2.2. Сверхновые звёзды

Сверхновые звёзды
Сверхновые звёзды - звёзды, блеск которых при вспышке
увеличивается на десятки звёздных величин в течение нескольких суток. В
максимуме блеска сверхновая сравнима по яркости со всей галактикой, в
которой
она
вспыхнула,
и
даже
может
превосходить
её.
Например, светимость сверхновой SN 1972E в
~ 13
раз
превышала
интегральную светимость своей родной галактики NGC 5253.
Поэтому сверхновые можно
регистрировать
из
очень
далёких галактик вплоть до красных смещений z ~ 1 (~ 1000 Мпк), и даже
больше. Во время вспышки сверхновой выделяется энергия порядка 1050 —
1051 эрг.
В результате взрыва звезды, который наблюдается как явление
сверхновой, вокруг нее образуется туманность, расширяющаяся с огромной
скоростью: как правило, порядка 10 000 км/с. Большая скорость расширения
есть главный признак, по которому остатки вспышек сверхновых отличаются
от других туманностей, например, планетарных. Последние расширяются с
довольно умеренной скоростью, порядка немногих десятков км/с, т. е.
примерно с той же скоростью, которую следует ожидать при расширении
горячего газа в пустоте. Иное дело остатки сверхновых: здесь все говорит о
взрыве огромной мощности, разметавшем наружные слои звезды в разные
стороны и сообщившем отдельным кускам выброшенной оболочки огромные
скорости. Потом, спустя много сотен и тысяч лет, выброшенные при взрыве
облака газа начнут тормозиться окружающей средой, с которой они
взаимодействуют, их скорости начнут падать и снизятся до сотен и даже
десятков километров в секунду. Еще задолго до этого не останется никаких
видимых (т. е. наблюдаемых в оптическом диапазоне) следов взорвавшейся
звезды. Но еще долгие тысячелетия и десятки тысяч лет будет существовать
весьма своеобразная туманность, образовавшаяся при гигантской
космической катастрофе — взрыве звезды. Пройдет, однако, сотня тысяч лет,
и следы такой катастрофы в межзвездной среде почти сотрутся: остатки
сверхновой полностью растворятся в этой среде [6, с.165].
Важное значение для физики и динамики межзвездной среды имеют
взрывы звезд. Это огромное возмущение распространяется вначале с очень
большой скоростью, которая постепенно уменьшается. Зона взрыва за
несколько десятков тысяч лет распространяется на гигантскую область
межзвездной среды, размеры которой исчисляются десятками парсек. В этой
зоне физические условия резко отличаются от «невозмущенных». В ней
существует весьма горячая плазма, нагретая до температуры в несколько
миллионов кельвинов. Плотность космических лучей и напряженность
магнитного поля в области, охваченной таким большим возмущением,
значительно больше среднего значения, рассеиваясь в окружающей
межзвездной среде, такое возмущение «обогащает» ее космическими лучами
и вносит изменение в химический состав межзвездного газа [6, с.209].
Переходя
к
существующим
теоретическим
представлениям,
касающимся причины взрыва звезд, прежде всего нужно сконцентрировать
внимание на возможных источниках энергии. Естественнее всего считать,
что таким источником является ядерная энергия [6, с.210].
После «исчерпания» водородного ядерного горючего в центральных
областях звезды характер ее эволюции значительно усложняется.
Равновесное состояние звезды на конечной стадии ее эволюции зависит от
первоначальной массы, которая предполагается неизменной на протяжении
всей эволюции. Например, на стадии красного гиганта у реальных звезд
наружные слои отделяются, а из внутренних образуется белый карлик.
Более того полезно рассматривать идеализированную модель звезды,
которая все время сохраняет свою массу и к тому же не вращается. Можно
полагать, что такое упрощенное рассмотрение задачи позволит выявить ряд
существенных особенностей заключительной фазы звездной эволюции.
