Космические бомбы: Погибать молодым

SN 1006 была первой сверхновой, упомянутой в летописях многих земель — от Японии до Западной Европы. В китайских летописях есть сведения о сходных звездных вспышках в 185, 386 и 393 годах. Более ранних сведений нет.

После 1006 года в дотелескопические времена были замечены всего четыре сверхновые. Первая зажглась 4 июля 1054 года и по блеску приблизительно в шесть раз превзошла Сириус (впрочем, SN 1006 была ярче еще в сто раз). Взрыв SN 1054 отметили на Ближнем и Дальнем Востоке, но в европейских текстах он не значится (не считая туманных намеков в ирландских монастырских хрониках). Вторая сверхновая появилась в начале августа 1181 года в созвездии Кассиопеи и была видна около полугода. О ней упомянуто не менее чем в восьми китайских и японских текстах, а также в трудах профессора Парижского университета Александра Некэма.

Очередную звездную вспышку наблюдали 6 ноября 1572 года, причем снова в районе Кассиопеи. Это событие зафиксировано во многих европейских источниках, в том числе и в записях молодого Тихо Браге. Правда, он заметил вспыхнувшую звезду лишь 11 ноября, но зато следил за ней целых полтора года и написал книгу De Nova Stella («О новой звезде») — первый астрономический труд на эту тему. Четвертую сверхновую заметили 9 октября 1604 года между зодиакальными созвездиями Стрельца и Змееносца. Ее яркость превосходила яркость всех звезд и планет, за исключением Венеры. С 17 октября ее стал изучать Иоганн Кеплер, который, подобно Браге, изложил свои наблюдения в отдельной книге. SN 1604 оказалась последней звездой, взорвавшейся в нашей Галактике, — после нее сверхновые загорались лишь за пределами Млечного Пути.

Новых сообщений о подобных звездах не было вплоть до середины XIX столетия. В 1848 году в созвездии Змееносца астрономы углядели очень слабую вспышку, видимую почти на пределе возможностей невооруженного глаза. Она не шла ни в какое сравнение со сверкающими красавицами 1006, 1572 и 1604 годов и к тому же быстро погасла. Еще одна звездочка ненадолго (всего на девять суток) мигнула в созвездии Северной Короны в 1866 году. Зато в 1885 году астрономы смогли наслаждаться лицезрением долговременной вспышки, видимой, правда, лишь в достаточно мощные телескопы. Позднее выяснилось, что эта звезда принадлежала самой близкой к Млечному Пути крупной спиральной галактике М31 — туманности Андромеды.

Астрономы научились определять межгалактические расстояния лишь в конце первой четверти XX столетия. Стало ясно, что некоторые из новых звезд излучают в тысячи раз больше энергии, нежели остальные. В начале 1930-х Фред Цвикки в лекциях для аспирантов Калтеха стал называть экстремально яркие вспышки «сверх-новыми». Термин прижился, хотя со временем лишился дефиса.

В 1934 году Цвикки и Вальтер Бааде представили в Американское физическое общество доклад «О сверхновых», содержание которого попало на страницы газет. Они вычислили, что в течение месяца типичная сверхновая посылает в пространство столько света, сколько излучает наше Солнце за 10 млн. лет. Соавторы пришли к заключению, что такое возможно лишь при частичном превращении массы звезды в лучевую энергию в соответствии с формулой Эйнштейна. Поэтому они предположили, что взрыв сверхновой «представляет собой трансформацию обычной звезды в нейтронную, состоящую в основном из нейтронов. Такая звезда должна обладать очень малым радиусом и состоять из вещества экстремально высокой плотности».

Бааде и Цвикки не первыми допустили существование звезд из ядерной материи, за два года до них это сделал Лев Ландау. Однако «нейтронизация» звездного вещества как причина феноменальной мощности сверхновых — целиком их идея. Правда, Бааде, скорее всего, не принимал ее всерьез. А вот Цвикки развернул целую программу поиска сверхновых с помощью 18-дюймового телескопа с фотокамерой, приобретенного за счет фонда Рокфеллера. Уже к осени 1937 года, всего за год наблюдений, он обнаружил три сверхновых. После нападения японцев на Перл-Харбор программу свернули, но в мирные времена охота возобновилась, и к концу 1980-х количество зарегистрированных сверхновых превысило шесть сотен. А затем настала эра компьютеризованных твердотельных камер, и эти звезды стали считать на тысячи.

Первые 12 сверхновых, сфотографированных Цвикки и его ассистентом Джонсоном, выглядели подобиями друг друга. Однако в 1940 году Джонсон обнаружил 13-ю сверхновую, не похожую на прочие ни динамикой свечения, ни спектральным составом. Довольно скоро выяснилось, что и такие звезды вполне типичны. Их стали называть сверхновыми типа II, а предшественниц отнесли к типу I. Почти через полвека в нем выделили семейства Ia (именно его представителей наблюдал в 1930-е годы Цвикки), Ib и Ic.

График зависимости видимой яркости от времени называется световой кривой. У всех SN Ia световые кривые очень похожи. В течение двух-трех недель после вспышки блеск звезды возрастает в несколько раз, проходит через кратковременный максимум и пару недель снижается в таком же темпе. Затем видимая яркость падает по плавной экспоненте, уменьшаясь каждые сутки на 1% (обычно года через полтора звезда становится совершенно неразличимой). У SN II яркость возрастает примерно так же, в течение недель и даже месяцев остается почти максимальной и лишь потом начинает уменьшаться, причем медленней, чем у SN Iа. На этой стадии блеск звезды может падать и по экспоненте, но это не общее правило. Абсолютная световая яркость большинства сверхновых типа Ia на пике свечения дает относительно небольшой разброс (что и позволило использовать их как эталонные светильники для измерения космических расстояний, см. статью «Темная сторона Вселенной», «ПМ» №7'2007), в то время как у SN II она сильно меняется. Даже в максимуме активности сверхновые второго типа светят в несколько раз слабее, нежели их товарки из первого семейства.

И это еще не все. В спектрах SN II в избытке присутствуют линии испускания водорода, а у SN Ia их нет вовсе. SN Ia вспыхивают и в молодых, и в старых звездных скоплениях, и даже в эллиптических галактиках, которые состоят в основном из маломассивных остывающих звезд. Напротив, SN II преимущественно наблюдаются в рукавах спиральных галактик. Существуют и другие различия. В общем, звездные бомбы явно изготовляют по неодинаковым чертежам.

Tеоретическую модель сверхновых типа Ia в 1960 году разработали британский астрофизик Фред Хойл и американский физик-ядерщик Уильям Фаулер. Несколько позднее большой вклад в понимание их природы внес астроном из ГАИШ Юрий Псковский. С тех пор модель не раз совершенствовали, но в своей основе она так и не изменилась.

«Взрывчаткой» для SN Ia служат белые карлики, легкие, но очень плотные звезды, потерявшие способность сжигать ядерное топливо. Чем тяжелее звезда, тем сильнее она может разогреть свою центральную зону. Звезды с массой не более восьми солнечных способны накалиться лишь до температуры, достаточной для образования углерода и кислорода. Затем звезда прекращает термоядерный синтез и сбрасывает внешние слои, содержащие более легкие элементы — водород и гелий. Остается остывающее кислородно-водородное ядро, по массе примерно равное Солнцу, но в сто раз меньшее по диаметру. Это и есть белый карлик.

Судьба одиночного белого карлика — медленное умирание. А вот при наличии обычной звезды-компаньона с сильно раздутой атмосферой карлик начинает увеличивать собственную массу, отсасывая своим тяготением ее вещество. Однако он способен сохранять устойчивость лишь в определенных границах. Вещество белого карлика — это атомные ядра, погруженные в газ, образованный обобществленными (как говорят физики, вырожденными) электронами. Давление этого газа противостоит силе тяготения лишь до тех пор, пока масса карлика остается меньше предела Чандрасекара (1,4 массы Солнца). По его достижении карлик сжимается, его недра быстро разогреваются, и там начинаются высокотемпературные термоядерные реакции, приводящие к образованию железа и его соседей. Поскольку радиус карлика очень невелик, процесс ядерного горения распространяется по направлению к его поверхности. Это не детонация, а именно сгорание, не сопровождающееся возникновением ударных волн (такой процесс называется дефлаграцией). Фронт дефлаграции порождает волны давления, направленные к поверхности звезды и буквально разрывающие ее изнутри. Звезда мгновенно превращается в расширяющееся облако плазмы, нагретое до миллиардов градусов.

Эта модель хорошо согласуется с астрономическими наблюдениями. Легко понять, почему типичные представители семейства SN Ia не слишком различаются по абсолютной яркости: они рождаются из звезд с примерно одинаковой массой (правда, для точной калибровки их светимости приходится принимать в расчет форму световых кривых). Понятно также, почему в их спектрах отсутствуют линии водорода: его у белых карликов просто нет. Модель дефлаграции хорошо объясняет и начальную фазу свечения (подскок и быстрый спад), и наличие спектральных линий многих тяжелых элементов.

А в чем причина экспоненциального падения яркости? Гибнущий карлик порождает радиоактивный никель-56, который переходит в радиоактивный кобальт-56, а тот — в стабильный изотоп железа (сверхновые этого типа как раз и служат космическими железоделательными фабриками). В ходе распада кобальта генерируется гамма-излучение, которое нагревает остатки взорвавшейся звезды и заставляет их интенсивно светиться в рентгеновском и видимом диапазонах. Период полураспада кобальта — 77 суток, и его концентрация падает именно на 1% в сутки.

Сверхновые типа II рождаются иначе. Их типичные предшественники — молодые звезды (более десяти солнечных масс), преимущественно обитающие в рукавах спиральных галактик. В финале короткой (несколько миллионов лет) жизни такой звезды у нее образуется железное ядро. Это ядро, как луковица чешуей, покрыто слоями кремния и других легких элементов и заключено в водородную оболочку. Если в окрестностях ядра продолжаются процессы термоядерного синтеза, его масса растет и достигает предела Чандрасекара. Поскольку железо не способно к термоядерному горению, ядро звезды под давлением вышележащих слоев сжимается со скоростью, составляющей до 20% световой. Электроны прижимаются к ядрам атомов железа и, образно говоря, сливаются с протонами, превращаясь в нейтроны и нейтрино. Нейтрино покидают звезду, унося с собой энергию и охлаждая сердцевину звезды, давление ее вещества падает, отчего темп сжатия только возрастает. Это происходит за считаные секунды, поэтому внешние слои звезды не успевают ничего почувствовать.

