Звезды: конец эволюции

Относительно спокойная стадия термоядерной эволюции звезды не может длиться вечно: энергия выделяется, пока водород превращается в гелий, гелий – в углерод, затем в азот, кислород… Но когда состав вещества в ядре звезды приближается к группе железа, выделение энергии прекращается. Можно сказать, что железо – это «зола» термоядерного «горения». С этого момента источником энергии звезды вновь становится ее гравитационное сжатие. Но старая звезда неоднородна: внутри у нее плотное ядро из тяжелых химических элементов (гелий, …кислород, …железо), а снаружи в основном легкий водород. Поэтому ядро сжимается быстро, при этом нагревается само и нагревает оболочку, которая от этого расширяется и частично покидает звезду.

Судьба сжимающегося звездного ядра зависит от его массы. Если масса не более полутора солнечных, то сжатие остановится на стадии белого карлика, когда взаимное отталкивание электронов, связанное с их квантовой природой, уравновесит силу гравитации. Размер белого карлика при этом окажется близок к размеру Земли. Отметим, что взаимное отталкивание электронов в плотном веществе белого карлика обусловлено отнюдь не их отрицательным электрическим зарядом (который уравновешивается положительным зарядом протонов), а квантово-механическим эффектом «вырождения» электронного газа, который при большой плотности начинает сопротивляться сжатию в силу принципа запрета Паули. Этот принцип обычно формулируют так: в пределах одной квантовой системы, в данном квантовом состоянии, может находиться только один фермион (т. е. частица с полуцелым спином), а состояние другого фермиона должно отличаться хотя бы одним квантовым числом (например, положением в пространстве или импульсом). Электроны – это фермионы, поэтому чем ближе частицы друг к другу, тем активнее они движутся, увеличивая давление вещества.

Если масса звездного ядра больше полутора солнечных, то электронам не справиться с гравитацией, и сжатие будет происходить до тех пор, пока протоны и электроны не превратятся в нейтроны, и тогда уже давление, вызванное взаимным отталкиванием нейтронов (они ведь тоже фермионы!), может остановить сжатие. Такие объекты называют нейтронными звездами, хотя в прямом смысле слова никакие они не звезды, а просто сверхплотные тела размером в несколько десятков километров, в основном состоящие из вырожденного нейтронного газа.

Но если масса звездного ядра была более трех масс Солнца, то его сжатие не остановится даже на стадии нейтронной звезды, а будет происходить до тех пор, пока объект не достигнет своего гравитационного радиуса, т. е. пока он не станет черной дырой. Из-за чрезвычайно малого размера – всего несколько километров – и отсутствия физической поверхности черные дыры пока не поддаются прямому изучению, но в их существовании астрофизики уверены. Зато белые карлики и нейтронные звезды изучаются очень активно, поскольку ярко себя проявляют и дают бесценный материал для физики. Никогда в земных лабораториях мы не сможем получить и изучить вещество с такой плотностью, как в недрах белых карликов (десятки тонн в кубическом сантиметре!) или нейтронных звезд (десятки миллионов тонн в кубическом сантиметре!!!). Только в космосе мы встречаем такое плотное вещество и, даже не касаясь его, дистанционно много можем узнать о его природе.

С вырожденными телами, т. е. с белыми карликами и нейтронными звездами, а также с черными дырами связаны самые грандиозные явления природы – взрывы новых и сверхновых, гамма-всплески и др.

Новые и сверхновые звезды

Новыми называют звезды, неожиданно, всего за несколько часов увеличивающие свой блеск в тысячи и даже миллионы раз (в среднем на 12^m), а затем в течение нескольких недель тускнеющие и возвращающиеся к своему исходному блеску. Название «новая» (лат. nova) отражает старинное представление о том, что на небе в этот момент возникает не существовавшая ранее звезда. В действительности явление новой связано со звездами большого возраста, практически закончившими свою эволюцию. Это явление возникает в тесных двойных системах, где один из компонентов – белый карлик. На определенном этапе эволюции таких систем вещество второго компонента – нормальной звезды – может начать перетекать на соседнюю вырожденную звезду. Когда на поверхности белого карлика накапливается критическая масса вещества, происходит термоядерный взрыв, срывающий со звезды оболочку и увеличивающий ее светимость в тысячи раз. По мере накопления новой порции газа взрыв повторяется. Уже наблюдались неоднократные вспышки некоторых новых; их называют повторными новыми.

