Сверхновая звезда. Сверхновая звезда – смерть или начало новой жизни? По какой причине происходит взрыв сверхновой

Еще несколько веков назад астрономы заметили, как блеск некоторых звезд в галактике неожиданно увеличивался более чем в тысячу раз. Редкое явление многократного увеличение свечения космического объекта ученые обозначили, как рождение сверхновой звезды. Это в некотором роде космический нонсенс, потому что в этот момент звезда не рождается, а прекращает свое существование.

Вспышка сверхновой звезды - это, по сути, взрыв звезды, сопровождающийся выделением колоссального количества энергии ~10 50 эрг. Яркость свечения сверхновой, которая становится видна в любой точке Вселенной, возрастает течение нескольких суток. При этом каждую секунду выделяется такое количество энергии, которое может выработать Солнце за все время своего существования.

Взрыв сверхновой звезды как следствие эволюции космических объектов

Ученые-астрономы объясняют это явление эволюционными процессами, миллионы лет происходящими со всеми космическими объектами. Чтобы представить себе процесс появления сверхновой, нужно понять строение звезды (рисунок ниже) .

Звезда - это огромный объект, обладающий колоссальной массой и, следовательно, такой же гравитацией. У звезды есть маленькое ядро, окруженное внешней оболочкой из газов, составляющих основную массу звезды. Гравитационные силы давят на оболочку и ядро, сжимая их с такой силой, что газовая оболочка раскаляется и, расширяясь, начинает давить изнутри, компенсируя силу гравитации. Паритет двух сил обусловливает стабильность звезды.

Под действием огромных температур в ядре начинается термоядерная реакция, превращающая водород в гелий. Выделяется еще больше тепла, излучение которого внутри звезды возрастает, но пока еще сдерживается гравитацией. А дальше начинается настоящая космическая алхимия: запасы водорода истощаются, гелий начинает превращаться в углерод, углерод - в кислород, кислород - в магний…Так посредством термоядерной реакции происходит синтез все более тяжелых элементов.

До момента появления железа все реакции идут с выделением тепла, но как только железо начинает перерождаться в следующие за ним элементы, реакция из экзотермической переходит в эндотермическую, то есть тепло перестает выделяться и начинает расходоваться. Баланс сил гравитации и теплового излучения нарушается, ядро сжимается в тысячи раз, и к центру звезды устремляются все внешние слои оболочки. Врезаясь в ядро со скоростью света, они отскакивают обратно, сталкиваясь друг с другом. Происходит взрыв внешних слоев, и вещество, из которого состоит звезда, разлетается со скоростью в несколько тысяч километров в секунду.

Процесс сопровождается такой яркой вспышкой, что ее можно увидеть даже невооруженным глазом, если сверхновая загорелась в ближайшей галактике. Затем свечение начинает угасать, и на месте взрыва образуется…А что же остается после взрыва сверхновой? Существует несколько вариантов развития событий: во-первых, остатком сверхновой может быть ядро из нейтронов, которое ученые называют нейтронной звездой, во-вторых, черная дыра, в-третьих, газовая туманность.

Давайте в ответе я не буду концентрироваться на механизме взрыва, который очень сложный, разнообразный и требующий долгих разъяснений, а лишь сконцентрируюсь на первоисточнике взрыва.

Есть 2 основных типа сверхновых (на самом деле всё сложнее, но сейчас давайте посмотрим упрощённую иерархию).

У сверхновых II типа (их иначе называют core collapse ) взрыв происходит, когда из-за нехватки центрального давления ядро звезды сжимается под собственной "тяжестью". После катастрофического сжатия следует образование нескольких ударных волн, которые распространяются наружу и, собственно, то, что мы называем взрывом.

Причина начала такого катастрофического сжатия в том, что в какой-то момент термоядерное "топливо" в центре звезды заканчивается. Когда у вас выгорает весь гелий, углерод и т.д., вы в конце концов добираетесь до железа и никеля - элементов с самой большой энергией ядра (на нуклон). После железа и никеля вы ничего производить в термоядерном горении не можете, так как всё быстро распадается обратно.

