This is the translation. The source page is located here: https://faculty.wcas.northwestern.edu/~infocom/The%20Website/other%20super.html
Дейвид Тейлър/David Taylor
Вселената е удивително място, така че не е чудно, че има два начина да се направи супернова. Двата типа са идентифицирани в началото на 20-ти век, когато астрономите отбелязват много странно нещо: експлозиите на свръхнова или показват много водород в техните спектри, или изобщо не. Това второ наблюдение е доста странно. Много водород е това, което бихте очаквали при звездна експлозия, защото много водород е това, което имат звездите. Суперновите, които току-що обсъдихме, със сигурност изхвърлят големи количества водород. По това време астрономите не бяха съвсем сигурни какво да направят, затова решиха да създадат някои етикети: те въображаемо назоваха експлозиите без водород тип I и (по-нормалните) с водород тип II.
Току-що видяхме как възниква свръхнова тип II. Сега нека обсъдим тип I.
Нашето Слънце случайно е една звезда. Нашата дискусия за звездната еволюция се проведе под мълчаливото предположение, че всички звезди са изолирани по подобен начин. Това важи за много звезди – но. Когато се раждат звезди, човек може да получи една звезда само ако газовият облак се срине симетрично. Ако облакът се срине на бучки или с удължена форма, тогава обикновено се озовавате с множество звездни системи. Най-често срещаната форма на множествена система е двоичната или двойна звездна система, при която звездите се въртят една около друга, а не като тежестите в двата края на гира. Многобройните системи, включващи три, четири, дори шест звезди, не са необичайни. В квартала на Слънцето от 148 звезди, за които е известно, че са в рамките на 22,7 светлинни години (без да се броят кафявите джуджета), 73 са единични звезди, 23 са двойни звезди, 8 са тройни звезди, а една е петкратна звезда, даваща общо 75 звезди в множество системи. С други думи, звездите, които обикалят около други звезди, не са рядкост. Всъщност има повече такива, отколкото единични звезди!
Какво общо има това със звездната еволюция? За по-голямата част от множество системи, нищо. Разстоянията между двойните звезди могат да варират диво, от звездите толкова отдалечени, че разстоянието трябва да се измерва в светлинни седмици (те могат да отнемат милиони години, за да завършат една орбита) до звездите, които са толкова близо една до друга, че тяхната атмосфера всъщност се припокрива! (Последните се наричат контактни двоични файлове, по очевидни причини.) Но обикновено двойните звезди са разположени на разстояние нещо като разстоянието между Слънцето и външните планети. Това съответства на разстояние от около 20 астрономическа единица. (Едната астрономическа единица е разстоянието от Земята до Слънцето или 93 милиона мили.) На такива разстояния всяка звезда може да премине през нормалната си еволюция, сякаш другата не е там, и така те действат сякаш са самотни. Всички множество звездни системи в рамките на около 40 светлинни години от Земята попадат в тази категория.
Но от време на време се откриват двойни звезди, които са разделени само с няколко десети от астрономическа единица. Както беше обсъдено на предишната страница, когато звездите ударят своята червена гигантска фаза, те се превръщат в подути бегемоти, приблизително с размерите на земната орбита, която е една астрономическа единица. Това означава, че можете да получите звезди, които са по-големи от двоичната система, в която се намират, а резултатът е – сложен. По темата са написани цели библиотеки с много дебели книги, пълни с тесни полета и малък шрифт, и ние все още не разбираме всичко отблизо. Вместо маса поразителни подробности, нека да очертая няколко „представителни“ сценария, които улавят вкуса на това, което може да се случи.
