shpory_po_astronomii
.pdf48. Происхождение и эволюция звёзд. Гравитационное сжатие и фрагментация газового облака. Глобулы. Гравитационный коллапс. Звёзды-коконы.
Эруптивные переменные звёзды. Стадия главной последовательности. Фаза красного гиганта.
Звёздообразование: гравитационное сжатие, фрагментация газового облака, гравитационный коллапс
Звёзды рождаются в газопылевых туманностях в результате сложных физических процессов и в течение своей «жизни» проходят несколько стадий эволюции: звёздообразование, фазу нормальной звезды, стадию красного гиганта, превращение в «мёртвую» звезду (белый карлик, нейтронную звезду, чёрную дыру) или взрыв сверхновой.
Звёздообразование – это процесс превращения облаков разреженного газа в плотные самосветящиеся газовые шары – звёзды. Звёздообразование заключается в постепенном сжатии под действием собственной гравитационной силы определённого объёма межзвёздного газа до значений температуры и плотности, достаточных для возникновения термоядерных реакций в центре образовавшегося сгустка и прекращения дальнейшего сжатия.
Процесс звёздообразования можно разделить на несколько стадий: гравитационное сжатие,
фрагментация газового облака и гравитационный коллапс.
Первоначально однородное достаточно протяжённое облако межзвёздного газа распадается на фрагменты вследствие гравитационной неустойчивости. Английский астроном Джеймс Джинс показал, что бесконечная однородная среда неустойчива, и сжатие, начавшееся в достаточно больших масштабах, будет продолжаться за счёт гравитации.
Минимальный критический размер области, начиная с которого возможно самопроизвольное гравитационное сжатие, называется длиной волны Джинса. Облако под действием собственной гравитации начнёт сжиматься при условии, что его полная энергия отрицательна. Полная энергия состоит из отрицательной энергии взаимодействия всех частиц, образующих облако, и
положительной тепловой энергии этих частиц. Поэтому из критерия Джинса:
Еполн = Еграв + Етепл < 0
можно получить выражения для длины волны Джинса (в пк) и соответствующего критического значения массы вещества (в ):
λJ = 10(T/n)½ и J = 40(T3/n)½, где Т ~ 10 – 30 К, n ~ 102 см–3.
Таким образом, оказывается, что сжиматься (коллапсировать) могут лишь области с массами,
превышающими 1000 . Однако стационарных звёзд с такими массами нет, поскольку как только начинается гравитационное сжатие, то давление и концентрация частиц увеличиваются, а
температура почти не изменяется. Разреженная и пока прозрачная среда высвечивает гравитационную энергию в виде ИК-излучения. Изотермическое сжатие приводит к уменьшению
длины волны Джинса, т.е. к возникновению гравитационной неустойчивости в более мелких масштабах в самом сжимающемся облаке – происходит фрагментация газопылевого облака.
Итак, становится ясным, почему звёзды возникают преимущественно группами, в виде звёздных скоплений. Число звёзд в скоплениях обычно составляет порядка 1000, что соответствует полученной оценке, и если полагать, что в конечном счёте образуются звёзды с массами, близкими к солнечной. Кроме того, становится понятным, почему массы звёзд заключены в сравнительно узких пределах.
Типичным примером газопылевой туманности, в которой в будущем возможно звёздообразование,
является Конская Голова — тёмная туманность в созвездии Ориона. Туманность приблизительно 3,5
световых года в диаметре и является частью Облака Ориона, огромного газопылевого комплекса звездообразования, который окружает расположенную на расстоянии около 1500 св. лет Туманность Ориона.
Конская Голова – одна из наиболее известных туманностей, видна как тёмное пятно в форме конской головы на фоне красного свечения, которое объясняется ионизацией водородного газа, находящегося за туманностью, под действием излучения от ближайшей яркой звезды ζ Ориона. Тёмный фон туманности возникает в основном за счет поглощения света плотным слоем пыли.
Глобулами называют небольшие изолированные плотные тёмные газопылевые туманности, в
которых возможен или уже начался процесс гравитационного сжатия. От других тёмных туманностей глобулу отличают резко очерченные границы и более высокая плотность составляющего её вещества, из-за чего глобула практически непрозрачна. Масса глобул находится в диапазоне 1–100 солнечных масс, при этом концентрация вещества оценивается в 104–106 см–3,
размеры глобул порядка 1 пк.
