«Термин "сверхновая" вводит нас в заблуждение»
Астрофизик Петр Бакланов объясняет, что такое сверхновая звезда, как они зажигаются и гаснут
«Если звезды зажигают — значит — это кому-нибудь нужно?» — писал поэт. Но как они зажигаются? А как гаснут? Что нам дают эти знания? Может ли наше Солнце погаснуть и когда? Что тогда будет с нами? И вообще как мы зависим от звезд? Об этом рассуждает Петр Бакланов, кандидат физико-математических наук, старший научный сотрудник Астрокосмического центра Физического института им. П. Н. Лебедева Российской академии наук.
Кандидат физико-математических наук, старший научный сотрудник Астрокосмического центра Физического института им. П. Н. Лебедева Российской академии наук Петр Бакланов
Фото: Александр Зотов
Кандидат физико-математических наук, старший научный сотрудник Астрокосмического центра Физического института им. П. Н. Лебедева Российской академии наук Петр Бакланов
Фото: Александр Зотов
— Петр, что такое сверхновая? Откуда взялось это название?
— Исторически названию этого явления мы обязаны датскому астроному Тихо Браге, великолепному наблюдателю. Как-то раз в 1572 году, взглянув на небо, он обнаружил новую звезду в созвездии Кассиопея, где раньше ничего не было. Наблюдая за ней, он построил первую кривую блеска сверхновой, сравнивая ее по яркости с другими звездами и планетами. Кривая блеска — это изменение со временем потока света от источника, регистрируемое наблюдателем. Для сверхновых она меняется по космическим масштабам очень быстро: за неделю глазом заметно.
— Он наблюдал в телескоп?
— Телескопа у него не было, он наблюдал глазами. Тихо Браге написал трактат об исследовании stella nova — «новой звезды», в котором впервые появился термин «новая».
— Но почему это звезда, а не какой-то другой светящийся объект вроде планеты, кометы или астероида?
— Тихо Браге знал явление параллакса — когда из-за собственного движения наблюдателя близкие объекты смещаются на фоне более далеких. Это наглядно видно из окна бегущего поезда. Он пытался измерить угловое смещение «новой звезды» из-за движения Земли и обнаружил, что оно столь мало, что его нельзя заметить в наблюдениях. Это означало, что «новая» находится значительно дальше от Земли, чем Луна и Солнце.
Раз «новая» так далеко, то, согласно общепринятой тогда Аристотелевой картине мира, она принадлежит неизменному «надлунному миру». Однако она явно меняла свой блеск со временем и совсем исчезла с глаз примерно за два года. Такая переменность «надлунного мира» смущала. Тихо Браге был молод — около 25 лет от роду. Во многом загадочная «новая звезда» предопределила его увлечение астрономией.
— А кто назвал эти звезды сверхновыми?
— Так они стали называться значительно позже, уже в XX веке. К тому моменту, за три века наблюдений с телескопами и с уже входящей в астрономию фотографией, было открыто много «новых» звезд. Тогда среди астрономов проходили великие споры о размере Вселенной. Равна ли наша Галактика всей Вселенной и туманности в ней — это облака пыли и газа? Или же Вселенная гораздо больше, а наша Галактика лишь один из многих звездных островов и туманности в ней — это проекция на небосвод далеких галактик, расположенных столь далеко, что звезды в них по отдельности не видны?
Всего лишь сто лет назад, когда телескопы уже стали такими большими, что начали разрешать отдельные яркие звезды в других галактиках, стало понятно, что туманные пятнышки — это другие галактики, которые находятся в сотни и тысячи раз дальше, чем край нашей Галактики. А если это так, то и «новые» звезды в таких туманностях оказываются в тысячи раз дальше, чем предполагалось ранее. Поскольку световой поток падает обратно квадрату расстояния, то звезды, которые там вспыхивают, должны быть в миллион раз ярче, чем мы думали раньше.
— Наверное, это трудно поддавалось пониманию?
