меню содержание news110 news111 news111a
|
Вспышка сверхновой SN2004dj в галактике NGC2403 |
Сверхновая звезда SN2004dj была обнаружена 31 июля 2004 г в галактике NGC2403 . Ее открыл японс-
кий астроном-любитель Koichi Itagaki. Блеск сверхновой в момент открытия был 11.8 в полосе V. Тип
сверхновой SN IIP. SN IIP - означает, что взорвался массивный "желтый" или "красный" сверхгигант,
размер которого мог достигать нескольких сотен (до 5000) радиусов Солнца. SN IIP также означает, что
в спектре сверхновой присутствуют линии водорода, а кривая блеска имеет тип "плато". Перед взры-
вом звезда должна была достигнуть критической стадии эволюции. В ее ядре возникает неустойчивость
при "горении" тяжелых элементов (от углерода до железа), которая приводит к резкому сжатию (коллап-
су) и детонации ядра - core-collapse (c коллапсирующим ядром).
Спиральная галактика NGC2403 одна из близких к нам галактик, она очень похожа на известную галак-
тику М33 в созвездии Треугольник, которая входит в Местную группу галактик. Галактика NGC2403
расположена сразу за границей Местной группы галактик на расстоянии 10,75 млн. световых лет ( раз-
мер Местной группы ~ 6,5 млн. световых лет ).
Получается, что SN2004dj самая близкая сверхновая типа SN IIP, появившаяся за время существования
астрофизики. Хотя в 1987 г. вспыхнула сверхновая SN1987A в галактике Большое Магелланово Облако.
Это соседняя карликовая галактика, расстояние до нее всего 165000 световых лет. SN1987A еще более
близкая сверхновая, которую можно было изучать современными методами. Но это была необычная
("пекулярная") сверхновая, в 1987 г. в Магеллановом Облаке взорвался голубой сверхгигант. Поэтому
SN2004dj в NGC2403 действительно самая близкая сверхновая типа SN IIP.
рис 1
На рисунке 1 показаны снимки галактики NGC2403, содержащие сверхновую SN2004dj и предсверхно-
вую (на врезке слева сверху). Снимки получены Виталием Горанским и Еленой Барсуковой на 1-м теле-
скопе Специальной астрофизической обсерватории (САО) в трех фильтрах B, V и R. Снимок со сверх-
новой сделан 11 ноября 2004 г., снимок, содержащий предсверхновую сделан за 3.5 года до вспышки
19 января 2001 г. Сопоставив область неба на врезке со снимком галактики можно легко отождествить
объект, на месте которого сейчас полыхает яркая сверхновая SN2004dj. Цвета на снимке имитируют ре-
альные цвета звезд и туманностей. Голубые звезды – это горячие сверхгиганты или молодые скопления
галактики NGC2403, желтые и красные звезды – это либо холодные гипергиганты, либо звезды-карли-
ки нашей Галактики (как и самые яркие звезды на снимке), проектирующиеся на NGC2403. Красные ту-
манности – туманности низкого возбуждения или HII-области, в их спектре самые яркие линии излуча-
ет водород (эмиссия Н-альфа) и сера (дублет [SII]). Голубые туманности высокого возбуждения, основ-
ная эмиссия у них принадлежит кислороду ( [OIII] ).
рис 2
На рисунке 2 показан снимок области галактики NGC2403 со сверхновой, полученный группой амери-
канского астронома Алексея Филиппенко на космическом телескопе им. Хаббла (HST) всего через 17
дней после обнаружения SN2004dj. К сожалению, до вспышки SN2004dj космический телескоп не сни-
мал эту область NGC2403, где взорвалась звезда. Мы уже не узнаем как она выглядела раньше в "хабб-
ловском" разрешении. Ведь некоторые известные нам звездные объекты на снимках HST оказываются
совсем не звездными, а скоплениями или группами звезд или даже компактными туманностями.
Принятая в астрофизике классификация сверхновых (типы Ia, Ib, Ic, IIP, IIL) не очень логична. Так по-
лучилось исторически, поскольку в основе разбиения по типам было отсутствие (тип SNI) или наличие
(тип SNII) линий водорода в спектрах разлетающихся оболочек сверхновых. Сверхновые типа Ia проис-
ходят при взрыве белого карлика массой 1.3 – 1.4 солнечных масс в тесных двойных системах. Считает-
ся, что если из-за аккреции газа звезды-соседки или при слиянии двух белых карликов, масса белого
карлика превысит предел Чандрасекара, белый карлик теряет устойчивость, сжимается и взрывается. В
белых карликах нет водорода, поэтому в разлетающейся оболочке не будут наблюдаться линии водоро-
да. Все остальные сверхновые происходят из более массивных звезд. Если звезда, ядро которой потеря-
ло устойчивость, еще не освободилась от водородной оболочки, то в спектре взорвавшейся звезды бу-
дут наблюдаться яркие линии водорода. Это типы сверхновых звезд IIP ( кривая яркости падает не сра-
зу) или IIL (линейно спадающий блеск сверхновой). Если массивная звезда к моменту детонации ядра
уже успела потерять внешние слои из-за звездного ветра или обмена в тесной двойной системе, то в
спектре сверхновой не будет наблюдаться водород, это сверхновые типов Ib, Ic.
