Взрыв сверхновой мог стать причиной массового вымирания на земле

Наблюдение

Остаток сверхновой N103B, сделанный космическим телескопом Хаббла.

В отличие от других типов сверхновых, сверхновые типа Ia обычно встречаются во всех типах галактик, включая эллиптические. Они не отдают предпочтения регионам нынешнего звездообразования. Поскольку белые карлики формируются в конце периода эволюции звезды на главной последовательности, такая долгоживущая звездная система могла уйти далеко от региона, где она первоначально сформировалась. После этого тесная двойная система может провести еще миллион лет в стадии массопереноса (возможно, образуя стойкие вспышки новых звезд), прежде чем созреют условия для возникновения сверхновой типа Ia.

Давней проблемой в астрономии была идентификация прародителей сверхновых. Прямое наблюдение за прародителем могло бы дать полезные ограничения для моделей сверхновых. По состоянию на 2006 год поиск такого прародителя велся более века. Наблюдение сверхновой SN 2011fe дало полезные ограничения. Предыдущие наблюдения с помощью космического телескопа Хаббла не показали звезд на месте события, тем самым исключив красный гигант в качестве источника. Было обнаружено, что расширяющаяся плазма от взрыва содержала углерод и кислород, поэтому вероятно, что ее прародителем был белый карлик, в основном состоящий из этих элементов. Точно так же наблюдения близлежащей SN PTF 11kx, обнаруженной 16 января 2011 г. (UT) Паломарской переходной фабрикой (PTF), приводят к выводу, что этот взрыв является результатом единственного вырожденного прародителя с компаньоном красного гиганта, таким образом предполагая наличие не существует единственного предшественника пути к SN Ia. Прямые наблюдения за прародителем PTF 11kx были опубликованы в выпуске журнала Science от 24 августа и подтверждают этот вывод, а также показывают, что звезда-прародитель испытывала периодические извержения новых до появления сверхновой — еще одно удивительное открытие. Однако более поздний анализ показал, что околозвездное вещество слишком массивно для сценария однократного вырождения и лучше соответствует сценарию вырождения ядра.

Кривая блеска

Этот график зависимости светимости (относительно Солнца, L ) от времени показывает характерную кривую блеска для сверхновой типа Ia. Пик в первую очередь связан с распадом никеля (Ni), а на более поздней стадии — кобальтом (Co).

Сверхновые типа Ia имеют характерную кривую блеска , их график светимости как функцию времени после взрыва. Вблизи времени максимальной светимости в спектре присутствуют линии элементов промежуточной массы от кислорода до кальция ; это основные составляющие внешних слоев звезды. Спустя несколько месяцев после взрыва, когда внешние слои расширились до точки прозрачности, в спектре преобладает свет, излучаемый материалом вблизи ядра звезды, тяжелыми элементами, синтезированными во время взрыва; наиболее заметно изотопы, близкие к массе железа ( элементы железного пика ). Радиоактивный распад из никеля-56 через кобальт-56 до железа-56 производит высокоэнергетические фотоны , которые доминируют выходную энергию эжекта на среднем до позднего времени.

Использование сверхновых типа Ia для измерения точных расстояний было впервые предложено чилийскими и американскими астрономами в Обзоре сверхновых звезд Калана / Тололо . В серии статей 1990-х годов обзор показал, что, хотя сверхновые типа Ia не все достигают одинаковой пиковой яркости, единственный параметр, измеренный по кривой блеска, можно использовать для корректировки неокрашенных сверхновых типа Ia до стандартных значений свечей. Первоначальная поправка к стандартному значению свечи, известная как отношение Филлипса,
показала, что эта группа может измерять относительные расстояния с точностью до 7%. Причина такой однородности пиковой яркости связана с количеством никеля-56, производимого в белых карликах, предположительно взрывающихся вблизи предела Чандрасекара.

Сходство профилей абсолютной светимости почти всех известных сверхновых типа Ia привело к их использованию в качестве вторичных стандартных свечей во внегалактической астрономии. Улучшенная калибровка шкалы переменных расстояний до цефеид и прямые геометрические измерения расстояний до NGC 4258 по динамике мазерного излучения в сочетании с диаграммой Хаббла расстояний до сверхновых типа Ia привели к улучшенному значению постоянной Хаббла .

