Звезда взорвалась прежде времени

Ярчайшая звезда взорвалась, как сверхновая, вопреки теории

Одна из ярчайших голубых звёзд, известных астрономам, взорвалась как сверхновая и превратилась в чёрную дыру – вопреки предсказаниям теории. Ближайшую к нам такую звезду, эту Киля, в ближайшее время может ждать похожая судьба. А теорию эволюции звёзд перемены ждут совершенно точно.

Самое интересное в жизни звёзд приходится на старость. После первых проявлений активности в процессе рождения у них наступает зрелость, которая длится более 90% жизни. Ничего ровней и придумать нельзя – в центре звезды спокойно «горит» водород, атомы которого потихоньку превращаются в гелий и энергию.

Буйная старость звёзд

Поскольку продукт термоядерного синтеза (гелий) тяжелее топлива (водорода), он постепенно оседает к самому центру звезды, вытесняя топливо на периферию, и в какой-то момент реакции в центре прекращаются. Ядро, которое теперь уже состоит из гелия, поджимается под действием более несбалансированного давления внешних слоёв звезды, и ядерные реакции вспыхивают в окружающей ядро оболочке, так называемом слоевом источнике, где ещё остался водород. При большой температуре скорость реакций вырастает на порядке, и внешние слои звезды распухают в десятки и сотни раз – звезда на миллионы лет превращается в красного гиганта.

Потом эта история может повториться несколько раз, и всё ускоряющимися темпами, только в качестве ядерного топлива оказываются уже гелий, углерод, кислород, неон и даже кремний. Всё зависит от того, насколько массивна звезда, и до какой температуры и плотности может сжать ядро своим собственным притяжением. У Солнца на горении гелия всё и закончится, а до молниеносного (несколько часов) горения кремния, в результате которого получается железное ядро, доживают лишь самые массивные звёзды.

Образование железного ядра неизбежно заканчивает всю историю. Из железа и никеля получить энергию нельзя ни реакциями синтеза, ни реакциями расщепления. От безудержного коллапса ядро более ничего не держит, и железное ядро схлопывается. Звездное ядро в итоге превратится в гигантское «атомное ядро» из нейтронов – нейтронную звезду, и если она слишком массивна (больше 3-4 масс Солнца), она провалится в чёрную дыру. А внешние слои, потеряв опору в виде источника энергии, обязательно рухнут на центр, но при падении перехватят значительную часть энергии, высвобождающейся при нейтронизации.

Произойдёт «отскок», и наружу уйдёт мощнейшая взрывная волна, которая разметёт звезду по её окрестностям. Это взрыв сверхновой типа II или Ib,c. Звезда гибнет.

А когда это основное топливо в самом центре исчерпывается, у звёзд начинается старость – самое интересное и беспокойное время. Следуют несколько эпизодов последовательного «горения» то в центре, то в слоевом источнике всё более и более тяжёлых элементов, при которых звезда превращается в красного гиганта. И если достаточно массивна, тяжелее Солнца раз в 20, то процесс продолжается до горения кремния, которое заканчивается образованием железного ядра, а за ним неминуемо следует взрыв сверхновой.

Это построение в том или ином виде существовало с 50–60-х годов прошлого века, однако проверить его было очень сложно. Взрывы сверхновых пока предсказать невозможно, и хотя, по расчётам, в нашей Галактике должны взрываться 1–2 звезды за столетие, мы не видели ни одного взрыва уже 400 лет.

Поэтому когда 23 февраля 1987 года в соседней галактике – Большом Магеллановом облаке — вспыхнула сверхновая (SN1987A), астрономы радостно потирали руки: ну, наконец-то сейчас мы всё и проверим.

Однако их ждал шок: взорвалась совсем не та звезда, которая могла взорваться.

Большое Магелланово облако – одна из ближайших к нам галактик, расстояние до SN1987A – лишь около 170 тысяч световых лет. Поэтому область, в которой взорвалась звезда, была отлично исследована. Сравнив фотографии до и после взрыва, учёные убедительно показали, что взорвался не красный сверхгигант, как предсказывала теория, а массивная голубая звезда Sanduleak –69 202a, относящаяся к редкому классу голубых переменных звёзд высокой светимости (LBV-звёзд, от английского luminous blue variables, «яркие голубые переменные»).

LBV-звёзды – это важный этап в жизни самых массивных звёзд, известных астрономам. Их масса может превосходить 100 масс Солнца, а светимость быть больше солнечной в миллион раз. Чтобы понять, сколько это света, надо представить себе поверхность Солнца, увеличенной в тысячу раз. Представить это невозможно, потому что если бы Солнце было больше всего в 200 раз, оно уже заняло бы всё небо. LBV-звёзды, впрочем, не такие огромные: они гораздо горячее, а потому умудряются излучать то же количество энергии с гораздо меньшей поверхности. В нашей Галактике известно около десятка таких звёзд, самая известная из которых – η («эта») южного созвездия Киль (η Carinae).

Более 20 лет LBV-звезда, взорвавшаяся, как SN1987A, оставалась единственным надёжно установленным примером звезды-предшественника сверхновой. И этот единственный пример, к конфузу специалистов по звёздной эволюции, оказался не красным сверхгигантом, как они предполагали, а яркой голубой звездой, у которой, по идее, ещё не могло появиться железного ядра. LBV-звёздам положено ещё перейти в стадию звёзд Вольфа-Райе и лишь потом, спустя сотни тысяч лет, взрываться.

Астрономы в итоге выпутались из этой неприятной ситуации. Сейчас считается, что Sanduleak –69 202a когда-то была красным сверхгигантом, однако взаимодействие со звездой-соседкой «омолодило» её примерно 10–20 тысяч лет назад. То есть все предпосылки к появлению железного ядра и последующему взрыву были, но скрывались за внешними «молодыми» слоями звезды. Многих, правда, не покидает ощущение, что это некоторая подгонка, да и трудности у этого сценария остаются.

В 1993 и 2003 годах взорвались красные сверхгиганты

Изображения галактик, полученные с помощью Космического телескопа имени Хаббла и одного из 8-метровых телескопов Gemini, позволили установить «личность» двух звёзд, взорвавшихся в 1993 и 2003 годах, как сверхновые II типа. Обе звезды относятся к классу так называемых красных сверхгигантов, которые и должны взрываться, как сверхновые, согласно теории.

Как сверхновые II типа должны взрываться звёзды, которые минимум в 8 раз массивнее Солнца, когда в их ядре заканчиваются запасы ядерного топлива. В результате внешние слои звезды, которые более не удерживает давление излучения, падают на ядро, при падении нагреваются и «отскакивают», давая начало яркой быстро расширяющейся оболочке. Таким образом, взрываются старые звёзды, а перед взрывом ядерное топливо у них должно гореть не в центре, где оно полностью исчерпано, а в слоевом источнике, где ещё немного осталось. Такие звёзды раздуваются до огромных размеров и носят название красных сверхгигантов.

Проблема в том, что мы заранее не знаем, где и когда вспыхнет сверхновая, так что пронаблюдать «звезду-прародителя» до взрыва крайне сложно. Учёные неоднократно находили красные сверхгиганты на снимках, полученных до взрывов, но локализация расплывающейся по снимку сверхновой – дело очень сложное из-за её яркости, а чтобы удостовериться, что это именно они взорвались, хотелось бы увидеть – осталось ли что-то на месте взрыва.Ровно это и сделали Джастин Монд из Копенгагенского университета и его коллега Стивен Смартт из Королевского университета северо-ирландского Белфаста. Их работа принята к публикации в Science.

Учёные смогли отождествить снимки двух галактик, где взорвались сверхновые SN2003gd и SN1993J, полученные на «Хаббле» и Gemini, с точностью до 0,03 угловой секунды. Как выяснилось, в обоих случаях после взрыва исчез именно красный сверхгигант – в одном случае спектрального класса M, в другом – спектрального класса K. При этом на месте взрыва одной из сверхновых остался второй компонент пары, в которую она входила, – массивная голубая звезда, которой, скорее всего, также предстоит взорваться через десятки миллионов лет.

Работа Монда и Смартта должна несколько успокоить астрономическое сообщество: взорвались те звёзды, которым взрываться было «положено» по теории. Единственный пример надёжной идентификации звезды-прародительницы сверхновой, имевшийся до сих пор, заставил учёных пересмотреть теорию. В 1987 году в близкой к нам галактике Большое Магелланово облако взорвался не красный сверхгигант, а яркая голубая звезда. Механизм взрыва сверхновой и возможная «уникальность» этого случая до сих пор остаётся предметом споров.