Массивные "старые" звезды, в оболочках которых еще содержится водород – это желтые и красные
сверхгиганты, а также объекты типа "ярких голубых переменных" (LBV), т. е. переходные стадии к звез-
дам Вольфа-Райе. Итак, тип сверхновой SNIIP означает, что взорвавшееся ядро массивной звезды окру-
жала весьма протяженная оболочка сверхгиганта или гипергиганта. Часто сверхновая входит в двойную
систему.
На рисунке 3 приведена кривая блеска сверхновой SN2004dj, она выглядит типичной для SNIIP. Треу-
гольниками отмечены даты получения спектров сверхновой на 6-м и 1-м телескопах САО. Черными
точками показаны наблюдения различных наблюдателей (любителей астрономии), цветными точками
показаны наблюдения Виталия Горанского, полученные на ПЗС-системах 1-м телескопа САО и Юж-
ной лаборатории ГАИШ в Крыму. Приведены только измерения в полосе V. Профессиональные наблю-
дения, естественно, более точные, они могут регистрировать слабые световые потоки, однако, их мень-
ше. Постоянный блеск SN2004dj (в максимуме) был около 12 звездной величины и держался с момента
открытия 31 июля до начала октября 2004 г. Известно, что длительность этой стадии у сверхновых типа
IIP около 100 - 120 дней. У SN2004dj стабильная фаза длилась всего 55 - 60 дней, ровно половину от
обычной длительности, поэтому есть серьезные основания подозревать, что SN2004dj вспыхнула на
50 - 60 дней раньше, чем 31 июля, когда ее открыл Koichi Itagaki.
рис 3
Горизонтальной линией показан блеск предсверхновой S96. Прямая
светлая линия – экспоненциальное падение блеска сверхновой за счет
распада 56Co . Более темная кривая моделирует сумму двух источников:
ослабление сверхновой плюс постоянный блеск скопления S96.
Оболочка сверхновой SN2004dj расширяется с начальной скоростью около 10000 км/сек. Это горячий
газ с температурой примерно 10000 градусов. На первой стадии сверхновые IIP очень медленно ослаб-
ляют свой блеск. Считается, что по расширяющейся оболочке внутрь распространяется волна охлажде-
ния (и рекомбинации), причем эта волна "движется" с такой же чудовищной скоростью, несколько ты-
сяч км/сек. Снаружи оказывается холодный и прозрачный газ, внутри еще горячие и непрозрачные час-
ти оболочки, граница между этими областями – фотосфера, излучение которой мы наблюдаем. Поэто-
му фотосфера оболочки как бы стоит на месте: газ расширяется наружу, а волна охлаждения бежит по
ней внутрь. Такая модель объясняет примерное постоянство блеска сверхновых типа IIP. Расширяясь,
оболочка, тем не менее, постепенно просветляется, и через ~100 дней после взрыва оболочка становит-
ся прозрачной, и мы начинаем видеть центральный источник взрыва. В момент полного просветления
оболочки происходит быстрое падение блеска сверхновой. Далее оболочка сверхновой будет светить
уже за счет распада радиоактивного кобальта. Распад кобальта обеспечивает интересное поведение
блеска – экспоненциальное ослабление с характерным временем 111 дней.
Момент перехода кривой блеска с быстрого угасания после плато на медленное экспоненциальное па-
дение должен быть хорошо заметным, т. к. первый источник очень быстро ослабевает, а второй изме-
няется медленно. Видно, что у SN2004dj этот момент был около 20 октября 2004 г. Конечно, во время
этого перехода, можно ожидать сильных изменений спектра сверхновой.
Главная интрига SN2004dj состоит в том, что эта сверхновая вспыхнула в скоплении звезд. Объект S96
(предсверхновая), видный на врезке рисунка 1, оказался компактным скоплением. Блеск S96, измерен-
ный по этому изображению предсверхновой отмечен на рисунке 3 горизонтальной линией. Прямая
светлая линия показывает экспоненциальное падение блеска сверхновой за счет распада кобальта. Шка-
ла звездных величин логарифмическая, поэтому экспоненциальный закон представлен прямой линией.
