рають основну енергію, запасені у коллапсирующие ядрі.
На відміну від процесу катастрофічного колапсу ядра, теоретично розробленого досить детально, скидання оболонки зірки (власне вибух) не так-то просто пояснити. Швидше за все істотну роль у цьому процесі відіграють нейтрино.
Як свідчать комп'ютерні розрахунки, щільність поблизу ядра настільки висока, що навіть слабо взаємодіють з речовиною нейтрино опиняються на якийсь час В«замкненимиВ» зовнішніми шарами зірки. Але гравітаційні сили притягують оболонку до ядра, і складається ситуація, схожа на ту, яка виникає при спробі налити більш щільну рідина, наприклад воду, поверх менш щільною, скажімо гасу або олії. (З досвіду добре відомо, що легка рідина прагне В«спливтиВ» під важкої - тут проявляється так звана нестійкість Релея-Тейлора.) Цей механізм викликає гігантські конвективні руху, і коли, зрештою, імпульс нейтрино передається зовнішній оболонці, вона скидається в навколишній простір.
Можливо, саме нейтринні конвективні руху призводять до порушення сферичної симетрії вибуху наднової. Іншими словами, з'являється напрямок, уздовж якого переважно викидається речовина, і тоді утворюється залишок отримує імпульс віддачі і починає рухатися в просторі за інерцією зі швидкістю до 1000 км/с. настільки великі просторові швидкості відзначені у молодих нейтронних зірок - радиопульсаров.
Описана схематична картина вибуху наднової 2-го типу дозволяє зрозуміти основні спостережні особливості цього явища. А теоретичні передбачення, засновані на даній моделі (Особливо стосуються повної енергії та спектру нейтральної спалаху), опинилися в повній згоді з зареєстровано 23 лютого 1987р. нейтринним імпульсом, які прийшли від наднової у Великій Магеллановій Хмарі. p> Тепер кілька слів про наднових 1-го типу. Відсутність світіння водню в їх спектрах говорить про те, що вибух відбувається в зірках, позбавлених водневої оболонки. Як зараз вважають, це може бути вибух білого карлика або результат колапсу зірки типу Вольфар-Райе (фактично це ядра масивних зірок, багаті гелієм, вуглецем і киснем).
Тут розказано лише про найбільш потужних вибухах, що відбуваються у Всесвіті і спостережуваних в оптичному діапазоні. Оскільки у випадку наднових зірок, основна енергія вибуху несеться нейтрино, а не світлом, дослідження неба методами нейтринної астрономії має найцікавіші перспективи. Воно дозволить у майбутньому В«заглянутиВ» в саме В«пеклоВ» наднової, приховане величезними товщами непрозорого для світла речовини. Ще більш дивовижні відкриття обіцяє гравітаційно-хвильова астрономія, яка в недалекому майбутньому розкаже нам про грандіозні явищах злиття подвійних білих карликів, нейтронних зірок і чорних дір.
Кінець життєвого шляху зірки
Більшу частину свого життя зірка знаходиться на так званій головної послідовності діаграми колір - світність (Діаграми ГерцшпрунганРесселла). Всі інші стадії еволюції зірки до освіти компактного залишку займають не більше 10% від цього часу. Саме тому більшість зірок, які спостерігаються в нашій Галактиці, - скромні червоні карлики з масою Сонця або менше. Подальша доля зірки повністю визначається її масою.
Який же буде термін життя зірки? Відповісти на це питання не становить труднощів, якщо знати механізм виділення енергії в зірці. Для зірок головної послідовності це термоядерні реакції перетворення водню в гелій. Як відомо з ядерної фізики, звільняється при цьому енергія дорівнює приблизно 0,1% від енергії спокою речовини Е = mс 2 . Тут m-маса речовини, з- швидкість світла. Співвідношення Е = mс 2 було встановлено Альбертом Ейнштейном в 1917 р.
Таким чином, повний запас термоядерної енергії в зірці становить 0,001 М я з 2 , де М я - Маса ядра зірки, в якому і відбуваються термоядерні реакції. p> Враховуючи, що маса ядра зірки пропорційна її повній масі (М), шляхом розрахунків отримуємо приблизне співвідношення: тривалість перетворення водню в гелій дорівнює 10 М/L млрд. років, де маса М і світність L зірки виражені в масах і світності Сонця. Для зірок з масою, близькою до сонячної, L = М 4 (це випливає з спостережень). Звідси знаходимо, що час їхнього життя 10/М 3 млрд. років. p> Тепер ясно, що зірки з масою більше сонячної живуть набагато менше Сонця, а час життя самих масивних зірок складає В«всьогоВ» кілька мільйонів років! Для переважної ж більшості зірок час життя порівнянно або навіть перевищує вік Всесвіту (близько 15 млрд. років).
Тепер ми підійшли до основного питання: у що перетворюються зірки в кінці життя і як проявляють себе їх залишки? Зірки різної маси приходять в підсумку до одного з трьох станів: білі карлики, нейтронні зірки або чорні діри.
Білі карлики, чи майбутнє Сонця
Після В«вигоранняВ» термоядерного палива в зірку, маса якої порівнянна з масою Сонця, в центральній її частині (ядр...
