| Avtor |
Soobshenie |
Astronomicheskaya kartinka dnya
|
|
Zagadochnye kol'ca sverhnovoi 1987A
|
26.02.2012 |
|
Pochemu voznikli eti strannye kol'ca v sverhnovoi 1987A?
Dvadcat' pyat' let nazad, v 1987 godu, v Bol'shom Magellanovom Oblake vspyhnula yarchaishaya
sverhnovaya nashih dnei.
V centre etoi fotografii nahoditsya ob'ekt, kotoryi ostalsya ot neistovogo zvezdnogo vzryva.
Vokrug central'noi chasti zvezdnogo ostatka vidny lyubopytnye vneshnie kol'ca v forme priplyusnutoi cifry 8.
>> Prochitat' stat'yu
|
|
| Naverh |
|
 |
A.P. Vasi
|
|
Re[2]: Zagadochnye kol'ca sverhnovoi 1987A
|
27.02.2012 19:44 |
|
Pozhaluista, tol'ko ya tak ponyal chto do etogo
nado izobrazhenie razmestit' na kakom-to
saite, a forum prosto otkryvaet izobrazhenie.
|
|
| Naverh |
|
|
A.P. Vasi
|
|
Re: Zagadochnye kol'ca sverhnovoi 1987A
|
29.02.2012 18:24 |
|
Vot nashel pro kol'ca.
--------------------
http://darkenergy.narod.ru/snru.html
Tainstvennoe pyatno - sputnik SN 1987A?
[3] Karovska i dr. iz Bostonskogo Centra Astrofiziki soobshili,
chto obnaruzhili yarkuyu detal' s razdeleniem 57 millisekund ot sverhnovoi.
Oni pol'zovalis' metodom spekl-interferometrii na 4-metrovom teleskope Mezhamerikanskoi
observatorii Serro Tololo.
Nablyudeniya provodilis' 25 marta i 2 aprelya, t.e. na 30-e i 38-e sutki.
Uglovoe rasstoyanie 57 millisekund sootvetstvuet primerno dvum svetovym nedelyam,
esli napravlenie na sputnik sostavlyaet pryamoi ugol s napravleniem na Zemlyu;
pri drugih uglah rasstoyanie bol'she. Yarkoe pyatno imelo zvezdnuyu velichinu
okolo 6,5 i ne sushestvovalo do vzryva SN 1987A, poskol'ku ono na 5 zvezdnyh
velichin yarche, chem lyuboi nablyudavshiisya tam prezhde ob'ekt. Eto oznachaet, chto
yarkoe pyatno svyazano s SN 1987A, no sudya po hronometrazhu, skorost', neobhodimaya
dlya prohozhdeniya puti ot Sverhnovoi do pyatna, dolzhna byt' bol'she 0,4 skorosti
sveta. Eto kazalos' ochen' udivitel'nym, no cherez 10 sutok Metcher i dr. iz
Imperial-kolledzh v Londone soobshili, chto s pomosh'yu Anglo-avstraliiskogo
teleskopa oni takzhe nablyudali vtoroi istochnik primerno v tom zhe meste 14
aprelya, na 50-e sutki. V oboih sluchayah ispol'zovalis' dliny voln linii Nα
656-658 nm i yarke pyatno bylo primerno na tri zvezdnye velichiny slabee sverhnovoi.
Eti dva nablyudeniya novogo yarkogo istochnika i tangencial'naya skorost'
0,4s byli neozhidannymi. Neskol'ko uspokaival znamenityi sluchai SS 433, gde,
kak ustanovleno nablyudeniyami v N, v rentgenovskom i v radiodiapazonah, ispuskaetsya
dve strui v protivopolozhnyh napravleniyah so skorost'yu 1/4 s...
Esli predpolozhit', chto yarkoe pyatno sushestvuet, voznikayut dva sushestvennyh
voprosa:
a) Postoyanna li ego svetimost', ili ono vspyhnulo tol'ko na neskol'ko
mesyacev?..
b) Stacionarno li ono ili udalyaetsya?
Izmereniya Centra Astrofiziki dali 59 +/- 8 ugl.msek na 30-e i 38-e sutki,
a Imperial-kolldzh - 74 +/- 8 ugl.msek na 50-e sutki. Eta raznica 15+/-11
millisekund soglasuetsya s nulem, t.e. s otsutstviem dvizheniya, no ee zhe interpretirovali
kak ukazanie na to, chto istochnik postepenno udalyaetsya ot SN 1987A; dannye
nablyudenii soglasuyutsya s etim...
Vo mnogih teoreticheskih rabotah predlagayutsya mehanizmy dlya ob'yasneniya...
a) Pul'sar ispuskaet plazmennyi puchok cherez okno v obolochke, chto porozhdaet
struyu.
b) Tusklyi sputnik razogrevaetsya izlucheniem SN...
v) Zvezda razryvaetsya nadvoe pri vzryve svrhnovoi.
g) Oblako gaza ispuskaetsya predsverhnovoi do vzryva.
d) Effekt sozdaet gravitacionnaya linza...
e) Po analogii s SS 433 Kolgeit i dr. predpolagayut, chto udarnaya volna vyryvaet
s obolochki "magnitnuyu struyu", kotoraya postepenno teryaet svoyu silu...
Syuda mozhno dobavit':
zh) Magnitnaya dyra, prevrativshis' iz rastushego sploshnogo kruga v rastushee
i uton'shayusheesya kol'co, vyshla za predely zvezdy i rasshiryatsya s relyativistskoi
skorost'yu. Eta kol'cevaya struktura budet obnaruzhena cherez neskol'ko let
s kosmicheskogo teleskopa Habbl.
[7]Proishozhdenie i priroda prekrasnyh kolec, okruzhayushih
vzorvavshuyusya zvezdu, vse eshe ostayutsya zagadkoi. Izmereniya pokazali, chto
oni rasshiryayutsya medlenno, "vsego lish'" 70000-100000 mil' v chas (eto schitaetsya
malo, poskol'ku ostatki sverhnovoi vybroshennye iz centra letyat so skorost'yu
v 100-2000 raz bol'she!). Spektroskopicheskie nablyudeniya pokazyvayut, chto kol'ca
obogasheny azotom. Malaya skorost' i neobychnyi himsostav ukazyvayut na to,
chto kol'ca byli vybrosheny iz predsverhnovoi bolee chem 20000 let nazad. Odnako,
bylo by razumno predpolozhit', chto zvezda vybrasyvaet veshestvo normal'nym
sposobom, postoyanno i vo vseh napravleniyah, a ne vyduvaya kol'ca kak kuril'shik.
<... zagadka zaklyuchaetsya v tom, chto vzorvavsheisya zvezdoi okazalsya
goluboi sverhgigant. Eto bylo zagadkoi v 1987 godu, poskol'ku v to vremya
teoretiki predpolagali, chto tol'ko krasnye sverhgiganty mogut vzryvat'sya
kak sverhnovaya. Po vidimomu zvezda, deistvitel'no, do sravnitel'no nedavnego
vremeni, byla krasnym sverhgigantom, no pered vzryvom ona szhalas' i ee poverhnost'
razogrelas'...
Prevoshodnaya razreshayushaya sposobnost' kosmicheskogo teleskopa Habbl
dala vozmozhnost' proizvesti tochnye izmereniya vidimogo uglovogo razmera vnutrennego
kol'ca. Absolyutnoe znachenie razmera bylo opredeleno putem izucheniya nablyudatel'nyh
dannyh poluchennyh na Mezhdunarodnom Ul'trafioletovom Eksplorere (International
Ultraviolet Explorer). IUE izmeril vremennoi interval mezhdu vzryvom sverhnovoi
i vremenem uvelicheniya yarkosti vnutrennego kol'ca, kotoroe okazalos' ravnym
0,66 goda. Eto znachit, chto diametr kol'ca raven 1,32 svetovyh goda. Sravnivaya
uglovoi razmer s istinnym, my mozhem poluchit' rasstoyanie do SN 1987A (i do
samogo BMO), 168000 svetovyh let...
Poslednee ne sovsem ponyatno, otkuda oni poluchili 0,66 goda. Ved' kol'ca
stali nablyudat' lish' spustya neskol'ko let posle vzryva. No vozvrashayas' k
citiruemoi stat'e vyshe, ...na 30-e i 38-e sutki. Uglovoe rasstoyanie 57
millisekund sootvetstvuet primerno dvum svetovym nedelyam,.. i ...0,66
goda... cherez neskol'ko let posle vzryva, vpolne yasno ukazyvaet na to,
chto kol'ca mogli byt' vybrosheny iz zvezdy, - rasshiryayushayasya kol'cevaya magnitnaya
dyra. Sleduyushaya stat'ya nam proyasnyaet etu situaciyu .
[6] Pervye rezul'taty s kosmicheskogo teleskopa "Habbl".
V Mire Nauki, avgust 1992.
S osobym neterpeniem astronomy zhdali ot KTH izobrazhenii ostatka yarkoi
Sverhnovoi 1987A (SN 1987A),..
23 avgusta 1990 g. posle 28-minutnoi ekspozicii "Kamera slabyh ob'ektov"
KTH peredala izobrazhenie SN 1987A. Na izobrazhenii, kotoroe poyavilos'
na ekranah monitorov v Institute kosmicheskogo teleskopa, bylo vidno okruzhayushee
ostatok Sverhnovoi yarkoe svetyasheesya kol'co diametrom 1,4 sv. goda. My smotreli
na nego kak zavorozhennye. Odnako nash kollega N. Panadzhia ne by udivlen nalichiem
etogo kol'ca: on predvidel obrazovanie neobychnyh struktur vokrug Sverhnovoi
SN 1987A.
Interesno, chto eto kol'co ne krugloe, a ellipticheskoe. Iz etogo sleduet,
chto ono ne yavlyaetsya trehmernoi obolochkoi (obolochki sushestvuyut vokrug mnogih
planetarnyh tumannostei; iz-za effekta perspektivy oni zachastuyu napominayut
kruglye kol'ca). Po-vidimomu, eto kol'co deistvitel'no predstavlyaet sboi
tor, naklonennyi pod uglom 43o k luchu zreniya, chto i sozdaet illyuziyu
ellipticheskogo kol'ca. Takoe obrazovanie ne moglo byt' sozdano samoi sverhnovoi.
