Взрывающиеся звезды

Тот, кто внимательно следит за звёздами из ночи в ночь, имеет в своей жизни шанс обнаружить новую звезду, возникшую как бы на пустом месте. Блеск такой звезды постепенно увеличивается, достигает максимума и через несколько месяцев ослабевает настолько, что она становится не видимой даже вооружённым глазом, исчезает.
Ещё более грандиозное, но чрезвычайно редкое небесное явление, получившее название сверхновой звезды, запечатлено во многих исторических летописях разных народов. Блеск сверхновой, вспыхивавшей тоже вроде бы на пустом месте, иногда достигал такой величины, что звезду было видно даже днём!
Явления новых звёзд были обнаружены ещё в глубокой древности. В XX в., когда астрономические наблюдения приобрели регулярный характер, а вид звёздного неба «протоколировался» на фотопластинках^сталсГ ясно, что на месте «новых» звёзд на самом деле находятся слабые звёздочки. Просто внезапно их блеск увеличивается до своего максимума и затем вновь уменьшается до спокойного уровня. Более того, оказалось, что иногда явление новой звезды повторяется более или менее регулярно на одном и том же месте, т. е. одна и та же звезда по каким-то причинам раз в сотни лет или чаще сильно увеличивает свою светимость.
Иначе обстоит дело со сверхновыми. Если на их месте до начала вспышки и была заметна звезда (как, например, в случае относительно яркой сверхновой 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке), то после вспышки она действительно исчезает, а сброшенная ею оболочка ещё долгие годы наблюдается как светящаяся ‘гуманность.
Исследования сверхновых звёзд, вспыхнувших в нашей Галактике, затрудняются тем, что эти небесные объекты чрезвычайно редко доступны наблюдениям. За всю историю науки их удалось увидеть всего несколько раз. Однако регулярные наблюдения множества других галактик приводят к ежегодному обнаружению до нескольких десятков сверхновых в далёких звёздных системах. Установлено, что в среднем в каждой галактике вспышка сверхновой происходит раз в несколько десятилетий. Причём в максимуме своего блеска она может быть столь же яркой, как остальные сотни миллиардов звёзд галактики, вместе взятые. Самые далёкие из известных ныне сверхновых находятся в галактиках, расположенных в сотнях мегапарсек от Солнца.
Как впервые предположили в 30-е гг. XX в. Вальтер Бааде и Фриц Цвикки, в результате взрыва сверхновой может образоваться сверхплотная нейтронная звезда. Эта гипотеза подтвердилась после открытия пульсара — быстровращающейся нейтронной звезды с периодом 33 миллисекунды — в центре известной Крабовидной туманности в созвездии Тельца; он возник на месте вспышки сверхновой 1054 г.
Итак, явления новых и сверхновых звёзд имеют совершенно различную природу. Каково же современное представление о них?

НОВЫЕ ЗВЁЗДЫ

Во время вспышки блеск новой увеличивается на 12-13 звёздных величин, а выделяемая энергия достигает Ю3? Дж (такая энергия излучается Солнцем примерно за 100 тыс. лет!). До середины 50-х гг. природа вспышек новых звёзд оставалась неясной. Но в 1954 г. было обнаружено, что известная новая звезда DQ Геркулеса входит в состав тесной двойной системы с орбитальным периодом в несколько часов. В дальнейшем удалось установить, что все новые звёзды являются компонентами тесных двойных систем, в которых одна звезда — как правило, звезда главной последовательности типа нашего Солнца, а вторая — компактный, размером в сотую долю радиуса Солнца, белый карлик.
Орбита такой двойной системы настолько тесна, что нормальная звезда сильно деформируется приливным воздействием компактного соседа. Плазма из атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик, образуя вокруг него ак-креционный диск. Вещество в диске тормозится вязким трением, нагревается, вызывая свечение (именно оно и наблюдается в спокойном состоянии), и в конце концов достигает поверхности белого карлика.
По мере падения вещества на белом карлике образуется тонкий плотный слой газа, температура которого постепенно увеличивается. В итоге (как раз за характерное время от нескольких лет до сотен лет) температура и плотность этого поверхностного слоя вырастают до столь высоких значений, что столкновения быстрых протонов начинают приводить к термоядерной реакции синтеза гелия. Но в отличие от центральных частей Солнца и других звёзд, где эта реакция протекает достаточно медленно, на поверхности белого карлика она носит взрывообразный характер (главным образом из-за очень большой плотности вещества).
Именно этот термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки (кстати, весьма малой массы — «всего» около сотой доли массы Солнца), разлёт и свечение которой наблюдаются как вспышка новой звезды. Несмотря на огромную выделенную энергию, разлетающаяся оболочка не оказывает заметного воздействия на соседнюю звезду, и та продолжает поставлять топливо для следующего взрыва.
Как показывают оценки, ежегодно в нашей Галактике вспыхивает около сотни новых звёзд. Межзвёздное поглощение делает невозможным наблюдение всех этих объектов. Но самые яркие новые довольно часто бывают видны невооружённым глазом. К примеру, в 1975 г. новая звезда в созвездии Лебедя почти полгода «искажала» его крестообразную конфигурацию.
С началом эры рентгеновской астрономии (60-е гг.) выяснилось, что новые звёзды наблюдаются не только в оптическом диапазоне. Так, в 70-е гг. были открыты рентгеновские барстеры — регулярно вспыхивающие источники рентгеновского излучения. Механизм вспышек здесь в целом такой же, как и у классических новых звёзд. Разница в том, что второй компонент тесной двойной системы не белый карлик, а ещё более компактная нейтронная звезда радиусом всего около 10 км.
Вещество нормальной звезды типа Солнца или красного карлика «срывается» приливными силами со стороны нейтронной звезды, образуя аккреционный диск. Газ попадает на поверхность нейтронной звезды (если она не обладает сильным магнитным полем), нагревается, и это приводит к повторяющимся термоядерным взрывам. А из-за большой компактности нейтронной звезды плотность вещества, достигшего поверхности, оказывается чудовищно высокой. Разогретый термоядерными взрывами газ излучает в основном энергичные рентгеновские кванты.
Наконец, нельзя не упомянуть ещё об одном типе новых звёзд — рентгеновских новых. Они вспыхивают в рентгеновском диапазоне на несколько месяцев, а затем полностью исчезают. Сейчас таких рентгеновских новых известно около десяти. Самое волнующее открытие последних лет, сделанное совместными усилиями астрономов России, Украины и зарубежных специалистов, состоит в том, что во всех рентгеновских новых компактными звёздами являются, по-видимому, чёрные дыры массой около 10 масс Солнца. Это хорошо согласуется с общей теорией относительности Эйнштейна, по которой масса чёрных дыр в звёздных системах должна быть не менее 3-5 солнечных.
Так как чёрные дыры не имеют поверхности, на которой могло бы скапливаться аккрецируемое вещество, природа вспышки здесь уже иная, чем у классических новых звёзд и рентгеновских барстеров. Как полагают, вспышка рентгеновской новой связана с внезапным гигантским энерговыделением в окружающем чёрную дыру аккреционном диске. Выяснение причины такого неустойчивого поведения дисков — одна из актуальных задач современной астрофизики.

СВЕРХНОВЫЕ ЗВЁЗДЫ

Сверхновые звёзды — одно из самых грандиозных космических явлений. Коротко говоря, сверхновая — это настоящий взрыв звезды, когда большая часть её массы (а иногда и вся) разлетается со скоростью до 10 000 км/с, а остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или в чёрную дыру.
Сверхновые играют важную роль в эволюции звёзд. Они являются финалом жизни звёзд массой более 8-10 солнечных, рождая нейтронные звёзды и чёрные дыры и обогащая межзвёздную среду тяжёлыми химическими элементами. Все элементы тяжелее железа образовались в результате взаимодействия ядер более лёгких элементов и элементарных частиц при взрывах массивных звёзд. Не здесь ли кроется разгадка извечной тяги человечества к звёздам? Ведь в мельчайшей клеточке живой материи есть атомы железа, синтезированные при гибели какой-нибудь массивной звезды. И в этом смысле люди сродни снего-вику из сказки Андерсена: он испытывал странную любовь к жаркой печке, потому что каркасом ему послужила кочерга…
По наблюдаемым характеристикам сверхновые принято разделять на две большие группы — сверхновые 1-го и 2-го типа. В спектрах сверхновых 1-го типа нет линий водорода; зависимость их блеска от времени (так называемая кривая блеска) примерно одинакова у всех звёзд, как и светимость в максимуме блеска. Сверхновые 2-го типа, напротив, имеют богатый водородными линиями оптический спектр; формы их кривых блеска весьма разнообразны; блеск в максимуме сильно различается у разных сверхновых.
Учёные заметили, что в эллиптических галактиках (т. е. галактиках без спиральной структуры, с очень низким темпом звездообразования, состоящих в основном из маломассивных красных звёзд) вспыхивают только сверхновые 1 -го типа. В спиральных же галактиках, к числу которых принадлежит и наша Галактика — Млечный Путь, встречаются оба типа сверхновых. При этом представители 2-го типа концентрируются к спиральным рукавам, где идёт активный процесс звездообразования и много молодых массивных звёзд. Эти особенности наводят на мысль о различной природе двух типов сверхновых.
Сейчас надёжно установлено, что при взрыве любой сверхновой освобождается огромное количество энергии — порядка 1046 Дж! Основная энергия взрыва уносится не фотонами, а нейтрино — быстрыми частицами с очень малой или вообще нулевой массой покоя. Нейтрино чрезвычайно слабо взаимодействуют с веществом, и для них недра звезды вполне прозрачны.
Законченной теории взрыва сверхновых с формированием компактного остатка и сбросом внешней оболочки пока не создано ввиду крайней сложности учёта всех протекающих при этом физических процессов. Однако все данные говорят о том, что сверхновые 2-го типа вспыхивают в результате коллапса ядер массивных звёзд. На разных этапах жизни звезды в ядре происходили термоядерные реакции, при которых сначала водород превращался в гелий, затем гелий в углерод и так далее до образования элементов «железного пика» — железа, кобальта и никеля. Атомные ядра этих элементов имеют максимальную энергию связи в расчёте на одну частицу. Ясно, что присоединение новых частиц к атомному ядру, например, железа будет требовать значительных затрат энергии, а потому термоядерное горение и «останавливается» на элементах железного пика.
Что же заставляет центральные части звезды терять устойчивость и коллапсировать, как только железное ядро станет достаточно массивным (около 1,5 массы Солнца)? В настоящее время известны два основных фактора, приводящих к потере устойчивости и коллапсу. Во-первых, это «развал» ядер железа на 13 альфа-частиц (ядер гелия) с поглощением фотонов — так называемая фотодиссоциация железа. Во-вторых, нейт-ронизация вещества — захват электронов протонами с образованием нейтронов. Оба процесса становятся возможными при больших плот-ностях (свыше 1 т/смЭ), устанавливающихся в центре звёзды в конце эволюции, и оба они эффективно снижают «упругость» вещества, которая фактически и противостоит сдавливающему действию сил тяготения. Как следствие, ядро теряет устойчивость и сжимается. При этом в ходе нейтронизации вещества выделяется большое количество нейтрино, уносящих основную энергию, запасённую в коллапсирующем ядре.
В отличие от процесса катастрофического коллапса ядра, теоретически разработанного достаточно детально, сброс оболочки звезды (собственно взрыв) не так-то просто объяснить. Скорее всего существенную роль в этом процессе играют нейтрино.
Как свидетельствуют компьютерные расчёты, плотность вблизи ядра настолько высока, что даже слабо взаимодействующие с веществом нейтрино оказываются на какое-то время «запертыми» внешними слоями звезды. Но гравитационные силы притягивают оболочку к ядру, и складывается ситуация, похожая на ту, которая возникает при попытке налить более плотную жидкость, например воду, поверх менее плотной, скажем керосина или масла. (Из опыта хорошо известно, что лёгкая жидкость стремится «всплыть» из-под тяжёлой — здесь проявляется так называемая неустойчивость Рэлея-Тэйло-ра.) Этот механизм вызывает гигантские конвективные движения, и когда в конце концов импульс нейтрино передаётся внешней оболочке, она сбрасывается в окружающее пространство.
