Вспышки новых звезд вызваны тем что
Новые и сверхновые звезды
Спустя сотни лет в записях китайских и арабских астрономов от 1054 года также встречаются упоминания о появлении яркой звезды на небосводе, свет которой и днем и ночью в течение трех недель удивлял наблюдателей.
Отличия новой и сверхновой
И хотя названия похожи, процессы, происходящие при этих астрономических явлениях, имеют довольно значительные отличия.
Чтобы лучше понять, что же происходит на бескрайних просторах Вселенной, вспомним начала астрономии по учебнику «Астрономия. 10-11 классы» под редакцией Воронцова-Вельяминова.
Вспышка сверхновой звезды
Во время жизни огненного светила происходит непримиримая борьба между разнонаправленными силами. К центру звездной массы сжимает звезду изо всех сил гравитация, стараясь превратить огненный огромный шар в футбольный мячик. Термоядерные реакции, кипящие в толще звездных масс и на поверхности, стараются разорвать светило на мелкие кусочки.
В толще юной звезды запасы водорода огромны, и благодаря постоянно протекающим реакциям образования гелия из атомов водорода, силы гравитации и термоядерных реакций находятся в относительном равновесии.
Но ничто не вечно, и за пару-тройку миллиардов лет запасы водорода истощаются и некогда активная звезда стареет. Ядро становится комком раскаленного гелия, по краям которого выгорает водород. В предсмертных конвульсиях догорают последние запасы водорода и вот уже небесное светило не в силах противостоять собственной гравитации.
Взрыв неимоверной мощи по яркости превосходит светимость целой галактики, а тяжелые элементы космический ветер разносит по межзвездному пространству. Из остатков звезды образуются новые планеты в звездных системах, расположенных в сотнях световых лет от места, где произошла космическая трагедия.
Железо, алюминий и другие металлы на нашей планете – и есть остатки некогда погибшей сверхновой звезды. После взрыва звезда превращается в нейтронную звезду или черную дыру, в зависимости от ее первоначальной массы. Процессы, происходящие на поверхности звезды, описаны на странице 168 «Астрономия. 10-11 классы» под редакцией Воронцова-Вельяминова.
В зависимости от типа погибшей звезды выделяют:
При взрыве сверхновой звезда погибает навсегда, превращаясь либо в черную дыру, либо в нейтронную звезду.
Взрыв новой – зрелище не менее впечатляющее (ведь светимость ничем не примечательного небесного тела увеличивается от 50 тысяч до 100 тысяч раз), но более частое. Обычно это происходит в системе из двух звезд, в которой одна планета значительно старше и в своем возрасте находится на главной последовательности или перешла в стадию красного гиганта и уже успела заполнить свою полость Роша, а вторая звезда – белый карлик. В результате тесного взаимодействия на белый карлик от гигантской соседки через окрестности точки Лагранжа L1 перетекает газ, содержащий до 90% водорода.
Полученное карликом вещество формирует вокруг меньшей звезды аккреционный диск. Скорость аккреции на белый карлик – постоянная величина, и, зная параметры звезды-компаньона и отношение масс звёзд-компонентов двойной системы, это значение можно рассчитать.
И, как иногда шутят астрономы, «Мне не дано знать, был ли распят Христос за меня, но я точно уверен, что мое тело создано из остатков сотен звезд».
Крабовидная туманность, которую с помощью космических телескопов мы можем наблюдать на потрясающих воображение снимках космоса, и есть та самая таинственная сверхновая, которую описывали наблюдатели в арабских странах и Китае в 1054 году.
Но такое везение выпало не только на долю древних астрономов.
В феврале 1987 года астрономы зафиксировали яркую вспышку в Большом Магеллановом Облаке – галактике, расположенной всего в 168 тысячах световых лет от Солнечной системы. Поскольку это была первая сверхновая, которую зафиксировали в 1987 году, она получила название – SN 1987A.
Любителям астрономии в южном полушарии повезло. Несколько недель яркое небесное тело с блеском 4-звездной величины было доступно для наблюдения невооруженным глазом.
