Новости партнеров


GEO приглашает

До 2 сентября в «Центральном доме художника» проходит выставка самого загадочного художника современности — Бэнкси. GEO проводит экскурсию по главным объектам экспозиции


GEO рекомендует

Moser Mobile Shaver с легкостью удаляет щетину до 2 мм и обеспечивает суперблизкое чистое бритье, что позволяет найти время на поддержание внешнего вида даже в самом напряженном графике


Новости партнеров

Сверхновые

текст: Дмитрий Вибе
Сверхновье

Наша Галактика – гигантское семейство, в котором живут сотни миллиардов очень разных звезд. Некоторые настолько тусклы, что заметить их можно, только приблизившись вплотную. Другие светят в миллион раз ярче Солнца. Блеск любой звезды на протяжении ее жизни постоянно колеблется. Правда, чаще всего эту переменность можно зафиксировать только с помощью специальных приборов. Но примерно раз в 100 лет в нашей Галактике появляется светило, блеск которого превосходит блеск всех остальных сотен миллиардов звезд вместе взятых. На глазах у изумленных наблюдателей яркость звезды за несколько дней вырастает в миллионы раз!

Если не знать, что на этом месте раньше уже что-то было, можно подумать, что звезда появилась из ниоткуда, как будто бы мы стали свидетелями ее рождения. А узнать это до появления телескопов и начала систематических наблюдений было невозможно, поэтому за такими вспыхивающими объектами издавна закрепилось название Новых звезд. И никого до поры до времени не беспокоил тот факт, что «новорожденная» звезда, вместо того чтобы занять постоянное место на небосклоне, через несколько месяцев гасла. Навсегда.

С развитием телескопических наблюдений выяснилось, что среди Новых нет даже приблизительного равенства: одни оказываются существенно «новее» других. В 1919 году шведский астроном Кнут Лундмарк обратил внимание на то, что среди Новых звезд, открытых к тому времени в Туманности Андромеды, резко выделяется звезда, замеченная 31 августа 1885 года немецким астрономом Гартвигом. По яркости она обогнала другие Новые из того же объекта в десятки тысяч раз и почти стала видимой невооруженным глазом, сравнявшись с самой Туманностью Андромеды. Лундмарк был, вероятно, первым, кто заподозрил, что среди Новых звезд изредка встречаются особенно мощные экземпляры, однако степень их необычности он представить не мог, поскольку не знал расстояния до Туманности Андромеды.

Несколько лет спустя американский ученый Эдвин Хаббл совершил одно из важнейших открытий XX века. Он доказал, что Туманность Андромеды представляет собой гигантскую звездную систему, подобную нашей Галактике, и отстоит от нас, как мы теперь знаем, на 2 млн световых лет. Это открытие окончательно перевело звезду Гартвига в другую «весовую категорию». Она не просто стала ярче, она соперничала в блеске со звездной системой, состоящей из сотен миллиардов светил… Ученые наконец-то начали постигать истинную мощь этих вспышек. В 1934 году астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки предложили называть особенно яркие вспышки Новых звезд Сверхновыми.

Но со временем выяснилось, что Сверхновые – это не просто очень яркие Новые. Это совершенно другое физическое явление.

 

Хорошо забытое старое

Наблюдения Сверхновых начались в глубокой древности, поскольку в те времена любому беспорядку на небе придавали особое значение. Легенда гласит, что именно появление Новой или Сверх­но­вой звезды сподвигло древнегреческого астронома Гип­пар­ха на создание первого в истории человечест­ва звездного каталога: заметив «рождение» светила, ученый решил, что звезды, как и люди, нуждаются в переписи.

Всего за писаную историю человечества Сверхновые, видимые невооруженным глазом, вспыхивали на земном небосводе около десятка раз. К сожалению, люди в прежние времена не были столь искушены в астрономии, и потому в старых летописях описания Сверхновых зачастую мало отличаются от описаний комет и планет.

