[МУЗЫКА] [МУЗЫКА] [МУЗЫКА] Итак, в этой части мы расскажем, как происходит коллапс массивной звезды и как рождается нейтронная звезда. Что мы имеем накануне коллапса? Мы имеем массивную звезду с массой от 8 до 25 масс Солнца, прожегшую свое ядерное топливо. Она похожа на луковицу — она состоит из слоев различных элементов, которые горят в основании каждого слоя, и маленького инертного железного ядра в центре. Это ядро не горит, оно образуется за несколько дней до коллапса, и все это время железо в ядре копится, оно поступает из ближайшего к этому ядру слоя кремния, где кремний перегорает в железо. В предыдущих частях мы узнали — да, и это железное ядро выдерживается давлением вырожденного газа электронов, и в предыдущей части мы узнали, что у давления вырожденного газа есть предел на ту массу, которую она может выдержать. И для железного ядра этот предел составляет приблизительно 1.4 массы Солнца. И вот как только масса железа, поступающего из слоя горения кремния в этом ядре, превысит 1.4 массы Солнца, звезда потеряет устойчивость. Но потеря устойчивости — еще не коллапс, звезда просто начнет потихонечку поджиматься, ее вещество начнет падать на центр, потихонечку разогреваясь и уплотняясь. Считается, что собственно коллапс массивной звезды запускает фотодиссоциации железа — в процессе этого разогрева, когда вещество звезды, сжимаясь и разогреваясь, нагреется до 7 миллиардов °К, фотоны в этом веществе становятся настолько энергичными, что, налетая на ядро железа, они способны ему сообщить энергию больше, чем энергия связи нейтронов и протонов в ядре. В результате столкновения с таким фотоном ядро железа просто разваливается. То, что коллапс — явление катастрофическое, говорит тот факт, что за доли секунды ядро массивной звезды схлопывается с радиуса от 1500 км до всего сотни километров. Сложно даже представить, что происходит с звездой за эту секунду. Я вкратце перечислю. Значит, потеря устойчивости, начало фотодиссоциации железа, коллапс, отскок ядра, появление ударной волны отскока, образование протонейтронной звезды, рождение нейтронной звезды, сброс массивных оболочек звезды и взрыв сверхновой. А теперь чуть более подробнее. Значит, коллапс, как я сказала, запускается фотодиссоциацией железа: фотон налетает на ядро железа и разбивает его. В итоге получается 13 ядер гелия и 4 свободных нейтрона. Двумя секундами позже фотон разбивает и ядра гелия, теперь уже на отдельные протоны и нейтроны. Поглощение фотона фактически эквивалентно поглощению тепла. В результате такого фотодиссоциации звезда лишается той тепловой поддержки, которую она набрала в процессе сжатия, когда она потеряла свою устойчивость, и вещество взрывается в коллапс. При плотностях приблизительно 10 в 11-й г / см³, когда это вещество в результате падения уплотнится, электроны становятся настолько энергичными, что способны скомпенсировать разность энергии покоя нейтрона и протона, и становится энергетически выгодным, разрешенным захват электрона на протона с образованием нейтрона и нейтрино. Такие реакции по историческим процессам ядерщики называют бета-захватами, а астрофизики называют урка-процессами. У бета-захватов или урка-процессов есть как минимум три последствия. Первое — они рождают нейтрино, в этих процессах мощным образом рождаются нейтрино. Они достаточно энергичные, эти нейтрино, они носят тепло. И если бы вещество звезды было прозрачно для нейтрино, как прозрачна наша Земля, нейтрино бы покидали это вещество и уносили бы огромную энергию. Однако вещество звезды при миллиардах градусов прозрачно для нейтрино, а при 7 миллиардах градусов уже оказывается непрозрачным — нейтрино, как говорят, эффективно заперты в этом вещество, потому что коллапс занимает миллисекунды, а диффузия нейтрино из ядра, скажем, 5 секунд. И миллисекундами позже эти нейтрино сыграют огромную роль при переводе коллапса звезды во взрыв сверхновой. Второй последствие бета-захватов. В результате этих