Сверхновыми называют звезды, блеск которых при вспышке в течение нескольких суток увеличивается на десятки звездных величин (т. е. в миллионы и даже миллиарды раз), а затем постепенно спадает в течение нескольких месяцев или лет. Первоначально все звезды, блеск которых внезапно увеличивался в сотни и более раз, называли «новыми» (nova), поскольку они появлялись в тех точках на небе, где ранее не было заметно звезд. Но когда была установлена внегалактическая природа некоторых туманностей, названных позже галактиками, стало ясно, что вспыхивающие в них звезды значительно превосходят обычные новые. Для них астрономы Фриц Цвикки (1898–1974) и Вальтер Бааде (1893–1960) предложили название «сверхновые звезды» (supernova). Обычно к сверхновым относят вспышки с мощностью оптического излучения более 10³⁴ Вт. Максимальная оптическая светимость, которой сверхновая достигает в ходе вспышки, лежит в интервале от -13^m до -22^m абсолютной звездной величины, т. е. от 10 млн до 30 млрд светимостей Солнца. Существует определенный класс сверхновых (тип Ia), имеющих в максимуме блеска почти одинаковую абсолютную звездную величину, равную -19,4^m ± 0,4^m, что позволяет использовать каждую такую вспышку как «стандартную свечу» для определения расстояния до тех галактик, где наблюдались такие вспышки.

Наиболее известные сверхновые называют по именам описавших их вспышку астрономов (сверхновая Тихо, сверхновая Кеплера), по названиям созвездий, в которых они вспыхивали (сверхновая Орла, сверхновая Кассиопеи), или по году вспышки (сверхновая 1054 года). Яркие сверхновые, естественно, вспыхивали и в нашей Галактике. Некоторые из них были видны даже без телескопа. Сохранились исторические записи об их наблюдении. Например, китайские астрономы описали вспышку сверхновой в созвездии Телец в 1054 году, а сейчас мы наблюдаем остаток этого взрыва – Крабовидную туманность. Последние вспышки сверхновых в нашей Галактике наблюдали незадолго до изобретения телескопа (Тихо Браге в 1572 году и И. Кеплер в 1604 году).

После изобретения телескопа стали обнаруживаться вспышки сверхновых и в других галактиках. Их обозначают по году вспышки: сверхновая 1954B, сверхновая 1987A, где буква в порядке латинского алфавита указывает очередность открытия сверхновой в данном году. В каталогах сверхновые обозначают буквами SN (от SuperNova), например, SN 1972C – третья сверхновая 1972 года. Первые 26 сверхновых в каждом году обозначают заглавными буквами от A до Z. Следующие обозначаются парами строчных букв: aa, ab, и т. д. Например, последняя вспышка сверхновой, зарегистрированная в 2005 году, имела обозначение SN 2005nc, указывающее, что она была 367-й по счету в том году.

До 1950 года ежегодно обнаруживали единицы вспышек сверхновых, а с 1950 по 1990 год – десятки. После середины 1990-х, когда широко стали использовать электронные приемники света и компьютеры, ежегодно обнаруживались сотни вспышек, а после 2010 года, когда вступили в строй телескопы-роботы и космические телескопы с большим полем зрения, стали открывать тысячи сверхновых в год. При этом открытия совершают не только профессиональные астрономы, но и любители. Например, было открыто около 5000 сверхновых в 2016 году и около 5700 – в 2017-м. Все эти сверхновые обнаруживаются в других галактиках, но не в нашей. В каталоги занесено уже более 25 000 вспышек, причем в некоторых галактиках их наблюдали неоднократно. Статистика показывает, что в крупной спиральной галактике (типа нашей) в среднем происходит 1–2 вспышки за столетие. Однако последняя вспышка в нашей Галактике наблюдалась в 1604 году. Правда, методами радио- и рентгеновской астрономии были обнаружены остатки вспышек, происходивших и в более позднее время, но в оптическом диапазоне спектра, т. е. визуально, они не были видны. Причина в том, что вспышки сверхновых в большинстве своем происходят в диске Галактики, и Солнце располагается в диске, где межзвездное поглощение света очень велико. Это заметно сдерживает развитие физики сверхновых.

Предпринятые в последние годы наблюдения в разных диапазонах спектра позволили выявить остатки вспышек сверхновых, не замеченные визуально. Например, ярчайший радиоисточник на небе – Кассиопея А – оказался остатком вспышки сверхновой, которая должна была наблюдаться 330 лет назад, но не была замечена. Еще более современный остаток связан с радиоисточником G1.9+0.3 в Стрельце: эту вспышку мы должны были бы увидеть 140 лет назад, если бы место взрыва не находилось в районе центра Галактики. Оттуда оптическое излучение до Земли практически не доходит.

