Как получаются сверхновые звезды. Сверхновые нейтрино. Как они рождаются, как мы их ждем, и почему это интересно. Как сейчас ищут нейтрино от сверхновых

Физика нейтрино стремительно развивается. Месяц назад было объявлено о регистрации нейтрино от гамма-всплеска - ключевом событии в нейтринной астрофизике.
В данной статье же мы поговорим о регистрации нейтрино от сверхновых. Один раз человечеству уже повезло их задетектировать.
Расскажу немного о том, что собственно за звери такие «сверхновые», зачем они испускают нейтрино, почему эти частицы так важно зарегистрировать и, наконец, как это пытаются сделать с помощью обсерваторий на южном полюсе, на дне Средиземного моря и Байкала, под горами Кавказа и в Альпах.
По ходу дела узнаем что такое «урка-процесс» - кто у кого что ворует и почему.

После о-очень большого перерыва продолжаю цикл статей по нейтринной физике. В первой публикации мы говорили о том, как вообще придумали такую частицу и как ее зарегистрировали, во я рассказывал про удивительный феномен нейтринных осцилляций. Сегодня речь пойдет про частицы, которые прилетают к нам из-за пределов Солнечной системы.

Коротко о сверхновых

Звезды, которые мы видим на ночном небе, не пребывают в одном и том же состоянии вечно. Как и все, окружающее нас на Земле, они рождаются, долгое время стабильно светят, но в конце концов они уже не могут поддерживать прежнего горения и умирают. Вот как может выглядеть жизненный путь звезды на примере Солнца:

(с) . Жизненный цикл Солнца

Как можно видеть, в конце своей жизни Солнце стремительно увеличится с размерах вплоть орбиты Земли. Но финал будет достаточно мирным - оболочка будет сброшена и станет красивой планетарной туманностью. Ядро звезды при этом превратится в белый карлик - компактный и очень яркий объект.

Но не все звезды заканчивают свой путь так же мирно, как и Солнце. При достаточно большой массе (>6-7 масс Солнца) может произойти взрыв чудовищной мощности, это и будет называться вспышкой сверхновой.

Почему же взрыв?

Топливом для звезд служит водород. В течение жизни звезды он превращается в гелий с выделением энергии. Именно отсюда берется энергия для свечения звезд. Со временем водород кончается, и уже гелий начинает превращаться дальше по таблице Менделеева в более тяжелые элементы. Такой процесс высвечивает больше энергии и верхний слои звезды начинают вспухать, звезда краснеет и сильно расширяется. Но превращение элементов не бесконечно, в стабильном режиме оно может дойти только до железа. Дальше процесс уже энергетически не выгоден. И вот, у нас есть огромная-огромная звезда с железным ядром, которое уже почти не свети, а значит и нет светового давления изнутри. Верхние слои начинают стремительно падать на ядро.

И тут возможны два сценария. Вещество может тихо и мирно, без всякого вращения и колебаний упасть на ядро. Но вот вспомните, часто вам удается слить воду из ванны/раковины так, чтобы не образовалась воронка? Малейшее колебание и вещество закрутится, возникнут колебания, нестабильности…

Технически супер-стабильный сценарий возможен, даже наблюдалось два . Звезда расширялась-расширялась и вдруг исчезла. Но интереснее же, когда звезда идет вразнос!

Симуляция коллапса ядра тяжелой звезды.
Много месяцев работы нескольких суперкомпьютеров позволили оценить как именно будут возникать и развиваться нестабильности в ядре сжимающейся звезды.

Уже упоминалось, что в ядрах звезд могут образовываться элементы только до железа. Откуда же тогда во Вселенной возникли остальные ядра атомов? Имеено в процессе взрыва сверхновой возникают чудовищные температуры и давления, которые делают возможным синтез тяжелых элементов. Честно говоря, тот факт, что все атомы, которые мы видим вокруг, когда-то горели в центре звезд до сих пор меня сильно шокирует. А уж то, что вся ядра тяжелее железа обязаны были родиться во вспышке сверхновой, так вообще за гранью осознания.

Вообще говоря, может быть еще и другая причина взрыва. Вокруг общего центра вращается пара звезд, одна из которых белый карлик. Он потихоньку ворует вещество звезды-партнера и наращивает свою массу. Если он резко перетянет на себя много вещества, то неизбежно взорвется - просто не сможет удержать все вещество на поверхности. Такая вспышка получила названия и сыграла ключевую роль в определении во Вселенной. Но такие вспышки почти не дают нейтрино, поэтому в дальнейшим мы сконцентрируемся на взрывах массивных звезд.

Урка-процесс или кто ворует энергию

Пора переходить к нейтрино. Проблемы с созданием теории взрыва сверхновых была связана, как это часто бывает, с законом сохранения энергии. Баланс дебета/кредита упорно не сходился. Ядро звезды должно высветить просто огромное количество энергии, но вот каким способом? Если излучать обычный свет (фотоны), то они завязнут во внешних оболочках ядра. Из ядра Солнца фотоны выбираются на поверхность за десятки, а то и сотни миллионов лет. А в случае сверхновой давления и плотности на порядки выше.

Решения нашли Георгий Гамов и Марио Шёнберг. Как-то будучи в Рио-де-Жанейро Гамов играл в рулетку. Наблюдая, как деньги превращаются в фишки, а потом без всякого сопротивления покидают владельца, ему пришло в голову, как можно применить такой же механизм к звездному коллапсу. Энергия должна перейти во что-то, что чрезвычайно слабо взаимодействует. Как вы уже могли догадаться, такой частицей является нейтрино.

Казино, в котором пришло такое озарение носило название «Урка» (Casino-da-Urca). С легкой руки Гамова этот процесс стал именоваться Урка-процессом (Urca process). Как утверждал автор модели, исключительно в честь казино. Но есть стойкое подозрение, что одессит и знатный тролль шутник Гамов вложил в это понятие и другой смысл.

Итак, нейтрино уворовывает львиную долю энергии у взрывающейся звезды. Только благодаря этим частицам сам взрыв становится возможным.

Какие же нейтрино мы ждем? Звезда, как и привычное нам вещество, состоит из протонов, нейтронов и электронов. Чтобы соблюсти все законы сохранения: электрического заряда, количества материи/антиматерии, наиболее вероятно рождение именно электронного нейтрино.

Почему нейтрино от сверхновых так важны?

