«Сверхновые звезды как «стандартные - Учебно

Международный университет природы, общества и человека
«Дубна»
кафедра теоретической физики
доклад
Сверхновые звезды как «стандартные свечи» в
космологии
выполнил: Колонцов Владимир Павлович
Дубна, 2007
Типы сверхновых и процесс их образования
Сверхновые — взрывающиеся звёзды. Наблюдая за ними, было установлено
ускоренное расширение Вселенной.
Сверхновые бывают двух типов. I тип — это взрывающиеся белые карлики, II тип
— это обычные звёзды, сошедшие с пути своей естественной эволюции из-за достижения
неустойчивого состояния ядра.
Начнём со второго типа. Обычно, звезда из-за выгорания ядерного горючего
проходит стадию красного гиганта, превращаясь затем в белого карлика. Но эщё до того
происходит поочерёдная смена вида топлива. Реакция горения водорода протекает без
катаклизмов, потому что при повышении температуры газ легко расширяется,
противодействуя этому повышению, а при этом ещё и снижается плотность, замедляя
реакцию. Но когда начинает гореть углерод, этот механизм может не сработать, а звезда
взорваться.
В такой теории есть недостаток — звезда должна взорваться полностью, а мы
вместо этого наблюдаем нейтронные звёзды и чёрные дыры в качестве остатка. Есть
другая версия. Все реакции прошли без неожиданностей, но ядро стало сжиматься.
Уплотнению ядра могло способствовать потеря энергии из-за обильного излучения
нейтрино и некоторые другие процессы, например диссоциация накопившихся ядер
железа (диссоциация компенсирует нагревание при сжатии). По достижении критической
плотности ядро коллапсирует в нейтронную звезду или чёрную дыру. Этот процесс
протекает очень быстро, в течение менее чем одной секунды. Верхние слои начинают
падать к центру, и, сильно сжимаясь, взрываются. Выбрасывается вещество в одну массу
Солнца.
Кроме сверхновых бывают ещё и просто новые звёзды — это звёзды, которые сами
не взрываются, но взрывается вещество на их поверхности. Сверхновые I типа и новые
возникают в двойных системах.
Двойные звёзды образуются в результате эволюции из одного газопылевого облака,
и иногда даже соприкасаются друг с другом. Несоприкасающиеся звёзды часто
обмениваются веществом. Чтобы понять, как этот обмен происходит, полезно рассмотреть
поверхность Роша. Это эквипотенциальная поверхность, проходящая через первую
Лагранжеву точку системы. Первая Лагранжева точка находится между двумя звёздами,
сила притяжения в ней скомпенсирована. Вещество, перемещаясь по поверхности Роша,
может перейти от одной полости к другой, не затрачивая при этом энергии. Таким
образом, вещество, вышедшее за пределы полости Роша от одной звезды, попадает на
другую. Размер полости зависит от массы звезды (чем больше масса, тем больше полость).
Если звезда больше своей полости Роша, то возникнет поток вещества. Поток уменьшает
массу звезды, а значит, и размер полости тоже уменьшается. Объём звезды, по большому
счёту, не зависит от массы, точнее, более существенными факторами являются скорость
вращения и стадия эволюции. Таким образом, звезда, начав отдавать вещество,
остановится далеко не сразу. Из-за вращения вокруг принимающей звезды возникает
аккреционный диск, быть может представляющий собой совокупность светящихся колец,
или светящейся спирали.
Новые звёзды возникают в системах, где принимающая звезда — белый карлик.
Взрывается не сама звезда, а вещество на её поверхности. Наблюдения показывают, что
вещество выбрасывается последовательно, сферическими слоями. Каждый последующий
слой догоняет предыдущий, и горячее предыдущего. Однажды астрономы наблюдали, как
выброшенное вещество двигалось со скоростью в 1/3 скорости света. Оказалось, что это и
был свет, отражающийся от пыли, образуя тем самым расходящееся кольцо. Светится
новая звезда как сотни тысяч Солнц, а по истечении некоторого времени, возвращаются к
прежней светимости. Сверхновая светится как десять миллиардов Солнц, что есть
примерно светимость целой галактики (всё зависит от того, какая галактика).
