СВЕРХНОВЫЕ ЗВЁЗДЫ

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

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.

Физический энциклопедический словарь. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1983.

СВЕРХНОВЫЕ ЗВЁЗДЫ

- звёзды, блеск к-рых при вспышке увеличиваетсяна десятки звёздных величин в течение неск. суток. Вспышка происходит врезультате взрыва звезды на конечной стадии её эволюции.

Название «С. з.» предложено Ф. Цвикки (F. Zwicky) и В. Бааде (W. Baade)в 1934 для обозначения вспыхивающих звёзд, превосходящих по своим характеристикамобычные новые звёзды. К С. з. относят звёзды с энергией взрыва 10⁵⁰-10⁵¹ эрг и мощностью излучения св. 10⁴¹ эрг/с. В максимуме блескаС. з. сравнима по светимости со всей звёздной системой (галактикой),в к-рой она вспыхнула, и даже может превосходить её. Напр., светимостьС. з., наблюдавшейся в 1972 в галактике NGC 5253, прибл. в 13 раз превышаласветимость материнской галактики. С. з. принято обозначать буквами SN (supernova)с указанием года вспышки и очерёдности открытия в нём буквой латинскогоалфавита (в порядке алфавита). Напр., SN1987А - первая С. з., открытаяБ 1987.

Наблюдение вспышки С. з.- весьма редкое событие. Так, за последнее тысячелетиев Галактике наблюдались историч. вспышки в 1006, 1054, 1181, 1572 и 1604.Поэтому практически все сведения о С. з. получены в результате исследованийвспышек в др. галактиках. Зафиксировано прибл. 600 вспышек внегалактическихС. з. и примерно в 100 случаях получены кривые блеска (зависимости блескаот времени) и спектры.

Классификация С. з. Внегалактические С. з. не являются однородной группойобъектов и по наблюдаемым кривым блеска и оптич. спектрам делятся на дваосн. типа.

Рис. 1. Типичные кривые блеска сверхновых звёзд Iа в Ib типов. Пооси абсцисс отложено время, по оси ординат - разность - - В _макс звёздных величин в полосе В. Обе величины отсчитываютсяот максимума блеска.

Гл. особенности С. з. I типа - отсутствие линий водорода в спектрахи заметное сходство кривых блеска отд. объектов (рис. 1). С. з. I типапринято разделять на два подтипа в зависимости от характера спектра. Вблизимаксимума блеска в спектре С. з. la типа наблюдается линия поглощенияионизов. кремния, тогда как у С. з. Ib типа она отсутствует. Напоздних стадиях (примерно после 250 сут после максимума) спектр С. з. I. типа образован в осн. запрещёнными линиями ионов железа, а в спектреС. з. Ib типа доминирует запрещённая линия кислорода.

Рис. 2. Типичные кривые блеска сверхновых звёзд IIP и IIL типов. <По осям координат отложены те же величины, что и на рис. 1.

С. з. II типа имеют в спектрах линии водорода, а их кривые блеска характеризуютсязначит. разнообразием формы. Из всех кривых блеска С. з. II типа, вспыхнувшихв далёких галактиках, выделяют две наиб. характерные формы: с платообразнымучастком, типичным для С. з. IIP типа, и почти линейным послемаксимальнымпадением кривой блеска, свойственным С. з. IIL типа (рис. 2). С. з. IIтипа (SN19874), обнаруженная в Большом Магеллановом Облаке (БМО), имееткривую блеска (рис. 3), отличную от указанных выше форм, и является представителемнового подтипа.

Рис. 3. Кривая блеска сверхновой звезды SN1987A в Большом МагеллановомОблаке. По оси абсцисс отложено время, отсчитанное от момента регистрациинейтринной вспышки от этой звезды. По оси ординат отложена та же величина, <что и на рис. 1.

Данные наблюдений. Кривые блеска С. з. Ia и Ib типов имеютодинаковую форму, но отличаются в количеств. отношении. В максимуме блескаС. з. Ia тина достигают в среднем абс. звёздной величины в полосе В (см. Астрофотометрия). На квазиэкспоненц. стадии блеск звезды уменьшается со ср. скоростьюприбл. 0,015^m в сутки. За всё время вспышки С. з. Ia типаизлучает ок. 5*10⁴⁹ эрг. С. з. Ib типа в максимуме блескаимеют несколько меньшую светимость. Кроме того, амплитуда падения блескапосле максимума до начала квазиэкспоненц. стадии примерно на 0,5^m меньше и уменьшение светимости на квазиэкспопенц. стадии происходитнесколько медленнее (рис. 1). С. з. Ia типа наблюдаются в галактикахвсех типов, причём в эллиптич. галактиках они вспыхивают преим. <на периферии, а в спиральных галактиках не коррелируют со спиральными рукавами. <На основе этих данных делают вывод, что звёзды, вспыхивающие как С. з.Ia типа, являются старыми маломассивными (с массой , - массаСолнца) звёздами; по-видимому, они входят в состав двойных звёздных систем. <С. з. Ib типа обнаружены только в спиральных галактиках, где онивспыхивают в спиральных рукавах и коррелируют с зонами НII. Отсюдаследует, что звёзды, вспыхивающие как С. з. Ib типа, являются молодымимассивными звёздами.