Да предположим, че създаваме система с двойна звезда, състояща се от нашето Слънце и друга, по-голяма звезда, която ще нарека „Джамбо“. Ще дадем на Джамбо маса 3,2 слънчеви. Звездата с основна последователност от тази маса ще има температура на гореща повърхност с около 4000 K° по-гореща от Слънцето, радиус около 3,3 пъти по-голям и ще бъде около сто пъти по-светъл. Ще поставим двете звезди в орбита една около друга на разстояние 0,1 астрономическа единица или 9,3 милиона мили, което е около една четвърт от разстоянието между Слънцето и планетата Меркурий. Това в никакъв случай не е толкова близо, колкото звездите могат да бъдат, но е достатъчно близо за нашите цели. Естествено, тъй като са образувани от една и съща мъглявина, и двете звезди са на абсолютно еднаква възраст и имат еднакъв химичен състав.
В началото двете звезди се държат така, сякаш са единични. Ако бъде направен в мащабен модел, където Слънцето е представено от четири инчова топка, Джамбо ще бъде 13 инчова топка, разположена на три метра и половина. Това е достатъчно отдалечено, че техните структури могат да се определят изцяло от диктата на обикновеното хидростатично равновесие. С изключение на движението си в космоса, двете звезди нямат съществен ефект една върху друга. Те бързо обикалят в орбита за период от само пет дни и половина.
В края на триста милиона години обаче щастливото съжителство свършва. Много по-голямата яркост на Джамбо означава, че централната му сърцевина вече е изгоряла, въпреки че животът на Слънцето едва е започнал. Джъмбо започва да напуска основната последователност и да се изкачва по червената гигантска стълба. Но за разлика от една звезда, Джамбо не може просто да създаде красива планетарна мъглявина и да се оттегли в неизвестност. Тъй като раздутата му атмосфера се разширява навън, тя трябва да достигне орбитата на Слънцето и тогава Слънцето започва да го привлича.
Следващите няколкостотин милиона години са изключително сложни. Първоначално Слънцето поглъща целия газ, който достига до него, но в крайна сметка скоростта, с която атмосферата на Джамбо се разширява, поглъща Слънцето и двете звезди се обвиват в един облак с форма на таблетка. В тази конфигурация част от атмосферата на Джамбо се измъква, завихря се и в крайна сметка се отвежда в дълбокия космос. Възможните усложнения, които могат да възникнат в такава двоична система, включват трептения или вълнообразувания в газовия облак, неравномерно нагряване на облака поради прах, смущения поради слънчеви бури на звездите и нататък. Хаосът и объркването продължават, докато Джамбо претърпи хелиевата светкавица, в този момент атмосферата му рязко се срутва и след това преносът на маса спира. Докато Джамбо отново се разширява в следващата си червена гигантска фаза, когато всичко това се повтаря. Повече или по-малко.
Ние не разбираме този процес особено добре. Наблюденията обаче показват, че в такава система Слънцето вероятно ще абсорбира около две трети от атмосферата водород / хелий, която достига до него. Промяната в импулса, причинена от този пренос, първо притиска двете звезди по-близо една до друга, но когато Слънцето достигне същата маса като Джамбо, то обръща посоката и действа, за да ги раздели. Междувременно газът, който се издухва от системата, намалява гравитационното привличане между двете звезди, като по този начин има тенденция да ги направи по-отдалечени. Мощно противодействайки на това, магнитните полета на двете звезди си взаимодействат с облака от горещ газ като гребла, въртящи се във вода, която действа като спирачка, за да забави въртенето им и по този начин да ги накара да се приближат по-близо. Въпреки че подробностите са мътни, няма съмнение, че в много случаи звездите се оказват много по-близо една до друга в края на масовия трансфер, отколкото са били в началото. Тъй като това е точно сценарият, който ни интересува, това е този, който ще разгледаме.
