Сверхновые звезды

Часто ли можно наблюдать взрыв сверхновой звезды и какими могут быть его последствия

4 июля 1054 года китайский летописец Мин Туань-линь записал: «В первый год периода Чи-хо, в пятую Луну, в день Чи-чу появилась звезда-гостья к юго-востоку от звезды Тиен-Куан и исчезла более чем через год».

Собрат же Мин Туань-линя записал в тоже время: «Она была видна днем, как Венера, лучи света исходили из нее во все стороны, и цвет ее был красновато-белый. Так была видна она 23 дня».

Долгое время считалось, что речь в тех летописях шла о вдруг обнаруженных новых звездах. Но вот почти через тысячу лет после смерти Мин Туан-линя астрономы изучили подробно необычайную туманность, видимую в телескоп к юго-востоку от китайской звезды Тиен-Куан (Дзета Тельца), а туманность за ее своеобразную форму наблюдатели прозвали крабовидной. Как краб туманных очертаний, мерцает свет этого слабого пятнышка, и в его центре на фотографиях видны две звездочки шестнадцатой звездной величины, то-есть в 10 тысяч раз более слабые, чем звезды, едва видимые невооруженным глазом в темную, безлунную ночь.

Крабовидная туманность – остатки вспышки сверхновой звезды

От всех других туманных пятен, десятками тысяч видимых на небе, крабовидную туманность отличают две особенности.

• Во-первых, сравнение фотографий ее, сделанных с промежутком времени в 30 лет, позволило ещё в 1942 году подтвердить обнаруженный ранее факт: туманность заметно расширяется во все стороны от своего центра, занятого двумя звездочками.
• Во-вторых, вид спектральных линий показывает, что туманность расширяется со скоростью 1300 км/сек, то-есть раз в сто большей, чем у других газовых туманностей, также обнаруживающих расширение.

Сопоставляя видимую угловую скорость расширения туманности с его линейной скоростью, определенной по спектру, мы узнаем расстояние до туманности (4100 световых лет), а отсюда и светимость двух звездочек в ее центре (она та же, что у Солнца). Туманность огромна, свет от одного ее края до другого идет шесть лет. Для сравнения: диаметр орбиты Плутона в солнечной системе он пересекает за одиннадцать часов.

Зная скорость видимого углового расширения туманности, можно подсчитать, когда же все ее вещество было сосредоточено в одном месте — там, в центре, где видны две звездочки. И что же оказывается? Это было около восьмисот лет назад, то-есть примерно в то время, когда китайские летописцы видели вблизи этого же места свою «звезду-гостью».

Может ли это быть простым совпадением? Может ли быть, чтобы такая исключительная туманность случайно возникла в то время и в том месте, где сияла исключительная новая звезда?

Сверхновые – на самом деле старые

Не оставила ли вместо себя после вспышки эта звезда крабовидную туманность и одну из слабых звездочек, видимых сейчас в ее центре? Но для создания такой колоссальной туманности, массу которой оценивают в 15 солнечных масс, должна была произойти катастрофа, по своей грандиозности далеко превышающая те, которые бывают у обычных новых звезд. Именно по этой причине для подобных взрывающихся звезд в отличие от новых, было дано новое название: сверхновые звезды.

“Сверхновые” – на самом деле, это неудачный исторически сложившийся термин. «Новыми» они называются только потому, что раньше мы их не видели на небосклоне. В действительности они существовали и раньше, но были менее яркими, поэтому их не замечали. Сейчас выделен целый класс звезд, блеск которых увеличивается в сотни тысяч раз из-за расширения и сброса атмосферы, но такие звезды остаются звездами, и этот процесс может повториться снова. Так как каждая сверхновая, это по большому счету – гибнущая звезда, уже “отработавшая” свое ядерное топливо, то фактологически наши “новые” звезды на самом деле являются “старыми”.

Основная масса звезд не взрывается, а умирает вполне спокойно, тихо угасая. Особенности взрыва звезды определяются многими параметрами предсверхновых и в первую очередь массой звезды, так как основная действующая сила – гравитация. Важны и химический состав, и осевое вращение, и магнитное поле и др. Сверхновые, как и превращающиеся в них звезды, очень разнообразны. Хоть их и делят на два типа (СН1 и СН2), но во многих случаях непонятно, к какому из них принадлежит сверхновая. Например, знаменитая Крабовидная туманность – содержит сравнительно малую массу, как СН1, но в ее спектре  наблюдаются широкие линии водорода, что характерно для СН2.