Более темная кривая моделирует сумму двух источников: экспоненциальное ослабление сверхновой
плюс постоянный блеск скопления S96. Мы видим, что даже эта более точная модель не сходится с на-
блюдениями, блеск SN2004dj + S96 постепенно оказывается более ярким, чем мы можем ожидать. Мо-
жет быть это связано с ошибками наблюдений? Скорее всего это не ошибки, а эффект перераспределе-
ния энергии в спектре разлетающейся оболочки. Дальнейшие наблюдения должны это объяснить.
ссылки:
astronet.ru/db/msg/1206134
astronet.ru/db/msg/1206086
spaceflightnow.com/news/n0409/04supernova
|
В центре более массивных галактик формируются более массивные черные дыры |
Используя новую компьютерную модель, детально описывающую поведение типичных галактик ( их рождение и слияние ), немецкие и американские астрофизики сумели показать, что активный рост центральных сверхмассивных черных дыр вызывает к жизни процессы взрывного высвобождение энергии, которые не только управляют развитием галактик, но и накладывают существенные ограни- чения на дальнейший рост самой центральной черной дыры. С помощью этой модели удалось объяс- нить многие из давно наблюдаемых астрономами явлений и достичь более глубокого понимания про- цессов формирования галактик и роли черных дыр во всей истории нашей Вселенной. Работа опубли- кована 10.02.05 в журнале Nature.
"В последние годы ученые начали подозревать, что полная масса звезд в современных галактиках од- нозначно соответствует размерам галактической черной дыры, однако до сих пор никто не мог объяс- нить эти наблюдаемые соотношения, - заявляет Тизиана Ди Маттео (Tiziana Di Matteo) из Университета Carnegie Mellon, что проводит эти исследования совместно с коллегами из германского Астрофизичес- кого института имени Макса Планка ( Max Planck Institut fur Astrophysik ) и Гарвардского университета (Harvard University). - Использование нашего моделирования дало нам возможность применить прин- ципиально новый способ для решения этой задачи". Когда первые галактики появились в ранней Вселенной, они, по всей видимости, в своих центрах со- держали лишь небольшие черные дыры. Согласно стандартному сценарию формирования галактик, они растут, объединяясь друг с другом под действием гравитационных сил. В результате подобных процессов черные дыры в центре получившейся новой галактики большего размера тоже сливаются вместе и быстро растут, достигая массы, в миллиарды раз превышающей массу Солнца; что позволяет им называться сверхмассивными черными дырами. Во время слияния из доступного газа также фор- мируется большое количество новых звезд. Сегодняшние галактики и их центральные черные дыры как раз и представляют собой результат целого ряда подобных событий. Ди Маттео и ее коллеги моделировали процесс столкновения возникших ранее на заре нашего мира галактик и выяснили, что когда две такие галактики объединяются, то их сверхмассивные сливающие- ся черные дыры первоначально активно используют для своего роста окружающий газ. Однако этому пиршеству достаточно быстро приходит конец. Поскольку сверхмассивная черная дыра получившейся в результате более крупной галактики продолжает поглощать газ, она быстро переходит в новое состо- яние, заставляющее поглощаемую материю возле нее бурно излучать энергию во всех диапазонах, то есть становиться квазаром. Квазар "выдувает" окружающий газ из ближайших окрестностей сверхмас- сивной черной дыры к периферии галактики ( астрономы констатируют наличие мощнейших звезд- ных ветров ). Без близлежащего газа сверхмассивная черная дыра уже не может столь интенсивно рас- ти и становится бездействующей ( неактивной ), т.е. квазар "выключается" ( это позволяет объяснить как краткость фазы квазара по сравнению со всей жизнью галактики, так и то, почему количество ак- тивных квазаров в ранней Вселенной значительно превышало их нынешнее число ). Даже самые мас- сивные черные дыры заключают в себе не свыше 1 процента массы галактики. В то же время без газа в центральной части не могут формироваться и звезды. В ходе моделирования выяснилось, что черные дыры в маленьких галактиках ограничивают свой рост более эффективно, чем в галактиках крупных. Маленькая галактика содержит меньшее количество газа, поэтому даже небольшого количества энергии от черной дыры хватает на то, чтобы быстро сдуть этот газ. В большой галактике черная дыра может достигнуть большего размера прежде, чем окружающий ее газ будет активирован до такой степени, чтобы препятствовать поглощению очередных порций ма- терии. В результате, обладая меньшими запасами газа, маленькие галактики производят меньше звезд, а в укрупненных более древних галактиках и газа, и областей звездообразования больше. Эти результа- ты соответствуют наблюдаемому соотношению между размерами черных дыр и полной массой звезд в галактиках. ссылки: grani.ru/Society/Science/p.84427.html mpg.de/english/illustrations/documentation/pressReleases/2005/20050207 space.com/scienceastronomy/050902_black_hole.html по теме: grani.ru/Society/Science/p.74349.html grani.ru/Society/Science/p.82616.html grani.ru/Society/Science/p.36354.html grani.ru/Society/Science/p.71405.html
