Як помирають масивні зорі. Наднова, гіпернова чи прямий колапс?


								https://universemagazine.com/wp-content/uploads/2018/10/zaglushka-e1538748301621.png
Ітан Сігел
Астрофізик, доктор філософії, викладач фізики та астрономії, автор багатьох науково-популярних статей, колумніст Forbes та NASA, блогер StartsWithАBang та ScienceBlog

Якщо зірка достатньо масивна, вона не згасне, як наше Сонце, що після повільного горіння протягом десятка мільярдів років, скинувши зовнішні шари, відносно спокійно перетвориться на білий карлик. Замість цього в ядрі «важковаговика» почнуться нестримні реакції термоядерного синтезу. Вони розкидають зовнішню оболонку в грандіозному вибуху наднової, а його надра під дією гравитації, стрімко стискаючись, утворять нейтронну зірку або чорну діру. Принаймні, це передбачає загальноприйнята теорія.

Крабовидна туманність — залишок наднової, що спостерігалась у 1054 році. Джерело: NASA, ESA, J. Hester and A. Loll (Arizona State University)

Але якщо зірка ще масивніша, такого вибуху може й не статися. В цьому випадку можливий «прямий колапс» із утворенням чорної діри, що «проковтне» всю речовину світила, не залишивши жодних видимих ​​слідів. Нарешті, існує і третій сценарій — вибух гіпернової, при якому вивільняється значно більше енергії, ніж при вибуху наднової, а матерія зірки повністю викидається в навколишній простір, не залишаючи в центрі будь-якого компактного залишку. То як же закінчують свій життєвий шлях надмасивні зірки? Ось що про це каже наука.

«Звичайні» наднові

Відразу після народження в надрах зірок починаються реакції термоядерного синтезу з перетворенням водню на гелій. Цю початкову стадію проходять усі світила: і наше Сонце, і червоні карлики, які лише в кілька десятків разів масивніші за Юпітер, і гіганти з масами в десятки та сотні сонячних. Чим масивніша зірка, тим вища температура її ядра і тим швидше вона «спалює» своє термоядерне пальне. Коли закінчується водень, зоряне ядро ​​стискається і нагрівається до температур, за яких починає «горіти» гелій, а потім — і важчі елементи. У надрах зірок, подібних до Сонця, температура може піднятися до значень, достатніх для протікання ядерних реакцій синтезу вуглецю. Але це вже фінал їхнього життєвого циклу. Для «запуску» наступної реакції — «горіння» вуглецю (ядерного синтезу на основі цього елементу) — світило повинно мати масу, принаймні, у 8 разів більше за сонячну.

Залишок наднової — туманність W49B. Маса зірки, що вибухнула, мінімум у 8 разів перевищувала сонячну. Зображення складене зі знімків, зроблених у рентгенівському, інфрачервоному та радіодіапазоні. Джерело: X-ray: NASA/CXC/MIT/L. Lopez et al.; Infrared: Palomar; Radio: NSF/NRAO/ VLAСонцеподібні зірки на фінальних стадіях еволюції поступово скидають свої зовнішні оболонки, що утворюють планетарні туманності. Їхні ядра, у свою чергу, повільно стискаються, перетворюючись на білі карлики, збагачені вуглецем і киснем. У процесі стискання такі об’єкти можуть пройти стадію червоного карлика, багатого на «невигорілий» гелій. Але реакції термоядерного синтезу на основі гелію в них уже не відбуваються, і стискання триває до утворення білого карлика, що складається в основному з цього елемента.

Найбільш потужним зіркам наприкінці їхнього активного існування доведеться пережити справжній космічний феєрверк. Найчастіше — особливо в об’єктів із масою, що наближається до 20 сонячних — при стисканні ядра його температура продовжує зростати, внаслідок чого запускаються процеси подальшого ядерного синтезу з утворенням більш важких елементів: кисню, неону, магнію, кремнію, сірки й далі «вниз» таблицею Менделєєва аж до заліза, кобальту та нікелю. Як тільки синтез найважчих елементів із цього ряду вимагатиме більше енергії, ніж виділяється при гравітаційному стисканні, відбувається колапс ядра та вибух наднової.

