23.3: Спостереження за надновими

Last updated

Oct 27, 2022
Save as PDF
- 23.2: Еволюція масивних зірок - вибухова обробка
- 23.4: Пульсари та відкриття нейтронних зірок

$\newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} }$

$\newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}}$

$\newcommand{\id}{\mathrm{id}}$

$\newcommand{\Span}{\mathrm{span}}$

$\newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}$

$\newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}$

$\newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}$

$\newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}$

$\newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}$

$\newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}$

$\newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}$

$\newcommand{\Span}{\mathrm{span}}$

$\newcommand{\id}{\mathrm{id}}$

$\newcommand{\Span}{\mathrm{span}}$

$\newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}$

$\newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}$

$\newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}$

$\newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}$

$\newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}$

$\newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}$

$\newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}$

$\newcommand{\Span}{\mathrm{span}}$

Цілі навчання

До кінця цього розділу ви зможете:

Охарактеризуйте спостережувані ознаки SN 1987A як до, так і після наднової
Поясніть, як спостереження різних частин події SN 1987A допомогли підтвердити теорії про наднові

Наднові були виявлені задовго до того, як астрономи зрозуміли, що ці вражаючі катаклізми відзначають смерть зірок (див. Наднові в полі історії нижче). Слово nova означає «новий» латинською мовою; перед телескопами, коли зірка занадто тьмяна, щоб її можна було побачити неозброєним оком, раптом спалахнула блискучим вибухом, спостерігачі дійшли висновку, що це повинна бути абсолютно нова зірка. Астрономи ХХ століття перекласифікували вибухи з найбільшою світністю як супернові.

З історичних записів таких вибухів, з досліджень залишків наднових в нашій Галактиці та з аналізів наднових в інших галактиках ми оцінюємо, що в середньому один вибух наднової відбувається десь в Галактиці Чумацького Шляху кожні 25-100 років. Однак, на жаль, жоден вибух наднової не спостерігався в нашій Галактиці з моменту винаходу телескопа. Або нам не пощастило, або, швидше за все, нещодавні вибухи відбулися в районах Галактики, де міжзоряний пил блокує світло від досягнення нас.

НАДНОВІ В ІСТОРІЇ

Хоча багато вибухів наднових у нашій власній Галактиці залишилися непоміченими, деякі з них були настільки вражаючими, що їх чітко бачили та зафіксували спостерігачі за небом та історики в той час. Ми можемо використовувати ці записи, що повертаються на два тисячоліття, щоб допомогти нам визначити, де були вибухають зірки і, отже, де шукати їх залишки сьогодні.

Найбільш драматична наднова спостерігалася в 1006 році. Вона з'явилася в травні як блискуча точка світла, видима в денний час, можливо, в 100 разів яскравіше планети Венера. Він був досить яскравим, щоб відкидати тіні на землю протягом ночі і був зафіксований з трепетом і страхом спостерігачами по всій Європі та Азії. Ніхто раніше нічого подібного не бачив; китайські астрономи, зазначивши, що це тимчасове видовище, назвали його «гостьовою зіркою».

Астрономи Девід Кларк і Річард Стівенсон розшукали записи з усього світу, щоб знайти більше 20 повідомлень про 1006 наднових (SN 1006) (рис. $\PageIndex{1}$ ). Це дозволило їм з деякою точністю визначити, де в небі стався вибух. Вони поміщають його в сучасне сузір'я Вовчака; приблизно в тому положенні, яке вони визначили, ми знаходимо залишок наднової, тепер досить слабкий. З того, як його нитки розширюються, йому дійсно здається близько 1000 років.

альт — Малюнок $\PageIndex{1}$ Наднова 1006 Залишок. Цей композитний вигляд SN 1006 з рентгенівської обсерваторії Чандра показує рентгенівські промені, що надходять із залишку синім кольором, видиме світло у біло-жовтому кольорі та радіовипромінювання червоним кольором.

Ще одна гостьова зірка, тепер відома як SN 1054, була чітко зафіксована в китайських записах у липні 1054 року. Залишок цієї зірки - один з найвідоміших і найбільш вивчених об'єктів на небі, який називається Крабова туманність (рис. $23.4.1$ У розділі 23.4). Це дивовижно складний об'єкт, який був ключовим для розуміння загибелі масивних зірок. Коли його вибух був вперше помічений, ми вважаємо, що він був приблизно таким же яскравим, як планета Юпітер: ніде не так сліпуче, як подія 1006, але все ще досить драматично для тих, хто стежив за об'єктами на небі. Ще одна слабіша наднова була помічена в 1181 році.

Наступна наднова стала видна в листопаді 1572 року і, будучи яскравіше планети Венера, була швидко помічена рядом спостерігачів, в тому числі і молодим Тихо Браге (див. Орбіти і Гравітація). Його ретельні вимірювання зірки протягом півтора років показали, що це не комета або щось в атмосфері Землі, оскільки вона не рухалася відносно зірок. Він правильно зробив висновок, що це має бути явище, що належить до царства зірок, а не Сонячної системи. Залишок наднової Тихо (як її зараз називають) все ще можна виявити в багатьох різних смугах електромагнітного спектра.

Щоб не перевершити, Йоганнес Кеплер, науковий спадкоємець Тихо Браге, знайшов власну наднову в 1604 році, тепер відому як наднова Кеплера (рисунок $23.2.3$ у розділі 23.2). Слабкіше, ніж у Тихо, він все ж залишався видимим близько року. Кеплер написав книгу про свої спостереження, яку читали багато з інтересом до небес, в тому числі і Галілео.

Жодна наднова не була помічена в нашій Галактиці протягом останніх 300 років. Оскільки вибух видимої наднової є випадковою подією, немає можливості сказати, коли наступна може статися. У всьому світі десятки професійних та аматорських астрономів гостро шукають «нові» зірки, які з'являються протягом ночі, сподіваючись бути першими, хто помітить наступну гостьову зірку на нашому небі і самостійно зробити трохи історії.

При своїй максимальній яскравості найбільш світяться наднові мають приблизно в 10 мільярдів разів світність Сонця. На короткий час наднова може затьмарити всю галактику, в якій вона з'являється. Після максимальної яскравості світло зірки згасає і зникає з телескопічної видимості протягом декількох місяців або років. У момент їх спалахів наднові викидають матеріал з типовими швидкостями 10 000 кілометрів в секунду (і швидкості вдвічі більше, ніж спостерігалися). Швидкість 20 000 кілометрів на секунду відповідає приблизно 45 мільйонам миль на годину, що справді свідчить про велике космічне насильство.

Наднові класифікуються за зовнішнім виглядом їх спектрів, але в цьому розділі мова піде про дві основні причини виникнення наднових. Наднові типу Ia запалюються, коли багато матеріалу скидається на вироджених білих карликів (рис. $\PageIndex{2}$ ); ці наднові будуть розглянуті далі в цій главі. Поки ми продовжимо нашу розповідь про загибель масивних зірок і зосередимося на наднових типу II, які виробляються при руйнуванні ядра масивної зірки.

Наднова 1987А

Наша найбільш детальна інформація про те, що відбувається, коли виникає наднова типу II, походить від події, яка спостерігалася в 1987 році. Перед світанком 24 лютого Ян Шелтон, канадський астроном, який працює в обсерваторії в Чилі, витягнув у розробника фотографічну табличку. Дві ночі раніше він розпочав огляд Великої Магелланової хмари, маленької галактики, яка є одним з найближчих сусідів Чумацького Шляху в космосі. Там, де він очікував побачити тільки слабкі зірки, він побачив велике світле пляма. Занепокоєний тим, що його фотографія була недосконалою, Шелтон вийшов на вулицю, щоб подивитися на Велику Магелланову Хмару... і побачив, що на небі дійсно з'явився новий об'єкт (див. Рисунок $\PageIndex{3}$ ). Незабаром він зрозумів, що виявив наднову, таку, яку можна було побачити неозброєним оком, хоча це було близько 160 000 світлових років.

Зараз відомий як SN 1987A, оскільки це була перша наднова, виявлена в 1987 році, цей геніальний новачок південного неба дав астрономам свою першу можливість вивчити загибель відносно сусідньої зірки сучасними приладами. Це був також перший раз, коли астрономи спостерігали зірку, перш ніж вона стала надновою. Зірка, яка вибухнула, була включена до попередніх обстежень Великої Магелланової хмари, і в результаті ми знаємо, що зірка була синім надгігантом безпосередньо перед вибухом.

Поєднавши теорію та спостереження на різних довжині хвиль, астрономи реконструювали історію життя зірки, яка стала SN 1987A. Утворена близько 10 мільйонів років тому, вона спочатку мала масу близько 20 $M_{\text{Sun}}$ . Протягом 90% свого життя вона спокійно жила по головній послідовності, перетворюючи водень в гелій. У цей час його світність була приблизно в 60 000 разів більше, ніж у Сонця ( $L_{\text{Sun}}$ ), а його спектральний тип був О. Коли водень в центрі зірки був вичерпаний, ядро скоротилося і в кінцевому підсумку стало досить гарячим, щоб сплавити гелій. До цього часу зірка була червоним надгігантом, випромінюючи приблизно в 100 000 разів більше енергії, ніж Сонце. Перебуваючи на цій стадії, зірка втратила частину своєї маси.

Цей втрачений матеріал фактично був виявлений спостереженнями за допомогою космічного телескопа Хаббла (рис. $\PageIndex{4}$ ). Газ, вигнаний у космос подальшим вибухом наднової, в даний час стикається з матеріалом, який зірка залишила позаду, коли вона була червоним гігантом. У міру зіткнення двох ми бачимо світиться кільце.

Злиття гелію тривало всього близько 1 мільйона років. Коли гелій вичерпався в центрі зірки, ядро знову скоротилося, радіус поверхні також зменшився, і зірка стала синім надгігантом зі світністю ще приблизно рівною 100 000 $L_{\text{Sun}}$ . Це те, що він все ще виглядав зовні, коли після коротких періодів подальшого злиття він досяг залізної кризи, про яку ми говорили раніше, і вибухнув.

Деякі ключові етапи еволюції зірки, що стали SN 1987A, в тому числі наступні після вичерпання гелію, наведені в табл. Хоча ми не очікуємо, що ви запам'ятаєте ці цифри, зверніть увагу на закономірності в таблиці: кожен етап еволюції відбувається швидше, ніж попередній, температура і тиск в ядрі збільшуються, а поступово важчі елементи є джерелом енергії синтезу. Після того, як було створено залізо, почався крах. Це був катастрофічний колапс, що тривав всього кілька десятих секунди; швидкість напливу в зовнішній частині залізного ядра досягала 70 000 кілометрів в секунду, приблизно одна четверта швидкість світла.

Таблиця $\PageIndex{1}$ : Еволюція зірки, яка вибухнула як SN 1987A
Фаза	Центральна температура (K)	Центральна щільність (г/см ³)	Час, проведений на цій фазі
Злиття водню	40 × 10 ⁶	5	8 × 10 ⁶ років
Гелій фьюжн	190 × 10 ⁶	970	10 ⁶ років
Вуглецевий синтез	870 × 10 ⁶	170 000	2000 років
Неон фьюжн	1,6 × 10 ⁹	3,0 × 10 ⁶	6 місяців
Злиття кисню	2,0 × 10 ⁹	5,6 × 10 ⁶	1 рік
кремнієвий синтез	3,3 × 10 ⁹	4,3 × 10 ⁷	Дні
Колапс ядра	200 × 10 ⁹	2 × 10 ¹⁴	Десяті частки секунди

А поки ядро переживало свою останню катастрофу, зовнішні оболонки з неону, кисню, вуглецю, гелію та водню в зірці ще не знали про колапс. Інформація про фізичний рух різних шарів подорожує через зірку зі швидкістю звуку і не може досягти поверхні за кілька десятих частки секунди, необхідні для того, щоб відбувся колапс ядра. Таким чином, поверхневі шари нашої зірки висіли ненадовго підвішеними, так само, як мультиплікаційний персонаж, який тире з краю скелі і на мить висить в просторі, перш ніж зрозуміти, що його більше нічим не утримує.

Розпад ядра тривав до тих пір, поки щільність не зросла в кілька разів, ніж у атомного ядра. Опір подальшому колапсу тоді стало настільки великим, що ядро відскочило. Нападає матеріал набіг на «цегляну стіну» відскоку серцевини і був викинутий назовні великою ударною хвилею. Нейтрино виливаються з ядра, допомагаючи ударній хвилі роздути зірку на частини. Шок досяг поверхні зірки через кілька годин, і зірка почала світлішати в наднову Яна Шелтона, що спостерігалася в 1987 році.

Синтез важких елементів

Варіації яскравості SN 1987A в дні і місяці після його відкриття, які показані на малюнку $\PageIndex{5}$ , допомогли підтвердити наші уявлення про виробництво важких елементів. За один день зірка злетіла по яскравості в рази близько 1000 і стала просто видимою без телескопа. Потім зірка продовжувала повільно збільшуватися в яскравості, поки вона не була приблизно такою ж явною яскравістю, як зірки в Маленькій Ведмедиці. Приблизно до 40 дня після спалаху енергія, що випромінюється, вироблялася самим вибухом. Але тоді SN 1987A не продовжував згасати, як ми могли очікувати світла від вибуху. Натомість SN 1987A залишився яскравим, оскільки енергія від новостворених радіоактивних елементів вступила в гру.

Одним з елементів, що утворилися при вибуху наднової, є радіоактивний нікель, з атомною масою 56 (тобто загальна кількість протонів плюс нейтронів в її ядрі становить 56). Нікель-56 нестійкий і змінюється спонтанно (з періодом напіврозпаду близько 6 днів) на кобальт-56. (Нагадаємо, що період напіврозпаду - це час, необхідний для половини ядер у зразку, щоб піддаватися радіоактивному розпаду.) Кобальт-56 в свою чергу розпадається з періодом напіврозпаду близько 77 днів до залізо-56, який є стабільним. Енергійні гамма-промені випромінюються при розпаді цих радіоактивних ядер. Ці гамма-промені потім служать новим джерелом енергії для розширюються шарів наднової. Гамма-промені поглинаються вищезгаданим газом і повторно випромінюються на видимих довжині хвиль, зберігаючи залишки зірки яскравими.

