Сверхновая звезда. Как умирают звёзды Что происходит после взрыва сверхновой звезды
0 👁 3 364
Судьба гигантов
Самые большие и массивные звёзды сгорают быстро и взрываются сверхновыми. После взрыва сверхновой остаётся или чёрная дыра, а вокруг них - материя, выброшенная колоссальной энергией взрыва, которая после становится материалом для новых звёзд. Из наших ближайших звёздных соседей такая судьба ждёт, например, Бетельгейзе, однако когда она взорвётся, подсчитать невозможно.
Нейтронная звезда - это страшный физический феномен. Ядро взорвавшейся звезды сжимается - примерно так же, как газ в двигателе внутреннего сгорания, только в очень большом и эффективном: шар диаметром в сотни тысяч километров превращается в шарик от 10 до 20 километров в поперечнике. Сила сжатия так велика, что электроны падают на атомные ядра, образуя нейтроны - отсюда название.
Плотность материи при таком сжатии вырастает примерно на 15 порядков, а температура поднимается до непредставимых 10 12 К в центре нейтронной звезды и 1 000 000 К на периферии. Часть этой энергии излучается в форме фотонного излучения, часть уносят с собой нейтрино, образующииеся в ядре нейтронной звезды. Но даже за счёт очень эффективного нейтринного охлаждения нейтронная звезда остывает очень медленно: для полного исчерпания энергии требуется 10 16 или даже 10 22 лет. Что останется на месте остывшей нейтронной звезды, сказать сложно, а пронаблюдать - невозможно: мир слишком для этого слишком молод. Существует предположение о том, что на месте остывшей звезды опять-таки образуется чёрная дыра.
Участь звёзд средних масштабов
Другие, менее массивные звёзды дольше, чем самые большие, остаются на главной последовательности, зато, сойдя с неё, умирают гораздо быстрее, чем их нейтронные родственники. Больше 99% звёзд во Вселенной никогда взорвутся и не превратятся ни в черные дыры, ни в нейтронные звёзды - их ядра слишком малы для таких космических драм. Вместо этого звёзды средней массы в конце жизни превращаются в красные гиганты, которые, в зависимости от массы, превращаются в белые карлики, взрываются, полностью рассеиваясь, или становятся нейтронными звёздами.
Белые карлики составляют сейчас от 3 до 10% звёздного населения Вселенной. Их температура очень велика - более 20 000 К, более чем втрое больше, чем температура поверхности Солнца - но всё-таки меньше, чем у нейтронных звёзд, и благодаря более низкой температуре и большей площади белые карлики остывают быстрее - за 10 14 - 10 15 лет. Это означает, что в ближайшие 10 триллионов лет - когда Вселенная станет в тысячу раз старше, чем сейчас, - во вселенной появится новый тип объекта: чёрный карлик, продукт остывания белого карлика.
Пока черных карликов в космосе нет. Даже самые старые остывающие звёзды на сегодняшний день потеряли максимум 0,2% своей энергии; для белого карлика с температурой в 20 000 К это означает остывание до 19 960 K.
Для самых маленьких
О том, что происходит, когда остывают самые маленькие звёзды - такие, как наш ближайший сосед, красный карлик Проксима Центавра, науке известно ещё меньше, чем о сверхновых и чёрных карликах. Термоядерный синтез в их ядрах идёт медленно, и на главной последовательности они остаются дольше остальных - по некоторым расчётам, до 10 12 лет, а после, предположительно, продолжат жизнь как белые карлики, то есть будут сиять еще 10 14 - 10 15 лет до превращения в чёрный карлик.
Взрыв сверхновой
Сверхновые звездыОбратимся теперь к явлению сверхновой звезды - одному из самых грандиозных космических явлений. Коротко говоря, сверхновая - это настоящий взрыв зведы, когда большая часть ее массы (или даже вся) сбрасывается со скоростью до 10 тысяч км/с в пространство, а оставшаяся центральная часть схлопывается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или даже в черную дыру. Сверхновые играют фундаментальную роль в эволюци звезд, являясь "финалом" жизни звезд с массами более 8-10 солнечных масс, рождая нейтронные звезды и черные дыры и обогащая межзвездную среду тяжелыми химическими элементами (практически все химические элементы тяжелее кислорода когда-то образовались при взрыве какой-нибудь массивной звезды.
Не в этом ли разгадка извечной тяги человечества к звездам? Ведь в мельчайшей кровинке живой материи есть атомы железа, каждый из которых был синтезирован при гибели массивной звезды, и в этом смысле люди сродни тому снеговику из сказки Г.-Х. Андерсена, который испытывал необъяснимую любовь к жаркой печке, потому что основой его была кочерга...). По своим наблюдаемым характеристикам сверхновые принято разделять на 2 широких класса - сверхновые 1го и 2-го типа .
