Содержание
Что это такое?
Гиперновыми (сверхъяркими, сверхновыми) называются звёзды массой более 20 Солнечных масс (M⊙), образовавшиеся в результате гравитационного сжатия их ядер. Поскольку схлопывание ядра случается после того, как топлива для термоядерных реакций уже не хватает, можно считать гиперновые мощными сверхновыми звёздами. Этот термин был предложен Богданом Пачинским (1940 – 2007) в 1998 г.
Взрыв гиперновой сопровождается длинными всплесками гамма-излучения, поэтому данный термин применяется не только к звёздам, но и к взрывам очень тяжёлых звёзд (более 100 M⊙).Чтобы понимать, что такое гиперновая, необходимо знать звёздную эволюцию в целом.
Стадии, которые проходят любые большие звёзды (более 10 M⊙):
красный супергигант → сверхновая, которая затем превращается либо в нейтронную звезду (из сверхновой маленькой массы), либо в чёрную дыру (из сверхновой большой массы).
Обычно ядра звёзд сжимаются под действием сил гравитации (происходит коллапс), что приводит к ядерным реакциям синтеза, которые разметают внешние части звезды во взрыве сверхновой, а внутренние слои сжимают до нейтронной звезды или чёрной дыры. Однако если изначальная звезда очень тяжела, она взрывается гораздо мощнее, чем сверхновая, не оставляя остатков ядра. Это и есть гиперновая.
Сразу после рождения в ядре абсолютно любой звезды идут реакции синтеза гелия из водорода. Чем тяжелее звезда, тем она теплее и тем быстрее расходует своё топливо. Когда весь водород закончится, звезда сжимается и ещё больше разогревается, начинает синтезировать новые, более тяжёлые, элементы (например, синтез углерода 12C из накопившегося гелия 4He).
Массивные звёзды, превышающие массу Солнца в 8 и более раз, на следующей стадии начинают сжигать углерод, образуя кислород 16O и неон 20Ne, затем элементы со всё возрастающими атомными весами: магний 24Mg, кремний 28Si, серу 32S, железо 56Fe, кобальт 59Co и никель 59Ni. Поскольку дальнейшее образование новых, ещё более тяжёлых, элементов требует больше энергии, чем выделяется при получении вышеперечисленных изотопов, ядро сжимается и рождается сверхновая.
Магнитное поле
Учёные предполагают, что энергия в выбросе гиперновой может быть выделена с помощью магнитного торможения в течение очень короткого периода времени (от нескольких секунд до нескольких сотен секунд) при условии сильного магнитного поля (около 1015 Гс). Для сравнения, это значение на три порядка выше типичных напряжённостей магнитного поля нормальных нейтронных звёзд.
Что касается влияния магнитной составляющей при возникновении гиперновых, то учёные видят её так:
- При коллапсе железного быстровращающегося ядра формируется горячая протонейтронная звезда, от поверхности которой отходит ударная волна отскока, которая заканчивается на радиусе 200 км от неё.
- Вследствие быстрого вращения генерируется сильное магнитное поле, достигающее во внешней оболочке нейтронной звезды величины 1015 Гс.
- Выходящее наружу магнитное поле из-за вращения накручивается, что приводит к всплытию поля на полюсах (перпендикулярно плоскости диска). Этот струйный выброс, похожий на башню, имеющий скорость, близкую к скорости света, называется джетом.
- Распространяясь через коллапсирующую оболочку предсверхновой звезды, джет разогревает её, и туда впрыскивается существенная часть энергии вращения самой нейтронной звезды (1052 эрг). Это может привести к образованию гиперновой.
Примеры гиперновых звёзд
В последние годы астрономы нашли самую древнюю, яркую и далёкую от нас гиперновую DES15E2mlf в созвездии Феникса на расстоянии 10 млрд световых лет. Взрыв этой сверхновой в три раза превышал яркость 100 млрд звёзд Млечного Пути, выделил 1045 Дж энергии и произошёл примерно через 3,5 млрд лет после Большого взрыва, в ту эпоху (cosmic high noon), когда достигла максимума скорость звёздообразования во Вселенной.
Учёные полагают, что такие гиперновые могут возникать в результате взрыва звёзд, богатых углеродом и кислородом, и формирующих после своей смерти экзотический тип нейтронных звёзд – магнитары.
