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: SN 1006: самая яркая сверхновая в истории http://www.astronet.ru/db/msg/1187768 Оказалось, что сверхновая SN 1006 достигла в максимуме визуальной звездной величины -7.5, то есть это самая яркая зарегистрированная сверхновая. Этот объект засиял на небе 1 мая 1006 года нашей эры, светил намного ярче Венеры и был виден в дневное время в течение нескольких недель. Многие астрономы из Европы, Азии и в арабском мире зафиксировали эту вспышку и могли ее наблюдать. С наступлением эпохи космических путешествий появилась возможность выводить на орбиту Земли космические обсерватории, которые позволяли увидеть Вселенную в тех диапазонах, которые не пропускала атмосфера планеты. Одним из первых изученных объектов была сверхновая SN 1006. Источник: http://www.theuniversetimes.ru/izobrazhenie-sverxnovoj-sn-1006.html#ixzz4esALhgV5 Under Creative Commons License: Attribution Non-Commercial Share Alike Так же была оценена скорость разлета вещества взрыва. Она неравномерна и в каких-то областях превышает 17.5 километров в час, в других же областях не превышает 11.5 миллионов километров. SN 1006 расположена от нас на расстоянии 7000 световых лет. Выдержка изображения составляет 8 дней. Источник: http://www.theuniversetimes.ru/izobrazhenie-sverxnovoj-sn-1006.html#ixzz4esAV32Xa Under Creative Commons License: Attribution Non-Commercial Share Alike . Modern astronomers now consider its distance from us at about 7,200 light-years.
milstar: Галактика имеет диаметр приблизительно в 6 миллионов световых лет, и в настоящее время это самая крупная известная галактика по параметру ширины. Это центральная галактика в большом скоплении звёзд, содержащем примерно 100 триллионов звёзд. IC 1101 более чем в 50 раз крупнее Млечного Пути и в 2000 раз массивнее. Если бы она находилась на месте нашей галактики, она бы поглотила Большое и Малое Магелланово Облака, Туманность Андромеды и галактику Треугольника. IC 1101 обязана своими размерами многим столкновениям значительно меньших галактик размером с Млечный Путь и туманность Андромеды. История изучения Галактика открыта 19 Июня 1790 года британским астрономом Уильямом Гершелем. Включена Драйером в каталог IC под номером 1101 в 1895 году, вначале была классифицирована как туманность.
milstar: Яркая сверхновая 1006 года Новая звезда, появившаяся на небе в 1006 году, интенсивно наблюдалась в Китае и Японии, а кроме того - в Европе и арабском мире. Различные дошедшие до нас записи свидетельствуют, что она была огромной яркости и была видима очень долгое время - несколько лет. Китайские записи наиболее подробны, они дают не только достаточно точное положение сверхновой, но также свидетельствуют, что она была видна как минимум в течение трех лет. Они дошли до нас из множества источников, таких, как династические записи, хроники и биографии. Новая звезда независимо наблюдалась в Японии, где она описывается как "кезинг" - "звезда-гостья" в нескольких независимых источниках. Открыта она была как в Китае, так и в Японии первого мая 1006 года. Согласно китайским источникам, она оставалась видимой примерно до лунного месяца между 27 августа и 24 сентября, пока она не приблизилась к Солнцу. Однако, японские записи возможно свидетельствуют о ее видимости до 21 сентября. Ее вновь видели в Китае с 26 ноября 1006 года по осени (между 14 сентября и 13 октября), когда она скрылась в вечерней заре. Возможно, она вновь была видима на рассвете в конце 1007 или начале 1008, и, после очередного соединения с Солнцем в конце 1008, была, вероятно, все еще видна в 1009 году. Китайцы так выражали яркость этой сверхновой: "большая ... как золотой диск", "она похожа на половину Луны с расходящимися в стороны лучами", "она настолько ярка, что в ее свете все прекрасно видно". В Японских записях единственной прямой оценкой яркости является сравнение с Марсом, хотя тот факт, что она произвела такое глубокое впечатление на императорский двор, свидетельствует, что она была необыкновенным зрелищем. Краткие арабские записи о новой звезде сохранились в хрониках различных регионов: Египта, Ирака, северо=западной Африки или Испании, и Йемена. Наиболее вероятной датой ее открытия в арабском мире является 30 апреля 1006 года, на день раньше: чем в Китае и Японии. Более того, несколько арабских свидетельств гласят, что она исчезла около 1-го сентября, на несколько недель ранее, чем о ней перестали сообщать в Японии. Два свидетельства из Европы - в хрониках монастырей в Сент Галлене в Швейцарии и в Беневентино в Италии - явно говорят о новой звезде, а из первого из них следует, что она была видна