Надмасивна зірка WR124, що відноситься до рідкісного класу зірок Вольфа-Райе (Wolf-Rayet). Судячи з усього, вона вже знаходиться на стадії «спалювання» вуглецю в своєму ядрі. Це один із кількох тисяч об’єктів Чумацького Шляху, який може найближчим часом спалахнути як наднова. Зірку оточує туманність M1-67, що складається з речовини, яку вона постійно викидає. Вік цієї структури, виходячи з її розмірів і швидкості розширення, оцінюється приблизно у 10 тисяч років. Джерело: ESA/Hubble & NASA

Це вражаючий кінець для багатьох масивних світил нашого Всесвіту. Лише один відсоток усіх зірок має достатню масу для здійснення такого катастрофічного сценарію. Більш важкі об’єкти зустрічаються набагато рідше. За сучасними оцінками, близько 80% зіркового населення складають червоні карлики з масою, що не перевищує 40% сонячної. 95% зірок менш масивні, ніж наше світило, але деякі з решти 5% важчі за Сонце в десятки та навіть у сотні разів. Подібні «монстри» зустрічаються зовсім рідко, але вони надзвичайно важливі для космології. Справа в тому, що вибухи наднових — не єдиний сценарій загибелі таких світил.

Смерть «важковаговиків»

У багатьох масивних світил спостерігаються витікання та викиди речовини. На деяких етапах, коли зірка близька до завершення свого життєвого циклу, щось змушує її ядро ​​короткочасно скорочуватися, що, своєю чергою, призводить до його розігріву. Коли воно стає гарячим, усі типи термоядерних реакцій прискорюються, що викликає стрибкоподібне збільшення кількості утворюваної енергії. Це призводить до викиду великої кількості матерії (до десятків сонячних мас) у ході події, відомої як «фальшива наднова» (supernova impostor). У результаті яскравість об’єкта значно зростає. Прикладом такої «фальшивої наднової» в XIX столітті стала η Кіля. Але всередині створеної нею туманності зірка продовжує горіти в очікуванні своєї подальшої долі.

Зображення зірки η Киля й туманності «Гомункул», отримане телескопом Hubble. Блакитний колір відповідає світінню атомів магнію, червоний — викинутій під час «Великого спалаху» речовині, в якій домінує азот. Джерело: NASA, ESA, N. Smith (University of Arizona) and J. Morse (BoldlyGo Institute)

Яка ж доля спіткає світило з масою в 20 разів більше за сонячну? Існує три сценарії, але поки важко зрозуміти, які умови можуть призвести до реалізації кожного з них. Одна можливість, про яку вже згадувалося — вибух наднової. Будь-яка надмасивна зірка на останніх стадіях горіння втрачає велику кількість своєї речовини, в результаті чого її маса може стати меншою за верхню межу діапазону, що забезпечує «звичайний» спалах наднової. Але є два інших діапазони мас із досі невідомими межами, при яких завершення життєвого циклу реалізується іншими шляхами. Такі сценарії передбачені теоретично, й вони вже спостерігалися.

Прямий колапс

Перший сценарій — прямий колапс. Під час вибуху наднової ядро ​​світила продовжує стискатись і, залежно від маси, перетворюється на нейтронну зірку або чорну діру. У 2018 році астрономи вперше спостерігали, як об’єкт із масою 25 сонячних просто зник. Такі «важковаговики» не вмирають без будь-якого катастрофічного ефекту, але є фізичне пояснення того, що могло статися в цьому випадку: ядро ​​зірки перестало створювати достатній радіаційний тиск, щоб протидіяти гравітаційному стисканню. Якщо її центральна область стає досить щільною (тобто якщо велика маса ущільнюється всередині досить малого обсягу) — утворюється чорна діра й виникає горизонт подій. Ця чорна діра може поглинути всю речовину оточуючих її оболонок.

Імовірна еволюція внутрішньої будови надмасивної зірки на завершальних стадіях її активного існування, що ведуть до спалаху наднової типу II та утворення чорної діри. Джерело: Nicole Rager Fuller for the NSF

Передбачалося, що прямий колапс можливий для дуже важких світил — із масами, що мінімум у 200 разів перевищують сонячну. Але нещодавні спостереження зникнення «маломасивної» зірки (25 сонячних мас) порушили нові питання. Ймовірно, ми не до кінця розуміємо процеси, що відбуваються в зоряних надрах: не виключено, що існують інші умови, за яких зірка може «канути в небуття», не викидаючи у міжзоряний простір помітної кількості речовини. Якщо це так, то утворення чорних дір шляхом подібного колапсу має бути набагато поширенішим явищем, ніж передбачалося раніше. Можливо, саме таким способом Всесвіт створював надмасивні чорні діри на ранніх етапах свого існування.

