Нови и свръхнови звезди



жүктеу 237.81 Kb.
Дата25.04.2016
өлшемі237.81 Kb.
Текст към презентацията

1.

НОВИ И СВРЪХНОВИ ЗВЕЗДИ
АСТРОНОМИЯ

ЗА ЛЮБИТЕЛИТЕ НА АСТРОНОМИЯТА
Надя Кискинова
Народна астрономическа обсерватория

Стара Загора

Новите, джуджетата нови и свръхновите за разлика от променливите избухващи звезди - Орионови и UY Кит, също като тях спадат към взривните звезди, но е прието да се наричат катаклизмични


2. НОВИ ЗВЕЗДИ

Разширяващото се светлинно ехо на тази Нова се проследява от май 2002 г. от “Хъбъл”, когато тя внезапно е избухнала и за няколко седмици рязко увеличи блясъка си и стана ярка колкото 600 000 слънца. Светлината се разпространява по съществуващия по-рано облак от прах, заобикалящ почервенялата променлива. Задачата на учените е да разберат доколко този обект отговаря на съществуващите представи за жизнения цикъл на звездите.

Изследванията досега показват, че това е млада двойна система, в която най-вероятно избухването е станало при по-масивната звезда – червен свръхгигант.

Разстоянието до Новата в съзвездието Еднорог е около 20 000 св.г., а представените изображения обхващат около 14 св. г. и е във външните краища на Млечния път.


3. Крива на блясъка на Нова звезда

- предизбухване - постоянен блясък или малки неправилни увеличения и намаления на блясъка;

- избухване - бързо увеличение на блясъка за часове или 1-2 денонощия;

- максимум - трае от часове до денонощия - понякога десетки и дори стотици;

- начало на спад на блясъка. Освободената енергия е 10*44-46 ерга или 10*4-6 пъти повече от слънчевата за 1 година.

- преходен стадий с колебания в блясъка;

- заключителен стадий - бавно и плавно спадане на блясъка до нивото преди избухването.
4. Метод за определяне на разстоянията по Новите

Спектралните промени, които съпътстват промените във видимия блясък на звездата говорят за бързо нарастващите й размери, изхвърляне на газово вещество от нея и постепенното му разсейване в пространството.

Приемайки, че абсолютната звездна величина М на новите е М = -7,5, получена за по-близките такива звезди чрез съпоставяне на ъгловата и линейна скорост на разширение на обвивката й, наблюдението на ярките нови в други галактики и звездни купове дава още един метод за определяне на разстояния в астрономията.

Най-често нови се наблюдават в спирални галактики като нашата.

Фактът, че звезда се наблюдава и след избухването й като Нова, говори, че въпреки колосалното количество освободена енергия, звездата не се разрушава структурно.

5. Новата в Лебед 1992

На това изображение се вижда разпространението на изхвърленото вещество при взрива на Новата в Лебед от 1992 г. и още – че това е тясна звездна система.

Обикновено катаклизмите при новите настъпват нееднократно. В този смисъл понятието нова е условно. Това, че някои са регистрирани само веднъж не означава, че има изключения, а че времето ни като наблюдатели е доста ограничено.


6. повторно Нови

всички нови са всъщност



повторно нови
ПРАВИЛО

Колкото е по-висока амплитудата на избухване на Новата,

толкова след по-дълъг период от време тя отново ще се прояви като Нова.
Това правило е дефинирано още през 30-те години на ХХ век от Паренаго и Кукаркин.
7. Новите – двойни звезди

Катаклизмичните променливи - нови, повторно нови и джуджета нови - са всъщност бели джуджета с маса около и по-малко от слънчевата - компоненти в звездна система. Другата звезда е нормално джудже или гигант, запълнили областта си на Рош. Когато започне на определен етап да изтича вещество към бялото джудже, тогава системата се проявява като катаклизмично променлива. Когато в натрупаното върху бялото джудже вещество протичат кратковременни термоядрени реакции. Необходимият за пораждането на взрива поток вещество е немного - 1/100 000 от масата на Луната, примерно /масата на Луната е 735.10*23 г./.

Такъв е механизмът, обясняващ активността на редица обекти в двойни системи - полари, рентгенови пулсари, барстери, симбиотични звезди, а също и активността на галактичните ядра.
8. БАРСТЕРИ


  • Рентгеновите барстери имат кратки, но много мощни импулси в рентгеновия диапазон.

  • Механизмът на взривовете е същият при останалите Нови, но тук вместо бяло джудже компактният обект е неутронна звезда или черна дупка.

9. Нови - джуджета

Ако при Новите амплитудата на промяна на блясъка е 10-12 звездни величини, то при джуджетата Нови тя е

5-6 звездни величини

Тя е нова джудже , когато протича нестационарна акреция от диска върху бялото джудже
10. Местоположение на Новите

Установено е, че Новите са близо до галактичната равнина и концентрацията им се увеличава към галактичния център, както при нашата, така и при другите галактики, т.е. те са разположени между променливите Лириди и Цефеиди.

