Их возникновение - это довольно редкое космическое явление. В среднем в доступных наблюдению просторах Вселенной вспыхивает три сверхновых в столетие. Каждая такая вспышка представляет собой гигантскую космическую катастрофу, при которой выделяется невероятно много энергии. По самой грубой оценке такое количество энергии могло бы образоваться при одновременном взрыве многих миллиардов водородных бомб.

Достаточно строгая теория вспышек сверхновых пока отсутствует, но ученые выдвинули любопытную гипотезу. Они предположили, на основании сложнейших расчетов, что в ходе альфа-синтеза элементов ядро продолжает сжиматься. Температура в нем достигает фантастической цифры - 3 миллиарда градусов. При таких условиях в ядре значительно ускоряются различные ; в результате выделяется много энергии. Быстрое сжатие ядра влечет за собой столь же быстрое сжатие оболочки звезды.

Она тоже сильно разогревается, и протекающие в ней ядерные реакции, в свою очередь, сильно ускоряются. Таким образом буквально в считанные секунды выделяется громадное количество энергии. Это приводит к взрыву. Конечно, такие условия достигаются далеко не всегда, и потому сверхновые вспыхивают довольно редко.

Такова гипотеза. Насколько ученые правы в своих предположениях, покажет будущее. Но и настоящее привело исследователей к совершенно поразительным догадкам. Астрофизические методы позволили проследить, как уменьшается светимость сверхновых. И вот что выяснилось: в первые несколько дней после взрыва светимость уменьшается очень быстро, а затем это уменьшение (в течение 600 дней) замедляется. Причем каждые 55 дней светимость ослабевает ровно вдвое. С точки зрения математики, это уменьшение происходит по так называемому экспоненциальному закону. Хорошим примером такого закона является закон радиоактивного распада. Ученые высказали смелое предположение: выделение энергии после взрыва сверхновой обусловлено радиоактивным распадом изотопа какого-то элемента с периодом полураспада 55 дней.

Но какого изотопа и какого элемента? Эти поиски продолжались несколько лет. «Кандидатами» на роль подобных «генераторов» энергии выступили бериллий-7 и стронций-89. Они распадались наполовину как раз за 55 дней. Но выдержать экзамен им не довелось: расчеты показали, что энергия, выделяющаяся при их бета-распаде, слишком мала. А другие известные радиоактивные изотопы подобным периодом полураспада не обладали.

Новый претендент обнаружился среди элементов, которые на Земле не существуют. Он оказался представителем трансурановых элементов, синтезированных учеными искусственно. Имя претендента - калифорний, его порядковый номер - девяносто восемь. Его изотоп калифорний-254 удалось приготовить в количестве всего лишь около 30 миллиардных долей грамма. Но и этого поистине невесомого количества вполне хватило, чтобы измерить период полураспада изотопа. Он оказался равным 55 дням.

А отсюда возникла любопытная гипотеза: именно энергия распада калифорния-254 обеспечивает в течение двух лет необычайно высокую светимость сверхновой звезды. Распад калифорния происходит путем самопроизвольного деления его ядер; при таком виде распада ядро как бы раскалывается на два осколка - ядра элементов середины периодической системы.

Но каким образом синтезируется сам калифорний? Ученые и здесь дают логичное объяснение. В ходе сжатия ядра, предшествующего взрыву сверхновой, необычайно ускоряется ядерная реакция взаимодействия уже знакомого нам неона-21 с альфа-частицами. Следствием этого оказывается появление в течение довольно короткого промежутка времени чрезвычайно мощного потока нейтронов. Снова возникает процесс нейтронного захвата, но на сей раз уже быстрого. Ядра успевают поглотить очередные нейтроны раньше, чем подвернутся бета-распаду. Для этого процесса неустойчивость трансвисмутовых элементов уже не препятствие. Цепь превращений не порвется, и конец периодической таблицы тоже будет заполнен. При этом, видимо, образуются даже такие трансурановые элементы, которые в искусственных условиях еще не получены.

Ученые подсчитали, что при каждом взрыве сверхновой только калифорния-254 образуется фантастическое количество. Из такого количества можно было бы изготовить 20 шаров, каждый из которых весил бы столько, сколько наша Земля. Какова же дальнейшая судьба сверхновой? Она погибает довольно быстро. На месте ее вспышки остается лишь маленькая очень тусклая звездочка. Она отличается, правда, необычайно высокой плотностью вещества: наполненный им спичечный коробок весил бы десятки тонн. Такие звезды называют « ». Что происходит с ними дальше, мы пока не знаем.

Материя, которая выбрасывается в мировое пространство, может сгуститься и образовать новые звезды; они начнут новый долгий путь развития. Ученые сделали пока лишь общие грубые мазки картины происхождения элементов, картины работы звезд - грандиозных фабрик атомов. Быть может, это сравнение в общем передает суть дела: художник набрасывает на холсте лишь первые контуры будущего произведения искусства. Уже ясен основной замысел, но многие, в том числе и существенные, детали еще приходится лишь угадывать.

Окончательное решение проблемы происхождения элементов потребует колоссального труда ученых различных специальностей. Вероятно, многое, что сейчас нам представляется несомненным, на самом деле окажется грубо приблизительным, а то и вовсе неверным. Наверное, ученым придется столкнуться с закономерностями, до сих пор нам неизвестными. Ведь для того чтобы разобраться в сложнейших процессах, протекающих во Вселенной, бесспорно, понадобится новый качественный скачок в развитии наших представлений о ней.

