Sverhnovye zvezdy

Ris. 1. Vspyshka sverhnovoi zvezdy 1972 g. v galaktike NGC 5253, nahodyasheisya ot nas na rasstoyanii okolo 13 mlnyu svetovyh let: a - fotografiya do vspyshki (4-5 iyunya 1959 g.), b - fotografiya 16-17 maya 1972 g. so sverhnovoi (pokazana strelkoi).

Pervonachal'no vse zvezdy, blesk k-ryh vnezapno uvelichivalsya bolee chem v tysyachu raz, naz. novymi zvezdami. No kogda byla ustanovlena vnegalaktich. priroda tumannostei, nazvannyh vposledstvie galaktikami, stalo yasno, chto vspyhivayushie v nih zvezdy prevoshodyat po svoim harakteristikam obychnye novye zvezdy. Dlya nih amer. astronomy F. Cvikki i U. Baade v 1934 g. predlozhili nazvanie "sverhnovye zvezdy". V sovr. literature k S.z. otnosyat vspyshki zvezd s moshnost'yu izlucheniya > 10⁴¹ erg/s.

Nablyudeniya vspyshki S.z. - ves'ma redkoe sobytie. Tak, dve poslednie vspyshki v Galaktike nablyudalis' T. Brage v 1572 g. i I. Keplerom v 1604 g. Iz vseh galaktich. S.z. tol'ko dlya etih dvuh est' dostatochno polnye dannye po vizual'nym krivym bleska. Poetomu prakticheski vse svedeniya o S.z. polucheny iz nablyudenii vspyshek v dr. galaktikah. V silu gigantskih mezhgalaktich. rasstoyanii yarkost' takih S.z. dazhe v maksimume bleska ochen' mala. Iz 480 issledovannyh vspyshek vnegalaktich. S.z. lish' ok. 80 imeli vidimuyu zvezdnuyu velichinu men'she +14^m, i primerno dlya takogo zhe kolichestva S.z. polucheny krivye bleska i spektry. Trudnosti nablyudenii uslozhnyayut issledovanie S.z. i reshenie svyazannyh s nimi problem.

Otkryvaemye S.z. prinyato oboznachat' bukvami SN (Supernova) s ukazaniem goda i ocherednosti otkrytiya (v poryadke bukv latinskogo alfavita). Tak, vspyhnuvshaya v galaktike NGC 3476 S.z., otkrytaya pervoi v 1970 g., poluchila oboznachenie SN 1970a.

Dannye nablyudenii. Sverhnovye I i II tipov.

Ris. 2. Tipichnaya krivaya bleska sverhnovoi zvezdy I tipa. Po osi absciss otlozheno vremya, po osi ordinat - raznost' zvezdnyh velichin v cvete B. Obe velichiny otschityvayutsya ot maksimuma bleska.

Po sv-vam vnegalaktich. S.z. ne yavl. odnorodnoi gruppoi ob'ektov i delyatsya na dva osn .tipa. Klassifikaciya S.z. pervonachal'no byla osnovana na razlichii optich. spektrov, a zatem poluchila podtverzhdenie v haraktere krivyh bleska. Glavnymi osobennostyami S.z. I tipa yavl. otsutstvie v optich. spektrah intensivnyh linii vodoroda i zametnoe shodstvo u otdel'nyh ob'ektov kak spektral'nyh, tak i fotometrich. sv-v (ris. 2 i 4). Naprotiv, S.z. II tipa imeyut v spektrah linii vodoroda, a ih krivye bleska otlichayutsya raznoobraziem formy (ris. 3 i 4).

Porazitel'noe sv-vo S.z. I tipa - pochti polnoe shodstvo krivyh bleska. Priblizitel'no za 15 sut yarkost' zvezdy uvelichivaetsya bolee chem na 17^m i plavno dostigaet maksimuma. V maksimume bleska S.z. prebyvaet nesk. sutok i imeet v srednem abs. zvezdnuyu velichinu v cvete B (sm. Astrofotometriya) -19,7^m [pri rasstoyanii do S.z., opredelennom po znacheniyu postoyannoi Habbla H=55 km/s/Mpk]. V etot period zvezda izluchaet ok. erg/s, chto v 12 mlrd. raz prevoshodit svetimost' Solnca. Posle dostizheniya maksimuma blesk S.z. I tipa snachala bystro spadaet - na 2-3^m za 20-30 sut, a zatem umen'shaetsya znachitel'no medlennee, postepenno vyhodya na kvazieksponencial'nyi zakon so sr. skorost'yu padeniya bleska 0,016^m v sutki. Prodolzhitel'nost' nablyudenii otdel'nyh S.z. I tipa mozhet dostigat' primerno 350 sut. Za vse vremya vspyshki S.z. I tipa izluchaet ok. erg.