Взрыв сверхновой звезды

Сейчас установлено, что в среднем, 1 раз за 300—400 лет в каждой из галактик, вспыхивают звезды, названные сверхновыми. И каждый такой звездный взрыв – событие во истину космического масштаба.  Эти взрывы имеют далеко идущие последствия – именно сверхновые звезды обогащают Вселенную всеми химическими элементами, из которых состоим мы и окружающий нас мир. Разрушаясь, они стимулируют образование молодых звезд и “сбивают” в плотные облака разряженные газовые туманности, из которых в будущем появятся новые солнца и планетарные системы. Сверхновые типа СН1 служат индикаторами при определении расстояний до других галактик и для оценки скорости расширения Вселенной.

Как “работает” сверхновая звезда

Мы ограничимся рассмотрением взрывов звезд СН2 с массами примерно 8 – 20 масс Солнца.

В недрах предсверхновых звезд уже произошли термоядерные реакции образования химических элементов от гелия до железа. Все они идут с выделением энергии, ядро звезды разогревается до миллиарда градусов, при такой температуре многие ядра железа распадаются на альфа-частицы и нейтроны.

Эти реакции идут с поглощением энергии, поэтому ядро звезды остывает и под действием гравитации сжимается, уплотняется. Сжимаясь, оно снова разогревается, включаются новые реакции, в том числе распада альфа-частиц с освобождением нейтронов, протонов и других частиц.

В результате медленных и быстрых реакций захвата нейтронов еще сохранившимися ядрами (или их осколками) образуются более тяжелые элементы. Многие из них – неустойчивые, их распад и усиливающийся поток нейтрино также способствует дальнейшему охлаждению звездного ядра.

Газовое давление в ядре уже не в состоянии противостоять гравитационному сжатию звезды. Размер ядра уменьшается до десятков километров. Звезда теряет устойчивость и за сотые доли секунды происходит «взрыв внутрь» – имплозия. Температура достигает десятков миллиардов градусов, плотность – сотен миллионов тонн в кубических см. При таких условиях электроны объединяются с протонами, наступает нейтронизация всего звездного ядра. Происходят реакции с образованием электронных и мюонных нейтрино и антинейтрино, каждое из которых отнимает 10 – 20 МэВ энергии. Потоки нейтрино, покидающие звезду, так велики, что они за секунды уносят почти всю энергию взрыва. Дальнейшее сжатие ядра звезды останавливается из-за давления вырожденного нейтронного газа, также порожденного гравитацией, которая как бы сама сдерживает свою силу.

Атмосфера звезды к моменту взрыва в результате термоядерной эволюции превратилась в слоистую, в которой ближе к ядру звезды находятся самые тяжелые элементы (до железа), а выше с каждым слоем все более легкие до водорода. При катастрофическом сжатии ядра возникает зазор между ним и атмосферой. За несколько секунд атмосфера свободно спадает на твердую поверхность ядра, отражается от него и со скоростью в десятки тысяч км в сек устремляется вверх.

От падения, сжатия, удара она разогревается, в ней бурно происходят термоядерные реакции с выделением энергии, часть энергии ей отдают вырывающиеся из ядра звезды потоки нейтрино, очевидно, большую роль играют возникшая турбулентность и магнитное поле. Газ атмосферы стремится наружу еще и потому, что там меньше плотность. Атмосфера так расширяется, что яркость звезды увеличивается в десятки миллиардов раз, а ее радиус во много раз превосходит радиус орбиты Земли!

В результате атмосфера отрывается от звезды и превращается в расширяющуюся со скоростью в тысячи км в сек туманность. Излучение ее состоит из двух компонентов: заполняющего туманность диффузного свечения и выделяющейся на его фоне яркой сложной волокнистой структуры.

Диффузное свечение – синхротронное, его создают заряженные чатицы (электроны, протоны, ионы), движущиеся с релятивистскими скоростями в расширяющемся от ядра магнитном поле. Вращаясь вокруг магнитных силовых линий, они теряют энергию на излучение во всех видах электромагнитных волн от радио до гамма. Чем более энергичная частица, тем более короткие волны она излучает, но, теряя энергию, она производит все более длинноволновое излучение, как говорят, «высвечивается».

Почему же диффузное излучение остатков сверхновых продолжается сотни тысяч лет? Потому, что остаток взорвавшейся звезды – пульсар, подпитывает туманность. Вращающийся вокруг своей оси с периодом всего в сотые или тысячные доли секунды, он выбрасывает из полюсов сильнейшего магнитного поля потоки заряженных частиц, движущихся с релятивистскими скоростями – джеты. Теряя таким образом энергию, пульсар вращается все медленнее и превращается в обычную нейтронную звезду – маленькое темное остывающее тело.

По поводу природы джетов высказываются многочисленные гипотезы, строятся различные математические модели, но пока природа джетов остается невыясненной. Не у всех сверхновых в центре остается сверхплотное тело. Оно может быть выброшено с большой скоростью в окружающее пространство из-за несимметричности взрыва.

Наблюдение сверхновых звезд

Внезапно появившаяся в какой-нибудь звездной системе сверхновая звезда в своем наибольшем блеске светит так же, как все остальные звезды этой системы, вместе взятые, а иногда даже и затмевает их своим блеском. Иначе говоря, в течение нескольких дней сверхновая звезда светит так же, как сто миллионов солнц. Сто миллионов солнц, как бы слитые в одной звезде, в одном солнце! Вот какие бывают сверхновые, или, если хотите, сверхзвезды, сверхсолнца!

Сверхновые звезды ярче обычных новых звезд примерно настолько же, насколько обычные новые бывают ярче звезд, наиболее часто встречающихся во вселенной. Как все это ни невероятно, но это — наблюдаемый факт, а с фактами, как известно, не спорят.

Спектр сверхновых звезд в наибольшем блеске не содержит заметных линий — ни темных, ни ярких. Последние появляются потом, они необычайной ширины, свидетельствующей о выбросе газов со скоростью около 6000 км/сек, но какие это газы, пока не совсем ясно.

К сожалению, мы ничего не можем сказать ни о том, почему появляются сверхновые, ни о том, что представляли собой эти звезды до взрыва. С момента более-менее постоянного наблюдения неба и появления мощной астрономической аппаратуры, мы ещё не разу не становились свидетелями взрыва сверхновой звезды. Всё что у нас есть – исследования остатков “нашей” сверхновой, взорвавшейся в 1054 году.

Как вы помните – в центре крабовидной туманности находятся две небольшие звезды. Так вот, обе из них давно просканированы спектрографом и мы хорошо знаем о том, из чего они состоят.

У одной из них спектр очень напоминает наше Солнце, но, вероятно, она гораздо ближе к нам, чем туманность, и лишь случайно на нее проецируется из-за погрешностей приборов и чудовищного расстояния.

Сверхновая звезда после взрыва – все что осталось от былого величия, это маленькая звездочка в центре и громадная корона сброшенной газопылевой оболочки звезды

А вот другая звезда гораздо интереснее – в её спектре никаких линий не заметно, но распределение энергии в нем указывает на очень высокую температуру. По яркости туманности в сравнении со звездочкой можно оценить температуру звезды. Так вот, согласно Б. Воронцову-Вельяминову, температура этой “крошки” составляет не менее 140 тысяч градусов. Вероятно, она-то и является тем, что осталось от недолговечной сверхзвезды.

В наибольшем блеске та сверхновая звезда должна была быть сверхзвездой — не только сверх-яркой, но и сверх-громадной. Она должна быть в тысячи раз больше Солнца по диаметру, размером почти во всю нашу солнечную систему. После вспышки же, судя по ядру крабовидной туманности, она стала в 50 раз меньше Солнца, то-есть лишь вдвое больше Земли, и ее средняя плотность составляет около 300 000 грамм на квадратный сантиметр.

Иными словами, наперсток с веществом этой звезды будет весить 300 килограммов и потребует для перевозки грузовик!

В общем и целом, на этом современные познания о природе сверхновых звезд заканчиваются. Единственное, о чем стоит упомянуть, так это о том, что крабовидная туманность особенно сильно излучает красные лучи, обязанные некоторым линиям спектра азота. Это заставило поискать подтверждения тому, что яркая новая звезда, наблюдавшаяся Кеплером в 1604 году в созвездии Змееносца, тоже была сверхновой.

Дополнительным доказательством этому является и то, что когда участок неба указанный Кеплером был сфотографированы на пластинках, чувствительных к красным лучам, и на снимке обнаружилась невидимая ранее слабая туманность. Спектр ее оказался похожим на спектр крабовидной туманности, и центр ее совпал с местом вспышки новой звезды Кеплера. Но и там нет звезд ярче 18-ой звездной величины.

По всей видимости, звезда Кеплера, а также “новая звезда, бывшая ярче Венеры” и наблюдавшаяся даже днем Тихо Браге в 1572 году в созвездии Кассиопеи, были тоже сверхновыми звездами, вспыхнувшими в нашей Галактике.