Сверхно́вые звёзды, звёзды, блеск которых при вспышке увеличивается на десятки звёздных величин в течение нескольких суток и в максимуме сравним с блеском галактики, в которой эти звёзды расположены (рис. 1, 2). Вспышка сверхновой происходит в результате взрыва звезды на конечной стадии её эволюции. К сверхновым звёздам относят события с энергией взрыва 10⁴³–10⁴⁵ Дж и мощностью излучения свыше 10³⁴ Вт.

Феноменологическая классификация сверхновых звёзд построена на исследованиях внегалактических объектов; в её основе лежат различия в характере кривых блеска и оптических спектров.Рис. 1. Сверхновая звезда Ia типа SN 1994D в галактике NGC 4526. 1994. Фото: космический телескоп «Хаббл».Рис. 1. Сверхновая звезда Ia типа SN 1994D в галактике NGC 4526. 1994. Фото: космический телескоп «Хаббл». Сверхновые звёзды подразделяют на 2 основные группы – I и II типов – по отсутствию или наличию линий водорода в их спектрах. Сверхновые звёзды I типа делят на 3 подтипа в зависимости от характера спектра: сверхновые звёзды Ia, Ib и Ic типов. Из значительного разнообразия кривых блеска сверхновых звёзд II типа также выделяют 3 основных подтипа: кривые блеска с почти линейным падением блеска после максимума (у сверхновых звёзд IIL типа), кривые блеска с платообразным участком (у сверхновых звёзд IIP типа) и кривые блеска с широким куполообразным максимумом блеска, подобным максимуму «канонической» сверхновой SN 1987A.

Сверхновые звёзды Ia типа

Вблизи максимума блеска спектры сверхновых звёзд Ia типа содержат хорошо заметную линию кремния при полном отсутствии линий водорода. На небулярной стадии, когда сброшенная при взрыве оболочка сверхновой становится оптически тонкой, в спектрах сверхновых звёзд Ia типа доминируют перекрывающиеся запрещённые эмиссионные линии железа и кобальта.

Рис. 2. Сверхновая звезда Ia типа SN 2018gv в спиральной галактике NGC 2525. 2018. Фото: космический телескоп «Хаббл».Рис. 2. Сверхновая звезда Ia типа SN 2018gv в спиральной галактике NGC 2525. 2018. Фото: космический телескоп «Хаббл».Максимум кривой блеска сверхновых звёзд Ia типа формируется в течение примерно 35 сут, и затем наступает квазиэкспоненциальное уменьшение блеска (рис. 3). Впечатляющее сходство кривых блеска большинства сверхновых звёзд Ia типа позволяет использовать их в качестве стандартных свечей для определения расстояний во Вселенной.

Сходство кривых блеска вызвано физической природой сверхновых звёзд Ia типа. Они наблюдаются в галактиках всех типов, причём в эллиптических галактиках они вспыхивают преимущественно на периферии, а в спиральных галактиках их расположение не коррелирует со спиральными рукавами. На основании этого сделан вывод, что звёзды, вспыхивающие как сверхновые Ia типа, являются старыми маломассивными звёздами (массой около 1 M_⊙, где M_⊙ – масса Солнца). Этот факт в сочетании с энергетическими требованиями указывает на то, что предшественниками сверхновых звёзд Ia типа являются углеродно-кислородные белые карлики.

Рис. 3. Кривые блеска сверхновой звезды Ia типа SN 2018gv (сдвинутые вдоль вертикальной оси), измеренные в различных фотометрических полосах космическим телескопом «Свифт» (верхние 3 кривые) и сетью наземных телескопов Лас-Кумбрес. График из статьи: The Young and Nearby Normal Type Ia Supernova 2018gv: UV-optical Observations and the Earliest Spectropolarimetry / Yang Y. [et al.] // The Astrophysical Journal. 2020. Vol. 902, № 1. Перевод: БРЭ.Рис. 3. Кривые блеска сверхновой звезды Ia типа SN 2018gv (сдвинутые вдоль вертикальной оси), измеренные в различных фотометрических полосах космическим телескопом «Свифт» (верхние 3 кривые) и сетью наземных телескопов Лас-Кумбрес. График из статьи: The Young and Nearby Normal Type Ia Supernova 2018gv: UV-optical Observations and the Earliest Spectropolarimetry / Yang Y. [et al.] // The Astrophysical Journal. 2020. Vol. 902, № 1. Перевод: БРЭ.Согласно теории эволюции звёзд, в звёздах массой 4–9 M_⊙ на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Рассела образуются вырожденные углеродно-кислородные ядра, которые затем превращаются в белые карлики после потери звездой вышележащего вещества. Если масса белого карлика достигает предела Чандрасекара (около 1,4 M_⊙), то он теряет гидростатическое равновесие и происходит термоядерный взрыв с горением углерода и кислорода (и, возможно, гелия), который полностью разрушает звезду и завершается разлётом её вещества, состоящего уже преимущественно из радиоактивного никеля. Этот взрыв и наблюдается как сверхновая Ia типа. Распад никеля в радиоактивный кобальт и затем распад кобальта в железо формируют кривую блеска сверхновой звезды Ia типа, причём второй распад объясняет квазиэкспоненциальное уменьшение блеска – т. н. радиоактивный хвост.

