Взрывы сверхновых

Автор: Administrator

22.11.2008 07:54

Таковы многочисленные, но скромные белые карлики. Каков же иной путь звездной эволюции, ведущий к взрывам сверхновых звезд, создавших химические элементы, из которых состоит все живое? Почему некоторые звезды взрываются, разбрасывая по Вселенной необходимые для жизни атомные ядра, а не просто угасают как сверхплотные белые карлики? Если бы небольшая часть звезд не взрывалась в конце своей жизни, то не было бы нас, хотя, с другой стороны, нам повезло, что наше Солнце не относится к числу быстро эволюционирующих звезд, готовых взорваться как сверхновые, что столь существенно для жизни.

Звезды по-разному заканчивают свой жизненный путь, потому что они отличаются друг от друга массами, а значит, и плотностями в их центрах. Более массивные звезды имеют меньшие плотности в центрах, поскольку в них данная центральная температура достигается при меньших плотностях вещества. Почему? Потому что в более массивных звездах наружные слои вещества оказывают большее давление на вещество в центральных областях. В свою очередь центральные области отвечают на увеличение давления повышением температуры; для этого не требуется особенно высокой плотности вещества. В звездах меньшей массы гравитационным силам не так легко поднять давление и температуру, поэтому звезда достигает этого (чтобы уравновесить гравитационные силы) за счет увеличения плотности вещества в своих недрах. Следовательно, менее массивные звезды всегда имеют более высокую плотность вещества в центре, чем более массивные на том же этапе эволюции. В менее массивных звездах (с массами менее 1,4 массы Солнца) электронное вырождение становится существенным тогда, когда из ядер гелия образовались ядра углерода. Все белые карлики, насколько нам известно, имеют массы менее 1,4 массы Солнца, а большинство из них - и менее массы Солнца.

В недрах более массивных звезд такая высокая плотность никогда не достигается, даже после синтеза углерода из гелия, когда вырождение электронов начинает играть существенную роль. В таких звездах может продолжаться синтез более тяжелых ядер из ядер углерода. При этом выделяется дополнительное количество энергии, но в каждом последующем типе реакций выделяется все меньше и меньше энергии. Если два ядра ¹²С сливаются и образуют ядро магния-24 (²⁴Мg), то выделяется в десять раз меньше энергии, чем в реакциях протон-протонного цикла. Но чтобы противостоять сжатию, звезда должна выделять энергию с прежней скоростью. Массивные звезды проходят через последовательность реакций синтеза ядер с все меньшим выделением энергии, в которых образуются элементы от углерода до железа, прежде чем будут полностью исчерпаны все возможности к высвобождению энергии в реакциях термоядерного синтеза (т. е. образования тяжелых ядер из более легких).

Эта последовательность заканчивается на железе, поскольку, чтобы образовалось ядро тяжелее железа-56 (с 26 протонами и 30 нейтронами на ядро), необходимо затратить энергию. Иными словами, реакции синтеза ядер легче железа протекают с уменьшением массы и соответствующим выделением энергии, а реакции синтеза более тяжелых ядер-с увеличением массы и поглощением энергии. В звезде, в центре которой основная часть ядер превратилась в ⁵⁶Fе, уже не могут происходить новые, хотя бы и менее эффективные, реакции с выделением энергии. Такая звезда, если она еще не достигла достаточно высокой плотности для заметного вырождения электронов, исчерпала все средства, и не может противостоять коллапсу своего ядра.

Таким образом, ядро звезды коллапсирует под действием самогравитации, уменьшая свои размеры в тысячи раз, возможно, менее чем за секунду. Почему вырождение электронов не предотвращает коллапса? Причина в том, что при фантастически высокой температуре в центральных областях коллапсирующей звезды электроны начинают вступать в реакции с протонами, образующимися при столкновениях ядер. Звезда, в которой все ядра превратились в железо, имеет температуру в недрах несколько миллиардов градусов. Когда центральная часть такой звезды коллапсирует, сам коллапс служит источником энергии, необходимой для того, чтобы ядра железа соударялись и распадались на протоны и нейтроны. Затем протоны соединяются с электронами с образованием нейтронов и нейтрино. Эта реакция почти противоположна реакции распада нейтрона.

Реакции слияния протонов и электронов - это реакции, управляемые слабыми взаимодействиями. Поскольку электроны не участвуют в сильных взаимодействиях, они обычно не соединяются с ядрами, как протоны и нейтроны. Кроме того, электромагнитные силы, благодаря которым противоположно заряженные электроны и ядра притягиваются друг к другу, всегда заставляют электроны обращаться вокруг ядер, а не соединяться с ними. Поэтому лишь слабые взаимодействия могут обеспечить объединение электронов и протонов (поскольку гравитационные силы между элементарными частицами очень незначительны). Однако, как следует из самого названия, слабые взаимодействия обычно почти не вызывают таких реакций. Но если температура в ядрах звезд повышается до миллиардов градусов, а плотность-до значения в сотни тысяч граммов в 1 см³ (еще недостаточно высокого для того, чтобы начало играть важную роль вырождение), электроны начинают соединяться с протонами. Исчезновение электронов уносит с собой всякую надежду на то, что вырождение поможет ядру звезды противостоять сжатию. Таким образом, слияние протонов с электронами открывает путь к дальнейшему бурному коллапсу звездного ядра, а коллапс в свою очередь обеспечивает высокие температуры и плотности, необходимые для слияния протонов и электронов.