Практически всю историю астрономии люди изучали вселенную только при помощи приходящих электро-магнитных волн. Они несут очень много информации, но многое остается скрытым. Фотоны легко рассеиваются в межзвездной среде. Для разных длин волн межзвездная пыль и газ являются непрозрачными. В конце концов сами звезды для нас совершенно непрозрачны. Нейтрино же способно принести информацию из самого эпицентра событий, рассказав о процессах с бешеными температурами и давлениями - с теми условиями, которые мы вряд ли когда-нибудь получим в лаборатории.

(с) Irene Tamborra. Нейтрино - идеальные переносчики информации во Вселенной.

Мы достаточно мало знаем, как ведет себя вещество при таких запредельных режимах, какие достигаются в ядре взрывающейся звезды. Здесь сплетаются все разделы физики: гидродинамика, физика частиц, квантовая теория поля, теория гравитации. Любая информация «оттуда» сильно помогла бы в расширении наших знаний о мире.

Только представьте, светимость взрыва в нейтрино в 100 (!) раз больше, чем в оптическом диапазоне. Было бы невероятно интересно получить такой объем информации. Нейтринное излучение настолько мощное, что эти почти невзаимодействующие частицы убили бы человека, случись ему находиться рядом со взрывом. Не сам взрыв, а исключительно нейтрино! Частица, которая гарантированно остановится пролетев

километров в свинце - в 10 миллионов раз больше радиуса орбиты Земли.

Большим бонусом является то, что нейтрино должны прийти к нам даже раньше светового сигнала! Ведь фотонам нужно много времени, чтобы выйти из ядра звезды, нейтрино же беспрепятственно пройдут сквозь него. Опережение может достигать целых суток. Таким образом нейтринный сигнал будет являться триггером для перенаправления всех доступных телескопов. Мы будем точно знать куда и когда смотреть. А ведь самые первые моменты взрыва, когда яркость взлетает и падает по экспоненте - самые важные и интересные для науки.

Как уже говорилось, взрыв сверхновой невозможен без вспышки нейтрино. Тяжелые химические элементы просто не могут образоваться без нее. А вот без вспышки света - вполне
. В таком случае нейтрино будет являться нашим единственным источником информации об этом уникальном процессе.

Сверхновая 1987 года

70е годы были отметились бурным ростом теорий великого объединения. Все четыре фундаментальные силы мечтали объединить единым описанием. У таких моделей было очень необычное следствие - привычный протон обязан был распадаться.

Для поиска этого редкого события было построено несколько детекторов. Среди них сильно выделялась установка Камиоканде, расположенная в горах Японии.

Детектор Камиоканде.

Огромный бак с водой произвел наиболее точные измерения для того времени, но… ничего не нашел. На те годы как раз приходился рассвет нейтринной физики. Было принято, как оказалось, очень дальновидное решение слегка усовершенствовать установку и переориентироваться на нейтрино. Установку усовершенствовали, несколько лет боролись с мешающими фоновыми процессами и в начале 1987 года начали получать хорошие данные.

Сигнал от сверхновой SN1987a в детекторе Камиоканде II. По горизонтальной оси время в минутах. .

Чрезвычайно короткий и четкий сигнал. На следующий день астрономы рапортуют о вспышке сверхновой в Магеллановом облаке - спутнике нашей галактики. Это было первое событие, когда астрофизики смогли наблюдать развитие вспышки с самых ранних стадий. Максимума она достигла только в мае и затем начала медленно затухать.

Камиоканде выдал как раз то, что ожидалось увидеть от сверхновой - электронные нейтрино. Но новый детектор, только начавший набирать данные… Подозрительно это. На счастье, он был не единственным нейтринным детектором на тот момент.

В соляных шахтах Америки был размещен детектор IMB. По своей логике работы он был похож на Камиоканде. Огромный куб, заполненный водой и окруженный фотосенсорами. Быстро пролетающие частицы начинают светиться, и это излучение фиксируется огромными фотоумножителями.

Детектор IMB в бывшей соляной шахте в США.

Пару слов стоит сказать о физике космических лучей в СССР. Здесь сложилась очень сильная школа физики лучей сверхвысоких энергий. Вадим Кузьмин в своих работах первым показал чрезвычайную важность изучения частиц, прилетающих из космоса - в лаборатории мы вряд ли когда-нибудь получим такие энергии. Фактически его группой были заложены основы современной физики лучей сверхвысоких энергий и нейтринной астрофизики.

Естественно, теорией такие исследования ограничиться не могли, и с начала 80х годов на Баксане (Кавказ) под горой Андырчи ведут набор данных сразу два эксперимента. Один из них ориентирован на изучение солнечных нейтрино. Он сыграл важную роль в решении проблемы солнечных нейтрино и открытии нейтринных осцилляций. Об этом я рассказывал в предыдущей . Второй же - нейтринный телескоп, был построен специально для регистрации нейтрино огромных энергий, прилетающих из космоса.

Телескоп представляет из себя три слоя баков с керосином, к каждому прикреплен фотодетектор. Такая установка позволяла восстановить трек частицы.

Один из слоев нейтринного телескопа в Баксанской нейтринной обсерватории

Итак, три детектора увидели увидели нейтрино от сверхновой - уверенный и чрезвычайно удачный старт в нейтринную астрофизику!

Нейтрино, зарегистрированные тремя детекторами: Супер-Камиоканде в горах Японии, IMB в США и в Баксанском ущелье на Кавказе.

А вот так с годами менялась планетарная туманность, образованная сброшенная при взрыве оболочкой звезды.

(с) Irene Tamborra. Так выглядят остатки сверхновой 1987 года после взрыва.

Разовая акция или…

Вполне закономерен вопрос - а насколько часто нам будет так «везти». К сожалению, не очень. наблюдений говорит, что предыдущая сверхновая в нашей галактике взорвалась в 1868 году, но ее не наблюдали. А последняя из обнаруженных аж в 1604 году.

Но! Каждую секунду где-то во Вселенной происходит вспышка! Далеко, но зато часто. Такие взрывы создают диффузный фон, чем-то похожий на реликтовое излучение. Он приходит со всех сторон и примерно постоянный. Мы можем вполне успешно оценить интенсивность и энергии, на которых следует искать такие события.

На картинке показаны потоки от всех известных нам источников нейтрино:

. Спектр нейтрино на Земле от всех возможных источников.

Бардовая кривая повыше - это нейтрино от сверхновой 1987 года, а та, что пониже - это фот от ежесекундно взрывающихся во Вселенной звезд. Если мы будем достаточно чувствительны и сумеем отличить эти частицы от того, что приходит, например, от Солнца или от реакторов, то регистрация вполне возможна.