В сферически-симметричном однородном газовом облаке должен происходить т. н. гомологический гравитационный коллапс, когда все слои облака сжимаются к его центру одновременно. Однако за счёт градиента давления внешние слои будут отставать от внутренних, которые по истечении определённого времени образуют плотное внутреннее ядро с массой около 0.01 . Внешние слои,
образующие протяжённую оболочку, будут продолжать падать на ядро, увеличивая его массу. Эту стадию называют также стадией аккреции вещества ядром. С ростом массы быстро растёт светимость ядра.
Ядро, находящееся в гидростатическом равновесии, медленно сжимается и разогревается до тех пор,
пока не начнутся термоядерные реакции. Выделяющаяся в термоядерных реакциях энергия нагревает вещество ядра, давление увеличивается, и сжатие ядра прекращается. Образовавшаяся звезда начинает спокойную эволюцию на стадии Главной последовательности.
При сжатии ядра протозвезды увеличивается его скорость вращения, в конце концов наступит момент, когда сжатие на экваторе остановится. Но при наличии магнитного поля, выходящего из ядра в оболочку, угловой момент ядра посредством магнитного поля может передаваться оболочке,
благодаря чему сжатие ядра не прекращается. При этом оболочка из-за вращения принимает форму
диска. При достаточно быстром вращении газового облака ядро не образуется, а всё вещество собирается в диске. Диск может распасться на две или большее число частей, из которых впоследствии образуются двойные или кратные звёзды.
Звёзды-коконы
При достаточно большой начальной массе фрагмента превращение в звезду может произойти и до окончания стадии аккреции. В этом случае ядро наберёт достаточную для начала термоядерных реакций массу, хотя ещё значительная часть вещества находится в оболочке. Возросшее излучение звезды (давление света) остановит дальнейшую аккрецию, и вокруг звезды останется плотная оболочка – кокон. Звёзды-коконы перерабатывают горячее излучение находящейся внутри них протозвезды в мощное ИК-излучение.
Примером звезды-кокона служит объект Беклина – Нейгебауэра (Becklin – Neugebauer Object) в
туманности Ориона. Он находится в центре компактного и очень плотного скопления протозвёзд. Из них он наиболее массивный: звезда внутри кокона имеет массу около восьми солнечных. Её светимость близка к 2 тыс. солнечных, а температура излучения кокона около 600 К. Объект Беклина
– Нейгебауэра открыт двумя астрономами, имена которых он носит, в 1966 г. как мощный ИК источник.
Сейчас известно уже более 250 объектов такого типа. Температура их пылевых коконов 300–600 К.
Некоторые из них своим излучением уже почти разрушили коконы: наблюдения показывают, что их вещество расширяется со скоростью 10–15 км/с.
Эруптивные переменные звёзды
Характеристики звёзд типа Т Тельца (Т Tauri stars, TTS), или эруптивных переменных звёзд,
являются отражением переходных нестационарных процессов, происходящих на стадии сжатия звезды к стадии Главной последовательности. TTS – это молодые переменные звёзды с массой
<2 и возрастом 1 – 10 млн. лет, на которые всё ещё продолжает падать вещество из образовавшегося вокруг звезды аккреционного диска. Если раньше об аккреционных дисках только догадывались, судя по косвенным признакам, таким, как избыток излучения в ИК-диапазоне, то сегодня их можно напрямую увидеть. Именно диски и продолжающаяся аккреция ответственна за наблюдаемые отличия TTS от звёзд Главной последовательности.
Звёзды типа Т Тельца выделены в отдельный класс астрофизических объектов по характерным эмиссионным спектрам, напоминающим спектр солнечной хромосферы. В спектрах таких звёзд присутствуют линии лития. Поскольку этот элемент выгорает при сравнительно низких температурах (1–2 млн. К), то можно полагать, что в звёздах типа Т Тельца термоядерные реакции ещё не начались, поскольку температура в их недрах недостаточно высока. Переменность такой звёзды проявляется в виде повторяющихся вспышек, которые могут быть объяснены различного рода выбросами вещества — эрупциями. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела звёзды типа Т Тельца располагаются справа над главной последовательностью, обычно в области поздних спектральных классов G – M.
