«Однажды вечером, когда я, как всегда, созерцал небосвод, вид которого был мне так знаком, я с неописуемым удивлением увидел вблизи зенита, в Кассиопее, сияющую звезду необычайной величины. Пораженный и изумленный, я не мог поверить своим глазам…»
Тихо Браге, ноябрь, 1572 г.
Представьте, что, разглядывая на небе знакомые узоры созвездий, вы вдруг замечаете в одном из них новую звезду. И не просто звезду, а необычайно яркую, по блеску не уступающую массивному гиганту Юпитеру или даже Венере! Именно таким представлялся для наших далеких предков взрыв сверхновой. Но что об этом удивительном явлении знают современные ученые? И может ли такой взрыв навредить нам?
Незваная гостья
Записи о новых звездах, которые неожиданно появлялись на небосклоне и наблюдались месяцами, уходят корнями в далекое прошлое. До эпохи Ренессанса они чрезвычайно удивляли людей и нарушали их веру в постоянство и неизменность вида неба, хотя в целом считались добрым знамением.
Древнейшая запись о подобном явлении сохранилась благодаря астрономам древнего Китая и датируется 185 годом нашей эры: новая звезда, известная сейчас как SN 185, появилась в созвездии Кентавра и наблюдалась в течение 8 месяцев. В летописях о таких новых звездах упоминали как о «звездах-гостях», подчеркивая тем самым временность явления. А знаменитый датский астроном XVI века Тихо Браге называл их nova, предполагая, что именно таким является рождение новой звезды.
До ХХ века все «новые звезды» считались одинаковыми или почти одинаковыми. Это представление коренным образом изменилось, когда Эдвин Хаббл убедительно показал, что Туманность Андромеды на самом деле является другой далекой галактикой, а затем открытая в ней в 1885 году новая S Андромеды должна быть на самом деле чрезвычайно яркой. Подобные мощные явления стали называть сверхновыми, отделяя их тем самым от классических новых, отличавшихся меньшим пиковым блеском.
Как и некоторые другие астрономические термины, понятия «новая» и «сверхновая» имеют феноменологическое происхождение, то есть отражают характер наблюдаемого явления, а не его сущность. Современным ученым известно, что вспышки новых и сверхновых на самом деле возникают в очень старых звездах или их системах. Но астрономия в этом плане является достаточно консервативной наукой: термины, которые уже прижились, не меняют даже когда реальная физическая природа явления уже раскрыта.
Взрыв новой увеличивает яркость звезды примерно в 10 000 раз, тогда как во время вспышки сверхновой блеск возрастает в миллиарды раз. Если речь о сверхновой в другой галактике, то нередко поток излучения в момент взрыва можно сравнить с излучением целой галактики.
В течение последних 5 лет в среднем открывали примерно по 21 тысяче сверхновых ежегодно — как с помощью автоматических обзоров (таких, например, как ZTF — Zwicky Transient Facility), так и силами астрономов-любителей. Но все они находились в других галактиках.
Взрывные двойные системы — сверхновые типа Ia
На сегодня выделяют довольно много типов сверхновых, опираясь преимущественно на их спектры, но основных механизмов два: взрыв в двойной звездной системе и взрыв одинокой массивной звезды на конечном этапе ее эволюции.
Если в двойной звезде одним из компонентов является массивный белый карлик, состоящий преимущественно из углерода и кислорода, то систему можно считать хорошим кандидатом в сверхновые. Вторым компаньоном при этом может быть почти любая звезда: красный гигант, красный карлик, «обычная» звезда типа нашего Солнца или даже другой белый карлик. Главной предпосылкой является их тесное взаимодействие.
Массивный белый карлик постепенно перетягивает вещество со своего звездного компаньона, накапливая его на поверхности, и в какой-то момент его масса превышает предельно допустимую. Этот предел известен как предел Чандрасекара и составляет около 1,4 солнечных масс. По мере накопления вещества температура и давление в ядре белого карлика растут, начинается неуправляемый термоядерный синтез и буквально в течение нескольких секунд звезда взрывается, полностью разрушаясь.
