сверхновые звёзды

СВЕРХНОВЫЕ ЗВЁЗДЫ - звёзды, блеск к-рых при вспышке увеличивается на десятки звёздных величин в течение неск. суток. Вспышка происходит в результате 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 характеристикам обычные новые звёзды .К С. з. относят звёзды с энергией взрыва 10⁵⁰-10⁵¹ эрг и мощностью излучения св. 10⁴¹ эрг/с. В максимуме блеска С. з. сравнима по светимости со всей звёздной системой (галактикой), в к-рой она вспыхнула, и даже может превосходить её. Напр., светимость С. з., наблюдавшейся в 1972 в галактике NGC 5253, прибл. в 13 раз превышала светимость материнской галактики. С. з. принято обозначать буквами SN (supernova) с указанием года вспышки и очерёдности открытия в нём буквой латинского алфавита (в порядке алфавита). Напр., SN1987А - первая С. з., открытая Б 1987.

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

Классификация С. з. Внегалактические С. з. не являются однородной группой объектов и по наблюдаемым кривым блеска и оптич. спектрам делятся на два осн. типа.

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

Гл. особенности С. з. I типа - отсутствие линий водорода в спектрах и заметное сходство кривых блеска отд. объектов (рис. 1). С. з. I типа принято разделять на два подтипа в зависимости от характера спектра. Вблизи максимума блеска в спектре С. з. la типа наблюдается линия поглощения ионизов. кремния, тогда как у С. з. Ib типа она отсутствует. На поздних стадиях (примерно после 250 сут после максимума) спектр С. з. Iа типа образован в осн. запрещёнными линиями ионов железа, а в спектре С. 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 характеризуются значит. разнообразием формы. Из всех кривых блеска С. з. II типа, вспыхнувших в далёких галактиках, выделяют две наиб. характерные формы: с платообразным участком, типичным для С. з. IIP типа, и почти линейным послемаксимальным падением кривой блеска, свойственным С. з. IIL типа (рис. 2). С. з. II типа (SN19874), обнаруженная в Большом Магеллановом Облаке (БМО), имеет кривую блеска (рис. 3), отличную от указанных выше форм, и является представителем нового подтипа.

Рис. 3. Кривая блеска сверхновой звезды SN1987A в Большом Магеллановом Облаке. По оси абсцисс отложено время, отсчитанное от момента регистрации нейтринной 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 имеют одинаковую форму, но отличаются в количеств. отношении. В максимуме блеска С. з. Ia тина достигают в среднем абс. звёздной величины в полосе В (см. Астрофотометрия) . На квазиэкспоненц. стадии блеск звезды уменьшается со ср. скоростью прибл. 0,015^m в сутки. За всё время вспышки С. з. Ia типа излучает ок. 5*10⁴⁹ эрг. С. з. Ib типа в максимуме блеска имеют несколько меньшую светимость. Кроме того, амплитуда падения блеска после максимума до начала квазиэкспоненц. стадии примерно на 0,5^m меньше и уменьшение светимости на квазиэкспопенц. стадии происходит несколько медленнее (рис. 1). С. з. Ia типа наблюдаются в галактиках всех 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 , - масса Солнца) звёздами; по-видимому, они входят в состав двойных звёздных систем. С. з. Ib типа обнаружены только в спиральных галактиках, где они вспыхивают в спиральных рукавах и коррелируют с зонами НII. Отсюда следует, что звёзды, вспыхивающие как С. з. Ib типа, являются молодыми массивными звёздами.

У С. з. II типа в максимуме блеска ср. значение абс. звёздной величины в 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 только в галактиках с чётко выраженной спиральной структурой, и, более того, они вспыхивают 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 ( - радиус Солнца). 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 нашей и близких к нам галактиках остатки вспышек сверхновых ,к-рые образуются при взаимодействии выброшенного во время вспышки вещества, имеющего скорости вплоть 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 удалось обнаружить звёздные остатки вспышек - нейтронные звёзды. Наиб. ярким примером является Крабовидная туманность ,содержащая нейтронную звезду типа пульсар. Нейтронные звёзды, по-видимому, возникают при вспышках С. з. II типа, поскольку в галактич. остатках вспышек С. з. I типа звёздные остатки не обнаружены.