У С. з. II типа в максимуме блеска ср. значение абс. звёздной величиныв полосе . На поздней стадии у всех С. з. II типа блеск уменьшается по квазиэкспоненц. <закону с темпом ок. 0,008^m в сутки. За период вспышки С. з.II типа излучает ок. 10⁴⁹ эрг. С. з. II типа наблюдаются тольков галактиках с чётко выраженной спиральной структурой, и, более того, онивспыхивают преим. в спиральных рукавах. Следовательно, вспышками С. з.II типа завершают свою эволюцию быстроэволюционирующие массивные звёзды. <С. з. IIP типа возникают в результате взрыва звёзд с массой ок.и радиусом накануне вспышки примерно ( - радиусСолнца). Масса выброшенного вещества С. з. IIL типа, по-видимому, <значительно меньше, чем у С. з. IIР типа.

Наряду со вспышками внегалактич. С. з. интенсивно изучаются в нашейи близких к нам галактиках остатки вспышек сверхновых, к-рые образуютсяпри взаимодействии выброшенного во время вспышки вещества, имеющего скоростивплоть до 20 тыс. км/с, с окружающей средой. По свойствам остатков С. з. <определяют важную характеристику С. з.- кинетич. энергию выброшенного вещества. <Она составляет 10⁵⁰-10⁵¹ эрг. В ряде случаев удалосьобнаружить звёздные остатки вспышек - нейтронные звёзды. Наиб. ярким примеромявляется Крабовидная туманность, содержащая нейтронную звезду типа пульсар. Нейтронные звёзды, по-видимому, возникают при вспышкахС. з. II типа, поскольку в галактич. остатках вспышек С. з. I типа звёздныеостатки не обнаружены.

С. з. II типа (SN1987A), вспыхнувшая в 1987 в БМО, имеет необычайнонизкую светимость: в максимуме блеска абс. величина в полосе В всего В то же время на квазиэкспоненц. участке она не отличается от других С. <з.II типа и её блеск уменьшается с темпом ок. 0,0078^m в сутки. <Энергия эл.-магн. излучения (от дальней ИК- до дальней УФ-области спектра),испущенная за всё время,эрг. Близость БМО, находящегося на расстоянии примерно 52 кпк, позволилавыполнить уникальные наблюдения. Впервые стали известны свойства звездынакануне вспышки С. з. Установлено, что взорвалась звезда-сверхгигант спектральногокласса В3Iа с массой 15- 25и радиусом примерно 50.Именно размеры звезды, малые по сравнению с размерами звёзд, вспыхивающихкак С. з. IIP типа, объясняют необычные свойства кривой блеска SN1987А(рис.3). Впервые нейтринные телескопы зарегистрировали сигнал от вспышкиС. з. Нейтринная вспышка была зафиксирована примерно за 3 ч до первогонаблюдения оптич. вспышки и обладает след. характеристиками: ср. энергиядетектируемых электронных антинейтрино 20-30 МэВ; предположит. длительностьнейтринного сигнала ок. 10 с; полная энергия, унесённая нейтрино из звезды,эрг. Нейтринная вспышка является непосредств. свидетельством гравитац. <коллапса центр. ядра взорвавшейся звезды. Впервые на стадии квазиэкспоненц. <падения блеска зарегистрирована гамма-линия 847 кэВ, к-рая возникает прираспаде радиоакт. изотопа кобальта (⁵⁶ Со) в железо. Характерноевремя квазиэкспоненц. спаданпя блеска 111,3 сут, что практически совпадаетсо временем распада ⁵⁶ Со. Все эти факты свидетельствуют о том, <что в максимуме блеска и после него осн. источником энергии эл.-магн. излученияявляется распад ⁵⁶ Со.

