Звезды Вольфа-Райе — монстры под вуалью

    К этим звездам вполне обоснованно применимы эпитеты "самые-самые". — Самые массивные, самые горячие, самые короткоживущие, обладающие самыми мощными и быстрыми звездными ветрами и самыми большими светимостями среди других звезд. Наше Солнце, желтый карлик, смотрится на их фоне, скажем прямо, непрезентабельно.
    Звезды Вольфа-Райе являются одними из прародителей сверхновых, нейтронных звезд и черных дыр.


    Эти сверхмассивные голубоватые светила, часто окруженные флуоресцирующими газовыми туманностями, крайне редки — в нашей Галактике их зафиксировано всего около 500.
    Одни из самых немногочисленных звезд Вселенной — звезды класса Вольфа-Райе (WR).

    Центральная звезда Вольфа-Райе (WR 136), окруженная своей туманностью NGC 6888.
    Протяженность туманности — 25 св. лет. Она состоит преимущественно из водорода (красным) и кислорода (голубым), ионизированных мощным УФ-излучением звезды.


    Найти наших редких птиц на просторах космоса несложно, если знать, где искать.
    Звезды Вольфа-Райе (WR), как правило, обитают в областях активного звездообразования и формирования массивных звёзд. – Это области космоса, где имеется повышенная концентрация пыли и газа (в основном ионизированного Н II и молекулярного водорода). В таких протяжённых газопылевых туманностях при возникновении гравитационной неустойчивости рождаются молодые звёздные скопления (молодые звёзды почти никогда не встречаются поодиночке). Такие звездные ассоциации насчитывают десятки и сотни юных горячих голубых и бело-голубых сверхгигантов спектральных классов О и В.


    В крупных спиральных галактиках эти своеобразные звездные ясли можно найти в ядре и в спиральных рукавах.



    NGC 3603 — скопление в созвездии Киль в 20 тыс. св. годах от Солнца.

    Одна из крупнейших областей звездообразования в Млечном Пути. Центр скопления имеет одну из самых высоких концентраций молодых массивных звезд.


    Содержит 5 звезд Вольфа-Райе, две из которых составляют двойную систему с массами 120 (самая массивная звезда нашей Галактики) и 92 массы Солнца.
    (Фото телескопа VLT в видимом и ближнем ИК-диапазонах).


    В карликовых и неправильных галактиках области звездообразования могут располагаться в случайных регионах.



    Компактное молодое (менее 2 млн. лет) звездное скоплении r136 в туманности Тарантул (галактика Большое Магелланово Облако, 163 000 св. лет).
    (Слева — фото «Хаббла» в УФ,- ИК- и видимом диапазонах).

    Это обширная область ионизированного водорода, где происходят процессы активного формирования звезд. В центральной части скоплении на протяжении всего шестнадцати световых лет содержится 12 звезд Вольфа-Райе и ещё 19 – на периферии скопления!


    Здесь расположена самая массивная и самая яркая из известных на данный момент звезд во Вселенной – звезда r136a1 (на картинке справа — в масштабе с Солнцем).


    Температура фотосфер звезд Вольфа-Райе составляет в среднем 50 000 градусов, но может достигать и 210 000 К.


    Пик их излучения при таких температурах приходится на очень дальнюю ультрафиолетовую область < 100 нм (для сравнения: у Солнца пик излучения — в зелено-голубой области видимого диапазона ~500 нм).


    Основное излучение звезд WR приходится на ультрафиолет и ИК-диапазон. В видимом диапазоне звезда может быть на порядки тусклее, чем в УФ и без специальных фильтров выглядит в телескоп ничем не примечательным светилом. (При этом наблюдение за звездами WR в оптике часто бывает затруднено из-за сильного поглощения света пылью туманности в окрестностях звезды).


    Однако болометрическая (т.е. суммарная по всем диапазонам) светимость звезды WR может составлять более миллиона болометрических светимостей Солнца.



    Центральная часть Туманности Киля (NGC 3372), созвездие Киль, ~7 500 св. лет.
    (Фото с 1,5-метрового телескопа обсерватории Ла-Силья).

    В этой огромной области ионизированного водорода (ок. 300 св. лет в поперечнике) располагаются знаменитая Эта Киля и звезды Вольфа-Райе, одна из которых, WR 25 — самая яркая звезда нашей Галактики со светимостью в 6,3 млн. солнечных.



    WR 25 (в центре) – двойная звездная система. Второй компонент – по-видимому, сверхгигант класса О4.
    (Фото «Хаббла», видимый и ближний ИК-диапазоны).



    WR 22 (в центре) – двойная звездная система.
    Второй компонент – сверхгигант класса О9.


    Такие колоссальные светимости обуславливают огромное световое давление на поверхности звезд WR. И давление это приводит к выбросу в окружающее пространство очень значительной части вещества – сильнейшему звездному ветру.


    Скорость звездного ветра может доходить до 3 300 км/с (для сравнения: скорость солнечного ветра составляет 400-800 км/с). Звезды Вольфа-Райе как бы находятся в процессе медленного взрыва. При этом непрерывно выбрасываемое вещество звезды, вкупе со сброшенной ранее в процессе эволюции водородной оболочкой, создает вокруг ядра расширяющуюся туманность.



    Звезда WR 124, 15 тыс. св. лет, созвездие Стрелы.
    Окружена туманностью M1-67 около 6 св. лет в поперечнике. Возраст туманности около 20 тыс. лет. Скорость расширения — свыше 42 км/с.


    Время жизни таких туманностей ограничено продолжительностью пребывания звёзд в стадии звезды Вольфа — Райе и близко к 100 тыс. годам.


    «Пузыри»-туманности могут простираться на десятки световых лет и состоят в основном из ионизированного водорода (сброшенная ранее оболочка звезды), а также азота, кислорода, углерода и других элементов.



    Туманность вокруг звезды Вольфа-Райе BAT99-2 в Большом Магеллановом Облаке.
    (Фото с 8,2-метрового телескопа VLT в узкополосных оптических фильтра).

    Сильный звездный ветер, взаимодействуя с материалом, выброшенным на более ранней стадии эволюции звезды, формирует замысловатые волокнистые структуры туманностей. Их масса (т.е. масса выброшенного звездой материала) может достигать десятков солнечных.



    NGC 2359 или туманность Шлем Тора. 15 тыс. св. лет, созвездие Большого Пса.
    Протяженность туманности — 30 св. лет, возраст – от 78 500 – 236 000 лет.


    Для звезд наподобие нашего Солнца потеря массы вследствие звездного ветра не играет существенной роли. За год наша звезда теряет $10^{-14}$ собственной массы. С учётом оценки времени существования Солнца в 5 млрд. лет, наше светило за всю жизнь потеряло всего 0,001% массы своего вещества.


    Звезды Вольфа-Райе (а срок пребывания звезды на этой стадии эволюции всего несколько сотен тысяч лет), могут потерять за время своего существования больше половины собственной массы. Со звездным ветром каждые 10 000 лет звезда выбрасывает в пространство эквивалент массы Солнца.



    Туманность NGC 3199 вокруг центральной звезды WR 18.
    12 000 св. лет от нас, созвездие Киля.
    (Фото телескопа VLT).


    Скорость потери массы зависит и от скорости вращения звезды. Но у звезд Вольфа-Райе с вращением не все так однозначно. — С одной стороны, предполагаемые скорости вращения поверхностных слоев некоторых звезд могут составлять 200-300 км/с. Иначе говоря, некоторые звезды WR делает оборот вокруг своей оси за ~2-4 дня, в зависимости от радиуса. (Для сравнения: Солнце делает оборот за ~25 дней).


