Просмотр кода страницы Русская Википедия:Сверхновая звезда

{{Русская Википедия/Панель перехода}}
{{redirect|Сверхновая}}
[[Файл:Keplers supernova.jpg|мини|300пкс|Остаток [[SN 1604|сверхновой Кеплера]]]]
[[Файл:RCW103.jpg|мини|300пкс|Остаток сверхновой [[RCW 103]] c [[нейтронная звезда|нейтронной звездой]] [[1E  161348-5055]] в центре]]

'''Сверхновая звезда''' или '''вспышка сверхновой''' — явление, в ходе которого [[звезда]] резко увеличивает свою [[светимость]] в десять тысяч — сто миллионов раз (на 4—8 порядков или 10—20 [[Звёздная величина|звёздных величин]]) с последующим сравнительно медленным затуханием вспышки<ref name="cvetkov">{{cite_web |url=http://www.variable-stars.ru/db/msg/1175009 |title=Сверхновые Звезды |author=Цветков Д. Ю. |access-date=2015-06-06 |archive-date=2015-06-18 |archive-url=https://web.archive.org/web/20150618193104/http://www.variable-stars.ru/db/msg/1175009 |deadlink=no }}</ref><ref>{{Фэ|статья = Сверхновые звёзды|ссылка =http://femto.com.ua/articles/part_2/3526.html}}</ref>. Является результатом катаклизмического процесса, возникающего в конце [[звёздная эволюция|эволюции некоторых звёзд]] и сопровождающегося выделением огромного количества энергии.

Сверхновые звёзды наблюдаются постфактум, то есть когда событие уже произошло, и его излучение достигло Земли. Поэтому природа сверхновых долго была неясна. Но сейчас предлагается довольно много сценариев, приводящих к подобного рода вспышкам, хотя основные положения уже достаточно понятны{{Переход|#Общая картина|blue}}.

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 [[солнечная масса|солнечных масс]] ({{Mo}}), масса коллапсирующего остатка ядра звезды не менее 1,2-1,3 {{Mo}}<ref>https://v-kosmose.com/psr-j0453-1559-mozhet-okazatsya-sistemoj-iz-pulsara-i-nejtronnoj-zvezdy/</ref>; либо [[чёрная дыра]] при массе звезды свыше 40 {{Mo}} (масса оставшегося после взрыва ядра — свыше 2-5 {{Mo}}). Вместе они образуют остаток сверхновой{{Переход|#Модель молодого остатка сверхновой|blue}}.

Комплексное изучение ранее полученных спектров и кривых блеска в сочетании с исследованием остатков и возможных звёзд-предшественников позволяет строить более подробные модели и изучать уже условия, сложившиеся к моменту вспышки{{Переход|#Построение детального описания|blue}}.

Помимо всего прочего, выбрасываемое в ходе вспышки вещество в значительной части содержит продукты термоядерного синтеза, происходившего на протяжении всей жизни звезды. Именно благодаря сверхновым Вселенная в целом и каждая галактика в частности химически эволюционируют.

Название отражает исторический процесс изучения звёзд, блеск которых значительно меняется со временем, так называемых [[Новая звезда|новых звёзд]]{{Переход|#История наблюдений|blue}}.

Обозначение конкретной сверхновой составляется из метки ''SN'', после которой ставят год открытия, с окончанием из одной или двух латинских букв. Первые 26 сверхновых текущего года получают в окончании названия однобуквенные обозначения из заглавных букв от ''A'' до ''Z''. Остальные сверхновые получают двухбуквенные обозначения из строчных букв: ''aa'', ''ab'', и так далее. Неподтверждённые сверхновые обозначают буквами ''PSN'' ({{lang-en|possible supernova}}) с небесными координатами в формате ''Jhhmmssss+ddmmsss''.

== Общая картина ==
{| class="wikitable"
|+Современная классификация сверхновых<ref name="cappellaro">{{Cite doi| 10.1086/452632}}</ref>
!Класс
!colspan="4"|Подкласс
!Механизм
|-
| rowspan="4" style="background:#ccc; valign:center;"|I<br>Линии водорода отсутствуют
| rowspan="2"| Сильные линии ионизированного кремния (Si II) на 6150 [[Ангстрем|Å]]
| colspan="3"| [[Сверхновая типа Ia|Ia]]
После взрыва ничего не остаётся (даже карлика).
| colspan="4" rowspan="2" style="background:#fff;"|Термоядерный взрыв
|-
| colspan="3"| Iax<ref>{{Cite doi| 10.1088/0004-637X/767/1/57}}</ref><br>В максимуме блеска имеют меньшую светимость в сравнение с Ia. После взрыва остаётся белый карлик, который приобретает большую скорость движения.
|-
| rowspan="2" style="background:#eee; valign:center;"|Линии кремния слабые или отсутствуют
| colspan="3" |[[Сверхновая типа Ib|Ib]]<br>Присутствуют линии гелия (He I).
| rowspan="6" style="background:#fff;"|[[Гравитационный коллапс]]
|-
| colspan="3" |[[Сверхновая типа Ic|Ic]]<br>Линии гелия слабые или отсутствуют
|-
| style="background:#ccc; valign:center;" rowspan="4" |[[Сверхновая типа II|II]]<br>Присутствуют линии водорода
| style="background:#ddd; valign:center;" rowspan="3" |II-P/L/N<br>Спектр постоянен
| style="background:#eee; valign:center;" rowspan="2" colspan="2" |II-P/L<br>Нет узких линий
|II-P<br>Кривая блеска имеет плато
|-
|II-L<br>Звёздная величина линейно уменьшается со временем<ref name="comparative_study">{{Cite doi|10.1086/113934}}</ref>
|-
| colspan="3" |IIn<br>Присутствуют узкие линии
|-
| colspan="4" |IIb<br>Спектр со временем меняется и становится похожим на спектр Ib.
|}

