Образование тяжелых элементов в сверхновых звездах

Автор: Administrator

22.11.2008 08:52

Коллапс ядра массивной звезды длится примерно 1 с, и эта секунда важна как для самой звезды, так и для всей Вселенной. Во время коллапса происходят триллионы реакций, так как ядра, сталкиваясь, вдребезги разбивают друг друга. Столкновения приводят главным образом к распаду ядер (железа-56 и других подобных ядер) на протоны и нейтроны. Но, кроме того, в таких столкновениях могут рождаться ядра, более тяжелые, чем железо, такие, как ртуть, серебро, свинец, золото, платина и уран. Фактически при коллапсе звезды последний доступный источник энергии - энергия ядра звезды - используется для создания этих тяжелых элементов.

Если посмотреть, какие элементы содержатся в земной коре и в живых организмах, то мы обнаружим важные различия в их распространенности. Элементы, ядра которых образовались в течение миллионов лет до коллапса звездного ядра, такие, как углерод, азот, кислород, алюминий, кремний и железо, значительно более распространены, чем ядра, возникшие за единственную секунду коллапса: молибден, серебро, платина, золото и ртуть. Живые организмы состоят почти исключительно из элементов легче железа, т. е. из более распространенных элементов, возникших в течение длительного периода перед коллапсом. Однако слабые примеси элементов тяжелее железа входят в состав большинства живых организмов на Земле. Сама Земля также более чем на 99,9% состоит из элементов легче железа, но ничтожные примеси серебра, золота и урана, образовавшихся в последнюю секунду жизни звезды, сыграли ключевую роль в истории человечества отчасти из-за своей редкости, связанной с коротким отрезком времени, затраченным на их создание.

Как же эти элементы вырвались наружу из коллапсирующей звезды? Кроме тяжелых ядер стремительная волна реакций внутри коллапсирующей звезды рождает огромное количество нейтронов в результате столкновений протонов с электронами при колоссальных энергиях. Нейтроны быстро заполняют звездное ядро, образуя так называемую нейтронную звезду - маленький компактный объект, состоящий почти исключительно из нейтронов. Как и электроны, нейтроны подчиняются принципу Паули и могут быть сжаты лишь до некоторой плотности, значительно превышающей соответствующую плотность для электронов. Когда нейтроны сжаты до предела, вещество из внешних слоев звезды падает на поверхность «новорожденной» нейтронной звезды с колоссальной скоростью и тут же отскакивает обратно с такой же скоростью, как при взрыве секундой раньше. Этот последний выброс энергии может осветить небо внезапной вспышкой, возвещающей, что коллапс внутренних областей звезды породил невероятно плотную нейтронную звезду.

Такой взрыв сверхновой звезды, разумеется, оказался бы фатальным для жизни, если бы она существовала на обращающихся вблизи нее планетах. Даже если предположить, что живые существа на этих гипотетических планетах уцелели на стадии предсверхновой, когда звезда излучала все больше и больше энергии, то сам взрыв им бы пережить не удалось. Большинство сверхновых излучает каждую секунду в сотни миллионов или даже в миллиарды раз больше энергии, чем Солнце, причем это продолжается несколько недель или месяцев. Воздействие такого излучения на планету, подобную Земле, превзошло бы воздействие Солнца, внезапно оказавшегося на расстоянии Луны от нас. Но это сравнение слишком мягкое; точнее действие потока энергии сверхновой звезды на близкие планеты равносильно тому, как если бы они оказались в эпицентре взрыва водородной бомбы.

С большого расстояния вспышки сверхновых - эффектное и безопасное зрелище. В большой спиральной галактике, подобной нашей, вспышки сверхновых происходят раз в 50-100 лет. В этом случае астрономы видят появление новой звезды там, где раньше ничего не было видно, потому что предсверхновая звезда обладает слишком низким блеском. Однако блеск сверхновой может в миллиарды раз превзойти блеск звезды, из которой она родилась. Через несколько месяцев сверхновая угасает, перестает быть самой яркой звездой в своей галактике и в конце концов становится невидимой. Таким образом, полный выход энергии от сверхновой, каким бы огромным он ни был, меньше, чем от предсверхновой за сотни миллионов или миллиарды лет непрерывного стабильного свечения.

Последние вспышки сверхновых в нашей Галактике наблюдались в 1572 г. (сверхновая Тихо Браге) и в 1604 г. (сверхновая Кеплера). Согласно теории вероятности, мы вскоре сможем наблюдать еще одну сверхновую в нашей Галактике. Поскольку мы, вероятно, находимся в тысячах световых лет от сверхновой, которую нам предстоит наблюдать (именно на таких расстояниях от нас вспыхнули три последние сверхновые), можно быть почти уверенным, что она уже вспыхнула, но ее свет еще не достиг Земли. Каждый год приносит открытия нескольких сверхновых в относительно близких галактиках. Последняя сверхновая в нашем гигантском соседе-туманности Андромеды - наблюдалась в 1885 г.

Мы познакомились с тем, как при коллапсе ядер старых звезд вспыхивают сверхновые. При этом часть энергии коллапса (просто та энергия, которая оказывала сопротивление сжатию) расходуется на взрыв, отбрасывающий вещество от ядра. Взрыв сопровождается излучением, которое внезапно искажает знакомые очертания созвездий. Прежде чем перейти к изучению остатков взрывов сверхновых, рассмотрим другие последствия взрыва. Сверхновые полезны и важны, потому что они снабжают космическое пространство элементами тяжелее гелия. В галактике, подобной нашей, первое поколение звезд сформировалось из вещества, родившегося в начале расширения Вселенной. Это вещество почти целиком состояло из ядер водорода и гелия, электронов, нейтрино и антинейтрино. Ядра тяжелее гелия составляли менее одной миллионной от общего количества вещества. По-видимому, первое поколение звезд содержало относительно мало тяжелых элементов. Все эти звезды угасли. Самые старые звезды, которые мы наблюдаем сегодня, относятся к так называемому населению II и образовались позднее. Эти звезды содержат значительно меньше тяжелых элементов (углерода, кислорода, неона и т. д.), чем звезды, подобные нашему Солнцу, которые относятся к населению I и содержат 1 % тяжелых элементов, а значит, образовались еще позже.

Вероятно, значительная часть ранних звезд имела относительно высокие массы, в несколько раз больше, чем у Солнца. Поэтому их эволюция быстро (менее чем за несколько миллиардов лет) миновала этап постоянного выделения энергии, и они взорвались как сверхновые, разметав тяжелые элементы (от углерода до урана и далее) по всей Галактике. Третье и последующие поколения звезд, к которым относится большинство звезд в нашей Галактике, по содержанию тяжелых элементов похожи на наше Солнце. Один или два процента (по массе) этих звезд - это ядра тяжелее гелия, образовавшиеся в других звездах и рассеянные по пространству при их взрывах. Планеты, подобные Земле, представляют собой скопления пепла этих сгоревших звезд, причем два наиболее распространенных элемента во Вселенной - водород и гелий - улетучились, а остались тяжелые элементы, многие из которых важны для жизни.