три месяца. Некоторые другие летописи отмечают появление "кометы" около 1006 года. Так как появление комет не отмечено в китайских записях, можно предположить, что эти европейские хроники также говорят о сверхновой, не находя иного термина для описания яркого звездообразного объекта. Записи из Сент Галлена отмечают частое исчезновение этой звезды, что, впрочем, соответствует всего лишь тому, что она скрывалась за горизонтом на севере; это позволяет существенно ограничить по склонению положение звезды на небе. Отождествление возможного остатка этой сверхновой было сделано в 1965 году [13] при поиске по радиокаталогам в области ее возможного нахождения на историческим данным. Радиоисточник PKS 1459-51 известен также как MSH 14-4 15 или G327.4+14.6 в галактических координатах. Последующие детальные наблюдения подтвердили, что он является остатком сверхновой, имеющим форму оболочки с ярким ободком диаметром в полградуса. http://www.astronet.ru/db/msg/1186669/node2.html
milstar: Астрономы пересмотрели сценарий появления сверхновых первого типа. Считается, что самый распространенный сценарий появления сверхновых первого типа следующий: белый карлик в двойной системе, набрав достаточно материи, взрывается из-за термоядерного синтеза в оболочке. В рамках новой работы астрономы установили, что "популярность" этого сценария может быть значительно переоценена. Астрономы изучали данные о наблюдении сверхновых в пяти эллиптических галактиках, а также в центральной части спиральной галактики Андромеда, собранные космическим телескопом "Чандра". Оказалось, что рост рентгеновского излучения, предшествующий взрыву (его источником является падающая на карлик материя), в десятки раз ниже расчетного. По словам ученых, все это указывает на иной механизм возникновения сверхновых например, по словам исследователей, взрыв может быть результатом столкновения двух белых карликов. ###################### Если это так, то роль сверхновых в определении шкалы расстояния Вселенной может быть пересмотрена. ################### Дело в том, что в первом сценарии взрыв происходит только при достижении так называемого предела Чандрасекара. То есть, фактически, все взрывы сверхновых имеют одинаковую мощность. ----------------- Таким образом, по видимой яркости можно определить расстояние до взрыва. В свою очередь во время столкновения суммарная масса карликов может варьироваться достаточно значительно. ##########################################
milstar: 1. SN 1006 1 мая 1006 года 6850 световых лет -7.5m типу Ia 2. SN 1054 4 июля 1054 года 6500 световых лет -6m Simulated image of supernova SN 1054 at the position of modern Crab Nebula, as presumably would have been observed from capital of Song Dynasty at Kaifeng, China during the morning of July 4th, 1054. https://en.wikipedia.org/wiki/SN_1054#/media/File:SN_1054_4th_Jul_1054_043000_UTC%2B0800_Kaifeng.png 3. SN 1572 6 ноября 1572 7500 световых лет −4m 4. SN 1604 9 октября 1604 года ~20000 световых лет -2.5m 5. SN 1987A 23 февраля 1987 168000 световых лет тип II водород и гелий На поздней стадии сверхновая светилась за счёт энергии радиоактивного распада никеля-56 (период полураспада 6 суток) с образованием кобальта-56 и последующего распада кобальта-56 (период полураспада 77,3 суток) с образованием стабильного железа-56[
milstar: Светимость в астрономии – полная энергия, излучаемая астрономическим объектом (планетой, звездой, галактикой и т. п.) в единицу времени. Измеряется в абсолютных единицах: ваттах (Вт) – в Международной системе единиц СИ; эрг/с – в системе СГС (сантиметр-грамм-секунда); либо в единицах светимости Солнца (светимость Солнца Ls = 3,86·1033 эрг/с или 3,8·1026 Вт). Светимость не зависит от расстояния до объекта, от него зависит только видимая звёздная величина. Таким образом, абсолютная звездная величина – это количественная характеристика светимости объекта, равная звездной величине, которую имел бы объект на стандартном расстоянии 10 парсек. http://myvera.ru/stars/3-10a