Если нет горения, то нет и внутреннего давления. Однако есть гравитация самого ядра, которую раньше удерживало внутреннее давление. Такой дисбаланс, который ещё иногда называют чандрасекаровской неустойчивостью , и даёт начало коллапсу и взрыву. Стоит отметить, что для такой неустойчивости нужно, чтобы масса ядра была бы ~1.4 массы Солнца, иначе коллапс остановится на стадии белого карлика из-за дополнительного давления вырожденных электронов. Для этого нужно, чтобы масса изначальной звезды была > 8-10 солнечных.

В итоге после такого взрыва образуется либо нейтронная звезда, либо, если масса начальной звезды была > 20 масс Солнца - чёрная дыра.

Механизм взрыва core-collapse сверхновых до сих пор до конца не понятен, не смотря на то, что люди занимаются этой проблемой уже больше полвека. Но... В общем, в ближайшие месяцы следите за публикациями на с аффилиацией Принстона и ключевой фамилией "A. Burrows" ;)

Сверхновые I типа имеют несколько другой механизм. Они происходят в двойных системах, где одна из звёзд - это белый карлик, а другая - обычная звезда, либо гигант, либо другой белый карлик. В какой-то момент вещество с компаньона начинает перетекать на белый карлик, накапливаясь на поверхности.

Как только общая масса карлика становится больше 1.4 массы Солнца, начинается развиваться та самая чандрасекаровская неустойчивость, и происходит дальнейший коллапс этого белого карлика и, собственно, взрыв.

В результате, скорее всего, образуется нейтронная звезда.

Что это за явление такое - шаровая молния, и почему в детстве предупреждали не двигаться, если она залетит в помещение?

Вопрос о причинах взрывов сверхновых по-прежнему остаётся предметом дискуссий и служит поводом для выдвижения противоречивых гипотез.

Звезда с массой, превосходящей солнечную примерно на 20%, может со временем стать неустойчивой. Это показал в своём блестящем теоретическом исследовании, сделанном в конце 30-х годов нашего столетия, астроном Чандрасекар. Он установил, что подобные звёзды на склоне жизни порой подвергаются катастрофическим изменениям, в результате чего достигается некоторое равновесное состояние, позволяющее звезде достойно завершить свой жизненный путь. Многие астрономы занимались изучением последних стадий звёздной эволюции и исследованием зависимости эволюции звезды от её массы. Все они пришли к одному выводу: если масса звезды превышает предел Чандрасекара, её ожидают невероятные изменения.

Как мы видели, устойчивость звезды определяется соотношением между силами гравитации, стремящимися сжать звезду, и силами давления, расширяющими её изнутри. Мы также знаем, что на последних стадиях звёздной эволюции, когда истощаются запасы ядерного горючего, это соотношение обеспечивается за счёт эффекта вырождения, которое может привести звезду к стадии белого карлика и позволит ей провести остаток жизни в таком состоянии. Став белым карликом, звезда постепенно остывает и заканчивает свою жизнь, превратившись в холодный, безжизненный, невидимый звёздный шлак.

Если масса звезды превосходит предел Чандрасекара, эффект вырождения уже не в состоянии обеспечить необходимое соотношение давлений. Перед звездой остаётся только один путь для сохранения равновесия - поддерживать высокую температуру. Но для этого требуется внутренний источник энергии. В процессе обычной эволюции звезда постепенно использует для этого ядерное горючее. Однако как может звезда добыть энергию на последних стадиях звёздной эволюции, когда ядерное топливо, регулярно поставляющее энергию, на исходе?

Конечно она ещё не энергетический «банкрот», она большой, массивный объект, значительная часть массы которого находится на большом расстоянии от центра, и у неё в запасе ещё есть гравитационная энергия. Она подобна камню, лежащему на вершине высокой горы, и благодаря своему местоположению обладающему потенциальной энергией. Энергия заключённая во внешних слоях звезды, как бы находится в огромной кладовой, из которой в нужный момент её можно извлечь.