Конечные стадии эволюции звёзд и вспышки сверхновых звёзд. ВспышкаС. з. является результатом динамич. эволюции ядра звезды, к-рая начинаетсяс момента нарушения гидростатич. равновесия в звезде, уже далеко продвинувшейсяв своей эволюции. Динамич. эволюция ядра завершается либо полным разлётомвещества звезды, либо гравитационным коллапсом ядра. Характер эволюциив осн. определяется массой звезды.

Поздние стадии эволюции звезды начинаются с термоядерного горениягелия в её центр. области, что на Герцшпрунга - Ресселла диаграмме соответствуетпереходу звезды с гл. последовательности в область красных или голубыхгигантов. В процессе эволюции центр. область звезды становится всё плотнееи горячее, а её оболочка, наоборот, расширяется и охлаждается. При этомвозрастают и становятся определяющими потери энергии за счёт нейтринногоизлучения (нейтрино образуются гл. обр. при аннигиляции электрон-позитронныхпар). После завершения гелиевого горения в центре звезды образуется углеродно-кислородноеядро (С-О-ядро), причём его масса тем больше, чем больше масса звезды нагл. последовательности. В С-О-ядре с достаточно малой массой давление полностьюопределяется вырожденным газом электронов. Вырожденное С-О-ядроможет иметь массу вплоть до Чандрасекара предела, т. е. до верх. <предела массы вырожденной звезды, ещё находящейся в гидростатич. равновесии. <Для С-О-ядра предел Чандрасекара равен 1,44,и ядро с массой, превышающей это значение, является невырожденным. Дальнейшаяэволюция звезды происходит по-разному для вырожденного и невырожденногоС-О-ядра.

Сначала в вырожденном С-О-ядре термоядерные реакции с участием углеродапрактически не протекают, поскольку существует интенсивное охлаждение ядранейтринным излучением (нейтрино уносят энергию из ядра). Выделение энергиив звезде на этой стадии эволюции происходит в осн. за счёт слоевых источниковэнергии (фронтов термоядерного синтеза Не, С и О), самый внутренний изк-рых (синтез С и О из Не) расположен на границе вырожденного ядра. МассаС-О-ядра постепенно увеличивается благодаря поступлению в него продуктовгорения из слоевого источника. По мере увеличения массы в С-О-ядре возрастаютплотность и темп-pa. Приближение массы С-О-ядра к пределу Чандрасекарасопровождается резким увеличением плотности в центре ядра, что приводитк сильному релятивистскому вырождению электронного газа. Такой рост вырожденногоядра характерен для эволюции звезды с массой 4-8на гл. последовательности. В конце концов в ядре создаются условия для«зажигания» углерода. Поскольку повышение темп-ры в сильно вырожденномвеществе практически не приводит к увеличению давления, то горение углеродаразвивается при пост. плотности и приобретает взрывной характер: нарушаетсягидростатически равновесный режим горения, происходит термоядерный взрывС-О-ядра звезды. В процессе углеродного горения темп-ра сильно повышаетсяи вслед за основной ядерной реакцией синтеза магния осуществляется цепочкаядерных реакций, ведущих к образованию элементов вплоть до элементов «железногопика» (железо, никель и др.) на кривой распространённости элементов, в т. ч. радиоактивного изотопа никеля (см. Нуклеосинтез). Последнийиграет важную роль в формировании кривых блеска С. з. Термоядерный взрыввырожденного С-О-ядра приводит к частичному или полному сгоранию углерода. <При этом происходит полный разлёт С-О-ядра с кинетпч. энергией разлетающегосявещества 10⁵⁰- 10⁵¹ эрг. Таков, по-видимому, механизмвспышки С. з. I типа.

Невырожденное С-О-ядро образуется в звезде, имеющей на гл. последовательностимассу больше 10В этом случае дальнейшая ядерная эволюция центр. областей звезды проходитчерез стадии термоядерного горения углерода, неона, кислорода, кремнияи завершается образованием элементов «железного пика». После исчерпаниязапасов ядерного топлива звезда интенсивно теряет энергию посредством нейтринногоизлучения. Потери энергии приводят к дальнейшему сжатию звезды и нагревувещества, т. к. электронный газ внутри достаточно массивных железных ядерзвёзд фактически не вырожден. Увеличение темп-ры и плотности, в конце концов, <вызывает распад ядер элементов «железного пика» на нейтроны и ядра гелия, <к-рые, в свою очередь, распадаются на нейтроны и протоны. Процесс распадаядер железа требует столь значит. затрат энергии теплового движения напреодоления энергии связи атомных ядер, что с увеличением плотности веществарезко замедляется рост давления. К подобному эффекту ведут также процессырождения электрон-позитронных пар и процессы захвата электронов ядрамиэлементов «железного пика». В результате нарушается гидростатич. равновесие- силы давления не могут противостоять силам тяготения, и начинается гравитац. <коллапс железного ядра звезды. При массе железного ядра не более (т. е. меньше предельной массы холодной нейтронной звезды) гравитац. коллапсв нек-рый момент останавливается. Образовавшаяся горячая нейтроннаязвезда охлаждается за счёт излучения нейтрино с её поверхности и захарактерное время ~10 с превращается в холодную нейтронную звезду. Такойгравитац. коллапс может быть обнаружен по мощному импульсу нейтринногоизлучения, что и произошло в случае SN1987A. При массе железного ядра большепредельной (>2 )гравитац. коллапс продолжается неограниченно и переходит в релятивистскуюстадию с образованием чёрной дыры.

