Айзек Азимов - Взрывающиеся солнца. Тайны сверхновых
Когда в верхних слоях звездной структуры имеются какие-то следы тяжелых ядер (что имеет место у нас на Солнце), звездный ветер, естественно, включает эти немногие ядра. Тяжелые ядра изначально не были образованы в недрах звезд, но появились там, когда звезда уже сформировалась. Они возникли от действия какого-то внешнего источника, который нам предстоит найти.
ВЫХОД ЧЕРЕЗ КАТАСТРОФУ
Если звездные ветры — это не тот механизм, благодаря которому тяжелые ядра переносятся из центра звезды во внешнее пространство, тогда обратимся к бурным событиям, происходящим, когда звезда покидает главную последовательность.
Здесь мы сразу же должны вычеркнуть большинство звезд.
Примерно 75–80 % существующих звезд много меньше Солнца. Они остаются в главной последовательности где-то от 20 до 200 млрд. лет, в зависимости от того, насколько они малы, а это значит, что ни одна из мелких звезд, существующих ныне, еще не покидала главной последовательности. Даже самые старые из них, образовавшиеся на заре Вселенной в течение первого миллиарда лет после Большого взрыва, еще не успели израсходовать свое водородное горючее до того предела, когда они должны будут оставить главную последовательность.
Кроме того, когда маленькая звезда в самом деле покидает главную последовательность, она делает это без лишнего шума. Насколько мы знаем, чем меньше звезда, тем спокойнее она покидает эту последовательность. Маленькая звезда (как в общем и все звезды), расширяясь, превратится в красный гигант, но в данном случае это расширение приведет к образованию небольшого красного гиганта. Он, вероятно, проживет значительно дольше, чем другие, более крупные и заметные, и в конце концов, коллапсируя, более или менее спокойно превратится в белый карлик, конечно, не такой плотный, как Сириус В.
Тяжелые элементы, образовавшиеся в глубинах маленькой звезды (в основном углерод, азот и кислород), оставаясь в ее ядре в течение ее существования в главной последовательности, будут оставаться там и после превращения звезды в белый карлик. Ни при каких обстоятельствах не перейдут они в хранилище межзвездного газа более чем в ничтожном количестве. За исключением очень редких случаев, тяжелые элементы, возникшие в маленьких звездах, остаются в этих звездах неопределенно долго.
Звезды, по массе равные Солнцу (а таких 10–20 %), коллапсируют и превращаются в белые карлики, пробыв на главной последовательности всего от 5 до 15 млрд. лет. Наше Солнце, которое должно находиться в главной последовательности около 10 млрд. лет, все еще находится на ней, потому что оно образовалось только 5 млрд. лет назад.
Солнцеобразные звезды, возрастом старше нашего Солнца, к настоящему дню, пожалуй, давно покинули главную последовательность. То же самое произошло и с другими такими же звездами, которые возникли еще в младенчестве нашей Вселенной. Звезды, равные по массе Солнцу, образуют более крупные красные гиганты, чем маленькие звезды, и эти красные гиганты, достигнув точки превращения в белый карлик, коллапсируют более бурно, чем эти звезды. Энергия коллапса сдувает верхние покровы звезды и уносит их в пространство, образуя планетарную туманность описанного ранее типа.
Расширяющийся заряд газа, образовавшийся при коллапсе солнцеобразной звезды, может содержать от 10 до 20 % ее первоначальной массы. Однако эта материя уносится с наружных областей звезды, и, даже когда такие звезды стоят на грани коллапса, эти области, в сущности, не что иное, как смесь водорода с гелием.
Даже тогда, когда в результате турбулентности звезды, стоящей на точке коллапса, тяжелые ядра из ее недр выносятся на поверхность и выбрасываются в космос как часть газового потока, все равно это крошечная, едва заметная часть тех тяжелых ядер, что существуют в межзвездных газовых облаках.
Но раз уж мы остановились на том, как образуются белые карлики, уместен вопрос: а что происходит в тех особых случаях, когда белый карлик не означает конец, но служит фактором распределения вещества в космосе?
Ранее в этой книге мы говорили о белых карликах как о части тесной двойной системы, способной наращивать материю за счет звезды-компаньона, приближающейся к стадии красного гиганта. Время от времени часть этой материи на поверхности белого карлика охватывается ядерной реакцией и высвобождающаяся огромная энергия, с силой выбрасывая в космос продукты синтеза, заставляет его вспыхивать с яркостью новой.
Но материал, наращиваемый белым карликом, это в основном водород и гелий из наружных слоев раздувающегося красного гиганта. Реакция синтеза превращает водород в гелий, и в космос при взрыве взлетает именно облако гелия.