В спетрах сверхновых 1-го типа нет линий водорода, зависимость их блеска от времени (т.н. кривая блеска) почти не меняется от сверхновой к сверхновой, светимость в максимуме блеска примерно одинакова. Сверхновые 2-го типа , напротив, имеют богатый водородными линиями оптический спектр, формы их кривых блеска весма разнообразны, блеск в максимуме сильно различается у разных сверхновых. Чтобы дополнить картину различий между этими типами сверхновых укажем, что только сверхновые 1-го типа вспыхивают в эллиптических галактиках (т.е. галактиках без спиральной структуры с пониженным темпом звездообразования, основной состав которых - маломассивные красные звезды), в то время как в спиральных галактиках (к числу которых принадлежит и наша галактика Млечный Путь) встречаются оба типа сверхновых, причем установлено, что сверхновые 2-го типа концентрируются к спиральным рукавам галактик, где идет активный процесс звездообразования и много молодых массивных звезд.
Эти феноменологические особенности наводят на мысль о различной природе двух типов сверхновых. Сейчас надежно установлено, что при взрыве любой сверхновой освобождается всегда примерно одно и то же (гигантское!) количество энергии 10 53 эрг, что соответствует энергии связи образующегося компактного остатка (напомним, чтоэнергия связи звезды соответствует такому количеству энергии, которое нужно затратить, чтобы "распылить" вещество звезды на бесконечно удаленное расстояние). Основная энергия взрыва уносится не фотонами, а нейтрино - релятивисткой частицей с очень малой массой или вообще безмассовой (этот вопрос активно исследуется последние 10-20 лет на самых мощных ускорителях элементарных частиц), так как большая плотность звездных недр не позволяет фотонам свободно покидать звезду, а нейтрино чрезвычайно слабо взаимодействуют с веществом (как говорят, имеют очень малое сечение взаимодействия) и для них недра звезды вполне "прозрачны".
Окончательной самосогласванной теории взрыва сверхновых с образованием компактного остатка и сбросом внешней оболочки не существует ввиду крайней сложности учета всех физических процессов, происходящих при вспышке сверхновой. Однако все данные говорят о том, что сверхновые 2-го типа являются следствием коллапса ядра звезды, в котором происходило термоядерное горение сначала водорода в гелий, затем гелия в углерод и так далее до образования изотопов элементов "железного пика" - железа, кобальта и никеля, атомные ядра которых имеют максимальную энергию связи в расчете на одну частицу (ясно, что присоединение новых частиц к ядру, например, железа, будет требовать затрат энергии, а потому термоядерное горение и "останавливается" на элементах железного пика).
Что же заставляет центральные части массивной звезды терять устойчивость и коллапсировать как только железное ядро станет достаточно массивным (около 1.5 масс Солнца)?
В настоящее время известны два основных фактора, приводящие к коллапсу.
Во-первых,
это "развал" ядер железа на 13 альфа-частиц (ядер гелия) с выделением фотонов (т.н. фотодиссоциация железа), и
во-вторых
, захват электронов протонами с образованием нейтронов (т.н. нейтронизация вещества).
Оба процесса становятся возможными при больших плотностях (свыше 1 тонны в куб. см), устанавливающихся в центре звездных недр в конце эволюции, и оба они эффективно снижают "упругость" вещества, которая фактически и противостоит сдавливающему действию сил притяжения. При этом в ходе нейтронизации вещества выделяется большое количество нейтрино, уносящее основную энергию, запасенную в коллапсирующем ядре. В отличие от процесса катастрофического коллапса ядра, разработанного достаточно детально, сброс оболочки звезд (собственно взрыв) не так-то просто получить. По-видимому, существенную роль в этом процессе играет нейтрино.
Как показывают расчеты, проведенные на суперкомпьютерах, плотность вблизи ядра настолько высока, что даже слабовзаимодействующее с веществом нейтрино оказывается на какое-то время "запертым" внешними слоями звезды. Но гравитационные силы притягивают оболочку к ядру и возникает ситуация, похожая на ту, которая получается при попытке налить более плотную жидкость, например, воду, поверх менее плотной (например, керосина или масла) - из опыта хорошо известно, что легкая жидкость стремится "всплыть" из-под тяжелой (в этом проявляется так называемая неустойчивость Рэлея-Тэйлора). Этот механизм приводит к возникновению гигантских конвективных движений и в конце концов импульс нейтрино передается вышележащей оболочке, которая сбрасывается в окружающее звезду пространство. Интересно отметить, что возможно именно эти нейтринные конвективные движения приводят к нарушению сферической симметрии взрыва сверхновой (иными словами, появляется направление, вдоль которого преимущественно выбрасывается вещество) - и тогда образующийся остаток получает импульс отдачи и начинает двигаться в пространстве по инерции со скоростью до тысячи км/с (столь большие пространственные скорости наблюдаются у молодых нейтронных звезд - радиопульсаров). Описанная схематическая картина взрыва сверхновой 2-го типа позволяет объяснить основные наблюдательные особенности этого грандиозного явления. Более того, теоретические предсказания этой модели (особенно касающиеся полной энергии и спектра нейтринной вспышки) оказались в отличном согласии с зарегистрированным нейтринным импульсом, пришедшим 23 февраля 1987 г. от сверхновой в Большом Магеллановом Облаке.
