Взрывающиеся солнца. Тайны сверхновых

Чем массивнее звезда, тем реже она встречается. Относительно мелкие звезды, относящиеся к сверхновым типа 1, встречаются по крайней мере в десять раз чаще, чем крупные, тяготеющие к типу 2. Поэтому можно было бы заключить, что сверхновые типа 1 имеют в десять раз большее распространение, чем сверхновые типа 2.

Но не тут-то было! Оба типа распространены одинаково. Отсюда мы можем сделать вывод: не каждой маленькой звезде дано в итоге стать сверхновой первого типа, такими станет лишь незначительное их меньшинство. Дело в том, что требования, предъявляемые к сверхновым типа 1, оказываются более жесткими, чем мы могли предвидеть. Это не просто звезда размером с Солнце, но особый тип звезды такого размера.

Здесь мы обратимся к химическим различиям между двумя типами сверхновых. Сверхновые типа 1 фактически не имеют водорода, что означает последнюю ступень их эволюционного развития. В самом деле, если звезда лишена водорода, но богата углеродом, кислородом и неоном, мы можем с уверенностью сказать, что это белый карлик, и прийти к выводу, что сверхновые типа 1 представляют собой взрывающиеся белые карлики.

Предоставленный сам себе, белый карлик не взрывается и во всех отношениях совершенно устойчив. Однако, как мы теперь знаем, белые карлики не всегда предоставлены сами себе. Иногда они являются частью тесной двойной звездной системы. В этом случае, когда звезда-компаньон в ходе своей эволюции, раздуваясь, превращается в красный гигант, ее вещество выплескивается в аккреционный диск, из которого масса периодически добавляется к белому карлику.

Мы уже видели, что масса, периодически добавляемая к белому карлику, будет нагреваться и сжиматься до того уровня, за которым начинается реакция ядерного синтеза. Происходит колоссальный взрыв, остатки аккреционного диска уносятся прочь, и белый карлик резко увеличивает свою светимость (временно) и виден с Земли как новая. Это повторяется через более или менее длинные интервалы времени.

В каждом случае образования новой часть массы аккреционного диска будет удерживаться белым карликом, так что его общая масса будет постепенно расти.

Но что будет, если белый карлик слишком массивен для своего ранга и обладает, скажем, 1,3 массы Солнца?

Или если его компаньон необычно массивен и, расширяясь, превращается в необычно крупный красный гигант в темпе гораздо скорейшем, чем средний? Или, например, имеют место оба эти случая?

При таких обстоятельствах белый карлик может очень скоро набрать столько массы, что выйдет за предел Чандрасекара, равный 1,44 массы Солнца. Когда это случится, белый карлик уже не сможет поддерживать себя как таковой.

Белый карлик коллапсирует и опадает. Он сжимается чрезвычайно быстро и с огромной силой прижимает ядра углерода и кислорода друг к другу. Весь он охватывается пламенем ядерной реакции, порождающей в кратчайшее время так много энергии, что возникает грандиозный взрыв, когда выделяется за несколько недель столько энергии, сколько наше Солнце выдает за всю свою многомиллиарднолетнюю жизнь.

Одним словом, коллапс белого карлика и ядерный синтез его вещества приводят уже к возникновению не просто новой, а сверхновой типа 1.

Взрыв первого типа разрывает звезду в клочья и может не оставить после себя никакой коллапсирующей звезды — ни белого карлика, ни нейтронной звезды, только вихревое расширяющееся облако пыли и газа. Новая Тихо Браге 1572 г. и Новая Кеплера 1604 г. были, по всей очевидности, сверхновыми типа 1: ни в том, ни в другом случае на их месте не обнаружено никаких нейтронных звезд — остались лишь одни туманности.

Сверхновые типа 2 тоже бывают в самом конце звездной эволюции, но на стадии не так далеко зашедшей, как у сверхновых типа 1. Сверхновая типа 2 возникает в звезде, которая достигла стадии красного гиганта. Однако это случается с крупными звездами, такими, которые минимум в 3–4 раза тяжелее нашего Солнца, и, чем массивнее звезда, тем крупнее бывает красный гигант.

Истинный красный гигант, подобно луковице, состоит из нескольких разных слоев. Наружный слой — это все тот же водород и гелий, т. е. смесь, из которой состоит большинство обычных звезд главной последовательности. За ним идет оболочка, содержащая ядра более массивных атомов, таких, как углерод, азот, кислород и неон. Далее вглубь — третий слой, богатый ядрами натрия, алюминия и магния. За ним — четвертый слой, несущий ядра серы, хлора, аргона и поташа. Пятый слой — само ядро звезды — заключает в себе ядра железа, кобальта и никеля.

Каждый последующий (нижний) слой складывается из продуктов слияния мелких ядер, которые еще имеются в наружном (верхнем) слое. Когда в звезде в ходе ее развития образовалось ядро из железа, никеля и кобальта, ее развитию приходит конец. Любое дополнительное ядерное превращение, связанное с этими ядрами, будь то слияние в более сложные или деление на менее сложные ядра, будет не высвобождать энергию, а, напротив, поглощать ее.