Теперь рассмотрим сверхновые I типа. В зависимости от того, присутствуют ли в
спектре звезды линии водорода, их делят на два подтипа Ia и Ib. Тип Ia, не содержащий
водорода, важен для космологических исследований, так как звёзды этого типа являются
отличными стандартными свечами: их взрыв всегда протекает одинаково с огромной
точностью.
Такие сверхновые возникают в двойных системах. Одна из двух звёзд раньше
проходила стадию красного гиганта и отдавала своё вещество соседу. В конце концов
оставалось только вырожденное ядро углеродно-кислородного состава — белый карлик с
одной массой Солнца. Затем сосед этой звезды сам становится красным гигантом и отдаёт
своё вещество карлику. При достижении карликом приедела Чандрасекара — 1.4 массы
Солнца, карлик начинает коллапсировать, и при этом начинает возгораться ядерная
реакция. Длится она около секунды.
Наблюдая за сверхновыми, было подмечено, что сверхновые II типа взрываются в
основном в спиральных галактиках, а I — и в спиральных, и в элиптических. Это связано
с тем, что звёзды II типа относительно молодые, и взрываются чаще в молодых
спиральных галактиках, а I типа, бывшие белые карлики — и в молодых, и в старых,
элиптических.
Каждая сотая звезда заканчивает свою жизнь как сверхновая. В одной галактике
взрывается несколько сверхновых за тысячелетие, но, так как галактик очень много, то во
всей видимой Вселенной взрывается одна за несколько секунд. Тем не менее отыскать
сверхновую среди всего этого множества галактик очень трудно.
За прошлое тысячелетие в нашей Галактике наблюдалось пять сверхновых: в 1006,
1054, 1572, 1604, 1667 годах. Звезда 1054 года была зафиксирована в арабских и
китайских источниках: около месяца она была видна даже днём, а ещё два месяца её
можно было наблюдать невооружённым глазом. Крабовидная туманность — это остаток
именно этой звезды. Кстати, в центре этой туманности находится нейтронная звезда,
довольно быстро замедляющая своё вращение. Считается, что Крабовидная туманность
должна была светиться значительно слабее, если бы не энергия вращения этого пульсара.
Стандартные свечи.
Сверхновые так важны для космологии, потому что это отличные стандартные
свечи. Зачем нам нужны стандартные свечи? Они нужны затем, чтобы измерять
расстояние: если мы знаем интенсивность света, испусускаемую объектом, то измерив
интенсивность света, дошедшего до нас, мы можем вычислить расстояние. Формула для
расстояния,
определяемого
по
анализу
вспышек,
называется
уравнением
фотометрического расстояния.
L
RL 
4F
здесь L — внутренняя светимость звезды, F — её наблюдаемый поток.
Первоначально в качестве стандартных свечей использовали цефеиды — звёзды,
интенсивность которых была пропорциональна периоду изменения блеска. Это очень
хорошие стандартные свечи, но пользоваться ими можно только на галактических
расстояниях (с их помощью узнали размеры нашей Галактики, а самое большое
расстояние, измеренное с помощью цефеид — расстояние до галактики Андромеды).
Затем за стандартную свечи брали галактики. В этом качестве они очень плохи, но выбора
не было. Сам Хабл, измеряя расстояния до галактик, как оказалось, ошибся в десять раз.
На рис. 1 показаны кривые светимости сверхновых. Из-за космической пыли
светимость для разных звёзд разная. Как можно заметить из первого рисунка, вместе с
уменьшением светимости, ускоряется угасание звезды. Данный факт был использован для
корректировки графиков, и нахождения истинной светимости. На втором рисунке
показаны откорректированные кривые, которые хорошо совпадают друг с другом. Это
показывает, что сверхновые действительно хорошие стандартные свечи.
Рис. 1
Трудности обнаружения сверхновых.
Существует много трудностей в обнаружении сверхновых.
1)
2)
3)
4)
5)
Они редки. В обычной галактике взрывается несколько сверхновых за
тысячелетие. Конечно, галактик очень много, так что всреднем за
несколько секунд во всей видимой части Вселенной взрывается одна
сверхновая. Но отыскать её не легко.
Они случайны. Мы не знаем, куда глядеть. Тем не менее за время работы
телескопа нужно платить, да и оно уже заказано многими научными
группами на полгода вперёд.
