Введите слово или словосочетание на любом языке 👆
Язык:
Перевод и анализ слов искусственным интеллектом ChatGPT
На этой странице Вы можете получить подробный анализ слова или словосочетания, произведенный с помощью лучшей на сегодняшний день технологии искусственного интеллекта:
- как употребляется слово
- частота употребления
- используется оно чаще в устной или письменной речи
- варианты перевода слова
- примеры употребления (несколько фраз с переводом)
- этимология
Что (кто) такое Сверхновые звёзды - определение
ЗВЕЗДА, РЕЗКО УВЕЛИЧИВАЮЩАЯ СВОЮ СВЕТИМОСТЬ НА 4—8 ПОРЯДКОВ С ПОСЛЕДУЮЩИМ СРАВНИТЕЛЬНО МЕДЛЕННЫМ ЗАТУХАНИЕМ
Сверхновая; Сверхновые звёзды; Сверхновые звезды; Сверхновые; Супернова; Взрыв сверхновой
![гравитационного коллапса]]](https://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Core collapse scenario.png?width=200 "гравитационного коллапса]]")
![[[Крабовидная туманность]] как [[остаток сверхновой]] [[SN 1054]]](https://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Crab Nebula.jpg?width=200 "[[Крабовидная туманность]] как [[остаток сверхновой]] [[SN 1054]]")
![[[Крабовидная туманность]] (изображение в рентгеновских лучах), хорошо видна внутренняя ударная волна, свободно распространяющийся ветер, а также [[полярное струйное течение]] (джет).](https://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Crab Nebula pulsar x-ray.jpg?width=200 "[[Крабовидная туманность]] (изображение в рентгеновских лучах), хорошо видна внутренняя ударная волна, свободно распространяющийся ветер, а также [[полярное струйное течение]] (джет).")
![нейтронной звездой]] [[1E 161348-5055]] в центре](https://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/RCW103.jpg?width=200 "нейтронной звездой]] [[1E 161348-5055]] в центре")
Сверхновые звёзды
звёзды, испытавшие катастрофический взрыв, за которым последовало огромное увеличение их блеска. В максимуме блеска светимость С. з. в миллиард раз превышает светимость таких звёзд, как Солнце, превосходя иногда светимость всей Галактики, в которой они находятся. Максимум блеска С. з. наступает примерно через две-три недели после взрыва. После этого её блеск начинает постепенно падать, уменьшаясь в течение последующих 100 сут в 25-50 раз. В среднем в галактике, подобной нашей, вспыхивает одна-две С. з. в столетие. В нашей Галактике последние вспышки С. з. наблюдали Т. Браге (См. Брага) в 1572 и И. Кеплер в 1604. Не исключено, что за последние три века в Галактике произошло ещё несколько вспышек С. з., которые, однако, не были замечены из-за сильного поглощения их света межзвёздной пылью. Наблюдая одновременно большое число галактик, астрономы открывают полтора-два десятка внегалактических С. з. ежегодно. Название "С. з." дано этим объектам по аналогии с новыми звёздами (См. Новые звёзды), но подчёркивает значительно более мощный характер вспышек.
По характеру изменения блеска со временем и спектру С. з. разделяют на 2 типа. С. з. I типа, как правило, в 3-5 раз ярче сверхновых II типа и характеризуются более медленным уменьшением блеска после максимума. Для спектров С. з. II типа наиболее характерны интенсивные линии излучения, тогда как для С. з. I типа - очень широкие линии поглощения. Другим отличием является присутствие в спектре С. з. II типа сильных линий водорода, почти полностью отсутствующих в спектрах С. з. I типа.
Большое значение для изучения С. з. имело обнаружение в Галактике продуктов их взрыва: расширяющихся с большими скоростями газовых оболочек (т. н. остатков сверхновых) и звездообразных объектов - пульсаров (См. Пульсары). Последние являются быстровращающимися нейтронными звёздами, для которых характерно радиоизлучение, пульсирующее с периодом, равным периоду вращения звезды. Остатки С. з. являются источниками т. н. синхронного радиоизлучения, которое возникает при торможении электронов большой энергии в магнитных полях оболочек. Некоторые из остатков С. з. являются также источниками теплового рентгеновского излучения с температурой 106-107 К. Наиболее поразительным из всех остатков С. з. нашей Галактики можно считать Крабовидную туманность (См. Крабовидная туманность), которая находится на том месте, где в 1054 вспыхнула яркая С. з., отмеченная в китайских и японских хрониках. Помимо причудливой волокнистой туманности, расширяющейся со скоростью около 1500 км/сек, в этом остатке наблюдается пульсар с периодом излучения 0,033 сек в радио-, оптическом, рентгеновском и гамма-диапазонах. По ряду признаков С. з. 1054 нельзя отнести ни к I, ни ко II типу.
