4.7. Сверхновые

Существует несколько типов сверхновых. Первоначально деление на типы происходило на основе наблюдательных данных (спектры, кривые блеска), но гораздо важнее отличие в физическом механизме. Существует два принципиально разных типа сверхновых. Первые – это сверхновые с коллапсом ядра, у которых вспышка является финальным аккордом эволюции массивной звезды, чье ядро потеряло устойчивость. Как правило, после вспышки сверхновой такого типа остается компактный остаток – нейтронная звезда или черная дыра. Второй тип сверхновых – это термоядерные взрывы белых карликов. В этом случае вырожденный звездный остаток (белый карлик) достигает критической массы, что приводит к термоядерному взрыву. Чаще всего при этом все вещество оказывается рассеянным в окружающем пространстве. Сверхновые с коллапсом ядра могут относиться к разным подклассам – IIL, IIP, Ib/c и др. Взрывы белых карликов – это сверхновые типа Ia. Кроме того, массивные звезды могут заканчивать свою жизнь без взрыва, их ядра при этом превращаются в черные дыры.

Взрывы сверхновых связаны с процессами в ядрах массивных звезд на финальных стадиях эволюции или со взрывами сверхкритических белых карликов.

Звезды-прародители сверхновых с коллапсом ядра характеризуются тем, что углерод в них зажигается, когда вещество ядра еще не находится в вырожденном состоянии (иначе образуется O-Ne-Mg белый карлик). Это позволяет в дальнейшем пройти цепочку термоядерных реакций вплоть до формирования железного ядра (если звезда не взорвется раньше из-за неустойчивости кислородного ядра, см. ниже). Граница, разделяющая взрывающиеся и невзрывающиеся звезды, соответствует массам на Главной последовательности в диапазоне 8–10 масс Солнца. Точное значение этой граничной массы зависит от параметров звезды (химический состав, вращение) и ее эволюции (является ли звезда компонентом тесной двойной системы).

В зависимости от массы звезды сверхновые с коллапсом ядра могут сильно отличаться друг от друга по механизму взрыва (из-за разных свойств ядра) и по наблюдаемым проявлениям (из-за разной структуры внешних слоев).

Судьба ядра массивной звезды в первую очередь зависит от ее массы.

Самые легкие из взрывающихся звезд порождают особый тип вспышек – сверхновые с захватом электронов. У таких объектов еще не сформировалось железное ядро, и их недра состоят из кислорода, неона и магния. Ядра магния и неона начинают захватывать электроны, перескакивая на одну клетку назад в таблице Менделеева. Это приводит к дальнейшему сжатию ядра, поскольку восстановить гидростатическое равновесие не удается. Процесс продолжается, пока не начнется взрывное термоядерное горение кислорода, ядро сжимается и дальше, превращаясь в нейтронную звезду. А внешний наблюдатель видит взрыв сверхновой.

У более массивных звезд (примерно 10–80 масс Солнца, точные значения плохо известны и зависят от множества параметров) коллапсирует железное ядро. Внутренние части звезды теряют устойчивость не по причине падения давления, а потому что при сжатии оно теперь растет медленнее, чем это необходимо для восстановления равновесия. Например, это может происходить из-за диссоциации (деления) ядер железа фотонами или из-за захвата электронов ядрами, но теперь все начинается не с магния и неона, а с элементов группы железа.

Коллапс ядра продолжается, пока не достигается ядерная плотность. В этот момент происходит так называемый отскок (bounce). Упругость внутренних частей резко возрастает, а внешние части падают на них, и происходят два события. Во-первых, наружу начинает двигаться ударная волна. Во-вторых, запускаются урка-процессы[4], при которых протоны захватывают электроны (а нейтроны – позитроны), при этом испускаются нейтрино (или антинейтрино).

Основная энергия при коллапсе связана со сжатием ядра, т.e. с выделением гравитационной потенциальной энергии. Изначально, до начала коллапса, ядро похоже на белый карлик и при массе около 2 солнечных имеет размер порядка нескольких тысяч километров. В результате катастрофического сжатия до размеров в десятки километров выделяется огромная энергия, превосходящая 10⁵³ эрг (10⁴⁶ Дж). В основном эта энергия переходит именно в нейтрино, которые из-за высоких температуры и плотности какое-то время «заперты» внутри звезды (она для них непрозрачна). Чтобы произошел взрыв, нужно передать эту энергию ударной волне. Сделать это непросто, и в настоящее время продолжаются дискуссии о том, как это происходит. Основной гипотезой долгое время была именно передача энергии от нейтрино расширяющейся оболочке, но сейчас рассматриваются и другие варианты, в которых важную роль играет магнитное поле или другие процессы.

Массивные звезды с массами менее 30 масс Солнца в основном дают нейтронные звезды.

Как бы то ни было, мы наблюдаем сверхновые, а значит, условия для взрыва создаются. Кинетическая энергия расширяющегося вещества составляет около 10⁵¹ эрг (10⁴⁴ Дж) – примерно 1 % от полной энергии сверхновой. Чтобы при этом наблюдалась яркая вспышка, часть энергии должна выделяться в видимом диапазоне. Для этого есть несколько возможностей.

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.

В нашей Галактике сверхновые с коллапсом ядра в среднем происходят раз в 30–50 лет, а сверхновые типа Ia – в 5–10 раз реже. К сожалению, за все время телескопических наблюдений не удалось увидеть ни одной вспышки в нашей Галактике. Самой близкой сверхновой за последние годы была SN1987A, вспыхнувшая в 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке. От нее даже удалось зафиксировать нейтринный сигнал, подтвердивший правильность наших базовых представлений о физике этого процесса.

При вспышке сверхновой блеск в максимуме может в миллиарды раз превосходить светимость Солнца, а сама длительность вспышки исчисляется месяцами. Поэтому сверхновые хорошо видны на больших расстояниях, и их можно обнаружить даже спустя значительное время после максимума блеска. Благодаря современным обзорам неба удается открывать сотни сверхновых в год в далеких галактиках. Особое значение придается изучению сверхновых типа Ia, поскольку они важны для космологических приложений (именно с их помощью впервые было обнаружено ускоренное расширение Вселенной).

В максимуме блеска светимость сверхновой может превосходить несколько миллиардов солнечных.

Взрывы сверхновых всех типов играют большую роль в эволюции Вселенной, поскольку в результате этих событий синтезируется большое количество тяжелых элементов, которые выбрасываются в межзвездную среду. Взрывы звезд первого поколения – так называемого населения III – смогли уже на ранних этапах жизни Вселенной обогатить газ элементами тяжелее гелия, что было важно для космической эволюции.