Кратко и по существу — какие физические процессы управляют эволюцией массивной звезды и как по наблюдениям отличить разные каналы формирования нейтронной звезды (НС) или чёрной дыры (ЧД).
Ключевые физические процессы
- Термоядерное горение и последовательность стадий: водород → гелий → углерод → неон → кислород → кремний; время жизни сокращается при переходе к более тяжёлым стадиям.
- Накопление железосодержащего ядра: фермионная вырожденность электронов ограничивает массу устойчивого ядра; при достижении близкой к хари́тоновской массе устойчивости (приближённо $M_{\mathrm{Ch}}\approx 1.44M_{\odot }$, скорректированной композицией и $Y_e$) ядро коллапсирует.
- Коллапс ядра: электронные захваты, нейтринные потери и фотодиссоциация снижают внутреннюю энергию и инициируют быстрый схлопывающийся коллапс; при достижении ядерных плотностей происходит отскок и формирование ударной волны.
- Ревивал/пуск взрыва: ударная волна часто замирает; её может «возродить» нейтринное нагревание (нейтрино-двигательная модель), магнитно-ротционная энергия (более колоссальные джеты при высокой вращательности), акустические механизмы и/или удар–взаимодействие с веществом.
- Массоотдача и обнажение ядра: радиационно-линейные ветры и/или взаимодействие в бинаре иссекают внешний водород/гелий, меняя тип будущего сверхнового и массу угасшего ядра; скорость ветров зависит от металличности: ${\dot{M}}_{\mathrm{wind}}\propto Z^{\alpha }$ (приблизительно $\alpha \sim 0.5-0.8$).
- Фолбэк и неудачные взрывы: при слабом взрыве большая часть веще­ства может упасть назад на компактный объект (fallback), приводя к образованию ЧД либо увеличению его массы.
- Парная нестабильность (для очень массивных и низкометалличных звёзд): образование пар $(\gamma \to e^{+}{e}^{-})$ приводит к уменьшению давления, пульсациям или полной детонации — пульсационная ПИ (истощающая внешние слои) или полная ПИ‑сверхновая, при которой остатка может не остаться.
Каналы и их связь с начальными условиями (приближённо)
- Обычный коллапс → успешный взрыв → НC (начальная масса примерно $M_{\mathrm{ZAMS}}\gtrsim 8-10M_{\odot }$ до $\sim 20-25M_{\odot }$, но зависит от потерь массы и вращения).
- Слабый/неуспешный взрыв +fallback или прямой коллапс → ЧД (часто при больших ядровых массах; остаточные массы $\gtrsim 3M_{\odot }$ в зависимости от fallback).
- Быстрая ротация + сильные магнитные поля → коллапс с формированием аккреционного диска и джета → коллапсар/длинный GRB + ЧД.
- Очень массивные низкометалличные → пульсационная ПИ или ПИ‑сверхновая (может не оставить остатка) — ориентировочно для гелиевых ядер десятки-сотни $M_{\odot }$ (приблизительно: PPI для $M_{\mathrm{He}}\sim 30-60M_{\odot }$, PI для $M_{\mathrm{He}}\gtrsim 60M_{\odot }$, зависимости модельные).
Наблюдательные диагностические признаки (что и как отличает каналы)
- Классификация спектров SNe: наличие водорода → Type II (II‑P, II‑L, IIn); отсутствие H, наличие He → Ib; отсутствие и H и He → Ic. Стриппинг вследствие ветров или бинарных взаимодействий даёт Ib/Ic.
- Форма светового кривого: II‑P — плоская «плато» от водородной оболочки; яркость пиков у Type I определяется массовой долей ${}^{56}\mathrm{Ni}$ — оценка массы никеля через Арнеттовский принцип: $L_{\mathrm{peak}}\approx {\dot{E}}_{\mathrm{radioactive}}(t_{\mathrm{peak}})$. Из этого получают $M_{\mathrm{Ni}}$ и энергию взрыва.
- Пиковый свет и задержки: мощные центральные моторы (магнетары, аккрец. диск) дают более яркие и продолжающиеся кривые света (сверхяркие SNe, SLSN).
- Узкие эмиссионные линии и сильная рентген/радио‑эмиссия → мощное взаимодействие выброшенной материи с плотной внешней средой (CSM) — Type IIn или CSM‑питание, что указывает на предварительные массовые выбросы (возможно связанные с пульсациями/нестабильностью).
- Небулярные спектры (поздние фазы): линии кислорода [O I] $\lambda \lambda 6300,6364$ и их сила/ширина коррелируют с массовостью предшественника (чем больше масса ядра — тем сильнее кислородные линии). Это даёт оценку массы окружности.
- Прямое обнаружение предшественника в дорежимных снимках (HST): вычисление его светимости/температуры даёт массу и тип (например красный сверхгигант — типичный предшественник II‑P). Наблюдательная «проблема красных сверхгигантов» показывает дефицит подтверждённых предшественников с $M\gtrsim 18-20M_{\odot }$.
- Неутринный сигнал: сильный импульс нейтрино (как у SN 1987A) — прямое доказательство коллапса ядра и успешного нейтрино‑нагрева.
- Гравитационные волны: детекция при асимметричном/вращающемся коллапсе или при слияниях компактных объектов. Позволяют установить наличие быстрых вращений и асимметрий.
- Остатки: обнаружение пульсара/магнетара в центре остатка указывает на рождение НС; динамические измерения масс компактных объектов в рентген‑бинарных или при гравитационных волнах дают массы ЧД. Набор масс ЧД/НС (и возможная «массивная щель») помогает ограничить частоту fallback/прямого коллапса.
- Окружающая среда и хост‑галактика: положение в галактике и металличность хоста — низкая металличность способствует меньшим потерям массы ветрами, значит более массивные ядра и склонность к GRB/коллапсару; измеряется по эмиссионным линиям и спектрофотометрии.
Короткое резюме
Эволюция и конечный исход определяются сочетанием начальной массы, потерь массы (ветры, бинарный стриппинг), вращения и магнитных полей; физика коллапса — электронные захваты, фотодиссоциация, нейтринная динамика и возможные магнитно‑ротационные эффекты — решает, будет ли образована НС или ЧД. Наблюдения (тип сверхновой, световые кривые, спектры в ранней и поздней стадиях, предэксплозионные снимки, нейтрино, гравволны, рентген/радио от CSM, демассы остатка) позволяют различать эти каналы и оценивать вклад каждого в популяции.