High-Mass Stars: Supergiants and Core-Collapse Supernovae

Звёзды большой массы: сверхгиганты и сверхновые с коллапсом ядра

Knowledge Ark · Вселенная · Глава 04 / Статья 05

Массивные звёзды & момент коллапса

Глубоко внутри яркой звезды заканчиваются последние виды ядерного топлива. Её ядро падает внутрь, ударная волна с трудом распространяется наружу, и исход может изменить целое звёздное окружение.

СверхгигантыВзрывающиеся звёздыКомпактные остатки
An asymmetric stellar explosion An original conceptual illustration of a massive-star explosion. Warm asymmetric ejecta surround a brilliant blue-white central glow against dark space. Colors, brightness, structure, and sizes are illustrative. The bright center is not a direct optical view of a neutron star or black hole.
Художественное изображение расширяющегося вещества сверхновой. Центральное свечение представляет яркое событие, а не прямой оптический вид компактного остатка; размеры и цвета являются иллюстративными.
Больше топлива - более короткая жизньМассивные звёзды быстро расходуют ядерное топливо, поскольку высвобождают энергию с такой высокой скоростью.
Сначала происходит коллапсКоллапсирующее ядро может породить ударную волну, но для успешного взрыва необходимо, чтобы эта волна продолжала двигаться наружу.
Возможны несколько исходовЗа этим может последовать нейтронная звезда, чёрная дыра или - при взрыве другого типа - полное разрушение.
Короткая жизнь с долговременным влиянием

Почему массивные звёзды важны?

Массивная звезда на протяжении всей жизни изменяет своё окружение. Сначала действуют ультрафиолетовое излучение и звёздные ветры. Если позднее звезда взрывается, быстро движущаяся выброшенная материя переносит энергию и вновь образовавшиеся элементы в окружающий газ.

Чтобы понять это последнее событие, нужно проследить за двумя связанными историями: как звезда формирует своё ядро и как энергия, высвобождаемая при коллапсе, может достичь внешних слоёв.[1], [9]

В предыдущей статье рассматривались красные гиганты и белые карлики. Здесь мы изучаем звёзды, внутренние области которых могут пройти гораздо дальше в процессе ядерного горения.

01
Масса определяет строение внутренних областей, но не каждый исход

Что делает звезду «массивной»?

В обсуждениях звёздной эволюции диапазон массивных звёзд начинается примерно с начальной массы в восемь-десять масс Солнца. Это приблизительный переход: химический состав, внутреннее перемешивание и потеря массы влияют на то, какие звёзды в итоге испытают коллапс ядра.[1], [3]

Больший запас топлива не обязательно означает более долгую жизнь. Массивные звёзды обладают высокой светимостью, поэтому расходуют топливо гораздо быстрее. В их горячих ядрах бо́льшая часть энергии горения водорода обычно вырабатывается посредством CNO-цикла, значение которого зависит как от температуры, так и от доступного количества углерода, азота и кислорода.[1]

Иллюстративная продолжительность жизни на главной последовательности

Звезда массой 9 Солнц

Около 26–31 миллиона лет горения водорода в ядре в одном наборе моделей с солнечной металличностью.

То же семейство моделей

Звезда массой 60 Солнц

Около 3.5–4.5 миллиона лет горения водорода в ядре, несмотря на гораздо большую начальную массу.

Эти диапазоны сопоставляют расчёты для невращающихся и вращающихся звёзд. Они описывают главную последовательность, а не всю жизнь звезды, и являются примерами моделей, а не универсальными часами.[2]

02
Внешний вид поверхности звезды не раскрывает всей её истории

Все ли массивные звёзды становятся красными сверхгигантами?

Многие массивные звёзды после исчерпания водорода в ядре расширяются и превращаются в сверхгиганты. Протяжённая и более холодная фотосфера создаёт красного сверхгиганта, а более горячая поверхность - голубого сверхгиганта. Эти цвета описывают поверхность, тогда как в ядре могут происходить совсем иные изменения.