В 1998 году наблюдения далеких сверхновых типа Ia показали неожиданный результат, заключающийся в том, что Вселенная, похоже, подвергается ускоренному расширению . Впоследствии за это открытие три члена из двух команд были удостоены Нобелевских премий.

История ранних веков

Взрыв сверхновой, образовавший остаток сверхновой звезды Вела, вероятнее всего, произошел 10 000–20 000 лет назад .

Самая ранняя из возможных сверхновых, известная как HB9 , могла быть замечена и зарегистрирована неизвестными индийскими наблюдателями в4500 ± 1000 г.  до н .
Э.

В 185 году нашей эры астрономы зафиксировали появление на небе яркой звезды и заметили, что она исчезла с неба через восемь месяцев. Было замечено, что он сверкает, как звезда, а не движется по небу, как комета . Эти наблюдения согласуются с появлением сверхновой, и это считается старейшим подтвержденным документом человечества о событии сверхновой. SN 185, возможно, также был записан в римской литературе, хотя никаких записей не сохранилось. Предполагается, что газовая оболочка RCW 86 является пережитком этого события, и недавние рентгеновские исследования показывают хорошее соответствие ожидаемому возрасту. Это также было записано в Книге Поздней Хань. который рассказывал историю Китая с 25 по 220 год нашей эры.

В 393 году китайцы зафиксировали появление еще одной «гостевой звезды» , SN 393 , в современном созвездии Скорпиона . Дополнительные неподтвержденные сверхновые события могли наблюдаться в 369 г. н.э., 386 г. н.э. , 437 г. н.э., 827 г. н.э. и 902 г. н.э. Однако они еще не были связаны с остатком сверхновой и поэтому остаются только кандидатами. За период около 2000 лет китайские астрономы зарегистрировали в общей сложности двадцать таких предполагаемых событий, включая более поздние взрывы, отмеченные исламскими, европейскими и, возможно, индийскими и другими наблюдателями.

Сверхновая SN 1006 появилась в южном созвездии волчанки в 1006 году нашей эры. Это была самая яркая зарегистрированная звезда, когда-либо появлявшаяся на ночном небе, и ее присутствие было отмечено в Китае, Египте , Ираке , Италии, Японии и Швейцарии . Это также могло быть отмечено во Франции, Сирии и Северной Америке. Египетский астролог Али ибн Ридван дал яркость этой звезды равной четверти яркости Луны. Современные астрономы обнаружили слабый остаток этого взрыва и определили, что он находился всего в 7100 световых годах от Земли.

Сверхновая SN 1054 была еще одним широко наблюдаемым событием: астрономы зафиксировали ее появление в 1054 году нашей эры. Это могло также быть зарегистрировано, наряду с другими сверхновыми, предками пуэблоанами в современном Нью-Мексико как петроглиф в форме четырехконечной звезды . Этот взрыв произошел в созвездии Тельца , где образовался остаток Крабовидной туманности . На пике светимость SN 1054 могла быть в четыре раза ярче Венеры , она оставалась видимой при дневном свете в течение 23 дней и была видна в ночном небе в течение 653 дней.

Меньше записей о сверхновой SN 1181 , которая произошла в созвездии Кассиопея чуть более чем через столетие после SN 1054. Однако это было отмечено китайскими и японскими астрономами. Пульсар 3C58 может быть звездной реликвия этого события.

Датский астроном Тихо Брага была отмечена за его тщательные наблюдения ночного неба с его обсерватории на острове Hven . В 1572 году он отметил появление новой звезды также в созвездии Кассиопеи. Эта сверхновая, позже названная SN 1572 , была связана с остатком в 1960-х годах.