реакций в веществе начинается бурное рождение нейтронов. Таким образом бета-захваты заготавливают будущее вещество для нейтронной звезды. И третье — в веществе резко понижается концентрация электронов. Как мы знаем, давление вырожденного газа сильно зависит именно от концентрации, а не от температуры, и поэтому после бета-захватов вещество звезды лишается последней поддержки — давление вырожденного газа электронов, и фактически срывается в режим свободного падения на центр. При плотностях порядка ядерной волны де Бройля отдельных нейтронов уже начинают перекрываться, и нейтронный газ становится вырожденным газом нейтронов, и в нем возникает давление так же, как это бы возникало в вырожденном газе электронов. Однако, увы, это давление не в силах остановить коллапс — расчеты показывают, что давление вырожденного газа нейтронов под силу выдержать, скажем, 0.7 массы Солнца, а я напомню, что коллапсирует ядро с массой 1.4, а есть еще огромные раздутые внешние слои, в которых, скажем, десяток масс Солнца находится. К счастью, при этих же плотностях нейтроны сближаются на такие расстояние, при которых они начинают чувствовать ядерное притяжение друг друга. Я напомню, как выглядят ядерные потенциалы. Ядерные силы могут быть как силами отталкивания, так и силами притяжения. Вот плотностях от 0.5 до 2 ядерных плотностей — это сила притяжения, нейтроны и протоны находятся на таком расстоянии, когда они притягиваются друг к другу. А при больших плотностях или, соответственно, меньших расстояниях между частицами возникает мощнейшее отталкивание. И вот в процессе коллапса вырожденные нейтроны и, соответственно, протоны сначала сближаются на расстоянии, при котором они начинают чувствовать мощное притяжение ядерное друг друга. И это еще больше ускоряет скорость этого коллапса и падение вещества, и так находящегося в режиме свободного падения, и происходит что называется перелет — ядро по инерции проскакивает тот диапазон плотностей, при котором ядерные силы являются ядерными силами притяжения, и попадает в тот интервал плотностей, или расстояний между частицами, при котором притяжение сменяется на мощное отталкивание. В результате что называется происходит отскок ядра. Поскольку фотодиссоциация происходит только во внутренней части этого ядра — которое, я напомню, к моменту коллапса имеет приблизительно полторы массы Солнца и полторы тысячи километров по радиусу, коллапсирует приблизительно 0.6 массы Солнца этого ядра, — то это внутреннее ядро немножко оттягивается от внешнего, и в момент остановки внешнее ядро начинает понимать, что у внутреннего исчезла поддержка, и его вещество начинает падать на оттянувшее внутреннее ядро. И в результате, как удар вещества об стенку, возникает ударная волна отскока. Эта волна некоторое время стоит, а потом начинает свой забег во внешние слои нейтронной звезды. И у этой волны некая миссия — она призвана снести большую часть слоев нейтронной звезды, прежней массивной звезды, большую часть массы этой звезды. Ведь у ядерных сил, которые остановили этот коллапс, тоже есть предел на массу — он составляет приблизительно 3 массы Солнца. А вещество, которое падает на это остановившееся ядро, падает со скоростью 1–10 масс Солнца в секунду. Поэтому расчеты показывают, что у ударной волны есть всего 300 мс, чтобы, как говорят астрофизики, «восстановиться» и начать свой забег наружу. И расчеты показывают еще одну вещь: оказывается, через 100 мс эта ударная волна «встает». Ведь начинает она свой забег наружу по довольно плотным слоям внешнего ядра, где железо еще не фотодиссоциировано, и эта волна доделывает эту фотодиссоциацию, тратя на это огромную энергию. И в результате через 100 мс волна бегущая превращается в волну стоячую. И опять же расчеты показывают, что на помощь ударной волне приходит нейтрино, дотоле эффективно запертые в ядре. Происходит некоторая игра на разнице между охлаждением за счет испускания нейтрино и нагревом вещества