6. Сверхновые звезды

В отдаленном уголке Вселенной внезапно взорвалась звезда, сбросив с себя наружный слой вещества.

Свет от этой звезды из созвездия Тельца (вблизи яркой звезды ) мчался по космическим просторам 6 тыс. лет и достиг Земли 4. 07.1054 г. китайские астрономы обнаружили яркую звезду много ярче Венеры. В течение 23 дней, до 27 июля 1054 г. свет от звезды был виден даже днем. Звезда оставалась видимой для невооруженного глаза 627 дней и 17 апреля 1056 г. исчезла. Японские астрономы также наблюдали эту звезду, сверкавшую как 500 млн. Солнц.

В 1955 г. американские астрономы обнаружили доисторические пиктограммы на стене одной пещеры в скале каньона Навахо в Аризоне. В каньоне изображение было высечено на камне, а в пещере нарисовано куском гематита (красный железняк, -Fe₂0₃  окись железа). На обоих рисунках изображены кружок и полумесяц, которые представляли изображение лунного серпа и звезды (рис. 2).

Рис. 2

При взрывах сверхновых звезд резко меняется химический состав межзвездной среды космического пространства.

Сверхновые звезды  редкие, но яркие и необычные объекты - горячие точки Вселенной. История засвидетельствовала лишь несколько случаев появления сверхновых звезд. В 1572 г. обнаружена сверхновая звезда Тихо Браге, в 1604 г.  сверхновая звезда Кеплера.

Недавно стало известно о сверхновой звезде в созвездии Волка, которая вспыхнула в 1006 г., обнаружена в 1965 г. В 1885 г. вблизи ядра галактики Андромеда обнаружена сверхновая звезда  "S Андромеда". До настоящего времени обнаружено более 150 сверхновых звезд. Только три из них оказались в нашей Галактике. Например, сверхновая звезда "Петля Лебедя" взорвалась 60 тыс. лет назад, сверхновая звезда "Кассиопея А"   в 1700 г.

До 1987 г. были известны три разновидности сверхновых: Ia, Ib и II.

У сверхновых звезд типа Ia и Ib водорода  самого распространенного химического элемента во Вселенной  нет, встречаются в эллиптических галактиках и принадлежат к более старым поколениям звезд. В максимуме своей светимости сверхновая по мощности излучения сравнима с галактикой, содержащей сотни миллиардов звезд. Суммарная энергия взрыва сверхновой звезды 10⁶⁰ Дж. У сверхновых звезд типа II его содержание практически нормально, встречаются в спиральных галактиках, которые состоят из звезд молодого поколения с возрастом до 100 млн. лет. В нашей Галактике сверхновые звезды взрываются каждые 300  400 лет, но из-за присутствия пыли и газа удается наблюдать лишь некоторые из них.

Сверхновая звезда, вспыхнувшая в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако 23 февраля 1987 г. (СН 1987А), находится на расстоянии 180 тысяч световых лет, относится к типу II, но не совсем обычна. Вместо того, чтобы достичь уровня максимальной светимости, как случалось всегда, дней за десять, она шла к нему 86 суток. На месте сверхновой находился голубой сверхгигант, имевший размер до 50 радиусов Солнца. Наблюдения показали, что на протяжении года после вспышки ультрафиолетовое излучение было слабым. Практически вся энергия приходится на оптическую и инфракрасную области спектра. На длительном интервале времени падение светимости описывается законом радиоактивного распада с периодом полураспада Т_1/2=77 дней. Этот факт подтверждает гипотезу, согласно которой свечение сверхновых типа II на поздней стадии поддерживается распадом радиоактивного изотопа кобальта, превращающегося в железо (Т_1/2=77 дней). Сам же кобальт, в свою очередь, образуется при распаде радиоактивного никеля (Т_1/2=6 дней).

Таблица 2

Наружный радиус СН 1987А звезды 210⁷ км, радиус кремниевой оболочки 10³ км.

Когда термоядерное горючее в центре звезды исчерпывается полностью, а огромные потери на излучение нейтрино способствуют понижению температуры и ничто не может противостоять силам тяготения, звезда испытывает коллапс. Перед коллапсом плотность вещества в центре звезды10¹⁰, температура ее 1 МэВ.

