Что такое вспышка сверхновой?

 

 

Остатки взрыва Сверхновой 1054 в Крабовидной туманности

 

Астрофизики утверждают, что в среднем каждые два-три десятка лет любую колоссальную звездную систему — галактику — заполняют волны чудовищной вспышки. О самих галактиках мы поговорим позже, а сейчас остановим наш мысленный взор на этом одном из самых катастрофических вселенских явлений, известных современной науке. Речь идет о том, что астрономы называют взрывной вспышкой сверхновой звезды. Это действительно грандиозный с любой точки зрения космический катаклизм, ведь в максимуме своего блеска сверхновая легко может затмить остальные сотни миллиардов галактических светил. Во время этого поражающего воображение явления всего лишь за несколько секунд может выделиться энергия, в сотни раз превышающая энергию, высвеченную Солнцем за все миллиарды лет его существования!

 

В земной письменной истории первые упоминания о новой звезде, загоревшейся на дневном небе в 1006 году, можно встретить прежде всего в записях китайских и японских звездочетов и, кроме того, в Западной Европе и арабском мире. Фрагменты дошедших до нас хроник свидетельствуют, что это необычное светило было огромной яркости и существовало в течение нескольких лет.

 

Китайские источники наиболее подробны и точны: они не только описывали точное положение сверхновой, но и вели хронику ее появления в течение трех лет. Новая звезда наблюдалась и в Японии, где ее прозвали звездой-гостьей после появления 1 мая 1006 года. Китайские звездочеты описывали ее как «большой блистающий золотой диск» и «золотистую половину Луны с расходящимися в стороны лучами», замечая, что «в ночное время она так ярка, что в ее свете все прекрасно видно». Японские придворные записи содержат прямую оценку яркости, показывая, что звезда-гостья произвела глубокое впечатление на императорский двор, став совершенно необыкновенным зрелищем.

 

Туманные остатки Сверхновой 1006

 

Оболочка сверхнового взрыва 1181 года

 

Остаток сверхновой в Крабовидной туманности

 

Газопылевой фронт сверхновой в Петле Лебедя

 

Остатки сверхновой RCW86

 

Симметричная оболочка сверхновой 1987 года

 

Газовая туманность Кассиопея А — остаток взрыва сверхновой

 

Сверхновая в галактике NGC 1569

 

Остатки сверхновой в Большом Магеллановом Облаке

 

Оболочка сверхновой Кеплера SN 1604

 

Двойная оболочка взрыва сверхновой

 

Остатки сверхновой N63A из Большого Магелланова Облака

 

Следы сверхновой Тихо Браге (SN 1572) 1572 года

 

Сверхновая в туманности Медуза (Jellyfish)

 

Сверхновая 10397

 

Остаток сверхновой в созвездии Паруса

 

Газовые пузыри сверхновойW44

 

Остатки взрыва сверхновой SNR0509 в Большом Магеллановом Облаке

Остатки сверхновых вспышек

 

Европейские наблюдатели из швейцарских и итальянских монастырей рассказывают в своих хроникальных записях о новой звезде (что она была видна целых три месяца подряд, а потом наблюдения прервались из-за облачности). Некоторые летописцы, не находя нужных слов для описания яркого небесного объекта 1006 года, ошибочно называют ее часто исчезающей новой кометой (скрывалась за северным горизонтом), что и позволяет определить положение сверхновой по ее склонению (астрономической экваториальной координате, измеряемой величиной дуги от небесного экватора до данного светила на небе).

 

Надо сказать, что знаменитая Крабовидная туманность хорошо известна еще по оптическим наблюдениям с начала XVIII века, но то, что она остаток сверхновой восточной звезды-гостьи 1054 года, стало более-менее очевидным только в 1920-х годах. Китайские и японские летописцы едины в том, что звезда-гостья находилась где-то в созвездии Тельца. К сожалению, нет никаких упоминаний о ее движении, так что, похоже, сверхновая не меняла своего положения на протяжении всего периода наблюдений. Отмечая, что вначале она почти месяц была хорошо видна днем, китайские звездочеты сравнивали ее по яркости с Венерой, а японские — с Юпитером.

