Форум » Разное » Астрономия » Ответить
Астрономия
milstar: SN 2006gy: самая яркая сверхновая http://www.astronet.ru/db/msg/1221962 Авторы и права: Рентгеновские лучи: НАСА / Рентгеновская обсерватория Чандра, Натан Смит, Вейдонг Ли (Калифорнийский университет в Беркли) и др.; Инфракрасный диапазон: Ликская обсерватория/Калифорнийский университет в Беркли/ Дж.Блум, К. Хансен Перевод: Д.Ю.Цветков Пояснение: Взрыв звезды, занесенный в каталог как сверхновая SN 2006gy, можно увидеть на этом широкоугольном изображении (слева) галактики NGC 1260, в которой произошла вспышка, и на увеличенном виде области около ядра галактики (вверху справа). Действительно, если учесть, что расстояние до сверхновой составляет около 240 миллионов световых лет, ее светимость оказывается гораздо выше, чем у всех ранее открытых сверхновых, и она сохраняла высокую светимость дольше, чем другие сверхновые (по видимому блеску, который в максимуме был равен около 14 звездной величины, эта сверхновая не выделяется среди других - прим. пер.). Наблюдения телескопа Чандра, показанные на нижней правой картинке, позволили определить яркость сверхновой в рентгеновских лучах и могут рассматриваться как подтверждение теории, объясняющей вспышку SN 2006gy взрывом звезды, масса которой более чем в сто раз превосходит массу Солнца. Астрономы предполагают, что в такой исключительно массивной звезде причиной нестабильности, приводящей к разрушению ядра звезды, может стать образование пар вещество-антивещество. В этом случае после взрыва, в отличие от других вспышек массивных звезд, не должно остаться ни нейтронной звезды, ни даже черной дыры. Очень интересно, что аналогом звезды, взрыв которой наблюдался как сверхновая SN 2006gy, в нашей Галактике вполне может быть хорошо известная исключительно массивная звезда Эта Киля. ########## 1.SN2006GY - 10 ^44 джоулей 2. Краката́у - 0.84 *10^18 джоулей Краката́у мощнейшее извержение 1883 года разрушило остров и вулкан. Объём материала, выброшенного взрывом, составил около 18 км³ 200 мегатонн тротила. Supernoma SN2006gy (animation) https://www.youtube.com/watch?v=UZDNK70OMjk #### SN 2005ap was an extremely energetic type II supernova in the galaxy SDSS J130115.12+274327.5. It is reported to be the brightest supernova yet recorded, twice as bright as the previous record holder, SN 2006gy http://mcdonaldobservatory.org/news/releases/2007/1010.html http://iopscience.iop.org/1538-4357/668/2/L99/pdf/1538-4357_668_2_L99.pdf
milstar: Внедрение автоматизированного поиска и рост числа любителей астрономии, занимающихся поиском сверхновых с помощью ПЗС-камер, привел к лавинообразному росту числа открытий: в настоящее время открывется более 100 сверхновых в год, а общее количество открытий превысило 1500 . В последние годы был начат также поиск очень далеких и слабых сверхновых на крупнейших телескопах с диаметром зеркала 3-4 метра. Оказалось, что исследования сверхновых, достигающих в максимуме блеска 23-24 величины, могут дать ответы на многие вопросы о строении и судьбе всей Вселенной. За одну ночь наблюдений на таких телескопах, оснащенных самыми совершенными ПЗС-камерами, можно открыть более 10 далеких сверхновых! Несколько изображениий таких сверхновых показаны на приведенном ниже рисунке. http://www.astronet.ru/db/msg/1175009
milstar: Отождествить все линии в спектрах сверхновых I типа чрезвычайно трудно, так как они сильно расширены и накладываются друг на друга; кроме упомянутых кальция и кремния удалось отождествить линии магния и железа. Анализ спектров сверхновых позволил сделать важные выводы: в оболочках, выброшенных при вспышке сверхновых I типа, почти нет водорода; в то время как состав оболочек сверхновых II типа почти такой же, как у солнечной атмосферы. Скорости расширения оболочек - от 5 до 15-20 тыс. км/c, температура фотосферы около максимума - 10-20 тыс. градусов. Температура быстро падает и через 1-2 месяца достигает значения 5-6 тыс. градусов. http://www.astronet.ru/db/msg/1175009 Различались у сверхновых и кривые блеска: для I типа все они были очень похожими, имеют характерную форму с очень быстрым ростом блеска к максимуму, который длится не более 2-3 суток, быстрым падением блеска на 3 звездные величины за 25-40 суток и последующим медленным ослаблением, практически линейным в шкале звездных величин, что соответствует экспоненциальному ослаблению светимости. в некоторых галактиках уже зарегистрировано достаточно большое число сверхновых: рекордсмен - галактика NGC 6946, в которой с 1917 года открыто 6 сверхновых. в эллиптических галактиках, где, как считается, нет звезд моложе 10*9 лет.