    С другой — быстрое вращение способствует смешиванию основных продуктов термоядерного синтеза в недрах звезды и выносу на поверхность тяжелых элементов. Со звездным ветром они выбрасываются в пространство и звезда, особенно с высокой металличностью (содержание элементов тяжелее гелия), сильно теряет массу. Звездная потеря массы приводит к потере углового момента и это быстро тормозит вращение массивных звезд. Вращение звезды WR с большой металличностью может тормозиться практически до нуля.


    В то же время высокая температура и светимость могут заставить звезду внезапно возобновить вращение.


    Предполагается, что перед коллапсом ядра и последующим взрывом сверхновой, звезда настолько ускоряется, что вращается на пределе возможного.



    Звезда Вольфа-Райе (WR 31a) в 30 тыс. св. лет от нас в созвездии Киля.
    Газовый «пузырь» протяженностью почти 8 св. лет образовался примерно 20 тыс. лет назад. Скорость расширения туманности — 61 км/с.
    (Фото «Хаббла» в видимом и ближнем ИК-диапазоне).


    Плотный и быстрый звездный ветер — это характерная особенность звезд WR. Она находит свое отражение в спектрах этих звезд. – Он крайне необычен тем, что вместо тёмных линий поглощения имеются яркие эмиссионные линии излучения элементов (гелия, а также кислорода, углерода, азота в высоких степенях ионизации).


    Эмиссионные линии в спектрах звезд могут появляться только в том случае, если свет излучается прозрачным газом. Эту роль выполняет протяженная атмосфера, расширяющаяся со скоростями в тысячи километров в секунду (эта атмосфера также называется звездным ветром).


    Вследствие таких огромных скоростей, ширина полос излучения в спектрах звёзд Вольфа — Райе достигает 5-10 нм, а интенсивности в центре линий иногда в 10—20 раз превосходят интенсивность соседних участков непрерывного спектра.


    Из-за таких мощных отличительных эмиссионных линий в спектрах, звезды WR могут быть легко идентифицированы даже в соседних галактиках.



    Видимые спектры звезд класса Вольфа-Райе и G2 (солнечный тип).
    Видны широкие и мощные линии излучения у WR и узкие слабые линии поглощения у G2.


    Как звезде «дойти» до жизни такой?


    Любая звезда в течение своей жизни проходит различные стадии эволюции. Невозможно родиться желтым карликом и окончить свои дни тем же желтым карликом.


    Звезды WR — это стадия в жизни голубых сверхгигантов, заключительная и очень непродолжительная. Как только сверхгигант класса О переходит от "сплавления" водорода в ядре к "сплавлению" гелия и начинает в силу определенных причин активно терять свою массу в звездном ветре, он становится звездой Вольфа-Райе.


    Хотя все массивные звезды рано или поздно начинают "сплавлять" в недрах гелий, далеко не все переживают стадию звезды WR. Здесь требуются только "самые-самые" — звезды массами не менее 40 солнечных, если звезда одиночная (больше масса – выше температура – мощнее звездный ветер). И не менее 20 солнечных, если система двойная или кратная (здесь звездному ветру способствует звезда-компаньон, перетягивающая на себя вещество соседки).


    Как правило, звезды WR уже израсходовали весь пригодный для сжигания в ядре водород (Солнцу его хватит ещё на 5 млрд. лет), которое теперь состоит в основном из гелия.


    Таким массивным звездам, как сверхгиганты класса О, хватает энергии гравитации, чтобы зажечь в недрах не только гелий. – Возрастающие при сжатии ядра температура и плотность позволяют запустить дальнейшие углеродное, кислородное, неоновое, и наконец, кремниевое "горения" с синтезом элементов вплоть до группы железа.


    После того как в ядре сверхгиганта при температурах около 150 млн. градусов загорается гелий, внешние слои звезды чудовищно расширяются — размер звезды увеличивается приблизительно в 100 раз. – Звезда входит в новую стадию эволюции — стадию красного сверхгиганта. В дальнейшем он сбрасывает остаточную оболочку из водорода. В итоге остается горящее ядро из гелия (и некоторых более тяжелых элементов), активно теряющее вещество в звездном ветре, которое становится самостоятельным светилом — звездой Вольфа-Райе.


    Таким образом, можно утверждать, что звезды WR — это гелиевые остатки массивных звёзд, сбросившие (в виде водородной оболочки) и продолжающие сбрасывать (в виде звездного ветра) значительную часть массы.



    NGC 7635 или туманность Пузырь почти 7 св. лет в диаметре. 7 100 световых лет от нас, созвездие Кассиопеи.
    Чуть выше и левее центра Пузыря находится звезда класса О, потенциальная звезда WR, массой 44 и светимостью 398 тыс. солнечных.


    Если солнечный ветер представляет из себя водородно-гелиевую плазму (поток заряженных частиц — электронов, протонов, ядер гелия и пр.), то в звездном ветре звезд Вольфа –Райе, находящихся на более поздней стадии эволюции, водорода крайне мало.
    Их звездный ветер в основном содержит ионизированный гелий, а также высокоионизированные азот, углерод и кислород.


    Оставшееся вещество горящего гелиевого ядра звезд WR подвержено сильной конвекции и перемешиванию. Вследствие чего со временем на поверхность выносится все больше тяжелых элементов, продуктов горения гелия – углерода и кислорода.


    Поэтому по преобладающим элементам в спектрах, звезды WR подразделяют на эволюционные спектральные подтипы:
    «WN» — преобладают гелий и азот.
    Ранняя стадия звезды WR, когда в звездном ветре преобладает вещество, которое находилось ранее в зоне горения водорода по CNO-циклу. При этом практически весь углерод превращается в азот.
    «WC» — углерод и
    «WO» — кислород, соответственно. — Более поздние стадии звезды, когда в ходе потери вещества оболочка сбрасывается и обнажаются слои, обогащенные продуктами горения гелия.


    «Недолго музыка играла»


    Срок жизни массивных звезд и без того невелик — всего несколько миллионов лет, а длительность заключительной стадии эволюции в виде звезды WR и того меньше — всего 200-300 тысяч лет.


    По мере образования всё более тяжёлых элементов в ядре звезды из кремния синтезируется железо. Это последний экзотермический синтез в ядре. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших термоядерных реакций, энергия которых обеспечивала гидростатическое равновесие звезды.


    В определенный момент давление в железном ядре уже не в состоянии противостоять весу вышележащих слоёв звезды, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества. Ядро в буквальном смысле обрушивается к центру, со скоростью до четверти световой, формируя нейтронную звезду с температурой около 100 млрд. градусов.


    (А если масса звезды WR составляла более 30 солнечных масс, нейтронная звезда претерпевает дальнейший коллапс и формирует чёрную дыру).


    В момент коллапса ядра и дальнейшего грандиозного взрыва – вспышки сверхновой (типов Ib\c) высвобождается энергия порядка $10^{53}$эрг. Почти столько же вся наша Галактика излучает за год во всем электромагнитном спектре.


    Стадию звезды Вольфа-Райе ещё называют предсверхновой.



    Вспышка сверхновой SN-2013cu в созвездии Волопаса, 360 млн. св. лет от нас. Единственный зафиксированный взрыв звезды Вольфа-Райе. Вспышку удалось «поймать» спустя 15 часов после взрыва.


    "Мы с Тамарой ходим парой"


    Почти половина всех звезд нашей Галактики находятся в двойных или кратных системах. «Помочь» массивной звезде в двойной системе превратиться в звезду Вольфа-Райе может второй компаньон.


