Еще несколько веков назад астрономы заметили, как блеск некоторых звезд в галактике неожиданно увеличивался более чем в тысячу раз. Редкое явление многократного увеличение свечения космического объекта ученые обозначили, как рождение сверхновой звезды. Это в некотором роде космический нонсенс, потому что в этот момент звезда не рождается, а прекращает свое существование.

Вспышка сверхновой звезды - это, по сути, взрыв звезды, сопровождающийся выделением колоссального количества энергии ~10 50 эрг. Яркость свечения сверхновой, которая становится видна в любой точке Вселенной, возрастает течение нескольких суток. При этом каждую секунду выделяется такое количество энергии, которое может выработать Солнце за все время своего существования.

Взрыв сверхновой звезды как следствие эволюции космических объектов

Ученые-астрономы объясняют это явление эволюционными процессами, миллионы лет происходящими со всеми космическими объектами. Чтобы представить себе процесс появления сверхновой, нужно понять строение звезды (рисунок ниже) .

Звезда - это огромный объект, обладающий колоссальной массой и, следовательно, такой же гравитацией. У звезды есть маленькое ядро, окруженное внешней оболочкой из газов, составляющих основную массу звезды. Гравитационные силы давят на оболочку и ядро, сжимая их с такой силой, что газовая оболочка раскаляется и, расширяясь, начинает давить изнутри, компенсируя силу гравитации. Паритет двух сил обусловливает стабильность звезды.

Под действием огромных температур в ядре начинается термоядерная реакция, превращающая водород в гелий. Выделяется еще больше тепла, излучение которого внутри звезды возрастает, но пока еще сдерживается гравитацией. А дальше начинается настоящая космическая алхимия: запасы водорода истощаются, гелий начинает превращаться в углерод, углерод - в кислород, кислород - в магний…Так посредством термоядерной реакции происходит синтез все более тяжелых элементов.

До момента появления железа все реакции идут с выделением тепла, но как только железо начинает перерождаться в следующие за ним элементы, реакция из экзотермической переходит в эндотермическую, то есть тепло перестает выделяться и начинает расходоваться. Баланс сил гравитации и теплового излучения нарушается, ядро сжимается в тысячи раз, и к центру звезды устремляются все внешние слои оболочки. Врезаясь в ядро со скоростью света, они отскакивают обратно, сталкиваясь друг с другом. Происходит взрыв внешних слоев, и вещество, из которого состоит звезда, разлетается со скоростью в несколько тысяч километров в секунду.

Процесс сопровождается такой яркой вспышкой, что ее можно увидеть даже невооруженным глазом, если сверхновая загорелась в ближайшей галактике. Затем свечение начинает угасать, и на месте взрыва образуется…А что же остается после взрыва сверхновой? Существует несколько вариантов развития событий: во-первых, остатком сверхновой может быть ядро из нейтронов, которое ученые называют нейтронной звездой, во-вторых, черная дыра, в-третьих, газовая туманность.

Мы уже видели, что, в отличие от Солнца и других стационарных звезд, у физических переменных звезд изменяются размеры, температура фотосферы, светимость. Среди различных видов нестационарных звезд особый интерес представляют новые и сверхновые звезды. На самом деле это не вновь появившиеся звезды, а ранее существовавшие, которые привлекли к себе внимание резким возрастанием блеска.

При вспышках новых звезд блеск возрастает в тысячи и миллионы раз за время от нескольких суток до нескольких месяцев. Известны звезды, которые повторно вспыхивали как новые. Согласно современным данным, новые звезды обычно входят в состав двойных систем, а вспышки одной из звезд происходят в результате обмена веществом между звездами, образующими двойную систему. Например, в системе “белый карлик – обычная звезда (малой светимости)” взрывы, вызывающие явление новой звезды, могут возникать при падении газа с обычной звезды на белый карлик.

Еще более грандиозны вспышки сверхновых звезд, блеск которых внезапно возрастает примерно на 19 m ! В максимуме блеска излучающая поверхность звезды приближается к наблюдателю со скоростью в несколько тысяч километров в секунду. Картина вспышки сверхновых звезд свидетельствует о том, что сверхновые – это взрывающиеся звезды.

При взрывах сверхновых в течение нескольких суток выделяется огромная энергия – порядка 10 41 Дж. Такие колоссальные взрывы происходят на заключительных этапах эволюции звезд, масса которых в несколько раз больше массы Солнца.

В максимуме блеска одна сверхновая звезда может светить ярче миллиарда звезд, подобных нашему Солнцу. При наиболее мощных взрывах некоторых сверхновых звезд может выбрасываться вещество со скоростью 5000 – 7000 км/с, масса которого достигает нескольких солнечных масс. Остатки оболочек, сброшенных сверхновыми звездами, видны долгое время как расширяющиеся газовые .

Обнаружены не только остатки оболочек сверхновых звезд, но и то, что осталось от центральной части некогда взорвавшейся звезды. Такими “звездными остатками” оказались удивительные источники радиоизлучения, которые получили названия пульсаров. Первые пульсары были открыты в 1967 г.

У некоторых пульсаров поразительно стабильна частота повторения импульсов радиоизлучения: импульсы повторяются через строго одинаковые промежутки времени, измеренные с точностью, превышающей 10 -9 с! Открытые пульсары находятся от нас на расстояниях, не превышающих сотни парсек. Предполагается, что пульсары – это быстровращающиеся сверхплотные звезды, радиусы которых около 10 км, а массы близки к массе Солнца. Такие звезды состоят из плотно упакованных нейтронов и называются нейтронными. Лишь часть времени своего существования нейтронные звезды проявляют себя как пульсары.

Вспышки сверхновых звезд относятся к редким явлениям. За последнее тысячелетие в нашей звездной системе наблюдалось всего лишь несколько вспышек сверхновых. Из них наиболее достоверно установлены следующие три: вспышка 1054 г. в созвездии Тельца, в 1572 г. – в созвездии Кассиопеи, в 1604 г. – в созвездии Змееносца. Первая из этих сверхновых описана как “звезда-гостья” китайскими и японскими астрономами, вторая – Тихо Браге, а третью наблюдал Иоганн Кеплер. Блеск сверхновых 1054 г. и 1572 г. превосходил блеск Венеры, и эти звезды были видны днем. Со времени изобретения телескопа (1609 г.) в нашей звездной системе не наблюдалось ни одной сверхновой звезды (возможно, что некоторые вспышки остались незамеченными). Когда же появилась возможность исследовать другие звездные системы, в них стали часто открывать новые и сверхновые звезды.

23 февраля 1987 г. сверхновая звезда вспыхнула в Большом Магеллановом Облаке (созвездие Золотой Рыбы) – самом большом спутнике нашей Галактики. Впервые после 1604 г. сверхновую звезду можно было видеть даже невооруженным глазом. До вспышки на месте сверхновой находилась звезда 12-й звездной величины. Максимального блеска 4 m звезда достигла в начале марта, а затем стала медленно угасать. Ученым, наблюдавшим сверхновую с помощью телескопов крупнейших наземных обсерваторий, орбитальной обсерватории “Астрон” и рентгеновских телескопов на модуле “Квант” орбитальной станции “Мир”, удалось впервые проследить весь процесс вспышки. Наблюдения проводились в разных диапазонах спектра, включая видимый оптический диапазон, ультрафиолетовый, рентгеновский и радиодиапазоны. В научной печати появлялись сенсационные сообщения о регистрации нейтринного и, возможно, гравитационного излучения от взорвавшейся звезды. Были уточнены и обогащены новыми результатами модели строения звезды в фазе, предшествующей взрыву.

