Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
Наряду со вспышками внегалактич, С. з. интенсивно изучаются в нашей н близких к нам галактиках остатки вспышек сверхновых, к-рые образуются при взаимодействии выброшенного во время вспышки вещества, имеющего скорости вплоть до 20 тыс. км/с, с окружающей средой. По свойствам остатков С. з. определяют важную характеристику С. а.— кинетич. энергию выброшенного вещества. Она составляет IO60—IO61 эрг. В ряде случаев удалось обнаружить звёздные остатки вспышек — нейтронные звёзды. Наиб, ярким примером является Крабовидная туманность, содержащая нейтронную звезду тнпа пульсар. Нейтронные звёзды, по-видимому, возникают прн вспышках С. з. II типа, поскольку в галактич. остатнах вспышек С. з. I типа звёздные остатки не обнаружены.
433
СВЕРХНОВЫЕ
СВЕРХНОВЫЕ
С. з. II типа (SN19874), вспыхнувшая в 1987 в БМО, имеет необычайно низкую светимость: в максимуме блеска абс. величина в полосе В всего ж —14,5т. В то же время на квазиэкспоненц. участке она не отличается от других С.з. II типа и её блеск уменьшается с темпом ок. 0,0078т в сутки. Энергия эл.-магн. излучения (от дальней ИК- до дальней УФ-области спектра), испущенная за всё время, «8-Ю48 эрг. Близость БМО, находящегося иа расстоянии примерно 52 кпк, позволила выполнить уникальные наблюдения. Впервые стали известны свойства звезды накануне вспышки С. з. Установлено, что взорвалась звезда-сверхгигант спектрального класса ВЗІа с массой 15— 25 Mq и радиусом примерно 50 Rq, Именно размеры звезды, малые по сравнению с размерами звёзд, вспыхивающих как С. з. IIP типа, объясняют необычные свойства кривой блеска SN19874 (рис. 3). Впервые нейтринные телескопы зарегистрировали сигнал от вспышки С. з. Нейтринная вспышка была зафиксирована примерно за 3 ч до первого наблюдения оптич. вспышки и обладает след, характеристиками: ср. энергия детектируемых электронных антинейтрино 20—30 МэВ; предположит, длительность нейтринного сигнала ок. 10 с; полная энергия, унесённая нейтрино из звезды, «3-Ю58 эрг. Нейтринная вспышка является непосредств. свидетельством гравитац. коллапса центр, ядра взорвавшейся звезды. Впервые на стадии квазиэкспоненц. падения блеска зарегистрирована гамма-лииия 847 кэВ, к-рая возникает при распаде радиоакт. изотопа кобальта (86Co) в железо. Характерное время квазиэкспоненц. спадания блеска 111,3 сут, что практически совпадает со временем распада 6*Со. Все эти факты свидетельствуют о том, что в максимуме блеска и после него оси. ксточииком энергии эл.-магн. излучения является распад 56Co.
Конечные стадии эволюция звёзд ж вспышки сверхновых звёзд. Вспышка С. з. является результатом динамич. эволюции ядра звезды, к-рая начинается с момента нарушения гидростатич. равновесия в звезде, уже далеко продвинувшейся в своей эволюции. Динамич. эволюцня ядра завершается либо полным разлётом вещества звезды, либо гравитационным коллапсом ядра. Характер эволюции в осн. определяется массой звезды.
Поздние стадии эволюции звезды, начинаются с термоядерного горения гелия в её центр, области, что на Герцшпрунга — Ресселла диаграмме соответствует переходу звезды с гл. последовательности в область красных или голубых гигантов. В процессе эволюции центр, область звезды становится всё плотнее и горячее, а её оболочка, наоборот, расширяется и охлаждается. При этом возрастают и становятся определяющими потери энергии за счёт нейтринного излучения (нейтрино образуются гл. обр. при аннигиляции электрон-позитрон-ных пар). После завершения гелиевого горения в центре звезды образуется углеродно-кислородное ядро (С-О-ядро), причём его масса тем больше, чем больше масса звезды на гл. последовательности. В С-О-ядре с достаточно малой массой давление полностью определяется вырожденным газом электронов. Вырожденное С-О-ядро может иметь массу вплоть до Чандрасекара предела, т. е. до верх, предела массы вырожденной звезды, ещё находящейся в гидростатич. равновесии. Для С-О-ядра предел Чандрасекара равен 1,44 Mq, и ядро с массой, превышающей это значение, является невырожденным. Дальнейшая эволюция звезды происходит по-разному для вырожденного и невырожденного С-О-ядра.
Сначала в вырожденном С-О-ядре термоядерные реакции с участием углерода практически не протекают, поскольку существует интенсивное охлаждение ядра нейтринным излучением (нейтрино уносят энергию из ядра). Выделение энергия в звезде на этой стадии эволюции происходит в осн. за счёт слоевых источников энергии (фронтов термоядерного синтеза He, С и О),
самый внутренний из к-рых (синтез С и О из He) рас* положен на границе вырожденного ядра. Масса С-О-ядра постепенно увеличивается благодаря поступлении» в него продуктов горения из слоевого источника. По мере увеличения массы в С-О-ядре возрастают плотность и темп-ра. Приближение массы С-О-ядра к пределу Чандрасекара сопровождается резким увеличением плотности в центре ядра, что приводит к сильному релятивистскому вырождению электронного газа. Такой рост вырожденного ядра характерен для эволюции звезды с массой 4—8 Mq на гл. последовательности. В ионце концов в ядре создаются условия для «зажигания» углерода. Поскольку повышение темп-ры в сильно вырожденном веществе практически ие приводит к увеличению давления, то горение углерода развивается при пост, плотности и приобретает взрывной характер: нарушается гидростатически равновесный режим горения, происходит термоядерный взрыв С-О-ядра звезды. В процессе углеродного горения темп-ра сильно повышается и вслед за основной ядериой реак-. цией синтеза магиия осуществляется цепочка ядерных, реакций, ведущих и образованию элементов вплоть дц элементов «железного пика» (железо, никель и др.) на кривой распространённости элементов, в т. ч. радиоактивного изотопа никеля (см. Нуклеосинтез). Последний играет важную роль в формировании кривых блеска С. з. Термоядерный взрыв вырожденного С-О-яд-ра приводит к частичному или полному сгоранию углерода. При этом происходит полный разлёт С-О-ядра с кинетич. энергией разлетающегося вещества 10м— IO61 эрг. Таиов, по-видимому, механизм вспышки С. з.. I типа.