Распространенной верой в Европе в этот период была аристотелевская идея, что космос за пределами Луны и планет неизменен , поэтому наблюдатели утверждали, что это явление было чем-то в атмосфере Земли. Однако Тихо заметил, что объект оставался неподвижным от ночи к ночи, никогда не меняя своего параллакса, поэтому он должен лежать далеко. Он опубликовал свои наблюдения в небольшой книге De nova et nullius aevi memoria prius visa stella ( латинское название «Относительно новой и ранее невидимой звезды») в 1573 году. Именно из названия этой книги происходит современное слово nova для обозначения катаклизмических переменных звезд. выводится.

Многоволновое рентгеновское изображение из остатка от Kepler «s Supernova, SN 1604 . ( Рентгеновская обсерватория Чандра )

Самой последней сверхновой, наблюдаемой в галактике Млечный Путь, была SN 1604 , которая наблюдалась 9 октября 1604 года. Несколько человек, в том числе Йоханнес ван Хек , отметили внезапное появление этой звезды, но именно Иоганн Кеплер стал известен тем, что его систематическое изучение самого объекта. Он опубликовал свои наблюдения в работе De Stella nova in pede Serpentarii .

Галилей , как и Тихо до него, тщетно пытался измерить параллакс этой новой звезды, а затем выступил против аристотелевского взгляда на неизменные небеса. Остаток этой сверхновой был идентифицирован в 1941 году в обсерватории Маунт Вильсон .

Взрыв сверхновой вызовет онкологию

До взрыва Земли дело не дойдет. Пока

Элементарные частицы смогли бы также проникнуть дальше, вплоть до тропосферы, а в некоторых случаях и до поверхности планеты, что для живых существ было бы эквивалентно получению дозы излучения, равной паре-тройке процедур компьютерной томографии. Не слишком смертельно, но некоторое число живых существ могло обзавестись в результате этого злокачественными опухолями в их организмах.

Наконец, как известно, каскады взаимодействия элементарных частиц способны создать условия, при которых начинают генерироваться молнии. Это, в свою очередь, могло бы повысить количество гроз и — как следствие – количество пожаров.

В настоящий момент работа ученых из Канзасского университета ожидает критического обзора на сайте arXiv.org, а затем будет опубликована в научном журнале Astrophysical Journal.

Ближайшей к нам звездой, которая в скором времени может стать сверхновой, является красный сверхгигант Бетельгейзе, расположенный примерно в 650 световых годах от нас. Нужно ли оповещать людей о том, что пора копать подземные бункеры?

Новые и сверхновые

SN 1604 или Сверхновая Кеплера

Термин «сверхновая» перекочевал от термина «новая звезда». «Новыми» называли звезды, которые возникали на небосклоне практически на пустом месте, после чего постепенно угасали. Первые «новые» известны ещё по китайским летописям, датируемым вплоть до второго тысячелетия до нашей эры.  Что интересно, среди этих новых нередко встречались сверхновые. К примеру, именно сверхновую в 1571 году наблюдал Тихо Браге, который впоследствии ввёл термин «новая звезда». Сейчас нам известно, что в обоих случаях речь не идёт о рождении новых светил в буквальном смысле.

Новые и сверхновые звезды обозначают резкое увеличение яркости какой-либо звезды или группы звезд. Как правило, раньше люди не имели возможности наблюдать звёзды, которые порождали эти вспышки. Это были слишком тусклые объекты для невооруженного глаза или астрономического прибора тех лет. Их наблюдали уже в момент вспышки, что естественно походило на рождение нового светила.

Не смотря на схожесть этих явлений, в наши дни существует резкое различие в их определениях. Пиковая светимость сверхновых звезд в тысячи и сотни тысяч раз больше пиковой светимости новых. Такое расхождение объясняется принципиальным различием природы этих явлений.

Типы сверхновых звезд

Стоит отметить, что их обозначение начинается с вида (SN) и года открытия. А оканчивается буквами, которые указывают на порядковый номер объекта в данном году. К примеру, по времени их сначала именуют от А до Z, затем используют аа, ab, ac и др.

Разумеется, представители одного вида тел никогда не могут быть абсолютно идентичными. Они отличаются друг от друга. Главным образом, различается их светимость, природа происхождения, то есть образование.Итак, выделяют два вида:

I тип: в двойной системе (из белого карлика и более массивного компаньона) вещество переходит к карликовому компоненту. В результате происходит взрыв, сжатие и формирование нейтронного светила.

