Если звезда достаточно массивна, она не погаснет, как наше Солнце, которое после медленного горения в течение десятка миллиардов лет, сбросив внешние слои, относительно спокойно превратится в белого карлика. Вместо этого в ядре «тяжеловеса» начнутся безудержные реакции термоядерного синтеза. Они разнесут внешнюю оболочку в грандиозном взрыве сверхновой, а его недра под действием гравитации, стремительно сжимаясь, образуют нейтронную звезду или черную дыру. По крайней мере, так предсказывает общепринятая теория.
Но если звезда еще более массивна, то такого взрыва может и не произойти. В этом случае возможен «прямой коллапс» с образованием черной дыры, которая «проглотит» все вещество светила, не оставив от него никаких видимых следов. Наконец, существует и третий сценарий — взрыв гиперновой, при котором высвобождается значительно больше энергии, чем при взрыве сверхновой, а вещество звезды полностью выбрасывается в окружающее пространство, не оставляя в центре какого бы то ни было компактного остатка. Так как же заканчивают свой жизненный путь сверхмассивные звезды? Вот что об этом говорит наука.
«Обычные» сверхновые
Сразу после рождения в недрах звезд происходят реакции синтеза с превращением водорода в гелий. Эту начальную стадию проходят все светила: и наше Солнце, и красные карлики, которые всего в несколько десятков раз массивнее Юпитера, и гиганты с массами в десятки и сотни солнечных. Чем массивнее звезда, тем выше температура ее ядра и тем быстрее она «сжигает» свое термоядерное горючее. Когда заканчивается водород, звездное ядро сжимается и нагревается до температур, при которых начинает «гореть» гелий, а затем и более тяжелые элементы. В недрах звезд, подобных Солнцу, температура может подняться до значений, достаточных для протекания ядерных реакций синтеза углерода. Но это уже финал их жизненного цикла. Для «запуска» следующей реакции — «горения» углерода (ядерного синтеза на основе углерода) — светило должно иметь массу, по крайней мере, в 8 раз больше солнечной.
Солнцеподобные звезды на финальных стадиях эволюции постепенно сбрасывают свои внешние оболочки, образующие планетарные туманности. Их ядра, в свою очередь, медленно сжимаются, превращаясь в белые карлики, обогащенные углеродом и кислородом. В процессе сжатия такие объекты могут пройти стадию красного карлика, богатого «невыгоревшим» гелием. Но реакции термоядерного синтеза на основе гелия в них уже не происходят, и сжатие продолжается до образования белого карлика, состоящего в основном из этого элементa.
Более массивным звездам в конце их активного существования суждено пережить настоящий космический фейерверк. Чаще всего — особенно для объектов с массой, приближающейся к значению в 20 солнечных — при сжатии ядра температура продолжает расти, в результате чего запускаются процессы дальнейшего ядерного синтеза с образованием более тяжелых элементов: кислорода, неона, магния, кремния, серы и далее «вверх» по таблице Менделеева вплоть до железа, кобальта и никеля. Как только синтез самых тяжелых элементов из этого ряда будет требовать больше энергии, чем выделяется при гравитационном сжатии, происходит коллапс ядра и взрыв сверхновой.
Это впечатляющий конец для многих массивных светил нашей Вселенной. Всего один процент всех звезд имеет достаточную массу для осуществления такого катастрофического сценария. Более массивные объекты встречаются еще реже. По современным оценкам, около 80% звездного населения составляют — красные карлики с массой, не превышающей 40% солнечной. 95% звезд менее массивны, чем наше светило, но некоторые из оставшихся 5% тяжелее Солнца в десятки и даже в сотни раз. Подобные «монстры» встречаются редко, но они чрезвычайно важны для космологии. Дело в том, что взрывы сверхновых — не единственный сценарий гибели таких звезд.
Смерть «тяжеловесов»
У многих массивных светил наблюдаются истечения и выбросы вещества. На некоторых этапах, когда звезда близка к завершению своего жизненного цикла, что-то заставляет ее ядро кратковременно сокращаться, что, в свою очередь, приводит к его разогреву. Когда оно становится горячее, все типы термоядерных реакций ускоряются, что вызывает скачкообразное увеличение выделяемой энергии. Это приводит к выбросу большого количества материи (до десятков солнечных масс), создавая событие, известное как «ложная сверхновая» (supernova impostor). В ходе него яркость объекта значительно возрастает. Примером такой «ложной сверхновой» в XIX веке стала η Киля. Но внутри созданной ею туманности звезда продолжает гореть в ожидании дальнейшей своей судьбы.
Какая же участь постигнет светило с массой в 20 раз больше солнечной? Существует три сценария, но пока сложно понять, какие условия могут привести к реализации каждого из них. Одна возможность, о которой мы уже говорили — взрыв сверхновой. Любая сверхмассивная звезда на последних стадиях горения теряет большое количество своего вещества, и в итоге ее масса может стать меньше верхней границы диапазона, обеспечивающего «обычную» вспышку сверхновой. Но есть два других диапазона масс с пока еще неизвестными границами, для которых завершение жизненного цикла реализуется другими путями. Такие сценарии предсказаны теоретически, и они уже наблюдались.
