Глава 22. Новые, сверхновые и нейтронные звезды. Пульсары.

Самая высокая степень переменности наблюдается у новых и сверхновых звезд. Эти звезды иногда называют взрывными, в отличие от остальных переменных звезд. Термин «новая» вошел в употребление потому, что наблюдатели обнаруживали звезду там, где ее, казалось бы, не было. На самом деле старые фотографии всегда показывают, что точно на месте появившейся яркой звезды раньше находилась слабая звездочка.

Таблица4. Новые звезды светимостью более 5,0 звездной величины.

Явление протекает так: звезда невысокой светимости (+6 - +8) внезапно чрезвычайно быстро начинает увеличивать свой блеск, в течение нескольких дней сравниваясь светимостью с самыми мощными сверхгигантами. После того, как звезда достигнет максимума блеска, она начинает ослабевать. По истечении 10-20 лет после вспышки звезда возвращается в свое исходное состояние. Амплитуда изменения яркости новых звезд — от 7 до 14 звездных величин, т. е. их светимость может изменяться до 400000 раз. В максимуме они бывают от —6 до —9 абсолютных звездных величин. Возможно, что у новых звезд вспышки повторяются. Ярким примером повторной новой является RS Змееносца, которая, как видно из таблицы, с 1891 по наше время вспыхивала несколько раз: в 1898, 1933, 1958, 1967, 1985, 2006 годах и достигала яркости 5 звездной величины.

Рис.22/7. Созвездие Змееносца с повторно вспыхивающей RSЗмееносца.

Яркие новые звезды, которые в максимуме достигали видимой первой звездной величины, наблюдались редко. Масса газовой оболочки, выбрасываемой новой звездой, составляет примерно 0,00001 общей массы звезды. Этим объясняется то, что звезда возвращается в исходное состояние: испытанное ею потрясение носило временный характер благодаря малой потере массы.

Рис.22/8. Изменение блеска RSЗмееносца в 2006 году.

Частота появлений новых в Галактике, вероятно, составляет около 40 в год, однако, по состоянию на 2000-е гг., наблюдателями открываются только около 10 в год.

Самая большая катастрофа, происходящая со звездой, это вспышка сверхновой звезды. Приставка «сверх» употребляется для того, чтобы подчеркнуть необычайно большую мощность взрыва. В максимуме своего блеска сверхновая имеет абсолютную звездную величину М = от -12 до -18, значит, ее светимость равна сотням или тысячам обычных новых звезд в их максимуме. Выброс материи при взрыве сверхновой происходит со скоростью до 6000 км/сек. Энергия взрыва сравнима с той энергией, которую Солнце излучает за миллиарды лет.

Рис.22/9. Компьютерное моделирование взрыва сверхновой звезды.

Таблица5. Исторические сверхновые.

Естественно, что изменения такой мощности приводят к существенным преобразованиям самой природы звезды. После того, как блеск самой звезды упадет до минимума, огромные массы выброшенных взрывом газов образуют вокруг оставшегося карлика туманность, обладающую специфическими свойствами. Такие туманности называются реликтами (остатками) сверхновых. Наиболее известная из них – Крабовидная туманность, являющаяся результатом вспышки сверхновой в 1054 году.

Рис.22/10. Крабовидная туманность. Изображение получено наложением фотографий, сделанных в разных диапазонах излучений.

Компьютерное моделирование, а также использование различных по диапазону излучений, позволяют воссоздавать картины вспышек, происходивших гораздо раньше изобретения телескопов.

Рис.22/11. Компьютерное моделирование вспышки сверхновой 1006 г.

Сегодня астрономы способны наблюдать вспышки сверхновых не только в нашей Галактике, но и за ее пределами. Астрономы всего мира ведут постоянную работу по обнаружению и изучению вспышек сверхновых звезд.

Рис.22/12. Сверхновая в Большом Магеллановом Облаке.

В 1987 году в Большом Магеллановом облаке вспыхнула ярчайшая сверхновая нового времени. В центре снимка находится объект, который остался от разрушающего взрыва звезды. Эти необычные кольца были открыты в 1994 году, наблюдениями телескопа «Хаббл». Однако происхождение колец все еще остается загадкой. В настоящее время имеются следующие объяснения. Кольца могли получиться от направленных узких струй вещества, которые испускает компактный объект, оставшийся от взрыва сверхновой. Другое мнение состоит в том, что кольца появились из-за взаимодействия двух звездных ветров, которые истекали от звезды на двух последовательных стадиях, предшествующих ее взрыву.

Снимки, сделанные с интервалом в три года, показывают, как эхо изменяются со временем. Движение и яркость этих эхо помогают астрономам определить химический состав и распределение межзвездных туманностей в Большом Магеллановом Облаке, где произошел взрыв звезды. Теперь мы видим остаток от этого мощного взрыва, который по мере расширения сталкивается с ранее выброшенным веществом. На снимке показано стрелкой начало этого столкновения в виде желтого пятнышка на внутренней стороне кольца. Хотя столкновение происходит со скоростью 60 миллионов км/час, должно было пройти несколько лет, чтобы вещество преодолело огромное расстояние. Ударные волны от сверхновой расширяются, сталкиваясь и нагревая газ, попадающийся на их пути, который начинает светится.

Существует два возможных сценария рождения сверхновой звезды:

1)Массивная звезда, исчерпав свое топливо, прекращает производство термоядерной энергии, что влечет коллапс звезды под действием силы собственной гравитации и ее превращение в нейтронную звезду или черную дыру.

2)Белый карлик, накапливая вещество звезды- компаньона (явление аккреции), достигает критической массы и становится сверхновой в термоядерной вспышке.

Рис.22/13. Пара нейтронная звезда – белый карлик.

По мнению астрономов, вспышка сверхновой 1006 года происходила по второму сценарию. Судить о том, какой именно сценарий стал причиной вспышки, частично можно по изучению остатков сверхновых. Современные средства позволяют идентифицировать и изучать нейтронные звезды, возникающие в результате вспышек сверхновых.

Нейтронная звезда — космическое тело, являющееся одним из возможных результатов эволюции звезд, состоящее, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1 км) коройвеществаввидетяжелыхатомныхядериэлектронов. МассынейтронныхзвездсравнимысмассойСолнца, нотипичныйрадиус нейтронной звезды составляет лишь 10—20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такого объекта в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжелых ядер составляет в среднем 2,8·10¹⁷ кг/м³). Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счет взаимодействия нейтронов.

Рис.22/14. Нейтронная звезда Циркуль Х-1. Компьютерная обработка фотоснимка в рентгеновских лучах.

Многие нейтронные звезды обладают чрезвычайно высокой скоростью вращения, — до нескольких сотен оборотов в секунду. К 2015 году открыто более 2500 нейтронных звёзд. Порядка 90 % из них — одиночные. Всего же в нашей Галактике могут существовать 108—109 нейтронных звезд, то есть где-то по одной на тысячу обычных звезд. Нейтронная звезда может наблюдаться в разных спектральных диапазонах, включая оптический, на который приходится около 0,003 % излучаемой энергии (соответствует 10 звездной величине).Важной особенностью некоторых нейтронных звезд является способность испускать узко направленный поток радиоизлучения, который может быть зафиксирован радиотелескопами. Такие нейтронные звезды получили название пульсаров.

Рис.22/15. Нейтронная звезда – пульсар. Обработка фотоснимка телескопа «Хаббл».