Хабрахабр

[Перевод] Как умирают самые массивные звёзды: сверхновая, гиперновая или прямой коллапс?


Иллюстрация процесса взрыва сверхновой, наблюдаемой с Земли в XVII веке в созвездии Кассиопея. Окружающий её материал и постоянное испускание электромагнитного излучения сыграли свою роль в непрерывной подсветке остатков звезды

Вместо этого её ядро схлопнется, и запустит неконтролируемую реакцию синтеза, которая разметает внешние слои звезды во взрыве сверхновой, а внутренние части сожмёт в нейтронную звезду или чёрную дыру. Создайте достаточно массивную звезду, и она не закончит свои дни тихонечко — так, как это предстоит нашему Солнцу, которое сначала будет плавно гореть миллиарды и миллиарды лет, а затем сожмётся до белого карлика. Но если вы возьмёте достаточно массивную звезду, сверхновой может и не получиться. По крайней мере, так принято считать. А ещё одна возможность известна, как гиперновая — она гораздо более энергетическая и яркая, чем сверхновая, и не оставляет за собой остатков ядра. Вместо этого есть другая возможность – прямое схлопывание, в котором вся звезда просто исчезает, превращаясь в чёрную дыру. Вот, что говорит об этом наука.

Туманность из остатков сверхновой W49B, всё ещё видимая в рентгеновском диапазоне, а также на радио- и инфракрасных волнах. Каким же образом закончат свою жизнь самые массивные звёзды? Звезда должна превышать Солнце по массе хотя бы в 8-10 раз, чтобы породить сверхновую и создать необходимые для появления во Вселенной таких планет, как Земля, тяжёлые элементы.

Звёзды, похожие на Солнце, красные карлики, всего в несколько раз превышающие Юпитер, и сверхмассивные звёзды, превышающие нашу по массе в десятки и сотни раз – все они проходят через этот первый этап ядерных реакций. Каждая звезда сразу после рождения синтезирует в своём ядре гелий из водорода. Когда в ядре звезды заканчивается водород, она сжимается и разогревается, после чего – если достигнет нужной плотности и температуры – может начинать синтез более тяжёлых элементов. Чем массивнее звезда, тем больших температур достигает её ядро, и тем быстрее она сжигает ядерное топливо. Чтобы перейти на следующий уровень, синтез из углерода, звезда должна превышать Солнце по массе в 8 (или более) раз. Солнцеподобные звёзды смогут разогреться достаточно после того, как закончится водородное топливо, и начнут синтез углерода из гелия, но этот этап для нашего Солнца будет последним.

Она также гораздо больше и массивнее тех звёзд, что можно создать во Вселенной, содержащей лишь водород и гелий, и уже может находиться на этапе сжигания углерода.
Ультрамассивная звезда WR 124 (звезда класса Вольфа-Райе) с окружающей её туманностью – одна из тысяч звёзд Млечного Пути, способная стать следующей сверхновой.

В отличие от солнцеподобных звёзд, нежно срывающих свои верхние слои, из которых формируется планетарная туманность, и сжимающихся до белого карлика, богатого углеродом и кислородом, или до красного карлика, который никогда не достигнет этапа сжигания гелия, и просто сожмётся до богатого гелием белого карлика, наиболее массивным звёздам уготован настоящий катаклизм. Если звезда будет настолько массивной, то её ждёт настоящий космический фейерверк. Синтез дальнейших элементов потребовал бы больше энергии, чем выделяется при реакции, поэтому ядро схлопывается и появляется сверхновая. Чаще всего, особенно у звёзд с не самой большой массой (≈ 20 солнечных масс и меньше), температура ядра продолжает повышаться, пока процесс синтеза переходит на более тяжёлые элементы: от углерода к кислороду и/или неону, и затем далее, по периодической таблице, к магнию, кремнию, сере, приходя в итоге к железу, кобальту и никелю.