Для достижения предела Чандрасекара белый карлик должен входить в состав тесной двойной системы, где его масса может увеличиваться в процессе аккреции вещества (обычно водорода и/или гелия) со звезды-спутника (рис. 4) или в результате слияния с другим белым карликом.

Наблюдаемые характеристики сверхновых звёзд Ib, Ic и II типов

При общем сходстве спектров сверхновых звёзд Ib и Ic типов вблизи максимума блеска – отсутствии линий водорода и заметной линии кремния – спектры сверхновых звёзд Ib типа содержат линии гелия, в отличие от сверхновых звёзд Ic типа. Характерная ширина максимума кривых блеска этих сверхновых звёзд сравнима с аналогичной шириной у сверхновых звёзд Ia типа, а выброшенная масса радиоактивного никеля определяет максимальную светимость и светимость на стадии «радиоактивного хвоста».

Рис. 4. Тесная двойная система с белым карликом в представлении художника. Вещество перетекает с обычной звезды на белый карлик и образует вокруг него аккреционный диск.Рис. 4. Тесная двойная система с белым карликом в представлении художника. Вещество перетекает с обычной звезды на белый карлик и образует вокруг него аккреционный диск.Среди сверхновых звёзд Ib типа выделяют объекты с узкими эмиссионными линиями гелия, которые указывают на присутствие плотного околозвёздного вещества и взаимодействие с ним выброшенной при взрыве оболочки. Такие объекты классифицируют как сверхновые звёзды Ibn типа. Отсутствие при этом в спектрах линий водорода указывает на наличие около сверхновой звезды вещества, бедного водородом и богатого гелием. Некоторые сверхновые звёзды Ic типа характеризуются широкими линиями, свидетельствующими об очень высоких скоростях выброшенного вещества, и составляют группу сверхновых звёзд Ic-BL типа. Установлено, что только такие сверхновые звёзды ассоциируются с длительными гамма-всплесками.

Сверхновые звёзды II и Ib/Ic типов обнаружены исключительно в спиральных галактиках, где они вспыхивают преимущественно в спиральных рукавах. Следовательно, такими вспышками завершают свою жизнь быстро эволюционирующие массивные звёзды (массой свыше 9 M_⊙). Разнообразие форм кривых блеска сверхновых звёзд II типа, за исключением стадии «радиоактивного хвоста», связано с различием масс эволюционных предшественников и структурой их оболочек. Анализ изображений родительских галактик, полученных перед вспышками сверхновых звёзд IIP типа, прямо и надёжно установил важный факт, что эти вспышки являются взрывами массивных красных сверхгигантов радиусами порядка 500 R_⊙ (где R_⊙ – радиус Солнца). Напротив, SN 1987A – прародительница отдельного типа сверхновых звёзд – вспыхнула при взрыве массивного голубого сверхгиганта радиусом около 50 R_⊙.

Большой вклад в разнообразие сверхновых звёзд II типа вносят сверхновые звёзды IIb типа, которые демонстрируют трансформацию со временем спектра сверхновых звёзд II типа с сильными линиями водорода в спектр сверхновых звёзд Ib типа с доминирующими линиями гелия, что указывает на малую массу водорода во внешних слоях их предшественников (предсверхновых звёзд). Существование сверхновых звёзд IIb типа устанавливает физическую связь между сверхновыми звёздами II и Ib типов. Кроме того, выделены объекты с узкими эмиссионными линиями водорода и объединены в сверхновые звёзды IIn типа. В ходе эволюции массивные звёзды теряют массу, и в зависимости от количества потерянного вещества водородной оболочки и гелиевого слоя можно построить соответствующую последовательность сверхновых звёзд IIb, Ib, Ic и Ic-BL типов.