Теперь несколько слов о сверхновых 1-го типа . Отсутствие свечения водорода в их спектрах говорит о том, что взрыв произошел в звезде, лишенной водородной оболочки. Как сейчас полагают, это может быть звезда типа Вольфа-Райе (фактически это богатые гелием, углеродом и кислородом ядра звезд, у которых давление света "сдуло" верхнюю водородную оболочку, или же, если такая массивная звезда входила в состав тесной двойной системы, эта оболочка "перетекла" на соседнюю звезду под действием мощных приливных сил), у которой коллапсирует проэволюционировавшее ядро (т.н. сверхновые типа 1b), или взрывающийся белый карлик .
Как может взорваться белый карлик? Ведь это очень плотная звезда, в которой не идут ядерные реакции, а силам гравитации противостоит давление плотного газа, состоящего из электронов и ионов, которое вызвано существенно квантовыми свойствами электронов (т.н. вырожденный электронный газ). Причина здесь та же, что и при коллапсе ядер массивных звезд - уменьшение упругости вещества звезды при повышении ее плотности. Это опять же связано со "вдавливанием" электронов в протоны с образованием нейтронов, а также с некоторыми релятивистскими эффектами, которые мы здесь не будем рассматривать.
Как же можно повысить плотность белого карлика? Это невозможно, если он одиночный. Но если белый карлик входит в состав достаточно тесной двойной системы, то под действием гравитационных сил газ с соседней звезды может перетекать на белый карлик (вспомните случай новых звезд!), и при некоторых условиях масса (а значит и плотность) его будет постепенно возрастать, что в конечном счете и приведет к коллапсу и взрыву. Другой возможный вариант более экзотичен, но не менее реален - это столкновение двух белых карликов. Как такое возможно, спросит внимательный читатель, ведь вероятность столкнуться двум белым карликам в пространстве ничтожна, т.к. ничтожно число звезд в единице объема (от силы несколько звезд в 100-1000 парсеках). И здесь (в который уж раз!) "виноваты" оказываются двойные звезды, но теперь уже состоящие из двух белых карликов. Не вдаваясь в детали их образования и эволюции, заметим только, что, как следует из общей теории относительности А.Эйнштейна, две любые массы, обращающиеся по орбите вокруг друг друга, рано или поздно должны столкнуться из-за постоянного, хотя и весьма незначительного, уноса энергии из такой системы волнами тяготения - гравитационными волнами (например, Земля и Солнце, живи последнее бесконечно долго, столкнулись бы из-за этого эффекта, правда через колоссальное время, намного порядков превосходящее возраст Вселенной).
Оказывается, в случае двойных систем с массами звезд около солнечной (2*10 30 кг) их "слияние" должно произойти за время меньшее возраста Вселенной (примерно 10 миллиардов лет).
Как показывают оценки, в типичной галактике такие двойные белые карлики могут сливаться раз в несколько сотен лет. Гигантская энергия, освобождаемая при этом катастрофическом процессе, вполне достаточна для объяснения явления Сверхновой типа 1а. Кстати, примерная одинаковость масс белых карликов делает все такие слияния "похожими" друг на друга, поэтому сверхновые типа 1а по своим характеристикам должны выглядеть одинаково вне зависимости когда и в какой галактике произошло это событие. Это свойство сверхновых типа 1а в настоящее время используется учеными для получения независимой оценки важнейшего космологического параметра - постоянной Хаббла, которая является количественной мерой скорости расширения Вселенной.
Мы рассказали лишь о наиболее грандиозных взрывах звезд, происходящих во Вселенной и наблюдаемых в оптическом диапазоне. Мы отмечали выше, что в случае Сверхновых звезд основная энергия взрыва уносится нейтрино, а не светом, поэтому исследованеи неба методами нейтринной астрономии имеет интереснейшие перспективы и позволит в будущем "заглянуть" в самое "пекло" сверхновой, скрытое огромными толщами непрозрачного для света вещества.
Еще более удивительные открытия сулит гравитационно-волновая астрономия, которая в недалеком будущем расскажет нам о грандиозных явлениях слияния двойных белых карликов, нейтронных звезд и черных дыр.
Если где-то во Вселенной накапливается достаточно вещества, оно сжимается в плотный комок, в котором начинается термоядерная реакция. Так зажигаются звёзды. Первые вспыхнули во тьме юной Вселенной 13,7 миллиардов (13,7*10 9) лет назад, а наше Солнце — всего каких-то 4,5 миллиарда лет назад. Срок жизни звезды и процессы, происходящие в конце этого срока, зависят от массы звезды.
