Сверхновая звезда или вспышка сверхновой — явление, в ходе которого звезда резко увеличивает свою светимость в десять тысяч — сто миллионов раз (на 4—8 порядков или 10—20 звёздных величин) с последующим сравнительно медленным затуханием вспышки. Является результатом катаклизмического процесса, возникающего в конце эволюции некоторых звёзд и сопровождающегося выделением огромного количества энергии.
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 (), масса коллапсирующего остатка ядра звезды не менее 1,2-1,3 ; либо чёрная дыра при массе звезды свыше 40 (масса оставшегося после взрыва ядра — свыше 2-5 ). 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 эволюционируют.
Название отражает исторический процесс изучения звёзд, блеск которых значительно меняется со временем, так называемых новых звёзд.
Обозначение конкретной сверхновой составляется из метки SN, после которой ставят год открытия, с окончанием из одной или двух латинских букв. Первые 26 сверхновых текущего года получают в окончании названия однобуквенные обозначения 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 () с небесными координатами в формате Jhhmmssss+ddmmsss.
Общая картина +Современная классификация сверхновыхКлассПодклассМеханизмIЛинии водорода отсутствуют Сильные линии ионизированного кремния (Si II) на 6150 Å Ia После взрыва ничего не остаётся (даже карлика).Термоядерный взрыв IaxВ максимуме блеска имеют меньшую светимость в сравнении с Ia. После взрыва остаётся белый карлик, который приобретает большую скорость движения.Линии кремния слабые или отсутствуютIbПрисутствуют линии гелия (He I).Гравитационный коллапсIcЛинии гелия слабые или отсутствуютIIПрисутствуют линии водородаII-P/L/NСпектр постояненII-P/LНет узких линийII-PКривая блеска имеет платоII-LЗвёздная величина линейно уменьшается со временемIInПрисутствуют узкие линииIIbСпектр 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 −19,5m, для Ib/c −18m.
Напротив, кривые блеска типа II достаточно разнообразны. Для некоторых кривые блеска напоминают I тип, только с более медленным и продолжительным падением блеска до начала линейной стадии. Другие, достигнув пика, держатся на нём до 100 суток, а затем блеск резко падает и выходит на линейный «хвост». Абсолютная звёздная величина максимума варьирует в широких пределах от −20m до −13m. Среднее значение для IIp −18m, для II-L −17m.
Спектры Вышеприведённая классификация уже содержит некоторые основные черты спектров сверхновых различных типов. Остановимся на том, что не было отмечено выше. 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 [NIII], [NIV], [CIII], [CIV], наблюдаемые в ультрафиолетовом излучении.
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:
где — светимость Солнца в фильтре B. Для разных типов вспышек значение SNu составляет:
Тип галактикиIaIb/cII спиральные0,20,250,65 эллиптические0,31нетнет При этом сверхновые Ib/c и II тяготеют к спиральным рукавам.
Наблюдение остатков сверхновых
Каноническая схема молодого остатка следующая:
Возможный компактный остаток; обычно это пульсар, но возможно и чёрная дыра. Внешняя ударная волна, распространяющаяся в межзвёздном веществе. Возвратная волна, распространяющаяся в веществе выброса сверхновой. Вторичная волна, распространяющаяся в сгустках межзвёздной среды и в плотных выбросах сверхновой.
Вместе они образуют следующую картину: за фронтом внешней ударной волны газ нагрет до температур 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 других элементов указывают на тепловую природу излучения из обоих слоёв.
Оптическое излучение молодого остатка создаёт газ в сгустках за фронтом вторичной волны. 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.
Волокна в Кассиопее A дают понять, что происхождение сгустков вещества может быть двояким. Так называемые быстрые волокна разлетаются со скоростью 5000—9000 км/с и излучают только в линиях O, S, Si — то есть это сгустки, сформированные в момент взрыва сверхновой. Стационарные конденсации же имеют скорость 100—400 км/с, и в них наблюдается нормальная концентрация H, N, O. Вместе это свидетельствует о том, что это вещество было выброшено задолго до вспышки сверхновой и позже было нагрето внешней ударной волной.
Синхротронное радиоизлучение релятивистских частиц в сильном магнитном поле является основным наблюдательным признаком для всего остатка. Область его локализации — прифронтовые области внешней и возвратной волн. Наблюдается синхротронное излучение и в рентгеновском диапазоне.
Утверждается, что наблюдается зависимость длительности вспышек сверхновых от расстояния до них.
Теоретическое описание
Декомпозиция наблюдений Природа сверхновых Ia отлична от природы остальных вспышек. Об этом ясно свидетельствует отсутствие вспышек типов Ib/c и II в эллиптических галактиках. Из общих сведений о последних известно, что там мало газа и голубых звёзд, а звездообразование закончилось 1010 лет назад. Это значит, что все массивные звёзды уже завершили свою эволюцию, и из непроэволюционировавших остались только звёзды с массой меньше солнечной. Из теории эволюции звёзд известно, что звёзды подобного типа взорвать невозможно, и, следовательно, нужен механизм продления жизни для звёзд масс .
Отсутствие линий водорода в спектрах Ia/Iax говорит о том, что в атмосфере исходной звезды его крайне мало. Масса выброшенного вещества достаточно велика — около , оно преимущественно содержит углерод, кислород и прочие тяжёлые элементы. Смещённые линии Si II указывают на то, что во время выброса активно идут ядерные реакции. Всё это убеждает в том, что в качестве звезды-предшественника выступает белый карлик, скорее всего углеродно-кислородный.
Тяготение к спиральным рукавам сверхновых типов Ib/c и II свидетельствует, что звездой-прародителем являются короткоживущие O-звёзды с массой .
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.
Первая: Второй компаньон — обычная звезда, с которого вещество перетекает на первый. Второй компаньон — такой же белый карлик. Такой сценарий называет двойным вырождением. Вторая: 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:
Масса вступающего в реакцию вещества определяет энергетику взрыва и, соответственно, блеск в максимуме. Если предположить, что в реакцию вступает вся масса белого карлика, то энерговыделение взрыва составит .
Дальнейшее поведение кривой блеска в основном определяется цепочкой распада:
Изотоп 56Ni нестабилен и имеет период полураспада 6,1 дня. Далее электронный захват приводит к образованию ядра 56Co преимущественно в возбуждённом состоянии с энергией 1,72 МэВ. Этот уровень нестабилен, и переход ядра в основное состояние сопровождается испусканием каскада γ-квантов с энергиями от до . Эти кванты испытывают комптоновское рассеяние, и их энергия быстро уменьшается до . Такие кванты уже эффективно поглощаются веществом благодаря фотоэффекту и, как следствие, нагревают вещество. По мере расширения звезды плотность вещества в ней 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 56Ni уже распался, и энерговыделение идёт за счёт β-распада 56Co до 56Fe () с энергиями возбуждения вплоть до .
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: эрг, где = 1 , а = 10 км, — гравитационная постоянная. Характерное время свободного падения при этом:
где — плотность звезды, нормированная на 1012 г/см3.
Полученное значение на два порядка превосходит кинетическую энергию оболочки. Необходим переносчик, который должен с одной стороны унести высвободившуюся энергию, а с другой — не взаимодействовать с веществом. На роль такого переносчика подходят нейтрино.
За их образование отвечают несколько процессов. Первый и самый важный для дестабилизации звезды и начала сжатия — процесс нейтронизации:
Нейтрино от этих реакций уносят 10 %. Главную же роль в охлаждении играет УРКА-процесс (нейтринное охлаждение):
Вместо протонов и нейтронов могут выступать и атомные ядра с образованием нестабильного изотопа, который испытывает бета-распад:
Интенсивность этих процессов нарастает по мере сжатия, тем самым ускоряя его. Останавливает же это процесс рассеяние нейтрино на вырожденных электронах, в ходе которого нейтрино термализуются (приходят в тепловое равновесие со средой) и запираются внутри вещества. Достаточная концентрация вырожденных электронов достигается при плотностях г/см3.