Сверхновая - гмертъ звезды

Чтобы разобраться в том, что приводит к взрыву сверхновой, нам придется рассмотреть последние стадии эволюции массивной звезды. Когда весь водород в центральиом ядре превращается в гелий, начинаются новые ядерные процессы, преобразуюшие гелий в углерод. Но дальше от центра, в оболочке, водород все еще соединяется, обрюуя гслий. Когда гелий использован, горючим стаиовится углерод. В слоях, расположенных вокруг ядра, протекает весь ряд последовательных ядсрных реакций, так что звезда приобрстает структуру, напоминающую луковицу.

В последпей стадии ядро звезды состоит уже из жслеза и пикеля, а в слоях вок г нег ру го идет ядерное горение

кремния, неона, кислорода углеро даи это ведет к образованию в центре звезды белого карлика , пока б, солнечной. А за этим преде е превышает критического РУ бежа в 14 лом наступает катастрофическое сжатие - коллапс ядра, Менее чем за секунду ядро уменьшается от раэмеров Земли до 100 км в поперечнике. Его плотность становится такой к ак у атомного а (примерно в 100 миллион миллион миллионов раз больше, чем плотность воды). Вещество сливается в нечто подобное гигантскому атомному ядру - образуется нейтронная звезда. В тот момент, когда нейтроны во вн утреннеи части ядра оказываются способными предотвратить дальней шее сжатие п роцесс внезапно останавливается. Немедленно на еще падающий к центру материал обрушиваются встречные ударные волны, и в звезду вливастся оп<ргия огромного количествя чягтиц, называемых нейтрино. В результате звезда сбрасывает свои наружные слои, открывая взгляду скрывавшееся под ними нейтронное ядро. По мнению астрономов, большая часть нейтронных звезд, если не все они, родились во взрывах сверхновых. При определенных условиях ядро может оказаться достаточно массивным, чтобы вместо нейтронной звезды образовалась черная дыра. У нас есть ясная картина того, как массивные звезды заканчивают свое существование взрывами свеухновых. Но это не единственный способ запуска подобных взрывов. Лишь около четверти всех сверхновых появляется таким путем. Оии отличаются своими спектрами и специфической картиной возгорания и затухания. Как действуют другие сверхновые, пока не вполне ясно. Наиболее достоверная теория предполагает, что они начинаются с белых карликов в двойных сис;емах. Вешество перетекает на белый карлик с его партнера до тех пор, иока масса карлика не превысит 1,4 солнечной. Затем следует взрыв сверхновой, и вся звезда, повидимому, навсегда разрушается. Сверхновая сохраняет свою макси- ~~~~~~ ядкость лишь около месяца, а затем непрерывно угасает. В это время источником световой энергии является р~иоагл~вный распад вещества, образовавшегося при взрыве. Еше долгое время после взрыва можно наблюдать вещество сброшенной оболочки, постепенно расходящееся в окружающем пространстве. Такие туманности называют остатками сверхновых. В созвездии Тельца имеется Крабовидная туманность, представляющая собой остаток сверхновой, вспыхнувшей в 1054 г. Обширное тонкое кольцо вещества в Лебеде, так называемая Петля Лебедя, осталась от вспышки сверхновой, произошедшей около 30 000 лет назад, Остатки сверхновых - одни из сильнейших источников радиоволн в иашем небе.

Происхождение элементов

Наш обычный мир - скалистая Земля с ее океанами, атмосферой, растительной и животной жизнью - 'состоит примерно из 100 различных химических элементов. Во Вселенной некоторые из них гораздо более распространены, чем другие. Сочетаясь между собой, элементы образуют бесчисленное множество различных веществ. Но откуда взялись сами элементы, эти основные строительные кирпичики мироздания? Сегодня астрономы в состоянии дать полную картину того, как образовались и как распределились по Вселенной различные элементы (см. также с. 20 - 21). Простейший из всех элементов - водород. Ядро атома водорода состоит из единственного протона, а добавление к нему одного электрона заверша~ конструкцию атома. Ядра других элементов содержат различные количества протонов, а также нейтронов, которые входят в состав всех элементов, кроме водорода. В ходе ядерных реакций отдель ные ядра могут сливаться с элементарными частицами, вроде нейтрона, и образовывать новые элементы. Для протекания ядерных реакций нужны очень высоние температуры. Такие температуры существовали на ранних стадиях развития Вселенной, а сейчас они встречаются внутри звеэд, во взрывах сверхновых, а также при падении вещества на очень плотные звезды типа белых карликов. Весь водород во Вселенной, да и значительная часть гелия, появились на свет в течение нескольких первых минут после начала мира. Первые из сформировавшихся звезд состояли почти целиком из водорода и гелия. Но мы уже видели, как знезды получают свою энергию путем слияния ядер водорода, приводящего к образованию гелия, а затем - слияиия гелия с более тяжелыми элеме~ггами, когда получается все остальное, включая углерод, кислород, кремний, железо и так далее. Когда звезда сбрасывает оболочку, как сверхновая,

большая часть материала выносится в космическое пространство. Тепловая энергия взрыва способствует созданию еще большего числа элементов. После того как произошло достаточно много вспьп.пек сверхновых, межзвсздное вещество уже содержит значительное количестио веществ, нроизведенных в звездах - паряду с водородом и гелием, когорые были здесь с самого начала. Звещы, которые обходятся без взрыва, также вносят свою лепту, когда они

постепенно освобождаются от своих впетних слоев, выэывая появление

звездиых ветров> или планетарной тумаиности.

Теперь самое время иапомнить, что звездьт формируются из облаков межзвездного материала. Звезды, которые сегодня рождаются в нашей Галактике,

образуются из гораздо более разнообразиой смеси химических элеме~ггов, чем

самыс лериые звезды. Даже паше Солние уже пе принадлежит к первому звездному иоиолсиию. Оно сформировалось из облака, в котором было немало углерода, кислорода, кремния, железа и др., - по крайпей мере, этих элеме~ггов

оказалось достаточно, чтобы собрать их воедино во вра~цающейся туманности,

ставшей затсм Солиечной систсмой, и образовать нашу планету. Это может

показкгься сгранным, но большинство атомов в т~зоем собственном теле было создаио н ненрах давно умерших звезд.

СВЕРХНОВ.

Когда 24 февраля 1987 г. была открыта 5М 1987А, астрономы были очень взволнованы: ведь это была самая яркая сверхновая с 1604 г. Хотя на этот раз сверхновая вспыхнула не в наыей Галактике, а в соседней Большом Магелла~ювом облаке, ее звездная величина в максимуме блеска достигла 2,9, что позволяло легко наблюдать сверхновую в южном лолушарии невооруженным глазом.

Впервые развитие сверхновой стало доступно наблюдению с помощыо современной аппаратуры. Ислользуя фотографии, снятые до вслышки, удалось даже определить, какая именио звезда нэорвя лягк Ято оказллгя голубой сверхгигант с массой примерно в 17 солнечных; согласно расчетам, его возраст составлял около 20 миллионов лет. ВАЯ 1987А

На самом деле взрл~в произошел примерпо за деиь до его обнаруже ния. Э'го было установлепо по 6олее ранней фотографии, а исследователи, изучаюи~ие иотоки космических пей трипо, 23 фсвраля зарегистрировали иеожиданно большое их количество. 1 Нсйтрино - это элемеитарные час тицы, вряд ли имеющие массу. Их очень трудно регистрировать, Йо га кая работа чрезвычайно важна, так как пейтриио упосят большое количество энсргии и целом ряде ядерных реак ций. Обнаружение пейтриио показа ло, что нан~а теория возникновеиия сверхиовой в основиом верна. Одна ко иа мсстс испышки м-ой сиерхно вой ие упы~ось обиаружить пульсар или ~>сйтроииую звезду.