Внутри Национального центра зажигания (NIF) Министерства энергетики США, расположенного в Ливерморской национальной лаборатории Лоуренса, Ливермор, Калифорния. В камере мишени NIF используется высокоэнергетический лазер для нагрева термоядерного топлива до температур, достаточных для термоядерного воспламенения. Объект используется для фундаментальной науки, исследований в области термоядерной энергии и испытаний ядерного оружия.

В этой статье основное внимание уделяется физике реакции синтеза и принципам достижения устойчивых реакций синтеза с выделением энергии.

Реакция синтеза

Реакции синтеза составляют основной источник энергии звезд, включая Солнце. Эволюцию звезд можно рассматривать как прохождение различных стадий, поскольку термоядерные реакции и нуклеосинтез вызывают изменения в составе в течение длительного периода времени. «Горение» водорода (H) инициирует термоядерный источник энергии звезд и приводит к образованию гелия (He).Генерация термоядерной энергии для практического использования также основана на реакциях термоядерного синтеза между легчайшими элементами, которые сгорают с образованием гелия. Фактически, тяжелые изотопы водорода — дейтерий (D) и тритий (T) — более эффективно взаимодействуют друг с другом, и, когда они все же подвергаются слиянию, они выделяют больше энергии на реакцию, чем два ядра водорода. (Ядро водорода состоит из одного протона. Ядро дейтерия состоит из одного протона и одного нейтрона, а у трития — один протон и два нейтрона.)

Реакции синтеза между легкими элементами, такие как реакции деления, которые расщепляют тяжелые элементы, высвобождают энергию из-за ключевой особенности ядерной материи, называемой энергией связи, которая может высвобождаться посредством синтеза или деления.Энергия связи ядра является мерой эффективности, с которой составляющие его нуклоны связаны вместе. Возьмем, к примеру, элемент с Z протонами и N нейтронами в ядре. Атомный вес элемента A равен Z + N , а его атомный номер Z . Энергия связи B — это энергия, связанная с разницей масс между протонами Z и нейтронами N , рассматриваемыми отдельно, и связанными вместе нуклонами ( Z + N ) в ядре с массой M .Формула B = ( Z м _p + N m _n — M ) c ² , где m _p и m _n — массы протона и нейтрона, а c — скорость света. Экспериментально установлено, что максимальная энергия связи на нуклон составляет около 1,4 10 ^-12 джоулей при атомном массовом числе примерно 60, то есть примерно атомном массовом числе железа.Соответственно, сплавление элементов легче железа или расщепление более тяжелых обычно приводит к чистому высвобождению энергии.

Два типа реакций синтеза

Реакции синтеза бывают двух основных типов: (1) те, которые сохраняют количество протонов и нейтронов, и (2) те, которые включают конверсию между протонами и нейтронами. Реакции первого типа наиболее важны для практического производства термоядерной энергии, тогда как реакции второго типа имеют решающее значение для инициирования горения звезды.Произвольный элемент обозначается обозначением ^A _Z X , где Z — заряд ядра, а A — атомный вес. Важной реакцией синтеза для практического производства энергии является реакция синтеза дейтерия и трития (реакция синтеза D-T). Он производит гелий (He) и нейтрон ( n ) и записывается D + T → He + n .

Слева от стрелки (до реакции) два протона и три нейтрона.То же самое и справа.

Другая реакция, которая инициирует горение звезды, включает слияние двух ядер водорода с образованием дейтерия (реакция слияния H-H): H + H → D + β ⁺ + ν, где β ⁺ обозначает позитрон, а ν обозначает нейтрино. Перед реакцией находятся два ядра водорода (то есть два протона). После этого есть один протон и один нейтрон (связанные вместе как ядро ​​дейтерия) плюс позитрон и нейтрино (образованные в результате превращения одного протона в нейтрон).

Обе эти реакции синтеза являются экзоэргическими и поэтому дают энергию. Немецкий физик Ганс Бете предположил в 1930-х годах, что реакция синтеза H-H может происходить с чистым высвобождением энергии и обеспечивать, наряду с последующими реакциями, фундаментальный источник энергии, поддерживающий звезды. Однако практическое производство энергии требует реакции D-T по двум причинам: во-первых, скорость реакций между дейтерием и тритием намного выше, чем между протонами; во-вторых, чистое высвобождение энергии от реакции D-T в 40 раз больше, чем от реакции H-H.

Планета, горящая сильнее маленькой звезды, находится в смертельной спирали

Редкая экзопланета вокруг быстро горящей звезды может быть слишком горячей, чтобы с ней справиться, но в любом случае она может просуществовать недолго. Лихорадочный газовый гигант достигает температуры, равной температуре тусклой звезды, поскольку он путешествует вокруг своего молодого хозяина каждый полтора дня и медленно движется по спирали внутрь по пути разрушения. Эта планета — один из немногих миров, которые существуют вокруг такой молодой звезды, а эта звезда — одно из самых массивных молодых солнц, на которых расположен целый мир.

Звезды образуются из облаков водорода и гелия, стянутых вместе под действием силы тяжести. В конце концов, сгусток становится достаточно массивным, чтобы начать синтез водорода в его ядре. Большинство звезд подобны Солнцу и не сильно меняются за время своей жизни в 10 миллиардов лет. Более массивные звезды, такие как KELT-9, трансформируются в более короткие сроки, получив термин «неразвитые». В начале своей жизни эти звезды расширяются наружу в начале своей жизни до более стабильного состояния. Поскольку большинство наблюдаемых звезд старше и эволюционировали, вероятность того, что найти молодую звезду до того, как она достигнет этой стадии, достаточно редка.Еще более необычно увидеть планету вокруг себя.

Газовые гиганты, находящиеся на близких орбитах, также интригуют, потому что они предполагают процесс, невидимый в нашей солнечной системе, где газовые гиганты лежат за поясом астероидов. Формируются ли газовые гиганты близко к своим звездам или же они отправляются по спирали внутрь после взаимодействия с натальным материалом — это постоянный вопрос для ученых.