Як ви можете бачити на малюнку $\PageIndex{5}$ , астрономи спостерігали освітлення через радіоактивні ядра в перші кілька місяців після спалаху наднової, а потім побачили, що додаткове світло відмирає, оскільки все більше радіоактивних ядер розпадалося до стабільного заліза. Нагрівання гамма-випромінювання відповідало практично за все випромінювання, виявлене з SN 1987A після 40 дня. Деякі гамма-промені також втекли безпосередньо, не поглинаючись. Вони були виявлені земними орбітальними телескопами на довжині хвиль, очікуваних для розпаду радіоактивного нікелю та кобальту, чітко підтверджуючи наше розуміння того, що нові елементи дійсно утворилися в тиглі наднової.

Нейтрино з SN 1987A

Якби у Великій Магеллановій Хмарі були якісь спостерігачі людини близько 160 000 років тому, вибух, який ми називаємо SN 1987A, був би блискучим видовищем у їхньому небі. Але ми знаємо, що менше 1/10 1% енергії вибуху з'явилося у вигляді видимого світла. Близько 1% енергії знадобилося для знищення зірки, а решта захопилася нейтрино. Загальна енергія в цих нейтрино була воістину вражаючою. У початковій секунді події, як ми зазначали раніше в нашій загальній дискусії про наднові, їх загальна світність перевищувала світність усіх зірок у понад мільярді галактик. А наднова генерувала цю енергію в обсязі менше 50 кілометрів в діаметрі! Наднові - одне з найжорстокіших подій у Всесвіті, і їх світло виявляється лише вершиною айсберга в розкритті того, скільки енергії вони виробляють.

У 1987 році нейтрино з SN 1987A були виявлені двома інструментами - які можна було б назвати «нейтрино телескопами» - майже за повний день до спостережень Шелтона. (Це тому, що нейтрино виходять з вибухаючої зірки легше, ніж світло, а також тому, що вам не потрібно чекати до настання темряви, щоб зловити їх «проблиском».) Обидва нейтринних телескопа, один в глибокій шахті в Японії і інший під озером Ері, складаються з декількох тисяч тонн очищеної води в оточенні декількох сотень світлочутливих детекторів. Вхідні нейтрино взаємодіють з водою, утворюючи позитрони і електрони, які швидко рухаються по воді і випромінюють глибоке синє світло.

Всього було виявлено 19 нейтрино. Оскільки нейтрино телескопи були в Північній півкулі, а наднова сталася в Південній півкулі, виявлені нейтрино вже пройшли через Землю і поверталися в космос, коли їх захопили.

Було виявлено лише кілька нейтрино, оскільки ймовірність того, що вони будуть взаємодіяти зі звичайною речовиною, дуже і дуже низька. Підраховано, що наднова фактично випустила 1058 нейтрино. Крихітна частка з них, близько 30 мільярдів, врешті-решт пройшла через кожен квадратний сантиметр поверхні Землі. Близько мільйона людей фактично відчули нейтринну взаємодію всередині своїх тіл в результаті наднової. Ця взаємодія відбувалася лише з одним ядром у кожній людині і, таким чином, не мала абсолютно ніякого біологічного ефекту; вона залишилася абсолютно непоміченою для всіх зацікавлених.

Оскільки нейтрино надходять безпосередньо з серця наднової, їх енергії забезпечували міру температури ядра, коли зірка вибухала. Центральна температура становила близько 200 мільярдів К, приголомшлива цифра, якій жоден земний аналог не може принести багато сенсу. З нейтринними телескопами ми вдивляємося в останній момент історії життя масивних зірок і спостерігаємо за умовами поза всяким людським досвідом. Тим не менш, ми також бачимо безпомилкові натяки на власне походження.

Ключові поняття та резюме

Наднова відбувається в середньому один раз в 25-100 років в Галактиці Чумацького Шляху. Незважаючи на шанси, ніякої наднової в нашій Галактиці не спостерігалося з Землі з моменту винаходу телескопа. Однак одна сусідня наднова (SN 1987A) спостерігалася в сусідній галактиці, Великій Магеллановій Хмарі. Зірка, яка еволюціонувала, щоб стати SN 1987A, почала своє життя як синій супергігант, еволюціонувала, щоб стати червоним надгігантом, і повернулася до синього надгіганта в той час, коли він вибухнув. Дослідження SN 1987A виявили нейтрино з обвалення ядра і підтвердили теоретичні розрахунки того, що відбувається під час таких вибухів, включаючи утворення елементів поза залізом. Наднові є основним джерелом високоенергетичних космічних променів і можуть бути небезпечні для будь-яких живих організмів в сусідніх зоряних системах.