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

В звездах с массой менее половины солнечной реакции останавливаются после синтеза гелия.

У звезд тяжелее примерно половины массы Солнца иная судьба. При сжатии ядра температура в его внешних слоях может повыситься настолько, что начнет гореть сохранившийся снаружи ядра водород – возникает так называемый слоевой источник. Энерговыделение достаточно велико, поэтому внешняя оболочка расширяется. Температура поверхности падает, но полная светимость звезды возрастает: появляется красный гигант.

В звездах с массой от 0,5 до 8 масс Солнца реакции не идут дальше синтеза углерода и кислорода.

Рост температуры в ядре приведет к началу термоядерного горения гелия. Причем у звезд с массой менее 1,8 солнечной вещество в ядре успевает достичь вырожденного состояния, поэтому зажигание гелия носит характер вспышки [3] Быстро возрастает темп горения гелия, однако резкого всплеска светимости звезды при этом не происходит. . Гелий превращается в углерод в так называемой 3-альфа реакции: две альфа-частицы (ядра гелия-4) образуют нестабильный 84Be, и, прежде чем он распадается, третья альфа-частица вступает в реакцию, формируя ядро углерода-12. Первая реакция идет с небольшой затратой энергии, зато вторая – с большим энерговыделением. Светимость звезды на этой стадии больше, чем на Главной последовательности, но сама стадия при этом короче.

Если температура в ядре достаточно высока (что зависит от массы звезды), то углерод может взаимодействовать с альфа-частицей, образуя кислород. По окончании горения гелия возникает углеродно-кислородное ядро. Оно также со временем начинает сжиматься, и при этом возможно появление слоевых источников двух типов: водородного (расположен выше) и гелиевого (ниже). На этой стадии звезда может стать красным сверхгигантом с радиусом до миллиарда километров. В конце концов, если масса звезды менее 8–10 солнечных, составляющая бóльшую часть массы звезды оболочка будет сброшена, и образуется углеродно-кислородный (CO-) белый карлик.

В звездах с массой более 8–10 солнечных температура в ядре может повыситься до значений, открывающих возможности для дальнейшего термоядерного синтеза – вплоть до элементов группы железа. Каждая последующая стадия горения короче предыдущей и требует более высокой температуры в недрах.

В ядрах тяжелых звезд синтез идет вплоть до образования элементов группы железа.

Все начинается со стадии горения углерода, когда два ядра этого элемента взаимодействуют, синтезируя неон, натрий и магний. Натрий в основном захватывает протон, превращаясь в неон и альфа-частицу. Поэтому основным продуктом горения углерода является неон (плюс небольшое количество магния). Существуют каналы образования белых карликов с кислородно-неоново-магниевым (O-Ne-Mg) составом. Для этого надо предотвратить дальнейшие реакции, что может быть достигнуто, например, сбросом внешних слоев при взрывном начале горения углерода в вырожденном веществе.

Отметим, что у звезды с массой в десятки солнечных нет стадии, аналогичной классическим красным гигантам, так как их оболочки быстро истекают из-за сильного звездного ветра. Поэтому их движения по диаграмме Герцшпрунга – Рассела носят в основном горизонтальный характер.

В ходе эволюции звезда перемещается по диаграмме Герцшпрунга – Рассела. Ключевые точки связаны с выключением или включением различных термоядерных реакций.

Следующей является реакция горения неона, который превращается в магний, захватывая альфа-частицу. При температуре выше 2 млрд K начинается термоядерное горение кислорода. Самый важный канал такой реакции – превращение двух ядер этого элемента в кремний.

Наконец, при 5 млрд градусов идут реакции с участием кремния. Присоединяя к себе альфа-частицы (рождающиеся в процессе распада части кремния на магний и гелий-4 под воздействием фотонов высокой энергии), он последовательно дает серу, аргон, кальций и т. д. Эта цепочка заканчивается формированием железного ядра. После этого звезда, вероятнее всего, превращается в сверхновую.

Существует несколько типов сверхновых. Первоначально деление на типы происходило на основе наблюдательных данных (спектры, кривые блеска), но гораздо важнее отличие в физическом механизме. Существует два принципиально разных типа сверхновых. Первые – это сверхновые с коллапсом ядра, у которых вспышка является финальным аккордом эволюции массивной звезды, чье ядро потеряло устойчивость. Как правило, после вспышки сверхновой такого типа остается компактный остаток – нейтронная звезда или черная дыра. Второй тип сверхновых – это термоядерные взрывы белых карликов. В этом случае вырожденный звездный остаток (белый карлик) достигает критической массы, что приводит к термоядерному взрыву. Чаще всего при этом все вещество оказывается рассеянным в окружающем пространстве. Сверхновые с коллапсом ядра могут относиться к разным подклассам – IIL, IIP, Ib/c и др. Взрывы белых карликов – это сверхновые типа Ia. Кроме того, массивные звезды могут заканчивать свою жизнь без взрыва, их ядра при этом превращаются в черные дыры.

Взрывы сверхновых связаны с процессами в ядрах массивных звезд на финальных стадиях эволюции или со взрывами сверхкритических белых карликов.

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.