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

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 (10

⁴⁶ 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.