V otlichie ot S.z. I tipa, krivye bleska S.z. II tipa ochen' raznoobrazny. Iz vseh krivyh bleska S.z. II tipa mozhno vydelit' dve naibolee harakternye formy: s platoobraznym uchastkom i pochti lineinym padeniem krivoi bleska (ris. 3). Priblizitel'no 2/3 obshego chisla S.z. II tipa prinadlezhat k 1-mu, a 1/3 - ko 2-mu podtipu. Pod'em krivoi bleska S.z. II tipa k maksimumu proishodit primerno v techenie 20 sut. Po sravneniyu s S.z. I tipa maksimum krivoi bleska S.z. II tipa imeet bol'shuyu prodolzhitel'nost' i sootvetstvuet men'shei svetimosti. Srednyaya S.z. II tipa v maksimume bleska imeet abs. velichinu v cvete B -17,75^m i izluchaet erg/s, chto v 6 raz men'she analogichnoi velichiny dlya S.z. I tipa. U ob'ektov 1-go podtipa padenie bleska posle maksimuma prishodit primerno na 1,5^m za 30 sut, a zatem smenyaetsya pochti platoobraznym uchastkom, k-ryi harakterizuetsya umen'sheniem bleska priblizitel'no na 0,013^m v sutki i ohvatyvaet period ok. 50 sut (ris. 3, a). Posle prohozhdeniya platoobraznogo uchastka blesk S.z. rezko umen'shaetsya. S.z. 2-go podtipa posle maksimuma demonstriruet dovol'no bystroe i pochti lineinoe padenie krivoi bleska (ris. 3, b). Nablyudeniya otdel'noi S.z. II tipa prodolzhayutsya, kak pravilo, ne bolee 150 sut. Za etot period S.z. II tipa izluchaet ~ 10⁴⁹ erg.

Ris. 3. Tipichnye krivye bleska sverhnovyh II tipa: a - s platoobraznym uchastkom, b - s pochti lineinym padeniem krivoi bleska. Po osyam koordinat otlozheny te zhe velichiny, chto i na ris. 2.

Principial'noi osobennost'yu S.z. yavl. shodstvo profilei spektral'nyh linii s takovymi u zvezd tipa P Cyg. Profili tipa P Cyg obrazuyutsya v obolochke, rasshiryayusheisya s gradientom skorosti (ris. 5).V takoi obolochke blagodarya effektu Doplera processy poglosheniya nepreryvnogo spektra fotosfery atomami obolochki i posleduyushego pereizlucheniya proishodyat nezavisimo v razlichnyh ee sloyah. V rezul'tate formiruetsya spektr. liniya, sostoyashaya iz emissionnogo i absorbcionnogo komponentov. Maksimum emissii prihoditsya na nesmeshennuyu dlinu volny linii atoma , poskol'ku on sozdaetsya obshirnymi oblastyami obolochki (b), imeyushimi nulevye luchevye skorosti otnositel'no nablyudatelya. Atomy, udalyayushiesya ot nablyudatelya oblastei obolochki (a) v silu effekta Doplera izluchayut v "krasnom" (bolee dlinnovolnovom) kryle spektr. linii, a priblizhayushihsya oblastei (c) - v "fioletovom" (korotkovolnovom) kryle. Priblizhayushayasya k nablyudatelyu oblast' (d) v osnovnom pogloshaet izluchenie fotosfery i formiruet absorbcionnyi komponent. Velichina smesheniya minimuma absorbcii v fioletovuyu chast' spektra opredelyaetsya znacheniem skorosti rasshireniya obolochki vblizi urovnya fotosfery. Polozheniya kraev emissionnogo i absorbcionnogo komponentov opredelyayutsya maks. skorost'yu rasshireniya obolochki. Primerom spektr. linii s profilem P Cyg mozhet sluzhit' liniya CaII s (ris. 4).

