Реферат: Сверхновые звезды

ВВЕДЕНИЕ

Нам нет числа. Напрасно мыслью жадной

Ты думы вечной догоняешьтень…

А.Фет

Величественный покой усыпанного звездами ночного небавсегда производил глубокое впечатление на человека. Такой «мирный» образВселенной, возникающий в воображении человека, объясняется не толькоотносительной краткостью человеческой жизни и всей истории человечества, но итем, что сведения о наиболее быстротекущих, взрывных процессах, происходящихбуквально мгновенно даже по человеческим представлениям, чаще всего приносятнам электромагнитные излучения таких видов, которые невозможно наблюдать глазоми с помощью обычных наземных телескопов. Теория эволюции звезд, гигантскихгазовых облаков и других небесных тел показала неизбежность катастрофическибыстрых изменений на определенных этапах их жизни. В результате сформироваласьсложная, порой противоречивая и во многом еще неясная до конца картина бурных,резко нестационарных явлений во Вселенной.

Не все звезды проходят«спокойный» путь своего развития (эволюцию «нормальной» звезды), т.е. отмомента ее зарождения в виде сгустка сжимающейся газопылевой туманности доглубокой «старости» – сверхплотного холодного «черного» карлика. Некоторые назаключительном этапе своей эволюции взрываются, вспыхивая могучим космическимфейерверком. В таких случаях говорят о вспышке «сверхновой» звезды. Светимостьсверхновой может равняться 500 миллионам солнц.

От «сверхновых» звездследует отличать «обычные» новые звезды. Мощность вспышки у этих звезд в тысячираз меньше, чем у сверхновых. Вспыхивают новые звезды сравнительно часто (внашей Галактике – около 100 вспышек в год). Для новых звезд характернаповторяемость вспышек, которые не приводят к существенному изменению структурызвезд. Напротив, вспышка сверхновой – это радикальное изменение, и дажечастичное разрушение структуры звезды.

Пока нам еще не известныкатастрофы, по своим масштабам более грандиозные, чем вспышки сверхновых. (Хотя, в последнее время, по-видимому, обнаружены удивительные объекты –взрывающиеся ядра галактик, явление несравненно более грандиозное, чем вспышкисверхновых.) За какие-нибудь несколько суток вспыхнувшая звезда увеличиваетсвою светимость в сотни миллионов раз. Бывает так, что в течение короткоговремени одна звезда излучает света больше, чем миллиарды звезд той галактики, вкоторой произошла вспышка.

Естественно, чтоколоссальный космический взрыв приводит к гибели самой звезды икатастрофическим последствиям в ее ближайших окрестностях. Однако сам факткосмического взрыва, скорее всего, является закономерным, а не случайным врамках сохранения и перераспределения энергетического баланса галактик.

ВСПЫШКИ СВЕРХНОВЫХ В НАШЕЙ ГАЛАКТИКЕ

В отличие от вспышек«обыкновенных» новых звезд, это явление принадлежит к числу весьма редких. Внашей Галактике около 100 млрд.звезд. По имеющимся оценкам, ежегодно рождаетсяпримерно 1 – 10 новых звезд. Сверхновые же вспыхивают в среднем раз — два встолетие. Поэтому такие вспышки изредка наблюдаются в других галактиках. Еслидержать систематически «под наблюдением» несколько сот галактик, то можно сбольшой вероятностью утверждать, что в течение одного года хотя бы в одной изтаких галактик вспыхнет сверхновая звезда. Сейчас ежегодно открывают около 20 –30 внегалактических сверхновых. Полное их число достигает почти 600.

Тем не менее историясохранила довольно значительное число хроник и даже научных трактатов,содержащих описание вспышек сверхновых в нашей Галактике. Так, например,сохранился ряд китайских хроник, в которых рассказывается о появлении на небе виюле 1054 г. «звезды-гостьи» в созвездии Тельца. Эта звезда была настолькоярка, что ее видели даже днем; по своему блеску она превосходила Венеру – самоеяркое светило неба после Солнца и Луны. Несколько месяцев звезда была виднаневооруженным глазом, а потом постепенно погасла.