Старинные летописи и хроники сообщают нам, что изредка на небе внезапно появлялись звезды исключительно большой яркости. Они быстро увеличивали яркость, а затем медленно, в течение нескольких месяцев угасали и переставали быть видимыми. Вблизи максимума блеска эти звезды были видны даже днем. Наиболее яркими были вспышки в 1006 и 1054 годах, сведения о которых содержатся в китайских и японских трактатах. В 1572 году такая звезда вспыхнула в созвездии Кассиопеи и наблюдалась выдающимся астрономом Тихо Браге, а в 1604 году подобную вспышку в созвездии Змееносца наблюдал Иоганн Кеплер. С тех пор, за четыре столетия "телескопической" эры в астрономии подобных вспышек не наблюдалось. Однако с развитием наблюдательной астрономии исследователи стали обнаруживать довольно большое количество похожих вспышек, правда, не достигавших очень большой яркости. Эти звезды, внезапно появляющиеся и вскоре как бы бесследно исчезающие, стали называть "Новыми". Казалось, что и звезды 1006 и 1054 годов, звезды Тихо и Кеплера были такими же вспышками, только очень близкими и из-за этого более яркими. Но оказалось, что это не так. В 1885 году астроном Хартвиг на обсерватории в Тарту заметил появление новой звезды в хорошо известной туманности Андромеды. Эта звезда достигла 6-й видимой звездной величины, то есть мощность ее излучения была лишь в 4 раза меньше, чем от всей туманности. Тогда это не удивило астрономов: ведь природа туманности Андромеды была неизвестна, предполагалось, что это всего лишь довольно близкое к Солнцу облако пыли и газа. Только в 20-х годах ХХ века окончательно стало ясно, что туманность Андромеды и другие спиральные туманности - огромные звездные системы, состоящие из сотен миллиардов звезд и удаленные от нас на миллионы световых лет. В туманности Андромеды были обнаружены и вспышки обычных Новых звезд, видимых как объекты 17-18 звездной величины. Стало ясно, что звезда 1885 года превосходила Новые звезды по мощности излучения в десятки тысяч раз, на короткое время ее блеск был почти равен блеску огромной звездной системы! Очевидно, природа этих вспышек должна быть различной. Позднее эти наиболее мощные вспышки получили название "Сверхновые звезды", в котором приставка "сверх" означала их большую мощность излучения, а не большую "новизну".

Поиск и наблюдения Сверхновых

На фотографиях далеких галактик вспышки сверхновых стали замечать довольно часто, но эти открытия были случайными и не могли дать сведений, необходимых для объяснения причины и механизма этих грандиозных вспышек. Однако в 1936 году астрономы Бааде и Цвикки, работавшие на Паломарской обсерватории в США, начали планомерный систематический поиск сверхновых. В их распоряжении был телескоп системы Шмидта, позволяющий фотографировать области в несколько десятков квадратных градусов и дающий очень четкие изображения даже слабых звезд и галактик. Сравнивая фотографии, одной области неба, полученные через несколько недель, можно было легко заметить появление новых звезд в галактиках, хорошо различимых на снимках. Для фотографирования выбирались области неба, наиболее богатые близкими галактиками, где их число на одном снимке могло достигать нескольких десятков и вероятность обнаружить сверхновые была наибольшей.

В 1937 году Бааде и Цвикки удалось открыть 6 сверхновых. Среди них были довольно яркие звезды 1937С и 1937D (астрономы решили обозначать сверхновые, добавляя к году открытия буквы, показывающие очередность открытия в текущем году), достигшие в максимуме соответственно 8 и 12 звездной величин. Для них были получены кривые блеска - зависимость изменения блеска со временем - и большое количество спектрограмм - фотографий спектров звезды, показывающих зависимость интенсивности излучения от длины волны. Этот материал на несколько десятилетий стал основным для всех исследователей, пытавшихся разгадать причины вспышек сверхновых.

К сожалению, вторая мировая война прервала так успешно начавшуюся программу наблюдений. Систематический поиск сверхновых на Паломарской обсерватории был возобновлен только в 1958 году, но уже с более крупным телескопом системы Шмидта, позволявшим фотографировать звезды до 22-23 величин. С 1960 года к этой работе присоединился ряд других обсерваторий в разных странах мира, где имелись подходящие телескопы. В СССР такая работа велась на Крымской станции ГАИШ, где установлен телескоп-астрограф с диаметром объектива 40 см и очень большим полем зрения - почти 100 квадратных градусов, и в Абастуманской астрофизической обсерватории в Грузии - на телескопе Шмидта с входным отверстием 36 см. И в Крыму, и в Абастумани было сделано немало открытий сверхновых. Из других обсерваторий наибольшее число открытий приходилось на обсерваторию Асиаго в Италии, где работали два телескопа системы Шмидта. Но все же Паломарская обсерватория оставалась лидером и по числу открытий, и по предельной звездной величине доступных для обнаружения звезд. Общими усилиями в 60-х и 70-х годах открывали до 20 сверхновых за год, и их число стало быстро расти. Сразу после открытия начинались фотометрические и спектроскопические наблюдения на крупных телескопах.

В 1974 году умер Ф.Цвикки, и вскоре поиск сверхновых на Паломарской обсерватории был прекращен. Число открываемых сверхновых уменьшилось, однако с начала 80-х годов снова начало расти. Были начаты новые программы поиска на южном небе - в обсерватории Серро эль Робле в Чили, к тому же открывать сверхновые стали любители астрономии. Оказалось, что с помощью небольших любительских телескопов с объективами 20-30 см можно довольно успешно искать вспышки ярких сверхновых, систематически наблюдая визуально определенный набор галактик. Наибольшего успеха добился священник из Австралии Роберт Эванс, которому удавалось с начала 80-х годов открывать до 6 сверхновых в год. Неудивительно, что астрономы-профессионалы шутили о его "прямой связи с небесами".

В 1987 году была открыта ярчайшая сверхновая XX века - SN 1987A в галактике Большое Магелланово Облако, являющейся "спутником" нашей Галактики и удаленной от нас всего на 55 килопарсек. В течение некоторого времени эта сверхновая была видна даже невооруженным глазом, достигнув в максимуме блеска около 4 звездной величины. Однако наблюдать ее можно было только в южном полушарии. Для этой сверхновой были получены уникальные по точности и продолжительности ряды фотометрических и спектральных наблюдений, и сейчас астрономы продолжают следить, как развивается процесс превращения сверхновой в расширяющуюся газовую туманность.

Сверхновая 1987A. Вверху слева - фотография области, где вспыхнула сверхновая, полученная задолго до вспышки. Звезда, которая вскоре взорвется, отмечена стрелкой. Вверху справа - фотография той же области неба, когда сверхновая была около максимума блеска. Внизу - так выглядит сверхновая спустя 12 лет после вспышки. Кольца вокруг сверхновой - межзвездный газ (частично выброшенный звездой-предсверхновой еще до вспышки), ионизованный при вспышке и продолжающий светиться.