Пока в звезде продолжается термоядерная реакция превращения водорода в гелий, она находится на главной последовательности . Время нахождения звезды на главной последовательности зависит от массы: самые большие и тяжёлые быстро доходят до стадии красного гиганта, а затем сходят с главной последовательности в результате взрыва сверхновой или образования белого карлика.
Судьба гигантов
Самые большие и массивные звёзды сгорают быстро и взрываются сверхновыми. После взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра, а вокруг них — материя, выброшенная колоссальной энергией взрыва, которая после становится материалом для новых звёзд. Из наших ближайших звёздных соседей такая судьба ждёт, например, Бетельгейзе , однако когда она взорвётся, подсчитать невозможно.
Туманность, образовавшаяся в результате выброса материи при взрыве сверхновой. В центре туманности — нейтронная звезда.
Нейтронная звезда — это страшный физический феномен. Ядро взорвавшейся звезды сжимается — примерно так же, как газ в двигателе внутреннего сгорания, только в очень большом и эффективном: шар диаметром в сотни тысяч километров превращается в шарик от 10 до 20 километров в поперечнике. Сила сжатия так велика, что электроны падают на атомные ядра, образуя нейтроны — отсюда название.
NASA
Нейтронная звезда (видение художника)
Плотность материи при таком сжатии вырастает примерно на 15 порядков, а температура поднимается до непредставимых 10 12 К в центре нейтронной звезды и 1 000 000 К на периферии. Часть этой энергии излучается в форме фотонного излучения, часть уносят с собой нейтрино, образующииеся в ядре нейтронной звезды. Но даже за счёт очень эффективного нейтринного охлаждения нейтронная звезда остывает очень медленно: для полного исчерпания энергии требуется 10 16 или даже 10 22 лет. Что останется на месте остывшей нейтронной звезды, сказать сложно, а пронаблюдать — невозможно: мир слишком для этого слишком молод. Существует предположение о том, что на месте остывшей звезды опять-таки образуется чёрная дыра.
Черные дыры возникают в результате гравитационного коллапса очень массивных объектов — например, при взрывах сверхновых. Возможно, через триллионы лет в чёрные дыры превратятся остывшие нейтронные звёзды.
Участь звёзд средних масштабов
Другие, менее массивные звёзды дольше, чем самые большие, остаются на главной последовательности, зато, сойдя с неё, умирают гораздо быстрее, чем их нейтронные родственники. Больше 99% звёзд во Вселенной никогда взорвутся и не превратятся ни в черные дыры, ни в нейтронные звёзды — их ядра слишком малы для таких космических драм. Вместо этого звёзды средней массы в конце жизни превращаются в красные гиганты, которые, в зависимости от массы, превращаются в белые карлики, взрываются, полностью рассеиваясь, или становятся нейтронными звёздами.
Белые карлики составляют сейчас от 3 до 10% звёздного населения Вселенной. Их температура очень велика — более 20 000 К, более чем втрое больше, чем температура поверхности Солнца — но всё-таки меньше, чем у нейтронных звёзд, и благодаря более низкой температуре и большей площади белые карлики остывают быстрее — за 10 14 — 10 15 лет. Это означает, что в ближайшие 10 триллионов лет — когда Вселенная станет в тысячу раз старше, чем сейчас, — во вселенной появится новый тип объекта: чёрный карлик, продукт остывания белого карлика.
Пока черных карликов в космосе нет. Даже самые старые остывающие звёзды на сегодняшний день потеряли максимум 0,2% своей энергии; для белого карлика с температурой в 20 000 К это означает остывание до 19 960 K.
Для самых маленьких
О том, что происходит, когда остывают самые маленькие звёзды — такие, как наш ближайший сосед, красный карлик Проксима Центавра, науке известно ещё меньше, чем о сверхновых и чёрных карликах. Термоядерный синтез в их ядрах идёт медленно, и на главной последовательности они остаются дольше остальных — по некоторым расчётам, до 10 12 лет, а после, предположительно, продолжат жизнь как белые карлики, то есть будут сиять еще 10 14 — 10 15 лет до превращения в чёрный карлик.
Звезда может погибнуть разными способами, но обычно люди думают, что звёзды взрываются.
Термин «сверхновая» описывает взрывы с выделением большого количества энергии в момент, когда определённые звёзды достигают определённой стадии развития. Сверхновые могут сиять ярче целых галактик, и разрушать всё, что находится в сотне световых лет от них. Но сверхновые – не просто удивительное природное явления. Это самые важные явления, необходимый для развития сложной материи и в том числе, жизни.