Итак, чтобы поддерживать давление, звезда теперь начинает сжиматься, пополняя таким образом запас своей внутренней энергии. Как долго продолжается это сжатие? Фред Хойл и его коллеги тщательно исследовали подобную ситуацию и пришли к выводу, что в действительности происходит катастрофическое сжатие, за которым следует катастрофический взрыв. Толчком взрыву, избавляющему звезду от избытка массы, является значение плотности, создаваемое при сжатии. Избавившись от избыточной массы, звезда тут же возвращается на путь обычного угасания.

Что вы знаете о сверхновых звездах? Наверняка скажете, что сверхновая звезда является грандиозным взрывом звезды, на месте которой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра.

Однако на самом деле не все сверхновые являются конечной стадией жизни массивных звезд. Под современную классификацию сверхновых взрывов, помимо взрывов сверхгигантов, входят также некоторые другие явления.

Новые и сверхновые

Термин «сверхновая» перекочевал от термина «новая звезда». «Новыми» называли звезды, которые возникали на небосклоне практически на пустом месте, после чего постепенно угасали. Первые «новые» известны ещё по китайским летописям, датируемым вплоть до второго тысячелетия до нашей эры. Что интересно, среди этих новых нередко встречались сверхновые. К примеру, именно сверхновую в 1571 году наблюдал Тихо Браге, который впоследствии ввёл термин «новая звезда». Сейчас нам известно, что в обоих случаях речь не идёт о рождении новых светил в буквальном смысле.

Новые и сверхновые звезды обозначают резкое увеличение яркости какой-либо звезды или группы звезд. Как правило, раньше люди не имели возможности наблюдать звёзды, которые порождали эти вспышки. Это были слишком тусклые объекты для невооруженного глаза или астрономического прибора тех лет. Их наблюдали уже в момент вспышки, что естественно походило на рождение нового светила.

Не смотря на схожесть этих явлений, в наши дни существует резкое различие в их определениях. Пиковая светимость сверхновых звезд в тысячи и сотни тысяч раз больше пиковой светимости новых. Такое расхождение объясняется принципиальным различием природы этих явлений.

Рождение новых звезд

Новые вспышки являются термоядерными взрывами, происходящим в некоторых тесных звездных системах. Такие системы состоят из и более крупной звезды-компаньона (звезды главной последовательности, субгиганта или ). Могучее тяготение белого карлика притягивает вещество из звезды-компаньона, в результате чего вокруг него образуется аккреционный диск. Термоядерные процессы, происходящие в аккреционном диске, временами теряют стабильность и приобретают взрывной характер.

В результате такого взрыва яркость звездной системы увеличивается в тысячи, а то и в сотни тысяч раз. Так происходит рождение новой звезды. Доселе тусклый, а то и невидимый для земного наблюдателя объект приобретает заметную яркость. Как правило, своего пика такая вспышка достигает всего за несколько дней, а затухать может годами. Нередко такие вспышки повторяются у одной и той же системы раз в несколько десятилетий, т.е. являются периодичными. Также вокруг новой звезды наблюдается расширяющаяся газовая оболочка.

Сверхновые взрывы обладают совершенно иной и более разнообразной природой своего происхождения.

Сверхновые принято разделять на два основных класса (I и II). Эти классы можно назвать спектральными, т.к. их отличает присутствие и отсутствие линий водорода в их спектрах. Также эти классы заметно отличаются визуально. Все сверхновые I класса схожи как по мощности взрыва, так и по динамике изменения блеска. Сверхновые же II класса весьма разнообразны в этом плане. Мощность их взрыва и динамика изменения блеска лежит в весьма обширном диапазоне.

Все сверхновые II класса порождаются гравитационным коллапсом в недрах массивных звезд. Другими словами, этот тот самый, знакомый нам, взрыв сверхгигантов. Среди сверхновых первого класса существуют те, механизм взрыва которых скорее схож с взрывом новых звезд.

Смерть сверхгигантов

Сверхновыми становятся звезды, масса которых превышает 8-10 солнечных масс. Ядра таких звезд, исчерпав, водород, переходят к термоядерным реакциям с участием гелия. Исчерпав гелий, ядро переходит к синтезу всё более тяжелых элементов. В недрах звезды создаётся всё больше слоёв, в каждом из которых происходит свой тип термоядерного синтеза. В конечной стадии своей эволюции такая звезда превращается в «слоёный» сверхгигант. В его ядре происходит синтез железа, тогда как ближе к поверхности продолжается синтез гелия из водорода.