    В тесных двойных системах, компоненты которых активно взаимодействуют между собой, обмениваясь веществом, второй компонент будет оттягивать на себя вещество будущей звезды WR.


    Пусть на начальной стадии система состоит из двух массивных горячих О-В звезд. Более массивная звезда эволюционирует быстрее, увеличивает свой радиус и первой заполняет свою полость Роша. (В двойных системах вокруг каждой звезды-компаньона есть такая область, где силы ее притяжения преобладают над гравитационными силами другого компаньона. Эта область и называется полостью Роша). Теперь ее вещество через внутреннюю точку Лагранжа перетекает на вторую звезду. – Перед нами типичная звезда Вольфа-Райе.



    Через ~300 тыс. лет следует неизбежный взрыв звезды WR как сверхновой, и теперь система состоит из нейтронной звезды или черной дыры и сверхгиганта класса О.



    При взрыве сверхновой вся система получает немалый импульс и приобретает значительную пространственную скорость до 100 км/с.


    Зачастую удается фиксировать такие быстролетящие вроде бы одиночные звезды (нейтронную звезду, если она не пульсар, сложно обнаружить), которые на больших скоростях мчатся поперек плоскости Галактики или в каких-то других загадочных направлениях. – Это результат взрыва сверхновой в системе.


    Такие быстрые "одиночные" звезды составляют почти треть всех массивных звезд.



    EZ Большого Пса или WR 6 — двойная звездная система, второй компонент, вероятно, нейтронная звезда.

    Окружена эмиссионной туманностью Шарплесс 2-308, протяженностью 60 св. лет.


    Зачастую двойные и кратные системы со звездами Вольфа-Райе бывают окружены туманностями и пылью с выраженной спиральной структурой. Такие «спирали» создаются высокоэнергичными ветрами из газа и пыли, которые вырываются наружу и переплетаются по мере того, как две массивные звезды вращаются друг вокруг друга.



    WR 104 – тройная звездная система в 7 500 св. годах от нас.
    Звезда WR и О-компаньон совершают оборот за 220 дней, образуя вокруг себя спираль взаимодействующих звездных ветров.
    (Анимация из фотографий WR 104 в ИК-диапазоне, обсерватория Кека).


    Гиперновые


    Сверхмассивные (массой более 40 солнечных) быстровращающиеся звезды Вольфа-Райе – прямые кандидаты в гиперновые. Сила взрыва гиперновой может в 100 раз превышать силу взрыва сверхновой. Они являются источниками длинных гамма-всплесков, которые считаются одними из самых мощных взрывных процессов во Вселенной.


    Энергия такого гамма-всплеска в рентгеновской части спектра может доходить до $10^{54}$ эрг.


    Предполагается, что в нашей Галактике гиперновая взрывается в среднем один раз в 200 млн. лет.


    Система 2XMM J160050.7-514245 представляет собой уникальную тройную звездную систему, состоящую из двух звезд Вольфа-Райе и сверхгиганта. Система окружена огромной пылевой структурой, похожей на раскручивающуюся спираль, которая была названа Апеп, в честь древнеегипетского божества, олицетворяющего хаос.


    Скорость звездных ветров в системе оценивается около 3 400 км/с, а сам пылевой шлейф расширяется со скоростью примерно 550 км/с.


    Система является мощным источником рентгеновского и радиоизлучения в нашей галактике. По оценкам ученых в ближайшие 10 000 лет эта быстровращающаяся система звезд породит гиперновую .



    Тройная система Апеп, созвездие Наугольника, ок. 8 000 св. лет.
    Центральное светило представляет собой двойную звезду Вольфа-Райе, выше – третий компонент – сверхгигант.
    (Фото телескопа VLT, ближний и средний ИК-диапазон).


    Галактики Вольфа-Райе


    WR-галактики – это особый класс галактик, в которых идут очень активные процессы звездообразования и которые содержат очень большое количество звезд Вольфа-Райе.



    NGC 3125 является отличным примером галактики со вспышкой звездообразования.
    Созвездие Насос, около 50 млн. св. лет от Земли.

    Эта эллиптическая галактика протяженностью всего 15 тыс. св. лет, содержит NGC 3125-А1 — одно из самых экстремальных скоплений звезд Вольфа-Райе в локальной Вселенной.
    Яркие голубые точки, разбросанные по всему розовому ядру NGC 3125 – это молодые, горячие массивные звезды-гиганты.



    SBS 1415+437 – ещё одна галактика Вольфа-Райе.
    Принадлежит к типу карликовых. Около 45 млн. св. лет от Земли, созвездие Волопас.


    Ну и в заключение: невооруженным глазом на небе можно увидеть только две звезды Вольфа-Райе. Правда, обе находятся в южном полушарии.


    Θ (тэта) Мухи в ~ 7400 св. лет от нас.
    Тройная звёздная система в созвездии Муха со звёздной величиной $+5.5^m$. Это вторая по яркости звезда Вольфа — Райе в небе, хотя большая часть визуальной яркости происходит от массивных компаньонов.
    Звезда WR углеродного подтипа, 11 масс солнца, светимость 230 000 солнечных.


    γ (гамма) Парусов— кратная (по меньшей мере шесть компонентов) звезда с видимой звёздной величиной в $+1.7^m$ (35-е место по яркости). Расстояние до звёзд системы — около 800 св. лет. Один из близких к Земле кандидатов в сверхновую.


    Самая яркая Гамма Парусов А — двойная система, состоящая из голубого сверхгиганта спектрального класса O9 и углеродной звезды Вольфа-Райе, имеющей массу в 10 солнечных (первоначально имела ~ 35) и светимость 12 360 солнечных.

    AdBlock похитил этот баннер, но баннеры не зубы — отрастут

    Подробнее
    Реклама

    Комментарии 70

      +2
      Кое что нашел в программе SpaceEngine по координатам, но половины нету. Пишите ещё.
        +6
        переходит от «сплавления» водорода в ядре к «сплавлению» гелия

        Hydrogen fusion вполне можно первести как "горение/сжигание водорода". См., например, статью на русском в Вики. Аналогично — все остальные реакции. Вы даже сами ставите слово "сплавление" в кавычки, указывая, я полагаю, на неточность перевода.


        Еще есть вопрос по вот этому утверждению:


        Такие колоссальные светимости обусловлены огромным световым давлением на поверхности звезд WR. И давление это приводит к выбросу в окружающее пространство очень значительной части вещества – сильнейшему звездному ветру.

        Световое давление не может быть источником светимости. Колоссальное световое давление является следствием астрономического (в прямом и переносном смысле) темпа выделения энергии внутри звезды. Выделяемая энергия затем переносится к внешним слоям звезды с помощью конвекции или переизлучения. Световое давление в свою очередь, приводит к возникновению таких мощных (violent) ветров.

          0
          Световое давление не может быть источником светимости. Колоссальное световое давление является следствием астрономического (в прямом и переносном смысле) темпа выделения энергии внутри звезды. Выделяемая энергия затем переносится к внешним слоям звезды с помощью конвекции или переизлучения. Световое давление в свою очередь, приводит к возникновению таких мощных (violent) ветров.

          Да, конечно. Вы правы.
            +2

            А разве более точным не будет просто "синтез" или "термоядерный синтез" водорода / гелия?

