Сверхновая американская фантастика, 1997 № 01-02 - [100]

Тем не менее, масса белого карлика не может превышать массу Солнца более чем в 1,44 раз. Это было доказано в 1931 году астрономом индийского происхождения Субраманьяном Чандрасекаром. Открытую им величину называют границей Чандрасекара. (В 1983 году Чандрасекар получил за свое открытие давно заслуженную Нобелевскую премию по физике.)

Сопротивление электронов дальнейшему сжатию препятствует уменьшению белого карлика в размерах. Однако, когда белый карлик проходит границу Чандрасекара, гравитационное поле становится настолько сильным, что сопротивление электронов преодолевается и начинается новое сжатие.

Белый карлик уменьшается с катастрофической скоростью, и в течение этого процесса ядра углерода, кислорода и неона, из которых состоит белый карлик, претерпевают синтез. Вырабатываемая энергия полностью разрывает звезду на части, оставляя от нее лишь газообразные, мелкие, как пыль, осколки. В этом и заключается причина того, что сверхновая I типа, образовавшаяся из звезды с меньшей массой, светит гораздо ярче, чем сверхновая II типа, из звезды с большей массой. Белый карлик взрывается полностью, а не частично, и его взрыв протекает значительно быстрее, чем взрыв звезды-гиганта.

Однако не каждый белый карлик взрывается, поэтому сверхновые I типа встречаются не так часто. Белые карлики, не имеющие парной звезды, или находящиеся слишком далеко от нее (как, например, белый карлик основной последовательности Сириус-Б), практически не имеют возможности приобрести массу. Лишь белые карлики двойных звезд способны набрать необходимую для преодоления предела Чандрасекара массу.

В этом случае многие различия в характеристиках двух типов сверхновых звезд объяснимы, но одно из них до сих пор остается загадкой. Почему сверхновые звезды I типа тускнеют обычным образом, в то время как потускнение звезд II типа происходит неровно?

В июне 1983 года в относительно близкой галактике М83 вспыхнула сверхновая звезда I типа, и в 1984 году астроном Джеймс Грэм обнаружил следы железа в спектре этой звезды. Это было первое прямое свидетельство того, что в результате синтеза в недрах сверхновой звезды I типа накапливается железо.

Грэм полагает, что сверхновая звезда I типа может быть вообще не видна. Если синтез завершился образованием железа, то звезда должна расширить свой объем в сотни тысяч раз так быстро, что продукты взрыва могли бы остыть, почти не излучая света. Хотя синтез прошел все стадии до образования железа, несмотря на это, светимость высока.

По мнению Грэма, кроме собственно синтеза, должен быть иной источник энергии, более медленно отдающий энергию и свет Он предположил, что внутри белого карлика синтезировалось не железо-56 (с ядром, содержащим 26 протонов и 30 нейтронов), а кобальт-56 (с ядром из 27 протонов и 29 нейтронов).

Как было сказано ранее, обычная масса 56 частиц железа-56 — 0,99884, в то время как 56 частиц кобальта-56 имеют вес 0,99977. Количество дополнительной энергии в кобальте-56 столь незначительно, что переход кобальта-56 в железо-56 достаточно легок, чтобы синтез приостановился на кобальте-56.

Но законы термодинамики не могут быть нарушены, и хотя кобальт-56 образуется, он не может существовать долго. Ядра кобальта радиоактивны, и в конце концов каждое отдает один позитрон и испускает гамма-излучение. При потере позитрона протон становится нейтроном и ядра кобальта-56 превращаются в ядра, в которых количество протонов на один меньше и присутствует один лишний нейтрон, то есть в ядра железа-56. Эта полная радиоактивная замена всех запасов кобальта-56 в звезде и является тем источником свечения, которое мы видим в сверхновых звездах I типа.

Есть ли какое-нибудь свидетельство в пользу этой гипотезы? Да. Если общий нуклеосинтез от кислорода до кобальта может быть делом нескольких секунд, то распад кобальта-56 и его переход в железо-56 намного более постепенный процесс, так как его период полураспада составляет 77 дней. Если радиоактивный распад кобальта-56 поддерживает свечение сверхновых звезд I типа, то тогда оно должно уменьшаться с той же постепенностью, с которой падает радиоактивность. Замечено: сверхновая звезда I типа тускнеет кратно 77 дням, что красноречиво указывает на присутствие кобальта-56.

Из этого следует, что хотя тяжелые ядра включены в межзвездную материю сверхновых звезд обоих типов, наиболее тяжелые, начиная с железа, сохранены по преимуществу в сжавшихся нейтронных звездах и черных дырах, возникающих на месте сверхновых II типа, а при глобальных взрывах сверхновых I типа они вместе со всем прочим разбрасываются по Вселенной.

Значит, большая часть железа, которое находится в земной коре, так же как и железо в нашей крови, когда-то было заключено в недрах белых карликов, которые потом взорвались вспышкой сверхновой.

Cyberspace

С двух лучше всего, на наш взгляд, разработанных русских сайтов (выражаясь русским языком — гульбищ), где вы сможете найти единомышленников или просто интересную свежую информацию о фантастике мы начинаем публиковать.

Фантастические ресурсы Internet.

@@@@@@@@@@@@@@@@@@@@@

• http://www.kulichki.com/tolkien/ «Арда-на-Куличках».