=== Кривые блеска ===
Кривые блеска для [[Сверхновая типа Ia|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 {{math|''M''<sub>B</sub>}} в среднем для вспышек Ia составляет −19,5<sup>m</sup>, для Ib/c −18<sup>m</sup>.

Напротив, кривые блеска [[Сверхновая типа II|типа II]] достаточно разнообразны. Для некоторых кривые блеска напоминают I тип, только с более медленным и продолжительным падением блеска до начала линейной стадии. Другие, достигнув пика, держатся на нём до 100 суток, а затем блеск резко падает и выходит на линейный «хвост». Абсолютная звёздная величина максимума варьирует в широких пределах от −20<sup>m</sup> до −13<sup>m</sup>. Среднее значение {{math|''M''<sub>B</sub>}} для IIp −18<sup>m</sup>, для II-L −17<sup>m</sup>.

=== Спектры ===
Вышеприведённая классификация уже содержит некоторые основные черты спектров сверхновых различных типов. Остановимся на том, что не было отмечено выше. Первая и очень важная особенность, которая долго мешала расшифровке полученных спектров, — основные линии очень широкие.

Для спектров сверхновых типа II и Ib/c характерно:
* Наличие узких абсорбционных деталей вблизи максимума блеска и узкие несмещённые эмиссионные компоненты.
* Линии [NIII], [NIV], [CIII], [CIV], наблюдаемые в ультрафиолетовом излучении.

=== Частота вспышек ===
Частота вспышек зависит от числа звёзд в галактике или, что то же самое для обычных галактик, светимости. Общепринятой величиной, характеризующей частоту вспышек в разных типах галактик, является SNu{{sfn|Лозинская|2013|с=48—54}}:

: <math>1\ \text{SNu} = \frac{1\ \text{SN}}{10^{10} L_\odot (B) \times 100\ \text{лет}},</math>

где <math display="inline">L_\odot (B)</math> — [[Солнечная светимость|светимость Солнца]] в фильтре B. Для разных типов вспышек значение SNu составляет{{sfn|Лозинская|2013|с=48—54}}:

{| class="wikitable"
! Тип галактики
!Ia
!Ib/c
!II
|-
| [[спиральная галактика|спиральные]]
|0,2
|0,25
|0,65
|-
| [[эллиптическая галактика|эллиптические]]
|0,31
|нет
|нет
|}
При этом сверхновые Ib/c и II тяготеют к спиральным рукавам.

==== Наблюдение остатков сверхновых ====
[[Файл:Crab Nebula pulsar x-ray.jpg|400px|справа|мини| [[Крабовидная туманность]] (изображение в рентгеновских лучах), хорошо видна внутренняя ударная волна, свободно распространяющийся ветер, а также [[полярное струйное течение]] (джет)]]
Каноническая схема молодого остатка следующая{{sfn|Лозинская|2013|с=59—67}}:

# Возможный компактный остаток; обычно это [[пульсар]], но возможно и [[чёрная дыра]].
# Внешняя ударная волна, распространяющаяся в [[Межзвёздная среда|межзвёздном веществе]].
# Возвратная волна, распространяющаяся в веществе выброса сверхновой.
# Вторичная волна, распространяющаяся в сгустках межзвёздной среды и в плотных выбросах сверхновой.

Вместе они образуют следующую картину: за фронтом внешней ударной волны газ нагрет до температур {{nobr|{{math|''T''<sub>S</sub>}} ≥ 10<sup>7</sup> 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. 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 [[Кассиопея A|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 свидетельствует о том, что это вещество было выброшено задолго до вспышки сверхновой и позже было нагрето внешней ударной волной.

[[Синхротронное излучение|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{{sfn|Лозинская|2013|с=59—67}}.

=== Теоретическое описание ===

==== Декомпозиция наблюдений ====
Природа сверхновых Ia отлична от природы остальных вспышек. Об этом ясно свидетельствует отсутствие вспышек типов Ib/c и II в [[Эллиптическая галактика|эллиптических галактиках]]. Из общих сведений о последних известно, что там мало газа и голубых звёзд, а [[звездообразование]] закончилось 10<sup>10</sup> 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 {{nobr|1—2 {{Mo}}}}{{sfn|Лозинская|2013|с=48—54}}.

Отсутствие линий водорода в спектрах Ia/Iax говорит о том, что в атмосфере исходной звезды его крайне мало. Масса выброшенного вещества достаточно велика — около {{nobr|1 {{Mo}}}}, оно преимущественно содержит углерод, кислород и прочие тяжёлые элементы. 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<ref name="Iamodels" />.

