Приглашаем посетить сайт

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах
СВЕРХНОВЫЕ ЗВЁЗДЫ

СВЕРХНОВЫЕ ЗВЁЗДЫ

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.