              +5

              Я ниже написал чуть более развернуто, но если коротко — да, естественно, nuclear fusion есть реакция ядерного синтеза. Однако, в различных отраслях возникают свои соглашения или даже свой "слэнг" для часто используемых терминов. "Горение" в нашем случае это упрощение. Хотя кислород и встречается во вселенной, его катастрофически мало по сравнению с водродом/гелием. Поэтому здесь отсутствует неоднозначность — невозможно спутать "горение" как химическую реакцию с кислородом и "горение" как ядерную реакцию в контексте процессов, происходящих внутри звезд. Кислород при этом может участвовать в ядерных реакциях, но и это горение — горение не химическое (см. CNO-цикл). В конце концов, ядерные реакции превращают одни элементы в другие, выделяя при этом ничтожное количество энергии (В расчете на нуклон), что напоминает привычное нам "горение", но происходит на совершенно других масштабах. Если вы видите "горение/сжигание" в контексте звездной эволюции — это гарантированно относится к ядерным, а не химическим реакциям.

                +1
                Я осведомлен, что термин «горение» водорода часто применяется в отношении процессов внутри звезд, хотя конкретные причины этому мне не были известны, за разъяснение спасибо. Мой поинт изначально был, что поскольку статья научно-популярная, то стоит все же придерживаться широко принятых обозначений и тут синтез как раз кстати подходит, тем более что это прямой перевод с английского.

                Раз уж речь зашла про астрофизику, то хочу поинтересоваться у специалиста, возможно вопрос будет глупый. Мне вот интересно, почему обычно в качестве «остатков» звёзд говорят о белых карликах (вырожденный газ электронов), нейтронную звезду (вырожденный газ нейтронов) и сразу черную дыру? Разве схлопыванию в сингулярность не должен предшествовать феномен кваркового вырождения, газ которых должен иметь ещё большее давление, чем нейтронный газ и мешать звезде окончательно провалиться «в себя» и стать черной дырой? Тем не менее, насколько я знаю, кварковых звезд еще не открыли.
                  0
                  я не специалист, но я думал, что либо их так же «легко» наблюдать как и «нейтронные звезды, которые не пульсары» (цитируя оригинальный текст), либо звезды с такими массами не бывают (ну как орбиты вокруг Земли с радиусами меньше 6000 км от геоцентра)…
                    +13

                    Я вам полного ответа точно не дам, но несколькими соображениями могу поделиться.


                    Вся жизнь звезд завязана на баланс гравитационного сжатия и давления, возникающего засчет выработки энергии внутри. Звезда обычно находится в состоянии равновесия, но способна осцилировать (в некоторых такие осциляции можно даже наблюдать). Внутренний же источник энергии у звезды конечен. Все начинается со сжигания водорода, но когда в ядре он заканчивается, загорается гелий, для возгорания которого нужна бОльшая температура. Большей температуры можно добиться если гравитация сожмет центральную часть звезды сильнее. В маленьких тусклых звездах вещества мало, поэтому дальше электронного вырождения (белого карлика) сжать ядро не получается. В какой-то момент топливо заканчивается, поддерживать бесконечный гравитационный коллапс становится нечем, происходит взрыв, сбрасывается оболочка и остается вырожденное ядро — белый карлик. Одинокий БК до скончания времен будет высвечивать запасенную энергию, пока в конце концов не остынет.


                    Если звезда имеет больше массы, в ядре достигаются еще более высокие температуры, при которых можно сжигать "металлы" — более тяжелые элементы. Природа так устроена, что можно с пользой (с пользой это значит что энергия связи E2 чуть меньше, чем энергия двух атомов E; если соединить два E в E2, выделится энергия; здесь E — какой-то элемент) синтезировать элементы вплоть до железа (так называемый железный пик), после чего дальнейший рост температуры и давления за счет гравитационного коллапса не приводит к возгоранию новых элементов, что эффективно убивает внутренний источник энергии. Примерно в этот момент взрываются сверхновые (там очень много особенностей и разных сценариев, но суть примерно одна). Взрыв разбрасывает вокруг верхние слои, богатые "металлами" — элементам, из которых состоим мы, наша планета и т.д. (но не тяжелее железа). Перед непосредственным взрывом возможен частичный коллапс, после которого происходит отскок и сброс оболочки — если я правильно помню, в момент такого коллапса температура и давление у ядра достигает такхи значений, что формируется гигантское количество нейтрино, которые с легкостью уносят избыток энергии за пределы звезды (они с веществом почти не взаимодействуют, для них звезда прозрачна).


                    В конце концов, остается внутренняя часть звезды. Здесь все просто. Если масса остатка небольшая (скажем, меньше 1.3 массы Солнца, предел, известный как предел Чандрассекара), то остаток коллапсирует в нейтронную звезду, при этом сохраняя интегральный магнитный поток и нехилый угловой момент. Получается крошечный (10 км) компактный быстровращащийся объект с гигантским магнитным полем.


                    Если же массы побольше (скажем, ближе к 4 — 5 массам Солнца), то гравитация оказывается сильнее давления вырожденного нейтронного газа, и все это схлопывается в черную дыру.


                    Сущетвуют экзотические сценарии, когда ЧД в ядре звезды формируется еще до сброса атмосферы. Получатся ЧД в облаке плазмы. Считается, что такой сценарий конца жизни звезды происходит без вспышки, ЧД просто аккрецируют остаток плазмы, и звезда "исчезает". Я недавно как раз слушал доклад где группа пыталась, используя архивы и sky surveys найти кандидатов на "исчезающие звезды". Кандидаты нашлись, но доказать, что это именно коллапс такой звезды, на данный момент невозможно.


                    В итоге, текущие модели обходятся без более экзотических нежеди НЗ/ЧД остатоков (англ. remnants), но это не значит, что "кварковых звезд" не существует. Wild guess — нейтронные звезды достигают баланса при примерно 9 км на 1 массу солнца (или около того), а радиус шварцшильда для этой же массы — 3 км. Поэтому если ваш остаток массы M сожмется сильнее чем нейтронная звезда той же массы — и если иные процессы (типа упомянутого вами кваркового вырождения) не остановят коллапс хотя бы до 2 радиусов Шварцшильда — то там уже все равно, мы попадаем в зону ЧД. Что там внутри происходит нам неизвестно. Простейшая догадка — в процессе коллапса в ЧД остаток пролетает все состояния, но это происходит очень быстро и никакого давления не хватает чтобы затормозить коллапс до того как в центре плотность превзойдет критическую и возникнет ЧД.


                    В любом случае, хотите экстремальные процессы — ищите самые горячие, яркие и большие звезды. Звезды типа Солнца и другие карлики поздних спектральных классов заканчивают свою исключительно долгую жизнь довольно скучно.

                      +3
                      Не могу ставить плюсы в карму \ репутацию, но большое спасибо за подробный рассказ. Вот как раз кварковые звезды меня интересовали, ведь до этого всё весьма логично — чем больше звезда, тем сильнее она сжимается пока не столкнется с не менее чудовищным давлением вырожденных газов (нейтронных или электронных), однако обычно после нейтронных практически сразу идет коллапс в черную дыру, хотя вроде бы должен быть ещё один промежуточный этап, где будет вырожденный газ кварков. Возможно и правда, что скачок в давлении между кварковым и нейтронным газами не такой сильный, как при переходе с вырожденных электронов на нейтроны, и он не успевает уравновесить сжатие до того преодоления радиуса Шварцшильда.

