Сверхновые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Этим термином были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды.

Сверхновые II типа

По современным представлениям, термоядерный синтез приводит со временем к обогащению состава внутренних областей звезды тяжёлыми элементами. В процессе термоядерного синтеза и образования тяжёлых элементов звезда сжимается, а температура в её центре растёт. (Эффект отрицательной теплоёмкости гравитирующего невырожденного вещества.) Если масса звезды достаточно велика, то процесс термоядерного синтеза доходит до логического завершения с образованием ядер железа и никеля, а сжатие продолжается. При этом термоядерные реакции будут продолжаться только в некотором слое звезды вокруг центрального ядра — там, где ещё осталось невыгоревшее термоядерное топливо. Центральное ядро сжимается все сильнее, и в некоторый момент из-за давления в нем начинают идти реакции нейтронизации — протоны начинают поглощать электроны, превращаясь в нейтроны. Это вызывает быструю потерю энергии, уносимой образующимися нейтрино (т.н. нейтринное охлаждение), так что ядро звезды сжимается и охлаждается. Процесс коллапса центрального ядра настолько быстр, что вокруг него образуется волна разрежения. Тогда вслед за ядром к центру звезды устремляется и оболочка. Далее происходит отскок вещества оболочки от ядра и образуется распространяющаяся наружу ударная волна, инициирующая термоядерные реакции. При этом выделяется достаточная энергия для сброса оболочки сверхновой с большой скоростью. Важное значение имеет процесс подпитки ударной волны энергией выходящих из центральной области нейтрино. Такой механизм взрыва относится к сверхновым II типа (SN II). Как показывает численное моделирование, ударная волна отскока не приводит к взрыву сверхновой. Она останавливается на расстоянии примерно 100-200 км от центра звезды. Учёт вращения и наличия магнитного поля позволяет численно смоделировать взрыв сверхновой (магниторотационный механизм взрыва сверхновых с коллапсирующим ядром). Считается, что образованием сверхновой II типа заканчивается эволюция всех звёзд, первоначальная масса которых превышает 8—10 масс Солнца. После взрыва остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра, а вокруг этих объектов в пространстве некоторое время существуют остатки оболочек взорвавшейся звезды в виде расширяющейся газовой туманности.

Сверхновые Ia типа

Несколько другим выглядит механизм вспышек сверхновых звёзд Iа типа (SN Ia). Это так называемая термоядерная сверхновая, в основе механизма взрыва которой лежит процесс термоядерного синтеза в плотном углеродно-кислородном ядре звезды. Предшественниками SN Ia являются белые карлики с массой, близкой к пределу Чандрасекара. Принято считать, что такие звезды могут образовываться при перетекании вещества от второй компоненты двойной звёздной системы. Это происходит, если вторая звезда системы выходит за пределы своей полости Роша или относится к классу звёзд со сверхинтенсивным звёздным ветром. При увеличении массы белого карлика постепенно увеличивается его плотность и температура. Наконец, при достижении температуры порядка 3×10 8 K, возникают условия для термоядерного поджигания углеродно-кислородной смеси. От центра к внешним слоям начинает распространяться фронт горения, оставляя за собой продукты горения — ядра группы железа. Распространение фронта горения происходит в медленном дефлаграционном режиме и является неустойчивым к различным видам возмущений. Наибольшее значение имеет Релей-Тейлоровская неустойчивость, которая возникает из-за действия архимедовой силы на лёгкие и менее плотные продукты горения, по сравнению с плотной углеродно-кислородной оболочкой. Начинаются интенсивные крупномасштабные конвективные процессы, приводящие к ещё большему усилению термоядерных реакций и выделению необходимой для сброса оболочки сверхновой энергии (~10 51 эрг). Скорость фронта горения увеличивается, возможна турбулизация пламени и образование ударной волны во внешних слоях звезды.

Другие типы сверхновых

Существуют также SN Ib и Ic, предшественниками которых являются массивные звезды в двойных системах, в отличие от SN II, предшественниками которых являются одиночные звезды.

Теория сверхновых

Законченной теории сверхновых звёзд пока не существует. Все предлагаемые модели являются упрощёнными и имеют свободные параметры, которые необходимо настраивать для получения необходимой картины взрыва. В настоящее время в численных моделях невозможно учесть все физические процессы, происходящие в звёздах и имеющие значение для развития вспышки. Законченной теории звёздной эволюции также не существует.

Заметим, что предшественником известной сверхновой SN 1987A, отнесённой ко второму типу, является голубой сверхгигант, а не красный, как предполагалось до 1987 года в моделях SN II. Также, вероятно, в её остатке отсутствует компактный объект типа нейтронной звезды или чёрной дыры, что видно из наблюдений.

Место сверхновых во Вселенной

Согласно многочисленным исследованиям, после рождения Вселенной, она была заполнена только лёгкими веществами — водородом и гелием. Все остальные химические элементы могли образоваться только в процессе горения звёзд. Это означает, что наша планета (и мы с вами) состоим из вещества, образовавшегося в недрах доисторической звезды и выброшенного когда-то во взрыве сверхновой.