Это была первая сверхновая на таком близком расстоянии, которая взорвалась после изобретения телескопа. И благодаря современному оборудованию ученые смогли изучить фотометрические и спектральные характеристики, и вот уже более тридцати лет астрономы наблюдают за превращением сверхновой в расширяющуюся газовую туманность.
Рождение сверхновой звезды
Современные ученые официально предсказывают, что в 2022 году невооруженным взглядом астрономы Земли смогут наблюдать за ярчайшим взрывом сверхновой. На расстоянии 1800 световых лет от нашей голубой планеты, в созвездии Лебедя, катастрофа настигнет тесную двойную систему KIC 9832227.
Пожалуй, это будет первый в истории эпизод, когда ученые-астрономы будут наблюдать, прильнув к окулярам телескопов, за катастрофой во всеоружии, однако не в силах ее предупредить. Яркая вспышка сверхновой будет видна на небе в созвездии Лебедя и Северного креста.
Методические советы
Воспользуйтесь интерактивным приложением для атласа по астрономии, чтобы закрепить теорию на практике и с пользой провести остаток урока.
Сверхновые звезды
Остататок сверхновой типа Ia
Что вы знаете о сверхновых звездах? Наверняка скажете, что сверхновая звезда является грандиозным взрывом звезды, на месте которой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра.
Не только взрывы звезд
Однако на самом деле не все сверхновые являются конечной стадией жизни массивных звезд. Под современную классификацию сверхновых взрывов, помимо взрывов сверхгигантов, входят также некоторые другие явления.
Новые и сверхновые
SN 1604 или Сверхновая Кеплера
Термин «сверхновая» перекочевал от термина «новая звезда». «Новыми» называли звезды, которые возникали на небосклоне практически на пустом месте, после чего постепенно угасали. Первые «новые» известны ещё по китайским летописям, датируемым вплоть до второго тысячелетия до нашей эры. Что интересно, среди этих новых нередко встречались сверхновые. К примеру, именно сверхновую в 1571 году наблюдал Тихо Браге, который впоследствии ввёл термин «новая звезда». Сейчас нам известно, что в обоих случаях речь не идёт о рождении новых светил в буквальном смысле.
Новые и сверхновые звезды обозначают резкое увеличение яркости какой-либо звезды или группы звезд. Как правило, раньше люди не имели возможности наблюдать звёзды, которые порождали эти вспышки. Это были слишком тусклые объекты для невооруженного глаза или астрономического прибора тех лет. Их наблюдали уже в момент вспышки, что естественно походило на рождение нового светила.
Не смотря на схожесть этих явлений, в наши дни существует резкое различие в их определениях. Пиковая светимость сверхновых звезд в тысячи и сотни тысяч раз больше пиковой светимости новых. Такое расхождение объясняется принципиальным различием природы этих явлений.
Рождение новых звезд
Сверхновая вспыхнувшая в 1604 году
Новые вспышки являются термоядерными взрывами, происходящим в некоторых тесных звездных системах. Такие системы состоят из белого карлика и более крупной звезды-компаньона (звезды главной последовательности, субгиганта или гиганта). Могучее тяготение белого карлика притягивает вещество из звезды-компаньона, в результате чего вокруг него образуется аккреционный диск. Термоядерные процессы, происходящие в аккреционном диске, временами теряют стабильность и приобретают взрывной характер.
В результате такого взрыва яркость звездной системы увеличивается в тысячи, а то и в сотни тысяч раз. Так происходит рождение новой звезды. Доселе тусклый, а то и невидимый для земного наблюдателя объект приобретает заметную яркость. Как правило, своего пика такая вспышка достигает всего за несколько дней, а затухать может годами. Нередко такие вспышки повторяются у одной и той же системы раз в несколько десятилетий, т.е. являются периодичными. Также вокруг новой звезды наблюдается расширяющаяся газовая оболочка.
Сверхновые взрывы обладают совершенно иной и более разнообразной природой своего происхождения.
Классификация сверхновых
Сверхновые принято разделять на два основных класса (I и II). Эти классы можно назвать спектральными, т.к. их отличает присутствие и отсутствие линий водорода в их спектрах. Также эти классы заметно отличаются визуально. Все сверхновые I класса схожи как по мощности взрыва, так и по динамике изменения блеска. Сверхновые же II класса весьма разнообразны в этом плане. Мощность их взрыва и динамика изменения блеска лежит в весьма обширном диапазоне.
