Ваша судьба редко определяется при рождении. В конце концов, у каждой звезды есть шанс попасть туда.
Трижды за последние 1000 лет часть человечества смотрела на наше ночное небо только для того, чтобы быть удивленной внезапным появлением новой, ослепительной, яркой звезды. Невидимая ранее точка света материализуется в небе, кажется, что на какое-то время становится ярче, а затем медленно тускнеет в течение месяцев или даже лет. В конце концов, он полностью исчезает.
Первоначально названные Тихо Браге в 1572 году stella nova (от «новой звезды»), эти события теперь признаны сверхновыми, когда массивная звезда или звездный труп подвергается неконтролируемой реакции синтеза, чрезвычайно ярко осветляясь и освещая окружающие его звездные обломки. В течение многих лет ученые разделяли их на две категории: либо из-за остатков звезды, либо из-за коллапса ядра массивной звезды. Однако мы узнали гораздо больше о жизни и смерти звезд. Теперь мы знаем, что существует шесть различных способов создания сверхновой.
Когда звезды только рождаются, у них есть одна характеристика, которая определяет их судьбу сильнее, чем любая другая: их масса. Если вы меньше примерно 40% массы Солнца, вы можете только превратить водород в гелий: этот процесс занимает более 100 миллиардов лет. Когда у такой звезды заканчивается топливо, весь объект сжимается, образуя белый карлик.
Если вы подобны Солнцу, от 40% до примерно 8-кратной массы нашего Солнца, вы сможете синтезировать водород в гелий в ядре звезды, и когда у вас закончится водород, основной контракт. Это заставляет ее нагреваться, и она достигает температуры, при которой гелий превращается в углерод, в результате чего звезда становится красным гигантом. Когда гелий заканчивается, внешние слои сдуваются, создавая планетарную туманность, окружающую более массивную звезду белого карлика. Такова возможная судьба нашего Солнца.
Но если вы более массивны, вы еще не закончили, когда закончили сплавлять гелий в углерод. Дополнительная масса означает, что, когда ваше ядро сжимается, оно нагревается до температуры, при которой углерод превращается в кислород, кислород - в еще более тяжелые элементы, и так далее вверх по таблице Менделеева.
Когда вы, в конце концов, доберетесь до таких элементов, как железо, никель и кобальт, произойдет кое-что интересное. Эти элементы являются самыми стабильными ядрами во Вселенной: у них самая высокая энергия связи на единицу массы. Если вы попытаетесь соединить два ядра железа вместе, вам придется потратить больше энергии, чем получить; впервые против вас работает E=mc2.
Вместо этого ядро просто разрушается, вызывая безудержную реакцию синтеза. Это приводит к наиболее распространенному общему типу сверхновых во Вселенной: сверхновой с коллапсом ядра.
Но это не единственный способ добраться туда. Если ваша первоначальная звезда не была достаточно массивной, чтобы достичь этого порога коллапса ядра, у белого карлика, который она оставила, все еще есть шанс достичь статуса сверхновой. Внутри белых карликов не происходит ядерного синтеза, поэтому нет нового источника радиационного давления, способного удержать звездный остаток от гравитационного коллапса.
На самом деле все, что у вас есть, чтобы противостоять этому коллапсу, - это квантовая сила, возникающая из принципа запрета Паули: квантового принципа, согласно которому никакие два фермиона не могут занимать одно и то же квантовое состояние. Сюда входят протоны, нейтроны и электроны, и именно это квантовое правило удерживает белые карлики от коллапса.
Тем не менее, если вы преодолеете определенный порог массы, вы преодолеете этот квантовый барьер, и это вызовет неконтролируемую реакцию синтеза, уничтожающую белые карлики и приводящую к другому классу сверхновых: тепловым неуправляемым сверхновым.
Итак, у нас есть сверхновые с коллапсом ядра и сверхновые с тепловым разгоном. Значит ли это, что классов всего два?
Едва ли. Существует более одного способа сделать сверхновую как с тепловым разгоном, так и с коллапсом ядра, и каждый механизм или метод обладает свойствами, которые полностью уникальны для него. Вот шесть способов создать сверхновую, начиная с наименее массивного триггера и заканчивая им.
1.) Белый карлик выкачивает материю из двойного компаньона Из всех звезд, которые когда-либо будут существовать во Вселенной, более 99 % из них начнут свою жизнь с массой 8 солнечных или меньше, как и наше Солнце. Когда у каждой из этих звезд заканчивается легкоплавкое ядерное топливо в их ядрах, они сбрасывают свои внешние слои в планетарную туманность, оставляя после себя остатки белого карлика.
Но есть предел: этот белый карлик должен быть менее массивным, чем примерно 1.в 4 раза больше массы нашего Солнца. Если он станет более массивным, материал в центре белого карлика под сильным давлением гравитации снова зажжет ядерный синтез. Это запустит цепную реакцию термоядерного синтеза, которая уничтожит весь белый карлик и приведет к возникновению сверхновой типа Ia.
Около 50% всех звезд находятся в кратных звездных системах, и более плотная звезда может перекачивать материю из компаньона. Белые карлики, будучи более плотными, чем все «обычные» звезды, часто могут попасть туда, если находятся в многозвездной системе.
2.) Белый карлик может слиться с другим белым карликом Конечно, вариант перекачивания - постепенный. Медленно продвигайтесь к этому порогу критической массы (известному как предел Чандрасекара), и вы получите сверхновую, как только пересечете его. Однако есть неожиданный способ пересечь этот порог: слиться с другой звездой или звездным остатком.
