План-конспект Надя Кискинова променливи звезди продължение нови и свръхнови звезди
жүктеу/скачать 2.34 Mb.
|
- Бұл бет үшін навигация:
- Іа; І b ; Іс. При І b и І c
- І b и І c
- Свръхнови ІІ тип - SN ІІ
- SN ІІ L .
- МЪГЛЯВИНИ ОТ СВРЪХНОВИ Раковидната мъглявина
- Свръхновата SN 1987 А в Големия магеланов облак – също от ІІ тип
| НАРОДНА АСТРОНОМИЧЕСКА ОБСЕРВАТОРИЯ
“Юрий Гагарин” - Стара Загора КУРС ПО ОБЩА АСТРОНОМИЯ ЗА АСТРОНОМИ-ЛЮБИТЕЛИ План-конспект Надя Кискинова
Понякога на небето внезапно засиява като че ли “нова” звезда. Макар че наименованието им е така и досега, всъщност се оказва, че драстично се е променил блясъкът на съществуваща звезда средно с 10-12 зв.в. Толкова ярки новите са няколко дена, след което звездната им величина намалява - не винаги плавно, понякога с кратки и неголеми просветвания - до предишната си стойност. В зависимост от скоростта на развитие на процеса новите са бързи или бавни. 
Сценарият е следният: - 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. 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. 
Новата в Лебед от 1992 г. 
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. 
На стари снимки тази мъглявина не се вижда. През 1992 г. бяло джудже в съзвездието Лебед изхвърли външните си слоеве, при което се наблюдава типичен взрив на Нова звезда. Светлината от Новата от Лебед 1992 г., разпространявайки се в околното пространство, освети близък облак газ, възбуди атомите водород в него и го “извади” от тъмнината. Газът, който действително е отделен при взрива на Новата се вижда като малко петънце малко над центъра на изображението. 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. Всички нови са всъщност повторно нови. 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. Избухванията на джуджетата нови са с амплитути от 2 до 5 зв.в. и следват през интервали 100-200 денонощия. Абсолютните им звездни величини в максимум са само М = + 7,2. 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. Тя е нова джудже , когато протича нестационарна акреция от диска върху бялото джудже и е
Такъв е механизмът, обясняващ активността на редица обекти в двойни системи - полари, рентгенови пулсари, барстери, симбиотични звезди, а също и активността на галактичните ядра. 
V 838 Mon – Нова звезда 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. Светлинното ехо в Космоса прилича на ехото от звука във въздуха. Докато светлината от звездната експлозия пътува навън, последователно се осветяват различни части от заобикалящия я прах, също както звуковото ехо първо се отразява от обектите, близо до източника, а по-късно – от отдалечените. Най-накрая, когато светлината от задната страна на мъглявината започне да пристига, светлинното ехо ще създаде илюзията, че се свива и в последствие ще изчезне. Тези кадри на Новата са направени на 24 окт. 2004 г. с Усъвършенстваната камера за обзори на “Хъбъл”. Те са резултат от комбинирането на кадри в 4 различни области на светлинния спектър – синя, зелена и инфрачервена – с цел да се получи това многоцветно изображение. Рентгеновите барстери, например, имат кратки, но много мощни импулси в рентгеновия диапазон. Механизмът на взривовете е същият, но тук вместо бяло джудже компактният обект е неутронна звезда или черна дупка. Скоростта на падащото вещество от съседната звезда, запълнила областта си на Рош е огромна и термоядрени реакции възникват преди веществото да е попаднало върху самия компактен обект. За секунди се освобождава колосално количество енергия, а от околополюсните области се изхвърлят бързи струи вещество. 
Такъв рентгенов барстер е обектът SS 433 в Орел. Масата на гиганта, от който изтича вещество е 20 слънчеви, а на компактният обект - 11 слънчеви маси! Веществото, което се изстрелва от околополюсните области е със скорост от 80 000 км/сек. 
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. СВРЪХНОВИ 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. Явлението е изключително рядко - средно на 100 години в една галактика. 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. 
В една ранна утрин преди хиляда години на небето се появила звезда. Разширяваща се мъглявина от звездното избухване се н аблюдава и досега, а може би така е изглеждало небето по онова време. Това е снимка, направена от брега на южния турски град Анталия. На нея е поставена Свръхновата от 1006 г. в съзвездието Вълк с яркост между тази на Венера и тънкия лунен сърп. 
Мъглявината от Свръхновата 1006 г., наблюдаваща се сега. 
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. 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. 
Другите две в Галактиката са наблюдавани от Тихо Брахе през 1572 г. и Йохан Кеплер през 1604 г. - само години преди да бъде изобретен телескопът. 
Свръхновата на Кеплер от 1604 г., обозначена на старинна звездна карта. 