Значит, и в этом последнем случае если какие-то тяжелые ядра и поступили от звезды-компаньона или образовались в процессе синтеза, то число их так ничтожно, что ими не объяснить того множества тяжелых ядер, что рассеяно в межзвездных облаках.
С чем же мы остаемся?
Единственный возможный источник тяжелых ядер — это сверхновая.
Сверхновая типа 1, как я ранее объяснял, возникает на той же почве, на какой возникают обычные новые: белый карлик получает материю от близрасположенного компаньона, собирающегося стать красным гигантом. Разница в том, что здесь белый карлик стоит у предела массы Чандрасекара, поэтому добавляемая масса в конце концов выводит его за этот предел. Белый карлик обречен на коллапс. При этом в нем возникает мощнейшая ядерная реакция и он взрывается.
Вся его структура, равная по массе 1,4 массы Солнца, разлетается в прах и превращается в облако расширяющегося газа.
Некоторое время мы наблюдаем его как сверхновую, но это излучение, очень сильное в первый момент, постепенно исчезает. Остается только облако газа, которое расширяется миллионы лет, пока не сольется с общим фоном межзвездного газа.
При взрыве белого карлика в космос рассеивается огромное количество углерода, азота, кислорода и неона (из всех тяжелых ядер наиболее распространенных элементов). В ходе самого взрыва происходит дальнейшая ядерная реакция, в результате которой образуются небольшие количества ядер еще более тяжелых, чем неон. Разумеется, лишь очень немногие белые карлики достаточно массивны и достаточно близки к большой звезде-компаньону, чтобы стать сверхновой типа 1, но на протяжении 14 млрд. лет жизни Галактики таких взрывов было так много, что ими с лихвой можно объяснить значительное количество тяжелых ядер, имеющихся в межзвездном газе.
Остальные тяжелые ядра существуют в межзвездной среде как результат эволюции сверхновых типа 2. Речь идет, как было сказано, о массивных звездах, которые в 10, 20 и даже в 60 раз тяжелее Солнца.
На этапе существования звезд в виде красных гигантов в их ядрах происходит ядерный синтез, продолжающийся до тех пор, пока там не начнут во множестве образовываться ядра железа. Образование железа — это тупик, за которым ядерный синтез не может больше существовать как устройство, производящее энергию. Поэтому звезда переживает коллапс.
Хотя ядро звезды содержит в последовательно более глубоких слоях тяжелые ядра, вплоть до ядер железа, внешние области звезды все еще имеют внушительные количества нетронутого водорода, ни разу не находившегося в условиях высоких температур и давлений, которые могли бы принудить его вступить в ядерную реакцию.
Коллапс гигантской звезды настолько стремителен, что она испытывает резкое, катастрофическое возрастание и температуры и давления. Весь водород (и гелий тоже), существовавший до сих пор безмятежно, теперь вступает в реакцию, причем вступает весь сразу. В результате происходит колоссальный взрыв, который мы наблюдаем с Земли как сверхновую типа 2.
Энергия, высвобождаемая при этом, может идти и действительно идет на ядерные реакции, способные образовать ядра более тяжелые, чем ядра железа. Такое образование ядер требует притока энергии, но в разгар неистовства сверхновой энергии не занимать… Так происходит образование ядер вплоть до урана и тяжелее. Достаточно энергии и для образования радиоактивных (т. е. неустойчивых) ядер, которые со временем распадутся.
Фактически все тяжелые ядра, существующие во Вселенной, образовались в результате взрывов сверхновых типа 2.
Конечно, такие массивные звезды, из которых обязательно должна получиться сверхновая типа 2, встречаются не часто. Лишь одна звезда из миллиона, а может быть и того меньше, обладает для этого достаточной массой. Однако это и не такой уж редкий случай, как кажется на первый взгляд.
Таким образом, в нашей Галактике имеются десятки тысяч звезд, являющихся потенциальными сверхновыми типа 2.
Поскольку гигантские звезды могут оставаться в главной последовательности самое большее несколько миллионов лет, мы вправе удивиться: почему же они все давным-давно не взорвались и не исчезли? Дело в том, что новые звезды образуются все время и некоторые из них — звезды с очень большой массой. Сверхновые типа 2, которые мы теперь наблюдаем, — это извержения звезд, образовавшихся всего несколько миллионов лет назад. Сверхновые типа 2, которые произойдут в далеком будущем, станут взрывами крупных звезд, которых еще нет сегодня. Может быть, появятся сверхновые и более грандиозные. Еще сравнительно недавно астрономы были уверены, что звезд с массой в 60 раз больше солнечной вообще, наверное, не существует. Считалось, что такие звезды в ядрах своих будут развивать так много тепла, что моментально взорвутся, несмотря на огромную гравитацию.