Тяготение к спиральным рукавам сверхновых типов Ib/c и II свидетельствует, что звездой-прародителем являются короткоживущие [[Звезда спектрального класса O|O-звёзды]] с массой {{nobr|8—10 {{Mo}}}}.

==== Термоядерный взрыв ====
[[Файл:Progenitor IA supernova.svg|400px|мини|Доминирующий сценарий]]
Один из способов высвободить требуемое количество энергии — резкое увеличение массы вещества, участвующего в термоядерном горении, то есть термоядерный взрыв. Однако [[Физика звёзд|физика одиночных звёзд]] такого не допускает. Процессы в звёздах, находящихся на главной последовательности, равновесны. Поэтому во всех моделях рассматриваются конечный этап звёздной эволюции — [[Белый карлик|белые карлики]]. Однако сам по себе последний — устойчивая звезда, и всё может измениться только при приближении к [[предел Чандрасекара|пределу Чандрасекара]]. Это приводит к однозначному выводу, что термоядерный взрыв возможен только в кратных звёздных системах, скорее всего, в так называемых [[Двойная звезда|двойных звёздах]].

В данной схеме есть две переменные, влияющие на состояние, химический состав и итоговую массу вовлечённого во взрыв вещества.

Первая<ref name="Iamodels">{{Cite doi|10.1146/annurev.astro.38.1.191}}</ref>:
* Второй компаньон — обычная звезда, с которого вещество перетекает на первый.
* Второй компаньон — такой же белый карлик. Такой сценарий называет двойным вырождением.
Вторая:
* Взрыв происходит при превышении предела Чандрасекара.
* Взрыв происходит до него.
Общим во всех сценариях образования сверхновых Ia является то, что взрывающийся карлик скорее всего является углеродно-кислородным. Во взрывной волне горения, идущей от центра к поверхности, текут реакции<ref name="Capitonov">{{книга|автор=Ишханов Б. C., Капитонов И. М., Тутынь И. А.|заглавие=Нуклеосинтез во Вселенной|место=М.|год=1998|Издательство=Изд-во Московского университета|ссылка=http://nuclphys.sinp.msu.ru/nuclsynt/}} {{Wayback|url=http://nuclphys.sinp.msu.ru/nuclsynt/ |date=20121227143911 }}</ref>:
: <math>{}^{12}\textrm{C} + {}^{16}\textrm{O} \rightarrow {}^{28}\text{Si} + \gamma ~(Q = 16{,}76~ \text{МэВ}),</math>
: <math>{}^{28}\textrm{Si} + {}^{28}\textrm{Si} \rightarrow {}^{56}\textrm{Ni} + \gamma ~(Q = 10{,}92~ \text{МэВ}).</math>
Масса вступающего в реакцию вещества определяет энергетику взрыва и, соответственно, блеск в максимуме. Если предположить, что в реакцию вступает вся масса белого карлика, то энерговыделение взрыва составит {{nobr|2,2·10<sup>51</sup> эрг}}<ref>{{cite doi|10.1086/190932}}</ref>.

Дальнейшее поведение кривой блеска в основном определяется цепочкой распада<ref name="Capitonov"/>:
: <math>{}^{56}\textrm{Ni} \rightarrow {}^{56}\textrm{Co} \rightarrow {}^{56}\textrm{Fe}.</math>
Изотоп <sup>56</sup>Ni нестабилен и имеет период полураспада 6,1 дня. Далее [[электронный захват]] приводит к образованию ядра <sup>56</sup>Co преимущественно в возбуждённом состоянии с энергией 1,72 МэВ. Этот уровень нестабилен, и переход ядра в основное состояние сопровождается испусканием каскада γ-квантов с энергиями от {{nobr|0,163 МэВ}} до {{nobr|1,56 МэВ}}. Эти кванты испытывают [[комптоновское рассеяние]], и их энергия быстро уменьшается до {{nobr|~100 кэВ}}. Такие кванты уже эффективно поглощаются веществом благодаря фотоэффекту и, как следствие, нагревают вещество. По мере расширения звезды плотность вещества в ней падает, число столкновений фотонов уменьшается и вещество поверхности звезды становится прозрачным для излучения. Как показывают теоретические расчёты, такая ситуация наступает примерно через 20—30 суток после достижения звездой максимума светимости.

Через 60 суток после начала вещество становится прозрачным для γ-излучения. На кривой блеска начинается экспоненциальный спад. К этому времени изотоп <sup>56</sup>Ni уже распался, и энерговыделение идёт за счёт [[бета-распад|β-распада]] <sup>56</sup>Co до <sup>56</sup>Fe ({{nobr|{{math|[[период полураспада|''T''<sub>1/2</sub>]]}} {{=}} 77 суток}}) с энергиями возбуждения вплоть до {{nobr|4,2 МэВ}}.