Skoree vsego - eto ostatok sbroshennyh vneshnih sloev krasnogo giganta, zvezdy-predshestvennicy
SN 1987A.
Pandzhia schitaet, chto za tysyachi let do vspyshki slabyi zvezdnyi veter
unes vneshnyuyu obolochku zvezdy, prichem preimushestvenno v ekvatorial'nom napravlenii.
Vposledstvii bolee sil'nyi zvezdnyi veter szhal veshestvo v gazovoe kol'co.
Ul'trafioletovoe izluchenie zvezdy nagrelo i ionizirovalo gaz, zastaviv ego
svetit'sya. V techenie neskol'kih desyatiletii kol'co dolzhno raspast'sya iz-za
stolknoveniya s oskolkami SN 1987A, kotorye dvizhutsya seichas v napravlenii
ot tochki vzryva so srednei skorost'yu 10000 km/s. KTH budet prodolzhat' sledit'
za razvitiem ostatka Sverhnovoi SN 1987A.
Nablyudeniya etoi sverhnovoi s pomosh'yu KTH pozvolili znachitel'no utochnit'
rasstoyanie do Bol'shogo Magellanova Oblaka. Po poluchennym izobrazheniyam mozhno
s bol'shoi tochnost'yu opredelit' uglovoi razmer kol'ca. Mezhdunarodnyi ul'trafioletovyi
sputnik IUE (International Ultraviolet Explorer) pozvolil opredelit' vremya,
kogda vpervye bylo zaregistrirovano svechenie blizhnei i dal'nei granicy kol'ca;
skorost' sveta horosho izvestna, poetomu ne predstavlyaet truda vychislit'
lineinyi razmer kol'ca. Iz prostyh trigonometricheskih rassmotrenii sleduet,
chto rasstoyanie do SN 1987A, a znachit i do galaktiki, gde ona nahoditsya,
sostavlyaet 169 tys. sv. let. Tochnost' etoi ocenki sostavlyaet 5%, chto v tri
raza luchshe prezhnih izmenenii.
Deistvitel'no, v stat'e priveden snimok ostatkov SN 1987A. Na nem otchetlivo
vidno vnutrennee kol'co i para yarkih zvezdochek, kotorye na posleduyushih snimkah
proektiruyutsya na vneshnie kol'ca, no samih vneshnih kolec na etom snimke poka
net... Situaciya s rasstoyaniyami proyasnyaetsya, no putanica ostalas'.
Sravnite frazy: "kogda vpervye bylo zaregistrirovano svechenie blizhnei
i dal'nei granicy kol'ca" i "vremenem uvelicheniya yarkosti vnutrennego
kol'ca, kotoroe okazalos' ravnym 0,66 goda... znachit, chto diametr kol'ca
raven 1,32 svetovyh goda". Eto s uchetom togo, chto IUE fakticheski geometriyu
signala razlichaet ploho.
Pochitaem, chto pisali ob etom Sten Vusli i Tom Uiver do togo, kak "Habbl"
peredal pervyi snimok.
[4] Eshe odno svidetel'stvo o razmere predsverhnovoi dala
ul'trafioletovaya vspyshka, hotya nablyudalis' tol'ko ee posledstviya. Ul'trafioletovyi
svet nevidim dlya glaza, krome togo on pogloshaetsya zemnoi atmosferoi. Teleskop
na bortu IUE (International Ultraviolet Explorer) mog obnaruzhit' eto samoe
rannee elektromagnitnoe izluchenie Sverhnovoi, no v to vremya on ne byl nacelen
v nuzhnom napravlenii. Odnako v techenie 14 ch gruppa nablyudatelei, vozglavlyaemaya
R. Kirshnerom iz Garvard-Smitsonovskogo astrofizicheskogo centra i Dzh. Sonnebornom
iz Goddardovskogo centra kosmicheskih poletov Nacional'nogo upravleniya po
aeronavtike i kosmicheskim issledovaniyam (NASA), pereorientirovali sputnik.
K etomu vremeni pervonachal'naya vspyshka uzhe ugasala, no Sverhnovaya vse eshe
byla horosho vidna v ul'trafioletovom diapazone.
Krome togo, eti issledovateli smogli cherez neskol'ko mesyacev snova
nablyudat' ul'trafioletovuyu vspyshku kosvennym putem, kogda IUE obnaruzhil
izluchenie gazovoi obolochki, okruzhayushei Sverhnovuyu na rasstoyanii okolo odnogo
svetovogo goda. Etot gaz, veroyatno, predstavlyaet soboi veshestvo, vybroshennoe
zvezdnym vetrom predsverhnovoi na stadii krasnogo sverhgiganta za 40 tys.
let do vzryva. Ul'trafioletovaya vspyshka Sverhnovoi dostigla etoi obolochki
i ionizirovala ee. Na osnovanii ee vtorichnogo izlucheniya K. Fransson iz Stokgol'msogo
universiteta sdelal vyvod, chto v nachale svecheniya Sverhnovoi izluchayushee veshestvo
imelo temperaturu okolo polmilliona Kel'vinov.
Yasno. Nachalo vzryva sverhnovoi soprovozhdaetsya vspleskom ul'trafioletovogo
izlucheniya. No ego pronablyudat' ne udalos'. Kogda etot UF-vsplesk dostigaet
blizhnego k nam uchastka kol'ca, proishodit ego pereizluchenie i UF-fotony
nachali registrirovat'sya na IUE. Eta registraciya dolzhna byla prodolzhat'sya
dostatochno dolgoe vremya. Poslednie UF-fotony dolzhny byli postupit' iz chasti
kol'ca, naibolee udalennoi ot nas, kol'co ved' naklonennogo pod uglom k
nam. S uchetom togo, chto diametr kol'ca raven 1,32 svetovyh goda, to i dlitel'nost'
ego nablyudeniya dolzhna sostavlyat' velichinu poryadka odnogo goda, ili kak eto
ukazano vyshe, - 0,66 goda.
No est' eshe i vneshnie kol'ca. Oni tozhe dolzhny byli pereizluchat' UF-vsplesk.
Tak kakoi zhe uchastok kol'ca k nam blizhe nizhnii ili verhnii?
Na etot vopros mozhno bylo by otvetit' vzglyanuv na bolee pozdnie snimki,
kogda kol'co nachalo preobrazovyvat'sya v ozherel'e iz yarkih businok.
24 sent. 1994
6 fevr. 1998
23 mart 2001
5 yanv. 2003
12 dek. 2004
6 dek 2006
|
Utverzhdaetsya, chto yarkoe pyatnyshko v pravom
nizhnem uglu na foto ot 24 sentyabrya 1998 goda ne v schet, - eto zvezda.
Opredelit', kakaya chast' kol'ca, nizhnyaya ili verhnyaya, nahoditsya blizhe
k nam, slozhno.
S uchetom skorosti zagoraniya businok, mozhno skazat', chto eto:
libo ne naklonennoe kol'co, a natural'nyi ellips, prichem blizhe k
nam nahoditsya ego levaya chast';
libo potok chastic ot vzryva imeet raznuyu skorost' v raznyh napravleniyah;
libo obrazovanie businok imeet druguyu pri
|
No prodolzhim citirovat' i kommentirovat' [4].
Kuda zhe propala neitronnaya zvezda v SN 1987A? Vozmozhno ona obrazovalas'
n nachal'noi stadii vzryva i zatem ischezla, prevrativshis' v chernuyu dyru?..
Skoree v magnitnuyu, vo vremya vtorogo vspleska neitrinnogo izlucheniya.
Noch'yu 18 yanvarya 1989 g. Sverhnovaya dala otvet na odnu zagadku, zadav
pri etom neskol'ko novyh. V Serro-Tololo gruppa, vozglavlyaemaya K. Pennipakerom
iz Lourensovskoi laboratorii v Berkli i Dzh. Milddlditchem iz Los-Alamosskoi
nacional'noi laboratorii, obnaruzhila opticheskie pul'sacii Sverhnovoi. Pul'sacii
intensivnost' kotoryh sostavlyala okolo 0,1 % polnoi svetimosti Sverhnovoi,
proishodili pochti 2000 raz v sekundu; eto oznachalo, chto skorost' vrasheniya
byla v tri raza bol'she, chem u samogo bystrogo iz izvestnyh do sih por pul'sarov.
Pri takom bystrom vrashenii razrusheniya mogu izbezhat' tol'ko plotneishie, samye
massivnye neitronnye zvezdy.
Krome togo, signal pul'sara pokazyval regulyarnoe izmenenie chastoty,
kak budto sputnik v neskol'ko raz tyazhelee Yupitera prityagival ego to v odnu,
to v druguyu storonu kazhdye sem' chasov, vyzyvaya doplerovskoe smeshenie chastoty
signala. Eto sputnik mog obrazovat'sya tol'ko posle vzryva, tak kak vychislennyi
radius ego orbity, okolo milliona kilometrov, byl men'she radiusa predsverhnovoi...
Chto deistvitel'no neobhodimo - tak eto eshe raz uvidet' pul'sar. Odnako
pri povtornyh nablyudeniyah s takoi zhe i dazhe bol'shei chuvstvitel'nost'yu on
ne by obnaruzhen. Vozmozhny razlichnye predpolozheniya na tot schet. Naprimer,
oblaka vnutri Sverhnovoi mogut zatmevat' signal ili on mozhet byt' podavlen:
veshestvo, padayushee na neitronnuyu zvezdu, mozhet nakorotko zamknut' elektricheskoe
pole (generiruemoe vrashayushimsya magnitnym polem), kotoroe daet energiyu na
izluchenie.
