Вскоре рентгеновская астрономия предоставила возможность более полного понимания эволюции звезд, и случилось это в ходе исследования сверхновых. Как мы уже видели, сначала выражение stella nova предназначалось для звезд, демонстрирующих неожиданное возрастание блеска, и новая звезда 1054 г., замеченная в Китае, а также звезды 1572 и 1604 гг., получившие известность благодаря Тихо Браге и Иоганну Кеплеру, согласно современной классификации носят название сверхновых. Было обнаружено, что в основе увеличения их светимости лежат два совершенно разных механизма. В случае новой в стремительную вспышку вовлекаются, по всей видимости, только внешние слои звезды, теряется относительно небольшая доля массы звезды и в каждом случае часть этой массы исходит от соседней очень близко расположенной звезды. Если руководствоваться идеей, выдвинутой Робертом Крафтом в 1964 г., все новые звезды без исключения входят в состав тесных двойных систем (например, белого карлика и холодного компонента). Изменение абсолютной звездной величины (а значит, и видимой звездной величины) достигает порядка десяти или менее единиц.

В противоположность этому, сверхновая представляет собой взрыв гораздо большего масштаба, в который вовлекается бо́льшая часть массы звезды. Невозможно провести различие между двумя разновидностями этого феномена, не имея данных о, прежде всего, исходной и конечной светимости, а это требовало знания расстояний. Поворотная точка в понимании ситуации наступила с наблюдением новых (по поздней классификации) в Туманности Андромеды, М31, и, в частности, звезды, обозначенной позже как S Андромеды. Ее впервые увидел К. Э. А. Хартвиг 20 августа 1885 г. из Дерптской обсерватории (если не принимать в расчет Л. Гюлли из Руана, который увидел ее тремя днями раньше, но посчитал, что это некий дефект телескопа), затем она увеличила свой блеск с девятой до седьмой (видимой) звездной величины, а потом быстро угасла. После 7 февраля она исчезла из виду, но еще до этого ее спектр исследовали по меньшей мере пять астрономов. В том числе Хёггинс, обнаруживший яркие эмиссионные линии и яркие полосы Коупленда. Это были первые шаги к пониманию удивительных явлений, случившихся в 1054, 1572 и 1604 гг.

В 1895 г. аналогичную «новую» обнаружила Вильямина Флеминг из Обсерватории Гарвардского колледжа в на тот момент еще не разрешенной на звезды туманности (NGC 5253) в созвездии Кентавр. Позже она получила наименование Z Кентавра. Флеминг нашла ее по пекулярному спектру, отнесенному Энни Кэннон к спектральному классу R. Спектр этой звезды, как считала Флеминг, напоминает спектр S Андромеды (решение, перепроверенное спустя долгое время Сесилией Пейн-Гапошкиной, которая в 1936 г. поняла, что спектральные линии были необычайно яркими и широкими).

В то время новые звезды весьма неопределенно классифицировались по схеме, разработанной Пикерингом для переменных звезд в целом (предложена в 1880 г. и переработана в 1911 г.). В рамках этой схемы отмечались лишь «нормальные новые» и «новые в туманностях». Кроме того, классификация переменных Пикеринга (ее описание дано в главе 16) включала звезды типа U Близнецов, сегодня обычно называемые «карликовыми новыми». Их вспышки случаются, как правило, с интервалом в несколько месяцев. Звезду в Близнецах открыл Дж. Р. Хайнд в 1855–1856 гг. Следующую находку удалось сделать лишь через сорок лет мисс Л. Д. Уэллс из Обсерватории Гарвардского колледжа (SS Лебедя). К 1922 г. У. С. Адамс и А. Х. Джой установили сходство спектров этой все еще очень немногочисленной группы со спектрами новых звезд.

Другие новые в спиральных туманностях удалось обнаружить в 1909 г. (Макс Вольф) и в 1917 г. (Дж. У. Ричи). Последняя побудила астрономов более тщательно изучить фотографии, полученные с помощью телескопов обсерватории Маунт-Вилсон. В результате нашли еще множество звезд той же категории. Последний шаг на пути к признанию их огромной яркости был сделан одновременно с осознанием того, что спиральные туманности действительно являются очень далекими «островными вселенными». Только тогда, в середине 1920‐х гг., в новых звездах стали видеть источник мощной энергии. Однако данных еще очень не хватало (к 1937 г. удалось исследовать спектры только пяти звезд). Когда на одной из старых пластинок удалось идентифицировать одну из типичных звезд этого класса, оказалось, что она увеличила свой блеск по меньшей мере на пятнадцать звездных величин. В ходе неожиданного взрыва высвободилось больше энергии, чем наше Солнце излучило за все время своей жизни, то есть за четыре или пять миллиардов лет. В 1925 г. Лундмарк провел различие между новыми «высшего класса» и «низшего класса», а в 1934 г. Бааде и Цвикки заменили первое название на «сверхновые» – чрезвычайно яркие новые в удаленных галактиках. Об их удивительном характере свидетельствовали расстояния до этих галактик (туманностей), определенные Хабблом, которые измерялись миллионами световых лет; это в тысячу раз больше, чем расстояния до новых в Млечном Пути; следовательно, они излучали в миллион раз больше энергии. В 1938 г. Бааде показал, что в данном случае мы имеем дело не просто с сильно различающимися светимостями, а с абсолютно другим классом объектов.