Звёзды типа Т Тельца чаще всего встречаются группами, особенно в пределах больших газопылевых туманностей. Небольшие яркие туманности наблюдаются и непосредственно вокруг самих этих звёзд, что говорит о существовании у них обширных газовых оболочек. Движение вещества в этих оболочках, связанное с процессом гравитационного сжатия звезды, по-видимому, является причиной хаотической её переменности. Отсюда следует, что звёзды типа Т Тельца — самые молодые образования, которые уже можно считать звёздами.
Кроме переменных типа Т Тельца принято выделять вспыхивающие звёзды типа UV Кита и фуоры
(звёзды типа FU Ориона), которые находятся на заключительных стадиях гравитационного сжатия.
Стадия Главной последовательности
Звезда, излучающая за счёт выделения ядерной энергии, медленно эволюционирует по мере изменения её химического состава. Наибольшее время (более 90% своей жизни) звезда проводит на стадии, когда в её центральной области горит водород. Эта стадия называется Главной последовательностью на диаграмме Герцшпрунга – Рассела.
Время пребывания на Главной последовательности зависит от скорости термоядерных реакций, а
скорость реакций — от температуры. Чем больше масса звезды, тем выше должна быть температура в её недрах, чтобы газовое давление могло уравновесить вес вышележащих слоев. Поэтому ядерные реакции в более массивных звездах идут быстрее и время пребывания на Главной последовательности для них меньше, так как быстрее расходуется энергия.
В начале стадии Главной последовательности звёзда по своему химическому составу однородна. В
дальнейшем, на протяжении всей стадии Главной последовательности в результате выгорания водорода в центральных областях и образования гелия возникает неоднородность, особенно по мере приближения к центру звезды. Быстрее всего содержание гелия растёт в самом центре звезды. Когда водород в центре полностью выгорает, звезда уходит от Главной последовательности в область гигантов или при больших массах – сверхгигантов.
Представление о физических условиях в недрах звёзд можно получить, проведя некоторую аналогию с тем, что известно о Солнце. Если применить к веществу звезды уравнения, описывающие состояние идеального газа, то в итоге получим, что температура T0 в центре звезды прямо пропорциональна массе звезды и обратно пропорциональна ее радиусу R: T0 = K /R,
где K – некоторый коэффициент пропорциональности, который может быть определен из того предположения, что при R = R и = , T0 должна быть близка к температуре в центре Солнца
1,5 × 107 К. Далее, использовав приближённые соотношения Lbol ≈ R5,2 и Lbol ≈ 3,9, получим: T0
= 1,5 × 107R1/3.
Более точные расчёты показывают, что эта формула дает удовлетворительные результаты для всех звёзд Главной последовательности.
Поскольку, по мере продвижения вверх по Главной последовательности к более голубым звёздам, их радиусы и массы увеличиваются, то температура в центре звезд также возрастает (для класса B0 T0 ≈ 3 × 107 К, а для K0 – T0 ≈ 1 × 107 К).
От значения температуры сильно зависит характер ядерных реакций в недрах звезды, а также темп энерговыделения. Условия в недрах звезд классов G, K, M (у Солнца – в том числе) таковы, что выделение ядерной энергии у них происходит в основном в результате протон-протонной реакции
(см. раздел 3.10.1). Мощность энерговыделения при этом типе реации E ~ T4. Большая длительность стадии выгорания водорода связана с очень малой вероятностью основной реакции протон-
протонного цикла. Здесь надо отметить, что толщина наружной конвективной зоны зависит от эффективной температуры внешних слоев (фотосферы) звезды и от химического состава ее вещества. При Tэфф ≤ 8000 К наружная конвективная зона развита тем сильнее, чем меньше эффективная температура звезды, т.к. её «холодная» поверхность не в состоянии передать всю поступающую изнутри энергию, и для этого необходим механический процесс (конвекция). Звезда класса M, например, практически вся состоит из конвективной зоны. С другой стороны, расчёты показывают, что при Tэфф > 8000 К поверхностной конвективной зоны у звезды возникать не должно, поскольку выход энергии может быть обеспечен только за счёт её излучения.
