Сверхновые звёзды

звёзды, испытавшие катастрофический взрыв, за которым последовало огромное увеличение их блеска. В максимуме блеска светимость С. з. в миллиард раз превышает светимость таких звёзд, как Солнце, превосходя иногда светимость всей Галактики, в которой они находятся. Максимум блеска С. з. наступает примерно через две-три недели после взрыва. После этого её блеск начинает постепенно падать, уменьшаясь в течение последующих 100 сут в 25—50 раз. В среднем в галактике, подобной нашей, вспыхивает одна-две С. з. в столетие. В нашей Галактике последние вспышки С. з. наблюдали Т. Браге (См. Брага) в 1572 и И. Кеплер в 1604. Не исключено, что за последние три века в Галактике произошло ещё несколько вспышек С. з., которые, однако, не были замечены из-за сильного поглощения их света межзвёздной пылью. Наблюдая одновременно большое число галактик, астрономы открывают полтора-два десятка внегалактических С. з. ежегодно. Название «С. з.» дано этим объектам по аналогии с новыми звёздами (См. Новые звёзды), но подчёркивает значительно более мощный характер вспышек.

По характеру изменения блеска со временем и спектру С. з. разделяют на 2 типа. С. з. I типа, как правило, в 3—5 раз ярче сверхновых II типа и характеризуются более медленным уменьшением блеска после максимума. Для спектров С. з. II типа наиболее характерны интенсивные линии излучения, тогда как для С. з. I типа — очень широкие линии поглощения. Другим отличием является присутствие в спектре С. з. II типа сильных линий водорода, почти полностью отсутствующих в спектрах С. з. I типа.

Большое значение для изучения С. з. имело обнаружение в Галактике продуктов их взрыва: расширяющихся с большими скоростями газовых оболочек (т. н. остатков сверхновых) и звездообразных объектов — пульсаров (См. Пульсары). Последние являются быстровращающимися нейтронными звёздами, для которых характерно радиоизлучение, пульсирующее с периодом, равным периоду вращения звезды. Остатки С. з. являются источниками т. н. синхронного радиоизлучения, которое возникает при торможении электронов большой энергии в магнитных полях оболочек. Некоторые из остатков С. з. являются также источниками теплового рентгеновского излучения с температурой 10⁶—10⁷ К. Наиболее поразительным из всех остатков С. з. нашей Галактики можно считать Крабовидную туманность (См. Крабовидная туманность), которая находится на том месте, где в 1054 вспыхнула яркая С. з., отмеченная в китайских и японских хрониках. Помимо причудливой волокнистой туманности, расширяющейся со скоростью около 1500 км/сек,в этом остатке наблюдается пульсар с периодом излучения 0,033 сек в радио-, оптическом, рентгеновском и гамма-диапазонах. По ряду признаков С. з. 1054 нельзя отнести ни к I, ни ко II типу.

Анализ имеющихся наблюдательных данных о С. з. и о их остатках позволяет нарисовать в общих чертах следующую картину эволюции С. з. (характерные параметры приведены в табл.). При взрыве С. з. значительная доля массы звезды (а в некоторых случаях, возможно, и вся её масса) превращается в оболочку, расширяющуюся со скоростями до 20000 км/сек. Увеличение блеска связано в значительной мере с увеличением радиуса излучающей поверхности. В максимуме блеска С. з. имеют колоссальный радиус, в 20—40 тыс. раз превышающий солнечный. По мере расширения оболочки её плотность уменьшается. При последующем расширении в межзвёздной среде оболочка С. з. начинает взаимодействовать с межзвёздным газом, что приводит к образованию ударной волны. Следствием этого является нагрев и торможение оболочки. Через десятки тысяч лет остаток С. з. охватывает объём пространства радиусом более 10 пс, заполненный горячей плазмой с температурой около 10⁶ К. На границе этого объёма находится слой более холодного и плотного межзвёздного газа, увлечённого при расширении оболочки. Масса этого газа достигает нескольких сот солнечных масс (типичный пример такого остатка С. з. — волокнистая туманность в созвездии Лебедя). По прошествии сотен тыс. лет скорость расширения оболочки падает до величины порядка 10 км/секи её уже невозможно выделить на фоне хаотически движущихся облаков межзвёздного газа. Теория пока ещё (70-е гг. 20 в.) не в состоянии дать определённый ответ на вопрос о механизме вспышек С. з. Однако, по-видимому, можно считать, что взрыв С. з. — результат неустойчивости, возникающей на поздних стадиях эволюции звёзд. Наиболее вероятными представляются следующие два механизма вспышек: термоядерный взрыв вырожденного ядра, состоящего из углерода; гравитационный коллапс, т. е. катастрофическое падение вещества звезды к центру, когда термоядерная энергия последней оказывается полностью исчерпанной. В последнем случае предполагается, что бурное выделение гравитационной энергии приводит при некоторых условиях к разлёту наружных слоев звезды.