Больше того, Супер-Камиоканде уже подобрался к необходимой чувствительности. Ему осталось улучшить ее на порядок. Как раз сейчас детектор открыт, проходит профилактику, после чего в него будет добавлено новое активное вещество, которое существенно улучшит его эффективность. Так что будем продолжать наблюдения и ждать.

Как сейчас ищут нейтрино от сверхновых

Для поиска событий от взрывов звезд могут использоваться два типа детекторов.

Первый - это черенковский детектор. Понадобится большой объем прозрачного плотного вещества - вода или лед. Если частицы, рожденные нейтрино будут двигаться со скоростью, большей скорости света в среде, то мы будем видеть слабое свечение. Осталось только установить фотодетекторы. Из минусов такого способа - мы видим только достаточно быстрые частицы, все, что меньше определенной энергии, от нас ускользает.

Так работали уже упоминавшиеся IMB и Камиоканде. Последний был усовершенствован до Супер-Камиоканде, став огромный 40 метровым цилиндром с 13 000 фотосенсоров. Сейчас детектор открыт после 10 летнего набора данных. В нем заделают течи, почистят от бактерий и добавят немного вещества, чувствительного к нейтронам и он снова вернется в строй.

Супер-Камиоканде на профилактике. Больше масштабных фото и видео .

Можно использовать этот же метод детектирования, но вместо искусственных аквариумов использовать природные водоемы. Например, чистейшие воды озера Байкал. Там сейчас разворачивается телескоп, который охватит два кубических километра воды. Это в 40 раз больше Супер-Камиоканде. Но детекторы там ставить не так удобно. Обычно используют гирлянду из шаров, в которые вставляют несколько фотосенсоров.

Очень похожий концепт реализуется в Средиземном море, тут построен и работает детектор Antares, планируется построение огромного KM3Net, который будет просматривать куб. километр морской воды.

Все бы хорошо, но в морях плавает куча всякой живности. В результате приходится разрабатывать специальные нейросети, которые будут отличать нейтринные события от проплывающих рыбешек.

Но не обязательно экспериментировать с водой! Антарктический лед достаточно прозрачен, детекторы в нем устанавливать проще, не было бы еще так холодно… На Южном полюсе функционирует детектор IceCube - в толще кубического километра льда впаяны гирлянды фотосенсоров, которые ищут следы нейтринных взаимодействий во льду.

Иллюстрация события в детекторе IceCube.

Теперь перейдем ко второму способу. Вместо воды можно использовать активное вещество - сцинтиллятор. Эти вещества сами светятся, когда через них проходит заряженная частица. Если набрать большую ванну такое вещества, то получится очень чувствительная установка.

Например, в детекторе Borexino в Альпах используется чуть меньше 300 тонн активного вещества.

Китайский DayaBay использует 160 тонн сцинтиллятора.

Но рекордсменом готовится стать тоже китайский эксперимент JUNO, который вместит в себя аж 20 000 тонн жидкого сцинтиллятора.

Как можно заметить, сейчас работает огромное число экспериментов, готовых к регистрации нейтрино от сверхновой. Я перечислил лишь некоторые из них, чтобы не закидывать вас шквалом похожих фотографий и схем.

Стоит отметить, что ожидание сверхновой, это не основная цель для всех из них. Например KamLand и Borexino построили великолепную источников антинейтрино на Земле - в основном это реакторы и радиоактивные изотопы в недрах; IceCube постоянно наблюдает за нейтрино сверхвысоких нейтрино из космоса; СуперКамиоканде изучает нейтрино от Солнца, из атмосферы и от соседнего ускорителя J-PARC.

Чтобы как-то объединить эти эксперименты была разработана даже триггеров и оповещений. Если один из детекторов видит что-то, похожее на событие от сверхновой, тут же приходит сигнал на другие установки. Также незамедлительно оповещаются гравитационные телескопы и оптические обсерватории, которые переориентируют свои инструменты в сторону подозрительного источника. Даже астрономы любители могут подписаться на оповещения и, если повезет, они смогут внести свой вклад в эти исследования.

Но, как рассказывают коллеги с Borexino, часто сигнал от сверхновой бывает вызван уборщицей, оказавшейся среди кабелей…

Что же мы ожидаем увидеть, если нам немножко повезет? Количество событий сильно зависит от объема детектора и колеблется от неуверенных 100 до шквала в миллион событий. Что уж говорить об экспериментах следующего поколения: Гипер-Камиоканде, JUNO, DUNE - они станут в разы более чувствительными.

Что бы мы увидели сейчас в случае взрыва сверхновой в нашей галактике.

Уже завтра в галактике вполне может вспыхнуть сверхновая звезда и мы будем готовы принять послание из самого эпицентра чудовищного взрыва. А также скоординировать и направить доступные оптические телескопы и детекторы гравитационных волн.

P.S. Отдельное спасибо хочется сказать ‘у, выдавшему моральный пинок для написания статьи. Очень советую подписаться, если интересны новости/фото/мемы из мира физики частиц.

Сверхновые звезды

Сверхно́вые звёзды - звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе.

Термином «сверхновые» были названы звёзды , которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд» . На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды. Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет - то I типа.

Физика сверхновых звёзд

Сверхновые II типа

По современным представлениям, термоядерный синтез приводит со временем к обогащению состава внутренних областей звезды тяжёлыми элементами. В процессе термоядерного синтеза и образования тяжёлых элементов звезда сжимается, а температура в её центре растёт. (Эффект отрицательной теплоёмкости гравитирующего невырожденного вещества.) Если масса ядра звезды достаточно велика (от 1,2 до 1,5 масс Солнца), то процесс термоядерного синтеза доходит до логического завершения с образованием ядер железа и никеля . Внутри кремниевой оболочки начинает формироваться железное ядро. Такое ядро вырастает за сутки и коллапсирует менее, чем за 1 секунду, как только достигнет чандрасекаровского предела . Для ядра этот предел составляет от 1,2 до 1,5 массы Солнца. Вещество падает внутрь звезды, причём отталкивание электронов не может остановить падения. Центральное ядро сжимается все сильнее, и в некоторый момент из-за давления в нём начинают идти реакции нейтронизации - протоны начинают поглощать электроны , превращаясь в нейтроны . Это вызывает быструю потерю энергии, уносимой образующимися нейтрино (т.н. нейтринное охлаждение). Вещество продолжает разгоняться, падать и сжиматься до тех пор, пока не начинает сказываться отталкивание между нуклонами атомного ядра (протонами, нейтронами). Строго говоря, сжатие происходит даже более этого предела: падающее вещество по инерции превосходит точку равновесия из-за упругости нуклонов на 50% ("максимальное стискивание"). Процесс коллапса центрального ядра настолько быстр, что вокруг него образуется волна разрежения. Тогда вслед за ядром к центру звезды устремляется и оболочка. После этого "сжатый резиновый мяч отдаёт назад", и ударная волна выходит во внешние слои звезды со скоростью от 30000 до 50000 км/с. Внешние части звезды разлетаются во все стороны, а в центре взорвавшейся области остаётся компактная нейтронная звезда или чёрная дыра . Это явление называется взрывом сверхновой II типа. Взрывы эти различны по мощности и другим параметрам, т.к. взрываются звёзды различной массы и различного химического состава. Есть данные, что при взрыве сверхновой II типа энергии выделяется не многим больше, чем при взрыве I типа, т.к. пропорциональная часть энергии поглощается оболочкой, но, возможно, что это не всегда так.

В описанном сценарии имеется ряд неясностей. В ходе астрономических наблюдений установлено, что массивные звёзды действительно взрываются, в результате чего образуются расширяющиеся туманности, а в центре остаётся быстро вращающаяся нейтронная звезда, излучающая регулярные импульсы радиоволн (пульсар). Но теория показывает, что идущая наружу ударная волна должна расщеплять атомы на нуклоны (протоны, нейтроны). На это должна тратиться энергия, в результате чего ударная волна должна погаснуть. Но почему-то этого не происходит: ударная волна за несколько секунд достигает поверхности ядра, далее - поверхности звезды и сдувает вещество. Рассматриваются несколько гипотез для разных масс, но они не кажутся убедительными. Возможно, в состоянии "максимального стискивания" или в ходе взаимодействия ударной волны с продолжающим падать веществом в силу вступают какие-то принципиально новые и неизвестные нам физические законы. Кроме того, при взрыве сверхновой с образованием чёрной дыры возникают следующие вопросы: почему вещество после взрыва не полностью поглощается чёрной дырой; имеется ли идущая наружу ударная волна и почему она не тормозится и имеется ли что-то аналогичное "максимальному стискиванию"?

Сверхновые типа Ia

Несколько другим выглядит механизм вспышек сверхновых звёзд типа Іа (SN Ia). Это так называемая термоядерная сверхновая, в основе механизма взрыва которой лежит процесс термоядерного синтеза в плотном углеродно -кислородном ядре звезды. Предшественниками SN Ia являются белые карлики с массой, близкой к пределу Чандрасекара . Принято считать, что такие звезды могут образовываться при перетекании вещества от второй компоненты двойной звёздной системы . Это происходит, если вторая звезда системы выходит за пределы своей полости Роша или относится к классу звёзд со сверхинтенсивным звёздным ветром . При увеличении массы белого карлика постепенно увеличивается его плотность и температура. Наконец, при достижении температуры порядка 3×10 8 K, возникают условия для термоядерного поджигания углеродно -кислородной смеси. От центра к внешним слоям начинает распространяться фронт горения, оставляя за собой продукты горения - ядра группы железа . Распространение фронта горения происходит в медленном дефлаграционном режиме и является неустойчивым к различным видам возмущений. Наибольшее значение имеет Релей-Тейлоровская неустойчивость, которая возникает из-за действия архимедовой силы на лёгкие и менее плотные продукты горения, по сравнению с плотной углеродно -кислородной оболочкой. Начинаются интенсивные крупномасштабные конвективные процессы, приводящие к ещё большему усилению термоядерных реакций и выделению необходимой для сброса оболочки сверхновой энергии (~10 51 эрг). Скорость фронта горения увеличивается, возможна турбулизация пламени и образование ударной волны во внешних слоях звезды.

Другие типы сверхновых

Существуют также SN Ib и Ic, предшественниками которых являются массивные звезды в двойных системах , в отличие от SN II, предшественниками которых являются одиночные звезды.

Теория сверхновых

Законченной теории сверхновых звёзд пока не существует. Все предлагаемые модели являются упрощёнными и имеют свободные параметры, которые необходимо настраивать для получения необходимой картины взрыва. В настоящее время в численных моделях невозможно учесть все физические процессы, происходящие в звёздах и имеющие значение для развития вспышки. Законченной теории звёздной эволюции также не существует.

Заметим, что предшественником известной сверхновой SN 1987A , отнесённой ко второму типу, является голубой сверхгигант , а не красный , как предполагалось до 1987 года в моделях SN II. Также, вероятно, в её остатке отсутствует компактный объект типа нейтронной звезды или чёрной дыры, что видно из наблюдений.

Место сверхновых во Вселенной

Согласно многочисленным исследованиям, после рождения Вселенной , она была заполнена только лёгкими веществами - водородом и гелием . Все остальные химические элементы могли образоваться только в процессе горения звёзд. Это означает, что наша планета (и мы с вами) состоим из вещества, образовавшегося в недрах доисторических звезд и выброшенного когда-то во взрывах сверхновых.

По расчётам учёных, каждая сверхновая II типа производит активного изотопа алюминия (26Al) около 0,0001 массы Солнца. Распад этого изотопа создаёт жёсткое излучение, которое длительно наблюдалось, и по его интенсивности рассчитано, что содержание в Галактике этого изотопа - менее трёх солнечных масс. Это означает, что сверхновые II типа должны взрываться в Галактике в среднем два раза в столетие, чего не наблюдается. Вероятно, в последние века многие подобные взрывы не замечались (происходили за облаками космической пыли). Поэтому большинство сверхновых наблюдается в других галактиках . Глубокие обзоры неба на автоматических камерах, соединённых с телескопами, позволяют сейчас астрономам открывать более 300 вспышек в год. В любом случае сверхновой звезде давно пора взрываться...

По одной из гипотез ученых, космическое облако пыли, появившееся в результате вспышки сверхновой, может держатся в космосе около двух или трёх миллиардов лет!

Наблюдения сверхновых звёзд

Для обозначения сверхновых астрономы используют следующую систему: сначала записываются буквы SN (от латинского S uperN ova), затем год открытия, а затем латинскими буквами - порядковый номер сверхновой в году. Например, SN 1997cj обозначает сверхновую звезду, открытую 26 * 3 (c ) + 10 (j ) = 88-ой по счету в 1997 году.

Наиболее известные сверхновые звёзды

• Сверхновая SN 1604 (Сверхновая Кеплера)
• Сверхновая G1.9+0.3 (Самая молодая в нашей Галактике)

Исторические сверхновые в нашей Галактике (наблюдавшиеся)

См. также

Ссылки

• Псковский Ю. П. Новые и сверхновые звёзды - книга о новых и сверхновых звездах.
• Цветков Д. Ю. Сверхновые Звезды - современный обзор сверхновых звезд.
• Алексей Левин Космические Бомбы - статья в журнале "Популярная Механика"
• Список всех наблюдавшихся вспышек сверхновых звезд - List of Supernovae, IAU
• Students for the Exploration and Development of Space - Supernovae

Примечания

Wikimedia Foundation . 2010 .

• Сверхновые
• Сверхновые звёзды

Смотреть что такое "Сверхновые звезды" в других словарях:

СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ Большой Энциклопедический словарь

Сверхновые звезды - внезапно вспыхивающие звезды, мощность излучения которых во время вспышки (от 1040 эрг/с и выше) во много тысяч раз превосходит мощность вспышки новой звезды. К взрыву сверхновых звезд приводит гравитационный коллапс. При взрыве центральная часть … Астрономический словарь

Сверхновые звезды - внезапно вспыхивающие, так называемые эруптивные, звезды, мощность излучения которых превосходит мощность излучения отдельной галактики (насчитывающей до сотни млрд звезд). Взрыв (вспышка) возникает в результате гравитационного коллапса (сжатия) … Начала современного естествознания

СВЕРХНОВЫЕ ЗВЁЗДЫ - звёзды, вспышки (взрывы) к рых сопровождаются полным энерговыделением =1051 эрг. При всех др. звёздных вспышках выделяется значительно меньше энергии, напр. при вспышках т. н. новых звёзд до 1046 эрг. С. з. в осн. делятся на два типа (I и II). Из … Физическая энциклопедия

Сверхновые звёзды - Сверхновые звезды СВЕРХНОВЫЕ ЗВЁЗДЫ, звезды, внезапно (в течение нескольких суток) увеличивающие свою светимость в сотни миллионов раз. Такая вспышка происходит за счет сжатия центральных областей звезды под действием сил тяготения и сброса (со… … Иллюстрированный энциклопедический словарь

Сверхновые - звёзды звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически… … Википедия

Сверхновые звёзды - звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не … Википедия

сверхновые звёзды - внезапно вспыхивающие звёзды, мощность излучения которых во время вспышки (от 1040 эрг/с и выше) во много тысяч раз превосходит мощность вспышки новой звезды. К взрыву сверхновой звезды приводит гравитационный коллапсевдоним При взрыве… … Энциклопедический словарь

ЗВЕЗДЫ - горячие светящиеся небесные тела, подобные Солнцу. Звезды различаются по размеру, температуре и яркости. По многих параметрам Солнце типичная звезда, хотя кажется гораздо ярче и больше всех остальных звезд, поскольку расположено намного ближе к… … Энциклопедия Кольера

СВЕРХНОВЫЕ ЗВЁЗДЫ - СВЕРХНОВЫЕ ЗВЁЗДЫ, звезды, внезапно (в течение нескольких суток) увеличивающие свою светимость в сотни миллионов раз. Такая вспышка происходит за счет сжатия центральных областей звезды под действием сил тяготения и сброса (со скоростями около 2… … Современная энциклопедия Подробнее

Что вы знаете о сверхновых звездах? Наверняка скажете, что сверхновая звезда является грандиозным взрывом звезды, на месте которой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра.

Однако на самом деле не все сверхновые являются конечной стадией жизни массивных звезд. Под современную классификацию сверхновых взрывов, помимо взрывов сверхгигантов, входят также некоторые другие явления.

Новые и сверхновые

Термин «сверхновая» перекочевал от термина «новая звезда». «Новыми» называли звезды, которые возникали на небосклоне практически на пустом месте, после чего постепенно угасали. Первые «новые» известны ещё по китайским летописям, датируемым вплоть до второго тысячелетия до нашей эры. Что интересно, среди этих новых нередко встречались сверхновые. К примеру, именно сверхновую в 1571 году наблюдал Тихо Браге, который впоследствии ввёл термин «новая звезда». Сейчас нам известно, что в обоих случаях речь не идёт о рождении новых светил в буквальном смысле.

Новые и сверхновые звезды обозначают резкое увеличение яркости какой-либо звезды или группы звезд. Как правило, раньше люди не имели возможности наблюдать звёзды, которые порождали эти вспышки. Это были слишком тусклые объекты для невооруженного глаза или астрономического прибора тех лет. Их наблюдали уже в момент вспышки, что естественно походило на рождение нового светила.

Не смотря на схожесть этих явлений, в наши дни существует резкое различие в их определениях. Пиковая светимость сверхновых звезд в тысячи и сотни тысяч раз больше пиковой светимости новых. Такое расхождение объясняется принципиальным различием природы этих явлений.

Рождение новых звезд

Новые вспышки являются термоядерными взрывами, происходящим в некоторых тесных звездных системах. Такие системы состоят из и более крупной звезды-компаньона (звезды главной последовательности, субгиганта или ). Могучее тяготение белого карлика притягивает вещество из звезды-компаньона, в результате чего вокруг него образуется аккреционный диск. Термоядерные процессы, происходящие в аккреционном диске, временами теряют стабильность и приобретают взрывной характер.

В результате такого взрыва яркость звездной системы увеличивается в тысячи, а то и в сотни тысяч раз. Так происходит рождение новой звезды. Доселе тусклый, а то и невидимый для земного наблюдателя объект приобретает заметную яркость. Как правило, своего пика такая вспышка достигает всего за несколько дней, а затухать может годами. Нередко такие вспышки повторяются у одной и той же системы раз в несколько десятилетий, т.е. являются периодичными. Также вокруг новой звезды наблюдается расширяющаяся газовая оболочка.

Сверхновые взрывы обладают совершенно иной и более разнообразной природой своего происхождения.

Сверхновые принято разделять на два основных класса (I и II). Эти классы можно назвать спектральными, т.к. их отличает присутствие и отсутствие линий водорода в их спектрах. Также эти классы заметно отличаются визуально. Все сверхновые I класса схожи как по мощности взрыва, так и по динамике изменения блеска. Сверхновые же II класса весьма разнообразны в этом плане. Мощность их взрыва и динамика изменения блеска лежит в весьма обширном диапазоне.

Все сверхновые II класса порождаются гравитационным коллапсом в недрах массивных звезд. Другими словами, этот тот самый, знакомый нам, взрыв сверхгигантов. Среди сверхновых первого класса существуют те, механизм взрыва которых скорее схож с взрывом новых звезд.

