Не следует забывать еще, что вся описанная выше сложная физическая картина сжатия звезды, предшествующая ее взрыву, происходит за ничтожно малое время, около одной десятой секунды. За это время катастрофически сжимающаяся звезда излучит огромное количество нейтрино. Расчеты показывают, что полная энергия этих нейтрино достигает значения
Спецификой структуры звезд со сравнительно небольшой массой на поздней стадии эволюции является наличие у них весьма плотного вырожденного ядра (см. § 11). В этом случае катастрофическое сжатие центральных областей звезды обусловлено поглощением вырожденных электронов ядрами, которое имеет место при достижении эволюционирующей звездой некоторой, достаточно высокой плотности, большей чем 1011 г/см3[ 44 ]. При этом образуется большое количество нейтронов. Так же как и в случае массивных звезд, не поддерживаемая давлением вырожденных электронов оболочка «обрушится» и начнет падать к центру звезды. Там, где эта оболочка ударится о сжимающееся ядро, произойдет сильный разогрев вещества (до 5
Реальная картина взрыва звезд сравнительно малой массы может сильно отличаться от намеченной выше схемы. Так, существенную роль может играть магнитное поле сжимающейся звезды и, особенно, вращение ее ядра. В процессе сжатия магнитное поле может достигнуть очень большого значения, порядка нескольких миллиардов эрстед (о причинах этого см. § 20). При некоторых условиях магнитное поле может переносить освобождающуюся при сжатии гравитационную энергию наружу, в оболочку, что вызовет сильный нагрев и детонацию последней. Вообще, магнитное поле в астрофизике довольно часто играет роль «приводного» ремня для транспортировки значительного количества энергии.
Теория взрыва звезд должна не только указать на причину взрыва в связи с предыдущей эволюцией звезды, не только оценить величину энергии взрыва, но и объяснить кривые блеска сверхновых. Почему, например, так похожи друг на друга кривые блеска сверхновых I типа? И почему столь разнообразны кривые блеска сверхновых II типа? Надо сказать, что эти вопросы для теоретиков оказались очень трудными. Один путь решения этой проблемы сводился к рассмотрению распространения сильной ударной волны, возникшей после детонации «мантии» в протяженной наружной оболочке звезды с уменьшающейся по мере удаления от ее центра плотностью. В таком случае свойства ударной волны определяются энергией взрыва и законом уменьшения плотности в наружной оболочке.
Выход сильной ударной волны на поверхность звезды и наблюдается как явление вспышки сверхновой. По этой причине изучение «кривых блеска» сверхновых позволяет, в принципе, понять характер взрыва и выяснить природу взрывающихся звезд.
Начиная с середины 60-х годов советские теоретики В. С. Имшенник и Д. К. Надежин со своими сотрудниками занимались нелегкими расчетами распространения ударных волн в наружных слоях сверхновых звезд. При этом сам механизм взрыва не конкретизировался — в этом не было нужды. Достаточно было только предположения о «мгновенном» (проще говоря — достаточно быстром) выделении нужного количества энергии в центре взрывающейся звезды, поскольку в случае распространения сильной ударной волны в среде с уменьшающейся наружу плотностью имеет место очень слабая зависимость газодинамических характеристик (давление, поле скоростей и пр.) от особенностей взрыва. Нужно только задать полную энергию взрыва и закон падения плотности в звезде.