Сверхновые: Страница 2

Оглавление статей
Сверхновые
Страница 2
Страница 3

Страница 2 из 3

 

 

В спектрах сверхновых типа I обычно нет никаких особенностей, и по ним можно узнать о звезде лишь очень немного. Для спектров сверхновых типа II характерны широкие эмиссионные линии водорода и гелия, обусловленные быстрым расширением туманности — со скоростями вплоть до 8000 км/с. Астрономы с подозрением отнеслись к этим аномалиям спектра, так как из них следовал вывод о большом дефиците водорода в туманности, тогда как водород широко распространен во Вселенной.

Почему природа создает такие диковинные объекты? Как они возникают? Каков механизм вспышек, которые по своей яркости могут соперничать с сиянием десятков миллиардов звезд? На какой стадии звездной эволюции находятся эти объекты? Каков конечный продукт звездного взрыва? Это только часть вопросов, которые возникают у астронома, наблюдающего за грандиознейшими взрывами в том или ином уголке неба. Чтобы ответить хотя бы на некоторые из них, необходимо исследовать историю жизни звезды.

Профессор Джон А. Уиллер заметил: «Одно дело изучать почти стационарную звезду, как, например, Солнце, другое дело — когда мы беремся предсказывать причудливую динамику сверхновой. Мы умеем в подробностях предсказывать и ход ядерных реакций, идущих в недрах Солнца и других звезд, и выход энергии излучения с поверхности звезды. Однако можем ли мы с такой же уверенностью говорить о звездах, испытывающих мощные внутренние движения?» Действительно, способны ли мы, взглянув на звезду мимоходом, восстановить всю историю ее жизни? Уиллер вспоминает 1945 год, взрыв первой атомной бомбы в Аламогордо, штат Нью-Мехико. Это был превосходный и драматический пример понимания людьми того, как действует природа, ибо данный эксперимент в корне отличался от всего, что было известно человечеству, и он был предсказан верно.

Недавно ученые предприняли попытку применить математическую теорию атомного взрыва для описания гидродинамики сверхновых. Это позволило тщательно исследовать гидродинамику сверхновой с помощью теории, которая заведомо не слишком далека от истины. Но вопрос о причинах взрывов сверхновых по-прежнему остается предметом дискуссий и служит поводом для выдвижения противоречивых гипотез. Такова предыстория. А теперь попытаемся ответить на поставленные выше вопросы.

Звезда с массой, превосходящей солнечную примерно на 20%, может со временем стать неустойчивой. Это показал в своем блестящем теоретическом исследовании, сделанном в конце 30-х годов нашего столетия, астроном Чандрасекар. Он установил, что подобные звезды на склоне жизни порой подвергаются катастрофическим изменениям, в результате чего достигается некоторое равновесное состояние, позволяющее звезде достойно завершить свой жизненный путь. Многие астрономы занимались изучением последних стадий звездной эволюции и исследованием зависимости эволюции звезды от ее массы. Все они пришли к одному выводу: если масса звезды превышает предел Чандрасекара, ее ожидают невероятные изменения.

Как мы видели, устойчивость звезды определяется соотношением между силами гравитации, стремящимися сжать звезду, и силами давления, распирающими ее изнутри. Мы также знаем, что на последних стадиях звездной эволюции, когда истощаются запасы ядерного горючего, это соотношение обеспечивается за счет эффекта вырождения, которое может привести звезду к стадии белого карлика и позволит ей провести остаток жизни в таком состоянии. Став белым карликом, звезда постепенно остывает и заканчивает свою жизнь, превратившись в холодный, безжизненный, невидимый звездный шлак.

Если же масса звезды превосходит предел Чандрасекара, эффект вырождения уже не в состоянии обеспечить необходимое соотношение давлений. Перед звездой остается только один путь для сохранения равновесия — поддерживать высокую температуру. Но для этого требуется внутренний источник энергии. В процессе обычной эволюции звезда постепенно использует для этого ядерное горючее. Однако как может звезда добыть энергию на последних стадиях звездной эволюции, когда ядерное топливо, регулярно поставлявшее энергию, на исходе? Конечно, она еще не энергетический «банкрот», она большой, массивный объект, значительная часть массы которого находится на большом расстоянии от центра, и у нее в запасе еще есть гравитационная энергия. Она подобна камню, лежащему на вершине высокой горы, и благодаря своему местоположению обладающему потенциальной энергией. Энергия, заключенная во внешних слоях звезды, как бы находится в огромной кладовой, из которой в нужный момент ее можно извлечь.

