Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 
На сайте
Астрометрия
Астрономические инструменты
Астрономическое образование
Астрофизика
История астрономии
Космонавтика, исследование космоса
Любительская астрономия
Планеты и Солнечная система
Солнце

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 $\Delta B=B-B_{\mbox{макс}}$ звездных
величин в цвете B. Обе величины
отсчитываются от максимума блеска.
По св-вам внегалактич. С.з. не явл. однородной группой объектов и делятся на два осн .типа. Классификация С.з. первоначально была основана на различии оптич. спектров, а затем получила подтверждение в характере кривых блеска. Главными особенностями С.з. I типа явл. отсутствие в оптич. спектрах интенсивных линий водорода и заметное сходство у отдельных объектов как спектральных, так и фотометрич. св-в (рис. 2 и 4). Напротив, С.з. II типа имеют в спектрах линии водорода, а их кривые блеска отличаются разнообразием формы (рис. 3 и 4).

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. $4,5\cdot 10^{43}$ 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 $\approx$ 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. $4\cdot 10^{49}$ 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 $\approx 7,5\cdot 10^{42}$ 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.
Принципиальной особенностью С.з. явл. сходство профилей спектральных линий с таковыми у звезд типа P Cyg. Профили типа P Cyg образуются в оболочке, расширяющейся с градиентом скорости (рис. 5).В такой оболочке благодаря эффекту Доплера процессы поглощения непрерывного спектра фотосферы атомами оболочки и последующего переизлучения происходят независимо в различных ее слоях. В результате формируется спектр. линия, состоящая из эмиссионного и абсорбционного компонентов. Максимум эмиссии приходится на несмещенную длину волны линии атома $\lambda_0$, поскольку он создается обширными областями оболочки (b), имеющими нулевые лучевые скорости относительно наблюдателя. Атомы, удаляющиеся от наблюдателя областей оболочки (a) в силу эффекта Доплера излучают в "красном" (более длинноволновом) крыле спектр. линии, а приближающихся областей (c) - в "фиолетовом" (коротковолновом) крыле. Приближающаяся к наблюдателю область (d) в основном поглощает излучение фотосферы и формирует абсорбционный компонент. Величина смещения минимума абсорбции в фиолетовую часть спектра определяется значением скорости расширения оболочки вблизи уровня фотосферы. Положения краев эмиссионного и абсорбционного компонентов определяются макс. скоростью расширения оболочки. Примером спектр. линии с профилем P Cyg может служить линия CaII с $\lambda_0=8579 $\AA (рис. 4).

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 $\approx1,5\cdot 10^{15}$ 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 $\approx$ 10 тыс. км/с, а в самых наружных слоях $\approx$ 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 ($H_\alpha, \;H_\beta,\; H_\gamma$),
атомов NaI и MgI, иона CaII. По оси ординат дана
относительная интенсивность в логарифмическом масштабе.
В противоположность С.з. I типа, у С.з. II типа на протяжении всей вспышки почти вся излучаемая энергия заключена в непрерывном спектре. Цветовая темп-ра С.з. II типа в максимуме блеска $\approx$ 20 тыс. К, а затем в течение 90 сут уменьшается до 4-5 тыс. К, в дальнейшем оставаясь практически постоянной. Радиус фотосферы в максимуме блеска достигает размеров ~ 1015 см. Спектры С.з. II типа содержат прежде всего линии Бальмера серии водорода, нейтральных атомов O, Na и Mg, а также ионизованных атомов Ca и Fe (рис. 4). К особенности С.з. II типа относится появление запрещенных линий OI примерно через 90 сут после максимума блеска и линий CaII через 190 сут. Вблизи максимума блеска наибольшая скорость расширения оболочки, определенная из профилей спектр. линий, составляет ок. 14 тыс. км/с, а лучевые скорости, найденные по абсорбционным компонентам, $\approx$ 7 тыс. км/с. В отличие от С.з. I типа, эти лучевые скорости за период 180 сут уменьшаются по крайней мере в 2 раза и в последующие 80 сут почти не изменяются.