Поиск сверхновых астрономами
Начнём с того, как возникают сверхновые. Когда в одном месте собирается достаточно газа, его масса начинает оказывать гравитационное действие, сфокусированное в центре облака. Когда давление превосходит определённый предел, атомы водорода в центре сферы начинают претерпевать синтез, зажигающий газ и превращающий его в звезду. Но всё время жизни звезды и её горения существует противодействие между давлением температурной реакции, направленным наружу, и гравитационным сжатием, направленным внутрь.
Представление художника о первых звёздах
За миллиарды лет горения действующее наружу давление уменьшается, а гравитационная сила остаётся примерно такой же. Поэтому при остывании малых и средних звёзд гравитация в них начинает выигрывать – но поскольку эти звёзды не очень велики, гравитация не приводит ни к чему другому, кроме как к удержанию материи вместе. Такая безопасно остывшая звезда зовётся белым карликом. Предел массы, который необходим для возникновения сверхновой, называется пределом Чандрасекара, и равен примерно 1,4 массы Солнца. Если звезда меньше, то погаснет она мирно.
Сверхновые настолько ярки, что выделяются даже на фоне галактик
При этом белый карлик ещё может зажечь под конец жизни. В принципе, такие звёзды можно зажечь заново. Она может притянуть к себе достаточно массы, чтобы давление в центре сильно увеличилось, и начался синтез углерода. Тогда начнётся неустойчивая реакция синтеза, которая приведёт к взрыву.
Либо, если ядро белого карлика будет состоять в основном из неона, его ядро сколлапсирует, что также приведёт к взрыву – но только после него останется нейтронная звезда. Почти всегда так происходит в бинарных системах, в которых одна звезда приближается к пределу Чандрасекара, высасывая материю у своего партнёра. Поскольку астрономы не могут исследовать содержимое ядра звезды, они не знают, по какому из двух путей пойдёт её развитие.
Остатки сверхновой Тихо
У звёзд массивнее, чем 1,4 масс Солнца, жизненный цикл другой. Красный гигант медленно сгорает, при этом его гравитация оказывается достаточно сильной, чтобы вызвать коллапс ядра и взрыв сверхновой. Звёзды массой от 1,4 до 3 солнечных коллапсируют в нейтронные звёзды.
Звёзды тяжелее тоже коллапсируют, но при этом не останавливаются до тех пор, пока не превратятся в чёрную дыру. Это довольно редкое событие. Хотя чёрных дыр во Вселенной достаточно много, их гораздо меньше, чем остальных типов остатков звёзд.
Как художник видит бинарную систему
Сверхновые могут появиться и другими путями. К примеру, хотя большинство белых карликов медленно набирают массу, некоторые звёзды могут получить быстрый прирост массы (например, от столкновения с другой звездой) и быстро преодолеть предел Чандрасекара – так быстро, что они не успеют начать коллапсировать.
У сверхновых есть несколько применений для астрономии. Например, сверхновые типа Ia (белый карлик, осуществивший углеродный синтез), шлёт в космос равномерные сигналы. Поэтому их окрестили «стандартными свечками», поскольку они служат учёным эталонами для оптических измерений. Правда, последние исследования говорят о том, что эти свечки не такие уж стандартные, как считалось ранее.
Но речь шла о том, что сверхновые – это не только прикольные и полезные явления. Чтобы породить элементы тяжелее углерода и неона, обычные звёзды не подходят. С этим справятся только сверхновые, умирающие звёзды.
Практически всё, с чем мы имеем дело, в какой-то момент было выброшено звездой в последние моменты её жизни. Земля – каменистый набор останков, выброшенных сверхновой. А также все кометы, астероиды и всё остальное, состоящие из более тяжёлой материи. И мы сами, состоящие из материи, взятой на Земле, созданы из обломков сверхновой.
Моделирование ситуации рождения сверхновой - нелегкое дело. По крайней мере, до недавнего времени все эксперименты терпели крах. Но астрофизикам все-таки удалось взорвать звезду.
11 ноября 1572 г. астроном Тихо Браге (Tycho Brahe ) заметил в созвездии Кассиопеи новую звезду, сияющую так же ярко, как Юпитер. Пожалуй, именно тогда рухнула уверенность в том, что небеса вечны и неизменны, и родилась современная астрономия. Спустя четыре века астрономы поняли, что некоторые звезды, вдруг становясь в миллиарды раз ярче обычных, взрываются. В 1934 г. Фриц Цвикки (Fritz Zwicky ) из Калифорнийского технологического института назвал их «сверхновыми». Они снабжают космическое пространство во Вселенной тяжелыми элементами, управляющими формированием и эволюцией галактик, и помогают изучать расширение пространства.