11. СВРЪХНОВИ ЗВЕЗДИ

Въглеродът в клетките ни,

кислородът във въздуха,

силицият в скалите и

компютърните чипове,

желязото в кръвта ни и

машините;

всички атоми,

които са по-тежки от водорода и хелия ,

са били създадени във вътрешността на древни звезди.

Те са ги пръскали във Вселената,

когато са избухвали преди милиарди години.

National Geographic, България, март 2007



Космически експлозии

От Рон Кауън

Обозначават се подобно на новите - SN, съкратеното наименование на съзвездието и годината.

За разлика от новите, при тези катаклизмично променливи настъпват необратими промени в структурата на избухналата звезда, които бележат началото на краят й. Така завършват краткия си забележително ярък живот няколкократно по-масивните от Слънцето звезди.В други случаи се разрушават звезден остатък в тясна звездна система. Разрушава се и самата система.
12. всяка секунда

някъде във Вселената една звезда избухва

с яркостта на цяла галактика

Средно 1 Свръхнова в нашата Галактика,

Но 100 свръхнови всяка година в други галактики
13.

Има изключения като спиралната галактика NGC 2770, в която неотдавна станаха няколко такива избухвания. Предполага се, че и трите Свръхнови са в резултат от еволюция на масивни звезди, т.е. от ІІ тип.

Галактиката е на само 90 млн. св.г. от нас в съзвездието Рис.
14. 1006 година Свръхнова в съзвездието Вълк

Първото избухване на "звезда-гостенка", сведения за което са стигнали до нас, е било през май 1006 г.Изведнъж на небето просветнала звезда с яркостта на Луната в иначе бедното на звезди южно съзвездие Вълк, близо до Скорпион. Явлението разсърсило очевидците. Дълго време я наблюдавали и през деня.


15. Свръхновата от 1006 година днес
16. Свръхновата в Центавър от 185 г. днес

През 185 г. китайските астрономи документирали тази Свръхнова в съзвездието Центавър, която наблюдавали в продължение на месеци. Тук са кадрите от две рентгенови обсерватории ХММ Нютон и “Чандра”. Размерът на мъглявината от тази Свръхнова сега е 50 св.г., обозначена е като RCW 86, намира се в равнината на Галактиката и е на разстояние 8 200 св.г. от нас.


17. Наскални изображения на Свръхновата от 1054 г.в каньона Чако, САЩ, щата Аризона от индианците на племената навахо и анасази

Най-известната Свръхнова обаче е описаната в китайски и японски летописи Свръхнова в съзвездието Бик от 1054 г. От тях се знае, че тя е била ярка, колкото Венера /и повече - от около -5 зв.в./ и се е виждала през деня в продължение на месец. Проследили я с просто око цели две години, след което блясъкът й толкова намалял, че станала невидима. Днес там до звездата дзета се наблюдава известната Раковидна мъглявина, обозначена с № 1 в каталога на Месие.


18. Свръхновата на Тихо Брахе от 1752 г. в съзвездието Касиопея

На 11 ноември 1572 г. в съзвездието Касиопея се появила ярка колкото Юпитер звезда, после станала още по-ярка – колкото Венера и за около 2 седмици тя можела да се вижда дори денем на небето. Две години докато не изчезнала от погледите, известният датски астроном Тихо Брахе я наблюдавал и описвал в своя дневник. Благодарение на това днес знаем, че това е Свръхнова от тип Іа, от която днес е останала тази мъглявината. И още нещо – Свръхновата е била от двойна звездна система. Космическата наблюдателна техника позволи да се открие звездата-компаньон на Свръхновата – заградената с кръгче вдясно от указания уголемен участък вляво, която и днес “бяга” от ужаса на взрива с 3 пъти по-голяма скорост от околните звезди.


19.

Свръхновата на Кеплер в съзвездието Змиеносец е последната избухнала в нашата Галактика.


20. Свръхновата на Кеплер от 1604 г.

Светлината от взрива на звездата, в резултат на който е възникнал този космически облак, за първи път е видяно от Земята през октомври 1604 г. като ярка нова звезда в съзвездието Змиеносец. Изследвана е от известния астроном Йохан Кеплер, но тогава все още не е имало телескопи. Астрономите и сега, въоръжени вече с най-съвременна астрономическа техника изследват този остатък от Свръхновата на Кеплер, както често я наричат. Изображението на орбиталната рентгенова обсерватория „Чандра”, показва наличие на такива химически елементи, които са по-характерни за Свръхнова от тип Іа. Това означава, че ее избухнало бяло джудже с маса повече от стойността на Чандрасекар.


21. Касиопея А

Преди 330 години в съзвездието Касиопея се е взривила Свъхнова – Саs А. Доскоро учените не успяваха да открият обект вътре в мъглявината. Касиопея А е един от най-ярките радиоизточници на небето, а характерната мъглявина говори, че тук е избухнала Свръхнова.