Смерть сверхгигантов

Сверхновыми становятся звезды, масса которых превышает 8-10 солнечных масс. Ядра таких звезд, исчерпав, водород, переходят к термоядерным реакциям с участием гелия. Исчерпав гелий, ядро переходит к синтезу всё более тяжелых элементов. В недрах звезды создаётся всё больше слоёв, в каждом из которых происходит свой тип термоядерного синтеза. В конечной стадии своей эволюции такая звезда превращается в «слоёный» сверхгигант. В его ядре происходит синтез железа, тогда как ближе к поверхности продолжается синтез гелия из водорода.

Слияние ядер железа и более тяжёлых элементов происходит с поглощением энергии. Поэтому, став железным, ядро сверхгиганта больше не способно выделять энергию для компенсации гравитационных сил. Ядро теряет гидродинамическое равновесие и приступает к беспорядочному сжатию. Остальные слои звезды продолжают поддерживать это равновесие, до тех пор, пока ядро не сожмётся до некого критического размера. Теперь гидродинамическое равновесие теряют остальные слои и звезда в целом. Только в этом случае «побеждает» не сжатие, а энергия, выделившая в ходе коллапса и дальнейших беспорядочных реакций. Происходит сброс внешней оболочки - сверхновый взрыв.

Классовые различия

Различные классы и подклассы сверхновых объясняются тем, какой звезда была до взрыва. К примеру, отсутствие водорода у сверхновых I класса (подкласса Ib, Ic) является следствие того, что водорода не было у самой звезды. Вероятнее всего, часть её внешней оболочки была потеряна в ходе эволюции в тесной двойной системе. Спектр подкласса Ic отличается от Ib отсутствием гелия.

В любом случае сверхновые таких классов происходят у звезд, не имеющих внешней водородно-гелиевой оболочки. Остальные же слои лежат в довольно строгих пределах своего размера и массы. Это объясняется тем, что термоядерные реакции сменяют друг друга с наступлением определенной критической стадии. Поэтому взрывы звезд Ic и Ib класса так похожи. Их пиковая светимость примерно в 1,5 миллиардов раз превышает светимость Солнца. Эту светимость они достигают за 2-3 дня. После этого их яркость в 5-7 раз слабеет за месяц и медленно уменьшается в последующие месяцы.

Звёзды сверхновых II типа обладали водородно-гелиевой оболочкой. В зависимости от массы звезды и других её особенностей это оболочка может иметь различные границы. Отсюда объясняются широкий диапазон в характерах сверхновых. Их яркость может колебаться от десятков миллионов до десятков миллиардов солнечных светимостей (исключая гамма-всплески - см. дальше). А динамика изменения яркость имеет самый различный характер.

Трансформация белого карлика

Особую категорию сверхновых составляет вспышки . Это единственный класс сверхновых звезд, который может происходить в эллиптических галактиках. Такая особенность говорит о том, что эти вспышки не являются продуктом смерти сверхгигантов. Сверхгиганты не доживают до того момента, как их галактики «состарятся», т.е. станут эллиптическими. Также все вспышки этого класса имеют практически одинаковую яркость. Благодаря этому сверхновые Ia типа являются «стандартными свечами» Вселенной.

Они возникают по отличительно иной схеме. Как отмечалось ранее, эти взрывы по своей природе чем-то сходны с новыми взрывами. Одна из схем их возникновения предполагает, что они также зарождаются в тесной системе белого карлика и его звезды-компаньона. Однако, в отличие от новых звезд, здесь происходит детонация иного, более катастрофического типа.

По мере «пожирания» своего компаньона, белый карлик увеличивается в массе до тех пор, пока не достигнет предела Чандрасекара. Этот предел, примерно равный 1,38 солнечной массы, является верхней границы массы белого карлика, после которого он превращается в нейтронную звезду. Такое событие сопровождается термоядерным взрывом с колоссальным выделением энергии, на много порядков превышающим обычный новый взрыв. Практически неизменное значение предела Чандрасекара объясняет столь малое расхождение в яркостях различных вспышек данного подкласса. Эта яркость почти в 6 миллиардов раз превышает солнечную светимость, а динамика её изменения такая же, как у сверхновых Ib, Ic класса.

Гиперновые взрывы

Гиперновыми называют вспышки, энергия которых на несколько порядков превышает энергию типичных сверхновых. То есть, по сути они гиперновые являются очень яркими сверхновыми.

Как правило, гиперновым считается взрыв сверхмассивных звезд, также называемых . Масса таких звезд начинается с 80 нередко превышает теоретический предел 150 солнечных масс. Также существуют версии, что гиперновые звезды могут образовываться в ходе аннигиляции антиматерии, образованию кварковой звезды или же столкновением двух массивных звезд.

Примечательны гиперновые тем, что они являются основной причиной, пожалуй, самых энергоёмких и редчайших событий во Вселенной - гамма-всплесков. Продолжительность гамма всплесков составляет от сотых секунд до нескольких часов. Но чаще всего они длятся 1-2 секунду. За эти секунды они испускают энергию, подобную энергии Солнца за все 10 миллиардов лет её жизни! Природа гамма-всплесков до сих пор по большей части остаётся под вопросом.

Прародители жизни

Несмотря на всю свою катастрофичность, сверхновые по праву можно назвать прародителями жизни во Вселенной. Мощность их взрыва подталкивает межзвездную среду на образования газопылевых облаков и туманностей, в которых впоследствии рождаются звезды. Ещё одна их особенность состоит в том, что сверхновые насыщают межзвездную среду тяжелыми элементами.

Именно сверхновые порождают все химические элементы, что тяжелее железа. Ведь, как отмечалось ранее, синтез таких элементов требует затрат энергии. Только сверхновые способны «зарядить» составные ядра и нейтроны на энергозатратные производство новых элементов. Кинетическая энергия взрыва разносит их по пространству вместе с элементами, образовавшимися в недрах взорвавшейся звезды. В их число входят углерод, азот и кислород и прочие элементы, без которых невозможна органическая жизнь.

Наблюдение за сверхновыми

Сверхновые взрывы являются крайне редкими явлениями. В нашей галактике, содержащей более сотни миллиардов звёзд, происходит всего лишь несколько вспышек за столетие. Согласно летописным и средневековым астрономическим источникам, за последние две тысячи лет были зафиксированы лишь шесть сверхновых, видимых невооруженным глазом. Современным астрономам ни разу не доводилось наблюдать сверхновых в нашей галактике. Наиболее ближайшая произошла в 1987 в Большом Магеллановым Облаке, в одном из спутников Млечного Пути. Каждый год учёные наблюдают до 60 сверхновых, происходящих в других галактиках.

