Одним словом, понять феномен сверхновой — престижное дело для современной науки. Но, к сожалению, последний раз достаточно близкий для детального изучения взрыв сверхновой наблюдался еще в "доисторическую" эпоху — до появления оптических телескопов, не говоря уже о нейтринных и гравитационных. Многие годы астрономы наблюдали взрывы сверхновых лишь в далеких галактиках, не имея возможности подробно изучить их. И вот...
Счастье пришло к специалистам по сверхновым 23 февраля 1987 года. В этот день в соседней, очень близкой к нам галактике Большое Магелланово Облако взорвалась массивная звезда. Этот взрыв был виден невооруженным глазом, его зафиксировали нейтринные и, возможно, даже гравитационные телескопы. После этого события, получившего обозначение Сверхновая 1987А, простой интерес к сверхновым превратился в настоящий ажиотаж. Динамика взрыва и химический состав его продуктов были исследованы детальнейшим образом и, как это нередко бывает в астрономии, далеко не все обнаруженные факты уложились в русло "стандартной" теории.
Спасательным кругом для астрономов стало предположение о том, что сверхновая 1987A входила в состав тесной двойной системы. Это объяснило, например, тот факт, что взорвался не красный сверхгигант, как это предсказывала теория звездной эволюции, а голубой гигант. В рамках гипотезы о взрыве одного из компонентов двойной системы ученые объясняют это тем, что незадолго до катастрофы умирающая звезда отдала соседке большую часть своей атмосферы — так будущая сверхновая лишилась обширной оболочки, превратившись в голубого гиганта.
Следующий за "Магеллановым" близкий взрыв сверхновой произошел в 1993 году в галактике М81 в Большой Медведице. Это событие также дало богатый урожай наблюдений и было интерпретировано как взрыв звезды, родившейся с массой в 15 солнечных, входившей в состав двойной системы, но к моменту вспышки отдавшей почти все свое вещество соседке и "похудевшей" до 3 масс Солнца (М☉). По-существу, к концу жизни от звезды осталось почти голое ядро, которое и взорвалось. Только так удается объяснить большой дефицит водорода в оболочке этой сверхновой: скорее всего, весь водород из внешних слоев светила незадолго до взрыва "эмигрировал" к компаньону.
Как видим, предположение о том, что двойственность в мире звезд — скорее норма, нежели исключение, дает богатые возможности для интерпретации их видимого поведения. Для теоретиков же переход от эволюции одиночных звезд к двойным равносилен переходу из одномерного мира в двумерный: масса новых, невозможных ранее сценариев эволюции открывается в перспективе; но научиться играть в эту новую игру также трудно, как перейти от крестиков-ноликов к шахматам.
Физика сверхновых звезд разделилась сейчас на два слабо связанных между собой направления: в рамках одного из них изучается механизм взрыва, в рамках другого — его последствия. Поскольку колоссальное выделение энергии происходит почти мгновенно и весьма глубоко в ядре звезды, развитие дальнейших событий не особенно чувствительно к причинам и динамике самого взрыва. То, что мы наблюдаем в оптические телескопы, — стремительный подъем блеска, его колебания и медленный спад, — в основном отражает строение оболочки звезды, по которой распространяется ударная волна. Многообразие кривых блеска сверхновых в значительной мере связано с разнообразием оболочек массивных старых звезд. У одиночного красного сверхгиганта истекающая атмосфера может заполнить довольно плотным веществом объем радиусом в десятки астрономических единиц, а такая же звезда в тесной двойной системе имеет скромный размер в 15-20 солнечных радиусов. Соответственно этому меняется длительность и яркость вспышки сверхновой.
Сейчас нет единства мнений относительно механизмах взрыва сверхновых; обсуждаются несколько возможных сценариев. Согласно одному из них, к концу эволюции массивной звезды, когда в ее термоядерной "печке" сгорел весь водород и гелий, в ядре звезды скапливаются продукты ядерного синтеза — углерод и кислород. Ядро звезды сжато до очень высокой плотности, фактически, — это углеродно-кислородный белый карлик, скрытый в недрах нормальной звезды. По мере роста массы карлик (ядро) сжимается, и температура его растет. Теория внутреннего строения звезд указывает предельно возможную массу для таких карликов (так называемый "предел Чандрасекара") — 1.4 М☉. При большей массе карлик не выдерживает давления собственного веса и начинает стремительно сжиматься — коллапсирует. В этот момент его температура подпрыгивает до гигантских значений, и в термоядерный синтез вступает углерод. Это происходит так стремительно, что практически создает эффект термоядерного взрыва, разрушающего ядро и оболочку звезды.