Планета «KELT-9b оказалась редким испытательным случаем, поскольку она вращается вокруг этой молодой, не эволюционировавшей массивной звезды», — сказала Карен Коллинз на встрече Отдела динамической астрономии в прошлом месяце в Нэшвилле, штат Теннесси.Сама звезда весит более чем в два раза больше Солнца. Коллинз, исследователь из Университета Вандербильта в Теннесси, является частью команды, которая обнаружила планету с помощью чрезвычайно маленького телескопа Килодегри (KELT), двух роботизированных телескопов, расположенных в Аризоне и Южной Америке. В настоящее время она отправляет исследование для публикации.

При весе примерно в два раза больше массы и в два раза большем радиусе Юпитера, планета достигает температуры 3400 по Цельсию (6200 по Фаренгейту), что делает ее горячее, чем некоторые красные карлики. Путешествуя так близко к своему солнцу, планета поглощается радиацией, которая сильно нагревает ее поверхность.

«Это так близко к звезде, что его просто взрывают», — сказал Коллинз.

Огненное состояние планеты означает, что ее раздутая атмосфера производит второй сигнал, подобный паре звезд, вращающихся вокруг друг друга. Чтобы убедиться, что они не обнаружили звездный танец, Коллинз и ее команда использовали вторую технику, известную как доплеровская томография, чтобы проверить наличие раздутого газового гиганта.По словам Коллинза, этот метод особенно хорошо работает с быстро вращающимися звездами, такими как KELT-9.

У ученых есть всего несколько лет, чтобы изучить планету KELT-9b. Хотя в настоящее время она вращается вокруг полярной области своей звезды, Коллинз ожидает, что планета сместит свою орбиту, когда она вращается вокруг полюса, изменяя не только свой угол относительно звезды, но и продолжительность ее года.

«Через несколько десятков лет мы, вероятно, не увидим эту планету еще примерно тысячу лет, а затем она вернется», — сказал Коллинз.

Чтобы обнаружить планету, Коллинз и ее команда изучают блокировку света при движении планеты между Землей и ее звездой. Поскольку путь планеты вокруг своего Солнца изменится, она перестанет блокировать свет, направляющийся к Земле, на тысячу лет, пока ее орбита не вернет ее обратно в поле зрения.

По словам Аарона Боули, доцента Университета Британской Колумбии в Канаде, изучающего формирование планет, наклон орбиты планеты добавляет ей интриги. Поскольку планеты формируются из относительно плоского диска из газа и пыли, который обычно выстраивается вокруг экватора звезды, их орбиты должны оставаться относительно близкими к этой плоскости.Наклонная орбита в сочетании с возможной миграцией планеты предполагает, что KELT-9b мог взаимодействовать с другой планетой. В своей презентации Коллинз намекнула на возможность второй планеты, но уклонилась от определенных заявлений. Такое взаимодействие могло отправить KELT-9b по спирали к звезде.

Планеты — не единственный способ создать полярную орбиту. Если обедненный диск из пыли и газа сформировался под углом к ​​звезде, или если взаимодействие между звездой и ее диском привело к наклону материала, «все ставки проиграны», — сказал Боули.KELT-9b мог путешествовать благодаря взаимодействию с материалом, без необходимости в соседних мирах.

В любом случае планете, вероятно, осталось жить недолго.

«Мы действительно ожидаем, что KELT-9b будет разрушен приливами или поглощен, когда вращающаяся звезда-хозяин набухает во время эволюции», — сказал Коллинз.

А пока планета дает отличный шанс определить, как звезды и планеты развиваются вместе.

«Мы обязательно вернемся», — сказал Коллинз.

Какие бывают типы звезд?

Звезда есть звезда, верно? Конечно, есть разница в цвете, когда вы смотрите на ночное небо. Но все они в основном одинаковые, большие шары газа, горящие на расстоянии до миллиардов световых лет, верно? Не совсем так. По правде говоря, звезды столь же разнообразны, как и все остальное в нашей Вселенной, и попадают в одну из множества различных классификаций на основе их определяющих характеристик.

В целом, существует множество различных типов звезд, от крошечных коричневых карликов до красных и синих сверхгигантов.Есть еще более причудливые виды звезд, такие как нейтронные звезды и звезды Вольфа-Райе. И по мере того, как наше исследование Вселенной продолжается, мы продолжаем узнавать о звездах то, что заставляет нас расширяться в зависимости от того, как мы о них думаем. Давайте посмотрим на все типы звезд.

Протостар:

Протозвезда — это то, что было до образования звезды. Протозвезда — это скопление газа, которое рухнуло из гигантского молекулярного облака. Протозвездная фаза звездной эволюции длится около 100 000 лет.Со временем сила тяжести и давление увеличиваются, заставляя протозвезду разрушаться. Вся энергия, выделяемая протозвездой, происходит только за счет нагрева, вызванного гравитационной энергией — реакции ядерного синтеза еще не начались.

Звезда Т Тельца:

Звезда Т Тельца находится на стадии формирования и эволюции звезды прямо перед тем, как стать звездой главной последовательности. Эта фаза происходит в конце фазы протозвезды, когда гравитационное давление, удерживающее звезду вместе, является источником всей ее энергии.Звезды типа Т Тельца не имеют достаточного давления и температуры в своих ядрах, чтобы произвести ядерный синтез, но они напоминают звезды главной последовательности; они примерно одинаковой температуры, но ярче, потому что они больше. Звезды типа Т Тельца могут иметь большие площади покрытия солнечными пятнами, иметь интенсивные рентгеновские вспышки и чрезвычайно мощные звездные ветры. Звезды будут оставаться в стадии Т Тельца около 100 миллионов лет.

Звезда главной последовательности:

Большинство всех звезд в нашей галактике и даже во Вселенной являются звездами главной последовательности.Наше Солнце — звезда главной последовательности, как и наши ближайшие соседи, Сириус и Альфа Центавра A. Звезды главной последовательности могут различаться по размеру, массе и яркости, но все они делают одно и то же: превращают водород в гелий в своих ядрах. , высвобождая огромное количество энергии.

