§2. Стадия сверхновой и ее остатки

Взрывы сверхновых классифицируются на несколько основных типов. Сверхновые типа І происходят при взрыве белых карликов, а нас интересуют сверхновые ІІ типа, знаменующие гибель массивной звезды, имеющей начальную массу более десяти солнечных.

Жизненный цикл массивной звезды подходит к завершению, когда у нее образуется железное ядро. В таком ядре останавливаются реакции термоядерного синтеза (дальнейшее его продолжение энергетически невыгодно), а в ходе фотодиссоциации и захвата протонами электронов появляются нейтроны и перенасыщенные нейтронами ядра. Давление в ядре нарастает слишком медленно, чтобы противостоять гравитационным силам. Происходит коллапс ядра – падение наружных слоев со скоростями, достигающими 10⁹ см/с, он длится доли секунды.

Коллапс продолжается до тех пор, пока плотность ядра меньше 10¹⁴-10¹⁵ г/см³ – при такой плотности ядерные силы становятся отталкивающими, и дальнейшее сжатие невозможно. К этому моменту ядро разогревается до температуры ~10¹¹К и в основном состоит из нейтронов. Падающие слои отражаются от ядра, и коллапс переходит во взрыв. При этом энергия отраженной волны давления составляет 10⁵¹ эрг. Затем вещество звезды разлетается, оставляя одно ядро. О том, что происходит с ним, будет сказано ниже.

Важную роль во взрыве сверхновой играют нейтрино. Именно они уносят большую часть энергии взрыва. Нейтрино начинают активно появляться в процессах нейтронизации вещества ядра и сначала беспрепятственно улетают наружу. Однако при плотностях ~5*10¹¹ г/см³ происходит «запирание» нейтрино внутри звезды. Эти запертые нейтрино потом уносятся вместе с отраженной волной. На их долю приходится около 5% энергии взрыва. После взрыва ядро звезды, состоящее в основном из нейтронов, насыщено энергичными фотонами. В процессе ее остывания из процессов с фотонами рождаются нейтрино, уносящие еще почти 95% энергии.

Итак, после разлета звездной оболочки остается компактное ядро, состоящее в основном из нейтронов и нагретое до большой температуры. Дальнейшее развитие звезды полностью определяется ее массой: более легкое ядро, соответствующее начальной массе звезды менее 30-40М_ʘ, превращается в нейтронную звезду, а остатки наиболее тяжелых звезд превращаются в черные дыры.

Нейтронные звезды будут подробно рассмотрены ниже.

При коллапсе самых тяжелых звезд возникает черная дыра. Сначала ядерные силы оказываются неспособными удержать гравитационный коллапс тяжелого ядра. В процессе этого коллапса часть вещества образует аккреционный диск, «заглатываемый» рождающейся черной дырой. При этом образуются две газовые струи – джеты. Они выбрасываются в две стороны от черной дыры и пробивают не успевшую разлететься оболочку звезды, провоцируя очень интенсивные всплески γ-излучения. Энергия такого процесса превосходит энергию взрыва легкой звезды на несколько порядков.

§3. Нейтронная звезда

3.1. Основные особенности нейтронной звезды

Как было сказано выше, нейтронная звезда – это компактный объект, вещество которого состоит в основном из нейтронов. Типичный радиус НЗ составляет 10-20 км, а плотность достигает (и превосходит) ядерную плотность ρ_я~2,8*10¹⁴ г/см³. Масса НЗ заключена во вполне определенных пределах.

Минимальная наблюдаемая масса НЗ равна примерно 1 М_ʘ. Максимальная масса называется пределом Оппенгеймера-Волкова, ее значение точно неизвестно, но оно не превосходит 3 М_ʘ, потому что при больших массах давление нейтронного газа уже не способно скомпенсировать гравитационные силы, и объект превращается в черную дыру.

Существуют различные гипотезы, уточняющие границы диапазона масс, но ни одна из них не имеет достаточного экспериментального подтверждения. Таким образом, можно считать, что масса НЗ заключена в пределах 1 М_ʘ≤М_НЗ≤3 М_ʘ.

НЗ могут возникать не только в результате взрыва сверхновой, но и в результате т.н. «тихого коллапса» - в результате перетекания вещества на белый карлик в двойной системе его масса растет, и после преодоления предела Чандрасекара белый карлик превращается в нейтронную звезду.

Еще одна важная особенность НЗ определяется законами сохранения углового момента и магнитного потока. Вследствие того, что исходная звезда вращалась и обладала неким магнитным полем, она обладала угловым моментом L=Iω~R²ω, и ее поле имело поток Ф~BR. Если R уменьшается до 10-20 км, то угловая скорость и магнитное поле значительно увеличиваются. НЗ обладают периодом обращения от сотых долей секунды до нескольких секунд, а их магнитные поля имеют напряженность B~10¹⁰-10¹⁴ Гс.

Таким образом, НЗ оказывается очень быстро вращающимся объектом с колоссальным магнитным полем. Эти факторы определяют особенности наблюдения НЗ – НЗ наблюдаются как пульсары – источники, излучение которых фиксируется на Земле как строго периодические импульсы постоянной продолжительности. Поясним механизм возникновения такого излучения.

На рис.1 схематично изображена нейтронная звезда и силовые линии ее магнитного поля. Заряженные частицы, образующиеся на поверхности звезды, разгоняются ее магнитным полем, но не могут покинуть поверхность нигде, кроме точек на оси поля, образуя небольшой телесный угол, в который уходит излучение. Таким образом, ось, вдоль которой распространяется излучение, вращается (т.к. ось вращения звезды и ось поля не совпадают). «Луч» от НЗ как бы скользит по Земле, поэтому мы регистрируем периодическое появление сигнала. Его период соответствует периоду вращения НЗ.

рис. 1. Модель пульсара