Иосиф Шкловский - Звезды - их рождение, жизнь и смерть

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 10 11г/см 3 [ 44 ] Для этого нужно, конечно, чтобы звезда за время существования Галактики успела проэволюционировать, т. е. ее масса должна быть не меньше, чем 1,2 1,3M . 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 10 11К). По этой причине возникнет мощное нейтринное излучение («урка-процесс»; см. формулу (18.1)), которое поглотится оболочкой. Тем самым оболочка сильно нагреется, и произойдет взрыв из-за ядерных реакций на легких элементах. В этой картине, однако, многое остается не ясным. Например, столь же возможно, что нейтрино образуется во всей толще ядра, которое должно быть достаточно горячим.

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.

Результаты таких расчетов оказались весьма интересными. Прежде всего, стало очевидным, что если взрыв происходит в компактной, достаточно массивной звезде (например, звезде главной последовательности), то кривые блеска качественно отличаются от наблюдаемых. Прежде всего, максимум блеска оказывается очень резким и длится не больше чем 20 минут, в то время как согласно наблюдениям длительность максимума 1—2 суток. Кроме того, максимальный блеск оказывается очень незначительным — в сотни раз меньше наблюдаемого.

Для того чтобы получить кривую блеска, более или менее сходную с наблюдаемой (т. е. существенно увеличить длительность в максимуме и светимость), необходимо предположить, что звезда перед взрывом является гигантом или, лучше, сверхгигантом. Расчеты показывают, что при сильном взрыве радиус звезды почти не увеличивается — происходит только сильный нагрев атмосферы звезды ударной волной. В принципе, вместо красного сверхгиганта с протяженной атмосферой можно принять модель звезды, у которой происходит медленное истечение вещества с ее поверхности, в результате чего вокруг звезды образуется весьма протяженная оболочка, причем ее плотность уменьшается наружу примерно обратно пропорционально квадрату расстояния.