milstar: В XIX веке, британский астрономом Норман Погсон усовершенствовал шкалу измерений звездных величин. Он расширил диапазон ее значений и ввел логарифмическую зависимость. То есть с повышением звездной величины на единицу, яркость объекта уменьшается в 2.512 раза. Тогда звезда 1-й величины (1m) в сто раз ярче, нежели светило 6-й величины (6m).+ Полная версия: http://spacegid.com/zvezdnaya-velichina.html#ixzz4f9YsxXne За эталон небесного светила с нулевой звездной величиной изначально брался блеск Веги, самой яркой точки в созвездии Лиры. Несколько позже было изложено более точное определение объекта нулевой звездной величины – его освещённость должная равняться 2,54·10−6 люкс, а световой поток в видимом диапазон 106 квантов/(см²·с) Полная версия: http://spacegid.com/zvezdnaya-velichina.html#ixzz4f9YzPbRO Солнце = −26,7m Полная Луна = −12,7m Вспышка Иридиума = −9,5 m. Iridium – это система из 66 спутников, которых движутся по орбите Земли и служат для передачи голоса и прочих данных. Периодически поверхность каждого из трех главных аппаратов отсвечивает солнечный свет в сторону Земли, создавая ярчайшую плавную вспышку на небосводе до 10 секунд. Полная версия: http://spacegid.com/zvezdnaya-velichina.html#ixzz4f9ZLRoNI Венера во время максимума = −4,4 m Земля, для наблюдателя на Солнце = −3,84 m Марс во (макс.) = −3,0 m Юпитер (макс.) = −2,8 m МКС (макс.) = −2 m Полная версия: http://spacegid.com/zvezdnaya-velichina.html#ixzz4f9ZSDhbn
milstar: SN 1006 достигла в максимуме визуальной звездной величины -7.5
milstar: Один из способов высвободить требуемое количество энергии — резкое увеличение массы вещества, участвующего в термоядерном горении, то есть термоядерный взрыв. Однако физика одиночных звёзд такого не допускает. Процессы в звёздах, находящихся на главной последовательности, равновесны. Поэтому во всех моделях рассматриваются конечный этап звёздной эволюции — белые карлики. Однако сам по себе последний — устойчивая звезда, и всё может измениться только при приближении к пределу Чандрасекара. Это приводит к однозначному выводу, что термоядерный взрыв возможен только в кратных звёздных системах, скорее всего, в так называемых двойных звёздах. В данной схеме есть две переменные, влияющие на состояние, химический состав и итоговую массу вовлеченного во взрыв вещества. Первая[8]: Второй компаньон — обычная звезда, с которого вещество перетекает на первый. Второй компаньон — такой же белый карлик. Такой сценарий называет двойным вырождением. Вторая: Взрыв происходит при превышении предела Чандрасекара. Взрыв происходит до него. Общим во всех сценариях образования сверхновых Ia является то, что взрывающийся карлик скорее всего является углеродно-кислородным. Во взрывной волне горения, идущей от центра к поверхности, текут реакции[9]: ^{12}C~+~^{16}O~\rightarrow~^{28}Si~+~\gamma~(Q = 16.76~MeV), ^{28}Si~+~^{28}Si~\rightarrow~^{56}Ni~+~\gamma~(Q=10.92~MeV). Масса вступающего в реакцию вещества определяет энергетику взрыва и, соответственно, блеск в максимуме. Если предположить, что в реакцию вступает вся масса белого карлика, то энергетика взрыва составит 2,2 1051 эрг[10]. Дальнейшее поведение кривой блеска в основном определяется цепочкой распада[9]: ^{56}Ni~\rightarrow~^{56}Co~\rightarrow~^{56}Fe Изотоп 56Ni нестабилен и имеет период полураспада 6.1 дней. Далее e-захват приводит к образованию ядра 56Co преимущественно в возбуждённом состоянии с энергией 1.72 МэВ. Этот уровень нестабилен, и переход электрона в основное состояние сопровождается испусканием каскада γ-квантов с энергиями от 0.163 МэВ до 1.56 МэВ. Эти кванты испытывают комптоновское рассеяние, и их энергия быстро уменьшается до ~ 100 кэВ. Такие кванты уже эффективно поглощаются фотоэффектом, и, как следствие, нагревают вещество. По мере расширения звезды плотность вещества в звезде падает, число столкновений фотонов уменьшается, и вещество поверхности звезды становится прозрачным для излучения. Как показывают теоретические расчеты, такая ситуация наступает примерно через 20-30 суток после достижения звездой максимума светимости. Через 60 суток после начала вещество становится прозрачным для γ-излучения. На кривой блеска начинается экспоненциальный спад. К этому времени изотоп 56Ni уже распался, и энерговыделение идет за счет β-распада 56Co до 56Fe(T1/2 = 77 дней) с энергиями возбуждения вплоть до 4.2 МэВ. http://ru.science.wikia.com/wiki/%D0%A1%D0%B2%D0%B5%D1%80%D1%85%D0%BD%D0%BE%D0%B2%D0%B0%D1%8F_%D0%B7%D0%B2%D0%B5%D0%B7%D0%B4%D0%B0
milstar: Сверхновые звезды SN 1572 и SN 1604 были видны невооружённым глазом и имели большое значение в развитии астрономии в Европе, так как были использованы в качестве аргумента против аристотелевской идеи, гласившей, что мир за пределами Луны и Солнечной системы неизменен. sn1006 -7.5 1a 7200 light years sn1054 -6 2 6300 sn1572 -4 1a 7500 sn1604 -2.5 1a 20 000 -------------------------------- sn1987a +3 2 168 000 Venera - 4.4 Звездой-предшественником SN 1987A был голубой сверхгигант Sanduleak −69° 202[9] с массой около 17 масс Солнца, который присутствует ещё в Капском фотографическом обозрении 1896—1900 гг.[5]:183 Ни нейтронная звезда, ни чёрная дыра, которые, по некоторым моделям, должны находиться на месте вспышки, пока не обнаружены.
milstar: Самой вероятной гипотезой ####################### оказалась гипотеза синтеза элементов в результате ядерных реакций в недрах звезд. В 1935 году Ханс Бете выдвинул гипотезу, что источником солнечной энергии может быть термоядерная реакция превращения водорода в гелий. Именно за это Бете получил Нобелевскую премию в 1967 году. Химический состав Солнца примерно такой же, как и у большинства других звезд. Примерно 75 % – это водород, 25 % – гелий и менее 1 % – все другие химические элементы (в основном, углерод, кислород, азот и т.д.). Сразу после рождения Вселенной «тяжелых» элементов не было совсем. Все они, т.е. элементы тяжелее гелия и даже многие альфа-частицы, образовались в ходе «горения» водорода в звездах при термоядерном синтезе. Характерное время жизни звезды типа Солнца десять миллиардов лет. Основной источник энергии – протон-протонный цикл – очень медленная реакция (характерное время 7,9*109 лет), так как обусловлена слабым взаимодействием. Ее суть состоит в том, что из четырех протонов получается ядро гелия. При этом выделяются пара позитронов и пара нейтрино, а также 26,7 МэВ энергии. Количество нейтрино, излучаемое Солнцем за секунду, определяется только светимостью Солнца. Поскольку при выделении 26,7 МэВ рождается 2 нейтрино, то скорость излучения нейтрино: 1,8*1038 нейтрино/с. ############################################################################### Прямая проверка этой теории – наблюдение солнечных нейтрино. Нейтрино высоких энергий (борные) регистрируются в хлор-аргонных экспериментах (эксперименты Дэвиса) и устойчиво показывают недостаток нейтрино по сравнению с теоретическим значением для стандартной модели Солнца. Нейтрино низких энергий, возникающие непосредственно в рр-реакции, регистрируются в галлий-германиевых экспериментах (GALLEX в Гран Сассо (Италия – Германия) и SAGE на Баксане (Россия – США)); их также «не хватает». Каждую секунду Солнце перерабатывает около 600 миллионов тонн водорода. Запасов ядерного топлива хватит еще на пять миллиардов лет, после чего оно постепенно превратится в белый карлик. Центральные части Солнца будут сжиматься, разогреваясь, а тепло, передаваемое при этом внешней оболочке, приведет к ее расширению до размеров, чудовищных по сравнению с современными: Солнце расширится настолько, что поглотит Меркурий, Венеру и будет тратить «горючее» в сто раз быстрее, чем в настоящее время. Это приведет к увеличению размеров Солнца; наша звезда станет красным гигантом, размеры которого сравнимы с расстоянием от Земли до Солнца! Жизнь на Земле исчезнет или найдет пристанище на внешних планетах http://tayny-zemli.ru/article/431/%D0%A2%D0%B5%D1%80%D0%BC%D0%BE%D1%8F%D0%B4%D0%B5%D1%80%D0%BD%D1%8B%D0%B5%20%D1%80%D0%B5%D0%B0%D0%BA%D1%86%D0%B8%D0%B8%20%D0%BD%D0%B0%20%D0%A1%D0%BE%D0%BB%D0%BD%D1%86%D0%B5.html
milstar: В единицах массы 1 эВ = 1,782 661 907(11)·10−36 кг[3], и напротив, 1 кг = 5,609 588 650(34)·1035 эВ[3]. 1 а. е. м. = 931,494 0954(57) МэВ[3]. Импульс элементарной частицы также может быть выражен в электронвольтах (строго говоря, в эВ/c) Последнее поколение ускорителей элементарных частиц позволяет достичь нескольких триллионов электронвольт (тераэлектронвольт, ТэВ). Один ТэВ приблизительно равен (кинетической) энергии летящего комара Так, фотон с длиной волны 1 нм имеет энергию 1240 эВ; фотон с энергией 10 эВ имеет длину волны 124 нм и т. д. http://physics.nist.gov/cuu/Constants/Table/allascii.txt
milstar: Энергия Солнца на Землю поступает только одна двухмиллиардная доля этой энергии, но она составляет около 2,5*10^18 кал./мин. Поток энергии, посылаемый Солнцем к Земле, превышает 20 млн ЭДж в год. Из-за шарообразности Земли к границе атмосферы подходит только четверть этого потока. Из нее около 70% отражается, поглощается атмосферой, излучается в виде длинноволнового инфракрасного излучения. Падающая на поверхность Земли солнечная радиация составляет 1,54 млн ЭДж в год. 10^18 Дж эксаджоуль ЭДж EJ ---------------------------------------------- 1,54 млн ЭДж в год = 1.54 * 10^6 * 10^18= 1.54*10^24 джоуль ############################################### =15400 *10^20 15400/(365*24) =1.758 *10^20 энергия солнца падающая за час на Землю 1.758 *10^20 больше чем суммарный ядерный запас в период