Звезды умирают красиво-2: туманности остатки Сверхновых

В продолжении этой темы.
22 фото + 2 видео



В 1054 году наблюдатели сразу в нескольких странах зафиксировали появление «новой звезды» в направлении на созвездие Тельца. Вспышка была видна на протяжении 23 дней невооружённым глазом даже в дневное время.

Потом о "новой звезде" забыли почти на 700 лет и в 1731 году Джоном Бэвисом на месте взрыва впервые была открыта уже Крабовидная туманность. В 1758 Шарль Мессье преоткрыл ее и Крабовидная туманность вошла в его каталог под номером 1.

Получила она своё название от рисунка астронома Уильяма Парсонса, использовавшего 36-дюймовый телескоп, в 1844. В этом наброске туманность очень напоминала краба (хотя скорее мечехвоста).

Рисунок Уильяма Парсонса и снимок Крабовидной туманности с телескопа «Хаббл».
Сегодня туманность расширяется со скорость около 1500 км/с. Общие размеры Крабовидной туманности уже превышают 11 световых лет.

В прошлой теме мы посмотрели на мирную смерть звезд с образованием планетарных туманностей и белых карликов. А сегодня поглядим на крайне бурную и эффектную - взрыв Сверхновой.

Вспышка Сверхновой — явление поистине космического масштаба. Фактически, это взрыв колоссальной мощности, в результате которого звезда либо вообще перестает существовать, либо переходит в качественно новую форму — нейтронную звезду или черную дыру. При этом внешние слои звезды оказываются выброшенными в пространство и образуют те самые туманности остатки Сверхновых.

Как же звезды доходят до жизни такой, вернее смерти?

Туманность Симеиз 147 (в разных спектрах) — огромный остаток от взрыва сверхновой на границе созвездий Тельца и Возничего в 3000 св. лет от Земли.
Взрыв произошел около 40 000 лет назад, за это время вещество разлетелось на 160 световых лет.

Большому фейерверку - большая масса
Где же ее взять небольшим звездам? - Нашему Солнцу, небольшому желтому карлику, не уготована судьба большого бадабума. Оно проэволюционирует до красного гиганта и далее до вполне стабильного белого карлика, способного существовать ещё миллиарды лет.

Но представим, что у нашего Солнца есть компаньон и мы живем в системе двойной звезды. - Через 5 млрд. лет Солнце превратится в компактную и горячую звезду радиусом с Землю, массой прежнего Солнца и с углеродно-кислородным ядром. Получившийся стабильный белый карлик своим огромным тяготением будет активно перетягивать вещество со своего компаньона на себя.

В конечном итоге такого "поедания" звезды-соседа, масса белого карлика начнет превышать предел Чандрасекара - 1,44 массы Солнца, - предел, до которого белый карлик может быть стабильным. Начнется быстрый процесс слияния ядер углерода и кислорода до изотопа никель-56, что приведет к термоядерному взрыву, наблюдаемому как вспышка Сверхновой типа Ia.

Остаток от вспышки Сверхновой SNR 0509-67.5 в Большом Магеллановом Облаке в 160 000 св. лет от Земли.
Пузырь имеет 23 св. года в поперечнике и расширяется со скоростью 5000 км/с. Это почти в 5 раз больше скорости расширения Крабовидной туманности. Вспышка Сверхновой произошла всего 400 лет назад. Источник - яркая и мощная Сверхновая типа Ia.

Пиковая светимость Сверхновой может в миллиарды раз превосходить светимость Солнца. Если в бедной двойной Солнечной системе ещё кто-то уцелел бы после сброса Солнцем-красным гигантом оболочки, то после взрыва белого карлика оставшимся в живых бедолагам точно можно было бы пожелать "хорошего настроения и вы там держитесь".
Хорошо, что Солнце одинарная звезда!


Взрыв белого карлика - это один путь для звезд "помирать - так с музыкой!"

Туманность Карандаш (NGC 2736), часть оболочки сверхновой из созвездия Парусов.

Имеется и второй путь, - ведь звезда изначально может иметь большую массу.
Если масса звезды больше 8-10 солнечных масс - ей прямой путь в Сверхновые (немного ядерной физики ).
В ядра таких звезд происходит последовательный термоядерный синтез сначала гелия (из водорода), потом кислорода и углерода из гелия (для нашего Солнца это последний этап).

