Лве блиЖайшие сверхновые
Е.М.Чуразов
Взрывы сверхновых (Supernova, SN) — впечатляющие события, знаменующие последний этап в жизни звезд. Физика этих взрывов необычайно богата и интересна сама по себе. Кроме того, сверхновые служат важнейшими поставщиками всех известных нам элементов тяжелее гелия во Вселенной, включая радиоактивные изотопы. Фундаментальную роль играют они и в космологии. В частности, первые убедительные экспериментальные свидетельства ускоряющегося расширения Вселенной были получены именно из наблюдений сверхновых. Хотя в наше время каждый год открываются сотни далеких SN, у нас в ближайшей окрестности это редкое событие. Например, в нашей Галактике последнюю сверхновую видели в 1604 г. Поэтому каждая близкая вспышка становится для астрофизиков настоящим событием, позволяющим в деталях проверить теоретические модели. Отделу астрофизики высоких энергий ИКИ РАН необычайно повезло — удалось исследовать две ближайшие SN в эпоху, когда космические обсерватории позволяли напрямую детектировать рентгеновское и гамма-излучение этих объектов.
Долгая история
Китайские хроники 185 г. (почти двухтысячелетней давности) описывают появление звезды-гостьи, остававшейся видимой
© Чуразов Е.М., 2015
Евгений Михайлович Чуразов, член-корреспондент РАН, ведущий научный сотрудник отдела астрофизики высоких энергий ИКИ РАН. Область научных интересов — теоретическая астрофизика, рентгеновская астрономия.
в течение нескольких месяцев. Это, вероятно, была первая зарегистрированная сверхновая в нашей Галактике, про которую мы знаем. Последующие почти полторы тысячи лет (вплоть до 1604 г.) дали еще семь похожих вспышек, видимых невооруженным глазом. После 1604 г. надежных записей в летописях о ярких сверхновых нет. Не было таких событий в Млечном Пути и в современную эпоху больших наземных телескопов и орбитальных обсерваторий. Зато колоссальная чувствительность телескопов позволила открыть многочисленные подобные звезды-гостьи в других галактиках.
Сам термин «сверхновая» был придуман Вальтером Бааде и Фри-цом Цвики в 30-х годах прошлого века. Такое броское название было связано с надежными измерениями расстояния до туманности Андромеды, в которой очередная «звезда-гостья» была открыта еще в 1885 г. Стало ясно, что туманность — это другая галактика, далеко за пределами Млечного Пути. Бааде и Цвики осознали, какая колоссальная энергия должна выделиться, чтобы вспышка на таком расстоянии была видна с Земли. Этой энергии с запасом хватит, чтобы разорвать звезду, подобную Солнцу, что, конечно, означает, что звезда претерпевает изменения колоссального масштаба.
Вскоре Рудольф Минковский разработал и схему разделения сверхновых на основе их оптических спектров. Он выделил два главных класса: SN, в спектрах которых присутствуют линии водорода, отнес к классу II, а те, что их не имеют, — к классу I. Современная классификация, учитывающая более тонкие детали спектра и саму природу явления, более сложна, но нас сейчас интересуют только два по-прежнему главных типа сверхновых — II и !а (подкласс сверхновых без линий водорода). Астрофизика предлагает убедительные физические модели таких звезд.
Заметим, что, хотя последняя вспышка SN в нашей Галактике была зафиксирована более 400 лет назад, прямые следствия этих со-
Рис.1. Рентгеновские изображения остатков двух вспышек сверхновых в нашей Галактике (обе в созвездии Кассиопеи): Кассиопея А (слева; вспыхнула примерно в 1650 г. ±30 лет) и «Тихо Браге» (справа; вспыхнула в 1572 г.). Свечение остатков связано с взаимодействием разлетающегося вещества сверхновой с газом в галактике.
Фото NASA/CXC/SAO
бытий мы можем видеть и сегодня в виде «остатков вспышек сверхновых» на тех местах, где они были заметны сотни лет тому назад (рис.1). Эти наблюдения позволят нам многое узнать о распределении элементов в оболочке сверхновой и ее взаимодействии с газом в Галактике. Однако, чтобы ответить на ряд важных вопросов, необходимы измерения спектров сразу после взрыва, на масштабах месяцев и лет. Именно об этом пойдет речь ниже. Но сначала поясним, что представляют из себя звезды двух упомянутых типов.
Короткая, но яркая жизнь массивной звезды
Сверхновые типа II связаны с массивными звездами, превосходящими массу Солнца М@ в восемь или более раз. В таких звездах эволюция идет очень быстро, на масштабе десятков миллионов лет, при высочайших температурах (более миллиарда градусов). Сначала в ядре звезды выгорает водород, потом гелий и более тяжелые элементы, вплоть до железа. К моменту взрыва сверхновой звезда имеет слоистую структуру: железное ядро, окруженное слоями кремния, серы, кислорода и т.д., погруженными в массивную водородную оболочку. В железном ядре ни ядерные, ни термоядерные реакции не приводят к выделению энергии. Поэтому, как только железное ядро набирает достаточную массу, оно коллапсирует под действием гравитации и может превратиться в нейтронную звезду или черную дыру. Современные теоретические модели предсказывают, что в процессе коллапса электроны буквально «вдавливаются» в протоны, превращая их в нейтроны. Образующиеся при этом нейтрино выносят энергию из ядра и, несмотря на ничтожно малое сечение
взаимодействия с веществом, передают свою энергию водородной оболочке, приводя к ее разлету со скоростями порядка нескольких тысяч километров в секунду. Это и есть взрыв сверхновой типа II. Линии водорода в спектрах таких сверхновых напрямую связаны с наличием массивной водородной оболочки.