Может взорваться с энергией в миллиарды солнц, и потом стать снова тусклой только через несколько часов или дней. Некоторые взрываются в струю газа и пыли, другие становятся экзотическими объектами, такими как нейтронные звёзды или .

Астрономы классифицировали сверхновые следующим образом, смотрите в таблице ниже (из Википедии):

Класс/Тип	Подкласс				Механизм
I Линии водорода отсутствуют	Сильные линии ионизированного кремния (Si II) на 6150 (Ангстрем)	Ia			Термоядерный взрыв
		Iax В максимуме блеска имеют меньшую светимость и меньшую же в сравнении Ia
	Линии кремния слабые или отсутствуют	Ib Присутствуют линии гелия (He I).			Гравитационный коллапс
		Ic Линии гелия слабые или отсутствуют
II Присутствуют линии водорода	II-P/L/N Спектр постоянен	II-P/L Нет узких линий		II-P Кривая блеска имеет плато
				II-L Звёздная величина линейно уменьшается со временем
		IIn Присутствуют узкие линии
	IIb Спектр со временем меняется и становится похожим на спектр Ib.

Сверхновая типа I происходит в двойных системах, где одна звезда перетягивает массу из второй звезды, пока не достигнет определённого количества массы. Это приводит её к взрыву в виде вспышки сверхновой. Сверхновая типа II - это взрыв массивной звезды, которая достигла конца своей жизни.

Все элементы тяжелее железа были созданы во вспышках сверхновых. Когда массивная звезда выработает водородное топливо, она начнёт перерабатывать всё более тяжёлые элементы. Гелий в углерод и кислород. А затем кислород в ещё более тяжёлые элементы. Она идёт вверх по периодической таблице, производя более тяжёлые элементы, пока не достигнет железа. Как только звезда достигнет железа, она больше не сможет извлекать энергию из термоядерного процесса. Ядро коллапсирует в чёрную дыру, и вещество вокруг неё сплавится вместе в элементы тяжелее железа. Если вы носите золотые украшения, золото было создано в сверхновой.

Остаток сверхновой SNR 0519-69.0. Снимок получен путём совмещения двух изображений от космических телескопов "Хаббл" и "Чандра".

В 1054 году китайские астрономы увидели вспышку сверхновой, которая была настолько яркая, что её было видно днём. Этот взрыв газа и пыли теперь мы знаем как Крабовидную туманность. А в современном мире мощная вспышка сверхновой произошла в 1987 году, когда взорвалась звезда в Большом Магеллановом Облаке.

Астрономы используют сверхновые типа I, чтобы судить о расстояниях во Вселенной. Из-за того, что они всегда взрываются с выбросом примерно одинакового количества энергии. Когда белый карлик накапливает 1,4 массы Солнца, он не может сдерживать эту массу и коллапсирует. Этот предел массы называют пределом Чандрасекара. Когда астроном видит вспышку сверхновой типа I, он знает, насколько она яркая, и поэтому может измерить то, как далеко она находится.

Название прочитанной вами статьи "Сверхновая звезда или вспышка сверхновой" .

Первым о вспышках сверхновых в нашей Галактике заговорил в 1921 г. К. Лундмарк. Он считал, яркие вспышки, наблюдавшиеся в древние и средние века, были галактическими новыми и теми звездами, которые позже получили название сверхновых. Отмечая вспышку 1054 г., наблюдавшуюся в Китае, он указал, что место ее близко к крабовидной туманности - газовому сгустку волокнистого строения, напоминающему краба. Любопытно, что эту туманность тоже в 1921 г. изучали американские астрономы К. Лампланд и Дж. Дункан и обнаружили оба, что она систематически расширяется, а длительность разлета ее составляет почти девять веков.

Нам сейчас легко сопоставить эти факты и установить совпадение вспышки с образованием туманности, однако ни Лундмарк, ни американские исследователи такого вывода не сделали. Лишь через семь лет Э. Хаббл впервые мимоходом отметил это совпадение, а еще через десять лет Лундмарк уже уверенно говорил, что Крабовидная туманность образовалась в результате вспышки 1054 г. Он нашел видимую звездную величину вспышки и расстояние до "Краба" и получил ее абсолютную звездную величину, которая оказалась намного выше, чем у обычной новой. Этим было доказано, что в 1054 г. в Галактике произошла вспышка сверхновой. Не менее важно было и установление того факта, что на ее месте осталась расширяющаяся туманность. Причиной же семнадцатилетней задержки, по-видимому, было то, что в наиболее авторитетной древнекитайской хронике говорилось, что "юго-восточнее "Тянь-Гуаня" в нескольких дюймах появилась звезда-гостья (так в Китае называли появления звезд и комет)". "Дюйм" в данном случае - это примерно полтора градуса дуги небесной сферы. Обычно считалось, что главной звездой созвездия "Тянь-Гуань" ("Небесный Барьер") являлась $\zeta$ Тельца (рис. 23). Однако Крабовидная туманность расположена не к юго-востоку, а к северо-западу от этой звезды. Приходилось подозревать, что в китайском тексте ошибка.

Рис. 23. Созвездие Тельца и его окрестности.
На левом краю карты нанесены градусные деления, жирная линия с градусными делениями - эклиптика. Границы созвездия Тельца и других современных созвездий оконтурены пунктиром, главные звезды обозначены буквами греческого алфавита. Конфигурации китайских созвездий изображены сплошными линиями, их названия даны курсивом. Крабовидная туманность отмечена знаком X.

Но возможность ошибки решительно отвергается специалистами по истории науки в древнем Китае. В 1971 г. специалист по древнекитайской астрономии Хо Пин-ю (Малайзия) и американские синологи Ф. Паар и П. Парсонс указали еще один текст с аналогичным описанием вспышки юго-восточнее "Тянь-Гуаня". Следовательно, ошибки в хронике не было. Нужно искать другую причину путаницы в установлении места вспышки. Это, по-видимому, удалось автору этой книги.

На старинных китайских картах звездного неба почти нет созвездий с одинаковыми названиями, и только "Тянь-Гуаней" оказалось пять: в современных созвездиях Тельца, Девы, Стрельца, Близнецов и Козерога. Еще один из первых исследователей китайской системы созвездий Г. Шлегель в 1875 г. отметил, что каждый из этих "Небесных Барьеров" состоит из двух ярких звезд, но главное - то, что линия между этими звездами барьера обязательно пересекает эклиптику,- оставалось незамеченным. А ведь в этом и заключалось назначение этих специальных созвездий: они играли роль настоящих шлагбаумов, перекрывавших в пяти местах главное "небесное шоссе" - эклиптику, в области которой происходит движение небесных светил: планет, Солнца и Луны.

Шлегель и за ним другие считали второй звездой "Тянь-Гуаня" в Тельце слабую звезду южнее Тельца и не учитывали, что такой барьер не пересекает эклиптику. Это и была ошибка, повлекшая путаницу в установлении места вспышки сверхновой.

Естественной парой звезд, удовлетворяющей нашему требованию, являются и Тельца. Кстати, Гиппарх их называет "рогами" Тельца, который встречает ими светила, движущиеся по эклиптике - роль, вполне аналогичная "Небесному Барьеру"! Почему же до сих пор не обращали внимания на Тельца как на естественный и, более того, главный яркий компонент "Тянь-Гуаня"? Потому, что не была выявлена связь барьеров с эклиптикой, а кроме того, эта звезда входила в число главных звезд соседнего созвездия "У-Че" ("Пять Колесниц"), расположенного на месте нашего созвездия Возничего. Но и это было несущественным возражением, потому что "Тянь-Гуани" не совсем самостоятельные созвездия: в Стрельце и Близнецах они одновременно входят в состав соседних созвездий. То же самое и с "Барьером" в Тельце.

