КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина VI

ФІЗИКА ЗІР І ТУМАННОСТЕЙ

Розділ 17

ЕРУПТИВНІ ЗМІННІ ЗОРІ

17.3. Наднові зорі

Нові зорі, що спалахують у туманності Андромеди (галактиці М31), яка знаходиться на відстані близько 600 кпк від нас, видно в максимумі блиску як зорі 17—18m. Однак у 1885 р. там зареєстрували спалах зорі, видимий блиск якої в максимумі становив 6m, абсолютна ж величина її була М ~ —7,4m. У цей момент світність зорі була усього в 4,4 рази меншою від сумарної світності усіх зір туманності Андромеди (інтегральний блиск М31 дорівнює близько 4,4m). Ця зоря була в 103—104 разів яскравіша за Нові зорі, що спалахують у туманності Андромеди. Проте лише у першій половині XX ст. стало ясно, що тут йдеться про окремий тип спалахуючих зір — про Наднові зорі (таку назву запропонували у 1934 р. американські астрономи Ф. Цвіккі і В. Бааде; Наднові позначають символом SN, що означає — Super Nova).

За спектральними характеристиками та особливостями кривих блиску (рис. 17.3) Наднові ділять на два типи: перший — SN І і другий — SN II. Різниця між ними полягає в тому, що у спектрах останніх спостерігають лінії водню, тоді як в спектрах Наднових першого типу вони відсутні. Крім того, Наднові першого типу ще підрозділяються на два принципово різних підтипи: SN Іа і SN Ib (додатково до типу SN Ib розглядають також тип SN Іс). Якщо в спектрах перших спостерігаються лінії поглинання Si II, то в SN Ib вони відсутні. Сьогодні вважається, що справжня різниця між цими підтипами значно глибша — за механізмом формування Наднові SN lb ближче стоять до SN II, ніж до SN la.

У Наднових типу I блиск швидко підіймається до максимального і підтримується на рівні максимального близько тижня. Потім, протягом близько 25 діб, він зменшується зі швидкістю приблизно 0,1m за добу, після чого темп спадання блиску зорі різко у декілька разів зменшується, і на такому рівні залишається аж до настання невидимості зорі.

image98

Рис. 17.3. Схематичні типові криві блиску Наднових І і II типів

Криві зміни блиску Наднових II типу різноманітніші. Зростання світності займає приблизно 20 діб, а її максимальне значення дещо менше, ніж у Наднових першого типу. Для близько 70% Наднових другого типу спад блиску після досягнення максимуму проходить нерівномірно. За 30 діб блиск зменшується на 1,5m (0,05m на добу), після чого темп спаду суттєво зменшується до 0,013m на добу і зберігається на такому рівні протягом 50 діб. За цим починається нове різке зниження блиску. У 30% Наднових другого типу після досягнення максимуму блиск починає спадати рівномірно (0,07m на добу).

Спалах Наднової Ia типу — це термоядерний вибух білого карлика в подвійній системі, який призводить до повного руйнування зорі, а вся її маса витрачається на формування сферичної оболонки, або термоядерний вибух в ядрі поодинокої зорі з масою 3—8Мʘ. На відміну від цього, спалах Наднових типів II і Ib — це кінцевий етап еволюції досить масивних зір, який супроводжується утворенням надгустого залишку зоряного ядра в центрі зоряної оболонки, скинутої потужною ударною хвилею. Якщо маса ядра зорі безпосередньо перед спалахом не перевищує 2Мʘ — тоді залишком буде нейтронна зоря (див. підрозділ 14.7). Якщо ж маса більша від цього значення, то виникає чорна діра (детальніше про це див. розділ 21). Швидке обертання нейтронної зорі і наявність у неї потужної магнітосфери дають можливість спостерігати такий залишок, як пульсар (див. наступний підрозділ).

Характерну форму спаду світності після максимуму блиску Наднових I типу пояснюють повільним виділенням енергії внаслідок радіоактивного розпаду деяких ізотопів з періодами піврозпаду близько до декількох десятків діб, які синтезуються в момент спалаху. Найімовірніше, що внаслідок швидкого термоядерного вигоряння вуглецю, кисню і неону утворюється достатня кількість радіоактивного ізотопа 56Ni (період піврозпаду дорівнює 6,1 діб), і вже згодом шляхом захвату електрона відбувається його розпад за схемою 56Ni ^ 56Co ^ 56Fe з виділенням енергії (період піврозпаду 56Co тут становить 79 діб).

Для Наднових другого типу синтез радіоактивних ізотопів 56Ni при термоядерному горінні кремнію і їх наступне перетворення у ядра заліза теж відіграє досить важливу роль у загальному енергетичному бюджеті процесу випромінювання після спалаху.

Дослідження спектральних ліній наднових зір дає змогу зробити висновок, що внаслідок спалаху зоряна речовина розширюється у міжзоряний

простір зі швидкістю 5000—20 000 км/с. Дійсно, спостережувані залишки спалахів Наднових зір мають вигляд газових оболонок, які розширюються з великою швидкістю (рис. 17.4) і випромінюють енергію у радіо-, оптичному і рентгенівському діапазонах. Оболонки можуть бути досить правильної сферичної форми з різким зовнішнім краєм або мати аморфну структуру (так звані плеріони).

image99

Рис. 17.4. Залишки спалахів Наднових у рентгенівських променях: а) — залишок Наднової 1572 р. (вперше поміченої В. Шулером і описаної Тихо Браге) — тип Ια, б) — залишок Наднової II типу Кассіопея А (вперше її спостерігав Дж. Флемстід у 1680 р.), в) — залишок Наднової II типу 1054 року — Крабоподібна туманність

Абсолютна величина Наднових у максимумі блиску сягає — 19m і навіть —20m; у цей час їхня світність перевищує світність нашого Сонця в мільярди разів. Загальна кількість енергії, яку зоря втрачає під час спалаху (енергія випромінювання і кінетична енергія оболонки), становить близько 1042 - 1044 Дж.