Смерть сверхгигантов
Остаток сверхновой звезды W49B
Сверхновыми становятся звезды, масса которых превышает 8-10 солнечных масс. Ядра таких звезд, исчерпав, водород, переходят к термоядерным реакциям с участием гелия. Исчерпав гелий, ядро переходит к синтезу всё более тяжелых элементов. В недрах звезды создаётся всё больше слоёв, в каждом из которых происходит свой тип термоядерного синтеза. В конечной стадии своей эволюции такая звезда превращается в «слоёный» сверхгигант. В его ядре происходит синтез железа, тогда как ближе к поверхности продолжается синтез гелия из водорода.
Классовые различия
Остаток сверхновой Кассиопея А
Различные классы и подклассы сверхновых объясняются тем, какой звезда была до взрыва. К примеру, отсутствие водорода у сверхновых I класса (подкласса Ib, Ic) является следствие того, что водорода не было у самой звезды. Вероятнее всего, часть её внешней оболочки была потеряна в ходе эволюции в тесной двойной системе. Спектр подкласса Ic отличается от Ib отсутствием гелия.
В любом случае сверхновые таких классов происходят у звезд, не имеющих внешней водородно-гелиевой оболочки. Остальные же слои лежат в довольно строгих пределах своего размера и массы. Это объясняется тем, что термоядерные реакции сменяют друг друга с наступлением определенной критической стадии. Поэтому взрывы звезд Ic и Ib класса так похожи. Их пиковая светимость примерно в 1,5 миллиардов раз превышает светимость Солнца. Эту светимость они достигают за 2-3 дня. После этого их яркость в 5-7 раз слабеет за месяц и медленно уменьшается в последующие месяцы.
Звёзды сверхновых II типа обладали водородно-гелиевой оболочкой. В зависимости от массы звезды и других её особенностей это оболочка может иметь различные границы. Отсюда объясняются широкий диапазон в характерах сверхновых. Их яркость может колебаться от десятков миллионов до десятков миллиардов солнечных светимостей (исключая гамма-всплески – см. дальше). А динамика изменения яркость имеет самый различный характер.
Трансформация белого карлика
Сверхновая типа Ia
Особую категорию сверхновых составляет вспышки Ia класса. Это единственный класс сверхновых звезд, который может происходить в эллиптических галактиках. Такая особенность говорит о том, что эти вспышки не являются продуктом смерти сверхгигантов. Сверхгиганты не доживают до того момента, как их галактики «состарятся», т.е. станут эллиптическими. Также все вспышки этого класса имеют практически одинаковую яркость. Благодаря этому сверхновые Ia типа являются «стандартными свечами» Вселенной.
Они возникают по отличительно иной схеме. Как отмечалось ранее, эти взрывы по своей природе чем-то сходны с новыми взрывами. Одна из схем их возникновения предполагает, что они также зарождаются в тесной системе белого карлика и его звезды-компаньона. Однако, в отличие от новых звезд, здесь происходит детонация иного, более катастрофического типа.
Гиперновые взрывы
Гиперновыми называют вспышки, энергия которых на несколько порядков превышает энергию типичных сверхновых. То есть, по сути они гиперновые являются очень яркими сверхновыми.
Сверхновая звезда GRB 080913
Примечательны гиперновые тем, что они являются основной причиной, пожалуй, самых энергоёмких и редчайших событий во Вселенной – гамма-всплесков. Продолжительность гамма всплесков составляет от сотых секунд до нескольких часов. Но чаще всего они длятся 1-2 секунду. За эти секунды они испускают энергию, подобную энергии Солнца за все 10 миллиардов лет её жизни! Природа гамма-всплесков до сих пор по большей части остаётся под вопросом.
Прародители жизни
Несмотря на всю свою катастрофичность, сверхновые по праву можно назвать прародителями жизни во Вселенной. Мощность их взрыва подталкивает межзвездную среду на образования газопылевых облаков и туманностей, в которых впоследствии рождаются звезды. Ещё одна их особенность состоит в том, что сверхновые насыщают межзвездную среду тяжелыми элементами.
