Взрывающиеся солнца. Тайны сверхновых

По какой же причине? Что удерживает его в столь быстром вращении? Самое разумное предположение — пульсар приобретает массу от близлежащей звезды-компаньона, при этом вращение его убыстряется.

ГЛАВА 6 ВИДЫ ВЗРЫВОВ

Может показаться удивительным (и в некотором смысле отрадным), что за короткий период в 15 лет астрономы открыли около 400 звезд такого типа, о самом существовании которого не подозревали до случайного открытия в 1969 г.

И все же, взглянув с другой точки зрения, мы можем спросить: «Почему же так мало?»

Предположим, что нейтронные звезды — это неизбежные остатки сверхновых, а сверхновые взрываются в нашем Млечном Пути одна в 50 лет. В таком случае, если допустить, что наша Галактика существует 14 млрд. лет и режим этих взрывов оставался неизменным на протяжении всего времени, получится, что общее число взрывов сверхновых составило 280 млн. Не означает ли это, что мы должны были бы найти целую уйму нейтронных звезд, по крайней мере одну на каждые 900 звезд Галактики? Почему же их всего 400?

Давайте поразмышляем над этим. Неважно, сколько миллиардов лет существовала Галактика Млечный Путь, если нейтронные звезды остаются обнаружимыми всего каких-то 4 млн. лет. Ведь в этом случае огромное большинство могущих существовать нейтронных звезд было бы слишком старо для обнаружения и только те, что образовались в последние 4 млн. лет, могли бы, пожалуй, посылать импульсы радиации достаточно сильные, чтобы их отметили наши приборы.

Если мы рассмотрим временной интервал в четыре последних миллиона лет, то за это время должно появиться 80 000 сверхновых, т. е. за это время в системе Млечный Путь должно насчитываться 80 000 потенциально обнаружимых нейтронных звезд.

Если говорить точнее, лишь меньшинство из тех 80 000 звезд были бы видимы с Земли: большинство их было бы скрыто межзвездными пылевыми облаками. Однако был бы скрыт только свет. Радиоволны легко проходят сквозь пылевые облака, поэтому всплески микроволн, посылаемые пульсаром, могут регистрироваться радиотелескопами даже в тех случаях, когда первоначальная сверхновая скрыта от оптических телескопов.

Но кто поручится, что струя микроволн пойдет в нашем направлении? Очень возможно, что нейтронная звезда в своем вращении распыляет микроволны и другие виды излучений по кругу, ни в одной точке не соприкасающиеся с Землей. Возможно, ни одним из самых современных методов мы не сумели бы обнаружить такую нейтронную звезду, каким бы мощным излучением она ни обладала. Поэтому число возможно существующих нейтронных звезд в возрасте моложе 4 млн. лет, которые по случайному совпадению шлют свое излучение в направлении Земли, снизится до 1000 или около того (хотя некоторые астрономы-оптимисты намного завышают эту цифру).

Мы также должны учесть то обстоятельство, что не каждая сверхновая обязательно образует нейтронную звезду, а это, естественно, еще больше снижает число обнаружимых нейтронных звезд. Может даже показаться (хотя это уж совсем ненужный пессимизм!), что мы подошли к численному пределу нейтронных звезд, которые мы в состоянии найти.

Исследование сверхновых нашей Галактики, начавшееся в 30-х годах работой Цвикки, постепенно научило астрономов различать их по присущим им кривым света и другим свойствам; теперь принято считать, что существует два сильно различающихся между собой типа сверхновых — тип 1 и тип 2.

Первое отличие состоит в том, что сверхновые типа 1 обладают большей светимостью, достигая абсолютной величины — 18,6, или светимостью, превышающей в 2,5 млрд. раз светимость Солнца. Если б такая сверхновая находилась на расстоянии Альфы Центавра, она бы в максимуме своего блеска сияла одной седьмой светимости Солнца.

Сверхновые типа 2 являются несколько более тусклыми, их светимость превышает светимость нашего Солнца всего в миллиард раз.

Второе отличие состоит в том, что сверхновые типа 1, достигнув и миновав пик своего блеска, теряют свою яркость очень равномерно, тогда как сверхновые типа 2 делают это очень неровно, порывисто.

Третье отличие вытекает из спектрального анализа света: тип 1 показывает почти полное отсутствие водорода, тип 2 напротив, очень богат им.

Четвертое отличие связано с местоположением сверхновой. Сверхновые типа 2 почти всегда оказываются в спиральных галактиках, более того — в спиральных ветвях этих, галактик. Сверхновые типа 1 менее взыскательны относительно выбора места, появляясь не только в ветвях, но и в центральных частях спиральных галактик, а также в галактиках эллиптических.

Такая разница в предпочтительном местонахождении сверхновых первого и второго типов сразу говорит о многом. Эллиптические галактики в большинстве своем свободны от космической пыли. Их звезды в основном относительно малы, в большинстве случаев чуть больше нашего Солнца, и существовали на протяжении всей или большей части жизни галактики. То же верно и для центральных частей спиральных галактик.

Ветви же спиральных галактик являются вместилищем пыли и, как мы увидим позднее, служат пристанищем многих молодых и крупных звезд.

Сверхновые типа 1 включают звезды, имеющие массу, примерно равную массе нашего Солнца или немногим более. Сверхновые типа 2 включают звезды значительно крупнее нашего Солнца, массивнее его по крайней мере в три, а иногда, пожалуй, более чем в три раза.

Чем массивнее звезда, тем реже она встречается. Относительно мелкие звезды, относящиеся к сверхновым типа 1, встречаются по крайней мере в десять раз чаще, чем крупные, тяготеющие к типу 2. Поэтому можно было бы заключить, что сверхновые типа 1 имеют в десять раз большее распространение, чем сверхновые типа 2.

Но не тут-то было! Оба типа распространены одинаково. Отсюда мы можем сделать вывод: не каждой маленькой звезде дано в итоге стать сверхновой первого типа, такими станет лишь незначительное их меньшинство. Дело в том, что требования, предъявляемые к сверхновым типа 1, оказываются более жесткими, чем мы могли предвидеть. Это не просто звезда размером с Солнце, но особый тип звезды такого размера.

Здесь мы обратимся к химическим различиям между двумя типами сверхновых. Сверхновые типа 1 фактически не имеют водорода, что означает последнюю ступень их эволюционного развития. В самом деле, если звезда лишена водорода, но богата углеродом, кислородом и неоном, мы можем с уверенностью сказать, что это белый карлик, и прийти к выводу, что сверхновые типа 1 представляют собой взрывающиеся белые карлики.

Предоставленный сам себе, белый карлик не взрывается и во всех отношениях совершенно устойчив. Однако, как мы теперь знаем, белые карлики не всегда предоставлены сами себе. Иногда они являются частью тесной двойной звездной системы. В этом случае, когда звезда-компаньон в ходе своей эволюции, раздуваясь, превращается в красный гигант, ее вещество выплескивается в аккреционный диск, из которого масса периодически добавляется к белому карлику.

Мы уже видели, что масса, периодически добавляемая к белому карлику, будет нагреваться и сжиматься до того уровня, за которым начинается реакция ядерного синтеза. Происходит колоссальный взрыв, остатки аккреционного диска уносятся прочь, и белый карлик резко увеличивает свою светимость (временно) и виден с Земли как новая. Это повторяется через более или менее длинные интервалы времени.