С 1054 г. в нашейГалактике было замечено еще две вспышки сверхновых: одну из них наблюдал в 1572г. датский астроном Тихо Браге, другую – в 1604 г. Иоганн Кеплер. Затемнаступила пауза продолжительностью в три века. Тем не менее сверхновые можнообнаружить даже после того, как они угасли, — по их влиянию на окружающуюмежзвездную среду и по остаткам, сохраняющимся после взрыва.

ТУМАННОСТИКрабовидная туманность

Через семь с половинойвеков после взрыва сверхновой в 1054 г. французский астроном Шарль Мессье,составляя знаменитый каталог туманностей, под N 1 поместилобъект необычайной формы. Впоследствии этот объект получил название«Крабовидная туманность». Этот объект невозможно наблюдать невооруженнымглазом. Его фотография была получена путем длительного экспонированияфотопластинки на одной из самых совершенных астрономических обсерваторий.

Волокнистая структураяркого объекта внешне несколько напоминает краба, почему он и получил названиеКрабовидной туманности. Для астрономов такая структура служит признакомнекоторой бурной активности в центре объекта. Признаки активности становятсяеще более явными после детального исследования туманности. Так, например,измерения скорости светящегося вещества туманности показали, что оно удаляетсяот центра объекта со скоростью около 1000 км/с и более. Апри последующих исследованиях в радио- и рентгеновском диапазонах обнаружилось,что Крабовидная туманность испускает также радиоволны, рентгеновское игамма-излучение. Полагают, что этот замечательный объект представляет собой остаток взрыва звезды, происшедшего много столетий назад, а именно в июле1054 г.

Дальнейшие наблюденияпоказали, что Крабовидная туманность медленно расширяется, как бы «расползаясь»по небу. Так как расстояние до этой туманности равно 2000 пк, то заметноеувеличение ее размеров на небе означает, что скорость разлета образующих еегазов достигает 1500 км/с, т.е. более чем в 100 раз превосходит скоростиискусственных спутников Земли. Между тем скорость движения обычных газовыхтуманностей в Галактике редко превышает 20-30 км/с. Толькогигантских масштабов взрыв мог сообщить такой большой массе газа столь высокуюскорость. Из наблюдаемой скорости расплывания Крабовидной туманности следует,что приблизительно 900 лет назад вся туманность была сосредоточена в оченьмалом объеме и что эта туманность не что иное, как остаток грандиознойкосмической катастрофы – вспышки сверхновой.

Как отличить туманности – остатки вспышек сверхновыхзвезд –

от обыкновенных туманностей

В 1949 г. былообнаружено, что Крабовидная туманность является мощным источником радиоизлучения.Вскоре удалось объяснить природу этого явления: излучают сверхэнергичныеэлектроны, движущиеся в магнитных полях, находящихся в этой туманности. Та жепричина объясняет общее радиоизлучение Галактики. Таким образом, при вспышкесверхновой каким-то образом образуется огромное количество частиц сверхвысокихэнергий – космических лучей. По мере расширения и рассеяния туманностизаключенные в ней космические лучи выходят в межзвездное пространство. Еслиучесть, как часто вспыхивают сверхновые звезды в Галактике, то образующихся приэтих вспышках космических лучей оказывается достаточно для заполнения ими всейГалактики с наблюдаемой плотностью.

Таким образом, впервыесо всей очевидностью удалось доказать, что вспышки сверхновых звезд являютсяодним из основных источников пополнения Галактики космическими лучами; крометого, они обогащают межзвездную среду тяжелыми элементами. Это имеет огромноезначение для эволюции звезд и всей Галактики в целом.

Крабовидная туманностьобладает еще одной удивительной особенностью. Ее оптическое излучение,по крайней мере на 95%, имеет «синхротронную» природу (обусловлено такжесверхэнергичными электронами). На основе новой теории оптического излученияКрабовидной туманности удалось предсказать, что это излучение должно бытьполяризованным. Наблюдения ученых полностью подтвердили этот вывод теории. Внастоящее время синхротронное оптическое излучение обнаружено еще у несколькихобъектов, преимущественно радиогалактик.