Исчерпав гелий, ядро переходит к синтезу всё более тяжелых элементов по периодической таблице, - к магнию, кремнию, сере, приходя в итоге к железу, кобальту и никелю. В недрах звезды создаётся всё больше слоёв, в каждом из которых происходит свой тип термоядерного синтеза. В конечной стадии своей эволюции такая звезда превращается в «слоёный» сверхгигант. В его ядре происходит синтез железа, тогда как ближе к поверхности продолжается синтез гелия из водорода.

NGC 2060 — остаток сверхновой в созвездии Золотая Рыба

Ядра железа являются самыми стабильными в природе, и выделения энергии при их слиянии не происходит. Слияние ядер более тяжёлых элементов происходит уже с поглощением энергии. Поэтому, став железным, ядро сверхгиганта больше не способно выделять энергию для компенсации гравитационных сил. Ядро теряет равновесие и схлопывается. Наступает гравитационный коллапс, который запускает беспорядочные термоядерные реакции. В конце концов неконтролируемая реакция синтеза разносит внешние слои звезды во взрыве Сверхновой II типа.

Туманность Медуза в созвездии Близнецов.
Дата взрыва известна весьма примерно: 3 — 30 тысяч лет назад. Яркая звезда справа — переменная эта (η) Близнецов, которую можно наблюдать невооруженным глазом.

Мощности взрывов Сверхновых могут быть эквивалентны мощности взрыва 100 миллионов Солнц. На несколько дней Сверхновая становится самым ярким объектом галактики.


Последняя сверхновая звезда, наблюдавшаяся в нашей Галактике, появилась на небе в 1604 году, всего за 5 лет до появления телескопа!
Ее наблюдали европейские астрономы, и среди них был Иоганн Кеплер, в честь которого сверхновая 1604 года названа Сверхновой Кеплера.
Снимок получен с рентгеновского телескопа «Чандра», в видимом свете туманность Кеплера не видна.

Что же остается после взрыва Сверхновой от звезд - белых карликов, превысивших предел Чандрасекара и изначально крупных звезд массой 8-20 солнечных? Остаются:
- быстро расширяющиеся туманности остатки Сверхновых и нейтронные звезды.
- туманности и черные дыры, если масса звезды больше 20 солнечных.
- только тумманость, если масса взорвавшейся звезды порядка 100 солнечных (взрыв гиперновой).

1E 161348-5055 — нейтронная звезда в созвездии Наугольник в около 10 тысяч световых лет от нас.
Пережила взрыв около 2000 лет назад, и сейчас её окружает газопылевая туманность RCW 103.
Предположительно двойная звездная система. Второй невидимый компонент тормозит вращение нейтронной звезды до 6,7 часов, что очень медленно. Для звезды, взорвавшейся две тысячи лет назад она должна вращаться в несколько тысяч раз быстрее.

Нейтронные звезды
Представьте себе шар диаметром 12-15 километров , массой около 1,5 солнечных (остальное унесло взрывом), температурой поверхности 1 миллиард градусов и скоростью вращения до нескольких сотен оборотов в секунду. - Это новорожденная нейтронная звезда.

Маленькая ложка вещества нейтронной звезды на Земле будет весить около ста миллионов тонн.
Давление и температура внутри звезды достигают таких значений, при которых электроны и протоны как бы “вдавливаются” друг в друга и после выброса нейтрино образуются нейтроны. Этот процесс называется нейтронизацией вещества.

Но несмотря на то, что нейтроны - это основная составляющая нейтронных звезд, их состав намного сложнее. Их вещество содержит различные ионы, электроны, вырожденный и невырожденный электронные газы, нейтронно-избыточные атомные ядра и прочее.

Эмиссионная туманность N206 и остаток сверхновой SNR B 0532-71.0

Дальнейшему гравитационному сжатию препятствует давление вырожденного нейтронного газа в недрах звезды. (по аналогии с белым карликом, у которого препятствовал сжатию электронный вырожденный газ. Только нейтронный гораздо плотнее.) Это давление в состоянии удерживать массы вплоть до 3.2 масс Солнца, - это так называемый предел Оппенгеймера — Волкова.
Нейтронная звезда приходит в равновесие.

Знаменитый объект Кассиопея А, самый яркий источник радиоизлучения на небе.
Это остаток сверхновой, вспыхнувшей около 1667 года в созвездии Кассиопеи. Имеет более 20 световых лет в поперечнике. Остатки звезды имеет температуру около 30 миллионов градусов и расширяется со скоростью 6,5 тысяч км/сек.
Кассиопея А — самый молодой остаток сверхновой звезды в нашей Галактике.