В середине 80-х годов стало ясно, что эпоха фотографии в астрономии заканчивается. Стремительно совершенствовавшиеся ПЗС-приемники во много раз превосходили фотографическую эмульсию по чувствительности и регистрируемому диапазону длин волн, практически не уступая ей по разрешению. Изображение, полученное ПЗС-камерой, можно было сразу видеть на экране компьютера и сравнивать с полученными ранее, а для фотографии процесс проявления, сушки и сравнения занимал в лучшем случае сутки. Единственное оставшееся преимущество фотопластинок - возможность фотографирования больших областей неба - также оказалось для поиска сверхновых несущественным: телескоп с ПЗС-камерой мог получить по отдельности изображения всех галактик, попадающих на фотопластинку, за время сравнимое с фотографической экспозицией. Появились проекты полностью автоматизированных программ поиска сверхновых, в которых телескоп по заранее введенной программе наводится на выбранные галактики, а полученные изображения сравниваются компьютером с полученными ранее. Только если обнаружен новый объект, компьютер подает сигнал астроному, который и выясняет, действительно ли зафиксирована вспышка сверхновой. В 90-х годах такая система, использующая 80-см телескоп-рефлектор, начала работать в Ликской обсерватории (США).

Доступность простых ПЗС-камер для любителей астрономии привела к тому, что от визуальных наблюдений они переходят к ПЗС-наблюдениям, и тогда для телескопов с объективами 20-30 см становятся доступными звезды до 18 и даже 19 величины. Внедрение автоматизированного поиска и рост числа любителей астрономии, занимающихся поиском сверхновых с помощью ПЗС-камер, привел к лавинообразному росту числа открытий: в настоящее время открывется более 100 сверхновых в год, а общее количество открытий превысило 1500. В последние годы был начат также поиск очень далеких и слабых сверхновых на крупнейших телескопах с диаметром зеркала 3-4 метра. Оказалось, что исследования сверхновых, достигающих в максимуме блеска 23-24 величины, могут дать ответы на многие вопросы о строении и судьбе всей Вселенной. За одну ночь наблюдений на таких телескопах, оснащенных самыми совершенными ПЗС-камерами, можно открыть более 10 далеких сверхновых! Несколько изображениий таких сверхновых показаны на приведенном ниже рисунке.

Почти для всех сверхновых, открываемые в настоящее время, удается получить хотя бы один спектр, и для многих известны кривые блеска (в этом также велика заслуга любителей астрономии). Так что объем доступного для анализа наблюдательного материала очень велик, и казалось бы, все вопросы о природе этих грандиозных явлений должны быть решены. К сожалению, пока это не так. Рассмотрим подробнее основные вопросы, встающие перед исследователями сверхновых, и наиболее вероятные на сегодняшний день ответы на них.

Классификация Сверхновых, кривые блеска и спектры

Прежде чем делать какие-то выводы о физической природе явления, необходимо иметь полное представление о его наблюдаемых проявлениях, которые должны быть должным образом классифицированы. Естественно, самый первый вопрос, вставший перед исследователями сверхновых, был - одинаковы ли они, а если нет, то насколько отличаются и поддаются ли классификации. Уже первые сверхновые, открытые Бааде и Цвикки, показали существенные различия в кривых блеска и спектрах. В 1941 году Р.Минковский предложил разделить сверхновые на два основных типа по характеру спектров. К I типу он отнес сверхновые, спектры которых были совершенно не похожи на спектры всех известных в то время объектов. Линии наиболее распространенного во Вселенной элемента - водорода - совершенно отсутствовали, весь спектр состоял из широких максимумов и минимумов, не поддававшихся отождествлению, ультрафиолетовая часть спектра была очень слабой. Ко II типу были отнесены сверхновые, спектры которых показали некоторое сходство с "обычными" Новыми звездами присутствием очень интенсивных эмиссионных линий водорода, ультрафиолетовая часть спектра у них яркая.

Спектры сверхновых I типа оставались загадочными в течение трех десятилетий. Только после того, как Ю.П.Псковский показал, что полосы в спектрах - это не что иное, как участки непрерывного спектра между широкими и довольно глубокими линиями поглощения, отождествление спектров сверхновых I типа сдвинулось с мертвой точки. Был отождествлен ряд линий поглощения, прежде всего наиболее интенсивные линии однократно ионизованных кальция и кремния. Длины волн этих линий сдвинуты в фиолетовую сторону спектра из-за эффекта Доплера в расширяющейся со скоростью 10-15 тыс. км в секунду оболочке. Отождествить все линии в спектрах сверхновых I типа чрезвычайно трудно, так как они сильно расширены и накладываются друг на друга; кроме упомянутых кальция и кремния удалось отождествить линии магния и железа.

Анализ спектров сверхновых позволил сделать важные выводы: в оболочках, выброшенных при вспышке сверхновых I типа, почти нет водорода; в то время как состав оболочек сверхновых II типа почти такой же, как у солнечной атмосферы. Скорости расширения оболочек - от 5 до 15-20 тыс. км/c, температура фотосферы около максимума - 10-20 тыс. градусов. Температура быстро падает и через 1-2 месяца достигает значения 5-6 тыс. градусов.

Различались у сверхновых и кривые блеска: для I типа все они были очень похожими, имеют характерную форму с очень быстрым ростом блеска к максимуму, который длится не более 2-3 суток, быстрым падением блеска на 3 звездные величины за 25-40 суток и последующим медленным ослаблением, практически линейным в шкале звездных величин, что соответствует экспоненциальному ослаблению светимости.

Кривые блеска сверхновых II типа оказались гораздо более разнообразными. Некоторые были похожи на кривые блеска сверхновых I типа, только с более медленным и продолжительным падением блеска до начала линейного "хвоста", у других сразу после максимума начинается участок почти постоянного блеска - так называемое "плато", которое может продолжаться до 100 суток. Затем блеск резко падает и выходит на линейный "хвост". Все ранние кривые блеска были получены на основании фотографических наблюдений в так называемой фотографической системе звездных величин, соответствующей чувствительности обычных фотопластинок (интервал длин волн 3500-5000 A). Уже использование в дополение к ней фотовизуальной системы (5000-6000 A) позволило получить важные сведения об изменении показателя цвета (или просто "цвета") сверхновых: оказалось, что после максимума сверхновые обеих типов непрерывно "краснеют", то есть основная часть излучения сдвигается в сторону более длинных волн. Это покраснение прекращается на стадии линейного падения блеска и может даже смениться "поголубением" сверхновых.

Кроме этого, сверхновые I и II типов различались по типам галактик, в которых они вспыхивали. Сверхновые типа II были обнаружены только в спиральных галактиках, где в настоящее время продолжают образовываться звезды и присутствуют как старые звезды малой массы, так и молодые, массивные и "короткоживущие" (всего несколько миллионов лет) звезды. Сверхновые I типа вспыхивают как в спиральных, так и в эллиптических галактиках, где, как считается, интенсивное образование звезд не происходит уже миллиарды лет.

В таком виде классификация сверхновых сохранялась до середины 80-х годов. Начало широкого применения в астрономии ПЗС-приемников позволило существенно увеличить количество и качество наблюдательного материала. Современная аппаратура позволяла получать спектрограммы для слабых, недоступных прежде объектов; с гораздо большей точностью можно было определять интенсивности и ширины линий, регистрировать более слабые линии в спектрах. ПЗС-приемники, инфракрасные детекторы и приборы, установленные на космических аппаратах, позволили наблюдать сверхновые во всем диапазоне оптического излучения от ультрафиолетового до далекого инфракрасного диапазона; проводились также гамма-, рентгеновские и радио-наблюдения сверхновых.

В результате казавшаяся установившейся двоичная классификация сверхновых стала быстро изменяться и усложняться. Оказалось, что I тип сверхновых далеко не так однороден, как казалось. В спектрах этих сверхновых обнаружились существенные различия, наиболее значительными из них была интенсивность линии однократно ионизованного кремния, наблюдавшаяся на длине волны около 6100 А. Для большинства сверхновых I типа эта линия поглощения около максимума блеска была самой заметной деталью в спектре, однако для некоторых сверхновых она практически отсутствовала, а наиболее интенсивными были линии поглощения гелия.

Эти сверхновые получили обозначение Ib, а "классические" сверхновые I типа стали обозначать Ia. В дальнейшем оказалось, что у некоторых сверхновых Ib отсутствуют и линии гелия, и их назвали типом Ic. Эти новые типы сверхновых отличались от "классических" Ia и по кривым блеска, которые оказались достаточно разнообразными, хотя по форме и похожи на кривые блеска сверхновых Ia. Сверхновые типа Ib/c оказались также источниками радиоизлучения. Все они были обнаружены в спиральных галактиках, в областях, где возможно недавно происходило образование звезд и в настоящее время еще существуют достаточно массивные звезды.

Кривые блеска сверхновых Ia в красном и инфракрасных диапазонах спектра (полосы R,I,J,H,K) сильно отличались от исследовавшихся ранее кривых в полосах B и V. Если на кривой в R заметно "плечо" через 20 дней после максимума, то в фильтре I и более длинноволновых диапазонах появляется настоящий второй максимум. Однако у некоторых сверхновых Ia этот второй максимум отсутствует. Эти сверхновые отличаются также красным цветом в максимуме блеска, пониженной светимостью и некоторыми спектральными особенностями. Первой такой сверхновой была SN 1991bg, и подобные ей объекты пока называются пекулярными сверхновыми Ia или "сверхновыми типа 1991bg". Еще одна разновидность сверхновых Ia, наоборот, отличается повышенной светимостью в максимуме. Для них характерны меньшие интенсивности линий поглощения в спектрах. "Прототип" для них - SN 1991T.

Сверхновые II типа еще в 70-е годы были разделены по характеру кривых блеска на "линейные" (II-L) и имеющие "плато" (II-P). В дальнейшем стали обнаруживать все больше сверхновых II, показывающих те или другие особенности в кривых блеска и спектрах. Так, по кривым блеска резко отличаются от других сверхновых II типа две самые яркие сверхновых последних лет: 1987A и 1993J. Обе имели два максимума на кривых блеска: после вспышки блеск быстро падал, потом начинал снова расти и лишь после второго максимума начиналось окончательное ослабление светимости. В отличие от сверхновых Ia второй максимум наблюдался во всех диапазонах спектра, причем для SN 1987A он был гораздо ярче первого в более длинноволновых диапазонах.

Среди спектральных особенностей наиболее частым и заметным было присутствие наряду с широкими эмиссионными линиями, характерными для расширяющихся оболочек, также системы узких линий излучения или поглощения. Это явление скорее всего связано с присутствием плотной оболочки, окружающей звезду перед вспышкой, такие сверхновые получили обозначение II-n.

Статистика Сверхновых

Как часто вспыхивают сверхновые и каким образом они распределены в галактиках? На эти вопросы должны дать ответ статистические исследования сверхновых.

Казалось бы, дать ответ на первый вопрос достаточно просто: нужно достаточно продолжительное время наблюдать за несколькими галактиками, подсчитать наблюдавшиеся в них сверхновые и разделить число сверхновых на время наблюдений. Но оказалось, что время, охваченное достаточно регулярными наблюдениями, еще слишком мало для определенных выводов для отдельных галактик: в большинстве наблюдалось только одна или две вспышки. Правда, в некоторых галактиках уже зарегистрировано достаточно большое число сверхновых: рекордсмен - галактика NGC 6946, в которой с 1917 года открыто 6 сверхновых. Однако и эти данные не дают точных данных о частоте вспышек. Во-первых, неизвестно точное время наблюдений этой галактики, а во-вторых, почти одновременные для нас вспышки на самом деле могли быть разделены достаточно большими промежутками времени: ведь свет от сверхновых проходит разный путь внутри галактики, а ее размеры в световых годах намного больше, чем время наблюдений. Пока возможно получить оценку частоты вспышек только для некоторой совокупности галактик. Для этого необходимо использовать данные наблюдений по поиску сверхновых: каждое наблюдение дает некоторое "эффективное время слежения" за каждой галактикой, которое зависит от расстояния до галактики, от предельной звездной величины поиска и от характера кривой блеска сверхновой. Для сверхновых разных типов время наблюдений одной и той же галактики будет разным. Объединяя результаты для нескольких галактик, нужно принимать во внимание их различие по массе и светимости, а также по морфологическому типу. В настоящее время принято нормировать результаты на светимость галактик и объединять данные только для галактик с близкими типами. Последние работы, основанные на объединении данных нескольких программ поиска сверхновых, дали такие результаты: в эллиптических галактиках наблюдаются только сверхновые типа Ia, и в "средней" галактике со светимостью 10 10 светимостей Солнца одна сверхновая вспыхивает примерно раз в 500 лет. В такой же по светимости спиральной галактике сверхновые Ia вспыхивают с лишь немного более высокой частотой, однако к ним добавляются сверхновыые типов II и Ib/c, и общая частота вспышек получается примерно раз в 100 лет. Частота вспышек примерно пропорциональна светимости галактик, то есть в гигантских галактиках она значительно выше: в частности, NGC 6946 - спиральная галактика со светимостью 2.8 10 10 светимостей Солнца, следовательно в ней можно ожидать около трех вспышек за 100 лет, и наблюдавшиеся в ней 6 сверхновых можно считать не очень большим отклонением от средней частоты. Наша Галактика поменьше NGC 6946, и в ней можно ожидать одну вспышку в среднем через 50 лет. Однако известно, что за последнее тысячелетие наблюдалось только четыре сверхновых в Галактике. Нет ли здесь противоречия? Оказывается, нет - ведь большая часть Галактики закрыта от нас слоями газа и пыли, и окрестности Солнца, в которых наблюдались эти 4 сверхновые, составляют лишь малую часть Галактики.