за счет поглощения этого нейтрино, поскольку такое вещество еще полупрозрачно для нейтрино. В результате немножко позади фронта ударной волны возникает такой нагретый слой, где эффективно депонируют энергию, свою энергию нейтрино. И в результате за фронтом ударной волны возникает такая интересная область отрицательного градиента температуры, или энтропии. То есть у фронта волны — немножко холоднее, чуть-чуть позади этого фронта — чуть-чуть горячее. И в этой области запускается довольно быстрая конвекция нейтрино. Огромные пузыри конвективного вещества, нагретого в этом слое позади ударной волны, всплывают к фронту ударной волны, тем самым повышая температуру за фронтом ударной волны, тем самым повышая давление и подталкивая эту ударную волну наружу. При этом и сама ударная волна испытывает довольно мощные осцилляции — так показывают расчеты, — которые помогают этой волне продвигаться наружу и тем самым еще больше усиливают конвекцию. Значит, спустя 300 мс вот эта вот нейтринная конвекция реанимирует эту ударную волну, и она начинает свой забег наружу, а внутри остается протозвезда. Она поначалу очень горячая, она нагрета до миллиардов °К и имеет размер порядка 100 км, до тех пор пока она непрозрачна для нейтрино. Но нейтрино быстро диффундирует, за секунды, из этой звезды, унося огромную энергию. И тогда звезда быстро, в буквальном смысле, эта протонейтронная звезда буквально за минуту остывает с нескольких десятков миллиардов Кельвинов до миллиарда Кельвинов, поджимается, и таким образом рождается нейтронная звезда. А ударная волна продолжает свой бег наружу, снося внешние слои, внешние оболочки в межзвездную среду, таким образом организуя взрыв сверхновой. Вот здесь на картинке показана симуляция, компьютерная симуляция разлета вещества массивной звезды в результате ее взрыва. На левой части картинки показано разными цветами разлет элементов типа кислорода, кремния и никеля, а рыжая часть показывает симуляцию, как выглядит плотность в разлетающемся веществе нейтронной звезды. На следующих картинках показаны различные моменты вот этого так называемого нейтринного кипения или нейтринной конвекции, отвечающей различным моментам времени. И все эти моменты времени сосредоточены во временном интервале порядка 1 секунды. Видно, что эти пузыри всплывающие крупны, ассиметричны, и они сильно деформируют фронт ударной волны, который показан на рисунках голубым цветом. А вот компьютерная симуляция — первые секунды жизни этой звезды после отскока ядра. Можно видеть, что нейтронная звезда как бы «плещется» в своей колыбели — вот эта картинка показывает своего рода нейтринное кипение этой звезды. И вот эта вот первая секунда жизни этой звезды стоила довольно дорого для человечества — так же, как первая минута пребывания на Луне. Для того чтобы мы смогли увидеть вот эту вот первую секунду жизни звезды — обратите внимание вот на симуляцию, там миллисекунды бегут, — потребовалось специальное решение Европейской комиссии по компьютерным ресурсам, которая выделила команде исследователей самый большой грант в своей истории — 1.5 миллиона процессорных часов. Потребовалась помощь целой команды исследователей, которые помогли ученым оптимизировать эти численные коды. Только два европейских центра с огромными мощностями компьютерными — до 3 петафлопсов в секунду — смогли предоставить свои компьютерные мощности на столь долгий срок. И потребовалась целая команда аниматоров, чтобы анимировать вот терабайты расчетных данных. В результате мы видим с вами то, что видим. Мы видим первые секунды жизни звезды после отскока ядра, в результате которого вы видите, что во время некоторых остановок внутри видна маленькая протонейтронная звезда. Таким образом, человечество впервые в 12–15-м году смогло численным образом подорвать звезду, увидеть, что ударная волна действительно может разбежаться и снести это вещество. А мы с вами увидели, как появляется нейтронная звезда. [БЕЗ_ЗВУКА]