Не существует универсальной последовательности перехода через красную, жёлтую и голубую стадии. Некоторые звёзды остаются относительно горячими, некоторые становятся красными сверхгигантами, а некоторые по мере эволюции своей структуры вновь смещаются к более высоким температурам.[1]

Ветры могут удалить часть звезды

Горячие звёзды создают ветры, когда излучение передаёт импульс их газу, особенно за счёт поглощения и рассеяния в линиях металлов. У горячих звёзд при прочих равных условиях более низкая металличность часто ослабляет эти ветры и позволяет сохранить больше массы.

Ветры холодных сверхгигантов, вспышки и потеря оболочки в двойной системе связаны с дополнительными физическими процессами. Одно простое правило металличности не может описать все способы, которыми массивная звезда теряет вещество.[4]

Компаньон может изменить путь эволюции

В тесной двойной системе звезда может передавать газ компаньону, терять значительную часть водородной оболочки или сливаться с другой звездой. Наблюдения показывают, что такие взаимодействия распространены среди массивных звёзд спектрального класса O.[5]

У некоторых обнажённых звёзд, где доминирует звёздный ветер, наблюдаются спектры Вольфа–Райе, но это название не обозначает универсальную финальную стадию. Не каждая лишённая оболочки гелиевая звезда имеет классический спектр Вольфа–Райе, а некоторые чрезвычайно яркие, богатые водородом звёзды Вольфа–Райе всё ещё сжигают водород в своих ядрах.[4]

03
От миллионов лет до быстро меняющихся недр в финале

Что происходит по мере смены ядерного топлива?

После водорода ядро достаточно массивной звезды может сжигать гелий, углерод, неон, кислород и кремний. При горении гелия образуются углерод и кислород. Последующие реакции ещё больше изменяют состав и в итоге формируют ядро, богатое ядрами железной группы. В оболочках за пределами ядра может продолжаться горение более раннего топлива.[6]

Composition zones before massive-star core collapse A simplified nested cross-section of a late-stage massive star that retains its hydrogen-rich envelope. From outside inward, the labels identify hydrogen, helium, carbon and neon, oxygen, silicon and sulfur, and an iron-group core. These are dominant composition zones, not a claim that every layer is actively burning. Interfaces are enlarged and not to scale.Before core collapseHydrogenHeliumCarbon–neonOxygenSilicon–sulfurIron group
Схематичное изображение массивной звезды на поздней стадии, сохраняющей водородную оболочку. Подписи обозначают области с преобладающим составом, а не чистые слои и не утверждают, что в каждой оболочке одновременно идёт горение. Пропорции не соблюдены.[6]

Почему поздние стадии проходят так быстро?

На поздних стадиях горения улетающие нейтрино уносят большое количество энергии из горячего ядра. Ядерные реакции должны протекать быстро, чтобы компенсировать эту потерю. Поэтому одной видимой светимости звезды недостаточно, чтобы объяснить темп её финальной эволюции.[6], [9]

Одна модель звезды массой 20 Солнц и солнечной металличностью
Центральное топливо Примерная продолжительность Что меняется внутри?
Водород 8 миллионов лет Гелий накапливается в ядре.
Гелий 1 миллион лет Образуются углерод и кислород.
Углерод 1 000 лет Несколько каналов реакций образуют неон, натрий, магний и другие ядра и перераспределяют их.
Неон 7 месяцев Фотодезинтеграция и захват гелия перестраивают смесь.
Кислород 1 год Кремния, серы и других ядер становится больше.
Кремний 12 дней Сеть реакций изменяет состав в направлении железной группы.

Округлённые значения из одной иллюстративной модели в работе Woosley, Heger & Weaver (2002), таблица I. Это не универсальный отсчёт: в этом примере горение кислорода длится дольше горения неона.[6]

Действительно ли кремний просто сливается в железо?

«Горение кремния» обозначает сложную сеть реакций. Энергичные фотоны расщепляют некоторые ядра, тогда как другие ядра захватывают высвободившиеся частицы. При достаточно высоких температурах эти процессы перестраивают вещество, образуя ядра железной группы. Одна реакция слияния кремния с кремнием дала бы вводящую в заблуждение картину.[6]

04
Коллапс внутрь и взрыв наружу - разные события

Как коллапсирующее ядро может вызвать взрыв?

Вещество железной группы не может обеспечить постоянный источник энергии, доступный на более ранних стадиях горения. По мере роста и потери устойчивости центрального ядра электронный захват уменьшает электронное давление. При высоких температурах распад ядер также поглощает энергию.