У китайцев было строго принято указывать положение "звезды-гостьи" по отношению к самой яркой звезде созвездия. В "Тянь-Гуане" в Тельце такой звездой мы теперь должны считать Тельца, и тогда спорный текст из китайской хроники получает ясное толкование: "юго-восточнее Тельца на расстоянии нескольких градусов". Юго-восточнее этой звезды, в семи градусах от нее, расположена Крабовидная туманность.

О Крабовидной туманности мы будем еще немало говорить в последующих главах, потому что она сыграла исключительную роль в астрофизических исследованиях. Поэтому особый интерес представляют подробные сведения о вспышке: ее блеске, цвете, их изменениях и других особенностях. Однако прямых сравнений блеска вспыхнувшей звезды с чем-либо почти не имеется. Все же попытку исследовать проблему сделали в 1942 г. голландский астроном Я. Оорт и американец Н. Мэйолл. Они установили по китайским текстам, что первый раз сверхновую заметили 4 июля, и она была видна даже засветло в течение 23 дней, а в ночное время наблюдалась до середины апреля 1056 г.

Если учесть, что мы можем видеть Венеру при незашедшем Солнце, когда ее блеск превышает звездную величину - 3.5, а сверхновая перестала быть видна ночью, после того как ее блеск упал до 5-й величины, то получим, что звезда ослабела на 8.5 звездных величин в течение 650 суток, в среднем на 1.3 величины за сто суток. Но теперь мы знаем, что такой медленный темп ослабления в сочетании с невысокой скоростью разлета оболочки (которая наблюдается у Крабовидной туманности) возможен только у сверхновых II типа.

Оорт и Мэйолл отвергли несколько упоминаний о более ранних датах наблюдений сверхновой, в частности японские записи, датируемые концом мая, поскольку тогда сверхновую заслоняло Солнце и видеть ее было невозможно, а также три китайских текста, утверждавших, что в 1054 г. "было затмение Солнца в дневное время и появилась "звезда-гостья" в "лунном доме Мао" (Плеядах)". Места и моменты всех затмений точно вычислены в "Каноне затмений" Т. Оппольцера, и затмение, о котором говорится, состоялось в майское новолуние в Южном Китае после полудня 9 мая 1054 г. Сейчас, спустя 40 лет после, работы Оорта и Мэйолла, мы можем утверждать, что и японские, и китайские тексты не содержали ошибок: сверхновую видели в мае. Заблуждались современные интерпретаторы. Но это стало ясно после того, как были разысканы сведения о наблюдениях сверхновой в Армении.

В 1969 г. советские исследователи И.С. Астапович и Б.Е. Туманян нашли в хранилище древнеармянских рукописей Матенадаране, а в 1975 г. окончательно расшифровали астрономический текст Этума Патмича. В переводе он гласил, что в 1054 г. "на диске Луны появилась звезда, когда было новолуние 14 мая в первой половине ночи". Мы уже знаем, что по современному календарю новолуние было 9 мая, а спустя сутки с небольшим, как показывают расчеты. Луна максимально приблизилась к сверхновой. Этот момент мог наблюдаться в Ереване 10 мая при заходе Луны, которая спустя сутки после новолуния имела вид чрезвычайно узкого серпа. Но сверхновая находилась почти на четыре лунных диаметра ниже Луны. Н.С. Астапович убедительно показал, что это расстояние у горизонта могут существенно уменьшить три оптических эффекта: горизонтальный параллакс Луны, иррадиация и аномальное преломление света звезды у горизонта. Следовательно, могло наблюдаться поразительное зрелище яркой звезды в соседстве с лунным серпом.

Если Патмич видел сверхновую, то тексты, отмечавшие ее появление во время затмения, верны. Дело в том, что указание на "лунный дом Мао", по-видимому, относится только к Солнцу, которое в момент затмения действительно находилось в Плеядах. Возможно, в тексте отмечалось, что на потемневшем при затмении небе среди знакомых звезд увидели еще и "звезду-гостью". Когда затмение кончилось, она исчезла в дневном свете, следовательно, была еще недостаточно яркой и достигла максимума на следующий день. До начала июля, в течение почти двух месяцев, она могла быть ярче -3,5 звездной величины и при случае наблюдаться на синем фоне неба при еще не зашедшем Солнце. Длительное пребывание в максимуме также характерно, как мы знаем, для сверхновых II типа - это еще один аргумент в пользу такой классификации вспышки.

Помимо возможного наблюдения сверхновой в Армении теперь известны и другие обстоятельства, связанные со вспышкой 1054 г., достоверность которых условна, но они правдоподобно сочетаются с другими более надежными сведениями о сверхновой. Речь идет о наскальных изображениях в Северной Аризонской пустыне.

В 1955 г. американский археолог У. Миллер обнаружил там два наскальных рисунка необычного для североамериканских индейцев сюжета, а именно, содержащие мотивы лунного серпа и кружка, изображающего звезду (рис. 24). Один рисунок был в пещере на Белой Столовой горе и изображал молодую Луну с яркой звездой на нижнем роге, а другой, расположенный недалеко от первого на стене каньона Навахо, изображал серп, обращенный в другую сторону, т. е. старую Луну и звезду под ней.

Рис. 24. Аризонские наскальные изображения.
Левый рисунок найден в пещере Белой Столовой горы и изображает молодую Луну, сблизившуюся со звездой, правый рисунок находится на стене каньона Навахо; старая Луна и яркая звезда.

Остатки углей в очагах пещер и стиль рисунков в этой части каньона показали, что пещеры были населены индейцами Навахо в X-XII веках. Скорее всего, индейцы были поражены эффектным зрелищем соседства Луны и сверхновой 1054 г. Сближения Луны со звездами, находящимися на ее пути, происходят ровно через 27 суток и 7 часов. В частности, старая Луна сблизилась со сверхновой 4 июня 1054 г., вскоре после того, как она стала наблюдаться в Китае. Этому событию и мог соответствовать рисунок в каньоне. Что касается рисунка в пещере, то Миллер и астрономы, исследовавшие его позже, полагали, что древний художник перевернул изображение Луны, как это случается и с нашими современниками, если их врасплох просят нарисовать Луну по памяти. Для подтверждения этого факта были даже устроены массовые эксперименты, подтвердившие невнимательность наших современников. Ну и как уже повелось, снова обвинили в ошибках древнего художника.

Рис. 25. Кривые блеска пяти галактических сверхновых.
По горизонтали - фаза в сутках, по вертикали - видимые звездные величины. 1 - китайская Сверхновая 185 г. 2 - Сверхновая 1006 г. 3 - Сверхновая 1054 г., 4 - Сверхновая Браге 1572 г., 5 - Сверхновая Кеплера 1604 г.

Но сопоставление с современным человеком не выдерживает критики. Луна в эпоху неолита и долгое время после него была для людей не простым ночным светильником, но и часами и календарем. По положению на небе и по фазе можно было судить о времени суток и дне в лунном месяце. Перепутать молодую Луну со старой было еще невозможно потому, что молодая Луна видна вечером, а старая под утро.

Было изображено, очевидно, два различных события. И.С. Астапович обратил внимание на то, что рисунок в пещере, считавшийся перевернутым, соответствует как раз майскому сближению Луны со сверхновой, которое видели 10 мая в Армении при заходе. Но в Аризоне этот момент был днем, Луна стала видна только через несколько часов, когда стала садиться. Расстояние между ней и звездой при заходе в Аризоне было уже не минимальным.

На рис. 25 изображена предполагаемая кривая блеска Сверхновой 1054 г. В максимуме она достигала -5-й звездной величины, а фотометрический класс был, вероятно, II.5.

Поиски галактических сверхновых

В 1943-1945 гг. советский астроном Б.В. Кукаркин и американский астроном В. Бааде исследовали, независимо друг от друга, еще две галактические сверхновые. Это были самые яркие вспышки звезд накануне телескопической эпохи, известные как Новая Тихо Браге 1572 г. и Новая Иоганна Кеплера 1604 г. Наши современники воспользовались сравнениями блеска новых с блеском планет и соседних с ними звезд, приведенными в трудах Браге и Кеплера. Теперь можно точно вычислить звездные величины планет для любого момента в прошлом, и точно известны звездные величины звезд, видимых простым глазом. Это и позволило восстановить кривые блеска обеих ярких вспышек (они приведены на рис. 25). Неравно были разысканы еще и корейские исторические записи о Новой Кеплера, существенно пополнившие европейские наблюдения. Максимальный блеск Сверхновой 1572 г. по нашим определениям был -4.5, а Сверхновой 1604 г. -3.5, т. е. в обоих случаях он достигал блестка Венеры. Но самое интересное то, что их кривые блеска оказались не только определенно I типа, но обе лучше всего соответствовали фотометрическому классу I.12.

На местах вспышек сначала у Новой Кеплера, а затем и Новой Браге В. Бааде обнаружил слабые клочковато-волокнистые туманности. Хотя эти туманности в деталях отличаются от Крабовидной, это был все же новый признак для поисков сверхновых в нашей Галактике, в том числе тех, которые по тем или иным обстоятельствам не наблюдались как вспышки в прошлом. Поэтому было вполне естественным предположение, выдвинутое в 1946 г. Оортом, что большая волокнистая туманность в созвездии Лебедя тоже является остатком сверхновой, давно затормозившимся в межзвездном газе. Таких волокнистых туманностей на небе найдено уже свыше трех десятков. Самые яркие из них изучены советскими астрофизиками Г.А. Шайном и В.Ф. Газе. Все эти остатки сверхновых имеют возрасты тысячи лет.

В 1948 г. были обнаружены первые сильные источники космического радиоизлучения, причем некоторые из них лежали в области Млечного Пути. Эти источники получили название Стрелец А (впоследствии оказавшийся в ядре Галактики), Кассиопея А и Телец А. В то время радиотелескопы определяли положение радиоисточника на небе очень грубо, но все же уже через год австралийский радиоастроном Дж. Болтон и его коллеги обнаружили, что открытый ими ранее радиоисточник Телец А по положению совпадает с Крабовидной туманностью.

Исследование этого радиоисточника на нескольких длинах волн показало, что интенсивность его увеличивается с переходом к более длинным волнам. Это был важный факт, последствия которого были осмыслены позже. Мы уже знаем, что нагретые небесные тела излучают волны и в радиодиапазоне, но если источник излучения тепловой, то его интенсивность на радиоволнах убывает с переходом к более длинным волнам. В случае же Крабовидной туманности ход изменения интенсивности радиоизлучения с длиной волны иной: интенсивность возрастает с увеличением длин волн. Это показывает, что радиоизлучение объекта имеет нетепловой характер. Забегая вперед, отметим, что кроме остатков сверхновых нетепловое излучение имеется у внегалактических источников: радиогалактик и квазаров. Слабое нетепловое радиоизлучение порождает также межзвездная среда спиральных рукавах.

Обнаружение нетеплового радиоизлучения у Крабовидной туманности толкнуло на поиски остатков сверхновых по этому новому признаку. В 1952 г. Бааде нашел на месте, где наблюдается радиоисточник Кассиопея А, слабую волокнистую туманность. Советские астрономы П.П. Паренаго и И.С. Шкловский высказали предположение, что это тоже остаток сверхновой, возможно, даже наблюдавшейся в древнем Китае (в созвездии Кассиопеи древние наблюдатели видели много, вспышек). Другие исследователи, например Минковский, не согласились с их точкой зрения.

Но в 1955 г. Р. Минковский смог измерить движение сгустков этой туманности и обнаружил, что она, несмотря на несходство с Крабовидной туманностью, также является частью быстро расширяющейся оболочки. Ему пришлось отказаться от своих возражений. По расширению туманности удалось установить возраст этой сверхновой. Новейшие исследования канадских астрономов К. Кампера и С. ван ден Берга указывают дату вспышки около 1653 г. с неуверенностью около 3 лет. Значит, она произошла совсем недавно, уже после вспышек Сверхновых Браге и Кеплера, в эпоху телескопов Яна Гевелия, а между тем, ее не видели в таком всегда доступном наблюдениям, не заходящем в умеренных широтах нашего полушария созвездии Кассиопеи. Открытая благодаря радиоастрономии молодая сверхновая оказалась во многих отношениях исключительно интересным объектом.

К настоящему времени радиоастрономия позволила разыскать 135 нетепловых радиоисточников, принадлежащих нашей Галактике. Они являются остатками сверхновых разного возраста. Только для сравнительно молодых объектов, достаточно детально наблюдавшихся в прошлые века нашими предшественниками, мы умеем по кривым блеска установить тип, я иногда даже фотометрический класс сверхновой.

Наблюдения сверхновых в древности

Сбором сведений о старинных наблюдениях вспышек звезд, появлениях комет и других необычных явлений ученые занялись давно. Первые сводки таких данных, составленные по китайским, ближневосточным и европейским источникам, принадлежат французскому исследователю комет А.Г. Пингре, который в 1783 г. издал двухтомный труд "Кометография". Он пользовался некоторыми римскими и библейскими текстами, а также первыми переводами средневековой китайской энциклопедии "Вэньсянь тункао", составленной Ма Дуаньлинем, и некоторых других манускриптов, часть которых затем бесследно затерялась в эпоху Французской революции.

К сожалению, список Пингре был незаслуженно забыт и Гумбольдтом и Лундмарком. Полнейшее на сегодняшний день собрание всех явлений, считавшихся по тем или иным причинам вспышками звезд, составлено автором данной книги и вошло в международный "Общий каталог переменных звезд", регулярно пополняемый новыми данными.

С древнейших времен и до 1700 г. насчитывается около 200 вспышек, главным образом новых звезд, и розыски в летописях рукописях и хрониках продолжаются. Отметим, что до последнего времени считалось, что в Европе, Средиземноморье и на Ближнем Востоке наблюдалось мало вспышек: всего 5-7, а остальные видели в странах Дальнего Востока. Привлечение материалов Пингре, римских хроник показало, что на Западе было отмечено около 25 вспышек. Это уже серьезный вклад, который используется для перекрестного сравнения описаний вспышек.

Как же среди наблюдавшихся вспышек выявить сверхновые? Три яркие галактические сверхновые, о которых мы говорили на предшествующих страницах, достигали и превосходили звездную величину -3.5. И это не случайность. Чтобы вспышка звезды была легко обнаружена простым глазом, она должна быть по крайней мере 3-й звездной величины. Тогда она нарушает привычные фигуры созвездий и бросается в глаза. Такую величину в максимуме блеска будет иметь новая звезда, если она расположена от нас не далее тысячи световых лет. Зато сверхновая, вспыхнувшая в самой отдаленной части нашей Галактики, если бы межзвездное поглощение отсутствовало, была бы ярче нулевой звездной величины и наблюдалась, в зависимости от типа кривой блеска, от 3 до 8 месяцев. Таким образом, существует большая вероятность, что вспышка ярче нулевой звездной величины - это сверхновая звезда.