 

Согласно дошедшим до нас китайским астрономическим записям, новое светило было впервые замечено 6 августа 1280 года и наблюдалось в течение 185 дней, в них также есть важная информация о расположении звезды. Японские записи из многих источников сводятся в обзоре 1230 года, включающем также данные о звездах-гостях 1006 и 1054 года. Другие источники информации об этой сверхновой — японские хроники, хотя в отличие от китайских в них нет точных данных о времени ее свечения и лишь отмечается, что звезда-гостья была видна еще в течение нескольких месяцев после своего появления.

 

В Европе кроме монахов за сверхновым светилом вели наблюдения византийские звездочеты, оставившие несколько кратких записей о видимой в дневное время новой звезде. Скудность свидетельств о наблюдении сверхновой в Европе можно объяснить очередным периодом резкого похолодания, наступившего как раз в то время на Европейском континенте из-за изменения течения Гольфстрима. Подобная локальная перемена климата вызвала повсеместное появление густой облачности, сильно затруднившей астрономические наблюдения.

 

На противоположном берегу Атлантики в это время стояла сухая ясная погода, и новая звезда, вспыхнувшая очень близко к эклиптике (видимому пути Солнца на небе), была многократно изображена в наскальных рисунках аборигенов северо-запада Америки. Рядом с ней часто можно видеть полумесяц Луны или диск Солнца, что косвенно говорит о яркости сверхновой. Однако надо признать, что в отличие от европейских и восточных хроник датировка таких изображений крайне трудна и до сих пор неточна, хотя в целом изображения относительного положения сверхновой звезды выглядят достаточно правдиво. Ведь даже при условии, что данные пиктограммы связаны с реальными астрономическими событиями, они оставляют большой простор для всяческих догадок, например о близких прохождениях Луны рядом с Венерой.

 

И лишь в начале 1940-х годов после дополнительного изучения китайских и японских манускриптов нидерландские астрономы и синологи в совместной работе окончательно отождествили Крабовидную туманность с остатками сверхновой вспышки 1054 года. С астрофизической точки зрения Крабовидная туманность — очень интересный объект, представляющий собой один из остатков сверхновой вспышки, в котором наблюдается пульсар. Это позволяет проводить очень важные исследования энергетики и структуры всего того, что осталось от сверхновой.

 

По своему «взрывному» строению Крабовидная туманность — прототип так называемых заполненных остатков сверхновых. Причем в начале 1960-х годов было обнаружено радиоизлучение этой туманности, а спустя несколько лет — ее излучение в рентгеновском диапазоне. Главным открытием стало обнаружение в 1968 году центрального пульсара, что вызвало большой интерес у астрофизиков во всем мире.

 

Одним из первых сияющую новую звезду в созвездии Кассиопеи, сравнимую по яркости с Юпитером, открыл астроном  эпохи  Возрождения  Тихо Браге. Вместе с теорией Коперника это послужило весомым аргументом против религиозно-мистической  картины  мироздания с ее вечными и неизменными небесами и закрепленными на них звездами. Прошло не менее четырех столетий, прежде чем ученые поняли, что ярко загорающиеся на небосводе звезды являют собой отголоски колоссальных взрывов в конце своей эволюции. Сам термин «сверхновые звезды» распространился лишь в конце 1930-х годов. Именно тогда появились первые догадки о том, что сверхновые вспышки играют важнейшую роль на космических просторах, снабжая межзвездную среду тяжелыми элементами.

 

Достоверно известно, что в нашей галактике Млечный Путь достаточно близко прогремели в свое время три сверхновых взрыва.

 

Первый связывают со знаменитой Крабовидной туманностью, отражающей вспышку 1054 года. Вторую сверхновую наблюдал в 1572 году Тихо Браге, а третью в 1604 году Иоганн Кеплер.

 

К глубочайшему сожалению, эти близкие и прекрасно наблюдаемые сверхновые вспыхнули еще до появления телескопов.

 

Одна из сравнительно близких вспышек сверхновых произошла в 1885 году в туманности Андромеды. Несмотря на удаленность, в максимуме своего сияния эта сверхновая даже была видна невооруженным глазом. Телескопы тогда уже имелись, но уровень наблюдательных средств был в целом еще низок. 