Взрыв сверхновой звезды — явление чрезвычайно редкое. По современным представлениям, в нашей Галактике должен происходить взрыв сверхновой примерно каждые 50 лет. Больша?я часть этих взрывов оказывается скрыта от нас непрозрачной пылевой подсистемой нашей Галактики. Поэтому большинство сверхновых наблюдаются в других галактиках. Глубокие обзоры неба на автоматических камерах, соединённых с телескопами, позволяют сейчас астрономам открывать более 300 вспышек в год.

Наблюдения сверхновых звёзд

Для обозначения сверхновых астрономы используют следующую систему: сначала записываются буквы SN (от латинского S uperN ova), затем год открытия, а затем латинскими буквами — порядковый номер сверхновой в году. Например, SN 1997cj обозначает сверхновую звезду, открытую 26 * 3 (c ) + 10 (j ) = 88-ой по счету в 1997 году.

Наиболее известные сверхновые звёзды

• Сверхновая SN 1604 (Сверхновая Кеплера)
• Сверхновая G1.9+0.3 (Самая молодая в нашей Галактике)

Исторические сверхновые в нашей Галактике (наблюдавшиеся)

Сверхновая	Дата вспышки	Созвездие	Макс. блеск	Расстояние (св. года)	Тип вспышки	Длительность видимости	Остаток	Примечания
SN 185	185, 7 декабря	Центавр	-8	3000	Ia ?	8 - 20 месяцев	G315.4-2.3 (RCW 86)	китайские летописи: наблюдалась рядом с Альфой Центавра.
SN 369	369	не известно	не известно	не известно	не известно	5 месяцев	не известно	китайские летописи: положение известно очень плохо. Если она находилась вблизи галактического экватора, весьма вероятно, что это была сверхновая, если же нет, она, скорее всего, была медленной новой.
SN 386	386	Стрелец	+1.5	16,000	II ?	2-4 месяца	G11.2-0.3	китайские летописи
SN 393	393	Скорпион	0	34000	не известно	8 месяцев	несколько кандидатур	китайские летописи
SN 1006	1006, 1 мая	Волк	-7,5	7200	Ia	18 месяцев	SNR 1006	швейцарские монахи, арабские учёные и китайские астрономы.
	С 17 октября её стал изучать Иоганн Кеплер, который, изложил свои наблюдения в отдельной книге.
SN 1680	1680, 16 августа	Кассиопея	+6	10000	IIb	не известно (не более недели)	Остаток Сверхновой Кассиопея А	замечена Флэмстидом, занес в свой каталог звезду, как 3 Cas.

Довольно редко люди могут наблюдать такое интересное явление как сверхновая звезда. Но это не обыкновенное рождение звезды, ведь в нашей галактике ежегодно рождаются до десяти звезд. А сверхновая звезда - явление, которое можно наблюдать только раз в сто лет. Так ярко и красиво умирают звезды.

Чтобы понять, почему происходит взрыв сверхновой, нужно вернуться к самому рождению звезды. В пространстве летает водород, который постепенно собирается в облака. Когда облако достаточно большое, в его центре начинает собираться уплотнённый водород, и температура постепенно повышается. Под действием гравитации собирается ядро будущей звезды, где благодаря повышенной температуре и возрастающему тяготению начинает проходить реакция термоядерного синтеза. От того, сколько водорода сможет притянуть к себе звезда, зависит ее будущий размер - от красного карлика до голубого гиганта. Со временем устанавливается баланс работы звезды, внешние слои давят на ядро, а ядро расширяется благодаря энергии термоядерного синтеза.

Звезда представляет собой своеобразный и, как у любого реактора, когда-нибудь у нее закончится топливо - водород. Но чтобы мы увидели, как взорвалась сверхновая звезда, должно пройти еще немного времени, ведь в реакторе вместо водорода образовалось другое топливо (гелий), которое начнет сжигать звезда, превращая его в кислород, а затем в углерод. И так будет продолжаться, пока в ядре звезды не образуется железо, которое при термоядерной реакции не выделяет энергию, а потребляет ее. При таких условиях и может произойти взрыв сверхновой звезды.

Ядро становится тяжелее и холоднее, в результате более легкие верхние слои начинают падать на него. Снова запускается синтеза, но на этот раз быстрее обычного, в результате чего звезда просто взрывается, раскидывая в окружающее пространство свою материю. В зависимости от после нее могут тоже остаться известные из них - (вещество с неимоверно высокой плотностью, которое имеет очень большую и может излучать свет). Такие образования остаются после очень больших звезд, которые сумели произвести термоядерный синтез до очень тяжелых элементов. Звезды поменьше оставляют после себя нейтронные или железные малые звезды, которые почти не излучают света, но тоже имеют высокую плотность материи.

Новые и сверхновые звезды тесно связаны, ведь смерть одной из них может означать рождение новой. Этот процесс продолжается бесконечно. Сверхновая звезда разносит в окружающее пространство миллионы тон материи, которая снова собирается в облака, и начинается формирование нового небесного тела. Ученые утверждают, что все тяжелые элементы, которые находятся в нашей Солнечной системе, Солнце во время своего рождения "украло" у взорвавшейся когда-то звезды. Природа удивительна, и смерть чего-то одного всегда означает рождение чего-то нового. В открытом космосе материя распадается, а в звездах образуется, создавая великий баланс Вселенной.

Взрыв сверхновой звезды - это событие невероятных масштабов. Фактически, взрыв сверхновой означает конец ее существования или, что также имеет место, перерождение в виде черной дыры или нейтронной звезды. Конец жизни сверхновой всегда сопровождается взрывом огромной силы, во время которого вещество звезды выбрасывается в космос с невероятной скоростью и на огромные расстояния.