Звезда главной последовательности находится в состоянии гидростатического равновесия. Гравитация тянет звезду внутрь, а световое давление от всех реакций синтеза в звезде толкает наружу. Внутренние и внешние силы уравновешивают друг друга, и звезда сохраняет сферическую форму.Звезды в главной последовательности будут иметь размер, зависящий от их массы, которая определяет силу притяжения, притягивающую их внутрь.

Нижний предел массы звезды главной последовательности примерно в 0,08 раза больше массы Солнца или в 80 раз больше массы Юпитера. Это минимальная величина гравитационного давления, необходимая для зажигания термоядерного синтеза в активной зоне. Теоретически звезды могут вырасти более чем в 100 раз массой Солнца.

Звезда Красного Гиганта:

Когда звезда израсходует свой запас водорода в своем ядре, синтез прекращается, и звезда больше не создает внешнее давление, чтобы противодействовать внутреннему давлению, стягивающему ее вместе.Оболочка из водорода вокруг ядра воспламеняется, продолжая жизнь звезды, но заставляет ее резко увеличиваться в размерах. Стареющая звезда превратилась в звезду красного гиганта и может быть в 100 раз больше, чем она была в фазе главной последовательности. Когда это водородное топливо израсходовано, в реакциях термоядерного синтеза могут израсходоваться другие оболочки из гелия и даже более тяжелых элементов. Фаза красного гиганта в жизни звезды продлится всего несколько сотен миллионов лет, прежде чем у нее полностью закончится топливо и она превратится в белого карлика.

Звезда Белого Карлика:

Когда звезда полностью исчерпала водородное топливо в ее ядре и ей не хватает массы, чтобы заставить высшие элементы вступить в реакцию слияния, она становится белой карликовой звездой. Внешнее световое давление от реакции синтеза прекращается, и звезда коллапсирует внутрь под действием собственной силы тяжести. Белый карлик сияет, потому что когда-то был горячей звездой, но реакции синтеза больше не происходит. Белый карлик просто остынет, пока не станет температурой фона Вселенной.Этот процесс займет сотни миллиардов лет, поэтому на самом деле ни один из белых карликов так далеко не остыл.

Звезда красных карликов:

Красные карлики — самый распространенный вид звезд во Вселенной. Это звезды главной последовательности, но их масса настолько мала, что они намного холоднее, чем звезды, подобные нашему Солнцу. У них есть еще одно преимущество. Красные карлики способны удерживать водородное топливо в своем ядре, и поэтому они могут сохранять свое топливо намного дольше, чем другие звезды.По оценкам астрономов, некоторые красные карлики будут гореть до 10 триллионов лет. Самые маленькие красные карлики в 0,075 раза больше массы Солнца и могут иметь массу до половины Солнца.

Нейтронных звезд:

Если масса звезды в 1,35–2,1 раза больше массы Солнца, она не образует белого карлика после смерти. Вместо этого звезда умирает в результате катастрофического взрыва сверхновой, а оставшееся ядро ​​становится нейтронной звездой. Как следует из названия, нейтронная звезда — это экзотический тип звезд, полностью состоящий из нейтронов.Это потому, что сильная гравитация нейтронной звезды сжимает протоны и электроны вместе, образуя нейтроны. Если звезды будут еще более массивными, они станут черными дырами вместо нейтронных звезд после того, как взорвется сверхновая.

Супергигантских звезд:

Самые большие звезды во Вселенной — звезды-сверхгиганты. Это монстры, масса которых в десятки раз превышает массу Солнца. В отличие от относительно стабильной звезды, такой как Солнце, сверхгиганты потребляют водородное топливо с огромной скоростью и потребят все топливо в своих ядрах всего за несколько миллионов лет.Звезды-сверхгиганты живут быстро и умирают молодыми, взрываясь как сверхновые; полностью распадаясь в процессе.

Как видите, звезды бывают разных размеров, цветов и разновидностей. Когда дело доходит до понимания нашей Вселенной, важно знать, чем это объясняется и как выглядят различные этапы их жизни. Это также помогает, когда дело доходит до наших постоянных усилий по исследованию нашего местного звездного квартала, не говоря уже об охоте за внеземной жизнью!

Мы написали много статей о звездах во Вселенной сегодня.Вот какова самая большая звезда во Вселенной? Что такое двойная звезда? Движутся ли звезды? Какие самые известные звезды? Какая самая яркая звезда на небе, в прошлом и будущем?

Хотите больше информации о звездах? Вот пресс-релизы Hubblesite о звездах и дополнительная информация от НАСА «Представьте Вселенную».

Мы записали несколько серий Astronomy Cast о звездах. Вот два, которые могут вам пригодиться: Эпизод 12: Откуда берутся молодые звезды и Эпизод 13: Куда уходят звезды, когда они умирают?

Нравится:

Нравится Загрузка…

Одна из самых ярких звезд в ночном небе тускнеет

Плечо могучего егеря Ориона ослабло. Бетельгейзе, ярко-красная звезда, которая отмечает верхний левый угол туловища созвездия Ориона, недавно потускнела — настолько сильно, что это изменение очевидно невооруженным глазом. «Если вы посмотрите на Орион, Бетельгейзе будет заметно тусклее, чем Ригель», — говорит Геза Гюк, директор по астрономии Адлерского планетария. «Раньше он был чуть менее ярким.Теперь это даже не звезда первой величины »- категория, в которую входят двадцать самых ярких звезд на небе. Бетельгейзе обычно является двенадцатой по яркости звездой на небе; сейчас двадцать первый.

Были предположения, что это примечательное затемнение является признаком того, что Бетельгейзе скоро станет сверхновой, взорвавшись великолепным концом своей жизни. Если бы это произошло, траектория затемнения резко изменилась бы: сверхновая была бы третьим по яркости объектом в нашем ночном небе после солнца и полной луны, отбрасывая тени на Землю ночью.Это будет самая близкая сверхновая, которую когда-либо видели люди на Земле.