Порівняння загальної енергії вибуху Наднових SN І і SNII, оціненої зі спостережень, свідчить про те, що вона дещо більша в Наднових SN Ia. Проте є всі підстави вважати, що за своїм масштабом спалах Наднових типу SN Ib і SN II є більш грандіозним явищем. Справа у тому, що 99% усієї енергії таких Наднових виносять нейтринні потоки, і тільки 1% витрачається на зрив оболонки та надання їй кінетичної енергії. В Наднових же типу SN Ia майже вся енергія вибуху перетворюється на енергію руху оболонки. Таким чином, повна енергія вибуху Наднових типу SN Ib і SN II може досягнути 1046 Дж.

Слід зазначити, що оболонка, зірвана під час спалаху Наднової зорі, складається з газу, збагаченого багатьма хімічними елементами — киснем, магнієм, кремнієм, залізом, нікелем та іншими. Ці елементи — продукти термоядерних реакцій, що відбулися на заключному етапі еволюції зорі. Збагачена речовина оболонки, викинутої після спалаху у міжзоряний простір, може згодом зіткнутися з галактичними газовими хмарами і, тим самим, підвищити в них рівень вмісту хімічних елементів, важчих за водень і гелій. Таким чином, внаслідок спалахів Наднових зір вміст важких елементів в міжзоряному середовищі кожної галактики з часом зростає.

У китайських літописах за 1054 рік говориться про появу дуже яскравої зорі на небі, котру перед тим не було видно. Описане явище було нічим іншим, як результатом спалаху Наднової II типу у нашій Галактиці. Зараз залишок цієї наднової спостерігається в сузір'ї Тельця як Крабоподібна туманність (плеріон), в центрі якої є пульсар. У 1572 році відомий датський астроном Тіхо Браге був свідком чергової появи на небі Наднової зорі. Документально зафіксоване останнє явище Наднової відбулося у 1604 р. (Наднова, яку спостерігав Йоганн Кеплер). Останні два явища були спалахами Наднових I типу. Залишок у обох випадках — сферично-симетрична оболонка без нейтронної зорі.

Цікаво зауважити, що найпотужніше джерело радіовипромінювання на небі — Кассіопея А — це також залишок вибуху Наднової, який, за оцінкою, стався у 1667 р., але за невідомих причин залишився незафіксованим астрономами того часу. Однак, треба зауважити, що ця зоря була включена до зоряного каталогу Дж. Флемстідом у 1680 р. як нічим непримітний об'єкт.

За теоретичними розрахунками, слід очікувати у Галактиці спалах Наднової в середньому один раз приблизно за 50 років. Незважаючи на такий досить короткий очікуваний інтервал часу, зафіксувати спалах Наднової у Галактиці нелегко. Передусім це обумовлене сильним поглинанням світла галактичним пилом. Тож навіть таке виняткове явище, як спалах Наднової, може пройти непомітним, якщо воно сталося в площині Молочного Шляху на досить великій відстані від Сонця. На сьогоднішній день число відомих залишків спалахів наднових зір обох типів у нашій зоряній системі перевищує 100. Велику кількість залишків відкрито в інших галактиках. Причому, як правило, Наднові Ia типу спалахують у галактиках різних типів, а Наднові типів II і Ib (Іс) — тільки у спіральних галактиках, подібних до нашої.

23 лютого 1987 року спалах Наднової зорі був зафіксований в галактиці Велика Магелланова Хмара, яка є супутником нашої Галактики. Спалах відбувся близько 165 000 років тому, але тільки у вказаний час світло цього спалаху врешті досягло Землі. Це був своєрідний дарунок природи астрономам, які одержали унікальну можливість дослідити таке грандіозне космічне явище за допомогою найрізноманітніших сучасних астрономічних приладів (зокрема, і за допомогою нейтринних телескопів). Тому що відстань до цієї Наднової була досить невеликою — приблизно 50 000 пк, у максимумі блиску її було видно як зорю 5m (рис. 17.5). Ідентифікація за архівними спостереженнями зорі, яка власне і спалахнула як Наднова, свідчить про те, що до спалаху це був блакитний надгігант (B3 I), який ще раніше був гарячою зорею головної послідовності з масою приблизно 20 М0. За всіма ознаками, спалах Наднової у Великій Магеллановій Хмарі був явищем Наднової другого типу SN II (рис. 17.6). Зоря одержала назву Наднова 1987 А.

image100

Рис. 17.5. Наднова 1987 року з Великої Магелланової Хмари: зліва в центрі архівного знімка видно положення прогенітора Наднової — блакитного надгіганта, в центрі спалах Наднової, справа — залишок Наднової 1987 А

image101

Рис. 17.6. Криві блиску Наднової 1987 А у трьох фільтрах U, B і V






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.