Хотя вспышки сверхновых – явление весьма редкое, по мере совершенствования техники астрономических наблюдений их стали обнаруживать все чаще и чаще. Галактик насчитывается десятки миллиардов, и где-нибудь сверхновая обязательно вспыхнет. А поскольку в максимуме своего блеска они способны затмевать галактику, в которой зажглись, их можно увидеть на таких расстояниях, какие только доступны современным телескопам. Например, сверхновая S Андромеды, вспыхнувшая в этой галактике в 1885 году, имела абсолютную звездную величину минус 19, из чего следует, что ее светимость в течение короткого времени в 10 миллиардов раз превышала светимость Солнца. Ее даже можно было видеть невооруженным глазом как очень слабую звездочку 6-й величины, а ведь туманность Андромеды отделяют от нашей Галактики почти 2 с половиной миллиона световых лет. В наши дни в других галактиках открывают несколько десятков сверхновых в год.
Хотя все вспышки сверхновых представляют собой финальный этап жизни звезды, астрономы выделяют несколько их типов в зависимости от характера спектра и светимости. Обычно говорят о двух типах этих редких звезд. Сверхновые I типа – старые и не очень массивные звезды, вспыхивающие как в эллиптических, так и в спиральных галактиках. Мощность излучения сверхновых этого типа особенно велика. Сверхновые II типа связывают с молодыми массивными звездами, быстро «пробежавшими» свой эволюционный путь. Их обнаруживают в рукавах спиральных галактик, где продолжают идти процессы звездообразования, а в эллиптических галактиках они не вспыхивают никогда.
От сверхновых следует отличать обычные новые звезды. Они вспыхивают сравнительно часто (около 100 вспышек в год в нашей Галактике), а мощность излучения этих звезд в тысячи и десятки тысяч меньше. Все без исключения новые являются тесными двойными системами, как правило, состоящими из белого карлика и нормальной звезды. Инициатором взрыва обычно становится белый карлик, сгоревшая дотла звезда, от которой остался только пепел давно прекратившихся термоядерных реакций. Из-за близости между компонентами двойной системы вещество поверхностных слоев спутника перетекает на белый карлик, и когда его накапливается много, термоядерные реакции могут зажечься вновь. Процесс носит вспышечный характер и напоминает взрыв гигантской водородной бомбы. На протяжении нескольких часов или суток звезда достигает максимума блеска, а затем долгие месяцы или даже годы медленно угасает. Масса сброшенной оболочки всегда значительно меньше массы самой звезды, так что она не разрушается при взрыве, как сверхновая, а остается в целости и сохранности. Принято считать, что новые теряют 1/100 000 своей массы, тогда как у сверхновых I типа этот показатель колеблется в пределах от 1/10 до 9/10, а у сверхновых II типа – от 1/100 до 1/10. По прошествии определенного времени новая звезда может вспыхнуть повторно (иногда это происходит через несколько десятилетий). Сверхновые звезды повторно не зажигаются никогда.
Итак, после катастрофического взрыва массивной сверхновой остается крохотный сгусток чудовищной плотности – так называемая нейтронная звезда. Если начинка белого карлика представляет собой вырожденный электронный газ, то в нейтронной звезде свободных электронов нет. Ее масса настолько велика, что давление электронного газа не в силах противостоять нарастающему гравитационному сжатию. Образно говоря, электроны «вдавливаются» в протоны, в результате чего протоны превращаются в нейтроны. За исключением внешних слоев нейтронной звезды (коры), ее вещество состоит в основном из нейтронов и очень небольшого количества протонов и электронов. Давление в центре нейтронной звезды достигает столь больших величин, что может в несколько раз превышать плотность атомного ядра. Разумеется, атомное ядро тоже построено из протонов и нейтронов, но там на них действуют только ядерные силы, а в случае нейтронной звезды к ним добавляется тяжелейший гравитационный пресс. Можно сказать, что нейтронная звезда представляет собой сплошное атомное ядро.