пика 10^20 джоуль ( 25 000 мегатонн) ################### 10^18 Дж = 250 мегатонн =взрыв вулкана кракатау ####################### 10^20 Дж = 25 000 мегатонн (больше чем суммарный запас ядерного оружия в период пика 1985) ###################################################################### Джоуль равен работе, совершаемой при перемещении точки приложения силы, равной одному ньютону, на расстояние одного метра в направлении действия силы[1]. Таким образом, 1 Дж = 1 Н·м=1 кг·м²/с². В электричестве джоуль означает работу, которую совершают силы электрического поля за 1 секунду при напряжении в 1 вольт для поддержания силы тока в 1 ампер
milstar: что голубой сверхгигант Sk –69°202 был образован в результате слияния двух массивных звезд. Но доказать это очень непросто. Возможно, успешное объяснение свойств колец с помощью трехмерного моделирования отчасти послужит таким доказательством. http://elementy.ru/novosti_nauki/430478 Сразу после слияния должно образоваться нечто «большое и рыхлое». Это красный сверхгигант — звезда с относительно холодными (а потому красными) внешними слоями и гигантским радиусом, который составляет около 1500 солнечных. Основная масса звезды (12 из 20 солнечных масс) сосредоточена в гигантской разреженной оболочке. После слияния образовавшаяся звезда быстро вращается (конечно, быстро лишь для своего гигантского размера). Поэтому форма ее не сферическая. Часть вещества оттекает, унося избыточный угловой момент. Звезда меняет свой облик. Она сжимается, и через 1000 лет после слияния возникает голубой гигант (голубой цвет связан с высокой температурой во внешних слоях). Он гораздо компактнее и легче, чем красный сверхгигант. Ведь несколько солнечных масс может быть потеряно звездой за счет оттекающего вещества
milstar: 21 января 2014 года астроном Стив Фосси, наблюдая звездное небо с группой студентов из Университетского колледжа Лондона, заметил новую яркую звезду в галактике М82, самой близкой к Млечному Пути. Это была вспышка сверхновой, получившей название SN2014J. Она относится к сверхновым типа Ia, или к так называемым стандартным свечам, используемым астрономами для расчета расстояний между галактиками. Группа российских ученых из ИКИ РАН, наблюдавших звезду в космический телескоп «Интеграл», выяснила, что же именно происходит при вспышках сверхновых такого типа. Подтвердилось, что эти звезды — результат термоядерных взрывов в двойной системе белых карликов. Результаты исследования опубликованы в журнале Nature 28 августа. Мы поговорили с одним из авторов этой статьи. http://kot.sh/statya/41/sverhnovaya-vzorvalas-ochen-udachno Действительно, термоядерный взрыв белого карлика хорошо согласуется с использованием сверхновых типа Ia в качестве «стандартных свечей». Взрыв происходит, когда масса карлика достигает критического, чандрасекаровского (1,4 массы Солнца. — КШ) значения. Масса растет в процессе аккреции — гравитационного захвата вещества, а в данном случае «перетекания» вещества от одного карлика двойной системы к другому. Отсюда и приблизительно одинаковая энергия взрыва и одинаковая светимость этих звезд. Из-за этого их и используют при измерении расстояния до галактик. Проблема заключается в том, что в веществе, выпавшем на поверхность белого карлика, может развиться локальная термоядерная вспышка, связанная с возгоранием гелия. Такие явления действительно наблюдаются, их называют вспышками новых. Существует большая вероятность, что при такой вспышке все выпавшее вещество выбрасывается из двойной системы и нужная для взрыва сверхновой критическая масса никогда не набирается. ######################################## Поэтому широко обсуждается альтернативная модель — слияние из-за гравитационного излучения двух белых карликов, образующих двойную систему. Критическая масса при слиянии легко достигается: сумма масс двух карликов может заметно превышать критическое значение. ######################################################################### Но при таком слиянии энергия взрыва может иметь гораздо больший разброс. ########################################################## Наши наблюдения удивительно хорошо согласуются с простой моделью взрыва аккрецирующего белого карлика, хотя исключить модель слияния они тоже не могут.