К 2015 году открыто более 2500 нейтронных звёзд. Порядка 90 % из них — одиночные. Всего же в нашей Галактике могут существовать около полумиллиарда нейтронных звёзд, то есть где-то по одной на тысячу обычных.

Остаток от сверхновой Тихо. Сверхновая вспыхнула в 1572 году в созвездии Кассиопеи.
Яркую звезду наблюдал датчанин Тихо Браге, лучший астроном-наблюдатель дотелескопический эпохи. Первый снимок в оптике был получен лишь в 1960-х годах.

Кроме огромной плотности, нейтронные звезды обладают мощными магнитными полями, с индукцией от тысяч до триллионов тесла. Для сравнения, магнитное поле Земли не превышает 0,065 тесла.
Заряженные частицы или вещество, двигающиеся вдоль мощных силовых линий магнитного поля звезды, разгоняются до релятивистских скоростей и излучают в пространство в оптическом, гамма-, рентгеновском и радиодиапазонах.

Радиация нейтронной звезды излучается как бы двумя лучами вдоль ее магнитной оси. И если магнитные поле наклонено к ее оси вращения и наблюдатель удачно расположен, то звезда, вращаясь, один или два раза за оборот светит на него своим лучом наподобие морского маяка. То есть наблюдатель «видит» источник излучения как бы импульсами. - Перед нами пульсар.


"Ветер" пульсара Крабовидной туманности.
Пульсар 28—30 км в диаметре вращается вокруг своей оси, совершая 30 оборотов в секунду и испускает излучение от гамма-лучей до радиоволн.
В рентгеновском и гамма-диапазоне пульсар Крабовидной туманности является сильнейшим постоянным источником подобного излучения в нашей Галактике!
Видео от рентгеновского телескопа "Чандра" и оптики "Хаббла"

После непрерывного вращения, в течение нескольких миллионов лет, пульсары теряют свою энергию, остывают и становятся нормальными нейтронными звездами. На сегодня известно только около 1000 пульсаров, хотя их может быть в галактике на порядки больше.

Крабовидная туманность во всех спектрах - оптике, радио-, инфракрасном, ультрафиолетовом и рентгеновском.
Рентгеновское излучение пульсара показано сиреневым (в центре).

Черные дыры
Как у белых карликов существует предел Чандрасекара - 1.44 масс Солнца, при превышении которого белый карлик схлопывается в нейтронную звезду, так и у нейтронных звезд есть понятие критической массы, при превышении которой может начаться ее коллапс.

Эта критическая масса носит название предел Оппенгеймера — Волкова и составляет 2.5 – 3.2 массы Солнца. При превышении его нейтронная звезда сожмется в черную дыру.

Остатки сверхновой W49B в 26 тыс. св. лет от нас в созвездии Орла.
На изображении объекту около тысячи лет.
В центре W49B не обнаружили нейтронной звезды. Вполне возможно, что там образовалась черная дыра, - самая молодая в Млечном Пути.

Минимальная масса черной дыры, образовавшейся от гравитационного коллапса звезд определяется все тем же пределом Оппенгеймера — Волкова, - 2,5 массы Солнца. При этом ее диаметр будет составлять около 9 километров.

Еще одна историческая Сверхновая, вспыхнувшей в 1006 году в созвездии Волка. По словам китайского астронома, звезда светила столь ярко, что ночью были хорошо различимы предметы. Некоторые источники говорят, что днём от её света падала тень.

Сейчас астрономы находят на этом месте лишь одну нить слабо светящегося вещества. Но это в оптике. На нижнем снимке - изображение с рентгеновской обсерватории «Чандра».

Из чего же состоит черная дыра (ЧД)? Теоретические модели черной дыры предусматривают всего 3 ее составных:
- эргосферу (если ЧД вращается) - пространственно-временной аналог аккреционного диска, представляющего собой вращающееся вещество вокруг массивных тел. Космические тела, попавшие в эргосферу ещё могут вырваться наружу.
- горизонт событий - границу, попав за которую, те же космические тела безвозвратно притягиваются в сторону последней основной составляющей ЧД – сингулярности.
- сингулярность, природа которой сегодня не изучена и о ее составе говорить еще рано.
Так что на этот вопрос нет однозначного ответа, так как за горизонт событий, окружающий любую черную дыру, заглянуть не представляется возможным.