Взрыв сверхновой длится всего несколько секунд, но за этот кротчайший промежуток времени выделяется просто феноменальное количество энергии. Так к примеру, вспышка сверхновой может выделять в 13 раз больше света, чем целая галактика, состоящая из миллиардов звезд, а выделяемое за секунды количество радиации в виде гамма- и рентгеновских волн в разы больше чем за миллиарды лет жизни.

Поскольку вспышки сверхновых длятся совсем недолго, особенно с учетом космических масштабов и величин, узнают о них в основном по последствиям. Такими последствиями являются огромных размеров газовые туманности, которые еще очень долгое время после взрыва продолжают светиться и расширяться в пространстве.

Пожалуй, самой известной туманностью образованной в результате вспышки сверхновой является Крабовидная туманность . Благодаря хроникам древнекитайских астрономов известно, что возникла она после взрыва звезды в созвездии Тельца в 1054 году. Как можно догадаться, вспышка была настолько яркой, что наблюдать ее можно было невооруженным взглядом. Сейчас же, Крабовидную туманность можно увидеть в темную ночь при помощи обычного бинокля.

Крабовидная туманность до сих пор продолжает расширяться со скоростью 1500 км в секунду. На данный момент ее размер превышает 5 световых лет.

Фото выше скомпановано из трех снимков, сделанных в трех разных спектрах: рентгеновском (телескоп Чандра), инфракрасном (телескоп Спитцер) и обычном оптическом (). Рентгеновское излучение представлено голубым цветом, его источник - пульсар - невероятно плотная звезда, образованная после смерти сверхновой.

Туманность Симеиз 147 - одна из самых крупных известных на данный момент. Сверхновая взорвавшаяся приблизительно 40 000 лет назад, породила туманность размерами в 160 световых лет. Открыта была советскими учеными Г. Шайоном и В. Газе в 1952 году в одноименной Симеизской обсерватории.

На фото последняя вспышка сверхновой, которую можно было наблюдать невооруженным глазом. Произошла в 1987 в галактике Большое Магеланово Облако на расстоянии 160 000 световых лет от нас. Большой интерес представляют необычные кольца в виде цифры 8, о истинной природе которых ученые пока строят только предположения.

Туманность Медуза из созвездия Близнецы изучена не так хорошо, но весьма популярна из-за небывалой красоты и крупной звезды-компаньона, которая периодически изменяет свою яркость.

Сверхновая звезда или вспышка сверхновой - феномен, в ходе которого звезда резко меняет свою яркость на 4-8 порядков (на десяток звёздных величин) с последующим сравнительно медленным затуханием вспышки . Является результатом катаклизмического процесса, возникающего в конце эволюции некоторых звёзд и сопровождающегося выделением огромной энергии.

Как правило, сверхновые звёзды наблюдаются постфактум, то есть когда событие уже произошло и его излучение достигло Земли. Поэтому природа сверхновых долго была неясна. Но сейчас предлагается довольно много сценариев, приводящих к подобного рода вспышкам, хотя основные положения уже достаточно понятны.

Взрыв сопровождается выбросом значительной массы вещества из внешней оболочки звезды в межзвёздное пространство, а из оставшейся части вещества ядра взорвавшейся звезды, как правило, образуется компактный объект - нейтронная звезда , если масса звезды до взрыва составляла более 8 солнечных масс (M ☉), либо чёрная дыра при массе звезды свыше 20 M ☉ (масса оставшегося после взрыва ядра - свыше 5 M ☉). Вместе они образуют остаток сверхновой.

Комплексное изучение ранее полученных спектров и кривых блеска в сочетании с исследованием остатков и возможных звёзд-предшественников позволяет строить более подробные модели и изучать уже условия, сложившиеся к моменту вспышки.

Помимо всего прочего, выбрасываемое в ходе вспышки вещество в значительной части содержит продукты термоядерного синтеза, происходившего на протяжении всей жизни звезды. Именно благодаря сверхновым Вселенная в целом и каждая галактика в частности химически эволюционирует.

Название отражает исторический процесс изучения звёзд, блеск которых значительно меняется со временем, так называемых новых звёзд .

Имя составляется из метки SN , после которой ставят год открытия, с окончанием из одно- или двухбуквенного обозначения. Первые 26 сверхновых текущего года получают однобуквенные обозначения, в окончании имени, из заглавных букв от A до Z . Остальные сверхновые получают двухбуквенные обозначения из строчных букв: aa , ab , и так далее. Неподтверждённые сверхновые обозначают буквами PSN (англ. possible supernova ) с небесными координатами в формате: Jhhmmssss+ddmmsss .

Общая картина

Современная классификация сверхновых

Класс	Подкласс				Механизм
I Линии водорода отсутствуют	Сильные линии ионизированного кремния (Si II) на 6150	Ia			Термоядерный взрыв
		Iax В максимуме блеска имеют меньшую светимость и меньшую же в сравнении Ia
	Линии кремния слабые или отсутствуют	Ib Присутствуют линии гелия (He I).			Гравитационный коллапс
		Ic Линии гелия слабые или отсутствуют
II Присутствуют линии водорода	II-P/L/N Спектр постоянен	II-P/L Нет узких линий		II-P Кривая блеска имеет плато
				II-L Звёздная величина линейно уменьшается со временем
		IIn Присутствуют узкие линии
	IIb Спектр со временем меняется и становится похожим на спектр Ib.