Расчеты показывают, что если масса такой «идеализированной» звезды
меньше чем ∼ 1,2 солнечной, то конечным продуктом эволюции являются
белые карлики. Для звезд с массой, большей чем 1,2, но меньшей ∼ 2,5
солнечной, конфигурация с вырожденным газом уже не является
равновесной. Как это было показано еще в 1938 г. американскими физикамитеоретиками Оппенгеймером и Волковым, такая звезда после исчерпания
запасов ядерного горючего должна катастрофически сжаться и превратиться
в сверхплотный объект размерами около 10 км — в нейтронную звезду.
Необходимо, однако,
подчеркнуть, что звезды с массой, превышающей некоторый предел, близкий
к 2,5 солнечной массы, в конечном итоге должны катастрофически сжаться в
точку (так называемые «черные дыры») [6, с.210].
Таким образом, в зависимости от первоначальной массы
идеализированной модели звезды теория предсказывает три типа конечного
состояния «мертвых» (т. е. исчерпавших свою энергию) звезд:
1) белые карлики,
2) нейтронные звезды,
3) черные дыры [6, с.210].
Такие звезды в астрофизике принято называть компактными объектами.
Компактные объекты - это конечные продукты звездной эволюции.
Основной причиной, по которой определяют, закончит ли звезда свою жизнь
как белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра, является ее масса [22].
Рисунок 5 - Схема образования сверхплотных объектов [10]
Гравитационный коллапс — катастрофически быстрое сжатие
массивных тел под действием гравитационных сил. Гравитационным
коллапсом может заканчиваться эволюция звезд с массой свыше трёх
солнечных масс. После исчерпания в таких звёздах материала для
термоядерных реакций они теряют свою механическую устойчивость и
начинают с увеличивающейся скоростью сжиматься к центру. Если растущее
внутреннее давление останавливает гравитационное сжатие, то центральная
область звезды становится сверхплотной нейтронной звездой, что может
сопровождаться сбросом оболочки и наблюдаться как вспышка сверхновой.
Однако если масса звезды превысит предел Оппенгеймера-Волкова, то
коллапс продолжается до её превращения в черную дыру.
Сценарий коллапса можно изобразить схематически следующим
образом
Рисунок 6 - Сценарий коллапса [21]
Комментарии к рисунку. а) Излучающая массивная звезда имеющая
многослойную углеродную структуру подвергается синтезу элементов.
Инертное ядро формируется в результате синтеза железа и кремния внутри
оболочки; b) Ядро, которое состоит в основном из железа, достигая
Чандрасекаровской массы начинается сжиматься с внешним ядром (черные
стрелки), перемещаясь в направлении к центру со сверхзвуковой скоростью и
уплотняясь, пока плотное внешнее ядро двигается со скоростью меньшей,
чем скорость звука (белые стрелки); с) Внутреннее ядро сдавливается и
нейтроны под воздействием гравитационных сил превращаются в нейтрино;
d) Сжимающееся вещество отскакивает от ядра и формирует
распространяющуюся наружу ударную волну (красные стрелки); е) Ударная
волна начинает при этом терять скорость. как в случае ядерных процессов с
выходом энергии, но, при взаимодействии с нейтрино ударная волна вновь
усиливается; f) Вещество выбрасывается за пределы внутреннего ядра,
оставив после себя лишь вырожденный остаток.
Так
образуются
сверхплотные
звезды
(компактные
объекты),
астрономические объекты, которые отличаются от обычных звезд
некоторыми фундаментальными признаками. Такие звезды, во первых, в
результате израсходования большей части ядерного горючего перестают
сопротивляться гравитационному коллапсу за счет термодинамического
давления. Давление вырожденных электронов удерживает от коллапса белые
карлики, а нейтронные звезды - давление вырожденных нейтронов. А черные
дыры, считаются звездами уже сколлапсированными, т.е. это звезды, которые
не могут противостоять собственной силе тяготения в результате чего
сжимаются до сингулярности [22, с.15].