Сверхновая звезда
Cтраница 1
Сверхновая звезда в другой галактике может наблюдаться только на первых этапах вспышки, когда блеск звезды достаточно велик и заметно сказывается на общей светимости этой галактики. Систематические поиски сверхновых в других галактиках производятся уже свыше тридцати лет путем периодического фотографирования больших групп галактик. Если при сравнении фотографий одной и той же области неба обнаруживают, что яркость какой-либо из галактик увеличилась ( это замечают по более сильному почернению негатива в соответствующем месте), то начинают следить за изменением яркости этой галактики и таким путем получают кривую блеска сверхновой звезды. Понятно, что при этом способе наблюдений трудно захватить не только кратковременный пер иод увеличения блеска звезды, но и момент ее максимального блеска. [1]
 |
Крабовидная туманность в созвездии Тельца, оставшаяся после сверхновой звезды ( 1054 г.. [2] |
Первая сверхновая звезда наблюдалась в 1054 г. в созвездии Тельца, о чем имеются упоминания в китайских, японских и арабских летописях. [3]
Сверхновые звезды крабовидного типа очень важны для образования тяжелых элементов в галактиках. [4]
Вспышки сверхновых звезд в Галактике случаются ред ко. Из всех звездных вспышек, так или иначе отмеченных за последние две тысячи лет, можно с уверенностью считать вспышками сверхновых менее десятка. Самые недавние из них наблюдались в 1572 г. астрономом Тихо Браге и в 1604 г. его учеником Кеплером. [5]
Оболочка сверхновой звезды расширяется в межзвездном газе. Встречающиеся с оболочкой частицы межзвездной среды ею захватываются и поэтому масса оболочки при ее расширении растет. Так как скорости движения межзвездной среды весьма малы по сравнению со скоростью оболочки, то можно считать, что добавление газа не изменяет ее первоначального количества движения. Поскольку на оболочку внешние силы не действуют, количество движения ее должно быть постоянным, а значит, скорость будет уменьшаться при увеличении массы. [6]
Ядро сверхновой звезды - нейтронная звезда быстро вращается и обладает исключительно сильным магнитным полем. Это свойство нейтронных звезд является причиной их мощного импульсного радиоизлучения с периодом, равным ( или кратным) периоду вращения звезды. За это импульсное радиоизлуче-нейтронные звезды называют пульсарами. [7]
Остатки сверхновых звезд, ( а) Крабовидная туманность, ослепительный взрыв которой был зарегистрирован китайскими астрономами в 1054 г. Центральная вращающаяся нейтронная звезда - пульсар - была открыта в 1968 г. Фотография любезно предоставлена обсерваториями Хейла. Остатки сверхновой, наблюдавшейся Тихо Браге. Эта новая радиофотография, сделанная в 1980 г, на волнах длиной 11 см и опубликованная в New Scientist от 25 сентября 1980 г., показывает сколлапсировавшую нейтронную звезду около центра туманности, Воспроизводится с разрешения С. [8]
Остатки сверхновых звезд, ( а) Крабовидная туманность, ослепительный взрыв которой был зарегистрирован китайскими астрономами в 1054 г. Центральная вращающаяся нейтронная звезда - пульсар - была открыта в 1968 г. Фотография любезно предоставлена обсерваториями Хейла. Остатки сверхновой, наблюдавшейся Тихо Браге. [9]
Следовательно, сверхновые звезды способны непрерывно пополнять значительную часть убыли энергии космических лучей. Являются ли они основным источником космических лучей - сказать трудно, так как мы еще мало знаем об уходе этих лучей из Галактики в межгалактическое пространство. Но, во всяком случае, многие из тех частиц, которые влетают в земную атмосферу и расщепляют в ней ядра атомов, когда-то вышли из недр сверхновой звезды и странствовали среди межзвездных магнитных полей до тех пор, пока не встретились с Землей. [10]
Очевидно, сверхновые звезды значительно отличаются по физическому поведению от обычных новых звезд, и астрономы стремятся подробно изучить их спектры. Основная сложность заключается в том, что они крайне редки. [11]
В максимуме блеска сверхновая звезда излучает в сотни миллионов раз больше энергии, чем Солнце. [12]
Изучение остатков оболочек сверхновых звезд привело, как мы видим, к очень важным выводам. Оказывается, что результате взрыва сверхновой звезды вблизи нее обр азу ется Jxxn ьщое дшш.хв. о релятивистских. Общая энергия частиц и поля даже через сотни лет после взрыва оказывается по порядку величины такой же, как и вся энергия, испускаемая в процессе вспышки в оптическом диапазоне. За счет освободившейся при взрыве энергии не только создается излучение и магнитное поле, но, как и в случае новых звезд, сообщается большая скорость образовавшейся оболочке. [13]
Во время образования сверхновой звезды светимость в течение короткого периода времени будет равна яркости миллиона обычных звезд, и в течение следующих десятилетий расширяющаяся оболочка превращается в светящийся остаток сверхновой, иногда не совсем точно называемый туманностью. Первоначально этот тер-мин применялся для описания всех туманных объектов во Вселенной, включая галактики, звездные скопления и газообразные облака. [14]
Во время образования сверхновой звезды светимость в течение короткого периода времени будет равна яркости миллиона обычных звезд, и в течение следующих десятилетий расширяющаяся оболочка превращается в светящийся остаток сверхновой, иногда не совсем точно называемый туманностью. Первоначально этот термин применялся для описания всех туманных объектов во Вселенной, включая галактики, звездные скопления и газообразные облака. [15]
Страницы: 1 2 3 4