В отличие от звёзд поздних спектральных классов, звёзды в верхней части Главной последовательности имеют массу больше солнечной. Следовательно, и температура в их недрах выше, а выделение термоядерной энергии происходит через углеродный цикл (см. раздел 3.10.2).
Такая реакция может быть доминирующей при температуре в центре T0 ≥ 1,6 × 107 K. Вследствие высокой температуры недр светимость таких звёзд также больше солнечной, а потому эволюционировать они должны быстрее.
Выделение энергии при углеродном цикле E ~ T20, т.е. оно происходит очень быстро, и излучение
(путем так называемого лучистого переноса) не в состоянии вынести всю выделенную энергию из недр звезды. Поэтому для выноса энергии подключается механический процесс (конвекция), и в недрах такой звезды возникает центральная конвективная зона. Например, звезда с массой 10
должна иметь внутреннюю конвективную зону радиусом около ¼ от радиуса всей звезды, в то время как плотность в центре такой звезды примерно в 40 раз больше солнечной.
Отличительной особенностью субкарликов является низкое содержание тяжелых элементов или металлов (в астрономии под этим термином часто понимают все химические элементы тяжелее гелия). Из этого следует, что субкарлики – преимущественно старые звезды, состоящие из вещества,
еще не побывавшего в недрах других звёзд. Возникли они, по-видимому, на ранних стадиях эволюции Галактики. Поскольку прозрачность вещества звезды тем больше, чем меньше таких тяжелых элементов, то субкарлики отличаются большей прозрачностью по сравнению с другими звездами, что не требует возникновения поверхностной конвективной зоны.
Фаза красного гиганта
Звезда находится на Главной последовательности до тех пор, пока происходит выгорание водорода в ее центральном ядре. Постепенное преобразование водорода в гелий в ядре звезды приводит к увеличению молекулярного веса его вещества, а значит – к уменьшению давления, а затем к сжатию
ядра, увеличению его температуры и, следовательно, светимости всей звезды. Общий радиус звезды при этом тоже увеличивается, а эффективная температура – падает.
Эволюционные треки звезд с различными массами (от 0,8 до 60 ) от Главной последовательности до красного гиганта на диаграмме спектр-светимость Далее, когда заканчивается водород в центральной части звезды, она испытывает гравитационное
сжатие в течение непродолжительного времени. Температура, давление в ядре звезды и её светимость возрастают. При данных условиях гелий еще не может вступить в термоядерный синтез,
однако этого достаточно, чтобы вступил в такую реакцию водород, находящийся в тонком слое,
окружающем гелиевое ядро звезды. После того, как это происходит, сильно увеличивается общий размер звезды, а эффективная температура падает. В результате у звезды возникает гигантская конвективная зона (по размеру примерно 90% от радиуса). Звезда вступает в стадию так называемого красного гиганта.
Наше Солнце тоже ожидает переход в стадию красного гиганта. Произойдет это, когда Солнцу будет, по разным оценкам, от 9 до 13 млрд. лет. Сейчас ему около 4,7 млрд. лет; водорода в центре
35% (в начале эволюции было ~73%).
Яркость Солнца возрастёт на 10% в течение ближайших 1,1 млрд. лет и ещё на 40% в течение следующих 3,5 млрд. лет. Согласно некоторым климатическим моделям, увеличение количества солнечного излучения, падающего на поверхность Земли, приведёт к катастрофическим последствиям, включая возможность полного испарения всех океанов. К этому моменту Солнце увеличится в диаметре на величину, равную примерно 99% нынешней дистанции до орбиты Земли (1
а. е.). Однако к тому времени орбита Земли может увеличиться до 1,7 а. е., поскольку ослабнет притяжение Солнца из-за уменьшения его массы. И хотя Земля (возможно) сможет избежать поглощения внешними оболочками Солнца, большая часть живых организмов (если не все) исчезнет в результате катастрофической близости к звезде.
Стадия красного гиганта, когда водород горит в слое, окружающем ядро, продлится у Солнца примерно 500 млн. лет. Затем последует быстрая (~50 млн. лет) стадия горения гелия и более тяжелых элементов в ядре и окружающем слое, сопровождающаяся сбросом оболочки, после чего Солнце превратится в медленно остывающий белый карлик.
Гелиевое ядро красного гиганта изотермично, поскольку лишено источников энергии. При > 2,5 оно оказывается достаточно горячим, чтобы газ оставался идеальным. Впоследствии этот факт будет способствовать более быстрому вступлению гелия в термоядерный синтез. Наоборот, при
< 2,5 температура меньше, и электронный газ оказывается вырожденным. А поскольку он способен противостоять гравитационному сжатию, то это в значительной мере замедлит последующее начало горения гелия.
По мере выгорания водорода в слое, масса ядра растет, а сама зона ядерных реакций смещается все в более внешние слои, но до определенного предела, пока остаются условия для термоядерного
синтеза. При = 1,3 гелиевое ядро составляет 1/4 от всей массы звезды с размером в 1/1000 от ее радиуса и плотностью в центре ρ ≈ 350 кг/см3.
После выгорания водорода гелиевое ядро сжимается и возникают условия для вступления гелия в тройной α-процесс (см. раздел 3.10.3). Для эффективности этого процесса необходимо, чтобы температура была T ≥ 108 К и плотность ρ > 1–10 кг/см3. Реакция сгорания гелия в итоге порождает выход энергии 7,3 МэВ. Поскольку энерговыделение при этом происходит очень бурно (E ~ T30), то иногда оно носит характер взрыва с резким расширением оболочек звезды и возможной потерей массы, после чего светимость резко падает, гелиевое ядро опять сжимается и т. д. Такое явление получило название гелиевая вспышка. Помимо указанной реакции образования углерода из гелия возможны и другие реакции, которые требуют все более и более высокой температуры (T > 1,5 × 108
К): 12C + 4He → 16O + γ, 16O + 4He → 20Ne + γ, 20Ne + 4He → 24Mg + γ.
После возгорания гелия в ядре звезды у неё исчезает наружная конвективная оболочка, зато возникает конвекция в самом ядре. В этот период на диаграмме Герцшпрунга – Рассела звезда перемещается опять в сторону Главной последовательности. Это продолжается до тех пор, пока запасы гелия в ядре не истощатся. Далее, у звезды опять возникает протяженная наружная конвективная зона. Гелий, также как и водород, начинает гореть в тонком слое, окружающем теперь уже углеродное (если < ), или углеродно-кислородное (если 10 < < 30 ), или даже углеродно-кислородно-магниевое (если > 40 ) ядро. Звезда в этот период возвращается в область гигантов и сверхгигантов.
После этого у наиболее массивных звёзд в результате гравитационного сжатия и достижения необходимых условий (T > 109 К) начинается термоядерное горение углерода в ядре (12C + 12C) с
образованием Ne, Na, Mg. Затем аналогично наступает очередь реакций с участием более тяжелых ядер: Ne, O, Si. Образуются ядра химических элементов вплоть до Fe, Co, Ni, Mn, Cr. Для этого требуется все более и более высокая температура и плотность в центре: T > 3 × 109 К и ρ ≈ 105–109
г/см3. В результате звезда приобретает весьма сложную структуру, а у самых массивных звёзд образуется железное ядро. Надо отметить, что в результате отщепления с помощью высокоэнергетичных γ-квантов α-частиц с последующим их поглощением ядрами химических элементов могут образовываться и более тяжелые, чем Fe и Ni, ядра.
49. Конечная стадия эволюции звёзд. Белые карлики. Сверхновые звёзды.
Сверхновые типа Ia и II. Нейтронные звёзды. Пульсары.
Возможные пути эволюции красного гиганта (сверхгиганта)
Ход дальнейшей эволюции звезды зависит, прежде всего, от её массы. В результате последующих эволюционных процессов красный гигант с начальной массой исходная может превратиться в один из типов «мёртвых» звёзд (т. е. в звезду, в недрах которой не осуществляются термоядерные реакции, и она светит вследствие иных физических процессов), либо исчезнуть (как звезда) в
результате взрыва сверхновой. Масса звезды в процессе такого превращения ( конечная) может существенно измениться.