Возможно, именно 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 1000 км/с. Столь большие пространственные скорости отмечены у молодых нейтронных звёзд — радиопульсаров.
Описанная схематическая картина взрыва сверхновой 2-го типа позволяет понять основные наблюдательные особенности этого явления. А теоретические предсказания, основанные на данной модели (особенно касающиеся полной энергии и спектра нейтринной вспышки), оказались в полном согласии с зарегистрированным 23 февраля 1987 г. ней-тринным импульсом, пришедшим от сверхновой в Большом Магеллано-вом Облаке.
Теперь несколько слов о сверхновых 1-го типа. Отсутствие свечения водорода в их спектрах говорит о том, что взрыв происходит в звёздах, лишённых водородной оболочки. Как сейчас полагают, это может быть взрыв белого карлика или результат коллапса звезды типа Вольфа -Райе (фактически это ядра массивных звёзд, богатые гелием, углеродом и кислородом).
Как может взорваться белый карлик? Ведь в этой очень плотной звезде не идут ядерные реакции, а силам гравитации противодействует давление плотного газа, состоящего из электронов и ионов (так называемый вырожденный электронный газ). Причина здесь та же, что и при коллапсе ядер массивных звёзд, — уменьшение упругости вещества звезды при повышении её плотности. Это опять-таки связано со «вдавливанием» электронов в протоны с образованием нейтронов, а также с некоторыми релятивистскими эффектами.
Почему же повышается 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 способен перетекать на белый карлик (как в случае новой звезды). При этом масса и плотность его будут постепенно возрастать, что в конечном счёте приведёт к коллапсу и взрыву.
Другой возможный вариант более экзотичен, но не менее реален — это столкновение двух белых карликов. Как такое может быть, спросит внимательный читатель, ведь вероятность столкнуться двум белым карликам в пространстве ничтожна, поскольку ничтожно число звёзд в единице объёма — от силы несколько звёзд в 100 пк3. И здесь (в который раз!) «виноваты» двойные звёзды, но теперь уже состоящие из двух белых карликов.
Как следует из общей теории относительности Эйнштейна, любые две 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 вследствие этого эффекта, правда через колоссальное время, на много порядков превосходящее возраст Вселенной. Подсчитано, что в случае тесных двойных систем с массами звёзд около солнечной (2 o 103° кг) их слияние должно произойти за время меньше возраста Вселенной — примерно за 10 млрд лет. Как показывают оценки, в типичной галактике такие события случаются раз в несколько сот лет. Гигантской энергии, освобождаемой при этом катастрофическом процессе, вполне достаточно для объяснения явления сверхновой.
Кстати, примерное равенство масс белых карликов делает их слияния «похожими» друг на друга, а значит, сверхновые 1-го типа по своим характеристикам должны выглядеть одинаково вне зависимости от того, когда и в какой галактике произошла вспышка. Поэтому видимая яркость сверхновых отражает расстояния до галактик, в которых они наблюдаются. Это свойство сверхновых 1-го типа в настоящее время используется учёными для получения независимой оценки важнейшего космологического параметра — постоянной Хаббла, которая служит количественной мерой скорости расширения Вселенной.
Мы рассказали лишь о наиболее мощных взрывах звёзд, происходящих во Вселенной и наблюдаемых в оптическом диапазоне. Поскольку в случае сверхновых звёзд основная энергия взрыва уносится нейтрино, а не светом, исследование неба методами нейтринной астрономии имеет интереснейшие перспективы. Оно позволит в будущем «заглянуть» в самое «пекло» сверхновой, скрытое огромными толщами непрозрачного для света вещества. Ещё более удивительные открытия сулит гравитационно-волновая астрономия, которая в недалёком будущем поведает нам о грандиозных явлениях слияния двойных белых карликов, нейтронных звёзд и чёрных дыр.