себя нейтронную звезду». Бетельгейзе - светило в двадцать раз тяжелее нашего Солнца и в сто тысяч раз ярче, расположенное примерно в полутысяче световых лет. Поскольку эта звезда достигла финальной стадии своей эволюции, то в ближайшее (по космическим меркам) время она имеет все шансы стать сверхновой. По расчетам ученых, этот катаклизм не должен быть опасен для Земли, но с одной оговоркой.

Дело в том, что излучение сверхновой при взрыве направлено неравномерно - направление излучения определяют магнитные полюса звезды. И если окажется, что один из полюсов Бетельгейзе направлен точно на Землю, то после взрыва сверхновой в нашу Землю вылетит смертоносный поток рентгеновского излучения, способный по меньшей мере уничтожить озоновый слой. К сожалению, на сегодня нет никаких известных астрономам признаков, которые позволили бы предсказать катаклизм и создать «систему раннего оповещения» о взрыве сверхновой. Впрочем, хоть Бетельгейзе и доживает свой срок, звездное время несоизмеримо с человеческим, и, скорее всего, до катастрофы тысячи, если не десятки тысяч лет. Можно надеяться, что за такой срок человечество создаст надежную защиту от вспышек сверхновой.

Voted Thanks!

Возможно Вам будет интересно:

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.

Линия УМК Б. А. Воронцова-Вельяминова. Астрономия (10-11)

Астрономия

Новые и сверхновые звезды

Спустя сотни лет в записях китайских и арабских астрономов от 1054 года также встречаются упоминания о появлении яркой звезды на небосводе, свет которой и днем и ночью в течение трех недель удивлял наблюдателей.

Но древние люди, наблюдая за ярким свечением, даже предположить не могли, что яркая вспышка на небе – это не рождение новой звезды, а смерть старого, отжившего свой век, небесного тела, в котором прекратились термоядерные реакции и под влиянием собственных гравитационных сил произошел большой взрыв, который был виден за десятки световых лет. Для систем,находящихся поблизости, это катастрофа, несущая гибель в радиусе 50 световых лет. Ведь энергия взрыва достигает 1046 Дж , а температура сверхновых звезд – 100 миллиардов градусов !

Отличия новой и сверхновой

Древние наблюдатели не задумывались о том, что яркое небесное тело на небосклоне может быть итогом разных процессов. Священный трепет и невозможность заметить разницу без специального оборудования не позволяли постичь это знание. И лишь с появлением телескопов различия были обнаружены. Оказалось, что то, что мы называем новой или сверхновой звездой – это не сама звезда, а всего лишь ее взрыв.

И хотя названия похожи, процессы, происходящие при этих астрономических явлениях, имеют довольно значительные отличия.

Чтобы лучше понять, что же происходит на бескрайних просторах Вселенной, вспомним начала астрономии по учебнику под редакцией Воронцова-Вельяминова.

Вспышка сверхновой звезды

Во время жизни огненного светила происходит непримиримая борьба между разнонаправленными силами. К центру звездной массы сжимает звезду изо всех сил гравитация, стараясь превратить огненный огромный шар в футбольный мячик. Термоядерные реакции, кипящие в толще звездных масс и на поверхности, стараются разорвать светило на мелкие кусочки.

В толще юной звезды запасы водорода огромны, и благодаря постоянно протекающим реакциям образования гелия из атомов водорода, силы гравитации и термоядерных реакций находятся в относительном равновесии.

Но ничто не вечно, и за пару-тройку миллиардов лет запасы водорода истощаются и некогда активная звезда стареет. Ядро становится комком раскаленного гелия, по краям которого выгорает водород. В предсмертных конвульсиях догорают последние запасы водорода и вот уже небесное светило не в силах противостоять собственной гравитации.

Звезда сжимается и уменьшается в несколько сотен тысяч раз. И единовременно практически весь запас звездной энергии высвобождается наружу. Последний вздох умирающей звезды – яркая вспышка взрыва, что в летописях и трактатах наблюдатели-астрономы описывают как рождение сверхновой .

