Сверхновые звезды: классификация и механизмы вспышек

Сверхновая звезда или вспышка сверхновой — явление, в ходе которого звезда резко увеличивает свою яркость на 4—8 порядков (на 10—20 звёздных величин) с последующим сравнительно медленным затуханием вспышки[
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 (M☉), либо чёрная дыра при массе звезды свыше 40 M☉ (масса оставшегося после взрыва ядра — свыше 5 M☉). Вместе они образуют остаток сверхновой
Остаток сверхновой RCW 103 c нейтронной звездой 1E 161348-5055 в центре

https://ppt-online.org/321160

https://ppt-online.org/45977

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 M{B}=-19.5m, для Ib/c —M{B}=-18m.
Кривые блеска типа II достаточно разнообразны. Для некоторых кривые напоминали оные для I типа, только с более медленным и продолжительным падением блеска до начала линейной стадии. Другие, достигнув пика, держались на нём до 100 суток, а затем блеск резко падал и выходил на линейный «хвост». Абсолютная звёздная величина максимума варьируется в широком пределе от -20m до -13m. Среднее значение для IIp — M{B}=-18m, для II-L M{B}=-17m.

Природа сверхновых Ia отлична от природы остальных вспышек. Об этом ясно свидетельствует отсутствие вспышек Ib\c и II типов 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 1-2M⊙.
Отсутствие линий водорода в спектрах Ia\Iax говорит о том, что в атмосфере исходной звезды его крайне мало. Масса выброшенного вещества достаточно велика — 1M⊙, преимущественно содержит углерод, кислород и прочие тяжёлые элементы. А 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 Ib\c и II типов свидетельствует, что звездой-прародителем являются короткоживущие O-звёзды с массой 8-10M⊙.

Сверхновая типа Ia

сверхновые Ib/c и II чаще встречаются в спиральных рукавах.
Частота вспышек

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, распространяющаяся в сгустках межзвёздной среды и в плотных выбросах сверхновой.
Крабовидная туманность (изображение в рентгеновских лучах), хорошо видна внутренняя ударная волна, свободно распространяющийся ветер, а также полярное струйное течение (джет)

За фронтом внешней ударной волны газ нагрет до температур TS ≥ 107 К 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. Так как 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 свидетельствуют, 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

Модель вспышки сверхновой I типа

Модель вспышки сверхновой II типа

Структура и процессы нуклеосинтеза в предсверхновой и в следующее мгновение после вспышки для звезды 25M⊙, масштаб не соблюдён.
Взрывы сверхновых — основной источник пополнения межзвёздной среды элементами с атомными номерами больше (или, как говорят, тяжелее) He. Однако процессы, их породившие, для различных групп элементов и даже изотопов свои.
Практически все элементы тяжелее He и до Fe — результат классического термоядерного синтеза, протекающего, например, в недрах звёзд или при взрыве сверхновых в ходе p-процесса. Тут стоит оговориться, что крайне малая часть всё же была получена в ходе первичного нуклеосинтеза.
Все элементы тяжелее 209Bi — это результат r-процесса.
Происхождение же прочих является предметом дискуссии, в качестве возможных механизмов предлагаются s-, r-, ν-, и rp-процессы

http://www.myshared.ru/slide/217022/

Изменение блеска сверхновых I типа. (Из книги И.С. Шкловского "Сверхновые звезды и связанные с ними проблемы".

Схема возможных путей образования сверхновых звезд.
- масса звезды на главной последовательности, - масса углеродно-кислородного ядра,
- масса железного ядра.

Взрывы сверхновых звезд это движущая сила круговорота материи. Они извергают «галактические фонтаны» потоки газа, из которого формируются новые звезды.

как показывают компьютерные модели, вещество внутри взрывающейся звезды бурлит и перемешивается, разогревая ее до 50 млрд градусов по шкале Кельвина.

много споров вызывает механизм взрыва.
Чаще всего модели можно разделить по следующим группам:
Мгновенная детонация.
Отложенная детонация.
Пульсирующая отложенная детонация.
Турбулентное быстрое горение.
По крайней мере для каждой комбинации начальных условий перечисленные механизмы можно встретить в той или иной вариации. Но этим круг предложенных моделей не ограничивается. В качестве примера можно привести модели, когда детонируют сразу два белых карлика. Естественно, это возможно только в тех сценариях, когда оба компонента проэволюционировали.

Гигантская Крабовидная туманность в созвездии Тельца образовалась в результате взрыва сверхновой. Ее вспышка наблюдалась в 1054 году даже днем. Это газовое облако, расширяющееся со скоростью 1500 километров в секунду, светится в двух диапазонах: оптическом (фото слева) и инфракрасном (в середине). В его центре находится нейтронная звезда - сжатое ядро первоначального светила. Оно испускает энергонасыщенное рентгеновское излучение (справа).

В спиральных рукавах галактики Южное Цевочное Колесо (М83) мириады новорожденных звезд «вылупляются» из пылевых коконов, вызывая красное свечение окружающих облаков водорода. При взрывах сверхновых в пространстве вокруг них распространяется ударная волна, которая уплотняет межзвездный газ и ускоряет формирование новых звезд.

Каждые две секунды во Вселенной взрывается сверхновая. Но некоторые чрезвычайно массивные звезды не могут взорваться как сверхновая: взрываясь, они заканчивают свою жизнь с образованием черной дыры. На рисунке показаны последние этапы жизни такой сверхмассивной звезды. Пример – звезда N6946-BH1, которая была в 25 раз массивнее нашего Солнца. В 2009 г. она начала слабо светиться, но уже в 2015 г. ее не удалось обнаружить. В итоге исследователи пришли к выводу, что она должна стать черной дырой. Такая судьба ожидает во Вселенной многие слишком массивные звезды. © NASA/ESA/P. Jeffries (STScI)

Остатки сверхновых испускают излучение в миллиард раз более сильное, чем видимый свет. Изучение их изображений в различных диапазонах приближает астрономов к пониманию источника космических лучей. В композитном изображении (вверху) остатка сверхновой Кассиопеи A объединены данные по всему электромагнитному спектру: гамма-лучи (пурпурный цвет), рентгеновское излучение (синий и зеленый), видимый свет (желтый), инфракрасное излучение (красный) и радиоизлучение (оранжевый). Карты радиоактивного излучения элементов, составляющих раздробленные остатки звезды, как сверхновая, дают нам новые свидетельства того, почему взорвались Кассиопея А и другие массивные звезды. Радиоактивный материал, такой как титан-44, светится в рентгеновских лучах постоянно, тогда как железо и другие элементы светятся только после нагрева ударными волнами, порождаемыми взрывом. © NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration, CXC/SAO/JPL-Caltech/Steward/O. Krause et al., and NRAO/AUI и NASA/JPL-Caltech/CXC/SAO

Hubble Chronicles Brightening of Ring around Supernova 1987A (1994-2016)

V838 Единорога