СВРЪХНОВАТА НА ТИХО БРАХЕ 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. Сега можем да наблюдаваме средно 100 Свръхнови годишно в други галактики. Но избухнала през 1987 г. Свръхнова в съседния Голям Магеланов облак позволи с близостта си да бъдат извършени ред разнообразни и многобройни наблюдения със съвременни уреди и методи. Така се доуточнява теорията на звездните взривове и теорията за звездната еволюция. 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. 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.  .
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. 
Свръхнови в други галактики. Яркостта им е сравнима с тази на самата галактика, състояща се от стотици милиарди звезди. Свръхновите са най-мощните прояви на избухване при звездите. Абсолютната звездна величина в максимума на избухването е най-голяма М = -19 зв.в. 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.
Особеностите при двата типа Свръхнови говори за различните обекти и механизми на избухване. 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. Наличието на водород в спектъра на Свръхновите от Іb и Іc означава, че го има в изтичащото към компактния обект вещество или звездата, запълнила областта си на Рош е звезда червен или жълт свръхгигант. Би могла да бъде и ярка синя променлива - звезда, която е в преходен стадий преди да се превърне в звезда Волф-Райе. /Масивните еволюирали звезди загубили водородните си обвивки са звезди тип Волф-Райе - WR./ 
NGC 2359 – това е удивителна емисионна мъглявина с образното наименование Шлемът на Тор /бога на гръмотевиците в скандинавската митология/. Ако се вгледате, може да видите, че мъглявината има криле и като че ли повече й подхожда името Патица. Дали ще се нарича прозаично или митологично, мъглявината представлява мехур с размери 30 св.г., който надува със звездния си вятър гореща синя гигантска звезда от рядък тип звезди Волф-Райе. Мощният звезден вятър със скорост от милион км/час въздейства върху околните молекулярни облаци и образува такива сложни форми и структури. Мъглявината NGC 2359 е на разстояние 15 хиляди св.г от нас в съзвездието Голямо куче. 
СВРЪХНОВАТА НА ТИХО БРАХЕ 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. Свръхнови ІІ тип - SN ІІ 
Тук влиза всяка Свръхнова, която не може да бъде причислена към тип І. Кривите на блясъка са строго индивидуални и много разнообразни. Свръхнови от тип ІІ избухват по-често, но се наблюдават по-трудно, тъй като не са толкова ярки. Обикновено видимата им звездна величина в отдалечена галактика е на границата на възможности на съвременните телескопи - 19-20 зв.в. Максималната им абсолютна звездна величина достига М = /-15,5;-17,5/ зв.в. Те по-плавно достигат не толкова високия си максимум. След няколко денонощия при някои Свръхнови блясъкът спада с 1,5 зв.в. и се задържа така определено време - примерно, около месец-два, след което започва бърз спад. Наличието на плато се бележи в обозначението им с Р - SN ІІ Р. То продължава 100-120 денонощия. 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. 
Свръхновата от 2004 г. в Жираф 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 в края на еволюцията си. 
Кръговрат на веществото. Тъй като в края на такива масивни звезди все още има водород, той се проявява в спектъра на Свръхновите от този тип, както е при горния случай. 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. Наличието на плато се обяснява с наличието на вълна на охлаждане и рекомбинация вътре в облака изхвърлено вещество със скорост 10 000 км/сек и температура 10 000 К. Тази вълна се движи също с огромна скорост от няколко хиляди км/сек.отвън навътре. Хладният и прозрачен газ е всъщност фотосферата.. Под нея са горещите облаци, все още невидими за външен наблюдател. Процесът продължава около 100-тина денонощия и това дава характерното време на наблюдение на платото. Постепенно разширяващата се фотосфера става прозрачна и започва бавен спад в блясъка на Свръхновата. Сега тя свети за сметка на радиоактивният кобалт 56, което дава експоненциално намаление на блясъка с характерно време 111 дни - блясъкът на Свръхновата намалява 3 пъти или с около 1 зв.в. на всеки 4 месеца.
Спадът в блясъка може да е по-продължителен, отколкото при Свръхновите от І тип. Въпреки това общата излъчена енергия при Свръхновите от ІІ тип е с порядък повече отколкото при І тип - 10*51 ерга. 