Что интересно, в их спектре нет водорода. По этому показателю, основываясь на состав, их делят на подтипы Ia, Ib и Ic.

Сверхновая типа Ib SN 2008D

К тому же, период пика яркости длится примерно два или три дня. Но отмечается высокий уровень блеска.

II тип: гигант или сверхгигант большой массивности взрывается и его ядро коллапсирует. Его элементы очень быстро разлетаются в разные стороны.

Правда, в таких объектах в спектре наблюдаются линии водорода. Также группируются на подтипы: II-L, II-P, IIb и IIn.

Кроме того, второму типу свойственно более продолжительное увеличение яркости. Хотя она ниже и быстрее уменьшается в отличие от первого вида.

Будущие сверхновые могут «линять»

Затухание сверхновых обычно происходит всего за несколько недель или месяцев, однако ученые смогли в деталях изучить иной механизм космических взрывов, известных как быстро развивающиеся оптические транзиенты (fast-evolving luminous transient, FELT). Об этих взрывах известно давно, однако они происходят так быстро, что долгое время их не удавалось изучить подробно. На пике светимости эти вспышки сравнимы со сверхновыми типа Ia, но протекают они гораздо быстрее. Максимальной яркости они достигают менее чем за десять дней, а меньше чем через месяц полностью исчезают из виду.

Изучить явление помог космический телескоп «Кеплер». FELT случившийся в 1,3 миллиарда световых лет от нас и получивший обозначение KSN 2015K, оказался экстремально коротким даже по меркам этих скоротечных вспышек. Нарастание блеска заняло всего 2,2 дня, и всего 6,8 дней яркость превышала половину максимума. Ученые выяснили, что такая интенсивность и скоротечность свечения не вызвана распадом радиоактивных элементов, магнетаром или черной дырой, которые могли бы находиться поблизости. Оказалось, что речь идет о взрыве сверхновой в «коконе».

На последних стадиях жизни звезды могут сбрасывать с себя внешние слои. Обычно так расстаются со своим веществом не слишком массивные светила, которым не грозит перспектива взорваться. Но и с будущими сверхновыми, по-видимому, может случиться эпизод такой «линьки». Эти последние стадии жизни звезд еще недостаточно изучены. Ученые объясняют, что когда ударная волна от взрыва сверхновой сталкивается с веществом сброшенной оболочки — происходит FELT.

Необычная сверхновая звезда

По мнению ученых они наблюдали за остатками самой массивной звезды, уничтоженной взрывом. Сверхновая SN2016iet необычная. Эта сверхновая обладает большим количеством энергии, продолжительностью, неожиданными химическими сигнатурами и находится в не богатой металлами окружающей среде. Это не похоже ни на что из того, что астрономы наблюдали раньше.

Изначально исследователи решили, что в данных допущены ошибки. Однако по словам специалистов, через некоторое время они определили, что загадочная сверхновая расположена в ранее не зарегистрированной галактике в миллиарде световых лет от Земли.

По мнению астрономо, в этой сверхновой все выглядит по-другому — то, как она со временем меняет яркость, ее спектр, галактика, в которой она находится, и даже само расположение сверхновой в галактике тоже необычное. Эдо Бергер, профессор астрономии Гарвардского университета и соавтор исследования говорит, что иногда астрономы наблюдают за сверхновыми, которые необычны в каком-то одном аспекте. Однако SN2016iet уникальна во всех отношениях.

На фото E-ELT Экстремально Большой Телескоп диаметром 40 метров

До взрыва масса SN2016iet была в 200 раз больше массы нашего Солнца. Астрономы считают, что она образовалась в 54 тысячах световых лет от центра галактики, что само себе странно и необычно. С точки зрения продолжительности жизни звезды, эта была короткой — она просуществовала всего несколько миллионов лет. При этом за свою жизнь звезда потеряла порядка 85% своей массы. После взрыва ее обломки столкнулись с ранее выброшенным материалом. В результате образовалась странная сверхновая, за которой сегодня наблюдают астрономы.

