Сверхновая звезда 2011B
в галактике NGC 2655
Новости Справочник Календарь Наблюдения Авторы Гостевая книга
7 января наблюдатели из Японии
Koichi Itagaki и Masaki Tsuboi независимо обнаружили яркую сверхновую звезду
в галактике NGC 3655 (9.9m; галактика удобно расположена для северных наблюдателей
- в созвездии Жирафа, вблизи границы с Драконом, являясь у нас незаходящим
объектом). Итагаки впервые обнаружил объект 5 января 2011 года при блеске
~17.5CR и был способен подтвердить своё открытие двумя днями позже, когда
блеск увеличился до 15.8m. В дальнейшем эта звезда продолжила наращивать свою
яркость, став объектом, доступным для визуальных наблюдений со средними и
крупными любительскими телескопами. Поисковая карта для сверхновой со звёздами
сравнения ниже (погрешность определения блеска звёзд сравнения 0.1-0.2m, что
вполне достаточно для визуальных наблюдений).
Как показали спектральные наблюдения, сверхновая
относится к типу 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 3x10^8 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.
(По материалам Википедии.)
В ближайшее время звезда будет поддерживать
яркость, достаточную для визуальных наблюдений. Наблюдайте её и отправляйте
результаты в AAVSO!
Последнее обновление - 29 января 2010