Кубанский государственный технологический университет

Одна из «стандартных свеч» астрономов оказалась в два раза ярче

30-01-2012
Сверхновая SNLS-03D3bb была открыта 24 апреля 2003 года. Она вспыхнула в небольшой юной галактике (светящееся пятно в центре снимков), где активно идет процесс формирования новых звезд. SNLS-03D3bb чуть ниже и левее. На левой фотографии она снята еще до достижения максимальной яркости, а на правой — в пике своего энерговыделения (в это время SNLS-03D3bb превосходила по яркости всю свою галактику). Изображение с сайта www.lbl.

gov

Интернациональный коллектив астрономов и астрофизиков опубликовал данные о вспышке сверхновой звезды SN 2003fg, известной также как SNLS-03D3bb (по названию обзора сверхновых SNLS — SuperNova Legacy Survey). Этот космический взрыв, источник которого удален от Земли на 4 миллиарда световых лет, был зарегистрирован еще в 2003 году, что и отражено в первом из названий. «Новая сверхновая», если мне простится такой каламбур, весьма необычна.

Чтобы понять, почему она никак не укладываются в привычные рамки, нам понадобятся кое-какие сведения из теории звездной эволюции. Как известно, любая звезда — это исполинский плазменный шар, стремящийся сжаться под воздействием своего поля тяготения. В его центральной зоне идут реакции термоядерного синтеза, которые сильно нагревают плазму и к тому же приводят к генерации электромагнитного излучения. Давление этого излучения и самой горячей плазмы противодействует гравитационному сжатию звезды и обеспечивает ее стабильность. Как только термоядерные реакции прекращаются, звезда теряет устойчивость и начинает сжиматься. В некоторых случаях такое сжатие заканчивается чрезвычайно мощным взрывом, яркость которого может превысить суммарную яркость звезд целой галактики. Именно такие взрывы и называют сверхновыми.

Сверхновые образуются по двум сценариям. Звезды с начальной массой свыше восьми (по другим оценкам, двенадцати) солнечных масс полностью сжигают свое ядерное топливо и претерпевают гравитационный коллапс. Их ядра становятся либо нейтронными звездами (если до коллапса масса материнской звезды не превышала 25-30 солнечных масс), либо дают начало черным дырам. Таким образом, гиганты и сверхгиганты звездного мира превращаются в сверхновые собственными силами и оставляют после себя релятивистские объекты радиусом всего в несколько километров.

Более легкие звезды эволюционируют совершенно иначе. Для определенности начнем с нашего Солнца. Оно возникло 5 миллиардов лет назад и проживет еще раза в полтора дольше. В конце концов оно сожжет весь свой водород, но из-за относительной малой массы и сравнительно низкой температуры своего центрального ядра вряд ли сможет запустить термоядерное горение гелия. Когда термоядерные реакции в его недрах прекратятся, Солнце под действием собственной тяжести сожмется, разогреет свою сердцевину, быстро увеличится в размерах в пару сотен раз и превратится в звезду из семейства красных гигантов. Эта звезда поглотит Меркурий, а внешняя граница ее атмосферы достигнет Земли. Наша сильно поджаренная планета из-за трения о солнечную атмосферу начнет терять орбитальную скорость и падать по спирали к поверхности Солнца. Будем надеяться, что человечество к этому времени обретет другое пристанище. На самом деле хорошо бы сделать это значительно раньше, поскольку Земля станет необитаемой уже где-то через миллиард лет, когда яркость Солнца возрастет по сравнению с нынешней на 10%.

Только что возникший красный гигант фактически состоит из раздувшейся и потому очень разреженной оболочки и компактного ядра. Оболочка быстро рассеивается в межзвездном пространстве (солнечная — максимум за 100 000 лет), а вот судьба ядра определяется его массой. Скорее всего, от нашего светила останется плотный горячий гелиевый шар радиусом в сотую долю солнечного. Поначалу он будет светить очень ярко, а потом остынет, поскольку термоядерные реакции в нем уже не пойдут. Звезды этого типа, не обладающие собственными источниками термоядерной энергии, называют белыми карликами.