Каким образом распределены сверхновые внутри галактик? Конечно, пока можно исследовать только сводные распределения, приведенные к некоторой "средней" галактике, а также распределения относительно деталей структуры спиральных галактик. К этим деталям относятся, в первую очередь, спиральные рукава; в достаточно близких галактиках хорошо видны также области активного звездообразования, выделяемые по облакам ионизованного водорода - области H II, или по скоплениям ярких голубых звезд - OB-ассоциации. Многократно повторяемые по мере увеличения числа открытых сверхновых исследования пространственного распределения дали следующие результаты. Распределения сверхновых всех типов по расстоянию от центров галактик мало различаются между собой и сходны с распределением светимости - плотность падает от центра к краям по экспоненциальному закону. Различия между типами сверхновых проявляются в распределении относительно областей звездообразования: если к спиральным рукавам концентрируются сверхновые всех типов, то к областям H II - только сверхновые типов II и Ib/c. Можно сделать вывод, что время жизни звезды, дающей вспышку типа II или Ib/c - от 10 6 до 10 7 лет, а для типа Ia - около 10 8 лет. Однако сверхновые Ia наблюдаются и в эллиптических галактиках, где, как считается, нет звезд моложе 10 9 лет. Этому противоречию возможно два объяснения - или природа вспышек сверхновых Ia в спиральных и в эллиптических галактиках различна, либо в некоторых эллиптических галактиках все-таки продолжается звездообразование и присутствуют более молодые звезды.

Теоретические модели

На основании всей совокупности наблюдательных данных исследователи пришли к выводу, что вспышка сверхновой должна быть последним этапом в эволюции звезды, после которой она перестает существовать в прежнем виде. Действительно, энергия взрыва сверхновых оценивается как 10 50 - 10 51 эрг, что превышает типичные значения гравитационной энергии связи звезд. Освободившейся при вспышке сверхновой энергии более чем достаточно, чтобы полностью рассеять в пространстве вещество звезды. Какие же звезды и когда заканчивают свою жизнь вспышкой сверхновой, какова природа процессов, приводящих к такому гигантскому выделению энергии?

Данные наблюдений показывают, что сверхновые делятся на несколько типов, различающихся по химическому составу оболочек и их массам, по характеру выделения энергии и по связи с различными типами звездных населений. Сверхновые II типа явно связаны с молодыми, массивными звездами, в их оболочках в большом количестве присутствует водород. Поэтому их вспышки считают конечной стадией эволюции звезд, начальная масса которых составляет больше 8-10 масс Солнца. В центральных частях таких звезд энергия выделяется при реакциях ядерного синтеза, начиная от самой простой - образования гелия при слиянии ядер водорода, и заканчивая образованием ядер железа из кремния. Ядра железа являются самыми стабильными в природе, и выделения энергии при их слиянии не происходит. Таким образом, когда ядро звезды становится железным, выделение энергии в нем прекращается. Ядро не может сопротивляться гравитационным силам и быстро сжимается - коллапсирует. Процессы, происходящие при коллапсе, еще далеки от полного объяснения. Однако известно, что если все вещество ядра звезды превращается в нейтроны, то оно может противостоять силам притяжения. Ядро звезды превращается в "нейтронную звезду" и коллапс останавливается. При этом выделяется огромная энергия, поступающая в оболочку звезды и заставляющая ее начать расширение, которое мы и видим как вспышку сверхновой. Если эволюция звезды до этого происходила "спокойно", то ее оболочка должна иметь радиус в сотни раз превосходящий радиус Солнца, и сохранить достаточное количество водорода для объяснения спектра сверхновых II типа. Если же большая часть оболочки была потеряна при эволюции в тесной двойной системе или каким-либо другим образом, то линий водорода в спектре не будет - мы увидим сверхновую типа Ib или Ic.

В менее массивных звездах эволюция протекает по-другому. После горения водорода ядро становится гелиевым, и начинается реакция превращения гелия в углерод. Однако ядро не нагревается до такой высокой температуры, чтобы начались реакции синтеза с участием углерода. Ядро не может выделять достаточно энергии и сжимается, однако в этом случае сжатие останавливают электроны, находящиеся в вешестве ядра. Ядро звезды превращается в так называемый "белый карлик", а оболочка рассеивается в пространстве в виде планетарной туманности. Индийский астрофизик С.Чандрасекхар показал, что белый карлик может существовать, только если его масса меньше примерно 1.4 массы Солнца. Если белый карлик находится в достаточно тесной двойной системе, то может начаться перетекание вещества с обычной звезды на белый карлик. Масса белого карлика постепенно увеличивается, и когда она превосходит предельную - происходит взрыв, при котором идет быстрое термоядерное горение углерода и кислорода, превращающихся в радиоактивный никель. Звезда полностью разрушается, а в расширяющейся оболочке идет радиоактивный распад никеля в кобальт и далее в железо, который дает энергию для свечения оболочки. Таким образом вспыхивают сверхновые типа Ia.

Современные теоретические исследования сверхновых - это преимущественно расчеты на самых мощных компьютерах моделей взрывающихся звезд. К сожалению, пока не удается создать модель, которая от поздней стадии эволюции звезды привела бы к вспышке сверхновой и к ее наблюдаемым проявлениям. Однако существующие модели достаточно хорошо описывают кривые блеска и спектры подавляющего большинства сверхновых. Обычно это модель оболочки звезды, в которую "вручную" вкладывается энергия взрыва, после чего начинается ее расширение и разогревание. Несмотря на большие трудности, связанные со сложностью и многообразием физических процессов, в последние годы в этом направлениии исследований достигнуты большие успехи.