Именно сверхновые порождают все химические элементы, что тяжелее железа. Ведь, как отмечалось ранее, синтез таких элементов требует затрат энергии. Только сверхновые способны «зарядить» составные ядра и нейтроны на энергозатратные производство новых элементов. Кинетическая энергия взрыва разносит их по пространству вместе с элементами, образовавшимися в недрах взорвавшейся звезды. В их число входят углерод, азот и кислород и прочие элементы, без которых невозможна органическая жизнь.
Наблюдение за сверхновыми
Сверхновая SN 1987A
Сверхновые взрывы являются крайне редкими явлениями. В нашей галактике, содержащей более сотни миллиардов звёзд, происходит всего лишь несколько вспышек за столетие. Согласно летописным и средневековым астрономическим источникам, за последние две тысячи лет были зафиксированы лишь шесть сверхновых, видимых невооруженным глазом. Современным астрономам ни разу не доводилось наблюдать сверхновых в нашей галактике. Наиболее ближайшая произошла в 1987 в Большом Магеллановым Облаке, в одном из спутников Млечного Пути. Каждый год учёные наблюдают до 60 сверхновых, происходящих в других галактиках.
Именно из-за этой редкости сверхновые практически всегда наблюдаются уже в момент вспышки. События, предшествующие ей почти никогда не наблюдались, поэтому природа сверхновых до сих пор во многом остаётся загадочной. Современная наука не способна достаточно точно спрогнозировать сверхновые. Любая звезда-кандидат способна вспыхнуть лишь через миллионы лет. Наиболее интересна в этом плане Бетельгейзе, которая имеет вполне реальную возможность озарить земное небо на нашем веку.
Вселенские вспышки
Гамма вспышка в галактике 4C 71,07
Гиперновые взрывы случаются ещё реже. В нашей галактике такое событие случаются раз в сотни тысяч лет. Однако, гамма-всплески, порождаемые гиперновыми, наблюдаются почти ежедневно. Они настолько мощны, что регистрируются практически со всех уголков Вселенной.
К примеру, один из гамма-всплесков, расположенных в 7,5 миллиардов световых лет, можно было разглядеть невооружённым глазом. Произойти он в галактике Андромеда, земное небо на пару секунд осветила звезда с яркостью полной луны. Произойти он на другом краю нашей галактики, на фоне Млечного Пути появилось бы второе Солнце! Получается, яркость вспышки в квадриллионы раз ярче Солнца и в миллионы раз ярче нашей Галактики. Учитывая, что галактик во Вселенной миллиарды, неудивительно, почему такие события регистрируются ежедневно.
Влияние на нашу планету
Более примечательна совсем иная роль сверхновых. Как уже отмечалось, именно сверхновые создают химические элементы, необходимые для появления углеродной жизни. Земная биосфера не была исключением. Солнечная система сформировалось в газовом облаке, которые содержали осколки былых взрывов. Получается, мы все обязаны сверхновым своим появлением.
Материалы по теме
Взрыв Бетельгейзе
Более того, сверхновые и в дальнейшем влияли на эволюцию жизни на Земле. Повышая радиационный фон планеты, они заставляли организмы мутировать. Не стоит также забывать про крупные вымирания. Наверняка сверхновые не единожды «вносили коррективы» в земную биосферу. Ведь не будь тех глобальный вымираний, на Земле бы сейчас господствовали совсем другие виды.
Масштабы звездных взрывов
Чтобы наглядно понять, какой энергией обладают сверхновые взрывы, обратимся к уравнению эквивалента массы и энергии. Согласно нему, в каждом грамме материи заключено колоссальное количество энергии. Так 1 грамм вещества эквивалентен взрыву атомной бомбы, взорванной над Хиросимой. Энергия царь-бомбы эквивалента трём килограммам вещества.
Учитывая вышесказанное, представим, что средняя сверхновая в своём пике «сжигает» квадриллионы тон вещества. Это соответствует массе крупного астероида. Полная же энергия сверхновой эквивалентна массе планеты или даже маломассивной звезды. Наконец, гамма-всплеск за секунды, а то и за доли секунды своей жизни, выплёскивает энергию, эквивалентную массе Солнца!
