Только после того, об этом уже говорилось, как удалось установить огромное расстояние до галактик, пришло полное осознание существования двух различных классов сверхновых. Сверхновая 1937 г., изученная Цвикки и Бааде, имела светимость примерно в сто раз больше, чем вся галактика, в которой ее обнаружили (IC 4152). Рудольф Минковский изучил ее спектр и к 1941 г. смог заявить о том, что четырнадцать исследованных им сверхновых явственно разделяются по спектрам на два класса (различие между ними было проведено преимущественно по наличию или отсутствию водородных линий). Звезды одного класса (тип II) напоминают обычные новые, но, безусловно, являются гораздо более яркими, а звезды другого (тип I) – существенно ярче и имеют пекулярные эмиссионные полосы. В данном случае очень ценные данные удалось получить при изучении Крабовидной туманности, и мы уже видели, что к ним добавилось изучение этого объекта в радиодиапазоне. Кроме того, в 1964 г. выяснилось, что Крабовидная туманность является мощным источником рентгеновского излучения. В пионерских ракетных наблюдениях, проведенных Гербертом Фридманом и его помощниками из Морской научно-исследовательской лаборатории США, использовалось постепенное покрытие Луной (постепенное, потому что туманность не является точечным источником) для доказательства того, что эта в высшей степени фотогеничная туманность действительно является рентгеновским источником. Впоследствии в центре туманности открыли пульсар, и это придало данному объекту еще большую сложность.
В 1950‐х гг. Уильям А. Фаулер и Фред Хойл предложили механизм, объясняющий источник энергии типичной сверхновой. Согласно их сложной модели, звезда состоит из нескольких оболочек, наподобие слоев у луковицы, где каждая оболочка представляет собой продукт ядерной реакции на определенной стадии ее долгой истории. Они предположили, что чем тяжелее образуемые элементы, тем выше температура, и это наблюдается на фоне периодических гравитационных сжатий, продолжающихся до тех пор, пока звезда не достигнет равновесия со смесью железа, никеля и других относительно тяжелых элементов в ее центре. Затем в дело вступает гамма-излучение, принимая участие в определенных ядерных реакциях с железом и никелем в процессах, требующих дополнительной энергии. Звезда больше не может сохранять равновесие, и потому начинает сжиматься. Температура растет, и после следующих пройденных ею стадий в ней не остается ничего, кроме протонов, нейтронов и электронов. Протоны поглощают электроны, и ядро очень быстро сжимается, пока не достигается точка, в которой ядерные силы, вызывающие отталкивание нейтронов, не останавливают сжатие. После этого звезда становится очень компактной, с электронами, отстоящими друг от друга на расстояниях порядка 10-13 сантиметров. Так с точки зрения теории выглядят нейтронные звезды, часто упоминаемые ранее. Коллапс ядра продолжается в течение всего лишь нескольких минут. Как только это происходит, внешние слои падают внутрь, что приводит к их уплотнению и разогреву. Реакции ускоряются, и слои взрываются. Это лишь краткий пересказ теории взрыва сверхновой по Фаулеру и Хойлу.
Позже были предложены и другие теории, хотя в общем и целом новаторское исследование Фаулера и Хойла признавалось большинством астрономов в течение многих лет. Другие варианты этой теории имели много общего с их исходными идеями. Они объяснили формирование очень тяжелых элементов, таких как уран, из ядер внешних слоев, захватывающих нейтроны во время заключительной – нейтронной – фазы. Кроме того, на той же фазе, при очень высоких температурах (скажем, порядка десяти миллиардов градусов) образуется огромное количество нейтрино.