Вплоть до последних лет древнейшим дошедшим до нас сообщением о наблюдениях ярких светил было упоминание о комете 2296 г. до н. э., разысканное Пингре и содержащееся в записях устных преданий о первом китайском правителе Яо. Письменность в Китае возникла полутора тысячелетиями позже. Но несколько лет назад Дж. Михановским (США) была расшифрована глиняная дощечка шумеров (обитателей древней Месопотамии), на которой также была записана древнейшая устная легенда о "втором божестве-солнце", показавшемся в южной стороне неба, но вскоре померкшем и исчезнувшем. Это явление относят к 3-4 тысячелетиям до н. э. и связывают со вспышкой сверхновой, после которой остался самый близкий к нам остаток - туманность Паруса X.

Определенные и достоверные сведения мы имеем теперь о вспышке, по-видимому, сверхновой, которая была замечена в Китае 7 декабря 185 г. н. э. и была видна до июля 186 или 187 г. Вот как описывается это явление: "В период Чжун-Цин, во второй год, 10-ю луну в день Квэй-Хао появилась необыкновенная звезда посредине Нан-Мэн. Она была величиной с бамбуковые счеты и последовательно показывала пять цветов. Постепенно она уменьшала свой блеск к 6-й луне после следующего года, когда исчезла". В этом описании имеется дата явления, его длительность и место на небе, указан его характер: неподвижность среди звезд, ослабление блеска и изменение цвета. Заметим, что это единственное упоминание о явлении 185 г., другие сведения до нас не дошли.

Созвездие "Нан-Мэн" - это и Центавра. В Лояне, древней столице Китая, оно поднималось над горизонтом на три градуса и было видно не более двух часов за ночь, поэтому звезда должна быть исключительно яркой, чтобы ее заметили. Полагали, что вспышка наблюдалась 7 месяцев, но Ф. Стефенсон приводит доводы в пользу того, что соответствующий иероглиф в тексте нужно переводить не как "следующего года", а в смысле "последующего года", и оценивает длительность в 20 месяцев.

По нашему мнению, решающим доводом, свидетельствующим о вспышке именно сверхновой, а не новой звезды, является последовательное изменение цвета вспышки. Новые звезды практически не изменяют своего цвета, тогда как сверхновые в максимуме белые, а затем последовательно становятся желтыми, красными, снова желтыми и белыми. Поскольку в тексте говорится о пяти цветах, первые наблюдения относятся к стадии белого цвета т. е. к максимуму блеска.

Каков же был максимальный блеск сверхновой? Прямых сведений текст не дает, но мы можем его рассчитать по длительности явления. Семимесячная видимость звезды у самого горизонта говорит о звездной величине вспышки не выше -4, а 20-месячная - от -4-й до -8-й звездной величины. Получается довольно широкий выбор, который может быть ограничен, если найти остаток сверхновой.

Между и Центавра найдено четыре нетепловых радиоисточника, т. е. остатка сверхновых. Находящийся посредине совпадает со слабой волокнистой туманностью. Недавно обнаружено его тепловое рентгеновское излучение - признак сравнительной молодости остатка сверхновой. Возраст его, вычисляемый по интенсивности радиоизлучения, меньше возраста остальных трех, но превосходит 1700 лет, т. е. получается старше наблюдавшейся вспышки, что следует отнести за счет грубости этого метода определения возраста. Расстояние до остатка 2-3 кпс, и поэтому сверхновая I типа, вспыхнувшая на таком расстоянии, после ее ослабления межзвездным поглощением достигала бы -4-й величины, а в случае II типа была бы -2-й величины. По-видимому, лучше подходит I тип.

Попытки опознать вспышки сверхновых, описанные в старинных текстах, "с черного хода", пользуясь данными о галактических остатках сверхновых, были в большой моде лет двадцать назад. Слабым местом их были очень грубые указания хроник на области вспышек. Когда же стало возможным как-то, определять возрасты остатков, выявилась мнимость многих "отождествлений".

Важную роль теперь продолжают играть поиски старых текстов, в которых содержатся ценные астрономические сведения. Особенно поучительна в этом отношении история исследования Сверхновой 1006 г. Об этой вспышке, наблюдавшейся в южном созвездии Волка, у самого горизонта, найдены упоминания в семи японских, шести китайских, шести европейских, пяти арабских и одной корейской хрониках. Летописцы, описывающие явления, не всегда были профессиональными наблюдателями и очевидцами, но иногда встречаются и описания очевидцев. Таким был астролог Али бен Ридван, подробно описавший явление 1006 г., виденное им лично в молодости. Он хорошо помнил положение планет при появлении звезды, и американский исследователь Б. Голдстейн смог установить дату и место этого явления на небе. Сходные результаты он получил по китайским хроникам.

Как и в случае Сверхновой 1054 г., мы сталкиваемся здесь со скудостью сведений о блеске сверхновой. Любопытно, однако, что первое описание сверхновой 28 апреля, принадлежащее японским астрономам, отмечало бело-голубой цвет звезды, а последующие наблюдатели единодушно называют цвет звезды желтым и золотистым. Судя по этим сведениям, японцы видели эту сверхновую еще до того, как она достигла максимума блеска. В китайских источниках отмечалось также, что 1 мая блеск ее постепенно возрастал и приближался к блеску Венеры. В пяти источниках блеск сверхновой сравнивается с блеском неполной Луны, хотя никто не упоминает, что звезду видели и в дневное время. Конечно, в мае звезда восходила и заходила глубокой ночью. Даже если бы по блеску она была равна Венере, то производила бы огромное впечатление на фоне безлунной глубокой ночи, тогда как Венеру мы видим лишь в сумерки на светлом фоне зари. Тени от освещения сверхновой предметов также усиливали впечатление и служили, по-видимому, основанием для сравнений с неполной Луной. А фактически сверхновая могла казаться ярче Венеры, но слабее Луны в четверти. Али бен Ридван отмечает, что по "размерам" звезда превосходила Венеру в 2.5-3 раза. Это сравнение было "заочным", так как звезда восходила намного позже захода Венеры. Исследователи пытались пересчитывать оценку Али бен Ридвана, основываясь на старых арабских и на современных данных о видимых угловых размерах Венеры, но получилась бессмыслица. Али бен Ридван имел, очевидно, в виду, что звезда была ярче Венеры на 2-3 звездные величины. Поскольку в мае по вечерам Венера могла иметь -3-ю величину, сверхновая в максимуме блеска могла быть -6-й величины.

То обстоятельство; что в июле сверхновая должна была восходить в дневное время после полудня, но ее не видели на фоне дневного неба, свидетельствует что она в этом месяце, казалась слабее -3.5 величины. Когда она снова стала видна ночью, то еще выделялась по блеску среди окружающих звезд. С июля по конец ноября японские придворные астрономы девять раз сообщали о ее видимости императору. Китайские астрономы видели ее по утрам на востоке до самого конца года. В 1007 г. уже не было сведений о сверхновой. Правда, в одном источнике имеется сообщение, которое Голдстейн переводит как утверждение, что ее видели до 1016 г., но это явное недоразумение, так как в этом случае сверхновая в максимуме была бы так ярка, что долгое время сияла бы днем.