— Да, и даже служило в спорах как аргумент в пользу расположения туманностей внутри нашей Галактики. С появлением работ по делению ядер и термоядерному синтезу в 20–30-х годах XX века стало возможным придумать такую энергетическую машину, которая позволяет светить столь мощно. Ведь одна сверхновая в пике своей яркости светит как вся ее родительская галактика, содержащая миллиарды звезд!
Американские астрономы Бааде и Цвики в 1934 году предложили термин «сверхновые», чтобы отличать вспыхивающие звезды в других галактиках от «новых» в нашей Галактике.
Интересно, что совсем недавно, 20 лет назад, появился новый термин, связанный со сверхновыми. С развитием техники наблюдения стало возможным выделить редкие, особенные сверхновые, которые в сотни раз ярче «типичных». По-английски их назвали Superluminous Supernovae, по-русски мы говорим «сверхмощные сверхновые». Такое вот сверхнаслоение частицы «сверх».
— В чем особенности этих объектов?
— По факту термин вводит в заблуждение. Сверхновая — это не рождение новой звезды. Наоборот, это явление гибели звезды, переход ее на терминальную стадию. Существует несколько сценариев, по которым некоторые звезды в конце своей эволюции могут светить столь ярко. Какой именно реализуется сценарий, зависит от многих параметров, ключевой из которых масса звезды.
Базовых сценария два. Один — термоядерный взрыв звезды, как бомбы, и разлет без остатка — это сверхновая типа Ia. Другой — коллапс ядра массивной звезды, когда в центре остается остаток после взрыва сверхновой (нейтронная звезда или черная дыра), а внешняя оболочка разлетается и светит — это сверхновые второго типа плюс подтипы первого Ib/c.
Когда в середине XX века научились наблюдать спектры от сверхновых, то выяснилось, что есть сверхновые, у которых отсутствуют спектральные линии водорода.
Такие сверхновые получили тип I. Это было удивительно для ученых, поскольку водорода во Вселенной в среднем 75% от числа всех элементов, и нужно было изобрести процесс избавления сверхновых от водорода. Позже показали, что таким способом взрываются маломассивные звезды, в своей эволюции перешедшие на стадию белого карлика. Сверхновые с наличием водорода в спектре получили название тип II.
— Сколько сейчас известно сверхновых?
— Порядка 100 тыс., подавляющее большинство из них открыто в последние несколько лет в связи с работой новых обзорных телескопов. Чем дольше мы наблюдаем, тем больше находится объектов, которые отклоняются от своих типичных представителей. Типы стали делить на подтипы по их наблюдательным признакам: по форме кривых блеска, по присутствию/отсутствию спектральных линий водорода, гелия или кремния, по их удачному расположению. Раньше открытие сверхновой было случайностью, результатом счастливого наведения телескопа на нужную область неба. Сейчас процесс наблюдений автоматизирован, обзорные современные телескопы могут за несколько дней картировать все доступное им небо и находить все вспыхнувшие объекты.
— А что значит — «по удачному расположению»?
— «Удачному» значит, что они вспыхнули в удачно расположенной родительской галактике. Вообще говоря, галактик во Вселенной очень много — сотни миллиардов. Случается, что практически точно на луче зрения между отдельными далекими галактиками нами находятся более близкие галактики, а иногда и целые скопления галактик. Вблизи массивных тел пространство искривлено, что деформирует плоский волновой фронт от далекого источника. Как в кривом зеркале мы видим искаженные, а иногда и множественные изображения самих себя, так и в космосе можно увидеть множественные деформированные изображения одной и той же галактики.
— Что тогда происходит?
— Рост излучающей площади источника приводит к тому, что света от него мы получаем больше иногда в несколько десятков и даже сотен раз. В исключительных случаях, как со звездой Икар, и в тысячи раз. Сложность с изображениями галактик в том, что они так искажены, что сразу и не скажешь, что это одна и та же галактика.
— Как же вы это устанавливаете?