В 1963 г. при помощиракеты с установленными на ней приборами удалось обнаружить довольно мощное рентгеновскоеизлучение от Крабовидной туманности. В 1964 г. во время покрытия этойтуманности Луной удалось показать, что этот источник рентгеновского излученияпротяженен. Следовательно, рентгеновское излучение испускает не звезда, некогдавспыхнувшая как сверхновая, а сама туманность. Было доказано, что рентгеновскоеизлучение Крабовидной туманности имеет также синхротронную природу.

Рентгеновское излучение полностью поглощается земнойатмосферой и может наблюдаться только с помощью аппаратуры, установленной наракетах и спутниках. Особенно ценные результаты были получены наспециализированном спутнике «Эйнштейн», запущенном в ознаменование столетия содня рождения великого ученого.

Дальнейшие наблюденияпоказали, что все без исключения туманности – остатки вспышек сверхновых звезд– оказываются более или менее мощными источниками радиоизлучения, имеющего туже природу, что и у Крабовидной туманности.

Туманность в созвездии Кассиопеи

Особенно мощным источникомрадиоизлучения является туманность, находящаяся в созвездии Кассиопеи. Наметровых волнах поток радиоизлучения от нее в 10 раз превышает поток от Крабовиднойтуманности, хотя она дальше последней. В оптических лучах эта быстрорасширяющаяся туманность очень слаба. Как сейчас доказано, туманность вКассиопее – остаток вспышки сверхновой, имевшей место около 300 лет назад. Несовсем ясно, почему вспыхнувшую звезду тогда не заметили. Ведь уровень развитияастрономии в Европе был тогда

довольно высок.

Источникомрадиоизлучения, правда, раз в 10 менее мощным, чем Крабовидная туманность,являются туманность IC 443 и волокнистые туманности в созвездии Лебедя.

Большая туманность в созвездии Ориона

Это один из многихрайонов во Вселенной, где, как полагают, в наше время происходит активныйпроцесс звездообразования. Туманность расположена на расстоянии около 1500св.лет от нас. Она содержит большое количество протозвезд. В протозвездахвнутренняя температура еще недостаточно высока, чтобы вызвать термоядерныереакции. Существующей там температуры, однако, вполне достаточно, чтобыпротозвезды довольно интенсивно излучали энергию, в основном в инфракраснойобласти электромагнитного спектра. В туманности Ориона обнаружено немалоисточников инфракрасного излучения; это служит подтверждением тому, что звездырождаются там и сейчас.

ДВА ТИПА СВЕРХНОВЫХ

До сих пор речь шла преимущественноо туманностях, образующихся при вспышках сверхновых звезд. Что же можносказать о самих вспыхивающих звездах? Как уже упоминалось, данные наблюденийотносятся к сверхновым, вспыхивающим в других звездных системах. В нашейГалактике последняя такая вспышка наблюдалась в 1604 г. Эту звезду наблюдалКеплер. Тогда еще не был изобретен телескоп, а спектральный анализ – этотмощнейший метод астрономических исследований – стал применяться только спустядва с половиной столетия.

Понаблюдениям вспышек в других галактиках удалось установить, что сверхновыебывают двух типов. Сверхновые Iтипа – это довольно старые звезды смассой, лишь немного превосходящей солнечную. Такие сверхновые вспыхивают вэллиптических галактиках, а также в спиральных звездных системах. Мощностьизлучения у таких сверхновых особенно велика, хотя массы выброшенных газовыхоболочек не превышают нескольких десятых массы Солнца.