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.
Изучение пространств. распределения С.з. в пределах материнских галактик показало, что С.з. I типав эллиптич. галактиках (E) вспыхивают преимущественно на периферии, а в спиральных галактиках не коррелируют со спиральными рукавами. На основе этих данных, а также того, что в эллиптич. галактиках наблюдаются только С.з. I типа, делают вывод о том, что звезды, вспыхивающие как С.з. I типа, принадлежат старым маломассивным звездам (с массой $1-2 {\mathfrak M}_\odot$). Наоборот, С.з. II типа наблюдаются только в звездных системах с четко выраженной спиральной структурой, и, более того, они вспыхивают преимущественно в спиральных рукавах. Отсюда следует, что звезды, вспыхивающие как С.з. II типа, принадлежат молодым массивным звездам.

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 $1,44 {\mathfrak M}_\odot$, 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 $4-8 {\mathfrak M}_\odot$ 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 $\rho_c<9\cdot 10^9$ г/см3 происходит полный разлет C-O-ядра с полным или частичным сгоранием углерода, кинетич. энергия разлетающегося вещества $\approx(0,1-1)\cdot 10^{51}$ эрг; 2) при $\rho_c>9\cdot 10^9$ г/см3 происходит гравитац. коллапс C-O-ядра, к-рый сопровождается выбросом самых внеш. слоев с небольшой кинетич. энергией $\approx (1-5)\cdot 10^{49}$ эрг. Гравитац. коллапс внутр. части ядра с массой $\approx 1,4 {\mathfrak M}_\odot$ 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 $ >10 {\mathfrak M}_\odot$ 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.
${\mathfrak M}$ - масса звезды на главной последовательности,
${\mathfrak M}_{\mbox{C-O}}$ - масса углеродно-кислородного ядра,
${\mathfrak M}_{\mbox{Fe}}$ - масса железного ядра.
Гидродинамич. исследования гравитац. коллапса железных ядер звезд дали следующие результаты. При массе железного ядра $< 2 {\mathfrak M}_\odot$ (т.е. меньше предельной массы холодной нейтронной звезды) гравитац. коллапс в нек-рый момент останавливается. Образовавшаяся горячая нейтронная звезда после охлаждения, вызванного нейтринным излучением, превращается в холодную нейтронную звезду. При этом, несмотря на ряд факторов, способствующих развитию взрыва и выбросу оболочки: термоядерное горение углерода и кислорода во внеш. слоях звезды, перенос энегрии посредством нейтрино от ядра к внеш. слоям звезды, резкую остановку коллапса центральной области звезды, приводящую к отскоку падающих внеш. слоев, - не получается никакого выброса вещества, сопоставимого по энергии со вспышкой С.з. Такой внешне незаметный гравитац. коллапс может быть все-таки обнаружен по мощному импульсу нейтринного излучения (см. Нейтринная астрономия). Если же масса железного ядра $ > 2 {\mathfrak M}_\odot$, то гравитац. коллапс продолжается неограниченно и переходит в релятивистскую стадию с образованием черной дыры (см. Релятивистский гравитационный коллапс).

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 $\approx 5\cdot 10^{50}$ эрг, масса выброшенного вещества - ок. $0,5 {\mathfrak M}_\odot$, 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 $\approx 7\cdot 10^{50}$ эрг, массу выброшенной оболочки $6 {\mathfrak M}_\odot$ и радиус звезды накануне вспышки $\approx 500 R_\odot$. 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.

(В.П. Утробин)


Глоссарий Astronet.ru


А | Б | В | Г | Д | З | И | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Э | Я 
Публикации с ключевыми словами: Сверхновые
Публикации со словами: Сверхновые
Карта смысловых связей для термина СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Оценка: 3.1 [голосов: 83]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования