Наднова

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Зображення залишка наднової Кеплера 1604 року, синтезоване астрономами НАСА за даними спостережень з трьох космічних телескопів у різних діапазонах:
 — в інфрачервоному світлі (показано червоним кольором) — з телескопа Спітцер
 — у видимому діапазоні (показано жовтим) — з телескопа Хаббл
 — у рентгенівських променях 0,3-1,4 кеВ (зелений) та 4-6 кеВ (блакитний) — з телескопа Чандра.

Наднова́ — це зоря, що раптово збільшує свою світність у мільярди раз (на 20 зоряних величин), а іноді й більше. У максимумі спалаху наднова випромінює стільки ж світла, скільки його випромінюють мільярди зір разом. Це найяскравіші з відомих зір, їх світність порівняна зі світністю цілої галактики, а іноді навіть перевищує її[1]. Спалахи наднових — досить рідкісне явище. У нашому Чумацькому Шляху вони спостерігаються приблизно раз на 500 років, хоча очікуваний проміжок між спалахами — 50±25 років[1]. Завдяки високій світності наднові спостерігають в інших галактиках.

Вибух можна спостерігати протягом тижнів або місяців. На короткий час наднова засвічує всю галактику, в якій вона розташована. Сонцю потрібно 10 мільярдів років для вироблення енергії, яка вивільняється при утворенні наднової другого типу[2]. Наше Сонце занадто мале, щоб колись стати надновою, замість цього воно перетвориться на білого карлика.

Система позначень[ред.ред. код]

Для позначення наднових астрономи застосовують таку систему[1]:

  • літери SN (від лат. SuperNova)
  • рік відкриття
  • порядковий номер наднової у цьому році, який кодується латинськими літерами (лат. a, b, ... z, aa, ab, ...)

Наприклад, SN 1997cj позначає наднову, відкриту 1997 року 88-ою за ліком (3 (c) * 26 + 10 (j) = 88)

Класифікація[ред.ред. код]

Є декілька різних типів наднових і два різних шляхи їх виникнення. Класифікація наднових здійснюється за їх спектрами:

  • І — У спектрі під час вибуху немає ліній водню. Криві блиску майже однакові, різниця між ними виявляється на пізніх стадіях спалаху:
    • Ia — у максимумі блиску спостерігається лінія одноразово іонізованого кремнію на довжині хвилі 615 нм. Ця лінія має лабораторну довжину хвилі 635,5 нм і зазнає блакитного зсуву[3]. Також у спектрі виділяються лінії заліза. Спалах пов'язують із досягненням білим карликом межі Чандрасекара (1,4M☉). Джeрелом випромінювання є бета-розпад нікелю-56 у кобальт-56 і далі у залізо-56 [4]
    • Ib — у спектрі спостерігається лінія неіонізованого гелію на довжині хвилі 587,6 нм і слабка лінія поглинання кремнію на 615 нм. Попередники наднових типів Ib i Ic втрачають більшу частину зовнішньої водневої оболонки внаслідок сильного зоряного вітру або взаємодії з зорею-компаньоном. В їх спектрах помітні лінії кисню, кальцію та магнію. Наднові цих типів можуть буть джерелами гамма-спалахів. Наднові типу Ib вважаються колапсуючими масивними зорями типу Вольфа-Райє.
    • Ic — слабкі або відсутні лінії гелію і слабка лінія поглинання кремнію на 615 нм.
    • Id — підтип виділяється дуже рідко
  • У спектрі є лінії водню, криві блиску різноманітніші. Спалахи наднових другого типу пов'зують із завершенням еволюції одиночної масивної зорі, оболонка якої складається здебільшого з водню. Маса скинутої оболонки становить від кількох десятих до 10 M☉. Унаслідок колапсу ядра утворюється нейтронна зоря:
    • IIP — на кривій блиску спостерігається плато
    • IIL — зоряна величина лінійно спадає з часом
    • IIn — спектральні лінії вузькі (у інших типів наднових ширина ліній становить кілька тисяч км/с).
    • IIb — спектр є комбінацією спектрів наднових типів II i Ib.

В обох типах наднових вибух викидає багато або навіть усю речовину зорі зі значною швидкістю[5].