                      Если не секрет, то какой областью астрофизики занимаетесь?
                        +6

                        Пытаюсь закончить PHD и написать диссертацию, но тотальный локдаун сильно портит планы.
                        Занимаюсь маломасивными рентгеновскими двойными с ЧД (low-mass X-ray binaries with black holes), это такие двойные где есть донор — проэволюционировавшая звезда позднего спектрального класса, заполняющая свою полость Роша, и аккретор — черная дыра. Часть таких систем — транзиенты (переходные, transients). Вещество перетекает с донора через L1 на аккретор, образует аккреционный диск вокруг ЧД. В спокойном состоянии примерно 50% излучения это чернотельное от холодной звезды, оставшееся — +- от аккреционного диска, который чем то тоже походит на черное тело по спектру, но другой температуры. Иногда такие системы переходят в нестабильное состояние, происходит вспышка (outburst), поток растет раз в 50-100 во всех диапазонах, система становится ярчайшим рентгеновским источником на небе и полностью меняет свой спектр. Возникают релятивистские потоки перпендикулярно плоскости диска — джеты, аккреционные потоки, горяиче "короны" из плазмы над диском и куча других неизвестных вещей, которые все вместе ярко светят во все стороны. За этим и охотимся.


                        Я не теоретик, занимаюсь обработкой данных, преимущественно оптика/ближний ИК, фотометрия (изменение яркости со временем) и поляриметрия (изменение поляризации в фильтрах). Эдакий дата сайенс в научном приложении. Строим и используем свои маленькие поляриметры, я пишу софт.


                        Поэтому Stellar Evolution это не моя область, и мои ответы могут содержать неточности или не соответствовать самым последним результатам, но основных знаний достаточно для описания общих идей и процессов по теме.

                          0
                          Поэтому Stellar Evolution это не моя область, и мои ответы могут содержать неточности или не соответствовать самым последним результатам

                          В любом случае вы гораздо ближе многих к этой области, а ваши знания гораздо полнее и ближе к переднему краю науки. Очень круто что вы этим делитесь, и надеюсь вы порадуете нас еще не раз. Как своими рассказами, так и ссылками на интересно пишущих людей по этой теме.

                        +2

                        Тот случай, когда комментарий тянет на отдельную статью :)


                        Раньше не задумывался, а сейчас заинтересовали детали как происходит генерация элементов тяжелее железа. Ну то есть в общем виде понятно:


                        1. Звезда сжигает внутри себя легкие элементы
                        2. Нарушается баланс тяготения и давления изнутри. Звезда взрывается или готовится взорваться.
                        3. ????
                        4. Profit В процессе взрыва как-то образуются элементы тяжелее железа (за счет энергии взрыва?)

                        Но оказывается, что


                        • Есть сценарии когда "взрыв разбрасывает тяжелые элементы, но не тяжелее железа".
                        • Процессы образования элементов тяжелее железа хитрее, чем кажется на первый взгляд.
                        • Есть человек, который доступным языком рассказывает про детали и нюансы, выходящие за рамки общеуниверситетской программы.
                        • И он может прояснить таинственный 3 пункт.

                        Было бы здорово, если вы напишете статью про это. Или не одну — если понравится.

                          +5

                          Писать такие статьи довольно сложно, я даже в этих комментариях умудрился как минимум один раз написать чушь, и заметил я это спустя пол дня. Пришлось исправляться.


                          По поводу более тяжелых элементов — вам сюда, можно почитать про s-/r-процессы.
                          Вообще s-/r- процессы на пальцах очень просты: в богатой свободными нейтронами среде ядро атома тяжелого элемента (много протонов и нейтронов) может захватить нейтрон. Чем больше нейтронов по сравнению с протонами, тем менее стабильно ядро. В зависимости от условий, если досутпных нейтронов мало, то захваты будут происходить редко, а ядра будут превращаться в ядра других химических элементов (за счет реакций типа n -> p + e-+nue, нейтрон превращается в протон, электрон и электронное антинейтрино, все это внутри ядра элемента). Так если у вас было ядро заряда Z (число протонов) и массы A (протоны плюс нейтроны), захватывается нейтрон (Z, A+1), образуя изотоп все того же элемента, затем это все, спустя некоторый период времени, подвергается бета-распаду и становится (Z+1, A+1), ядром другого элемента. Повторяем процедуру пока это работает — получаем s-process.


                          Если нейтронов много, бета-распад не успевает произойти, и нейтроны копятся, (Z, A) -> (Z, A+1) -> (Z, A+2) до тех пор, пока это возможно, после чего происходит распад до какого то более стабильного элемента с большим Z. Это r-процесс.


                          Каждый процесс генерирует определенный набор элементов и они не взаимозаменимы.

                          +4
                          В конце концов, остается внутренняя часть звезды. Здесь все просто. Если масса остатка небольшая (скажем, меньше 1.3 массы Солнца, предел, известный как предел Чандрассекара), то остаток коллапсирует в нейтронную звезду, при этом сохраняя интегральный магнитный поток и нехилый угловой момент. Получается крошечный (10 км) компактный быстровращащийся объект с гигантским магнитным полем.

                          Я допустил коллосальную и непростительную ошибку: Предел Чандрассекара определяет максимальную массу белого карлика, а не нейтронной звезды. Так сложилось, что значительная доля НЗ имеет массы близкие к 1.3-1.4 массы Солнца, и радиусы около 10-11 км, что ввело меня в заблуждение.


                          Минимальная масса НЗ должна быть около 1.1 массы Солнца.


                          В целом, абзац можно считать верным, за исключением упоминания предела Чандрассекара, который в данном контексте неприменим.

                            +1
                            Минимальная масса НЗ

                            Предел Волкова-Оппенгеймера.

                              +3

                              Да, но это как раз не минимальная масса. С этими пределами вообще все сложно. Если расположить вырожденные звезды на шкале массы, то вглядит это как-то так:
                              БК |предел Чандрассекара| НЗ |предел Оппенгеймера-Волкова-Толмана| ЧД
                              При этом предел Чандрассекара посчитан относительно точно и вполне себе соответствует наблюдениям, а вот со вторым все не так просто. Проблема в том, что нам просто неизвестно уравнение состояния НЗ. Собственно НЗ-НЗ и НЗ-ЧД столкновения и порождаемые ими гравитационные волны должны нам дать больше информации о стуктуре вещества внутри НЗ и тогда предел можно будет уточнить.

                            0
                            разбрасывает вокруг верхние слои, богатые "металлами" — элементам, из которых состоим мы, наша планета и т.д. (но не тяжелее железа).

                            Но это и означает, что именно в сверхновых и могут синтезироваться элементы после железа. Иначе откуда во вселенной есть вещества вплоть до свинца? :-)

                              +2

                              image

                                0

                                Zenitchik спасибо, хорошая диаграмма.
                                Единственное, что непонятно — где тут взрыв сверхновых — видимо, "взрыв массивных звезд"? Но по идее же эта категория может распадаться на несколько?

                                  +1
                                  видимо, "взрыв массивных звезд"

                                  Очевидно, да.


                                  Ещё, утечку веществ из атмосферы, видимо, заложили в "гибель звёзд малой массы".

                      0
                      Горение наверное всё же реакция с кислородом. Хотя по вашей ссылке вижу термин «ядерное горение».
                        +5

                        В случае с водородом "горение" конечно больше похоже на реакцию с кислородом, но в Stellar Evolution "гореть" может и гелий, и углерод. Использование "гореть/to burn" просто упрощает язык, которым объясняются ядерные реакции и фазы эволюции звезд. Можно обратить внимание на англоязычную статью, где, в том числе, используется глагол "to burn".
                        В качестве более "взрослых примеров", вот несколько ссылок на недавно вышешдшие статьи, где используется словосочетание "nuclear burning" или ему подобные:



                        В астрофизике есть несколько терминов, которые отличаются от их аналогов из "земной" физики/химии. Кроме "горения/сжигания" есть еще, например, "металл" и связанная с ним "металличность" звезды. В отличиие от "металлов"-металлов, в астронмии "металл" — все что не водород и не гелий. Иными словами, любая звезда состоит из водорода, гелия (основные компоненты) и "металлов", а металличность в свою очередь выражает долю этих "металлов" по отношению к основным компонентам в логарифмическом масштабе (log10), часто отнормированную на металличность Солнца.