Но маловероятно, что уменьшение яркости Бетельгейзе является неизбежным предвестником сверхновой. Как красный сверхгигант возрастом около 10 миллионов лет, Бетельгейзе приближается к своей гибели … которая, скорее всего, наступит примерно через сто тысяч лет. «Бетельгейзе обречена на смерть в результате взрыва сверхновой звезды, для нее действительно нет выхода», — говорит Гюк. «Вопрос только в том, когда. Наша лучшая оценка — это когда-нибудь в следующем миллионе лет, возможно, в следующие сто тысяч лет.«Это не так уж и долго в жизни звезды. «Сравнительно скоро», — со смехом добавляет Гюк.

Как следует из названия «сверхгигант», Бетельгейзе — массивная звезда, по словам Гюка, примерно в пятнадцать раз массивнее Солнца. По размерам он даже больше: если бы он был расположен там, где находится Солнце, его внешняя поверхность была бы около орбиты Юпитера. Массивные звезды проходят через свою массу быстрее, чем звезды меньшего размера, поэтому их продолжительность жизни намного короче — примерно в тысячу раз короче, если вы сравните Бетельгейзе с Солнцем.

По мере того, как массивная звезда истощает свою массу, особенно водородное топливо в ее ядре, она начинает плавить более тяжелые элементы, продвигаясь вверх через углерод, кислород, неон и многое другое за счет термоядерного горения. «В конце концов, в нем появятся полки из такого материала, а само ядро ​​будет состоять из железа», — объясняет Гюк. «Он будет сжигать кремний до железа очень, очень быстро, всего за день или около того. В этот момент железное ядро ​​будет расти и расти ». Поскольку для сжигания железа требуется больше энергии, чем выделяется железом при термоядерном горении, когда звезда пытается сплавить свое железное ядро, «внезапно она высасывает всю энергию изнутри звезды», — продолжает Гюк.«У вас не будет тепла или давления, чтобы поддерживать остальную часть звезды, и сила тяжести возьмет верх. Все центральное ядро ​​превратится в нейтронную звезду.

«Вся эта энергия внутреннего падения — это огромное количество энергии: это похоже на падение чего-то с большой высоты. В этот момент он внезапно остановится, и все внешние слои, которые будут двигаться со скоростью, равной трети скорости света, удариться о поверхность ядра, отразиться и взорвать звезду. Это взрыв сверхновой.Сверхновая звезда Бетельгейзе будет яркой в ​​ночном небе в течение нескольких месяцев, поскольку вещество звезды остывает, распадается и рассеивается. «А потом после этого он исчезнет и исчезнет, ​​и у нас больше не будет звезды на плече Ориона», — говорит Гюк.

Хотя немедленное появление сверхновой Бетельгейзе маловероятно, согласно Гюку, звезда неопровержимо тусклее — почему?

Начнем с того, что Бетельгейзе известна как переменная звезда. «Мы думаем о звездах как о постоянных вещах, но многие из них на самом деле различаются», — объясняет Гюк.В случае с Бетельгейзе «средняя плотность невероятно низкая — она ​​намного меньше, чем у воздуха, — так что это своего рода гибкость, да и сила тяжести на поверхности тоже очень мала. Бетельгейзе достаточно велика и достаточно близка [к Земле], чтобы можно было действительно рассмотреть поверхность звезды с помощью продвинутых телескопов. И вы можете видеть, что он не идеально круглый, а немного бугристый. И на ней есть темные и светлые пятна: внутри Бетельгейзе происходит огромное количество конвекции, где энергия изнутри вырывается наружу, толкая газ.Так что в этом есть определенная нестабильность ».

Хотя текущее затемнение звезды больше, чем обычно ожидается, оно, вероятно, является результатом совпадения нескольких различных процессов, вызывающих изменчивость. Неустойчивость, возникающая из-за «пузырящихся» конвекционных потоков, может сочетаться с другими явлениями. «Ожидается, что такие сверхгиганты будут выделять много пыли и терять большую массу», — говорит Гюк. Большое облако пыли могло отойти от Бетельгейзе и блокировать часть света.

Необычное затемнение Бетельгейзе может помочь нам в изучении звезд. «Это помогает нам понять, как солнечная изменчивость работает для этих красных гигантов, и помогает нам понять такие вещи, как потеря массы», — объясняет Гюк. «Это особенно интересно, потому что такие звезды могут выделять пыль, а пыль обычно состоит из углерода и тому подобного. И, вероятно, именно из этого углерода мы получаем углерод в наших телах ».

Когда родилась Вселенная, «она по существу полностью состояла из водорода и гелия», — говорит Гюк.Звезды сформировались и начали обрабатывать эти два элемента до более тяжелых элементов в их ядре, в том же процессе, что и в случае с появлением сверхновой у красного сверхгиганта, такого как Бетельгейзе. Эти более тяжелые элементы, вероятно, в конечном итоге сформировали планеты, но их единственный выход из звезды — либо взрыв сверхновой, либо какой-то «эпизод потери массы», подобный тому, который мог способствовать затемнению Бетельгейзе. «Понимание того, как эти более тяжелые элементы попадают в межзвездную среду, помогает нам понять, как мы сюда попали, — говорит Гюк.

Но в то время как профессиональные астрономы наблюдают затемнение Бетельгейзе, чтобы лучше понять звезды, все остальные могут просто использовать это как хороший повод взглянуть на ночное небо. Орион — зимнее созвездие, поэтому сейчас хорошее время, чтобы увидеть его и красную звезду на его плече. (Гюк предлагает около 22:00 как хорошее время.) Возможно, это не продлится долго — вероятно, всего несколько сотен тысяч лет.

Самые яркие взрывы в галактике становятся ядерными с неожиданным триггером: пары мертвых звезд | Наука

Сверхновая Кеплера, взрыв типа Ia 1604 года, сегодня задерживается в рентгеновском свечении горячих остатков космического мусора.