Эта неустойчивость зависит от состава, энтропии и структуры ядра. Она не запускается при какой-то одной точной универсальной массе в 1,4 массы Солнца, и давление не исчезает просто так.[7]

  1. 01 · Быстрое сжатие

    Ядро падает внутрь

    Внутреннее ядро коллапсирует до ядерных плотностей за долю секунды. По мере того как вещество становится гораздо более компактным, высвобождается гравитационная энергия.[7], [9]

  2. 02 · Отскок

    Плотное вещество сопротивляется сжатию

    При очень высокой плотности реакция давления становится более жёсткой. Коллапс внутренней области прекращается и сменяется отскоком, что помогает сформировать распространяющуюся наружу ударную волну.[9]

  3. 03 · Остановка ударной волны

    Ударная волна теряет энергию

    Разрушение ядер и испускание нейтрино ослабляют ударную волну. Продолжающееся падение вещества внутрь также препятствует её продвижению, поэтому одного отскока обычно недостаточно, чтобы выбросить звезду.[8]

  4. 04 · Возможное оживление

    Нагрев нейтрино может помочь

    Поглощение небольшой доли нейтрино нагревает вещество за ударной волной. Турбулентные движения вещества могут помочь этому нагреву вновь запустить расширение.[8]

Neutrino heating below a stalled supernova shock An idealized post-bounce cross-section. Straight arrows outside the dashed stalled shock point inward with accreting matter. A proto-neutron star sits at the center. Wavy outward arrows represent neutrinos reaching the surrounding heating region, separated from the central object by an inner layer not labeled as net heating. Only a small fraction of neutrinos deposit energy; most escape. The diagram does not show a revived outward-moving shock, detailed turbulence, or physical radius proportions.AccretionνStalledshockHeatingregionProto-neutronstar
Идеализированный вид после отскока. Газ аккрецирует внутрь; волнистые стрелки показывают движущиеся наружу нейтрино. За остановившейся ударной волной, вне внутренней области, где важна нейтринная охладка, находится область нагрева. Большинство нейтрино уходит. Трёхмерная турбулентность и фактические соотношения размеров не показаны.[8], [9]

Этот механизм нейтринного нагрева является ведущим объяснением многих обычных сверхновых с коллапсом ядра. Его успех зависит от умирающей звезды и меняющегося потока вокруг новорождённого остатка. Некоторые коллапсирующие ядра не создают мощного взрыва, направленного наружу.[8], [10]

Могут ли вращение и магнитные поля вызвать другой тип взрыва?

В необычных быстро вращающихся системах магнитные напряжения и джеты могут играть важную роль. Некоторые энергичные сверхновые типа Ic с широкими линиями связаны с длительными гамма-всплесками. Эти редкие события не следует считать стандартным исходом для каждой массивной звезды.[9], [12]

05
Световое зрелище показывает лишь часть высвободившейся энергии

Что питает наблюдаемую нами сверхновую?

Гравитация обеспечивает колоссальную энергию коллапса ядра, но большая часть этой энергии не выходит в виде видимого света. Ниже приведены полезные порядки величины для обычного события; отдельные взрывы значительно различаются.[9], [11]

Нейтрино

Несколько × 1053 эрг

Основной канал энергии, уносимый горячим формирующимся остатком.

Движущийся выброс

Около 1051 эрг

Кинетическая энергия звёздного вещества, выброшенного наружу взрывом.

Электромагнитное излучение

Около 1049 эрг

Энергия, излучённая в виде света во всём диапазоне длин волн за время яркого события.

Эрг — единица энергии; один эрг равен 10−7 джоулей. Это отдельные полные значения энергии, а не светимости и не мера эффективности нейтринного нагрева.[11]

От прорыва ударной волны до меняющейся кривой блеска

Когда ударная волна достигает слоёв, из которых излучение может выйти наружу, прорыв ударной волны создаёт краткую вспышку. Затем расширяющийся выброс остывает. Во многих богатых водородом событиях рекомбинация водорода помогает регулировать выход излучения из оболочки, создавая широкое плато.