Такназываемые сверхновые IIтипа вспыхивают в спиральныхгалактиках. Они никогда не вспыхивают в эллиптических звездных системах.Сверхновые этого типа, как принято думать, массивные молодые звезды. Именно поэтой причине они, как правило, наблюдаются в спиральных ветвях, где ещепродолжает идти процесс звездообразования. Не исключено, что если не большая,то по крайней мере значительная часть горячих массивных звезд спектральногокласса О кончает свое существование вспышкой сверхновой этого типа.

ПРИЧИНА ВЗРЫВОВ ЗВЕЗД

Существует несколькогипотез о причине взрывов звезд, наблюдаемых как сверхновые. Однакообщепризнанной теории, основывающейся на известных фактах и могущей предсказатьновые явления, пока нет. Можно, однако, не сомневаться, что такая теория будетсоздана в самом ближайшем времени. По всей вероятности, причиной взрываявляется катастрофически быстрое выделение потенциальной энергии тяготения при«спаде» внутренних слоев звезды к ее центру.

Эволюция звезд

Почемувзрываются звезды ? Каждая лизвезда взрывается? Что представляют собой осколки взорвавшейся звезды? Чтоостается после взрыва? На все этивопросы нельзя ответить, не имея представления о структуре и эволюции звезд.Взрыв – это свидетельство нарушения внутреннего равновесия звезды, и, чтобыпонять, почему и когда это нарушение происходит, необходимо прежде всего знать,как вообще поддерживается равновесие в звездах.

Собственное гравитационное поле массивных объектовзаставляет их сжиматься. И если внутреннее давление недостаточно для того,чтобы воспрепятствовать сжатию, то массивные объекты коллапсируют. Тот факт,что Солнце сохраняет неизменными свои размеры, свидетельствует о существованиивнутри его сильного давления.

Согласно современнымпредставлениям, звезды образуются при сжатии межзвездного газово-пылевогооблака. По мере сжатия облако постепенно дробится на множество мелких частей.Каждая часть продолжает сжиматься дальше и при этом нагревается, особенно всередине. Эту раннюю стадию жизни звезд исследовал японский астроном Ч.Хаяши.Когда температура в центре звезды становится достаточно высокой, начинаютсяреакции термоядерного синтеза – звезда, как говорится, вступает в пору своейзрелости.

Тем не менее существуетодна проблема, касающаяся начальной стадии образования звезд. Решение этойпроблемы связано со сверхновыми.

Как только звезданачинает «работать» как ядерный реактор, качественная картина ее эволюциисводится вкратце к следующему. Сначала благодаря реакциям ядерного синтезаводород превращается в гелий. В этом процессе высвобождается энергия, котораяпрепятствует сжатию звезды под действием собственного тяготения. Пока реакцииядерного синтеза продолжаются, звезда, как говорят, находится на главнойпоследовательности. Стадия главной последовательности – самая продолжительная вжизни звезды, причем ее длительность зависит от массы звезды. Чем больше масса,тем меньше время пребывания на главной последовательности, т.к. в массивныхзвездах водород выгорает быстрее.

Когда исчерпаются запасыводорода, особенно в ядре звезды, ядро начинает сжиматься, ибо послепрекращения ядерных реакций звезда теряет способность противостоять тяготению.Однако, сжимаясь, ядро разогревается еще больше, и в результате повышениятемпературы начинается следующий цикл ядерных реакций. В этих реакциях гелийпревращается в углерод, затем углерод превращается в кислород и неон. На каждойступени этой серии реакций образуются все более массивные атомные ядра. Каждоеатомное ядро поглощает дополнительно по одному ядру атома гелия, при этом егозаряд возрастает на 2, а массовое число на 4. Как только ядра очередного типапревращаются в более массивные ядра следующего типа, синтез прекращается. Этоведет к ослаблению противодействия силам тяготения, которые снова начинаютсжимать ядро звезды, еще более повышая его температуру. Когда температурадостаточно возрастает, начинаются ядерные реакции следующего цикла. И, пока онипродолжаются, дальнейшее сжатие звезды приостанавливается. Эти реакциипереводят атомные ядра еще на одну ступеньку выше, добавляя им по одному ядруатома гелия. При достаточно высоких температурах могут сливаться и более массивныеядра. Так и продолжается этот многоступенчатый процесс включения – выключенияядерных реакций.