Анатомия сверхмассивной звезды в течение её жизни, заканчивающейся сверхновой II типа

Из всех появившихся в ней звёзд лишь 1% обретают достаточную массу, чтобы дойти до такого состояния. Это очень яркий и красочный конец, настигающий множество массивных звёзд во Вселенной. Порядка 80% всех звёзд во Вселенной – красные карлики. При повышении массы количество звёзд, достигших её, уменьшается. Солнце массивнее 95% звёзд во Вселенной. Лишь 40% обладают массой, как у Солнца, или менее. Но за порогом нижнего ограничения для появления сверхновой существуют звёзды, превышающие Солнце по массе в десятки и даже сотни раз. В ночном небе полно очень ярких звёзд: тех, что легче всего увидеть человеку. Они очень редки, но весьма важны для космоса – всё потому, что массивные звёзды могут закончить своё существование не только в виде сверхновой.

Если удалённые сверхновые находятся в более пыльном окружении, чем их современные двойники, это потребует коррекции нашего сегодняшнего понимания тёмной энергии
Туманность Пузырь находится на задворках останков сверхновой, появившейся тысячи лет назад.

Со временем, когда они приближаются либо к концу своей жизни, либо к концу одного из этапов синтеза, что-то заставляет ядро на короткое время сжаться, из-за чего оно разогревается. Во-первых, у многих массивных звёзд имеются истекающие потоки и выброшенный наружу материал. Это увеличение энергии может сбрасывать большое количество массы, порождая явление, известное, как псевдосверхновая: происходит вспышка ярче любой нормальной звезды, и теряется масса в количестве до десяти солнечных. Когда ядро становится горячее, скорость всех типов ядерных реакций увеличивается, что ведёт к быстрому увеличению количества энергии, создаваемому в ядре звезды. Звезда Эта Киля (ниже) стала псевдосверхновой в XIX веке, но внутри созданной ею туманности она всё ещё горит, ожидая финальной участи.

Такие звёзды большой массы в богатых металлами галактиках (как, например, наша), выбрасывают существенную долю своей массы, чем отличаются от звёзд в меньших по размеру галактиках, содержащих меньше металлов
Псевдосверхновая XIX века явила себя в виде гигантского взрыва, выбросив материала на несколько солнц в межзвёздное пространство от Эты Киля.

У них есть три возможности, и мы ещё не полностью уверены в том, какие именно условия приводят к развитию каждой из трёх. Так какова же конечная судьба звёзд, массой более чем в 20 раз превышающих наше Солнце? Любая ультрамассивная звезда, теряющая достаточно много своей массы, может превратиться в сверхновую, если её масса внезапно попадёт в правильные пределы. Одна из них – сверхновая, которые мы уже обсудили. Оба этих события определённо существуют – мы уже их наблюдали. Но существуют ещё два промежутка масс – и опять-таки, мы точно не знаем, какие именно это массы – позволяющие произойти двум другим событиям.

Единственным разумным объяснением будет прямой коллапс.
Фотографии в видимом и близком к инфракрасному свете с Хаббла демонстрируют массивную звезду, примерно в 25 раз превышающую Солнце по массе, внезапно исчезнувшую, и не оставившую ни сверхновой, ни какого-то другого объяснения.

Когда звезда превращается в сверхновую, её ядро схлопывается, и может стать либо нейтронной звездой, либо чёрной дырой – в зависимости от массы. Чёрные дыры прямого коллапса. Звёзды не исчезают бесследно, но тому, что могло произойти, существует физическое объяснение: ядро звезды прекратило создавать достаточное давление излучения, уравновешивавшее гравитационное сжатие. Но только в прошлом году, впервые, астрономы наблюдали, как звезда массой в 25 солнечных просто исчезла. А после появления чёрной дыры всё остальное просто втягивается внутрь. Если центральный регион становится достаточно плотным, то есть, если достаточно большая масса оказывается сжатой в достаточно малый объём, формируется горизонт событий и возникает чёрная дыра.

Всего за 10 миллионов лет большая часть из наиболее массивных звёзд взорвётся, став сверхновыми II типа – или просто испытает прямой коллапс
Одно из множества скоплений в этом регионе подсвечивается массивными, короткоживущими голубыми звёздами.