Характеристики сверхновых звёзд

------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

| Параметры      | Сверхновые звёзды 1 | Сверхновые звёзды     |

|        | типа    | 11 типа |

|-----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| Масса выброшенной оболочки (в массах Солнца)     | 0,1—0,5       | около 1 |

|-----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| Скорость расширения в максимуме блеска, км/сек         | 10—20 тыс.         | 5—15 тыс.    |

|-----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| Температура в максимуме блеска, К        | 15—20 тыс.         | 10—15 тыс.          |

|-----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| Полная энергия излучения, эрг        | 10⁴⁹—10⁵⁰    | 3․10⁴⁸—3․10⁴⁹        |

|-----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| Кинетическая энергия оболочки, эрг        | 10⁵⁰—10⁵¹    | 2․10⁵⁰—2․10⁵¹        |

------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

1 эрг =10^-7 дж.

Одним из самых интересных аспектов физики С. з. является их роль в термоядерном синтезе химических элементов и преобразовании химического состава Галактики. К моменту взрыва С. з. значительная доля её массы в форме водорода и гелия оказывается преобразованной посредством термоядерных реакций в элементы с большими атомными весами. При взрыве возникают условия для синтеза ещё более тяжёлых элементов, в том числе элементов группы железа. В результате этого вещество, выбрасываемое С. з. в межзвёздную среду, обогащено тяжёлыми элементами. На протяжении ранней истории Галактики взорвалось достаточно много С. з., чтобы существенно изменить её первоначальный химический состав. Наблюдения показывают, что самые «старые» звёзды Галактики содержат в 100—1000 раз меньше тяжёлых элементов, чем Солнце и другие звёзды, образовавшиеся позднее.

Со С. з. в значительной мере связывают также и происхождение космических лучей (См. Космические лучи) в Галактике. Предполагается, что ускорение космических лучей происходит в электромагнитных полях пульсаров и частично в ударных волнах расширяющихся оболочек С. з.

Лит.: Шкловский И. С., Сверхновые звёзды, М., 1966; Поковский Ю. П., Новые и сверхновые звёзды, М., 1974; Мустель Э. Р., Вспышки сверхновых и термоядерные процессы, «Природа», 1974, № 12.

Э. Р. Мустель, Н. Н. Чугай.

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 становится нейтронной звездой (пульсаром), а вещество внешних слоев выбрасывается со скоростью в несколько тысяч км/с и образует волокнистую туманность (см. Крабовидная туманность). Сверхновые звезды - источники космических лучей.

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 тыс. км/с) внешних частей звезды на конечном этапе ее эволюции. В результате на месте сверхновой звезды остается нейтронная звезда (либо черная дыра) и расширяющаяся туманность. Наиболее изучена сверхновая звезда, наблюдавшаяся в нашей Галактике в 1987.