Кривые блеска

Кривые блеска для I типа в высокой степени сходны: 2-3 суток идёт резкий рост, затем его сменяет значительное падение (на 3 звёздные величины) 25-40 суток с последующим медленным ослаблением, практически линейным в шкале звёздных величин. Абсолютная звёздная величина максимума в среднем для вспышек Ia составляет M B = − 19.5 m {\textstyle M_{B}=-19.5^{m}} , для Ib\c - .

А вот кривые блеска типа II достаточно разнообразны. Для некоторых кривые напоминали оные для I типа, только с более медленным и продолжительным падением блеска до начала линейной стадии. Другие, достигнув пика, держались на нём до 100 суток, а затем блеск резко падал и выходил на линейный «хвост». Абсолютная звёздная величина максимума варьируется в широком пределе от − 20 m {\textstyle -20^{m}} до − 13 m {\textstyle -13^{m}} . Среднее значение для IIp - M B = − 18 m {\textstyle M_{B}=-18^{m}} , для II-L M B = − 17 m {\textstyle M_{B}=-17^{m}} .

Спектры

Вышеприведённая классификация уже содержит некоторые основные черты спектров сверхновых различных типов, остановимся на том, что не вошло. Первая и очень важная особенность, которая долго мешала расшифровке полученных спектров - основные линии очень широкие.

Для спектров сверхновых типа II и Ib\c характерно:

• Наличие узких абсорбционных деталей вблизи максимума блеска и узкие несмещённые эмиссионные компоненты.
• Линии , , , наблюдаемые в ультрафиолетовом излучении.

Наблюдения вне оптического диапазона

Частота вспышек

Частота вспышек зависит от числа звёзд в галактике или, что то же самое для обычных галактик, светимости. Общепринятой величиной, характеризующей частоту вспышек в разных типах галактик, является SNu :

1 S N u = 1 S N 10 10 L ⊙ (B) ∗ 100 y e a r {\displaystyle 1SNu={\frac {1SN}{10^{10}L_{\odot }(B)*100year}}} ,

где L ⊙ (B) {\textstyle L_{\odot }(B)} - светимость Солнца в фильтре B. Для разных типов вспышек её величина составляет :

При этом сверхновые Ib/c и II тяготеют к спиральным рукавам.

Наблюдение остатков сверхновых

Каноническая схема молодого остатка следующая :

1. Возможный компактный остаток; обычно это пульсар , но возможно и чёрная дыра
2. Внешняя ударная волна, распространяющаяся в межзвёздном веществе .
3. Возвратная волна, распространяющаяся в веществе выброса сверхновой.
4. Вторичная, распространяющаяся в сгустках межзвёздной среды и в плотных выбросах сверхновой.

Вместе они образуют следующую картину: за фронтом внешней ударной волны газ нагрет до температур T S ≥ 10 7 К и излучает в рентгеновском диапазоне с энергией фотонов в 0,1-20 кэВ, аналогично газ за фронтом возвратной волны образует вторую область рентгеновского излучения. Линии высокоионизированных Fe, Si, S и т. п указывают на тепловую природу излучения из обоих слоёв.

Оптическое излучение молодого остатка создаёт газ в сгустках за фронтом вторичной волны. Так как в них скорость распространении выше, а значит газ остывает быстрее и излучение переходит из рентгеновского диапазона в оптический. Ударное происхождение оптического излучения подтверждает относительная интенсивность линий.

Теоретическое описание

Декомпозиция наблюдений

Природа сверхновых Ia отлична от природы остальных вспышек. Об этом ясно свидетельствует отсутствие вспышек Ib\c и II типов в эллиптических галактиках. Из общих сведений о последних известно, что там мало газа и голубых звёзд, а звездообразование закончилось 10 10 лет назад. Это значит, что все массивные звёзды уже завершили свою эволюцию, и остались звёзды с массой меньше солнечной, не более. Из теории эволюции звёзд известно, что звёзды подобного типа взорвать невозможно, а следовательно нужен механизм продления жизни для звёзд масс 1-2M ⊙ .

Отсутствие линий водорода в спектрах Ia\Iax говорит о том, что в атмосфере исходной звезды его крайне мало. Масса выброшенного вещества достаточно велика - 1M ⊙ , преимущественно содержит углерод, кислород и прочие тяжёлые элементы. А смещённые линии Si II указывает на то, что во время выброса активно идут ядерные реакции. Всё это убеждает, что в качестве звезды-предшественника выступает белый карлик, скорее всего углеродно-кислородный .

Тяготение к спиральным рукавам сверхновых Ib\c и II типов свидетельствует, что звездой прародителем являются короткоживущие O-звезды с массой 8-10M ⊙ .

Термоядерный взрыв

Один из способов высвободить требуемое количество энергии - резкое увеличение массы вещества, участвующего в термоядерном горении, то есть термоядерный взрыв. Однако физика одиночных звёзд такого не допускает. Процессы в звёздах, находящихся на главной последовательности, равновесны. Поэтому во всех моделях рассматриваются конечный этап звёздной эволюции - белые карлики . Однако сам по себе последний - устойчивая звезда, и всё может измениться только при приближении к пределу Чандрасекара . Это приводит к однозначному выводу, что термоядерный взрыв возможен только в кратных звёздных системах, скорее всего, в так называемых двойных звёздах .

