Сверхновая американская фантастика, 1997 № 01-02

В течение последних 50 лет было изучено около 400 сверхновых звезд. (Все они находились в других галактиках, поскольку в нашей, к большой досаде астрономов, не было обнаружено ни одной Сверхновой после 1604 года). Сверхновые звезды делятся на два класса, которые называются тип 1 и тип II.

Тип I обладает большей светимостью, чем тип II. Сверхновая звезда II типа может достигать светимости, в миллиард раз превышающей светимость нашего Солнца, причем сверхновые звезды I типа могут быть в 2.5 миллиарда раз ярче Солнца.

Если бы это была единственная разница, то мы могли бы заключить, что особо крупные звезды, взрываясь, образуют сверхновые звезды I типа, в то время как звезды меньшего размера после взрыва образуют сверхновые звезды II типа. Это кажется звезды II типа. Это кажется настолько очевидным, что было бы заманчиво прекратить на этом исследование данного вопроса.

Однако существуют другие различия, делающие такое заключение нелогичным.

Например, более тусклые сверхновые звезды II типа почти всегда встречаются в рукавах спиральных галактик. Именно там обнаруживается наибольшая концентрация газов и космической пыли, и, следовательно, встречаются крупные и массивные звезды.

Несмотря на то, что более яркие сверхновые звезды I типа иногда встречаются в рукавах спиральных галактик, их также можно наблюдать и в центральных областях, и даже в эллиптических галактиках, где концентрация пыли и газа невелика. В таких областях, свободных от пыли и газа, обычно формируются звезды средней величины. Из-за их месторасположения может показаться, что это сверхновые звезды II типа, образующиеся в результате взрыва звезд-гигантов, но на самом деле это сверхновые звезды I типа, которые формируются после взрыва звезд меньших размеров.

И, наконец, третье различие заключается в том, что сверхновые звезды I типа после пика своей светимости тускнеют очень равномерно, в то время как сверхновые звезды II типа гаснут неравномерно. Здесь мы опять могли бы предположить, что звезды меньшей величины будут вести себя более пристойно, чем их крупные собратья. Тогда следует ожидать, что более мощные взрывы должны иметь более хаотичную эволюцию с повторными взрывами и т.д.

Учитывая как месторасположение в галактике, так и характер угасания, следовало бы ожидать, что сверхновые звезды I типа происходят из звезд меньшего размера, нежели II типа. Но в таком случае почему светимость сверхновых звезд I типа иногда больше, чем вдвое, превышает светимость сверхновых звезд II типа?

И еще одна особенность! Относительно небольшие звезды — явление гораздо более распространенное, чем крупные. Поэтому логично было бы предположить, что сверхновые звезды I типа, если они образуются из малых звезд, встречались бы примерно в десять раз чаще сверхновых звезд II типа. Однако этого не происходит! Оба типа встречаются примерно с одинаковой частотой.

Возможное решение этой проблемы может быть найдено путем анализа спектров этих двух типов звезд, который дает совершенно противоположные результаты. Сверхновые звезды II типа имеют спектр с ярко выраженными водородными линиями спектра. Это типично для звезды-гиганта. Даже если ее ядро переполнено железом, все равно наружные слои будут богаты водородом, синтез которого обеспечит запас энергии, поддерживающей яркое свечение такой сверхновой звезды.

В спектрах сверхновых звезд I типа водород отсутствует. Видны лишь такие элементы, как углерод, кислород и неон. Но это же состав белых карликов!

Может ли сверхновая звезда I типа быть белым карликом в стадии взрыва? В таком случае, почему сверхновые звезды I типа так малочисленны? Может быть, лишь некоторая часть белых карликов подвергаются взрыву, поэтому число сверхновых звезд I типа не больше, чем II типа. Почему взрывается только небольшое количество звезд? И почему они вообще взрываются? Разве я ранее не говорил, что белые карлики очень стабильны и постепенно гаснут в течение многих миллионов лет, не претерпевая резких изменений?

