Звезды: их рождение, жизнь и смерть - Иосиф Шкловский

Глава 18 Почему взрываются звезды?

До сих пор мы рассматривали только последствия вспышек сверхновых звезд. Взрывы звезд приводят к образованию в высшей степени интересных, отличающихся большим своеобразием туманностей. Эти туманности буквально «начинены» релятивистскими частицами, т. е., проще говоря,— первичными космическими лучами. Последние должны образовываться каким-то образом на самых сравнительно ранних этапах возникновения туманностей — остатков взрыва. Кроме того, как это было показано на примере Крабовидной туманности, «звездный остаток» взрыва продолжает в некоторых случаях мощную генерацию космических лучей, непрерывно «питая» образовавшуюся после взрыва туманность. Пока еще не совсем ясно, в какой степени это явление оказывается универсальным свойством «звездных остатков», хотя имеются достаточно серьезные основания связать его только со сверхновыми II типа.

Взрывы звезд имеют важное значение для физики и динамики межзвездной среды. Это огромное возмущение распространяется вначале с очень большой скоростью, которая постепенно уменьшается. Зона взрыва за несколько десятков тысяч лет распространяется на гигантскую область межзвездной среды, размеры которой исчисляются десятками парсек. В этой зоне физические условия резко отличаются от «невозмущенных». В ней существует весьма горячая плазма, нагретая до температуры в несколько миллионов кельвинов. Плотность космических лучей и напряженность магнитного поля в области, охваченной таким большим возмущением, значительно больше среднего значения, рассеиваясь в окружающей межзвездной среде, такое возмущение «обогащает» ее космическими лучами и вносит изменение в химический состав межзвездного газа.

Мы уже видели в § 16, что химический состав быстро движущихся волокон Кассиопеи А резко отличается от «обычного». Уже один этот наблюдательный факт говорит о том, что взрыв звезды является как бы «плавильным тиглем», в котором осуществляется «варка» сложных ядер. Следовательно, взрывы сверхновых звезд, выражаясь языком металлургов, осуществляют процесс «флотации» (обогащения) межзвездной среды тяжелыми ядрами.

Излишне подчеркивать, к каким необозримой важности последствиям приводит этот неуклонно действующий процесс. Ведь в «юности», еще до того как образовались галактики и звезды, Вселенная представляла собой довольно простую водородно-гелиевую плазму, возможно, с небольшой примесью дейтерия. Тяжелых ядер тогда еще не было. Это нашло свое отражение в химическом составе старейшего поколения звезд — субкарликов (см. § 12). В этой связи следует заметить, что основное обогащение межзвездной среды тяжелыми элементами произошло на самых ранних стадиях образования галактик. Тогда образовалось одновременно с нынешними субкарликами большое количество массивных и сверхмассивных звезд первого поколения, которые после десятка миллионов лет эволюции взрывались как сверхновые. Частота вспышек последних была в десятки раз больше, чем сейчас. По этой причине процесс обогащения межзвездной среды тяжелыми элементами в основном закончился довольно быстро, за «какие-нибудь» несколько сотен миллионов лет самой ранней истории нашей Галактики (а также, конечно, и других галактик)[ 43 ].

Естественно спросить, а откуда известны эти важные детали «химической истории» нашей звездной системы? Оказывается, что эта летопись записана в метеоритах и земной коре. Тонкий химический анализ позволяет найти отношение концентраций радиоактивных изотопов 238U (уран-238), 244Рl (плутоний-244), 235Th (торий-235), а также двух изотопов йода — 127I и 129I. Так как периоды полураспада у ядер этих изотопов достаточно хорошо известны, то по измеренной относительной концентрации можно получить возрасты ядер. В частности, из измеренного отношения концентрации [Pl]/[U] в образцах метеоритов следует, что эти сверхтяжелые ядра образовались 8,5—10 миллиардов лет назад, причем они образовались за сравнительно короткое время.

Очень интересные результаты получаются из анализа концентрации изотопов йода и находящегося в метеоритах тяжелого инертного газа ксенона, являющегося стабильным продуктом распада радиоактивного изотопа 127I. Этот анализ показывает, что возраст изотопов йода значительно (примерно вдвое) меньше возраста изотопов урана, плутония и тория. В противном случае сравнительно короткоживущий изотоп 127I не сохранился бы. С другой стороны, из анализа содержания ксенона в образцах метеоритов следует, что уже через 180 миллионов лет после своего образования изотопы йода вошли в состав кристаллического вещества метеоритов. Так как не подлежит сомнению, что метеориты образовались одновременно с Солнечной системой (около 5 миллиардов лет назад), то можно сделать вывод, что вещество, из которого образовалась эта система, было обогащено незадолго до этого вспыхнувшей сверхновой. Заметим еще, что недавно обнаруженные различия в химическом составе у облаков межзвездной среды (см. § 2) естественно объясняются влиянием вспышек сверхновых.

После нашего небольшого экскурса в увлекательную область химической истории Галактики мы возвращаемся к основному вопросу о причинах взрывов звезд, наблюдаемых как феномен сверхновых. Изучение остатков таких вспышек открывает возможность оценить некоторые важные параметры взрывов, без знания которых научное рассмотрение этой проблемы было бы невозможно. К числу таких параметров относятся масса выброшенной при взрыве оболочки, кинетическая энергия этой оболочки и ее химический состав, наличие огромного количества релятивистских частиц в остатках взрыва и их энергетический спектр. Кроме того, исследования вспышек сверхновых в других галактиках методами современной астрономии (в частности, спектроскопии) позволяют определить полное количество излученной энергии, этой важнейшей характеристики взрыва. Эти же наблюдения дают возможность определить первоначальную скорость выброшенных при взрыве газов, что позволяет оценить «удельную энергию» взрыва, т. е. количество энергии, приходящееся на грамм вещества.

Прежде всего следует подчеркнуть, что настоящей теорией взрыва звезд современная наука пока еще не располагает. Эта проблема, как и можно было ожидать, оказалась очень трудной. Все же положение не следует признавать таким уж безнадежно плохим. Ряд узловых вопросов будущей теории уже в определенной степени разработан, а главное,— поняты, правда, в довольно общей форме, те физические условия в эволюционирующей звезде, которые, закономерно меняясь, должны с неизбежностью привести к космической катастрофе.

Переходя к существующим теоретическим представлениям, касающимся причины взрыва звезд, прежде всего остановимся на возможных источниках энергии. Естественнее всего считать, что таким источником является ядерная энергия.

Мы уже довольно подробно рассматривали этот источник для объяснения «спокойного» излучения звезд во время их пребывания на главной последовательности (см. § 8). Там же подчеркивалось, что после «исчерпания» водородного ядерного горючего в центральных областях звезды характер ее эволюции значительно усложняется. Равновесное состояние звезды на конечной стадии ее эволюции зависит от первоначальной массы, которая предполагается неизменной на протяжении всей эволюции. Последнее предположение, однако, как мы уже раньше видели в § 13, заведомо не выполняется. Например, на стадии красного гиганта у реальных звезд наружные слои отделяются, а из внутренних образуется белый карлик.

Тем не менее полезно рассматривать идеализированную модель звезды, которая все время сохраняет свою массу и к тому же не вращается. Можно полагать, что такое упрощенное рассмотрение задачи позволит выявить ряд существенных особенностей заключительной фазы звездной эволюции. Расчеты показывают, что если масса такой «идеализированной» звезды меньше чем 1,2 солнечной, то конечным продуктом эволюции являются белые карлики, о которых речь шла в § 10. Для звезд с массой, большей чем 1,2, но меньшей 2,5 солнечной, конфигурация с вырожденным газом уже не является равновесной. Как это было показано еще в 1938 г. американскими физиками-теоретиками Оппенгеймером и Волковым, такая звезда после исчерпания запасов ядерного горючего должна катастрофически сжаться и превратиться в сверхплотный объект размерами около 10 км — в нейтронную звезду. Мы уже упоминали об этом в § 10. Необходимо, однако, подчеркнуть, что звезды с массой, превышающей некоторый предел, близкий к 2,5 солнечной массы, в конечном итоге должны катастрофически сжаться в точку (так называемые «черные дыры», о которых подробно будет рассказано в § 24).