Изучение новых и сверхновых не продвинулось бы далеко без фотографии, поскольку до вспышки эти звезды почти всегда бывают малоприметными. Впоследствии, с помощью старых пластинок, удалось восстановить почти все графики изменения их блеска. Типовая кривая блеска демонстрирует стремительный рост, за которым следует медленное угасание, и требуется элемент везения, чтобы поймать звезду в момент роста светимости. Первую фотографию спектра новой во время роста до максимального значения удалось получить для новой в созвездии Персей в 1901 г. Этот спектр, в значительной степени спектр поглощения, чуть было не убедил гарвардских астрономов в том, что они при наведении выбрали не ту звезду. Спектр новой звезды до вспышки не удавалось найти вплоть до 1918 г. (новая в созвездии Орел). Обнаруженная пластинка датировалась 1899 г.

Для объяснения новых предпринимались многочисленные попытки. Например, у Исаака Ньютона была теория столкновения, Лаплас полагал, что это результат воспламенения поверхности, В. Клинкерфус приводил аргументы в пользу приливных выбросов во время близкого прохождения рядом с другой звездой, Зелигер рассматривал вариант столкновения звезды с пылевым облаком, а согласно Локьеру, это столкновение метеоритов в двух пересекающихся потоках. Последнюю теорию можно было хотя бы исключить, поскольку фотографии показывали наличие звезд в местах последующих вспышек. Обнаружение в 1918 г. новой в созвездии Орел принесло большой объем новой информации. Изучив ее спектр, У. С. Адамс и Дж. Эвершед пришли к выводу: звезда с большой скоростью сбрасывает газовую оболочку, и некоторые из особенностей спектра возникают в результате того, что мы наблюдаем наложенные друг на друга спектры близкой и дальней частей оболочки с противоположными доплеровскими смещениями.

Вообще говоря, это хорошо вписывается в общую картину механизма новых, сложившуюся позднее в том же столетии, со сложным взаимодействием между относительно холодной звездой и близко расположенным к ней белым карликом. Вокруг белого карлика из вещества холодной звезды формируется аккреционный диск. В случае обычной новой он накапливается вокруг карлика и запускает определенные высокоэнергетические ядерные реакции, которые взрывают верхние слои звезды. В случае карликовой новой вещество, скорее всего, истекает на сверхзвуковых скоростях из карликовой звезды не в точности на вторую звезду, а на окружающий ее аккреционный диск. Затем диск разогревается в том месте, где на него падает вещество, что может повторяться несколько раз с высвобождением гораздо меньшей энергии, чем в «обычном» случае. В обоих случаях решающую роль играет аккреционный диск. Его наблюдения с использованием ультрафиолетового и рентгеновского участков спектра оставались невозможными до появления орбитальных обсерваторий.

Только после того, об этом уже говорилось, как удалось установить огромное расстояние до галактик, пришло полное осознание существования двух различных классов сверхновых. Сверхновая 1937 г., изученная Цвикки и Бааде, имела светимость примерно в сто раз больше, чем вся галактика, в которой ее обнаружили (IC 4152). Рудольф Минковский изучил ее спектр и к 1941 г. смог заявить о том, что четырнадцать исследованных им сверхновых явственно разделяются по спектрам на два класса (различие между ними было проведено преимущественно по наличию или отсутствию водородных линий). Звезды одного класса (тип II) напоминают обычные новые, но, безусловно, являются гораздо более яркими, а звезды другого (тип I) – существенно ярче и имеют пекулярные эмиссионные полосы. В данном случае очень ценные данные удалось получить при изучении Крабовидной туманности, и мы уже видели, что к ним добавилось изучение этого объекта в радиодиапазоне. Кроме того, в 1964 г. выяснилось, что Крабовидная туманность является мощным источником рентгеновского излучения. В пионерских ракетных наблюдениях, проведенных Гербертом Фридманом и его помощниками из Морской научно-исследовательской лаборатории США, использовалось постепенное покрытие Луной (постепенное, потому что туманность не является точечным источником) для доказательства того, что эта в высшей степени фотогеничная туманность действительно является рентгеновским источником. Впоследствии в центре туманности открыли пульсар, и это придало данному объекту еще большую сложность.