Spektry S.z. I tipa harakterizuyutsya nalichiem nepreryvnogo spektra, soderzhashego osn. chast' izluchaemoi energii (ris. 4). Nepreryvnyi spektr zavedomo prisutstvuet do maksimuma bleska i primerno 200 sut posle nego. Za 10 sut do maksimuma cvetovaya temperatura S.z. I tipa sostavlyaet primerno 50 tys. K, a vblizi maksimuma 15 tys. K. Posle maksimuma bleska umen'shenie cvetovoi temperatury proishodit eshe primerno 30 sut, a zatem pri temp-re ok. 5 tys. K prekrashaetsya. V dal'neishem cvetovaya temperatura izmenyaetsya slabo. Na nachal'noi stadii vspyshki S.z. I tipa radius ee fotosfery uvelichivaetsya so vremenem i vblizi maksimuma bleska dostigaet sm, chto v 100 raz prevyshaet razmery orbity Zemli. V spektrah S.z. I tipa otozhdestvleny linii ionizovannyh atomov Ca, Si, Mg i Fe (ris. 4). Iz profilei etih spektr. linii sleduet, chto v srednem skorost' rasshireniya obolochki na urovne fotosfery sostavlyaet 10 tys. km/s, a v samyh naruzhnyh sloyah 20 tys. km/s. Spektr. linii S.z. I tipa obladayut udivitel'nym sv-vom: luchevye skorosti, opredelennye po smesheniyam minimumov absorbcionnyh komponentov linii, ostayutsya neizmennymi ok. 240 sut. Primerno cherez 200 sut posle maksimuma bleska rol' nepreryvnogo spektra umen'shaetsya, i integral'nyi svetovoi potok S.z. pochti polnost'yu opredelyaetsya izlucheniem v mnogochislennyh zapreshennyh liniyah ionizovannyh atomov zheleza (FeII, FeIII).

Ris. 4. Sravnenie spektrov sverhnovyh I tipa (NGC 5253, SN 1972e) i II tipa (NGC 5457, SN 1970g). Spektry otnosyatsya k razlichnym momentam vremeni, otschitannym ot momenta maksimuma bleska. Ukazany nesmeshennye dliny voln linii vodoroda (), atomov NaI i MgI, iona CaII. Po osi ordinat dana otnositel'naya intensivnost' v logarifmicheskom masshtabe.

V protivopolozhnost' S.z. I tipa, u S.z. II tipa na protyazhenii vsei vspyshki pochti vsya izluchaemaya energiya zaklyuchena v nepreryvnom spektre. Cvetovaya temp-ra S.z. II tipa v maksimume bleska 20 tys. K, a zatem v techenie 90 sut umen'shaetsya do 4-5 tys. K, v dal'neishem ostavayas' prakticheski postoyannoi. Radius fotosfery v maksimume bleska dostigaet razmerov ~ 10¹⁵ sm. Spektry S.z. II tipa soderzhat prezhde vsego linii Bal'mera serii vodoroda, neitral'nyh atomov O, Na i Mg, a takzhe ionizovannyh atomov Ca i Fe (ris. 4). K osobennosti S.z. II tipa otnositsya poyavlenie zapreshennyh linii OI primerno cherez 90 sut posle maksimuma bleska i linii CaII cherez 190 sut. Vblizi maksimuma bleska naibol'shaya skorost' rasshireniya obolochki, opredelennaya iz profilei spektr. linii, sostavlyaet ok. 14 tys. km/s, a luchevye skorosti, naidennye po absorbcionnym komponentam, 7 tys. km/s. V otlichie ot S.z. I tipa, eti luchevye skorosti za period 180 sut umen'shayutsya po krainei mere v 2 raza i v posleduyushie 80 sut pochti ne izmenyayutsya.

