Сверхновые звезды
Сверхновые звезды (сверхновые) - звезды, блеск к-рых при вспышке увеличивается на десятки звездных величин в течение неск. суток. В максимуме блеска С.з. сравнима по яркости со всей звездной системой (галактикой), в к-рой она вспыхнула, и даже может превосходить ее. Напр., светимость С.з., наблюдавшейся в 1972 г. в галактике NGC 5253, приблизительно в 13 раз превышала интегральную светимость материнской галактики (рис. 1).
![]() |
Рис. 1. Вспышка сверхновой звезды 1972 г. в галактике NGC 5253, находящейся от нас на расстоянии около 13 млню световых лет: а - фотография до вспышки (4-5 июня 1959 г.), б - фотография 16-17 мая 1972 г. со сверхновой (показана стрелкой). |
Первоначально все звезды, блеск к-рых внезапно увеличивался более чем в тысячу раз, наз. новыми звездами. Но когда была установлена внегалактич. природа туманностей, названных впоследствие галактиками, стало ясно, что вспыхивающие в них звезды превосходят по своим характеристикам обычные новые звезды. Для них амер. астрономы Ф. Цвикки и У. Бааде в 1934 г. предложили название "сверхновые звезды". В совр. литературе к С.з. относят вспышки звезд с мощностью излучения > 1041 эрг/с.
Наблюдения вспышки С.з. - весьма редкое событие. Так, две последние вспышки в Галактике наблюдались Т. Браге в 1572 г. и И. Кеплером в 1604 г. Из всех галактич. С.з. только для этих двух есть достаточно полные данные по визуальным кривым блеска. Поэтому практически все сведения о С.з. получены из наблюдений вспышек в др. галактиках. В силу гигантских межгалактич. расстояний яркость таких С.з. даже в максимуме блеска очень мала. Из 480 исследованных вспышек внегалактич. С.з. лишь ок. 80 имели видимую звездную величину меньше +14m, и примерно для такого же количества С.з. получены кривые блеска и спектры. Трудности наблюдений усложняют исследование С.з. и решение связанных с ними проблем.
Открываемые С.з. принято обозначать буквами SN (Supernova) с указанием года и очередности открытия (в порядке букв латинского алфавита). Так, вспыхнувшая в галактике NGC 3476 С.з., открытая первой в 1970 г., получила обозначение SN 1970a.
Данные наблюдений. Сверхновые I и II типов.
![]() |
Рис. 2. Типичная кривая блеска сверхновой звезды I типа. По оси абсцисс отложено время, по оси ординат - разность ![]() величин в цвете B. Обе величины отсчитываются от максимума блеска. |
Поразительное св-во С.з. I типа - почти полное сходство кривых блеска. Приблизительно
за 15 сут яркость звезды увеличивается более чем на 17m
и плавно достигает максимума. В максимуме блеска С.з. пребывает неск. суток и имеет
в среднем абс. звездную величину в цвете B (см. Астрофотометрия)
-19,7m [при расстоянии до С.з., определенном по
значению постоянной Хаббла H=55 км/с/Мпк]. В этот период звезда излучает ок. эрг/с, что в 12 млрд. раз превосходит светимость Солнца. После достижения
максимума блеск С.з. I типа сначала быстро спадает - на 2-3m
за 20-30 сут, а затем уменьшается значительно медленнее, постепенно выходя на квазиэкспоненциальный
закон со ср. скоростью падения блеска
0,016m
в сутки. Продолжительность наблюдений отдельных С.з. I типа может достигать примерно
350 сут. За все время вспышки С.з. I типа излучает ок.
эрг.
В отличие от С.з. I типа, кривые блеска С.з. II типа очень разнообразны. Из всех
кривых блеска С.з. II типа можно выделить две наиболее характерные формы: с платообразным
участком и почти линейным падением кривой блеска (рис. 3). Приблизительно 2/3 общего
числа С.з. II типа принадлежат к 1-му, а 1/3 - ко 2-му подтипу. Подъем кривой блеска
С.з.
II типа к максимуму происходит примерно в течение 20 сут. По сравнению с С.з. I типа
максимум кривой блеска С.з. II типа имеет большую продолжительность и соответствует
меньшей
светимости. Средняя С.з. II типа в максимуме блеска имеет абс. величину в цвете B
-17,75m и излучает
эрг/с, что в 6 раз меньше аналогичной величины для С.з. I типа. У объектов 1-го подтипа
падение блеска после максимума присходит примерно на 1,5m
за 30 сут, а затем сменяется почти платообразным участком, к-рый характеризуется
уменьшением блеска приблизительно на 0,013m в сутки
и охватывает
период ок. 50 сут (рис. 3, а). После прохождения платообразного участка блеск С.з.