Как происходит взрыв

Как известно, звезда выделяет огромную энергию благодаря термоядерной реакции, происходящей в ядре. Термоядерная реакция — это процесс превращения водорода в гелий и более тяжелые элементы с выделением энергии. Но вот когда водород в недрах заканчивается, верхние слои звезды начинают обрушиваться к центру. После достижения критической отметки вещество буквально взрывается, всё сильнее сжимая ядро и унося верхние слои звезды ударной волной.

В довольно малом объеме пространства образуется при этом столько энергии, что часть ее вынуждено уносить нейтрино, у которой практически нет массы.

Прародители жизни

Несмотря на всю свою катастрофичность, сверхновые по праву можно назвать прародителями жизни во Вселенной. Мощность их взрыва подталкивает межзвездную среду на образования газопылевых облаков и туманностей, в которых впоследствии рождаются звезды. Ещё одна их особенность состоит в том, что сверхновые насыщают межзвездную среду тяжелыми элементами.

Именно сверхновые порождают все химические элементы, что тяжелее железа. Ведь, как отмечалось ранее, синтез таких элементов требует затрат энергии. Только сверхновые способны «зарядить» составные ядра и нейтроны на энергозатратные производство новых элементов. Кинетическая энергия взрыва разносит их по пространству вместе с элементами, образовавшимися в недрах взорвавшейся звезды. В их число входят углерод, азот и кислород и прочие элементы, без которых невозможна органическая жизнь.

Гиперновые взрывы

Гиперновыми называют вспышки, энергия которых на несколько порядков превышает энергию типичных сверхновых. То есть, по сути они гиперновые являются очень яркими сверхновыми.

Как правило, гиперновым считается взрыв сверхмассивных звезд, также называемых гипергигантами. Масса таких звезд начинается с 80 нередко превышает теоретический предел 150 солнечных масс. Также существуют версии, что гиперновые звезды могут образовываться в ходе аннигиляции антиматерии, образованию кварковой звезды или же столкновением двух массивных звезд.

Сверхновая звезда GRB 080913

Примечательны гиперновые тем, что они являются основной причиной, пожалуй, самых энергоёмких и редчайших событий во Вселенной – гамма-всплесков. Продолжительность гамма всплесков составляет от сотых секунд до нескольких часов. Но чаще всего они длятся 1-2 секунду. За эти секунды они испускают энергию, подобную энергии Солнца за все 10 миллиардов лет её жизни! Природа гамма-всплесков до сих пор по большей части остаётся под вопросом.

Как отыскать звёзды сверхнового типа

Сверхновая звезда может обнаружена достаточно просто. В кругах учёных для этих целей используют специальные приборы. Некоторые из них требуются для того, чтобы обеспечить наблюдение за видимым светом после взрыва, а другие способствуют отслеживанию рентгеновских лучей и гамма-лучей. Получение изображений происходит за счёт телескопов Хаббл и Чандра.

В июле 2012 г. стал работать телескоп, способствующий фокусированию световых потоков в области высоких энергетических элементов. Речь ведётся непосредственно о миссии NUSTAR, которая обеспечивает поиск разрушившихся звёзд, чёрных дыр, остатков сверхновых объектов. Каждый может помочь учёному миру, не становясь узким специалистом. В 2008 г. сверхновое светило было найдено обычным подростком. А в 2011 году данное наблюдение с лёгкостью смогла повторить девочка 10 лет из Канады.


