\documentstyle[12pt]{article}
\begin{document}

\centerline{ВЗРЫВАЮЩИЕСЯ ЗВЕЗДЫ}

\vskip\baselineskip


Чарущий вид величественного звездного неба только на первый
взгляд кажется неизменным. Каждый, кто наблюдал за небом в
течение нескольких часов обязательно заметит "падающие звезды"
-- метеоры. Ну а тот, кто внимательно следит за звездами
изо дня в день имеет в своей жизни большой шанс обнаружить новую
звезду, возникшую как бы на пустом месте. Блеск такой звезды
постепенно увеличивался, достигал максимума и через некоторое
время (порядка нескольких месяцев) ослабевал настолько, что
звезда становилась невидимой вооруженным глазом, исчезала.

Еще более грандиозное небесное явление, получившее назвазние
сверхновой звезды, даже оставило свой след во многих
исторических летописях разных народов, потому что блеск такой
сверхновой звезды, появившейся опять же как бы на пустом месте,
иногда достигал такой величины, что звезда становилась видимой
даже днем!

Явления новых звезд были обнаружены в глубокой древности, а в
последие сто лет, когда астрономические наблюдения стали носить
регулярный характер а вид звездного неба стало возможно
"протоколировать" на фотопластинках, стало ясно, что на месте
"новых" звезд на самом деле есть слабенькие звездочки -- просто
внезапно их блеск увеличивается, достигает максимума и затем
вновь уменьшается до "спокойного" уровня. Более того, стало
ясно, что иногда явление новой звезды происходит более или менее
регулярно на одном и том же месте, то есть одна и та же звезда
по каким-то причинам раз в сто лет или чаще сильно увеличивает
свою светимость.

Не так обстоит дело со сверхновыми -- если на их месте до начала
вспышки и заметна звезда (как, например, в случае последней
относительно яркой сверхновой 1987 г. в Большом Магеллановом
Облаке), то после вспышки эта звезда действительно "исчезает",
сбрасывает оболочку, которая затем наблюдается долгие годы как
светящаяся туманность -- остаток вспышки сверхновой, и, как
впервые стало ясно в 30-е гг. ХХ века голландским астрономам
Бааде и Цвикки, в результате может образоваться сверхплотная
нейтронная звезда или даже загадочная черная дыра. Эта гипотеза
обратилась в уверенность после открытия пульсара --
быстровращающейся нейтронной звезды с периодом 33 миллисекунды в
центре известной Крабовидной туманности в созвездии Тельца,
появившейся на месте вспышки сверхновой 1054 г.

\section{Новые Звезды}

Итак, явления новых и сверхновых звезд имеют совершенно
различную природу. Каково же современное представление о них?
Начнем с новых звезд. Во время вспышки блеск новой увеличивается
на 12-13 звездых величин, а выделяемая энергия доходит до
$10^{46}$ эрг (такая энергия выделяется Солнцем примерно за 100
тысяч лет!). До середины 50-х годов природа вспышек новых звезд
оставалась неясной. Но в 1954 г. было обнаружено, что известная
новая звезда DQ Геркулеса входит в состав тесной двойной
звездной системы с орбитальным периодом несколько часов.  В
дальнейшем оказалось, что все новые звезды являются компонентами
тесных двойных систем, в которых одна звезда -- как правило
звезда главной последовательности типа нашего Солнца, а вторая
-- компактный, с размерами в сотую долю от радиуса Солнца (а он
равен примерно 700000 км), белый карлик. Орбита такой двойной
звезды настолько тесна, что нормальная звезда оказывается сильно
деформированной приливным воздействием компактного соседа --
белого карлика, и плазма из атмосферы этой звезды может свободно
падать на белый карлик, образуя вокруг него дискообразную
оболочку (аккреционный диск).  Вещество в диске тормозится
вязкими силами, нагревается и образует свечение (именно оно и
наблюдается в спокойном состоянии), и в конце концов достигает
поверхности белого карлика.  По мере падения этого вещества, на
белом карлике образуется плотный тонкий слой, температура
которого постепенно возрастает. В конце концов (как раз за
характерное время от нескольких лет до сотен лет) физические
условия в этом поверхностном слое (температура и плотность)
достигают столь высоких значений, что столкновения быстрых
протонов начинают приводить к термоядерной реакции синтеза
гелия. Но в отличие от центральных частей Солнца, где эта
реакция идет достаточно медленно из-за специфического свойства
устойчивых звезд -- отрицательной теплоемкости недр -- на
поверхности белого карлика реакция носит взрывообразный характер
(главным образом из-за очень большой плотности вещества). Именно
этот термоядекрный взрыв на поверхности белого карлика и
приводит к сбросу накопившейся оболочки (кстати, весьма малой
массы -- "всего" около сотой доли массы Солнца, т.е. 10 масс
Юпитера), разлет и свечение которой и наблюдается как феномен
новой звезды. Несмотря на выделенную энергию в $10^{46}$ эрг,
разлетающаяся оболочка практически не оказывает заметного
воздействия на соседнюю звезду, и та продолжает "поставлять"
свежее "топливо" для следующего взрыва.