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 наблюдений более 400 внегалактич. С. з. и исследования ок. 100 галактич. туманностей — остатков вспышек (разлетающихся оболочек) С. з. установлены след. ср. свойства С. з. I типа: светимость в максимуме блеска =3
• 1043 эрг/с, полная энергия эл.-магн. излучения = 4
• 1049 эрг, кинетич. энергия оболочки, сброшенной звездой при взрыве, = 5
• 1050 эрг, масса оболочки М— 0,05—0,5 Мсолн (Мсолн=2
• 1033 г). У С. з. II типа те же хар-ки соответственно равны: 4
• 1042 эрг/с, 1
• 1049 эрг, 1
• 1051 эрг, М>5Мсолн. Кроме кривых блеска, к-рые позволяют оценить первые две из приведённых величин, С. з. различаются характером спектров. У С. з. I типа спектры тепловые, планковские (см. ПЛАНКА ЗАКОН ИЗЛУЧЕНИЯ), с очень широкими и глубокими линиями поглощения ионизов. металлов и нейтрального гелия, их доплеровское смещение соответствует движению в-ва со скоростью =104 км/с. В спектрах С. з. II типа наблюдаются яркие водородные линии, к-рых вовсе нет у С. з. I типа. Частота вспышек С. з. мала и довольно неопределённа — в одной галактике (типа нашей) происходит одна вспышка С. з. за 10— 100 лет. Но в нашей Галактике вспышки С. з. фиксируются реже. Последняя С. з. вспыхнула в Галактике и наблюдалась в 1604 (всего зафиксировано 6 галактич. С. з.). Галактич. остатки С. з.— волокнистые туманности, к-рые явл. источниками радиоизлучения. В трёх из них найдены пульсары — вращающиеся нейтронные звёзды.

Развитие теории С. з. пошло в двух направлениях. Первое из них основывается на наблюдат. данных и решает задачу о законе энерговыделения, массе и структуре предсверхновой звезды. Наилучшее согласие с кривыми блеска и спектрами С. з. достигается при решении радиационной гидродинамич. задачи сброса и высвечивания оболочки для С. з. I типа при предположении о малом нач. радиусе звезды R• 1010 см и медленном законе выделения энергии с характерным временем?10 дней, а для С. з. II типа — при радиусе до взрыва R=103—104 Rсолн (звезда-сверхгигант) и быстром (даже мгновенном) выделении энергии. О массах М сброшенных оболочек и полной энергии взрыва теория не даёт столь определённых выводов, но приведённые выше оценки М и энергии взрыва получены именно этим методом и сопоставлены с данными наблюдений остатков вспышек С. з.

Др. направление теории С. з. занимается более фундам. проблемой -природой взрыва С. з. Тем самым оно включается в общую теорию эволюции звёзд. С энергетич. точки зрения вспышка С. з. может быть обусловлена либо термоядерным взрывом (энергия, связанная с массой покоя звезды Мсолнc2=2
• 1054 эрг, а запас термоядерной энергии составляет 0,1 — 1 % этой величины), либо гравитационным коллапсом (при образовании в результате коллапса нейтронной звезды освобождается 1053—1054 эрг), либо, наконец, комбинацией обоих этих механизмов. Теория связывает вспышки С. з. с окончанием эволюции довольно массивных звёзд (М?3 — 4Mсолн), у к-рых в центр. области прошли термоядерные реакции «горения» водорода и гелия и образовалось углеродно-кислородное ядро (СО-ядро). Окончат. судьба звезды зависит от массы СО-ядра Мсо. В массивных СО-ядрах (Мсо>1,4Мсолн), характерных для звёзд с массой М?8—10Мсолн, продолжается спокойное термоядерное «горение» углерода и др. более тяжёлых элементов, приводящее к образованию у звезды железного ядра (Fe-ядра) массой МFe=1—3Mсолн. В конце концов такая звезда коллапсирует, порождая нейтронную звезду или чёрную дыру. Расчёт в этом случае оставляет совсем мало надежды на сброс оболочки с параметрами, соответствующими явлению С. з. Иным образом эволюционируют звёзды с менее массивными СО-ядрами (MCO?1,4Mсолн), окружёнными водородо-гелиевыми оболочками. Вместо горения углерода в них сначала происходит охлаждение за счёт нейтринных потерь, затем постепенное увеличение массы МCO вплоть до 1,4Mсолн благодаря сгоранию гелия в узком слое на поверхности СО-ядра и присоединению продуктов реакции к ядру. Увеличение массы ядра вызывает повышение его плотности r и темп-ры до значений в центре: r?3
• 109 г/см3, Т?3
• 108 К. При таких условиях либо происходит термоядерный углеродный взрыв, к-рый приводит к полному разлёту всей звезды с характерным для С. з.. энерговыделением, либо развивается гравитац. коллапс. Второй путь развития возможен при значит. потерях энергии с испускаемыми звездой нейтрино и нейтронизации продуктов горения углерода -элементов т. н. железного пика, т. е. близких по ат. массе к 56Fe. Коллапс более вероятен, если нач. плотность в центре звезды превышает 8
• 109 г/см3. В отличие от коллапса звёзд с массивным СО-ядром, у звёзд с MCO<1,4Mсолн получается сброс оболочки, хотя и с недостаточно большим энерговыделением?1050 эрг. Коллапс заканчивается образованием нейтронной звезды с массой =1,4Mсолн. Т. о., вспышки С. з. удаётся объяснить, по меньшей мере качественно, как взрывы не очень массивных звёзд, у к-рых в ходе эволюции сформировалось сверхплотное СО-ядро с массой MCO?1,4Mсолн. При этом вариант полного разлёта в-ва звезды может отвечать С. з. II типа, а вариант коллапса со сбросом оболочки — С. з. I типа. Большую роль во взрыве С. з. I типа должны играть вращение и магн. поле, энергия к-рых может увеличивать полную энергию сброшенной оболочки до наблюдаемого значения =1051 эрг. Эволюц. теория С. з. обоих типов вполне согласуется с упомянутой выше теорией кривых блеска С. з., если принять во внимание обмен массой в тесных двойных системах или к.-н. др. механизм значит. изменения массы у предсверхновой звезды. Для взрыва С. з. I типа важна предварительная (на всех предшествующих стадиях эволюции) потеря большой доли массы из внеш. слоев, так что предсверхновая звезда I типа должна представлять собой почти голое СО-ядро с MCO =1,4Mсолн. Для вспышки С. з. II типа, в соответствии с выводами теории С. з., не характерны значит. потери массы в ходе эволюции.