Когато прахът се уталожи (или може би трябва да кажа, когато газът се изчисти), Джамбо е откъснат до ниско бяло джудже с около 0,7 слънчеви маси. Слънцето е изпомпвано до 1,5 пъти първоначалната си маса и по този начин се е изместило по основната последователност в съвсем различен звезден клас. Повърхностната му температура сега е с 1000 °K по-гореща от преди и сега избухва над четири пъти по-голяма от предишната си светимост. Умален модел на тази нова система би използвал пет инчова топка, за да представлява Слънцето, прашинка, по-малка от период на тази страница, за да представи сега доста лошото име “Джамбо”, и те биха били на разстояние един метър. Слънцето и Джъмбо сега се въртят един около друг само за два дни.
През следващите два милиарда години те отново се установяват във вътрешно спокойствие и просто обикалят. Тъй като техният орбитален период е толкова кратък, те имат време да завършат около 360 милиарда цикъла (в сравнение с мизерните 4,4 милиарда цикъла, които Земята е завършила досега около Слънцето), така че е доста нелепо да се каже, че такива двойни звезди системите са нестабилни или краткотрайни. Независимо от това, часовникът тиктака.
Два милиарда години са около това, което 1,5 звезди със слънчева маса имат на разположение, преди да изчерпи основния си водород и да започне да се развива в червен гигант. Точно това прави “Слънцето” в нашата двоична система. Но обратното е честна игра и когато Слънцето се разширява и външната му атмосфера достига бялото джудже, интензивната гравитация на джуджето започва да дърпа газа като прахосмукачка. За радост на астрономите навсякъде има толкова много пътища, които двойна система може да поеме в този момент, че вероятно бихме могли да задържим всички в астробизнеса през следващите двадесет години, само като разработим подробностите. Много фини фактори, включително точното им разделяне, точните маси на двете звезди, ексцентричността на тяхната орбита, скоростта на въртене и дори силата на техните магнитни полета, могат да доведат до драстични промени във взаимодействието на звездите.
Позволете ми да очертая няколко по-екстремни (и следователно по-лесно
разбираеми) възможности. Ако бялото джудже се озове точно до външния ръб на атмосферата на червения гигант, то то може да развие завихрящ се акреционен диск, където водородът бавно спирално се спуска надолу и нежно „омеква“ на повърхността на бялото джудже – много напомнящ на завихрянето на водата надолу, въпреки че физиката е много по-различна. (Илюстрацията вдясно е представа на художника за процеса.) Огромната повърхностна гравитация на джуджето компресира водорода в свръх-плътен “океан”, дълбок само няколко метра, но с тегло 50 тона на четвърт. Океанът плавно покрива цялата звезда.
Потокът в този океан може да продължи от няколко хиляди години до няколкостотин хиляди, в зависимост от това колко бързо бялото джудже отделя газ от атмосферата на червения гигант. Но има проблем: водородът не е стабилен, когато се компресира до плътност на белите джуджета. Посветих цял параграф на предишна страница на обяснение колко трудно е да се постигне сливане на водород, но това е при нормални обстоятелства. Повърхността на бяло джудже не е особено нормално място. Всъщност, сливането на водород е доста лесно за постигане на бяло джудже. Когато водородният „океан“ на джуджето, дегенерирал електрон, достигне дълбочина около 200 метра, налягането в дъното става толкова високо, че неизбежно някъде на звездата с размерите на планетата спонтанно ще започне синтез на водород.
В противоположната крайност, ако потокът на газ между звездите е много голям, водородът се държи по-скоро като гориво за заваръчна горелка, отколкото водата в тих океан. Ключовият фактор е следният: причината, поради която газът, течащ към бялото джудже, образува акреционен диск, както е илюстрирано по-горе, е защото има различна скорост от джуджето. По същество газът се опитва да излезе в орбита около джуджето. Едно от основните главоболия, които теоретичните астрофизици имат при акреционните дискове, е, че нещата, които се движат в кръг, имат много инерция и не можете да свалите нищо от орбитата, освен ако не намалите нейния импулс. (Исак Нютон много настоява за това: инерцията не може да изчезне просто.) За разлика от космическата совалка, акреционните дискове не са оборудвани с ретро-ракети, така че трябва да бъдат използвани други механизми за разсейване на въртящия импулс и привеждане на водород надолу. Обичайното е триенето. Идеята е, че газът в диска ще се движи с различна скорост в зависимост от това колко е далеч от джуджето, а триенето между потоците може да забави газа, така че да може да слезе надолу.