Автор: Дэниел Клери, 4 июня 2020 г., 11:40

Белые карлики летели по Млечному Пути со скоростью более 1000 километров в секунду — в тысячи раз быстрее, чем летящая пуля, настолько быстро, что в конечном итоге они вырвались из гравитационных тисков Галактики. «Они не были похожи ни на что, что мы видели раньше», — говорит Борис Гаэнсике, астроном из Уорикского университета.

Гаэнсике и его коллеги заподозрили, что эти сгоревшие угли убегали от сцен насилия: взрыва сверхновой звезды, в результате которого другой белый карлик взорвался, как водородная бомба размером с Землю. На стандартном изображении этих взрывов, известных как сверхновые типа Ia, ближайшая гигантская звезда зажигает взрыватель. Но экстремальная скорость белых карликов предполагала другой сценарий, в котором убегающие карлики доставили искры с близких орбит вокруг обреченных звезд. Когда они взорвались, этих партнеров отбросило, как выстрелы из библейской пращи.

Скорости трех белых карликов, обнаруженные в наборе данных 2018 года с европейского спутника Gaia, были лишь одним из ключей к этой картине. Последующие наземные наблюдения обнаружили следы железа и других металлов в свете звезд — элементы, которые могли быть имплантированы взрывом сверхновой. По цвету и яркости света астрономы могли сделать вывод, что звезды были горячее и крупнее типичных белых карликов, как если бы они были раздуты из-за внезапного всплеска энергии. Наиболее показательно то, что исследователи перемотали траектории звезд и обнаружили, что одна из них произошла с известного места: остатка сверхновой звезды возрастом 90 000 лет.По словам руководителя группы Кен Шена из Калифорнийского университета (Калифорнийский университет) в Беркли, они являются «лучшим доказательством» сценария с двумя белыми карликами.

Доказательства того, что белые карлики-близнецы вызывают большинство, если не все, сверхновые типа Ia, на которые приходится около 20% взрывов сверхновых в Млечном Пути, «становятся все более и более убедительными», — говорит Дэн Маоз, директор Тель-Авивского университета. Обсерватория Мудрости, которая отслеживает быстро меняющиеся явления, такие как сверхновые. Он говорит, что классический сценарий, когда белый карлик в паре с большой звездой, такой как красный гигант, «не встречается в природе или встречается довольно редко. ”

Какая картина преобладает, имеет влияние на всю астрономию: сверхновые типа Ia играют жизненно важную роль в космическом химическом производстве, выковывая в своих огненных шарах большую часть железа и других металлов, которые пронизывают вселенную. Взрывы также служат «стандартными свечами», которые, как предполагается, светят с предсказуемой яркостью. Их яркость, наблюдаемая с Земли, представляет собой космический критерий, используемый, среди прочего, для обнаружения «темной энергии», неизвестной силы, ускоряющей расширение Вселенной.Если сверхновые типа Ia возникают как парные белые карлики, их яркость может быть не такой постоянной, как предполагалось, и они могут быть менее надежными, чем стандартные свечи.

Роберт Киршнер, давний наблюдатель сверхновых из Фонда Гордона и Бетти Мур, не готов отказаться от классического сценария, но он признает опасения по этому поводу. «Вероятно, что существует более одного пути к сверхновой типа Ia, но однородность светового потока — крошечный парадокс», — говорит он.Тем не менее, «есть настойчивое сомнение: полностью ли мы понимаем природу этих взрывов?»

С.БИКЕЛЬ / НАУКА

Supernovae бывают двух основных видов. Наиболее частые из них называются обвалом ядра. Они возникают, когда у массивной звезды, намного крупнее Солнца, заканчивается топливо. Давление тепла ядра больше не может противодействовать силе тяжести; внешние части звезды коллапсируют в ядро ​​с такой силой, что отражающаяся ударная волна или иногда возобновляемый термоядерный ожог выдувает внешние слои звезды, оставляя нейтронную звезду или черную дыру позади.

Все остальные относятся к типу Ia — белые карлики каким-то образом повторно воспламенились в неконтролируемой реакции термоядерного синтеза. Всплеск новой энергии происходит слишком быстро, чтобы звезда могла ее поглотить, разнося все в клочья в результате взрыва, который ярче и длиннее, чем сверхновая с коллапсом ядра.

Белые карлики могут показаться маловероятными кандидатами для фейерверков. Это пепел звезд, подобных Солнцу, которые сожгли свое водородное и гелиевое топливо, оставив — в большинстве случаев — углерод и кислород, более тяжелые элементы, которые не могут слиться в такой маломассивной звезде. Белые карлики уменьшаются до размеров Земли и светятся только от остатков тепла. Теоретически они должны остыть до черного в течение миллиардов лет.

Но если белый карлик вращается в двойной паре с другой звездой, его может ожидать более захватывающая судьба. Классический сценарий типа Ia был предложен в 1973 году Джоном Уиланом и Ико Ибеном. Они нанесли на карту затухающий свет сверхновой SN 1972e на один полный год и поняли, что ее яркость может быть объяснена распадом радиоактивных металлов стоимостью около одной солнечной массы.Они предположили, что они были выкованы из белого карлика, который вырос до размеров, при которых давление и температура в его ядре были бы достаточно высокими, чтобы сплавить углерод, вызывая термоядерный взрыв. Уилан и Ибен предположили, что белый карлик мог бы вырасти до этого порога массы, если бы его сила тяжести украла газообразный водород у звезды-компаньона, такой как надутый красный гигант, который не слишком сильно сжимает свои внешние слои.

Более позднее моделирование показало, что достижение этого роста было сложной задачей уравновешивания. Если белый карлик поглощает водород слишком быстро, слой водорода, образующийся на его поверхности, может стать достаточно горячим, чтобы взорваться преждевременно, в результате более скромного термоядерного взрыва, называемого классической новой или, если это происходит неоднократно, повторяющейся новой.Если он накапливается слишком медленно, белый карлик может подняться на цыпочках до массы, в 1,44 раза превышающей массу Солнца. На этом пороге, известном как предел Чандрасекара, теоретики предсказывают, что давление внутри заставит электроны и протоны слиться в нейтроны, и белый карлик незаметно схлопнется в нейтронную звезду.

