Если химический состав звезды, которая должна взорваться, такой же, как у Солнца, то в каждом грамме ее вещества содержится примерно 5

10²⁰ легких ядер. Если каким-то образом взрывная реакция на легких ядрах описанного выше вида произойдет, то удельный выход энергии будет 10¹⁶ эрг/г. Это мало! Ведь в случае сверхновых II типа удельный выход энергии по крайней мере в 10 раз больше. Если мы на минутку вообразим себе, что наше Солнце взорвалось бы вследствие такой реакции, то выделилась бы энергия 10⁴⁹ эрг, а это все-таки в десять раз меньше, чем выделяется энергии при вспышках сверхновых I типа. Если предположить, что по какой-то неизвестной причине недра Солнца нагрелись бы до температуры в сто миллионов кельвинов, то скорее всего последовал бы взрыв. Однако скорость разлета газов не превышала бы, скажем, 500 км/с, а это по крайней мере в десять раз меньше, чем наблюдаемая скорость разлета при вспышке сверхновых (см. § 15).

Если мы хотим объяснить катастрофическое выделение энергии при вспышке сверхновой ядерными реакциями (а такие взрывные реакции могут происходить только с ядрами легких элементов), то необходимо предположить, что химический состав недр взорвавшейся звезды должен быть резко отличен от солнечного. Это различие должно выражаться в несравненно большем обилии легких элементов (азот, кислород, углерод, неон) по отношению к водороду, чем на Солнце. Например, если на Солнце на каждую тысячу атомов водорода приходится только один атом какого-нибудь из этих элементов, то у звезды, которая должна взорваться, количество легких атомов должно составлять уже 2—3% от количества атомов водорода. Но эта звезда когда-то образовалась из межзвездной среды, химический состав которой почти такой же, как у солнечной атмосферы. Это означает, что в процессе эволюции химический состав звезды, которая должна взорваться, подвергся благодаря разного рода ядерным реакциям весьма значительному изменению. Это изменение как бы «подготовило» звезду для взрыва, образовав там потенциальный «пороховой погреб», наполненный взрывоопасным ядерным горючим.

При очень высоких температурах, которые неизбежно должны возникнуть, когда пойдут реакции на легких ядрах (речь идет о температуре порядка миллиарда кельвинов), вещество начнет обладать взрывной неустойчивостью по причине очень быстро протекающих реакций типа

и аналогичных реакций для ¹⁶О, ²⁰Ne и других легких элементов. Характерное время для таких реакций около 1 с, а удельный выход энергии достигает 5

10¹⁷ эрг/г. Если бы, например, взорвалась масса такого вещества, равная 0,1 массы Солнца, то выделилось бы 10⁵⁰ эрг энергии, что уже близко к энерговыделению во время вспышек сверхновых I типа.

Таким образом, мы можем сделать вывод, что потенциально возможным ядерным горючим, ответственным за взрывы звезд, может быть только вещество, в высокой степени обогащенное легкими элементами. Обычная космическая «микстура» с химическим составом, подобным солнечному, не может ни при каких обстоятельствах привести к ядерному взрыву звезды. Пока, однако, совершенно открытым остается вопрос, каким же образом реализуется «подготовка» условий, необходимых для ядерного взрыва.

Наконец, остается возможность, что главным источником взрыва звезд является освобождение не ядерной энергии, а гравитационной при катастрофическом сжатии. Скорее всего, имеют значение оба вида энергии, хотя, как мы уже говорили выше, вся картина взрыва звезды еще далека от ясности. Тем не менее мы все же остановимся на некоторых теоретических разработках, которые, несомненно, будут полезны при создании в будущем (может быть, недалеком) теории взрыва звезд.

Английские теоретики Хойл и Фаулер рассмотрели интересную модель звезды накануне ее взрыва («предсверхновая»). Они ограничились вначале случаем сравнительно массивной звезды, M = 30 солнечных масс, причем за время эволюции перемешивания вещества не было. У таких звезд вещество в центральной части невырожденно, так как плотность там сравнительно невелика (см. § 12).

Можно полагать, что эти расчеты имеют отношение к проблеме вспышек сверхновых II типа. На заключительной фазе эволюции температура вещества в центральных областях такой звезды (вернее, модели звезды) очень велика, порядка нескольких миллиардов кельвинов. При такой температуре весь водород и гелий уже выгорели. Ядерные реакции идут очень быстро. Равновесное состояние вещества характеризуется преобладанием ядер элементов группы железа, имеющих минимальное значение «коэффициента упаковки». Ядро такой звезды окружено «мантией», температура которой значительно ниже, например, меньше миллиарда кельвинов. Химический состав этой оболочки резко отличен от химического состава ядра. В «мантии» преобладают легкие элементы — кислород, азот, неон, т.е. потенциальное ядерное горючее, необходимое для взрыва звезды. Наконец, «мантия» окружена самой наружной, водородно-гелиевой оболочкой. По расчетам этой модели масса центрального железного ядра составляет 3 солнечные массы, масса кислородной мантии 15, а все остальное приходится на долю довольно разреженной наружной водородно-гелиевой оболочки.

Условия для ядерного взрыва создаются тогда, когда в процессе эволюции железное ядро начнет катастрофически сжиматься (коллапсировать). Характерное время такого сжатия близко к времени свободного падения и составляет около 1 с. При катастрофическом сжатии ядра нарушается механическое равновесие и остальной части звезды, т. е. вес ее выше лежащих слоев уже не уравновешивается давлением газа снизу, и тогда наружные слои звезды начнут падать по направлению к ее центру. Через небольшой промежуток времени (тоже около секунды) кинетическая энергия падающей оболочки превратится в тепловую, что повлечет за собой быстрый ее нагрев. Тем самым создадутся условия для ядерного взрыва находящихся там легких элементов.

Весьма важным, однако, является то обстоятельство, что катастрофическое сжатие ядра звезды должно произойти за время меньшее, чем то, которое нужно для «спокойной» перестройки оболочкой своей структуры без взрыва. В § 6 довольно подробно уже обсуждали этот вопрос в связи с проблемой нарушения механического равновесия звезды, вызванного мгновенным «местным» выделением некоторого количества энергии. Время «спокойной» перестройки структуры звезды определяется скоростью звука, проходящего через нее. Эта скорость — порядка

(ср. § 6). В нашем случае, при размерах «мантии» звезды 3

10⁹ см скорость 3_з 10⁹ см/с, а время прохождения волны сжатия через звезду t_з R/3_з 3 с. Теперь важно понять, что если бы при сжатии ядра стала достаточно быстро расти температура его вещества, то сжатие не происходило бы катастрофически быстро. При этом звезда в каждый момент времени успевала бы «подстроить» свою структуру под изменившиеся условия в ядре и никакого взрыва не произошло бы. Об этом мы довольно подробно рассказывали, когда рассматривалось равновесие звезды (см. § 6).

Катастрофическим сжатие будет только тогда, когда у ядра имеется «холодильник», отбирающий у него выделяющуюся при сжатии тепловую энергию. Заметим, что мощность такого «холодильника» должна быть исключительно высокой, порядка 10¹⁸ эрг/г.