Именно из-за этой редкости сверхновые практически всегда наблюдаются уже в момент вспышки. События, предшествующие ей почти никогда не наблюдались, поэтому природа сверхновых до сих пор во многом остаётся загадочной. Современная наука не способна достаточно точно спрогнозировать сверхновые. Любая звезда-кандидат способна вспыхнуть лишь через миллионы лет. Наиболее интересна в этом плане Бетельгейзе, которая имеет вполне реальную возможность озарить земное небо на нашем веку.

Вселенские вспышки

Гиперновые взрывы случаются ещё реже. В нашей галактике такое событие случаются раз в сотни тысяч лет. Однако, гамма-всплески, порождаемые гиперновыми, наблюдаются почти ежедневно. Они настолько мощны, что регистрируются практически со всех уголков Вселенной.

К примеру, один из гамма-всплесков, расположенных в 7,5 миллиардов световых лет, можно было разглядеть невооружённым глазом. Произойти он в галактике Андромеда, земное небо на пару секунд осветила звезда с яркостью полной луны. Произойти он на другом краю нашей галактики, на фоне Млечного Пути появилось бы второе Солнце! Получается, яркость вспышки в квадриллионы раз ярче Солнца и в миллионы раз ярче нашей Галактики. Учитывая, что галактик во Вселенной миллиарды, неудивительно, почему такие события регистрируются ежедневно.

Влияние на нашу планету

Маловероятно, что сверхновые могут нести угрозу современному человечеству и каким-либо образом повлиять на нашу планету. Даже взрыв Бетельгейзе лишь осветит наше небо на несколько месяцев. Однако, безусловно, они решающим образом влияли на нас в прошлом. Примером тому служит первое из пяти массовых вымираний на Земле, произошедших 440 млн. лет назад. По одной из версий причиной этому вымиранию послужил гамма-вспышка, произошедшая в нашей Галактике.

Более примечательна совсем иная роль сверхновых. Как уже отмечалось, именно сверхновые создают химические элементы, необходимые для появления углеродной жизни. Земная биосфера не была исключением. Солнечная система сформировалось в газовом облаке, которые содержали осколки былых взрывов. Получается, мы все обязаны сверхновым своим появлением.

Более того, сверхновые и в дальнейшем влияли на эволюцию жизни на Земле. Повышая радиационный фон планеты, они заставляли организмы мутировать. Не стоит также забывать про крупные вымирания. Наверняка сверхновые не единожды «вносили коррективы» в земную биосферу. Ведь не будь тех глобальный вымираний, на Земле бы сейчас господствовали совсем другие виды.

Масштабы звездных взрывов

Чтобы наглядно понять, какой энергией обладают сверхновые взрывы, обратимся к уравнению эквивалента массы и энергии. Согласно нему, в каждом грамме материи заключено колоссальное количество энергии. Так 1 грамм вещества эквивалентен взрыву атомной бомбы, взорванной над Хиросимой. Энергия царь-бомбы эквивалента трём килограммам вещества.

Каждую секунду ходе термоядерных процессов в недрах Солнца 764 миллиона тонн водорода превращается в 760 миллион тонн гелия. Т.е. каждую секунду Солнце излучает энергию, эквивалентную 4 млн. тоннам вещества. Лишь одна двухмиллиардная часть всей энергии Солнца доходит до Земли, это эквивалентно двум килограммам массы. Поэтому говорят, что взрыв царь-бомбы можно было наблюдать с Марса. К слову, Солнце доставляет на Землю в несколько сотен раз больше энергии, чем потребляет человечество. То есть, чтобы покрыть годовые энергетические потребности всего современного человечества нужно превращать в энергию всего несколько тонн материи.

Учитывая вышесказанное, представим, что средняя сверхновая в своём пике «сжигает» квадриллионы тон вещества. Это соответствует массе крупного астероида. Полная же энергия сверхновой эквивалентна массе планеты или даже маломассивной звезды. Наконец, гамма-всплеск за секунды, а то и за доли секунды своей жизни, выплёскивает энергию, эквивалентную массе Солнца!

Такие разные сверхновые

Термин «сверхновая» не должен ассоциироваться исключительно с взрывом звёзд. Эти явления, пожалуй, также разнообразны, как разнообразны сами звёзды. Науке только предстоит понять многие их секреты.

Сверхновая звезда, или взрыв сверхновой — процесс колоссального взрыва звезды в конце ее жизни. При этом освобождается огромная энергия, а светимость возрастает в миллиарды раз. Оболочка звезды выбрасывается в космос, образуя туманность. А ядро сжимается настолько, что становится либо , либо .

Химическая эволюция вселенной протекает именно благодаря сверхновым. Во время взрыва в пространство выбрасываются тяжелые элементы, образующиеся во время термоядерной реакции при жизни звезды. Далее из этих остатков формируются с планетарными туманностями, из которых в свою очередь образуются звёзды с планетами.

Как происходит взрыв

Как известно, звезда выделяет огромную энергию благодаря термоядерной реакции, происходящей в ядре. Термоядерная реакция — это процесс превращения водорода в гелий и более тяжелые элементы с выделением энергии. Но вот когда водород в недрах заканчивается, верхние слои звезды начинают обрушиваться к центру. После достижения критической отметки вещество буквально взрывается, всё сильнее сжимая ядро и унося верхние слои звезды ударной волной.

В довольно малом объеме пространства образуется при этом столько энергии, что часть ее вынуждено уносить нейтрино, у которой практически нет массы.

Сверхновая типа Ia

Этот вид сверхновых рождается не из звезд, а из . Интересная особенность — светимость всех этих объектов одинакова. А зная светимость и тип объекта, можно вычислить его скорость по . Поиск сверхновых типа Ia очень важен, ведь именно с их помощью обнаружили и доказали ускоряющееся расширение вселенной.

Возможно, завтра они вспыхнут

Существует целый список, в который включены кандидаты в сверхновые звёзды. Конечно, достаточно сложно определить, когда именно произойдет взрыв. Вот ближайшие из известных:

• IK Пегаса. Двойная звезда расположена в созвездии Пегас на удалении от нас до 150 световых лет. Её спутник – массивный белый карлик, который уже перестал производить энергию посредством термоядерного синтеза. Когда главная звезда превратится в красный гигант и увеличит свой радиус, карлик начнёт увеличивать массу за счёт неё. Когда его масса достигнет 1,44 солнечной, может произойти взрыв сверхновой.
• Антарес . Красный сверхгигант в созвездие Скорпиона, от нас до него 600 световых лет. Компанию Антаресу составляет горячая голубая звезда.
• Бетельгейзе. Подобный Антаресу объект, находится в созвездии Орион. Расстояние до Солнца от 495 до 640 световых лет. Это молодое светило (около 10 миллионов лет), но считается, что оно достигло фазы выгорания углерода. Уже в течение одного-двух тысячелетий мы сможем полюбоваться взрывом сверхновой.