С. з. II типа (SN1987A), вспыхнувшая в 1987 в БМО, имеет необычайно низкую 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, позволила выполнить уникальные наблюдения. Впервые стали известны свойства звезды накануне вспышки С. з. Установлено, что взорвалась звезда-сверхгигант спектрального класса В3Iа с массой 15- 25 и радиусом примерно 50. Именно размеры звезды, малые по сравнению с размерами звёзд, вспыхивающих как С. з. IIP типа, объясняют необычные свойства кривой блеска SN1987А (рис.3). Впервые нейтринные телескопы зарегистрировали сигнал от вспышки С. з. Нейтринная вспышка была зафиксирована примерно за 3 ч до первого наблюдения оптич. вспышки и обладает след. характеристиками: ср. энергия детектируемых электронных антинейтрино 20-30 МэВ; предположит. длительность нейтринного 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 при распаде радиоакт. изотопа кобальта (⁵⁶Со) в железо. Характерное время квазиэкспоненц. спаданпя блеска 111,3 сут, что практически совпадает со временем распада ⁵⁶Со. Все эти факты свидетельствуют о том, что в максимуме блеска и после него осн. источником энергии эл--магн. излучения является распад ⁵⁶Со.

Конечные стадии эволюции звёзд и вспышки сверхновых звёзд. Вспышка С. з. является результатом динамич. эволюции ядра звезды, к-рая начинается с момента нарушения гидростатич. равновесия в звезде, уже далеко продвинувшейся в своей эволюции. Динамич. эволюция ядра завершается либо полным разлётом вещества звезды, либо гравитационным коллапсом ядра. Характер эволюции в осн. определяется массой звезды.

Поздние стадии эволюции звезды начинаются с термоядерного горения гелия в её центр. области, что на Герцшпрунга - Ресселла диаграмме соответствует переходу звезды с гл. последовательности в область красных или голубых гигантов. В процессе эволюции центр. область звезды становится всё плотнее и горячее, а её оболочка, наоборот, расширяется и охлаждается. При этом возрастают и становятся определяющими потери энергии за счёт нейтринного излучения (нейтрино образуются гл. обр. при аннигиляции электрон-позитронных пар). После завершения гелиевого горения в центре звезды образуется углеродно-кислородное ядро (С-О-ядро), причём его масса тем больше, чем больше масса звезды на гл. последовательности. В С-О-ядре с достаточно малой массой давление полностью определяется вырожденным газом электронов. Вырожденное С-О-ядро может 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. Дальнейшая эволюция звезды происходит по-разному для вырожденного и невырожденного С-О-ядра.

Сначала в вырожденном С-О-ядре термоядерные реакции с участием углерода практически не протекают, поскольку существует интенсивное охлаждение ядра нейтринным излучением (нейтрино уносят энергию из ядра). Выделение энергии в звезде на этой стадии эволюции происходит в осн. за счёт слоевых источников энергии (фронтов термоядерного синтеза Не, С и О), самый внутренний из к-рых (синтез С и О из Не) расположен на границе вырожденного ядра. Масса С-О-ядра постепенно увеличивается благодаря поступлению в него продуктов горения из слоевого источника. По мере увеличения массы в С-О-ядре возрастают плотность и темп-pa. Приближение массы С-О-ядра к пределу Чандрасекара сопровождается резким увеличением плотности в центре ядра, что приводит к сильному релятивистскому вырождению электронного газа. Такой рост вырожденного ядра характерен для эволюции звезды с массой 4-8 на гл. последовательности. В конце концов в ядре создаются условия для «зажигания» углерода. Поскольку повышение темп-ры в сильно вырожденном веществе практически не приводит к увеличению давления, то горение углерода развивается при пост. плотности и приобретает взрывной характер: нарушается гидростатически равновесный режим горения, происходит термоядерный взрыв С-О-ядра звезды. В процессе углеродного горения темп-ра сильно повышается и вслед за основной ядерной реакцией синтеза магния осуществляется цепочка ядерных реакций, ведущих к образованию элементов вплоть до элементов «железного пика» (железо, никель и др.) на кривой распространённости элементов, в т. ч. радиоактивного изотопа никеля (см. Нуклеосинтез ).Последний играет важную роль в формировании кривых блеска С. з. Термоядерный взрыв вырожденного С-О-ядра приводит к частичному или полному сгоранию углерода. При этом происходит полный разлёт С-О-ядра с кинетпч. энергией разлетающегося вещества 10⁵⁰- 10⁵¹ эрг. Таков, по-видимому, механизм вспышки С. з. I типа.

