Сверхновые звезды

Сверхновые звезды - одно из самых грандиозных и захватывающих космических явлений. Сверхновыми называются звезды, вспыхивающие подобно новым и достигающие в максимуме абсолютной звездной величины от -18m до -19m. Отдельные сверхновые в максимуме блеска превышают светимость Солнца в десятки миллиардов раз, достигая абсолютной звездной величины M = -20m ÷ -21m.

В китайских летописях упоминается о внезапном появлении в 1054 г. в созвездии Тельца и наблюдавшейся китайскими и японскими астрономами «звезды-гостьи», которая казалась ярче Венеры и была видна даже днем. Спустя два месяца эта звезда начала угасать, а еще через несколько месяцев совершенно исчезла из поля зрения. В наше время с помощью достаточно мощных телескопов в этом созвездии можно видеть туманность причудливой формы, напоминающую плывущего в воде краба. Туманность так и назвали - Крабовидная. Наблюдения показали, что она расширяется. С учетом скорости расширения можно заключить, что Крабовидная туманность - это остаток взрыва сверхновой 1054 г.

Впервые термин «новая звезда» применил Т. Браге при описании появившейся яркой звезды в 1572 г. в созвездии Кассиопеи. Несмотря на то, что по нынешним представлениям это название оказалось не совсем удачным (вспышка означает не рождение звезды, а ее гибель), оно до сих пор используется в астрономии. Наиболее мощные взрывы гибнущих звезд стали по аналогии называть сверхновыми.

В нашей Галактике за последнее тысячелетие зарегистрировано несколько случаев вспышек сверхновых звезд. Наиболее яркая сверхновая звезда, наблюдавшаяся с помощью современной техники, появилась в 1987 г. в одной из ближайших галактик - Большом Магеллановом Облаке.

Звезда вспыхивает вследствие коллапса (схлопывания) своего массивного ядра. Происходит это следующим образом. На разных этапах жизни массивной звезды в ее ядре протекают термоядерные реакции, при которых сначала водород превращается в гелий, затем гелий в углерод и т. д. до образования ядер элементов группы железа (Fe, Ni, Co). Постепенно звезда все больше и больше «расслаивается».

Ядерные реакции с образованием еще более тяжелых химических элементов идут с поглощением энергии, поэтому звезда начинает охлаждаться и сжиматься. Внутренние слои словно обрушиваются к центру звезды; возникает ударная волна, движущаяся обратно от центра. В итоге наружные слои звезды выбрасываются с огромной скоростью. В результате катастрофического изменения структуры звезды происходит вспышка сверхновой.

При взрыве освобождается энергия порядка 1046 Дж. Такую энергию наше Солнце способно излучить лишь за миллиарды лет. От огромной звезды остаются только расширяющаяся с большой скоростью газовая оболочка и нейтронная звезда (или пульсар). Пульсар представляет собой быстро вращающуюся нейтронную звезду, для которой характерно радиоизлучение, пульсирующее с периодом, равным периоду вращения звезды.

Если звездная масса невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды (гравитационный коллапс) прекращается. При очень высокой плотности вещества электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтральные частицы - нейтроны. Вскоре почти вся звезда будет состоять из одних нейтронов, настолько тесно прижатых друг другу, что огромная звездная масса будет сосредоточена в очень небольшом шаре, размером порядка десяти километров. Плотность этого шара - нейтронной звезды - чудовищно велика: она может составлять 1017 ÷ 1018 кг/м3.

Если в недрах звезды отсутствуют силы, противодействующие ее сжатию под действием сил гравитации, то звезда и дальше будет продолжать сжиматься. Плотность вещества будет продолжать увеличиваться.

В результате массивная звезда на заключительном этапе своей эволюции превращается в неудержимо сжимающийся объект - черную дыру. Поле тяготения на границе черной дыры настолько велико, что сигналы от этого объекта не выходят наружу (отсюда происходит ее название). Другими словами: гравитационное поле черной дыры настолько сильное, что даже свет не в состоянии его преодолеть.

Критический радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в черную дыру, называется гравитационным радиусом (\(r_{g}\)) или радиусом Шварцшильда. Для массивных звезд \(r_{g}\) составляет несколько десятков километров и может быть рассчитан по формуле: \[r_{g} = \frac{2GM}{c^{2}},\] где \(G\) - гравитационная постоянная, \(M\) - масса звезды, \(c\) - скорость света.

Теория относительности приводит к выводу, что вещество должно быть сжато в микроскопически малом объеме пространства в центре черной дыры. Это состояние называется сингулярностью. Границу черной дыры именуют горизонтом событий.

Так как черные дыры непосредственно наблюдать нельзя, поиски их сопряжены с большими трудностями. Чаще всего черную дыру удается обнаружить двумя способами. Во-первых: если дыра образовалась в двойной системе звезд, то ее положение можно определить по обращению второго компонента вокруг «пустого места». Во-вторых: при падении вещества на черную дыру должно возникать мощное рентгеновское излучение. Источники такого излучения (Лебедь Х-1, Скорпион Х-1 и др.) зарегистрированы как бы «кандидатами» в черные дыры. Черные дыры также могут существовать и наблюдаться как постоянно взаимодействующие с веществом в ядрах галактик и в квазарах.

Читать далее