Рассмотрение обстоятельств видимости сверхновой говорит в пользу того, что это была сверхновая I типа. Среди нескольких источников нетеплового радиоизлучения в районе вспышки обнаружен один со следами газовых волокон и с характерным рентгеновским излучением. В 1979 т. недалеко от центра этого остатка сверхновой Ф. Швейцер и Дж. Миддледич обнаружили голубую звездочку 17-й величины, являющуюся, судя по спектру, белым карликом.

Забегая вперед, отметим, что к тому времени у двух остатков сверхновых - в Крабовидной туманности и Парусах Х уже были найдены и детально исследованы слабые голубые центральные звездочки, которые оказались мигающими с высокой частотой - 30 и 10 раз в секунду соответственно. Однако колебаний блеска звездочки Швейцера обнаружено не было. Могло оказаться, что эта звездочка случайно проектируется на радиоисточник и является одним из обычных объектов галактического диска перед или за остатком сверхновой. Но, с другой стороны, это мог быть и первый обнаруженный звездный остаток сверхновой I типа! Необходимо было как следует разобраться. И в январе 1982 г. со спутника, вооруженного ультрафиолетовыми спектрометрами, были получены спектры этого объекта от 1200 до 3200 . В спектрах были обнаружены линии поглощения, принадлежащие расширяющейся оболочке остатка сверхновой, расположенного перед звездой; смещение их указало скорость расширения в 5 - 6 тыс. км/с. Это сыграло решающую роль в установлении подлинной схемы развития вспышек сверхновых I типа.

Таблица 13. Галактические сверхновые
Сверхновая, год вспышки	185	1006	1054	1181	1572	1592	1604
Созвездие	Центавр	Волк	Телец	Кассиопея	Кассиопея	Кассиопея	Змееносец
Страна или часть света, где заметили сверхновую	Китай	Азия, Африка	Азия, Америка	Азия	Европа, Азия	Корея	Европа, Азия
Длительность наблюдения, сутки	225	240	710	185	560	100	365
Видимая звездная величина в максимуме	-4	-6	-5	1	-4.5	2	-3.5
Фотометрический класс	I тип	I. 14	II. 5	II. 3	I. 12	?	I. 12
Скорость расширения оболочки, км/с	-	-8 000	-7 000	-8 000	-10 000	?	-10 000
Остаток сверхновой	Есть	Есть	Телец А "Краб"	3С 58	Кассиопея B	Кассиопея A	Есть
Расстояние до остатка, кпс	2-3	4	2	8	5	3	10

Нам остается рассказать еще о яркой вспышке 1181 г., которую наблюдали, главным образом в Японии (Ф. Стефенсон насчитал шесть хроник, где она упоминалась), а так же в Китае и Европе. Она была видна полгода, одно время имела "сине-желтый" цвет и по блеску равнялась Сатурну. Вспышка произошла в созвездии Кассиопеи. Ослабление сверхновой на 4 величины за полгода характерно для II типа. На месте вспышки, установленном надежно, имеется открытый еще в 1952 г. радиоисточник нетеплового характера с яркой сердцевиной - "двойник" радиоисточника Телец А. Недавно здесь в сильно запыленном участке Млечного Пути удалось найти и волокнистую туманность, напоминающую Крабовидную. Это подтверждает принадлежность вспышки к сверхновым II типа.

Как часты вспышки сверхновых в Галактике?

К настоящему времени мы располагаем сравнительно небольшим списком наблюдавшихся сверхновых (табл. 13); в то же время найдено 135 радиоисточников, являющихся остатками сверхновых. Большинство остатков имеет большой возраст, находятся в Млечном Пути в областях сильного межзвездного поглощения. Поэтому их вспышки вообще вряд ли могли быть видны. Но среди остатков найдены и такие, вспышки которых произошли в середине прошлого века, но не наблюдались по указанным выше причинам.

Поскольку мы сами находимся в Галактике, а вспышки сверхновых не только грандиозное зрелище, но и, как мы увидим позже, влиятельный фактор в жизни нашей Солнечной системы, вопрос о том, как часты вспышки сверхновых в Галактике, далеко не академический, но и жизненно важный.

По табл. 11 в главе VII мы получили интервал между вспышками сверхновых в нашей Галактике 110 лет с неуверенностью в 60 %, т. е. возможны средние интервалы от 44 до 176 лет. Эти расчеты сделаны по наблюдениям вспышек сверхновых в других спиральных галактиках и основаны на предположении, что наша звездная система относится к типу Sb. Если же она типа Sc, то интервалы между вспышками должны быть уменьшены в 10 раз. Естественно, такие неопределенные выводы нужно проконтролировать непосредственным изучением частоты вспышек сверхновых в нашей Галактике.

Рис. 26. Расположение семи галактических сверхновых в проекции на главную плоскость Галактики.
Сверхновые отмечены датами вспышек. С - центр Галактики, - Солнце, расстояние между ними 10 кпс. НI - граница распространения нейтрального водорода в Галактике, НII-граница распространения ионизованного водорода (т. е. ярких газовых туманностей).

Недавно Г. Тамманн попытался вычислить средний интервал между вспышками по пяти сверхновым нашего тысячелетия: 1006, 1054, 1572 и 1604 гг. и Кассиопеи А. Сверхновая 1181 г. была им отброшена. Эти пять сверхновых расположены в секторе, имеющем центральный угол 50 o с вершиной в ядре Галактики (т. е. сектор составляет седьмую часть Галактики, см. рис. 26). Если мы разделим 1000 лет на пять, то получим интервал в 200 лет между вспышками в секторе или, разделив еще на 7, получим интервал в 28 лет между вспышками сверхновых для всей Галактики. Но внутри сектора имеются значительные области, где сильное поглощение света могло скрыть от нас вспышки. Кроме того, данные о средневековых наблюдениях сохранились только для северного полушария планеты, и поэтому могли остаться незамеченными вспышки в созвездиях около южного полюса неба. Не будем входить в детали соответствующих исправлений, а укажем лишь, что Тамманн получил в конце концов средний интервал в 12 лет или 8 сверхновых в столетие с возможным отклонением на 5 вспышек в ту или иную сторону.

Но можно было бы пойти по менее сложному пути. Возьмем вместо сектора с его большими неопределенностями окрестность вокруг Солнца в радиусе 8 кпс. Тогда, поскольку она хорошо изучена оптическими, рентгеновскими и радиоастрономическими методами, мы можем быть уверенными, что в ней было только шесть, молодых остатков, приведенных в табл. 13 минимум за последние 1800 лет, начиная со вспышки 185 г., а на самом деле и за еще более длительный срок. Вне окрестности оказалась сверхновая Кеплера 1604 г., вспыхнувшая где-то над центром Галактики.

Отметим, что две из шести сверхновых относятся ко II типу, а остальные - к типу I. Попробуем установить, где же вообще могут вспыхивать в Галактике сверхновые этих типов. Сверхновые I типа, судя по вспышкам в других звездных системах, встречаются на любых расстояниях от центра, а говоря более определенно - в области распространения неионизованного водорода, являющегося, в сущности, в значительной части продуктом деятельности сверхновых звезд. Что касается сверхновых II типа, то они связаны с молодыми звездами, область распространения которых в галактиках четко очерчивается светящимися газовыми туманностями - облаками ионизованного водорода.