В данной схеме есть две переменные, влияющие на состояние, химический состав и итоговую массу вовлечённого во взрыв вещества.

• Второй компаньон - обычная звезда, с которого вещество перетекает на первый.
• Второй компаньон - такой же белый карлик. Такой сценарий называет двойным вырождением.

• Взрыв происходит при превышении предела Чандрасекара .
• Взрыв происходит до него.

Общим во всех сценариях образования сверхновых Ia является то, что взрывающийся карлик скорее всего является углеродно-кислородным. Во взрывной волне горения, идущей от центра к поверхности, текут реакции :

12 C + 16 O → 28 S i + γ (Q = 16.76 M e V) {\displaystyle ^{12}C~+~^{16}O~\rightarrow ~^{28}Si~+~\gamma ~(Q=16.76~MeV)} , 28 S i + 28 S i → 56 N i + γ (Q = 10.92 M e V) {\displaystyle ^{28}Si~+~^{28}Si~\rightarrow ~^{56}Ni~+~\gamma ~(Q=10.92~MeV)} .

Масса вступающего в реакцию вещества определяет энергетику взрыва и, соответственно, блеск в максимуме. Если предположить, что в реакцию вступает вся масса белого карлика, то энергетика взрыва составит 2,2 10 51 эрг .

Дальнейшее поведение кривой блеска в основном определяется цепочкой распада :

56 N i → 56 C o → 56 F e {\displaystyle ^{56}Ni~\rightarrow ~^{56}Co~\rightarrow ~^{56}Fe}

Изотоп 56 Ni нестабилен и имеет период полураспада 6.1 дней. Далее e -захват приводит к образованию ядра 56 Co преимущественно в возбуждённом состоянии с энергией 1.72 МэВ. Этот уровень нестабилен, и переход электрона в основное состояние сопровождается испусканием каскада γ-квантов с энергиями от 0.163 МэВ до 1.56 МэВ. Эти кванты испытывают комптоновское рассеяние , и их энергия быстро уменьшается до ~ 100 кэВ. Такие кванты уже эффективно поглощаются фотоэффектом, и, как следствие, нагревают вещество. По мере расширения звезды плотность вещества в звезде падает, число столкновений фотонов уменьшается, и вещество поверхности звезды становится прозрачным для излучения. Как показывают теоретические расчёты, такая ситуация наступает примерно через 20-30 суток после достижения звездой максимума светимости.

Через 60 суток после начала вещество становится прозрачным для γ-излучения. На кривой блеска начинается экспоненциальный спад. К этому времени изотоп 56 Ni уже распался, и энерговыделение идёт за счёт β-распада 56 Co до 56 Fe (T 1/2 = 77 дней) с энергиями возбуждения вплоть до 4.2 МэВ.

Гравитационный коллапс ядра

Второй сценарий выделения необходимой энергии - это коллапс ядра звезды. Масса его должна быть в точности равна массе его остатка - нейтронной звезды, подставив типичные значения получаем :

E t o t ∼ G M 2 R ∼ 10 53 {\displaystyle E_{tot}\sim {\frac {GM^{2}}{R}}\sim 10^{53}} эрг,

где M = 0 , а R = 10 км, G - гравитационная постоянная. Характерное время при этом:

τ f f ∼ 1 G ρ 4 ⋅ 10 − 3 ⋅ ρ 12 − 0 , 5 {\displaystyle \tau _{ff}\sim {\frac {1}{\sqrt {G\rho }}}~4\cdot 10^{-3}\cdot \rho _{12}^{-0,5}} c,

где ρ 12 - плотность звезды, нормированная на 10 12 г/см 3 .

Полученное значение на два порядка превосходит кинетическую энергию оболочки. Необходим переносчик, который должен с одной стороны унести высвободившуюся энергию, а с другой - не провзаимодействовать с веществом. На роль такого переносчика подходит нейтрино.

За их образование отвечают несколько процессов. Первый и самый важный для дестабилизации звезды и начала сжатия - процесс нейтронизации :

3 H e + e − → 3 H + ν e {\displaystyle {}^{3}He+e^{-}\to {}^{3}H+\nu _{e}}

4 H e + e − → 3 H + n + ν e {\displaystyle {}^{4}He+e^{-}\to {}^{3}H+n+\nu _{e}}

56 F e + e − → 56 M n + ν e {\displaystyle {}^{56}Fe+e^{-}\to {}^{56}Mn+\nu _{e}}

Нейтрино от этих реакций уносят 10 %. Главную же роль в охлаждении играет УРКА-процессы (нейтринное охлаждение):

E + + n → ν ~ e + p {\displaystyle e^{+}+n\to {\tilde {\nu }}_{e}+p}

E − + p → ν e + n {\displaystyle e^{-}+p\to \nu _{e}+n}

Вместо протонов и нейтронов могут выступать и атомные ядра, с образованием нестабильного изотопа, который испытывает бета-распад:

E − + (A , Z) → (A , Z − 1) + ν e , {\displaystyle e^{-}+(A,Z)\to (A,Z-1)+\nu _{e},}

(A , Z − 1) → (A , Z) + e − + ν ~ e . {\displaystyle (A,Z-1)\to (A,Z)+e^{-}+{\tilde {\nu }}_{e}.}

Интенсивность этих процессов нарастает по мере сжатия, тем самым его ускоряя. Останавливает же это процесс рассеяние нейтрино на вырожденных электронах, в ходе которого термолизуются и запираются внутри вещества. Достаточная концентрация вырожденных электронов достигается при плотностях ρ n u c = 2 , 8 ⋅ 10 14 {\textstyle \rho _{nuc}=2,8\cdot 10^{14}} г/см 3 .

