Мир астрономии. Рассказы о Вселенной, звездах и галактиках

Изучая зависимость блеска сверхновых от времени, астрономы установили, что существует два типа «кривых блеска» у сверхновых. В первом случае имеется ярко выраженный и достаточно продолжительный максимум блеска (до месяца), после которого блеск звезды линейно спадает. Во втором случае максимумы блеска выражены гораздо хуже, а спад блеска существенно круче.

Выделение двух групп кривых блеска и исследование спектров при вспышках позволило подразделить сверхновые на два типа — сверхновые I типа и сверхновые II типа. Очень скоро выяснилось весьма интересное и довольно загадочное обстоятельство. Оказалось, что в эллиптических галактиках вспыхивают только сверхновые I типа, в то время как в спиралях возгораются сверхновые как II, так и I типов. Этот наблюдательный факт чрезвычайной важности сразу позволил связать теорию звездной эволюции с характеристиками сверхновых.

Дело в том, что в эллиптических галактиках нет массивных звезд. Звездное население этих галактик составляют главным образом звезды, масса которых близка к массе Солнца. Там (в эллиптических галактиках) рождение звезд давно прекратилось, и основную часть населения составляют очень старые, маломассивные звезды.

Остатки взрыва сверхновой в Крабовидной туманности.

Естественно, что миллиарды лет тому назад и в эллиптических галактиках были массивные звезды. Но они давно прошли или стадию красных гигантов, или еще один интересный этап, о котором речь пойдет ниже. В любом случае ясно, что сверхновые I типа до взрыва представляют собой старые звезды малой массы, порядка массы Солнца или чуть больше.

Но ведь когда мы обсуждали судьбу Солнца, мы видели, что никакие взрывы ему не грозят. Стадия красного гиганта, планетарная туманность, белый карлик — вот стандартный путь звездной эволюции.

Астрономам-наблюдателям хорошо известен факт образования планетарных туманностей. В нашей Галактике ежегодно образуется несколько таких объектов, и, следовательно, ровно такое же число звезд с массой, примерно равной солнечной, заканчивают свой путь на главной последовательности, превращаясь в белые карлики.

Однако примерно один раз в 50–100 лет происходит вспышка сверхновой I типа. Важно, что взрывается звезда с массой, примерно равной массе Солнца. Значит, в одном из ста случаев мы имеем отклонение от стандартного пути звездной эволюции. Сотня звезд «идет в ногу» по главной последовательности к закономерному концу, а одна уходит с проторенной дороги и идет своим путем. Почему?

Гипотез здесь, естественно, немало, но «хорошего» ответа на этот интригующий вопрос нет. Мы поговорим о некоторых моделях взрывов сверхновых I типа. Но, перед тем как перейти к описанию природных процессов, приводящих звезду к драматическому финишу, остановимся вкратце на некоторых сравнительных характеристиках вспышек сверхновых I и II типа.

При взрывах звезд выбрасывается огромное количество вещества. При вспышках новых оно достигает 10^–4–10^–5 массы Солнца. А при взрыве сверхновой II типа масса выброшенного газа превосходит массу Солнца. Образуется огромная оболочка, туманность, существующая десятки тысяч лет. Но если во время взрыва выбрасывается столь большая масса, то это неопровержимо свидетельствует о том, что взорвалась достаточно массивная звезда. Вывод этот подкрепляется оценками, согласно которым при взрыве сверхновой I типа образуется оболочка с массой «всего» в 0,1 массы Солнца.

Итак, в случае сверхновых I и II типов мы имеем дело с грандиозными взрывами. Каков механизм этих взрывов и в чем их причина? Это очень трудный вопрос, и мы начнем его обсуждение со сверхновых II типа. Здесь ясности больше, хотя, конечно, и в этом случае понятие ясностей весьма относительно, поскольку природа не очень-то прислушивается к расчетам теоретиков.

В предыдущем разделе мы утверждали, что судьба звезды, вообще говоря, определяется ее массой. Мы подчеркивали, что у массивных звезд ядро может претерпевать ряд превращений, когда идет последовательная смена циклов термоядерных реакций — протон-протонный, C – N – О, тройной α-процесс. Когда в ядре истощается гелий, начинается горение углерода с образованием более тяжелых элементов.

Во всей этой цепочке событий могут возникнуть некоторые неустойчивые состояния ядра звезды, которые «столкнут» ее с обычного эволюционного пути и превратят в сверхновую II типа. Хорошо известно, например, что скорость генерации энергии в термоядерных реакциях очень чувствительна к температуре. Повышение температуры повышает давление в ядре, а это, в свою очередь, приводит к расширению и охлаждению ядра, и такая обратная связь поддерживает постоянный уровень температуры.

Остатки взрыва сверхновой в NGC 6992.