Poslednee, "padenie na neitronnuyu zvezdu", ya by zamenil na zahvat
magnitnoi dyroi. No eto dolzhno soprovozhdat'sya vybrosom sootvetstvuyushei porcii
relyativistskii elektronov i pachki antineitrino. Eto vpolne moglo ostat'sya
nezamechennym, poskol'ku massa zahvachennogo veshestva ne stol' bol'shaya i,
krome togo, process mog byt' rastyanut vo vremeni.
...Detektory Kamiokande i IBM, naibolee chuvstvitel'ny k odnomu iz
komponentov vspyshki - elektronnym antineitrino. A detektor pod Monblanom?
I nesla li RANNYaYa vspyshka elektronnye antineitrino?
...imelis' anomalii i do togo, kak voznikla problema predpolagaemogo
pul'sara. Naprimer, za 4 chasa do obnaruzheniya neitrino s pomosh'yu ustanovok
Kamiokande i IBM, detektor pod Monblanom zaregistriroval drugoi impul's
neitrinnogo izlucheniya. (Dobavim, chto Baksan dal odno sobytie, a Kamiokande
dal 2(4) sobytiya, sovpadayushee po vremeni s pyat'yu RANNIMI sobytiyami pod Monblanom).
Detektory gravitacionnyh voln v Rime v Merilende otmetili signaly, sovpadayushie
po vremeni s rannim impul'som neitrino. Chem mozhno ob'yasnit' kolossal'noe
vydelenie energii za chetyre chasa do kollapsa yadra? Etogo poka nikto ne znaet.
(Pochemu eto ne znaet? Znaem, chitai nizhe.) Cherez neskol'ko mesyacev
posle vzryva poyavilas' eshe odna zagadka - vtoroi istochnik sveta, primerno
v 10 raz slabee Sverhnovoi, kotoryi mozhno bylo otdelit' ot osnovnoi vspyshki
tol'ko s pomosh'yu nepryamogo metoda, izvestnogo kak spekl-interferometriya.
Tainstvennyi vtoroi istochnik ischez 7 iyunya 1987 g. i bol'she ne poyavlyalsya.
|
|
| Naverh |
|
|
A.P. Vasi
|
|
Re: Zagadochnye kol'ca sverhnovoi 1987A
|
29.02.2012 18:35 |
|
http://earth-chronicles.ru/news/2011-08-17-5582
V 1987 godu, kogda vystrelila sverhnovaya SN87A, ona osvetila vse vokrug
na rasstoyanie v 180 tysyach svetovyh let i svetit do sih por tak, chto ee
vidno nevooruzhennym glazom.
Takzhe interesno, chto v to vremya na
zemle rabotali neskol'ko detektorov neitrino. Oni ispol'zovalis' dlya
nablyudeniya za solnechnymi chasticami. Odnako, vecherom 23 fevralya, odin iz
detektorov v Yaponii ulovil nebol'shuyu vspyshku. V odnu sekundu on poimal
11 neitrino, chto znachitel'no bol'she togo, chto etot detektor ulavlivaet
ot Solnca v lyuboi drugoi moment. Poimat' neitrino ochen' slozhno, i vse
oni, obrazuyushiesya pri szhatii yadra zvezdy, razletayutsya po prostoram
kosmosa. Eto znachit, chto te neitrino, kotorye popali v yaponskii
detektor, prileteli tuda pryamo iz yadra vzorvavsheisya zvezdy. Vspyshka
sveta - ne ochen' tochnyi pokazatel' vremeni vzryva, yarkost' ee mozhet
narastat' v techenii neskol'kih chasov ili dnei, poetomu tol'ko yaponskie
neitrino dayut vozmozhnost' opredelit' tochnoe vremya vzryva. My znaem, chto
sverhnovaya SN87A obrazovalas' 23 fevralya v 7:36 po Grinvichu.
|
|
| Naverh |
|
|
A.P. Vasi
|
|
Re: Zagadochnye kol'ca sverhnovoi 1987A
|
29.02.2012 18:48 |
|
Vpervye naideny nablyudatel'nye svidetel'stva togo, chto golubye
sverhgiganty mogut byt' pryamymi predshestvennikami sverhnovyh zvezd.
Nablyudeniya sverhnovoi SN2005gj pozvolili zaglyanut' v ee proshloe i
ustanovit', kakoi zvezdoi ona byla dovzryva. Etot rezul'tat
protivorechit sushestvuyushei teorii zvezdnoi evolyucii i mozhet potrebovat'
ee chastichnogo peresmotra.
Vspyshka sverhnovoi odin iz samyh moshnyh vzryvnyh processov
vprirode. Ona nablyudaetsya kak vnezapnoe uvelichenie bleska zvezdy
vmilliard i bolee raz. Privspyshke sverhnovaya svetit prakticheski tak
zhe, kak celaya galaktika. Esli vspektre sverhnovoi net linii izlucheniya
vodoroda, to ei prisvaivaetsya tipI, a esli linii est' to tipII.
Teoriya zvezdnoi evolyucii
predskazyvaet, chto vspyshka sverhnovoi tipaII eto zaklyuchitel'nyi etap
zhizni massivnoi zvezdy, massa kotoroi prevyshaet desyat' solnechnyh.
Soglasno sovremennoi teorii, naetom etape proishodit katastroficheski
bystroe szhatie yadra zvezdy, sostoyashego iz atomov zheleza, i posleduyushii
otskok padayushei na yadro vneshnei obolochki, vkotoroi sohranilsya vodorod.
Udarnaya volna, kotoraya obrazuetsya priotskoke obolochki, nagrevaet ee i
vyzyvaet stol' sil'noe uvelichenie bleska zvezdy.
Chtoby vzorvat'sya kak sverhnovaya, massivnaya zvezda dolzhna proiti
neskol'ko stadii, vtechenie kotoryh vodorod vyadre zvezdy postepenno
vygoraet i prevrashaetsya vgelii, zatem vuglerod, kislorod i dalee
dozheleza. Teoriya zvezdnoi evolyucii govorit, chto vkonce zhizni takaya
zvezda prohodit stadiyu golubogo
sverhgiganta, zatem ona stanovitsya zvezdoi
Vol'faRaie,
i tol'ko potom proishodit vzryv. Teoriya i nablyudeniya pokazyvayut, chto
razlichiya mezhdu dvumya pervymi stadiyami znachitel'ny. Na stadii golubogo
sverhgiganta vyadre zvezdy eshe gorit vodorod, asil'nyi zvezdnyi veter
unosit obolochku. Prodolzhitel'nost' etogo perioda poryadka sta tysyach
let ochen' mala posravneniyu sovremenem zhizni zvezd. Posle etogo
gorenie vodoroda vyadre prekrashaetsya, izvezda predstavlyaet soboi pochti
polnost'yu obnazhennoe gelievoe, uglerodnoe ili azotnoe yadro zvezdu
Vol'faRaie.
Nablyudeniya opticheskogo izlucheniya ot sverhnovoi SN2005gj byli
vypolneny komandoi evropeiskih astronomov voglave sKerri Trandl
(Carrie Trundle) na Ochen' bol'shom teleskope (Very Large Telescope,
VLT; sm. ris.1). Oni pokazali, chto eta posledovatel'nost' mozhet byt'
narushena: goluboi sverhgigant, minuya stadiyu zvezdy Vol'faRaie, mozhet
vzorvat'sya kak sverhnovaya, chto ne soglasuetsya ssushestvuyushei teoriei
zvezdnoi evolyucii.
Sverhnovaya SN2005gj byla otkryta v sozvezdii Kita 26sentyabrya 2005goda na 2,5-metrovom teleskope Observatorii Apachi (Apache
Point Observatory)
vN'yu-Meksiko, SShA. Otkrytie bylo sdelano bol'shoi komandoi uchenyh,
rabotayushih poprogramme Sloanovskogo cifrovogo obzora neba (SDSS). Bukvy
gj vnazvanii zvezdy oznachayut ee poryadkovyi nomer: pervaya sverhnovaya,
otkrytaya v2005godu nosila bukvy aa, vtoraya ab i tak dalee.
Soglasno etomu pravilu, SN2005gj dolzhna byt' 176-isverhnovoi,
otkrytoi v2005godu.
Zvezda-predshestvennik (tak nazyvaemaya predsverhnovaya) sverhnovoi
SN2005gj vzorvalas' 22sentyabrya 2005goda. Nablyudeniya naVLT byli
provedeny na 86-i i 374-iden' posle vzryva. Otlichitel'noi osobennost'yu
etih nablyudenii stalo vysokoe spektral'noe razreshenie do 4,56km/sek,
chto vsto raz luchshe, chem predydushie nablyudeniya etoi sverhnovoi,
vypolnennye drugoi komandoi pod rukovodstvom Grega Olderinga (Greg Aldering).
Spektral'noe razreshenie eto sposobnost' razlichat'
blizkie pochastote signaly. Esli raznye chasti obolochki sverhnovoi (ili
lyuboi drugoi zvezdy) dvizhutsya sraznoi skorost'yu, to my budem nablyudat'
izmenenie chastoty izlucheniya, proporcional'noe skorosti (effekt Doplera).
Chem luchshe spektral'noe razreshenie, tem bolee melkie izmeneniya skorosti
veshestva my mozhem izuchat', tem bolee tochno my znaem, skakoi skorost'yu
dvizhetsya veshestvo i nakakoi chastote ono izluchaet. Gruppa Trandl
sposobna uvidet' izmeneniya skorosti veshestva dazhe v5km/sek, agruppe
Olderinga, takzhe nablyudavshei etu sverhnovuyu, no imevshei vsto raz hudshee
spektral'noe razreshenie, dostupny byli tol'ko rezkie skachki skorosti
bolee 500km/sek.
Spektry sverhnovoi SN2005gj, poluchennye gruppoi Trandl, pokazany na ris.2, gde vidno izluchenie vliniyah
vodoroda
(HαiHγ), atakzhe izluchenie vdrugih liniyah, vozmozhno kal'ciya (CaII) i
kisloroda (OI). Yarkaya i uzkaya liniya Hα sostoit iz neskol'kih chastei,
proishozhdenie kotoryh izvestno po teoreticheskim raschetam (sm.
podrobnosti nizhe melkim shriftom). Osnovnoe vetom spektre vneshnii vid
(profil') uzkoi chasti liniiHα, pokazannoi na ris.2a krasnoi strelkoi.