— Для каждого изображения нужно провести фотометрические или спектрографические наблюдения. Сравнивая спектры разных изображений галактик, можно найти уникальные черты и установить их происхождение от одного источника.
— Знаю, недавно открыли необычную сверхновую с помощью телескопа «Джеймс Уэбб». Ее не видно невооруженным глазом? Тихо Браге бы ее не различил?
— Нет, она вспыхнула в галактике, которая находится от нас на космологическом расстоянии. Пространство на таких расстояниях уже искривлено, но можно оценить, что свет от этой сверхновой шел до нас десять миллиардов лет.
Фото: HST
Фото: HST
— Ничего себе сверхновая! Скорее уж сверхстарая…
— Такие сверхновые называют линзированными — это очень редкие события, на сегодня их пересчитать хватит пальцев одной руки. Поскольку эти сверхновые очень далекие, то свету требуется именно такое количество времени, чтобы достичь наших телескопов. Свет от множественных изображений сверхновой идет по разным пространственным траекториям, при этом на световой сигнал накладывается отпечаток свойства пространства и материи, через которую свет прошел по дороге. Это позволяет «прощупать» невидимую темную материю, построить карты ее распределения.
Из-за разницы путей свет регистрируется с временной разницей между изображениями. Величина временной задержки зависит от расстояния до сверхновой, а расстояние на таких масштабах определяется космологическими параметрами Вселенной. Так, например, зависимость от постоянной Хаббла очень сильная — временная задержка обратно пропорциональна ей. Через измерение временных задержек можно определить постоянную Хаббла. Этот вывод для сверхновых опубликовал в 1964 году норвежский астрофизик Сюр Рефсдал. Увековечивая его научные заслуги, первая открытая в 2014 году линзированная сверхновая была названа его именем.
— Знаю, у вас тоже есть работы на эту тему…
— Мы с коллегами в 2021 году опубликовали работу, в которой смоделировали взрыв сверхновой Рефсдала и определили массу-радиус звезды перед ее взрывом. На сегодня благодаря линзированию это самая далекая коллапсирующая сверхновая, для которой удалось выполнить такие оценки. Кроме того, по смоделированной кривой блеска нам удалось измерить временные задержки между изображениями сверхновой и оценить постоянную Хаббла. Это было не первое измерение постоянной Хаббла по этой сверхновой, но первое таким методом — по модельным кривым блеска.
Это явление искажения светового сигнала называют гравитационным линзированием. Оно позволяет почувствовать влияние массы «невидимых» объектов, в частности темной материи, и широко используется в астрономии.
В нашей галактике линзирование используется, чтобы находить планеты, летящие в межзвездном пространстве. Рядом с такими планетами нет подсвечивающих их звезд, поэтому они слишком слабы для наблюдения даже в самый мощный телескоп. А по искажению светового сигнала от далеких звезд, на фоне которых они пролетают, их можно поймать.
— Все ли звезды ждет судьба сверхновых?
— Нет, подавляющее большинство звезд избежит этой участи. Белые карлики должны оказаться в очень удачной конфигурации с компаньоном, чтобы иметь шанс набрать недостающую массу и взорваться. С другой стороны, массивным звездам с массой больше 8–10 масс Солнца, чтобы взорваться, помощники не нужны. Однако массивные звезды редки в природе, и чем больше их масса, тем реже они встречаются. На несколько сотен звезд типа Солнца найдется только одна звезда с массой 10 солнечных масс, а одна звезда в 20 солнечных масс найдется только среди тысячи звезд типа Солнца.
— Почему гибель таких звезд сопровождается яркой вспышкой?
— Потому что после коллапса ядра массивной звезды все, что осталось,— это нейтронная звезда с массой всего полторы солнечные массы, а все остальное вещество улетает в космос.
Представьте, звезда перед взрывом имела 15,5 массы Солнца, и 14 солнечных масс из них выбрасывается в космос в виде разлетающейся шарообразной оболочки. Ударная волна пробегает по оболочке наружу, разгоняет и разогревает ее вещество до скоростей в десятки тысяч километров в секунду и температуры в миллионы градусов.
