Астронет > Юбилеи вспышек сверхновых (Методика организации учебно-исследовательской работы учащихся)

Астронет: Н. Н. Гомулина Юбилеи вспышек сверхновых (Методика организации учебно-исследовательской работы учащихся)
http://variable-stars.ru/db/msg/1196579/node1.html

| Оглавление | II. История отождествления Крабовидной туманности >>

I. Изучение первичных сведений о вспышках сверхновых.

При вспышке сверхновой блеск звезды в течение нескольких суток увеличивается на десятки единиц, что соответствует увеличению светимости в миллионы и миллиарды раз. Например, иногда (сверхновые Iа) абсолютные величины сверхновых в максимуме блеска достигают 19^m, в это время их светимость больше светимости Солнца в 4 миллиарда раз. Общее количество энергии, излучаемой этими сверхновыми оценивается в 10⁴² 10⁴⁴ Дж.

Вспышки сверхновых довольно редкое событие, в среднем один раз в несколько сот лет. В нашей Галактике известно всего несколько остатков сверхновых, среди них самыми известными являются Сверхновая Тихо, Сверхновая Кеплера (названы по имени астрономов, описавших вспышку) и Сверхновая 1054 года (названа по году открытия).

В других галактиках открывается более 100 сверхновых в год, а общее количество открытий превысило 1500.

Рис. 1. Сверхновая NGC 3184.

Рис. 2. Иногда блеск сверхновых можно сравнивать с блеском всей галактики.

Сверхновые I и II типа различаются по спектрам и по светимости. В 1941 году Р. Минковский разделил сверхновые на два основных типа по характеру спектров.

К I типу он отнес сверхновые, спектры которых были совершенно не похожи на спектры всех известных в то время объектов. В настоящее время их отождествляют с сильно расширенными линиями поглощения, что соответствует расширяющейся в окружающее пространство оболочке со скоростью 10-15 тыс. км в секунду, массой более 0,3 М_Солнца. Наиболее интенсивны линии однократно ионизованных кальция и кремния, сдвинутых из-за эффекта Доплера. Сверхновые I типа поддерживают максимальный блеск примерно неделю, после этого примерно месяц их светимость плавно уменьшается со скоростью 0,1^m в сутки. В спектрах отсутствуют яркие эмиссионные линии водорода. В среднем абсолютная звездная величина сверхновых Iа типа равна 19,3^m $\pm$ 0,2^m.

Рис. 3. Изменение блеска сверхновых I типа. (Из книги И.С. Шкловского "Сверхновые звезды и связанные с ними проблемы".

Рис. 4. Модель вспышки сверхновой I типа.

Ко II типу были отнесены сверхновые, спектры которых показали присутствие очень интенсивных эмиссионных линий водорода, ультрафиолетовая часть спектра у них яркая. В настоящее время стало ясно, что кривые блеска сверхновых II типа весьма разнообразны, по-видимому, в этой группе объединяются различные объекты. У некоторых сверхновых II типа на кривой блеска вскоре после максимума может наблюдаться достаточно продолжительный участок с медленным спаданием светимости на протяжении 100 суток - так называемое "плато". В среднем абсолютная звездная величина сверхновых Iа типа равна 17,5^m @ 0,4^m.

Рис. 5. Модель вспышки сверхновой II типа.

Сверхновые II типа связаны с молодыми, массивными звездами, в их оболочках в большом количестве присутствует водород на конечной стадии эволюции. Вспышки сверхновых II типа считают конечной стадией эволюции звезд, начальная масса которых составляет больше 8-10 масс Солнца.

Анимация 1. Вспышка сверхновой II типа.

Практическое задание. Рассмотреть кривые блеска сверхновых I и II типа по книге И.С. Шкловского "Сверхновые звезды и связанные с ними проблемы".

Рис. 6. Изменение блеска сверхновых I типа. (Из книги И.С. Шкловского "Сверхновые звезды и связанные с ними проблемы".

Сверхновые типа I и II различают по отсутствию (в типе I) или наличию (в типе II) в спектрах линий водорода. Теория эволюции звезд говорит, что сверхновые типа II это коллапс ядра массивной звезды с богатой водородом оболочкой. Со сверхновыми типа I ситуация более сложна - их подразделяют на три подкласса: сверхновые типа Ib и Ic - тоже массивные звезды, но лишившиеся водородной оболочки. Это усложнение классификации сверхновых произошло примерно 20 лет назад в связи с началом применения ПЗС (приборов с зарядовой связью) в астрономии, что позволило существенно увеличить количество и качество наблюдений вспышек сверхновых. В настоящее время можно получать спектрограммы для слабых, недоступных прежде объектов, с гораздо большей точностью можно определять интенсивности и ширину линий, регистрировать более слабые линии в спектрах.

Предполагают, что сверхновые Ia - это два сливающихся белых карлика. Поэтому отсутствие линий водорода в спектрах сверхновых типа Ia получает естественное объяснение.

Анимация 2. Модель взаимодействия двух звезд.

Более подробно с этим вопросом можно ознакомиться в статьях Д.Ю.Цветкова "Сверхновые звезды" С.И.Блинникова "Гамма-всплески и сверхновые", В.А.Батурина и И.Мироновой "Сверхновая типа II как конечный этап эволюции массивных звезд" и в астрономических обзорах.

О исторических сверхновых можно прочитать в статье Дэвида Грина и Ричарда Стивенсона "Исторические сверхновые" http://www.astronet.ru/db/msg/1186669.

Практическое задание. Найти ссылки на источники о вспышках Сверхновых в Интернет в конце статьи Д.Ю. Цветкова.

Практическое задание. Перед учащимися рекомендуется поставить вопрос: "Какого типа были знаменитые вспышки 1054 и 1604 годов"? Изменялось ли мнение ученых об этом вопросе?

| Оглавление | II. История отождествления Крабовидной туманности >>