On govorit nam otom, kakoi zvezdoi byla sverhnovaya dovzryva i kakoi
gaz ee okruzhal. Glavnaya osobennost' profilya etoi linii nalichie dvuh
pikov poglosheniya vspektre (dve yamki sleva ot pika izlucheniya na ris.2b,
gde eta liniya pokazana vkrupnom masshtabe). Takaya forma linii vspektre
sverhnovoi obnaruzhena vpervye za vsyu istoriyu nablyudeniya etogo tipa
zvezd! Chtoby poluchit' profil' linii vstol' krupnom masshtabe i uvidet',
chto pikov poglosheniya na samom dele bylo dva, kak raz i neobhodimo
vysokoe spektral'noe razreshenie.
Shirokaya chast' vosnovanii linii Hα (pokazana sinei
strelkoi) obuslovlena izlucheniem atmosfery samoi sverhnovoi, kotoraya
rasshiryaetsya sosrednei skorost'yu 225005000km/sek. Promezhutochnaya
chast' (zelenaya strelka) obrazuetsya v veshestve, kotoroe okruzhaet
sverhnovuyu i vzaimodeistvuet s udarnoi volnoi. Udarnaya volna ot
sverhnovoi dvizhetsya soskorost'yu 2850200km/sek. Samaya uzkaya chast'
linii (krasnaya strelka) predstavlyaet izluchenie nevozmushennogo udarnoi
volnoi veshestva, kotoroe, pravda, uzhe ionizovano izlucheniem sverhnovoi.
Vse osobennosti uzkoi chasti linii svyazany s prirodoi gaza, okruzhavshego
sverhnovuyu do vzryva. Gruppa Kerri Trandl klassificiruet sverhnovuyu
SN2005gj kak tip IIn iz-za nalichiya vspektre uzkih linii (n ot
angl. narrow uzkii).
Profil' uzkoi chasti linii Hα predstavlyaet soboi
kombinaciyu dvuh pikov izlucheniya i poglosheniya na ee korotkovolnovoi
storone (pik poglosheniya eto yamka sleva ot pika izlucheniya na ris.2b
i2c). Takoi vneshnii vid linii (profil') nazyvaetsya profil' tipa
PCygni po imeni zvezdyP vsozvezdii Lebedya. Eta zvezda naibolee
tipichnyi predstavitel' zvezd stakimi liniyami vspektre. Prichina
vozniknoveniya podobnogo profilya linii byla naidena astronomami uzhe
davno vokrug zvezdy est' rasshiryayushayasya obolochka veshestva. Prichinoi
obrazovaniya obolochki vgolubyh sverhgigantah yavlyaetsya sil'nyi zvezdnyi
veter.
Dannyi tip spektra govorit vpol'zu togo, chto do vzryva zvezda byla
golubym sverhgigantom, potomu chto podobnye profili linii nablyudayutsya
tol'ko uetogo tipa zvezd. Sravnenie spektrov sverhnovoi SN2005gj
sospektrami golubyh sverhgigantov privoditsya na ris.3 shodstvo
porazitel'noe! Pik poglosheniya vliniiHα obuslovlen tem, chto
spoverhnosti predsverhnovoi dul sil'nyi zvezdnyi veter. Nalichie
vspektre dvuh pikov oznachaet, chto proishodilo izmenenie skorosti
zvezdnogo vetra i tempa poteri massy golubym sverhgigantom bylo kak
minimum dva sil'nyh vybrosa. Gruppa Trandl ocenivaet temp poteri massy
v6,4102 i 2,6102 mass Solnca vgod dlya
pervogo i vtorogo vybrosov sootvetstvenno naspektre 86-godnya posle
vybrosa. Poforme spektra 374-godnya temp poteri massy ocenivaetsya kak
1,7102 mass Solnca vgod. Eti ocenki, konechno, netochnye,
tak kak pri ih poluchenii avtory vynuzhdeny byli ispol'zovat' ryad
predpolozhenii osvoistvah zvezdnogo vetra upredsverhnovoi.
V pol'zu togo, chto goluboi sverhgigant yavlyalsya predsverhnovoi dlya SN
2005 gj, govorit ne tol'ko forma spektra, no i skorost' zvezdnogo vetra,
duvshego s ego poverhnosti i obrazovavshego piki poglosheniya. Skorosti
vetra dlya pikov poglosheniya iz ris.2 lezhat v predelah ot 120 do 290
km/sek kak raz to, chto nablyudaetsya v golubyh sverhgigantah. Skorosti
vetra u zvezd tipa Vol'faRaie prevyshayut eti znacheniya na poryadki
velichiny, a skorosti vetra na bolee rannih stadiyah, chem goluboi
sverhgigant, poryadka 10 km/sek.
Gruppa Grega Olderinga, nablyudavshie etu sverhnovuyu s11-go po
133-idni, no snizkim spektral'nym razresheniem, voobshe klassificirovala
etu sverhnovuyu kak tipIa. Eto tip sverhnovyh, kotorye rozhdayutsya iz-za
termoyadernogo vzryva belogo karlika zvezdy smassoi 1,38massy Solnca.
Yadro belogo karlika sostoit iz vyrozhdennogo elektronnogo gaza, a ne iz
vodoroda, geliya ili drugih atomov. Yasno razlichimye vspektre sverhnovoi
linii vodoroda oni ob'yasnyayut izlucheniem gaza okruzhayushei mezhzvezdnoi
sredy i utverzhdayut, chto sverhnovaya SN2005gj vtoroi podtverzhdennyi
primer novogo gibridnogo tipa sverhnovyhIa/IIn naryadu sosverhnovoi
SN2002ic.
Gruppa zhe Trandl schitaet, chto tipichnye osobennosti spektra sverhnovoi
tipaIa edva razlichimy vsluchae SN2005gj, i predlagayut novuyu
interpretaciyu ee spektrov. Neosporimoe preimushestvo gruppy Trandl
ispol'zovanie vysokogo spektral'nogo razresheniya vnablyudeniyah, kotoroe
pozvolilo otkryt' neizvestnye ranee osobennosti spektra etoi zvezdy.
Rezul'tat, poluchennyi gruppoi Trandl, ves'ma neozhidannyi
steoreticheskoi tochki zreniya, ved', soglasno teorii zvezdnoi evolyucii, v
yadre predsverhnovoi ne dolzhno soderzhat'sya vodoroda. Vodorod dolzhen uzhe
davno vygoret', avmesto nego vyadre dolzhny nahodit'sya bolee tyazhelye
elementy, takie kak gelii, kislorod, uglerod i zhelezo. Golubye zhe
sverhgiganty, soglasno teorii, davno podtverzhdennoi nablyudeniyami,
soderzhat vodorod, kak v yadre, tak i vobolochke. Ne imeya informacii
odvuh pikah poglosheniya i, sledovatel'no, o tom, chto predsverhnovaya,
po-vidimomu, yavlyalas' golubym sverhgigantom, avtory ne smogli by
predpolagat', chto v ee yadre soderzhalsya vodorod. I hotya eta zhe samaya
teoriya predskazyvaet, chto naputi k vzryvu stadii Vol'faRaie massivnoi
zvezde ne minovat', rezul'tat gruppy Trandl yavlyaetsya nablyudaemym faktom i
mozhet privesti kser'eznym izmeneniyam vteorii.
Istochniki:
1) C.Trundle, R.Kotak, J.S.Vink, W.P.S.Meikle. SN2005gj:
evidence for LBV supernovae progenitors? (polnyi
tekst)// Astronomy &Astrophysics. 2008. V.483. P.L47L50 (DOI: 10.1051/0004-6361:200809755). Stat'ya dostupna
takzhe vArhive preprintov.
2) Jorick S. Vink, A.deKoter. Predictions
of variable mass loss for Luminous Blue Variables (polnyi
tekst)// Astronomy &Astrophysics. 2002. V.393. P.543553.
3) G.Aldering, P.Antilogus, S.Bailey, et al. Nearby supernova factory observations of
SN2005gj: another type Ia supernova in amassive circumstellar envelope (polnyi tekst PDF,
585Kb)// TheAstrophysical Journal. 2006. V.650. P.510527 (doi:10.1086/507020).
Mariya Kirsanova
|
|
| Naverh |
|
|
A.P. Vasi
|
|
Re: Zagadochnye kol'ca sverhnovoi 1987A
|
29.02.2012 18:57 |
|
Dva internacional'nyh kollektiva astronomov i astrofizikov
polnost'yu razoshlis' v interpretacii rezul'tatov nedavnih nablyudenii pary
neobychnyh, no pohozhih drug na druga sverhnovyh zvezd. Eta polemika
predstavlena v stat'yah, kotorye 20maya poyavilis' v zhurnale Nature.
Obe zvezdy, SN2005E i SN2005cz, byli zamecheny pyat' let nazad, chto
sleduet iz ih nazvanii. Eti sverhnovye ob'edinyaet celyi ryad obshih
osobennostei, kotorye i privlekli k nim osoboe vnimanie specialistov.
Vo-pervyh, pri zhizni oni vhodili v sostav galo staryh ellipticheskih
galaktik s sil'no podavlennym processom zvezdoobrazovaniya i, kak
sledstvie, deficitom molodyh massivnyh zvezd. Vo-vtoryh, ih absolyutnaya
yarkost' sil'no ustupala yarkosti tipichnyh vzryvov sverhnovyh i k tomu zhe
neobychno bystro padala sovremenem. Nakonec, primerno cherez polgoda
posle pervogo poyavleniya sverhnovyh v ih spektrah bylo zaregistrirovano
anomal'no vysokoe soderzhanie kal'ciya. Sleduet otmetit', chto v poslednie
gody, krome SN2005E i SN2005cz, bylo obnaruzheno eshe shest' tusklyh
sverhnovyh s sil'nymi spektral'nymi liniyami etogo elementa.