В другом сценарии рассматриваются еще более массивные звезды (свыше 10 М☉). Образовавшееся у них углеродно-кислородное ядро продолжает гореть до тех пор, пока все его вещество не превратится в железо — истинную "золу" термоядерного горения. Масса железного ядра растет, оно сжимается, его температура повышается и, когда она превосходит некое критическое значение, ядра атомов железа не выдерживают нагрева и начинают распадаться на нейтроны и протоны. Впрочем, протоны, захватывая пролетающие мимо них электроны, тоже превращаются в нейтроны — происходит сплошная нейтронизация вещества. Эти процессы идут с поглощением энергии, что только ускоряет коллапс ядра. Сжавшееся ядро становится нейтронной звездой или (при большой массе) черной дырой. А нагретые в ходе коллапса ядра внешние слои звезды сбрасываются в виде взрыва сверхновой.
Оба эти сценария разрабатываются уже довольно давно и подробно описаны во многих книгах и статьях.
У каждого из них имеются свои плюсы, но есть и определенные минусы, которые заставляют астрономов искать новые подходы к поиску механизмов взрыва сверхновых. Дело в том, что в теориях коллапса ядер у предков сверхновых и дальнейшего их превращения в нейтронные звезды есть один сложный момент: в процессе коллапса выделяется гигантская энергия, порядка 1046 Дж, но в основном — в форме колоссального потока нейтрино. На вспышку же уходит всего лишь 1% этой энергии (1044 Дж), правда не ясно, как и почему нейтрино передают веществу звезды именно эту долю энергии.
Не исключено, что небольшая часть нейтринного потока поглощается во внутренней области железного ядра звезды и таким образом отдает веществу свою энергию. Однако этот процесс очень чувствителен к деталям строения звезды, что совершенно не согласуется с удивительным постоянством энергий вспышек сверхновых. Кроме того, необъясненной особенностью сверхновых остается отсутствие нейтронной звезды-пульсара в центрах многих остатков вспышек и довольно замысловатая форма разлетающихся после взрыва оболочек, как это продемонстрировала Сверхновая 1987А.
Итак, вопросов еше очень много. Поэтому теоретики продолжают выдвигать все новые и новые версии механизмов взрыва сверхновых. Одной из наиболее оригинальных работ, предложенных в последнее время, стала гипотеза московских астрофизиков под руководством профессора В. С. Имшенника из Института теоретической и экспериментальной физики.
Их идея основана на том, что все звезды вращаются. Казалось бы, это общеизвестный факт, но в теории сверхновых его не всегда учитывали. Как уже говорилось, в центре достаточно массивной звезды к моменту завершения термоядерных реакций образуется железное ядро с массой 1.2-2 М☉. По существу, это железный белый карлик. Когда его масса превышает предел Чандрасекара, он теряет устойчивость и начинает стремительно сжиматься, превращаясь в нейтронную звезду. Под действием высокого давления ядра атомов железа трансформируются в сплошную "нейтронную субстанцию", обладающую колоссальной упругостью. Это останавливает коллапс сердцевины, а догоняющие ее внешние слои ядра с огромной скоростью налетают на неподвижную "нейтронную стену". Выделившаяся при этом энергия нагревает вещество, и рождается ударная волна, которая выбрасывает внешние слои ядра наружу. Теоретики называют это "отскоком". Такой сценарий весьма нагляден, но о вращении звезды в нем забыто; как же оно может изменить картину?
Коллапс вращающегося ядра звезды приводит к его раскрутке и, по мере роста центробежной силы, это может закончиться разрывом образовавшейся нейтронной звезды на две части: в недрах предка сверхновой образуется миниатюрная двойная система с массой около 2 М☉. Но поскольку в природе ничто не происходит идеально, один из компонентов этой двойной обязательно оказывается чуть массивнее другого. А нейтронные звезды, как и белые карлики, чем массивнее, тем меньше в диаметре. Поэтому маломассивный компонент двойной системы будет более крупным и менее плотным.
Расчеты показывают, что жизнь подобной пары нейтронных звезд весьма коротка. Орбитальное движение ее компонентов вызывает мощное излучение гравитационных волн, уносящее энергию из системы. Звезды быстро сближаются и примерно через час приходят в контакт друг с другом. При этом более массивная из них начинает отбирать вещество у менее массивной. Когда масса более легкой звезды уменьшается до 0.1 М☉, внутреннее давление ее вещества превосходит силу тяжести, и звезда взрывается. Ее вещество из "нейтронной жидкости" вновь становится обычным железом и от этого очень сильно расширяется.
