Лариса Михайлова - Сверхновая американская фантастика, 1997 № 01-02

• Название: Сверхновая американская фантастика, 1997 № 01-02
• Автор: Лариса Михайлова
• Жанр: Научная Фантастика

---

Может ли сверхновая звезда I типа быть белым карликом в стадии взрыва? В таком случае, почему сверхновые звезды I типа так малочисленны? Может быть, лишь некоторая часть белых карликов подвергаются взрыву, поэтому число сверхновых звезд I типа не больше, чем II типа. Почему взрывается только небольшое количество звезд? И почему они вообще взрываются? Разве я ранее не говорил, что белые карлики очень стабильны и постепенно гаснут в течение многих миллионов лет, не претерпевая резких изменений?

Ответ на этот вопрос возник при исследовании новых звезд. (Не сверхновых, а обычных новых, которые вспыхивают, достигая яркости в 100 000–150 000 раз ярче Солнца.)

Такие новые звезды встречаются гораздо чаще, чем сверхновые, и не являются результатом серьезного взрыва звезды. Иначе перед взрывом они были бы красными гигантами и светились гораздо ярче в момент взрыва и после него почти совсем гасли. Но вместо этого, новые оказываются обычными звездами основной последовательности как до, так и после вспышки средней интенсивности с небольшими, если это вообще имеет место, видимыми изменениями, являющимися результатом этого процесса. В действительности отдельная звезда может становиться новой снова и снова.

Но затем в 1956 году американский астроном Мерли Ф. Уокер заметил, что звезда, названная DQ Геркулеса, которая прошла через стадию новой в 1934 году, была в действительности двойной звездой. Она состояла из двух звезд, так близко расположенных друг к другу, что они почти соприкасались.

Были приложены все усилия для того, чтобы изучить обе звезды по отдельности. Более яркая звезда — класса основной последовательности, а более тусклая оказалась белым карликом! К тому времени, как это выяснилось, ряд других звезд, о которых известно, что они прошли стадию новой в определенный момент своей истории, были определены как близкие двойные звезды, и в каждом случае выяснялось, что одна из звезд в паре была белым карликом.

Астрономы сразу решили, что белый карлик и был той звездой в паре, которая прошла стадию новой звезды. Звезду основной последовательности обычно и наблюдали, а с ней значительных изменений не происходило, — вот почему казалось, что светимость была одной и той же до и после вспышки. Белого карлика вообще не наблюдали, поэтому истинную эволюцию новой понимали неверно.

Но теперь все иначе. Вот что, по мнению астрономов, должно происходить.

Мы начнем с двух звезд основной последовательности, образующих двойную звезду. Чем больше масса звезды, тем быстрее она использует водород, находящийся в ее ядре, поэтому более тяжелая звезда начинает расширяться до тех пор, пока не превращается в красный гигант. Некоторые из возникающих в ходе расширения веществ перетекают к более легкой звезде, все еще остающейся в основной последовательности, в результате чего срок жизни этой звезды сокращается. Через некоторое время и наконец, красный гигант в результате коллапса превращается в белого карлика. Еще через некоторое время оставшаяся звезда из основной последовательности, чей срок жизни уже сокращен, начинает расширяться до тех пор, пока не превращается в красный гигант, а часть ее массы не перетекает в пространство вокруг белого карлика. Эта избыточная масса вращается вокруг белого карлика по спиральной орбите (по диску аккреции). Когда в диске аккреции собирается достаточное количество газа, диск распадается, а содержавшиеся в нем вещества перетекают на поверхность белого карлика.

Вещество, попадающее на поверхность белого карлика, ведет себя иначе по сравнению с попадающим на обыкновенную звезду. Сила притяжения на поверхности белого карлика в тысячи раз больше, чем на обыкновенной звезде. В то время как вещество, попадающее на обычную звезду, просто добавляется к ее общей, массе, вещество же попадающее на поверхность белого карлика сдавливается под действием гравитационной силы и включается в процесс синтеза.

С исчезновением диска аккреции, возникает волна света и энергии, и бинарная система начинает светить приблизительно в 100 тысяч раз сильнее. Это может происходить снова и снова, и каждый раз белый карлик будет превращаться в новую звезду, и приобретать массу.

Тем не менее, масса белого карлика не может превышать массу Солнца более чем в 1,44 раз. Это было доказано в 1931 году астрономом индийского происхождения Субраманьяном Чандрасекаром. Открытую им величину называют границей Чандрасекара. (В 1983 году Чандрасекар получил за свое открытие давно заслуженную Нобелевскую премию по физике.)