Через полмесяца такой расширяющийся раскаленный газовый шар будет иметь радиус сотни астрономических единиц с поверхностной температурой вещества около 5–7 тыс. градусов, примерно как на поверхности Солнца. Это будет «звезда» размером в несколько орбит Плутона. Очевидно, что при таких колоссальных размерах она светит очень мощно, что и объясняет явление сверхновой. Постепенно оболочка расширяется и охлаждается, часть энергии уносится излучением, поэтому через несколько месяцев температура вещества упадет, и светить она будет так слабо, что сверхновая перестанет быть видимой.
— Что становится с теми объектами, которые находятся неподалеку? Если рядом какие-то «землеподобные» планеты, то им конец?
— Еще до стадии сверхновой такие звезды являются сверхгигантами. Размеры сверхгигантов бывают разные: от десятков до нескольких тысяч радиусов Солнца. В первом случае сверхгигант поместится в орбиту Меркурия, в последнем — достигнет орбиты Сатурна. Из-за их огромной светимости околозвездный газ будет выметаться световым давлением. Кроме того, чем больше масса, тем быстрее эволюционирует звезда. Так, для упомянутой ранее звезды в 15 солнечных масс время жизни составит всего около 10 млн лет. Даже если удастся где-то на периферии системы сформировать планету, аналогичную нашей, то жизни, похожей на нашу, там не будет. Эти звезды гораздо более нестабильны, чем наше Солнце. Они вполне могут в процессе эволюции изменять свою светимость в десятки, а то и сотни раз, что моментально скажется климате планеты, нагрев поверхность на тысячи градусов.
Но при взрыве сверхновой планетной системе конец может прийти не только потому, что через нее пройдет огромное облако раскаленной плазмы. Когда сбрасывается 90% массы центрального тела, то орбитальная скорость планеты из первой космической становится третьей космической.
В результате планетная система распадается. Если бы Солнце неожиданно потеряло 90% массы, то Земля бы улетела — гравитационно на орбите ее бы ничто больше не удерживало.
— Такое, надеюсь, невозможно?
— Нет. Теория эволюции для звезд типа Солнца предсказывает, что через 5 млрд лет оно, пройдя стадию красного гиганта, сбросит внешние слои в виде планетарной туманности, термоядерные процессы в нем завершатся и оно превратится в белый карлик — компактную звезду размером примерно с нашу Землю, которая имеет 0,8–0,9 текущей массы Солнца и плотность 1000 кг/ куб. см. Солнце, став углеродно-кислородным белым карликом, будет постепенно остывать в космосе, как раскаленная сковородка. Из-за того что это компактный объект, имеющий маленькую площадь поверхности, остывать он будет миллиарды лет. Чем холоднее он будет становиться, тем меньше будет темп потери тепла на излучение.
— А почему карлик белый?
— Белым он называется потому, что у него горячая поверхность — десятки тысяч градусов, что соответствует по спектрам горячим звездам, как говорят — «доведенный до белого каления». Через миллиарды лет он остынет и станет не белым, а бурым карликом.
— Как думаете, пора человечеству задумываться о планах на будущее?
— На Земле события, связанные с человеческими отношениями, сложно поддаются предсказанию. Если бы человечество смогло продумать свою жизнь хотя бы на пять лет вперед — и то было бы достижение. Пока не получается. Но можно сказать точно: прелесть нашего Солнца в том, что оно удивительно спокойное, и мы можем строить свои планы, не задумываясь о его поведении. Конечно, какие-то вспышки происходят, но это не те вспышки, которые бывают в космосе и которых следовало бы всерьез опасаться.
— Какое фундаментальное научное знание дает изучение сверхновых?
