Иосиф Шкловский - Звезды - их рождение, жизнь и смерть

Развитая советскими авторами «гидродинамическая» теория взрыва массивной звезды хорошо согласуется с современной теорией звездной эволюции. Согласно этой теории (см. § 12) фаза красного гиганта или сверхгиганта является неизбежной. Начало этой фазы связано с коренной перестройкой структуры центральных областей звезды, создающей предпосылки для гравитационного коллапса ее ядра. Следовательно, образование весьма протяженной оболочки и способного к коллапсу ядра происходят «в одну эпоху» жизни звезды. Однако совпадение этих явлений вовсе не обязательно должно быть строгим. Возможно и даже весьма вероятно, что сравнительно кратковременная фаза красного гиганта закончится до гравитационного коллапса ядра. В этом случае, после потери наружной, богатой водородом оболочки, образуется довольно компактная «гелиевая» звезда типа Вольфа — Райе. Явление гравитационного коллапса, конечно, не зависит от того, есть ли вокруг звезды протяженная водородная оболочка или нет. Мы приходим к представлению, что почти все массивные звезды типа Вольфа — Райе должны взрываться как сверхновые. Так как длительность фазы Вольфа — Райе у массивных звезд сравнима с длительностью фазы красного гиганта, следует ожидать, что число взрывающихся звезд типа Вольфа — Райе должно быть сравнимо с числом взрывающихся массивных сверхгигантов.

Но, на основании расчетов Имшенника и Надежина, взрывающиеся компактные звезды типа Вольфа — Райе совершенно непохожи ни на какие сверхновые. Они на 5—6 величин слабее (в максимуме) и имеют ненаблюдаемо-узкий максимум на кривой блеска. Мы приходим, таким образом, к представлению о необходимости существования «карликовых сверхновых», открытых на кончике пера советскими теоретиками. Очень похоже, что таким объектом является Кассиопея А, а также Сверхновая 1181 г., светимость которой в максимуме была в сотню раз меньше обычной. Другим важным выводом из расчетов советских авторов является утверждение, что в тесных двойных системах не могут вспыхивать сверхновые II типа, так как перетекание масс в процессе эволюции компонент препятствует образованию протяженной, богатой водородом оболочки.

Необходимо еще раз подчеркнуть, что основным предположением, сделанным при расчетах распространения ударной волны в наружных слоях звезды, является постулат о мгновенном выделении энергии в ее центральной части. Можно, однако, предложить по крайней мере два механизма постепенного (т. е. достаточно медленного ) выделения энергии. Первый механизм связан с образованием в центре коллапсирующей звезды быстро вращающегося намагниченного пульсара. Тормозясь, такой пульсар будет непрерывно выделять энергию в виде жестких фотонов и корпускул. Мощность энерговыделения молодого пульсара более чем достаточна для «накачки» энергии в оболочку пульсара, но конкретные условия работы такой «машины» еще далеко неясны.

Другим механизмом непрерывной накачки энергии в оболочку взорвавшейся звезды является радиоактивность образующихся в процессе коллапса некоторых ядер. Эта гипотеза с очевидной легкостью объясняет экспоненциальный характер кривых блеска сверхновых I типа после максимума: показатель экспоненты определяется периодом полураспада соответствующего «рабочего изотопа»). В качестве последнего Бааде и др. еще в 1956 г. предложили... трансурановый элемент калифорний-254. Ядра этого изотопа спонтанно делятся на осколки с энергией 200 МэВ. Гипотеза эта, единственным обоснованием которой является подходящее значение периода полураспада 254Cf, по ряду причин оказалась совершенно несостоятельной.

На смену 254Cf пришли другие «рабочие вещества». В последние годы в качестве такого вещества теоретики используют радиоактивный изотоп никеля-56, дающий начало цепи -радиоактивных превращений:

Период полураспада 56Ni составляет 6,1 суток, в то время как у 56Co он равен 77 суткам. В процессе этих распадов основная часть энергии выделяется в виде -квантов с энергией 1 МэВ и только 20% энергии выделяется в виде быстрых позитронов.

Образование в процессе коллапса плотного ядра, почти целиком состоящего из столь «экзотической» субстанции, как радиоактивный 56Ni, представляется вполне возможным и даже закономерным. Можно показать, что для обеспечения энергетики взрыва масса такого ядра должна быть 0 , 5 M . Теоретические расчеты кривых блеска в случае «медленного» выделения энергии, выполненные советскими авторами, доказывают, что такой взрыв в ядре «компактной звезды» (даже белого карлика) вполне может объяснить явление вспышки сверхновой I типа.