Сверхновая американская фантастика, 1997 № 01-02

После начала процесса гелиевого синтеза остальная реакция протекает сравнительно быстро, так как все процессы, следующие за синтезом гелия, производят лишь одну пятую энергии, которая высвобождается при первоначальном синтезе гелия из водорода. Более того, с началом гелиевого синтеза звезда начинает коренным образом изменяться снаружи, и в этом случае о ней говорят: «отошла от основной последовательности». По ряду причин она сильно расширяется и при расширении ее поверхность (но не ядро) начинает остывать и краснеть. Такая звезда становится красным гигантом, после чего дни этого небесного светила как объекта дальнейшего процесса синтеза сочтены.

У звезды, масса которой приблизительно равна массе Солнца, процесс синтеза будет проходить до того момента, пока ее ядро не будет состоять преимущественно из ядер углерода, кислорода и неона. Для дальнейшего синтеза должны быть обеспечены такие параметры температуры и давления, которых сила тяготения звезды и ее ядра не могут обеспечить.

Таким образом, звезда не может произвести на данный момент достаточное количество энергии для процесса синтеза, позволяющего ей увеличиваться до бесконечности, и тогда безжалостная сила гравитации заставляет ее сжиматься. Это сжатие увеличивает давление и поднимает температуру во внешних слоях звезды, в которых еще много водорода и гелия. В этих областях процесс синтеза происходит быстрее, и частицы выбрасываются сияющим облаком. Большая часть массы звезды сжимается, и она превращается в белого карлика, состоящего почти полностью из углерода, кислорода и неона, и лишенного водорода и гелия.

Белые карлики довольно стабильные небесные тела. В них не происходит процесса синтеза, они лишь постепенно теряют оставшуюся в них энергию, и затем очень медленно остывают, тускнеют, пока, в конце концов, не перестают совсем излучать видимые лучи и становятся черными карликами. Процесс этот настолько медленен, что, возможно, в течении всей истории Вселенной ни у одного белого карлика не было возможности остыть до состояния черного.

Но что, если звезда значительно больше Солнца и массивнее его в 3–4, или даже в 20–30 раз? Чем больше звезда, тем интенсивнее ее гравитационное поле, и значит сильнее будет сжато ее ядро. Температура и давление в нем будут во много раз выше, чем вероятные на Солнце. Углерод, кислород и неон могут синтезироваться в кремний, серу, аргон и, в конце концов, в железо.

Однако на этой стадии процесс должен остановиться, так как железо само по себе не может ни синтезироваться, ни расщепляться. Процесс выделения энергии ядром постепенно уменьшается, и тогда звезда входит в стадию коллапса. Процесс значительно ускоряется под воздействием силы притяжения звезды-гиганта, в которой все еще остается большое количество атомов водорода и гелия. В течении сравнительно короткого промежутка времени происходит много взрывов водорода и гелия, и на протяжении нескольких дней или даже недель звезда сияет в миллион раз ярче обычной звезды.

Вот это мы и называем сверхновой звездой.

Гигантский взрыв сверхновой разносит ядра с самой различной атомной массой по межзвездному пространству железа, а приданная им энергия позволяет даже части атомов железа стать еще тяжелее.

Сверхновая выбрасывает в огромнейших количествах элементы с ядрами большой атомной массы в межзвездные туманности, состоящие только из гелия и водорода. Звезда, сформированная из такой туманности, насыщенной веществами с тяжелыми ядрами (например, Солнце) включает их в свою собственную структуру. Элементы с ядрами большой атомной массы также попадают на планеты подобных звезд и встраиваются в формы жизни, существующие на них.

Тем не менее, в стадии взрыва ядро сверхновой, содержащее наибольшее количество железа и других тяжелых элементов, сокращается до крошечной нейтронной звезды или еще меньшей по объёму черной дыры. Таким образом, ядра с большой атомной массой остаются по преимуществу на своем месте и никогда не рассеиваются в межзвездном пространстве. В связи с этим возникает вопрос, были ли сверхновые причиной появления всех элементов с ядрами большой атомной массы, обнаруженных во Вселенной?

Однако описанный мной вид сверхновой звезды отнюдь не является единственным.

В течение последних 50 лет было изучено около 400 сверхновых звезд. (Все они находились в других галактиках, поскольку в нашей, к большой досаде астрономов, не было обнаружено ни одной Сверхновой после 1604 года). Сверхновые звезды делятся на два класса, которые называются тип 1 и тип II.

Тип I обладает большей светимостью, чем тип II. Сверхновая звезда II типа может достигать светимости, в миллиард раз превышающей светимость нашего Солнца, причем сверхновые звезды I типа могут быть в 2.5 миллиарда раз ярче Солнца.