                      +3
                      Прекрасные фотографии и интересные, подробные сведения! Впечатляет!
                      Если есть фотографии тех же скоплений и звёзд без надписей — буду благодарен
                        +8
                        Как же достали эти км/ч в научно-популярных статьях по астрономии (особенно переводных). Ну не используют астрономы км/ч, всегда и везде должны быть км/с.
                          +1
                          Хорошо, пусть будет как в учебнике астрофизики.)
                          +5
                          Да причем тут учебник астрофизики, км/ч слишком мелкие единицы для измерения скоростей в космосе. Не измеряют же длину дорог в миллиметрах, а используют километры. А тут еще для перевода в нормальные единицы измерения надо делить на не круглое число — 3600.
                            –1
                            Учебник астрофизики тут при том, что он пишется для узкого круга читателей (астрономам удобней оперировать км/с). А научно-популярные статьи — для широкого.
                              +6
                              Астрофизики используют км/с не ради повышения ЧСВ, а в основном потому, что человеку вообще (а не только астрономам) неудобно оперировать с большими числами (больше нескольких десятков тысяч единиц). Да и научно-популярные статьи пишутся для просвещения читателей, а не для его развлечения. А с этим гигантскими числами и получается развлечение: миллионы км/ч скорости, триллионы километров расстояния, тогда уж давайте и массу звезд давать в тоннах, вообще завораживающие числа получатся.
                                –3

                                При чем здесь ЧСВ астрономов и развлечение читателей? Просто для читателя км/час — привычное и удобное понятие, считай каждый день в обиходе. А вот с чем едят км/с — непонятно.
                                И кстати, разве просвещение не может сочетаться с развлечением?

                                  +18
                                  Удобны км/ч только когда они небольшие, можно представить себе 100 км/ч, 10 000 км/ч, а вот как представить себе 1 млн. км/ч, ну нет таких дистанций на Земле от слова совсем. А вот 277 км/с представить гораздо проще — моргнул и ты уже в соседнем городе, вау.
                                  Просвещение прекрасно может сочетаться с развлечением, но вот когда развлечение превалирует, ну не научно-популярная это статья, все что угодно, но не оно.
                                  Все-таки хабр — это не сайт не для школьников 5 класса, тут с км/с разберутся без проблем.
                                    +2
                                    Все-таки хабр — это не сайт не для школьников 5 класса, тут с км/с разберутся без проблем.

                                    И это замечательно!:)
                                      0
                                      Не обижайте школьников. Я когда школьником был, такие статьи взахлеб читал. Выписывал журнал «Земля и Вселенная». Астрофизикой увлекся примерно с третьего класса. Никаких проблем с гигантскими расстояниями в парсеках или световых годах не было. Равно и со скоростями в метрах/километрах в секунду. И измерение масс и светимостей в Солнцах тоже не вызывало недоумения. Ну не все школьники тупые)))
                                      0

                                      Вообще, когда смотришь с земли на что-то летающее, удобнее относить его скорость к секунде, а не к часу.

                                      +1
                                      Если читатель хоть немного интересовался космосом — он хоть как то характерные скорости помнит в км/с. км/ч даже сравнивать не с чем без пересчета.
                                +6
                                Еще до прочтения статьи занимал вопрос как вторая звезда в паре переживает взрыв сверхновой? Энергия же просто колоссальная её же по идее должно просто сдуть.
                                И еще вопрос эти звезды выделяют больше энергии за все время жизни или за взрыв сверхновой?
                                Интересно в каком радиусе гиперновая способна уничтожить жизнь на планете типа нашей?
                                  +1
                                  И еще вопрос эти звезды выделяют больше энергии за все время жизни или за взрыв сверхновой?

                                  При светимости звезды WR в 1 млн. солнечных и сроке жизни в 300 тыс. лет, она выделит за это время 2,4Х10^52 эрг. Это если не учитывать потерю массы звездой, а она очень активна. При этом энергия сверхновой — 10^53 эрг. Ну, где-то близко, конечно, но сверхновая уверенно лидирует.
                                    +1
                                    Интересно в каком радиусе гиперновая способна уничтожить жизнь на планете типа нашей?

                                    Ну вот Б. Штерн тут о гамма-всплесках, как представляющих наибольшую опасность при взрыве гиперновой: «Возьмём умеренный случай энерговыделения 10^52 эрг и расстояние до всплеска в 10 световых лет. На таком расстоянии за считанные секунды на каждом квадратном сантиметре попавшейся на пути гамма-квантов планеты выделится 10^13 эрг. Это эквивалентно взрыву атомной бомбы на каждом гектаре неба! Атмосфера не помогает: хоть энергия высветится в её верхних слоях, значительная часть мгновенно дойдёт до поверхности в виде света. Ясно, что всё живое на облучённой половине планеты будет истреблено мгновенно, на другой половине чуть позже за счёт вторичных эффектов. Даже если мы возьмём в 100 раз большее расстояние (это уже толщина галактического диска и сотни тысяч звёзд), эффект (по одной атомной бомбе на квадрат со стороной 10 км) будет тяжелейшим ударом, и тут уже надо серьёзно оценивать — что выживет и выживет ли вообще что-нибудь».
                                      0

                                      А на каком расстоянии сейчас вспыхивают гиперновые? Разве по теории вероятностей уже не должна была вспыхнуть хоть одна где-то неподалеку?

                                        +2
                                        Все, что зарегистрированы, а их не так уж и много, — в других галактиках. Даже обычные сверхновые в крупных галактиках взрываются раз в 50-70 лет. В Млечном Пути последнюю вроде как 113 лет назад можно было наблюдать.
                                        А гиперновые — и вовсе явление нетривиальное и редкое. Обнаруживают по сильному излучению в рентгене вероятные остатки гиперновых — туманности, но сами взрывы даже в других галактиках крайне редки.
                                          0
                                          ну вот эта 2XMM J160050.7-514245 в созвездии Наугольника — если ученые угадали, через десяток тысяч лет стрельнет. А расстояние всего 8 тыс. световых
                                            0
                                            У гиперновых основная энергия, вроде бы, выделяется вдоль полярной оси. Они узконаправленные как бы, поэтому вероятность нам попасть в луч мала. Хотя 2XMM J160050.7-514245, судя по анимации, как раз целится в нас полюсом…
                                      +6

                                      В двойной системе не только одна, но даже обе звезды могут пережить взрыв сверхновой. Если не вдаваться в детали, жизнь двойной системы с двумя массивными звездами может быть впечатляющей. Сначала взорвется более массивная, яркая звезда более раннего спектрального класса, после чего осавит за собой, например, черную дыру или нейтронную звезду. Если оставшаяся звезда -сама по себе яркая и массивная, есть вероятность, что возникнет массивная рентгеновская двойная (high-mass X-ray binary), система, в которой ветер со звезды-донора аккрецирует на НЗ/ЧД (аккретор), что приводит к периодическим и труднопрезсказуемым колоссальным вспышкам во всем диапазоне энергий (включая, например, рентген). Если же и донор дойдет до конечной стадии своей эволюции и переживет взрыв, то в конечном итоге останется система из двух компактных объектов. Самая жуткая комбинация — две ЧД, которые сами по себе ничего излучать не могут. Эдакий невидимый монстр. Со временем, орбита такой системы будет меняться в результате уменьшения углового момента, из-за чего две ЧД будут вращаться по все более короткой орбите и все быстрее. При достаточном сближении в игру вступает Теория Относительности, и движение двух ультракомпактных и сверхтяжелых тел по крошечной орбите приводит к возникновению искажений в пространстве, которые уносят энергию и еще больше углового момента. Процесс сближения ускоряется, до тех пор пока две ЧД не столкнуться. В момент слияния выделяется невообразимое количество энергии, которое деформирует пространство вокруг системы и распространяется дальше во вселенную. Это событие настолько масштабно, что отголоски этого столкновения — гравитационные волны — мы даже способны зафиксировать.


