Cтраница 2
В феврале 1987 года астрономы зарегистрировали хорошо наблюдаемую вспышку Сверхновой в Большом Магеллановом Облаке; одновременно был зарегистрирован нейтринный импульс. Этот взрыв ( настоящая катастрофа в звездном мире) произошел в действительности примерно 150 000 лет назад, поскольку расстояние от Земли до места взрыва равно 50 000 пк. На рисунке 1е в таблице 34 приведена фотография участка Большого Магелланова Облака, сделанная до 1987 года, а на рисунке 16 - фотография того же участка неба со вспышкой Сверхновой. Сверхновая хорошо видна на фотографии. [16]
Уже в древности астрономы заметили, что время от времени внезапно вспыхивают новые сверхъяркие звезды. Такая вспышка была, например, отмечена китайскими астрономами в 1054 году в Крабовидной туманности, входящей в состав нашей Галактики. Сейчас вспышки сверхновых хорошо изучены и обнаружены не только в нашей Галактике, но и в других звездных скоплениях. За несколько месяцев сверхновая испускает столько же света, сколько целая галактика, в которую входят десятки или сотни миллиардов солнц. По интенсивности и длительности излучения можно было установить, что полная энергия, выделяющаяся при вспышке сверхновой, составляет 1043 - 1045 джоулей. [17]
Сейчас считается, что Крабовидная туманность представляет результат коллапса сверхновой звезды, который наблюдался китайскими астрономами в 1054 г. и был назван ими гостевой звездой. Сейчас невооруженным глазом она не видна, но может быть обнаружена при помощи небольшого любительского телескопа или даже бинокля, а с помощью большого телескопа видна ее структура ( см. фото 3 ( а)), представляющая собой переплетение светящихся волокон. Это, несомненно, сверхновая, а не новая звезда. Она является наиболее сильным источником радиоволн на небе, не считая Солнца, и представляет сегодня огромный интерес для радиоастрономов. [18]
Последующая эволюция звезд на горизонтальной ветви понята еще недостаточно. Звезда в процессе эволюции может несколько раз возвращаться в область красных гигантов, где может начинаться сгорание других видов ядерного топлива. В конечном итоге ядерное топливо звезды истощается и она со временем прекращает излучать. Если звезда обладает достаточной массой, она может взорваться как сверхновая и / или сколлапси-ровать с образованием черной дыры. Сравнительно малые звездные остатки могут сжиматься, образуя либо белый карлик ( М 1 4 Л / 0, радиус - 109 см), удерживаемый от коллапса давлением вырожденных электронов и показанный в левом нижнем углу диаграммы Г - Р, либо нейтронную звезду ( М 3 М0, радиус - 106 см), которая удерживается в равновесии давлением вырожденных нейтронов и ядерными силами отталкивания. [19]
В 1928 г. Хаббл организует систематические поиски сверхновых в скоплении галактик в созвездии Девы, где за 17 лет Вольф уже нашел пять сверхновых. Сверхновая в NGC 4273 - единственный случай, когда Хаббл опубликовал сообщение о своем открытии. [20]
Большинство звезд находится в почти неизменном состоянии. Но есть и нестационарные звезды. Так, существуют звезды, испытывающие мощные взрывы, - они называются новыми. Во много раз более мощные взрывы испытывают звезды, называемые в состоянии взрыва сверхновыми. Сверхновая выделяет за несколько суток такую же энергию, какую Солнце излучает за миллиарды лет. Недавно обнаружены звезды, которые, как полагают, являются остатками от вспышек сверхновых. Они, по-видимому, обладают гигантской плотностью, доходящей до 100 млн. т в 1 см3, и состоят не из обычного вещества, а из нейтронов. [21]
Самые массивные звезды заканчивают свой жизненный путь грандиозным взрывом. Взрывы массивных звезд приводят к выделению столь колоссальных энергий, что на короткое время умирающая звезда становится ярче целой галактики. Такие вспышки звезд, получивших название сверхновых, происходят в галактиках в среднем раз в 100 лет. Последняя вспышка сверхновой в нашей Галактике наблюдалась в 1604 г. При взрыве массивных сверхновых в космос выбрасывается огромное количество вещества, масса которого может составлять несколько солнечных масс. Скорость расширения оболочки, первоначально составляющая тысячи километров в секунду, с течением времени уменьшается до сотен километров в секунду. Через сотни дней сверхновая гаснет, и на ее месте наблюдают в виде туманности сброшенную светящуюся оболочку. [22]
Уже в начале двадцатых годов обратили внимание на то, что туманность близка на небе к яркой звезде-гостье 1054 г. в созвездии Тельца, описанной в китайских и японских хрониках. Удалось установить, что туманность расширяется, и надежно измерить скорость этого расширения. В одной из своих статей Дункан на фотографии туманности даже изобразил стрелками угловые перемещения деталей и показал, какой она станет через 500 лет. Но почему-то до Хаббла решительно никто не подумал углубиться в прошлое и выяснить, когда же разлет туманности начался. Теперь Крабовидная туманность и Сверхновая оказались связанными друг с другом не только положением на небе, но и хронологически. [23]
Эта реакция заключается в распаде ядер Fe5 ( 5 на а-частицы и нейтроны. Она происходит очень быстро, ядро звезды резко охлаждается. Так как давление в звезде падает, она неудержимо спадает к центру. Спадание звезды вызывает резкий подъем температуры к ней. Сбрасывается оболочка звезды и в итоге наблюдается сверхновая II типа. Таким образом, хотя сжатие звезды согласно рассмотренной точке зрения и играет очень важную роль в подготовке условий для вспышки, сама вспышка представляет собой термоядерный взрыв. [24]
Как было показано в работе Им-шенника и Надежина ( 1972) [7], нейтрино покидает протонейтронное ядро в режиме диффузии с характерным временем выхода порядка 10 сек. Таким образом, оказалось, что излучение нейтрино не способно поддерживать интенсивность ударной волны, которая появляется при рождении протонейтронной звезды. В статье Надежина ( 1977) [9] был проведен численный эксперимент по сжатию железного ядра с массой 2М0 и 10М0 с учетом всех физических процессов в звездной материи. В этом эксперименте эффект сброса оболочки не наблюдался, а сверхновая превращалась в черную дыру. [25]
По 13 пластинкам, полученным за первые четыре месяца, Хаббл и Хьюмасон находят в галактике М 81 семь новых звезд. Зимой и весной 1950 - 1951 гг. погода стояла особенно плохая и наблюдений было мало. На первом же снимке М 101 этого сезона - 3 февраля 1951 г. - была отмечена яркая звезда, вероятно, сверхновая. На следующий год в группе галактик М 81 астрономы Маунт Паломар находят 20 новых и 25 переменных. [26]