Свръхновата от 1054 г. в Бик е от ІІ тип. В мъглявината й днес добре се наблюдава пулсар. Сред новите снимки, направени с космическия телескоп “Хъбъл” е и тази ефектна фотография на Ракообразната мъглявина. Тя е съставена от 24 отделни кадъра, получени с широкоъгълната му камера. 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. 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. МЪГЛЯВИНИ ОТ СВРЪХНОВИ Раковидната мъглявина Това е най-подробно изучения остатък, идентифициран с избухнала Свръхнова, в центъра на който се вижда първият открит пулсар - видим оптически като звезда от 16 зв.в. Пурсациите му са с период от 0,033 секунди. Самата мъглявина се вижда добре и в същото време е ярък радио- и рентгенов източник. Като радиоизточник се обозначава с Tau A. Излъчването на мъглявината не е топлинно, а се дължи на движение на електрони със субсветлинни скорости в магнитно поле - т.нар. синхротронно излъчване. Източник на тези електрони е взаимодействието на неутронната звезда, проявяваща се като пулсар, с веществото около нея. За да излъчва в оптическия диапазон енергията на частиците трябва да е от порядъка на 10*10 - 10*14 eV. 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. Свръхновата SN 1987 А в Големия магеланов облак – също от 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. На 23 февруари 1987 г. австралийски астроном-любител регистрира избухването на Свръхновата в съседната галактика-спътник Големия Магеланов облак, намиращ се на разстояние 160 000 светлинни години или 50 Кпс от нас. Веднага в изследването й се включват най-големите телескопи в южното полукълбо, включително и тези от Европейската южна обсерватория. Свръхновата е от ІІ тип, но е особена. Звездата, избухнала като Свръхнова е не червен, а син свръхгигант, намиращ се в обширната област на звездообразуване S Златна рибка в Големия Магеланов облак. 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. изхвърленото вещество от взрива се наблюдава като разширяващо се кълбо със скорост от 10 000 км/сек. В кря 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. Още през 1988 г. - само година след взрива - се появява светлинно ехо във вид на концентрични светли бавно разширяващи се пръстени - това е светлината от експлозията, отразена от междузвездните облаци. През 1989 г. се наблюдава елипсовидна мъглявина с размери 2 дъгови секунди - вероятно резултат от взаимодействието на настигналото по-бързо вещество от Свръхновата и изхвърлената преди само няколкостотин години обвивка на същата звезда, когато тя е била в стадий на червен гигант. Забелязани са и слаби мъглявини с форма на примка - вероятно застигнати също струи вещество, изхвърлени от същата звезда преди експлозията й. От 1990 г. в наблюденията на Свръхновата в Големия Магеланов облак остатъците от нея се включва и космическият телескоп "Хъбъл". 
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/. 
Газови влакна – това е всичко, останало от някогашна звезда от Млечния път. Преди хилядолетия тази звезда избухнала като Свръхнова, светеща по-ярко от лунен сърп в продължение на няколко седмици, а сега остатъците й се наблюдават като мъглявината Воал в съзвездието Лебед, заемаща ъглови размери 5 пъти по-големи от пълната Луна. Затова пък яркостта й на това изображение е усилено при цифровата обработка за сметка на блясъка на звездите от фона. Яркото влакно най-горе е известно като мъглявината Метлата на вещицата и то може да се види с неголям телескоп. Мъглявината Воал е известна още и като Възлите в Лебед. 
Изключително контрастното изображение на космическия телескоп “Хъбъл” показва част от мъглявината от Свръхновата в съзвездието Лебед, наречена на самото съзвездие – Лебед (Swan). Извадено е в едър мащаб яркото влакно, наречено Метлата на вещицата. Детайлите от това изображение сочат точното място на избухналата преди 5000 години звезда. 
Cas A – мъглявината от избухналата преди повече от 300 години Свръхнова в съзвездието Касиопея, наблюдавана от Кеплер /1572 г./ Това е последната наблюдавана в Млечния път Свръхнова, намираща се на разстояние 10 000 св. г.  
Космическата опасност - Ета от Кил или Carinae скоро може да избухне. Никой не знае кога – следващата година или след милион години. Масата й е 100 пъти повече от тази на Слънцето. Ако не най-масивната, това е една от май-масивните звезди, които са сигурни претенденти за Свръхнови и дори Хипернови – най-мощни избухвания. Историческите данни свидетелстват, че преди 150 години – през април 1843 г. Ета Карина внезапно проблеснала и станала втората след Сириус ярка звезда на южното небе. Снимките показват, че звездата е обвита в паякообразна мъглявина. И нещо много интересно – това е единствената звезда – естествен източник на лазерно излъчване. Това изображение е получено през 1996 г. след компютърна обработка, целяща да изяви нови детайли на необикновената мъглявина около уникалната звезда. Виждат се две отделни области около горещия център и странни радиални ивици. Това дава основания да се предполага, че освен много масивна, тази звезда има близък звезден съсед. В този случай наистина може да се очаква особено мощно избухване на Свръхнова от І тип. Космическата опасност идва от близостта на тази запозряна за избухване звезда. Тя е на само 7 500 св.г. от нас! жүктеу/скачать 2.34 Mb. Достарыңызбен бөлісу:
|