22.

През 1999 г. с помощта на рентгеновата космическа обсерватория „Чандра” бе открит източника на излъчване – особена неутронна звезда. Откритият обект е едва 20-км. Вероятно е обвит не от водородна, а от въглеродна атмосфера с дебелина около 10 см. Този факт вероятно се дължи на младостта на неутронната звезда. Високата все още температура на повърхността й поражда термоядрени реакции, които са източник на въглерода.

Наскоро специалистите установиха, че неутронната звезда с въглеродна атмосфера може да е източник на необичаен космически прах. По поляризацията на електромагнитното излъчване, те съдят, че те може да се дължат на екзотичен прах, чиито частици са покрити с металически игли.
23.

Кривите на блясъка на Свръхновите са доста разнообразни. Това затруднило класификацията и по-старите източници говорят за 5 типа Свръхнови. Сега е прието Свръхновите да се разделят на І и ІІ тип.


24. Особеностите при двата типа Свръхнови говори за различните обекти
и механизми на избухване

За няколко дена блясъкът достига максималната си стойност.

Тогава се излъчва основното количество енергия 10*44 ерга.

Ден-два Свръхновата е в своя максимум, след което блясъкът й започва да намалява. Общата отделена енергия е 10*50 ерга и тя е за сметка на генерираните неутринни потоци при взрива.


25. Свръхнови от І тип
SN І
тесни звездни системи с бели джуджета

Повтарящият се сценарий на развитие на явлението при І тип сочи еднотипната природа на обектите. Оказва се, че това са бели джуджета с маса околослънчевата, намиращи се в тесни звездни системи. Механизмът е същият като при новите звезди, но мащабите са много по-големи. Когато бялото джудже е привлякло доста вещество от съседната голяма звезда и е натрупало маса над 1,44 слънчеви, започва нов неудържим колапс, придружен с бързо покачване на температурата и ново термоядрено горене. Синтезират се всички елементи след въглерода до желязото включително. Звездата избухва. Бялото джудже се разрушава напълно и след взрива не се образува неутронна звезда. Това е още едно обяснение защо някои остатъчни мъглявини от Свръхнови нямат пулсари. Към енергията, освободена при колапса се добавя енергията от термоядреното горене и затова яркостта на Свръхновите от І тип е най-висока.


26. Свръхновата на Тихо Брахе от 1752 г. в Касиопея
е била от двойна звездна система и е от І тип.

Космическата наблюдателна техника позволи да се открие звездата-компаньон на Свръхновата,
която и днес “бяга” от ужаса на взрива
с 3 пъти по-голяма скорост от околните звезди.

На 11 ноември 1572 г. в съзвездието Касиопея се появила ярка колкото Юпитер звезда, после станала още по-ярка – колкото Венера и за около 2 седмици тя можела да се вижда дори денем на небето. Две години докато не изчезнала от погледите, известният датски астроном Тихо Брахе я наблюдавал и описвал в своя дневник. Благодарение на това днес знаем, че това е Свръхнова от тип Іа, от която днес е останала тази мъглявината.
27. Свръхновите от І тип

метод
за измерване


на разстояния

Свръхнови І тип - SN І

Това е доста еднородна група Свръхнови с почти идентични криви на блясъка.

Методът за определяне на разстояния по Свръхновите в астрономията позволява да се даде оценка за отдалечеността на много галактики.

Именно тези свръхнови се подбират за прилагане метода на определение на разстояния.


28. Свръхнови ІІ тип - SN ІІ

Разнообразието при Свръхновите от ІІ тип говори за наличието на

избухващи

единични звезди с различни маси, няколкократно повече от слънчевата,

които се превръщат

в неутронни звезди или черни дупки

в края на еволюцията си.

Свръхновите от ІІ тип бележат края на масивните звезди.
29.

Светкавичният гравитационен колапс на звездните недра спира рязко с пресоването на веществото до неутронно състояние. Падащият с огромна скорост материал от външните звездни слоеве отскача от твърдата повърхност на новообразувалата се неутронна звезда и се отправя стремително към външността на звездата, увличайки все повече частици с ударната си мощ. Настъпила е катастрофа - звездата се взривява. Веществото й се разпилява със скорост 5-10 000 км/сек. Външен наблюдател регистрира просветване на звездата. Макар за кратко, Свръхновата свети колкото всички звезди в една галактика! По време на взрива се синтезират всички елементи след желязото от Менделеевата таблица. След 300-400-стотин денонощия тя постепенно се слива със звездния фон.


30. Свръхновата в Жираф, 2004

Такава е избухналата през лятото на 2004 г.една от най-ярките Свръхнови в сравнително близката галактика до Местната ни група на разстояние 3,3 Мрс в съзвездието Жираф NGC 2403. В случая избухва масивен жълт или червен гигант с радиус поне 5 000 слънчевия, в чието ядро е настъпила неустойчивост при горенето на тежките елементи от въглерода до желязото. Това води до колапс на ядрото и взрив.