==== Гравитационный коллапс ядра ====
[[Файл:Core collapse scenario.png|left|450пкс|thumb|Модель механизма [[Гравитационный коллапс|гравитационного коллапса]]]]
Второй сценарий выделения необходимой энергии — это коллапс ядра звезды. Масса его должна быть в точности равна массе его остатка — нейтронной звезды; подставив типичные значения, получаем<ref name="zasovPostnov">{{книга
    |автор=Засов А. В., Постнов К. А.
    |часть=
    |ссылка часть= 
    |заглавие=Общая астрофизика
    |ссылка=
    |викитека= 
    |ответственный=
    |глава =
    |издание= |место=Фрязино |издательство=Век 2
    |год=2006 |том = |страницы= |страниц=496
    |серия=Сверхновые и остатки сверхновых звёзд
    |isbn=5-85099-169-7 |тираж=3000
  }}
</ref>:
: <math>E_\textrm{tot} \sim \frac{GM^2}{R} \sim 10^{53}</math> эрг,
где {{math|''M''}} = 1 {{Mo}}, а {{math|''R''}} = 10 км, {{math|''G''}} — [[гравитационная постоянная]]. Характерное время свободного падения при этом:
: <math> \tau_\textrm{ff} \sim \frac{1}{\sqrt{G\rho}} ~4\cdot10^{-3}\cdot\rho_{12}^{-0,5} \text{с},</math>
где {{math|ρ<sub>12</sub>}} — плотность звезды, нормированная на 10<sup>12</sup> г/см<sup>3</sup>.

Полученное значение на два порядка превосходит кинетическую энергию оболочки. Необходим переносчик, который должен с одной стороны унести высвободившуюся энергию, а с другой — не взаимодействовать с веществом. На роль такого переносчика подходят нейтрино.

За их образование отвечают несколько процессов. Первый и самый важный для дестабилизации звезды и начала сжатия — процесс нейтронизации<ref name="zasovPostnov"/>:

: <math>{}^3\textrm{He} +e^- \to {}^3\textrm{H} +\nu_e,</math>

: <math>{}^4\textrm{He} + e^- \to {}^3\textrm{H} + n +\nu_e,</math>

: <math>{}^{56}\textrm{Fe} + e^- \to {}^{56}\textrm{Mn} +\nu_e.</math>

Нейтрино от этих реакций уносят 10 %. Главную же роль в охлаждении играет [[Нейтринное охлаждение|УРКА-процесс]] (нейтринное охлаждение):

: <math>e^+ + n \to \tilde{\nu}_e +p,</math>

: <math>e^- + p \to \nu_e +n.</math>

Вместо протонов и нейтронов могут выступать и атомные ядра с образованием нестабильного изотопа, который испытывает [[бета-распад]]:

: <math>e^- +(A,Z) \to (A, Z-1) + \nu_e,</math>

: <math>(A,Z-1) \to (A,Z) + e^- + \tilde{\nu}_e. </math>

Интенсивность этих процессов нарастает по мере сжатия, тем самым ускоряя его. Останавливает же это процесс рассеяние нейтрино на вырожденных электронах, в ходе которого нейтрино термализуются (приходят в тепловое равновесие со средой) и запираются внутри вещества. Достаточная концентрация вырожденных электронов достигается при плотностях <math display="inline">\rho_\text{яд} =2,8\cdot 10^{14}\,</math> г/см<sup>3</sup>.

Заметим, что процессы нейтронизации идут при плотностях не ниже 10<sup>11</sup> г/см<sup>3</sup>, достижимых только в ядре звезды. Это значит, что гидродинамическое равновесие нарушается только в нём. Внешние же слои находятся в локальном гидродинамическом равновесии, и коллапс начинается только после того, как центральное ядро сожмётся и образует твёрдую поверхность. Отскок от этой поверхности обеспечивает сброс оболочки.

==== Модель молодого остатка сверхновой ====

===== Теория эволюции остатка сверхновой =====
Выделяется три этапа эволюции остатка сверхновой:
# Свободный разлёт. Заканчивается в тот момент, когда масса сгребённого вещества сравняется с массой выброса:
#: <math>R_s = \left (\frac{3M_0}{4\pi\nu m_H n_0} \right) \simeq 2</math> пк, <math>t = \frac{R_s}{V_s} \simeq 200</math> лет.
# Адиабатическое расширение (стадия Седова). Вспышка сверхновой на этой стадии представляется как сильный точечный взрыв в среде с постоянной теплоёмкостью. К этой задаче применимо автомодельное решение [[Седов, Леонид Иванович|Седова]], проверенное на ядерных взрывах в земной атмосфере:
#: <math>R_S = 13,5\left(\frac{E_{51}}{n_0} \right)^{0,2} \left(\frac{t}{10^4 \text{лет}} \right)^{0,4}</math> пк,
#: <math>T_S = 1,5 \left( \frac{E_{51}}{n_0} \right) \cdot \left( \frac{R_S}{1 \text{пк}} \right)^{-3} 10^{10}</math> К.
# Стадия интенсивного высвечивания. Начинается, когда температура за фронтом достигает максимума на кривой радиационных потерь. Согласно численным расчётам это происходит в момент:
#: <math>t_\text{охл} = 2,7 E_{51}^{0,24}n_0^{-0,52} \cdot 10^4\,</math> лет.
#: Соответствующие радиус внешней ударной волны и её скорость:
#: <math>R_\text{охл} = 20E_{51}^0,29n_0^{-0,41} </math> пк, <math>V_\text{охл} = 280E_{51}^{0{,}055}n_0^{0{,}11}\, </math> км/с.
#: 
Расширение оболочки останавливается в тот момент, когда давление газа остатка уравняется с давлением газа в [[Межзвёздная среда|межзвёздной среде]]. После этого остаток начинает диссипировать, сталкиваясь с хаотично движущимися облаками. Время рассасывания достигает

: <math>t_\text{max} = 7E_{51}^{0{,}32}n_0^{0{,}34}\tilde P_{0{,}4}^{-0{,}7}\,</math> лет.