На этой стадии возможны два сценария. Звезды с массой от 20 до 100 солнечных масс коллапсируют полностью и дают начало черным дырам (порой даже без вспышки, то есть без рождения сверхновой). У звезд в диапазоне 10−20 солнечных масс образуются несжимаемые ядра из нейтронной материи, плотность которой в 100 трлн. раз превышает плотность воды. Внешние слои звезды под действием тяготения обрушиваются на ядро и «отскакивают» от него со скоростью в десятки тысяч километров в секунду. Поскольку эта скорость значительно превышает скорость звука в звездном веществе, образуется ударная волна, буквально разрывающая звезду изнутри. Это уже настоящий взрыв — не дефлаграция, а детонация. По всей вероятности, ему помогают так называемые тепловые нейтрино, приходящие из нейтронного ядра, нагретого до сотен миллиардов градусов (их не следует путать с нейтрино первой волны, появившимися на свет в процессе нейтронизации ядра). Согласно модельным вычислениям, они уносят порядка 1046 джоулей энергии. Плотность вещества звезды столь высока, что даже всепроникающие нейтрино частично (примерно 1%) поглощаются и нагревают внешние слои, увеличивая силу взрыва. От звезды остается деформированный нейтронный шар радиусом в несколько километров, окруженный разлетающимся облаком светящейся плазмы.

Плазменный сгусток остывает не сразу, так что на первых порах яркость сверхновой уменьшается весьма медленно. Обычно она содержит несгоревший водород (который и обнаруживает себя на спектрограммах). Там может присутствовать и радиоактивный кобальт, который дает экспоненциальную световую кривую.

А откуда берутся SN Ib и Iс? «Такие звезды открыли не так давно, в 1985 году. Фактически это те же сверхновые второго типа, только бедные водородом (сверхновым Ic не хватает еще и гелия). Принято считать, что они лишились внешних слоев еще до взрыва, что и объясняет эти аномалии, — рассказывает "TechInsider" специалист по сверхновым, астроном из Калифорнийского технологического института Алисия Содерберг. — Так что сверхновые Ib и Iс похожи на сверхновые Ia лишь по некоторым спектральным характеристкам, а не по физической природе. Анализ свечения сверхновых типа II также позволяет подразделить их на группы, но это уже тонкости».

В ночь с 23 на 24 февраля 1987 года на земном небосводе впервые с 1604 года зажглась сверхновая, различимая невооруженным глазом. Она вспыхнула в Большом Магеллановом облаке всего в 168 000 световых лет от нашего Солнца. В мае она разгорелась до третьей звездной величины, после чего угасла. За три часа до обнаружения нового звездного объекта детекторы трех нейтринных обсерваторий, в том числе и Баксанской в России, зарегистрировали пришедшие от него нейтрино. SN 1987A примечательна не одной лишь близостью к Земле. Ее предком был голубой сверхгигант, масса которого в 15 раз превышала солнечную. После его коллапса образовалось нейтронное ядро, о чем ясно свидетельствует нейтринный след.

18 сентября 2006 года была зарегистрирована еще одна странная сверхновая SN 2006gy. Ее свет пришел из галактики NGC 1260, отстоящей от Земли на 238 млн. световых лет. Максимум ее абсолютной оптической яркости оказался раз в пять выше типичного для сверхновых типа Ia. Этот феномен сначала объясняли тем, что карлик-предшественник взорвался не из-за аккреции вещества красного гиганта, а благодаря прямому столкновению с его ядром. Но правомерен и другой сценарий. Вот как объясняет произошедшее один из первооткрывателей SN 2006gy профессор Техасского университета Крейг Уилер: «Анализ рентгеновского спектра излучения SN 2006gy дает основания полагать, что ее полная мощность стократно превышала норму, а на такое белый карлик не способен. SN 2006gy до взрыва тянула на 150 солнечных масс. Вычисления показали, что звезды с массой более ста солнечных взрываются по специфическому сценарию. Температура их ядер возрастает столь высоко, что уже на стадии синтеза кислорода в них в изобилии появляются гамма-кванты очень высоких энергий, которые, сталкиваясь, превращаются в электронно-позитронные пары. Из-за этого плотность гамма-излучения уменьшается и внешние слои звезды падают в ее центр. Этот процесс так разогревает звездные недра, что в них начинаются термоядерные реакции, в ходе которых синтезируется ряд тяжелых элементов. Давление в звездном ядре вновь резко возрастает, и оно взрывается, не успевая сколлапсировать в черную дыру. Такой путь эволюции сверхтяжелых звезд был предложен в теории 40 лет назад, и я думаю, что теперь мы его увидели на деле».