Но недавнее исчезновение звезды такой относительно малой массы поставило теорию под вопрос. Теоретическую возможность прямого коллапса предсказывали для очень массивных звёзд, более 200-250 солнечных масс. В таком случае формирование чёрных дыр через прямой коллапс может быть гораздо более частым явлением, чем считалось, и это может быть весьма удобным для Вселенной способом создания сверхмассивных чёрных дыр на самых ранних стадиях развития. Возможно, мы не так хорошо понимаем внутренние процессы звёздных ядер, как считали, и, возможно, у звезды есть несколько способов просто схлопнуться целиком и исчезнуть, не сбрасывая какого-то ощутимого количества массы. Но существует и другой итог, совершенно противоположный: световое шоу, гораздо более красочное, чем сверхновая.


При определённых условиях звезда может взорваться так, что не оставит ничего после себя!

Также известен, как сверхъяркая сверхновая. Взрыв гиперновой. Ведущее объяснение явления известно, как "парно-нестабильная сверхновая". Такие события бывают гораздо более яркими и дают совсем другие световые кривые (последовательность повышения и понижения яркости), чем любые сверхновые. Теоретически, если звезда будет достаточно массивной, порядка 100 солнечных масс, выделяемая ею энергия окажется такой большой, что отдельные фотоны могут начать превращаться в электрон-позитронные пары. Когда большая масса – в сотни, тысячи и даже многие миллионы раз больше массы всей нашей планеты – схлопывается в небольшой объём, выделяется огромное количество энергии. С электронами всё ясно, а вот позитроны – это их двойники из антиматерии, и у них есть свои особенности.

При появлении фотонов достаточно высокой энергии появятся и электрон-позитронные пары, из-за чего упадёт давление и начнётся неуправляемая реакция, уничтожающая звезду
На диаграмме показан процесс производства пар, который, как считают астрономы, привёл к появлению гиперновой SN 2006gy.

Эти столкновения приведут к их аннигиляции и появлению двух фотонов гамма-излучения определённой, высокой энергии. При наличии большого количества позитронов они начнут сталкиваться с любыми имеющимися электронами. Но если скорость увеличится достаточно сильно, эти фотоны, с энергией больше 511 кэВ, будут разогревать ядро. Если скорость появления позитронов (и, следовательно, гамма-лучей) достаточно низка, ядро звезды остаётся стабильным. Бесконечно это продолжаться не может – в результате это приведёт к появлению самой зрелищной сверхновой из всех: парно-нестабильной сверхновой, в которой происходит взрыв целиком всей звезды массой в более, чем 100 солнц! То есть, если начать производство электрон-позитронных пар в схлопывающемся ядре, скорость их производства будет расти всё быстрее и быстрее, что будет ещё сильнее разогревать ядро!

Это значит, что для сверхмассивной звезды есть четыре варианта развития событий:

  • Сверхновые низкой массы порождают нейтронную звезду и газ.
  • Сверхновые более высокой массы порождают чёрную дыру и газ.
  • Массивные звёзды в результате прямого коллапса порождают массивную чёрную дыру без всяких других остатков.
  • После взрыва гиперновой остаётся один только газ.


Слева – иллюстрация художника внутренностей массивной звезды, сжигающей кремний, и находящейся на последних стадиях, предшествующих сверхновой. Справа – изображение с телескопа Чандра остатков сверхновой Кассиопея A показывает наличие таких элементов, как железо (голубой), сера (зелёный) и магний (красный). Но этот результат не обязательно был неизбежным.

Но на самом деле есть ещё два возможных варианта развитии событий, которые уже наблюдали, и которые происходят довольно часто по космическим меркам. При изучении очень массивной звезды появляется искушение предположить, что она станет сверхновой, после чего останется чёрная дыра или нейтронная звезда. В следующий раз, рассматривая звезду, во много раз превосходящую Солнце по массе и размеру, не думайте, что сверхновая станет неизбежным итогом. Учёные всё ещё работают над пониманием того, когда и при каких условиях происходит каждое из этих событий, но они на самом деле происходят. Мы знаем, что наша наблюдаемая Вселенная началась со взрыва. В таких объектах остаётся ещё много жизни, и много вариантов их гибели. В случае наиболее массивных звёзд мы пока ещё не уверены, закончат ли они свою жизнь взрывом, уничтожив себя целиком, или же тихим коллапсом, полностью сжавшись в гравитационную бездну пустоты.

Теги
Показать больше

Похожие статьи

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Кнопка «Наверх»
Закрыть