Допустим, есть звезда на расстоянии около 3000 световых лет от Земли, видимая на нашем ночном небе. Если бы эта звезда завтра стала сверхновой (не по отношению к ночному небу Земли), мы узнали бы об этом через 3000 лет, так как получение всей информации заняло бы как минимум 3000 лет. Сначала я думал, что обнаружить сверхновую будет легко, поскольку мы могли бы использовать рентгеновские телескопы или другие косвенные методы, чтобы выяснить состав звезд и узнать, произошла ли сверхновая или нет.
Тем не менее, к сожалению, эта информация также будет распространяться со скоростью света, вызывая задержку в нашем процессе. Мой вопрос: как мы можем узнать о далеких звездах, стали ли они сверхновыми?
Это невозможно узнать. Скорость света - это скорость информации. Информация о том, что «звезда взорвалась», не может распространяться со скоростью, превышающей скорость света, поэтому невозможно узнать, что звезда стала сверхновой, прежде чем эта информация дойдет до нас. Обычно первыми частицами, достигающими нас от сверхновой, на самом деле являются нейтрино, которые могут вырваться из ядра взорвавшейся звезды за некоторое время до того, как ударная волна взорвавшейся звезды достигнет поверхности и сверхновая станет видимой.
Возможно, можно будет предсказать сверхновую, если (как поясняет кольцо PM2) мы сможем измерить количество нейтрино в ее ядре до того, как она взорвется. Но это было бы предсказание, а не наблюдение за взрывом. И мы не можем получить эти данные с помощью детекторов нейтрино на Земле.
На ночном небе Земли очень мало звезд, видимых невооруженным глазом, которые находятся на расстоянии 3000 световых лет (LY) от Земли.
В Википедии есть список «самых ярких звезд», в который входят Солнце и 92 другие звезды, которые имеют наибольшую видимую яркость при наблюдении с Земли.
Когда список отсортирован по расстоянию, я обнаружил, что только шесть находятся на расстоянии более тысячи световых лет от Земли, и даже самая дальняя из перечисленных звезд, Денеб, находится «всего» примерно в 2615 световых годах от Земли.
https://en.wikipedia.org/wiki/List_of_brightest_stars
У них также есть «список звезд, более ярких, чем любая ближайшая звезда». Каждая звезда в списке ярче любой звезды, которая находится ближе к Земле, чем она.
WR 24 находится на расстоянии 5000 световых лет от Земли, а Эта Киля — на расстоянии 7500 световых лет от Земли. Все остальные звезды в списке, находящиеся на расстоянии более 2000 световых лет от Земли, не являются звездами, видимыми невооруженным глазом.
В списке самых ярких известных звезд есть только три на расстоянии более 3000 световых лет от Земли, которые видны невооруженным глазом с Земли, включая Эта Киля на расстоянии 7500 световых лет (LY), WR 24 на 8200 световых лет и WR 82A на 8200 световых лет.
https://en.wikipedia.org/wiki/Список_самых_светящихся_звезд
В нем также есть вторичный список известных звезд, которые очень ярки, но меньше, чем в 1 000 000 раз ярче Солнца, необходимого для основного списка.
Все эти звезды видны невооруженным глазом с Земли, и 14 из них находятся на расстоянии не менее 3000 световых лет от Земли.
Пять, которые находятся ближе всего к 3000 световых лет от Земли:
Омикрон 2 Большого Пса 2800 световых лет, Ипсилон Орионис 2900 световых лет, Лямбда Цефея 3100 световых лет, Мю Норма 3260 световых лет и Сигма Лебедя 3260 световых лет.
Сверхновые II типа возникают в результате коллапса ядер массивных звезд. Некоторые подтипы встречаются у звезд с массой от 140 до 250 масс Солнца. Другие подтипы могут встречаться у звезд с более низким диапазоном масс, вплоть до 9-10 масс Солнца.
Таким образом, все или почти все звезды с массой в 10 раз больше солнечной должны в конечном итоге стать сверхновыми.
Большинство звезд спектрального класса B главной последовательности (класс светимости V) имеют массу менее чем в 10 раз больше массы Солнца, но звезды спектральных классов B0V и B1V имеют массу более чем в 10 раз больше массы Солнца.
Звезды главной последовательности (класс светимости V) спектрального класса O имеют массу от 15 до 90 масс Солнца. Они очень редки, их около 20 000 во всей Галактике Микли Вэй.
Звезды Вольфа-Райе имеют массу от 10 до 200 масс Солнца.
Гигантские звезды (класс светимости III) обычно имеют массы в диапазоне от 0,3 до 8 масс Солнца и поэтому не могут стать сверхновыми типа II.
Звезды-сверхгиганты (класс светимости I) обычно имеют массу, более чем в 10 раз превышающую массу Солнца, и становятся сверхновыми типа II.
Звезды-гипергиганты (класс светимости 0) имеют массу, более чем в 25 раз превышающую массу Солнца, и становятся сверхновыми типа II.
Пять упомянутых выше звезд находятся на расстоянии около 3000 световых лет от Земли:
Омикрон 2 Большого Пса 2800 световых лет, Ипсилон Орионис 2900 световых лет, Лямбда Цефея 3100 световых лет, Мю Норма 3260 световых лет и Сигма Лебедя 3260 световых лет.
Когда-нибудь все они станут сверхновыми типа II.
Сверхновые типа Ia возникают в двойных или множественных звездных системах, где по крайней мере одна из звезд является белым карликом. Если две звезды находятся достаточно близко, белый карлик может получить вещество от другой звезды, что в конечном итоге может привести к взрыву сверхновой.
Таким образом, астрономы могут классифицировать, какие звезды должны стать сверхновыми, а какие звездные системы имеют шанс стать сверхновыми.
Астрономы предсказывают, например, что Бетельгейзе вот-вот станет сверхновой где-то в следующем миллионе лет или около того.
Таким образом, в конце концов, по мере того, как будут проводиться все более и более качественные наблюдения и измерения, а также по мере того, как теории звездной эволюции будут становиться все более точными, астрономы должны быть в состоянии делать все более и более точные прогнозы о том, когда конкретная звезда-кандидат в сверхновую станет сверхновой.
Но современные законы физики показывают, что любой сигнал о том, что звезда превратилась в сверхновую, не может прийти на Землю раньше, чем за несколько минут, часов или дней до прихода света сверхновой.
PM 2Кольцо
Пит Беккер
Майк Скотт