 

Модель взрыва сверхновой

 

Пустая оболочка сверхновой

 

Маленькие горячие белые карлики шарового скопления

 

Достаточно сказать, что в те времена еще не знали, что туманность Андромеды представляет собой соседнюю галактику, отделенную от Млечного Пути колоссальным расстоянием. Поэтому сам факт, что на Земле наблюдается звезда из туманности Андромеды, прошел мимо внимания астрономов того времени.

 

Сегодня астрономы ежегодно фиксируют около двух десятков сверхновых взрывов. Но, к их сожалению, все эти катаклизмы принадлежат далеким галактикам и плохо видны даже с помощью самых современных телескопов.

 

В 1980-х годах после создания основ квантовой физики и открытия нейтрона астрономы, вооружившись новыми знаниями, стали интенсивно исследовать эволюцию звездных объектов. При этом они открыли возможность формирования из «обычных» звезд удивительных небесных тел, названных белыми карликами и нейтронными звездами, о которых мы уже знаем. Впрочем, давайте еще раз пройдемся по основным вехам нашего рассказа. Итак, при изучении строения звезд было установлено, что они по своей сути являются колоссальными газовыми шарами, в которых непрерывно выделяется энергия при слиянии атомов водорода с образованием атомов гелия. Естественно, что тут же астрофизики перешли к вопросу о том, что же будет со светилом при выгорании его звездного топлива.

 

Известный британский астрофизик Артур Эддингтон в 1930-х годах предложил модель, описывающую внутреннее строение звезды. Главный вывод Эддингтона состоял в том, что эволюцию звезд в каждый момент определяет баланс равновесия между сжимающими звездное тело силами гравитации и противоположно направленным внутренним давлением, создаваемым горячей плазмой и излучением, образующимся в его ядре. Модель британского астрофизика предсказывала, что звезда представляет собой газовый шар с очень высокой температурой в центре, достигающей десятков миллионов градусов и достаточной для горения реакций термоядерного синтеза.

 

Между прочим, современные Эддингтону физики считали, что он ошибается и температура в ядрах звезд явно недостаточна для зажигания термоядерной реакции. 

 

След сверхновой со многими оболочками

 

На основе построений Эддингтона свой сценарий звездной эволюции разработал индийский физик Субраманьян Чандрасекар, который в 1930-х годах высказал мнение, что звезды с околосолнечной массой в конце своего эволюционного пути образуют особый класс белых карликов, по размерам уступающих даже земному шару. Материя этих светил настолько плотна, что атомы остались без своих электронных оболочек, а сами электроны образовали так называемый вырожденный электронный газ, который и сдерживает силы внутреннего гравитационного сжатия. А вот более тяжелые звезды должны под действием чудовищного тяготения сжиматься и сжиматься. Но где же лежит предел этого непрекращающегося процесса? После открытия еще одной ядерной частицы — нейтрона — ответ пришел сам собой: гигантское гравитационное давление должно порождать невероятно плотные нейтронные звезды. Всего лишь один сантиметровый кубик нейтронной материи должен весить около миллиарда тонн, и даже пылинка потянула бы на сотни килограммов. После открытия нейтронных звезд «на кончике пера» астрономы выдвинули гипотезу, что загадочные сверхновые взрывы представляют собой результат катастрофического сжатия ядер массивных звезд.

 

Течение термоядерных реакций в чем-то похоже на обычный процесс горения. Поэтому и термоядерный фронт горения можно представить себе как «пожар», распространяющийся через тело звезды и оставляющий за собой шлейф ядерного пепла, состоящего из тяжелых элементов.

 

Из данной простой модели видно, что реакции термоядерного синтеза должны идти в сравнительно небольшом объеме тонких поверхностных слоев, охватывающих полости, заполненные ядерным пеплом в глубине белого карлика. Можно предположить, что, обладая низкой плотностью, подобные «шлаковые пузыри» станут подниматься к звездной поверхности, однако термоядерные реакции будут постепенно затухать вместе с расширением и охлаждением светила.