Светила тяжелее Солнца при превращении в красные гиганты сжимают ядра до более высоких температур. Поэтому там начинается термоядерное сгорание гелия и более тяжелых элементов, которое, однако, не идет дальше образования углерода и кислорода. В принципе, термоядерный синтез может идти вплоть до возникновения элементов группы железа, однако для этого требуются такие температуры, которые в недрах звезд солнечного типа уже не возникают. Поэтому термоядерные реакции затухают там гораздо раньше, после чего звезды заканчивают свое активное существование опять-таки белыми карликами с типичной массой порядка 60-70% массы Солнца. Подобная судьба ожидает светила массой до 8-12 солнечных масс.

Однако это еще не вся история. Предположим, что вблизи белого карлика имеется обычная звезда с сильно раздутой атмосферой, например красный гигант (обычно такая ситуация возникает, когда обе звезды обращаются вокруг друг друга). В этом случае белый карлик начинает отсасывать на себя газ из верхних слоев звезды-соседки (этот процесс называется аккрецией). В результате его масса начнет увеличиваться, что может привести к весьма интересным последствиям. Если масса белого карлика приблизится к так называемому пределу Чандрасекара, который примерно равен 1,4 массы Солнца, карлик потеряет стабильность и начнет постепенно сжиматься. Такое сжатие идет куда медленней гравитационного коллапса массивных звезд, однако лет через сто оно нагревает недра карлика настолько, что углерод и кислород вступают в новые циклы термоядерных реакций, приводящие к образованию более тяжелых элементов вплоть до кобальта и никеля, а затем и железа. Эти реакции завершаются за считанные секунды и буквально взрывают карлик изнутри, разнося его вещество по окружающему космическому пространству. Это и есть второй сценарий возникновения сверхновой, не гравитационный, а термоядерный. Термоядерные сверхновые светят далеко не столь ярко, как те, что были описаны раньше, но тоже вполне прилично, их яркость в 5 миллиардов раз превышает солнечную. Астрономы их называют сверхновыми типа Ia.

Поскольку массы и размеры типичных аккрецирующих белых карликов более или менее одинаковы, все «нормальные» сверхновые типа Ia имеют примерно одну и ту же абсолютную яркость. По этой причине их издавна используют в качестве эталонных космических светильников, что очень важно для оценки межгалактических расстояний.

Сейчас уже можно поговорить и о сверхновой SNLS-03D3bb. Ученые из Канады, США, Великобритании и Франции обнаружили, что она вне всякого сомнения относится к типу Ia, однако ее яркость более чем вдвое превышает норму. Причины этой аномалии пока не установлены. Анализ излучения сверхновой свидетельствует о том, что перед взрывом ее масса составляла чуть больше двух солнечных масс.

Одно из возможных объяснений состоит в том, что белый карлик-предшественник очень быстро вращался вокруг своей оси. Поскольку центробежные силы противодействуют тяготению, не исключено, что он успел набрать массу, сильно превышающую предел Чандрасекара, в результате чего и выброс энергии при взрыве оказался столь большим.

Второе объяснение состоит в том, что сверхновая SNLS-03D3bb вообще возникла не в результате аккреции. Согласно этому сценарию, ее предками были два белых карлика, слившиеся в результате столкновения. Правда, такой вариант менее правдоподобен, поскольку столкновение белых карликов с куда большей вероятностью должно породить нейтронную звезду.

Во всяком случае, пока это только гипотезы, причем, скорее всего, не окончательные.

Источник: D. Andrew Howell et al. The type Ia supernova SNLS-03D3bb from a super-Chandrasekhar-mass white dwarf star // Nature. V. 443. P. 308-311. 21 September 2006. (Полный текст — astro-ph/0609616.)

Алексей Левин

См. также: RS Змееносца удивляет астрономов, «Элементы», 24.07.2006. «Величайшая ошибка Эйнштейна» снова в строю, «Элементы», 25.11.2005. Космический треугольник. Эволюция звезд.

‹‹