СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА |
Мультимедийная энциклопедия |
взрыв, которым ознаменована смерть звезды. Иногда вспышка сверхновой
превышает по яркости галактику, в которой она произошла.
Сверхновые делят на два основных типа. Тип I отличается дефицитом водорода
в оптическом спектре; поэтому считают, что это взрыв белого карлика -
звезды, по массе близкой к Солнцу, но меньшей по размеру и более плотной.
В составе белого карлика почти нет водорода, поскольку это конечный
продукт эволюции нормальной звезды. В 1930-х годах С.Чандрасекар показал,
что масса белого карлика не может быть выше определенного предела. Если он
находится в двойной системе с нормальной звездой, то ее вещество может
перетекать на поверхность белого карлика. Когда его масса превысит предел
Чандрасекара, белый карлик коллапсирует (сжимается), нагревается и
взрывается.
См. также <<ЗВЕЗДЫ>>.
В спектрах сверхновых II типа наблюдаются линии водорода. Поэтому считают,
что это результат взрыва нормальных звезд с внешними слоями, богатыми
водородом. Излучение звезд обусловлено термоядерными реакциями,
происходящими в их центральной части. Эти реакции разогревают звездное
вещество, увеличивая давление на внешние слои и удерживая звезду от
коллапса под действием собственной гравитации. Постепенно топливо в центре
звезды истощается, и у нее образуется ядро, лишенное источника тепла. Если
исходная масса звезды превышает массу Солнца более чем в 10 раз, то масса
ее ядра может превысить предел Чандрасекара и оно стремительно
коллапсирует, сбрасывая при этом внешние слои звезды в виде взрыва
сверхновой. Само ядро может после этого стать нейтронной звездой -
маленьким сверхплотным объектом, состоящим в основном из нейтронов.
См. также
<<ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС>>;
<<НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА>>.
Сверхновая II типа вспыхнула 23 февраля 1987 в соседней с нами галактике
Большое Магелланово Облако. Ей дали имя Яна Шелтона, первым заметившего
вспышку сверхновой с помощью телескопа, а затем и невооруженным глазом.
(Последнее подобное открытие принадлежит Кеплеру, увидевшему вспышку
сверхновой в нашей Галактике в 1604, незадолго до изобретения телескопа.)
Одновременно с оптической вспышкой сверхновой 1987 специальные детекторы в
Японии и в шт. Огайо (США) зарегистрировали поток нейтрино - элементарных
частиц, рождающихся при очень высоких температурах в процессе коллапса
ядра звезды и легко проникающих сквозь ее оболочку. Хотя поток нейтрино
был испущен звездой вместе с оптической вспышкой примерно 150 тыс. лет
назад, он достиг Земли практически одновременно с фотонами, доказав тем
самым, что нейтрино не обладает массой и движется со скоростью света. Эти
наблюдения подтвердили также предположение, что около 10% массы
коллапсирующего ядра звезды излучается в виде нейтрино, когда само ядро
сжимается в нейтронную звезду. У очень массивных звезд при вспышке
сверхновой ядра сжимаются до еще больших плотностей и, вероятно,
превращаются в черные дыры, но сброс внешних слоев звезды все же
происходит.
См. также <<ЧЕРНАЯ ДЫРА>>.
В нашей Галактике Крабовидная туманность является остатком взрыва
сверхновой, который наблюдали китайские ученые в 1054. Известный астроном
Т.Браге также наблюдал в 1572 сверхновую, вспыхнувшую в нашей Галактике.
Хотя сверхновая Шелтона стала первой близкой сверхновой, открытой после
Кеплера, сотни сверхновых в других, более далеких галактиках были замечены
при помощи телескопов за последние 100 лет.
В остатках взрыва сверхновой можно найти углерод, кислород, железо и более
тяжелые элементы. Следовательно, эти взрывы играют важную роль в
нуклеосинтезе - процессе образования химических элементов. Возможно, что 5
млрд. лет назад рождению Солнечной системы тоже предшествовал взрыв
сверхновой, в результате которого возникли многие элементы, вошедшие в
состав Солнца и планет.
См. также <<НУКЛЕОСИНТЕЗ>>.
ЛИТЕРАТУРА
Псковский Ю.П. Новые и сверхновые звезды. М., 1985
Шкловский И.С. Сверхновые звезды. М., 1976 |
Научнотехнический Энциклопедический Словарь |
СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА, взрыв звезды, при котором практически вся ЗВЕЗДА разрушается. В течение недели сверхновая звезда может затмить все другие звезды Галактики. Светимость сверхновой звезды на 23 звездных величины (в 1000 млн. раз) больше, чем светимость Солнца, а энергия, высвобождаемая при взрыве, равна всей энергии, излученной звездой в течение всей ее предыдущей жизни. Через несколько лет сверхновая увеличивается в объеме настолько, что становится разреженной и полупрозрачной. В течение сотен или тысяч лет остатки выброшенного вещества видны как остатки сверхновой звезды. Сверхновая примерно в 1000 раз ярче НОВОЙ ЗВЕЗДЫ. Каждые 30 лет в такой галактике, как наша, появляется примерно одна сверхновая, однако, большинство этих звезд не видно из-за пыли. Сверхновые звезды бывают двух основных типов, различаемых по их кривым блеска и по спектрам.
Сверхновые — неожиданно вспыхивающие звезды, приобретающие яркость иногда в 10 000 млн. раз большую, чем яркость Солнца. Это происходит в несколько стадий.В начале (А) огромная звезда очень быстро развивается до стадии, когда различные ядерные процессы начинают протекать внутри звезды одновременно. В центре может образоваться железо,что означает конец производства ядерной энергии. Затем звезда начинает подвергаться гравитационному коллапсу (B). Это, однако, нагревает центр звезды до такой степени, что химические элементы распадаются, а новые реакции протекают со взрывной силой (C). Выбрасывается большая часть вещества звезды в космос, в то время как остатки центра звезды коллапсируют, пока звезда не станет полностью темной, возможно пре вратившись в очень плотную нейтронную звезду (D). Одна такая сзерхновая была видна в 1054г. в созвездии Тельца (Е). Остатки этой звезды представляет собой облако газа, называемое Крабовид ной туманностью (F). |
|
|