Влияние Сверхновых на окружающую среду

Вспышки сверхновых оказывают сильное и многообразное влияние на окружающую межзвездную среду. Сбрасываемая с огромной скоростью оболочка сверхновой сгребает и сжимает окружающий ее газ. Возможно, это может дать толчок образованию новых звезд из облаков газа. Энергия взрыва так велика, что происходит синтез новых элементов, в особенности более тяжелых чем железо. Обогащенное тяжелыми элементами вещество разбрасывается взрывами сверхновых по всей галактике, в результате звезды, образовавшиеся после вспышек сверхновых, содержат больше тяжелых элементов. Межзвездная среда в "нашей" области Млечного пути оказалась настолько обогащенной тяжелыми элементами, что стало возможным возникновение жизни на Земле. Сверхновые несут за это прямую ответственность! Сверхновые, по всей видимости, порождают и потоки частиц с очень высокой энергией - космические лучи. Эти частицы, проникая на поверхность Земли сквозь атмосферу, могут вызывать генетические мутации, благодаря которым происходит эволюция жизни на Земле.

Сверхновые рассказывают нам о судьбе Вселенной

Сверхновые, и в особенности сверхновые типа Ia, являются одними из самых ярких звездообразных объектов во Вселенной. Поэтому даже очень далекие сверхновые можно исследовать с имеющимся в настоящее время оборудованием.

Многие сверхновые Ia были открыты в достаточно близких галактиках, расстояние до которых можно определить несколькими способами. Наиболее точным в настоящее время считается определение расстояний по видимому блеску ярких переменных звезд определенного типа - цефеид. С помощью Космического телескопа им. Хаббла было открыто и исследовано большое количество цефеид в галактиках, удаленных от нас на расстояние до примерно 20 мегапарсек. Достаточно точные оценки расстояний до этих галактик позволили определить светимость сверхновых типа Ia, которые в них вспыхивали. Если считать, что далекие сверхновых Ia имеют в среднем такую же светимость, то по наблюдаемой звездной величине в максиуме блеска можно оценить расстояние до них.

Что вы знаете о сверхновых звездах? Наверняка скажете, что сверхновая звезда является грандиозным взрывом звезды, на месте которой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра.

Однако на самом деле не все сверхновые являются конечной стадией жизни массивных звезд. Под современную классификацию сверхновых взрывов, помимо взрывов сверхгигантов, входят также некоторые другие явления.

Новые и сверхновые

Термин «сверхновая» перекочевал от термина «новая звезда». «Новыми» называли звезды, которые возникали на небосклоне практически на пустом месте, после чего постепенно угасали. Первые «новые» известны ещё по китайским летописям, датируемым вплоть до второго тысячелетия до нашей эры. Что интересно, среди этих новых нередко встречались сверхновые. К примеру, именно сверхновую в 1571 году наблюдал Тихо Браге, который впоследствии ввёл термин «новая звезда». Сейчас нам известно, что в обоих случаях речь не идёт о рождении новых светил в буквальном смысле.

Новые и сверхновые звезды обозначают резкое увеличение яркости какой-либо звезды или группы звезд. Как правило, раньше люди не имели возможности наблюдать звёзды, которые порождали эти вспышки. Это были слишком тусклые объекты для невооруженного глаза или астрономического прибора тех лет. Их наблюдали уже в момент вспышки, что естественно походило на рождение нового светила.

Не смотря на схожесть этих явлений, в наши дни существует резкое различие в их определениях. Пиковая светимость сверхновых звезд в тысячи и сотни тысяч раз больше пиковой светимости новых. Такое расхождение объясняется принципиальным различием природы этих явлений.

Рождение новых звезд

Новые вспышки являются термоядерными взрывами, происходящим в некоторых тесных звездных системах. Такие системы состоят из и более крупной звезды-компаньона (звезды главной последовательности, субгиганта или ). Могучее тяготение белого карлика притягивает вещество из звезды-компаньона, в результате чего вокруг него образуется аккреционный диск. Термоядерные процессы, происходящие в аккреционном диске, временами теряют стабильность и приобретают взрывной характер.

В результате такого взрыва яркость звездной системы увеличивается в тысячи, а то и в сотни тысяч раз. Так происходит рождение новой звезды. Доселе тусклый, а то и невидимый для земного наблюдателя объект приобретает заметную яркость. Как правило, своего пика такая вспышка достигает всего за несколько дней, а затухать может годами. Нередко такие вспышки повторяются у одной и той же системы раз в несколько десятилетий, т.е. являются периодичными. Также вокруг новой звезды наблюдается расширяющаяся газовая оболочка.

Сверхновые взрывы обладают совершенно иной и более разнообразной природой своего происхождения.

Сверхновые принято разделять на два основных класса (I и II). Эти классы можно назвать спектральными, т.к. их отличает присутствие и отсутствие линий водорода в их спектрах. Также эти классы заметно отличаются визуально. Все сверхновые I класса схожи как по мощности взрыва, так и по динамике изменения блеска. Сверхновые же II класса весьма разнообразны в этом плане. Мощность их взрыва и динамика изменения блеска лежит в весьма обширном диапазоне.

Все сверхновые II класса порождаются гравитационным коллапсом в недрах массивных звезд. Другими словами, этот тот самый, знакомый нам, взрыв сверхгигантов. Среди сверхновых первого класса существуют те, механизм взрыва которых скорее схож с взрывом новых звезд.

Смерть сверхгигантов

Сверхновыми становятся звезды, масса которых превышает 8-10 солнечных масс. Ядра таких звезд, исчерпав, водород, переходят к термоядерным реакциям с участием гелия. Исчерпав гелий, ядро переходит к синтезу всё более тяжелых элементов. В недрах звезды создаётся всё больше слоёв, в каждом из которых происходит свой тип термоядерного синтеза. В конечной стадии своей эволюции такая звезда превращается в «слоёный» сверхгигант. В его ядре происходит синтез железа, тогда как ближе к поверхности продолжается синтез гелия из водорода.

Слияние ядер железа и более тяжёлых элементов происходит с поглощением энергии. Поэтому, став железным, ядро сверхгиганта больше не способно выделять энергию для компенсации гравитационных сил. Ядро теряет гидродинамическое равновесие и приступает к беспорядочному сжатию. Остальные слои звезды продолжают поддерживать это равновесие, до тех пор, пока ядро не сожмётся до некого критического размера. Теперь гидродинамическое равновесие теряют остальные слои и звезда в целом. Только в этом случае «побеждает» не сжатие, а энергия, выделившая в ходе коллапса и дальнейших беспорядочных реакций. Происходит сброс внешней оболочки – сверхновый взрыв.