Но такива механизми отнемат време, за да работят. Ако входящият газов поток е твърде висок, тогава много бързо постигате галактическата версия на спрян канал. Тъй като газът се натрупва в акреционния диск по-бързо, отколкото може да излезе, той става все по-дебел, по-масивен и по-горещ. Много по-горещо. Свирепата гравитация на бялото джудже създава силно турбулентен диск с газови потоци по-бързи от 1000 мили/секунда. Наистина триенето от галактически клас кара диска да свети при горещо бяло 15 000 K° и да цвърчи с още по-горещи горещи точки, които могат да достигнат 70 000 K°. Обилни изблици на рентгенови лъчи и твърдо ултравиолетово лъчение се изливат от подвижните газове, осигурявайки почти неограничена суровина за докторски дисертации по астрофизика.
Междувременно, надолу по бялото джудже, супер нагрята, свръхзвукова дъжд пада от невъобразимата гръмотевична буря над него, нажежените до бяло капчици се провират с пет хиляди пъти по-голяма скорост от пушка под огромната гравитация на джуджето. Горещият водород се запалва практически при контакт, създавайки пръстен от ядрен огън около екватора на бялото джудже. Бели джуджета / акреционни дискови системи като тази могат да “пулсират” и изключват, или могат да пръскат и кашлят неравномерно, или дори могат да достигнат равновесие и да блестят доста стабилно (всичко е възможно). Средната яркост на такива джуджета е доста висока, около 100 пъти слънчева, така че понякога те са по-ярки от червените гигантски звезди, които ги зареждат!
Но зловещо, тъй като водородът гори постоянно, докато пристига, той не може да се събере в дегенерирал електрон и да експлодира, хвърляйки хелиевата си “пепел” в космоса, както прави нова. Ако всички физически параметри са точно и ако газовият поток от червения гигант продължи, бялото джудже непрекъснато се покрива с все по-тежка мантия от хелий.
Връщайки се за момент към нашата моделна система, припомнете си, че Джамбо сега е бяло джудже с 0,7 слънчева маса, а Слънцето е звезда с 1,5 слънчева маса, опитваща се да стане червен гигант. Или да поставим акцента по различен начин, Слънцето е звезда, която се опитва да отдели достатъчно газ, за да се присъедини към Джамбо като бяло джудже, защото това е естественият край на червения гигант. Като единична звезда еволюцията на Слънцето ще го накара да излъчи планетарна мъглявина с маса приблизително 1,5 – 0,6 = 0,9 слънчеви маси. Но като двойна звезда, газът, който би образувал мъглявината, се отслабва от Джамбо.
Ефективността на преноса на газ в двойни бели джуджета / нормални звезди е много близо 100%. Когато добавите 0,9 слънчеви маси газ, които Слънцето се опитва да отдели към масата на Джамбо от 0,7 слънчеви, имате – 1,6 слънчеви маси. Което е твърде много.
Вече опасно компресиран до размера на Марс, Джaмбо не може да абсорбира целия водород, завихрящ се от Слънцето. В крайна сметка трябва да достигне критичната граница от 1,4 слънчеви маси, предсказана от Чандрасекар през 1931 г. След стотици хиляди години масово натрупване, трябва да дойде денят, когато за по-малко време, отколкото е необходима свещ, за да премигне, Джумбо най-накрая и катастрофално се срутва.