Здесь {{math|''E''<sub>51</sub>}} — энерговыделение, нормированное на 10<sup>51</sup> эрг (1 [[foe]]).

== Построение детального описания ==

=== Поиск остатков сверхновых ===

=== Поиск звёзд-предшественников ===

=== Теория сверхновых Ia ===
Помимо неопределённостей в теориях [[Сверхновая типа Ia|сверхновых Ia]], описанных выше, много споров вызывает сам механизм взрыва. Чаще всего модели можно разделить по следующим группам<ref>{{книга|автор=Fink M. et al.|часть=Sub-Chandrasekhar models for Type Ia supernovae and astrophysical transients|ссылка часть=http://adsabs.harvard.edu/abs/2012nuco.confE..50F|заглавие=Proceedings of the XII International Symposium on Nuclei in the Cosmos (NIC XII). August 5-12, 2012. Cairns, Australia|оригинал= |ссылка=https://pos.sissa.it/cgi-bin/reader/conf.cgi?confid=146|издание=|ответственный=Eds: John Lattanzio, Amanda Karakas, Maria Lugaro, George Dracoulis|место=|издательство=|год=2012|том=|страницы=|страниц=|isbn=|bibcode=2012nuco.confE..50F|язык=en}} {{Wayback|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2012nuco.confE..50F |date=20170912030510 }}</ref><ref>{{cite doi|10.1088/0004-637X/719/2/1067}} {{Wayback|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...719.1067K |date=20150219031431 }}</ref><ref>{{Cite doi|10.1146/annurev-astro-082812-141031}}</ref>:
* 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.

== Химическая эволюция и воздействие на межзвёздную среду ==

=== Химическая эволюция Вселенной. Происхождение элементов с атомным номером выше железа ===
{{main|Нуклеосинтез}}
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-процесс]]а. Тут стоит оговориться, что крайне малая часть всё же была получена в ходе [[Первичный нуклеосинтез|первичного нуклеосинтеза]].
# Все элементы тяжелее <sup>209</sup>Bi — это результат [[r-процесс]]а.
# Происхождение же прочих является предметом дискуссии, в качестве возможных механизмов предлагаются [[S-процесс|s-]], [[r-процесс|r-]], {{math|ν}}- и [[rp-процесс]]ы<ref name="nuacliosyntezquest">{{статья|автор=José J., Iliadis C.|заглавие=Nuclear astrophysics: the unfinished quest for the origin of the elements|год=2011|издательство=Reports on Progress in Physics|bibcode=2011RPPh...74i6901J|doi=10.1088/0034-4885/74/9/096901}}</ref>.

[[Файл:Preandsupernovainner.svg|мини|900пкс|центр|Структура и процессы нуклеосинтеза в предсверхновой и в следующее мгновение после вспышки для звезды 25{{масса Солнца}}, масштаб не соблюдён<ref name="nuacliosyntezquest"/>.]]

==== R-процесс ====
{{main|R-процесс}}
'''r-Процесс''' — это процесс образования более тяжёлых [[Атомное ядро|ядер]] из более лёгких путём последовательного захвата [[нейтрон]]ов в ходе {{math|(''n'',γ)}}-реакций; продолжается до тех пор, пока темп захвата нейтронов выше, чем темп β<sup>−</sup>-распада [[Изотопы|изотопа]]. Иными словами, среднее время захвата нейтронов {{math|τ(''n'',γ)}} должно быть
: <math>\tau(n,\gamma)\approx\frac{1}{n}\tau_{\beta},</math>
где {{math|τ<sub>β</sub>}} — среднее время β-распада ядер, образующих цепочку r-процесса. Это условие накладывает ограничение на плотность нейтронов, так как
: <math>\tau(n,\gamma)\approx \left(\rho\overline{(\sigma_{n\gamma},v_n)}\right)^{-1}, </math>
где <math>\overline{(\sigma_{n\gamma},v_n)}</math> — произведение сечения реакции {{math|(''n'',γ)}} на скорость нейтрона относительно ядра мишени, усреднённое по максвелловскому спектру распределения скоростей.

Учитывая, что r-процесс происходит в тяжёлых и средних ядрах, 0,1 с < {{math|τ<sub>β</sub>}} < 100 с, то для {{nobr|{{math|''n''}} ~ 10}} и температуры среды {{math|''T'' {{=}} 10<sup>9</sup>}}[[Кельвин|K]], получим характерную плотность:
: <math>\rho \approx 2 \cdot 10^{17}</math> нейтронов/см<sup>3</sup>.
Такие условия достигаются в:
* ударной волне, которая, проходя по [[гелий|гелиевому]] и [[неон]]овому слоям, вызывает реакцию <math>\mathrm{^{22}Ne} + \mathrm{^{4}He}\rightarrow \mathrm{^{25}Mg} + \mathrm{^1n}</math> с требуемой концентрацией нейтронов.
* центральной части массивной звезды, находящейся в стадии предсверхновой. Там образуется большое количество нейтронов и [[Альфа-частица|альфа-частиц]] при [[Фотоядерные реакции|фоторасщеплении]] [[железо|железа]] <math>\mathrm{^{56}Fe} + \mathrm{\gamma}\rightarrow 13\,\mathrm{^{4}He} + 4\,\mathrm{^1n}</math> на заключительной стадии эволюции.