Заметим, что процессы нейтронизации идут только при плотностях 10 11 /см 3 , достижимых только в ядре звезды. Это значит, что гидродинамическое равновесие нарушается только в нём. Внешние же слои находятся в локальном гидродинамическом равновесии, и коллапс начинается только после того, как центральное ядро сожмётся и образует твёрдую поверхность. Отскок от этой поверхности обеспечивает сброс оболочки.

Модель молодого остатка сверхновой

Теория эволюции остатка сверхновой

Выделяется три этапа эволюции остатка сверхновой:

Расширение оболочки останавливается в тот момент, когда давление газа остатка уравняется с давлением газа в межзвёздной среде. После этого остаток начинает диссипировать, сталкиваясь с хаотично движущимися облаками. Время рассасывания достигает:

T m a x = 7 E 51 0.32 n 0 0.34 P ~ 0 , 4 − 0.7 {\displaystyle t_{max}=7E_{51}^{0.32}n_{0}^{0.34}{\tilde {P}}_{0,4}^{-0.7}} лет

Теория возникновения синхротронного излучения

Построение детального описания

Поиск остатков сверхновых

Поиск звёзд-предшественников

Теория сверхновых Ia

Помимо неопределённостей в теориях сверхновых Ia, описанных выше, много споров вызывает сам механизм взрыва. Чаще всего модели можно разделить по следующим группам :

• Мгновенная детонация
• Отложенная детонация
• Пульсирующая отложенная детонация
• Турбулентное быстрое горение

По крайней мере для каждой комбинации начальных условий перечисленные механизмы можно встретить в той или иной вариации. Но этим круг предложенных моделей не ограничивается. В качестве примера можно привести модели, когда детонируют сразу два белых карлика. Естественно, это возможно только в тех сценариях, когда оба компонента проэволюционировали.

Химическая эволюция и воздействие на межзвёздную среду

Химическая эволюция Вселенной. Происхождение элементов с атомным номером выше железа

Взрывы сверхновых - основной источник пополнения межзвёздной среды элементами с атомными номерами больше (или как говорят тяжелее ) He . Однако процессы их породившие для различных групп элементов и даже изотопов свои.

R-процесс

r-проце́сс - это процесс образования более тяжёлых ядер из более лёгких путём последовательного захвата нейтронов в ходе (n ,γ) реакций и продолжается до тех пор, пока темп захвата нейтронов выше, чем темп β − -распада изотопа . Иными словами среднее время захвата n нейтронов τ(n,γ) должно быть:

τ (n , γ) ≈ 1 n τ β {\displaystyle \tau (n,\gamma)\approx {\frac {1}{n}}\tau _{\beta }}

где τ β - среднее время β-распада ядер, образующих цепочку r-процесса. Это условие накладывает ограничение на плотность нейтронов, т.к.:

τ (n , γ) ≈ (ρ (σ n γ , v n) ¯) − 1 {\displaystyle \tau (n,\gamma)\approx \left(\rho {\overline {(\sigma _{n\gamma },v_{n})}}\right)^{-1}}

где (σ n γ , v n) ¯ {\displaystyle {\overline {(\sigma _{n\gamma },v_{n})}}} - произведение сечения реакции (n ,γ) на скорость нейтрона относительно ядра мишени, усреднённое по максвелловскому спектру распределения скоростей. Учитывая что, r-процесс происходит в тяжёлых и средних ядрах, 0.1 с < τ β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 10 9 , получим характерную плотность

ρ ≈ 2 ⋅ 10 17 {\displaystyle \rho \approx 2\cdot 10^{17}} нейтронов/см 3 .

Такие условия достигаются в:

ν-процесс

Основная статья: ν-процесс

ν-процесс - это процесс нуклеосинтеза, через взаимодействие нейтрино с атомными ядрами. Возможно, он ответственен за появление изотопов 7 Li , 11 B , 19 F , 138 La и 180 Ta

Влияние на крупномасштабную структуру межзвёздного газа галактики

История наблюдений

Интерес Гиппарха к неподвижным звёздам, возможно, был вдохновлён наблюдением сверхновой звезды (по Плинию). Наиболее ранняя запись, которая идентифицируется как запись наблюдений сверхновой SN 185 (англ. ) , была сделана китайскими астрономами в 185 году нашей эры. Самая яркая известная сверхновая SN 1006 была подробно описана китайскими и арабскими астрономами. Хорошо наблюдалась сверхновая SN 1054 , породившая Крабовидную туманность . Сверхновые звёзды SN 1572 и SN 1604 были видны невооружённым глазом и имели большое значение в развитии астрономии в Европе, так как были использованы в качестве аргумента против аристотелевской идеи, гласившей, что мир за пределами Луны и Солнечной системы неизменен. Иоганн Кеплер начал наблюдение SN 1604 17 октября 1604 года. Это была вторая сверхновая, которая была зарегистрирована на стадии возрастания блеска (после SN 1572, наблюдавшейся Тихо Браге в созвездии Кассиопеи).