Классовые различия

Различные классы и подклассы сверхновых объясняются тем, какой звезда была до взрыва. К примеру, отсутствие водорода у сверхновых I класса (подкласса Ib, Ic) является следствие того, что водорода не было у самой звезды. Вероятнее всего, часть её внешней оболочки была потеряна в ходе эволюции в тесной двойной системе. Спектр подкласса Ic отличается от Ib отсутствием гелия.

В любом случае сверхновые таких классов происходят у звезд, не имеющих внешней водородно-гелиевой оболочки. Остальные же слои лежат в довольно строгих пределах своего размера и массы. Это объясняется тем, что термоядерные реакции сменяют друг друга с наступлением определенной критической стадии. Поэтому взрывы звезд Ic и Ib класса так похожи. Их пиковая светимость примерно в 1,5 миллиардов раз превышает светимость Солнца. Эту светимость они достигают за 2-3 дня. После этого их яркость в 5-7 раз слабеет за месяц и медленно уменьшается в последующие месяцы.

Звёзды сверхновых II типа обладали водородно-гелиевой оболочкой. В зависимости от массы звезды и других её особенностей это оболочка может иметь различные границы. Отсюда объясняются широкий диапазон в характерах сверхновых. Их яркость может колебаться от десятков миллионов до десятков миллиардов солнечных светимостей (исключая гамма-всплески – см. дальше). А динамика изменения яркость имеет самый различный характер.

Трансформация белого карлика

Особую категорию сверхновых составляет вспышки . Это единственный класс сверхновых звезд, который может происходить в эллиптических галактиках. Такая особенность говорит о том, что эти вспышки не являются продуктом смерти сверхгигантов. Сверхгиганты не доживают до того момента, как их галактики «состарятся», т.е. станут эллиптическими. Также все вспышки этого класса имеют практически одинаковую яркость. Благодаря этому сверхновые Ia типа являются «стандартными свечами» Вселенной.

Они возникают по отличительно иной схеме. Как отмечалось ранее, эти взрывы по своей природе чем-то сходны с новыми взрывами. Одна из схем их возникновения предполагает, что они также зарождаются в тесной системе белого карлика и его звезды-компаньона. Однако, в отличие от новых звезд, здесь происходит детонация иного, более катастрофического типа.

По мере «пожирания» своего компаньона, белый карлик увеличивается в массе до тех пор, пока не достигнет предела Чандрасекара. Этот предел, примерно равный 1,38 солнечной массы, является верхней границы массы белого карлика, после которого он превращается в нейтронную звезду. Такое событие сопровождается термоядерным взрывом с колоссальным выделением энергии, на много порядков превышающим обычный новый взрыв. Практически неизменное значение предела Чандрасекара объясняет столь малое расхождение в яркостях различных вспышек данного подкласса. Эта яркость почти в 6 миллиардов раз превышает солнечную светимость, а динамика её изменения такая же, как у сверхновых Ib, Ic класса.

Гиперновые взрывы

Гиперновыми называют вспышки, энергия которых на несколько порядков превышает энергию типичных сверхновых. То есть, по сути они гиперновые являются очень яркими сверхновыми.

Как правило, гиперновым считается взрыв сверхмассивных звезд, также называемых . Масса таких звезд начинается с 80 нередко превышает теоретический предел 150 солнечных масс. Также существуют версии, что гиперновые звезды могут образовываться в ходе аннигиляции антиматерии, образованию кварковой звезды или же столкновением двух массивных звезд.

Примечательны гиперновые тем, что они являются основной причиной, пожалуй, самых энергоёмких и редчайших событий во Вселенной – гамма-всплесков. Продолжительность гамма всплесков составляет от сотых секунд до нескольких часов. Но чаще всего они длятся 1-2 секунду. За эти секунды они испускают энергию, подобную энергии Солнца за все 10 миллиардов лет её жизни! Природа гамма-всплесков до сих пор по большей части остаётся под вопросом.

Прародители жизни

Несмотря на всю свою катастрофичность, сверхновые по праву можно назвать прародителями жизни во Вселенной. Мощность их взрыва подталкивает межзвездную среду на образования газопылевых облаков и туманностей, в которых впоследствии рождаются звезды. Ещё одна их особенность состоит в том, что сверхновые насыщают межзвездную среду тяжелыми элементами.

Именно сверхновые порождают все химические элементы, что тяжелее железа. Ведь, как отмечалось ранее, синтез таких элементов требует затрат энергии. Только сверхновые способны «зарядить» составные ядра и нейтроны на энергозатратные производство новых элементов. Кинетическая энергия взрыва разносит их по пространству вместе с элементами, образовавшимися в недрах взорвавшейся звезды. В их число входят углерод, азот и кислород и прочие элементы, без которых невозможна органическая жизнь.

Наблюдение за сверхновыми

Сверхновые взрывы являются крайне редкими явлениями. В нашей галактике, содержащей более сотни миллиардов звёзд, происходит всего лишь несколько вспышек за столетие. Согласно летописным и средневековым астрономическим источникам, за последние две тысячи лет были зафиксированы лишь шесть сверхновых, видимых невооруженным глазом. Современным астрономам ни разу не доводилось наблюдать сверхновых в нашей галактике. Наиболее ближайшая произошла в 1987 в Большом Магеллановым Облаке, в одном из спутников Млечного Пути. Каждый год учёные наблюдают до 60 сверхновых, происходящих в других галактиках.

Именно из-за этой редкости сверхновые практически всегда наблюдаются уже в момент вспышки. События, предшествующие ей почти никогда не наблюдались, поэтому природа сверхновых до сих пор во многом остаётся загадочной. Современная наука не способна достаточно точно спрогнозировать сверхновые. Любая звезда-кандидат способна вспыхнуть лишь через миллионы лет. Наиболее интересна в этом плане Бетельгейзе, которая имеет вполне реальную возможность озарить земное небо на нашем веку.

Вселенские вспышки

Гиперновые взрывы случаются ещё реже. В нашей галактике такое событие случаются раз в сотни тысяч лет. Однако, гамма-всплески, порождаемые гиперновыми, наблюдаются почти ежедневно. Они настолько мощны, что регистрируются практически со всех уголков Вселенной.