Радиоактивный распад — особенно никеля-56 в кобальт-56, а затем в железо-56 — может поддерживать свечение выброса. Столкновения с газом, потерянным до взрыва, могут обеспечить дополнительную энергию. Их относительная роль меняется от события к событию и со временем.[10], [12]

Распространённые спектральные классы отражают состав внешнего материала
Тип Определяющий спектральный признак Распространённая интерпретация
II Выраженные признаки водорода. Звезда-предшественник сохраняет богатый водородом внешний материал.
IIb Водород на ранних этапах; позднее гелий становится выраженным. До взрыва большая часть водородной оболочки была удалена.
Ib Выраженный гелий; сильные признаки водорода отсутствуют. Сильно потерявшая оболочку звезда-предшественник.
Ic Нет выраженных особенностей водорода или гелия. Звезда-прародительница со сброшенной оболочкой, содержание гелия в которой требует дополнительного моделирования.

Спектры меняются со временем. Отсутствие линии не доказывает полного отсутствия элемента: возбуждение и перенос излучения влияют на то, что становится видимым.[12], [13]

Сверхновые типа Ia относятся к другому общему механизму: термоядерным взрывам с участием белых карликов. Система нумерации спектральных типов не представляет собой простой последовательности с возрастающей массой звезды.[12]

06
Остаток зависит от ядра и от того, что падает обратно

Что остаётся после коллапса?

Стабильный компактный остаток

Нейтронная звезда

Если остаток остаётся ниже своей максимально допустимой массы, давление, регулируемое квантовой физикой и сильными ядерными взаимодействиями, может поддерживать нейтронную звезду. Эта максимальная масса зависит от свойств плотного вещества; также важны вращение и тепловое состояние.[14]

Дальнейший коллапс

Чёрная дыра

Чёрная дыра может образоваться, если возрождение ударной волны не происходит, либо после продолжающегося присоединения вещества или fallback, увеличивающего массу остатка. Fallback - это вещество, которое сначала движется наружу, но позднее возвращается под действием гравитации.[9], [10]

Фиксированная граница начальной массы - например, «ниже 25 масс Солнца образуется нейтронная звезда, а выше - чёрная дыра» - скрывает сложность процесса. Звездные модели выявляют чередующиеся диапазоны более и менее вероятных исходов взрыва, отражающие различия в конечном ядре и окружающих слоях.[10]

Некоторые нейтронные звёзды наблюдаются как пульсары: их вращение снова и снова проводит излучающий луч или область по нашей линии зрения. Одного лишь вращения и магнитного поля недостаточно, чтобы Земля видела импульсы.[22]

07
Свет, частицы и изображения до взрыва рассказывают разные части истории

Как астрономы проверяют эту картину?

  • Звезда до взрыва

    Архивные изображения могут показать цвет и светимость звезды-прародительницы. Сравнение со звездными моделями позволяет оценить её вероятный размер, массу и стадию эволюции.[16]

  • Меняющийся взрыв

    Кривые блеска и спектры отслеживают яркость, состав, расширение и взаимодействие с окружающим газом. Их интерпретация требует моделей переноса излучения и взрыва.[12]

  • Частицы из ядра

    Нейтрино могут покидать области, скрытые от обычных телескопов, предоставляя сведения о центральном коллапсе и формировании компактного остатка.[9], [17]

  • Остаток впоследствии

    Продолжающиеся наблюдения могут обнаружить компактный объект и составить карту расширяющихся обломков. Затем восстановленную структуру внутренних областей можно сопоставить со свойствами предшественника и свидетельствами взрыва.[16], [18]

Знаковое событие · SN 1987A

Один взрыв, несколько видов свидетельств

SN 1987A появилась в Большом Магеллановом Облаке в 1987 году. Её предшественником был голубой сверхгигант, что напоминает: для коллапса ядра не обязательна поверхность красного сверхгиганта.[16]

Нейтрино, обнаруженные на Земле, предоставили прямое свидетельство события коллапса ядра. Результат Kamiokande-II остаётся фундаментальным наблюдением, связывающим видимую сверхновую с частицами её центрального источника энергии.[17]

В 2024 году наблюдения JWST выявили эмиссионные линии газа вблизи центра остатка. Согласно моделям, их могли объяснить ионизирующее излучение от молодой нейтронной звезды или её туманность пульсарного ветра. Это свидетельство, выведенное из свойств окружающего газа, а не прямой снимок нейтронной звезды.[18]

Асимметричное движение ядра также может порождать гравитационные волны. Достаточно близкое событие позволило бы совместно исследовать гравитационные волны, нейтрино и свет, каждый из которых зондирует разные физические процессы.[9]

08
Влияние звезды продолжается благодаря материалу, который она оставляет после себя

Как массивные звёзды изменяют свои галактики?