С развитием телескопов сверхновые звёзды стало возможно наблюдать и в других галактиках, начиная с наблюдений сверхновой S Андромеды в Туманности Андромеды в 1885 году . В течение двадцатого столетия были разработаны успешные модели для каждого типа сверхновых и понимание их роли в процессе звездообразования возросло. В 1941 году американскими астрономами Рудольфом Минковским и Фрицем Цвикки была разработана современная схема классификации сверхновых звёзд.

В 1960-х астрономы выяснили, что максимальная светимость взрывов сверхновых может быть использована в качестве стандартной свечи , следовательно, показателя астрономических расстояний. Сейчас сверхновые дают важную информацию о космологических расстояниях. Самые далёкие сверхновые оказались слабее, чем ожидалось, что, по современным представлениям, показывает, что расширение Вселенной ускоряется.

Были разработаны способы для реконструкции истории взрывов сверхновых, которые не имеют письменных записей наблюдений. Дата появления сверхновой Кассиопея A определялась по световому эху от туманности , в то время как возраст остатка сверхновой RX J0852.0-4622 (англ. ) оценивается по измерению температуры и γ-выбросов от распада титана-44. В 2009 году в антарктических льдах были обнаружены нитраты , соответствующие времени взрыва сверхновой.

23 февраля 1987 года в Большом Магеллановом Облаке на расстоянии 168 тыс. световых лет от Земли вспыхнула сверхновая SN 1987A , самая близкая к Земле, наблюдавшаяся со времён изобретения телескопа. Впервые был зарегистрирован поток нейтрино от вспышки. Вспышка интенсивно изучалась с помощью астрономических спутников в ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма-диапазонах. Остаток сверхновой исследовался с помощью ALMA , «Хаббла » и «Чандры ». Ни нейтронная звезда , ни чёрная дыра , которые, по некоторым моделям, должны находиться на месте вспышки, пока не обнаружены.

22 января 2014 года в галактике M82 , расположенной в созвездии Большая Медведица, вспыхнула сверхновая звезда SN 2014J . Галактика M82 находится на расстоянии 12 млн световых лет от нашей галактики и имеет видимую звёздную величину чуть менее 9. Данная сверхновая является самой близкой к Земле, начиная с 1987 года (SN 1987A).

Наиболее известные сверхновые звёзды и их остатки

• Сверхновая SN 1604 (Сверхновая Кеплера)
• Сверхновая G1.9+0.3 (Самая молодая из известных в нашей Галактике)

Исторические сверхновые в нашей Галактике (наблюдавшиеся)

Сверхновая	Дата вспышки	Созвездие	Макс. блеск	Рассто- яние (св. лет)	Тип вспы- шки	Дли- тель- ность види- мости	Остаток	Примечания
SN 185	, 7 декабря	Центавр	−8	3000	Ia ?	8-20 мес.	G315.4-2.3 (RCW 86)	китайские летописи: наблюдалась рядом с Альфой Центавра.
SN 369		неизвестно	неиз- вестно	неиз- вестно	неиз- вестно	5 мес.	неизвестно	китайские летописи: положение известно очень плохо. Если она находилась вблизи галактического экватора, весьма вероятно, что это была сверхновая, если же нет, она, скорее всего, была медленной новой.
SN 386		Стрелец	+1,5	16 000	II ?	2-4 мес.	G11.2-0.3	китайские летописи
SN 393		Скорпион	0	34 000	неиз- вестно	8 мес.	несколько кандидатур	китайские летописи
SN 1006	, 1 мая	Волк	−7,5	7200	Ia	18 мес.	SNR 1006	швейцарские монахи, арабские учёные и китайские астрономы.
SN 1054	, 4 июля	Телец	−6	6300	II	21 мес.	Крабовидная туманность	на Ближнем и Дальнем Востоке (в европейских текстах не значится, не считая туманных намёков в ирландских монастырских хрониках).
SN 1181	, август	Кассиопея	−1	8500	неиз- вестно	6 мес.	Возможно, 3C58 (G130.7+3.1)	труды профессора Парижского университета Александра Некэма, китайские и японские тексты.
SN 1572	, 6 ноября	Кассиопея	−4	7500	Ia	16 мес.	Остаток сверхновой Тихо	Это событие зафиксировано во многих европейских источниках, в том числе и в записях молодого Тихо Браге . Правда, он заметил вспыхнувшую звезду лишь 11 ноября , но зато следил за ней целых полтора года и написал книгу «De Nova Stella» («О новой звезде») - первый астрономический труд на эту тему.
SN 1604	, 9 октября	Змееносец	−2,5	20000	Ia	18 мес.	Остаток сверхновой Кеплера	С 17 октября её стал изучать Иоганн Кеплер , который изложил свои наблюдения в отдельной книге.
SN 1680	, 16 августа	Кассиопея	+6	10000	IIb	неиз- вестно (не более недели)	Остаток Сверхновой Кассиопея А	возможно замечена Флемстидом и занесена в каталог как 3 Кассиопеи .