Если к моменту окончания фазы красного гиганта масса звезды исходная заключена в пределах
0,8 < исходная < 8 , то, при условии, что конечная < 1,44 , красный гигант эволюционирует в белый карлик.
Если исходная масса красного гиганта лежит в пределах
8 < исходная < 10 , а конечная конечная > 1,44 , то произойдёт вспышка сверхновой типа Ia, в результате чего либо образуется нейтронная звезда, либо произойдёт полный разлёт остатков красного гиганта.
исходная > 10 , то произойдёт взрыв сверхновой типа II, в результате чего также образуется нейтронная звезда. Если при этом конечная > 2 , то далее нейтронная звезда сколлапсирует в чёрную дыру.
Белые карлики и планетарные туманности
Горение гелия в ядре и в околоядерном слое сопровождается различными процессами,
обуславливающими нестабильность состояния звезды (например, гелиевые вспышки). Это может приводить к постепенному истечению вещества (особенно тяжёлых элементов) под действием давления излучения (в основном это происходит в виде звездного ветра, имеющего скорость 10–30
км/с) или даже к внезапному сбросу внешних оболочек. Иногда звезда в течение жизни может терять до 70–80% массы вещества.
В звёздах с 0,8 < < 8 ядерное горение заканчивается после образования углеродного 12C
с примесью кислорода 16О звёздного ядра массой около 1 .
После потери всей оболочки, окружающей это ядро, оно превращается в «мёртвую» звезду – белый карлик – горячий компактный объект с массой порядка солнечной, но с радиусом, в десятки или даже сотни раз меньшим радиуса Солнца. При этом, чем больше масса белого карлика, тем меньше его размер и больше плотность. Сделанные расчёты приводят к таким предельным величинам: R ≥
1027 км, ρ ≤ 2,3 × 1010 г/см3. При таких плотностях электронные оболочки атомов разрушаются, и
вещество представляет собой электронно-ядерную плазму, причём её электронная составляющая представляет собой вырожденный электронный газ.
Вследствие малых размеров, несмотря на высокую эффективную температуру (вплоть до 70000 К),
белые карлики имеют низкую светимость. Поскольку белые карлики лишены внутренних источников энергии, они, медленно остывая, постепенно излучают запасенную тепловую энергию.
Светимость и температура их медленно снижается: известны, например, белые карлики с Tэфф ≈
5000 К. Рассчитано, что светимость L ≈ 0,001L соответствует возрасту примерно 109 лет.
Примечателен вид спектров белых карликов. Спектральные линии (в основном – гелия) их сильно уширены из-за большого давления и имеют заметное гравитационное красное смещение.
Предельная масса белого карлика определяется пределом Чандрасекара:
Ch = 1,44 .
При М > MCh белый карлик вообще не может существовать как устойчивый объект, т.к. сила давления вырожденного газа оказывается неспособной противостоять гравитации, и звезда должна быстро сжиматься. Такой коллапс в некоторых случаях может приводить к возникновению нейтронной звезды.
Если сброс оболочки красного гиганта происходит очень быстро, то в результате образуется так называемая планетарная туманность. Она выглядит как кольцеобразная, быстро расширяющаяся газовая оболочка, окружающая яркую и горячую звезду в центре. Центральная звезда – не что иное,
как белый карлик – раскаленное ядро бывшего красного гиганта.
Сверхновые звёзды. Сверхновые типа Ia и II
Сверхновыми называют звёзды, внезапно увеличивающие свою светимость в десятки миллионов раз и в максимуме достигающие абсолютной звёздной величины от –14m до –21m, что иногда превышает светимость всей материнской галактики. Обычно вспышка (излучение фотонов)
сверхновой длится несколько сотен дней, так, что полная энергия, излучаемая сверхновой сравнима с излучением Солнца за всю его жизнь. С учётом энергии, уносимой нейтрино, энергия взрыва ещё на
4 порядка выше.