Слияние ядер железа и более тяжёлых элементов происходит с поглощением энергии. Поэтому, став железным, ядро сверхгиганта больше не способно выделять энергию для компенсации гравитационных сил. Ядро теряет гидродинамическое равновесие и приступает к беспорядочному сжатию. Остальные слои звезды продолжают поддерживать это равновесие, до тех пор, пока ядро не сожмётся до некого критического размера. Теперь гидродинамическое равновесие теряют остальные слои и звезда в целом. Только в этом случае «побеждает» не сжатие, а энергия, выделившая в ходе коллапса и дальнейших беспорядочных реакций. Происходит сброс внешней оболочки – сверхновый взрыв.

Классовые различия

Различные классы и подклассы сверхновых объясняются тем, какой звезда была до взрыва. К примеру, отсутствие водорода у сверхновых I класса (подкласса Ib, Ic) является следствие того, что водорода не было у самой звезды. Вероятнее всего, часть её внешней оболочки была потеряна в ходе эволюции в тесной двойной системе. Спектр подкласса Ic отличается от Ib отсутствием гелия.

В любом случае сверхновые таких классов происходят у звезд, не имеющих внешней водородно-гелиевой оболочки. Остальные же слои лежат в довольно строгих пределах своего размера и массы. Это объясняется тем, что термоядерные реакции сменяют друг друга с наступлением определенной критической стадии. Поэтому взрывы звезд Ic и Ib класса так похожи. Их пиковая светимость примерно в 1,5 миллиардов раз превышает светимость Солнца. Эту светимость они достигают за 2-3 дня. После этого их яркость в 5-7 раз слабеет за месяц и медленно уменьшается в последующие месяцы.

Звёзды сверхновых II типа обладали водородно-гелиевой оболочкой. В зависимости от массы звезды и других её особенностей это оболочка может иметь различные границы. Отсюда объясняются широкий диапазон в характерах сверхновых. Их яркость может колебаться от десятков миллионов до десятков миллиардов солнечных светимостей (исключая гамма-всплески – см. дальше). А динамика изменения яркость имеет самый различный характер.

Трансформация белого карлика

Особую категорию сверхновых составляет вспышки . Это единственный класс сверхновых звезд, который может происходить в эллиптических галактиках. Такая особенность говорит о том, что эти вспышки не являются продуктом смерти сверхгигантов. Сверхгиганты не доживают до того момента, как их галактики «состарятся», т.е. станут эллиптическими. Также все вспышки этого класса имеют практически одинаковую яркость. Благодаря этому сверхновые Ia типа являются «стандартными свечами» Вселенной.

Они возникают по отличительно иной схеме. Как отмечалось ранее, эти взрывы по своей природе чем-то сходны с новыми взрывами. Одна из схем их возникновения предполагает, что они также зарождаются в тесной системе белого карлика и его звезды-компаньона. Однако, в отличие от новых звезд, здесь происходит детонация иного, более катастрофического типа.

По мере «пожирания» своего компаньона, белый карлик увеличивается в массе до тех пор, пока не достигнет предела Чандрасекара. Этот предел, примерно равный 1,38 солнечной массы, является верхней границы массы белого карлика, после которого он превращается в нейтронную звезду. Такое событие сопровождается термоядерным взрывом с колоссальным выделением энергии, на много порядков превышающим обычный новый взрыв. Практически неизменное значение предела Чандрасекара объясняет столь малое расхождение в яркостях различных вспышек данного подкласса. Эта яркость почти в 6 миллиардов раз превышает солнечную светимость, а динамика её изменения такая же, как у сверхновых Ib, Ic класса.

Гиперновые взрывы

Гиперновыми называют вспышки, энергия которых на несколько порядков превышает энергию типичных сверхновых. То есть, по сути они гиперновые являются очень яркими сверхновыми.