milstar: Имеющая право на жизнь версия причины взрыва сверхновой SN 2014J должна убедительно объяснить относительное отсутствие газа в среде, окружающей место взрыва, которое наблюдалось перед взрывом сверхновой. Одним возможным объяснением является слияние двух звезд - белых карликов, характеризующееся незначительным переносом массы и незначительным загрязнением окружающей среды перед взрывом сверхновой. Другой вариант объяснения предполагает, что произошедшие на поверхности белого карлика несколько взрывов меньшей мощности расчистили пространство до того, как произошел взрыв сверхновой. Дальнейшие наблюдения в течение нескольких сотен дней после взрыва могут дать более точный ответ о количественном распределении газа в более объемном пространстве, а также помочь определиться с выбором наиболее достоверного варианта сценария, исходя из этих двух и других версий. https://www.liveinternet.ru/users/flesh_atronach/post335390778/
milstar: Первым открытым белым карликом[3] стала звезда 40 Эридана B в тройной системе 40 Эридана, которую ещё в 1785 году Вильям Гершель включил в каталог двойных звёзд[4]. В 1910 году Генри Норрис Расселл обратил внимание на аномально низкую светимость 40 Эридана B при её высокой цветовой температуре, что и послужило впоследствии выделению подобных звёзд в отдельный класс белых карликов. Вторым и третьим открытыми белыми карликами стали Сириус B и Процион B. В 1844 году директор Кёнигсбергской обсерватории Фридрих Бессель, анализируя данные наблюдений, которые велись с 1755 года, обнаружил, что Сириус, ярчайшая звезда земного неба, и Процион периодически, хотя и весьма слабо, отклоняются от прямолинейной траектории движения по небесной сфере[5]. Бессель пришёл к выводу, что у каждой из них должен быть близкий спутник. Сообщение было встречено скептически, поскольку слабый спутник оставался ненаблюдаемым, а его масса должна была быть достаточно велика — сравнимой с массой Сириуса и Проциона, соответственно. В январе 1862 года Элвин Грэхэм Кларк, юстируя 18-дюймовый рефрактор, самый большой на то время телескоп в мире (Dearborn Telescope), впоследствии поставленный семейной фирмой Кларков в обсерваторию Чикагского университета, обнаружил в непосредственной близости от Сириуса тусклую звёздочку. Это был спутник Сириуса, Сириус B, предсказанный Бесселем.[6] А в 1896 году американский астроном Д. М. Шеберле открыл Процион B, подтвердив тем самым и второе предсказание Бесселя. В 1915 году американский астроном Уолтер Сидней Адамс измерил спектр Сириуса B. Из измерений следовало, что его температура не ниже, чем у Сириуса A (по современным данным, температура поверхности Сириуса B составляет 25 000 K, а Сириуса A — 10 000 K), что, с учётом его в 10 000 раз более низкой светимости, чем у Сириуса A, указывает на очень малый радиус и, соответственно, высокую плотность — 106 г/см³ (плотность Сириуса ~0,25 г/см³, плотность Солнца ~1,4 г/см³). В 1917 году Адриан ван Маанен открыл[7] ещё один белый карлик — звезду ван Маанена в созвездии Рыб. В 1922 году Виллем Якоб Лейтен предложил называть такие звёзды «белыми карликами»
milstar: .Бетельгейзе — звезда в созвездии Ориона, которая находится на "правом плече" звездного охотника, является одной из самых ярких звезд на земном небе, расстояние до нее составляет около 600 световых лет, а видимая звездная величина — около 0,42 (звездная величина самой яркой звезды, Сириуса, составляет минус 1,46). http://ijcosmos.ucoz.ru/blog/kataklizmy_sverkhnovykh_zvezd_v_nashej_galaktike/2011-09-14-61 Николай Чугай, доктор физико-математических наук, заведующий отделом нестационарных звезд и звездной спектроскопии Института астрономии РАН поделился своими размышлениями. Ближайший к нам красный сверхгигант — Бетельгейзе, самая яркая звезда в созвездии Ориона( на картинке Бетельгейзе указан стрелкой). Ее масса — 10–20 солнечных. Это потенциальная сверхновая, и часто говорят, что она вот-вот взорвется. Да, мы уверены, что она взорвется, но завтра или через миллион лет — этого нельзя сказать определенно. Впрочем, в будущем, когда, возможно, будут созданы нейтринные телескопы очень высокой чувствительности, можно будет судить о том, сколько времени остается звезде до взрыва. Дело в том, что горячее