Анализ имеющихся наблюдательных данных о С. з. и о их остатках позволяет нарисовать в общих чертах следующую картину эволюции С. з. (характерные параметры приведены в табл.). При взрыве С. з. значительная доля массы звезды (а в некоторых случаях, возможно, и вся её масса) превращается в оболочку, расширяющуюся со скоростями до 20000 км/сек. Увеличение блеска связано в значительной мере с увеличением радиуса излучающей поверхности. В максимуме блеска С. з. имеют колоссальный радиус, в 20-40 тыс. раз превышающий солнечный. По мере расширения оболочки её плотность уменьшается. При последующем расширении в межзвёздной среде оболочка С. з. начинает взаимодействовать с межзвёздным газом, что приводит к образованию ударной волны. Следствием этого является нагрев и торможение оболочки. Через десятки тысяч лет остаток С. з. охватывает объём пространства радиусом более 10 пс, заполненный горячей плазмой с температурой около 106 К. На границе этого объёма находится слой более холодного и плотного межзвёздного газа, увлечённого при расширении оболочки. Масса этого газа достигает нескольких сот солнечных масс (типичный пример такого остатка С. з. - волокнистая туманность в созвездии Лебедя). По прошествии сотен тыс. лет скорость расширения оболочки падает до величины порядка 10 км/сек и её уже невозможно выделить на фоне хаотически движущихся облаков межзвёздного газа. Теория пока ещё (70-е гг. 20 в.) не в состоянии дать определённый ответ на вопрос о механизме вспышек С. з. Однако, по-видимому, можно считать, что взрыв С. з. - результат неустойчивости, возникающей на поздних стадиях эволюции звёзд. Наиболее вероятными представляются следующие два механизма вспышек: термоядерный взрыв вырожденного ядра, состоящего из углерода; гравитационный коллапс, т. е. катастрофическое падение вещества звезды к центру, когда термоядерная энергия последней оказывается полностью исчерпанной. В последнем случае предполагается, что бурное выделение гравитационной энергии приводит при некоторых условиях к разлёту наружных слоев звезды.
Характеристики сверхновых звёзд
1 эрг = 10-7 дж.
Одним из самых интересных аспектов физики С. з. является их роль в термоядерном синтезе химических элементов и преобразовании химического состава Галактики. К моменту взрыва С. з. значительная доля её массы в форме водорода и гелия оказывается преобразованной посредством термоядерных реакций в элементы с большими атомными весами. При взрыве возникают условия для синтеза ещё более тяжёлых элементов, в том числе элементов группы железа. В результате этого вещество, выбрасываемое С. з. в межзвёздную среду, обогащено тяжёлыми элементами. На протяжении ранней истории Галактики взорвалось достаточно много С. з., чтобы существенно изменить её первоначальный химический состав. Наблюдения показывают, что самые "старые" звёзды Галактики содержат в 100-1000 раз меньше тяжёлых элементов, чем Солнце и другие звёзды, образовавшиеся позднее.
Со С. з. в значительной мере связывают также и происхождение космических лучей (См. Космические лучи) в Галактике. Предполагается, что ускорение космических лучей происходит в электромагнитных полях пульсаров и частично в ударных волнах расширяющихся оболочек С. з.
Лит.: Шкловский И. С., Сверхновые звёзды, М., 1966; Поковский Ю. П., Новые и сверхновые звёзды, М., 1974; Мустель Э. Р., Вспышки сверхновых и термоядерные процессы, "Природа", 1974, № 12.
Э. Р. Мустель, Н. Н. Чугай.
СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА
взрыв, которым ознаменована смерть звезды. Иногда вспышка сверхновой превышает по яркости галактику, в которой она произошла.
Сверхновые делят на два основных типа. Тип I отличается дефицитом водорода в оптическом спектре; поэтому считают, что это взрыв белого карлика - звезды, по массе близкой к Солнцу, но меньшей по размеру и более плотной. В составе белого карлика почти нет водорода, поскольку это конечный продукт эволюции нормальной звезды. В 1930-х годах С.Чандрасекар показал, что масса белого карлика не может быть выше определенного предела. Если он находится в двойной системе с нормальной звездой, то ее вещество может перетекать на поверхность белого карлика. Когда его масса превысит предел Чандрасекара, белый карлик коллапсирует (сжимается), нагревается и взрывается. См. также ЗВЕЗДЫ.
В спектрах сверхновых II типа наблюдаются линии водорода. Поэтому считают, что это результат взрыва нормальных звезд с внешними слоями, богатыми водородом. Излучение звезд обусловлено термоядерными реакциями, происходящими в их центральной части. Эти реакции разогревают звездное вещество, увеличивая давление на внешние слои и удерживая звезду от коллапса под действием собственной гравитации. Постепенно топливо в центре звезды истощается, и у нее образуется ядро, лишенное источника тепла. Если исходная масса звезды превышает массу Солнца более чем в 10 раз, то масса ее ядра может превысить предел Чандрасекара и оно стремительно коллапсирует, сбрасывая при этом внешние слои звезды в виде взрыва сверхновой. Само ядро может после этого стать нейтронной звездой - маленьким сверхплотным объектом, состоящим в основном из нейтронов. См. также ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС; НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА.