Сопротивление электронов дальнейшему сжатию препятствует уменьшению белого карлика в размерах. Однако, когда белый карлик проходит границу Чандрасекара, гравитационное поле становится настолько сильным, что сопротивление электронов преодолевается и начинается новое сжатие.

Белый карлик уменьшается с катастрофической скоростью, и в течение этого процесса ядра углерода, кислорода и неона, из которых состоит белый карлик, претерпевают синтез. Вырабатываемая энергия полностью разрывает звезду на части, оставляя от нее лишь газообразные, мелкие, как пыль, осколки. В этом и заключается причина того, что сверхновая I типа, образовавшаяся из звезды с меньшей массой, светит гораздо ярче, чем сверхновая II типа, из звезды с большей массой. Белый карлик взрывается полностью, а не частично, и его взрыв протекает значительно быстрее, чем взрыв звезды-гиганта.

Однако не каждый белый карлик взрывается, поэтому сверхновые I типа встречаются не так часто. Белые карлики, не имеющие парной звезды, или находящиеся слишком далеко от нее (как, например, белый карлик основной последовательности Сириус-Б), практически не имеют возможности приобрести массу. Лишь белые карлики двойных звезд способны набрать необходимую для преодоления предела Чандрасекара массу.

В этом случае многие различия в характеристиках двух типов сверхновых звезд объяснимы, но одно из них до сих пор остается загадкой. Почему сверхновые звезды I типа тускнеют обычным образом, в то время как потускнение звезд II типа происходит неровно?

В июне 1983 года в относительно близкой галактике М83 вспыхнула сверхновая звезда I типа, и в 1984 году астроном Джеймс Грэм обнаружил следы железа в спектре этой звезды. Это было первое прямое свидетельство того, что в результате синтеза в недрах сверхновой звезды I типа накапливается железо.

Грэм полагает, что сверхновая звезда I типа может быть вообще не видна. Если синтез завершился образованием железа, то звезда должна расширить свой объем в сотни тысяч раз так быстро, что продукты взрыва могли бы остыть, почти не излучая света. Хотя синтез прошел все стадии до образования железа, несмотря на это, светимость высока.

По мнению Грэма, кроме собственно синтеза, должен быть иной источник энергии, более медленно отдающий энергию и свет Он предположил, что внутри белого карлика синтезировалось не железо-56 (с ядром, содержащим 26 протонов и 30 нейтронов), а кобальт-56 (с ядром из 27 протонов и 29 нейтронов).

Как было сказано ранее, обычная масса 56 частиц железа-56 — 0,99884, в то время как 56 частиц кобальта-56 имеют вес 0,99977. Количество дополнительной энергии в кобальте-56 столь незначительно, что переход кобальта-56 в железо-56 достаточно легок, чтобы синтез приостановился на кобальте-56.

Но законы термодинамики не могут быть нарушены, и хотя кобальт-56 образуется, он не может существовать долго. Ядра кобальта радиоактивны, и в конце концов каждое отдает один позитрон и испускает гамма-излучение. При потере позитрона протон становится нейтроном и ядра кобальта-56 превращаются в ядра, в которых количество протонов на один меньше и присутствует один лишний нейтрон, то есть в ядра железа-56. Эта полная радиоактивная замена всех запасов кобальта-56 в звезде и является тем источником свечения, которое мы видим в сверхновых звездах I типа.

Есть ли какое-нибудь свидетельство в пользу этой гипотезы? Да. Если общий нуклеосинтез от кислорода до кобальта может быть делом нескольких секунд, то распад кобальта-56 и его переход в железо-56 намного более постепенный процесс, так как его период полураспада составляет 77 дней. Если радиоактивный распад кобальта-56 поддерживает свечение сверхновых звезд I типа, то тогда оно должно уменьшаться с той же постепенностью, с которой падает радиоактивность. Замечено: сверхновая звезда I типа тускнеет кратно 77 дням, что красноречиво указывает на присутствие кобальта-56.

Из этого следует, что хотя тяжелые ядра включены в межзвездную материю сверхновых звезд обоих типов, наиболее тяжелые, начиная с железа, сохранены по преимуществу в сжавшихся нейтронных звездах и черных дырах, возникающих на месте сверхновых II типа, а при глобальных взрывах сверхновых I типа они вместе со всем прочим разбрасываются по Вселенной.