Если вы белый карлик, столкнувшийся с другим белым карликом, можно не только превысить предел Чандрасекара, но и выйти далеко за его пределы. Хотя многие ученые ожидают, что эти два класса сверхновых типа Ia будут иметь разные свойства кривых блеска, такие как более широкая и менее яркая кривая блеска для сценария слияния по сравнению со сценарием аккреции, мы не знаем этого наверняка. Нам еще предстоит выяснить, какой путь теплового убегания сверхновой отвечает за большинство сверхновых типа Ia.
3.) Коллапс ядра, вызванный захватом электронов Если в вашей звезде менее 8 солнечных масс, для начала произведите углерод через ядерный синтез гелия является концом линии. Однако если вы пойдете немного дальше и начнете, возможно, с массой от 8 до 10 солнечных, вы получите возможность добавлять дополнительные ядра гелия к углероду. Это может повысить уровень кислорода, неона, а затем и магния.
Со смесью O/Ne/Mg в ядре магний может подвергнуться специальной ядерной реакции, называемой захватом электронов, которая превращает магний в натрий. Это немного снижает давление вырождения в ядре, что приводит к небольшому дополнительному гравитационному коллапсу и нагреву ядра. Захватите достаточное количество электронов, и этот коллапс вызовет небольшой синтез кислорода, который вызовет коллапс ядра сверхновой, создав нейтронную звезду. Это самый легкий способ добраться туда.
4.) Коллапс ядра железного ядра в массивной звезде Поднимитесь на 10 масс Солнца или выше, и вы можете произвести все более и более тяжелые элементы, с единственным пределом, установленным тем, что сама природа заявляет, что дальнейшее слияние ядер больше не выгодно с энергетической точки зрения. Углерод приводит к кислороду, приводит к кремнию, а сера приводит к железу, кобальту и никелю. Как только вы доберетесь до железа, вашей звезде некуда будет деваться.
В ядре не создается никакого дополнительного радиационного давления, а у звезды, которая начинает свою жизнь с массой 10 и более масс Солнца, само ядро уже должно превышать предел Чандрасекара. Это рецепт коллапса ядра, ведущий к сверхновой с нейтронной звездой или черной дырой в качестве остатка. И масса, и металличность (количество тяжелых элементов по сравнению с чистым водородом и гелием) определяют, получится ли у вас нейтронная звезда или черная дыра, но коллапс железного ядра представляет собой подавляющее большинство всех сверхновых, которые происходят в нашей Вселенной.
5.) Сверхновые с парной нестабильностью Однако некоторые звезды чрезвычайно массивны. Если ваша звезда рождается с массой, примерно в 100 раз превышающей массу Солнца или более, температура внутри может стать настолько высокой, что некоторые фотоны достигнут критического энергетического порога: 511 000 электрон-вольт на фотон. Когда два таких фотона взаимодействуют, есть шанс, что они спонтанно превратятся в пары электрон-позитрон. Благодаря Эйнштейновскому E=mc2 чистая энергия может быть преобразована в материю и антиматерию.
Это катастрофа для звезды, однако. Когда это происходит, давление фотонов падает, что приводит к гравитационному коллапсу, который еще больше повышает температуру и заставляет больше фотонов преобразовываться в пары материи-антиматерии, еще больше снижая давление. Вскоре скорость реакции синтеза достигает пика настолько, что происходит катастрофическая неконтролируемая реакция. Слияние происходит настолько быстро, что вся звезда уничтожается без остатка. Это считается источником гиперновых или сверхярких сверхновых: самых ярких сверхновых с коллапсом ядра из всех.
6.) Сверхновые, вызванные фоторасщеплением Доходят до еще более высоких масс, примерно в 250 раз больше массы Солнца или тяжелее, и нестабильности пар это только начало. Однако при еще более высоких энергиях фотоны могут сталкиваться с тяжелыми атомными ядрами и фактически выбрасывать из них частицы, такие как протоны, нейтроны или даже ядра гелия (состоящие из двух протонов и двух нейтронов каждое).
Это даже более катастрофично для звезды, чем нестабильность пар, поскольку ядро, достаточно большое и достаточно горячее, чтобы инициировать фоторасщепление, будет коллапсировать так быстро, со скоростью, приближающейся к 25% скорости света, что все ядро может полностью разрушиться. Это всегда образует массивную черную дыру, но может вызвать либо гамма-всплеск, либо светящуюся сверхновую, либо вообще ничего.
«Совсем ничего» - это не опечатка. В экстремальных условиях некоторые достаточно массивные звезды могут непосредственно коллапсировать в черную дыру без сверхновой, что мы впервые наблюдали всего несколько лет назад.
Все звезды, верьте или нет, потенциально могут когда-нибудь стать частью сверхновой. Если вы родились выше определенного порога массы, это виртуальный замок, который в конечном итоге разрушит ваше ядро, и вы произведете либо нейтронную звезду, либо черную дыру через сверхновую, хотя бывают исключительные обстоятельства, которые иногда бросают вызов этой упрощенной картине. Тем не менее, есть четыре различных способа, которыми ядро может разрушиться только в этой структуре.
И наоборот, если вы родились с меньшей массой, вы все равно произведете белого карлика, а каждый белый карлик во Вселенной может стать сверхновой, если только сможет прорваться когтями. превышает порог критической массы. И аккреция, и слияния являются жизнеспособными способами достичь этого, а это означает, что есть два сценария теплового разгона сверхновых. В общем, есть шесть известных способов сделать сверхновую, и кто знает? Возможно, в будущем мы откроем еще один. Всегда есть чему поучиться.