Физическая энциклопедия - сверхновые звёзды

звёзды, вспышки (взрывы) к-рых сопровождаются полным энерговыделением =1051 эрг. При всех др. звёздных вспышках выделяется значительно меньше энергии, напр. при вспышках т. н. новых звёзд до 1046 эрг. С. з. в осн. делятся на два типа (I и II). Из наблюдений более 400 внегалактич. С. з. и исследования ок. 100 галактич. туманностей остатков вспышек (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 М0,05-0,5 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 10100 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 R1,4Мсолн), 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 r и темп-ры до значений в центре: r?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 .