резко уменьшается. С.з. 2-го подтипа после максимума демонстрирует довольно быстрое
и почти
линейное падение кривой блеска (рис. 3, б). Наблюдения отдельной С.з. II типа продолжаются,
как правило, не более 150 сут. За этот период С.з. II типа излучает ~ 1049
эрг.
![]() |
Рис. 3. Типичные кривые блеска сверхновых II типа: a - с платообразным участком, b - с почти линейным падением кривой блеска. По осям координат отложены те же величины, что и на рис. 2. |
![$\lambda_0$](https://images.astronet.ru/pubd/2005/05/06/0001205484/tex/formula5.gif)
![$\lambda_0=8579 $\AA](https://images.astronet.ru/pubd/2005/05/06/0001205484/tex/formula6.gif)
Спектры С.з. I типа характеризуются наличием непрерывного спектра, содержащего осн.
часть излучаемой энергии (рис. 4). Непрерывный спектр заведомо присутствует до максимума
блеска и примерно 200 сут после него. За 10 сут до максимума цветовая температура С.з. I типа составляет примерно 50 тыс. К,
а вблизи максимума 15 тыс. К. После максимума блеска уменьшение цветовой температуры
происходит еще примерно 30 сут, а затем при темп-ре ок. 5 тыс. К прекращается. В
дальнейшем
цветовая температура изменяется слабо. На начальной стадии вспышки С.з. I типа радиус
ее фотосферы увеличивается со временем и вблизи максимума блеска достигает см, что в 100 раз превышает размеры орбиты Земли. В спектрах С.з.
I типа отождествлены линии ионизованных атомов Ca, Si, Mg и Fe (рис. 4). Из профилей
этих
спектр. линий следует, что в среднем скорость расширения оболочки на уровне фотосферы
составляет
10 тыс. км/с, а в самых наружных слоях
20 тыс. км/с. Спектр. линии С.з. I типа обладают удивительным св-вом: лучевые скорости,
определенные по смещениям минимумов абсорбционных компонентов линий, остаются неизменными
ок. 240 сут. Примерно через 200 сут после максимума блеска роль непрерывного спектра
уменьшается, и интегральный световой поток С.з. почти полностью определяется излучением
в многочисленных запрещенных линиях ионизованных атомов железа (FeII, FeIII).
![]() |
Рис. 4. Сравнение спектров сверхновых I типа (NGC 5253, SN 1972e) и II типа (NGC 5457, SN 1970g). Спектры относятся к различным моментам времени, отсчитанным от момента максимума блеска. Указаны несмещенные длины волн линий водорода ( ![]() атомов NaI и MgI, иона CaII. По оси ординат дана относительная интенсивность в логарифмическом масштабе. |
![$\approx$](https://images.astronet.ru/pubd/2005/05/06/0001205484/tex/formula2.gif)
![$\approx$](https://images.astronet.ru/pubd/2005/05/06/0001205484/tex/formula2.gif)
Статистич. анализ вспышек С.з. выявил ряд принципиальных особенностей. Оказалось, что С.з. I типа вспыхивают в галактиках всех видов, а С.з. II типа - только в спиральных галактиках Sb и Sc (см. Галактики). Частота вспышек С.з. I типа, рассчитанная на единицу массы материнской галактики, растет в последовательности типов галактик E-S0-Sb-Sc-IrI, причем от галактик типа E к IrI она увеличивается почти в 100 раз. Частота вспышек С.з. II типа в спиральных галактиках Sc раза в два выше, чем в Sb. Для каждого конкретного типа галактик существует прямая зависимость частоты вспышек С.з. от светимости галактики. Ср. интервал времени между двумя последовательными вспышками С.з. произвольных типов в нек-рой ср. галактике ок. 180 лет.
![]() |
Рис. 5. Схема образования профиля спектральной линии типа P Cyg: 1- фотосфера излучающая в непрерывном спектре; 2 - оболочка, расширяющаяся с нарастающей наружу скоростью (у оболочки имеется радиальный градиент скорости); A - область формирования абсорбционного компонента; E - область формирования эмиссионного компонента. Индексами a, b, c, d отмечениы области оболочки звезды, формирующие соответствующие участки профиля спектральной линии. |
![$1-2 {\mathfrak M}_\odot$](https://images.astronet.ru/pubd/2005/05/06/0001205484/tex/formula9.gif)
Важные сведения могли бы дать наблюдения звезды накануне вспышки. Однако как С.з. I типа, так и С.з. II типа в этот период не наблюдались, поскольку в далеких галактиках на этой стадии они не видны. Наряду со вспышками внегалактич. С.з. интенсивно изучаются в нашей и близких к нам галактиках остатки вспышек сверхновых, к-рые образуются при взаимодействии выброшенной во время вспышки оболочки с околозвездным или (и) межзвездным веществом. По св-вам остатков вспышек С.з. можно определить важную характеристику С.з. - кинетич. энегию оболочки. Она может достигать 1050-1051 эрг. В ряде случаев удалось обнаружить звездные остатки вспышек - нейтронные звезды. Наиболее ярким примером образования нейтронных звезд при вспышках С.з. явл. Крабовидная туманность и содержащаяся в ней нейтронная звезда - пульсар. Они возникли в нашей Галактике при вспышке С.з. 1054 года. Генетич. связь между вспышками С.з. и образованием нейтронных звезд указывает на принципиальную роль гравитационного коллапса в процессе вспышки.