Но если водород добавляется с правильной скоростью, белый карлик, особенно богатый углеродом и кислородом, может отреагировать более резко. Почти до предела Чандрасекара, около 1.4 солнечных массы, плотность и температура ядра взлетают. Вспыхивают вспышки расплавления углерода. После того, как она тлеет в течение 100 или более лет, неконтролируемая реакция взрывает звезду и разносит ее на части за считанные секунды. В результате образовавшийся огненный шар, в 5 миллиардов раз ярче Солнца, выковывает набор металлов от хрома до никеля в периодической таблице. Радиоактивный распад никеля на кобальт, а затем на железо дает блестящее послесвечение, которое достигает пика через пару недель и исчезает с годами. И поскольку на этом изображении все типы Ia взрываются с одинаковой массой, все они должны иметь одинаковую пиковую яркость.

Такой сценарий удовлетворял астрономов на протяжении десятилетий. Но окончательных доказательств этому им еще предстоит найти. После того, как сверхновая звезда рассеивается достаточно, чтобы стать прозрачной, астрономы обычно ищут выжившего компаньона красного гиганта, но так и не нашли его.

также предполагают, что через несколько часов после начала сверхновой должна появиться вспышка синего света, когда расширяющийся огненный шар врезается в разреженную водородную атмосферу красного гиганта и нагревает ее достаточно, чтобы светиться в ультрафиолете.Но когда астрономы заметили сверхновую в соседней галактике Вертушка в течение нескольких часов после ее возгорания в 2011 году, они не увидели синей вспышки. «SN 2011fe изменил парадигму», — говорит Стэн Вусли, эксперт по сверхновым из Калифорнийского университета в Санта-Круз.

Второй предсказанный сигнал — более слабый, но более устойчивый — также неуловим. Астрономы ожидали, что некоторое количество водорода от красного гиганта унесется вместе с другими обломками взрыва, создав линию поглощения в спектре света сверхновой по мере охлаждения остатка.Но исследование 227 остатков сверхновой типа Ia в 2019 году не обнаружило никаких намеков на этот водород.

Теоретики изо всех сил пытались смоделировать взрывы классического типа Ia. Это одна из их успешных моделей.

Цифры противоречат классическому сценарию, говорит Маоз.В такой галактике, как Млечный Путь, сверхновая типа Ia возникает раз в несколько сотен лет. Если все они происходят от белого карлика и красного гиганта, то в галактике должно быть около 10 000 таких пар, а свидетельств о них мало. Поскольку трудно увидеть двойные пары как отдельные звезды на таких больших расстояниях, астрономы искали косвенные доказательства, такие как повторяющиеся новые звезды, возникающие, когда водород от красного гиганта быстро проливается на компаньона белого карлика, или мягкое рентгеновское свечение, которое может возникнуть в результате постоянного потока водорода.Если бы в Млечном Пути было 10 000 пар белых карликов и красных гигантов, мы бы увидели много новых звезд и источников мягкого рентгеновского излучения, но было обнаружено лишь несколько, — говорит Маоз. «Нам не хватает 99,9% систем».

Теоретические основы классического сценария тоже имеют проблемы. Ключевое предположение состоит в том, что взрыв настолько силен, что вся звезда разлетелась на части. Но теоретикам было трудно моделировать, как тлеющие термоядерные вспышки перерастут во всепоглощающую детонацию. Моделирование этого процесса требует моделирования ядерных реакций с сантиметровым разрешением на объекте размером с Землю в течение 100 или более лет.До недавнего времени компьютеры не могли справиться с этой проблемой, а теперь, по словам Шена, это возможно только благодаря некоторым моделям, предсказывающим переход. «Состояние месторождения еще не окончательное».

Введите другой способ взорвать белого карлика. Астрономы знают, что два белых карлика, вращающихся вокруг друг друга — так называемые двойные вырождения — могут постепенно закручиваться внутрь по спирали, поскольку их быстрые орбиты выбрасывают гравитационные волны, которые уносят энергию. Когда они сливаются, достаточно тепла и давления, чтобы запустить синтез углерода в объединенных звездах.

предполагают проблему с этим механизмом: запись не начинается в ядре. Он может начаться в горячей зоне, где эти двое активно сталкиваются, что приведет к однобокому и неполному взрыву, в результате которого большая часть звездной массы останется несгоревшей. Или он мог загореться близко к поверхности, только сдувая внешние слои слитой звезды. «Получение детонации в двойном вырождающемся аппарате отнюдь не тривиально», — говорит Вусли.

Тем не менее, Maoz говорит, что шансы непреодолимы: двойные белые карлики считаются довольно распространенным явлением.В исследовании 2018 года Маоз и его коллеги искали колебание белых карликов, которых тянет за собой партнер, объединив результаты опроса Sloan Digital Sky Survey и Европейского очень большого телескопа. Они пришли к выводу, что около полумиллиарда двойных белых карликов слились в Млечном Пути с момента его образования. Если бы только одна шестая из этих слияний привела к сверхновой типа Ia, это была бы одна сверхновая каждые 200 лет — примерно то, что наблюдается в Млечном Пути. Другая команда, используя данные Gaia, пришла к аналогичному выводу.

Maoz не смущает проблема получения полного симметричного взрыва. «То, что мы не знаем, как это происходит, не означает, что природа не нашла пути». Фактически, многие считают, что природа нашла способ взорвать одного члена пары белых карликов — но без слияния. Белые карлики могут иметь в атмосфере остатки гелия после того, как ядро ​​перестает гореть. Когда вращающаяся пара находится на пороге слияния, большая из двух звезд может быстро украсть гелий у меньшей, чтобы сформировать плотный слой гелия на ее поверхности.Слой гелия может действовать как своего рода капсюль-детонатор, взрываясь в небольшом термоядерном взрыве и посылая в звезду ударную волну, которая может воспламенить ядро.