Взрывы сверхновых представляют собой нечто гораздо большее, чем демонстрируемый ими поразительный фейерверк. Они распространяют свою тепловую энергию и продукты нуклеосинтеза по всей Вселенной и, таким образом, оказывают особое воздействие на эволюцию галактик, в которых находятся. Особенно важны для этой эволюции тяжелые элементы, и в 1980‐х гг. уделялось особое внимание теории, изучающей их фундаментальный вклад в формирование рождающихся звезд. Особенно важная сверхновая была обнаружена в 1986 г. в радиогалактике Кентавр A, – значимой для астрономов, поскольку она является ближайшей к нам радиогалактикой. Ее нашел методистский священник Роберт Эванс (астроном-любитель из Нового Южного Уэльса, уже открывший с помощью своего 40-сантиметрового рефлектора более десяти сверхновых в других галактиках), впервые отметивший ее как яркую звезду в галактике Кентавр A. Она не изменила своего положения в течение получаса, а следовательно, не была астероидом, попавшим на луч зрения. Эванс позвонил в Обсерваторию Сайдинг-Спринг, и в течение трех часов удалось подтвердить, что это сверхновая. (Впоследствии ее отнесли к I типу.) Для лучшего понимания характеристик ее излучения в рентгеновском, гамма- и радиодиапазонах требовалось знание расстояния до сверхновой. К счастью, Эванс открыл ее до того, как она достигла максимума яркости, а это позволило пронаблюдать ее на всех ключевых стадиях.
23 февраля 1987 г. Ян Шелтон из Торонтского университета, работавший в Обсерватории Лас-Кампанас (Чили) вашингтонского Института Карнеги, наблюдал в крайне сложных условиях и на слабом оборудовании другую сверхновую. Эта сверхновая в туманности Тарантул из внешней части Большого Магелланова Облака (небольшой соседней галактики) способствовала совершению одного из наиболее зрелищных звездных открытий современности. Близость сверхновой удваивала ее важность, и она подробно исследовалась практически с момента своего открытия. В мае 1987 г. ее видимый блеск достиг пикового значения 2,8 звездной величины, что характерно скорее для сверхновой II типа, а не I типа, как предполагалось ранее. Это была не только самая яркая сверхновая с 1572 г. и первая из подобных звезд, легко различимая невооруженным глазом со времени сверхновой Кеплера 1604 г. Это единственная сверхновая, которую удалось отождествить со звездой, находившейся на ее месте до вспышки – голубым гигантом, являвшимся компонентом тройной звездной системы Сандулик –69° 202, – звездой, массой примерно в 20 солнечных масс. Вскоре астрономы из Сайдинг-Спринга (Австралия) и Гарварда (штат Массачусетс) собрали более точные данные о звезде – прародительнице указанной сверхновой. Ею оказался голубой сверхгигант, и это удивительно само по себе, поскольку, согласно более ранним теориям, голубые гиганты являются слишком молодыми и обладают слишком высокой плотностью для того, чтобы вспыхнуть сверхновой II типа, которая должна быть связана со старыми красными сверхгигантами.
В день своего открытия эта сверхновая породила мощные импульсы нейтрино – первые пришедшие к нам из‐за пределов Солнечной системы; о них сообщил Карло Кастаньоли из нейтринной обсерватории под Монбланом Института космогеофизики в Турине (Италия). Количество зарегистрированных нейтрино позволило утверждать, что в течение секунды или около того светимость звезды в одном лишь нейтринном диапазоне была эквивалентна совокупной светимости всей Вселенной.
Последовавшие за этим наблюдения сверхновой в оптическом, ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах предоставили возможность астрономам восстановить историю этой звезды. Около десяти миллионов лет назад она сформировалась из темного, плотного облака, состоявшего из газа и пыли. Примерно миллион лет назад она потеряла бо́льшую часть своих внешних слоев, которые, медленно двигаясь под воздействием звездного ветра, образовали вокруг нее объемное газовое облако. До того как звезда взорвалась, что случилось 160 000 лет назад, высокоскоростной ветер сорвал с нее горячую внешнюю оболочку и вырезал полость внутри холодного газового облака. (Подобные полости легко наблюдаются повсюду.) Предполагается, что интенсивная вспышка ультрафиолета, исходящего от сверхновой, освещает границы этой полости, создавая таким образом яркое кольцо, которое можно увидеть с помощью космического телескопа «Хаббл». С другой стороны, предполагается, что горячие пятна в оптическом диапазоне и газ, излучающий рентген, являются результатом столкновений с плотными образованиями из более холодного газа, быстро продвигающимися к центру с внутренней стороны кольца. Взрыв сверхновой порождает взрывную волну, которая прокатывается