Самой знаменитой из исторических вспышек является, конечно же, Сверхновая 1054 года. Она подробно описана в китайских летописях как «звезда-гостья», появившаяся в созвездии Тельца, обогнавшая по яркости Венеру и на протяжении примерно трех недель различимая даже днем. Лишь через полтора года после вспышки звезда пропала из вида. Описания или изображения звезды-гостьи можно найти в корейских и япон­ских хрониках, у индейцев майя и даже в наскальных рисунках североамериканских индейцев. На этом фоне остается загадкой полное отсутствие внятных упоминаний Сверхновой 1054 года в европейских хрониках. Почему от внимания европейских наблюдателей ускользнуло событие, так поразившее другие цивилизации? Впрочем, некоторые историки полагают, что под описание Сверхновой попадают небесные знамения, сопровождавшие в апреле 1054 года кончину папы Льва IX.

Подробные наблюдения Сверхновых начались только на рубеже XVI–XVII веков. Сверхновая 1572 года стала первой вспышкой, наблюдения которой провел профессиональный астроном – Тихо Браге. 11 ноября 1572 года он заметил, что в созвездии Кассиопеи появилась «лишняя» звезда, по яркости соперничающая с Юпитером. Вскоре она сравнялась в блеске с Венерой и была видна днем на протяжении двух недель. К концу ноября блеск звезды начал ослабевать, а цвет ее из ярко-белого стал почти красным. Лишь в марте 1574 года звезда Тихо снова стала невидима.

Прошло всего 32 года, и свидетелем еще одной подобной вспышки посчастливилось стать ученику Тихо и не менее знаменитому астроному Йоганну Кеплеру. К сожалению, звезда Кеплера так и осталась последней Сверхновой, которую можно было легко наблюдать без помощи астрономических инструментов. Настоящим подарком для астрономов стала Сверхновая 1987A, вспыхнувшая 23 февраля 1987 года в Большом Магеллановом Облаке. Конечно, Магеллановы Облака – не ближний свет, и для невооруженного глаза вспышка была непримечательной, но благодаря мощным телескопам ее удалось изучить в мельчайших подробностях и во всех мыслимых диапазонах.

С появлением телескопов ситуация изменилась кардинально, и известные Сверхновые исчисляются уже тысячами. Благодаря мощным инструментам мы можем теперь следить за Сверхновыми буквально по всей Вселенной – благо речь идет об очень ярких вспышках! Итак, что же по современным представлениям происходит в момент вспышки Сверхновой? Увы, оптимистическое название, присвоенное этому явлению, оказалось совершенно неуместным. Ни о какой «новиз­не» и уж тем более о «сверхновизне» речь не идет: вспышка Сверхновой отмечает не появление звезды, а ее уход. Однако уходить она может как минимум двумя разными способами.

 

Уходя, гасите свет

Первым объяснение вспышки Сверхновой предложил в конце 1930-х годов все тот же Фриц Цвикки. С тех пор его идея значительно эволюционировала, но суть ее осталась прежней: грандиозным взрывом заканчивается жизненный путь массивной звезды. Подобно иным электрическим лампочкам, звезда ярко вспыхивает, прежде чем окончательно погаснуть.

По сути, массивная звезда представляет собой гравитационную бомбу замедленного действия. Основным источником звездной энергии является термоядерное горение водорода, в ходе которого он постепенно превращается в гелий. Постоянный внутренний подогрев необходим звезде, чтобы противостоять своему же собственному тяготению, которое стремится стянуть ее в точку. Пока недра звезды достаточно горячи, гравитация бессильна. Но что происходит со светилом, в котором запасы водорода подошли к концу?

Теория звездной эволюции предсказывает, что на водороде горение заканчивается только у маломассивных звезд, подобных Солнцу. Они сходят со сцены относительно мирно: внешние слои звезды спокойно разлетаются в окружающее пространство, а постепенно остывающее ядро превращается в белый карлик. Если же масса звезды превышает солнечную примерно в 8–10 раз, цепочка термоядерного синтеза протягивается гораздо дальше. В момент исчерпания запасов водорода температура в ядре достаточно велика, чтобы началось горение гелия. Гелий, сгорая, превращается в углерод, углерод – в неон, магний и кислород. Из этих элементов синтезируются сера, кремний, аргон…

Все заканчивается на железе, потому что при образовании более тяжелых ядер энергия уже не выделяется, а поглощается. Каждый последующий этап в цепочке длится существенно меньше предыдущего. Например, в звезде, масса которой превышает солнечную в 15 раз, водород горит на протяжении 10 млн лет, а гелия хватает только на 2 млн лет. Потом пару тысяч лет горит углерод, на несколько лет растягивается горение кислорода, магния и неона… Последний этап звездной жизни – превращение кремния в железо – занимает всего пару недель.