Конечные стадии эволюции звезд и вспышки сверхновых.
Изучение данных наблюдений идет параллельно с разработкой теории вспышек С.з. По совр. представлениям, вспышка С.з. - это взрыв звезды с выделением энергии ~ 1050-1051 эрг. Такой взрыв явл. результатом динамической 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 разлетом вещества звезды, либо гравитац. коллапсом ядра. Характер эволюции в основном определяется массой звезды.
Поздние стадии эволюции звезды начинаются с термоядерного горения гелия в ее центральной
области, что на лиаграмме Гершпрунга-Рессела соответствует переходу звезды с главной последовательности в область красных гигантов. В
процессе эволюции центральная область звезды становится все плотнее и горячее, а
ее оболочка,
наоборот, расширяется и охлаждается. При этом возрастают и становятся определяющими
потери звездой энергии за счет излучения (нейтрино образуются гл. образом при аннигиляции
электрон-позитронных пар). После завершения гелиевого горения в центре звезды образуется
углеродно-кислородное ядро (C-O-ядро), причем его масса тем больше, чем больше масса
звезды на главной последовательности. В C-O-ядре с достаточно малой массой давление
полностью определяется вырожденным газом электронов. Вырожденное C-O-ядро может иметь
массу
вплоть до Чандрасекара предела, т.е.
до верхнего предела массы вырожденной звезды, еще находящейся в гидростатич. равновесии.
Для C-O-ядра предел Чандрасекара равен , и ядро
с массой, превышающей это значение, явл. невырожденным. Дальнейшая эволюция звезды
происходит
по-разному для вырожденного и невырожденного C-O-ядер.
Сначала в вырожденном C-O-ядре термоядерные реакции с углеродом почти не протекают,
поскольку существует интенсивное охлаждение ядра нейтринным излучением (нейтрино
уносят
энергию из ядра). Выделение энергии в звезде на этой стадии эволюции происходит в
основном за счет слоевых источников энергии, самый внутренний из к-рых расположен
на границе
вырожденного центрального ядра. Масса C-O-ядра постепенно увеличивается благодаря
поступлению в него продуктов горения из слоевого источника. По мере увеличения массы
в C-O-ядре
возрастают плотность и темп-ра. Приближение массы C-O-ядра к пределу Чандрасекара
сопровождается резким увеличением плотности центре ядра, что приводит к сильному
релятивистскому
вырождению электронного газа. Такой рост вырожденного ядра характерен для эволюции
звезды с массой на главной 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 постоянной плотности и приеобретает характер теплового взрыва.
При этом нарушается гидростатически равновесный режим горения, и происходит термоядерный
взрыв C-O-ядра звезды. В процессе углеродного горения темп-ра сильно повышается и
вслед за осн. ядерной реакцией синтеза Mg осуществляется цепочка ядерных реакций,
ведущих
к образованию элементов вплоть до элементов "железного пика" (Fe, Ni и др.) на кривой
распространенности элементов. Ядра элементов железного пика способны захватывать
электроны,
в резцльтате начинается интенсивная нейтронизация
вещества. Нейтронизация продуктов горения углерода способствует нарушению гидростатич.
равновесия и создает тенденцию к коллапсу звезды. Т.о., с самого начала термоядерного
горенияуглерода возникает конкуренция противоположных тенденций - к взрыву и к коллапсу.
Осн. результаты гидростатич. расчетов термоядерного взрыва вырожденного C-O-ядра
звезды состоят в следующем: 1) при начальной центральной плотности
г/см3 происходит полный разлет C-O-ядра с полным или частичным
сгоранием углерода, кинетич. энергия разлетающегося вещества
эрг; 2) при
г/см3
происходит гравитац. коллапс C-O-ядра, к-рый сопровождается выбросом самых внеш.
слоев с небольшой кинетич. энергией
эрг.