Интерпретация вспышек сверхновых звёзд. Взрывное выделение энергии, <к-рое сопровождается феноменом вспышки С. з., приводит к формированию сильнойударной волны, распространяющейся к поверхности звезды. При прохожденииударной волны внутр. энергия вещества увеличивается и оно приобретает большиескорости расширения. Расширение выброшенного вещества сопровождается адиабатич. <охлаждением и, следовательно, уменьшением внутр. энергии. Адиабатич. охлаждениеопределяется гл. обр. радиусом звезды накануне вспышки: чем больше радиус, <тем меньше адиабатич. потери внутр. энергии и выше светимость С. з. Поэтомунаблюдаемые светимости С. з. могут быть получены при нач. радиусах, сопоставимыхс радиусом фотосферы в максимуме блеска (~10⁴).Для значительно меньших нач. радиусов необходимо предполагать существованиедополнит. источника энергии, к-рый в процессе расширения вещества непрерывнокомпенсирует адиабатич. потери. Таким источником энергии является распадрадиоакт. изотопа никеля в кобальт и далее в железо. Каждый распад сопровождаетсяизлучением неск. гамма-квантов с энергией ~1 МэВ, к-рая преобразуется втепловую энергию при их взаимодействии с веществом.

Звёзды, вспыхивающие как С. з. I типа, в ходе эволюции потеряли богатыеводородом слои и имеют радиусы (~0,01),значительно уступающие радиусу фотосферы в максимуме блеска. Поэтому кривыеблеска С. з. I типа полностью определяются радиоакт. источником энергии. <Необходимое кол-во радиоакт. изотопа никеля . Такое кол-во изотопа никеля может образоваться в результате взрыва вырожденногоС-О-ядра, отвечающего вспышке С. з. I типа.

С. з. II типа (за исключением подобных SN1987А) являются результатомвзрыва звёзд с радиусом ок. 5*10².Их кривые блеска до квазиэкспоненц. стадии объясняются высвечиванием внутр. <энергии, запасённой при взрыве. Масса выброшенного вещества С. з. II. типа ок. 5,IIL типа - существенно меньше. Уникальные свойства кривой блеска SN1987А(рис. 3) - прямое следствие относительно малого нач. радиуса звезды (30-60),к-рому соответствуют большие адиабатич. потери и меньшая светимость (посравнению с другими С. з. II типа). Вблизи максимума блеска и на квазиэкспоненц. <стадии оптич. светимость 8N1987А обеспечивается радиоакт. источником энергии. <По-видимому, и в других С. з. II типа на квазиэкспоненц. стадии радиоакт. <источнику энергии принадлежит доминирующая роль. Вспышки С. з. II типа, <вероятнее всего, происходят при взрывах, инициированных гравитац. коллапсомневырожденных ядер звёзд.

Лит.: Шкловский И. С., Сверхновые звезды, 2 изд., М., 1976; ИмшенникВ. С., Надежин Д. К., Конечные стадии эволюции звезд и вспышки сверхновых, <в кн.: Итоги науки и техники, сер. Астрономия, т. 21, М., 1982; их же, <Сверхновая 1987А в Большом Магеллановом Облаке: наблюдения и теория, «УФН»,1988, т. 156, в. 4, с. 561; W о о s 1 е у S. Е., Weaver T. A., The physicsof supernova explosions, «Ann. Rev. Astron. Astroph.», 1986, v. 24, p.205; Блинников С. И., Лозинская Т. А., Ч у г а й Н. Н., Сверхновые звездыи остатки вспышек сверхновых, в кн.: Итоги науки и техники, сер. Астрономия, <т. 32, М., 1987. В. П. Утробин.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.