Такие разные сверхновые
Термин «сверхновая» не должен ассоциироваться исключительно с взрывом звёзд. Эти явления, пожалуй, также разнообразны, как разнообразны сами звёзды. Науке только предстоит понять многие их секреты.
Космические супербомбы: что такое новые и сверхновые звёзды, и как они взрываются
Ещё 2,5 тысячи лет тому назад древние астрономы заметили необычное явление: на небосводе внезапно вспыхивает необычайно яркая звезда, превосходящая по яркости большинство видимых небесных тел; в течение короткого времени она сияет с пугающей интенсивностью, но затем быстро (в течение года-полутора) уменьшает свою яркость пока, наконец, не исчезает.
Почему так происходит, древние астрономы, конечно же, понять не могли: разобраться в физике данного явления мы в общих чертах сумели лишь во второй половине XX века, да и то не на все вопросы у нас уже есть ответ.
В 1572 году датский астроном Тихо Браге описал свои наблюдения за одним из таких явлений. Так как случилось оно в части неба, где раньше ничего интересного не наблюдалось, Браге подумал, что имеет дело с рождением новой звезды (de stella nova на латыни), о чём и написал в своих заметках о явлении.
По мере развития телескопов, новые «новые» стали фиксировать всё чаще. Если, к примеру, с 6 века до нашей эры по 19 век было зарегистрировано порядка 100 таких объектов, то в XIX веке они наблюдались уже практически ежегодно. По мере накопления наблюдательного материала, стало ясно, что новая новой – рознь. Некоторые из таких вспыхивали гораздо ярче других, и их выделили в отдельный класс – сверхновые (supernova).
Русское название, кстати, ещё менее удачное, чем предыдущее: кажется, что речь идёт о «более новой» (в смысле возраста) звезде, тогда как на самом деле приставка «сверх» обозначает яркость, т.е. масштаб явления.
Дальше: больше. Во-первых, выяснилось, что взрывы новых и сверхновых представляют собой принципиальной разные процессы. Во-вторых, оказалось, что и сверхновые вызваны различными явлениями, лишь внешне выглядящими похоже, да и то только на первый взгляд. В-третьих, были обнаружены аномальные сверхновые, яркость которых на порядки превосходила яркость обычных сверхновых. Их назвали гиперновыми, и насчёт их природы до сих пор идут дискуссии.
Но начнём мы именно с самого часто встречающегося случая – с обычных новых.
Вторая молодость старой звезды
В принципе, белый карлик – это конец истории звезды: никаких реакций в нём не идёт, и он просто летает по космосу, медленно отдавая в окружающее пространство ранее накопленную энергию. По сути это огарок — но огарок достаточно массивный и очень плотный.
Однако если рядом с белым карликом есть другая звезда, то могут начать происходить более интересные вещи.
Белый карлик может силой своей гравитации воровать материю у звезды-партнёра: вещество из внешних слоёв такой звезды начинает медленно перетекать к белому карлику.
При этом следует помнить, что температура во внешних слоях звезды существенно ниже, чем нужно для возникновения ядерных реакций. Поэтому даже в звёздах, в ядрах которых сгорел уже весь водород, и горит уже более сложное топливо (например, гелий) поверхностные слои могут быть ещё быть достаточно богаты водородом. И именно этот относительно холодный водород начинает перетекать к белому карлику. Сжимаясь под действием его гравитации, он постепенно нагревается, достигая в итоге температур, при которых запускаются реакции термоядерного синтеза.
Нормальные звёзды обладают своеобразным механизмом саморегуляции, благодаря которому они относительно ровно горят, а не взрываются, подобно гигантским термоядерным бомбам. Объём звезды определяется равновесием между гравитацией звезды (стремящейся её сжать) и внутренним давлением. Последнее, в свою очередь, определяется интенсивностью реакций внутри звезды, а те, в свою очередь, зависят от температуры. Если интенсивность реакций по какой-то причине увеличивается, внутреннее давление возрастает, звезда расширяется, из-за расширения её температура снижается в соответствии с законами термодинамики, и реакция приходит в норму.