Sverhnovuyu SN2005cz 17iyulya 2005goda zametila gruppa,
vozglavlyaemaya yaponskimi astronomami. Pervye snimki ee vzryva byli
sdelany apparaturoi 60-santimetrovogo reflektora observatorii Itagaki
(Itagaki Astronomical Observatory). Pozdnee ee nablyudali spomosh'yu bolee
moshnyh instrumentov 220-santimetrovogo teleskopa observatorii Kalar
Al'to (Calar Alto), 820-santimetrovogo Subaru
(Subaru) i desyatimetrovogo KeckI.
Analiz snimkov pokazal, chto istochnik vzryva nahoditsya v 13uglovyh sekundah ot yadra ellipticheskoi galaktiki NGC4589
iz sozvezdiya Drakona, raspolozhennoi v 80mln svetovyh let ot Solnca.
Avtory stat'i v Nature Kodzhi Kavabata (Koji Kawabata) i ego
kollegi prishli k zaklyucheniyu, chto spektr SN2005cz vskore posle
prohozhdeniya pika yarkosti sil'no napominal spektry sverhnovyh iz
semeistvaIb. Ketoi gruppe otnosyat sverhnovye, rodivshiesya vrezul'tate
gravitacionnogo kollapsa massivnyh zvezd, odnako ne demonstriruyushie ili
pochti ne demonstriruyushie obychnye dlya takih sverhnovyh spektral'nye linii
vodoroda (stol' zhe tipichnye linii geliya, odnako, prisutstvuyut). Etu
osobennost' prinyato ob'yasnyat' tem, chto zvezda-predshestvennica pered
samym vzryvom teryaet svoyu vneshnyuyu obolochku, sostoyashuyu iz vodoroda
naprimer, vrezul'tate gravitacionnogo otsasyvaniya etogo gaza
blizlezhashei stabil'noi zvezdoi. Yaponskie uchenye polagayut, chto im
popalas' imenno zvezda etogo tipa. (Izvestny takzhe sverhnovye
semeistvaIc, ch'i spektry ochisheny kak ot vodoroda, tak i ot geliya
predpolagaetsya, chto oni do vzryva lishayutsya kak vodorodnyh, tak i bolee
glubokih gelievyh sloev.)
Odnako takaya interpretaciya nuzhdaetsya v ser'eznom obosnovanii. Uzhe
izvestnye sverhnovye iz semeistvaIb sil'no operezhayut SN2005cz v
nachal'noi yarkosti, dol'she zatuhayut i ne obnaruzhivayut stol' znachitel'nogo
prisutstviya kal'ciya. Professor Kavabata i ego soavtory obhodyat eti
trudnosti, predpolozhiv, chto im poschastlivilos' nablyudat' ochen' redkoe
sobytie gravitacionnyi kollaps svetila, ch'ya massa priblizhaetsya k
nizhnemu predelu mass zvezd, sposobnyh k takomu kataklizmu. Soglasno
standartnoi teorii zvezdnoi evolyucii,
zvezdy s massoi do 8solnechnyh mass povygoranii termoyadernogo topliva
stanovyatsya belymi karlikami, a bolee massivnye svetila ne pozzhe chem
cherez 30millionov let posle rozhdeniya preterpevayut kollaps i
prevrashayutsya, vzavisimosti ot ishodnoi massy, libo v neitronnye zvezdy,
libo v chernye dyry. (Svetila-giganty s massoi svyshe 100solnechnyh
zakanchivayut svoyu zhizn' po drugim scenariyam, kotorye privodyat libo k ih
polnomu ischeznoveniyu vrezul'tate sverhmoshnogo vzryva, libo k poyavleniyu
medlenno ostyvayushih ostatkov vvide zheleznyh yader.) Hotya etoi teorii eshe
nedostaet pryamyh dokazatel'stv, ona nadezhno podtverzhdaetsya mnozhestvom
kosvennyh dannyh.
No vot chto interesno. Dosih por eshe nikomu ne udavalos' nablyudat'
kosmicheskie sobytiya, kotorye mozhno bylo by interpretirovat' kak vzryv
zvezd s ishodnoi massoi v diapazone 812mass Solnca. Pomneniyu Kavabaty
i ego kolleg, SN2005cz proizoshla imenno ot takoi zvezdy. Oni
rassmatrivayut dva vozmozhnyh scenariya, ukladyvaya ee ishodnuyu massu v
diapazony 1012 i 810solnechnyh mass, prichem pervyi variant oni schitayut
kuda bolee veroyatnym. Oni polagayut, chto v oboih sluchayah
zvezda-predshestvennica poteryala vodorodnuyu obolochku, poskol'ku vhodila v
sostav tesnoi dvoinoi sistemy, imeya sosedkoi obychnuyu zvezdu men'shei
massy, kotoroi bylo eshe daleko do istosheniya toplivnogo zapasa.
Pervyi scenarii vyglyadit tak. Lishivshis' vodoroda,
zvezda-predshestvennica prevratilas' v gelievuyu zvezdu s massoi poryadka
dvuh s polovinoi solnechnyh. Vrezul'tate termoyadernogo sgoraniya geliya v
nei formirovalos' rastushee kislorodno-uglerodnoe yadro s massoi v poltory
solnechnyh, okruzhennoe gelievoi obolochkoi. Pri takoi masse v yadre mogli
podderzhivat'sya cepochki termoyadernogo sinteza bolee tyazhelyh elementov,
privodyashie k formirovaniyu zheleznoi serdceviny. Posle etogo zvezda
vzorvalas' sverhnovoi, ostaviv posle sebya neitronnuyu zvezdu i vybrosiv v
okruzhayushee prostranstvo gelievuyu obolochku vmeste s promezhutochnymi
elementami, rozhdennymi vhode takogo sinteza. Raschety pokazyvayut, chto
sredi etih elementov dolzhen byl okazat'sya i kal'cii, prichem v vysokoi
koncentracii. Vetot scenarii takzhe ukladyvaetsya nebol'shaya yarkost'
vzryva i ee bystroe oslablenie, kotorye ob'yasnyayutsya maloi massoi
zvezdy-predshestvennicy.
Vtoroi scenarii fizicheski vozmozhen, no menee pravdopodoben.
Zvezda-predshestvennica s nachal'noi massoi 810mass Solnca posle poteri
vodoroda daet nachalo netipichnomu belomu karliku, sostoyashemu iz
kisloroda, neona i magniya. On stalkivaetsya s drugim belym karlikom,
sostoyashim iz geliya (vtakie karliki prevrashayutsya zvezdy, ch'i nachal'nye
massy nedotyagivayut do poloviny solnechnoi). Eto sliyanie iniciiruet
yadernye reakcii, kotorye takzhe pozvolyayut ob'yasnit' kak nablyudaemuyu
evolyuciyu bleska rodivsheisya vrezul'tate stolknoveniya sverhnovoi, tak i
izobil'noe nalichie kal'ciya. Odnako avtory stat'i priznayut, chto
veroyatnost' pryamogo zvezdnogo soudareniya kraine mala, tak chto etot
scenarii vryad li mog realizovat'sya na dele.
Pervootkryvateli SN2005cz spravlyayutsya i s problemoi vozrasta
zvezdy-predshestvennicy. Oni otmechayut, chto, soglasno opublikovannym dva
goda nazad svedeniyam (sm.: Y.Zhang, Q.-S.Gu, L.C.Ho. Stellar
and dust properties of local elliptical galaxies: clues to the onset of nuclear activity// A&A
487, 177183, 2008), ellipticheskaya galaktika NGC4589 ne vpolne tipichna
vtom otnoshenii, chto soderzhit znachitel'nuyu populyaciyu molodyh zvezd v
vozrastnom diapazone 10100millionov let. Statisticheskii analiz
pokazyvaet, chto odna iz takih zvezd vpolne mogla stat' predshestvennicei
izuchennoi sverhnovoi. Kak otmetil professor Kavabata, eta model'
pozvolyaet interpretirovat' dannye nablyudenii sverhnovoi SN2005cz, ne
vyhodya za ramki standartnoi teorii zvezdnoi evolyucii.
V sostav drugoi gruppy
vhodili uchenye iz SShA, Izrailya, Kanady, Italii, FRG, Velikobritanii i
Chili. Oni rabotali s kal'cievoi sverhnovoi SN2005E, vspyhnuvshei v
galaktike NGC1032
na rasstoyanii okolo 110millionov svetovyh let ot Solnechnoi sistemy.
13yanvarya 2005goda ee vzryv zapechatlel avtomatizirovannyi
76-santimetrovyi teleskop KAIT (Katzman Automatic Imaging Telescope), prinadlezhashii Likskoi observatorii
(Lick Observatory,
Kaliforniya, SShA). Fotometricheskie i spektrometricheskie dannye
nablyudenii SN2005E primerno analogichny dannym po SN2005cz razlichiya
est', no oni ne slishkom znachitel'ny. Odnako Hagai Peretc (Hagai Perets) i
ego kollegi smogli takzhe ocenit' obshuyu massu poslevzryvnogo vybrosa
zvezdnogo veshestva (vosnovnom sostoyashego iz geliya i kal'ciya), chego ne
udalos' sdelat' yaponskim astronomam. Ona lezhit v diapazone 0,20,4mass
Solnca i potomu desyatikratno ustupaet analogichnomu pokazatelyu dlya
sverhnovyh tipaIb. Ona takzhe primerno vtroe men'she massy vybrosov uzhe
izuchennyh sverhnovyh tipaIa, kotorye rozhdayutsya vrezul'tate akkrecii
vodoroda iz vneshnih sloev krasnogo giganta na raspolozhennyi po sosedstvu
uglerodno-kislorodnyi belyi karlik.