Радиус распространения неионизованного водорода в Галактике 21 кпс, ионизованного - 16 кпс. Нетрудно поэтому вычислить долю, какую составляет наша окрестность радиусом 8 кпс, по отношению к соответствующей области распространения ионизационных стадий водорода в Галактике: 0.15 для неионизованного и 0.25 для ионизованного. В сущности, это единственные множители, которые нам нужны для вычисления средних интервалов между вспышками сверхновых обеих типов. Взяв минимальный интервал 1800 лет, мы получаем для I типа 1800:4*0.15 = 67 лет, а для II типа 1800:2*0.25 = 225 лет, или, не различая типов, около двух сверхновых в столетие. Эти числа можно считать верными с погрешностью до 50%, но, поскольку исследования радиоизлучения остатков сверхновых в зоне радиусом 8 кпс вокруг Солнца не обнаружили других объектов моложе 2500 лет, средние интервалы между вспышками, полученные выше, можно увеличить в 1.4 раза, а число вспышек за сто лет во столько же уменьшить.

Интересно отметить, что вспышки, наблюдавшиеся оптически, в течение двух Тысячелетий следовали друг за другом не с приблизительной равномерностью, "сериями": одна была во втором веке, затем был 8-вековой перерыв и в XI - XII веке произошли три вспышки, после чего снова была четырехвековая пауза, закончившаяся тремя вспышками, следовавшими в течение 32 лет на рубеже XVI - XVII веков. С тех пор длится новая четырехвековая пауза. "Серии" и "паузы" не заключают в себе особого физического смысла. Это чистые случайности в очередности малого числа событий. Так или иначе, но в течение последних четырех веков вспышки сверхновых происходили вне окрестности радиусом 8 кпс вокруг Солнца. Галактика "задолжала" нашей зоне по меньшей мере две сверхновых.

Положение Солнечной системы в Галактике таково, что нам оптически доступны наблюдения вспышек сверхновых примерно в половине ее объема, а в остальной части Галактики яркость вспышек приглушена межзвездным поглощением и удаленностью настолько, что даже в наше время они могут быть упущены и обнаружены после вспышки уже как радиоизлучающие остатки.

Звезды живут не вечно. Они тоже рождаются и умирают. Некоторые из них, подобно Солнцу, существуют по несколько миллиардов лет, спокойно дотягивают до старости, а потом медленно угасают. Другие проживают куда более короткую и бурную жизнь и к тому же обречены на катастрофическую гибель. Их существование прерывается гигантским взрывом, и тогда звезда превращается в сверхновую. Свет сверхновой озаряет космос: ее взрыв виден на расстоянии многих миллиардов световых лет. Вдруг на небе появляется звезда там, где раньше, казалось бы, ничего и не было. Отсюда и название. Древние считали, что в таких случаях действительно зажигается новая звезда. Сегодня мы знаем, что на самом деле звезда не рождается, а умирает, но название осталось прежним, сверхновая.

СВЕРХНОВАЯ 1987A

В ночь с 23 на 24 февраля 1987 года в одной, из ближайших к нам галактик,. Большом Магеллановом Облаке, отстоящем от нас всего на 163.000 световых лет, в созвездии Золотая Рыба появилась сверхновая. Она стала заметна даже невооруженному глазу, в мае месяце достигла видимой величины +3, а в последующие месяцы постепенно утрачивала яркость, пока вновь не стала невидима без телескопа или бинокля..

Настоящее и прошлое

Сверхновая 1987A, название которой говорит о том, что это была, первая сверхновая, наблюдавшаяся в 1987 году, стала и первой видимой невооруженным глазом с начала эры телескопов. Дело втом, что последний взрыв сверхновой в нашей Галактике наблюдали в далеком 1604-м, когда телескоп, еще не был изобретен.

Но еще важнее, что звезда* 1987A дала современным агрономам первую возможность наблюдать сверхновую на относительно небольшом расстоянии.

А что там было раньше?

Исследование сверхновой 1987A показало, что она относится к типу II. То есть звезда-прародительница или звезда-предшественник, которую удалось обнаружить на более ранних снимках этого, участка неба, оказалась голубым сверхгигантом, чья масса почти в 20 раз превышала массу Солнца. Таким образом, это была очень горячая звезда, которая быстро исчерпала свое ядерное топливо.

Единственное, осталось после гигантского взрыва, - это быстро расширяющееся газовое облако, внутри которого еще никому не удалось разглядеть нейтронную звезду, чьего возникновения теоретически следовало ожидать. Одни астрономы утверждают, что эта звезда все еще окутана выпущенными газами, тогда как другие выдвинули гипотезу, согласно которой вместо звезды там формируется черная дыра.

ЖИЗНЬ ЗВЕЗДЫ

Звезды рождаются в результате гравитационного сжатия облака межзвездного вещества, которое, нагреваясь, доводит свое центральное ядро до температур, достаточных для начала термоядерных реакций. Последующее развитие уже загоревшейся звезды зависит от двух факторов: начальной массы и химического состава, причем первая, в частности, определяет скорость сгорания. Звезды, обладающие более крупной массой, горячее и светлее, но именно поэтому они сгорают раньше. Таким образом, жизнь массивной звезды короче по сравнению со звездой небольшой массы.

Красные гиганты

О звезде, которая сжигает водород, принято говорить, что она находится в «основной фазе». Большая часть жизни любой звезды совпадает именно с этой фазой. Например, Солнце находится в основной фазе уже 5 млрд лет и останется в ней еще надолго, а когда этот период закончится, наше светило перейдет в короткую фазу нестабильности, вслед за которой оно снова стабилизируется, на этот раз в форме красного гиганта. Красный гигант несравнимо крупнее и ярче звезд в основной фазе, но и гораздо холоднее. Антарес в созвездии Скорпион или Бетельгейзе в созвездии Орион - яркие примеры красных гигантов. Их цвет можно сразу же распознать даже невооруженным глазом.

Когда Солнце превратится в красный гигант, его внешние слои «поглотят» планеты Меркурий и Венеру и дойдут до орбиты Земли. В фазе красного гиганта звезды утрачивают значительную часть внешних слоев своей атмосферы, и эти слои образуют планетарную туманность, подобную М57, туманности Кольцо в созвездии Лира, или М27, туманности Гантель в созвездии Лисичка. И та, и другая прекрасно подходят для наблюдения в ваш телескоп.

Дорога к финалу

С этого момента дальнейшая судьба звезды неотвратимо зависит от ее массы. Если она меньше 1,4 массы Солнца, то после окончания ядерного горения такая звезда освободится от своих внешних слоев и сожмется до белого карлика-финальной стадии эволюции звезды с небольшой массой. Пройдут миллиарды лет, пока белый карлик остынет и станет невидим. Напротив, звезда с большой массой (как минимум в 8 раз массивнее Солнца), как только заканчивается водород, выживает за счет сжигания газов тяжелее водорода, таких как гелий и углерод. Пройдя ряд фаз сжатия и расширения, такая звезда через несколько миллионов лет переживает катастрофический взрыв сверхновой, выбрасывая в космос гигантское количество собственного вещества, и превращается в остаток сверхновой. Примерно в течение недели сверхновая превосходит по яркости все звезды своей галактики, а затем быстро темнеет. В центре остается нейтронная звезда, объект небольшого размера, обладающий при этом гигантской плотностью. Если же масса звезды еще больше, в результате взрыва сверхновой появляются не звезды, а черные дыры.

ТИПЫ СВЕРХНОВЫХ

Изучая свет, идущий от сверхновых, астрономы выяснили, что не все они одинаковы и их можно классифицировать зависимости от химических элементов, представленных в их спектрах. Особую роль здесь играет водород: если в спектре сверхновой присутствуют линии, подтверждающие наличие водорода то ее относят к типу II; если же таких линий нет, она причисляется к типу I. Сверхновые типа I разделяют на подклассы la, lb и lс учетом других, элементов спектра.