Как правило, гиперновым считается взрыв сверхмассивных звезд, также называемых . Масса таких звезд начинается с 80 нередко превышает теоретический предел 150 солнечных масс. Также существуют версии, что гиперновые звезды могут образовываться в ходе аннигиляции антиматерии, образованию кварковой звезды или же столкновением двух массивных звезд.

Примечательны гиперновые тем, что они являются основной причиной, пожалуй, самых энергоёмких и редчайших событий во Вселенной – гамма-всплесков. Продолжительность гамма всплесков составляет от сотых секунд до нескольких часов. Но чаще всего они длятся 1-2 секунду. За эти секунды они испускают энергию, подобную энергии Солнца за все 10 миллиардов лет её жизни! Природа гамма-всплесков до сих пор по большей части остаётся под вопросом.

Прародители жизни

Несмотря на всю свою катастрофичность, сверхновые по праву можно назвать прародителями жизни во Вселенной. Мощность их взрыва подталкивает межзвездную среду на образования газопылевых облаков и туманностей, в которых впоследствии рождаются звезды. Ещё одна их особенность состоит в том, что сверхновые насыщают межзвездную среду тяжелыми элементами.

Именно сверхновые порождают все химические элементы, что тяжелее железа. Ведь, как отмечалось ранее, синтез таких элементов требует затрат энергии. Только сверхновые способны «зарядить» составные ядра и нейтроны на энергозатратные производство новых элементов. Кинетическая энергия взрыва разносит их по пространству вместе с элементами, образовавшимися в недрах взорвавшейся звезды. В их число входят углерод, азот и кислород и прочие элементы, без которых невозможна органическая жизнь.

Наблюдение за сверхновыми

Сверхновые взрывы являются крайне редкими явлениями. В нашей галактике, содержащей более сотни миллиардов звёзд, происходит всего лишь несколько вспышек за столетие. Согласно летописным и средневековым астрономическим источникам, за последние две тысячи лет были зафиксированы лишь шесть сверхновых, видимых невооруженным глазом. Современным астрономам ни разу не доводилось наблюдать сверхновых в нашей галактике. Наиболее ближайшая произошла в 1987 в Большом Магеллановым Облаке, в одном из спутников Млечного Пути. Каждый год учёные наблюдают до 60 сверхновых, происходящих в других галактиках.

Именно из-за этой редкости сверхновые практически всегда наблюдаются уже в момент вспышки. События, предшествующие ей почти никогда не наблюдались, поэтому природа сверхновых до сих пор во многом остаётся загадочной. Современная наука не способна достаточно точно спрогнозировать сверхновые. Любая звезда-кандидат способна вспыхнуть лишь через миллионы лет. Наиболее интересна в этом плане Бетельгейзе, которая имеет вполне реальную возможность озарить земное небо на нашем веку.

Вселенские вспышки

Гиперновые взрывы случаются ещё реже. В нашей галактике такое событие случаются раз в сотни тысяч лет. Однако, гамма-всплески, порождаемые гиперновыми, наблюдаются почти ежедневно. Они настолько мощны, что регистрируются практически со всех уголков Вселенной.

К примеру, один из гамма-всплесков, расположенных в 7,5 миллиардов световых лет, можно было разглядеть невооружённым глазом. Произойти он в галактике Андромеда, земное небо на пару секунд осветила звезда с яркостью полной луны. Произойти он на другом краю нашей галактики, на фоне Млечного Пути появилось бы второе Солнце! Получается, яркость вспышки в квадриллионы раз ярче Солнца и в миллионы раз ярче нашей Галактики. Учитывая, что галактик во Вселенной миллиарды, неудивительно, почему такие события регистрируются ежедневно.

Влияние на нашу планету

Маловероятно, что сверхновые могут нести угрозу современному человечеству и каким-либо образом повлиять на нашу планету. Даже взрыв Бетельгейзе лишь осветит наше небо на несколько месяцев. Однако, безусловно, они решающим образом влияли на нас в прошлом. Примером тому служит первое из пяти массовых вымираний на Земле, произошедших 440 млн. лет назад. По одной из версий причиной этому вымиранию послужил гамма-вспышка, произошедшая в нашей Галактике.