Они производят и распространяют элементы

Массивные звёзды образуют такие элементы, как кислород и магний, на более ранних стадиях горения. Взрыв может переработать дополнительный материал и выбросить такие продукты, как кремний и сера. Конечный состав зависит от горения, перемешивания, взрыва и количества материала, падающего обратно.[10], [20]

Это различие важно: сверхновая одновременно образует некоторые ядра и рассеивает материал, созданный ранее. Свой вклад вносят и другие звёзды. Сверхновые типа Ia являются важным источником железа, а эволюционировавшие звёзды малой массы возвращают углерод и множество элементов, образованных в процессе медленного захвата нейтронов.[20]

Образуются ли всё золото в обычных сверхновых?

Для образования самых тяжёлых элементов требуются дополнительные процессы, включая быстрый захват нейтронов - r-процесс. Слияния нейтронных звёзд являются подтверждённым местом образования тяжёлых элементов. Редкие виды звёздных взрывов также рассматриваются как возможный источник, однако обычные сверхновые с коллапсом ядра не следует выдавать за доказанный источник всего золота или урана.[21]

Они нагревают, перемешивают и преобразуют окружающий газ

Расширяющийся остаток сверхновой передаёт энергию и импульс межзвёздной среде. Он может создавать горячий газ, вызывать турбулентность и уносить обогащённое вещество от места взрыва.[19]

В сочетании с более ранним излучением и ветрами звезды эта обратная связь меняет условия для будущего звездообразования. Газ может рассеиваться или нагреваться; в других местах сжатие может способствовать коллапсу, если складываются подходящие условия. Взрыв не создаёт новое поколение звёзд автоматически.[1], [19]

Благодаря этим процессам недолго живущая массивная звезда может повлиять на вещество, из которого позднее образуются новые звёзды и планетные системы. Её индивидуальная жизнь заканчивается, но продукты её химических реакций и сообщённое ею движение остаются частью галактической эволюции.

Коллапсирующее ядро может изменить звёздное окружение

У последних секунд есть долгое продолжение.

Судьба массивной звезды зависит от внутренней структуры, которую она формирует, и от того, сможет ли энергия коллапса привести в движение её внешние слои. Успешный взрыв обогащает и возмущает окружающий газ, а переживший его компактный объект начинает совсем иную жизнь.

Далее изучите необычную материю и вращающиеся маяки в разделе Нейтронные звёзды и пульсары.

Источники и дополнительная литература

Научные статьи, авторские обзоры и пояснительные материалы. Диаграммы схематичны; длительности горения и энергетические масштабы приведены для иллюстрации, а их ограничения объяснены в тексте.

