Сверхновая звезда¶

Сверхновая звезда (сверхновая) — это звёздный взрыв колоссальной мощности, в ходе которого звезда резко увеличивает свою светимость в десятки и сотни миллионов раз, а затем постепенно угасает в течение нескольких месяцев или лет. В результате взрыва образуется ударная волна, разбрасывающая вещество звезды в окружающее пространство со скоростью до 10 % от скорости света, а также формируется компактный остаток — нейтронная звезда или чёрная дыра. Сверхновые являются одними из самых энергичных событий во Вселенной, уступая по выделяемой энергии лишь гамма-всплескам и слияниям чёрных дыр.

¶История наблюдений

Термин «сверхновая» был введён в обиход в 1930-х годах астрономами Вальтером Бааде и Фрицем Цвикки для различения новых классов взрывных переменных звёзд. До этого все вспыхивающие звёзды называли «новыми». Сверхновые отличаются от новых гораздо большей амплитудой вспышки и принципиально иным механизмом взрыва: если новые — это термоядерные вспышки на поверхности белых карликов в тесных двойных системах, то сверхновые представляют собой полное разрушение звезды или её ядра.

Исторические хроники зафиксировали несколько ярких сверхновых, наблюдавшихся невооружённым глазом. Наиболее известная — сверхновая SN 1054, вспыхнувшая в созвездии Тельца и породившая Крабовидную туманность. Её наблюдения были подробно задокументированы китайскими и арабскими астрономами. В 1572 году Тихо Браге наблюдал сверхновую в созвездии Кассиопеи (SN 1572), а в 1604 году Иоганн Кеплер описал вспышку SN 1604 в созвездии Змееносца. Эти события сыграли важную роль в опровержении представлений о неизменности небесной сферы.

В XX веке развитие телескопов позволило открывать сверхновые в других галактиках. В 1987 году вспыхнула SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке — ближайшая сверхновая за последние несколько столетий, наблюдавшаяся современными средствами, включая нейтринные детекторы.

¶Классификация

Сверхновые классифицируются по наличию линий водорода в их спектрах и по механизму взрыва.

¶Тип I

Сверхновые типа I не содержат линий водорода в спектре. Они подразделяются на подтипы:

Тип Ia — взрыв белого карлика в тесной двойной системе, когда карлик перетягивает вещество со звезды-компаньона и достигает предела Чандрасекара (около 1,4 массы Солнца). В результате термоядерного горения углерода и кислорода звезда полностью разрушается, не оставляя компактного остатка. Сверхновые типа Ia обладают почти одинаковой пиковой светимостью, что делает их стандартными свечами для измерения космических расстояний.
Тип Ib и Ic — коллапс ядра массивной звезды, которая потеряла свою водородную (Ib) или водородную и гелиевую (Ic) оболочки, например, из-за сильного звёздного ветра или взаимодействия с компаньоном.

¶Тип II

Сверхновые типа II содержат линии водорода в спектре. Они возникают при коллапсе ядра массивной звезды (более 8 масс Солнца). Подтипы II-P (плато в кривой блеска), II-L (линейный спад) и IIn (узкие линии излучения) различаются по форме кривой блеска и особенностям взаимодействия выброшенного вещества с окружающей средой.

¶Механизмы взрыва

¶Термоядерный взрыв (тип Ia)

Белый карлик в двойной системе постепенно аккрецирует вещество со звезды-компаньона. При достижении массы предела Чандрасекара давление в центре карлика становится достаточным для воспламенения углерода. Термоядерное горение быстро распространяется по всей звезде, приводя к её полному разрушению. Взрыв синтезирует значительное количество никеля-56, радиоактивный распад которого обеспечивает свечение сверхновой в течение нескольких месяцев.

¶Коллапс ядра (типы Ib, Ic, II)

Массивные звёзды в конце своей эволюции имеют слоистое строение: в центре — железное ядро, окружённое оболочками из кремния, кислорода, углерода, гелия и водорода. Железо является конечным продуктом термоядерных реакций, и его синтез не выделяет энергию. Когда масса железного ядра достигает предела Чандрасекара, оно начинает сжиматься под действием собственной гравитации. За доли секунды ядро коллапсирует до состояния нейтронной звезды, а затем процесс останавливается из-за давления вырожденного нейтронного газа. Упругое «отскок» ядра порождает ударную волну, которая разрывает внешние слои звезды.

Часть энергии взрыва уносится нейтрино — лёгкими частицами, которые рождаются в огромных количествах в процессе коллапса. Для сверхновой SN 1987A было зарегистрировано около двух десятков нейтринных событий на Земле, что подтвердило теоретические модели.

¶Остатки сверхновых

После взрыва в межзвёздное пространство разлетается оболочка из выброшенного вещества, которая взаимодействует с окружающей средой, порождая ударные волны и синхротронное излучение. Такие образования называются остатками сверхновых. Самый известный пример — Крабовидная туманность, внутри которой находится пульсар — быстро вращающаяся нейтронная звезда.

Остатки сверхновых являются источниками космических лучей — потоков заряженных частиц высоких энергий, достигающих Земли. Ударные волны, распространяющиеся от взрыва, ускоряют частицы до релятивистских скоростей.

¶Роль в эволюции Вселенной

Сверхновые играют ключевую роль в химической эволюции галактик. В ходе взрыва синтезируются и рассеиваются в пространстве тяжёлые элементы — от кислорода и кремния до железа, никеля и более тяжёлых элементов, образующихся в процессах захвата нейтронов. Именно из вещества, выброшенного сверхновыми, формируются последующие поколения звёзд, планетные системы и, в конечном счёте, биологическая жизнь. Практически весь кислород в атмосфере Земли и железо в её ядре были произведены сверхновыми в далёком прошлом.

Кроме того, сверхновые типа Ia используются астрономами как стандартные свечи. Наблюдения за ними в далёких галактиках привели в 1998 году к открытию ускоренного расширения Вселенной, что стало основанием для введения понятия тёмной энергии. За это открытие Сол Перлмуттер, Брайан Шмидт и Адам Рисс получили Нобелевскую премию по физике в 2011 году.

¶Частота и вероятность

В Млечном Пути сверхновые вспыхивают в среднем два-три раза за столетие, однако большинство из них скрыто от наблюдения плотными облаками межзвёздной пыли. Последняя сверхновая, наблюдавшаяся в нашей галактике невооружённым глазом, — SN 1604. Кандидатами на будущие взрывы считаются звезда Бетельгейзе в созвездии Ориона и система Эта Киля.

Для возникновения сверхновой необходима звезда массой не менее 8 масс Солнца (для коллапса ядра) или белый карлик в двойной системе (для типа Ia). Солнце, будучи одиночной звездой малой массы, не способно взорваться как сверхновая — в конце своей эволюции оно станет планетарной туманностью, оставив после себя белого карлика.