Другой механизм предполагает слияние двух менее массивных белых карликов. Если их суммарная масса превысит предел Чандрасекара, то это, опять же, приведет к повышению температуры, началу термоядерных реакций и взрыву сверхновой.
В момент взрыва, при том или ином сценарии, происходит настоящая магия Вселенной — рождаются тяжелые элементы. Вещество разбрасывается в окружающее пространство с бешеной скоростью — до нескольких процентов от скорости света. Ну а ученые на Земле фиксируют взрыв сверхновой типа Ia.
Для астрономов сверхновые типа Ia являются настоящим «Святым Граалем». Благодаря тому, что все они имеют примерно одинаковую максимальную светимость и являются достаточно яркими, чтобы зафиксировать взрыв в далекой галактике, ученые используют их как стандартные свечи. Иными словами, именно благодаря сверхновым типа Ia стали известны расстояния до большого количества галактик.
К этому типу относят Сверхновую Тихо в созвездии Кассиопеи, известную еще как SN 1572 (по году вспышки), подробно описанную Тихо Браге, который регулярно ее наблюдал, пока она была видимой невооруженным глазом. До изобретения телескопа оставалось еще несколько десятилетий.
Как погибает одинокая массивная звезда — сверхновые типов Ib и II
В любой невырожденной звезде (не являющейся ни белым карликом, ни нейтронной звездой) происходит постоянное противостояние: гравитация пытается сжать шар раскаленной плазмы, а давление, обусловленное термоядерными реакциями в ее ядре, этому противодействует.
Хотя это и контринтуитивно, но чем больше звезда по массе, тем короче ее жизнь. Казалось бы, при наличии больших запасов водорода, который можно превращать в гелий и более тяжелые элементы, светила больших масс должны дольше противостоять гравитации. На самом деле термоядерные реакции в таких звездах происходят по значительно большему объему, чем у карликов, подобных нашему Солнцу.
Массивные звезды «гуляют как в последний раз»: они превращают водород в гелий чрезвычайно быстро, горят ярко, и поэтому уже в течение нескольких десятков миллионов лет водородное топливо исчерпывается. Теперь вблизи ядра в ход идет гелий, для сжигания которого требуются более высокие температуры. В дальнейших термоядерных реакциях синтезируются углерод, неон и кислород, а при достаточной массе звезды в самом центре могут образоваться кремний и железо. Синтез более тяжелых элементов оказывается для звезды «невыгодным», поскольку на него уходит больше энергии, чем выделяется, и поэтому железо иногда называют звездным пеплом. На этом этапе звезда похожа на луковицу: снаружи остается водородный слой, а чем ближе к центру, тем более тяжелые элементы превалируют в химическом составе.
Иногда очень массивные звезды заранее лишаются внешних слоев водорода и гелия. Обнажая ядро, они раздувают вокруг себя зрелищную туманность. Такие объекты называются звездами Вольфа — Райе. Когда же термоядерный синтез больше не в состоянии компенсировать гравитацию, центральная часть звезды коллапсирует (резко неустанно сжимается), разбрасывая внешние слои — происходит взрыв сверхновой типа Ib, спектр которой не содержит линий водорода.
Если звезда массой в 8-50 солнечных сохранила свою оболочку, то в химическом составе сверхновой фиксируется водород, а саму сверхновую относят к типу II. Такие сверхновые характерны для спиральных галактик и часто наблюдаются в их рукавах, где довольно бурно идет процесс звездообразования.
Что остается после взрыва?
Кроме того, что сама сверхновая является явлением поражающим воображение, она еще и оставляет после себя удивительной красоты туманность — так называемый остаток сверхновой. С течением времени туманность растворяется в космическом пространстве, обогащая межзвездную среду тяжелыми элементами. Из этих элементов впоследствии образуются звезды следующих поколений и планеты вокруг них. Из них же состоит все, что нас окружает, и даже мы с вами.
Гравитационный коллапс сжимает центральную часть звезды либо в нейтронную звезду, либо в черную дыру. Самым известным примером такого развития событий является хорошо задокументированная вспышка сверхновой SN 1054, произошедшая в созвездии Тельца и попавшая в летописи астрономов Поднебесной того времени. Благодаря их педантичности, столетиями позже удалось отождествить вспышку с остатком сверхновой — Крабовидной туманностью.
Учитывая количество остатков сверхновых, найденных в нашей Галактике, подобные космические катастрофы должны происходить в пределах Млечного Пути примерно трижды в столетие. Но на самом деле существует только 5 «надежных» сверхновых, которые наблюдались в течение последних 2000 лет. К ним относятся SN 1006 (в созвездии Волка, самая яркая из всех наблюдавшихся), SN 1054 (в Тельце), SN 1181 (Кассиопея), SN 1572 (тоже Кассиопея) и SN 1604 (созвездие Змееносца). В этих случаях был зафиксирован и сам взрыв, и удалось однозначно обнаружить остаток после него.
Итак, последняя сверхновая нашей Галактики наблюдалась в 1604-м, она известна как Сверхновая Кеплера. Но, проанализировав туманности-остатки, ученые предполагают, что примерно в 1680 году в созвездии Кассиопеи должна была быть еще одна сверхновая, и еще одна должна была наблюдаться в 1800-1900 годах в Стрельце.
Невидимые гиганты
Крабовидная туманность имеет довольно маленький видимый размер — всего 6 угловых минут. Но, скрытые от человеческих глаз, в нашей Галактике живут действительно гигантские остатки сверхновых. Так, например, диаметр Петли Лебедя достигает 3°, а это в 6 раз больше лунного диска! Туманность настолько огромна, что в ней выделяют отдельные структуры, такие как «Восточная Вуаль», «Западная Вуаль» и «Ведьмина Метла».
Столь же гигантской является и туманность «Спагетти» (известная также как Simeis 147) на границе Возничего и Тельца, открытая в 1952 году в Крымской астрофизической обсерватории. Возраст туманности оценивается в 40 000 лет, а в ее центре находится пульсар.
Ведутся споры относительно грандиозной Петли Барнарда — туманности, простирающейся на 10° и охватывающей примерно половину созвездия Ориона. Одни ученые причисляют ее к молекулярному комплексу Ориона, другие считают остатком сверхновой, взорвавшейся около 2 млн лет назад. Оценки расстояний до туманности существенно отличаются: примерно от 520 до 1430 световых лет. Верхняя граница согласуется, например, с расстоянием до известной Туманности Ориона (M42), свет от которой летит к нам в течение 1340 лет. А в пользу «взрывного» происхождения Петли Барнарда говорят несколько звезд (AE Возничего, μ Голубя и 53 Овна), которые довольно быстро радиально разбегаются примерно из области геометрического центра дуги. Последнее обстоятельство намекает на взрыв сверхновой в кратной звездной системе.
Некоторые могут «уйти по-английски»
Всегда ли массивная звезда заканчивает свой жизненный путь зрелищным взрывом сверхновой, распространяя вещество в виде впечатляющей туманности? В основном да, но астрономам известно несколько случаев «неудачных сверхновых». Правда, ни одна из них не расположена в нашей Галактике.
В 2009 году в галактике NGC 6946 бесследно исчез красный сверхгигант массой 18-25 солнечных. И это был первый надежно установленный случай «неудачной сверхновой». А недавно мы сообщали об аналогичном исчезновении огромной звезды M31-2014-DS1 в галактике Андромеды.