Але є й інший сценарій, що призводить до появи більш видовищного світлового шоу, ніж може запропонувати «звичайна» наднова — вибух гіпернової!

Забагато енергії

Вибухи гіпернових також називають над’яскравими надновими. У максимумі вони мають набагато більший абсолютний блиск і демонструють зовсім інші криві зміни яскравості на ділянках її зростання та падіння. Коли речовина, що перевищує за масою Сонце у понад сто разів, колапсує в невеликий об’єм, виділяється колосальна кількість енергії, достатня для народження з фотона пари електрон-позитрон (процес, зворотній анігіляції). Що таке електрони, нам добре відомо з повсякденного життя. Позитрони — це античастинки, симетричні електронам, і вони дуже особливі.

На лівому зображенні, отриманому в 2007 році, видно зірку N6946-BH1, що в 25 разів перевищувала за масою наше Сонце. У 2009-му вона ненадовго трохи збільшила яскравість, але пізніше повністю зникла, як це помітно на світлині праворуч, зробленій у 2015 році. На місці, де раніше була зірка, в подальшому виявили слабке джерело інфрачервоного випромінювання. Джерело: NASA/ESA/C. Kochanek (OSU)

Коли позитрони десь присутні у великій кількості, вони неминуче стикаються з будь-якими навколишніми електронами. Такі зіткнення призводять до анігіляції обох частинок, продукуючи два гамма-фотони з дуже специфічною високою енергією. Якщо швидкість утворення позитронів (а отже, гамма-випромінювання) досить низька, ядро ​​зірки лишається стабільним. Але якщо ця швидкість вища за деяку межу, всі надлишкові гамма-фотони з енергією 511 кеВ і більше нагріватимуть ядро. Іншими словами, якщо ці електрон-позитронні пари народжуються з певною швидкістю, але ядро, як і раніше, колапсує, процес утворення пар прискорюється, продовжуючи його нагрівати. Однак це не може тривати довго й закінчується грандіозним вибухом гіпернової, після якого речовина масою понад сотню сонячних розлітається у просторі.

Так в уяві художника може виглядати вибух гіпернової з близької відстані. Джерело: vNASA/CXC/M.Weiss

Таким чином, ми маємо чотири можливих сценарії «смертного часу» надмасивного світила. При першому з них відбувається спалах наднової та утворюється нейтронна зірка, оточена газовою туманністью (залишком наднової малої маси). При другому спалах завершується утворення туманності та чорної діри. При третьому виникає тільки дуже масивна чорна діра, що поглинає всю речовину оточуючих її оболонок. Нарешті, наймасивніші світила залишають після себе тільки туманність — залишок гіпернової.

Світлина галактики NGC 1260 з гіперновою SN 2006gy у ближньому інфрачервоному діапазоні. Більш слабкий зеленуватий об’єкт лівіше та нижче центру — галактичне ядро, що виглядає значно тьмянішим, ніж власне гіпернова (вгорі праворуч). Джерело: Lick/UC Berkeley/J.Bloom & C.Hansen

Раніше, коли ми виявляли дуже масивну зорю, то могли припустити, що зрештою вона спалахне як наднова з утворенням чорної діри чи нейтронної зірки. Тепер ми знаємо, що є два інших можливих варіанти, які вже спостерігались і мають реалізовуватися досить часто в космічному масштабі. Вчені все ще намагаються зрозуміти, за яких умов відбувається кожна з цих подій. Наступного разу, коли ви подивитеся на зірку, що в багато разів перевищує за розміром і масою Сонце, не думайте, що «наднова» — це її обов’язковий фінал. Такі об’єкти, що проживають коротке, але бурхливе життя, мають кілька варіантів своєї загибелі. Ми знаємо, що наш Всесвіт почався з вибуху. Що ж до найпотужніших світил, то астрономи досі не впевнені, чи закінчують вони своє життя грандіозним вибухом, який їх повністю руйнує, або ж останнім подихом, безповоротно провалюючись у гравітаційну безодню.