milstar: Обзор: сверхновые По всем правилам, звезды должны быть спокойными и умирать тихо. Но почему некоторые из них в конце жизни взрываются как сверхновые? Это одно из сложнейших явлений в астрофизике. Теоретики постепенно улучшали свои модели и недавно смогли объяснить два основных типа сверхновых. Задача состояла в том, чтобы учесть все три пространственных измерения для воспроизведения динамики турбулентных потоков. Оказалось, что взрыв может быть очень несимметричным, разбрасывающим в разные стороны остатки звезды (включая и вновь синтезированные химические элементы). Если в результате образуется нейтронная звезда, то она может получить ускорение и стремительно понесется по галактике. http://elementy.ru/nauchno-populyarnaya_biblioteka/430397/Kak_vzorvat_zvezdu
milstar: Термоядерная сверхновая Один из видов сверхновых типа Ia — результат внезапной ядерной детонации звезды Более массивная из двух звезд солнечного типа, исчерпав свое топливо, превращается в белый карлик Белый карлик захватывает газ, теряемый соседкой, и приближается к критической массе «Пламя» неуправляемых ядерных реакций возгорается в турбулентном ядре карлика Пламя устремляется наружу, превращая углерод и кислород в никель За несколько секунд карлик полностью разрушается. Затем еще несколько недель радиоактивный никель распадается, вызывая свечение остатков звезды http://elementy.ru/nauchno-populyarnaya_biblioteka/430397/Kak_vzorvat_zvezdu
milstar: SN2015L 1.1 *10^45 joules 10 ^ 38 watt http://science.sciencemag.org/content/351/6270/257 ASASSN-15lh appears to be hosted by a luminous galaxy (MK ≈ –25.5) with little star formation. In the 4 months since first detection, ASASSN-15lh radiated (1.1 ± 0.2) × 1052 ergs, challenging the magnetar model for its engine.
milstar: Swift and LCOGT flux measurements to a simple blackbody (BB) model, we obtain declining rest-frame temperatures of TBB from 2.1 × 104 to 1.3 × 104 K and bolometric luminosities of Lbol = 2.2 × 1045 to 0.4 × 1045 ergs s–1 at rest-frame phases relative to the peak of trest ~ 15 and ~50 days . The estimated BB radius of ~5 × 1015 cm near the peak is similar to those derived for other SLSNe-I (3, 17). We estimate an integrated bolometric luminosity radiated of ~(1.1 ± 0.2) × 1052 ergs over 108 days in the rest frame. Although our estimates at trest ≲ 10 days should be treated with caution, we can securely conclude that the peak Mu,AB is at or brighter than –23.5 ± 0.1, with a bolometric luminosity at or greater than (2.2 ± 0.2) × 1045 ergs s–1. Both values are without precedent for any supernova recorded in the literature We discuss alternative physical interpretations of ASASSN-15lh in the supplementary text, and given all the currently available data, we conclude that it is most likely a supernova, albeit an extreme one. The power source for ASASSN-15lh is unknown. ################################ Traditional mechanisms invoked for normal SNe likely cannot explain SLSNe-I (3). The lack of hydrogen or helium suggests that shock interactions with hydrogen-rich circumstellar material, invoked to interpret some SLSNe, cannot explain SLSNe-I or ASASSN-15lh. SLSN-I post-peak decline rates appear too fast to be explained by the radioactive decay of 56Ni (3)—the energy source for Type Ia supernovae.
