Взрывы сверхновых звёзд.

Коллапс и взрыв массивной звезды – одно из величайших явлений природы. Ничто не может сравниться с ним по абсолютной мощности. В течение первых 10 с., когда ядро звезды сжимается, становясь нейтронной звездой, её центральная часть поперечником около 32 км излучает столько энергии, сколько все остальные звёзды галактики вместе взятые.

Другое сравнение: энергия 10-секундной вспышки в 100 раз больше, чем излучает Солнце за 10 млрд. лет своей жизни. Такое явление поражает воображение даже привыкших к огромным величинам астрономов. С помощью телескопов каждый год удаётся открыть около десяти вспышек Сверхновых далёких галактиках.

У массивных звёзд, масса которых превышает солнечную больше чем в десять раз, эволюция протекает очень быстро. Водород в них расходуется уже через несколько миллионов лет. Тогда начинает гореть гелий, превращаясь в углерод, а вскоре и атомы углерода начинают превращаться в атомы с более высокими атомными номерами. Во всех этих ядерных реакциях высвобождается энергия, однако ядерные процессы становятся всё менее эффективными. Чтобы излучение звезды поддерживалось на одном и том же уровне, реакции должны протекать всё быстрее и быстрее. Быстро сменяя друг друга, образуются всё более тяжёлые атомы. Но так не может продолжаться бесконечно. В природе превращения элементов заканчиваются на железе. В этот момент ядерный реактор звезды останавливается. При слиянии ядер железа с ядрами других элементов, имеющихся в звезде, энергия уже не выделяется. Наоборот, для этого требуется дополнительная энергия.

И наоборот чтобы расколоть ядро железа, требуется затратить энергию.

Причина этого заключается в одном из свойств атомных ядер. Ядра тяжёлых элементов (например, урана) при делении выделяют энергию, а в результате деления появляются ядра, масса которых близка к атомной массе более лёгкого железа. При соединении лёгких элементов выделяется энергия, и в результате получаются ядра, масса которых ближе к массе более тяжёлого железа. Только из ядер железа нельзя получить энергию ни путём деления, ни путём синтеза.

Когда в массивной звезде процессы термоядерного синтеза заходят далеко, в её центре образуется сферическая область, состоящая целиком из газообразного железа. Ядра железа могут захватывать электроны из окружающего газа. При этом центральная область звезды сокращается в объёме. Равновесие здесь поддерживается за счет силы тяжести и газового давления. Газовое давление обусловлено в основном электронами. Когда электроны поглощаются атомными ядрами, сила тяжести берёт верх. В конце концов, центральная область звезды, состоящая из газообразного железа, “схлопывается”. Этот процесс начинается, когда масса железного ядра звезды достигает 1,5 солнечной. Сила тяжести так плотно прижимает друг к другу все составные “кирпичики” атомных ядер, что, в конце концов, все протоны и электроны объединяются в нейтроны и все вещество в центре звезды оказывается состоящим только из нейтронов. Плотное газообразное железное ядро звезды превращается в нейтронную звезду. При этом выделяется невообразимое количество энергии, которое разметает в пространство внешнюю оболочку звезды. Звезда взрывается, а нейтронное ядро остается в облаке разлетающихся с огромной скоростью останков. Жизнь звезды завершается взрывом сверхновой II типа.

Eta Carinae. Снимок космического телескопа Hubble.

Сверхновые I типа представляют собой термоядерные взрывы звезд – белых карликов, которые приобретают массу выше критической. Звезда с массой в пять солнечных сжигает в своих глубинах водород, а когда ядерное горючие кончается, она превращается в красный гигант. В центре звезды начинается горение гелия, а когда он выгорает, образуется углеродное ядро. Центральная часть звезды представляет собой теперь углеродное ядро, окруженное гелиевой оболочкой. Плотность вещества в нем также велика, как в белом карлике. На поверхности гелиевой оболочки продолжается превращение водорода в гелий, а на границе между гелием и углеродом гелий превращается в углерод. Масса этого ядра, которое по сути представляет собой белый карлик, все время возрастает и когда достигает предела в 1,4 солнечных масс, происходит гравитационный коллапс, который не может предотвратить и горение углерода. Белый карлик меньше чем за минуту превращается в нейтронную звезду. Огромное количество энергии, выделившейся при этом, сносит внешнюю оболочку звезды. В некоторых звездах дело не доходит до коллапса, поскольку прежде, чем это случится, происходит углеродный взрыв. Углерод, составляющий центральное ядро красного гиганта, вступает в термоядерную реакцию еще до начала гравитационного коллапса и взрыв разносит звезду вдребезги. Нейтронная звезда не образуется.