В 1950‐х гг. Уильям А. Фаулер и Фред Хойл предложили механизм, объясняющий источник энергии типичной сверхновой. Согласно их сложной модели, звезда состоит из нескольких оболочек, наподобие слоев у луковицы, где каждая оболочка представляет собой продукт ядерной реакции на определенной стадии ее долгой истории. Они предположили, что чем тяжелее образуемые элементы, тем выше температура, и это наблюдается на фоне периодических гравитационных сжатий, продолжающихся до тех пор, пока звезда не достигнет равновесия со смесью железа, никеля и других относительно тяжелых элементов в ее центре. Затем в дело вступает гамма-излучение, принимая участие в определенных ядерных реакциях с железом и никелем в процессах, требующих дополнительной энергии. Звезда больше не может сохранять равновесие, и потому начинает сжиматься. Температура растет, и после следующих пройденных ею стадий в ней не остается ничего, кроме протонов, нейтронов и электронов. Протоны поглощают электроны, и ядро очень быстро сжимается, пока не достигается точка, в которой ядерные силы, вызывающие отталкивание нейтронов, не останавливают сжатие. После этого звезда становится очень компактной, с электронами, отстоящими друг от друга на расстояниях порядка 10^-13 сантиметров. Так с точки зрения теории выглядят нейтронные звезды, часто упоминаемые ранее. Коллапс ядра продолжается в течение всего лишь нескольких минут. Как только это происходит, внешние слои падают внутрь, что приводит к их уплотнению и разогреву. Реакции ускоряются, и слои взрываются. Это лишь краткий пересказ теории взрыва сверхновой по Фаулеру и Хойлу.

Позже были предложены и другие теории, хотя в общем и целом новаторское исследование Фаулера и Хойла признавалось большинством астрономов в течение многих лет. Другие варианты этой теории имели много общего с их исходными идеями. Они объяснили формирование очень тяжелых элементов, таких как уран, из ядер внешних слоев, захватывающих нейтроны во время заключительной – нейтронной – фазы. Кроме того, на той же фазе, при очень высоких температурах (скажем, порядка десяти миллиардов градусов) образуется огромное количество нейтрино.

Взрывы сверхновых представляют собой нечто гораздо большее, чем демонстрируемый ими поразительный фейерверк. Они распространяют свою тепловую энергию и продукты нуклеосинтеза по всей Вселенной и, таким образом, оказывают особое воздействие на эволюцию галактик, в которых находятся. Особенно важны для этой эволюции тяжелые элементы, и в 1980‐х гг. уделялось особое внимание теории, изучающей их фундаментальный вклад в формирование рождающихся звезд. Особенно важная сверхновая была обнаружена в 1986 г. в радиогалактике Кентавр A, – значимой для астрономов, поскольку она является ближайшей к нам радиогалактикой. Ее нашел методистский священник Роберт Эванс (астроном-любитель из Нового Южного Уэльса, уже открывший с помощью своего 40-сантиметрового рефлектора более десяти сверхновых в других галактиках), впервые отметивший ее как яркую звезду в галактике Кентавр A. Она не изменила своего положения в течение получаса, а следовательно, не была астероидом, попавшим на луч зрения. Эванс позвонил в Обсерваторию Сайдинг-Спринг, и в течение трех часов удалось подтвердить, что это сверхновая. (Впоследствии ее отнесли к I типу.) Для лучшего понимания характеристик ее излучения в рентгеновском, гамма– и радиодиапазонах требовалось знание расстояния до сверхновой. К счастью, Эванс открыл ее до того, как она достигла максимума яркости, а это позволило пронаблюдать ее на всех ключевых стадиях.

23 февраля 1987 г. Ян Шелтон из Торонтского университета, работавший в Обсерватории Лас-Кампанас (Чили) вашингтонского Института Карнеги, наблюдал в крайне сложных условиях и на слабом оборудовании другую сверхновую. Эта сверхновая в туманности Тарантул из внешней части Большого Магелланова Облака (небольшой соседней галактики) способствовала совершению одного из наиболее зрелищных звездных открытий современности. Близость сверхновой удваивала ее важность, и она подробно исследовалась практически с момента своего открытия. В мае 1987 г. ее видимый блеск достиг пикового значения 2,8 звездной величины, что характерно скорее для сверхновой II типа, а не I типа, как предполагалось ранее. Это была не только самая яркая сверхновая с 1572 г. и первая из подобных звезд, легко различимая невооруженным глазом со времени сверхновой Кеплера 1604 г. Это единственная сверхновая, которую удалось отождествить со звездой, находившейся на ее месте до вспышки – голубым гигантом, являвшимся компонентом тройной звездной системы Сандулик –69° 202, – звездой, массой примерно в 20 солнечных масс. Вскоре астрономы из Сайдинг-Спринга (Австралия) и Гарварда (штат Массачусетс) собрали более точные данные о звезде – прародительнице указанной сверхновой. Ею оказался голубой сверхгигант, и это удивительно само по себе, поскольку, согласно более ранним теориям, голубые гиганты являются слишком молодыми и обладают слишком высокой плотностью для того, чтобы вспыхнуть сверхновой II типа, которая должна быть связана со старыми красными сверхгигантами.