С. з., особенно II типа, выбрасывают в межзвёздное пр-во большие кол-ва углерода, кислорода и элементов «железного пика», к-рые в присутствии свободных нейтронов участвуют впоследствии в образовании более тяжёлых элементов (см. НУКЛЕОСИНТЕЗ). С др. стороны, в окрестностях G. з. I типа создаются условия для нейтринного нуклеосинтеза и ускорения ч-ц (рождения космических лучей). Вращающаяся нейтронная звезда с сильным магн. полем в остатках С. з. I типа проявляет себя в дальнейшем как радиопульсар или рентг. пульсар в зависимости от возраста и окружающих условий.

сверхно́вые 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 центральная часть становится нейтронной звездой (пульсаром), а вещество внешних слоёв выбрасывается со скоростью в несколько тысяч км/с и образует волокнистую туманность (см. Крабовидная туманность). Сверхновые звёзды — источники космических лучей.

* * *

СВЕРХНО́ВЫЕ 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(см. НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ). К взрыву сверхновых звезд приводит гравитационный коллапс(см. ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС). При взрыве центральная часть становится нейтронной звездой (пульсаром(см. ПУЛЬСАРЫ)), а вещество внешних слоев выбрасывается со скоростью в несколько тысяч км/с и образует волокнистую туманность (см. Крабовидная туманность(см. КРАБОВИДНАЯ ТУМАННОСТЬ)). Сверхновые звезды — источники космических лучей.

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). Результатом взрыва становятся тяжелые химические элементы, в центре взрыва возникает нейтронная звезда (пульсар), а в окрестности взрыва образуется волокнистая туманность (пример — Крабовидная туманность). С февраля 1987 года астрономы наблюдают сверхновую звезду в Большом Магеллановом Облаке (в Южном полушарии планеты), которую в момент вспышки можно было видеть невооруженным глазом.

внезапно вспыхивающие звёзды, мощность излучения к-рых во время вспышки (от 10³³Вт и выше) во много тысяч раз превосходит мощность вспышки новой звезды. К взрыву С. з. приводит гравитациоиный коллапс. При взрыве центр. часть становится нейтронной звездой (пульсаром), а в-во внеш. слоев выбрасывается со скоростью в неск. тыс. км/с и образует волокнистую туманность (см. Крабовидная туманность). С. з.-источники космич. лучей.

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 становится нейтронной звездой (пульсаром), а вещество внешних слоев выбрасывается со скоростью в несколько тысяч км/с и образует волокнистую туманность (см. Крабовидная туманность). Сверхновые звезды — источники космических лучей.