Причиной вспышки звезды как сверхновой служит ее взрыв на заключительном этапе эволюции. В результате взрыва звезда почти полностью разрушается. Не исключено, что в некоторых случаях происходит полное разрушение, но достоверно установлено, что после взрывов некоторых сверхновых сохраняется остаток звезды, ее сильно сжавшееся ядро – нейтронная звезда или черная дыра.

В последние годы обсуждается особый тип сверхновых – гиперновые (англ. hypernova). Это наиболее грандиозный тип взрыва массивной звезды, знаменующий рождение черной дыры и ответственный за космические гамма-всплески. Существование гиперновых пока остается гипотезой, предложенной в связи с попытками объяснить явление гамма-всплесков, которые уже более полувека наблюдаются в далеких галактиках. Оптические вспышки, связанные с гамма-всплесками, выглядят значительно ярче обычных сверхновых. Поэтому либо энергия таких взрывов существенно превосходит энергию сверхновых, либо она излучается не изотропно, а направленно, в виде узкого луча, что нехарактерно для обычных сверхновых.

Открытие гамма-всплесков, природа которых до сих пор не вполне ясна, – одно из важнейших событий в астрофизике нового времени. Гамма-всплески (gamma-ray bursts, GRBs) – это кратковременные вспышки космического гамма-излучения, регулярно фиксируемые орбитальными обсерваториями. Уже более полувека и до недавних пор их не могли отождествить с какими-либо космическими объектами. Первый гамма-всплеск зарегистрировали 2 июля 1967 года американские военные спутники серии Vela, следившие за соблюдением международного договора от 1963 года о запрещении испытаний ядерного оружия в атмосфере, в космическом пространстве и под водой. Одновременная регистрация несколькими спутниками показала, что этот и последующие гамма-всплески не вызваны ядерными взрывами на Земле. Но где именно расположены их источники, долгие годы оставалось загадкой. Основная трудность в том, что гамма-детекторы имеют очень низкое угловое разрешение, т. е. крайне неточно указывают направление на источник.

Ситуация изменилась 28 февраля 1997 года, когда специализированный спутник Beppo-SAX (Италия и Голландия) зарегистрировал всплеск сначала в гамма-, а затем в рентгеновском диапазоне, где достигается более высокое угловое разрешение. Выяснилось, что за первоначальным всплеском излучения в гамма-диапазоне обычно следует долгоживущее «послесвечение», излучаемое на более длинных волнах (рентген, УФ, оптика, ИК и радио). Используя метод последовательного уточнения координат при переходе в более мягкие диапазоны спектра, с помощью наземных телескопов вскоре стали обнаруживать оптическое послесвечение гамма-всплесков, позволившее точно определить их положение на небе и отождествить с известными объектами.

Оказалось, что большинство таких вспышек происходит в очень далеких галактиках, находящихся от нас на расстояниях в миллиарды световых лет. Мощность этих взрывов невероятно велика: если при вспышке энергия излучается изотропно, то светимость источника превышает 10⁴⁵ Вт (для сравнения: светимость большинства квазаров не превышает 10⁴⁰ Вт). Поэтому большинство исследователей считает, что гамма-всплеск представляет собой узкий луч мощного излучения, испускаемого во время вспышки гиперновой, когда быстро вращающаяся массивная звезда коллапсирует, превращаясь в черную дыру. При этом за несколько секунд высвобождается столько энергии, сколько Солнце излучает за все время своей эволюции (10 млрд лет). Наши приборы замечают это событие только в том случае, если луч направлен на Землю. Скорее всего, это биполярный луч, выходящий из источника в двух диаметрально противоположных направлениях.

В каждой конкретной галактике такие события происходят редко – несколько раз за миллион лет. До сих пор все наблюдаемые гамма-всплески происходили за пределами нашей Галактики. Если такое событие произойдет в Галактике и гамма-луч попадет на Землю, то это может вызвать экологическую катастрофу.

Нужно подчеркнуть, что до сих пор даже классификация гамма-всплесков не разработана сколько-нибудь детально, а их физические механизмы во многом остаются загадочными. Но у большинства астрофизиков нет сомнений, что гамма-всплески связаны с последними мгновениями жизни массивных звезд. Невероятная мощность этого явления позволяет нам регистрировать его на огромных расстояниях от Галактики, следовательно, в далеком прошлом. Но другое астрофизическое явление уносит нас в гораздо более далекое прошлое, в ту эпоху, когда звезды еще даже не родились.