==== {{math|ν}}-процесс ====
{{main|ν-процесс}}
'''{{math|ν}}-Процесс''' — это процесс нуклеосинтеза при взаимодействии нейтрино с атомными ядрами. Возможно, он ответственен за появление изотопов {{math|<sup>7</sup>Li}}, {{math|<sup>11</sup>B}}, {{math|<sup>19</sup>F}}, {{math|<sup>138</sup>La}} и {{math|<sup>180</sup>Ta}}<ref name="nuacliosyntezquest"/>.

== История наблюдений ==
{{main|История наблюдения за сверхновыми}}
[[Файл:Crab Nebula.jpg|мини|[[Крабовидная туманность]] как [[остаток сверхновой]] [[SN 1054]] ]]
Интерес [[Гиппарх]]а к неподвижным звёздам, возможно, был вдохновлён наблюдением сверхновой звезды (по Плинию). Наиболее ранняя запись, которая идентифицируется как запись наблюдений сверхновой [[SN 185]], была сделана китайскими астрономами в 185 году нашей эры. Самая яркая известная сверхновая [[SN 1006]] была подробно описана китайскими и арабскими астрономами. Хорошо наблюдалась сверхновая [[SN 1054]], породившая [[Крабовидная туманность|Крабовидную туманность]]. Сверхновые звёзды [[SN 1572]] и [[SN 1604]] были видны невооружённым глазом и имели большое значение в развитии астрономии в Европе, так как были использованы в качестве аргумента против [[Аристотель|аристотелевской]] идеи, гласившей, что мир за пределами Луны и Солнечной системы неизменен. [[Иоганн Кеплер]] начал наблюдение SN 1604 17 октября [[1604 год в науке|1604 года]]. Это была вторая сверхновая, которая была зарегистрирована на стадии возрастания блеска (после SN 1572, наблюдавшейся [[Тихо Браге]] в [[Кассиопея (созвездие)|созвездии Кассиопеи]]).

С развитием [[телескоп]]ов сверхновые звёзды стало возможно наблюдать и в других галактиках, начиная с наблюдений сверхновой [[S Андромеды]] в [[Галактика Андромеды|Туманности Андромеды]] в [[1885 год в науке|1885 году]]. В течение двадцатого столетия были разработаны успешные модели для каждого типа сверхновых и понимание их роли в процессе звездообразования возросло. В 1941 году американскими астрономами [[Рудольф Минковский|Рудольфом Минковским]] и [[Фриц Цвикки|Фрицем Цвикки]] была разработана современная схема классификации сверхновых звёзд.

В 1960-х астрономы выяснили, что максимальная светимость взрывов сверхновых может быть использована в качестве [[Шкала расстояний в астрономии|стандартной свечи]], следовательно, показателя астрономических расстояний. Сейчас сверхновые дают важную информацию о космологических расстояниях. Самые далёкие сверхновые оказались слабее, чем ожидалось, что, по современным представлениям, показывает, что [[расширение Вселенной]] ускоряется.

Были разработаны способы для реконструкции истории взрывов сверхновых, которые не имеют письменных записей наблюдений. Дата появления сверхновой [[Кассиопея A]] определялась по [[Световое эхо|световому эху]] от [[Туманность|туманности]], в то время как возраст остатка сверхновой [[RX J0852.0−4622]] оценивается по измерению температуры и [[Гамма-излучение|γ-выбросов]] от распада [[Титан-44|титана-44]]. В 2009 году в антарктических льдах были обнаружены [[нитраты]], соответствующие времени взрыва сверхновой.

[[Файл:Supernova1987A.jpg|мини|Остаток сверхновой SN 1987A, снимок телескопа «[[Hubble|Хаббл]]», опубликованный 19 мая 1994 года<ref>{{cite news |title=Hubble Finds Mysterious Ring Structure around Supernova 1987a |url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/22/ |publisher=HubbleSite |date=1994-05-19 |accessdate=2015-04-27 |language=en |archiveurl=https://www.webcitation.org/6Y66T5AYb?url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/22/ |archivedate=2015-04-27 }}</ref>]]
23 февраля 1987 года в [[Большое Магелланово Облако|Большом Магеллановом Облаке]] на расстоянии 168 тыс. световых лет от Земли вспыхнула сверхновая [[SN 1987A]], самая близкая к Земле среди сверхновых, наблюдавшихся со времён изобретения телескопа. Впервые был зарегистрирован поток [[нейтрино]] от вспышки. Вспышка интенсивно изучалась с помощью [[астрономический спутник|астрономических спутников]] в ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма-диапазонах. Остаток сверхновой исследовался с помощью [[Atacama Large Millimeter Array|ALMA]], «[[Хаббл (телескоп)|Хаббла]]» и «[[Чандра (телескоп)|Чандры]]». Ни [[нейтронная звезда]], ни [[чёрная дыра]], которые, по некоторым моделям, должны находиться на месте вспышки, пока не обнаружены.