Как показывают оценки, число новых звезд, ежегодно вспыхивающих
в нашей Галактике, достигает сотни. Ясно, что межзвездное
поглощение и распределение звезд по расстояниям от Солнца делает
невозможным наблюдение всех этих объектов. Но самые яркие новые
звезды довольно часто бывают видны невооруженным глазом (лет 20
назад, в 1975 году, новая звезда в созвезди Лебедя около
полугода "искажала" крестообразную конфигурацию этого
созвездия).

С началом эры рентгеновской астрономии (60-е годы) выяснилось,
что новые звезды вспыхивают не только в оптическом диапазоне --
так, в 70-е годы были открыты т.н. рентгеновские барстеры --
регулярно вспыхивающие рентгеновские источники. механизм их
вспышек практически тот же, что и для классических новых звезд,
за тем исключением, что компактная звезда в тесной двойной
системе, как выяснилось, не белый карлик, а еще более компактная
нейтронная звезда с радиусом всего в 10 км! Вещество нормальной
звезды типа Солнца или красного карлика "срывается" приливными
силами со стороны нейтронной звезды, образует аккреционный диск,
попадает на поверхность нейтронной звезды без большого
магнитного поля, нагревается там и приводит к повторяющимся
термоядерным взрывам. А большая компактность нейтронной звезды
приводит к тому, что основная энергия при взрыве уходит в виде
более энергичных рентгеновских квантов.

Наконец, нельзя не упомянуть еще об одном типе новых звезд --
рентгеновских новых звездах, которые впыхивают в рентгеновском
диапазоне на несколько месяцев, а затем полностью исчезают.
Сейчас таких рентгеновских новых известно около 10, и самое
волнующее открытие последних лет, сделанное совместными усилиями
рентгеновских и оптических астрономов России, Украины (с борта
орбитального комплекса МИР-Квант и обсерватории "Гранат" и в
Крымской Астрофизической Обсерватории) и за рубежом, состоит в
том, что во всех рентгеновских новых компактными звездами
является, по-видимому, черные дыры с массой около 10 масс
Солнца, существование которых неизбежно следует из Общей теории
относительности А.Эйнштейна. Природа вспышки здесь существенно
иная, чем у классических новых звезд и рентгеновских барстеров,
т.к. черные дыры не имеют какой-либо поверхности, на которой
может скапливаться аккрецируемое вещество. Как полагают,
выспышка рентгеновской новой связана с внезапным гигантским
энерговыдлением в окружающем черную дыру аккреционном диске, и
выяснение причины такого неустойчивого поведения аккреционных
дисков -- одна из актуальных задач современной астрофизики.

\section{Сверхновые Звезды}

Обратимся теперь к явлению сверхновой звезды -- одному из самых
грандиозных космических явлений. Коротко говоря, сверхновая --
это настоящий взрыв зведы, когда большая часть ее массы (или
даже вся) сбрасывается со скоростью до 10 тысяч км/с в
пространство, а оставшаяся центральная часть схлопывается
(коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или даже в
черную дыру.

Сверхновые играют фундаментальную
роль в эволюци звезд, являясь "финалом" жизни звезд с массами
более 8-10 солнечных масс, рождая нейтронные звезды и черные
дыры и обогащая межзвездную среду тяжелыми химическими
элементами (практически все химические элементы тяжелее
кислорода когда-то образовались при взрыве какой-нибудь
массивной звезды. Не в этом ли разгадка извечной тяги
человечества к звездам? Ведь в мельчайшей кровинке живой материи
есть атомы железа, каждый из которых был синтезирован при гибели
массивной звезды, и в этом смысле люди сродни тому снеговику из
сказки Г.-Х. Андерсена, который испытывал необъяснимую любовь к
жаркой печке, потому что основой его была кочерга ... ).

По своим наблюдаемым характеристикам сверхновые принято
разделять на 2 широких класса -- сверхновые 1го и 2-го типа. В
спетрах сверхновых 1-го типа нет линий водорода,
зависимость их блеска от времени (т.н. кривая блеска) почти не
меняется от сверхновой к сверхновой,
светимость в максимуме блеска примерно одинакова. Сврхновые 2-го
типа, напротив, имеют богатый водородными линиями
оптический спектр, формы их кривых блеска весма разнообразны,
блеск в максимуме сильно различается у разных сверхновых. Чтобы
дополнить картину различий между этими типами сверхновых укажем,
что только сверхновые 1-го типа вспыхивают в эллиптических
галактиках (т.е.  галактиках без спиральной структуры с
пониженным темпом звездообразования, основной состав которых --
маломассивные красные звезды), в то время как в спиральных
галактиках (к числу которых принадлежит и наша галактика Млечный
Путь) встречаются оба типа сверхновых, причем установлено, что
сверхновые 2-го типа концентрируются к спиральным рукавам
галактик, где идет активный процесс звездообразования и много
молодых массивных звезд.

Эти феноменологические особенности наводят на мысль о различной
природе двух типов сверхновых. Сейчас надежно установлено, что
при взрыве любой сверхновой освобождается всегда примерно одно и
то же (гигантское!) количество энергии $10^{53}$ эрг, что
соответствует энергии связи образующегося
компактного остатка (напомним, что энергия связи звезды
соответствует такому количеству энергии, которое нуэно
затратить, чтобы "распылить" вещество звезды на бесконечно
удаленное расстояние).  Основная энергия взрыва уносится не
фотонами, а нейтрино -- релятивисткой частицей с очень малой
массой или вообще безмассовой (этот вопрос активно исследуется
последние 10-20 лет на самых мощных ускорителях элементарных
частиц), так как большая плотность звездных недр не позволяет
фотонам свободно покидать звезду, а вто нейтрино чрезвычайно
слабо взаимодействуют с веществом (как говорят, имеют очень
малое сечение взаимодействия) и для них недра звезды вполне
"прозрачны".

Окончательной самосогласванной теории взрыва сверхновых с
образованием компактного остатка и сбросом внешней оболочки не
существует ввиду крайней сложности учета всех физических
процессов, происходящих при вспышке сверхновой. Однако все
данные говорят о том, что сверхновые 2-го типа являются
следствием коллапса ядра звезды, в котором происходило
термоядерное горение сначала водорода в гелий, затем гелия в
углерод и так далее до образования изотопов элементов "железного
пика" -- железа, кобальта и никеля, атомные ядра которых имеют
максимальную энергию связи в расчете на одну частицу (ясно, что
присоединение новых частиц к ядру, например, железа, будет
требовать затрат энергии, а потому термоядерное горение и
"останавливается" на элементах железного пика).

Что же заставляет центральные части массивной звезды терять
устойчивость и коллапсировать как только железное ядро станет
достаточно массивным (около 1.5 масс Солнца)? В настоящее время
известны два основных фактора, приводящие к потере
коллапсу.  Во-первых, это "развал" ядер железа на 13
альфа-частиц (ядер гелия) с выделением фотонов (т.н.
фотодиссоциация железа), и во-вторых, захват электронов
протонами с образованием нейтронов (т.н.  нейтронизация
вещества). Оба процесса становятся возможными при больших
плотностях (свыше 1 тонны в куб. см), устанавливающихся в центре
звездных недр в конце эволюции, и оба они эффективно снижают
"упругость" вещества, которая фактически и противостоит
сдавливающему действию сил притяжения. При этом в ходе
нейтронизации вещества выделяется большое количество нейтрино,
уносящее основную энергию, запасенную в колаапсирующем ядре.

В отличие от процесса катастрофического коллапса ядра,
разработанного достаточно детально, сброс оболочки звезд
(собственно взрыв) не так-то просто получить. По-видимому,
существенную роль в этом процессе играет нейтрино. Как
показывают расчеты, проведенные на суперкомпьютерах, плотность
вблизи ядра настолько высока, что даже слабовзаимодействующее с
веществом нейтрино оказывается на какое-то время "запертым"
внешними слоями звезды. Но гравитационные силы притягивают
оболочку к ядру и возникает ситуация, похожая на ту, которая
получается при попытке налить более плотную жидкость, например,
воду, поверх менее плотной (например, керосина или масла) -- из
опыта хорошо известно, что легкая жидкость стремится "всплыть"
из-под тяжелой (в этом проявляется так называемая неустойчивость
Рэлея-Тэйлора). Этот механизм приводит к возникновению
гигантских конвективных движений и в конце концов импульс
нейтрино передается вышележащей оболочке, которая сбрасывается в
окружающее звезду пространство.
Интересно отметить, что возможно именно эти нейтринные
конвективные движения приводят к нарушению сферической симметрии
взрыва сверхновой (иными словами, появляется направление,
вдоль которого преимущественно выбрасывается вещество) -- и
тогда образующийся остаток получает импульс отдачи и
начинает двигаться в пространстве по инерции со скоростью до
тысячи км/с (столь большие пространственные скорости наблюдаются
у молодых нейтронных звезд -- радиопульсаров).