сразу после взрыва во многом зависит от удачи. Именно она определяет, удастся ли изучить процессы рождения сверхновой, или же придется гадать о них по следам взрыва - распространяющейся от бывшей звезды планетарной туманности . Число телескопов, построенных человеком, недостаточно велико для постоянного наблюдения всего неба, тем более - во всех областях спектра электромагнитного излучения. Зачастую на помощь ученым приходят астрономы-любители, направляющие свои телескопы куда вздумается, а не на интересные и важные для изучения объекты. Но ведь взрыв сверхновой может произойти где угодно!

Пример помощи от астрономов-любителей представляет сверхновая в спиральной галактике М51 . Известная как галактика Вертушка, она очень популярна среди любителей наблюдения Вселенной. Галактика расположена на расстоянии 25 миллионов световых лет от нас и повернута прямо к нам своей плоскостью, за счет чего ее очень удобно наблюдать. Галактика имеет спутник, который соприкасается с одним из рукавов М51. Свет от звезды, взорвавшейся в галактике, достиг Земли в марте 2011 года и был зарегистрирован астрономами-любителями. Вскоре сверхновая получила официальное обозначение 2011dh и стала центром внимания как профессиональных астрономов, так и любителей. «М51 - одна из ближайших к нам галактик, она чрезвычайно красива и потому широко известна», - говорит сотрудник Калтеха Шилер ван Дайк.

Детально рассмотренная сверхновая 2011dh оказалась принадлежащей к редкому классу взрывов типа IIb. Такие взрывы происходят, когда массивная звезда лишается практически всего своего внешнего облачения, состоящего из топлива-водорода, который, скорее всего, перетягивает ее компаньон по двойной системе . После этого, из-за отсутствия топлива, прекращается термоядерный синтез, излучение звезды не может противостоять гравитации, стремящейся сжать звезду, и она падает к центре. Это один из двух путей взрыва сверхновых, и при таком сценарии (падение звезда на себя под действием гравитации) только каждая десятая звезда рождает взрыв типа IIb.

Существует несколько хорошо обоснованных гипотез относительно общей схемы рождения сверхновой типа IIb, однако восстановление точной цепи событий очень трудно. Поскольку о звезде нельзя сказать, что она очень скоро станет сверхновой, невозможно подготовиться к ее тщательному наблюдению. Конечно, изучение состояния звезды может подсказать, что она скоро станет сверхновой, но это - на масштабах времени Вселенной в миллионы лет, тогда как для наблюдения нужно знать время взрыва с точностью в несколько лет. Лишь изредка астрономам улыбается удача и они имеют детальные снимки звезды до взрыва. В случае галактики М51 имеет место эта ситуация - благодаря популярности галактики существует множество ее снимках, на которых 2011dh еще не взорвалась. «В течение нескольких дней после открытия сверхновой мы обратились к архивам орбитального телескопа Хаббл. Как оказалось, с помощью этого телескопа раньше создавалась подробная мозаика галактики М51 в разных длинах волн», - говорит ван Дайк. В 2005 году, когда телескоп Хаббл сфотографировал область нахождения 2011dh, на ее месте была лишь неприметная желтая гигантская звезда .

Наблюдения за сверхновой 2011dh показали, что она плохо укладывается в стандартное представление о взрыве огромной звезды. Напротив, она более подходит как результат взрыва небольшого светила, например, компаньона желтого сверхгиганта со снимков Хаббла, который лишился практически всей своей атмосферы. Под действием гравитации близкого гиганта от звезды осталось лишь ее ядро, которое и взорвалось. «Мы решили, что предшественником сверхновой была практически полностью раздетая звезда, голубая и невидимая поэтому для Хаббла, - говорит ван Дайк. - Желтый гигант скрывал своим излучением небольшого голубого компаньона, пока он не взорвался. Таков наш вывод».

Другая команда исследователей, занимавшаяся звездой 2011dh, пришла к противоположному, совпадающему с классической теорией, выводу. Именно желтый гигант был предшественником сверхновой по данным Джастина Маунда, сотрудника Королевского университета в Белфасте. Однако в марте этого года сверхновая выдала загадку для обоих коллективов. Первым проблему заметил ван Дайк, решивший собрать дополнительные сведения о 2011dh с помощью телескопа Хаббл. Однако аппарат не нашел на старом месте большой желтой звезды. «Мы лишь хотели еще раз пнаблюдать за эволюцией сверхновой, - говорит ван Дайк. - Мы никак не могли предполагать, что желтая звезда куда-то денется». Другая команда пришла к тем же выводам, используя наземные телескопы: гигант исчез.

Исчезновение желтого гиганта указывает на него как истинного предшественника сверхновой. Публикация ван Дайка разрешает этот спор: «Другая команда была совершенно права, а мы ошиблись». Впрочем, изучение сверхновой 2011dh на этом не заканчивается. По мере спадания яркости 2011dh, галактика М51 вернется к своему состоянию до взрыва (хотя и без одной яркой звезды). К концу этого года яркость сверхновой должна упасть настолько, что станет виден компаньон желтого сверхгиганта - если он был, как предполагает классическая теория рождения сверхновых типа IIb. Несколько групп астрономов уже зарезервировали наблюдательное время телескопа Хаббл для изучения эволюции 2011dh. «Мы должны найти компаньона сверхновой по двойной системе, - говорит ван Дайк. - Если она будет обнаружена, в вопросе происхождения таких взрывов возникнет уверенное понимание».

---