К примеру, один из гамма-всплесков, расположенных в 7,5 миллиардов световых лет, можно было разглядеть невооружённым глазом. Произойти он в галактике Андромеда, земное небо на пару секунд осветила звезда с яркостью полной луны. Произойти он на другом краю нашей галактики, на фоне Млечного Пути появилось бы второе Солнце! Получается, яркость вспышки в квадриллионы раз ярче Солнца и в миллионы раз ярче нашей Галактики. Учитывая, что галактик во Вселенной миллиарды, неудивительно, почему такие события регистрируются ежедневно.

Влияние на нашу планету

Маловероятно, что сверхновые могут нести угрозу современному человечеству и каким-либо образом повлиять на нашу планету. Даже взрыв Бетельгейзе лишь осветит наше небо на несколько месяцев. Однако, безусловно, они решающим образом влияли на нас в прошлом. Примером тому служит первое из пяти массовых вымираний на Земле, произошедших 440 млн. лет назад. По одной из версий причиной этому вымиранию послужил гамма-вспышка, произошедшая в нашей Галактике.

Более примечательна совсем иная роль сверхновых. Как уже отмечалось, именно сверхновые создают химические элементы, необходимые для появления углеродной жизни. Земная биосфера не была исключением. Солнечная система сформировалось в газовом облаке, которые содержали осколки былых взрывов. Получается, мы все обязаны сверхновым своим появлением.

Более того, сверхновые и в дальнейшем влияли на эволюцию жизни на Земле. Повышая радиационный фон планеты, они заставляли организмы мутировать. Не стоит также забывать про крупные вымирания. Наверняка сверхновые не единожды «вносили коррективы» в земную биосферу. Ведь не будь тех глобальный вымираний, на Земле бы сейчас господствовали совсем другие виды.

Масштабы звездных взрывов

Чтобы наглядно понять, какой энергией обладают сверхновые взрывы, обратимся к уравнению эквивалента массы и энергии. Согласно нему, в каждом грамме материи заключено колоссальное количество энергии. Так 1 грамм вещества эквивалентен взрыву атомной бомбы, взорванной над Хиросимой. Энергия царь-бомбы эквивалента трём килограммам вещества.

Каждую секунду ходе термоядерных процессов в недрах Солнца 764 миллиона тонн водорода превращается в 760 миллион тонн гелия. Т.е. каждую секунду Солнце излучает энергию, эквивалентную 4 млн. тоннам вещества. Лишь одна двухмиллиардная часть всей энергии Солнца доходит до Земли, это эквивалентно двум килограммам массы. Поэтому говорят, что взрыв царь-бомбы можно было наблюдать с Марса. К слову, Солнце доставляет на Землю в несколько сотен раз больше энергии, чем потребляет человечество. То есть, чтобы покрыть годовые энергетические потребности всего современного человечества нужно превращать в энергию всего несколько тонн материи.

Учитывая вышесказанное, представим, что средняя сверхновая в своём пике «сжигает» квадриллионы тон вещества. Это соответствует массе крупного астероида. Полная же энергия сверхновой эквивалентна массе планеты или даже маломассивной звезды. Наконец, гамма-всплеск за секунды, а то и за доли секунды своей жизни, выплёскивает энергию, эквивалентную массе Солнца!

Такие разные сверхновые

Термин «сверхновая» не должен ассоциироваться исключительно с взрывом звёзд. Эти явления, пожалуй, также разнообразны, как разнообразны сами звёзды. Науке только предстоит понять многие их секреты.

СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА, 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.

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. НУКЛЕОСИНТЕЗ.

Взрыв сверхновой звезды - это событие невероятных масштабов. Фактически, взрыв сверхновой означает конец ее существования или, что также имеет место, перерождение в виде черной дыры или нейтронной звезды. Конец жизни сверхновой всегда сопровождается взрывом огромной силы, во время которого вещество звезды выбрасывается в космос с невероятной скоростью и на огромные расстояния.

Взрыв сверхновой длится всего несколько секунд, но за этот кротчайший промежуток времени выделяется просто феноменальное количество энергии. Так к примеру, вспышка сверхновой может выделять в 13 раз больше света, чем целая галактика, состоящая из миллиардов звезд, а выделяемое за секунды количество радиации в виде гамма- и рентгеновских волн в разы больше чем за миллиарды лет жизни.

Поскольку вспышки сверхновых длятся совсем недолго, особенно с учетом космических масштабов и величин, узнают о них в основном по последствиям. Такими последствиями являются огромных размеров газовые туманности, которые еще очень долгое время после взрыва продолжают светиться и расширяться в пространстве.

Пожалуй, самой известной туманностью образованной в результате вспышки сверхновой является Крабовидная туманность . Благодаря хроникам древнекитайских астрономов известно, что возникла она после взрыва звезды в созвездии Тельца в 1054 году. Как можно догадаться, вспышка была настолько яркой, что наблюдать ее можно было невооруженным взглядом. Сейчас же, Крабовидную туманность можно увидеть в темную ночь при помощи обычного бинокля.

Крабовидная туманность до сих пор продолжает расширяться со скоростью 1500 км в секунду. На данный момент ее размер превышает 5 световых лет.

Фото выше скомпановано из трех снимков, сделанных в трех разных спектрах: рентгеновском (телескоп Чандра), инфракрасном (телескоп Спитцер) и обычном оптическом (). Рентгеновское излучение представлено голубым цветом, его источник - пульсар - невероятно плотная звезда, образованная после смерти сверхновой.

Туманность Симеиз 147 - одна из самых крупных известных на данный момент. Сверхновая взорвавшаяся приблизительно 40 000 лет назад, породила туманность размерами в 160 световых лет. Открыта была советскими учеными Г. Шайоном и В. Газе в 1952 году в одноименной Симеизской обсерватории.

На фото последняя вспышка сверхновой, которую можно было наблюдать невооруженным глазом. Произошла в 1987 в галактике Большое Магеланово Облако на расстоянии 160 000 световых лет от нас. Большой интерес представляют необычные кольца в виде цифры 8, о истинной природе которых ученые пока строят только предположения.

Туманность Медуза из созвездия Близнецы изучена не так хорошо, но весьма популярна из-за небывалой красоты и крупной звезды-компаньона, которая периодически изменяет свою яркость.