 

Чтобы понять, что же взрывается с таким шумом во Вселенной, вспомним уже известные нам факты из жизни звезд. Так, звезды, значительно превосходящие по массе Солнце, и горят значительно быстрее, приходя в состояние, когда практически весь водород в центральной области прогорает и превращается в гелий.

 

Колоссальные выбросы сверхнового взрыва

 

При этом поток энергии, исходящей из звездного ядра и прилегающих слоев, резко падает, переставая компенсировать силы гравитационного сжатия, а тело звезды, естественно, начинает сжиматься все быстрее и быстрее. На определенном этапе такого сжатия температура повышается настолько, что загорается гелий. Начинается термоядерная реакция, в процессе которой образуются ядра углерода при слиянии трех ядер гелия. Новый поток ядерной энергии от центра на периферию снова воссоздает баланс сил гравитации и стабилизирует звезду. Наконец гелий тоже прогорает — и в звездном ядре образуется область, наполненная углеродным пеплом. Теперь для дальнейшей судьбы звезды определяющее значение будет иметь ее масса.

 

У маломассивных звезд сжатие останавливается на этапе, когда ядро, наполненное углеродом от предыдущих термоядерных реакций, переходит в особый «конденсат» квазижидкого состояния. В результате образуется квазижидкий кристаллоид алмазоподобного типа, имеющий структуру плотно упакованных ядер углерода, сцементированных электронами. Этот гигантский квазикристалл «жидкого алмаза» вполне способен противостоять силам гравитационного сжатия так же успешно, как это происходит у обычных твердых карликовых планет.

 

Если же изначальная масса звезды более чем в пять раз превышает солнечную, то даже «сверхупакованный» углерод не может противостоять циклическим силам тяготения — и с повышением температуры загорается в следующем термоядерном цикле.

 

Итак, можно сделать вывод, что температура термобарического равновесия, как говорят астрофизики, вместе со скоростью термоядерного синтеза напрямую зависит от звездной массы. К примеру, наше светило горит очень ровно и, можно сказать, даже как-то вяло, поскольку в килограмме солнечной массы за час горения выделяется энергия где-то на уровне одной сотой калории.

 

Ярчайшая сверхновая

 

Это существенно меньше даже плотности энергии при горении обычной спички, но и большое счастье для всех живущих на Земле, поскольку именно такое неспешное и очень ровное горение и дает возможность нашему светилу сохранять постоянную светимость в течение миллиардов лет его существования.

 

Рекордную по силе вспышку сверхновой астрономы наблюдали на расстоянии сотен миллионов световых лет, причем она сохранялась намного дольше, чем все известные сверхновые. Астрофизики считают, что здесь они столкнулись с каким-то необычным механизмом вспышки, например у такой массивной звезды причиной взрыва могло бы быть образование аннигилирующих (взаимно уничтожающихся с выделением энергии) частиц и античастиц. В этом случае на месте сверхновой должна остаться только совершенно пустая оболочка взорвавшейся звезды.

 

Продуктом термоядерного горения углерода является железо и прочие элементы, соседние в таблице Менделеева. Дальнейший процесс термоядерного синтеза более тяжелых элементов энергетически маловыгоден и прекращается. Но если масса стареющей звезды составляет не менее 12 солнечных, то горение может приобрести взрывной характер. Тогда весь оставшийся углерод буквально за несколько секунд обратится в железо с образованием ряда тяжелых и даже близких к трансурановым элементов. В таком чудовищном термоядерном катаклизме новой вспышки звезда просто разлетается в разные стороны.

 

В самом начале астрофизики предполагали, что энергию сверхновому взрыву дает гравитационное сжатие звезды, пока центральная область не приблизится к плотности атомного ядра. И действительно, по расчетам, стремительно сжимающееся в гравитационном коллапсе вещество вполне может выделить сверхгигантскую потенциальную энергию, достаточную для взрывного выброса наружу внешней оболочки сверхновой звезды. Позже появились модели сверхновых в виде гигантских ядерных бомб.

  

Когда солнцеподобная звезда сжигает все водородное топливо, а затем и гелиевое, реакция термоядерного синтеза переходит на кислород и углерод. Ядерные реакции с участием этих элементов не только выделяют гигантскую энергию, но и порождают радиоактивные изотопы, которые, распадаясь, обеспечивают длительное свечение остатков вспышки. В конечном итоге оба сценария сверхновой вспышки оказались близкими к реальным наблюдениям и астрофизики поделили все сверхновые на два типа.

 

И сегодня теория взрыва сверхновых звезд — одна из главных проблем теоретической астрофизики. Здесь трудно построить адекватные модели для их обсчета на мощных компьютерах. Это связано с устойчивостью звезд как саморегулирующихся физических систем, которые при всех своих бурных процессах умудряются остаться стабильными и светить многие миллиарды лет. Даже в конце своего жизненного пути звезды чаще всего тихо и медленно затухают, а не взрываются.

Компьютерные расчеты показывают, что вокруг ядра сверхновой звезды нейтрино нагревают плазму, создавая всплывающие в турбулентных потоках пузыри термоядерного пепла.

 

Сложность «взрывных» звездных сценариев настолько велика, что их модели трудно рассчитать даже с помощью самых современных суперкомпьютеров. Проверить подобные модельные построения нелегко, ведь астрофизики не могут исследовать сам процесс сверхновой вспышки в лаборатории — его можно наблюдать лишь в космических далях. Причем в схемах развития сверхновых катаклизмов должны еще обязательно учитываться атомная и ядерная физика, магнитогидродинамика и даже теория относительности.

 

Выдающийся популяризатор науки и фантаст Айзек Азимов как-то сравнил взрывные процессы при сверхновых вспышках с работой двигателя внутреннего сгорания.

 

Ударные волны плазмы и газа

 

В любом таком моторе происходит перемешивание воздуха с бензином, точнее — с кислородом, а их последующее воспламенение создает зоны турбулентности, увеличивающие площадь и скорость горения.

 

Вот так и бурлящая неистовым кипением плазма звезды вся скручена гигантскими водоворотами турбулентностей. Поэтому потоки плазмы распространяются в теле звезды с гигантской скоростью, а малейшие возмущения мгновенно образуют из спокойного течения бурный и закрученный поток. При этом в звездном объеме непрерывно всплывают исполинские горячие пузыри, перемешивающие вещество. Это настолько ускоряет процесс горения, что звездная структура просто не успевает перестроиться и затушить пламя термоядерного горения.

 

В настоящее время астрофизики создали много разных моделей взрывного термоядерного горения, при этом они часто используют оригинальные компьютерные модели, применяемые в исследованиях взрывного химического горения, турбулентностей атмосферы, формирования тайфунов и торнадо. При этом главная идея состоит в дроблении входящих потоков в турбулентном каскаде на мельчайшие фрагменты газовых полостей горячих пузырей, поднимающихся в неоднородной среде, насыщенной турбулентностями. В случае того же белого карлика турбулентное ускорение термоядерных реакций в мгновение ока может привести к полному разрушению тела звезды. А ее остатки стремительно разлетятся со скоростью в десятки тысяч километров за секунду, что в общем и соответствует наблюдаемой астрономами картине.

 

Среди белых пятен процессов сверхновой вспышки выделяется загадка ключевого момента воспламенения белого карлика. Кроме того, быстрое термоядерное горение должно сбрасывать в окружающее пространство вещество карлика большей частью неизмененным, а это полностью противоречит наблюдаемой картине разноса «звездного пепла».

 

Получается, что взрывные процессы все же обусловлены не столько быстрым, сколько детонационным горением, при этом причиной сверхнового взрыва могут быть именно процессы слияния двух карликовых звезд. Получается модель, в которой конвекция вещества насыщает энергией ударные волны, распространяющиеся в радиальном направлении к поверхности, что и вызывает сверхновую вспышку.

 

Более детально это может выглядеть так: при замедлении взрывной волны пузыри раскаленной расширяющейся плазмы начинают сливаться в потоке относительно холодного звездного вещества. С течением времени возникает несколько колоссальных пузырей, плывущих в окружении нисходящего потока, именно это может объяснить асимметричность взрыва. К тому же в заторможенной ударной волне вполне способна возникнуть череда деформаций, и тогда коллапс выглядит как форма песочных часов. В дальнейшем возможны и дополнительные неустойчивости, когда ударные волны вырвутся наружу, проходя через неоднородные слои взрывающейся звезды. При этом возможно интенсивное перемешивание химических элементов, возникших на протяжении всей жизни звезд и мгновенно синтезированных во время вспышки.

