Туманность в созвездии Кассиопеи

 Особенно мощным источником радиоизлучения является туманность, находящаяся в созвездии Кассиопеи. На метровых волнах поток радиоизлучения от нее в 10 раз превышает поток от Крабовидной туманности, хотя она дальше последней. В оптических лучах эта быстро расширяющаяся туманность очень слаба. Как сейчас доказано, туманность в Кассиопее – остаток вспышки сверхновой, имевшей место около 300 лет назад. Не совсем ясно, почему вспыхнувшую звезду тогда не заметили. Ведь уровень развития астрономии в Европе был тогда

довольно высок. 

Источником радиоизлучения, правда, раз в 10 менее мощным, чем Крабовидная туманность, являются туманность IC 443 и волокнистые туманности в созвездии Лебедя.

 

Большая туманность в созвездии Ориона

Это один из многих районов во Вселенной, где, как полагают, в наше время происходит активный процесс звездообразования. Туманность расположена на расстоянии около 1500 св.лет от нас. Она содержит большое количество протозвезд. В протозвездах внутренняя температура еще недостаточно высока, чтобы вызвать термоядерные реакции. Существующей там температуры, однако, вполне достаточно, чтобы протозвезды довольно интенсивно излучали энергию, в основном в инфракрасной области электромагнитного спектра. В туманности Ориона обнаружено немало источников инфракрасного излучения; это служит подтверждением тому, что звезды рождаются там и сейчас.

                     

ДВА ТИПА СВЕРХНОВЫХ

 

До сих пор речь шла преимущественно о туманностях, образующихся при вспышках сверхновых звезд. Что же можно сказать о самих вспыхивающих звездах? Как уже упоминалось, данные наблюдений относятся к сверхновым, вспыхивающим в других звездных системах. В нашей Галактике последняя такая вспышка наблюдалась в 1604 г. Эту звезду наблюдал Кеплер. Тогда еще не был изобретен телескоп, а спектральный анализ – этот мощнейший метод астрономических исследований – стал применяться только спустя два с половиной столетия.

По наблюдениям вспышек в других галактиках удалось установить, что сверхновые бывают двух типов. Сверхновые I типа – это довольно старые звезды с массой, лишь немного превосходящей солнечную. Такие сверхновые вспыхивают в эллиптических галактиках, а также в спиральных звездных системах. Мощность излучения у таких сверхновых особенно велика, хотя массы выброшенных газовых оболочек не превышают нескольких десятых массы Солнца.

Так называемые сверхновые II типа вспыхивают в спиральных галактиках. Они никогда не вспыхивают в эллиптических звездных системах. Сверхновые этого типа, как принято думать, массивные молодые звезды. Именно по этой причине они, как правило, наблюдаются в спиральных ветвях, где еще продолжает идти процесс звездообразования. Не исключено, что если не большая, то по крайней мере значительная часть горячих массивных звезд спектрального класса О кончает свое существование вспышкой сверхновой этого типа.

 

ПРИЧИНА ВЗРЫВОВ ЗВЕЗД

 

Существует несколько гипотез о причине взрывов звезд, наблюдаемых как сверхновые. Однако общепризнанной теории, основывающейся на известных фактах и могущей предсказать новые явления, пока нет. Можно, однако, не сомневаться, что такая теория будет создана в самом ближайшем времени. По всей вероятности, причиной взрыва является катастрофически быстрое выделение потенциальной энергии тяготения при «спаде» внутренних слоев звезды к ее центру.   

Эволюция звезд

Почему взрываются звезды? Каждая ли звезда взрывается? Что представляют собой осколки взорвавшейся звезды? Что остается после взрыва? На все эти вопросы нельзя ответить, не имея представления о структуре и эволюции звезд. Взрыв – это свидетельство нарушения внутреннего равновесия звезды, и, чтобы понять, почему и когда это нарушение происходит, необходимо прежде всего знать, как вообще поддерживается равновесие в звездах.

Собственное гравитационное поле массивных объектов заставляет их сжиматься. И если внутреннее давление недостаточно для того, чтобы воспрепятствовать сжатию, то массивные объекты коллапсируют. Тот факт, что Солнце сохраняет неизменными свои размеры, свидетельствует о существовании внутри его сильного давления.

Согласно современным представлениям, звезды образуются при сжатии межзвездного газово-пылевого облака. По мере сжатия облако постепенно дробится на множество мелких частей. Каждая часть продолжает сжиматься дальше и при этом нагревается, особенно в середине. Эту раннюю стадию жизни звезд исследовал японский астроном Ч.Хаяши. Когда температура в центре звезды становится достаточно высокой, начинаются реакции термоядерного синтеза – звезда, как говорится, вступает в пору своей зрелости.

Тем не менее существует одна проблема, касающаяся начальной стадии образования звезд. Решение этой проблемы связано со сверхновыми.

Как только звезда начинает «работать» как ядерный реактор, качественная картина ее эволюции сводится вкратце к следующему. Сначала благодаря реакциям ядерного синтеза водород превращается в гелий. В этом процессе высвобождается энергия, которая препятствует сжатию звезды под действием собственного тяготения. Пока реакции ядерного синтеза продолжаются, звезда, как говорят, находится на главной последовательности. Стадия главной последовательности – самая продолжительная в жизни звезды, причем ее длительность зависит от массы звезды. Чем больше масса, тем меньше время пребывания на главной последовательности, т.к. в массивных звездах водород выгорает быстрее.

Когда исчерпаются запасы водорода, особенно в ядре звезды, ядро начинает сжиматься, ибо после прекращения ядерных реакций звезда теряет способность противостоять тяготению. Однако, сжимаясь, ядро разогревается еще больше, и в результате повышения температуры начинается следующий цикл ядерных реакций. В этих реакциях гелий превращается в углерод, затем углерод превращается в кислород и неон. На каждой ступени этой серии реакций образуются все более массивные атомные ядра. Каждое атомное ядро поглощает дополнительно по одному ядру атома гелия, при этом его заряд возрастает на 2, а массовое число на 4. Как только ядра очередного типа превращаются в более массивные ядра следующего типа, синтез прекращается. Это ведет к ослаблению противодействия силам тяготения, которые снова начинают сжимать ядро звезды, еще более повышая его температуру. Когда температура достаточно возрастает, начинаются ядерные реакции следующего цикла. И, пока они продолжаются, дальнейшее сжатие звезды приостанавливается. Эти реакции переводят атомные ядра еще на одну ступеньку выше, добавляя им по одному ядру атома гелия. При достаточно высоких температурах могут сливаться и более массивные ядра. Так и продолжается этот многоступенчатый процесс включения – выключения ядерных реакций.