Что происходит со звездой, пока идут ядерные реакции?

Это зависит от того,какова масса звезды. В общем случае ядро звезды все больше сжимается инагревается, в то время как внешняя оболочка расширяется и охлаждается. Такимобразом, внешний наблюдатель видит, что размер звезды увеличивается, в ее цветстановится красноватым (следствие охлаждения оболочки). Такие звезды называют краснымигигантами. (Если температура на поверхности Солнца около 5500 `С,то поверхностная температура звезды-гиганта может понижаться до 3500`С.Поэтому наше Солнце имеет желтоватый цвет, а цвет звезд-гигантов приближается ккрасному.)

Это как раз тот самыймомент в жизни звезды, когда она готова превратиться в сверхновую, если толькомасса ее достаточно велика.

Предельный размер. Катастрофа.

Впрочем, существует предельный размер атомного ядра,выше которого ядерные реакции синтеза становятся энергетически невыгодными.Этот предел лежит в области ядер, близких к ядру железа (массовое число 56), втак называемой группе железа, куда входят железо, кобальт и никель. Дальнейшееприсоединение частиц к ядру железа уже не может привести к выделению энергии. Кэтому моменту температура ядра достигает около 10 млрд.градусов Цельсия, извезда оказывается в катастрофическом положении. Гравитации, которая до сих поррегулировала равновесие горячей звезды, это уже не под силу. В звездеразвиваются неустойчивости, вследствие которых внешняя оболочка может бытьсброшена. Эта катастрофа наблюдается как вспышка сверхновой звезды.

Взрыв звезды

Ударная волна разгоняетвещество оболочки до скоростей, превышающих параболическую скорость (скоростьосвобождения), поэтому оболочка отрывается от звезды и сбрасывается вмежзвездное пространство. Именно так в конечном счете и происходит взрыв звезды.

Для внешнегонаблюдателя, как это и было при взрыве сверхновой 1054 г., взрыв проявляется врезком возрастании светимости звезды, а затем в постепенном, болеепродолжительном ее угасании. В пике светимости сверхновая по мощности излученияможет сравниться с целой галактикой, содержащей до 100 млрд. обычных звезд!

Продукты взрыва и его последствия

Продуктами такого взрываявляются атомные ядра (синтезированные в звезде), электроны, нейтрино и излучения.Ядра атомов образуют потоки космических лучей, которые распространяются в нашейГалактике на огромные расстояния.

Для нас, жителей Земли,было бы настоящей катастрофой, если бы взрыв сверхновой произошел нарасстоянии, скажем, 100 световых лет. Порожденные этим взрывом космические лучивысоких энергий натворили бы страшных бед в земной атмосфере. Они могли бы,например, разрушить весь защитный слой озона и тем самым открыть все живое наЗемле ультрафиолетовому излучению Солнца. К счастью, взрыв сверхновой –довольно редкое явление. Вероятность взрыва сверхновой в наших окрестностях недальше 100 световых лет в течение 1000 лет равна всего лишь одной миллионной.

Взрывается ли при вспышке сверхновой вся звездацеликом?

Пульсары

Есть основания полагать, что центральное ядро звездыпри взрыве может уцелеть. Но если это так, то в каком виде оно сохраняется?Неожиданное экспериментальное открытие, сделанное в 1968 г., дало весьмаубедительный ответ на этот вопрос.

Дж.Белл, аспиранткаКавендишской лаборатории Кембриджского университета, проводила с помощьюбольшого радиотелескопа измерения мерцаний радиоисточников, вызванныхрассеянием радиоволн на неоднородностях межпланетной среды. Помимо излученияожидаемого вида она зарегистрировала также другое, совершенно необычноеимпульсное излучение. Оно вызывало удивление по двум причинам. Излучение былострого периодичным, и его период был очень короткий. Тот факт, что периодследования импульсов можно было указать с точностью до седьмого десятичногознака, говорил о поразительной регулярности обнаруженного излучения. Удивляло истоль мало значение периода, т.к. в то время еще не были известныастрономические объекты, способные излучать с такой быстрой переменностью.