Звезды с массой меньше 1,4 солнечной, а также те, которые вовремя успевают избавиться от лишней массы путем образования планетарных туманностей или за счет звездного ветра, тихо заканчивают свое существование. Они превращаются в белые карлики, где не происходит никаких ядерных реакций, и которые находятся в устойчивом равновесии. Такая же судьба ждет наше Солнце. Светимость будет постепенно повышаться, а температура на его поверхности вначале станет чуть выше, а затем начнет медленно снижаться. Но все эти изменения будут невелики. Через 5 млрд. лет светимость Солнца будет в два раза выше нынешней. К этому времени жизнь на Земле будет испытывать климатические трудности. Однако потом станет еще хуже. А пока диаметр Солнца всего в два раза превышает нынешний. Все больше и больше водорода будет выгорать, солнечный шар будет становиться все больше и одновременно все холоднее. Через 8 млрд. лет размеры Солнца станут примерно в 100 раз больше, нежели сегодня, а светимость увеличится в 2000 раз. В то же время температура поверхности существенно снизится. Она будет составлять всего 4000К, т.е. на 1800К меньше чем сейчас. К тому времени океаны на Земле давно испарятся, и под палящими лучами Солнца будет плавиться даже свинец. Земля превратится в горячую печь, на которой уже не сможет существовать жизнь. Над безжизненной поверхностью будет светить гигантский красный солнечный шар размером в полнеба. Но это будет нескоро.

История одной из самых знаменитых сверхновых – СН1987А – началась 11 млн. лет назад в богатой газом области Большого Магелланова Облака, известной как туманность Тарантул или 30 Золотой Рыбы, где родилась звезда с массой приблизительно в 18 раз больше солнечной. В течение 10 млн. лет эта звезда, как и многие другие, вырабатывала энергию, в ходе реакции превращения водорода в гелий. Из-за большой массы в ядре звезды должны были поддерживаться высокие температура и плотность, чтобы избежать коллапса. В результате звезда была почти в 40000 раз ярче Солнца и очень расточительно расходовала свое ядерное горючее.

Когда во внутренней области, составляющей 30% массы звезды, закончилось превращение водорода в гелий, центральные слои начали постепенно сжиматься. Ядро сжималось в течение десятков тысяч лет от плотности 6 г/см³ до 1100 г/см³. При этом оно нагрелось от 40 до 190 млн. кельвинов. Повышение температуры и давления привело к загоранию гелия. В тоже время внешние оболочки звезды, состоящие в основном из несгоревшего водорода, отреагировали на дополнительное излучение от горячего ядра расширением до радиуса около 300 млн. километров. Звезда стала красным сверхгигантом.

Запас гелия в ядре был исчерпан менее чем за миллион лет. Он превратился в углерод и кислород. В оставшиеся несколько тысяч лет, которые осталось жить звезде, сценарий, состоящий из сжатия ядра, его разогрева и зажигания нового, более тяжелого ядерного топлива, повторялся несколько раз. Следующим выгорел углерод при температуре ядра 740 млн. К и плотности 240 тыс. г/см³. В результате образовалась смесь неона, магния и натрия. Затем подошла очередь неона – при 1,6 млрд. К и 7,4 млн. г/см³, за ним последовал кислород (2,1 млрд. К, 16 млн. г/см³) и в конце – кремний и сера (3,4 млрд. К, 50 млн. г/см³). Загорание более тяжелого топлива происходило в самом центре звезды, поэтому другие элементы продолжали гореть в менее плотных окружающих областях. Недра такой звезды можно сравнить с луковицей, в которой элементы расположены слоями, в порядке возрастания атомного веса, по направлению к центру звезды.