В день своего открытия эта сверхновая породила мощные импульсы нейтрино – первые пришедшие к нам из‐за пределов Солнечной системы; о них сообщил Карло Кастаньоли из нейтринной обсерватории под Монбланом Института космогеофизики в Турине (Италия). Количество зарегистрированных нейтрино позволило утверждать, что в течение секунды или около того светимость звезды в одном лишь нейтринном диапазоне была эквивалентна совокупной светимости всей Вселенной.

Последовавшие за этим наблюдения сверхновой в оптическом, ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах предоставили возможность астрономам восстановить историю этой звезды. Около десяти миллионов лет назад она сформировалась из темного, плотного облака, состоявшего из газа и пыли. Примерно миллион лет назад она потеряла бо́льшую часть своих внешних слоев, которые, медленно двигаясь под воздействием звездного ветра, образовали вокруг нее объемное газовое облако. До того как звезда взорвалась, что случилось 160 000 лет назад, высокоскоростной ветер сорвал с нее горячую внешнюю оболочку и вырезал полость внутри холодного газового облака. (Подобные полости легко наблюдаются повсюду.) Предполагается, что интенсивная вспышка ультрафиолета, исходящего от сверхновой, освещает границы этой полости, создавая таким образом яркое кольцо, которое можно увидеть с помощью космического телескопа «Хаббл». С другой стороны, предполагается, что горячие пятна в оптическом диапазоне и газ, излучающий рентген, являются результатом столкновений с плотными образованиями из более холодного газа, быстро продвигающимися к центру с внутренней стороны кольца. Взрыв сверхновой порождает взрывную волну, которая прокатывается сквозь полость, как это было обнаружено обсерваторией «Чандра» в 1999 г.; и в течение трех или четырех лет подобных исследований становилось все более ясным, что указанное событие (крайне важное для понимания звездной эволюции) началось совсем недавно.

Еще одно событие из списка астрофизических наблюдений, которое, судя по всему, предоставило много новой информации о взрыве определенного типа нейтронных звезд, случилось 27 декабря 2004 г. Это, как считается, самый мощный взрыв из тех, что наблюдались астрономами (но не с Земли) со времен сверхновой, увиденной Кеплером в 1604 г. Из космоса было заметно, как вспышка осветила земную атмосферу, а Луна способствовала этому, сработав как отражатель. Она длилась более одной десятой доли секунды, и ее зарегистрировала запущенная незадолго перед этим орбитальная рентгеновская обсерватория «SWIFT», европейские спутники и несколько радиотелескопов. Наиболее ярким излучение оказалось в гамма-диапазоне. Звезда SGR 1806–20 идентифицируется как магнитар, точнее как «источник мягких повторяющихся гамма-всплесков», с мощным магнитным полем и совершает один оборот за 7,5 секунды. Она находится в далекой от нас части Галактики в созвездии Стрелец на расстоянии порядка 50 000 световых лет. Абсолютная звездная величина вспышки оценена в –29 звездных величин. За одну десятую долю секунды своего момента славы магнитар высвободил больше энергии (1,3 × 10³⁹ джоулей), чем наше Солнце за 100 000 лет.

Точный механизм, ответственный за подобное звездотрясение, предполагает неожиданно резкую деформацию поверхностной корки железного ядра под воздействием магнитных сил. Это событие послужило стимулом ко множеству дискуссий самого разного толка. Естественно, представители прессы сосредоточились на вероятных последствиях подобного события, если бы оно случилось в непосредственной близости от нас (как, например, громкий заголовок лондонской газеты «Таймс»: «Земля в 49 990 световых годах от катастрофы»). Другие участники дискуссии рассматривали вопрос: могла ли близкая гамма-вспышка послужить причиной одного из нескольких массовых вымираний на Земле? Как бы то ни было, к XXI в. некоторые вопросы уже успели покинуть дискуссионные залы. Именно в это время стало ясно, что в результате взрыва сверхновых в космическое пространство выбрасываются такие элементы, как углерод, азот, кальций и железо, обогащающие облака водорода и гелия, где рождаются другие звезды. Кроме того, они участвуют в образовании более тяжелых элементов и, в числе прочих, – золота, серебра, свинца и урана. Сверхновые, как теперь считается, порождая космические лучи и внося свой вклад в мутацию живых клеток, а значит и в эволюцию, являются одной из наиболее важных вех на пути развития Вселенной и, наряду с этим, – самой жизни.