                                      К сожалению, таких систем открыто не очень много (хотя большинство звезд находятся в кратных системах). Рентгеновских дойных разных типов в нашей галактике удалось открыть меньше сотни (это те, где есть относительно точные данные о массах компонентов, есть еще много неподтвержденных кандидатов), ну а столкновений двух ЧД и того меньше — их мы фиксируем за пределами нашей галактики.

                                      +2
                                      Отличная статья. Спасибо!

                                      Было бы еще неплохо упомянуть Предел Эддингтона, который ограничивает максимальную массу звёзд.
                                        0
                                        Расстояние до звёзд системы — около 800 св. лет. Один из близких к Земле кандидатов в сверхновую.

                                        Сравнительно недалеко. Если бахнет — тут мало не покажется.
                                          +1
                                          В видимом диапазоне звезда может быть на порядки тусклее, чем в УФ и без специальных фильтров выглядит в телескоп ничем не примечательным светилом.

                                          Фотографии просто завораживают. Можете подробней описать процесс съемки? Можно ли подобные кадры увидеть в телескоп в обсерватории?
                                          Особенно понравились эти:
                                          image
                                          imageimageimage
                                            +3
                                            Могу только сказать с каких телескопов делались фото:
                                            1. (NGC 6888) — 16-и дюймовый рефлектор RCOS + узкополосные фильтры.
                                            2. (Туманность Киля) — 1,54-метровый датский телескоп в Ла-Силья.
                                            3. (Пузырь) — «Хаббл». Фильтры указаны на самом фото.
                                              +8

                                              Могу попытаться рассказать как сейчас работают телескопы в режиме imaging. В современной астрономии большинство инструментов работает с камерами. Специальные, промышленные, монохроматические детекторы, к которым предъявляются очень строгие требования (например, скорость считывания, темновой ток и т.д., если речь идет о CCD камерах). Сенсоры таких камер охлаждаются до низких температур (не криогенных, но скажем -50 — -100 по цельсию это вполне разумно для средней камеры среднего телескопа).


                                              В астрономии давным давно появилось понятие "фильтров". Это оптический элемент, который пропускает фотоны определенных энергий, и не пропускает все остальное. В самом простейшем случае используются широкополосные фильтры ("ширина" определяется отношением ширины фильтра к его эффективной длине волны). Для оптического диапазона это скажем фильтры шириной 100 нм при эффективной длине волны 550 нм.


                                              Далее в зависимости от инструмента у вас может быть как несколько камер с разными фильтрами, установленных в одном из фокусов телескопа, так и один детектор плюс вращающееся колесо с разными фильтрами, или даже какая-то более сложная система на передовых инструментах. Снимки делаются в нескольких фильтрах (т.е. черно-белое изображение участка неба в определенном диапазоне), после чего они обрабатваются для извлечения полезных данных. Изображения типа тех что приведены в статье обычно формируются так: берется снимок в ближнем ИК или фильтре типа R и записывается в R-канал изображения, затем фильтр V (от Visual) пишется в канал G, и какой-нибудь U/B/ближний УФ — в B-канал изображения. На выходе получается снимок объекта в false colors (ненастоящие цвета). Это не то, что вы увидите глазом, но относительно близко.


                                              Иногда цвета используются для совсем экстремальных диапазонов, например синим можно показать снимок в рентгене, красным — в далеком ИК. Т.к. источники излучения в разных диапазонах разные, получается слоистая структура, где каждый цвет подсвечивает разные области с разными физическими процессами. Такие изображения полезны для иллюстрации и КДПВ, но редко используются непосредсвтенно в науке.


                                              Я не берусь утверждать, что можно увидеть в телескоп сейчас. Многие из показанных изображений требуют очень серьезных телескопов, которые работают только с камерами. На персональном телескопе глазами можно, навеное, посмотреть на туманности, галактики, что-то увидеть, но такой уровень деталей и цветовой насыщенности доступен только в результате комбинации изображений полученных на крупнейших телескопах.

                                                +4
                                                BkmzSpb, благодарю за развернутые комментарии к теме.
                                                  +3
                                                  Угу, вы еще забыли добавить, что экспозиция для какого-нибудь очень детализированного фото далекой галактики может легко составлять час и более. Только так можно собрать достаточно света и получить хорошую картинку. Ни о каком наблюдении «глазами» с тем же уровнем детализации не идёт вообще.
                                                  +2
                                                  К подробному ответу BkmzSpb могу только добавить, что фото делаются на очень большой выдержке, сотни секунд, поэтому видны эти чрезвычайно тусклые объекты. Глазом в телескоп не увидеть ничего такого — светочувствительности не хватает.
                                                    +3

                                                    Все зависит от телескопа) Скажем, на небольших, ~60 cm, объекты до 15 звездной величины в V наблюдаются с экспозициями на уровне 30 — 45 с. На том же инструменте звезда 5 величины будет наблюдаться секунды 2 — 3. Все еще медленнее чем камера абстрактного айфона, но все же.
                                                    Существуют и обратные проблемы — слишком яркий источник, из-за чего сенсор, например, ПЗС камеры, не справляется и изображение портится. Тогда используется серия коротких экспозиций с суммарной продолжительностью равной желаемой (заданной); полученные таким образом изображения потом накладываются друг на друга во время пост-обработки, что улучшает соотношение сигнал/шум для яркого объекта.


                                                    Конечно, если вы хотите что-то уровня Hubble Ultra Deep Field, то здесь вам нужны тысячи секунд экспозиции на каждый кусочек мозайки, но это исключительные ситуации. Поддерживать продолжительные экспозиции в условиях земной атмосферы довольно сложно, и без адаптивной оптики этого не сделать.

                                                      +1
                                                      На очень темном небе в сильный любительский телескоп (10 дюймов и более), при идеальной адаптации глаза, можно на уровне глюка различить цвета самых ярких туманностей (таких, как туманность Ориона или Киля). Но без телескопа — увы, даже если бы мы жили в такой туманности, она казалась бы нам тускло-серой, как Млечный Путь.
                                                    +1
                                                    Спасибо за работу, было интересно и завораживающе.
                                                      +1
                                                      У меня есть такое предположение. Имеется, к примеру, звездная система из двух нейтронных звезд, и эти нейтронные звезды под воздействием гравитации сближаются к общему центру. И в определенный момент когда они достигают предела Роша, и начинают (одна или обе) испытывать настолько сильное гравитационное воздействие, усугубляемое их скоростью вращения, что их вырожденное «нейтронное» вещество начинает вырывать с поверхности НЗ. По идее такой кусочек имеющий компактный размер, громадную массу, и большую скорость убегания (десятки тысяч километров в секунду) должен вырваться из этой двойной системы. Но жизнь этого кусочка должна быть очень коротка, но ярка. В зависимости от массы он просуществует от десятых долей до нескольких секунд, чтоб «испариться» вспышкой превратившись в джет материи, летящий с субсветовыми скоростями. И в этом джете должны появиться элементы вплоть до трансурановых. Ну и полыхать он должен в УФ, рентгене и гамме (в момент рекомбинации вдавленные электроны должны вывалить всю накопленную энергию).
                                                      Плюс возникает второе предположение с системой НЗ, что они в такой системе могут «испаряться» на приливных горбах, т.е. нейтронное вещество будет превращаться в обычное и улетать с поверхности НЗ. А будучи ионизированным оно будет подхватываться магнитным полем и светится в УФ и рентгене. Ну и пульсировать оно должно со скоростью вращения системы НЗ.
                                                      Ну и третье предположение (наверное самое невероятное): В системе НЗ один из компаньонов теряет свою массу настолько что не может сохраниться как НЗ. В момент когда гравитация уступает давлению вырожденного электронного газа нейтронная звезда «взрывается» как сверхновая. Что произойдет в этот момент с компаньоном НЗ предположить сложно, возможно она выживет получив удар вещества на половине скорости света, а может тоже «взорваться» если была на краю стабильности. И тогда мы получим сверхновую с плато интенсивности излучения, или у нее будет два пика излучения.
                                                        +1

