Почему взрываются звёзды?
Павел Амнуэль
Немало копий в своё время поломали учёные в спорах о том, как объяснить яркие вспышки звёзд.
Немало копий в своё время поломали учёные в спорах о том, как объяснить яркие вспышки звёзд. Во второй половине XIX века немецкий астроном Вильгельм Клинкерфус предложил такую гипотезу: две звезды обращаются одна около другой по очень вытянутым орбитам. Когда расстояние между звёздами минимально, возникают мощные приливы, выбросы вещества, извержения. Вспыхивает новая звезда. Клинкерфус не ошибся, предположив, что это происходит в двойных системах, но на вопрос «Почему вспыхивают звёзды?» правильного ответа не дал.
Прошло несколько десятков лет, и астрономы обнаружили, что бывшие новые звёзды в созвездиях Северной Короны и Лебедя действительно представляют собой тесные двойные системы. Французский астрофизик Эдвард Шацман и независимо от него чешский астрофизик Зденек Копал высказали идею о том, что все новые звёзды — это двойные системы.
По современным представлениям, вещество выбрасывается с поверхности одной из звёзд, постепенно накапливается на поверхности другой звезды — скорее всего, это белый карлик с его большой и плотной атмосферой, где условия благоприятствуют быстрому горению водорода. Создаются условия для ядерных реакций синтеза — и происходит взрыв. Оболочка сбрасывается, система возвращается к прежнему состоянию. Но соседняя звезда продолжает терять вещество, и история повторяется. Чем больше водорода накапливается в атмосфере белого карлика, тем более мощной получается вспышка.
Есть, однако, звёзды, как будто такие же, как новые, с одной лишь разницей — после вспышки от них не остаётся ничего! Звезда не возвращается к прежнему состоянию, она исчезает, а на её месте возникает быстро расширяющаяся туманность. Такие звёзды, если они вспыхивают недалеко от Солнечной системы (расстояние в тысячу световых лет можно считать не таким уж большим), могут быть в максимуме яркости видны даже днём. Если новые звёзды появляются довольно часто, то сверхновые — такое название получили эти явления — вспыхивают в Галактике примерно раз в сто лет. Чаще всего они остаются невидимыми, поскольку вспышка происходит очень далеко, за плотными газопылевыми облаками, поглощающими свет.
Одна из ярких сверхновых вспыхнула в созвездии Тельца в 1054 году. Звезда была видна днём, и китайские хроники того времени подробно описали удивительное явление «звезды-гостьи»: «Звезда стала видимой в пятую луну первого года периода Ши-Хо на восточном небе в созвездии Тьен-Куан. Она была видна днём, подобно Венере, направляя лучи в разные стороны. Цвет её был красно-белый… Она была видна днём двадцать три дня».
В XVIII веке французский астроном Шарль Мессье, составлявший перечень «туманных пятен», разглядел в созвездии Тельца туманность, которую внёс в свой каталог под номером 1. Формой туманность М1 напоминала краба и потому получила название «Крабовидная туманность» (см. «Наука и жизнь» № 4, 2019 г.). Значительно позднее, уже в ХХ веке, астрофизики обнаружили, что туманность быстро расширяется и образоваться она могла как раз в 1054 году. В середине прошлого века в центре Крабовидной туманности открыли радиопульсар — быстро вращающуюся нейтронную звезду (см. «Наука и жизнь» № 10, 2018 г., статья «Импульсивная»). Тогда картина взрыва сверхновой стала более или менее понятна, тем более что уже существовала теория эволюции звёзд.
Звезда излучает, потому что в её ядре происходят ядерные реакции синтеза, при которых выделяется огромная энергия. В немассивных звёздах типа Солнца водород превращается в гелий, а в более массивных, где центральная температура гораздо выше, гелий превращается в углерод и более тяжёлые элементы (см. статью «Почему светят звёзды?», «Наука и жизнь» № 1, 2020 г.). Но запасы «ядерного горючего» однажды заканчиваются, и жизнь звезды приходит к закономерному финалу. Падает температура, внутреннее давление больше не в состоянии противостоять силе тяжести, ядро звезды очень быстро сжимается, оболочка с огромной скоростью разлетается в пространство. Вместо бывшей звезды остаётся «огрызок» — нейтронная звезда (пульсар) или чёрная дыра. При взрыве сверхновой выделяется колоссальная энергия — в миллионы раз большая, чем при вспышке новой. В максимуме блеска сверхновая светит порой ярче, чем все звёзды Галактики, вместе взятые! Сверхновая — одно из самых грандиозных явлений во Вселенной. И это — катастрофа для звезды. Такие вспышки получили название сверхновых II типа.