22 января 2014 года в [[Сигара (галактика)|галактике M82]], расположенной в созвездии Большой Медведицы, была обнаружена вспышка сверхновой звезды, получившей обозначение [[SN 2014J]]. Галактика M82 находится на расстоянии 12 млн световых лет от нашей галактики и имеет видимую звёздную величину чуть менее 9. Эта сверхновая является самой близкой к Земле, начиная с 1987 года (SN 1987A).

В апреле 2018 года английскими учёными из [[Саутгемптонский университет|Саутгемптонского университета]] [[Британское королевское астрономическое общество|Британского королевского астрономического общества]] на конференции EWASS ({{нп3|Европейская неделя астрономии и космических исследований (конференция)|Европейская неделя астрономии и космических исследований|en|European Week of Astronomy and Space Science}}) были озвучены данные<ref>{{Cite news|title=Astronomers find 72 bright and fast explosions|author=|url=https://www.sciencedaily.com/releases/2018/04/180402192657.htm|work=ScienceDaily|date=|accessdate=2018-04-05|language=en|archiveurl=https://www.webcitation.org/6yRmmzBgZ?url=https://www.sciencedaily.com/releases/2018/04/180402192657.htm|archivedate=2018-04-05}}</ref> о возможном открытии нового, до сих пор неизученного, третьего типа сверхновых. Во время наблюдений в рамках программы [[:en:The Dark Energy Survey|Dark Energy Survey Supernova Programme]] (DES-SN), были зафиксированы 72 кратковременные вспышки с температурой от 10 до 30 тыс. К и размерами от нескольких единиц до нескольких сотен а. е. Основная особенность этих космических событий заключается в их относительной кратковременности — всего несколько недель, а не несколько месяцев как у обычных сверхновых<ref>{{Cite web|url=https://naked-science.ru/article/sci/bystrye-i-yarkie-vspyshki-ukazali-na|title=Быстрые и яркие вспышки указали на существование сверхновых неизвестного типа|author=Васильев С.|website=Naked Science|date=2018-04-04|publisher=naked-science.ru|lang=ru|accessdate=2018-04-05|archiveurl=https://www.webcitation.org/6yRn0OZ2u?url=https://naked-science.ru/article/sci/bystrye-i-yarkie-vspyshki-ukazali-na|archivedate=2018-04-05|deadlink=no}}</ref>.

== Наиболее известные сверхновые звёзды и их остатки ==
* [[Крабовидная туманность]]
* [[SN 1572|Сверхновая SN 1572]]
* [[SN 1604|Сверхновая SN 1604]] (Сверхновая Кеплера)
* [[SN 1987A|Сверхновая SN 1987A]]
* [[SN 1993J|Сверхновая SN 1993J]]
* [[SN 2006gy|Гиперновая SN 2006gy]]
* [[G1.9+0.3|Сверхновая G1.9+0.3]] (самая молодая из известных в нашей Галактике)