Issledovateli sverhnovoi SN2005E ob'yasnili ee prirodu sovershenno v
inyh terminah, nezheli yaponskie uchenye. Oni polagayut, chto imeli delo s
novoi raznovidnost'yu akkrecionnyh sverhnovyh, predstaviteli kotoroi
ves'ma sil'no otlichayutsya ot standartnyh chlenov semeistva sverhnovyh
tipaIa. Vkachestve zvezdy-predshestvennicy oni predlagayut libo gelievyi
belyi karlik konechnuyu stadiyu evolyucii legkih zvezd s massoi menee
0,5solnechnyh, libo chut' bolee tyazhelyi karlik s uglerodno-kislorodnym
yadrom, pokrytyi gelievoi obolochkoi. On vhodil v sostav zvezdnoi pary,
imeya v sosedyah drugoi legkii belyi karlik, takzhe bogatyi geliem. Eta
vtoraya zvezda stala donorom geliya, kotoryi akkretiroval na SN2005E
(tochnee, ee predshestvennicu) i zapustil termoyadernye reakcii, vyzvavshie
vspyshku sverhnovoi. Esli eta interpretaciya verna, rech' idet o pervom
otkrytii akkrecionnoi sverhnovoi, rozhdennoi vrezul'tate gravitacionnogo
peretyagivaniya ot sosednei zvezdy ne vodoroda, a geliya.
Avtory novoi raboty polagayut, chto vzryv SN2005E privel k massovomu rozhdeniyu nestabil'nogo izotopa titana44Ti.
Ego yadra preterpevali obratnyi beta-raspad (prikotorom odin iz
vnutriyadernyh protonov prevrashaetsya v neitron s obrazovaniem pozitrona i
neitrino), davaya nachalo radioaktivnomu skandiyu44Sc, kotoryi analogichnym obrazom prevrashalsya v stabil'nyi44Ca.
Poih mneniyu, takie processy vnosili i vnosyat znachitel'nyi vklad v
formirovanie kal'cievoi komponenty mezhzvezdnogo veshestva. Oni takzhe
schitayut, chto opisannyi imi mehanizm yadernyh prevrashenii pokrainei mere
chastichno ob'yasnyaet poyavlenie pozitronov v central'nyh oblastyah (baldzhah)
mnozhestva galaktik, okotorom 5let nazad soobshili uchenye,
analizirovavshie dannye kosmicheskoi gamma-observatorii Integral
(INTEGRAL); sm. The
all-sky distribution of 511keV electron-positron annihilation emission// A&A
441, 513-532 (2005). Avtory etoi raboty predlozhili vkachestve
istochnikov pozitronov sverhnovye tipaIa, dvoinye rentgenovskie zvezdy
nebol'shoi massy i annigilyaciyu nekotoryh kandidatov v chasticy temnoi
materii (pozdnee poyavilis' i drugie ob'yasneniya). Peretc i ego kollegi
polagayut, chto akkrecionnye gelievye sverhnovye takzhe obespechivayut ves'ma
znachitel'nyi pritok pozitronov.
Itak, pered nami principial'no raznye modeli, interpretiruyushie
rezul'taty nablyudenii dvuh shodnyh sverhnovyh. Ne isklyucheno, chto obe oni
verny, kazhdaya dlya svoego ob'ekta no, kak govoritsya, vozmozhny
varianty. Etu problemu razreshat budushie issledovaniya.
Istochniki:
1) K.S.Kawabata, K.Maeda, K.Nomoto, S.Taubenberger, M.Tanaka, J.Deng, E.Pian, T.Hattori, K.Itagaki. Amassive
star origin for an unusual helium-rich supernova in an elliptical galaxy// Nature. V.465. P.326328. 20May 2010. Doi:10.1038/nature09055.
2) H.B.Perets, A.Gal-Yam, P.A.Mazzali, D.Arnett, D.Kagan,
A.V.Filippenko, W.Li, I.Arcavi, S.B.Cenko, D.B.Fox,
D.C.Leonard, D.-S.Moon, D.J.Sand, A.M...., J.P.Anderson,
P.A.James, R.J.Foley, M.Ganeshalingam, E.O.Ofek, L.Bildsten,
G.Nelemans, K.J.Shen, N.N.Weinberg, B.D.Metzger, A.L.Piro,
E.Quataert, M.Kiewe, D.Poznanski, etal. Afaint type of supernova from a
white dwarf with a helium-rich companion// Nature. V.465. P.322325. 20May 2010. Doi:10.1038/nature09056.
Aleksei Levin
|
|
| Naverh |
|
|
A.P. Vasi
|
|
Re: Zagadochnye kol'ca sverhnovoi 1987A
|
29.02.2012 19:01 |
|
Poskol'ku sfericheski-simmetrichnye model'nye raschety kollapsiruyushih
predsverhnovyh do sih por ne priveli k uspeshnym vzryvam,
neobhodimo iskat' nesimmetrichnye mehanizmy.
Eti mehanizmy mogut rabotat' i v GRB.
Esli oni dayut puchok izlucheniya v telesnyi ugol  ,
to
trebovaniya k energetike GRB snizhayutsya v
 raz.
Est' mnogo
nablyudatel'nyh ukazanii na to, chto vzryvy sverhnovyh
nesimmetrichny.
1) Izluchenie kollapsiruyushih sverhnovyh v znachitel'noi mere
polyarizovano, prichem stepen'
polyarizacii narastaet pri umen'shenii massy vodorodnoi obolochki,
dostigaya maksimuma dlya SN Ib/c, lishennyh vodoroda.
Yarkii primer- rekordnaya polyarizaciya SN1997X tipa Ic (takie
sverhnovye lisheny ne tol'ko vodorodnoi, no i gelievoi obolochki, a
eto oznachaet, chto massa vybrosa dolzhna byt' osobenno mala i
nesimmetriya vzryva dolzhna sil'nee vsego proyavlyat'sya v takih
ob'ektah).
2) Posle vzryva kollapsiruyushei sverhnovoi vo mnogih sluchayah (esli
ne vo vseh) dolzhna sformirovat'sya neitronnaya zvezda (izvestnye
primery- eto pul'sary v Krabovidnoi tumannosti i v ostatke
Vela). Mnogie radiopul'sary nablyudayutsya so skorostyami do 1000
km/s.
Bol'shoi impul's, sootvetstvuyushii etoi skorosti,
vozmozhno, svyazan s asimmetriei vzryva.
3) Nablyudeniya SN1987A pokazali, chto
a) radioaktivnyi material byl vynesen
v naruzhnye sloi ochen' bystro v hode vzryva. Dlya ob'yasneniya krivyh bleska
SN1987A takzhe trebuetsya znachitel'noe peremeshivanie Ni;
b) infrakrasnye linii kisloroda, zheleza, nikelya i vodoroda
imeyut znachitel'nuyu asimmetriyu profilei;
v) svet byl polyarizovan;
g) poslednie foto kosmicheskogo teleskopa Habbla demonstriruyut
yavnuyu asimmetriyu vybrosa, a rentgenovskaya observatoriya Chandra vidit strui.
4) Vblizi molodogo ostatka sverhnovoi  g. Kassiopeya
A
(CasA) est' bystro dvizhushiesya sgustki veshestva, bogatogo
kislorodom za granicei osnovnoi obolochki ostatka, a
takzhe, vozmozhno, dve strui, napravlennye v protivopolozhnye storony.
Trehmernye izobrazheniya ostatka Cas A pokazyvayut, chto klochkovatoe
raspredelenie kal'ciya, sery i kisloroda nesimmetrichno v
napravlenii nablyudatelya. Ne vidno prostyh
sfericheskih obolochek. Etot ostatok i drugie imeyut sistematicheskuyu skorost'
otnositel'no lokal'noi mezhzvezdnoi sredy do 900 km/s.
Vse eti asimmetrii dolzhny byt' svyazany s asimmetrichnym istecheniem
predsverhnovyh Ib/c, privodyashih k vzryvam tipa Cas A, t.e. zvezd
tipa Vol'f-Raie.
Poslednie rentgenovskie nablyudeniya Cas A na sputnike Chandra
pokazyvayut, chto sgustki vybrosa, bogatye zhelezom,
nahodyatsya v bolee naruzhnyh sloyah, chem sloi s kremniem.
5) Rentgenovskie nablyudeniya ROSAT obnaruzhili sgustki ("puli")
vne osnovnoi obolochki ostatka Vela, a svyazannye s
nimi radioizluchayushie udarnye volny govoryat o bol'shoi
skorosti vybrosa etih sgustkov pri vzryve sverhnovoi.
|
|
| Naverh |
|
|
A.P. Vasi
|
|
Re: Zagadochnye kol'ca sverhnovoi 1987A
|
29.02.2012 19:20 |
|
|
http://www.sciteclibrary.ru/rus/catalog/pages/11243.html
Chto
proishodit so sverhnovoi SN1987A?
Pochemu
uzhe dva goda net informacii o sverhnovoi
SN1987A s kosmicheskogo teleskopa im. Habbla???
Sverhnovaya SN1987A
obnaruzhena 23 - 24 fevralya 1987 goda v Bol'shom
Magellanovom oblake (eto galaktika, vidimaya
tol'ko iz yuzhnogo polushariya Zemli, sosednyaya
s nashei galaktikoi "Mlechnyi put'").
Regulyarnye nablyudeniya za oblast'yu
kosmicheskogo prostranstva vokrug
sverhnovoi SN1987A provodilis' kak s
poverhnosti Zemli, tak i posle zapuska v 1990 godu
kosmicheskogo teleskopa im. Habbla (Hubble Space
Telescope (HST)). Nablyudeniya stali bolee chastymi
posle ustanovki na nego apparatury
korrekcii sfericheskoi aberracii COSTAR (Corrective
Optics Space Telescope Axial Replacement) v dekabre 1993 goda.
Rezul'taty nablyudenii periodicheski, ne
rezhe odnogo raza v god, publikovalis' na
saite http://hubblesite.org/ .
No nachinaya s 28 noyabrya 2003
goda vplot' do nastoyashego vremeni (22
sentyabrya 2005 goda) na etom saite ne poyavilos'
ni odnogo novogo izobrazheniya sverhnovoi
SN1987A (v poslednei publikacii po etoi
sverhnovoi ot 19 fevralya 2004 goda http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2004/09/image/a priveden
snimok ot 28 noyabrya 2003 goda).
