Астрономия

СВЕРХНОВАЯ

Сверхновая — это звезда, заканчивающая свой жизненный цикл мощнейшим взрывом, блеск которого может затмевать целую галактику в течение нескольких месяцев. Крабовидная туманность Ml в созвездии Тельца представляет собой полосу светящегося газа неправильной формы с отдельными волокнами, расходящимися в разные стороны. Считается, что Крабовидная туманность образовалась в результате взрыва сверхновой в 1054 году на расстоянии около 2000 парсеков от Земли. Кроме Крабовидной туманности в нашей галактике были отмечены вспышки лишь двух других сверхновых.[32] Одна из них, так называемая звезда Тихо Браге, вспыхнула в созвездии Кассиопеи в 1572 году и в течение года оставалась такой же яркой, как Венера. Другая, звезда Кеплера, вспыхнула в созвездии Змееносца в 1604 году. Еще одна яркая вспышка сверхновой наблюдалась в 1987 году в Большом Магеллановом Облаке, которое представляет собой небольшую галактику неправильной формы, ближайшую спутницу Млечного Пути. Эта сверхновая, достигшая третьей звездной величины в течение нескольких месяцев, затем постепенно потускнела, но облака газа, образовавшиеся при ее взрыве, продолжают распространяться с огромной скоростью.

Сверхновые типа I, обнаруживающие в своем эмиссионном спектре недостаток водорода, делятся на 3 категории: а, b и с, в соответствии с обнаруженными химическими элементами. Сверхновая типа 1а в отдаленной галактике служит "верстовым столбом", по которому можно узнать, на каком расстоянии находится галактика. Сверхновые типа 1а возникают, когда белый карлик, притягивающий огромные массы вещества со звезды — спутницы в двойной системе, внезапно коллапсирует с образованием ударной волны, распространяющейся через внешние слои звезды, которые раздуваются и улетают в чудовищном взрыве. Другие виды сверхновых возникают в результате коллапса звезд, масса которых превосходит 8 солнечных масс, поскольку эти звезды не в состоянии избавиться от излишков массы выше определенного предела. Это было установлено в 1930 году Субрахманьяном Чандрасекаром, который доказал, что умирающая звезда коллапсирует, если ее масса более чем в 1,4 раза превосходит массу Солнца. Это стало известно как предел Чандрасекара.

См. также статьи "Эволюция звезд", "Нейтронная звезда", "Белый карлик".