Прямой коллапс
Первый сценарий — прямой коллапс. При взрыве сверхновой ядро звезды продолжает сжиматься и, в зависимости от массы, превращается в нейтронную звезду или в черную дыру. В 2018 году астрономы впервые наблюдали, как объект с массой 25 солнечных просто исчез. Такие «тяжеловесы» не умирают без какого-нибудь катастрофического эффекта, но есть физическое объяснение того, что могло в данном случае произойти: ядро звезды перестало создавать достаточное радиационное давление, чтобы противодействовать гравитационному сжатию. Если ее центральная область становится достаточно плотной (другими словами, если большая масса уплотняется внутри достаточно малого объема) — образуется черная дыра и возникает горизонт событий. Эта черная дыра может поглотить все вещество окружающих ее оболочек.
завершающих стадиях ее активного существования, ведущих к вспышке сверхновой типа II и образованию черной дыры. Источник: Nicole Rager Fuller for the NSF
Предполагалось, что прямой коллапс возможен для очень массивных светил — с массами, как минимум в 200 раз превышающими солнечную. Но недавние наблюдения исчезновения «маломассивной» звезды (25 солнечных масс) поставило новые вопросы. Вероятно, мы не до конца понимаем процессы, происходящие в звездных недрах: не исключено, что существуют иные условия, при которых звезда может «кануть в небытие», не выбрасывая в межзвездное пространство заметного количества вещества. Если это так, то образование черных дыр посредством подобного коллапса должно быть гораздо более распространенным явлением, чем предполагалось ранее. Возможно, именно таким способом Вселенная создавала сверхмассивные черные дыры на самых ранних этапах своего существования.
Но есть и другой сценарий, который приводит к появлению более зрелищного светового шоу, чем может предложить «обычная» сверхновая — взрыв гиперновой!
Слишком много энергии
Взрывы гиперновых также называют сверхъяркими сверхновыми. В максимуме они имеют намного более высокую яркость и демонстрируют совсем другие кривые блеска на участках его возрастания и падения. Когда вещество, превосходящее по массе Солнце более чем в сто раз, коллапсирует в небольшой объем, выделяется колоссальное количество энергии, достаточное для рождения из фотона пары электрон-позитрон (процесс, обратный аннигиляции). Что такое электроны, нам хорошо известно из повседневной жизни. Позитроны — это античастицы, симметричные электронам, и они очень особенные.
Когда позитроны присутствуют где-то в большом количестве, они неизбежно сталкиваются с любыми окружающими электронами. Такие столкновения приводят к аннигиляции обеих частиц, производя два гамма-фотона с очень специфической высокой энергией. Если скорость образования позитронов (а следовательно, гамма-излучения) достаточно низка, ядро звезды остается стабильным. Но если эта скорость больше некоего предела, все избыточные гамма-фотоны с энергией 511 кэВ и выше будут нагревать ядро. Другими словами, если эти электрон-позитронные пары рождаются с определенной скоростью, но ядро по-прежнему коллапсирует, процесс образования пар ускоряется, продолжая его нагревать. Однако это не может длиться долго и заканчивается грандиозным взрывом гиперновой, после которого вещество массой более сотни солнечных разлетается в пространстве.
Таким образом, мы имеем четыре возможных сценария «смертного часа» сверхмассивного светила. При первом из них происходит вспышка сверхновой и образуется нейтронная звезда, окруженная газовой туманностью (остатком сверхновой малой массы). При втором вспышка завершается образованием туманности и черной дыры. При третьем возникает только очень массивная черная дыра, поглотившая все вещество окружающих ее оболочек. Наконец, самые массивные звезды оставляют после себя только туманность — остаток гиперновой.
Раньше, когда мы обнаруживали очень массивную звезду, то могли предположить, что в конечном итоге она вспыхнет как сверхновая с образованием черной дыры или нейтронной звезды. Теперь мы знаем, что есть два других возможных варианта, которые уже наблюдались и должны реализовываться довольно часто в космическом масштабе. Ученые все еще пытаются понять, при каких условиях происходит каждое из этих событий. В следующий раз, когда вы посмотрите на звезду, во много раз превышающую по размеру и массе Солнце, не думайте, что «сверхновая» — это ее обязательный финал. Такие объекты проживают короткую, но бурную жизнь, и имеют несколько вариантов своей гибели. Мы знаем, что наша Вселенная началась со взрыва. Что же касается самых массивных светил, то астрономы до сих пор не уверены, заканчивают ли они свою жизнь грандиозным взрывом, полностью разрушающим их, или же последним вздохом, безвозвратно проваливаясь в гравитационную бездну.
