Сверхновые: Страница 3

Оглавление статей
Сверхновые
Страница 2
Страница 3

Страница 3 из 3

 

 

Хойл считает, что при температурах порядка миллиарда градусов возникает мощное гамма-излучение, способное разрушать ядра атомов. Нейтроны и протоны отрываются от ядер, но это процесс обратимый: частицы вновь соединяются, создавая устойчивые комбинации. Когда температура превысит 1,5 млрд. К, более вероятными становятся процессы распада ядер. Любопытным и неожиданным оказался следующий результат: при дальнейшем увеличении температуры и усилении процессов разрушения и соединения ядра в итоге присоединяют все больше и больше частиц и, как следствие этого, возникают более тяжелые химические элементы. Так, при температурах 2—5 млрд. К рождаются титан, ванадий, хром, железо, кобальт, цинк и др. Но из всех этих элементов наиболее широко представлено железо. Как и прежде, при превращении легких элементов в тяжелые вырабатывается энергия, удерживающая звезду от коллапса. Своим внутренним строением звезда теперь напоминает луковицу, каждый слой которой заполнен преимущественно каким-либо одним элементом.

Как отмечает Хойл, с образованием элементов группы железа звезда оказывается накануне драматического взрыва. Ядерные, реакции, протекающие в железном ядре звезды, приводят к превращению протонов в нейтроны. При этом испускаются потоки нейтрино, уносящие в космическое пространство значительное количество энергии звезды. Если температура в ядре звезды велика, то эти энергетические потери могут иметь серьезные последствия, так как они приводят к снижению давления излучения, необходимого для поддержания устойчивости звезды. И как следствие этого, в действие опять вступают гравитационные силы, призванные доставить звезде необходимую энергию. Силы гравитации все быстрее сжимают звезду, восполняя энергию, унесенную нейтрино. Как и прежде, сжатие звезды сопровождается ростом температуры, которая в конце концов достигает 4—5 млрд. К. Теперь события развиваются несколько иначе. Ядро, состоящее из элементов группы железа, подвергается серьезным изменениям: элементы этой группы уже не вступают в реакции с образованием более тяжелых элементов, а начинают снова превращаться в гелий, испуская при этом колоссальный поток нейтронов. Большая часть этих нейтронов захватывается веществом внешних слоев звезды и участвует в создании тяжелых элементов.

На этом этапе, как указывает Хойл, звезда достигает критического состояния. Когда создавались тяжелые химические элементы, энергия высвобождалась в результате слияния легких ядер. Тем самым огромные ее количества звезда выделяла на протяжении сотен миллионов лет. Теперь же конечные продукты ядерных реакций вновь распадаются, образуя гелий: звезда оказывается вынужденной воеполнить растраченную ранее энергию. Остается последнее ее достояние — гравитация. Но чтобы звезда могла воспользоваться этим резервом, плотность ее ядра должна увеличиться крайне быстро, то есть ядро должно резко сжаться; происходит «взрыв внутрь», отрывающий ядро звезды от ее внешних слоев. Он должен произойти за считанные секунды. Это и есть начало конца массивной звезды.

Имплозия, или взрыв внутрь, устраняет давление, поддерживавшее внешние слои звезды, ее оболочку, и с этого момента оболочка, сжимаясь, начинает падать на ядро. Падение сопровождается выделением колоссального количества энергии — так еще раз проявляет себя гравитация. Выделение энергии приводит в свою очередь к резкому повышению температуры (примерно до 3 млрд. К), и падающая оболочка звезды оказывается в необычных для нее температурных условиях. Для звезды с температурой ядра, равной 2,5 млрд. К, легкие элементы оболочки служат потенциальным ядерным топливом. Но чтобы обеспечить свечение во время взрыва, температура должна подняться выше этого значения — до 3 млрд. К. В течение секунды кинетическая энергия звезды превращается в тепловую, и вещество оболочки нагревается. При такой высокой температуре более легкие элементы — в основном кислород — проявляют взрывную неустойчивость и начинают взаимодействовать. Пока плотность вещества не превосходит 10 кг/см3, сгорает кислород; это свидетельствует о том, что взрывная стадия горения возникает задолго до того, как вещество оболочки начинает коллапсировать на сжавшееся ядро. Подсчитано, что за время меньше секунды в ходе этих ядерных реакций выделяется энергия, равная энергии, которую Солнце излучает за миллиард лет! Поскольку Солнце ежесекундно излучает 3,8 х1033 эрг, а миллиард лет равен Зх1016 с, то это значит, что энергия, выделяющаяся при взрыве сверхновой, составляет 1050 эрг, или 100 000 млрд. млрд. млрд. млрд. млрд. эрг.

Внезапно освободившаяся энергия срывает со звезды ее наружные слои и выбрасывает их в космическое пространство со скоростью, достигающей нескольких тысяч километров в секунду. На эти слои, состоящие как из легких элементов, так и из элементов группы железа, приходится значительная доля массы звезды. Газовая оболочка удаляется от звезды, образуя туманность, которая простирается на многие миллионы миллионов километров.

Газ по инерции продолжает удаляться от звезды до тех пор, пока, возможно через 100 000 лет, вещество туманности не станет настолько разреженным и диффузным, что больше уже не сможет возбуждаться коротковолновым излучением очень горячей материнской звезды; тогда мы перестанем его видеть. Но самое важное: как в взорвавшемся веществе, так и в межзвездном газе присутствует магнитное поле. Сжатие газа за фронтом ударной волны вызывает сжатие силовых линий и повышение напряженности межзвездного магнитного поля, что в свою очередь приводит к увеличению энергии электронов и их ускорению. В результате остается сверхгорячая звезда, масса которой уменьшилась именно настолько, чтобы она могла достойно угаснуть и умереть. По всей вероятности, она станет нейтронной звездой, масса которой составляет 1,2—2 массы Солнца (свойства нейтронных звезд мы рассмотрим в следующей главе). Если же масса звезды более чем вдвое превышает массу Солнца, то в конечном счете она может превратиться в черную дыру.

 

I.M. Levill «Beyond the known universe»

Перевод с английского канд. физ.-мат. наук Н.И. Шакуры

 

« Предыдущая — След.

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: :???: :?: :!: