Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени - от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Во-первых, ударная волна, проходя сквозь внешние части звезды, нагревает их. Затем эта энергия постепенно высвечивается в видимом диапазоне. Во-вторых, в результате взрыва сверхновой (это особенно важно для сверхновых Ia, где нет внешней оболочки, в которой можно было бы запасти энергию) создается большое количество радиоактивных элементов, прежде всего никеля-56 ( 56Ni). Этот элемент затем превращается в кобальт-56 и наконец в стабильное железо-56. При этом выделяется энергия, которую мы и видим как вспышку сверхновой со спаданием блеска иногда в течение сотен дней после достижения максимума. Как правило, высвечиваемая энергия меньше кинетической энергии взрыва.

Коллапс связан с невозможностью поддерживать гидростатическое равновесие в ядре.

Иногда коллапс не останавливается – тогда рождается черная дыра. Этот процесс не сопровождается взрывом. Недавно появились первые непосредственные наблюдательные свидетельства в пользу этого: обнаружено исчезновение массивных звезд, не сопровождаемое вспышкой. Возможен и промежуточный случай. Коллапс останавливается – появляется протонейтронная звезда, происходит взрыв, но на компактный объект продолжает выпадать вещество. Если масса его дорастет до критической, то произойдет коллапс в черную дыру. Если же выделение энергии при отскоке окажется слишком незначительным, тогда взрыв не произойдет, а выпадение большой массы на появившийся компактный объект приведет к формированию черной дыры.

Энергия сверхновой с коллапсом ядра связана с выделением гравитационной потенциальной энергии.

Наконец, очень массивные звезды (примерно 150–260 масс Солнца) дают особый вид сверхновых без остатка. Это сверхновые с рождением пар. В кислородных ядрах таких звезд температура вырастает настолько, что энергии фотонов оказывается достаточно для рождения электрон-позитронных пар. Энергия идет не на поддержание давления, а на рождение новых частиц, и в результате начинается коллапс, поскольку нарушается гидростатическое равновесие. Если масса звезды не слишком велика, то термоядерное горение кислорода может остановить коллапс, и тогда очень мощный взрыв разносит всю звезду без остатка. Если же звезда очень массивна, то образуется черная дыра.

Звезды с массами от 30 до 150 масс Солнца в основном порождают черные дыры.

Последние стадии жизни очень массивных звезд, предшествующие окончательному взрыву из-за рождения пар, могут сопровождаться пульсациями с очень большим выделением энергии. По светимости они соответствуют сверхновым, но полное энерговыделение при таких пульсациях, конечно, меньше, поскольку не происходит сильного сжатия (т.e. нет выделения большой гравитационной потенциальной энергии) и рождения нейтрино.

Звезды от 150 до 260 масс Солнца могут взрываться без остатка.

В последние годы обнаружено много необычных сверхновых с очень высокой светимостью или нестандартной кривой блеска. Для их объяснения привлекаются различные механизмы. Отметим среди них дополнительное выделение энергии в результате образования быстро вращающейся нейтронной звезды с сильным магнитным полем. Замедляя свое вращение (как экстремальный радиопульсар), такой объект может поставлять дополнительную энергию, сравнимую с полной кинетической энергией взрыва.

Сверхновые типа Ia – это термоядерный взрыв массивного белого карлика.

Если сверхновые, связанные с массивными звездами, могут быть очень разными, то сверхновые типа Ia, наоборот, очень похожи друг на друга. Это связано с тем, что взрываются очень похожие объекты – сверхкритические белые карлики.

Известно, что для белых карликов существует верхний предел массы, называемый чандрасекаровским. Однако по мере роста массы еще до достижения этого предела в недрах компактного объекта могут сложиться условия для термоядерного горения углерода. Поскольку белый карлик состоит из вырожденного вещества, то он не может быстро отреагировать на выделение энергии и восстановить равновесие. Поэтому происходит термоядерный взрыв, полностью разрушающий звезду.

Массивные звезды взрываются в нашей Галактике раз в 30–50 лет. Белые карлики – в несколько раз реже.

Есть две основные возможности увеличения массы белого карлика, обе реализуются в тесных двойных системах. Это или постепенная аккреция вещества звезды-соседки через внутреннюю точку Лагранжа, или слияние двух белых карликов с суммарной массой, превосходящей критическую. По всей видимости, оба канала могут быть реализованы в природе. Однако данные наблюдений свидетельствуют в пользу того, что основная доля сверхновых типа Ia связана со слияниями белых карликов.