== Исторические сверхновые в нашей Галактике (наблюдавшиеся) ==
{| class="standard" style="text-align: center"
 |- style="font-size: 80%"
 !Сверхновая
 !Дата вспышки
 ![[Созвездие]]
 !Макс. блеск
 !Рассто-<br>яние ([[Световой год|св. лет]])
 !Тип вспы-<br>шки
 !Дли-<br>тель-<br>ность види-<br>мости
 ![[Остаток сверхновой|Остаток]]
 !Примечания
 |-
 |[[SN 185]]
 |[[185]], [[7 декабря]]
 |[[Центавр (созвездие)|Центавр]]
 | −8
 |9100
 |Ia ?
 |8—20 мес.
 |[[G315.4-2.3]] (RCW 86)<ref>{{Cite web |url=http://www.astronet.ru/db/msg/1254562 |title=RCW 86: исторический остаток сверхновой |access-date=2011-11-11 |archive-date=2011-11-26 |archive-url=https://web.archive.org/web/20111126052609/http://www.astronet.ru/db/msg/1254562 |deadlink=no }}</ref>
 |style="text-align: left"| китайские летописи: наблюдалась рядом с Альфой Центавра.
 |-
 |[[SN 369]]
 |[[369]]
 |style="font-size: 80%"| неизвестно
 |style="font-size: 80%"| неиз-<br>вестно
 |style="font-size: 80%"| неиз-<br>вестно
 |style="font-size: 80%"| неиз-<br>вестно
 |5 мес.
 |style="font-size: 80%"| неизвестно
 |style="text-align: left"| китайские летописи: положение известно очень плохо. Если она находилась вблизи галактического экватора, весьма вероятно, что это была сверхновая, если же нет, она, скорее всего, была медленной новой.
 |-
 |[[SN 386]]
 |[[386]]
 |[[Стрелец (созвездие)|Стрелец]]
 | +1,5
 | 16&nbsp;000
 |II ?
 |2—4 мес.
 |[[G11.2-0.3]]
 |style="text-align: left"| китайские летописи
 |-
 |[[SN 393]]
 |[[393]]
 |[[Скорпион (созвездие)|Скорпион]]
 | 0
 |34&nbsp;000
 |style="font-size: 80%"| неиз-<br>вестно
 |8 мес.
 |несколько кандидатур
 |style="text-align: left"| китайские летописи
 |-
 |[[SN 1006]]
 |[[1006]], [[1 мая]]
 |[[Волк (созвездие)|Волк]]
 | −7,5
 |7200
 |Ia
 |18 мес.
 |[[SN 1006|SNR 1006]]
 |style="text-align: left"| швейцарские монахи, арабские учёные и китайские астрономы.
 |-
 |[[SN 1054]]
 |[[1054]], [[4 июля]]
 |[[Телец (созвездие)|Телец]]
 | −6
 |6300
 |II
 |21 мес.
 |[[Крабовидная туманность]]
 |style="text-align: left"| на Ближнем и Дальнем Востоке (в&nbsp;европейских текстах не значится, не считая туманных намёков в ирландских монастырских хрониках).
 |-
 |[[SN 1181]]
 |[[1181]], август
 |[[Кассиопея (созвездие)|Кассиопея]]
 | −1
 |8500
 |style="font-size: 80%"| неиз-<br>вестно
 |6 мес.
 |Возможно, [[3C58]] (G130.7+3.1)
 |style="text-align: left"| труды профессора Парижского университета [[Некэм, Александр|Александра Некэма]], китайские и японские тексты.
 |-
 |[[SN 1572]]
 |[[1572]], [[6 ноября]]
 |Кассиопея
 | −4
 |7500
 |Ia
 |16 мес.
 |[[SN 1572|Остаток сверхновой Тихо]]
 |style="text-align: left"| Это событие зафиксировано во многих европейских источниках, в том числе и в записях молодого [[Тихо Браге]]. Правда, он заметил вспыхнувшую звезду лишь [[11 ноября]], но зато следил за ней целых полтора года и написал книгу «De Nova Stella» («О&nbsp;новой звезде») — первый астрономический труд на эту тему.
 |-
 |[[SN 1604]]
 |[[1604]], [[9 октября]]
 |[[Змееносец]]
 | −2,5
 |20000
 |Ia
 |18 мес.
 |[[SN 1604|Остаток сверхновой Кеплера]]
 |style="text-align: left"| С 17 октября её стал изучать [[Иоганн Кеплер]], который изложил свои наблюдения в отдельной книге.
 |-
 |[[SN 1680]]
 |[[1680]], [[16 августа]]
 |Кассиопея
 | +6
 |10000
 |IIb<ref>[http://www.astronet.ru/db/msg/1189710/snr.html Остатки сверхновых] {{Wayback|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1189710/snr.html |date=20090323045035 }} // Астронет</ref>
 |style="font-size: 80%"| неиз-<br>вестно (не более недели)
 |Остаток Сверхновой Кассиопея А
 |style="text-align: left"| возможно замечена [[Флемстид, Джон|Флемстидом]] и занесена в каталог как [[3 Кассиопеи]].
 |}

== См. также ==
* [[История наблюдения за сверхновыми]]
* [[Гиперновая звезда]]
* [[Околоземная сверхновая]]
* [[Список звёзд — кандидатов в сверхновые]]

== Примечания ==
{{Примечания|2}}

== Литература ==
* {{книга|заглавие=Handbook of Supernovae|ответственный=A. W. Alsabti, P. Murdin (Eds.)|издательство=Springer International Publishing|год=2017|isbn=978-3-319-21845-8|страниц=2727}}
* {{Книга |автор = Лозинская Т. А. |заглавие = Взрывы звёзд и звёздный ветер в галактиках |издание = 2-е изд|место = Москва |издательство = URSS |год = 2013 |страниц = 216 |isbn = 978-5-397-03582-8|ref=Лозинская}}

== Ссылки ==
{{Навигация
|Портал = Астрономия
}}
* ''Цветков Д. Ю.'' [http://www.astronet.ru/db/msg/1175009 Сверхновые Звезды] — современный обзор сверхновых звёзд.
* ''[[Попов, Сергей Борисович (астрофизик)|Попов С. Б.]]'' [http://www.astronet.ru/db/msg/1252138 Как взрываются похудевшие сверхгиганты?] — подробная модель вспышки сверхновой II-го типа.
* ''Левин А.'' [http://elementy.ru/lib/430511 Космические бомбы] // [[Популярная механика]]. — № 8, 2007
* ''Грин Д. А., Стивенсон Р. Ф.'' [http://www.astronet.ru/db/msg/1186669/index.html Исторические сверхновые] // Астронет
* Сверхъяркие сверхновые (superluminous supernovae): [https://www.vesti.ru/doc.html?id=1170263&cid=2161 Самая далёкая и яркая вспышка сверхновой шокировала астрономов] // «[[Вести.ру|Вести.]]Наука», 23 декабря 2013
* [http://cbat.eps.harvard.edu/lists/Supernovae.html List of Supernovae, CBAT IAU]{{ref-en}}

{{ВС}}
{{Сверхновые}}
{{Переменные звёзды}}
{{Чёрные дыры}}

[[Категория:Сверхновые| ]]
[[Категория:Звёздная эволюция]]
[[Категория:Астрофизика]]
[[Категория:Переменные звёзды]]
[[Категория:Нерешённые проблемы современной физики]]
[[Категория:Классы звёзд]]
[[Категория:Стандартные свечи]]
{{Навигационная таблица/Портал/Русская Википедия}}
[[Категория:Русская Википедия]]
[[Категория:Википедия]]
[[Категория:Статья из Википедии]]
[[Категория:Статья из Русской Википедии]]