31. Още за Свръхновите и Свръхновата в Жираф

СВРЪХНОВАТА НА ИТАГАКИ

Марина Загорчева
http://supernova2006.hit.bg
32. Свръхновите от ІІ тип
са агония на масивни звезди в края на живота им


Тези свръхтежки звезди винаги губят битката с гравитацията.

Тъй като огромната маса на външните слоеве продължава да притиска ядрото, реакциите на ядрения синтез не свършват с въглерода.

Звездата продължава да превръща

по-леки ядра във все по-тежки елементи.

Трансформирането на въглерода в кислород отнема 600 години, на кислорода в силиций – 6 месеца, а на силиция в желязо – 1 ден. Веднъж щом ядрото на звездата се превърне в плътна топка желязо – не по-голяма от Земята и тежаща колкото Слънцето, - съдбата й вече е предрешена. След по-малко от секунда тя ще избухне.

Желязото бележи края на пътя, тъй като сливането на неговите атоми – за разлика от тези на по-леките елементи – не освобождава, а консумира енергия.

Синтезът вече не може да осигури енергията, която да поддържа външните слоеве, и ядрото колапсира.


33. ГАМА ИЗБУХВАНИЯ

Два пробива през последните години по отношение на свръхновите:

гама-избухванията – ранни предупредителни сигнали от свръхнови, излъчени минути преди експлозията, накратно предизбухвания и даващи по-дълбок поглед към събитията, водещи до самата експлозия.
34.

Свръхновите от ІІ тип са източници на меките гама-лъчи, а процесите на сливане на двойка бели джуджета, неутронни звезди, черни дупки или комбинация от такива обекти е източник на твърдото гама-излъчване.

В звездите, които излъчват гама-лъчи, въртящата се черна дупка и дискът могат да генерират достатъчно енергия, за да ги взривят.
35.

National Geographic, България, март 2007

Космически експлозии

От Рон Кауън

Узли и Андрю Макфейдиън от Нюйоркския университет правят компютърни модели. Започват с огромна звезда, 40 пъти по-масивна от Слънцето, която се върти толкова бързо, че едва не се разлита в пространството. Скоростта й при екватора е няколкостотин км/сек. Тъй като звездата има твърде голям въртящ момент, част от пропадащото вещество в образувалата се черна дупка, остава като акреционен диск. “Всичко се дължи на въртенето” – казва Узли. Без него не би се образувал диск и нямаше да има взрив. Триенето загрява диска до около 40 милиарда градуса, поради въртенето му около черната дупка с хиляди оборота в секунда. Това води до изхвърляне на потоци вещество от диска, като потоците може да черпят енергията си направо от триенето в диска или от новородената черна дупка посредством магнитните полета, които го свързват с околностите й.


36.

Черната дупка се върти бясно, което може да накара магнитните полета да се разтегнат, усучат и скъсат, изливайки огромни количества енергия в диска. И в двата случая потоците ускорени частици достигат за 10 секунди повърхността на звездата, която все още може да се е запазила като дебела обвивка от водород, струята внезапно спира и избухването в гама-лъчи може да се загуби. Но ако звездата вече се е лишила от водородната си обвивка, струите се изстрелват в пространсвото със скорост повече от 99% от светлинната. Следва самото избухване – сблъскващите се със субстветлинни скорости вещество от потоците освобождават ускорени електрони, които се завихрят около магнитните полета на потока и изпускат гама-лъчи.

37.

Същата поредност от събития: колапс на ядрото, въртящ се диск и газови струи, Узли предполага, че има и при не толкова масивните звезда, когато вместо черна дупка, възниква неутронна звезда.



Но при повечето колабиращи звезди колапсът завършва, когато голямото колкото Земята ядро се смачка до неутронна звезда с размерите на град и температура 100 милиарда градуса. Това е точката на максималното свиване. Свитото ядро се разширява и създава насочена навън ударна вълна, която се сблъсква с веществото от външните слоеве на звездата, която подължава да пада навътре.

За по-малко от 1/1000 от секундата след генерирането на ударната вълна от центъра на звездата се освобождава порой от неутрино частици, които отнемат част от енергията на ударната вълна. Ударът губи от силата си и , както сочи компютърният модел, свръхновата завършва с провал.