Ответ на этот вопрос возник при исследовании новых звезд. (Не сверхновых, а обычных новых, которые вспыхивают, достигая яркости в 100 000–150 000 раз ярче Солнца.)

Такие новые звезды встречаются гораздо чаще, чем сверхновые, и не являются результатом серьезного взрыва звезды. Иначе перед взрывом они были бы красными гигантами и светились гораздо ярче в момент взрыва и после него почти совсем гасли. Но вместо этого, новые оказываются обычными звездами основной последовательности как до, так и после вспышки средней интенсивности с небольшими, если это вообще имеет место, видимыми изменениями, являющимися результатом этого процесса. В действительности отдельная звезда может становиться новой снова и снова.

Но затем в 1956 году американский астроном Мерли Ф. Уокер заметил, что звезда, названная DQ Геркулеса, которая прошла через стадию новой в 1934 году, была в действительности двойной звездой. Она состояла из двух звезд, так близко расположенных друг к другу, что они почти соприкасались.

Были приложены все усилия для того, чтобы изучить обе звезды по отдельности. Более яркая звезда — класса основной последовательности, а более тусклая оказалась белым карликом! К тому времени, как это выяснилось, ряд других звезд, о которых известно, что они прошли стадию новой в определенный момент своей истории, были определены как близкие двойные звезды, и в каждом случае выяснялось, что одна из звезд в паре была белым карликом.

Астрономы сразу решили, что белый карлик и был той звездой в паре, которая прошла стадию новой звезды. Звезду основной последовательности обычно и наблюдали, а с ней значительных изменений не происходило, — вот почему казалось, что светимость была одной и той же до и после вспышки. Белого карлика вообще не наблюдали, поэтому истинную эволюцию новой понимали неверно.

Но теперь все иначе. Вот что, по мнению астрономов, должно происходить.

Мы начнем с двух звезд основной последовательности, образующих двойную звезду. Чем больше масса звезды, тем быстрее она использует водород, находящийся в ее ядре, поэтому более тяжелая звезда начинает расширяться до тех пор, пока не превращается в красный гигант. Некоторые из возникающих в ходе расширения веществ перетекают к более легкой звезде, все еще остающейся в основной последовательности, в результате чего срок жизни этой звезды сокращается. Через некоторое время и наконец, красный гигант в результате коллапса превращается в белого карлика. Еще через некоторое время оставшаяся звезда из основной последовательности, чей срок жизни уже сокращен, начинает расширяться до тех пор, пока не превращается в красный гигант, а часть ее массы не перетекает в пространство вокруг белого карлика. Эта избыточная масса вращается вокруг белого карлика по спиральной орбите (по диску аккреции). Когда в диске аккреции собирается достаточное количество газа, диск распадается, а содержавшиеся в нем вещества перетекают на поверхность белого карлика.

Вещество, попадающее на поверхность белого карлика, ведет себя иначе по сравнению с попадающим на обыкновенную звезду. Сила притяжения на поверхности белого карлика в тысячи раз больше, чем на обыкновенной звезде. В то время как вещество, попадающее на обычную звезду, просто добавляется к ее общей, массе, вещество же попадающее на поверхность белого карлика сдавливается под действием гравитационной силы и включается в процесс синтеза.

С исчезновением диска аккреции, возникает волна света и энергии, и бинарная система начинает светить приблизительно в 100 тысяч раз сильнее. Это может происходить снова и снова, и каждый раз белый карлик будет превращаться в новую звезду, и приобретать массу.

Тем не менее, масса белого карлика не может превышать массу Солнца более чем в 1,44 раз. Это было доказано в 1931 году астрономом индийского происхождения Субраманьяном Чандрасекаром. Открытую им величину называют границей Чандрасекара. (В 1983 году Чандрасекар получил за свое открытие давно заслуженную Нобелевскую премию по физике.)

Сопротивление электронов дальнейшему сжатию препятствует уменьшению белого карлика в размерах. Однако, когда белый карлик проходит границу Чандрасекара, гравитационное поле становится настолько сильным, что сопротивление электронов преодолевается и начинается новое сжатие.