Более примечательна совсем иная роль сверхновых. Как уже отмечалось, именно сверхновые создают химические элементы, необходимые для появления углеродной жизни. Земная биосфера не была исключением. Солнечная система сформировалось в газовом облаке, которые содержали осколки былых взрывов. Получается, мы все обязаны сверхновым своим появлением.

Более того, сверхновые и в дальнейшем влияли на эволюцию жизни на Земле. Повышая радиационный фон планеты, они заставляли организмы мутировать. Не стоит также забывать про крупные вымирания. Наверняка сверхновые не единожды «вносили коррективы» в земную биосферу. Ведь не будь тех глобальный вымираний, на Земле бы сейчас господствовали совсем другие виды.

Масштабы звездных взрывов

Чтобы наглядно понять, какой энергией обладают сверхновые взрывы, обратимся к уравнению эквивалента массы и энергии. Согласно нему, в каждом грамме материи заключено колоссальное количество энергии. Так 1 грамм вещества эквивалентен взрыву атомной бомбы, взорванной над Хиросимой. Энергия царь-бомбы эквивалента трём килограммам вещества.

Каждую секунду ходе термоядерных процессов в недрах Солнца 764 миллиона тонн водорода превращается в 760 миллион тонн гелия. Т.е. каждую секунду Солнце излучает энергию, эквивалентную 4 млн. тоннам вещества. Лишь одна двухмиллиардная часть всей энергии Солнца доходит до Земли, это эквивалентно двум килограммам массы. Поэтому говорят, что взрыв царь-бомбы можно было наблюдать с Марса. К слову, Солнце доставляет на Землю в несколько сотен раз больше энергии, чем потребляет человечество. То есть, чтобы покрыть годовые энергетические потребности всего современного человечества нужно превращать в энергию всего несколько тонн материи.

Учитывая вышесказанное, представим, что средняя сверхновая в своём пике «сжигает» квадриллионы тон вещества. Это соответствует массе крупного астероида. Полная же энергия сверхновой эквивалентна массе планеты или даже маломассивной звезды. Наконец, гамма-всплеск за секунды, а то и за доли секунды своей жизни, выплёскивает энергию, эквивалентную массе Солнца!

Такие разные сверхновые

Термин «сверхновая» не должен ассоциироваться исключительно с взрывом звёзд. Эти явления, пожалуй, также разнообразны, как разнообразны сами звёзды. Науке только предстоит понять многие их секреты.

Когда заканчивается звёздное топливо, поддерживающее термоядерную реакцию, температура внутренних областей звезды начинает понижаться и они не могут противостоять гравитационному сжатию. Звезда коллапсирует, т.е. её вещество падает внутрь. При этом иногда наблюдаются вспышка сверхновой звезды или другие бурные явления. Сверхновая звезда может засиять ярче миллиардов обычных звёзд и выделить примерно столько же световой энергии, сколько наше Солнце выделяет за миллиард лет..

За последнее тысячелетие в Нашей Галактике вспыхнули только пять сверхновых (1006, 1054, 1181, 1572, 1604). По крайней мере, столько их отмечено в письменных источниках (ещё какие-то могли быть не отмечены или взорваться за густыми газопылевыми облаками). Но сейчас астрономам каждый год удаётся наблюдать до 10 вспышек сверхновых в других галактиках. Тем не менее, такие вспышки — это всё равно редкое явление. Чаще внешние оболочки звезды сбрасываются без столь мощного взрыва. Или звезда "умирает" ещё спокойнее. Итак, возможны несколько сценариев звёздного коллапса. Рассмотрим их по отдельности.

Тихое угасание свойственно звёздам с массой менее 0,8 солнечной. Тихо угасают карликовые звёзды (все красные и коричневые карлики, а также, наверное, часть оранжевых карликов). Они превращаются в "прохладные" гелиево-водородные шары вроде Юпитера, но всё-таки во много раз больше его (в чёрные карлики). Разумеется, этот процесс происходит очень медленно, так как звезда после исчерпания термоядерного топлива ещё очень долго светит за счёт постепенного гравитационного сжатия. Наша область Вселенной столь молода, что, наверное, тихо угасших звёзд пока ещё нет.

