Физический энциклопедический словарь - сверхновые звёзды

(разлетающихся оболочек) С. з. установлены след. ср. свойства С. з. I типа: светимость в максимуме блеска ~3•10⁴³ эрг/с, полная энергия эл.-магн. излучения ~ 4•10⁴⁹ эрг, кинетич. энергия оболочки, сброшенной звездой при взрыве, ~ 5•10⁵⁰ эрг, масса оболочки М— 0,05—0,5 Мсолн (Мсолн=2•10³³ г). У С. з. II типа те же хар-ки соответственно равны: 4•10⁴² эрг/с, 1•10⁴⁹ эрг, 1•10⁵¹ эрг, М>5Мсолн. Кроме кривых блеска, к-рые позволяют оценить первые две из приведённых величин, С. з. различаются характером спектров. У С. з. I типа спектры тепловые, планковские (см. Планка закон излучения), с очень широкими и глубокими линиями поглощения ионизов. металлов и нейтрального гелия, их доплеровское смещение соответствует движению в-ва со скоростью ~10⁴ км/с. В спектрах С. з. II типа наблюдаются яркие водородные линии, к-рых вовсе нет у С. з. I типа. Частота вспышек С. з. мала и довольно неопределённа — в одной галактике (типа нашей) происходит одна вспышка С. з. за 10— 100 лет. Но в нашей Галактике вспышки С. з. фиксируются реже. Последняя С. з. вспыхнула в Галактике и наблюдалась в 1604 (всего зафиксировано 6 галактич. С. з.). Галактич. остатки С. з.— волокнистые туманности, к-рые явл. источниками радиоизлучения. В трёх из них найдены пульсары — вращающиеся нейтронные звёзды.

Развитие теории С. з. пошло в двух направлениях. Первое из них основывается на наблюдат. данных и решает задачу о законе энерговыделения, массе и структуре предсверхновой звезды. Наилучшее согласие с кривыми блеска и спектрами С. з. достигается при решении радиационной гидродинамич. задачи сброса и высвечивания оболочки для С. з. I типа при предположении о малом нач. радиусе звезды R<Rсолн=7•10¹⁰ см и медленном законе выделения энергии с характерным временем 10 дней, а для С. з. II типа — при радиусе до взрыва R~10³—104 Rсолн (звезда-сверхгигант) и быстром (даже мгновенном) выделении энергии. О массах М сброшенных оболочек и полной энергии

656

взрыва теория не даёт столь определённых выводов, но приведённые выше оценки М и энергии взрыва получены именно этим методом и сопоставлены с данными наблюдений остатков вспышек С. з.

Др. направление теории С. з. занимается более фундам. проблемой -природой взрыва С. з. Тем самым оно включается в общую теорию эволюции звёзд. С энергетич. точки зрения вспышка С. з. может быть обусловлена либо термоядерным взрывом (энергия, связанная с массой покоя звезды Мсолнc²=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 С. з. с окончанием эволюции довольно массивных звёзд (М3 — 4Mсолн), у к-рых в центр. области прошли термоядерные реакции «горения» водорода и гелия и образовалось углеродно-кислородное ядро (СО-ядро). Окончат. судьба звезды зависит от массы СО-ядра Мсо. В массивных СО-ядрах (Мсо>1,4Мсолн), характерных для звёзд с массой М8—10Мсолн, продолжается спокойное термоядерное «горение» углерода и др. более тяжёлых элементов, приводящее к образованию у звезды железного ядра (Fe-ядра) массой МFe~1—3Mсолн. В конце концов такая звезда коллапсирует, порождая нейтронную звезду или чёрную дыру. Расчёт в этом случае оставляет совсем мало надежды на сброс оболочки с параметрами, соответствующими явлению С. з. Иным образом эволюционируют звёзды с менее массивными СО-ядрами (MCO1,4Mсолн), окружёнными водородо-гелиевыми оболочками. Вместо горения углерода в них сначала происходит охлаждение за счёт нейтринных потерь, затем постепенное увеличение массы МCO вплоть до 1,4Mсолн благодаря сгоранию гелия в узком слое на поверхности СО-ядра и присоединению продуктов реакции к ядру. Увеличение массы ядра вызывает повышение его плотности  и темп-ры до значений в центре: 3•10⁹ г/см³, Т 3•10⁸ К. При таких условиях либо происходит термоядерный углеродный взрыв, к-рый приводит к полному разлёту всей звезды с характерным для С. з.. энерговыделением, либо развивается гравитац. коллапс. Второй путь развития возможен при значит. потерях энергии с испускаемыми звездой нейтрино и нейтронизации продуктов горения углерода -элементов т. н. железного пика, т. е. близких по ат. массе к ⁵⁶Fe. Коллапс более вероятен, если нач. плотность в центре звезды превышает 8•10⁹ г/см³. В отличие от коллапса звёзд с массивным СО-ядром, у звёзд с MCO<1,4Mсолн

получается сброс оболочки, хотя и с недостаточно большим энерговыделением 10⁵⁰ эрг. Коллапс заканчивается образованием нейтронной звезды с массой ~1,4Mсолн. Т. о., вспышки С. з. удаётся объяснить, по меньшей мере качественно, как взрывы не очень массивных звёзд, у к-рых в ходе эволюции сформировалось сверхплотное СО-ядро с массой MCO1,4Mсолн. При этом вариант полного разлёта в-ва звезды может отвечать С. з. II типа, а вариант коллапса со сбросом оболочки — С. з. I типа. Большую роль во взрыве С. з. I типа должны играть вращение и магн. поле, энергия к-рых может увеличивать полную энергию сброшенной оболочки до наблюдаемого значения ~10⁵¹ эрг. Эволюц. теория С. з. обоих типов вполне согласуется с упомянутой выше теорией кривых блеска С. з., если принять во внимание обмен массой в тесных двойных системах или к.-н. др. механизм значит. изменения массы у предсверхновой звезды. Для взрыва С. з. I типа важна предварительная (на всех предшествующих стадиях эволюции) потеря большой доли массы из внеш. слоев, так что предсверхновая звезда I типа должна представлять собой почти голое СО-ядро с MCO ~1,4Mсолн. Для вспышки С. з. II типа, в соответствии с выводами теории С. з., не характерны значит. потери массы в ходе эволюции.

С. з., особенно II типа, выбрасывают в межзвёздное пр-во большие кол-ва углерода, кислорода и элементов «железного пика», к-рые в присутствии свободных нейтронов участвуют впоследствии в образовании более тяжёлых элементов (см. Нуклеосинтез). С др. стороны, в окрестностях G. з. I типа создаются условия для нейтринного нуклеосинтеза и ускорения ч-ц (рождения космических лучей). Вращающаяся нейтронная звезда с сильным магн. полем в остатках С. з. I типа проявляет себя в дальнейшем как радиопульсар или рентг. пульсар в зависимости от возраста и окружающих условий.

• Шкловский И. С., Сверхновые звезды и связанные с ними проблемы, 2 изд., М., 1976; Псковский Ю. П., Новые и сверхновые звезды, М., 1974; Итоги науки и техники. Сер. Астрономия, т. 21 —Вспышки на звездах, М., 1982.

В. С. Имшенник.