Nizhe privedeny snimki
sverhnovoi SN1987A, sdelannye kosmicheskim
teleskopom im. Habbla v raznye gody. Eti
snimki pozvolyat podoiti k ponimaniyu prichin
prekrasheniya vydachi na saite http://hubblesite.org/
informacii o sobytiyah, proishodyashih v
oblasti, gde 18 let nazad proizoshla vspyshka
sverhnovoi SN1987A.
|
Izobrazhenie
sverhnovoi SN1987A |
Informaciya ob
izobrazhenii |
|
|
1990 g.
23 -24 avgusta 1990 g.
kameroi dlya registracii
slabokontrastnyh ob'ektov (FOC = Faint Object
Camera) kosmicheskogo teleskopa im. Habbla (HST
= Hubble Space Telescope) s razresheniem do 0,1
sekundy dugi byla sfotografirovana
okrestnost' sverhnovoi SN1987A v diapazone
vidimogo sveta. Vokrug izobrazheniya
sverhnovoi byl obnaruzhen svetyashiisya
ellips s uglovym razmerom bol'shoi osi v
1,66 uglovyh sekund. Pod takim uglom vidny
fary avtomobilya,nahodyashegosya na
rasstoyanii 100 mil' ot nablyudatelya.
Poschitav,chto
nablyudaemyi ellips yavlyaetsya krugovym
kol'com (poskol'ku central'naya zvezda,
kotoraya schitaetsya sverhnovoi SN1987A, nahoditsya na
peresechenii maloi i bol'shoi osei
simmetrii ellipsa, a ne v odnom iz
fokusov ellipsa), naklonennym pod ulom v
43 gradusa k linii nablyudeniya,
issledovateli rasschitali, chto svet ot
blizhaishei k Zemle tochki kol'ca prihodit
za 80 dnei do prihoda na Zemlyu sveta ot
sverhnovoi, a svet ot samoi dalekoi ot
Zemli tochki kol'ca prihodit cherez 420
dnei posle prihoda na Zemlyu sveta ot
sverhnovoi. Eta raznica v 500 dnei
pozvolila issledovatelyam rasschitat'
tochnyi diametr kol'ca (razmer bol'shoi
osi ellipsa), okazavshiisya ravnym 1,37
svetovyh goda {(420+80)/365=1,37}. Znanie
uglovogo razmera diametra kol'ca (1,66
dugovyh sekund) i ego fizicheskogo
razmera (1,37 svetovyh goda) pozvolilo
issledovatelyam rasschitat' rasstoyanie
do sverhnovoi, okazavsheesya ravnym 169 000
svetovyh let s tochnost'yu v 5%.
( http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1990/07/text/ i http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1991/03/text/
) |
|
|
|
|
|
1994 g.
Na etih risunkah
predstavleno uluchshenie vozmozhnostei
kosmicheskogo teleskopa im. Habbla po
nablyudeniyu sverhnovoi SN1997A posle
ustanovki apparatury korrekcii
sfericheskoi aberracii COSTAR (Corrective Optics Space
Telescope Axial Replacement) v dekabre 1993 goda (samyi
nizhnii snimok, sdelannyi v yanvare 1994
goda) po sravneniyu so snimkami,
sdelannymi v avguste 1990 goda, v dekabre
1991 goda, v aprele 1992 goda, v sentyabre 1992
goda v mae 1993 goda i v oktyabre 1993 goda (shest'
verhnih snimkov).
( http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1994/12/
) |
|
|
19 maya 1994 goda.
Sverhnovaya SN1987A
Na snimke chetko vidny
tri ellipsa. Men'shii "central'nyi"
ellips (kol'co, naklonennoe pod uglom v 43
gradusa k linii nablyudeniya) byl chetko
viden i ran'she. Dva bol'shih
ellipsa (odinakovogo razmera) takzhe byli
vidny ran'she na snimkah, poluchennyh
nazemnoi apparaturoi, no ih chetkost'
byla znachitel'no hudshei, chem na snimkah,
poluchennyh s pomosh'yu kosmicheskogo
teleskopa im. Habbla.
Schitaetsya, chto v
ploskosti men'shego ellipsa nahoditsya
sverhnovaya SN1987A (nahodyashayasya v centre
simmetrii malogo ellipsa), ploskost'
odnogo bol'shogo ellipsa nahoditsya pered
ploskost'yu malogo ellipsa, a ploskost'
drugogo bol'shogo ellipsa nahoditsya
pozadi ploskosti malogo ellipsa. Dva
bol'shih ellipsa takzhe schitayutsya
krugovymi kol'cami, obrazovannymi na
poverhnosti krugovogo konusa (pesochnye
chasy) dvumya uzkimi vrashayushimisya luchami,
ispushennymi v protivopolozhnye storony
iz tochki, nahodyasheisya na udalenii v 1/3
svetovyh goda ot sverhnovoi SN1987A.
( http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1994/22/ |
|
|
24 sentyabrya 1994 goda.
Sverhnovaya SN1987A
( http://hubblesite.org/gallery/album/star_collection/pr2004009c/
) |
|
|
5 marta 1995 goda.
Sverhnovaya SN1987A
( http://hubblesite.org/gallery/album/star_collection/pr2004009d/
) |
|
|
6 fevral' 1996 goda.
Sverhnovaya SN1987A
( http://hubblesite.org/gallery/album/star_collection/pr2004009e/
) |
|
|
14 yanvarya 1997 g.
Sverhnovaya SN1987A
( http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1997/03/image/a
)
Astronomy ob'yavili 14
yanvarya 1997 goda, chto pristal'nye
nablyudeniya za sverhnovoi SN1987A pri pomoshi kosmicheskogo
teleskopa im. Habbla vyyavili v centre
malogo ellipsa ganteleobraznuyu
strukturu ostatkov sverhnovoi dlinoi v
0,1 svetovogo goda, sostoyashuyu iz dvuh
puzyrei, udalyayushihsya drug ot druga so
skorost'yu okolo 6 millionov mil' v chas.
Rasshirenie ostatkov sverhnovoi, kazhetsya,
proishodit vdol' linii,
perpendikulyarnoi ploskosti malogo
ellipsa.
( http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1997/03/text/
) |
|
|
10 iyulya 1997 goda.
Sverhnovaya SN1987A
( http://hubblesite.org/gallery/album/star_collection/pr2004009f/
) |
|
|
6 fevralya 1998 goda.
Sverhnovaya SN1987A
( http://hubblesite.org/gallery/album/star_collection/pr2004009g/
)
Ob'yavleno,chto
kol'co obrazovalos' za 20 000 let do
vspyshki sverhnovoi SN1987A. ( http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1998/08/text/
) |
|
|
8 yanvarya 1999 goda.
Sverhnovaya SN1987A.
( http://hubblesite.org/gallery/album/star_collection/pr2004009h/
) |
|
|
2 aprelya 1999 goda.
Sverhnovaya SN1987A
( http://hubblesite.org/gallery/album/star_collection/pr2004009i/
) |
|
|
2 fevralya 2000 goda.
Sverhnovaya SN1987A
( http://hubblesite.org/gallery/album/star_collection/pr2004009j/
) |
|
|
16 iyunya 2000
goda. Sverhnovaya SN1987A
( http://hubblesite.org/gallery/album/star_collection/pr2004009k/
) |
|
|
14 noyabrya 2000 goda.
Sverhnovaya SN1987A
( http://hubblesite.org/gallery/album/star_collection/pr2004009l/
) |
|
|
23 marta
2001 goda. Sverhnovaya SN1987A
( http://hubblesite.org/gallery/album/star_collection/pr2004009m/
) |
|
|
7 dekabrya 2001 goda.
Sverhnovaya SN1987A
( http://hubblesite.org/gallery/album/star_collection/pr2004009n/
) |
|
|
5 yanvarya
2003 goda. Sverhnovaya SN1987A
( http://hubblesite.org/gallery/album/star_collection/pr2004009o/
) |
|
|
12 avgusta 2003 goda.
Sverhnovaya SN1987A
( http://hubblesite.org/gallery/album/star_collection/pr2004009p/
) |
|
|
28 noyabrya 2003 goda.Sverhnovaya
SN1987A.
( http://hubblesite.org/gallery/album/star_collection/pr2004009q/
) |
Etot snimok vzyat iz
faila http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2007/10/image/a/>
Itak, na saite http://hubblesite.org/gallery/album/star_collection/pr2004009q/
posle 28 noyabrya 2003 goda k nastoyashemu vremeni
(18 maya 2008 goda) poyavilos' novoe izobrazhenie
sverhnovoi SN1987A ot dekabrya 2006 g.. V
predposlednei publikacii ob etoi
sverhnovoi (ot 19 fevralya 2004 goda priveden
snimok ... ot 28 noyabrya 2003 goda.
Ostavlyayu vse, chto bylo
zdes' do poyavleniya snimka ot 2006 g., hotya
posle poyavleniya snimka ot dekabrya 2006 g. yasno,
chto moe predpolozhenie, o tom, chto s etoi
sverhnovoi chto-to proizoshlo, bylo oshibochnym.
Pochemu net novoi iforacii
o sverhnovoi sn1987a, hotya ran'she ee vydavali
regulyarno?
Vidimo, obnaruzheno nechto
takoe, chto protivorechit sovremennoi teorii
sverhnovyh. No chto?
Analiziruya privedennye
vyshe fotografii, a takzhe uchityvaya
rezul'taty modelirovaniya vspyshek
sverhnovyh zvezd, imeyushiesya na moem saite
zdes' http://www.acmephysics.narod.ru/b_r/r05_1.htm
, http://www.acmephysics.narod.ru/b_r/r05_2.htm,
http://www.acmephysics.narod.ru/b_r/r15_1.htm
, http://www.acmephysics.narod.ru/b_r/r15_2.htm,
http://www.acmephysics.narod.ru/b_r/r15_3.htm,
mozhno predpolozhit', chto obnaruzhennaya v 1987
godu sverhnovaya SN1987A snova vspyhnula v
konce 2003 goda.