Прежде чем произойдёт взрыв, звезда проходит стадию красного гиганта или сверхгиганта (в зависимости от массы). Когда ядерные реакции в ядре звезды близки к завершению, оболочка очень сильно расширяется, температура поверхности (фотосферы) падает и возникает звезда, подобная Бетельгейзе — красному гиганту в созвездии Ориона (см. статью «Гигантская. Критические дни Бетельгейзе»). Красные гиганты и сверхгиганты — это предсмертное состояние звезды. Чем массивнее была звезда в начале эволюции, тем быстрее она проходит все стадии своей жизни, в том числе и последнюю — красного гиганта или сверхгиганта. А перед самой кончиной падает яркость, звезда начинает быстро (по астрономическим меркам, конечно) сжиматься, предвещая скорый конец и вспышку сверхновой.
«Звезда-гостья» 1054 года не единст-венное явление подобного рода. В 185 году китайцы наблюдали «гостью» в созвездии Центавра. Осенью 1572 года сверхновую в созвездии Кассиопеи видели в Китае, Корее и Европе. Её наблюдал в том числе знаменитый датский астроном Тихо Браге. В максимуме яркости сверхновая Тихо достигала –4 звёздной величины и светила, как Венера! В 1604 году сверхновую в созвездии Змееносца наблюдал другой великий учёный — Иоганн Кеплер. В максимуме она была чуть слабее сверхновой Тихо (–2,5 звёздной величины). Туманности — остатки этих сверхновых — сегодня хорошо изучены.
В конце 1920-х годов из Европы в США приехал работать немецкий астроном Вальтер Бааде. В обсерватории Маунт-Вилсон в Калифорнии он начал сотрудничать со швейцарским астрономом Фрицем Цвикки, тоже покинувшим родину, чтобы поработать на больших телескопах Америки. В 1934 году они опубликовали работу, содержавшую чрезвычайно интересные идеи, связанные с проблемой аномально ярких звёздных вспышек. Кстати, именно Бааде и Цвикки дали таким вспышкам название «сверхновые». Оба астронома сделали верное предположение, что в результате взрыва сверхновой должна образоваться крохотная звезда размером всего в десяток километров, целиком состоящая из нейтронов.
Бааде и Цвикки начали «охоту» за сверхновыми, вспыхивающими в других галактиках. Ведь если в максимуме яркости сверхновая светит как десятки миллиардов нормальных звёзд и по яркости сравнима с целой галактикой, то вспышку можно наблюдать и на расстоянии миллионов световых лет. Бааде и Цвикки выбрали на небе 175 площадок, в которых были видны около трёх тысяч довольно близких галактик. Астрономы регулярно фотографировали эти площадки и сравнивали снимки. За три года было отснято 1625 фотопластинок, на которых удалось обнаружить 12 сверхновых. Их спектры оказались совершенно не похожи на спектры обычных новых звёзд. В спектре новой звезды видны яркие линии излучения, а вскоре после максимума блеска появляются и многочисленные линии поглощения, достаточно чёткие, чтобы можно было сказать, какому элементу они принадлежат. В спектрах новых звёзд были обнаружены линии гелия, водорода, натрия, углерода, кислорода и других элементов.
В спектрах сверхновых, напротив, линий не было вообще. Вместо них наблюдались широкие полосы углерода, кислорода (водорода не было!), смещённые в голубую сторону спектра на величину, соответствующую огромной скорости движения: до 10—20 тыс. км/с.
Спектры исследованных 12 сверхновых оказались очень похожи друг на друга. Похожи были и кривые блеска. Вывод напрашивался один: сверхновые — однородная группа объектов. Но этот вывод был слишком поспешным. В 1940 году германо-американский астрофизик Рудольф Минковский получил спектр очередной сверхновой, непохожий на все предыдущие, и был вынужден констатировать: вспышки сверхновых бывают, по крайней мере, двух типов. Сверхновые I типа (SN I) имеют в спектре яркие полосы, а в спектрах сверхновых II типа (SN II) таких полос нет. Более того, оказалось, что сверхновые II типа вспыхивают не реже, чем сверхновые I типа. И то, что за несколько лет наблюдений удалось обнаружить 12 вспышек сверхновых I типа и только одну — II типа — результат слепой игры случая.
