10. НУКЛЕОСИНТЕЗ В СВЕРХНОВЫХ.
КОНЕЧНЫЕ СТАДИИ ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗД

    Сверхновые звезды - это массивные звезды, светимость которых внезапно увеличивается до огромной величины, а затем постепенно спадает. Сверхновая проходит все этапы эволюции звезды, завершая “жизненный путь” гравитационным коллапсом. С учетом того, что звезда теряет часть массы как до, так и в процессе коллапса, начальная масса сверхновой должна составлять не менее 8 - 10M . Обычно говорят о двух типах сверхновых звезд, различающихся спадом кривой светимости (рис. 31, 32).

Рис. 31. Кривая светимости сверхновой типа I.

    В максимуме светимости сверхновая звезда излучает в единицу времени столько же энергии в видимой части спектра, сколько из-лучает целая галактика, состоящая из обычных звезд. Энергия, выделяющаяся в результате взрыва сверхновой, составляет 10⁵¹-10⁵⁴ эрг.
    При каких условиях звезда может стать сверхновой? Эта стадия в эволюции массивной звезды наступает тогда, когда завершаются реакции термоядерного синтеза и в центре звезды образуются ядра группы железа. После образования ядер железа ядерный разогрев сердцевины звезды останавливается (ядерное топливо полностью исчерпано) и ядро звезды начинает сжиматься под действием сил гравитации. В ядре звезды происходят ядерные процессы совершенно другой природы - ядра области “железного” максимума расщепляются на более легкие ядра, α-частицы, нейтроны и протоны.

Рис. 32. Кривая светимости сверхновой типа II.

    Сверхновые I-го типа. Кривая светимости сверхновой I-го типа показана на рис. 31. Яркость за время около 2 недель достигает максимума, затем быстро спадает в течение 2 недель и затем ослабевает по экспоненциальному закону с характерным временем спада светимости - примерно в два раза за 50 дней.
    Идея о том, что причиной вспышки сверхновой I-го типа является горение углерода, была высказана в 1960 г. Фаулером и Хойлом. Сверхновые I-го типа рождаются из компактных звезд типа белого карлика. Причина взрыва состоит в том, что будущая сверхновая входит в систему двойных звезд. Согласно современным представлениям вещество со спутника, притягиваемое мощным гравитационным полем карлика, постепенно падает на его поверхность, что приводит к увеличению массы углеродно-кислородного ядра белого карлика. В конце концов углерод вспыхивает в центре и сгорает в идущей наружу волне взрывного горения

Рис. 33. Схема - и -переходов в цепочке 56Ni → 56Co → 56Fe. Справа над уровнем указана энергия возбуждения ядра в МэВ. Для основных состояний указаны спины, четности и периоды полураспада.

    При взрывном горении кремния в оболочке сверхновой вне коллапсирующего ядра, но в непосредственной близости от него в основном образуется радиоактивный изотоп ⁵⁶Ni с периодом полураспада 6.1 дн (рис. 33). Далее e-захват приводит к образованию ядра ⁵⁶Co преимущественно в возбужденном состоянии с энергией 1.72 МэВ с последующим переходом в основное состояние и испусканием каскада -квантов с энергиями от 0.163 МэВ до 1.56 МэВ. Основным механизмом взаимодействия γ-квантов такой энергии с веществом является комптоновское рассеяние. В результате энергия фотонов быстро уменьшается до ~ 100 кэВ, происходит эффективное поглощение их в результате фотоэффекта, что приводит к нагреву вещества звезды. По мере расширения звезды плотность вещества в звезде падает, число столкновений фотонов уменьшается и вещество поверхности звезды становится прозрачным для излучения. Как показывают теоретические расчеты, такая ситуация наступает примерно через 20-30 суток после достижения звездой максимума светимости.
    Через 60 суток после начала взрыва эффективное число столкновений фотонов с веществом звезды уменьшается до 1 и γ-излучение свободно выходит из звезды. Этот интервал времени соответствует переходу к экспоненциальному спаду кривой светимости. При столь больших временах источником γ-излучения в основном становится ⁵⁶Fe, являющийся продуктом β-распада ⁵⁶Co. В таком распаде ядра ⁵⁶Fe образуются в состояниях с энергиями возбуждения вплоть до 4.2 МэВ. Полученные экспериментально временные изменения светимости качественно подтверждают эту модель. Наблюдения указывают на спад светимости после максимума блеска с характерным временем, близким ко времени распада ⁵⁶Ni (T_1/2 = 6.1 дня) с последующим уменьшением темпа спада светимости до характерного времени распада изотопа
⁵⁶Co (T_1/2 = 77 дней).
    Дополнительным источником выделения энергии является испускание позитрона ядром ⁵⁶Co. Позитроны, также как и -кванты, нагревают вещество звезды.
    Таким образом, кривые светимости сверхновых I-го типа определяются в значительной степени свойствами цепочки распадов ⁵⁶Ni → ⁵⁶Co → ⁵⁶Fe. Излучаемая в виде  γ-квантов энергия примерно на порядок превышает все тепловое излучение сверхновых I-го типа. Масса, выбрасываемая в межзвездное пространство, составляет ~ M.
    Анализ спектров γ-квантов мог бы дать важную информацию о динамике сверхновых. В частности, наблюдение γ-квантов от распада ⁵⁶Ni позволяет оценить размер взрывающейся оболочки и скорость выброса вещества. Наблюдение линий от ⁵⁶Co позволяет понять динамику механизма взрыва. Так как γ-кванты от ⁵⁶Ni и ⁵⁶Co должны проходить через одну и ту же толщину поглощающего вещества, относительные интенсивности линий от этих изотопов позволяют оценить длительность вспышки и время прекращения взрывного синтеза.
    Гамма-излучение от сверхновой SN 1987A, которое достигло Земли лишь в августе 1987 г., действительно содержало линии радиоактивного ⁵⁶Co. Таким образом было доказано, что ⁵⁶Co возникает в процессе взрыва (иначе большая его часть распалась бы с образованием других элементов, так как T_1/2(⁵⁶Co) = 77 дней). Тем самым подтверждена гипотеза о возникновении элементов среднего веса в условиях высоких температур и давлений, образующихся при взрыве сверхновой. В процессе регистрации γ-излучения ⁵⁶Co от SN 1987A в течение определенного времени наблюдался рост его интенсивности. Это означало, что все большее количество кобальта становилось доступным для наблюдения по мере того, как внешняя оболочка звезды, расширяясь в межзвездном пространстве, становилась все более разреженной и, следовательно, прозрачной для γ-квантов.
    Полагают, что энергия, выделявшаяся в ходе этого процесса последовательного распада ⁵⁶Ni → ⁵⁶Co → ⁵⁶Fe, поддерживала яркое свечение остатка SN 1987A на протяжении 1987 г.
    Изложенный механизм образования ядер в цепочке ⁵⁶Ni → ⁵⁶Co → ⁵⁶Fe, сопровождаемый интенсивным γ-излучением, должен быть присущ любому типу сверхновой.
    Сверхновые II-го типа. Они возникают из гораздо более массивных звезд (SN 1987A, по-видимому, относится именно к этому типу). Ниже приводятся результаты теоретического расчета нуклеосинтеза в двух моделях звезд массой 25M , включающих в себя эволюцию химического состава вплоть до момента коллапса железного ядра. Рассмотрение отдельных деталей дает представление о том, как выполняются подобные расчеты. Модели различаются первоначальным составом элементов, из которых происходит формирование вещества звезды.

Таблица 9

Состав элементов, учитываемых в расчетах эволюции сверхновых II-го типа

   Модель I. Исходный состав элементов аналогичен солнечному. Модель I описывает звезды населения I, довольно характерные для нашей галактики.
    Модель II. Исходный состав элементов с Z > 3 составляет 1% солнечного. Модель II описывает звезды населения II, существовавшие на ранних этапах эволюции Галактики.
    Состав элементов (табл. 9), учитываемых в расчетах [3], включает ядра, связанные между собой всевозможными двойными реакциями, содержащими во входном и выходном каналах n, p, α , γ , а также реакции α + α + α , ¹²C + ¹²C, ¹²C + ¹⁶O, ¹⁶O + ¹⁶O. Включены также реакции, происходящие в результате слабых взаимодействий (e^-,ν_e), (e⁺,_e).
    С помощью ЭВМ была рассчитана звездная эволюция с момента появления на главной последовательности. Учитывались стадии горения водорода, углерода, неона, кислорода, кремния вплоть до момента, когда ядро звезды коллапсирует в результате распада железного ядра звезды на более легкие частицы. Характеристики звезд в момент коллапса для двух моделей приведены в табл. 10.

