Вселенная. Вопросов больше, чем ответов

Еще один пример — рентгеновский источник в созвездии Парусов. Рентгеновское излучение испускает облако газа диаме­тром около 25 св. лет, а расстояние до облака всего 650 св, лет, что делает его ближайшим к нам остатком Сверхновой. Согласно расчетам, эта вспышка произошла около 1250 года — и снова не была отражена ни в каких письменных источниках. А ведь эта Сверхновая на ночном небе должна была уступать яркостью только Луне! Конечно, на это можно возразить, что китайцам (а наблюдать эту часть южного полушария неба могли по сути только они) в первые десятилетия монгольского владычества было не до астрономических наблюдений, а если наблюдения все-таки велись, то записи о них могли быть уничтожены в те бурные времена... но можно поискать и другую причину.

Например. Что произойдет, если взорвется не красный ги­гант (или сверхгигант), а звезда главной последовательности или компактная W-звезда, не имеющая внешней протяженной оболочки? Расчеты советских теоретиков B.C. Имшенника и Д.К. Надежина показали: в этом случае кривые блеска качествен­но отличаются от соответствующих кривых Сверхновых I и II ти­пов. Прежде всего, максимум блеска оказывается очень резким и длится не более 20 минут. Физический смысл прост: отсутствует среда, по которой распространяется и которую нагревает удар­

200

ная волна. «Из ничего не выйдет ничего», — говорил король Лир. Если нечего нагревать, то нечему и светиться. Похоже, речь идет о совершенно новом типе Сверхновых... Впрочем, данных пока недостаточно.

Но какие процессы идут в звезде в момент взрыва? И почему она, собственно говоря, может взорваться?

Одна из теоретических моделей такова. Предок Сверхновой — массивный красный сверхгигант (речь идет о Сверхновой II типа) с протяженной внешней оболочкой. Внутри сверхгиганта, как мы знаем, формируется весьма плотное горячее ядро — «зародыш» белого карлика. Но если его масса больше чандрасекаровского предела, ядро сколлапсирует в нейтронную звезду независимо от того, есть вокруг него протяженная оболочка или нет. Но в случае сверхгиганта оболочка, конечно, есть. Как она себя по­ведет?

Оболочка обрушится на ядро.

Важно, что химический состав оболочки уже совсем не тот, что был когда-то у молодой звезды, В падающем на ядро веще­стве относительно мало водорода, зато много гелия, а главное, более тяжелых элементов, накопившихся в звезде преклонного возраста: углерода, азота, кислорода, неона. На этих ядрах при достижении определенной температуры пойдут ядерные реак­ции. В отличие от знакомых нам протон-протонной реакции и углеродно-азотного цикла, эти реакции не сопровождаются бета- распадом, не зависящим от температуры, а значит, будут иметь бурный, по сути взрывной характер.

Массивное ядро предсверхновой должно иметь температуру порядка миллиарда градусов и состоять из элементов группы железа. Для образования более тяжелых ядер температуры в миллиард градусов уже не хватает. Ядро должно быть окружено внутренней оболочкой, или мантией, состоящей из ядер элемен­тов типа углерода, азота, кислорода и др., являющихся потенци­альной «взрывчаткой». Выше находится довольно разреженная водородно-гелиевая оболочка. Согласно расчетам английских теоретиков Хойла и Фаулера, при массе предсверхновой в 30 сол­

201

нечных масс на долю ядра придется з массы Солнца, на долю мантии — 15, а остальное достанется внешней оболочке.

Как только ядерные реакции в ядре иссякают и давление све­та перестает уравновешивать силу гравитации, ядро «обруши­вается внутрь себя» — коллапсирует в нейтронную звезду. Этот процесс занимает всего-навсего около одной секунды. Наружные слои звезды немедленно начинают падать к ее центру. Еще через секунду падающее вещество нагреется настолько, что создадутся условия для колоссального ядерного взрыва.

Важный момент: сжатие должно происходить катастрофиче­ски быстро, а этому может помешать выделяющаяся тепловая энергия. Если она не будет куда-то отводиться, то никакого взры­ва не произойдет. Один из возможных «холодильников» — дис­социация ядер железа на альфа-частицы и нейтроны. При этом процессе поглощается масса энергии. Второй возможный «холо­дильник» — это реакции позитронов с нейтронами с образовани­ем протонов и нейтрино, а также электронов с протонами с обра­зованием нейтронов и опять-таки нейтрино. Последние беспре­пятственно покидают звезду, унося массу энергии. Собственно, уже начиная с температуры в полмиллиарда кельвинов нейтрин­ное излучение звезды превосходит ее фотонное излучение.