ТеорФизика
Стерлитамакский филиал БашГУ

Главная » Статьи » Справочные статьи

Сверхновые звезды

24.12.2011 3303 0.0 Pioneer
Сверхновые звезды – звезды, вспышки (взрывы) которых сопровождаются полным энерговыделением ~1051 эрг. При всех других звездных вспышках выделяется значительно меньше энергии, например при вспышках так называемых новых звезд – до 1046 эрг. Сверхновые звезды делятся в основном на два типа (I и II).

Из наблюдений более 400 внегалактических сверхновых звезд и исследования около 100 галактических туманностей – остатков вспышек (разлетающихся оболочек) сверхновых звезд установлены следующие свойства сверхновых звезд I типа: светимость в максимуме блеска ~3·1043 эрг/с, полная энергия электромагнитного излучения ~4·1049 эрг, кинетическая энергия оболочки, сброшенной звездой при взрыве, ~5·1050 эрг, масса оболочки M ~0,05 – 0,5 Mc (Mc = 2·1033 г). У сверхновых II типа те же характеристики соответственно равны: 4·1042 эрг/с, 1·1049 эрг, 1·1051 эрг, M > 5Mc.

Кроме кривых блеска, которые позволяют оценить первые две из приведенных величин, сверхновые звезды различаются характером спектров. У сверхновых I типа спектры тепловые, планковские, с очень широкими и глубокими линиями поглощения ионизованных металлов и нейтрального гелия, их доплеровское смещение соответствует движению вещества со скоростью ~104 км/с. В спектрах сверхновых II типа наблюдаются яркие водородные линии, которых вовсе нет у сверхновых звезд I типа.

Частота вспышек сверхновых звезд мала и довольно неопределенна – в одной галактике (подобной нашей) за 10 – 100 лет происходит одна вспышка сверхновой звезды. Но в нашей Галактике вспышки сверхновых фиксируются реже. Последняя сверхновая звезда вспыхнула в Галактике и наблюдалась в 1604 году (всего зафиксировано 6 галактических сверхновых звезд). Галактические остатки сверхновых звезд – волокнистые туманности, которые являются источниками радиоизлучения. В трех из них найдены пульсары – вращающиеся нейтронные звезды.

Развитие теории сверхновых звезд пошло в двух направлениях. Первое из них основывается на наблюдательных данных и решает задачу о законе энерговыделения, массе и структуре предсверхновой звезды. Наилучшее согласие с кривыми блеска и спектрами сверхновых звезд достигается при решении радиационной гидродинамической задачи сброса и высвечивания оболочки для сверхновых звезд I типа при предположении о малом начальном радиусе звезды R < Rc =  7·1010 см и медленном законе выделения энергии с характерным временем ≥10дней, а для сверхновых звезд II типа – при радиусе до взрыва R ~  103-104 Rc (звезда-сверхгигант) и быстром (даже мгновенном) выделении энергии. О массах M сброшенных оболочек и полной энергии взрыва теория не дает столь определенных выводов, но приведенные выше оценки M и энергии взрыва получены именно этим методом и сопоставлены с данными наблюдений остатков вспышек сверхновых звезд.

Другое направление теории сверхновых звезд занимается более фундаментальной проблемой – природой взрыва сверхновой. Тем самым оно включается в общую теорию эволюции звезд. С энергетической точки зрения вспышка сверхновой звезды может быть обусловлена либо термоядерным взрывом (энергия, связанная с массой покоя звезды Mc·c2=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 сверхновых с окончанием эволюции довольно массивных звезд (M ≥ 3-4 Mc), у которых в центральной области прошли термоядерные реакции "горения” водорода и гелия и образовалось углеродно-кислородное ядро (CO-ядро). Окончательная судьба звезды зависит от массы CO-ядра MCO. В массивных CO-ядрах (MCO > 1,4 Mc), характерных для звезд с массой M ≥ 8-10 Mc, продолжается спокойное термоядерное "горение” углерода и других более тяжелых элементов, приводящее к образованию у звезды железного ядра (Fe-ядра) массой M ≥ 1-3 Mc. В конце концов такая звезда коллапсирует, порождая нейтронную звезду или черную дыру. Расчет в этом случае оставляет совсем мало надежды на сброс оболочки с параметрами, соответствующими явлению сверхновой звезды. Иным образом эволюционируют звезды с менее массивными CO-ядрами (MCO ≤ 1,4 Mc), окруженными водородо-гелиевыми оболочками. Вместо горения углерода в них сначала происходит охлаждение за счет нейтринных потерь, затем постепенное увеличение массы MCO вплоть до 1,4 Mc благодаря сгоранию гелия в узком слое на поверхности CO-ядра и присоединению продуктов реакции к ядру. Увеличение массы ядра вызывает повышение его плотности ρ и температуры до значений в центре: ρ ≥ 3·109 г/см3, T ≥ 3·108 К. При таких условиях либо происходит термоядерный углеродный взрыв, который приводит к полному разлету всей звезды с характерным для сверхновой звезды энерговыделением, либо развивается гравитационный коллапс. Второй путь развития возможен при значительных потерях энергии с испускаемыми звездой нейтрино и нейтронизации продуктов горения углерода – элементов так называемого железного пика, то есть близких по атомной массе к 56Fe. Коллапс более вероятен, если начальная плотность в центре звезды превышает 8·109 г/см3. В отличие от коллапса звезд с массивным CO-ядром, у звезд с MCO < 1,4 Mc получается сброс оболочки, хотя и с недостаточно большим энерговыделением ≤1050 эрг. Коллапс заканчивается образованием нейтронной звезды с массой ~1,4 Mc. Таким образом, вспышки сверхновых звезд удается объяснить, по меньшей мере качественно, как взрывы не очень массивных звезд, у которых в ходе эволюции сформировалось сверхплотное CO-ядро с массой MCO ≤ 1,4 Mc. При этом вариант полного разлета вещества звезды может отвечать сверхновой звезде II типа, а вариант коллапса со сбросом оболочки – сверхновой звезде I типа.  Большую роль во взрыве сверхновой звезды I типа должны играть вращение и магнитное поле, энергия которых может увеличивать полную энергию сброшенной оболочки до наблюдаемого значения ~1051 эрг. Эволюционная теория сверхновых звезд обоих типов вполне согласуется с упомянутой выше теорией кривых блеска сверхновых звезд, если учесть обмен массой в тесных двойных системах или какой-нибудь другой механизм значительного изменения массы у предсверхновой звезды. Для взрыва сверхновой I типа важна предварительная (на всех предшествующих стадиях) потеря большой доли массы из внешних слоев, так что предсверхновая звезда I типа должна представлять собой почти голое CO-ядро с MCO ~ 1,4 Mc. Для вспышки сверхновой II типа, в соответствии с выводами теории сверхновых звезд, не характерны значительные потери массы в ходе эволюции.

Сверхновые звезды, особенно II типа, выбрасывают в межзвездное пространство большие количества углерода, кислорода и элементов "железного пика”, которые в присутствии свободных нейтронов участвуют впоследствии в образовании более тяжелых элементов. С другой стороны, в окрестностях сверхновой I типа создаются условия для нейтринного нуклеосинтеза и ускорения частиц (рождения космических лучей). Вращающаяся нейтронная звезда с сильным магнитным полем в остатках сверхновых I типа проявляют себя в дальнейшем как радиопульсар или рентгеновский пульсар в зависимости от возраста и окружающих условий.


  Физика. Большой энциклопедический словарь/Гл. ред. А.М. Прохоров..- М.: Большая Российская энциклопедия, 1999.