Взривът на Свръхнова протича в резултат на отработеното от нея гориво, след което тя колапсира. Възниква ново ядро - неутронно - и ударна вълна. Доминиращата днес теория предполага, че енергията на ударната вълна идва от потока неутрино, което се образува в ядрото на звездата. Но тези частици, които отнасят до 99% от енергията на Свръхновата, впоследствие на това практически не предават енергия си на самата ударна вълна. Затова при повечето модели тя тросто се гаси, без да успее да разкъса звездата на части.
38. 50 милисекунди след колапса на ядрото,

центърът на звездата е идеално симетрично

в-к "Телескоп" бр. 46, 2005

/превод от Sky&Telescope/

На тази компютърна симулация ядрото /в центъра/ на масивната звезда току-що е колапсирало под действие на гравитацията и от него рикошира разпространяваща се навън ударна вълна /тъмносиния пръстен/. В този момент, 50 милисекунди след колапса на ядрото, центърът на звездата е идеално симетрично.

Група учени от Аризонския университет, под ръководството на Адам Бъроуз, потърси ключовият фактор, необходим за разбиране на процесите, които водят до практически мигновената гибел на масивна звезда. Оказва се, че това е звукът. Звуковите вълни, които се генерират в недрата на загиващите звезди, се оказват толкова силни, че са в състояние да разкъсат звездата на части. "Този процес е способен да се превърне в съвършено нова парадигма за Свръхновите." - смята д-р Бъроуз.
39. 575 милисекунди след колапса на ядрото

Групата на Бъроуз обаче за разлика от другите теоретици, които просто оставят настрани въпроса за процесите на образуване на неутринното протоядро, се спират именно на това, възползвайки се от нарастналата скорост на изчислителната техника. Благодарение на това, изследователите успяха да открият нов механизъм за разрушаване на звездата, способен да я разкъса.



Около 575 милисекунди след колапса на ядрото, центърът на звездата показва изхвърляне на материал отвътре навън. Този процес кара ядрото да осцилира като при удар, генерира акустични вълни, разпространяващи се във вътрешността му. Симулацията показва, че тези вълни носят достатъчно енергия и мощ, за да разкъсат звездата. Така възниква Свръхнова.

За целта изследователите построяват математически двумерен модел на колапсираща невъртяща се звезда с маса 11 слънчеви. Колапсиращото вещество пада върху формиращото се неутронно ядро асиметрично. При това, ядрото започва да осцилира, да вибрира подобно на исполинска динамична система, като преобразува гравитационната енергия на падащото вещество в акустични вълни, разпространяващи се в диаметрално противоположни страни от звездата. При това, звуковите вълни се наслагват една върху друга, като образуват свръхмощни ударни вълни. Техните енергии на импулса, както показват изчисленията, са напълно достатъчни, не само за да разкъсат звездата на части, но и да ги разхвърлят в космическото пространство с огромна скорост.


40.

На тази 3-мерна симулация масивната звезда експлодира отвътре, докато ядрото й продължава да натрупва вещество върху себе си. Ядрото вибрира около 300 пъти в секунда.

Друга група под ръководството на Крейг Уилър от Тексаския университет в Остин, коята анализира генерирането на звукови вълни под действие на магнитното поле на ядрото на звездата, също стигна до извода за необичайната важност на акустичния механизъм в нейното разрушаване.

"Нашата работа също изяви значението на акустичния механизъм като важен фактор. Предполагам, че имаме работа с нещо съвсем ново и много важно." - заявява д-р Уилър.

Резултатите трябва да бъдат потвърдени и от други групи. Необходимо е да се направят 3-мерни модели на звезди с различни маси. Но неочакваната мощ на акустичните вълни може да доведе до преосмисляне на много от процесите на Слънцето и в частност, да даде отговор на странните мощни прояви на звездата ни в сегашния минимум на активност.
41. NuSTAR

NuSTAR е нов ядрен спектроскопски телескоп, който ще стартира през 2011 г. и ще представи на учените безпрецендентна картина, получена въз основа на фокусирането на рентгеновото излъчване с висока енергия, постъпващо от останките на свръхновите, черните дупки, блазарите и другите екстремални обекти. Фокусирането на рентгеновото излъчване би трябвало да даде 100 пъти по-ясна картина на ставащото в останките от свръхнови и конкретно – наличието на радиоактивния титан-44 в мъглявината. Той ще долавя излъчването в гама-диапазона с енергия 68 Кев, докато сегашната рентгенова обсерватория долавя това излъчване с енергия до 15 Кев. Изотопът на титана се получава при термоядрения синтез при определена комбинация на енергията, налягането и изходните вещества на определена дълбочина във вътрешността на избухващата звезда малко преди колапса до черна дупка. Всичко, което е над тази дълбочина се изхвърля по време на взрива. Титан-44 дава информация за преходната зона и ако той покаже асиметрично разпределение в остатъчната мъглявина, това би дало предимство за разработване на асиметрични модели на взрива на свръхновите, които са по-близки до реалните от наличните досега симетрични компютърни модели.

Оптичната система на NuSTAR, наречена Волтер-І, се състои от множество цилиндрични обвивки, с намаляваща дебелина, вложени една в друга от типа на „луковица”. В пространството между цилиндрите ще се фокусират многократно рентгеновите лъчи.

