Cтраница 1
Сверхновая в другой галактике обладает достаточно большим блеском для того, чтобы быть различимой в течение нескольких месяцев. За это время и получают ее кривую блеска, а также фотографии спектра звезды. До 1965 г. обнаружено свыше сотни вспышек сверхновых, но лишь часть из них была охвачена наблюдениями более или менее полно. Заметим, кстати, что, сопоставив данные о числе замеченных вспышек с общим числом галактик, подвергавшихся исследованию, можно оценить частоту вспышек. [1]
В нашей галактике сверхновая вспыхивает примерно раз в несколько столетий. Астрономов XX века выручают мощные телескопы, с их помощью ученые наблюдают рождение ярких звезд на расстоянии в сотни световых лет, в отдаленных мирах. [2]
Вспыхивает сверх новая SN1987A, первая после 1604 г. сверхновая, видимая невооруженным глазом. [3]
За все время после взрыва, пока звезда остается доступной наблюдениям, сверхновая I типа испускает в форме оптического излучения энергию порядка 1048 эрг, а звезда II типа - около 1047 эрг. Разумеется, излучение не должно ограничиваться оптической областью. Возможно, что общее количество энергии излучения в 10 - 100 раз больше указанных значений и составляет 1049 - 1050 эрг. [4]
Упражнение 13.10. Рассмотрите двойную звездную систему, где один из компонентов взрывается как сверхновая и выбрасывает значительную часть своей массы. Предположите, что масса теряется за время, много меньшее орбитального периода. Пред полагая орбиту круговой, вычислите, какая доля массы может быть потеряна без разрушения двойной системы. [5]
В нашей галактике сверхновая вспыхивает примерно раз в несколько столетий. [6]
Я предполагаю здесь, что эта звезда относится к так называемому типу II сверхновых. Вряд ли, однако, сверхновая типа I способна произвести много урана. [7]
Не исключено, что кривые скорости образования урана и неверны. Если, например, незадолго до образования Солнечной системы вблизи от нее появилась сверхновая, то часть урана, имевшегося в Солнце, могла образоваться именно в это время. [8]
Мы теперь знаем, что вспышка новой звезды, или просто новой, наблюдается довольно часто: внезапное сжатие или нечто иное приводит к нагреву звезды до высокой температуры. Гораздо реже ( в среднем один раз в несколько столетий в нашей Галактике) наблюдается намного более яркая вспышка, так называемая сверхновая звезда. Такую звезду, вероятно, наблюдал Гипнарх, и новая Тихо тоже была сверхновой звездой. Согласно современным представлениям, при возникновении сверхновых звезд образуется радиоактивный элемент калифорний. Выполненные Тихо тщательные измерения угасания яркости звезды ( по сравнению с другими звездами) хороню соответствуют периоду полураспада калифорния - фантастическое современное применение его замечательных наблюдений. [9]
Интересно, что, несмотря на изобретение телескопа, ни одной сверхновой не было обнаружено на Млечном пути, хотя статистически такое открытие ожидалось давно. Некоторые значительные сверхновые звезды в нашей галактике были обнаружены в 1006 г., как сообщают восточные и арабские источники, Краб - в 1054 г., звезда, открытая Тихо Браге - в 1572 г., сверхновая, которую наблюдал Кеплер - в 1604 г. Недавно в New Scientist от 25 сентября 1980 г. сообщалось о сколлапсировавшем ядре внутри сверхновой Тихо. Новые наблюдения с высокой разрешающей способностью, проведенные при помощи Кембриджского пятикилометрового радиотелескопа Стивом Галлом и Гаем Пули, обнаружили ряд интересных деталей. На фотографии 3 ( Ь), полученной в результате их радионаблюдений, можно видеть остатки сверхновой звезды Тихо с минутным, но интенсивным радиоисточником, расположенным недалеко от центра туманности. Предполагается, что это нейтронная звезда, образовавшаяся в результате взрыва сверхновой, хотя никаких пульсаций до сих пор отмечено не было, в отличие от нейтронной звезды в Крабовидной туманности. [10]
Интересно, что, несмотря на изобретение телескопа, ни одной сверхновой не было обнаружено на Млечном пути, хотя статистически такое открытие ожидалось давно. Некоторые значительные сверхновые звезды в нашей галактике были обнаружены в 1006 г., как сообщают восточные и арабские источники, Краб - в 1054 г., звезда, открытая Тихо Браге - в 1572 г., сверхновая, которую наблюдал Кеплер - в 1604 г. Недавно в New Scientist от 25 сентября 1980 г. сообщалось о сколлапсировавшем ядре внутри сверхновой Тихо. Новые наблюдения с высокой разрешающей способностью, проведенные при помощи Кембриджского пятикилометрового радиотелескопа Стивом Галлом и Гаем Пули, обнаружили ряд интересных деталей. На фотографии 3 ( Ь), полученной в результате их радионаблюдений, можно видеть остатки сверхновой звезды Тихо с минутным, но интенсивным радиоисточником, расположенным недалеко от центра туманности. Предполагается, что это нейтронная звезда, образовавшаяся в результате взрыва сверхновой, хотя никаких пульсаций до сих пор отмечено не было, в отличие от нейтронной звезды в Крабовидной туманности. [11]
Интересно сравнить скорости рождения пульсаров и сверхновых. Теоретики считают, что большинство пульсаров, если не все, возникают при вспышках сверхновых. Сверхновая 1054 г., остаток которой отождествляется с Крабовидной туманностью, несомненно привела к рождению пульсара. [12]
Бэрбридж утверждает, что в центре Галактики имеется много звезд, достигших критического состояния и готовых превратиться в сверхновые. Сначала случайно вспыхивает одна из них и вызывает появление ударной волны, зажигающей затем другие. Но, к сожалению, пока что не ясно, как одна сверхновая может стимулировать появление других. [13]
Теперь мы знаем, что это была не новая в обычном смысле, а сверхновая. Но тогда о разделении таких внезапно вспыхивающих звезд на два различных класса еще не знали, Сразу же было решено изучить снимки и других туманностей. На старых пластинках туманности Андромеды вскоре обнаружились две новые. [14]
Меньше всего трудностей связано, по-видимому, с третьей гипотезой, согласно которой источником энергии является аккреция вещества на массивную черную дыру. В рамках модели ( 1) трудно объяснить достаточно сильные изменения полной светимости. Например, если бы флуктуации были связаны, скажем; со сверхновыми, то соответствующие изменения блеска оказались бы ничтожными, поскольку обычная сверхновая никогда не бывает ярче, чем довольно слабая галактика. [15]