Цвикки и его коллега Вальтер Бааде (Walter Baade ) предположили, что энергию для взрыва дает звезде гравитация. По их мнению, звезда сжимается, пока ее центральная часть не достигнет плотности атомного ядра. Коллапсирующее вещество может выделить гравитационную потенциальную энергию, достаточную чтобы выбросить наружу ее остатки. В 1960 г. Фред Хойл (Fred Hoyle ) из Кембриджского университета и Вилли Фаулер (Willy Fowler ) из Калтеха считали, что сверхновые похожи на гигантскую ядерную бомбу. Когда звезда типа Солнца сжигает свое водородное, а затем и гелиевое топливо, наступает очередь кислорода и углерода. Синтез этих элементов не только обеспечивает гигантский выброс энергии, но и производит радиоактивный никель-56, распад которого может объяснить послесвечение взрыва, длящееся несколько месяцев.
Обе идеи оказались правильными. В спектрах некоторых сверхновых нет следов водорода (обозначаются как тип I); по-видимому, у большинства из них произошел термоядерный взрыв (тип Iа ), а у остальных (типы Ib и Ic ) - коллапс звезды, сбросившей свой внешний водородный слой. Сверхновые, в спектрах которых обнаружен водород (тип II), также возникают в результате коллапса. Оба явления превращают звезду в разлетающееся газовое облако, а гравитационный коллапс приводит к образованию сверхплотной нейтронной звезды или даже черной дыры. Наблюдения, в особенности сверхновой 1987А (тип II), подтверждают предложенную теорию.
Однако до сих пор взрыв сверхновой остается одной из главных проблем астрофизики. Компьютерные модели воспроизводят его с трудом. Очень сложно заставить звезду взорваться (что само по себе приятно). Звезды - саморегулирующиеся объекты, которые остаются стабильными в течение миллионов и миллиардов лет. Даже умирающие светила имеют механизмы затухания, но не взрыва. Чтобы воспроизвести последний, потребовались многомерные модели, расчет которых был вне возможностей компьютеров.
Взрыв - дело нелегкое
Белые карлики - это неактивные остатки звезд, похожих на Солнце, которые постепенно остывают и затухают. Они могут взрываться как сверхновые типа Ia . Однако, по мнению Хойла и Фаулера, если белый карлик вращается вокруг другой звезды на близкой орбите, он может аккретировать (отсасывать) вещество со своего компаньона, увеличивая тем самым свою массу, центральную плотность и температуру до такой степени, что возможен взрывной синтез из углерода и кислорода.
Термоядерные реакции должны вести себя как обычный огонь. Фронт горения может распространяться через звезду, оставляя за собой «ядерный пепел» (в основном - никель). В каждый момент времени реакции синтеза должны идти в небольшом объеме, в основном - в тонком слое на поверхности пузырей, заполненных «пеплом» и плавающих в глубине белого карлика. Из-за своей низкой плотности пузыри могут всплывать к поверхности звезды.
Но термоядерное пламя будет гаснуть, поскольку выделение энергии приводит к расширению и охлаждению звезды, гася ее горение. В отличие от обычной бомбы, у звезды нет оболочки, ограничивающей ее объем.
Кроме того, в лаборатории невозможно воссоздать взрыв сверхновой, его можно только наблюдать в космосе. Наша группа провела тщательное моделирование, используя суперкомпьютер IBM p690 . Численная модель звезды была представлена расчетной сеткой, имевшей 1024 элемента по каждой из сторон, что позволило разрешить детали размером в несколько километров. Каждый вычислительный сет потребовал более чем 10 20 арифметических операций; с такой задачей мог справиться лишь суперкомпьютер, проделывающий более 10 11 операций в секунду. В итоге все это заняло почти 60 процессоро-лет. Различные вычислительные ухищрения, упрощающие модель и используемые в других областях науки, неприменимы к сверхновым с их асимметричными течениями, экстремальными условиями и гигантским пространственным и температурным диапазоном. Физика частиц, ядерная физика, гидродинамика и теория относительности очень сложны, а модели сверхновых должны оперировать ими одновременно.
Под капотом
Решение пришло с неожиданной стороны - при изучении работы автомобильного двигателя. Перемешивание бензина и кислорода и их воспламенение создают турбулентность, которая, в свою очередь, увеличивает поверхность горения, интенсивно деформируя ее. При этом скорость сжигания топлива, пропорциональная площади горения, возрастает. Но и звезда тоже турбулентна. Потоки газа проходят в ней огромные расстояния с большой скоростью, поэтому малейшие возмущения быстро превращают спокойное течение в турбулентный поток. В сверхновой всплывающие горячие пузыри должны перемешивать вещество, заставляя ядерное горение распространяться так быстро, что звезда не успеет перестроиться и «затушить» пламя.
В исправно работающем двигателе внутреннего сгорания пламя распространяется с дозвуковой скоростью, ограниченной скоростью диффузии тепла сквозь вещество - такой процесс называют дефлаграцией, или быстрым горением. В «стреляющем» двигателе пламя распространяется со сверхзвуковой скоростью в виде ударной волны, проносящейся по кислородно-топливной смеси и сжимающей ее (детонация). Термоядерное пламя может распространяться тоже двумя путями. Детонация способна полностью сжечь звезду, оставив только самые «негорючие» элементы, такие как никель и железо. Однако в продуктах этих взрывов астрономы обнаруживают большое разнообразие элементов, включая кремний, серу и кальций. Следовательно, ядерное горение распространяется, по крайней мере, в начале, как дефлаграция.