ядро на финальной стадии жизни звезды испускает колоссальное количество нейтрино. Например, за сто лет до взрыва нейтринная светимость звезды с массой 15 солнечных в тысячу раз превосходит ее фотонную светимость. Более того, нейтринная светимость быстро нарастает по мере приближения к финалу. Измерив поток нейтрино от Бетельгейзе, мы смогли бы сказать более определенно, когда следует ожидать ее взрыва. — А как, собственно, взрывается звезда? Что служит взрывчаткой? — Взрывы сверхновых могут быть двух видов: термоядерный взрыв углеродно-кислородного белого карлика с критической массой 1–1,4 солнечной и взрыв, порождаемый гравитационной энергией. Именно последнее случится с Бетельгейзе. Сценарий таков: к концу жизни массивной звезды в ее центре образуется ядро с массой около 1,4 солнечной. — Ядро — железное? — Да, и вот почему. Ядро атома железа имеет замечательное свойство: его энергия связи в расчете на один нуклон, то есть протон или нейтрон, максимальна среди всех ядер. Образно говоря, железо — это пепел термоядерного горения на предшествующей стадии. В некоторый критический момент давление в центре звезды уже не в силах сдерживать увеличивающийся вес ядра, равновесие между давлением и гравитацией нарушается в пользу гравитации, и ядро стремительно обрушивается на центр, образуя при этом нейтронную звезду с радиусом 15 км. В данном случае говорят: случился гравитационный коллапс. Выделившаяся при коллапсе огромная гравитационная энергия срывает оболочку звезды ударной волной. И вот она — вспышка сверхновой. Ближайший к нам красный сверхгигант — Бетельгейзе, самая яркая звезда в созвездии Ориона( на картинке Бетельгейзе указан стрелкой). Ее масса — 10–20 солнечных. Это потенциальная сверхновая, и часто говорят, что она вот-вот взорвется. Да, мы уверены, что она взорвется, но завтра или через миллион лет — этого нельзя сказать определенно. Впрочем, в будущем, когда, возможно, будут созданы нейтринные телескопы очень высокой чувствительности, можно будет судить о том, сколько времени остается звезде до взрыва. Дело в том, что горячее ядро на финальной стадии жизни звезды испускает колоссальное количество нейтрино. Например, за сто лет до взрыва нейтринная светимость звезды с массой 15 солнечных в тысячу раз превосходит ее фотонную светимость. Более того, нейтринная светимость быстро нарастает по мере приближения к финалу. Измерив поток нейтрино от Бетельгейзе, мы смогли бы сказать более определенно, когда следует ожидать ее взрыва. — А как, собственно, взрывается звезда? Что служит взрывчаткой? — Взрывы сверхновых могут быть двух видов: термоядерный взрыв углеродно-кислородного белого карлика с критической массой 1–1,4 солнечной и взрыв, порождаемый гравитационной энергией. Именно последнее случится с Бетельгейзе. Сценарий таков: к концу жизни массивной звезды в ее центре образуется ядро с массой около 1,4 солнечной. — Ядро — железное? — Да, и вот почему. Ядро атома железа имеет замечательное свойство: его энергия связи в расчете на один нуклон, то есть протон или нейтрон, максимальна среди всех ядер. Образно говоря, железо — это пепел термоядерного горения на предшествующей стадии. В некоторый критический момент давление в центре звезды уже не в силах сдерживать увеличивающийся вес ядра, равновесие между давлением и гравитацией нарушается в пользу гравитации, и ядро стремительно обрушивается на центр, образуя при этом нейтронную звезду с радиусом 15 км. В данном случае говорят: случился гравитационный коллапс. Выделившаяся при коллапсе огромная гравитационная энергия срывает оболочку звезды ударной волной. И вот она — вспышка сверхновой. Взорвется скорее другой сверхгигант — Мю Цефея, Эракис, «гранатовая звезда Гершеля». Она такого же класса, как и Бетельгейзе, однако теряет массу намного энергичнее и, скорее всего, ближе к своей кончине, нежели Бетельгейзе. Но она в четыре раза дальше Бетельгейзе. Обе эти звезды взорвутся, как сверхновые типа II, которые как раз и порождаются гравитационным коллапсом, о котором мы уже упоминали. О, там впечатляющие свидетельства катастрофы. Например, на месте сверхновой 1054 года находится расширяющаяся ажурная волокнистая Крабовидная туманность, в центре которой находится пульсар — вращающаяся