Звезда DES15E2mlf необычна даже для этого типа объектов. По данным журнала Monthly Notices of the Royal Astronomical Society от 23 июля 2017 г., впервые она была замечена и сфотографирована 28 декабря 2015 г. во время проведения глубокого обзора неба Dark Energy Survey (DES), выполненного с помощью 4-метрового телескопа «Бланко» межамериканской обсерватории Серро-Тололо в Чили.
Последующие наблюдения для измерения расстояния и получения подробных спектров сверхновой были проведены с помощью многоцелевого спектрографа GEMINI на 8-метровом телескопе GEMINI SOUTH астрономической обсерватории в Чили.
Эти данные важны для нас, ведь предыдущие наблюдения показали, что обычно гиперновые располагаются в галактиках небольших масс или карликовых галактиках, которые, как правило, обеднены металлами (отметим, что в астрономии металлами называют элементы Периодической таблицы тяжелее гелия). Это, возможно, связано с тем, что звёзды с меньшим содержанием тяжёлых элементов имеют склонность накапливать массу и взрываться с более высокой интенсивностью, чем звёзды с повышенной металличностью.
В исследовании группы учёных под руководством Йен-Чен Пана (сотрудник DES) было предположено, что та родительская галактика, где находится DES15E2mlf, несмотря на свою массивность, могла в ту раннюю эпоху ещё не успеть накопить в себе достаточно металлов, что и позволило ей формировать гиперновые звёзды.
R136a1
SN 2006gy
Также стоит упомянуть, что на расстоянии 165 тыс световых лет в созвездии Рыбы найдена ещё одна гиперновая звезда R136a1 массой 315 M⊙. Температура на её поверхности превышает 50 000 °С, а возраст довольно молодой – всего 1 млн лет (тогда как нашему светилу 5 млрд).
Из гиперновых известна также SN 2006gy, находящаяся в 240 млн световых лет от Млечного Пути.
Чем крупнее звезда, тем короче срок её жизни.
Видео: Что такое сверновая звезда?
Вопросы и ответы
Энергия сверхновых с высокой скоростью разлёта оболочки или гиперновых превышает энергию нормальных сверхновых с коллапсом ядра в 10 раз. Также очевидна связь между гиперновыми и гамма-всплесками.
Их всего 1 % во Вселенной. Большинство звёзд сопоставимы с Солнцем по массе, значит, они рано или поздно превратятся сначала в красных гигантов, а затем, сжавшись под собственной тяжестью, – в белых карликов.
Чисто теоретически это возможно, но вблизи Солнечной системы таких звёзд не наблюдается. Если всё же это произойдёт, озоновый слой нашей планеты будет уничтожен. Однако учёные предполагают, что в конце Ордовика и начале Силура близ Солнечной системы взорвалась гиперновая, и ионизирующее излучение стало причиной вымирания 60% фауны.
Формированием джетов (струй), вращающихся со скоростью, близкой к скорости света (релятивистской скоростью).
В модели коллапсара звёздное ядро коллапсирует прямо в чёрную дыру, которая возникает в случае «неудавшейся» сверхновой, но звёздная оболочка формирует вокруг дыры огромный диск с высокой степенью приращения массы за счёт гравитационного притяжения. Энергия, выделяющаяся в диске, может быть огромной, но как именно она передаётся в выброс оболочки сверхновой или выброс всплеска гамма-лучей, ещё предстоит выяснить.
Ничто не исчезает бесследно. Вероятно, в этой ситуации большая масса сжалась в маленький объём, возникла чёрная дыра, которая всё втягивает в себя. Обычно это характерно для звёзд с массой 200 – 250 M⊙, но такое наблюдалось и при массе в 25 M⊙.
Его тело окажется сдавленным со всех сторон и вытянется в длину, напоминая макаронину.
Это образования массой 150 M⊙ (предел для звезды) и даже более. Астрофизики полагают, что такие гиганты произошли от слияния двух близкорасположенных звёзд. Они проходят путь от сжигания водорода до появления железа очень быстро – всего за сотни тысяч лет, после чего взрываются с такой яркостью, которая затмила бы все видимые звёзды Вселенной.