Таблица 10

Сравнительные характеристики звезд в модели I и II

Рис. 34. Профили термодинамических величин в момент коллапса ядра звезды для внутренних областей звезд массой 25M обоих типов населения. Сплошная линия - модель I, пунктирная линия - модель II.

    В момент коллапса обе звезды имеют характеристики сверхгигантов с протяженной оболочкой. Модель II дает меньший радиус и более высокую температуру поверхности. Сравнение температур и плотностей для внутренних областей обоих типов звезд проведено на рис. 34. Температура и плотность постепенно уменьшаются в мантии и круто падают в водородной оболочке. Как видно из рис. 34, в конце эволюции перед коллапсом в массивных звездах образуется плотное (ρ ~ 10⁸ - 10¹⁰ г/см³) ядро, нагретое до температуры 10⁹ - 10¹⁰ K. Масса этого ядра, состоящего из элементов железного пика, ~ 1 - 2M ,
радиус ~ 10⁷ - 10⁸ см.
    Для большей наглядности на рис. 35 схематично изображено распределение элементов внутри звезды.
    Более детально химический состав для моделей I и II показан на рис. 36. По оси x отложена массовая координата в единицах массы Солнца. Для основных элементов в обоих случаях получаются примерно одинаковые распределения. Железное ядро погружено в нейтронизованное вещество и окружено слоями вещества, состоящими из кремния, серы, кислорода, неона, углерода и гелия. Все это окружено сильно разреженной оболочкой из водорода. В случае модели I наружные слои звезды более обогащены такими элементами, как неон и кислород. Распределение элементов, приведенное на рис. 36, соответствует моменту непосредственно предшествующему взрыву сверхновой.

Рис. 35. Характерное строение массивной звезды в конце её эволюции перед гравитационным коллапсом.

    История эволюции сверхновой на начальных этапах практически ничем не отличается от той, которая уже была рассмотрена раньше. Основное отличие заключается в существенном уменьшении времени эволюции, обусловленном большой массой звезды. Более подробно рассмотрим развитие звезды с момента, когда в её центре становится возможным слияние ядер кремния с образованием ядер железа. Чтобы достичь этой стадии, массивной звезде необходимо несколько миллионов лет. Все дальнейшее происходит стремительно. Реакция горения кремния происходит в течение суток. В центре звезды, внутри кремниевой оболочки начинает формироваться железное ядро. На границе железного ядра и кремниевой оболочки и в более удаленных слоях продолжается синтез элементов и выделение энергии за счет термоядерных процессов. Состоящая из элементов железного максимума центральная область продолжает сжиматься. Однако ядерные источники энергии уже исчерпаны, так как образовавшиеся в центральной части звезды атомные ядра имеют максимальную удельную энергию связи. Означает ли это, что в центральной части звезды полностью прекращаются ядерные реакции? Конечно, нет. На самом деле температура и, соответственно, кинетическая энергия сталкивающихся частиц достигает такой величины, при которой будут идти реакции с образованием более слабо связанных ядер. Происходит важное качественное изменение в характере ядерных реакций. Если до этого момента преобладали реакции синтеза более тяжелых элементов с выделением энергии, то теперь ситуация резко меняется. Начинается распад железного ядра на более легкие фрагменты.