Вот так выглядит предложенный механизм взрыва. Примечательно, что в этой модели энергия взрыва, согласно расчетам, как раз равна энергии вспышки сверхновой (1044 Дж) и практически полностью передается лежащему над ядром обычному веществу звезды. Более того, потеряв при взрыве своего малого компаньона, его массивный сосед, сохраняя свое орбитальное движение, улетает от места взрыва со скоростью около 1000 км/с, что как раз близко к скоростям движения пульсаров в Галактике.
Разумеется, эта теория еще не завершена; у нее есть свои трудности, в целом, свойственные для всех моделей сверхновых. Главная проблема — у физиков пока нет точного представления о том, как ведет себя вещество при гигантских плотностях, характерных для нейтронной звезды, как протекают в нем ядерные реакции, как взаимодействуют с ним потоки нейтрино. Поэтому пока существуют некоторые разногласия между разными авторами, увлеченными этой проблемой. В частности, в некоторых моделях взрыва потоки нейтрино уносят из ядра звезды слишком много энергии, так что на сброс оболочки звезды энергии почти не остается. Точнее, остается "всего" около 1043 Дж, а это раз в 10 меньше, чем требуется для согласия с наблюдениями. Теоретики думают, как бы заставить улетающие нейтрино срывать со звезды оболочку. Пока идут споры. А раз так, значит дело движется, и впереди нас ждут новые интересные результаты.
С изучением сверхновых связано немало других интересных проблем: эволюция нейтронных звезд и обнаружение у них планет, влияние оболочек сверхновых на эволюцию межзвездной среды и формирование в ней звезд следующих поколений. Чтобы лучше разобраться в явлении сверхновой, очень желательно не пропустить такую вспышку в нашей или хотя бы одной из ближайших к нам галактик. Близкий взрыв даст возможность точно измерить поток нейтрино и гравитационных волн, а значит, окончательно понять физику явления. В окрестности Солнца давно не наблюдалось сверхновых — со времен Кеплера. Пора бы ей уже появиться!
Патруль ярких сверхновых вполне по силам любителям астрономии. В некоторых странах, например, в Англии или Италии он налажен очень неплохо. Российские любители пока раздумывают...
Поиски сверхновых силами любителей астрономии
Поиски сверхновых звезд в других галактиках в последнее время становится все более популярными среди любителей астрономии. Вот лишь несколько последних примеров.
Апрель этого года оказался очень удачным для англичанина Марка Армстронга. Он является членом специальной британской группы "искателей сверхновых" и проводит свои наблюдения с помощью 26-см рефлектора и ПЗС-матрицы. Обычно ночи вблизи полнолуния считаются "потерянными" для астрономов, но Марк пренебрег этим правилом. И, как оказалось, не зря: 13 апреля ему удалось засечь вспышку сверхновой в галактике NGC 3982 в Большой Медведице. Сверхновая получила обозначение I998aq и стала третьей в списке достижений Марка и восьмой — в общей копилке английской команды. Вдохновленный успехом, Армстронг продолжал поиски, и 29 апреля он вновь стал первооткрывателем. На этот раз удача "посветила" ему из созвездия Геркулеса: звезда, получившая обозначение 1998Ьр, вспыхнула в галактике NGC 6495. Обе сверхновых Армстронга в максимуме блеска превысили 13m и были доступны визуальным наблюдениям. Вот вам и пресловутая "английская погода"...
Еще одна достаточно яркая вспышка была открыта итальянцем Мирко Вилли 9 мая в галактике NGC 3368 в созвездии Льва, Для любителей здесь представляет интерес то, что эта же галактика более известна как объект каталога Мессье М96, и наверняка ее многие не раз наблюдали В свои телескопы, а возможно даже и в мае... Эта сверхновая, получившая обозначение 1998bu, в максимуме превысила 12m и была доступна даже "Мицару"...
Как показывает практика, при поисках сверхновых любительскими средствами наиболее эффективным оказывается использование небольших телескопов, оснащенных цифровыми приемниками излучения (ПЗС-матрицами) и системами автоматического слежения за небом. Управляемые компьютером, подобные инструменты шаг за шагом исследуют те участки неба, где расположены близкие галактики, помогая своим хозяевам и зачастую "вручая" им лавры первооткрывателей. К сожалению, абсолютное большинство российских любителей не имеют ПЗС-матриц и автоматизированных телескопов, и поэтому могут позволить себе только визуальные поиски.
Сурдин Владимир Георгиевич — кандидат физ.-мат. наук, сотрудник ГАИШ. Автор недавно вышедшей из печати книги "Рождение звезд ". Аксенов Алексей Геннадьевич — младший научный сотрудник Института теоретической и экспериментальной физики РАН, специалист по теории нейтронных звезд и взрывов сверхновых.