Они временны. Нужно как можно раньше заметить сверхновую, чтобы
зарегистрировать пик яркости, и сделать ещё много замеров в течении
нескольких недель.
Галактическая пыль замутняет сверхновую, бывает даже трудно
определить, что это Ia.
Смечённые спектры удалённых сверхновых трудно сравнивать со
спектрами ближних. К тому же удалённые сверхновые трудно искать.
Так, например, в 1980-х годах группа из Дании интенсивно искала два
года удалённые сверхновые, и нашла только одну Ia, и то, спустя три
недели после пика.
Проекты по обнаружению сверхновых.
В 90-х годах было 2 проекта по нахождению сверхновых: SuperNova Cosmology
Project и High-Z SuperNova Search. В недалёком будущем будет запущен спутник по
проекту SuperNova Acceleration Probe.
Рассмотрим, как обнаруживались сверхновые группой Перлмуттера. Они на
двухметровом телескопе фотографировали большие участки неба во время новолуния, а
затем сравнивали новые снимки со снимками, сделанные в предыдущем новолунии, на
мощном компьютере и выявляли новые появившиеся объекты. Из них они находили
нужные им сверхновые и исследовали их на крупных телескопах, в том числе на
космическом телескопе «Хаббл».
Было исследовано около семидесяти звёзд. Здесь было установлено, что удалённые
сверхновые с определённым красным смещением светятся тусклее, чем ожидалось. Это
значит, что наша Вселенная расширяется с ускорением.
Сверхновые, как и космическое излучение, дают довольно точные результаты, что
превращает космологию в точную науку и даёт возможность отсеять многие физические
теории. Преимущество сверхновых в сравнении с космическим излучением состоит в том,
что последнее даёт информацию, зависящую только от направления, а сверхновые дают
объёмную информацию.
В будущем, с запуском космического спутника, будет устанавливаться 2000
сверхновых в год с красным смещением вплоть до z = 1.7. Это позволит значительно
более точно исследовать геометрию крупно-масштабной структуры Вселенной, а также
исследовать тёмную материю и тёмную энергию. Для тёмной энергии будет установленно
уравнение состояния (сейчас известно, что плотность тёмной энергии пропорционально её
давлению с точностью в 10%, что очень близко к теории космологической константы).
Ускоренное расширение Вселенной
Наша Вселенная расширяется с положительным ускорением. Ускорение можно
выразить через плотность и давление материи:
a
4G

(   3 p) .
a
3
Если сделать замену p   , то окажется, что (1  3 )   0 и, при положительной
1
плотности,    , например   1. Для объяснения этого пришлось ввести темную
3
энергию. По современным данным, тёмная энергия составляет 0.7 массы Вселенной.
Ускоренное расширение в космологической модели Фридмана требует наличия
положительного Λ-члена, который был впервые введён в уравнения общей теории
относительности Эйнштейном. Таким образом, в начале века Λ казалась новой
фундаментальной постоянной.
После создания квантовой теории поля физики начали обсуждать возможную
природу космологической постоянной. Начались исследования механизмов так
называемой динамической генерации Λ-члена. В новой физической теории Λ может не
являться новой фундаментальной постоянной. Она может возникнуть в нашей Вселенной
в результате действия некоторых физических процессов, затем стать равной нулю (или
очень небольшой по величине).
После создания теории скалярного поля начались исследования механизмов
генерации Λ-члена. Особенно интенсивно они проводятся после открытия ускоренного
расширения Вселенной. Нейл Тюрок из Кембриджского университета предложил
механизм генерации, основанныый на скалярном поле, которое создаёт переменный
вакуум в современной нам Вселенной. В. А. Рубаков и А. А. Старобинский предложили
новые механизмы генерации Λ-члена в виде скалярного поля или двух скалярных полей.
Иттальянские физики К. Рубано и П. Скуделларо предложили детальную модель
скалярного поля, которое гененирует ускоренное расширение нашей Вселенной, а также
сравнили эту модель с наблюдениями. Эта модель прекрасно с ними согласуется.
Литература
1)
2)
3)
4)
Мартынов Д. Я. Курс общей астрофизики. М. : Наука, 1988.
Сажин М. В. Современная космология. М.: Едиториал УРСС, 2002.
Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt: astro-ph/0303428 v1 (18.03.2003).
Материалы internet.