Итак, чтобы поддерживать давление, звезда теперь начинает сжиматься, пополняя таким путем запас своей внутренней энергии. Как долго продолжается это сжатие? Будет ли звезда сжиматься бесконечно (эту возможность мы детально рассмотрим при обсуждении черных дыр) или существует какой-либо иной механизм, посредством которого звезда может избавиться от избыточной массы и снова стать устойчивой? Фред Хойл и его коллеги тщательно исследовали подобную ситуацию и пришли к заключению, что в действительности происходит «катастрофический коллапс, за которым следует катастрофический взрыв». Толчком взрыву, избавляющему звезду от избытка массы, является значение плотности, создаваемое при сжатии. Избавившись от избыточной массы, звезда тут же возвращается на путь обычного угасания, так как теперь ее судьбой начинают управлять законы вырожденного газа.

Наибольший интерес для ученых представляет процесс, в ходе которого шаг за шагом осуществляется постепенное выгорание ядерного топлива. Для расчета этого процесса пользуются информацией, полученной из лабораторных опытов; огромную роль при этом играют современные быстродействующие вычислительные машины. Хойл и Фаулер смоделировали с помощью ЭВМ процесс энерговыделения в звезде и проследили его ход. В качестве примера они взяли звезду, масса которой «трое превосходит солнечную, то есть звезду, находящуюся далеко за пределом Чандрасекара. Звезда с такой массой должна иметь светимость, в 60 раз превышающую светимость Солнца, и время жизни около 600 млн. лет.

Мы  уже  знаем,  что  в  ходе  обычных  термоядерных  реакций, протекающих в недрах звезды почти в течение всей ее жизни, водород   превращается   в   гелий.   После  того   как   значительная   часть вещества звезды превратится в гелий, температура в ее центре возрастет. При увеличении температуры примерно до 200 млн. К ядерным   горючим   становится   гелий,   который   затем   превращается   в кислород и неон. Таким образом, гелиевое ядро начинает порождать более тяжелое ядро, состоящее из двух этих химических элементов. Теперь звезда становится многослойной энергопроизводящей системой. В тонкой оболочке, по одну сторону которой находится водород, а по другую — гелий, происходит   превращение   водорода   в гелий; эта реакция  идет с выделением энергии. Поэтому, пока такая реакция осуществляется, температура ядра звезды неуклонно растет. Сжатие звезды ведет к уплотнению ее ядра и росту температуры в центре до 200—300 млн. К. Но даже при столь высоких температурах кислород и неон вполне устойчивы и не вступают в ядерные реакции. Однако через некоторое время ядро становится еще плотнее, температура удваивается, теперь она уже равняется 600 млн. К. И тогда ядерным топливом становится неон, который в ходе реакций превращается в магний и кремний. Образование магния сопровождается выходом свободных нейтронов. Когда звезда родилась из праматерии, она уже содержала некоторые металлы группы железа. Свободные нейтроны, вступая в реакцию с этими металлами, создают атомы более тяжелых металлов — вплоть до урана — самого тяжелого из природных элементов.

Но вот израсходован весь неон в ядре. Ядро начинает сжиматься, и снова сжатие сопровождается ростом температуры. Наступает следующий этап, когда каждые два атома кислорода, соединяясь, порождают атом кремния и атом гелия. Атомы кремния, соединяясь попарно, образуют атомы никеля, которые вскоре превращаются в атомы железа. В ядерные реакции, сопровождающиеся возникновением новых химических элементов, вступают не только нейтроны, также протоны и атомы гелия. Появляются такие элементы, как сера, алюминий, кальций, аргон, фосфор, хлор, калий. Температура ядра поднимается до полутора миллиардов градусов. По-прежнему продолжается образование более тяжелых элементов с использованием свободных нейтронов, но на этой стадии из-за большой температуры происходят некоторые новые явления.

« ПредыдущаяСлед. »

Понравилась статья? Поделиться с друзьями:
Все о космосе
Добавить комментарий

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: