Почему взрываются сверхновые звезды?

Д. К. Надежин

В любой галактике каждые сто лет можно наблюдать сверхновую звезду. Никакими земными масштабами не измерить ту колоссальную энергию, которая выделяется при ее вспышке. Почему же взрываются сверхновые звезды! Ученые пытаются найти причины этого удивительного явления природы, но окончательного ответа на этот вопрос пока не получено.

Появление на небе сверхновых звезд с давних времен привлекало внимание астрономов. Однако лишь усовершенствование телескопов и методов наблюдения, значительный прогресс в области физики и математики, достигнутый за последние три десятилетия, позволили подойти вплотную к пониманию этого поразительного явления в мире звезд.

При вспышке сверхновые звезды увеличивают блеск в сотни миллионов раз. В максимуме блеска мощность их излучения достигает 10⁴⁴ эрг/сек, т. е. одна сверхновая звезда светит ярче, чем 10 млрд. звезд, подобных нашему Солнцу. Такое колоссальное излучение длятся около 4—5 недель, а потом заметно ослабевает. Наблюдения спектра излучения сверхновых, а также газовых туманностей, возникающих на месте вспышки сверхновой, показывают, что вспышка сопровождается выбросом вещества со сверхзвуковой скоростью.

Очень грубо сверхновые звезды можно подразделить на два типа. Мощность излучения сверхновых I типа немного больше, чем сверхновых II типа. Почти вся энергия сверхновых II типа излучается в ультрафиолетовой области спектра, а сверхновых I типа — в голубой. Сверхновые обоих типов различаются также по количеству и скорости выброшенного вещества. Сверхновые II типа сбрасывают оболочки, масса которых может достигать нескольких солнечных масс, а скорости — 5000—7000 км/сек. Оболочки, сброшенные сверхновыми I типа, имеют массы в несколько раз меньше солнечной, а скорости порядка 1000 км/сек. Большинство данных о сверхновых получено при наблюдении их вспышек в других галактиках. Наблюдения, а также соображения теоретического характера приводят к выводу, что сверхновые II типа возникают как результат взрыва звезд большой массы (10—30 М¤), а сверхновые I типа — звезд средней массы (около 1 М¤).

Чтобы понять, по каким причинам звезда может, потеряв устойчивость, взорваться как сверхновая, рассмотрим вкратце историю жизни звезды. Образовавшаяся при конденсации газа звезда состоит в основном из водорода, гелия и малой примеси более тяжелых элементов.

ВСПЫШКА СВЕРХНОВОЙ II типа в галактике NGC 4273, расположенной в созвездии Девы. Фотография слева получена 10 мая 1931 г., а справа —16 февраля 1936 г. Правый снимок сделан со значительно меньшей выдержкой, и хотя многие детали строения галактика не заметны, сверхновая (отмечена стрелкой) видна отчетливо.

Взаимная сила притяжения вещества звезды уравновешивается силами давления, и звезда находится в механическом равновесии. Если масса звезды не очень мама (больше 0,1 М¤), то вблизи центра звезды температура оказывается достаточной (10— 20 млн. ° К) для начала термоядерных реакций, в процессе которых водород превращается в гелий. (Наше Солнце находится как раз в стадии горения водорода.) Выделяющаяся энергия высвечивается звездой в окружающее пространство. После того как в центральных областях звезды исчерпается весь водород, температура возрастает до 100— 200 млн. °К. При такой температуре гелий превращается в углерод и кислород, из которых впоследствии образуются более тяжелые элементы: сера, кремний, фосфор и др. Естественно, что последовательность таких превращений отражается на внутреннем строении звезды. Из более или менее однородной звезды возникает звезда с очень плотной горячей внутренней частью, где происходят термоядерные реакции, и протяженной холодной оболочкой, сохраняющей первоначальный химический состав (в основном водород и гелий).

Выделение энергии в результате термоядерных реакций, протекающих в центральной части звезды, продолжается до тех пор, пока при температуре 3—4 млрд. ° К не образуются элементы группы железа (железо, никель, кобальт, марганец, хром). Ядра этих элементов наиболее сильно связаны, и переход от них к любым другим элементам (более тяжелым или более легким) происходит не с выделением, ас поглощением энергии. Таким образом, к моменту образования элементов группы железа звезда исчерпывает все ресурсы ядерной энергии, запасенные в ее центральной области. Ясно, что характер эволюции звезды должен при этом резко измениться.

Обычные, спокойно эволюционирующие звезды (в том числе и Солнце) находятся одновременно и в тепловом, и в механическом равновесии. Тепловое равновесие означает, что вся энергия, выделяющаяся при термоядерных реакциях, высвечивается звездой в окружающее пространство. Механическое равновесие — это равновесие между силами тяжести и силами давления. Если бы, например, внутри Солнца внезапно увеличилась скорость выделения ядерной энергии, то под действием избыточного давления Солнце расширилось бы, а температура в его центре понизилась. Можно сказать, что звезда типа Солнца обладает отрицательной теплоемкостью. Это означает, что если в звезде выделяется дополнительная энергия, то температура звезды уменьшается, и наоборот, если энергия излучается, то температура звезды увеличивается. Суть дела в том, что при выделении дополнительной энергии звезда изменяет свое внутреннее строение, она расширяется, переходя в новое состояние механического равновесия. В процессе этого перехода звезда вынуждена потратить всю дополнительную энергию на работу против сил тяжести и даже еще «занять» часть энергии из своих внутренних запасов, что и приводит, в конечном счете, к понижению температуры.

Механическое равновесие звезды устойчиво, если при быстром (адиабатическом) сжатии или расширении между силами давления и силой тяжести возникает разница, которая стремится вернуть звезду в первоначальное состояние равновесия. Для определенности будем говорить далее только о сжатии. Если в процессе сжатия силы давления растут быстрее, чем сила тяжести, то, в конечном итоге, силы давления, скомпенсировав возникший вначале избыток силы тяжести, остановят сжатие, и звезђиПски устойчивой. В противном случае силы давления никогда не смогут стать больше силы тяжести, и сжатие будет неограниченным. Таким образом, для механической устойчивости звезды нужно, чтобы вещество имело упругость, превышающую некоторое критическое значение. (Упругость определяется скоростью роста давления с увеличением плотности вещества.)

Вернемся теперь к эволюции звезд. Расчеты показывают, что в звездах малой массы (около 1 М¤) по мере расходования ядерного горючего вещество становится очень плотным при сравнительно низкой температуре. В этих условиях свойства вещества радикально изменяются: вступает в силу принцип исключения, сформулированный в 1925 г. швейцарским физиком Вольфгангом Паули. Согласно принципу Паули, два электрона не могут находиться в одном и том же квантовом состоянии. Такое вещество называется вырожденным и отличается тем, что его давление и энергия определяются только плотностью вещества и почти не зависят от температуры.

Звезда, состоящая из вырожденного вещества, обладает уже положительной теплоемкостью. Если в такой звезде сохранилось некоторое количество ядерного горючего и если потери тепла путем излучения затруднены, то случайное повышение температуры может привести к усиленному выделению энергии в термоядерных реакциях, что в свою очередь еще больше повысит температуру. Иными словами, тепловое равновесие звезды может оказаться неустойчивым и произойдет термоядерный взрыв. Термоядерному взрыву может предшествовать потеря механической устойчивости, так как электронам, согласно принципу Паули, «становится тесно» и они «охотно» соединяются с протонами, превращая их в нейтроны. Этот процесс называется нейтронизацией вещества. Нейтронизация способствует уменьшению упругости вещества, которая может стать ниже критического значения. Сжатие, возникшее из-за, механической неустойчивости, повышает температуру внешних слоев звезды, где находится ядерное горючее, и тем самым облегчает термоядерный взрыв. В результате термоядерного взрыва должна возникнуть взрывная (ударная) волна, которая выбросит в межзвездное пространство часть массы звезды. Из оставшегося вещества образуется нейтронная звезда — остаток вспышки сверхновой I типа. Такова по современным представлениям качественная картина вспышки сверхновой I типа.

Природа предоставила в наше распоряжение Крабовидную туманность — остаток вспышки сверхновой I типа, произошедшей в Галактике в 1054 г. Крабовидная туманность изучена достаточно хорошо, но, к сожалению, пока не удалось получить прямые наблюдательные доказательства существования внутри Крабовидной туманности нейтронной звезды. По-видимому, методы наблюдений еще слишком грубы.

Более детально разработана теория вспышек сверхновых II типа. Массивные звезды отличаются от звезд малой массы тем, что в их недрах температура значительно выше, я плотность значительно ниже. Непосредственно перед вспышкой сверхновой массивная звезда может состоять из железного ядра, на которое наслаиваются более легкие элементы, например кислород, гелий, водород. Внешний слой звезды, состоящий из водорода и гелия, может совсем отсутствовать, так как не исключено, что звезда теряет значительную часть своей массы на предшествующих стадиях эволюции путем медленного истечения вещества с поверхности. Однако из теории строения звезд следует, что плотность водородогелиевого слоя (если он существует) должна быть очень малой по сравнению с плотностью железного ядра звезды. Такой слой слабо влияет на процессы в центральных областях звезды. Что же происходит близ центра массивной звезды после образования элементов группы железа?