milstar: https://en.m.wikipedia.org/wiki/ASASSN-15lh
milstar: http://savepearlharbor.com/?p=272445 Без преуменьшения ошеломительное открытие совершили астрономы: обнаруженная ими сверхновая звезда ASASSN-15lh (SN 2015L) имеет невероятную яркость, более чем вдвое превышающую яркость самых ярких зарегистрированных к настоящему моменту сверхновых, она в 200 ярче типичной сверхновой звезды. На пике своей интенсивности вспышка в 570 млрд ярче нашего Солнца. Если это вас не впечатляет, то уровень яркости в 50 раз превышает яркость всех 100 миллиардов звёзд нашей галактики Млечный путь ASASSN-15lh не только ярче, но и имеет намного более высокую температуру, чем любая известная сверхновая. ASASSN-15lh находится на расстоянии 3,8 млрд световых лет. Её заметили в июне прошлого года астрономы из университета штата Огайо используя оборудование, которое регистрирует объекты не далее 350 млн световых лет. Однако вспышка была настолько яркой, что не могла остаться незамеченной. Сверхновая ASASSN-15lh относится к классу бедных водородом сверхновых типа SLSN. По мнению теоретиков, когда у старой звезды заканчивается топливо, она взрывается и коллапсирует в сильно намагниченную нейтронную звезду, известную как магнетар. Магнитная энергия магнетара, как следует из теории, затем питает сверхновую, которая продолжает расширяться, что делает её необычно яркой. Материнская галактика ASASSN-15lh слишком большая для подобных взрывов звёзд. Обычно сверхновые наблюдают в карликовых галактиках с активным процессом формирования звёзд. «Честный ответ на данный момент такой, что мы не знаем, что может быть источником энергии для ASASSN-15lh, — говорит Субо Донг (Subo Dong), ведущий автор научной статьи. — ASASSN-15lh может стать поводом для переосмысления и новых наблюдений целого класса сверхъярких сверхновых, и мы ожидаем много больше в будущие годы».
milstar: В галактике Млечный Путь к настоящему моменту известно лишь около 230 звёзд Вольфа — Райе, светимость которых в среднем в 4000 раз превышает светимость Солнца. Причем примерно 100 звёзд этого типа найдено в Большом Магеллановом облаке и всего 12 в Малом — спутниках Млечного Пути; В самом Млечном Пути звёзды Вольфа — Райе находятся преимущественно в областях спиральных ветвей и часто связаны с газопылевыми туманностями и скоплениями нормальных горячих звёзд. Температура видимой поверхности звёзд Вольфа — Райе превышает 50 000 градусов Цельсия. Их радиусы составляют 10 — 15 радиусов Солнца, а массы порядка 10 масс Солнца. Абсолютные звёздные величины звёзд Вольфа — Райе достигают −6,8m. Многие звёзды Вольфа — Райе входят в состав тесных двойных звёзд. Спутник принадлежит обычно к нормальным горячим звёздам спектрального класса О. В большинстве известных систем WR + ОВ массы звёзд Вольфа — Райе меньше масс спутников. http://www.astronet.ru/db/msg/1190776 Около половины В.- Р. з. входит в состав тесных двойных систем со спутниками - массивными звёздами спектральных классов О - В. Нек-рые В.- Р. з., расположенные в центрах кольцевых туманностей или имеющие большие z (ранее считавшиеся одиночными), по-видимому, также явл. двойными с маломассивными (~$1\mathfrak M_\odot$) спутниками. Звезда Вольфа-Райе WR 124: машина звёздного ветра http://www.astronet.ru/db/msg/1316384
milstar: Соответствующая болометрич. светимость звезды равна 2.10^39 эрг/с (т. е. в 10^6 раз превышает светимость Солнца) и близка к критической светимости для гелиевой звезды массой $10\mathfrak M_\odot$ Около половины В.- Р. з. входит в состав тесных двойных систем со спутниками - массивными звёздами спектральных классов О - В. Нек-рые В.- Р. з., расположенные в центрах кольцевых туманностей или имеющие большие z (ранее считавшиеся одиночными), по-видимому, также явл. двойными с маломассивными (~$1\mathfrak M_\odot$) спутниками Происходит быстрое (за время ~104 лет) перетекание значит. части вещества (до 70%) к спутнику. После потери водородной оболочки остаётся горячая гелиевая звезда с примесью водорода в наружных слоях (>20% по массе), к-рая становится В.- Р. з. Результаты детальных расчётов эволюции массивных тесных двойных, систем с обменом масс показали, что содержание углерода в оболочке молодой В.-Р. з. может быть невелико по сравнению с содержанием азота в результате CNO-реакций (см. Ядерные реакции). По мере истечения вещества обнажаются глубокие, обогащённые углеродом слои, и звезда азотной последовательности может превратиться в звезду углеродной последовательности. Время жизни В.- Р. з. сравнительно невелико (~105-106 лет), по истощении ядерного топлива В.- Р. з. взрывается как сверхновая звезда
milstar: Самая тяжелая звезда в обозримой Вселенной, R136a1, тоже принадлежащая к классу Вольфа-Райе, имеет массу в 256 Солнц. Минимальные размеры светил WR составляют 10 солнечных радиусов, что равно примерно равно 7 миллионам километров Полная версия: http://spacegid.com/zvezdyi-volfa-raye.html#ixzz4ehLc3LJO Источник энергии Однако не одна масса создает такое количество энергии в звездах Вольфа-Райе. Как правило, светила этого класса являются достаточно старыми звездами, которые по тем или иным причин потеряли большую часть водорода. В среднем звезда WR состоит всего на 20% из водорода, когда Солнце и другие звезды Главной последовательности содержат его около 73-75%. Поэтому в ядрах звезд Вольфа-Райе «горят» преимущественно достаточно тяжелые элементы, которые дают намного больше энергии. Те немногие светила класса, в которых происходят ядерные реакции на основании водорода, тоже не плошают. Кроме обычного протон-протонного ядерного синтеза, где атомы водорода постепенно объединяются в гелий, у них происходит CNO-цикл — в нем углерод (C), азот (N) и кислород (O) участвуют как катализаторы, усиливая выделение энергии. Такое возможно только благодаря большой массе звезд Вольфа-Райе Полная версия: http://spacegid.com/zvezdyi-volfa-raye.html#ixzz4ehLpEkwD
milstar: Светимость Большое количество энергии логично делает звезду яркой — поэтому звезды Вольфа-Райе обычно обладают очень высокой светимостью. Средняя светимость звезд WR колеблется от сотен тысяч до миллионов яркостей Солнц. Та же рекордсменка по массе R136a1 ярче нашего светила в 8,7 миллионов раз! Пока что это высший показатель среди найденных звезд WR, хотя теоретически могут существовать звезды и ярче. Однако эта светимость весьма специфическая. Звезды Вольфа-Райе из-за своей высокой температуры излучают в основном свет на коротких волнах — ультрафиолетовое излучение, рентгеновское, гамма-лучи и прочее. Порой на них приходится до 90% свечения звезды — поэтому видимые в телескоп звезды Вольфа-Райе всегда тусклее без специальных фильтров. Гамма созвездия Парусов, самая яркая звезда WR из видимых с Земли, имеет звездную величину 1,7. В то же время ее болометрическая величина, учитывающая все диапазоны света, составляет – 2 (Чем меньше звездная величина — тем ярче звезда на небе). Полная версия: http://spacegid.com/zvezdyi-volfa-raye.html#ixzz4ehM09sdI