Механизм подобного тихого коллапса не до конца изучен, прежде всего, из-за малого количества наблюдений таких явлений: кроме двух указанных, существует лишь ещё один кандидат. Но считается, что причиной феномена может быть задержка нейтрино в чрезвычайно плотном ядре, высвобождение которых обычно провоцирует образование ударной волны. Если высвобождение не произошло, то все или почти все вещество звезды обрушивается в центр, давая жизнь совершенно новому объекту — черной дыре.
Заблаговременное предупреждение
Для наших предков появление на небе того, что мы сейчас называем сверхновой, было полной неожиданностью. Но если подобное событие произойдет в наши дни, то современные астрономы получат определенное предупреждение. И дело здесь как раз в высвобождении нейтрино.
Во время сжатия ядра звезды, масса которой превышает солнечную в 8-50 раз, происходит нейтронизация вещества: активно порождаются нейтроны и нейтрино. Нейтрино — малые частицы, очень слабо взаимодействующие с веществом, благодаря чему они покидают место катастрофы буквально за 10 секунд.
Хотя и чрезвычайно легкие, высвобожденные нейтрино являются удивительно быстрыми, фактически их скорость приближается к скорости света. Потеря нейтрино заставляет ударную волну, направленную внутрь звезды, развернуться наружу и разрушить ее внешние слои — теперь уже происходит взрыв сверхновой.
Итак, нейтрино получают определенную фору, а разнообразные виды излучения мчатся им вдогонку. Несмотря на то, что эти частицы немного медленнее квантов, разницы во времени высвобождения может быть вполне достаточно, чтобы нейтрино первыми добрались до наблюдателя. Таким образом, если в нашей Галактике взорвется сверхновая, первыми ее взрыв, скорее всего, зафиксируют именно детекторы нейтрино.
Интересно, что такое событие в истории астрономии и в самом деле было. Когда в 1987 году в Большом Магеллановом Облаке вспыхнула сверхновая, известная сейчас как SN 1987A, детекторы зафиксировали избыток нейтрино за несколько часов до регистрации вспышки в оптическом диапазоне.
Могут ли быть сверхновые опасными для нас?
Определенные панические настроения время от времени бушуют в связи с потенциальным скорым взрывом красного сверхгиганта Бетельгейзе. Возникают закономерные вопросы относительно влияния сверхновой на Землю и ее биосферу. Во время этой космической катастрофы действительно происходит ряд событий, которые потенциально могут представлять угрозу.
Так, например, взрыв сопровождается ударной волной, но ее мощность быстро спадает. Нейтрино, забирающие с собой большую часть энергии, почти не взаимодействуют с веществом — они пройдут Землю насквозь, и лишь крошечная их часть задержится в детекторах. А вот космические лучи — высокоэнергетические частицы, разогнанные сверхновой чуть ли не до скорости света — могут действительно причинить вред. Рентгеновское и гамма-излучение также может негативно повлиять на атмосферу: разрушая озоновый слой, они делают биосферу уязвимой для ультрафиолетового излучения Солнца.
Однако в вопросе реальной угрозы от сверхновых решающим фактором является расстояние. Чтобы сверхновая действительно могла вызвать описанное негативное влияние, она должна находиться в 25-30 световых годах от нас. Сейчас считается, что взрыв, который произошел как минимум в 160 световых годах от нас, не нанесет ощутимого вреда биосфере Земли. Количество жесткого излучения всех типов будет настолько незначительным, что зафиксируется только специальными приборами.
Ближайшим к нам кандидатом на сверхновые является, как ни странно, вовсе не Бетельгейзе, а двойная звезда IK Пегаса. Она состоит из довольно массивного белого карлика и горячей белой звезды спектрального класса А, демонстрирующей небольшие пульсации. Такая конфигурация действительно может вызвать взрыв сверхновой типа Ia. К тому же IK Пегаса расположена в 154 световых годах от нас, что близко к «границе опасности». Но даже в этой системе взрыва не ожидается по крайней мере в течение ближайших 1,9 млрд лет.
