Сверхновая звезда


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[1][2]. Является результатом катаклизмического процесса, возникающего в конце эволюции некоторых звёзд и сопровождающегося выделением огромного количества энергии.

Как правило, 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 понятныПерейти к разделу «#Общая картина».

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 сверхновойПерейти к разделу «#Модель молодого остатка сверхновой».

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 вспышкиПерейти к разделу «#Построение детального описания».

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 новых звёздПерейти к разделу «#История наблюдений».


Остаток сверхновой RCW 103 c нейтронной звездой 1E 161348-5055 в центре
Крабовидная туманность (изображение в рентгеновских лучах), хорошо видна внутренняя ударная волна, свободно распространяющийся ветер, а также полярное струйное течение (джет).
Доминирующий сценарий
Модель механизма гравитационного коллапса
Структура и процессы нуклеосинтеза в предсверхновой и в следующее мгновение после вспышки для звезды 25M, масштаб не соблюдён[13].
Остаток сверхновой SN 1987A, снимок телескопа «Хаббл», опубликованный 19 мая 1994 года[14]