Физическая природа сверхновых звёзд Ib, Ic и II типов

Вспышки сверхновых звёзд II и Ib/Ic типов являются результатом эволюции массивных звёзд (массой 9–100 M_⊙ на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Рассела), которая завершается формированием невырожденного железного ядра с последующим гравитационным коллапсом и образованием нейтронной звезды или чёрной дыры, в зависимости от массы звезды.

В стандартном нейтринном механизме взрыва сверхновой звезды излучаемые при гравитационном коллапсе нейтрино уносят энергию, сопоставимую с энергией связи нейтронной звезды (порядка 10⁴⁶ Дж), и способны передать вышележащей оболочке максимальную энергию около 2 ·10⁴⁴ Дж. Светимость сверхновой звезды поддерживается запасами тепловой энергии оболочки, образовавшимися в ней после прохождения ударной волны, и радиоактивным никелем, синтезируемым в процессе взрыва.

Наблюдаемые события с энергиями взрыва, превышающими более чем на порядок критическое значение для нейтринного механизма, объясняются магниторотационным механизмом, который сопровождается образованием магнитара и/или возникновением аккреции вещества на нейтронную звезду или чёрную дыру. В этом случае светимость сверхновой звезды может обеспечиваться радиоактивным распадом никеля, замедлением вращения магнитара и взаимодействием выброшенной оболочки с околозвёздным веществом.

Сверхновые звёзды SLSN типа

Обособленную группу составляют сверхновые звёзды SLSN типа очень высокой светимости, которая в максимуме блеска превышает в 10–100 раз таковую обычных коллапсирующих сверхновых звёзд. Соответственно, эти сверхновые звёзды излучают энергию, в такое же число раз большую, и взрываются посредством магниторотационного механизма с образованием магнитара и/или возникновением аккреции вещества на нейтронную звезду или чёрную дыру.

По аналогии с обычными объектами сверхновые звёзды SLSN типа делятся на сверхновые звёзды SLSN-I и SLSN-II типов по отсутствию или наличию линий водорода в их спектрах. Спектры сверхновых звёзд SLSN-I типа напоминают спектры сверхновых звёзд Ic и Ic-BL типов, и их светимость может обеспечиваться радиоактивным распадом никеля, замедлением вращения магнитара и взаимодействием выброшенной оболочки с околозвёздным веществом. Сверхновые звёзды SLSN-II типа демонстрируют узкие эмиссионные линии водорода, и их спектры похожи на спектры сверхновых звёзд IIn типа. Доминирующим источником светимости этих сверхновых звёзд является взаимодействие выброшенной оболочки с околозвёздным веществом.

Последствия вспышек сверхновых

Рис. 5. Крабовидная туманность – остаток вспышки сверхновой звезды, которая наблюдалась на Земле в 1054. Расположена в созвездии Тельца на расстоянии около 6500 световых лет от Земли. В центре туманности находится нейтронная звезда (пульсар), в которую превратилось сжавшееся ядро родительской звезды. Фото: космический телескоп «Хаббл».Рис. 5. Крабовидная туманность – остаток вспышки сверхновой звезды, которая наблюдалась на Земле в 1054. Расположена в созвездии Тельца на расстоянии около 6500 световых лет от Земли. В центре туманности находится нейтронная звезда (пульсар), в которую превратилось сжавшееся ядро родительской звезды. Фото: космический телескоп «Хаббл».Расширение оболочки, выброшенной с высокими начальными скоростями в окружающую среду при взрыве сверхновой звезды, приводит к образованию одного из типов туманностей – остатка вспышки сверхновой (рис. 5).

Галактические остатки вспышек сверхновых II типа содержат вблизи центра звёздные остатки вспышек сверхновых звёзд – молодые нейтронные звёзды, в то время как в остатках вспышек сверхновых звёзд Ia типа звёздные остатки не обнаружены.

Взрыв сверхновой звезды сопровождается синтезом тяжёлых химических элементов в основном в результате быстрого захвата нейтронов и приводит, таким образом, к обогащению межзвёздной среды элементами тяжелее железа после полного рассеяния остатка вспышки сверхновой.