Гравитац. коллапс внутр. части ядра с массой
приводит к образованию нейтронной звезды соответствующей массы. Первый случай может
реализоваться при эволюции одиночных звезд, второй - при эволюции тесных двойных звезд.
Невырожденное C-O-ядро образуется в звезде, имеющей массу
на главной последовательности. В этом случае дальнейшая ядерная эволюция центральных
областей звезды проходит через стадии термоядерного горения C, Ne, O, Si и завершается
образованием элементов железного пика. После исчепания запасов ядерного топлива звезда
интенсивно теряет энергию посредством нейтринного излучения. Потери энергии приводят
к дальнейшему сжатию звезды и нагреванию вещества, т.к. электронный газ внутри достаточно
массивных железных ядер звезд фактически не вырожден. Увеличение темп-ры и плотности
в конце концов вызывает распад ядер железного пика на нейтроны и ядра гелия, к-рые
в совю
очередь распадаются на нейтроныи протоны. Процесс распада ядер железа требует столь
значит. затрат энергии теплового движения на преодоление энергии
связи атомных ядер, что с увеличением плотности вещества резко замедляется рост
давления. К подобному эффекту ведут также процессырождения электрон-позитронных пар
и нейтронизации
вещества. В результате нарушается гидростатич. равновесие - силы давления не могут
противостоять силам тяготения, и начинается гравитац. коллапс железного ядра звезды.
![]() |
Рис. 6. Схема возможных путей образования сверхновых звезд.![]() ![]() ![]() |
![$< 2 {\mathfrak M}_\odot$](https://images.astronet.ru/pubd/2005/05/06/0001205484/tex/formula21.gif)
![$ > 2 {\mathfrak M}_\odot$](https://images.astronet.ru/pubd/2005/05/06/0001205484/tex/formula22.gif)
Динамич. эволюцию ядра рассматривают без учета вышележащих слоев звезды, т.к. они
не успевают реагировать на изменения физ. состояния ядра. Однако с развитием процесса
взрыва
ядра уже приходится учитывать его воздействие на оболочку звезды. Гидродинамич. рассмотрение
этого воздействия отражает две принципиальные стороны явления вспышки С.з.: динамику
выброса оболочки и формирование кривой блеска. Путем сравнения гидродинамич. моделей
вспышек С.з. с фотометрич. испектр. данными наблюдений можно определить требования,
к-рым
должны удовлетворять механизм взрыва и характеристики звезды перед вспышкой. Оказалось,
чт осв-ва С.з. I типа могут быть объяснены мгновенным взрывом и последующим медленным
выделением энергии в течение всего времени наблюдаемого изменения блеска. При этом
полная выделенная энергия составляет эрг, масса
выброшенного
вещества - ок.
, а размеры звезды перед вспышкой
сравнимы с размерами белого карлика.
Истолкование характерных особенностей вспышки С.з. II типа возможно, если считать,
что в звезде со структурой сверхгиганта вся энергия выделяется сразу. Объекты 1-го
подтипа
в среднем имеют энергию взрыва эрг, массу выброшенной
оболочки
и радиус звезды накануне вспышки
. Объекты 2-го подтипа отличаются от объектов 1-го подтипа, по-видимому,
значительно меньшей массой выброшенного вещества.
Совр. теория С.з. далека от завершения. Однако уже сейчас на основе анализа вспышек С.з. и исследований заключительных динамич. стадий эволюции звезд можно составить примерную схему образования С.з. (рис. 6). С.з. I типа может возникать как при гравитац. коллапсе, так и при термоядерном взрыве C-O-ядра, а также в случае гравитац. коллапса железного ядра в нейтронную звезду при отсутствии протяженной водородно-гелиевой оболочки звезды. Медленное выделение энергии могут обеспечивать различные механизмы, имеющие исходным источником кинетич. энергию вращения нейтронной звезды (при ее наличии) либо распад радиоактивного изотопа Ni в Co и далее в Fe, если нейтронной звезды не образуется. С.з. II типа явл., по-видимому: а) результатом термоядерного взрыва C-O-ядра при пониженной центральной плотности с полным разлетом звезды или б) результатом гравитац. коллапса железного ядра в нейтронную звезду при определенных условиях - наличии у звезды протяженной водородно-гелиевой оболочки и передачи ей энергии с помощью механизмов, связанных с вращением нейтронной звезды (посредством, напр., магнитного поля).
Лит.:
Псковский Ю.П., Новые и сверхновые звезды, М., 1974;
Каплан С.А., 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;
Зельдович Я.Б., Новиков И.Д., Теория тяготения и эволюция звезд, М., 1971;
Соболев В.В., Курс теоретической астрофизики, 2 изд., М., 1975.
Публикации с ключевыми словами:
Сверхновые
Публикации со словами: Сверхновые |
![]() |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> |