Ядро прошло через последовательные стадии горения со все увеличивающейся скоростью. Горение гелия продолжалось около 1 млн. лет, углерода – 12 тыс. лет, неона – 12 лет, кислорода – 4 года и, наконец, кремния – всего неделю. При горении каждого вида ядерного горючего после водорода выделялась примерно одинаковая полная энергия, но при температуре ядра выше 500 млн. К, начиная с горения углерода, звезда нашла новый, гораздо более эффективный способ потратить свой энергетический запас. Высокоэнергетичные гамма фотоны, которые при таких температурах имелись в больших количествах, при сближении с атомными ядрами превращались в электрон-позитронные пары. Эти частицы сразу же аннигилировали, обычно испуская снова гамма-излучение, однако иногда образовывались нейтрино. Нейтрино почти не взаимодействуют с веществом. Им намного легче покинуть звезду, чем первоначальным гамма-лучам, и они уносят с собой энергию. Даже во время горения углерода потери энергии на нейтринное излучение превосходили любые другие потери. При повышении температуры ядра на поздних стадиях эволюции нейтринная светимость росла экспоненциально, что сопровождалось огромным расходом энергии, приближающем конец звезды.

С тех пор как звезда стала красным сверхгигантом, оболочка звезды эволюционировала вместе с ядром. Она тоже начала сжиматься за 40 тыс. лет до взрыва, после истощения запасов гелия, дававшего энергию на стадии красного сверхгиганта. Наиболее важным фактором, приведшим к этому, был особый состав газа в Большом Магеллановом облаке. По сравнению с нашим Млечным Путем он содержит гораздо меньше элементов тяжелее гелия. Среди этих элементов кислород играет особую роль в эволюции звезд. Меньшее содержание кислорода делает оболочку звезды более прозрачной для излучения, способствует ее сжатию. Кислород является также катализатором термоядерных реакций горения водорода.

После, продолжавшегося неделю, интенсивного горения кремния и серы ядро звезды состояло из железа и других элементов группы железа: никеля, хрома, титана, ванадия, кобальта и марганца. Огромные потери энергии при излучении нейтрино, не уменьшались из-за высокой температуры ядра, но, став железным, ядро больше не обладало запасом ядерной валюты для оплаты энергетических долгов. Горение больше не могло продолжаться, а температура и давление не могли больше поддерживать равновесие ядра. Гравитация выиграла соревнование, продолжавшееся 11 млн. лет, и ядро начало сжиматься. За долю секунды железное ядро с массой в 1,4 солнечной и радиусом в половину Земли сжалось в шар ядерного вещества с радиусом около 100 км. Когда плотность в центре зарождающейся нейтронной звезды превысила плотность атомных ядер – 270 триллионов грамм на кубический сантиметр – внутренняя часть ядра, составляющая 40% его вещества, резко остановилась как одно целое и начала обратное движение. Внешняя часть ядра, все еще падающая со скоростью близкой к четверти скорости света, столкнулась с “отталкивающим” внутренним ядром и в свою очередь “отскочила”. Так родилась ударная волна. Через одну сотую секунды она устремилась сквозь падающее вещество к краю ядра. Нагревая и расширяя звезду, вызывая новый шквал ядерных реакций в ее внутренних слоях, ударная волна обуславливает оптическое проявление Сверхновой. Эффект задерживается примерно на два часа: ударная волна движется в 50 раз медленнее света и должна пройти через всю звезду чтобы началось излучение. Нейтрино от коллапсирующего ядра легко обгоняют ударную волну. Пройдя оставшуюся часть звезды, почти со скоростью света, они были первым сигналом, покинувшим Сверхновую. Примерно через 160 тыс. лет, за несколько часов до прихода светового фронта, нейтрино промчались сквозь Землю и были обнаружены детекторами Камиоканде II в свинцовом руднике Камиока и IMB в соляной шахте Мортон-Тиокол.

Примерно один раз в 200 млн. лет сверхновые вспыхивают в ближайшей окрестности Солнца, на расстоянии меньше 8 парсек. Поток жёсткого, рентгеновского и гамма-излучения, при этом достигает очень большой интенсивности, превышающей обычный уровень космических излучений, достигающих поверхности Земли, в десятки, если не в сотни раз. Такие эпохи длятся несколько тысячелетий. Всё это имеет серьёзные биологические и, прежде всего, генетические последствия. Увеличивается частота мутаций, что особенно сказывается на долгоживущих организмах. При вспышках сверхновых вблизи Солнечной системы происходит длительное, продолжающееся несколько тысячелетий, воздействие на организмы космических лучей с интенсивностью в десятки и сотни раз больше обычной.

http://katastrofa.h12.ru/sstar.htm  http://cosmos.ucoz.ru/load/1