Новые и сверхновые звезды

Физика процессов в новых и сверхновых звёздах

Новые звёзды (novae) — это взрывные явления в тесных двойных системах, где один из компонентов — белый карлик. Материя, перетекающая с компаньона на белый карлик по аккреционному диску или напрямую, накапливается на поверхности белого карлика. Если скорость аккреции достаточна, а масса белого карлика не превышает предел Чандрасекара (~1,4 M☉), то происходит термоядерный взрыв водорода, накопившегося на поверхности.

Основные физические стадии:

Аккреция вещества из оболочки звезды-компаньона;
Нарастание температуры и давления в слое аккрецированной материи;
Дегерация электронного газа, препятствующая расширению и охлаждению слоя;
Термоядерный взрыв — начинается неконтролируемое горение водорода через цикл CNO;
Выброс оболочки — звезда увеличивает блеск на 8–15 звёздных величин.

Новая не уничтожает белый карлик. Процесс может повторяться многократно, если система сохраняет устойчивую аккрецию. Примеры: RS Ophiuchi, T Pyxidis.

Сверхновые звёзды: общие характеристики

Сверхновые звезды (supernovae) — это катастрофические взрывы, при которых происходят колоссальные выбросы энергии (~10¹⁴–10¹⁵ L☉) и вещества (~0,1–10 M☉). Их отличительной чертой является либо разрушение звезды, либо коренное изменение её структуры (например, образование нейтронной звезды или чёрной дыры).

Классификация основана на спектрах и кривых блеска:

Тип Ia — термоядерные взрывы белых карликов в двойных системах;
Типы Ib и Ic — коллапс массивной звезды без водородной (Ib) и без водородной и гелиевой (Ic) оболочек;
Тип II — коллапс массивных звёзд с водородной оболочкой.

Сверхновые типа Ia

Возникают в тесных двойных системах, когда белый карлик накапливает массу до предела Чандрасекара. В отличие от новых, здесь взрыв охватывает всю звезду. Термически неустойчивая термоядерная реакция в углеродно-кислородном ядре переходит в детонацию или дефлаграцию. Результат — полное разрушение белого карлика.

Особенности:

Отсутствие водорода в спектре;
Пик яркости около -19,3 зв. вел. — используется как стандартная свеча в космологии;
Механизм взрыва — термоядерный синтез тяжёлых элементов до железа (Fe, Ni);
Остатка в виде компактного объекта не остаётся.

Коллапсирующие сверхновые (тип II, Ib, Ic)

Происходят в одиночных или кратных системах, где звезда имеет начальную массу M ≳ 8 M☉. В процессе звёздной эволюции формируется ядро, состоящее вначале из гелия, затем углерода, кислорода и, в конечном итоге, железа. Железное ядро не может выделять энергию при термоядерном синтезе и становится гравитационно нестабильным.

Механизм коллапса:

Гравитационный коллапс железного ядра;
Рождение нейтронной звезды — происходит обратный удар от “отскока” жесткой сердцевины;
Выброс внешних оболочек — энергия передаётся ударной волне, инициируя сверхновую вспышку.

Если масса ядра превышает критическую (≈2–3 M☉), нейтронная звезда коллапсирует в чёрную дыру.

Энергетика и нуклеосинтез

Сверхновые являются основными поставщиками тяжёлых элементов во Вселенной. При взрывах происходят:

α-процессы — образование элементов до железа;
r-процесс (быстрое нейтронное захватывание) — образование сверхтяжёлых ядер: Au, U, Pt;
p-процесс — редкий путь образования некоторых стабильных изотопов;
Выделение нейтрино — до 99% энергии уходит в виде нейтрино, особенно при коллапсе ядра.

Масса выбрасываемых элементов:

кислород: ~1 M☉,
углерод, магний: ~0.1–0.5 M☉,
железо (в основном из ⁵⁶Ni → ⁵⁶Co → ⁵⁶Fe): ~0.1–0.7 M☉.

Светимость и кривая блеска

Тип Ia:

Быстрое нарастание блеска (≈20 дней),
Медленное спадание (половина через 50 дней),
Доминирует радиоактивный распад ⁵⁶Ni и ⁵⁶Co.

Тип II:

Характерное плато в кривой блеска (II-P) из-за рекомбинации водорода,
Яркость — до -17 зв. вел.

Тип Ib/c:

Нет плато, быстрое спадание блеска, слабее типа II.

Остатки сверхновых

После вспышки сверхновой остаются расширяющиеся оболочки — остатки сверхновых (SNR, Supernova Remnants):

Области горячего газа и магнитных полей;
Интенсивное рентгеновское, радиосинхротронное и гамма-излучение;
Примеры: Крабовидная туманность (SN 1054), Кассиопея A, остаток SN 1987A.

Во многих случаях в центре наблюдается нейтронная звезда — радиопульсар или магнитар.

Сверхновая SN 1987A

Наиболее изученная сверхновая современности, произошедшая в Большом Магеллановом Облаке. Особенности:

Прямое наблюдение нейтрино (обсерватория Kamiokande);
Подтверждение теории коллапса ядра;
Открытие кольцевых структур;
Спектроскопия, выявившая линии тяжёлых элементов;
Возможный остаток — нейтронная звезда.

Астрофизическое значение сверхновых

Регуляторы химической эволюции галактик — распределение металлов;
Формирование нейтронных звёзд и чёрных дыр;
Драйверы звездообразования — ударные волны инициируют сжатие межзвёздных облаков;
Космологические маркеры — сверхновые типа Ia позволяют измерять ускорение расширения Вселенной;
Источники космических лучей — через ударные волны в остатках сверхновых;
Физические лаборатории — экстремальные условия плотности, температуры, магнитных полей.

Гиперновые и гамма-всплески

Гиперновые — сверхэнергетические взрывы звёзд с E ≳ 10⁵² эрг. Связаны с образованием чёрных дыр. Сопровождаются гамма-всплесками (GRB). Часто возникают в результате коллапса звёзд массой >30 M☉. Примеры: GRB 980425 (SN 1998bw), GRB 130427A.

Особенности:

Мощные джеты, направленные вдоль оси вращения;
Высокая анизотропия излучения;
Компактные остатки — чёрные дыры;
Продолжительность всплесков — от миллисекунд до нескольких минут.

Перспективы исследований

Сверхновые и новые остаются важнейшими объектами астрофизики. Современные телескопы (например, JWST, LSST), нейтринные и гравитационно-волновые детекторы позволяют исследовать:

Детали механизма коллапса;
Образование компактных объектов;
Роль сверхновых в ионизации ранней Вселенной;
Влияние на крупномасштабную структуру Галактики.

Совместные наблюдения в оптическом, рентгеновском, радиодиапазонах и в нейтрино позволяют реконструировать полную картину этих мощнейших космических катаклизмов.