Исторически сверхновые (supernova, SN) были разделены на два типа в зависимости от их спектра. В
спектре сверхновых типа I нет линий водорода, а типа II – есть. Со временем эти две группы разделили на подклассы. К типу I относят богатые кремнием SN типа Ia, богатые гелием SN типа Ib,
а также те, в спектрах которых нет ни гелия, ни кремния (тип Ic). Сверхновые типа II разделяют на
II-P, в кривых блеска которых наблюдается протяжённые (~ 100 сут) «плато», на II-L, кривые блеска которых линейно убывают со временем, и на II-n, в спектрах которых наблюдаются узкие линии.
Сверхновая звезда типа Іа (SN Ia) – это т. н. термоядерная сверхновая, в основе механизма взрыва которой лежит процесс термоядерного синтеза в углеродно-кислородном ядре звезды.
Предшественниками SN Ia являются белые карлики с массой, близкой к пределу Чандрасекара.
Принято считать, что такие звезды могут образовываться при перетекании вещества от второй компоненты двойной звёздной системы, либо это конечный продукт эволюции молодых массивных звёзд типа Вольфа – Райе.
Механизм вспышки SN Ia заключается в следующем. При увеличении массы белого карлика постепенно увеличивается его плотность и температура. Наконец, при достижении температуры порядка 108 K, возникают условия для термоядерного «поджигания» углеродно-кислородной смеси.
От центра к внешним слоям начинает распространяться фронт горения, оставляя за собой продукты горения — ядра группы железа. Распространение фронта горения происходит в медленном режиме и является неустойчивым к различным видам возмущений. Начинаются интенсивные крупномасштабные конвективные процессы, приводящие к ещё большему усилению термоядерных реакций и выделению энергии, необходимой для сброса оболочки сверхновой.
Характерная черта сверхновых типа Ia — сходство кривых блеска и одинаковая светимость в их максимуме. После открытия этого факта стало возможным использование сверхновых в качестве стандартных свеч. Поскольку причиной взрыва сверхновой типа Ia, как правило, является процесс перетекания вещества с красного гиганта на белый карлик, а предельная масса равна пределу Чандрасекара, то при взрывах сверхновых такого типа происходит выделение примерно одной и той же световой энергии. Наблюдая за кривой блеска, можно определить, какую же звёздную величину сверхновая имела в максимуме, а значит — и определить расстояние. В среднем в одной галактике сверхновые типа Ia вспыхивают 1 раз в 500 лет.
Наиболее известными сверхновыми типа Ia в нашей Галактике являются SN 1572 и SN 1604. SN 1572
или сверхновая Тихо Браге вспыхнула в созвездии Кассиопеи в ноябре 1572 года. В 1952 году на месте вспышки был найден источник радиоизлучения. В 1960 году остаток сверхновой был найден в оптическом диапазоне. SN 1604 или сверхновая Кеплера вспыхнула в 1604 году в созвездии Змееносца, приблизительно в 6000 парсеках от Солнечной системы. Максимальная видимая звёздная величина достигла −2,5.
Сверхновые типа II. В процессе термоядерного синтеза и образования тяжёлых элементов звезда сжимается, а температура в её центре растёт. Если масса звезды достаточно велика, то процесс термоядерного синтеза доходит до завершения с образованием ядер железа и никеля, а сжатие продолжается. При этом термоядерные реакции будут продолжаться только в некотором слое звезды вокруг центрального ядра — там, где ещё осталось невыгоревшее термоядерное топливо.
Центральное ядро сжимается все сильнее, и в некоторый момент из-за давления в нём протоны начинают поглощать электроны, превращаясь в нейтроны. Это вызывает быструю потерю энергии,
уносимой образующимися нейтрино, так что ядро звезды сжимается и охлаждается. Процесс коллапса центрального ядра настолько быстр, что вокруг него образуется волна разрежения. Тогда вслед за ядром к центру звезды устремляется и оболочка. Далее происходит отскок вещества оболочки от ядра и образуется распространяющаяся наружу ударная волна. При этом выделяется достаточная энергия для сброса оболочки сверхновой с большой скоростью.
Принято считать, что образованием сверхновой II типа заканчивается эволюция всех звёзд,
первоначальная масса которых превышает 10 . После взрыва остаётся нейтронная звезда или