По его завершении звезда, прожившая несколько миллионов лет, перестает существовать за какую-то долю секунды. Когда в ее центре образуется железное ядро массой примерно в полторы солнечных, звезда словно выключается. Ядро стремительно остывает, и внешние слои, лишившиеся поддержки, начинают сжиматься. Звезда буквально обрушивается внутрь самой себя со скоростью, достигающей десятков процентов скорости света – этот процесс называется коллапсом. Железное ядро, сначала имевшее размеры, сравнимые с размерами Земли, сжимается до нескольких километров. Чудовищная плотность вдавливает элект­роны в атомные ядра, они объединяются с протонами, превращаясь в нейтроны – образуется нейтронная звезда. Сверху на нее продолжает валиться вещество, но дальше сжаться ядро уже не может – теперь гравитации противостоит не газовое, а гораздо более сильное давление, обусловленное внутриядерными силами. Вещество внешних слоев умирающей звезды на огромной скорости сталкивается с нейтронным ядром, внезапно обретшим упругость, отскакивает обратно, а потом…

К сожалению, мы пока не очень хорошо представляем, что происходит потом. Долгое время считалось, что Сверхновая – это и есть ударная волна, возникшая при отскоке падающей оболочки от нейтронного ядра. Однако, как только этот процесс был промоделирован на компьютере, выяснилось, что такая ударная волна не в силах пробиться наружу. Она проходит в обратном направлении около сотни километров и «застревает» в падающей оболочке.

Сейчас главным спусковым крючком взрыва массивной звезды считается механизм нейтринного разгона. Превращение протонов в нейтроны сопровождается образованием нейтрино. Хотя в земных условиях эти частицы принято считать всепроникающими, в окрестностях ядра плотность вещества настолько велика, что через него не способны пройти даже они. Примерно 1% нейтринного потока поглощается оболочкой звезды и разгоняет ее до скоростей в десятки тысяч километров в секунду. Детали этого процесса еще предстоит прояснить. В нем тесно переплелись обычная гидродинамика, ядерные процессы, магнитные поля, теория относительности…

К сожалению, современные компьютеры пока не обладают достаточной мощностью, чтобы потянуть модель, в которую был бы включен весь комп­лекс физических процессов, сопровождающих вспышку Сверхновой. Однако наблюдения пока подтверждают модель нейтринного разгона – импульс нейтрино был на практике зафиксирован во время вспышки Сверхновой 1987А.

 

Там, где трудно одному

Однако вспышка Сверхновой при коллапсе железного ядра – только половина истории. В середине 1940-х годов американский астроном Рудольф Минковский обратил внимание на то, что по внешним признакам Сверхновые разделяются на две группы, которые он предложил называть Сверхновыми I и II типа. На самом деле разделение на типы подчиняется довольно тонким закономерностям, но если в эти тонкости не вдаваться, то разница в следующем: в спектрах Сверхновых I типа нет линий водорода, тогда как в спектрах Сверхновых II типа они есть. С точки зрения модели коллапса массивной звезды понять наличие линий водорода просто. Изначально любая звезда состоит, главным образом, из водорода. Термоядерный синтез идет только в недрах светила и не затрагивает наружные слои, сохраняющие исходный химический состав. Поэтому в сброшенной оболочке Сверхновой и должно быть много водорода. Сложнее оказалось придумать обстоятельства, при которых можно было бы объяснить отсутствие водорода в сброшенной оболочке.

На разницу между Сверхновыми I и II типа указывает и их пространственное расположение. Сверхновые с водородом в оболочке встречаются только в спиральных и неправильных галактиках, где до сих пор активно рождаются звезды, причем они всегда сосредоточены вблизи молодых звездных скоплений или спиральных рукавов, то есть, именно там, где происходит звездообразование. Это вполне ожидаемо: если вспышки происходят на массивных звездах с коротким (по астрономичес­ким меркам) временем жизни, то они не успевают далеко улететь от того места, где родились.