Этот сценарий называется D6, для динамически управляемой двойной вырожденной двойной детонации. Идея была впервые разработана в 2010 году Джеймсом Гильошоном, тогда исследователем из Калифорнийского университета в Санта-Крус, и его коллегами. Он оставляет меньшего белого карлика, избитого, но брошенного на свободу, как и группа Шен, обнаруженная в данных Гайи. Первоначально считалось, что для D6 требуется изрядное количество гелия, что делает его редким явлением, но недавнее моделирование предполагает, что достаточно всего нескольких процентов солнечной массы, говорит Вусли.

Одна из ключевых особенностей сценария D6 состоит в том, что взрывающийся белый карлик может иметь значительно меньшую критическую массу, потому что искра исходит от ударной волны, а не от гравитационного давления. Менее массивная взрывающаяся звезда будет производить меньше никеля и будет менее яркой.

Недавние исследования кузницы сверхновых металлических элементов показывают, что маломассивный тип Ia может быть нормой. Согласно моделям, образование марганца в сверхновых типа Ia особенно чувствительно к плотности в ядре белого карлика: если звезда близка к 1.4 — порог солнечной массы, его плотное ядро ​​производит много марганца; если звезда легче — как это вероятно в механизме D6 — она ​​производит одну десятую от этого количества.

В результате содержание марганца, полученное сегодня в свете звезд, может указывать на массы древних сверхновых, которые засеяли их более тяжелыми элементами. «Марганец предоставляет косвенный способ исследовать предыдущие поколения сверхновых типа Ia, которые происходили в этой галактике», — говорит Эшли Руйтер из Университета Нового Южного Уэльса в Канберре.

В ходе новаторского исследования, проведенного в 2013 году, исследователи под руководством Иво Зейтенцала из Университета Юлиуса Максимилиана в Вюрцбурге сравнили содержание марганца на Солнце с моделями того, сколько марганца будет произведено сверхновыми звездами разной массы. Они обнаружили, что только половина сверхновых, которые взорвались в окрестностях Солнца в прошлом, должны были иметь высокую массу, чтобы объяснить содержание марганца в Солнце. «Это был первый из новой волны результатов», — говорит Мария Бергеманн из Института астрономии Макса Планка.В этом году она и ее коллеги сообщили, что смотрели на марганец в 42 звездах Млечного Пути и пришли к выводу, что его содержание предполагает, что 75% сверхновых типа Ia в галактике имели малую массу.

Последствия появления сверхновых типа Ia меньшего размера простираются далеко за пределы элементов современной Вселенной. Они также поднимают вопросы о давней роли взрывов в качестве «стандартных свечей» для исследования космической истории.

Это настоящий золотой век для сверхновых, потому что мы обнаруживаем их так много.

Энди Хауэлл, обсерватория Лас-Камбрес

В 1998 году исследователи сравнили несколько десятков далеких сверхновых типа Ia с более близкими и обнаружили, что они были тусклее, чем должны были быть. Они пришли к выводу, что расширение Вселенной ускоряется под воздействием какой-то неизвестной темной энергии — открытие, за которое они были удостоены Нобелевской премии по физике 2011 года. Расстояния до сверхновых также находятся в центре спора о величине самой скорости расширения, известной как постоянная Хаббла.В ближайшей Вселенной скорость расширения измеряется с помощью стандартных свечей, таких как сверхновые типа Ia; в далекой, ранней Вселенной это происходит из таких ключей, как космический микроволновый фон, эхо Большого взрыва. Когда эффект темной энергии устранен, эти два значения должны совпадать, но это не так.

Может ли нестандартная свеча поставить под угрозу эти открытия? «Это что-то значит, но не то, что темная энергия уходит», — говорит Вусли. Темная энергия была подтверждена другими методами, поэтому его это не беспокоит.Но он думает, что космологи столкнутся с проблемами, поскольку они подвергают свои теории более строгим проверкам, требующим более точных стандартных свечей. «Сверхновые могут быть менее полезными для точной космологии», — говорит он.

Астрономы уже знали, что пиковая яркость сверхновых типа Ia несовместима. Чтобы справиться с этим, они разработали эмпирическую формулу, известную как соотношение Филлипса, которая связывает максимальную яркость со скоростью затухания света: медленно затухающие вспышки в целом ярче, чем быстро затухающие.Но более 30% сверхновых типа Ia отклоняются от соотношения Филлипса. «Возможно, взрывы D6 с малой массой могут объяснить эти странности», — говорит Шен. На данный момент тем, кто владеет космическими критериями, нужно будет «выбросить все, что выглядит странно», — говорит Гаэнсике, и надеяться на лучшее.

Энди Хауэлл, наблюдатель сверхновых в обсерватории Лас-Камбрес, считает, что сверхновые типа Ia все еще могли бы быть надежным инструментом для космологии, если бы астрономы могли разделить различные разновидности типа Ia, которые теперь объединены в одну группу.«Если бы мы знали, что существует две популяции, мы могли бы сделать измерения еще лучше», — говорит он.

Пока астрономы не могут сказать, сколько из их любимых космических взрывов вызвано парами белых карликов, а не гигантом и карликом. «Пока рано говорить с уверенностью, что это за дробь», — говорит Руйтер. Но ближайшие годы могут внести больше ясности.

Обзорные телескопы, сканирующие небо каждую ночь или даже ежечасно, улавливают все больше и больше сверхновых. Нынешний лидер, временная лаборатория Цвикки в Калифорнии, обнаруживает около 30 сверхновых за ночь.Его мощность будет карликовой в 2022 году с открытием обсерватории Веры К. Рубин, 8,4-метрового обзорного телескопа в Чили, который, как ожидается, будет обнаруживать тысячи сверхновых каждую ночь. Другие телескопы, способные получать спектры от тысяч объектов одновременно, позволят астрономам изучить взрывы на предмет особенностей — синей вспышки, линий поглощения водорода — которые могут выдать участие гигантской звезды.

