Взрывы сверхновых звёзд

В летописях и хрониках разных стран, начиная примерно с 11-го века, встречаются упоминания о внезапном появлении на небе новых и невероятно ярких звёзд, угасавших всего в течение нескольких месяцев. Наиболее яркими были вспышки в 1006 и 1054 годах (их наблюдали японские и китайские астрономы) [1]. В 1572 году схожее явление наблюдал известный учёный Тихо Браге, а следующая очень яркая новая звезда была замечена осенью 1604 (9 октября в Европе и 10 октября — в Китае): она оставалась видной в течение года и была исследована европейскими астрономами того времени, в том числе Иоганном Кеплером [2]. В 1885 году подобное событие было зафиксировано в туманности Андромеды, а 24 февраля 1987 — в Большом Магеллановом Облаке [3].

Примечательно, что все описанные выше вспышки звёзд были намного сильнее вспышек так называемых «новых»: например, мощность оптического излучения звезды 1885 года была в десятки тысяч раз больше, чем у известных «новых» [1]. Попытка объяснить природу этого удивительного явления привела к появлению в 1934 году термина «сверхновая» (supernova, SN)[3], который начали использовать для обозначения звёзд, блеск которых за очень короткое время (чаще всего — несколько суток) увеличивается на десятки звёздных величин (в миллионы или даже в миллиарды раз), а затем, в течение нескольких месяцев, постепенно спадает. Обычно к «сверхновым» относят вспышки с мощностью оптического излучения более 10³⁴ Вт [4].

Впоследствии изучение «сверхновых» позволило разделить их на два основных типа и объяснить причины, приводящие к возникновению настолько мощной вспышки.

К первому типу были отнесены «сверхновые», в спектрах которых отсутствует линия водорода, с последующим разделением на подтипы (a, b и c) в зависимости от наличия или отсутствия в их спектрах линий других элементов, в частности, ионизированного кремния и гелия.

Взрывы сверхновых данного типа связаны с эволюцией звёзд в тесных двойных системах, то есть звёзд, расстояние между которыми сопоставимо с их размерами, в результате чего становится возможным обмен веществом. Если одним из компонентов такой системы является звезда с интенсивным звёздным ветром, то часть её вещества будет постепенно «перетекать» на вторую звезду, приводя к постепенному увеличению её массы. В том случае, если реципиентом оказывается белый карлик — потухшая звезда, термоядерные реакции внутри которой больше не происходят, — то приток вещества неизбежно приводит к росту плотности и температуры. Как только масса белого карлика приближается к пределу Чандрасекара (1,44 массы Солнца), то есть верхнему пределу, при котором звезда такого типа может существовать, термоядерные реакции в его центре возобновляются. Разница между плотностью вещества во внутренних и внешних слоях приводит к потере звездной устойчивости, и происходит термоядерный взрыв, который и принято называть взрывом «сверхновой» типа Ia [1].

«Сверхновыми» типов Ib и Ic становятся массивные звёзды, также входящие в тесные двойные системы: это отличает их от «сверхновых» второго типа, являющихся конченым этапом эволюции одиночных звёзд с достаточно большой массой.

Как известно, относительно небольшие звёзды, чья масса не превышает 4 (четырёх) масс Солнца, на конечном этапе своей эволюции не взрываются, а превращаются в белые карлики, избавившись от лишнего вещества через истечение звёздного ветра или отделение планетарной туманности [3]. Но если масса звезды значительно больше, возникают предпосылки для взрыва «сверхновой». Это происходит в тот момент, когда в центральной части звезды останавливаются процессы термоядерного синтеза: цепочка реакций, начавшаяся с самой простой — образования гелия при слиянии ядер водорода, — заканчивается образованием ядер железа и никеля, самых стабильных в природе [1]. Таким образом внутри звезды образуется железоникелевое ядро [3]: оно не может сопротивляться гравитационным силам и быстро сжимается (коллапсирует) [1]. Коллапс сопровождается нейтронизацией вещества: из-за крайне высокого давления протоны начинают поглощать электроны, в результате чего образуется пара нейтрон-нейтрино. В тот момент, когда вызванная коллапсам ударная волна, дополнительная разгоняемая нейтрино, достигает поверхности звезды, происходит вспышка [5].

