Сверхновая I
Идея о том, что причиной вспышки сверхновой
I-го типа является горение углерода, была высказана в 1960 г. Фаулером и Хойлом. Сверхновые I-го типа рождаются из компактных звезд типа белого карлика. Причина взрыва состоит в том, что будущая сверхновая входит в систему двойных звезд. Согласно современным представлениям вещество со спутника, притягиваемое мощным гравитационным полем карлика, постепенно падает на его поверхность, что приводит к увеличению массы углероднокислородного ядра белого карлика. В конце концов, углерод вспыхивает в центре и сгорает в идущей наружу волне взрывного горения
12 C + 16 O → 28Si +γ(Q =16.76 МэВ), 28Si + 28Si → 56 Ni +γ(Q =10.9 МэВ).
При взрывном горении кремния в оболочке сверхновой вне коллапсирующего ядра, но в непосредственной близости от него в основном образуется радиоактивный изотоп 56Ni с периодом полураспада 6.1 дн. Далее e-захват приводит к образованию ядра 56Co преимущественно в возбужденном состоянии с энергией 1.72 МэВ с последующим переходом в основное состояние и испусканием каскада γ-квантов с энергиями от
0.163 МэВ до 1.56 МэВ.
Сверхновая I
Основным механизмом взаимодействия γ-квантов такой энергии с веществом
является комптоновское рассеяние. В результате энергия фотонов быстро уменьшается до ~100 кэВ, происходит эффективное поглощение их в результате фотоэффекта, что приводит к нагреву вещества звезды. По мере расширения звезды плотность вещества в звезде падает, число столкновений фотонов уменьшается и вещество поверхности звезды становится прозрачным для излучения. Как показывают теоретические расчеты, такая ситуация наступает примерно через 20-30 суток после достижения звездой максимума светимости.
Сверхновая I
Через 60 суток после начала взрыва эффективное число столкновений фотонов с веществом звезды уменьшается до 1 и γ-излучение свободно выходит из звезды. Этот
интервал времени соответствует переходу к экспоненциальному спаду кривой светимости. При столь больших временах источником γ-излучения в основном становится 56Fe, являющийся продуктом β-распада 56Co. В
таком распаде ядра 56Fe образуются в состояниях с энергиями возбуждения вплоть до 4.2 МэВ. Полученные экспериментально временные изменения светимости качественно подтверждают эту модель. Наблюдения указывают на спад светимости после максимума блеска с характерным временем, близким ко времени распада 56Ni (T1/2 = 6.1 дня) с последующим уменьшением темпа спада светимости до характерного времени распада изотопа 56Co (T1/2 = 77 дней).