Шен и Гаенсике надеются, что в следующем выпуске данных от Гайи будет больше высокоскоростных белых карликов, спасающихся от взрывов D6. А космическая антенна с лазерным интерферометром, орбитальный детектор гравитационных волн, который должен быть запущен в 2034 году, сможет обнаруживать пары белых карликов, которые стремятся к слиянию, что даст астрономам лучшее представление о том, насколько они распространены на самом деле. «Это настоящий золотой век для сверхновых, потому что мы их так много», — говорит Хауэлл. «Теперь у нас наконец-то есть инструменты, чтобы увидеть их по-новому».

* Исправление, 10 июня, 15:00: Эта история была обновлена, чтобы прояснить принадлежность Джеймса Гильошона.

Что такое сверхновая?

Космос большой! Наука — это круто! Давайте поговорим об этом. Хотя центр временно закрыт, мы по-прежнему увлечены наукой и космосом. В этой серии мы кратко рассмотрим тему науки или космоса и дадим вам обзор с интересными картинками. Сегодняшняя тема посвящена сверхновой.

Звезды вроде как люди. Они рождаются, живут полноценной жизнью, а потом умирают.За исключением того, что это чрезмерное упрощение. Звезды гигантские. Но это еще и гигантские химические реакции.

Однако звезды, в конце концов, сгорают, расходуя топливо, как огонь. Разница в том, что когда огонь исчерпывает свое топливо, он не взрывается во что-то, кратное своему первоначальному размеру, и не сжимается обратно, образуя сверхплотную материю.

Когда звезда «перегорает», может случиться многое. Но главная из них заключается в том, что силы, уравновешивающие этот гигантский объект, неуравновешиваются.Вот как это объясняет НАСА:

«Массивные звезды сжигают огромное количество ядерного топлива в своих ядрах или центрах. Это производит тонны энергии, поэтому центр становится очень горячим. Тепло создает давление, и давление, создаваемое ядерным сгоранием звезды, также удерживает эту звезду от коллапса.

Звезда находится в равновесии между двумя противоположными силами. Гравитация звезды пытается сжать звезду в самый маленький и плотный шар. Но ядерное топливо, горящее в ядре звезды, создает сильное внешнее давление.Этот толчок наружу противостоит внутреннему сжатию силы тяжести.

Когда у массивной звезды заканчивается топливо, она остывает. Это вызывает падение давления. Гравитация побеждает, и звезда внезапно рушится. Представьте себе, что за 15 секунд коллапсирует что-то, что в миллион раз больше массы Земли! Коллапс происходит так быстро, что создает огромные ударные волны, которые заставляют внешнюю часть звезды взорваться! »

Возникший взрыв — сверхновая.

Вся эта взрывающаяся энергия делает несколько вещей.Он разбрасывает фундаментальные строительные блоки Вселенной, которые составляют ядро ​​большинства звезд: водород, гелий, углерод. Образовавшееся облако обломков образует туманность, о которой мы недавно говорили.

Таким образом, сверхновая — это часть круга небесной жизни. Симба был бы горд.

Но это сжатие в результате коллапса звезды также приводит к тому, что ядро ​​становится сверхплотным. Получившееся звездное ядро ​​называется белым карликом. Белый карлик обычно размером с Землю, имеет ту же массу, что и звезда, в гораздо меньшем корпусе, что делает его невероятно плотным.Он не излучает свет благодаря слиянию, как большинство звезд. Вместо этого он испускает тепловое излучение, видимое ученым.

Если звезда достаточно большая, это сверхплотное ядро ​​может стать черной дырой. Это совершенно другой пост в другой раз.

Да и нет. С миллиардами звезд в бесчисленных галактиках нашей Вселенной высока вероятность того, что звезда где-нибудь станет сверхновой.Вопрос лишь в том, можем ли мы это увидеть.

Это одни из самых ярких объектов, которые когда-либо наблюдались людьми на ночном небе, и их часто можно увидеть в других галактиках. Но сверхновые трудно увидеть в нашей галактике Млечный Путь, потому что пыль закрывает нам поле зрения. В 1604 году Иоганн Кеплер открыл последнюю наблюдаемую сверхновую в Млечном Пути. Телескоп НАСА Чандра обнаружил остатки более недавней сверхновой. Он взорвался в Млечном Пути более ста лет назад.

Одной из самых известных сверхновых, наблюдаемых людьми, было образование Крабовидной туманности. В 1054 году китайские астрономы наблюдали взрыв в небе. Эта сверхновая, получившая название SN 1054, была видна в течение двух лет, прежде чем раствориться в том, что мы теперь знаем как Крабовидная туманность.

Другие культуры в Азии зарегистрировали фантастический ночной взрыв, но только сотни лет спустя работы ученых-новаторов, таких как Эдвин Хаббл, связали ранние китайские тексты с наблюдаемым ими астрономическим событием.

Всего было идентифицировано восемь сверхновых в Млечном Пути благодаря письменным свидетельствам на протяжении многих лет.

Возможно, вам повезет увидеть его! НАСА призывает граждан искать их в ночном небе. Например, в 2008 году подросток по имени Кэролайн Мур из Нью-Йорка заметила один на снимках, сделанных командой поиска сверхновой обсерватории Пакетта (POSS). Просматривая изображения в течение нескольких месяцев, Мур обнаружил то, что оказалось SN 2008ha, одну из самых тусклых сверхновых за всю историю наблюдений.14-летний Мур также стал самым молодым человеком, когда-либо обнаружившим сверхновую.

Два года спустя Кэтрин Аврора Грей из Нью-Брансуика, Канада, побила свой рекорд. Грей просматривал фотографии, сделанные другом семьи в обсерватории Эбби-Ридж. В них она обнаружила SN 2010It.

Урок здесь в том, чтобы не спускать глаз с неба. Никогда не знаешь, что можешь увидеть!

Наконец, вот несколько великолепных снимков остатков сверхновых, сделанных несколькими космическими телескопами.