Сверхновые и нейтронные звёзды

Белый карлик — не единственный возможный итог звёздной жизни. У звезды тяжелее примерно восьми масс Солнца ядро способно провалиться дальше, чем позволяет остановить вырожденный электронный газ.

Лёгкая звезда останавливается на гелии и, самое большее, углероде с кислородом. Массивная звезда продолжает: углерод превращается в неон, неон — в кислород и магний, кислород — в кремний, а кремний в конце концов — в железо. Каждый следующий этап идёт быстрее и глубже предыдущего, и звезда приобретает слоистое, как у луковицы, строение — с самыми тяжёлыми продуктами реакций в центре.

На железе цепочка обрывается. Слияние ядер легче железа высвобождает энергию, а слияние или расщепление ядер тяжелее железа энергию, наоборот, поглощает. Железное ядро греть звезду больше не может — оно лишь накапливает массу, пока не превысит предел, который способен удержать вырожденный электронный газ.

Ядро схлопывается меньше чем за секунду

Когда этот предел пройден, ядро обрушивается внутрь себя за доли секунды. При огромных плотностях электроны буквально вдавливаются в протоны, превращая их в нейтроны и высвобождая огромный поток нейтрино — частиц, почти не взаимодействующих с веществом. Схлопывание останавливается только тогда, когда ядро достигает плотности атомного ядра, и вещество, падавшее внутрь, отражается от этой сверхплотной сердцевины обратно наружу — рождается ударная волна.

Сама по себе эта волна обычно не может пробить всю оставшуюся звезду. Взрыв поддерживает поток нейтрино, вырывающийся из новорождённой нейтронной звезды: лишь малая доля из них передаёт энергию окружающему веществу, но этой доли хватает, чтобы разогнать ударную волну и разнести оставшуюся часть звезды в пространство — это и есть сверхновая.

Более тяжёлые элементы рождаются в самом взрыве

Часть элементов тяжелее железа — золото, платина, значительная доля урана — не может появиться при обычном горении: для их синтеза ядрам нужно захватывать нейтроны быстрее, чем те успевают распадаться, — быстрый, или r-процесс. Долгое время его связывали в основном со взрывами сверхновых. С 2017 года, после первой пойманной гравитационно-волновой вспышки от слияния двух нейтронных звёзд и её быстро потускневшего послесвечения — килоновой, — стало ясно, что значительная, возможно преобладающая, доля самых тяжёлых элементов рождается именно при таких слияниях, а не при взрывах одиночных звёзд. Какая доля приходится на каждый из механизмов, всё ещё уточняется.

Маяк, который выдаёт вращение

Если масса схлопнувшегося ядра остаётся в определённых пределах, то, что уцелело после взрыва, — нейтронная звезда: вещество которой сжато почти до плотности атомного ядра. Многие нейтронные звёзды вращаются быстро — по нескольку раз в секунду или даже сотни раз — и обладают чрезвычайно сильным магнитным полем, которое направляет излучение в два узких пучка вдоль магнитных полюсов. Если такой пучок при вращении звезды регулярно попадает на Землю, мы видим равномерно повторяющиеся радиоимпульсы — пульсар.

Джоселин Белл Бёрнелл обнаружила первый такой сигнал в 1967 году; его удивительная регулярность вызвала недолгие шутки про сигнал внеземного разума, прежде чем стало ясно, что перед астрономами — вращающаяся нейтронная звезда. Пульсар в центре Крабовидной туманности вращается около тридцати раз в секунду, а сама туманность — остаток вспышки, которую китайские и японские астрономы зафиксировали как «звезду-гостью» в 1054 году.

У некоторых полюсов эта сила становится разрушительной

У некоторых нейтронных звёзд магнитное поле оказывается ещё в тысячи раз сильнее — такие называют магнетарами. Изредка их поле перестраивается настолько резко, что вызывает гигантскую вспышку, за долю секунды выбрасывающую больше энергии, чем Солнце излучает за много тысяч лет.