Наднова, що вибухає внаслідок нестабільності народження електрон-позитронних пар[ред.ред. код]

Існування цього типу наднових було передбачено 1967 року. Першим свідченням існування таких зір імовірно є спалах наднової SN 2006gy[6]. Наднова, що вибухає внаслідок нестабільності народження електрон-позитронних пар, трапляється, коли народження електрон-позитронних пар завдяки взаємодії високоенергетичних гамма-променів з атомними ядрами зменшує тиск світла в ядрі надмасивної зорі. Зменшення тиску випромінювання в зоряному ядрі порушує гідростатичну рівновагу і під дією гравітації зоря колапсує. Це стиснення прискорює ядерні реакції горіння важких елементів у зоряному ядрі, що призводить до потужного термоядерного вибуху, який викидає весь зоряний матеріал в навколишній простір, не залишаючи опісля ніякого залишку (ніякої чорної діри), окрім викинутого вибухом газу[7]. Явище вибуху наднової цього типу може мати місце лише для надмасивних зір (від 130 до 250 мас Сонця), які мають низьку металічність (низький вміст хімічних елементів важчих за гелій).

Залишки наднових[ред.ред. код]

Вибух спричиняє ударну хвилю в навколишньому міжзоряному газі, яка формує залишок наднової. Одним із прикладів такого процесу є показаний праворуч залишок наднової, яку спостерігав Кеплер 1604 року (SN 1604).

Інший тип залишків спалахів наднових — туманності, що утворюються при взаємодії скинутих оболонок і міжзоряного середовища. Вони є джерелом досить сильного радіовипромінювання і м'якого рентгенівського випромінювання. Розрізняють два типи радіотуманностей. Перший тип має яскраво виражену оболонкову структуру, у ньому часто зустрічаються волокна й нитки, що випромінюють різні лінії. У центрі такої оболонки часто міститься рентгенівське джерело. Радіуси оболонок складають приблизно десятки світлових років, а швидкості розширення — десятки й сотні кілометрів на секунду.

М'яке рентгенівське випромінювання радіотуманностей оболонкового типу свідчить, що вони містять плазму, нагріту до десятків мільйонів градусів. Це підтверджується наявністю в рентгенівських спектрах таких об'єктів ліній високоіонізованих елементів. Плазма утворюється в результаті поширення потужної ударної хвилі в міжзоряному середовищі.

Другий тип радіотуманностей — залишки з вираженою концентрацією до центру. Вони називаються плеріонами. Плеріони відрізняються радіоспектром, значним ступенем поляризації синхротронного радіовипромінювання і відносною однорідністю магнітного поля. Основним джерелом енергії плеріонів є пульсар.

Цікаві факти[ред.ред. код]

Наймолодшим відкривачем наднової стала десятирічна мешканка Канади Кетрін Ґрей, що відкрила наднову SN 2010lt 2 січня 2011[8][9].

Див. також[ред.ред. код]

Посилання[ред.ред. код]

  1. а б в наднові // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів: ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — С. 308—309. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031).
  2. F. W. Giacobbe How a Type II Supernova Explodes // Electronic Journal of Theoretical Physics, 2 (2005) (6) С. 30-38.
  3. Filippenko A.V. 2004. Supernovae and Their Massive Star Progenitors. astro-ph/0412029
  4. Hillebrandt W. Type IA Supernova Explosion Models // Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38 (2000) (1) С. 191–230. — arXiv:astro-ph/0006305. — Bibcode:2000ARA&A..38..191H. — DOI:10.1146/annurev.astro.38.1.191.
  5. «Introduction to Supernova Remnants» (English). NASA Goddard Space Flight Center. 2006-07-27. Архів оригіналу за 2013-06-25. Процитовано 2006-09-07. 
  6. Waldman, R. The Most Massive Core-Collapse Supernova Progenitors // The Astrophysical Journal, 685 (2008) С. 1103-1108. — DOI:10.1086/591267.
  7. Fraley Gary S. Supernovae Explosions Induced by Pair-Production Instability // Astrophysics and Space Science, 2 (1968) (1) С. 96–114. — Bibcode:1968Ap&SS...2...96F. — DOI:10.1007/BF00651498.
  8. 10-Year-Old Girl Discovers a Supernova
  9. У Канаді 10-річна дівчинка знайшла супернову
Сатурн Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її.