Statistich. analiz vspyshek S.z. vyyavil ryad principial'nyh osobennostei. Okazalos', chto S.z. I tipa vspyhivayut v galaktikah vseh vidov, a S.z. II tipa - tol'ko v spiral'nyh galaktikah Sb i Sc (sm. Galaktiki). Chastota vspyshek S.z. I tipa, rasschitannaya na edinicu massy materinskoi galaktiki, rastet v posledovatel'nosti tipov galaktik E-S0-Sb-Sc-IrI, prichem ot galaktik tipa E k IrI ona uvelichivaetsya pochti v 100 raz. Chastota vspyshek S.z. II tipa v spiral'nyh galaktikah Sc raza v dva vyshe, chem v Sb. Dlya kazhdogo konkretnogo tipa galaktik sushestvuet pryamaya zavisimost' chastoty vspyshek S.z. ot svetimosti galaktiki. Sr. interval vremeni mezhdu dvumya posledovatel'nymi vspyshkami S.z. proizvol'nyh tipov v nek-roi sr. galaktike ok. 180 let.

Ris. 5. Shema obrazovaniya profilya spektral'noi linii tipa P Cyg: 1- fotosfera izluchayushaya v nepreryvnom spektre; 2 - obolochka, rasshiryayushayasya s narastayushei naruzhu skorost'yu (u obolochki imeetsya radial'nyi gradient skorosti); A - oblast' formirovaniya absorbcionnogo komponenta; E - oblast' formirovaniya emissionnogo komponenta. Indeksami a, b, c, d otmecheniy oblasti obolochki zvezdy, formiruyushie sootvetstvuyushie uchastki profilya spektral'noi linii.

Izuchenie prostranstv. raspredeleniya S.z. v predelah materinskih galaktik pokazalo, chto S.z. I tipav elliptich. galaktikah (E) vspyhivayut preimushestvenno na periferii, a v spiral'nyh galaktikah ne korreliruyut so spiral'nymi rukavami. Na osnove etih dannyh, a takzhe togo, chto v elliptich. galaktikah nablyudayutsya tol'ko S.z. I tipa, delayut vyvod o tom, chto zvezdy, vspyhivayushie kak S.z. I tipa, prinadlezhat starym malomassivnym zvezdam (s massoi ). Naoborot, S.z. II tipa nablyudayutsya tol'ko v zvezdnyh sistemah s chetko vyrazhennoi spiral'noi strukturoi, i, bolee togo, oni vspyhivayut preimushestvenno v spiral'nyh rukavah. Otsyuda sleduet, chto zvezdy, vspyhivayushie kak S.z. II tipa, prinadlezhat molodym massivnym zvezdam.

Vazhnye svedeniya mogli by dat' nablyudeniya zvezdy nakanune vspyshki. Odnako kak S.z. I tipa, tak i S.z. II tipa v etot period ne nablyudalis', poskol'ku v dalekih galaktikah na etoi stadii oni ne vidny. Naryadu so vspyshkami vnegalaktich. S.z. intensivno izuchayutsya v nashei i blizkih k nam galaktikah ostatki vspyshek sverhnovyh, k-rye obrazuyutsya pri vzaimodeistvii vybroshennoi vo vremya vspyshki obolochki s okolozvezdnym ili (i) mezhzvezdnym veshestvom. Po sv-vam ostatkov vspyshek S.z. mozhno opredelit' vazhnuyu harakteristiku S.z. - kinetich. enegiyu obolochki. Ona mozhet dostigat' 10⁵⁰-10⁵¹ erg. V ryade sluchaev udalos' obnaruzhit' zvezdnye ostatki vspyshek - neitronnye zvezdy. Naibolee yarkim primerom obrazovaniya neitronnyh zvezd pri vspyshkah S.z. yavl. Krabovidnaya tumannost' i soderzhashayasya v nei neitronnaya zvezda - pul'sar. Oni voznikli v nashei Galaktike pri vspyshke S.z. 1054 goda. Genetich. svyaz' mezhdu vspyshkami S.z. i obrazovaniem neitronnyh zvezd ukazyvaet na principial'nuyu rol' gravitacionnogo kollapsa v processe vspyshki.

Konechnye stadii evolyucii zvezd i vspyshki sverhnovyh.

Izuchenie dannyh nablyudenii idet parallel'no s razrabotkoi teorii vspyshek S.z. Po sovr. predstavleniyam, vspyshka S.z. - eto vzryv zvezdy s vydeleniem energii ~ 10⁵⁰-10⁵¹ erg. Takoi vzryv yavl. rezul'tatom dinamicheskoi evolyucii yadra zvezdy, k-raya nachinaetsya s momenta narusheniya gidrostatich. ravnovesiya v zvezde, uzhe daleko prodvinuvsheisya v svoei evolyucii. Dinamich. evolyuciya yadra zavershaetsya libo polnym razletom veshestva zvezdy, libo gravitac. kollapsom yadra. Harakter evolyucii v osnovnom opredelyaetsya massoi zvezdy.

Pozdnie stadii evolyucii zvezdy nachinayutsya s termoyadernogo goreniya geliya v ee central'noi oblasti, chto na liagramme Gershprunga-Ressela sootvetstvuet perehodu zvezdy s glavnoi posledovatel'nosti v oblast' krasnyh gigantov. V processe evolyucii central'naya oblast' zvezdy stanovitsya vse plotnee i goryachee, a ee obolochka, naoborot, rasshiryaetsya i ohlazhdaetsya. Pri etom vozrastayut i stanovyatsya opredelyayushimi poteri zvezdoi energii za schet izlucheniya (neitrino obrazuyutsya gl. obrazom pri annigilyacii elektron-pozitronnyh par). Posle zaversheniya gelievogo goreniya v centre zvezdy obrazuetsya uglerodno-kislorodnoe yadro (C-O-yadro), prichem ego massa tem bol'she, chem bol'she massa zvezdy na glavnoi posledovatel'nosti. V C-O-yadre s dostatochno maloi massoi davlenie polnost'yu opredelyaetsya vyrozhdennym gazom elektronov. Vyrozhdennoe C-O-yadro mozhet imet' massu vplot' do Chandrasekara predela, t.e. do verhnego predela massy vyrozhdennoi zvezdy, eshe nahodyasheisya v gidrostatich. ravnovesii. Dlya C-O-yadra predel Chandrasekara raven , i yadro s massoi, prevyshayushei eto znachenie, yavl. nevyrozhdennym. Dal'neishaya evolyuciya zvezdy proishodit po-raznomu dlya vyrozhdennogo i nevyrozhdennogo C-O-yader.

Snachala v vyrozhdennom C-O-yadre termoyadernye reakcii s uglerodom pochti ne protekayut, poskol'ku sushestvuet intensivnoe ohlazhdenie yadra neitrinnym izlucheniem (neitrino unosyat energiyu iz yadra). Vydelenie energii v zvezde na etoi stadii evolyucii proishodit v osnovnom za schet sloevyh istochnikov energii, samyi vnutrennii iz k-ryh raspolozhen na granice vyrozhdennogo central'nogo yadra. Massa C-O-yadra postepenno uvelichivaetsya blagodarya postupleniyu v nego produktov goreniya iz sloevogo istochnika. Po mere uvelicheniya massy v C-O-yadre vozrastayut plotnost' i temp-ra. Priblizhenie massy C-O-yadra k predelu Chandrasekara soprovozhdaetsya rezkim uvelicheniem plotnosti centre yadra, chto privodit k sil'nomu relyativistskomu vyrozhdeniyu elektronnogo gaza. Takoi rost vyrozhdennogo yadra harakteren dlya evolyucii zvezdy s massoi na glavnoi posledovatel'nosti. V konce koncov v yadre sozdayutsya usloviya dlya "zazhiganiya" ugleroda. Poskol'ku povyshenie temp-ry v sil'no vyrozhdennom veshestve prakticheski ne privodit k uvelicheniyu davleniya, to gorenie ugleroda razvivaetsya pri postoyannoi plotnosti i prieobretaet harakter teplovogo vzryva. Pri etom narushaetsya gidrostaticheski ravnovesnyi rezhim goreniya, i proishodit termoyadernyi vzryv C-O-yadra zvezdy. V processe uglerodnogo goreniya temp-ra sil'no povyshaetsya i vsled za osn. yadernoi reakciei sinteza Mg osushestvlyaetsya cepochka yadernyh reakcii, vedushih k obrazovaniyu elementov vplot' do elementov "zheleznogo pika" (Fe, Ni i dr.) na krivoi rasprostranennosti elementov. Yadra elementov zheleznogo pika sposobny zahvatyvat' elektrony, v rezcl'tate nachinaetsya intensivnaya neitronizaciya veshestva. Neitronizaciya produktov goreniya ugleroda sposobstvuet narusheniyu gidrostatich. ravnovesiya i sozdaet tendenciyu k kollapsu zvezdy. T.o., s samogo nachala termoyadernogo goreniyaugleroda voznikaet konkurenciya protivopolozhnyh tendencii - k vzryvu i k kollapsu.

Osn. rezul'taty gidrostatich. raschetov termoyadernogo vzryva vyrozhdennogo C-O-yadra zvezdy sostoyat v sleduyushem: 1) pri nachal'noi central'noi plotnosti g/sm³ proishodit polnyi razlet C-O-yadra s polnym ili chastichnym sgoraniem ugleroda, kinetich. energiya razletayushegosya veshestva erg; 2) pri g/sm³ proishodit gravitac. kollaps C-O-yadra, k-ryi soprovozhdaetsya vybrosom samyh vnesh. sloev s nebol'shoi kinetich. energiei erg. Gravitac. kollaps vnutr. chasti yadra s massoi privodit k obrazovaniyu neitronnoi zvezdy sootvetstvuyushei massy. Pervyi sluchai mozhet realizovat'sya pri evolyucii odinochnyh zvezd, vtoroi - pri evolyucii tesnyh dvoinyh zvezd.

Nevyrozhdennoe C-O-yadro obrazuetsya v zvezde, imeyushei massu na glavnoi posledovatel'nosti. V etom sluchae dal'neishaya yadernaya evolyuciya central'nyh oblastei zvezdy prohodit cherez stadii termoyadernogo goreniya C, Ne, O, Si i zavershaetsya obrazovaniem elementov zheleznogo pika. Posle ischepaniya zapasov yadernogo topliva zvezda intensivno teryaet energiyu posredstvom neitrinnogo izlucheniya. Poteri energii privodyat k dal'neishemu szhatiyu zvezdy i nagrevaniyu veshestva, t.k. elektronnyi gaz vnutri dostatochno massivnyh zheleznyh yader zvezd fakticheski ne vyrozhden. Uvelichenie temp-ry i plotnosti v konce koncov vyzyvaet raspad yader zheleznogo pika na neitrony i yadra geliya, k-rye v sovyu ochered' raspadayutsya na neitronyi protony. Process raspada yader zheleza trebuet stol' znachit. zatrat energii teplovogo dvizheniya na preodolenie energii svyazi atomnyh yader, chto s uvelicheniem plotnosti veshestva rezko zamedlyaetsya rost davleniya. K podobnomu effektu vedut takzhe processyrozhdeniya elektron-pozitronnyh par i neitronizacii veshestva. V rezul'tate narushaetsya gidrostatich. ravnovesie - sily davleniya ne mogut protivostoyat' silam tyagoteniya, i nachinaetsya gravitac. kollaps zheleznogo yadra zvezdy.

Ris. 6. Shema vozmozhnyh putei obrazovaniya sverhnovyh zvezd. - massa zvezdy na glavnoi posledovatel'nosti, - massa uglerodno-kislorodnogo yadra, - massa zheleznogo yadra.

Gidrodinamich. issledovaniya gravitac. kollapsa zheleznyh yader zvezd dali sleduyushie rezul'taty. Pri masse zheleznogo yadra (t.e. men'she predel'noi massy holodnoi neitronnoi zvezdy) gravitac. kollaps v nek-ryi moment ostanavlivaetsya. Obrazovavshayasya goryachaya neitronnaya zvezda posle ohlazhdeniya, vyzvannogo neitrinnym izlucheniem, prevrashaetsya v holodnuyu neitronnuyu zvezdu. Pri etom, nesmotrya na ryad faktorov, sposobstvuyushih razvitiyu vzryva i vybrosu obolochki: termoyadernoe gorenie ugleroda i kisloroda vo vnesh. sloyah zvezdy, perenos enegrii posredstvom neitrino ot yadra k vnesh. sloyam zvezdy, rezkuyu ostanovku kollapsa central'noi oblasti zvezdy, privodyashuyu k otskoku padayushih vnesh. sloev, - ne poluchaetsya nikakogo vybrosa veshestva, sopostavimogo po energii so vspyshkoi S.z. Takoi vneshne nezametnyi gravitac. kollaps mozhet byt' vse-taki obnaruzhen po moshnomu impul'su neitrinnogo izlucheniya (sm. Neitrinnaya astronomiya). Esli zhe massa zheleznogo yadra , to gravitac. kollaps prodolzhaetsya neogranichenno i perehodit v relyativistskuyu stadiyu s obrazovaniem chernoi dyry (sm. Relyativistskii gravitacionnyi kollaps).

