Взрыв сверхновой, который был зафиксирован более двух лет назад, стал уникальным событием, поскольку масса погибшей звезды превысила массу всех тех звезд, которые астрономы когда-либо наблюдали в нашей Галактике. Самая массивная звезда Млечного Пути, оцениваемая в 114 масс Солнца, почти вдвое легче взорвавшейся: SN2007bi имела массу в двести солнечных.
Основной материал звезд – это водород, а точнее – плазма, образованная ядрами атомов водорода (протонами) и электронами, оторванными от них вследствие высокой температуры. При слиянии вместе четырех протонов образуется одно ядро гелия и выделяется энергия. За счет этого и светятся звезды.
Когда водород заканчивается, в термоядерные реакции вступает гелий и при слиянии ядер гелия образуется уже бериллий. В звезде, внутри которой присутствует еще не до конца «прогоревший» водород, гелий и бериллий, возможны уже десятки разных реакций, приводящих к синтезу еще более тяжелых элементов: бора, углерода, азота и других.
Скорость идущей в звездах реакции пропорциональна квадрату массы: иными словами, звезда тяжелее Солнца в 10 раз «сгорит» не в 10, а в 100 раз быстрее. А если разница составляет 200 масс Солнца, как в случае с объектом SN2007bi, – звезда будет жить в 40 тыс. раз меньше. Таким образом, вместо 8 млрд лет светило просуществует ничтожные по космическим масштабам 200 тыс. лет.
Это очень маленький срок: даже процесс сжатия облака водорода при рождении звезды занимает большее время. Аномальная масса звезды, о гибели которой в 2007 году узнали астрономы, потянула за собой целый шлейф интересных деталей, и среди них не только аномальный состав и короткое время жизни. Исследователи, статья которых опубликована в журнале Nature, обратили внимание еще на одно явление – то, которое и привело в итоге к ее гибели.
Специалист по сверхновым и один из авторов исследования, говорит что SN2007bi подорвало «рождение пар» – квантовое явление, которое заслуживает отдельного описания. Его суть такова: при очень большой энергии гамма-излучение начинает порождать пары частиц, а этот эффект, в свою очередь, приводит к росту давления в ядре звезды и провоцирует ее дальнейшее сжатие.
Дело в том, что вплоть до определенной энергии гамма-лучи ведут себя подобно свету, отличаясь только большей проникающей способностью. Но как только их энергия становится больше некоторого критического значения – гамма-квант, частица гамма-излучения, превращается в пару из электрона и его античастицы, позитрона. А позитрон затем сталкивается с каким-нибудь из присутствующих вокруг электронов, аннигилирует, и так снова возникает пара других гамма-квантов – летящих уже в другом направлении. Общее число рождающихся пар соответствует числу погибающих в результате аннигиляции и, на первый взгляд, никак на жизнь звезды это не влияет.
Эффект «парной нестабильности» был предсказан учеными и раньше, но найти звезду такой массы, в которой он мог бы быть реализован, астрономам долгое время не удавалось. И то, что подобное явление возникает лишь внутри многократно превосходящих Солнце по масс светил, казалось бы совершенно лишает нас надежд на какое-либо практическое применение полученных исследователями знаний.
Однако все не так уж и далеко от практики. Во-первых, понимание процессов внутри звезд позволяет продвинутся и в описании куда более «тихих» термоядерных реакций – а термоядерная реакция «дейтерий + тритий».
Во-вторых, находимые учеными при моделировании, казалось бы, экзотических явлений уравнения и математические методы (смоделировать на компьютере взрыв сверхновой далеко не простая задача) вполне могут пригодиться в совершенно неожиданных областях.
И в-третьих, изучение загадок космоса имеет и культурное значение. Вплоть до 1930-х годов люди не знали о существовании других галактик и о расширении Вселенной, а о том, что темная материя по массе многократно превосходит обычную узнали и вовсе на рубеже XXI века.
Комментариев нет:
Отправить комментарий