Delo v tom, chto (kak
pokazyvayut rezul'taty moego modelirovaniya
sverhnovyh zvezd) oni (sverhnovye zvezdy)
yavlyayutsya periodicheski vspyhivayushimi
dvoinymi zvezdami, no s periodom v sotni i
tysyachi let, prichem v techenie etogo perioda
mozhet proishodit' dve vspyshki, imeyushie
sushestvenno razlichnye tipy izmeneniya
yarkosti dvoinoi zvezdy. Dlya pervogo tipa
harakter izmeneniya yarkosti pokazan nizhe na
Ris. 1, a dlya vtorogo tipa - na Ris. 2.
Ris. 1. Pervyi tip
izmeneniya yarkosti dvoinoi zvezdy mezhdu
vspyshkami.
Dlya pervogo tipa izmeneniya
bleska dvoinoi zvezdy harakterno to, chto
yarkost' ee posle pervoi vspyshki ochen' rezko
umen'shaetsya i ee blesk stanovitsya
sushestvenno men'shim togo urovnya, kotoryi
eta zhe dvoinaya zvezda imeet posle vtoroi
vspyshki. Cherez nekotoroe vremya zvezda ochen'
rezko vspyhivaet snova (povtornaya vspyshka),
a zatem ee blesk sravnitel'no plavno
spadaet do minimal'nogo znacheniya i snova
nachinaet plavno uvelichivat'sya do sleduyushei
dvoinoi vspyshki (sm. Ris. 1).
Ris. 2. Vtoroi tip
izmeneniya yarkosti dvoinoi zvezdy mezhdu
vspyshkami.
Dlya vtorogo tipa izmeneniya
bleska dvoinoi zvezdy harakterno to, chto
vspyshka ee narastaet ochen' bystro (pochti
skachkom), yarkost' ee posle pervoi vspyshki
sravnitel'no medlenno umen'shaetsya do
minimal'nogo znacheniya, a zatem
sravnitel'no medlenno uvelichivaetsya do
vtoroi vspyshki, a posle etoi povtornoi
vspyshki yarkost' zvezdy ochen' bystro (pochti
skachkom) umen'shaetsya. A ves' ostavshiisya
promezhutok vremeni do sleduyushei dvoinoi
vspyshki yarkost' zvezdy prakticheski ne
izmenyaetsya (sm. Ris.2).
Promezhutok vremeni
mezhdu pervoi i vtoroi vspyshkami dvoinoi
zvezdy zavisit ot rasstoyaniya do etoi zvezdy
ot Zemli i mozhet dostigat' poloviny peioda
obrasheniya dvoinoi zvezdy. Sam zhe period
obrasheniya dvoinoi zvezdy po ellipticheskoi
orbite mozhet by raven mnogim sotnyam i
tysyacham let. Vspyshka sverhnovoi ne
obyazatel'no yavlyaetsya dvoinoi. Dlya
nablyudatelya, nahodyashegosya na opredelennom
rasstoyanii ot dvoinoi zvezdy, obe vspyshki
sovmeshayutsya vo vremeni i takoi nablyudatel'
vidit obe vspyshki etoi dvoinoi zvezdy kak
odnu vspyshku. Dlya nablyudatelya, nahodyashegosya
na bol'shem rasstoyanii, vspyshki vsegda budut
dvoinymi. Harakter
izmeneniya promezhutka vremeni mezhdu
povtornymi vspyshkami dvoinoi zvezdy v
zavisimosti ot rasstoyaniya do dvoinoi
zvezdy ot Zemli horosho proslezhivaetsya na
ris. P2.36 - P2.62 zdes' http://www.acmephysics.narod.ru/b_r/r15_3.htm
.
Napominayu, chto soglasno
Novoi Teorii Otnositel'nosti (NTO) vspyshki
sverhnovyh proishodyat ne vsledstvie
fizicheskogo vzryva zvezdy, a vsledstvie
prostranstvennogo gruppirovaniya svetovyh
kvantov, dvizhushihsya s razlichnymi
skorostyami v sootvetstvii s formuloi Cu = Co*sqrt(1
+ u2/Co2) - esli zvezda peremeshaetsya
po keplerovskoi orbite, ee skorost' plavno
izmenyaetsya ot minimal'nogo znacheniya v
apoastre do maksimal'nogo znacheniya v
periastre.
Esli v konce 2003 goda
deistvitel'no proizoshla povtornaya spyshka
sverhnovoi SN1987A, to promezhutok vremeni
mezhdu povtornymi vspyshkami dlya etoi
sverhnovoi raven primerno 16 godam. No
period obrasheniya dvoinoi zvezdy,
otvetstvennoi za etu vspyshku yarkosti
dvoinoi zvezdy kak sverhnovoi SN1987A seichas
ne izvesten. On mozhet byt' raven mnogim
sotnyam i mnogim tysyacham let. Poetomu v
blizhaishie desyatiletiya raz'yasneniya togo,
chto zhe proizoshlo fakticheski so sverhnovoi
SN1987A v konce 2003 goda i chto tak skryvayut ot
obshestvennosti amerikancy, zhdat' ne
prihoditsya (esli tol'ko ne budet
opublikovano to, chto fakticheski
nablyudalos' v konce 2003 goda s borta
kosmicheskogo teleskopa im. Habbla).
Esli v konce 2003 goda
deistvitel'no proizoshla povtornaya spyshka
sverhnovoi SN1987A, to eto protivorechit
obshepriznannoi segodnya teorii sverhnovyh,
ob'yasnyayushih grandioznuyu vspyshku yarkosti
sverhnovoi tem, chto proishodit fizicheskii
vzryv zvezdy. Nevozmozhnost'
ob'yasnit' etu povtornuyu vspyshku sverhnovoi
SN1987A s pozicii obshepriznannoi segodnya
teorii sverhnovyh, vozmozhno, i yavlyaetsya
prichinoi stol' dlitel'nogo pereryva v
vydache informacii po sverhnovoi SN1987A na
saite http://hubblesite.org/gallery/album/star_collection/pr2004009q/.
No eto tol'ko vozmozhno. A
kak obstoyat dela na samom dele? Davaite
podozhdem dal'neishego razvitiya sobytii.
Itak, s pozicii
obsuzhdaemoi na etom saite Novoi Teorii
Otnositel'nosti (NTO) povtornaya vspyshka
sverhnovoi SN1987A oznachaet, chto:
- vo-pervyh, fizicheskogo
vzryva zvezdy pri vspyshke sverhnovoi SN1987A
ne proizoshlo, ona yavlyaetsya dvoinoi zvezdoi,
komponenty kotoroi dvizhutsya po ellipsam
vokrug obshego centra mass;
- vo-vtoryh, period
obrasheniya dvoinoi zvezdy, otvetstvennoi za
vspyshku svehnovoi SN1987A ne izvesten i vryad li
skoro stanet izvestnym (on mozhet byt' raven
mnogim sotnyam ili dazhe mnogim tysyacham let);
- v-tret'ih, sovremennaya
teoriya vspyshek sverhnovyh kak fizicheskih
vzryvov zvezd nesostoyatel'na;
- v-chetvertyh, povtornaya
vspyshka sverhnovoi SN1987A v konce 2003 goda
oznachaet krah Special'noi Teorii
Otnositel'nosti (STO). Ibo soglasno STO
skorost' sveta yavlyaetsya konstantoi,
odinakovoi vo vseh inercial'nyh sistemah
otscheta (kak pokoyashihsya, tak i dvizhushihsya);
- v-pyatyh, esli v konce 2003
goda proizoshla povtornaya vspyshka
sverhnovoi SN1987A, to eto podtverzhdaet Novuyu
Teoriyu Otnositel'nosti (NTO) i teper'
ostalos' zhdat' obnaruzheniya sverhsvetovyh
skorostei u chastic vysokih energii na
uskoritelyah elementarnyh chastic.
Itak, poseshaite sait http://hubblesite.org/gallery/album/star_collection/pr2004009q/i
zhdite ob'yasneniya prichin stol' dlitel'nogo
pereryva v vydache informacii po sverhnovoi
SN1987A c kosmicheskogo teleskopa im. Habbla.
Mamaev A. V. (18 maya 2008 g.)
Sait http://www.acmephysics.narod.ru.
Itak, bylo
zaregistrirovano, chto Sverhnovaya daet
povtornuyu vspyshku, i dazhe bolee yarkuyu, chem
pervaya vspyshka. Imenno eto i izobrazheno na
piktogramme, t.e. byla vydana informaciya,
kotoraya prishla k nam v vide nablyudaemogo
yavleniya s zaderzhkoi 10-20 let!
|
|
| Naverh |
|
|
A.P. Vasi
|
|
Re: Zagadochnye kol'ca sverhnovoi 1987A
|
29.02.2012 19:56 |
|
 http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/images/hs-2011-21-a-web.jpg
|
|
| Naverh |
|
|
A.P. Vasi
|
|
Re: Zagadochnye kol'ca sverhnovoi 1987A
|
29.02.2012 20:00 |
|
 http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/images/hs-2011-24-a-large_web.jpg
|
|
| Naverh |
|
|
A.P. Vasi
|
|
Re: Zagadochnye kol'ca sverhnovoi 1987A
|
29.02.2012 20:01 |
|
http://hubblesite.org/gallery/album/entire/pr2011024b/web/ 
|
|
| Naverh |
|
|
![Spektr sverhnovoi SN2005cz (krasnaya liniya) vsravnenii so spektrami drugih sverhnovyh. Vspektre sverhnovyh tipaIb v pozdnei
stadii (cherez polgoda i bolee posle vzryva) yarko vyrazheno prisutstvie kisloroda(OI), chego ne nablyudaetsya u SN2005cz, zato v ee spektre zaregistrirovano anomal'no vysokoe
soderzhanie kal'ciya([CaII]). Izobrazhenie iz obsuzhdaemoi stat'i Kawabata etal. v Nature](http://elementy.ru/images/news/sn_2005cz_spectrum_946.gif)