Белый карлик как термоядерная бомба
В отличие от вспышек SN типа II, к которым приводят процессы в массивных звездах, сверхновые типа ^ — порождение меньших звезд, например с массой порядка М0. В таких звездах эволюция идет гораздо медленнее, температура в ядре гораздо ниже (сотни миллионов градусов), и термоядерные реакции не приводят к формированию железного ядра. Вместо этого во многих случаях образуется ядро, состоящее из углерода и кислорода. На этапе слоистого горения звезда сбрасывает свою внешнюю оболочку, и на месте звезды остается компактное ядро с массой около 0.5 М@ и диаметром ~10 тыс. км и, следовательно, с колоссальной плотностью ~106 г/см3. Температура в таком остатке слишком мала, чтобы запустить ядерные реакции горения углерода или кислорода. Однако остаток не сжимается под действием гравитации, поскольку давление в нем обеспечивается «вырожденными» электронами. Из принципа Паули, запрещающего двум одинаковым частицам с полуцелым спином находиться в одном квантовом состоянии, следует, что при большой плотности электронов их энергия не может быть меньше определенной величины, которая зависит от их плотности (такой электронный газ называется вырожденным). Эта энергия не связана с температурой электронов и не может быть «излуче-
на» остатком. Подобные остатки называются в астрофизике белыми карликами. Поддерживаемые давлением вырожденного электронного газа белые карлики способны существовать вечно. Однако их судьба может измениться, если масса будет возрастать. Например, белый карлик в двойной системе с обычной звездой постепенно «перетянет» вещество со звезды-компаньона. Или два белых карлика в очень тесной двойной системе сольются в один объект. Что будет происходить в этом случае? Сила гравитации в более массивном объекте возрастает, и белый карлик должен сжаться, чтобы увеличить давление и противостоять сжатию. При этом растет плотность электронов и, соответственно, их энергия. В какой-то момент последняя оказывается сравнимой с энергией покоя частицы — и вырожденный электронный газ становится релятивистским. Масса белого карлика, при которой это происходит, составляет = 1.4 M0 и называется пределом Чандрасекара. Звезда, давление которой определяется вырожденным релятивистским газом, оказывается неустойчивой. Небольшое сжатие приводит к усилению гравитации, давление также возрастает, но не достаточно, чтобы остановить сжатие и вернуть звезду к исходному состоянию. Ситуация похожа на катастрофический коллапс железного ядра массивных звезд, когда ядро превращается в нейтронную звезду или черную дыру (сверхновую типа II). Белый карлик, достигший предела Чандрасекара, также мог бы стать нейтронной звездой. Однако есть важнейшее отличие: белый карлик состоит из углерода и кислорода, а не из железа. Углерод и кислород — отличное термоядерное топливо, если температура и плотность достаточно велики. Именно такие условия ожидаются в недрах белого карлика, масса которого приближается к пределу Чандрасекара. В результате вместо коллапса может произойти термоядерный взрыв, при котором углерод и кислород превратятся в более тяжелые элементы и полностью разрушат белый карлик — это и есть взрыв сверхновой типа Ы Энергия, выделяемая при взрыве, так велика, что внешние слои белого карлика разлетаются со скоростями в десятки тысяч километров в секунду.
Год после взрыва
Итак, источники энергии взрыва в сверхновых этих двух типов различны. Но в обоих случаях свечение, наблюдаемое в течение последующих месяцев, обеспечивается не самой этой энергией, а радиоактивным распадом изотопов, которые синтезировались в процессе взрыва. Не будь его, сверхновые не должны были бы светить вовсе, поскольку разлетающееся вещество очень быстро остывает за счет расширения! В первый год свечения SN самый важный канал — такая цепочка рас-
падов: сначала радиоактивный никель 56Ш2в превращается в радиоактивный кобальт 56Со27, а тот уже переходит в стабильный изотоп 56Бе2б (привычное нам всем железо). Схематично цепочка распадов проиллюстрирована на рис.2.
Энергия, выделяющаяся при распаде в виде гамма-квантов и позитронов, передается разлетающемуся веществу, нагревает его и приводит к появлению свечения в оптическом диапазоне. При этом масса радиоактивного никеля радикально отличается в сверхновых двух типов. Например, в сверхновой типа II SN1987A было синтезировано 0.07 M0 в виде радиоактивного никеля, в то время как в типичных сверхновых типа ^ его синтезируется в 10 раз больше. Это приводит к тому, что сверхновые типа ^ гораздо ярче, чем сверхновые второго типа, и современные оптические телескопы сп
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.