milstar: Длительность жизни Из-за высокой ядерной активности и потерь массы, звезда Вольфа-Райе долго не живет — в таком виде светило может существовать не больше 4-6 миллионов лет. При этом стоит учесть, что класс Вольфа-Райе — это этап существования светила, а не его постоянное состояние. Соответственно, жизнь звезды до и после нахождения в категории WR может быть куда дольше. Но ненамного — сверхмассивные светила существуют не многим больше десятка-второго миллионов лет. Кроме того, набрать большую массу не так уж легко — поэтому звезды Вольфа-Райе можно называть одними из самых редких видов светил во Вселенной. Во всем Млечном Пути состоянием на сегодня было обнаружено всего 230 звезд WR, и астрономы ожидают найти еще примерно столько же — против 300 миллиардов существующих в нашей галактике светил. Полная версия: http://spacegid.com/zvezdyi-volfa-raye.html#ixzz4ehMB71kr
milstar: Часто звезды Вольфа-Райе встречаются в двойных звездных системах. Это случается тогда, когда изначально одно из светил тяжелее второго — тогда звезды увлекаются в короткий, но занимательный процесс взаимообмена веществом. Все начинается с того, что более массивная звезда в системе развивается быстрее. Когда водород в ее ядре исчерпывается. и внешние слои начинают расширяться, звезда-сосед захватывает инициативу — за каких-то 100 тысяч лет к нему притягивается больше половины вещества массивного светила. От «старшей» звезды остается только пламенеющее ядро с гелиевой поверхностью — как мы уже знаем, типичная звезда Вольфа-Райе Полная версия: http://spacegid.com/zvezdyi-volfa-raye.html#ixzz4ehMOlOYr
milstar: https://biguniverse.ru/posts/zvezda-deneb-al-fa-lebedya/ В 1978 году астроном Хемфрис оценил расстояние до звезды в 2750 световых лет. (Для сравнения: лучший параллакс, полученный спутником HIPPARCOS, дает вдвое меньшее расстояние — 1425 св. лет!) Почти 3000 световых лет — 1/30 диаметра нашей галактики — весьма солидное расстояние. Здесь уже приходится учитывать ослабление и покраснение света, идущего от звезды, из-за поглощения межзвездной пылью. Действительно, если бы между Солнцем и Денебом было бы совершенно свободное от пыли пространство, блеск Денеба был бы на 0,12 зв. вел. выше и составлял бы 1,13m. Разница между видимым и истинным излучением звезды составляет, таким образом, 10%! Теперь, зная истинный блеск α Лебедя и расстояние до нее, мы можем оценить количество энергии, которую излучает звезда. Оказывается, Денеб обладает совершенно фантастической светимостью — только 196000 солнц дадут такой же поток излучения, как эта голубовато-белая звезда! Посмотрите ночью на звездное небо: на нем вы не найдете звезд более высокой светимости. Ни одна из звезд, видимых невооруженным глазом (может быть, за исключением Ригеля), не светит так интенсивно, как Денеб. Чтобы представление о светимости этого сверхгиганта сделать более наглядным, представим себе, что Денеб находится от нас на том же расстоянии, что и Альтаир, звезда, образующая нижнюю вершину Большого Летнего Треугольника (расстояние до Альтаира составляет 17 св. лет). В этом случае блеск Денеба равнялся бы -9,8m, что только в 17 раз меньше блеска полной Луны! Денеб был бы прекрасно виден даже днем, а ночью отбрасывал бы четкие тени, намного превосходя в блеске любую звезду или планету, а также Луну в фазе, меньшей первой и последней четверти.