Сверхновая II типа вспыхнула 23 февраля 1987 в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако. Ей дали имя Яна Шелтона, первым заметившего вспышку сверхновой с помощью телескопа, а затем и невооруженным глазом. (Последнее подобное открытие принадлежит Кеплеру, увидевшему вспышку сверхновой в нашей Галактике в 1604, незадолго до изобретения телескопа.) Одновременно с оптической вспышкой сверхновой 1987 специальные детекторы в Японии и в шт. Огайо (США) зарегистрировали поток нейтрино - элементарных частиц, рождающихся при очень высоких температурах в процессе коллапса ядра звезды и легко проникающих сквозь ее оболочку. Хотя поток нейтрино был испущен звездой вместе с оптической вспышкой примерно 150 тыс. лет назад, он достиг Земли практически одновременно с фотонами, доказав тем самым, что нейтрино не обладает массой и движется со скоростью света. Эти наблюдения подтвердили также предположение, что около 10% массы коллапсирующего ядра звезды излучается в виде нейтрино, когда само ядро сжимается в нейтронную звезду. У очень массивных звезд при вспышке сверхновой ядра сжимаются до еще больших плотностей и, вероятно, превращаются в черные дыры, но сброс внешних слоев звезды все же происходит. См. также ЧЕРНАЯ ДЫРА
.
.
В нашей Галактике Крабовидная туманность является остатком взрыва сверхновой, который наблюдали китайские ученые в 1054. Известный астроном Т.Браге также наблюдал в 1572 сверхновую, вспыхнувшую в нашей Галактике. Хотя сверхновая Шелтона стала первой близкой сверхновой, открытой после Кеплера, сотни сверхновых в других, более далеких галактиках были замечены при помощи телескопов за последние 100 лет.
В остатках взрыва сверхновой можно найти углерод, кислород, железо и более тяжелые элементы. Следовательно, эти взрывы играют важную роль в нуклеосинтезе - процессе образования химических элементов. Возможно, что 5 млрд. лет назад рождению Солнечной системы тоже предшествовал взрыв сверхновой, в результате которого возникли многие элементы, вошедшие в состав Солнца и планет.См. также НУКЛЕОСИНТЕЗ.
СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ
внезапно вспыхивающие звезды, мощность излучения которых во время вспышки (от 1040 эрг/с и выше) во много тысяч раз превосходит мощность вспышки новой звезды. К взрыву сверхновых звезд приводит гравитационный коллапс. При взрыве центральная часть становится нейтронной звездой (пульсаром), а вещество внешних слоев выбрасывается со скоростью в несколько тысяч км/с и образует волокнистую туманность (см. Крабовидная туманность). Сверхновые звезды - источники космических лучей.
Википедия
Сверхновая звезда
Сверхновая звезда или вспышка сверхновой — явление, в ходе которого звезда резко увеличивает свою яркость на 4—8 порядков (на 10—20 звёздных величин) с последующим сравнительно медленным затуханием вспышки. Является результатом катаклизмического процесса, возникающего в конце эволюции некоторых звёзд и сопровождающегося выделением огромного количества энергии.
Как правило, сверхновые звёзды наблюдаются постфактум, то есть когда событие уже произошло, и его излучение достигло Земли. Поэтому природа сверхновых долго была неясна. Но сейчас предлагается довольно много сценариев, приводящих к подобного рода вспышкам, хотя основные положения уже достаточно понятны.
Взрыв сопровождается выбросом значительной массы вещества из внешней оболочки звезды в межзвёздное пространство, а из оставшейся части вещества ядра взорвавшейся звезды, как правило, образуется компактный объект — нейтронная звезда, если масса звезды до взрыва составляла более 8 солнечных масс (M☉), либо чёрная дыра при массе звезды свыше 40 M☉ (масса оставшегося после взрыва ядра — свыше 5 M☉). Вместе они образуют остаток сверхновой.
Комплексное изучение ранее полученных спектров и кривых блеска в сочетании с исследованием остатков и возможных звёзд-предшественников позволяет строить более подробные модели и изучать уже условия, сложившиеся к моменту вспышки.
Помимо всего прочего, выбрасываемое в ходе вспышки вещество в значительной части содержит продукты термоядерного синтеза, происходившего на протяжении всей жизни звезды. Именно благодаря сверхновым Вселенная в целом и каждая галактика в частности химически эволюционируют.
Название отражает исторический процесс изучения звёзд, блеск которых значительно меняется со временем, так называемых новых звёзд.
Имя составляется из метки SN, после которой ставят год открытия, с окончанием из одно- или двухбуквенного обозначения. Первые 26 сверхновых текущего года получают однобуквенные обозначения в окончании имени из заглавных букв от A до Z. Остальные сверхновые получают двухбуквенные обозначения из строчных букв: aa, ab, и так далее. Неподтверждённые сверхновые обозначают буквами PSN (англ. possible supernova) с небесными координатами в формате Jhhmmssss+ddmmsss.