Взрыв неимоверной мощи по яркости превосходит светимость целой галактики, а тяжелые элементы космический ветер разносит по межзвездному пространству. Из остатков звезды образуются новые планеты в звездных системах, расположенных в сотнях световых лет от места, где произошла космическая трагедия.

Железо, алюминий и другие металлы на нашей планете – и есть остатки некогда погибшей сверхновой звезды. После взрыва звезда превращается в нейтронную звезду или черную дыру, в зависимости от ее первоначальной массы. Процессы, происходящие на поверхности звезды, описаны на странице 168 под редакцией Воронцова-Вельяминова.

В зависимости от типа погибшей звезды выделяют:

• сверхновые I типа , когда взрыв происходит с белым карликом массой до 1.4 солнечной;
• сверхновые II типа с исходной массивной звездой в 8-15 раз больше .

При взрыве сверхновой звезда погибает навсегда, превращаясь либо в , либо в нейтронную звезду.

Настоящая книга является переработанным в соответствии с требованиями Федерального государственного образовательного стандарта среднего общего образования вариантом широко известного учебника Б.А. Воронцова - Вельяминова «Астрономия. 11 класс». В нем сохранена классическая структура изложения учебного материала, большое внимание уделено современному состоянию науки. Учтены новые устоявшиеся данные по исследованию небесных тел с космических аппаратов и современных крупных наземных и космических телескопов. Учебник образует завершенную предметную линию и предназначен для изучения астрономии на базовом уровне.

Взрыв новой – зрелище не менее впечатляющее (ведь светимость ничем не примечательного небесного тела увеличивается от 50 тысяч до 100 тысяч раз), но более частое. Обычно это происходит в системе из двух звезд, в которой одна планета значительно старше и в своем возрасте находится на главной последовательности или перешла в стадию красного гиганта и уже успела заполнить свою полость Роша, а вторая звезда – белый карлик. В результате тесного взаимодействия на белый карлик от гигантской соседки через окрестности точки Лагранжа L1 перетекает газ, содержащий до 90% водорода.

Полученное карликом вещество формирует вокруг меньшей звезды аккреционный диск. Скорость аккреции на белый карлик – постоянная величина, и, зная параметры звезды-компаньона и отношение масс звёзд-компонентов двойной системы, это значение можно рассчитать.

Но жадность еще никого до добра не доводила, и когда водорода вокруг белого карлика становится в избытке, происходит взрыв невероятной силы, а если масса белого карлика достигает 1.4 солнечной, происходит необратимый взрыв сверхновой.

Если подвести итог сказанному выше, новой звездой называют взрыв в результате термоядерных реакций на поверхности небольшой плотной звезды. А в результате взрыва сверхновой происходит сжатие ядра огромной звезды, по своей массе в десятки раз больше чем Солнце, с полным уничтожением окружающих звезду слоев.

И, как иногда шутят астрономы, «Мне не дано знать, был ли распят Христос за меня, но я точно уверен, что мое тело создано из остатков сотен звезд» .

Крабовидная туманность, которую с помощью космических телескопов мы можем наблюдать на потрясающих воображение снимках космоса, и есть та самая таинственная сверхновая, которую описывали наблюдатели в арабских странах и Китае в 1054 году.

Но такое везение выпало не только на долю древних астрономов.

В феврале 1987 года астрономы зафиксировали яркую вспышку в Большом Магеллановом Облаке – галактике, расположенной всего в 168 тысячах световых лет от Солнечной системы. Поскольку это была первая сверхновая, которую зафиксировали в 1987 году, она получила название – SN 1987A.

Любителям астрономии в южном полушарии повезло. Несколько недель яркое небесное тело с блеском 4-звездной величины было доступно для наблюдения невооруженным глазом.

Это была первая сверхновая на таком близком расстоянии, которая взорвалась после изобретения телескопа. И благодаря современному оборудованию ученые смогли изучить фотометрические и спектральные характеристики, и вот уже более тридцати лет астрономы наблюдают за превращением сверхновой в расширяющуюся газовую туманность.