И тогава спира! За разлика от центъра на червен свръхгигант, Джамбо не се състои от 1,4 слънчеви маси желязо. Джамбо се състои почти изцяло от хелий, въглерод и кислород, като всички те (за разлика от желязото) са напълно готови да освободят енергията на синтез. Ужасяващият натиск от колапса Чандрасехар незабавно възпламенява цялата звезда, сякаш това е най-тежката термоядрена бомба в галактиката – което всъщност е. За част от секундата материята увисва на везните, докато гравитацията се опитва да смаже Джамбо в неутронна звезда, а яростта от ядрен синтез се опитва да изпари Джамбо в газ с нажежаема жичка.
И победителят е – ядрен синтез! При един апокалиптичен взрив Джамбо е напълно разбит и престава да съществува. Цялата част от звездата е превърната в радиоактивен облак, толкова горещ, че буквално грее със светлината на 100 милиарда звезди. Целият газ се хвърля в космоса с десетки хиляди метри в секунда. Около половината от него сега е желязо, защото това е частта от звездата, която успя да се слее чак до дъното на “ядрения кладенец” за няколко секунди от експлозията. (Свръхновите тип I са причините, поради които има толкова много желязо на Земята, в сравнение с други метали. Свръхновите тип II, напротив, смачкват по-голямата част от своето желязо в неутронни звезди и не го споделят с останалата част от галактиката.)
Забележително е, че нещо с по-малък от половината диаметър на Земята може да предизвика такъв взрив. Забележително е също, че свръхновите от тип I и тип II са почти еднакво светещи и създават ослепителни светлинни предавания, които продължават почти почти същия период от време, поради което са толкова лесно объркани от астрономите от началото на века. Съвпадението става още по-забележително, когато спрете да смятате, че свръхновите от тип II всъщност са около 100 пъти по-мощни от свръхновите от тип I! Но тъй като приблизително 99% от енергията в свръхнова тип II се излъчва като невидими неутрино, които се отдалечават от звездата и се състезават в космоса, никога повече да не бъдат виждани, откриваемият енергията от тип II е почти същата като тип I. Двата типа са дори приблизително еднакви по честота: наблюдаваните свръхнови се състоят от около 60% тип I и 40% тип II.
Което ни връща към въпроса, който започна това, мистериозната разлика във водородните спектри на двата вида свръхнови. Без съмнение проницателният читател вече е осъзнал как става така, че свръхновите тип I могат да експлодират и въпреки това да не показват водород в спектрометъра: рушащите се бели джуджета нямат такива. Енергията на синтез се доставя изключително от хелий и по-тежки елементи.1
Що се отнася до Слънцето, то е изненадващо обезсърчено от пръскащото напускане на Джамбо. Човек би могъл да си помисли, че експлозия, толкова яростна, че може да засенчи цели галактики, извършвайки се буквално точно извън нейната атмосфера, не би изпарила Слънцето само за спомен. Това обаче не е така. Звездите са много масивни и (вече) много горещи; дори експлозия на свръхнова в непосредствена близост до тях не може да направи повече от издухване на малко от външната им атмосфера. Слънцето ще загуби само може би 15% от своята маса и по-голямата част от това би загубило така или иначе в последните етапи от живота си като червен гигант. Колкото и да е странно, партньорската звезда в свръхнова тип I е почти незасегната от експлозията.
С изключение на факта, че вече няма партньор. С всички сложни явления за пренос на газ в края Слънцето пренарежда делата си и се превръща в напълно нормална пост-червена гигантска звезда. В крайна сметка се оттегля като непоклатимо и уважавано бяло джудже, а не като непочтен вид, който експлодира и изчезва.
_______________________
1 – Всъщност фактът, че свръхновите тип I изобщо НЕ показват никакъв водород, означава, че този сценарий може да не е напълно правилен, защото дори малкото количество водород, издухано от партньорската звезда, трябва да бъде откриваемо. Една от теориите е, че партньорската звезда всъщност е лишена от целия си водород преди експлозията на свръхнова, а окончателният преврат се доставя от хелий, изтичащ от сърцевината на партньорската звезда, а не от водород.