нейтронная звезда. На месте сверхновой Тихо Браге, 1572 года, мы видим оболочку, которая расширяется со скоростью около 3000 км/с. В ее центре нет пульсара, поскольку это был взрыв белого карлика с полным разлетом всей звезды. Оболочка сверхновой Тихо не столь впечатляющая в оптическом диапазоне, как Крабовидная туманность, зато хорошо видна в рентгеновском и радиодиапазонах. Более того, в рентгеновском диапазоне удается разглядеть то, что не увидеть в видимом свете, — интересную структуру, порождаемую при торможении сверхновой в межзвездном газе. В этом случае возникают две ударные волны. Внешняя бежит наружу по межзвездному газу, а внутренняя — по веществу сверхновой. Обе ударные нагревают газ до температуры в десятки миллионов градусов, и обе светят в рентгеновском диапазоне. Но свечение внутренней ударной волны оказывается во много раз сильнее по той причине, что вещество сверхновой обогащено металлами, в частности железом и кремнием, которые хорошо излучают рентгеновские кванты. Это обстоятельство подчеркивает тот известный факт, что сверхновые звезды являются источником тяжелых химических элементов, то есть элементов тяжелее водорода и гелия, во Вселенной. В ударной волне происходит и ускорение частиц — протонов и электронов — до очень высоких энергий. Ускоренные электроны при торможении в магнитном поле излучают радиоволны. Именно это радиоизлучение — признак того, что в ударной волне происходит ускорение космических лучей. Определенно можно сказать, что космические лучи, попадающие на Землю, — результат коллективного вклада взрывов сверхновых в нашей Галактики. Евгений Чуразов вместе с коллегами проанализировал данные со спутника INTEGRAL Европейского космического агентства, полученные между 50 и 100 днями после взрыва сверхновой SN 2014J. Яркое излучение от взрыва наблюдалось в течении трех недель, затем оно экспоненциально спало. На своем пике излучение в четыре миллиарда раз превысило светоотдачу Солнца. Ученые показали, что радиоактивные изотопы никеля-56 (с периодом полураспада в 6,1 день), образовавшиеся в первые секунды после взрыва сверхновой, распались на изотопы кобальта-56 (с периодом полураспада в 77 дней), а затем и стабильный изотоп железа-56, что привело к появлению рентгеновского излучения, которое и наблюдали специалисты. Впрочем, ученые не исключают, что такое излучение могло возникнуть не в результате ядерных реакций, а как следствие столкновения двух белых карликов.
milstar: For the year 2017, 2480 supernovae and 20 extragalactic novae were reported. 218 of these supernovae were named by CBAT, 2059 were given possible supernova designations, http://www.rochesterastronomy.org/sn2017/snstats.html 31 supernovae were found in NGC/IC galaxies, 250 were found in named galaxies 59 objects were discovered by amateurs 2 were brighter than 13th Magnitude 29 were brighter than 16th Magnitude 324 were brighter than 18th Magnitude 184 Type I supernovae were found ################################## 174 Type Ia 4 Type Ib 5 Type Ic 11 Type I-pec 52 Type II supernovae were found ########################## 10 Type IIn 7 Type IIP 4 Type IIb 0 Type IIL 0 Type II-pec
milstar: https://www.scientificamerican.com/article/found-the-most-powerful-supernova-ever-seen/ This artist's rendition shows the superluminous supernova ASASSN-15lh as it might appear in the skies of an exoplanet about 10,000 light-years away from the record-breaking cosmic explosion. ASASSN-15lh is located in a galaxy some 3.8 billion light-years away from Earth, and during its outburst emitted 20 times more light than all the stars in the Milky Way combined. Credit: Beijing Planetarium / Jin Ma if it were 10,000 light-years away, it would appear to us at night as bright as the crescent Moon. If it were only as far away as Sirius, which at a distance of 8.6 light-years is the brightest star in the nighttime sky, it would blaze overhead almost as powerfully as the Sun. --------------------------------------------------------------------------------- If it were as close as Pluto, it would vaporize the Earth and all the other worlds in our solar system. 1- Sirius 8.6 light years = 8.136 *10^13 km 2. Sun 1.5*10^8 km 1/2 = 5.24 *10^5 = 0.524 mln
полная версия страницы