к библиотеке   к оглавлению   FAQ по эфирной физике   ТОЭЭ   ТЭЦ   ТПОИ   ТИ  

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике

А   Б   В   Г   Д   Е   Ж   З   И   К   Л   М   Н   О   П   Р   С   Т   У   Ф   Х   Ц   Ч   Ш   Э   Ю   Я  

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.
8019-32.jpg

Рис. 1. Типичные кривые блеска сверхновых звёзд Iа в Ib типов. По оси абсцисс отложено время, по оси ординат - разность8019-33.jpg - - Вмакс 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.
8019-34.jpg

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.
8019-35.jpg

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)8019-36.jpg . На квазиэкспоненц. стадии блеск звезды уменьшается со ср. скоростью прибл. 0,015m 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 0,5m 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 массой8019-37.jpg ,8019-38.jpg - 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 полосе8019-39.jpg . На поздней стадии у всех С. з. II типа блеск уменьшается по квазиэкспоненц. закону с темпом ок. 0,008m 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.8019-40.jpg и радиусом накануне вспышки примерно8019-41.jpg (8019-42.jpg - 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 всего8019-43.jpg В то же время на квазиэкспоненц. участке она не отличается от других С.з. II типа и её блеск уменьшается с темпом ок. 0,0078m в сутки. Энергия эл--магн. излучения (от дальней ИК- до дальней УФ-области спектра), испущенная за всё время,8019-44.jpg 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- 258019-45.jpg и радиусом примерно 508019-46.jpg. 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,8019-47.jpg 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 1,448019-48.jpg, 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 4-88019-49.jpg на гл. последовательности. В конце концов в ядре создаются условия для «зажигания» углерода. Поскольку повышение температуры 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 температура 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 108019-50.jpg 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 температуры 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 более8019-51.jpg (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 (>28019-52.jpg) 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 (~1048019-53.jpg). 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 (~0,018019-54.jpg), значительно уступающие радиусу фотосферы в максимуме блеска. Поэтому кривые блеска С. з. I типа полностью определяются радиоакт. источником энергии. Необходимое кол-во радиоакт. изотопа никеля8019-55.jpg . 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*1028019-56.jpg. Их кривые блеска до квазиэкспоненц. стадии объясняются высвечиванием внутр. энергии, запасённой при взрыве. Масса выброшенного вещества С. з. IIР типа ок. 58019-57.jpg, IIL типа - существенно меньше. Уникальные свойства кривой блеска SN1987А (рис. 3) - прямое следствие относительно малого нач. радиуса звезды (30-608019-58.jpg), 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.

'; ?>

Литература по сверхновым звёздам

  1. Шкловский И. С., Сверхновые звезды, 2 изд., М., 1976;
  2. 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;
  3. их же, Сверхновая 1987А в Большом Магеллановом Облаке: наблюдения и теория, «УФН», 1988, т. 156, в. 4, с. 561;
  4. Wооslеу S. Е., Weaver T. A., The physics of supernova explosions, «Ann. Rev. Astron. Astroph.», 1986, v. 24, p. 205;
  5. Блинников С. И., Лозинская Т. А., Чугай Н. Н., Сверхновые звезды и остатки вспышек сверхновых, в кн.: Итоги науки и техники, сер. Астрономия, т. 32, М., 1987.

В. П. Утробин

к библиотеке   к оглавлению   FAQ по эфирной физике   ТОЭЭ   ТЭЦ   ТПОИ   ТИ