milstar: По данным спектроскопических измерений, расстояние до Ригеля оценивается в 700—900 световых лет (210—280 пк), в то время как данные каталога Hipparcos на основе его параллакса дают расстояние в 773 св. лет (237 пк), с погрешностью около 19 %. Звезда является голубым сверхгигантом, в 17 раз массивнее Солнца, имеющая яркость около 130000 солнечных[5]. Большинство подобных звёзд концентрируются на линии Млечного Пути на небе. С расстояния 1 а. е. Ригель имеет звёздную величину −38m и представляет собой огромный круг с угловым диаметром в 35°. Поток излучения звезды на 1 м² составляет более 150 МВт (около 15 кВт/см²), в то время как солнечный равен лишь 1,4 кВт/м². Любой объект, расположенный на расстоянии, равном 1 а. е., испарится и рассеется сильным звёздным ветром. Ригель известен как визуальная двойная ещё с 1831 года, когда она была впервые изучена В. Я. Струве. Ригель B является слабой звездой с видимой величиной +6,7m, яркость которой уступает Ригелю в 500 раз. Из-за близости к главной звезде, компонент B можно уверенно наблюдать только в 7-сантиметровый телескоп[11]. По оценкам, расстояние от компонента B до главной звезды составляет более 2200 а. е., что исключает наблюдение признаков орбитального движения
milstar: белый карлик сливается с другой звездой -не менее 80% всех сверхновых Ia типа он на мгновение может превысить предел своей массы и начнёт разрушаться, снова поднимая свою температуру до точки воспламенения при прошлом ядерном синтезе. В течение нескольких секунд после начала ядерного синтеза со значительной частью вещества белого карлика происходит быстрая термоядерная реакция с выделением достаточного количества энергии (1 — 2 × 1044 Дж), вызывающая взрыв новой сверхновой звезды. Эта категория сверхновых обладает одинаковой максимальной светимостью из-за однородной массы белых карликов, которые взрываются посредством механизма аккреции. Постоянство этого значения позволяет этим взрывам использоваться в качестве стандартных измерителей (т. н. «стандартная свеча», хотя ими могут быть и другие астрономические объекты[2]) для измерения расстояния до их галактик, поскольку визуальная звёздная величина сверхновых зависит прежде всего от расстояния. Достаточно длительная и интенсивная аккреция на массивный белый карлик приводит к превышению его массой предела Чандрасекара и гравитационному коллапсу, наблюдаемому как вспышка сверхновой типа Ia. Аккре́ция (лат. accrētiō «приращение, увеличение» от accrēscere «прирастать») — процесс приращения массы небесного тела путём гравитационного притяжения материи (обычно газа) на него из окружающего пространства
milstar: Присутствие рядом звездных компаньонов продляет их жизнь из-за падения вещества на поверхность через формирование аккреционного диска. Особенности аккреции вещества в парных системах могут приводить к накоплению вещества на поверхности белых карликов, что в результате приводит к взрыву новой или сверхновой звезды (в случае особо массивных) типа Ia. Полная версия: http://spacegid.com/zagadochnyie-belyie-karliki.html#ixzz4enRIJtyk Остаток сверхновой SN 1006 — представляет собой взорвавшейся белый карлик, который находился в двойной системе. Он постепенно захватывал вещество звезды-компаньона и возрастающая масса спровоцировала термоядерный взрыв, который разорвал карлика Полная версия: http://spacegid.com/zagadochnyie-belyie-karliki.html#ixzz4enRcqPdz