В результате в космическом пространства остаётся два объекта: центральная часть звезды, в зависимости от её исходной массы, превращается или в «нейтронную звезду», или в «чёрную дыру» [3], а разлетевшиеся в результате взрыва внешние слои становятся так называемым «остатком сверхновой». Подобный «остаток» состоит преимущественно из очень горячей плазмы, различных газов, пыли и субатомных релятивистских частиц [6]. Расширение «остатка сверхновой» происходит с огромной скоростью и сопровождается сильным излучением в рентгеновской и ультрафиолетовой областях спектра [7]. Остывание вещества взорвавшейся звезды происходит очень медленно — даже через сотни лет после вспышки его температура может достигать порядка 20-50 тыс. К. Такие «остатки» излучают преимущественно в оптическом диапазоне, но так же «видимы» и в рентгеновском и инфракрасном диапазонах [6].

Наиболее известным примером «остатка» сверхновой является Крабовидная туманность (NGC 1952, Taurus A) — её изображение, полученное при помощи космического телескопа «Хаббл» показано на рисунке (Рисунок). По современным представлениям, эта туманность образовалась после взрыва «сверхновой» 1054 года. На данный момент её диаметр составляет порядка 11 световых лет, а скорость расширения близка к 1500 км/с.

Рисунок. Крабовидная туманность (NGC 1952), фотография космического телескопа «Хаббл»

Изучение «сверхновых» звёзд осложняется несколькими важными факторами. Во-первых, взрывы «сверхновых» происходят в нашей вселенной не так уж и часто (предположительно, в галактиках, подобных нашей, в среднем происходит не более двух вспышек на столетие). Во-вторых, даже если бы взрывы случались чаще, часть из них всё равно была бы недоступна для изучения с Земли: в первую очередь это касается крайне далёких «сверхновых», яркость вспышек которых приглушена расстоянием, и звёзд, расположенных вблизи центра нашей Галактики. В случае с последними наблюдение возможно только в радио- и рентгеновском диапазонах, и потому чаще всего фиксируется уже не сама «сверхновая» звезда, а её «остаток».

Между тем, исследования «сверхновых» имеют большое значение для современных астрономии и астрофизики. Например, «сверхновые» типа Ia используются учёными в качестве «стандартных свечей»: поскольку взрыв звёзд этого типа происходит при достижении строго определённой массы (а именно предела Чандрасекара, о котором уже было сказано выше), то количество выделяемой при взрыве энергии всегда является примерно одинаковым. Соответственно, одинаковой должна быть и интенсивность испускаемого оптического излучения, что позволяет, сравнив светимость звезды с величиной её наблюдаемого потока, определить расстояние до места взрыва.

Кроме того, установлено, что при помощи наблюдения за далёкими «сверхновыми», красное смещение которых близко к 1, можно определить величины, зависящие от плотности вещества во Вселенной. Это, согласно общей теории относительности Эйнштейна, может помочь определить кривизну пространства, знание которой даст возможность лучше понять ход эволюции Вселенной [1]. Но на данный момент имеющихся сведений недостаточно, что делает необходимым дальнейшее изучение «сверхновых».

В заключение важно отметить, что «сверхновые» звёзды важны не только для науки: из-за своей масштабности и катастрофичности их взрывы оказывают огромное влияние на процессы, происходящие во Вселенной. «Остатки» сверхновых, расширяясь и сталкиваясь с близлежащими молекулярными облаками, могут стимулировать их гравитационное сжатие, что приводит к формированию новых массивных звёзд [6].

Кроме того, во время самих взрывов создаются условия для синтеза химических элементов тяжелее железа, которые, впоследствии, разносятся по всему космическому пространству [1].

Дата добавления: 2015-11-14