Виктор де Касто - Pro темную материю

Редкое космическое явление – рождение нейтронной звезды на месте взрыва сверхновой

Ко времени начала работы группы из Беркли астрономы уже определили, что сверхновые могут относиться к двум классам, возможно, больше. Один класс предсказали Цвикки и Бааде – когда в результате рождается нейтронная звезда. Цвикки предположил, что нашел их в 1930-е годы при изучении «самоубийств звезд». Однако в 1940 году германо-американский астрофизик Рудольф Минковский (1895–1976) изучал спектр сверхновой в Маунт-Вильсон, и результаты анализа оказались отличными от спектроскопического анализа сверхновой Цвикки. Сверхновая Минковского показала присутствие водорода, а у Цвикки он отсутствовал. То есть это определенно были различные типы сверхновых.

Белые карлики не уменьшаются, достигнув этого состояния. Чем больше масса белого карлика, тем меньше его радиус

С тех пор астрономы считают, что есть тип сверхновых, являющийся результатом цепного ядерного процесса в звезде, масса которой в несколько раз превышает массу Солнца, что ведет к схлопыванию звезды со скоростью 40 000 миль в секунду. Этот тип наблюдал Минковский в 1940 году. Другой тип – тот, который наблюдал Цвикки, – начинает свое существование как богатая водородом звезда типа нашего Солнца. По мере старения Солнце будет сбрасывать своей внешний водородный слой, а внутренняя часть – сжиматься под давлением гравитационных сил. В конце останется только «сердцевина» – этакий сморщенный шар, который называют белым карликом, с массой Солнца, упакованной в размеры Земли. Если у такого белого карлика имеется звезда-компаньон (а у большинства звезд в нашей галактике они есть), на этом этапе карлик может начать перекачивать или отсасывать газ с другой звезды.

В 1930-е годы американский астрофизик, физик-теоретик и математик индийского происхождения Субраманьян Чандрасекар (1910–1995), лауреат Нобелевской премии по физике 1983 года, рассчитал, что когда звезда этого типа достигает определенного размера – 1,4 массы Солнца – она начинает схлопываться под собственным весом. Гравитационное давление дестабилизирует ее химический состав, что ведет к термоядерному взрыву.

Если смотреть в телескоп с Земли, то оба типа будут выглядеть одинаково, даже если в одном случае происходит схлопывание, а в другом – взрыв. Разницу показывает спектроскоп – есть водород или нет водорода, тип II или тип I. Астрономам единообразие сверхновых типа I говорило о том, что это может быть «стандартная свеча». Поскольку все эти сверхновые начинались как одиночные звезды, белые карлики, которые достигли одной и той же массы, которую вывел Чандрасекар, то, возможно, их взрывы имеют одну и ту же яркость. Однако в 1980-е годы четкое различие между типом I и типом II стало размытым.

Спектроскопический анализ трех сверхновых в 1983, 1984 и 1985 годах показал, что они состоят из больших количеств кальция и кислорода, как должно быть внутри массивных звезд, заканчивающих свою жизнь как сверхновые типа II, но в них нет водорода, как у белых карликов, которые умирают как сверхновые типа I. Некоторые астрономы, включая Киршнера, высказали предположение, что видят третий тип сверхновой, по сути гибрид первых двух. В данном случае происходит схлопывание уже одной середины, которая утратила внешнюю оболочку, – схлопывание без водорода. Этот тип назвали тип Ib, а изначальный тип I, где происходит термоядерный взрыв без водорода, теперь стали называть тип Iа.

13 апреля 1991 года пять астрономов-любителей в разных точках планеты обнаружили сверхновую, получившую название 1991Т. 9 декабря астроном-любитель из Японии открыл сверхновую, обозначенную 1991bg. Спектроскопический анализ проводили уже профессиональные астрономы, включая Киршнера (он занимался 1991Т 16 апреля), и этот анализ показал, что обе сверхновые относятся к типу Iа. Но их яркость очень сильно различалась. Сверхновая 1991Т была гораздо ярче, чем обычно сверхновые типа Iа на таком расстоянии (о неправильном расчете расстояния можно даже не говорить). Но эта сверхновая оказалась в 10 раз более тусклой, чем сверхновая, которую наблюдали в той же галактике в 1957 году.

Астрономы стали подозревать, что даже если все сверхновые во Вселенной относятся к типу Ia, Ib или II, сами типы – это, скорее, семьи. Сверхновые одной семьи имеют общие черты, но это скорее сестры, а не клоны. Для астрономов, которые надеялись считать сверхновые типа Iа стандартными свечами, проблема встала очень серьезно. Это нельзя было игнорировать. И группа из Беркли не игнорировала. Они признали, что отдельные сверхновые типа Iа не встраиваются в общую модель, но подавляющее большинство таких сверхновых поразительно похожи. Однако они так и не знали, является ли тип Iа «стандартными свечами». Их раскритиковал Киршнер – ведь они пока не обнаружили никакую сверхновую, у них были проблемы с фотометрией и они не могли объяснить пыль. В 1992 году группа открыла свою первую сверхновую. Киршнер опять их раскритиковал в «Астрофизическом журнале» – пыль так и не объяснили и по-прежнему не могут сказать, является ли тип Iа стандартными свечами. «Они так ничего и не знают о космологии», – заявил он. Нельзя предполагать, что взрывающиеся белые карлики – это «стандартные свечи». И они точно не являются идеальными «стандартными свечами».