Спътникът ще открие пред нас нов прозорец във Вселената в най-екстремалните й точки.


42. Свръхновата SN 1987 А
в Големия Магеланов облак
ІІ тип

Свръхновата от 1987 г. в Големия Магеланов облак, на която за първи в историята на човечеството съвременните детектори на всякакви видове излъчване успяха да проследят комплексно. Както се очакваше, няколко години след взрива се появи т.н. светлинно ехо – пръстените светлина, разпространяващи в околното пространство поради взаимодейсствието на ударната вълна на взрива с междузвездното вещество.


43. Свръхновата SN 1987 А

23 февруари 1987 година

австралийски астроном-любител
Звездата, избухнала като Свръхнова е не червен, а син свръхгигант

в обширната област на звездообразуване

S Златна рибка в Големия Магеланов облак

Големият Магеланов облак е на разстояние 160 000 светлинни години.


44. Свръхновата SN 1987 А

В максимума на блясъка си тази Свръхнова е била от 3 зв.в., като в продължение на 3 месеца блясъкът почти не се е променял.


Към средата на 1987 г. се наблюдава разширяващо се кълбо изхвърлено звездно вещество със скорост от 10 000 км/сек.
Още през 1988 г. - само година след взрива - се появява светлинно ехо.
45. В края на 1994 г. - 7 години по-късно - звездната величина на Свръхновата вече е

18,5 или 2 милиона пъти по-малко от този в максимума.


46. МЪГЛЯВИНИ ОТ СВРЪХНОВИ

Свръхновата, обозначена като N 63A е член на областта на звездообразуване N 63 в Големия Магеланов облак /LMC/. Виждащата се южното полукълбо неправилна по форма галактика-спътник е на разстояние 160 000 св. г. от нашия Млечен път. Това позволява добре да се наблюдават регионите на звездообразуване с областите от избухнали Свръхнови в тях и въздействие на ударната вълна върху целия процес на зведообразуване.

Звездата, избухнала като Свръхнова в областта N 63A е била изключително масивна – поне 50 повече от нашето Слънце. От такива свръхмасивни звезди духа буреносен звезден вятър, опитващ се да отстрани излишния материал от току-що възникналата звезда, който все още я обвива плътно, подобно на пашкул. Свръхновата, образувала обекта N 63A е избухнала вътре в такъв пашкул, сега осветен от нагрещените газове на разпространяващата ударна вълна.

Изображенията на този обект в инфрачервени, рентгенови и радиовълни съвпадат с изображението на “Хъбъл” във видими лъчи. Чудатите мини-облачета и призрачни сияния са по-плътни места с вещество, върху които ударната вълна връхлита, нагрявайки и изтласквайки ги по пътя си.

Останките от Свръхнови и тяхното въздействие в област на звездообразуване е един от външните тласъци за започване на процеса на колапс на глобулите от газ и прах.

Това изображение е получено с Широкоъгълната планетарна камера2 на “Хъбъл” между 1997 и 2000 г. с филтри, които изявяват излъчването на водорода /в зелено/, кислорода / в синьо/ и сярата /в червено/.


47. Раковидната мъглявина

Ракообразната мъглявина е в съзвездието Бик, на разстояние 6 500 св.г. от Земята. Тя е един от най-интересните и сложни по структурата си астрономически обекти – останка от избухналата Сръхнова от 1054 г. - Раковидната мъглявина


е остатък от Свръхнова от ІІ тип.

Видимите размери на Раковидната мъглявина са 3 х 2 дъгови минути. Годишно тя се разширява с 0,2 дъгоди секунди или със всяка секунда размерът й се увеличава с 2 000 км.

Намира се на 1 700 парсека от нас.

Светещите нишковидни структури са водород, синият цвят съответства на неутралния кислород, зеленият – на еднократно йонизираните атоми на сярата, а червеният – на два пъти йонизираните атоми на кислорода.

В центъра на мъглявината е неутронната звезда – пулсар с честота 30 импулса в секунда, притежаваща мощно магнитно поле. Електроните в това магнитно поле се движат по затворени спирали, ускоряват се до скорости, близки до светлинната и отделят мощно синьо излъчване.

Размерът на Ракообразната мъглявина е от порядъка на 6 св.г. в диаметър. Това название й е дадено от ирландския астроном лорд Рос, който я наблюдавал през 1844 г. със своя 36 инчов телескоп.


48.

Това съставно изображение на материята, завихряна до сулбстветлинни скорости от пулсара в Раковидната мъглявина – бързо въртяща се неутронна звезда с размерите на Манхатън, е получено от двете орбитални обсерватории на NASA – рентгеновия телескоп “Чандра” и космическия телескоп “Хъбъл”.


49.