Коллапс с образованием белого карлика характерен для звёзд с массой от 0,8 до 8 солнечных. "Выгоревшие" звёзды сбрасывают свою оболочку, из которой образуется планетарная туманность из пыли и газа. Это происходит следующим образом. Пока в ядре "горел" гелий, который превращался в углерод, высокая температура ядра (т.е. большая скорость частиц) препятствовала гравитационному сжатию ядра. Когда гелий в ядре закончился, остывающее углеродное ядро стало постепенно сжиматься, увлекая за собой внутрь звезды гелий (а также водород) из наружных слоёв. Тогда этот новый гелий "загорелся" в оболочке, и оболочка стала с огромной скоростью расширяться. Оказалось, что сравнительно "лёгкая" звезда не может удержать разлетающуюся оболочку, и она превращается в так называемую планетарную туманность. Раньше считали, что из таких туманностей образуются планеты. Оказалось, что это не так: подобные туманности расширяются и рассеиваются в пространстве, но название сохранилось. Скорость расширения планетарных туманностей составляет от 5 до 100 км/с, а в среднем — 20 км/с. Ядро звезды продолжает сжиматься, т.е. коллапсирует с образованием бело-голубого карлика, который после некоторого остывания становится белым карликом. Молодые белые карлики скрыты в пылевом коконе, который ещё не успел превратиться в хорошо заметную планетарную туманность. Вспышки сверхновой при таком коллапсе не происходит, и этот сценарий окончания активной жизни звезды очень распространён. Белые карлики описаны выше, и можно только напомнить, что по объёму они соразмерны нашей планете, что атомы в них укомплектованы максимально плотно, что вещество сжато до плотностей в полтора миллиарда раз больше, чем у воды, и что в относительно стабильном состоянии эти звёзды удерживаются за счёт отталкивания тесно прижатых друг к другу электронов.

Если звезда изначально была чуть массивней, то термоядерная реакция заканчивается не на стадии горения гелия, а чуть позже (например, на стадии горения углерода), но это не принципиально меняет судьбу звезды.

Белые карлики "тлеют" неопределённо долгое время и светятся за счёт очень медленного гравитационного сжатия. Но в некоторых особых случаях они быстро коллапсируют и взрываются с полным разрушением.

Коллапс белого карлика с полным разрушением звезды бывает в том случае, если белый карлик перетянет со спутника вещество до критической массы, составляющей 1,44 солнечной. Эта масса называется чандрасекаровской по имени индийского математика Субраманьяна Чандрасекара, вычислившего её и открывшего возможность коллапса. При такой массе взаимное отталкивание электронов уже не может препятствовать гравитации. Это приводит к внезапному падению вещества внуть звезды, к резкому сжатию звезды и увеличению температуры, "вспыхиванию" углерода в центре звезды и его "сгоранию" в идущей наружу волне. И хотя термоядерное "горение" углерода не совсем взрывное (не детонация, а дефлаграция, т.е. дозвуковое "горение"), звезда полностью разрушается и её остатки разлетаются во все стороны со скоростью 10000 км/с. Этот механизм изучен в 1960 г. Хойлом и Фаулером и носит название взрыва сверхновой звезды I типа.

Все взрывы звёзд этого типа в первом приближении одинаковы: три недели светимость растёт, а потом постепенно падает в течение 6 месяцев или чуть более долгого времени. Поэтому по вспышкам сверхновых I типа можно определять расстояния до других галактик, т.к. такие вспышки видны издалека, а их истинную яркость мы знаем. Недавно, однако, выяснилось, что эти сверхновые взрываются несимметрично (хотя бы потому, что у них есть близкий спутник), и их яркость на 10% зависит от того, с какой стороны видеть вспышку. Для определения расстояний лучше измерять блеск этих сверхновых не в момент максимума яркости, а через одну-две недели спустя, когда видимая поверхность оболочки становится почти сферической.

Возможность наблюдать очень далёкие сверхновые I типа помогает изучать скорость расширения Вселенной в разные эпохи (светимость звезды говорит о расстоянии до неё и времени события, а цвет — о скорости её удаления). Так было открыто замедление расширения Вселенной в первые 8,7 млрд. лет и ускорение этого расширения в последние 5 млрд. лет, т.е. "Второй Большой взрыв".