 

Сверхновую вспышку как результат коллапса единичного звездного ядра объяснить гораздо труднее. Наблюдения показывают, что такие сверхновые довольно разнообразны и одни из них насыщены водородом, а в других больше гелия; одни взрываются в центре плотных молекулярных облаков, другие — в почти пустой межзвездной среде; одни испускают гигантское количество радиоактивных металлов, а другие нет. В широких пределах варьируется и сама энергия выброса вместе со скоростью расширения взрывной оболочки. И на это все еще накладывается проблема природы продолжительных гамма-всплесков.

 

Таким образом, одиночные ядра сверхновых могут быть центрами синтеза самых тяжелых элементов в природе — и оттуда к нам попали атомы золота, свинца, тория и урана. Несмотря на свою простоту, модель гравитационного сжатия неясна в деталях, ведь у зрелых звезд с десятикратным превышением солнечной массы должна образовываться слоеная структура с увеличением доли тяжелых элементов на глубине. Ядро, как известно, будет состоять в основном из атомов железа, а баланс равновесия поддерживается взаимным отталкиванием электронов. После того как силы гравитации вжимают электроны в атомные ядра, они начинают реагировать с протонами, образуя нейтроны и нейтрино. Нейтроны и протоны так сильно прижимаются друг к другу, что их силы отталкивания начинают компенсировать силы гравитации, останавливая коллапс.

 

Так, сжатие сменяется расширением — и звездная материя устремляется наружу, вызывая ударную волну при сверхзвуковом «налете» внешних слоев звезды на остановившееся в своем сжатии ядро. Подобно своеобразному звездному прибою волна отката стремится наружу, нагревая и сжимая вещество.

 

Взрыв сверхновой второго типа 

         

 Пульсирующий остаток сверхновой

 

На своем пути такая волна, совсем как морская, очень быстро теряет всю энергию и затухает. Но тогда опять возникает вопрос: что же взрывается во вспышке сверхновой? Может быть, сверхновый взрыв спровоцирован совершенно различными механизмами? Например, магнитное поле может перехватить вращательную энергию сформировавшейся нейтронной звезды и дать новый импульс ударной волне.

 

Если масса звезды составляет десяток солнечных, происходит загорание углерода, но термоядерные реакции идут не взрывным образом, а стационарно. Обычно уже через сравнительно небольшое по астрономическим меркам время углерод прогорает до железа — и запасы топлива для термоядерных реакций в центральной части звезды заканчиваются. Гравитационные силы успешно преодолевают давление плазмы — и начинается необратимое сжатие, переходящее в гравитационный коллапс. Внутриядерные реакции слияния электронов с протонами выделяют огромную энергию, уносимую особыми элементарными частицами — неуловимыми нейтрино. Нейтрино очень слабо взаимодействуют с веществом и в основном беспрепятственно вылетают из звезды наружу, но некоторая их часть все же рассеивается на внешних слоях, стремительно разбрасываясь во все стороны.

 

После выхода ударной волны на поверхность светящаяся оболочка стремительно разлетается, ее температура быстро падает. Это первая фаза очень яркого свечения сверхновой. Затем увеличение площади светящейся поверхности уже не может скомпенсировать падение яркости, связанное с остыванием, и светимость существенно падает.

 

Но после понижения температуры до отметки 5500 К падение светимости приостанавливается. Дело в том, что при этой температуре начинается рекомбинация ионов, при которой электроны заполняют свои места в ионах, превращая их в атомы нейтрального газа. При этом выделяется энергия, стабилизирующая температуру свечения. Кроме того, резко возрастает прозрачность нейтрального газа, чем он сильно отличается от плазмы, и мы начинаем видеть границу между плазмой и нейтральным газом, открывающую глубокие слои с высокотемпературной плазмой, продолжающей излучать свет.