    При температуре 5·10⁹ K существенную роль начинают играть реакции фоторасщепления железа на нейтроны, протоны и ядра гелия. Эти реакции протекают с поглощением энергии. Энергия, выделившаяся в звезде при превращении водорода в железо, теперь начинает тратиться на то, чтобы железо снова превратилось в гелий, водород, нейтроны. Открываются многочисленные каналы реакций между продуктами распада и легкими частицами - протонами, нейтронами, α-частицами. Так как эти реакции идут с поглощением энергии, начинается охлаждение центральной части звезды.
    Наряду с этим существенную роль начинают играть процессы, происходящие в результате слабого взаимодействия, которые также приводят к охлаждению центральной части звезды. При больших плотностях энергия электронов возрастает настолько, что в результате их захвата компенсируется разность масс ядер ⁵⁶Fe - ⁵⁶Mn (3.7 МэВ) и ⁵⁶Mn - ⁵⁶Cr (1.6 МэВ) и других изобар, отличающихся заменой протона на нейтрон. Таким образом, вследствие захвата ядром электронов в реакциях

(A,Z) + e^- → (A,Z-1) + ν_e

происходит обогащение элементов центральной части звезды нейтронами. Этот процесс называется нейтронизацией вещества.
    Процесс быстрого охлаждения сопровождается дальнейшим сжатием звезды. При этом, в отличие от стадии квазистатического равновесия, выделение гравитационной энергии уже не сопровождается повышением температуры. На этом этапе рост давления в центре звезды не в состоянии скомпенсировать рост сил гравитации. Звезда теряет устойчивость и начинается постепенно убыстряющееся (свободное) падение наружных оболочек на центр звезды.
    Кинетическая энергия падающего к центру звезды вещества приводит к быстрому увеличению скорости горения наружных слоев звезды. При температуре 10⁹ - 10¹⁰ K кислород во внешней зоне выгорает в течение нескольких минут. Если звезда достаточно массивна и масса кислорода в ее наружных слоях близка к массе Солнца, то выделяющаяся в течение нескольких минут энергия сравнима с энергией, выделяемой Солнцем в течение миллиарда лет.
    Особенно бурно протекает заключительный этап сжатия массивной звезды. За время, по - видимому, не более нескольких секунд плотность центральной части звезды достигает плотности ядерного вещества (10¹⁴ - 10¹⁵ г/см³) или даже несколько большей величины. Температура ядра звезды нарастает до 10¹¹-10¹² K. В этих условиях интенсивно идет реакция превращения протонов в нейтроны с образованием нейтрино

p + e^- → n + ν_e.

Нейтринная светимость достигает огромной величины 10⁵³ эрг/с. Нейтрино свободно покидают звезду, унося большую часть высвобождающейся при взрыве сверхновой энергии и оставляя в центре звезды сжатое до ρ ~ 10¹⁴ - 10¹⁵ г/см³ нейтронное ядро.
    С образованием нейтронного ядра сжатие центральной части звезды резко прекращается и возникает отраженная ударная волна.

Рис. 37. Результирующее содержание элементов по массе в выбрасываемом веществе сверхновой типа II в модели I (показано содержание элементов во внутренних областях).

Свойства этой волны, детали ее формирования и распространения, последующий выброс вещества внешних слоев исследованы пока недостаточно детально. Поэтому расчеты этой стадии схематичны. В расчете, результаты которого приведены на рис. 37, считается, что все вещество вне нейтронизованного ядра выбрасывается.
    Не исключено также, что срыв оболочки сверхновой происходит за счет неизвестного механизма передачи ей части энергии нейтринной вспышки (для этого требуется передача оболочке всего лишь ~ 1% этой энергии). Важным подтверждением правильности основных положений вышеизложенной теории взрыва сверхновых явилась регистрация нейтринными детекторами Земли нейтринного импульса при взрыве SN 1987A.
    В части звездного вещества, расположенной в области M < 2.3M , температура в момент взрыва сверхновой повышается настолько, что создаются условия для протекания взрывного нуклеосинтеза, в результате чего в течение нескольких минут происходит перераспределение элементного состава этой области звезды (рис. 37). Вещество остальной части звезды (M > 2.3M ) выбрасывается в межзвездное пространство без изменения химического состава.
    Результаты взрывного нуклеосинтеза представлены в табл. 11 и на рис. 38. На рис. 38 детально сравнивается содержание элементов, образующихся во взрывном нуклеосинтезе и выбрасываемых в межзвездное пространство, с содержанием элементов в Солнечной системе.