Сверхновые без водорода, напротив, встречаются и в эллиптических галактиках, населенных только старыми звездами, а в спиральных и неправильных галактиках не обнаруживают тяги к областям звездообразования. Все говорит о том, что Сверхновые I типа связаны с долгоживущими, то есть, с маломассивными объектами. Но почему вдруг взрывается маломассивная звезда? Конечно, и в ее жизни наступает такой момент, когда заканчивается топливо. Как правило, в звездах малых масс цепочка термоядерных реакций заканчивается на углероде и кислороде: для образования более тяжелых элементов не хватает температуры. После этого звезда превращается в остывающий белый карлик, но это превращение происходит вполне мирно, без сильного взрыва.

Решение загадки было найдено в тесных звездных парах. Там, где не может взорваться одна звезда, на помощь ей приходит другая. Сам по себе белый карлик очень устойчив, при условии что его масса не превышает критического значения 1,4 массы Солнца. Обычно с этим проблем не возникает: белые карлики с массой, превышающей критическую, просто не образуются. Но что произойдет, если взять обычный устойчивый белый карлик и начать добавлять к нему вещество?

Представьте себе систему, состоящую из двух небольших звезд с несколько разными массами. Более массивная звезда сгорает быстрее, сбрасывает оболочку и превращается в белый карлик. Менее массивный компаньон проходит те же стадии, но с некоторым опозданием. Когда он тоже разбухает, превращаясь в красный гигант, его вещество начинает перетекать на белый карлик, увеличивая его массу... Когда она достигает критического значения, происходит катастрофа. Сразу во всем теле белого карлика температура вдруг становится достаточно высокой для загорания термоядерных реакций с участием углерода, и он просто взрывается, как обыкновенная термоядерная бомба, только очень и очень большая.

Еще один возможный сценарий был предложен в 1984 году российским астрофизиком А.В. Ту­ту­ко­вым и его американским коллегой И. Ибеном для звездной пары, состоящей из двух белых карликов. Такая вращающаяся система излучает гравитационные волны, теряя энергию, из-за чего ее компоненты постепенно сближаются друг с другом, пока не сольются. Поскольку суммарная масса двух белых карликов наверняка превзойдет критическую, и в этом случае произойдет взрыв.

 

Экология Галактики

Катастрофический коллапс массивной звезды и термоядерный взрыв на белом карлике – очень разные явления, но конец у них один и тот же: они оставляют после себя разлетающиеся с огромной скоростью оболочки, которые расширяются в пространство со скоростью десятков тысяч километров в секунду, сталкиваются с околозвездным газом, нагревают его и заставляют светиться. Постепенно оболочка сгребает окружающее вещество, выдувая в нем гигантский пузырь, тормозится и распадается на множество тонких волокон, приобретая характерную ажурную структуру. Благодаря этой структуре, например, известный остаток Сверхновой в созвездии Лебедя именуют то Рыбачьей Сетью, то Вуалью, а в распростертых волокнах туманности, оставшейся после вспышки Сверхновой 1054 года, астрономам привиделись конечности краба. Кстати, на связь «звезды-гостьи» и Крабовидной туманности первым обратил внимание все тот же Лундмарк.

Обнаружены остатки и других исторических Сверхновых. В борьбе за звание самого изученного остатка с Крабовидной туманностью вполне может конкурировать остаток Сверхновой 1987A. Правда, он еще крайне молод, но зато за ним астрономы могут следить в буквальном смысле слова с самого первого дня его существования. Точнее сказать, в этом случае и остатка-то еще нет, поскольку вещество, сброшенное звездой при взрыве, все еще летит в полости, которую звезда расчистила звездным вет­ром на более ранних эволюционных этапах.

Среди близких и хорошо изученных остатков несколько особняком стоит оболочка, первоначально внесенная в астрономические каталоги как радиоисточник Кассиопея А. Возраст этого остатка едва превышает 300 лет, то есть, породившая его Сверхновая вспыхнула в конце XVII века. Созвездие Кассиопеи прекрасно видно из северного полушария Земли, к тому же в то время астрономические наблюдения проводились уже регулярно… Тем не менее, никаких упоминаний об этой вспышке почему-то не сохранилось.