Невырожденное С-О-ядро образуется в звезде, имеющей на гл. последовательности массу больше 10 В этом случае дальнейшая ядерная эволюция центр. областей звезды проходит через стадии термоядерного горения углерода, неона, кислорода, кремния и завершается образованием элементов «железного пика». После исчерпания запасов ядерного топлива звезда интенсивно теряет энергию посредством нейтринного излучения. Потери энергии приводят к дальнейшему сжатию звезды и нагреву вещества, т. к. электронный газ внутри достаточно массивных железных ядер звёзд 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 распада ядер железа требует столь значит. затрат энергии теплового движения на преодоления энергии связи атомных ядер, что с увеличением плотности вещества резко замедляется рост давления. К подобному эффекту ведут также процессы рождения электрон-позитронных пар и процессы захвата электронов ядрами элементов «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. коллапс в нек-рый момент останавливается. Образовавшаяся горячая нейтронная звезда охлаждается за счёт излучения нейтрино с её поверхности и за характерное время ~10 с превращается в холодную нейтронную звезду. Такой гравитац. коллапс может быть обнаружен по мощному импульсу нейтринного излучения, что и произошло в случае SN1987A. При массе железного ядра больше предельной (>2) гравитац. коллапс продолжается неограниченно и переходит в релятивистскую стадию с образованием чёрной дыры.

Интерпретация вспышек сверхновых звёзд. Взрывное выделение энергии, к-рое сопровождается феноменом вспышки С. з., приводит к формированию сильной ударной волны, распространяющейся к поверхности звезды. При прохождении ударной волны внутр. энергия вещества увеличивается и оно приобретает большие скорости расширения. Расширение выброшенного вещества сопровождается адиабатич. охлаждением и, следовательно, уменьшением внутр. энергии. Адиабатич. охлаждение определяется гл. обр. радиусом звезды накануне вспышки: чем больше радиус, тем меньше адиабатич. потери внутр. энергии и выше светимость С. з. Поэтому наблюдаемые светимости С. з. могут быть получены при нач. радиусах, сопоставимых с радиусом фотосферы в максимуме блеска (~10⁴). Для значительно меньших нач. радиусов необходимо предполагать существование дополнит. источника энергии, к-рый в процессе расширения вещества непрерывно компенсирует адиабатич. потери. Таким источником энергии является распад радиоакт. изотопа никеля в кобальт и далее в железо. Каждый распад сопровождается излучением неск. гамма-квантов с энергией ~1 МэВ, к-рая преобразуется в тепловую энергию при их взаимодействии с веществом.

Звёзды, вспыхивающие как С. з. I типа, в ходе эволюции потеряли богатые водородом слои и имеют радиусы (~0,01), значительно уступающие радиусу фотосферы в максимуме блеска. Поэтому кривые блеска 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 вырожденного С-О-ядра, отвечающего вспышке С. з. I типа.

С. з. II типа (за исключением подобных SN1987А) являются результатом взрыва звёзд с радиусом ок. 5*10². Их кривые блеска до квазиэкспоненц. стадии объясняются высвечиванием внутр. энергии, запасённой при взрыве. Масса выброшенного вещества С. з. IIР 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 (по сравнению 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. коллапсом невырожденных ядер звёзд.

Лит.: Шкловский И. С., Сверхновые звезды, 2 изд., М., 1976; Имшенник В. 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 physics of 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 звезды и остатки вспышек сверхновых, в кн.: Итоги науки и техники, сер. Астрономия, т. 32, М., 1987. В. П. Утробин.

   <<      Предметный указатель      >>