Защо тази мъглявина изглежда квадратна. Никой не може да отговори. Ясно е, че системата от горещи звезди, обозначаванакато MWC 922 изглежда потопена именно в мъглявина с такава форма. Тук са наложени изображения в инфрачервения диапазон, получени от телескопа Хейл в планината Паломар, Калифорния и телескопа Кек-2 на Мауна Кея, Хаваи. Работната хипотеза за вида на квадратната червена мъглявина е, че централната звезда или звезди са изхвърлили конуси газово вещество на по-късните стадии от еволюцията им. Тези конуси случайно са били поз прав ъгъл един спрямо друг, както и спрямо нашия зрителен лъч. Хипотезата за конусите се потвърждава от радиалнити „спици”, виждащи се на изображението. Вероятно те очертават краищата на конусите. Изследователите предполагат, че ако можем да гледаме към конусите под друг ъгъл, те може и да изглеждат като гигантските пръстени около свръхновата от 1987А. Възможно е звездата в MWC 922 наистина да се взриви като свръхнова някога.


50.

Това е изображение на разширяващия се остатък на Свръхновата в съзвездието Кърма – Puppis A – един от най-ярките рентгенови източници на нашето небе. Светлината от избухналата звезда е дошла до Земята преди няколко хиляди години и сега размерите на мъглявинта са 10 св. г.

Изображението долу е получено от рентгеновата обсерватория “Чандра” и на него се виждат удивителни подробности от разпространението на ударната вълна при взаимодействието й с веществото от междузвездния облак.

На горното изображение, получено от спътника РОСАТ се вижда точковия източник на рентгеновото излъчване – това е младата неутронно звезда. По време на взрива, тя е придобила допълнителен импулс и сега се отдалечава от мъглявината с хиляди км/секунда.


51.

Изключително контрастното изображение на космическия телескоп “Хъбъл” показва част от мъглявината от Свръхновата в съзвездието Лебед, наречена на самото съзвездие – Лебед (Swan). Детайлите от това изображение сочат точното място на избухналата преди 5000 години звезда.


52.

Преди 10 000 години, когато не е имало писменост, в нощното небе взезапно избухнала нова звезда. След няколко седмици тя угаснала. Това е било избухване на Свръхнова. Разширяващият се облак от газ, отделил се от нея, е като мъглявина Воал. На това изображение е западният край на мъглявината Воал с обозначение NGC 6960, но то често се нарича Метлата на вещицата. Светенето от разширяващият се газов облак се обяснява със сблъсък с околния газ, водещ до възбуждане на атомите. Остатъкът от свръхновата се намира на разстояние 1400 св.г. в съзвездието Лебед. Мъглявината Метлата на вещицата по размери е 3 пъти по-голяма от ъгловия диаметър на пълната Луна. Ярката синя звезда 52 Лебед, която може да се види с невъоръжено око при добри условия, не е свързана с древната Свръхнова.


53.

Преди 11 хиляди години в съзвездието Kорабни платна една звезда избухнала. Хората тогава биха могли да я наблюдават като поява на ярка звезда. Сега това изображение, обхващащо 100 св.г. в пространството на разстоянието, на което е избухнала звезда, показва влакната от уплътнен газ, изхвърлен от нея и сблъскал се междузвездното вещество. Докато газът се отделя от звездата, в нея протича радиоактивен разпад на химическите елементи и взаимодействието им с междузвездната среда, поради което възниква светене в различни диапазони на лъчите, оцветено тук в различни цветове. В центъра е остатъка от Свръхновата, а в него е пулсарът.


54. Опасност от свръхнови Ета Карина
55.

Ета от Кил е масивна звезда, която сега не е толкова ярка и може да се вижда само с бинокъл или неголям телескоп, но преди е имала моменти на ярки просветвания. Така е било през април 1843 г., когато тази звезда станала втората по яркост на небето след Сириус, макар че е на 7 500 св.г. или 80 пъти по-далеч от него.

На това инфрачервено изображение с изкуствени цветове по данни на спътника Mudcourse Space Experiment (MSX), Ета от Кил се вижда в центъра на мъглявината със сложна и променяща се структура.

Предполага се, че Ета от Кил след няколко милиона години ще избухне като хипернова, която ще стане източник на мощно гама-излъчване.

56.

В една от най-я,ките области на Млечния път е разположена Голямата мъглявина в Кил или NGC 3372. В нея има масивни звезди и променливи мъгливи участъци, но най-интересна е звездата Ета от Кил с най-мощното излъчване. През 1830 г. тя бе една от най-ярките звезди на небето, след което блясъкът й силно отслабна.



Размерът на цялата мъглявина е повече от 300 св.г. Тя е на разстояние около 7 500 св.г., а това е най-подробното засега изображение на тази мъглявина с нейните компоненти. Изображението е съставно от 48 снимки на комсическия телескоп „Хъбъл”.
57.