Теория и наблюдения свидетельствуют, что вспышки Сверхновых II типа в нашей Галактике происходят примерно раз в столетие, вспышки Сверхновых I типа – в 10 раз реже. Поскольку Галактика в целом живет неспешно, можно сказать, что взрывы грохочут практически непрерывно, внося заметный вклад в ее экологический баланс. Остатки вспышек врезаются в межзвездный газ, нагревают его, перемешивают и обогащают тяжелыми элементами, синтезированными как в ходе предыдущей эволюции звезды, так и непосредственно во время взрыва. Взаимодействие ударных волн, образующихся при расширении оболочек Сверхновых, с магнитным полем Галактики ускоряет заряженные частицы, которые мы потом называем космическими лучами. Межзвездный газ, сжатый оболочками, становится местом рождения новых поколений звезд, и через несколько миллионов лет в нем взрываются новые Сверхновые…

Есть даже гипотеза, что именно близкая вспышка Сверхновой в свое время стимулировала образование Солнца и Солнечной системы. Синтезированные в этой вспышке химические элементы мы до сих пор находим в метеоритах. Да и вообще почти все элементы тяжелее бора родились при вспышках Сверхновых. В частности, Сверхновые I типа являются основными поставщиками железа во Вселенной, а Сверхновым II типа мы обязаны галактическими запасами кислорода. Поэтому, чтобы увидеть продукты этих колоссальных взрывов, вовсе не нужно глядеть куда-то далеко. Достаточно просто посмотреть вокруг, в том числе, и на себя. Как говорил, английский астрофизик Артур Эддингтон, «человечество – это звездная пыль, пошедшая неверным путем».

 

Одним словом, Сверхновые – важнейший элемент галактической экосистемы. Да и не только галактической. Помимо остатков одиночных Сверхновых в нашей и других галактиках обнаружено множество «сверхпузырей». Их появление связывают с многократными вспышками Сверхновых в молодых звездных скоплениях. Мас­сивные звезды не рождаются поодиночке. Они появляются на свет группами и уходят также коллективно. При этом оболочки от десятков взрывов сливаются в общую сверхоболочку, энергия которой столь велика, что способна прорвать газовый диск и выйти в окологалактическое пространство. Поскольку в разных местах Галактики такие сверхоболочки существуют практически всегда, от диска постоянно «дует» горячий галактический ветер, засоряющий продуктами взрывов Сверхновых уже не межзвездную, а межгалактическую среду.

Очень важными оказались термоядерные Сверх­но­вые для космологии. Поскольку такая вспышка – это почти всегда одно и то же событие, то есть, взрыв белого карлика массой 1,4 массы Солнца, термоядерные Сверхновые очень похожи друг на друга. Это означает, что их можно использовать в качестве индикаторов расстояния («стандартных свечей»). Допустим, у нас есть Сверхновая, расстояние до которой известно. Сопоставив это расстояние с видимой яркостью вспышки, мы можем рассчитать ее истинную светимость. Затем берем Сверхновую с неизвестным расстоянием, предполагаем, что истинная светимость у нее такая же, как у первой Сверхновой, и по видимой яркос­ти вычисляем расстояние до Сверхновой и до той галактики, в которой она вспыхнула. Поскольку Сверхновые очень ярки и видно их издалека, эта «линейка» годится даже для объектов на космологических расстояниях. Именно охота за далекими Сверхновыми станет одной из основных задач для будущего Космического телескопа Уэбба.

Разумеется, реальный мир Сверхновых существенно более разнообразен. Есть еще «гиперновые» – особенно мощные взрывы очень массивных звезд. Они, как сейчас предполагают, могут быть связаны с гамма-всплесками, короткими импульсами жесткого излучения, которые примерно раз в день освещают Землю. Есть еще (точнее, были) вспышки «суперсверхновых», которыми заканчивали эволюцию гипотетические догалактические сверхмассивные звезды, обеспечившие первичное обогащение Вселенной тяжелыми элементами... Однако об этих объектах нам известно пока значительно меньше, чем об «обычных» Сверхновых, поэтому разговор о них можно отложить до будущих времен…

11.05.2011