В последние годы были созданы надежные модели термоядерной дефлаграции. Исследователи из Калифорнийского (г. Санта-Круз), Чикагского университетов и наша группа опирались при этом на программы, созданные для исследования химического горения и даже для прогноза погоды. Турбулентность - принципиально трехмерный процесс. В турбулентном каскаде кинетическая энергия перераспределяется от больших масштабов к малым и, в конце концов, рассеивается в виде тепла. Исходный поток дробится на все более и более мелкие части. Поэтому моделирование непременно должно быть трехмерным.
Модель сверхновой имеет грибообразный вид: горячие пузыри поднимаются в слоеной среде, сморщиваясь и растягиваясь турбулентностью. Усиленный ею рост скорости ядерных реакций за несколько секунд приводит к разрушению белого карлика, остатки которого разлетаются со скоростью около 10 тыс. км/с, что соответствует наблюдаемой картине.
Но до сих пор не ясно, отчего воспламеняется белый карлик. Кроме того, дефлаграция должна выбрасывать большую часть вещества карлика неизмененной, а наблюдения показывают, что лишь малая часть звезды не изменяется. Вероятно, взрыв обусловлен не только быстрым горением, но и детонацией, а причина сверхновых типа Ia - не только аккреция вещества на белый карлик, но и слияние двух белых карликов.
Гравитационная могила
Другой тип сверхновых, вызванный коллапсом звездного ядра, объяснить труднее. С наблюдательной точки зрения эти сверхновые более разнообразны, чем термоядерные: одни из них имеют водород, другие нет; одни взрываются в плотной межзвездной среде, другие - в почти пустом пространстве; одни выбрасывают огромное количество радиоактивного никеля, другие нет. Энергия выброса и скорость расширения также различаются. Самые мощные из них производят не только классический взрыв сверхновой, но и продолжительный гамма-всплеск (см.: Герелс Н., Леонард П. и Пиро Л. Ярчайшие взрывы во Вселенной // ВМН, № 4, 2003). Эта неоднородность свойств - одна из многих загадок. Сверхновые с коллапсом ядра - основные кандидаты для формирования самых тяжелых элементов, таких как золото, свинец, торий и уран, которые могут образоваться только в особых условиях. Но никто не знает, действительно ли такие предпосылки возникают в звезде, когда ее ядро взрывается.
Несмотря на то, что идея коллапса кажется простой (при сжатии ядра выделяется энергия гравитационной связи, за счет которой выбрасываются внешние слои вещества), трудно понять процесс в деталях. В конце жизни у звезды с массой более 10 масс Солнца образуется слоеная структура, с глубиной появляются слои все более тяжелых элементов. Ядро состоит в основном из железа, а равновесие звезды поддерживается квантовым отталкиванием электронов. Но в конце концов масса звезды подавляет электроны, которые вжимаются в атомные ядра, где начинают реагировать с протонами и образовывать нейтроны и электронные нейтрино. В свою очередь, нейтроны и оставшиеся протоны прижимаются друг к другу все сильнее, пока их собственная сила отталкивания не начнет действовать и не остановит коллапс.
В этот момент сжатие останавливается и сменяется расширением. Вещество, втянутое вглубь гравитацией, начинает частично вытекать наружу. В классической теории данная задача решается с помощью ударной волны, которая возникает, когда внешние слои звезды со сверхзвуковой скоростью налетают на ядро, внезапно замедлившее свое сжатие. Ударная волна движется наружу, сжимая и нагревая вещество, с которым она сталкивается, и в то же время теряет свою энергию, в конце концов затухая. Моделирование показывает, что энергия сжатия быстро рассеивается. Как же в таком случае звезда взрывает себя?
Первой попыткой разрешить задачу стала работа Стирлинга Колгейта (Stirling Colgate ) и Ричарда Уайта (Richard White ) 1966 г., а позже - компьютерные модели Джима Вильсона (Jim Wilson ), созданные им в начале 1980-х гг., когда все трое работали в Ливерморской национальной лаборатории им. Лоуренса. Они предположили, что ударная волна - не единственный переносчик энергии от ядра к внешним слоям звезды. Возможно, вспомогательную роль играют нейтрино, рожденные во время коллапса. На первый взгляд, идея выглядит странной: как известно, нейтрино чрезвычайно неактивны, они так слабо взаимодействуют с другими частицами, что их даже трудно зарегистрировать. Но в сжимающейся звезде они обладают более чем достаточной энергией, чтобы вызвать взрыв, а в условиях предельно высокой плотности неплохо взаимодействуют с веществом. Нейтрино нагревают слой вокруг коллапсирующего ядра сверхновой, поддерживая давление в тормозящейся ударной волне.
Сверхновая с коллапсом ядра
- Сверхновые другого рода образуются при сжатии звезд с массами более 8 масс Солнца. Они относятся к типам Ib , Ic или II, в зависимости от наблюдаемых особенностей
- Массивная звезда в конце жизни имеет слоистую структуру из разных химических элементов
- Железо не участвует в ядерном синтезе, поэтому в ядре не выделяется тепло. Газовое давление падает, и лежащее выше вещество устремляется вниз
- За секунду ядро сжимается и превращается в нейтронную звезду. Падающее вещество отскакивает от нейтронной звезды и создает ударную волну
- Нейтрино вырывается из новорожденной нейтронной звезды, неравномерно подталкивая наружу ударную волну
- Ударная волна проносится по звезде, разрывая ее на части
Как ракета
Но достаточно ли такого дополнительного толчка для поддержания волны и завершения взрыва? Компьютерное моделирование показывало, что недостаточно. Несмотря на то, что газ и поглощает нейтрино, и излучает их; модели показывали, что потери доминируют, и поэтому взрыв не получается. Но в этих моделях было одно упрощение: звезда в них считалась сферически симметричной. Поэтому игнорировались многомерные явления, такие как конвекция и вращение, которые очень важны, поскольку наблюдаемые сверхновые порождают весьма несферичный, «лохматый» остаток.
Многомерное моделирование показывает, что вокруг ядра сверхновой нейтрино нагревают плазму и создают в ней всплывающие пузыри и грибообразные потоки. Конвекция переносит энергию к ударным волнам, толкая их вверх и вызывая взрыв.
Когда взрывная волна немного замедляется, пузыри горячей расширяющейся плазмы, разделенные текущим вниз холодным веществом, сливаются. Постепенно образуются один или несколько пузырей в окружении нисходящих потоков. В результате взрыв становится асимметричным. Кроме того, заторможенная ударная волна может деформироваться, и тогда коллапс принимает форму песочных часов. Дополнительная неустойчивость возникает, когда ударная волна вырывается наружу и проходит через неоднородные слои предка сверхновой. При этом химические элементы, синтезированные на протяжении жизни звезды и во время взрыва, перемешиваются.
Поскольку остатки звезды в основном вылетают в одну сторону, находящаяся в центре нейтронная звезда отскакивает в другую, как скейтборд, откатывающийся назад, когда вы спрыгиваете с него. Наша компьютерная модель показывает скорость отскока более 1000 км/с, что соответствует наблюдаемому движению многих нейтронных звезд. Но некоторые из них движутся медленнее, вероятно, потому, что пузыри во время образовавшего их взрыва не успели слиться. Возникает единая картина, в которой различные варианты становятся результатом одного основного эффекта.
Несмотря на значительные достижения последних лет, ни одна из существующих моделей не воспроизводит весь комплекс явлений, связанных со взрывом сверхновой, и содержит упрощения. Полная версия должна использовать семь измерений: пространство (три координаты), время, энергия нейтрино и скорость нейтрино (описанную двумя угловыми координатами). Более того, это нужно сделать для всех трех типов, или ароматов нейтрино.
Но может ли взрыв быть спровоцирован различными механизмами? Ведь магнитное поле может перехватить вращательную энергию только что сформировавшейся нейтронной звезды и дать новый толчок ударной волне. Кроме того, оно будет выдавливать вещество наружу вдоль оси вращения в виде двух полярных джетов. Эти эффекты позволят объяснить наиболее мощные взрывы. В частности, гамма-всплески могут быть связаны с джетами, движущимися с околосветовой скоростью. Возможно, ядра таких сверхновых коллапсируют не в нейтронную звезду, а в черную дыру.
Пока теоретики улучшают свои модели, наблюдатели пытаются использовать не только электромагнитное излучение, но также нейтрино и гравитационные волны. Коллапс ядра звезды, его бурление в начале взрыва и его возможное превращение в черную дыру приводят не только к интенсивному выбросу нейтрино, но и сотрясают структуру пространства-времени. В отличие от света, который не может пробиться сквозь вышележащие слои, эти сигналы исходят прямо из бурлящего ада в центре взрыва. Созданные недавно детекторы нейтрино и гравитационных волн могут приоткрыть завесу над тайной смерти звезд.
Реактивный эффект сверхновой
Наблюдатели гадали, почему нейтронные звезды несутся по Галактике с огромной скоростью. Новые модели сверхновой с коллапсом ядра предлагают объяснение, основанное на внутренней асимметрии этих взрывов
Моделирование показывает, что асимметрия развивается уже в начале взрыва. Малые различия в начале коллапса звезды приводят к большим различиям в степени асимметрии