milstar: Что каса- ется природы сверхновых типа Ia (СН Ia), то наиболее удачной здесь представляется модель термоядерного взрыва белого карлика с массой, приблизительно равной массе Чандрасекара а. Сейчас известно около 6000 спектрально подтверждённых сверхновых звёзд. http://www.sai.msu.ru/dissovet/pruzhinskaya_thesis.pdf Проведено сравнение результатов Машины Сценариев с наблюда- тельными данными по эволюции темпа сверхновых типа Ia. Под- тверждена гипотеза, что преобладающим механизмом взрыва СН Ia в эллиптических галактиках является слияние двух белых карли- ков Кривые блеска сверхновых типа Ia существенно отличаются от кри- вых блеска сверхновых других типов. Приблизительно за 15 суток яр- кость звезды увеличивается более чем на 17m и плавно достигает мак- симума. В максимуме блеска СН Ia пребывает несколько суток и имеет в среднем абсолютную звёздную величину в B фильтре ∼ −19.5 m. В этот период звезда излучает около 4 × 1043 эрг/с, что в 10 миллиар- дов раз превосходит светимость Солнца. После достижения максимума блеск СН Ia быстро спадает — на 2m–3m за 20–30 суток. А затем уве- личение видимой звёздной величины следует почти линейному закону в течение длительного времени (порядка сотен дней) до тех пор, пока вспыхнувшая звезда не перестанет быть наблюдаемой. Согласно Бааде, начиная с момента спустя 100 дней после максимума, звёздная величина у СН Ia возрастает на 0.0137m в день. Продолжительность наблюдений отдельных СН Ia может достигать примерно 350 суток. За все время вспышки она излучает около 1050–1051 эрг.
milstar: 1.4.1 Основные механизмы Сейчас представляется общепринятым, что СН Ia являются резуль- татом термоядерного взрыва белого карлика (см. обзор [118]). ############## Устойчи- вость одиночного БК поддерживается за счёт давления вырожденного электронного газа. Однако существует некая предельная масса, достиг- нув которой, БК теряет свою устойчивость — предел Чандрасекара. Ес- ли масса БК по каким-то причинам превышает этот предел, происходит его взрыв, полностью разрушающий звезду. Во время взрыва рождается большое количество 56Ni, распад 56Ni и продуктов его распада формиру- ет кривую блеска СН Ia. Как именно БК достигает предела Чандрасекара, до сих пор неясно. Существует два основных механизма взрыва. SD-механизм1 , или меха- низм Шацмана, реализуется в двойных системах, где взрыв — это ре- зультат аккреции на БК со звезды-компаньона, заполнившей полость Ро- ша [119]. Компаньон может быть красным гигантом, субгигантом, звез- дой главной последовательности, гелиевой звездой. У этой модели есть слабые места: во-первых, в спектрах СН Ia не наблюдаются линии водо- рода (должны быть от звезды-компаньона), а во-вторых, на месте сверх- новых звёзд ни разу не был найден компаньон. ----------------------------------------------------------- Другой механизм — DD2 — это слияние двух БК с общей массой боль- ше предела устойчивости [120, 121]. Если два БК образуют двойную си- стему, то рано или поздно они сольются из-за излучения гравитационных волн. Этот механизм приводит к полному разрушению БК и объясняет отсутствие второго компаньона в наблюдениях. ############################ Существуют наблюдательные ограничения на возможные механизмы взрыва СН Ia. Например, известно, что СН Ia встречаются не только в спиральных, но и в эллиптических галактиках, где интенсивное звёздооб- разование отсутствует уже миллиарды лет. Чтобы достигнуть возраста эллиптической галактики, масса звезды компаньона не должна превы- шать 0.9–1 M , что сужает круг возможных компаньонов БК в меха- низме Шацмана [122]. Исследования близкой СН Ia — 2011fe — также сузили круг возможных компаньонов БК [123]. Однако до сих пор есть аргументы, поддерживающие/опровергающие обе модели. Открытие в последние годы сверхъярких сверхновых поставило ещё больше вопро- сов касательно возможных механизмов взрыва СН Ia http://www.sai.msu.ru/dissovet/pruzhinskaya_thesis.pdf Что касается стандартности сверхновых Ia, то здесь с каждым годом возникает всё больше вопросов. Было найдено, что существует несколько возможных механизмов взрыва сверхновых Ia.
полная версия страницы