СТРОЕНИЕ ЗВЕЗДЫ непосредственно перед вспышкой сверхновой -II типа. Полная масса звезды около 30 М¤. Центральное ядро состоит из элементов группы железа и имеет массу около 7 М¤, масса кислородного слоя около 3 М¤, а гелиево-водородного около 20 М¤

Оказывается, в центре звезды плотность вещества составляет около 10⁷—10⁸ г/см³, а температура достигает 4 млрд. ° К. Физические условия в ядре звезды быстро изменяются под действием потерь энергии при нейтринном излучении.

Существование нейтрино было доказано в 1930 г. В. Паули, но только в 1953 г. американским физикам Ф. Райнесу и К. Коуэну удалось подтвердить существование нейтрино прямым экспериментом. Нейтрино обладает колоссальной проникающей способностью. Образуясь в центральных областях звезды при взаимодействии электронов и позитронов с ядрами различных элементов, а также при аннигиляции электронно-позитронных пар, нейтрино беспрепятственно покидают звезду и уносят значительную часть энергии. В результате потери энергии в центре звезды относительно быстро увеличивается плотность и температура, так как вещество внутри массивной звезды невырождено, и звезда обладает отрицательной теплоемкостью. Если на всю предыдущую эволюцию, связанную с превращением водорода в элементы группы железа, звезда массой в 30 М¤ тратит несколько миллионов лет, то нейтринная стадия эволюции длится лишь несколько часов. Нагревание центральных областей звезды за это короткое время приводит к механической неустойчивости, вызванной резким понижением упругости вещества звезды. Когда температура повышается, ядра элементов группы железа начинают расщепляться энергичными V-квантами на протоны, нейтроны и a-частицы (ядра гелия). Такой процесс называется фоторасщеплением.

Фоторасщепление протекает ступенчато: от ядер группы железа последовательно отщепляются протоны, нейтроны и a-частицы. При температуре 6 млрд ° К средняя энергия g-квантов составляет около 1,5 Мэв, однако, согласно закону Планка, некоторые g-кванты имеют энергию 10 Мэв и выше. Эти энергичные g-кванты отщепляют, например, от ядра железа протон, затем от получившегося ядра марганца — a-частицу и т. д. Протон опять может соединиться с ядром марганца и вновь образовать ядро железа. Но чем больше температура, тем меньше остается элементов группы железа и появляется все больше протонов, нейтронов и a-частиц. При еще более высоких температурах на нейтроны и протоны расщепляются и a-частицы. Когда температура превысит 20 млрд. ° К, вещество состоит уже из одних нейтронов и протонов.

Процесс фоторасщепления сильно понижает упругость вещества. Как только температура достигнет 6 млрд. ° К, упругость вещества близ центра звезды станет меньше критического значения. Механическое равновесие центральных областей нарушается — начинается быстрое сжатие. Скорость сжатия все увеличивается, одновременно резко повышается плотность, но температура растет очень медленно, так как почти вся работа, совершаемая силами тяжести, уходит на фоторасщепление элементов группы железа, а небольшая ее часть — на ускорение вещества, падающего к центру звезды. Заметим, что сжатие носит крайне неоднородный характер. Прежде всего сжимается центральная часть с массой около 1 М¤. Слои, лежащие выше, практически не успевают изменить свое состояние. В центре звезды образуется быстро уменьшающееся по размерам ядро. Когда температура ядра звезды превысит 20 млрд. °К, фоторасщепление элементов группы железа заканчивается.

ФОТОРАСЩЕПЛЕНИЕ элементов группы железа. В скобках указана энергия в мегаэлектронвольтах, необходимая g-кванту для отщепления протона (р), нейтрона (n) или a-частицы от ядра соответствующего элемента. Для полного расщепления ядра Fe⁵⁶на протоны и нейтроны требуется энергия около 490 Мэв

Параллельно с фоторасщеплением идет процесс нейтронизации. Вещество, из которого состоит горячее ядро звезды, почти полностью превращается в нейтроны. Поскольку фоторасщепление прекращается, упругость вещества звезды увеличивается и снова, как и до начала фоторасщепления, становится больше критической. Но силы давления по-прежнему не в состоянии затормозить сжатие. Так как потери энергии нейтринным излучением сильно возрастают, ядро звезды вынуждено быстро сжиматься, чтобы компенировать эти потери работой гравитационных сил. Мощность нейтринного излучения достигает величины 3 • 10⁵³ эрг/сек. Когда плотность ядра повысится до 10¹²—10¹³ г/см³(температура около 100—200 млрд. ° К), оно становится непрозрачным для нейтрино.

ДИАГРАММА ПЛОТНОСТЬ — ТЕМПЕРАТУРА с указанием областей преимущественной концентрации элементов группы железа, гелия, нейтронов и протонов. АБ — линия, изображающая состояние центра звезды при вспышке сверхновой II типа; А — соответствует потере механической устойчивости; Б — положение центра звезды в момент, когда центральная часть звезды становится непрозрачной для нейтрино

Это означает, что нейтрино, излученное в одном месте ядра, поглотится в другом. Нейтрино не сразу покидают звезду, а сравнительно медленно просачиваются сквозь вещество. Ясно, что при этом скорость потерь энергии начинает уменьшаться. И вот тут-то силам давления удается затормозить или, по крайней мере, очень сильно замедлить сжатие ядра. Весь процесс сжатия ядра звезды длится очень короткое время — около двух секунд, а последняя стадия, сопровождаемая мощным излучением нейтрино,— десятые доли секунды.

Если бы мы наблюдали за сверхновой звездой одновременно в оптический и нейтринный телескопы, то в оптический телескоп мы бы не заметили никаких изменений, а в нейтринный увидели мощный всплеск излучения продолжительностью около 0,1 секунды. За это короткое время звезда излучает в виде нейтрино около 10⁵² эрг. Только через некоторое время после появления предвестника вспышки сверхновой — всплеска нейтринного излучения — мы бы наблюдали в оптических лучах обычную картину вспышки сверхновой звезды, являющуюся следствием дальнейших событий внутри звезды.

Внешние слои начинают падать на ядро, сжатие которого прекратилось. В первую очередь падают ближайшие слои, состоящие из элементов группы железа с общей массой около 6 М¤. Падение сопровождается сжатием и нагревом. Как только наступает очередь кислородного слоя, общая масса которого 3 М¤, температура этого слоя повышается почти до 3 млрд.⁰ К, и начинается быстрое сгорание (взрыв) кислорода с превращением его в серу:

O¹⁶ + O¹⁶ ->S³² + 16,54 Мэв.

Выделение большого количества энергии в этой реакции (около 3*10⁵¹ эрг для всего кислородного слоя) приводит к возникновению взрывной (ударной) волны, которая распространяется к поверхности звезды. Выходом этой волны в поверхностные слои объясняется наблюдаемый эффект оптической вспышки сверхновой звезды и выброс оболочки.

Количественные расчеты показывают, что в основном энергия ударной волны тратится на преодоление силы тяжести при подъеме вещества к поверхности звезды. Теоретический подсчет энергии взрыва сверхновой II типа дает величину около 3 • 10⁵⁰ эрг; наблюдаемая энергия взрыва, оцениваемая как сумма кинетической энергии сброшенной оболочки и энергии, излученной в виде света за все время вспышки, достигает 10⁵² эрг. Таким образом, теоретически рассчитанный взрыв сверхновой II типа несколько слабее наблюдаемого.

По мнению американских астрофизиков С. Колгейта и Р. Уайта, основной причиной образования ударной волны является не взрыв кислорода, а перенос энергии от сжимающегося ядра в промежуточные слои звезды высокоэнергичными нейтрино. Чем выше энергия нейтрино, тем они легче поглощаются веществом. Поэтому высокоэнергичные нейрино могут служить эффективными переносчиками энергии от сжимающегося ядра наружу и могут повысить энергию ударной волны до требуемой величины. Однако расчет такого процесса довольно сложен, и до сих пор еще не получены уверенные количественные результаты. Поистине, было бы очень приятно убедиться, что вспышки сверхновых II типа являются космическим доказательством существования «неуловимой» частицы нейтрино.

Остатком вспышки сверхновой II типа, по-видимому, должна быть сверхплотная горячая звезда с массой, в несколько раз превышающей солнечную. Такая звезда, согласно общей теории относительности, не может находиться в стационарном состоянии и должна, в конце концов, перейти в состояние неограниченного сжатия (коллапса).

Теория взрывов сверхновых звезд только начинает свое развитие. Лишь в последнее время появилась возможность с помощью быстродействующих вычислительных машин теоретически рассчитать сжатие звезды. Объем расчетов при этом оказался столь велик, что вычислительной машине, выполняющей десятки тысяч операций в секунду, потребовались десятки часов для завершения всего комплекса расчетов, начиная от потери механической устойчивости и кончая выбросом оболочки. Многие предпосылки теории вспышек сверхновых могут претерпеть существенные изменения; многие нерешенные вопросы ждут своих исследователей. Тем не менее, во вспышках сверхновых звезд нет ничего таинственного. Несомненно, все необходимое для понимания принципиальных сторон этого явления природы уже получено современной физикой, астрономией и математикой.

Земля и Вселенная, 1968 г. № 5