Таблица 11

Распределение синтезированных ядер по массе (вещество, выброшенное звездой
массой 25M населения I)

^а Завышено, так как скорость реакции ¹⁴C(α ,γ )¹⁸O не включена в расчет.
^б Долгоживущий радиоактивный изотоп.
^в Существенный (более половины) вклад от радиоактивного родительского ядра.
^г Занижено, так как ⁴⁷Cr и ⁵⁹Cu не были включены в сетку нуклидов.

Рис. 38. Сравнение содержания элементов, образующихся при взрыве сверхновой типа II (в модели I) с полной энергией 1051 эрг, с содержанием элементов в Солнечной системе. - коэффициент обогащения за счет взрывного нуклеосинтеза.

    Относительные содержания различных элементов нормированы на ¹⁶O. Коэффициент обогащения для ¹⁶O составляет 14. То есть на каждое ядро изотопа ¹⁶O, содержащееся в звездном веществе до взрыва сверхновой, образуется 13 ядер ¹⁶O. Из анализа данных, приведенных на рис. 38, можно сделать следующий вывод:

1. В рамках модели удается достаточно хорошо воспроизвести распространенность элементов легче серы в Солнечной системе.
2. Наблюдается общий дефицит ядер в области от серы до железа. Так как эта особенность характерна не для отдельных изотопов, а для всей совокупности ядер, по-видимому, это различие не связано с недостаточным знанием сечений ядерных реакций и распространенности элементов. Аналогичные результаты получаются и при расчетах взрывов сверхновых меньшей массы (M ~ 10M ). Возможная причина заключается в том, что в момент взрыва максимальная температура оболочки достигает (2 - 4)·10⁹ K, что оказывается недостаточным для интенсивного горения кислорода. Если такая гипотеза будет подтверждена более детальными расчетами, то это будет означать, что элементы от серы до железа синтезируются при взрывах более массивных звезд
   (M > 25M ).
3. Расчет дает очень низкое содержание ядер ¹³C, ¹⁴N, ¹⁹F. Вероятно эти элементы образуются в красных гигантах и выбрасываются в межзвездную среду не на стадии взрыва сверхновых.

    Механизм потери массы сверхновой играет существенную роль в выбросе элементов, образовавшихся в процессе эволюции, в межзвездное пространство. Если после взрыва сохраняется большая часть массы звезды, в межзвездное пространство выбрасываются лишь внешние слои сверхновой, состоящие преимущественно из легких элементов - водорода и гелия. Наряду с этими элементами будут выброшены также более тяжелые элементы, образовавшиеся в результате взрывного нуклеосинтеза в короткий интервал времени взрыва сверхновой. Внутренние слои звезды при этом не затрагиваются и поэтому элементы, образовавшиеся в результате горения в условиях термодинамического равновесия на спокойной стадии эволюции звезды, остаются внутри звезды. Если же в результате взрыва сверхновой в межзвездное пространство выбрасывается значительная масса звезды, то содержание выброшенных элементов будет в большей мере отражать относительное содержание различных элементов, образовавшихся в условиях термодинамического горения звезды, вплоть до стадии, предшествующей взрыву сверхновой.
    Современные данные пока не дают убедительных доказательств в пользу одной из точек зрения. Механизм взрыва сверхновых II нуждается в дальнейшем уточнении.
    Конечные стадии эволюции звезд после того, как они проходят последовательность реакций ядерного синтеза, зависят от массы звезды. Как уже отмечалось, массивные звезды (с массой значительно превышающей солнечную), в центральной части которых последовательно осуществляются все возможные ядерные реакции синтеза вплоть до образования элементов группы железа, взрываются затем как сверхновые с формированием плотного нейтронного ядра и выбросом наружных слоев в межзвездное пространство. На месте сверхновой остается либо нейтронная звезда, либо черная дыра в зависимости от конечной массы.
    Звезды, массы которых недостаточны, чтобы они завершили свою жизнь как сверхновые, после окончания ядерных реакций будут постепенно остывать. В зависимости от величины конечной массы такие звезды могут превратиться либо в белый карлик, либо в нейтронную звезду.