Dinamich. evolyuciyu yadra rassmatrivayut bez ucheta vyshelezhashih sloev zvezdy, t.k. oni ne uspevayut reagirovat' na izmeneniya fiz. sostoyaniya yadra. Odnako s razvitiem processa vzryva yadra uzhe prihoditsya uchityvat' ego vozdeistvie na obolochku zvezdy. Gidrodinamich. rassmotrenie etogo vozdeistviya otrazhaet dve principial'nye storony yavleniya vspyshki S.z.: dinamiku vybrosa obolochki i formirovanie krivoi bleska. Putem sravneniya gidrodinamich. modelei vspyshek S.z. s fotometrich. ispektr. dannymi nablyudenii mozhno opredelit' trebovaniya, k-rym dolzhny udovletvoryat' mehanizm vzryva i harakteristiki zvezdy pered vspyshkoi. Okazalos', cht osv-va S.z. I tipa mogut byt' ob'yasneny mgnovennym vzryvom i posleduyushim medlennym vydeleniem energii v techenie vsego vremeni nablyudaemogo izmeneniya bleska. Pri etom polnaya vydelennaya energiya sostavlyaet erg, massa vybroshennogo veshestva - ok. , a razmery zvezdy pered vspyshkoi sravnimy s razmerami belogo karlika.

Istolkovanie harakternyh osobennostei vspyshki S.z. II tipa vozmozhno, esli schitat', chto v zvezde so strukturoi sverhgiganta vsya energiya vydelyaetsya srazu. Ob'ekty 1-go podtipa v srednem imeyut energiyu vzryva erg, massu vybroshennoi obolochki i radius zvezdy nakanune vspyshki . Ob'ekty 2-go podtipa otlichayutsya ot ob'ektov 1-go podtipa, po-vidimomu, znachitel'no men'shei massoi vybroshennogo veshestva.

Sovr. teoriya S.z. daleka ot zaversheniya. Odnako uzhe seichas na osnove analiza vspyshek S.z. i issledovanii zaklyuchitel'nyh dinamich. stadii evolyucii zvezd mozhno sostavit' primernuyu shemu obrazovaniya S.z. (ris. 6). S.z. I tipa mozhet voznikat' kak pri gravitac. kollapse, tak i pri termoyadernom vzryve C-O-yadra, a takzhe v sluchae gravitac. kollapsa zheleznogo yadra v neitronnuyu zvezdu pri otsutstvii protyazhennoi vodorodno-gelievoi obolochki zvezdy. Medlennoe vydelenie energii mogut obespechivat' razlichnye mehanizmy, imeyushie ishodnym istochnikom kinetich. energiyu vrasheniya neitronnoi zvezdy (pri ee nalichii) libo raspad radioaktivnogo izotopa Ni v Co i dalee v Fe, esli neitronnoi zvezdy ne obrazuetsya. S.z. II tipa yavl., po-vidimomu: a) rezul'tatom termoyadernogo vzryva C-O-yadra pri ponizhennoi central'noi plotnosti s polnym razletom zvezdy ili b) rezul'tatom gravitac. kollapsa zheleznogo yadra v neitronnuyu zvezdu pri opredelennyh usloviyah - nalichii u zvezdy protyazhennoi vodorodno-gelievoi obolochki i peredachi ei energii s pomosh'yu mehanizmov, svyazannyh s vrasheniem neitronnoi zvezdy (posredstvom, napr., magnitnogo polya).

Lit.:
Pskovskii Yu.P., Novye i sverhnovye zvezdy, M., 1974;
Kaplan S.A., Shklovskii I.S., Sverhnovye zvezdy, 2 izd., M., 1976;
Imshennik V.S., Nadezhin D.K., Konechnye stadii evolyucii zvezd i vspyshki sverhnovyh, v kn.: Itogi nauki i tehniki, ser. Astronomiya, t. 21, M., 1982;
Zel'dovich Ya.B., Novikov I.D., Teoriya tyagoteniya i evolyuciya zvezd, M., 1971;
Sobolev V.V., Kurs teoreticheskoi astrofiziki, 2 izd., M., 1975.