Но белые карлики из-за своего огромного сжатия состоят не из обычного, а из так называемого вырожденного газа, в котором частицы упакованы достаточно плотно для того, чтобы начали проявляться квантовые эффекты. Один из них заключается в том, что давление такого газа не зависит от температуры.
После вспышки белый карлик приходит в своё нормальное состояние, и всё возвращается на круги своя. Среди прочего, возобновляется и переток материала звезды-партнёра к белому карлику – то есть, запускается процесс подготовки нового взрыва. Другой вопрос, что занимать он может годы и десятилетия – а может сотни, тысячи или даже миллионы лет.
А что же сверхновые? Здесь всё сложнее, потому что под одним названием скрывается несколько совершенно разных процессов.
Сверхновые бывают двух основных типов, выделенных чисто по внешним признакам, когда до понимания физики процесса было ещё далеко. В излучении вспышек типа I отсутствуют линии водорода, во вспышках типа II они есть. Позже сверхновые типа I дополнительно разделили на типы Ia и Ib/с: у сверхновых Ia в спектре присутствуют линии кремния, у сверхновых типа Ib/с их нет.
Как это нередко бывает, впоследствии выяснилось, что классификация по внешним признакам оказалась не самой удачной: с физической точки зрения сверхновые типа Ib/с более близки к сверхновым типа II, чем к сверхновым типа I. Но – обо всём по порядку.
Сиять так сиять!
Сверхновые типа Ia во многом похожи на новые в том смысле, что для взрыва также требуется система из двух звёзд, по крайней мере одна из которых является белым карликом. Но только на сей раз оба компонента такой системы должны быть белыми карликами.
Грубо говоря, один белый карлик поглощает достаточно массы (и, соответственно, достаточно нагревается) для того, чтобы реакция синтеза кремния из углерода и кислорода всё-таки запустилась. Именно этот кремний и даёт характерные следы в спектрах взрывов таких сверхновых.
При этом мы помним: речь идёт о белом карлике, то есть, о звезде, состоящей из равномерно нагретого вырожденного газа. Поэтому когда в такой звезде достигаются условия для запуска термоядерной реакции углерода и кислорода, они одновременно достигаются во всём её объёме. И всё вещество звезды почти мгновенно вступает в реакцию, выделяя колоссальные объёмы энергии.
Проще говоря, в момент взрыва сверхновые типа Ia во всей Вселенной, похоже, перед взрывом имеют одни и те же параметры. А значит, и количество излучаемой ими энергии должно быть одинаковым. Соответственно, измерив яркость, с которой мы видим их с Земли, можно рассчитать расстояние до этих объектов, и сравнить его с расстоянием до них, полученных другими методами, основывающимися на наших представлениях о природе Вселенной (закон Хаббла).
А это, в свою очередь, позволяет нам проверить правильность этих представлений. В частности, именно наблюдения за удалёнными сверхновыми типа Ia привели учёных к мысли, что Вселенная расширяется со всё возрастающей скоростью, чего раньше не предполагали.
Нейтринный взрыв
Что же до сверхновых типа Ib/c и II, то их взрывы вызываются принципиально иными процессами. Сразу оговоримся: полной ясности на этот счёт у современной физики нет, и считающаяся общепризнанной модель этого процесса имеет достаточно много белых пятен.
Главными героями при взрывах также являются объекты из вырожденного газа – либо уже сформировавшиеся белые карлики (Ib/c), либо ядра звёзд, окружённые оболочками из более лёгких элементов (II).
Выше мы уже говорили, что вырожденный газ белых карликов – это самое плотное состояние, которого может достигнуть материя. Но это верно лишь отчасти. Несжимаемость такого газа объясняется квантовым взаимодействием («отталкиванием») между составляющими вещество частицами: электронами и атомными ядрами. Белые карлики вырождены именно в смысле взаимодействия между электронами (так и говорят: газ, вырожденный по электронам). Если бы электроны куда-то делись, то вещество можно было бы сжать ещё плотнее.