Почему сверхновые I типа такие одинаковые? Видимо, потому, что вспыхивают в этом случае одинаковые по физическим свойствам объекты. Но как это возможно, ведь звёзды такие разные и по массе, и по температуре, и по светимости?! Тем не менее среди звёздного разнообразия нашлись объекты с одинаковыми параметрами — белые карлики. Звёзды с таким названием тоже имеют разные массы (в зависимости от массы звёзд, из которых они образуются). Но у них есть одно важное свойство: по расчётам американского астрофизика Субраманьяна Чандрасекара, масса белого карлика не может превышать 1,4 массы Солнца. Если по какой-то причине его масса достигает этого значения (оно называется пределом Чандрасекара), звезда теряет устойчивость, давление в её недрах не может больше противодействовать силе тяжести, выделяется колоссальная энергия… Вспыхивает сверхновая. Речь идёт о коллапсе белых карликов одной и той же массы. Значит, и энергия выделяется приблизительно одинаковая, и химический состав сброшенных оболочек должен быть одним и тем же.
А почему сверхновые II типа все разные? Это тоже объяснимо, если предположить, что взрываются не белые карлики, а массивные звёзды, закончившие эволюцию и обладающие ядром, масса которого больше чандрасекаровского предела. Масса звезды может быть пять, десять, двадцать масс Солнца. Тогда и масса ядра превышает чандрасекаровский предел в полтора, три, пять раз. Потому и вспышки отличаются одна от другой. Именно такая сверхновая привела к образованию Крабовидной туманности.
Представление учёных о разделении сверхновых на два типа продержалось несколько десятилетий, хотя со временем стало понятно, что всё далеко не так просто. Сейчас уже и сверхновые I типа представляются не столь однородной группой объектов, как казалось полвека назад. Пришлось разделить их на подгруппы: SN Ia, SN Ib, SN Ic…
Сверхновые типа Ia оказались действительно настолько однородны, что по ним в наши дни достаточно уверенно оценивают расстояния до далёких галактик и даже измеряют возраст Вселенной. Для астрономии этот факт очень важен. Чрезвычайно трудно определять расстояния до далёких небесных тел, у которых невозможно измерить параллакс. В Галактике существуют «стандартные свечи» — периодические переменные звёзды типа Дельты Цефея, их называют цефеидами. Светимость цефеид зависит от периода изменения блеска, который достаточно легко измерить. Определив период, можно определить светимость. Определив светимость, сравнив её с видимым блеском и учтя поглощение света, можно с довольно большой точностью вычислить расстояние до звезды. Но на межгалактических просторах этот метод не действует: цефеиды слишком слабы, чтобы разглядеть их на расстоянии в миллионы световых лет. Для определения межгалактических расстояний нужна была другая «стандартная свеча». Такими свечами стали сверхновые, ведь они обнаружены во многих галактиках. Перед астрономами открылась прекрасная возможность по сверхновым определить расстояния до галактик и проверить так называемую постоянную Хаббла — как меняется скорость удаления галактик с расстоянием до Галактики — и определить возраст Вселенной.
Сверхновая — это не звезда, а явление, процесс гибели звезды. В ходе этого процесса обычная звезда погибает и возникает релятивистская: нейтронная звезда или даже чёрная дыра. Сверхновые II типа — это бывшие массивные звёзды с начальной массой более 8 масс Солнца. За время эволюции звезда сбрасывает бoльшую часть оболочки и остаётся плотное ядро, все ещё — перед коллапсом — удерживаемое внутренним давлением. Чем массивнее звезда, тем массивнее и её ядро. У звезды с массой более 8 солнечных масса ядра превышает чандрасекаровский предел и белый карлик образоваться не может. При взрыве такого ядра рождается нейтронная звезда, от дальнейшего сжатия её удерживает новый тип давления — давление вырожденного нейтронного газа. Но и нейтронная звезда не может быть очень массивной. Если её масса превышает 2—3 массы Солнца (точное значение этого предела пока неизвестно), то даже давления вырожденного нейтронного газа недостаточно, чтобы остановить коллапс, и тогда образуется чёрная дыра. Это происходит для звёзд с начальной массой более 10—20 солнечных масс.
Кстати, чёрная дыра, как и сверхновая, — это тоже не звезда в обычном понимании (пусть и невидимая, потому что даже свет её не может покинуть). Чёрная дыра — ничем не остановимый процесс падения вещества в центр, в сингулярность. Процесс, который продолжается секунды для наблюдателя, падающего вместе с веществом, и бесконечный во времени для внешнего наблюдателя — нас с вами.