Рис. 3

Одна из особенностей коллапса сверхновых  захват нейтрино веществом.

По оценкам, весь коллапс заканчивается примерно за 200 мс, падение вещества к центру звезды прекращается и за время 0,4 с формируется встречная мощная ударная волна. Этот “взрыв наружу” при скорости 510⁹ разогревает и уплотняет внешние оболочки звезды, вызывая целую цепь ядерных реакций, в которых рождаются нуклиды тяжелее висмута. В расширяющейся оболочке звезды возникают нуклиды в широком диапазоне масс, только при взрыве сверхновых можно ожидать тех мощных потоков нейтронов, которые необходимы дляr-процесса.

После взрыва СН 1987 А был зарегистрирован десятисекундный поток излучения нейтрино, унесшей энергию 510⁷ 310⁴⁶ Дж, которая в 300 раз больше энергии взрыва. Такая энергия нейтринного излучения согласуется с теоретической моделью, предполагающей образование нейтронной звезды массы, равной около одной Солнечной.

Через месяц после вспышки в красной области спектра наблюдалась сильная линия поглощения, принадлежавшая барию очень редкому элементу во Вселенной, чего ранее не наблюдалось. Само излучение сверхновой СН 1987А оказалось сильно поляризованным в линиях водорода и натрия, а от сферически симметричной оболочки оно должно быть неполяризованным.

Считается, что для своего взрыва сверхновые типа II черпают из огромного запаса гравитационной энергии, которая высвобождается после сброса части оболочки при взрыве.

Для сброса оболочки с массой порядка десяти солнечных масс требуется всего 0,5 % гравитационной энергии исходной звезды. которая высвобождается, и центральное ядро остатка сверхновой звезды превращается в нейтронную звезду-пульсар.

Замечание: Новые исследования сверхновых звезд учеными свидельствуют о том, что наша Вселенная будет расширяться вечно.

Однако в сообщении не указывается, что ученые учли тяготение скрытой массы, существующей вокруг галактик, наличие которой может затормозить расширение Вселенной.

Тем более, что по последним данным у нейтрино обнаружено наличие массы, а нейтринные облака по массе превосходят массу всей галактики и являются первыми кандидатами, которые ответственны за скрытую массу.

Нейтринные облака имеют структуру в виде невидимых "пчелиных сот".

Из-за их большого тяготения, видимое вещество затекает в нейтринные соты, формируя галактики богатые сверкающими звездами, скопления галактик и сверхскопления галактик).

Далекие от Земли сверхновые звезды настоящие верстовые столбы, которые могут быть использованы для измерения границ космического расширения.

Подобный вывод основан на анализе 40 сверхновых звезд.

Свет от некоторых из них пришел на Землю только спустя 7 млрд. лет после того, как они взорвались.

После такого долгого путешествия кванты света потеряли часть энергии и длина волны их увеличилась в результате расширения Вселенной, из-за "красного смещения". Сравнивая спектр излучения такой звезды, взорвавшейся где-то на окраине Вселенной, со спектром излучения сверхновой звезды, взорвавшейся много ближе, можно выяснить насколько долгим было путешествие этого света. Вычисленное расстояние в совокупности с "красным смещением" сверхновой звезды является показателем расширения Вселенной за всю ее историю эволюции.

Оказывается, что спектры излучения сверхновых звезд, которые возникли тогда, когда наша Вселенная была наполовину моложе, чем сейчас, точно такие же, как и спектры современных сверхновых звезд, что и доказывает неизменность и постоянство расширения Вселенной.

Есть сведения, что Вселенная расширяется ускоренно.

Особенно точными являются измерения, основанные на предсказуемости возникновения одного из видов сверхновых звезд под названием "тип 1а". Их образование происходит вследствие того, что умирающий белый карлик вбирает в себя слишком много газа от соседнего красного гиганта, вызывая тем самым термоядерный взрыв, который разрывает белого карлика на части.

Сверхновые звезды "типа 1а" могут сиять, в течение месяца, ярче, чем целая галактика, содержащая миллиарды звезд.