Влияние на Землю

Сверхновая звезда, взорвавшись поблизости, естественно, не может не повлиять на нашу планету. Например, Бетельгейзе, взорвавшись, увеличит яркость примерно в 10 тысяч раз. Несколько месяцев звезда будет иметь вид сияющей точки, по яркости подобной полной Луне. Но если какой-либо полюс Бетельгейзе будет обращён на Землю, то она получит от звезды поток гамма-лучей. Усилятся полярные сияния, уменьшится озоновый слой. Это может оказать очень негативное влияние на жизнь нашей планеты. Всё это только теоретические расчёты, каким же фактически будет эффект взрыва этого супергиганта, точно сказать нельзя.

Смерть звезды, так же, как и жизнь, иногда бывает очень красивой. И пример тому – сверхновые звёзды. Их вспышки мощны и ярки, они затмевают все светила, что расположены рядом.

сразу после взрыва во многом зависит от удачи. Именно она определяет, удастся ли изучить процессы рождения сверхновой, или же придется гадать о них по следам взрыва - распространяющейся от бывшей звезды планетарной туманности . Число телескопов, построенных человеком, недостаточно велико для постоянного наблюдения всего неба, тем более - во всех областях спектра электромагнитного излучения. Зачастую на помощь ученым приходят астрономы-любители, направляющие свои телескопы куда вздумается, а не на интересные и важные для изучения объекты. Но ведь взрыв сверхновой может произойти где угодно!

Пример помощи от астрономов-любителей представляет сверхновая в спиральной галактике М51 . Известная как галактика Вертушка, она очень популярна среди любителей наблюдения Вселенной. Галактика расположена на расстоянии 25 миллионов световых лет от нас и повернута прямо к нам своей плоскостью, за счет чего ее очень удобно наблюдать. Галактика имеет спутник, который соприкасается с одним из рукавов М51. Свет от звезды, взорвавшейся в галактике, достиг Земли в марте 2011 года и был зарегистрирован астрономами-любителями. Вскоре сверхновая получила официальное обозначение 2011dh и стала центром внимания как профессиональных астрономов, так и любителей. «М51 - одна из ближайших к нам галактик, она чрезвычайно красива и потому широко известна», - говорит сотрудник Калтеха Шилер ван Дайк.

Детально рассмотренная сверхновая 2011dh оказалась принадлежащей к редкому классу взрывов типа IIb. Такие взрывы происходят, когда массивная звезда лишается практически всего своего внешнего облачения, состоящего из топлива-водорода, который, скорее всего, перетягивает ее компаньон по двойной системе . После этого, из-за отсутствия топлива, прекращается термоядерный синтез, излучение звезды не может противостоять гравитации, стремящейся сжать звезду, и она падает к центре. Это один из двух путей взрыва сверхновых, и при таком сценарии (падение звезда на себя под действием гравитации) только каждая десятая звезда рождает взрыв типа IIb.

Существует несколько хорошо обоснованных гипотез относительно общей схемы рождения сверхновой типа IIb, однако восстановление точной цепи событий очень трудно. Поскольку о звезде нельзя сказать, что она очень скоро станет сверхновой, невозможно подготовиться к ее тщательному наблюдению. Конечно, изучение состояния звезды может подсказать, что она скоро станет сверхновой, но это - на масштабах времени Вселенной в миллионы лет, тогда как для наблюдения нужно знать время взрыва с точностью в несколько лет. Лишь изредка астрономам улыбается удача и они имеют детальные снимки звезды до взрыва. В случае галактики М51 имеет место эта ситуация - благодаря популярности галактики существует множество ее снимках, на которых 2011dh еще не взорвалась. «В течение нескольких дней после открытия сверхновой мы обратились к архивам орбитального телескопа Хаббл. Как оказалось, с помощью этого телескопа раньше создавалась подробная мозаика галактики М51 в разных длинах волн», - говорит ван Дайк. В 2005 году, когда телескоп Хаббл сфотографировал область нахождения 2011dh, на ее месте была лишь неприметная желтая гигантская звезда .

Наблюдения за сверхновой 2011dh показали, что она плохо укладывается в стандартное представление о взрыве огромной звезды. Напротив, она более подходит как результат взрыва небольшого светила, например, компаньона желтого сверхгиганта со снимков Хаббла, который лишился практически всей своей атмосферы. Под действием гравитации близкого гиганта от звезды осталось лишь ее ядро, которое и взорвалось. «Мы решили, что предшественником сверхновой была практически полностью раздетая звезда, голубая и невидимая поэтому для Хаббла, - говорит ван Дайк. - Желтый гигант скрывал своим излучением небольшого голубого компаньона, пока он не взорвался. Таков наш вывод».

Другая команда исследователей, занимавшаяся звездой 2011dh, пришла к противоположному, совпадающему с классической теорией, выводу. Именно желтый гигант был предшественником сверхновой по данным Джастина Маунда, сотрудника Королевского университета в Белфасте. Однако в марте этого года сверхновая выдала загадку для обоих коллективов. Первым проблему заметил ван Дайк, решивший собрать дополнительные сведения о 2011dh с помощью телескопа Хаббл. Однако аппарат не нашел на старом месте большой желтой звезды. «Мы лишь хотели еще раз пнаблюдать за эволюцией сверхновой, - говорит ван Дайк. - Мы никак не могли предполагать, что желтая звезда куда-то денется». Другая команда пришла к тем же выводам, используя наземные телескопы: гигант исчез.

Исчезновение желтого гиганта указывает на него как истинного предшественника сверхновой. Публикация ван Дайка разрешает этот спор: «Другая команда была совершенно права, а мы ошиблись». Впрочем, изучение сверхновой 2011dh на этом не заканчивается. По мере спадания яркости 2011dh, галактика М51 вернется к своему состоянию до взрыва (хотя и без одной яркой звезды). К концу этого года яркость сверхновой должна упасть настолько, что станет виден компаньон желтого сверхгиганта - если он был, как предполагает классическая теория рождения сверхновых типа IIb. Несколько групп астрономов уже зарезервировали наблюдательное время телескопа Хаббл для изучения эволюции 2011dh. «Мы должны найти компаньона сверхновой по двойной системе, - говорит ван Дайк. - Если она будет обнаружена, в вопросе происхождения таких взрывов возникнет уверенное понимание».