Описанная схематическая картина взрыва сверхновой 2-го типа
позволяет объяснить основные наблюдательные особенности этого
грандиозного явления. Более того, теоретические предсказания
этой модели (особенно касающиеся полной энергии и спектра
нейтринной вспышки) оказались в отличном согласии с
зарегистрированным нейтринным импульсом, пришедшим 23 февраля
1987 г. от сверхновой в Большом Магеллановом Облаке.

Теперь несколько слов о сверхновых 1-го типа.  Отсутствие
свечения водорода в их спектрах говорит о том, что взрыв
произошел в звезде, лишенной водородной оболочки. Как сейчас
полагают, это может быть звезда типа Вольфа-Райе (фактически это
богатые гелием, углеродом и кислородом ядра звезд, у
которых давление света "сдуло" верхнюю водородную оболочку, или
же, если такая массивная звезда входила в состав тесной двойной
системы, эта оболочка "перетекла" на соседнюю звезду под
действием мощных приливных сил), у которой коллапсирует
проэволюционировавшее ядро (т.н. сверхновые типа 1b), или
взрывающийся белый карлик.

Как может взорваться белый карлик? Ведь это очень плотная
звезда, в которой не идут ядерные реакции, а силам гравитации
противостоит давление плотного газа, состоящего из электронов и
ионов, которое вызвано существенно квантовыми свойствами
электронов (т.н. вырожденный электронный газ). Причина здесь та
же, что и при коллапсе ядер массивных звезд -- уменьшение
упругости вещества звезды при повышении ее плотности. Это опять
же связано со "вдавливанием" электронов в протоны с образованием
нейтронов, а также с некоторыми релятивистскими эффектами,
которые мы здесь не будем рассматривать. Как же можно повысить
плотность белого карлика? Это невозможно, если он одиночный. Но
если белый карлик входит в состав достаточно тесной двойной
системы, то под действием гравитационных сил газ с соседней
звезды может перетекать на белый карлик (вспомните случай новых
звезд!), и при некоторых условиях масса (а значит и плотность)
его будет постепенно возрастать, что в конечном счете и приведет
к коллапсу и взрыву. Другой возможный вариант более экзотичен,
но не менее реален -- это столкновение двух белых карликов. Как
такое возможно, спросит внимательный читатель, ведь вероятность
столкнуться двум белым карликам в пространстве ничтожна, т.к.
ничтожна число звезд в единице объема (от силы несколько звезд
в 100-1000 парсеках). И здесь (в который уж раз!) "виноваты"
оказываются двойные звезды, но теперь уже состоящие из двух
белых карликов. Не вдаваясь в детали их образования и эволюции,
заметим только, что, как следует из общей теории относительности
А.Эйнштейна, две любые массы, обращающиеся по орбите вокруг друг
друга, рано или поздно должны столкнуться из-за постоянного,
хотя и весьма незначительного, уноса энергии из такой системы
волнами тяготения -- гравитационными волнами (например, Земля и
Солнце, живи последнее бесконечно долго, столкнулись
бы из-за этого эффекта, правда через колоссальное время, намного
порядков превосходящее возраст Вселенной). Оказывается, в случае
двойных систем с массами звезд около солнечной ($2\times
10^{30}$ кг) их "слияние" должно произойти за время меньшее
возраста Вселенной (примерно $10$ миллиардов лет). Как
показывают оценки, в типичной галактике такие двойные белые
карлики могут сливаться раз в несколько сотен лет. Гигантская
энергия, освобождаемая при этом катастрофическом процессе,
вполне достаточна для объяснения явления Сверхновой типа 1а.
Кстати, примерная одинаковость масс белых карликов делает все
такие слияния "похожими" друг на друга, поэтому сверхновые типа
1а по своим характеристикам должны выглядеть одинаково вне
зависимости когда и в какой галактике произошло это событие.
Это свойство сверхновых типа 1а в настоящее время используется
учеными для получения независимой оценки важнейшего
космологического параметра -- постоянной Хаббла, которая
является количественной мерой скорости расширения Вселенной.

Мы рассказали лишь о наиболее грандиозных взрывах звезд,
происходящих во Вселенной и наблюдаемых в оптическом диапазоне.
Мы отмечали выше, что в случае Сверхновых звезд основная энергия
взрыва уносится нейтрино, а не светом, поэтому исследованеи неба
методами нейтринной астрономии имеет интереснейшие перспективы и
позволит в будущем "заглянуть" в самое "пекло" сверхновой,
скрытое огромными толщами непрозрачного для света вещества. Еще
более удивительные открытия сулит гравитационно-волновая
астрономия, которая в недалеком будущем расскажет нам о
грандиозных явлениях слияния двойных белых карликах, нейтронных
звезд и черных дыр.


K.A.Постнов

\end{document}