— При вспышке сверхновой синтезируются элементы таблицы Менделеева с атомными номерами выше железа. При взрыве это вещество разбрасывается по космосу. Сверхновые — это одно из тех мест, которое в том числе создало материал и для нашей планеты. Исходное космическое вещество до взрывов сверхновых — это преимущественно водород и гелий.
— Иначе говоря, если бы не взрывы сверхновых, мы бы сейчас не разговаривали?
— Именно так. Все земное вещество, наше тело, наш гемоглобин в крови, его изотопный состав — это все когда-то пережило взрывы звезд и разлеталось по космосу. Вещество сверхновой летит не в пустом пространстве. Ее остаток сгребает межзвездный газ, обогащая его новыми элементами, синтезированными при взрыве. Образуются плотные слои газа, которые имеют динамические неустойчивости. В областях неустойчивости облака газа могут сжиматься, становясь протозвездами. В результате зажигаются новые звезды со своими планетными системами, обогащенные газом с более богатым элементным составом, как астрономы говорят, с более высокой «металличностью».
Планетные системы играют важную роль в формировании звезд, сосредотачивая в себе угловой момент сжимающегося облака. Так, угловой момент Солнечной системы на 99% «сидит» в Юпитере. Это позволяет газу, из которого сформировано Солнце, сжаться и зажечь звезду. Поэтому планетные системы — это естественное следствие формирования звездных систем. В нашем случае после взрыва сверхновых образуются системы, обогащенные химическими элементами.
Опять же высокая металличность расширяющегося выброса сверхновой — это отличные условия для формирования космической пыли — частиц околомикронных размеров с тугоплавкими ядрами из углерода или кремния. Несмотря на свое неброское название «пыль», она играет огромную роль в космических процессах. Например, пылинки служат катализаторами для образования сложных молекул.
— Получается, здесь есть связь с образованием жизни?
— Да. Для создания сложной молекулы нужно столкнуть вместе много атомов одновременно, а летают они со скоростями, гораздо большими, чем молекулярные связи между частицами в облаке. Для объединения в одну общую молекулу атомам нужно куда-то отдать свою энергию кинетического движения. Иначе они столкнутся, как бильярдные шары, и разлетятся кто куда дальше по своим делам. При наличии пыли атомы и простые молекулы налипают на пылинки. Массивное тело пылинки поглощает лишнюю кинетическую энергию атомного ядра водорода, углерода или кислорода, и это позволяет ему присоединиться к пылинке. А на поверхности пылинки уже налипшие ядра могут образовывать достаточно сложные молекулярные связи в виде воды, метана и других еще более сложных органических молекул.
— Нет ли опасности, что где-то недалеко от нас вспыхнет сверхновая? Ведь для нас это может быть опасно.
— Если на расстоянии в парсек от населенной планеты вспыхнет сверхновая, то поток гамма, рентгена и ультрафиолета будет достаточно мощный, чтобы уничтожить жизнь типа земной. Но в окрестностях нашего Солнца таких звезд нет, значит, нет и такой опасности. В этом отношении мы тоже на много лет обеспечены спокойной жизнью. Если только сам человек себя не уничтожит, то все у нас будет хорошо.
Ближайший кандидат в сверхновые — это звезда Бетельгейзе, но она от нас расположена на расстоянии 170 парсек и угрозы не представляет. Ее эволюцию просчитали и показали, что она может вспыхнуть как сверхновая в любой момент. Это будет потрясающе интересный объект, по яркости на небе сравнимый с Луной. Мы ждем этого события с нетерпением.
В обозримо инструментальную эпоху самая близкая сверхновая вспыхнула в 1987 году в соседней галактике Большое Магелланово Облако. Она была названа СН 1987A, наблюдалась всеми телескопами того времени и вызвала в астрономической науке фурор. Это единственная сверхновая, от которой зарегистрирован не только электромагнитный, но и нейтринный сигнал. Ее даже глазом было видно, несмотря на то что она гораздо дальше, чем любая звезда нашей Галактики Млечный Путь. Так что и Тихо Браге мог бы ее увидеть.