Это необычное импульсноеизлучение было исследовано. Анализ показал, что импульсы не могли быть испущеныс какой-либо планеты, обращающейся вокруг звезды. Так была похоронена волнующаягипотеза о том, что сигналы посылала нам некая развитая цивилизация. Вместоэтого радиоастрономы пришли к выводу, что импульсы рождаются в компактномастрономическом источнике, который был назван ПУЛЬСАРОМ.

Хотя первый пульсар, известный ныне как объектСР-1919 (СР означает «Кембриджский каталог пульсаров»), был открыт случайно,характеристики его излучения оказались настолько необычными, что это побудилорадиоастрономов всего мира искать новые пульсары. Поиски оказались успешными.Большое волнение вызвало открытие пульсара в Крабовидной туманности, ибо этооткрытие, видимо, должно было дать ответ на старый вопрос об остатке взрывасверхновой.

На сегодня обнаруженоболее 300 пульсаров, и астрономы успешно разгадали тайну строго регулярных,короткопериодических импульсов излучения этих странных объектов.

Пульсар – нейтронная звезда, возникающая при взрывесверхновой.

Данные об общем числепульсаров и времени их жизни означают, что в среднем в столетие рождаются 2-3пульсара – это приблизительно совпадает с частотой вспышек сверхновых вГалактике. Все эти данные согласуются с представлением о том, что пульсар –нейтронная звезда, возникающая при взрыве сверхновой. О том же свидетельствуетналичие пульсара в Крабовидной туманности; еще один пульсар был обнаруженвблизи остатка взрыва сверхновой в созвездии Парусов.

Тем не менее не следуетдумать, что связь между пульсарами и сверхновыми установлена абсолютно надежно.Для астронома, который доверяет только прочно установленным наблюдательнымфактам, подобный результат не кажется убедительным.

СВЕРХНОВЫЕ И ПРОЦЕСС ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ

Установлено, что всезвезды живут своей долгой и своеобразной жизнью. По крайней мере, каждая из нихкогда-то родилась и когда-то умрет.

Хотя вспышка сверхновойв известном смысле отмечает собой «СМЕРТЬ» звезды, она оказываетвпоследствии большое влияние на образование звезд следующего поколения, можетстимулировать образование звезды из близлежащего газового облака. Химическийсостав Солнечной системы свидетельствует о том, что своим рождением она моглабыть обязана взрыву сверхновой. Сталкиваясь с облаком межзвездного газа,ударные волны от таких взрывов могут способствовать началу сжатия. Неисключено, что Солнце и планеты сконденсировались из сжимающегося газовогооблака. Таким образом, звездные катастрофы могут играть и созидательную, а нетолько разрушительную роль.

С точкизрения теории звездообразования в этомпроцессе интересно то, что ударная волна, связанная с разлетающимся отсверхновой веществом, может создать то самое первоначальное сжатие межзвездногооблака, которое приводит в дальнейшем к развитию процесса звездообразования.Эта идея недавно получила подтверждение при наблюдениях остатка взрывасверхновой, которую связывают с областью R1Большого Пса. По диаметру оболочки искорости ее расширения вычислили возраст остатка сверхновой: он оказался равным800 тыс.лет. Похоже, что звезды в окрестности этой оболочки находятся на оченьранней стадии своего развития – они еще не вступили на главнуюпоследовательность (т.е. их внутренние термоядерные «реакторы» еще невключились). По оценкам ученых, возраст этих звезд не превышает 300 тыс.лет.Среди известных звезд они относятся к числу самых молодых! Таким образом, естьвеские основания связать образование этих звезд с расширяющейся оболочкойсверхновой. Как показывают оценки, первоначальный толчок, приведший оболочку вдвижение, должен был обладать гигантской энергией, которая могла выделитьсятолько при взрыве сверхновой.