Итак, белый карлик становится сверхновой, когда его масса увеличивается до чандрасекаровского предела. Но почему масса белого карлика растёт? Тут есть два варианта.
Первый. Представьте, что существовала двойная система из двух не очень массивных звёзд, которые в ходе эволюции, сбросив оболочки, стали белыми карликами. Образовалась система из двух белых карликов с массой, примерно равной солнечной. Если они обращаются близко друг к другу, то через какое-то время (может, сотни миллионов лет, может, миллиарды — не так уж важно) эти два белых карлика по спирали приблизятся друг к другу и в конце концов столкнутся. При столкновении масса нового объекта превысит чандрасекаровский предел и вместо двух белых карликов образуется нейтронная звезда. Произойдёт взрыв сверхновой I типа — ведь столкнулись белые карлики со специфическим для этого типа звёзд химическим составом.
Второй. Представьте себе двойную систему, где одна звезда уже сбросила оболочку и стала белым карликом, а другая пока эволюцию не закончила, но уже начала оболочку терять. Вещество оболочки течёт в сторону белого карлика, где образует диск, а из диска падает на поверхность звезды, увеличивая её массу. Через какое-то время масса белого карлика достигает чандрасекаровского предела и происходит взрыв сверхновой I типа.
В первом варианте сливаются два белых карлика разной массы, и потому массы возникающих нейтронных звёзд тоже разные. Взрывы сверхновых, хотя и принадлежат к I типу, отличаются друг от друга. Во втором варианте взрывается белый карлик, масса которого точно равна 1,4 массы Солнца. Естественно, и взрывы в этом случае более однородные. Именно они, по-видимому, и объясняют вспышки сверхновых типа Iа.
Таким образом, астрофизики не только получили в своё распоряжение «стандартные свечи» поистине вселенского масштаба, но и объяснили физику сверхновых. Более того, они определили с высокой надёжностью расстояния до многих галактик, а следовательно, и возраст Вселенной — время, прошедшее после Большого взрыва. Современная оценка: 13,78 миллиарда лет. А ведь ещё лет тридцать назад возраст Вселенной варьировался от 10 до 20 миллиардов лет, и это создавало трудности: возраст некоторых звёзд оказывался больше возраста Вселенной! Со временем астрофизики получили данные о сотнях сверхновых типа Iа. Тогда и было сделано потрясшее космологов открытие.
Практически до конца ХХ века астрофизики и космологи были уверены, что Вселенная расширяется или равномерно, или замедленно, ведь силы притяжения противостоят расширению и должны его тормозить. Наблюдения этому выводу не противоречили до тех пор, пока в 1998 году американские астрофизики Сол Перлмуттер, Брайан Шмидт и Адам Рисс не обработали массив данных о сотнях сверхновых типа Iа в разных галактиках на разных расстояниях. И оказалось, что далёкие SN Ia слабее, чем близкие. Точнее, они выглядят слабее, чем должны быть на расстоянии, вычисленном по закону Хаббла.
Для объяснения этого результата учёные рассматривали два варианта. Первый: нельзя использовать сверхновые типа Ia как «стандартные свечи». Второй: со сверхновыми всё в порядке, но тогда сверхновые и их галактики располагаются дальше, чем следует из закона Хаббла, а, значит, расширение Вселенной не замедляется, а ускоряется. Уж такого никто не ожидал! И потому авторы этого выдающегося открытия получили в 2011 году Нобелевскую премию по физике.
Из наблюдений сверхновых типа Ia следует, что расширяться ускоренно Вселенная начала не сразу после Большого взрыва, а лишь шесть миллиардов лет спустя. До того всё было «нормально» — Вселенную расталкивала тёмная энергия, плотность которой считалась неизменной во времени. Что же произошло с тёмной энергией почти 8 миллиардов лет назад? Вот вопрос, на который пока нет ответа, но он чрезвычайно важен для понимания того, как устроено мироздание! Учёным не очень-то хочется признавать, что прежние модели описывали реальность, мягко говоря, не совсем адекватно. Но они обязаны придирчиво относиться к любой новой интерпретации, любым новым наблюдениям и экспериментам. На самом ли деле все наблюдения согласуются друг с другом и обнаруженное ускоренное расширение Вселенной реально?
Астрофизики и космологи ищут ответы на эти вопросы.
Читайте в любое время