Рождение сверхновой звезды

Современные ученые официально предсказывают, что в 2022 году невооруженным взглядом астрономы Земли смогут наблюдать за ярчайшим взрывом сверхновой. На расстоянии 1800 световых лет от нашей голубой планеты, в созвездии Лебедя, катастрофа настигнет тесную двойную систему KIC 9832227.

Пожалуй, это будет первый в истории эпизод, когда ученые-астрономы будут наблюдать, прильнув к окулярам телескопов, за катастрофой во всеоружии, однако не в силах ее предупредить. Яркая вспышка сверхновой будет видна на небе в созвездии Лебедя и Северного креста.

Наблюдая за остатками сверхновой, вспыхнувшей шесть лет назад, астрономы, к их удивлению, выявили на месте взрыва новую звезду, освещающую окружающее ее облако материала. Выводы ученых представлены в журнале Astrophysical Journal Letters .

«Ранее мы никогда не видели, чтобы взрыв такого типа оставался ярким столь продолжительное время, если у него не было какого-либо взаимодействия с водородом, выброшенным звездой до катастрофического события. Но в наблюдениях этой сверхновой нет подписи водорода», – рассказывает Дэн Милисавлевич, ведущий автор исследования из Университета Пердью (США).

В отличие от большинства звездных взрывов, которые исчезают, SN 2012au продолжает сиять благодаря мощному вновь рожденному пульсару. Credit: NASA, ESA, and J. DePasquale

Взрывы звезд, известные как сверхновые, могут быть настолько яркими, что затмевают галактики, содержащие их. Обычно они полностью «исчезают» за несколько месяцев или лет, однако иногда остатки от взрыва «схлопываются» в богатые водородом газовые облака и снова становятся яркими. Но могут ли они вновь засиять без какого-либо вмешательства извне?

По мере того как крупные звезды взрываются, их недра «сворачиваются» до точки, в которой все частицы становятся нейтронами. Если полученная нейтронная звезда имеет магнитное поле и вращается достаточно быстро, она может превратиться в туманность пульсарного ветра. Скорее всего, именно это случилось с SN 2012au, расположенной в галактике NGC 4790 в направлении созвездия Девы.

«Когда туманность пульсара достаточно яркая, она действует как лампочка, освещающая внешние выбросы от предшествующего взрыва. Мы знали, что сверхновые производят быстро вращающиеся нейтронные звезды, но никогда не получали прямых доказательств этого уникального события», – добавил Дэн Милисавлевич.

Изображение пульсара в Парусах, полученное обсерваторией NASA «Chandra». Credit: NASA

SN 2012au изначально оказалась необычной и странной во многих отношениях. Несмотря на то, что взрыв не был достаточно ярким, чтобы его можно было классифицировать как «сверхсветовая» сверхновая, он был чрезвычайно энергичным и долговечным.

«Если в центре взрыва создается пульсар, то он может выталкивать и даже ускорять газ, поэтому через несколько лет мы сможем увидеть, как газ, богатый кислородом, «убегает» с места взрыва SN 2012au», – пояснил Дэн Милисавлевич.

Бьющееся сердце Крабовидной туманности. В ее центре скрывается пульсар. Credit: NASA/ESA

Сверхсветовые сверхновые – обсуждаемая тема в астрономии. Они являются потенциальными источниками гравитационных волн, а также гамма-всплесков и быстрых радиовсплесков. Но понимание процессов, стоящих за этими событиями, сталкивается со сложностью наблюдений, и лишь следующее поколение телескопов поможет астрономам раскрыть тайны этих вспышек.

«Это фундаментальный процесс во Вселенной. Нас бы не было здесь, если бы не сверхновые. Многие элементы, необходимые для жизни, в том числе кальций, кислород и железо создаются в этих катастрофических событиях. Я думаю, что для нас, как граждан Вселенной, важно понять этот процесс», – заключил Дэн Милисавлевич.

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.