                                                        Я просто оставлю здесь эти ссылки, возможно вы сможете там найти ответы на хотя бы часть своих вопросов:


                                                        • Нуклеосинтез
                                                          • s-process, он же медленный (slow) процесс
                                                          • r-process, он же быстрый (rapid) процесс
                                                        • Столкновение двух НЗ, GW170817, одно из самых важных событий за последнее десятилетие (кстати, GW — это gravitational wave, 170817 это просто дата).
                                                          +2
                                                          Спасибо ваши развернутые ответы (которые реально тянут на отдельную статью). Естественно все мои предположения это чистой воды мысленный эксперимент. И в нем я неосознанно допустил «маленькую» ошибку (на порядок;D ) со скоростью убегания с поверхности НЗ, которая конечно ни как не десятки тысяч км/с, а достигает трети скорости света, а то и её половины (150 000км/с). Про синтез я конечно в курсе, просто я пытаюсь представить как проходит эволюция НЗ, отталкиваясь от аналогий. Естественно они могут быть правдоподобными, а могут быть мнимыми.
                                                          К примеру я не учитывал скорость и силу «ветров» в атмосфере НЗ, хотя её воздействие на кору НЗ наверняка очень существенное.
                                                          Опять же я сбрасывал со счетов кору НЗ которая состоит из ядер обычного вещества, и в отличии от нейтронного вещества не обладающего свойствами сверхтекучести и сверхпроводимости.
                                                          В третьих пока нет признанных граничных предположений до каких пор нейтронное вещество сохраняет сверхтекучесть и сверхпроводимость (по крайней мере в научно-популярной литературе я такого не встречал, более глубоко я увы не погружался).
                                                          Это то что я навскидку назвать своими упущениями/упрощениями озвученных мной предположений.
                                                          Опять же большой вопрос как поведет себя нейтронное вещество лишенное сдерживающей силы гравитации? Как пройдут процессы рекомбинации? Успеет ли нейтронное вещество рекомбинироваться в обычное до того как накопленная энергия сверхпроводимости превратит его в поток плазмы летящий с субсветовой скоростью?..
                                                          И кстати система НЗ, в таком случае сможет выступать в качестве природного коллайдера, генерируя трансурановые элементы, разгоняя свои испускаемые тяжелые ядра до скоростей слияния ядер при их столкновении с мишенями.
                                                          Чисто умозрительно такая система НЗ должна выглядеть как туманность насыщенная тяжелыми ядрами вещества (тяжелее Fe), подсвеченная центральным объектом с гигантскими джетами и периодическими гамма и рентгеновскими вспышками в её центре.
                                                          Но к сожалению это все чисто мысленный эксперимент, слишком много неизвестных, слишком много допущений, слишком мало знаний. Будем ждать новых результатов регистрации гравитационных волн, ну и в частности новых зарегистрированных слияний НЗ.
                                                          Еще раз хочу сказать вам спасибо, за ваши развернутые комментарии, и за ваше терпение в выслушивании сумасшедших предположений/идей. ;)
                                                        0
                                                        Т.е. черная дыра это последняя стадия существования любой звезды?
                                                          +1
                                                          Нет, только определённого (большого) размера. Огарок от нашего Солнца со временем просто остынет.
                                                            0
                                                            А что этот огарок будет из себя представлять, остыв?
                                                              0

                                                              А чёрт его знает. Белые карлики по расчётам будут остывать триллионы лет. Пока ещё ни один не остыл.

                                                                0
                                                                Чёрный карлик и будет, разве нет?
                                                                  0

                                                                  Когда он будет — тогда его как-нибудь назовут.

                                                                    0
                                                                    Уверен что когда-то читал об этом.
                                                          0
                                                          А насколько будет «больно» нам, если Гамма Парусов взорвётся сверхновой? Где-то встречал упоминания, что если ближе 500 светолет — то может быть очень больно всем живым. А тут 800 — как бы больше, но не сильно.
                                                            0
                                                            800 св. лет — достаточно далеко, чтобы коротковолновая радиация от сверхновой как-то ощутимо попортила нам озоновый слой.
                                                            Опасность представляют узконаправленные гамма-джеты. Но будет ли сверхновая генерировать гамма-всплески — большой вопрос. Там первой в этой гамме Парусов А взорвется звезда Вольфа-Райе, но ей для образования гамма-джетов требуется высокая скорость вращения. Чего вроде как не наблюдается.
                                                            К тому же, планете ещё нужно попасть под этот джет, представляющий из себя достаточно узкий луч.
                                                            В общем, я думаю, гамму Парусов нам пока рано опасаться.
                                                              0

                                                              В фантастическом рассказе "Диаспора" Грега Игана как раз описывается похожее событие. Говорят очень научно описано.

                                                                +1
                                                                Ну можно взять энергию, взять расстояние до звезды, посчитать площадь сферы с радиусом равным расстоянию до звезды, посчитать какую часть этой сферы занимает Земля. Энергия взрыва умноженная на эту долю и будет энергией что дойдёт до нас.

                                                                10^53 эрг = 10^46 Дж
                                                                500 светолет = ~5*10^18 метров
                                                                Доля излучения = ~ 1.6*10^-24
                                                                Энергия = 6.25*10^21 Дж
                                                                Энергия на квадратный метр обращённой к взрыву части Земли = ~10^13 Дж = ~2 кт тротила

                                                                Посчитано без учёта атмосферы.

                                                                Всё примерно и могут быть ошибки)
                                                                  +1

                                                                  Если вы рассматриваете 10^46 джоулей как энергию взрыва сверхновой II типа (а не гамма-джета), то учитывайте, что 99% ее уносится нейтрино. Оставшийся 1 % (хотя это тоже прилично) идет на сброс, разгон и разогрев верхних слоев звезды — остатка сверхновой и энерговыделение по всему спектру, не только по гамме. На гамму там не так уж много остается.
                                                                  По нынешним подсчетам, чтобы сверхновая II типа представляла опасность для Земли, она должна быть ближе 26 световых лет.

                                                                    0
                                                                    Ясненько, отбой красной тревоги :) Тогда будем наблюдать за фейерверком, если хоть немного излучения придётся на видимый диапазон.
                                                                0
                                                                Ну, если брать конкретно гамму Парусов, то тамошняя звезда WR пойдет взрываться по типу Ib\c, а они в максимуме блеска почти дотягивают до абсолютной звездной величины -19 (плюс-минус, но берем по максимуму для праздника жизни). С учетом расстояния в 800 св. лет, видимая звездная величина сверхновой на пике будет около -12.
                                                                Полную Луну (видимая звездная величина -12,7), конечно, не затмит, но сами понимаете насколько будет яркой.

                                                                Только полноправные пользователи могут оставлять комментарии. Войдите, пожалуйста.

                                                                Самое читаемое