Сверхновая SN 1572

1970–1999

Современная стандартная модель взрывов сверхновых типа Ia основана на предложении Уилана и Ибена в 1973 году и основана на сценарии массопереноса к вырожденной звезде-компаньону. В частности, кривая блеска SN1972e в NGC 5253 , которая наблюдалась в течение более года, отслеживалась достаточно долго, чтобы обнаружить, что после своего широкого «горба» яркости сверхновая исчезает с почти постоянной скоростью примерно 0,01 звездной величины на единицу. день. В переводе на другую систему единиц это почти то же самое, что скорость распада кобальта- 56 ( 56 Co), период полураспада которого составляет 77 дней. Модель вырожденного взрыва предсказывает образование около солнечной массы никеля -56 ( 56 Ni) взрывающейся звездой. 56 Ni распадается с периодом полураспада 6,8 дней до 56 Co, и при распаде никеля и кобальта обеспечивает энергия , излучаемая прочь сверхновой в конце своей истории. Согласие как в общем производстве энергии, так и в скорости затухания между теоретическими моделями и наблюдениями 1972e привело к быстрому принятию модели вырожденного взрыва.

Наблюдая кривые блеска многих сверхновых типа Ia, было обнаружено, что они имеют общую пиковую светимость. Измеряя яркость этих событий, можно с хорошей точностью оценить расстояние до их родительской галактики. Таким образом, эта категория сверхновых стала очень полезной в качестве стандартной свечи для измерения космических расстояний. В 1998 году поиск сверхновых с высоким Z и космологический проект сверхновых обнаружили, что самые далекие сверхновые типа Ia выглядят более тусклыми, чем ожидалось. Это стало свидетельством того, что расширение Вселенной может ускоряться .

Хотя с 1604 года в Млечном Пути не наблюдались сверхновые, похоже, что сверхновая взорвалась в созвездии Кассиопеи около 300 лет назад, примерно в 1667 или 1680 году. Остаток этого взрыва, Кассиопея А , сильно скрыт межзвездной пылью. , возможно, поэтому он не сделал заметного появления. Однако его можно наблюдать и в других частях спектра, и в настоящее время это самый яркий радиоисточник за пределами нашей Солнечной системы.

Сверхновая 1987 г. Остаток около центра.

В 1987 году Сверхновая 1987A в Большом Магеллановом Облаке наблюдалась через несколько часов после ее начала. Это была первая сверхновая, обнаруженная по испусканию нейтрино, и первая сверхновая, наблюдаемая во всех полосах электромагнитного спектра . Относительная близость этой сверхновой позволила провести подробные наблюдения и предоставила первую возможность современным теориям образования сверхновой быть проверенной на основе наблюдений.

Скорость открытия сверхновых неуклонно росла на протяжении двадцатого века. В 1990-х годах было запущено несколько автоматизированных программ поиска сверхновых. Программа поиска сверхновых в обсерватории Лойшнера была начата в 1992 году в обсерватории Лойшнера . В том же году к нему присоединилась программа телескопа с автоматическим формированием изображений Беркли. На смену им в 1996 году пришел телескоп с автоматическим формированием изображений Кацмана в обсерватории Лик , который в основном использовался для поиска сверхновых в обсерватории Лика (LOSS). К 2000 году программа Lick привела к открытию 96 сверхновых, что сделало ее самой успешной программой поиска сверхновых в мире.

В конце 1990-х было высказано предположение, что недавние остатки сверхновых могут быть обнаружены путем поиска гамма-лучей от распада титана-44 . Его период полураспада составляет 90 лет, и гамма-лучи могут легко пересекать галактику, так что это позволяет нам видеть любые остатки прошлого тысячелетия или около того. Были обнаружены два источника: ранее обнаруженный остаток Кассиопеи А и остаток RX J0852.0-4622 , который только что был обнаружен, перекрывая остаток сверхновой звезды Вела.

В 1999 году было замечено, что звезда внутри IC 755 взорвалась как сверхновая и получила название SN 1999an.

Этот остаток (RX J0852.0-4622) был обнаружен перед (по всей видимости) более крупным остатком сверхновой звезды Vela . Гамма-лучи от распада титана-44 показали, что он должен был взорваться сравнительно недавно (возможно, около 1200 г. н.э.), но исторических свидетельств об этом нет. Поток гамма-лучей и рентгеновских лучей указывает на то, что сверхновая была относительно близко к нам (возможно, 200 парсеков или 600 световых лет). Если так, то это удивительное событие, потому что сверхновые на расстоянии менее 200 парсеков, по оценкам, случаются реже одного раза в 100000 лет.

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Adblock
detector