Взривът на звездата в този каталог, обозначен като Свръхнова SN 2006gy може да се види на широкоъгълното изображение влядо на галактиката NGC 1260, където избухна звездата, както и на увеличената област около ядрото на галактиката горе вдясно. Наистина, ако отчете разстоянието до Свръхновата, което е около 240 млн. св.г., то нейната светимост ще се окаже дори повече, отколкото при всички предишни свръхнови, при това тя остана с висока светимост по-дълго. Според видимият й блясък, който в максимума бе около 14 зв.в., тази Свръхнова не е толкова забележителна. Наблюденията с телескопа „Чандра” на долната дясна картинка, позволиха да се определи яркостта на Свръхновата в рентгенови лъчи и те могат да се разглеждат като повтърждение на теорията, обясняваща избухването на SN 2006 gy със взрив на звезда, масата на която е 100 пъти повече от тази на Слънцето. Астрономите предполагат, че такава изключително масивна звезда е изключително нестабилна и причината за взрива на ядрото й е образуване на двойка вещество-антивещество. В този случай след взрива, за разлика от другите избухвания на масивни звезди, не остава неутронна звезда или черна дупка. Интересно е, че аналог на избухването на Свръхновата SN 2006 gy е добре известната Ета от Кил в нашата Галактика.


58.

НАЙ-ДАЛЕЧНАТА СВРЪХНОВА SN 1997ff

Използвайки космическия телескоп “Хъбъл”, астрономите засякоха проблясъка от най-далечната засега Свръхнова – предсмъртния стон на звезда отпреди 10 милиарда години.

Откриването и изучаването на тази Сръхнова, обазначена като 1997ff донякъде е свързано със съществуващата мистериозна форма на материята, наречена тъмна енергия, запълваща пространството и изтласкваща галактиките все по-далеч една от друга. Свръхновата ни позволява да надникнем във Вселена, отстояща съвсем близо до Големия взрив.


59. нов тип свръхнови
PISN - pair-instability supernovae

Новият тип свръхнови са 100 пъти по-ярки от обикновените свръхнови. От 60-те години на миналия век тези свръхнови са предсказани като теоретична възможност. Имат и свое обозначение: PISN - pair-instability supernovae – повторно избухващи свръхнови. Но съвсем наскоро (началото на декември 2009 г.) екип астрономи публикува съобщение в сп. Nature за наблюдението си на такъв тип свръхнова с 2-годишен период, с начало от април 2007 г. Тази Свръхнова е с обозначение SN 2007bi и тя била много бързо причислена към този тип свръхнови, след като теорията само е очаквала наблюдателнотот си потвърждение.

Интернационалният екип астрономи под ръководството на Ависай Сел-Йам от Израел, основавайки се на данни от наблюдателния архив на професионалните телескопи установиха, че тази Свръхнова необичайно дълго време увеличава яркостта си – 70 дена и като цяло се развива доста по-бавно от типична свръхнова. Това е белег, че тази звезда се освобождава поетапно от енергията си, а не наведнъж като другите свръхнови.

Спектърът й от август 2008 г., получен с 10-м телескоп на Хаваите, сочи наличието на радиоактивния никел-56, синтезиран при експлозията. Високата яркост е индикатор, че звездата се е освободила от огромно количество от своята маса, което е доказателство, че е от типа на двойно неустойчивите свръхнови PISN. Екипът на Гел-Йам е сигурен в това, но има и скептици.


60. механизъм на избухването на PISN

Алекс Филипенко и от Калифорнийския университет и Волкер Вром от Тексаския университе Аистин също са на мнение, че спектралните линии са доказателство на тезата за настъпващия край на огромното хелиево ядро на звездата с маса около 100 слънчеви и за синтеза на радиоактивния никел. Но за Стан Уосли от Университета Санта Крез в Калифорния, един от теоретиците на PISN-теорията, това все още не е достатъчно доказателство, че наистина са открити свръхновите от този ти

Ако наблюдаваната Свръхнова If SN 2007bi наистина се окаже, че е тип PISN, това би дало много информация за избухващите звезди в младата Вселена, която е изобилствала от много масивни звезди – над 150 пъти слънчеви маси. Такива масивни звезди не се формират сега в нашата Галактика Млечния път. За тяхното възникване е била необходима среда напълно състояща се от водород и хелий, както е било именно в епохата на ранната Вселена. Днес междузвездното среда е обогатена с доста тежки елементи в резултат на не едно поколение звезди.
61.

Какви са били първите звезди? Слънцето е звезда от второ или трето даже поколения. Първите звезди във Вселената са възникнали и угаснали преди 13 млрд. години. Но наблюденията с космическия телескоп „Спитцер” в инфрачервения диапазон позволяват да се открие дифузното светене от звездите от първо поколение с маса повече от сто пъти слънчевата.



На това изображение е светенето на инфрачервения фон, а ярките петна вероятно са местата на формиране на първите звезди. В сиво са звездите от фона на Млечния път, които тук са отстранени.






©dereksiz.org 2016
әкімшілігінің қараңыз

    Басты бет