 

Таким образом, мы все время видим фотосферу сверхновой с эффективной температурой вблизи 5500 К. Радиус фотосферы поначалу растет, и это приводит к увеличению светимости, в миллиард раз превышающей яркость Солнца. При этом радиус фотосферы распространяется на десятки миллиардов километров, в несколько раз превосходя планетарный размер Солнечной системы.

 

Первоначально астрофизики предполагали, что вся энергия взрыва мгновенно переходит в энергию расширения и высвечиваемого излучения. Однако наблюдаемое медленное падение светимости сверхновых свидетельствует о наличии каких-то дополнительных энергетических источников, поддерживающих яркость взрывной оболочки. Возможно, в данном процессе участвует распад радиоактивных изотопов металлов.

 

Анализ различных сверхновых показывает, что многие из них сравнительно компактны. Если поместить типичную сверхновую на место нашего светила, то граница ее фотосферы будет располагаться где-то между орбитами Меркурия и Марса. Когда взрывается компактная звезда, большинство энергии уходит на разлетающуюся оболочку, а на излучение тратится всего лишь 1 %. При взрыве протяженного сверхгиганта излучается еще большая доля энергии — и сверхновая светит намного ярче.

 

Довольно часто свой буйный нрав проявляют и кратные системы белых карликов, разражаясь катаклизмами вспышек циклопических взрывов. За это астрономы и дали им название — катаклизмические. Эти взрывные вспышки заставляют светиться малозаметных карликов как новые звезды на небосклоне, поэтому их так и называют — новые, повторные новые и карликовые новые. Каждая вспышка такой новой, когда блеск звезды может возрасти в десятки раз, для астрономов — значительное событие, которое долго потом обсуждается на конференциях и симпозиумах. Вспыхивают подобным образом обычно системы, состоящие из красного карлика главной последовательности, где находится и наше Солнце, и белого карлика. Их соседство может быть очень тесным с орбитой взаимного вращения около солнечного радиуса. Конечно же, при этом становятся вероятными процессы интенсивного взаимодействия между атмосферами и телами этих маломассивных звезд.

 

К повторным новым относятся звездные системы, у которых время повторения вспышек составляет несколько десятков лет с постепенными возрастанием светимости примерно в 20 раз. А вот к карликовым новым относят системы звезд с циклом вспышек, длящимся около 100 дней, за которые блеск новой меняется где-то в 10 раз.

 

Как же происходят подобные вспышки? Наиболее распространена версия, что масса красного карлика, постепенно перетекая в атмосферу своего белого соседа, создает водородную оболочку. При этом за определенный период легко накапливается критическая масса водорода с достаточно высокими плотностью и температурой для начала термоядерных реакций. Тут же происходит колоссальный взрыв этой звездной водородной бомбы, который и наблюдается как вспышка одной из разновидностей новой.

Остаток сверхновой

 

Это интересно

 

В 1572 году великий датский астроном Тихо Браге, путешествуя по Германии, заметил необычное небесное явление, которое описал в своем дневнике так: «Я остановился в одном старом монастыре Гаррицвальде, имеющем замечательно красивое местоположение. Однажды вечером, когда я по своему обыкновению осматривал небесный свод, к неописуемому моему удивлению я увидел близ зенита в Кассиопее яркую звезду необыкновенной величины. Чтобы убедиться, что это была не иллюзия, я призвал рабочих, находившихся в моей лаборатории, и спросив их, как и прохожих, видят ли они звезду. Позже я узнал, что в Германии извозчики и другие люди предупредили астрономов, открыв это великое явление на небе. Вспыхнувшая звезда по блеску не уступала Венере в период ее наилучшей видимости. Люди с хорошим зрением видели ее даже днем, а иногда и ночью сквозь довольно плотные облака. Начиная с декабря звезда начала постепенно меркнуть, а спустя семнадцать месяцев и вовсе исчезла».

 

Тихо Браге провел очень много наблюдений этого внезапно появившегося светила и даже написал обширный трактат «О новой звезде». Эта книга во многом определиладальнейшую судьбу астронома, вызвав интерес датского короля, предоставившего крупную сумму на развитие астрономической науки. На этот «грант», полученный за исследование сверхновой, названной впоследствии его именем, Тихо Браге построил на датском острове Вен знаменитую обсерваторию Ураниборг.