Однако SN1987A – уникальный случай, а буквально в прошлую пятницу астрономы-наблюдатели нашли две звезды предшественника для других сверхновых, вспыхнувших в 1993 и 2003 годах в далёких галактиках. Оба прародителя оказались красными сверхгигантами, к облегчению астрономов-теоретиков.

Дышать свободно долго не получится. В статье, принятой в выходные к публикации в Nature, израильтянин Авишай Галь-Ям и американец Дуглас Леонард из Вейцмановского института и Университета Сан-Диего

описывают ещё одну LBV-звезду, взорвавшуюся в 2005 году, как сверхновая в SN2005gl.

И этот случай, утверждает Галь-Ям, не проходит в лазейку, которую астрономы придумали для Sanduleak –69 202a.

Для надёжного установления «личности» взорвавшейся звезды нужно найти её на какой-нибудь фотографии, полученной до взрыва, а потом получить снимок, когда сверхновая угаснет, и поглядеть, какой звезды не станет. В случае с SN2005gl сделать это было гораздо сложнее, чем с SN1987A. Сверхновая 2005 года взорвалась в галактике NGC266, расположенной в направлении на созвездие Андромеды в 210 миллионах световых лет от нас – в 1000 с лишним раз дальше, чем сверхновая 1987 года.

На таком расстоянии разобрать, где кто – очень непросто, и учёным потребовалось для этого разрешение Космического телескопа имени Хаббла. В 1997 году, за 8 лет до взрыва сверхновой, он получил фотографию NGC266 в рамках программы исследования галактик с яркими ядрами с помощью самой совершенной на тот момент камеры WFPC-2. И хотя спустя 10 лет, в сентябре 2007 года, на «Хаббле» уже были более совершенные инструменты, Галь-Ям и Леонард заказали наблюдения с помощью той же WFPC-2, чтобы было проще сравнивать эти изображения.

Там, где в 1997 году была звезда светимостью в 1,1 миллиона солнечных, в 2007 году ничего подобного не осталось. А значит, всякие альтернативные объяснения вроде «очень компактного и яркого звёздного скопления» не проходят. Там была именно сверхмассивная LBV-звезда, и она взорвалась без следа.

На её месте, судя по всему, осталась чёрная дыра – наружу было выброшено относительно немного вещества, а большая его часть сколлапсировала.

По спектрам и кривой блеска сверхновой, полученным в 2005 году, учёные смогли восстановить и некоторые детали взрыва. Например, ударная волна, двигаясь от центра взрыва, в пути прошла через облако газа, испущенного звездой-предшественником за несколько лет до взрыва. Постоянные выбросы газа, которые иногда можно даже принять за «неудавшуюся» вспышку сверхновой, — отличительная черта LBV-звёзд. Например, та же η Киля погружена в мощнейшую оболочку из выбросов, в которых при желании можно проследить несколько последовательных слоёв.

По мнению Галь-Яма, сценарий с «омоложением» для этой звезды не проходит – она слишком массивна, а потому живёт слишком быстро и просто не успела хоть один раз стать красным сверхгигантом, чтобы потом вернуться к фазе LBV из-за взаимодействия со спутником. Чтобы объяснить этот взрыв, потребуется пересмотр представлений о звёздной эволюции, уверяет израильский астроном.

И этот пересмотр заставит по-новому взглянуть на самые яркие звёзды нашей Галактики.

Ту же эту Киля, к примеру. Сейчас считается, что она ещё не готова к взрыву, и что до него ещё сотни тысяч, а то и миллион лет. Но всего несколько лет назад мы бы сказали ровно то же самое и про прародительницу SN2005gl, наблюдай мы её в наших космических окрестностях. А она взорвалась, и на её месте осталась чёрная дыра.

Кто знает, может, скоро недалеко от Южного Креста зажжётся ярчайшее светило – первая за века сверхновая нашей Галактики. Бояться её нечего: расстояние до η Car — около 8 тысяч световых лет. Но не исключено, что мы увидим рождение здесь чёрной дыры.