  1. Langer (2012) — Предсверхновая эволюция массивных одиночных звёзд и звёзд в двойных системахКак эволюция ядра, оболочки, вращение и компаньоны формируют историю массивных звёзд.
  2. Ekström et al. (2012) — Сетки моделей звёзд с вращением. I. Модели от 0,8 до 120 солнечных масс при солнечной металличности (Z = 0.014)Зависящие от модели времена жизни и эволюционные треки; в таблице 2 приведены основные последовательности для примеров.
  3. Doherty et al. (2017) — Звёзды сверхветви асимптотических гигантов и их роль как прародителей сверхновых с электронным захватомПереход между кислородно-неоновыми белыми карликами и коллапсом с электронным захватом.
  4. Vink (2022) — Теория и диагностика потери массы горячими звёздамиВетры горячих звёзд, металличность и разнообразные свойства звёзд Вольфа—Райе.
  5. Sana et al. (2012) — Взаимодействие в двойных системах определяет эволюцию массивных звёздНаблюдательные свидетельства того, что взаимодействие широко распространено среди двойных систем с массивными звёздами спектрального класса O.
  6. Woosley, Heger & Weaver (2002) — Эволюция и взрыв массивных звёздПродвинутое ядерное горение, нейтринное охлаждение и внутренняя структура. В таблице I приведены показательные времена горения для звезды массой 20 Солнц.
  7. Burrows (2013) — Коллоквиум: перспективы теории сверхновых с коллапсом ядраНеустойчивость ядра, электронный захват, распад ядер и физика коллапса.
  8. Burrows & Vartanyan (2021) — Теория взрыва сверхновых с коллапсом ядраОстановка ударной волны, нагрев нейтрино и роль многомерных движений жидкости.
  9. Janka (2012) — Механизмы взрывов сверхновых с коллапсом ядраКоллапс и отскок, конкурирующие механизмы взрыва, образование остатка и сигналы нейтрино.
  10. Sukhbold и др. (2016) — Сверхновые с коллапсом ядра от 9 до 120 солнечных масс на основе взрывов, приводимых в действие нейтриноСетка моделей, показывающая сложные немонотонные исходы взрывов и звёздный нуклеосинтез.
  11. Woosley (2014) — Сверхновые, конспект лекций UCSC Ay112Сравнение порядков величины энергий нейтрино, кинетической энергии выброса и электромагнитного излучения.
  12. Modjaz, Gutiérrez и Arcavi (2019) — Новые режимы наблюдения сверхновых с коллапсом ядраСпектральные классификации, раннее излучение, радиоактивный нагрев и взаимодействие с околозвёздным веществом.
  13. Piro и Morozova (2014) — Прозрачный гелий в сверхновых со сброшенной оболочкойПочему содержание гелия нельзя напрямую определить по отсутствию заметных линий гелия.
  14. Lattimer и Prakash (2016) — Уравнение состояния горячего плотного вещества и нейтронных звёздДавление и устойчивость вещества в нейтронных звёздах.
  15. Renzo и Smith (2024) — Эволюция и взрывы массивных звёзд при парной неустойчивостиРазличие между пульсационной парной неустойчивостью, полным разрушением и последующим коллапсом.
  16. Smartt (2009) — Прародители сверхновых с коллапсом ядраИспользование наблюдений звёзд до взрыва для определения свойств прародителей сверхновых.
  17. Hirata и др. (1987) — Наблюдение всплеска нейтрино от сверхновой SN1987AОбнаружение нейтрино, связанных со сверхновой SN 1987A, детектором Kamiokande-II.
  18. Fransson и др. (2024) — Линии излучения, вызванные ионизирующим излучением компактного объекта в остатке сверхновой 1987AДанные JWST о линиях излучения, согласующиеся с ионизацией молодым нейтронным объектом или его пульсарной туманностью.
  19. Kim и Ostriker (2015) — Передача импульса сверхновыми в межзвёздной средеМоделирование энергии, импульса и турбулентности, передаваемых окружающему газу.
  20. Kobayashi, Karakas и Lugaro (2020) — Происхождение элементов от углерода до уранаВклад различных звёздных популяций и взрывов в химическое обогащение галактик.
  21. Cowan и др. (2021) — Происхождение самых тяжёлых элементов: процесс быстрого захвата нейтроновСвидетельства образования тяжёлых элементов при слияниях нейтронных звёзд и возможных редких взрывных процессах.
  22. NASA — Нейтронные звёзды — это странно!Доступное объяснение того, что представляют собой нейтронные звёзды и почему вращающиеся пучки излучения можно наблюдать как импульсы.
Все статьи в этой главе
  1. Молекулярные облака и протозвёзды
  2. Звёзды главной последовательности: синтез водорода
  3. Пути ядерного синтеза
  4. Звёзды малой массы: красные гиганты и белые карлики
  5. Массивные звёзды: сверхгиганты и сверхновые с коллапсом ядра — вы здесь
  6. Нейтронные звёзды и пульсары
  7. Магнетары: экстремальные магнитные поля
  8. Звёздные чёрные дыры
  9. Нуклеосинтез: элементы тяжелее железа
  10. Двойные звёзды и экзотические явления
Введение в главуКоллекция «Вселенная»Вернуться наверх ↑
Вернуться к блогу