Предположение осверхновой подтверждается еще и тем, что замечена одна звезда, которая сбольшой скоростью уходит из данной области. Ее скорость значительно превосходитскорости всех других звезд в этой области. Вполне вероятно, что это и есть тасамая звезда, которая выбросила оболочку во время взрыва сверхновой.Направленный взрыв должен порождать отдачу, подобно тому, как после выстрелавозникает отдача у орудия Наблюдаемая скорость звезды согласуется с гипотезой.

Метеорит Альенде

В 1969 г. в районемексиканской деревушки Пуэблито де Альенде упал метеорит. Ныне он известен какметеорит Альенде. Этот скромный кусочек вещества нашей Солнечнойсистемы оказался удивительным образом связанным со сверхновой. Суть дела визотопных аномалиях. (Изотопами данного химического элемента называют атомы,ядра которых содержат одно и то же заданное число протонов, но разное числонейтронов.) Изотопные аномалии означают различие в относительном содержанииразличных изотопов в веществе метеорита и в среднем изотопном составе вещества,наблюдаемом в Солнечной системе.

Взрываясь, сверхноваявыбрасывает в окружающее межзвездное пространство вещество своей оболочки(водород, гелий, углерод, кислород…). На какое-то время окружающая средаоказывается загрязненной этими примесями. Однако в конце концов примесирассеиваются, перемешиваясь с большим количеством межзвездного вещества.Следовательно, если звезды образуются в той области, где взорвалась сверхновая,много времени спустя после взрыва, то их изотопный состав должен бытьоднороден. Если же звезды образуются вскоре после взрыва сверхновой, то«загрязнение» среды сверхновой и должно проявиться в неоднородности химическогосостава звезд (а также планет, комет, метеоритов и т.п.).

Изотопные аномалииметеорита Альенде вполне однозначно указывают на взрыв сверхновой. И тот факт,что мы наблюдаем эти неоднородности состава вещества Солнечной системы напримере состава метеорита Альенде, весьма убедительно говорит о том, чтоСолнечная система начала формироваться вскоре после близкого взрыва сверхновой.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

На этом мы заканчиваемобсуждение взрывов звезд и сопутствующих им явлений. И оболочка, сбрасываемая вокружающее пространство, и сохраняющееся при взрыве сверхновой ядро звездысвязаны с целым рядом интересных явлений. Среди них можно назвать:стимулирование процесса звездообразования; выброс в межзвездную среду вещества,прошедшего цепь превращений в ходе термоядерных реакций в звездах; образованиенейтронных звезд и, возможно, черных дыр; образование пульсаров, космическихлучей и т.п.

Предстоит еще выяснитьнемало вопросов о взаимодействии сверхновой с окружающей средой, и нетсомнения, что как теоретические, так и экспериментальные исследования в этойобласти принесут богатые результаты.

Вселенная – извечная загадкабытия. Манящая тайна навсегда. Ибо нет конца у познания. Есть лишь непрерывноепреодоление границ неведомого. Но как только сделан этот шаг – открываются новыегоризонты. А за ними – новые тайны. Так было, так будет. Особенно в познанииКосмоса – бесконечного, вечного, неисчерпаемого.

Использованнаялитература:

1. В.Н.Демин “ТайныВселенной”. Изд-во “Вече”, М.1998

2. Дж.Нарликар “НеистоваяВселенная”. Изд-во “Мир”. М.1985

3. И.С.Шкловский “Вселенная.Жизнь. Разум”. Изд-во “Наука”. М.1987

СОДЕРЖАНИЕ

ВВЕДЕНИЕ…………………………………………………………. 3

ВСПЫШКИ СВЕРХНОВЫХ В НАШЕЙ ГАЛАКТИКЕ………… 4

ТУМАННОСТИ ……………………………………………………. 4

Крабовидная туманность ………………………………………. 4

Как отличить туманности –остатки вспышек сверхновых звезд –

от обыкновенных туманностей ………………………………… 5

Туманность в созвездииКассиопеи …………………………… 6