И в природе существует процесс, позволяющий вырожденному газу избавиться от электронов. Он называется «электронный захват». В процессе него протон атомного ядра захватывает электрон и превращается в нейтрон. При этом выделяется достаточно значительная энергия (преимущественно в виде крошечных частичек, известных как нейтрино). Если такой процесс начинает происходить массово, то в его результате вещество почти полностью лишается и протонов, и электронов, и оказывается состоящим практически полностью из одних нейтронов. А для такого вещества оказывается возможной куда большая плотность упаковки, нежели для вещества белого карлика.
Процесс образования такого вещества из вырожденного электронного газа называется нейтронизацией.
Образуется нейтронная звезда – ещё более плотная, чем белый карлик: массы порядка солнечных в ней упакованы в шар диаметром в 10-15 километров, то есть размером с город.
Для того, чтобы процесс электронного захвата мог идти по-настоящему активно, температура звезды должна составлять порядка 10 миллиардов градусов. Такие температуры достигаются лишь в ядрах массивных звёзд порядка 10-12 масс Солнца. Звёзды меньшего размера, вероятно, не могут породить взрывы сверхновых типа Ib/c и II.
Но если это условие выполняется, то процесс начинает развиваться достаточно бурно. Причём энергия не только бурно выделяется, но и бурно уносится за пределы вырожденного ядра.
Обычные звёзды излучают преимущественно энергию в виде фотонов, и только с поверхности: родившиеся внутри звезды фотоны поглощаются её же веществом, затем переизлучаются им, и так (довольно медленно) движутся к поверхности. При нейтронизации же энергия выделяется в виде нейтрино, для которого вещество звезды прозрачно. Поэтому энергия выделяется не только с поверхности, но и из всего объёма звезды. Звезда как бы вскипает!
Звёзды типа Ib/c, вероятно, представляют собой старые звёзды, уже лишившиеся всего своего водорода, а зачастую гелия и даже более поздних элементов. По сути вырожденное ядро занимает весь или почти весь объём такой звезды перед взрывом.
Сверхновые типа II, по всей видимости, представляют собой ещё более массивные звёзды, в центре которых уже могло успеть (больше масса – быстрее процессы ядерных реакций!) сформироваться кремниевое, а то и железно-никелевое ядро, но во внешних слоях ещё остались более лёгкие элементы: звезда представляет собой своего рода слоёный пирог.
Соответственно, хотя природа взрывов сверхновых типа Ib/c и типа II схожа, результаты выглядят довольно по-разному. При взрыве сверхновых типа Ib/c энергия выделяется непосредственно в виде нейтрино и фотонов, в меньшей степени – в виде разогнанных до околосветовых скоростей потоков частиц, тогда как в случае со сверхновыми типа II она передаётся от вырожденного ядра наружной оболочке из более лёгких элементов, вызывая в ней своеобразную ударную волну (как именно это происходит, физикам до конца неясно).
Тяжелее, ярче, мощнее… загадочнее
Что же касается взрывов гиперновых, которые в 10-100 раз ярче самых ярких сверхновых, то полной их теории нет. Причём вероятно, что такие взрывы являются результатом нескольких весьма различных по природе процессов.
Процесс рождения электрон-позитронных пар активно расходует энергию звезды, нарушая её термодинамическое равновесие. В итоге звезда всё сильнее сжимается и нагревается – до тех пор, пока всё или почти всё её вещество не окажется вовлечённым в термоядерную реакцию, которая приобретает взрывной характер.
Считается, что в результате таких взрывов звезда полностью разрушается, избегнув превращения в нейтронную звезду или чёрную дыру.
Третья версия – образование так называемых кварковых звёзд, в которых отсутствуют уже не только привычные нам атомные ядра (как в нейтронных звёздах), но разрушаются от колоссальных давлений и температур даже и сами нейтроны, а вещество оказывается в состоянии кварк-глюонной плазмы.
Несмотря на разрушительный характер взрывов сверхновых и гиперновых, они, вероятно, сыграли важную роль в формировании нашей Вселенной такой, какой мы её знаем. В частности, считается, что именно в ходе таких процессов возникли все элементы тяжелее железа. Так что если энергия, которая выделяется при сжигании, к примеру, каменного угля или нефти – это в некотором роде «консервированная» энергия излучения Солнца, то энергия атомной электростанции, работающей на уране, есть ни что иное, как энергия взрыва сверхновой звезды, случившегося миллиарды лет тому н