Коллапс с образованием нейтронной звезды присущ звёздам, которые более чем в 8 раз массивнее Солнца. На заключительной стадии их развития внутри кремниевой оболочки начинает формироваться железное ядро. Такое ядро вырастает за сутки и коллапсирует менее, чем за 1 секунду, как только достигнет чандрасекаровского предела. Для ядра этот предел составляет от 1,2 до 1,5 массы Солнца. Вещество падает внутрь звезды, причём отталкивание электронов не может остановить падения. Вещество продолжает разгоняться, падать и сжиматься до тех пор, пока не начинает сказываться отталкивание между нуклонами атомного ядра (протонами, нейтронами). Строго говоря, сжатие происходит даже более этого предела: падающее вещество по инерции превосходит точку равновесия из-за упругости нуклонов на 50% ("максимальное стискивание"). После этого "сжатый резиновый мяч отдаёт назад", и ударная волна выходит во внешние слои звезды со скоростью от 30000 до 50000 км/с. Внешние части звезды разлетаются во все стороны, а в центре взорвавшейся области остаётся компактная нейтронная звезда. Это явление называется взрывом сверхновой II типа. Взрывы эти различны по мощности и другим параметрам, т.к. взрываются звёзды различной массы и различного химического состава [разные источники]. Есть указание, что при взрыве II типа энергии выделяется не больше, чем при взрыве I типа, т.к. часть энергии поглощается оболочкой, но, может быть, это устаревшие сведения.

В описанном сценарии имеется ряд неясностей. В ходе астрономических наблюдений установлено, что массивные звёзды действительно взрываются, в результате чего образуются расширяющиеся туманности, а в центре остаётся быстро вращающаяся нейтронная звезда, излучающая регулярные импульсы радиоволн (пульсар). Но теория показывает, что идущая наружу ударная волна должна расщеплять атомы на нуклоны (протоны, нейтроны). На это должна тратиться энергия, в результате чего ударная волна должна погаснуть. Но почему-то этого не происходит: ударная волна за несколько секунд достигает поверхности ядра, далее — поверхности звезды и сдувает вещество. Авторы рассматривают несколько гипотез для разных масс, но они не кажутся убедительными. Возможно, в состоянии "максимального стискивания" или в ходе взаимодействия ударной волны с продолжающим падать веществом в силу вступают какие-то принципиально новые и неизвестные нам физические законы.

В пределах Нашей Галактики связь остатков сверхновой звезды с пульсаром к середине 1980-х годов была известна только для Крабовидной туманности.

Коллапс с образованием черной дыры присущ наиболее массивным звёздам. Он тоже называется взрывом сверхновой II типа, происходит по сходному сценарию, но в результате него вместо нейтронной звезды возникает чёрная дыра. Это происходит в тех случаях, когда масса коллапсирующей звезды столь велика, что взаимное отталкивание между нуклонами (протонами, нейтронами) не может препятствовать гравитационному сжатию. Нужно отметить, что это явление в теоретическом плане менее понятно и почти не изучено методами наблюдательной астрономии. Почему, например, вещество не полностью проваливается в чёрную дыру? Имеется ли что-то аналогичное "максимальному стискиванию"? Имеется ли идущая наружу ударная волна? Почему она не тормозится?

Недавно произведены наблюдения, из которых следует, что ударная волна сверхновой рождает в расширяющейся оболочке прежней гигантской звезды гамма- вспышку или рентгеновскую вспышку (см. раздел о гамма-всплесках).

Каждая сверхновая II типа производит активного изотопа алюминия (26Al) около 0,0001 массы Солнца. Распад этого изотопа создаёт жёсткое излучение, которое длительно наблюдалось, и по его интенсивности рассчитано, что в Галактике менее трёх солнечных масс данного изотопа. Это означает, что сверхновые IIтипа должны взрываться в Галактике в среднем два раза в столетие, чего не наблюдается. Вероятно, в последние века многие подобные взрывы не замечались (например, были далеко или происходили за облаками космической пыли). В любом случае сверхновой звезде давно пора взрываться…