Туманность RCW 86 в рентгене и инфракрасном.
Остаток самой первой задокументированной в 185 году нашей эры Сверхновой. В китайских хрониках того времени говорится о появлении в ночном небе таинственной «звезды-гостьи», которая светила на протяжении 8 месяцев.

Взрыв Гиперновой.
При определённых условиях звезда может взорваться так, что ее ядро даже не успеет схлопнуться в черную дыру! (ещё чуть-чуть ядерной физики ).

Теоретически, если звезда будет достаточно массивной, порядка 100 солнечных масс, выделяемая ею энергия окажется такой большой, что отдельные фотоны могут начать превращаться в электрон-позитронные пары. С электронами всё ясно, а вот позитроны – это их двойники из антимира, и у них есть свои особенности.

При наличии большого количества позитронов они начнут сталкиваться с любыми имеющимися электронами. Эти столкновения приведут к их аннигиляции и появлению двух фотонов и гамма-излучения. Если скорость появления позитронов увеличится достаточно сильно, эти фотоны будут разогревать ядро. То есть, если начать производство электрон-позитронных пар в схлопывающемся ядре, скорость их производства будет расти всё быстрее и быстрее, что будет ещё сильнее разогревать ядро.

Бесконечно это продолжаться не может – в результате это приведёт к появлению самой зрелищной Сверхновой из всех: парно-нестабильной Сверхновой, в которой происходит взрыв целиком всей звезды массой в более, чем 100 солнц.

Для понимания масштабов Гиперновых - взрыв SN 2006gy и ядро галактики (более тусклое пятно) в которой она взорвалась.
240 млн.св. лет от Земли.


Остаток сверхновой в созвездии Парусов.
Сверхновая в Парусах вспыхнула примерно 11-12 тысяч лет назад.

Туманность "Вуаль" или "Рыбачья сеть" - замечательный комплекс туманностей в созвездии Лебедя.
Туманность настолько велика, - почти 100 св. лет, что 6 ее частей считаются отдельными туманностями и имеют собственные названия. Расстояние до туманности "Вуаль" оценивается в 1500 св. лет.

Туманность NGC 6960 - «Ведьмина метла» или "Западная Вуаль".
На ее вершине находится звезда 52 Лебедя, распадающаяся в любительские телескопы на две.

NGC 6979 - Треугольника Пикеринга на северо-западе "Вуали"

NGC 6995 — южная часть восточной дуги. Вместе с NGC 6992 "Щука" образует туманность «Сеть».

Последняя из вспышек Сверхновых произошла в 1987 году в соседней галактике, Большом Магеллановом Облаке.
Там вспыхнул голубой сверхгигант массой около 17 солнечных. В пике вспышка превысила яркость 100 млн. солнц, ее видимая звёздная величина составила +3 (хорошо была видна невооруженным глазом). Это самая близкая вспышка Сверхновой, наблюдавшаяся со времён изобретения телескопа - 168 000 св.лет.
Ни нейтронная звезда, ни чёрная дыра, которые должны находиться на месте вспышки, пока не обнаружены.

Остаток Сверхновой SN 1987A, разлетевшийся за почти 30 лет на один световой год.

Кандидаты в Сверхновые
или когда и кого начинать бояться.

Эта (η) Киля - голубой гипергигант в 7500 св. годах от Земли.
Светимость - более чем в 5 миллионов раз выше солнечной. В пике взрыва даст 50 миллиардов Солнц. Уже сбрасывала часть своей оболочки 180 лет назад, что и образовало такую туманность Гомункл вокруг звезды.
Взорвется (или уже) в ближайшие 10 тыс. лет; - будущая Гиперновая.

Бетельгейзе, альфа Ориона - красный сверхгигант 640 св. лет от Земли.
Светимость - 100 тыс. солнечных. Максимальный диаметр - с орбиту Юпитера. В случае взрыва Бетельгейзе может увеличить свою яркость в 10 тыс. раз. Свет от нее будет сопоставим со светом почти полной Луны. Теоретически, могла взорваться 639 лет назад.

Сириус В - белый карлик в двойной системе Сириуса, 8,6 св. года.
Ещё не достиг взрывоопасного предела Чандрасекара в процессе "поедания" Сириуса А, но отсрочка вполне искупается близостью будущей Сверхновой.

Выбирайте.

Эта Киля — белая точка в центре изображения, на стыке двух лопастей туманности Гомункул.

Всё!

блин, они так далеко от нас, что кажется просто нереальным
и приходит осознание тщетности и бесполезности всей земной жизни

Красиво! Масштабы... в голове не укладываются!