Разная природа взрывов

Классификация типов и подтипов отражает разнообразие механизмов, лежавших в основе взрыва, и разные типы звезд-предшественниц. Взрывы сверхновых типа таких как SN 1987A, исходят на последней эволюционной стадии звезды, обладающей большой массой (Более чем в 8 раз превышающей массу Солнца).

Сверхновые типа lb и lc возникают в результате коллапса центральных частей массивных звезд, утративших значительную часть их водородной оболочки из-за сильного звездного, ветра или из-за передачи вещества другой звезде в двойной системе.

Разные предшественники

Все сверхновые типа lb, lc и II, происходят от звезд Населения I, то есть от молодых звезд, сосредоточенных в дисках спиральных галактик. Сверхновые типа la, в свою очередь, происходит из старых звезд Населения II, и их можно наблюдать как в эллиптических галактиках, так и в ядрах спиральных галактик. Этот тип сверхновой родом из белого карлика, входящего в состав двойной системы и оттягивающего вещество у своей соседки. Когда масса белого карлика достигает предела устойчивости (его называют пределом Чандрасекара),начинается быстрый процесс слияния ядер углерода, и происходит взрыв, в результате которого звезда выбрасывает наружу большую часть своей массы.

Разная светимость

Разные классы сверхновых отличаются друг от друга не только спектром, но и максимальной светимостью, достигаемой ими во взрыве, и тем, как именно эта светимость снижается с течением времени. Сверхновые типа I, как правило, гораздо ярче сверхновых типа II, но при этом они гораздо быстрее тускнеют. В сверхновых типа I пиковая яркость сохраняется от нескольких часов до нескольких дней, тогда как сверхновые типа II могут просуществовать до нескольких месяцев. Была высказана гипотеза, согласно которой звезды с очень большой массой (в несколько десятков раз превышающей массу Солнца) взрываются еще более бурно, как «гиперновые», а их ядро превращается в черную дыру.

СВЕРХНОВЫЕ В ИСТОРИИ

Астрономы полагают, что в нашей Галактике в среднем взрывается по одной сверхновой каждые 100 лет. Однако количество сверхновых, исторически задокументированных в последние два тысячелетия, не достигает и 10. Одна из причин этого может быть связана с тем, что сверхновые, особенно типа II, взрываются в спиральных ветвях, где межзвездная пыль гораздо плотнее и, соответственно, способна затемнить сияние сверхновой.

Первая из увиденных

Хотя ученые рассматривают и другие кандидатуры, на сегодняшний день принято считать, что первое в истории наблюдение за взрывом сверхновой относится к 185 году н.э. Оно было задокументировано китайскими астрономами. В Китае же отмечались и взрывы галактических сверхновых в 386 и в 393 годах. Затем прошло более 600 лет, и вот, наконец, на небе появилась еще одна сверхновая: в 1006 году в созвездии Волк засияла новая звезда, на этот раз зафиксированная в том числе арабскими и европейскими астрономами. Это ярчайшее светило (чья видимая величина на пике яркости достигала -7,5) оставалось видимым на небе дольше года.
.
Крабовидная туманность

Исключительно яркой была и сверхновая 1054 года (максимальная величина -6), но и ее снова заметили только китайские астрономы, да еще, может быть, американские индейцы. Наверняка это самая известная сверхновая, поскольку ее остаток - Крабовидная туманность в созвездии Телец, которую Шарль Мессье внес в свой каталог под номером 1.

Китайским астрономам мы обязаны и сведениями о появлении в 1181 году сверхновой в созвездии Кассиопея. Там же взорвалась и еще одна сверхновая, на этот раз в 1572 году. Эту сверхновую заметили и европейские астрономы, в том числе Тихо Браге,который описал и ее появление, и дальнейшее изменение ее яркости в своей книге «О новой звезде», чье название и дало начало термину, которым принято обозначать такие звезды.

Сверхновая Тихо

Спустя 32 года, в 1604-м, на небе появилась еще одна сверхновая. Тихо Браге передал эту информацию своему ученику Иоганну Кеплеру, который стал отслеживать «новую звезду» и посвятил ей книгу «О новой звезде в ноге Змееносца». Эта звезда, наблюдаемая и Галилео Галилеем, на сегодняшний день остается последней из видимых невооруженным глазом сверхновых, взорвавшихся в нашей Галактике.

Однако нет никаких сомнений в том, что еще одна сверхновая взорвалась в Млечном Пути, снова в созвездии Кассиопея (это созвездие-рекордсмен насчитывает три галактические сверхновые). Хотя визуальные свидетельства этого события отсутствуют, астрономы нашли остаток звезды и подсчитали, что он должен соответствовать взрыву, произошедшему в 1667 году.

За пределами Млечного Пути, помимо сверхновой 1987A, астрономы наблюдали и вторую сверхновую, 1885, которая взорвалась в галактике Андромеда.

Наблюдение за сверхновыми

Чтобы охотиться за сверхновыми, необходимы терпение и правильный метод.

Первое нужно, так как никто не гарантирует, что вам удастся открыть сверхновую в первый же вечер. Без второго не обойтись, если вы не хотите терять время и действительно стремитесь повысить свои шансы на открытие сверхновой. Основная проблема состоит в том, что физически невозможно предугадать, когда и где произойдет взрыв сверхновой в одной из далеких галактик. Поэтому охотник за сверхновыми должен каждую ночь сканировать небо, проверяя десятки галактик, тщательно отобранных с этой целью.

Что нужно делать

Одна из наиболее распространенных техник состоит в наведении телескопа на ту или иную галактику и сопоставлении ее облика с более ранним изображением (рисунком, фотографией, цифровым изображением), в идеальном варианте приблизительно с тем же увеличением, что и у телескопа, с помощью которого ведутся наблюдения. Если там появилась сверхновая, это сразу бросится вам в глаза. Сегодня многие астрономы-любители располагают оборудованием, достойным профессиональной обсерватории, таким как телескопы с компьютерным управлением и ПЗС-камерами, позволяющими делать фотографии звездного неба сразу в цифровом формате. Но даже в наши дни множество наблюдателей охотятся за сверхновыми, просто наводя телескоп на ту или иную галактику и глядя в окуляр в надежде увидеть, не появится ли где-то еще одна звезда.

Необходимое оборудование

Для охоты за сверхновыми не требуется слишком сложного оборудование Конечно, нужно учитывать мощность вашего телескопа. Дело в том, что у каждого инструмента есть предельная звездная величина, которая зависит от разных факторов, и важнейший из них -диаметр объектива (однако важна и яркость неба, зависящая от светового загрязнения: чем оно меньше, тем выше предельная величина). С помощью вашего телескопа вы можете рассматривать сотни галактик в поисках сверхновых. Однако,прежде чем приступить к наблюдению, очень важно иметь под рукой небесные карты для определения галактик, а также рисунки и фотографии галактик, которые вы планируете наблюдать (в интернете есть десятки ресурсов для охотников за сверхновыми), и, наконец, журнал наблюдений, куда вы будете заносить данные по каждому из сеансов наблюдений.

Ночные трудности

Чем больше охотников за сверхновыми, тем больше шансов заметить их появление непосредственно в момент взрыва, что дает возможность целиком отследить их кривую блеска. С этой точки зрения астрономы-любители оказывают ценнейшую помощь профессионалам.

Охотники за сверхновыми должны быть готовы терпеть ночной холод и влажность. Кроме того, им придется бороться с сонливостью (термос с горячим кофе всегда входит в базовое снаряжение любителей ночных астрономичеких наблюдений). Но рано или поздно их терпение будет вознаграждено!

Voted Thanks!

Возможно Вам будет интересно:

•