Процесс взрыва массивной звезды, ведущий к сверхновой типа II, начинается с исчерпания термоядерного топлива в ядре. После того как водород и гелий превращаются в более тяжелые элементы, происходит последовательное сжатие ядерных оболочек: углерод, неон, кислород, кремний. В конечном счете формируется ядро из железа и никеля, которое не может поддерживать термоядерные реакции из-за наибольшей стабильности ядер.
Когда масса железного ядра превышает предел Чандрасекара (~1,4 M☉), гравитационное давление становится критическим. Ядро стремительно коллапсирует, и при этом центральная плотность достигает порядка 1014 г/см³, сравнимой с плотностью атомного ядра.
На этом этапе ключевую роль начинают играть нейтрино. Их вклад состоит в нескольких аспектах:
Деактивация электронного вырождения В плотном железном ядре электроны находятся в вырожденном состоянии. Процесс e− + p → n + νe (захват электронов на протонах) снижает электронное давление, способствуя ускоренному коллапсу ядра. Этот процесс также приводит к бурной генерации электронных нейтрино (νe), которые уносят энергию и изменяют нейтрон-протонное соотношение.
Транспортеры энергии В момент коллапса энергия, выделяющаяся при уменьшении гравитационного потенциала, частично переносится нейтрино. Общая энергия, выделяемая в нейтрино при формировании нейтронной звезды, составляет порядка 1053 эрг, что в 100 раз больше энергии, излучаемой фотонами в оптическом диапазоне при видимом взрыве сверхновой.
Формирование шоковой волны Первичный гравитационный коллапс приводит к образованию ударной волны на границе ядра и оболочек. Однако этой волне недостаточно энергии, чтобы вызвать полноценный взрыв. Нейтрино, диффундируя наружу, обмениваются энергией с веществом через нейтринные захваты на нуклонах (ν + n/p → ν + n/p), вызывая разогрев и «подпитку» шоковой волны. Модели показывают, что около 1 % энергии нейтрино достаточно, чтобы инициировать взрыв.
Существует три основных типа нейтрино, участвующих в сверхновых:
Внутри ядра сверхновой нейтрино могут подвергаться рассеянию на нуклонах (ν + N → ν + N) и процессам поглощения (νe + n → p + e−), что критически влияет на перенос энергии и динамику коллапса.
После того как шоковая волна выходит в оболочки звезды, нейтрино продолжают играть роль в синтезе элементов:
Моделирование показало, что без участия нейтрино эффективное образование элементов тяжелее железа в сверхновых практически невозможно.
Экспериментальные наблюдения нейтрино, связанных со сверхновыми, подтвердили их роль. Классический пример — сверхновая SN 1987A. Детекторы Kamiokande-II и IMB зафиксировали поток нейтрино примерно за несколько часов до видимого всплеска, что согласуется с теоретическими моделями коллапса и диффузии нейтрино.
Ключевые показатели:
Эти данные подтвердили, что основная часть энергии при коллапсе уходит в нейтрино, а не в излучение видимого света.
Современные модели взрывов сверхновых учитывают многомерные гидродинамические эффекты, перенос нейтрино и нейтринные осцилляции. Компьютерные симуляции показывают:
Эти модели требуют сложного решения уравнений Больцмана для нейтрино и гидродинамических уравнений с высокой пространственной и временной разрешающей способностью.
Современные исследования учитывают преобразования вкусов нейтрино (νe ↔︎ νμ, ντ), что влияет на спектр захваченных нейтрино и, следовательно, на нуклеосинтез и распределение энергии. Осцилляции могут изменять количество νe, участвующих в захвате на нейтронах, и тем самым модулировать скорость шоковой волны и синтез элементов.