Взрыв сверхновой
Взрыв сверхновой
Как отмечает Хойл, с образованием группы железа звезда оказывается намедни драматического взрыва. Ядерные реакции, протекающие в металлическом ядре звезды, приводят к превращению протонов в нейтроны. При всем этом испускаются потоки нейтрино, уносящие с собой в галлактическое место существенное количество энергии звезды. Если температура в ядре звезды велика, то эти энерго утраты могут иметь серьёзные последствия, потому что они приводят к понижению давления излучения, нужного для поддержания стойкости звезды.
И как следствие этого, в действие снова вступают гравитационные силы, призванные доставить звезде нужную энергию. Силы гравитации всё резвее сжимают звезду, восполняя энергию, унесённую нейтрино. Как и до этого сжатие звезды сопровождается ростом температуры, которая в конце концов добивается 4-5 миллиардов. К. Сейчас действия развиваются чуть по другому. Ядро, состоящее из частей группы железа, подвергается серьёзным изменениям: элементы этой группы уже не вступают в реакции с образованием более тяжёлых частей, а начинают опять преобразовываться в гелий, испуская при всем этом колоссальный поток нейтронов. Большая часть этих нейтронов захватывается веществом наружных слоёв звезды и участвует в разработке тяжёлых частей.
На этом шаге, как показывает Хойл, звезда добивается критичного состояния. Когда создавались тяжёлые хим элементы, энергия высвобождалась в итоге слияния лёгких ядер. Тем большие её количества звезда выделяла в протяжении сотен миллионов лет. Сейчас же конечные продукты ядерных реакций вновь распадаются, образуя гелий: звезда оказывается принужденной восполнить утраченную ранее энергию. Остаётся последнее её богатство — гравитация. Но чтоб звезда могла пользоваться этим резервом, плотность её ядра должна возрастать очень стремительно, другими словами ядро должно резко сжаться; происходит «взрыв внутрь», отрывающий ядро звезды от её наружных слоёв. Он должен произойти за считанные секунды. Это и есть начало конца громоздкой звезды.
Имплозия, либо взрыв вовнутрь, избавляет давление, поддерживавшее наружные слои звезды, её оболочку, и отныне оболочка, сжимаясь, начинает падать на ядро. Падение сопровождается выделением колоссального количества энергии — так ещё раз проявляет себя гравитация. Выделение энергии приводит в свою очередь к резкому увеличению температуры (приблизительно 3 миллиардов. К ), и падающая оболочка звезды оказывается в необыкновенных для неё температурных критериях.
Для звезды с температурой ядра, равной 2,5 миллиардов. К, лёгкие элементы оболочки служат возможным ядерным топливом. Но чтоб обеспечить свечение во время взрыва, температура должна подняться выше этого значения — до 3 миллиардов. К. В течение секунды кинетическая энергия звезды преобразуется в термическую, и вещество оболочки греется. При таковой высочайшей температуре более лёгкие элементы — в главном кислород — проявляют взрывную неустойчивость и начинают вести взаимодействие. Подсчитано, что за время меньше секунды в процессе этих ядерных реакций выделяется энергия, равная энергии, которую Солнце испускает за млрд лет !
В один момент освободившаяся энергия срывает со звезды её внешние слои и выбрасывает их в галлактическое место со скоростью, достигающей нескольких тыщ км за секунду. На эти слои приходится значимая часть массы звезды. Газовая оболочка удаляется от звезды образуя туманность, которая простирается на многие миллионы миллионов км.
Газ по инерции продолжает удаляться от звезды до того времени, пока, может быть через 100 000 лет, вещество туманности не станет так разряженным и диффузным, что больше уже не сумеет возбуждаться коротковолновым излучением очень жаркой материнской звезды ; тогда мы перестанем его созидать. Но самое главное: как в взорвавшемся веществе, так и в межзвёзном газе находится магнитное поле. Сжатие газа за фронтом ударной волны вызывает сжатие силовых линий и увеличение напряжённости межзвёздного магнитного поля, что в свою очередь приводит к повышению энергии электронов, и их ускорению. В итоге остаётся сверхгорячая звезда, масса которой уменьшилась конкретно так, чтоб она могла достойно угаснуть и умереть. По всей вероятности она станет нейтронной звездой, масса которой в 1,2-2 массы Солнца. Если же её масса более, чем в два раза превосходит массу Солнца, то она в конечном счёте может перевоплотиться в чёрную дыру.