Как звезды взрываются: 74. Почему звезды взрываются?. Твиты о вселенной |

Содержание

74. Почему звезды взрываются?. Твиты о вселенной

ВикиЧтение

Твиты о вселенной
Чаун Маркус

Содержание

74. Почему звезды взрываются?

Большинство звезд, подобных Солнцу, сжигают водород в гелий. Но они никогда не станут достаточно плотными/горячими, чтобы перейти к следующему шагу — сжиганию гелия в углерод.

Таким образом, у большинства звезд, растративших Н-топливо, остается последний тяжелый вздох раздувшегося расточительного красного гиганта, а затем они медленно исчезают, как белые карлики.

У массивных звезд происходит по-другому. После превращения какого-то элемента в более тяжелый они всегда оказываются достаточно плотными/горячими, чтобы перейти к следующему шагу.

Большинство массивных звезд заканчивают свою жизнь «кремниевым горением» — супербыстрым ядерным строительством элементов, что, в конечном счете, преобразует ядро в железное/никелевое.

Ядро из железа/никеля влечет за собой катастрофу. Дальнейшее строительство элементов требует энергии. Оно высасывает, подобно вампиру, тепло из звезды, а не создает энергию.

Неспособность генерировать тепло для противостояния своего газа подавляюще мощной гравитации, пытающейся раздавить его, приводит к тому, что ядро «коллапсирует».

Коллапс останавливается только с формированием «нейтронного ядра» — суперплотного шара нейтронов. Он такой твердый, что сжимающиеся слои звезды буквально отскакивают от него.

Коллапс обращается во взрыв (рождение сверхновой). Нейтрино — субатомные частицы, возникшие при рождении нейтронного ядра, — сдувают оболочку со звезды.

Сверхновая может ненадолго затмить целую галактику из 100 млрд звезд. Это означает, она может быть видна через огромные пространства Вселенной.

Кстати, яркий свет от сверхновой составляет менее 1 % всей выделяющейся энергии: 99 % уносят с собой нейтрино.

Кроме сверхновой с «коллапсирующим ядром» существует второй важный тип сверхновых звезд. Он встречается в двойной системе, в которой одна звезда эволюционировала в белого карлика.

Вещество от звезды-компаньона перетекает на белый карлик, запуская стремительный механизм ядерных реакций. Звезда сама выдувает сверхновую.

Ключевое свойство сверхновой звезды второго типа — техническое название «сверхновая типа Ia» — состоит в том, что светимость при взрыве всегда одинаковая.

Тип Ia сыграл решающую роль в измерении расстояний во Вселенной. В 1998 с помощью таких сверхновых выявили существование таинственной «темной энергии».

I Звёзды рождаются

I Звёзды рождаются
…Ничего нет более простого, чем звезда… (А. С. Эддингтон) Один из основателей современной теории звездной эволюции проф. М. Шварцшильд в своей известной монографии, посвященной строению и эволюции звезд, высказал очень глубокую мысль, заключенную в

II Звезды излучают

II Звезды излучают
. ..Так продолжал я передвигаться по времени огромными шагами, каждый в тысячу лет и больше, увлекаемый тайной последних дней Земли и наблюдая в состоянии какого-то гипноза, как в западной части неба Солнце становится все огромнее и тусклее… Наконец,

III Звезды взрываются

III Звезды взрываются
…В двадцать второй день седьмой Луны первого года периода Ши-Хо Янг Вейтэ сказал: «Простираю свою персону ниц: я наблюдал в созвездии Твен-Куан явление звезды-гостьи. Она была слегка радужного цвета. Согласно распоряжению императора я

Глава 18 Почему взрываются звезды?

Глава 18 Почему взрываются звезды?
До сих пор мы рассматривали только последствия вспышек сверхновых звезд. Взрывы звезд приводят к образованию в высшей степени интересных, отличающихся большим своеобразием туманностей. Эти туманности буквально «начинены»

IV Звезды умирают

IV Звезды умирают
. ..Быть званным в большую сферу и чтобы не было видно, как ты там движешься — вот это и есть дыра!.. (Шекспир, «Антоний и Клеопатра», второй акт, седьмая сцена)

Глава 23 Рентгеновские звезды

Глава 23 Рентгеновские звезды
Как уже указывалось во введении к этой книге, бурное развитие внеатмосферной астрономии, так же как и радиоастрономии, привело в послевоенные годы к революции в нашей науке. Пожалуй, наиболее впечатляющими достижениями внеатмосферной

4.5. Двойные звезды

4.5. Двойные звезды
Наиболее последовательная теория электродинамики, в которой отвергается постулат постоянства скорости света, была опубликована австрийским ученым В. Ритцем в 1908 г [7]. Впоследствии эту теорию стали именовать «баллистической», потому что при ее

Звезды в ассортименте

Звезды в ассортименте
Ассортиментом в торговле называют набор различных видов и сортов товаров. Мы, конечно, торговать звездами не собираемся. Но в наши дни астрономических конкурсов в вузы торговли подобные термины особенно популярны. А мы с вами стремимся к

Глава десятая Звезды

Глава десятая
Звезды
Классификация — это лишь один из методов (и, вероятно, самый простой) отыскания порядка в

1. Как различают звезды?

1. Как различают звезды?
Природа настолько разнообразна, что не будь у человека избирательной способности и склонности к обобщениям, он никогда бы не познал окружающий мир. По мере накопления знаний мы стремимся подмечать сходные черты у различных явлений. Это позволяет

Звезды

Звезды
66. Что такое звезды?
Звезды — это другие солнца, уменьшенные до размеров светящегося укола от булавки из-за их немыслимо огромного расстояния до Земли. В 1600 итальянский философ Джордано Бруно был сожжен на костре католической церковью из-за того, что заявлял, что

66. Что такое звезды?

66. Что такое звезды?
Звезды — это другие солнца, уменьшенные до размеров светящегося укола от булавки из-за их немыслимо огромного расстояния до Земли.В 1600 итальянский философ Джордано Бруно был сожжен на костре католической церковью из-за того, что заявлял, что звезды

67. Почему звезды мерцают?

67. Почему звезды мерцают?
«Ты мигай, звезда ночная! Где ты, кто ты — я не знаю. Высоко ты надо мной, как алмаз во тьме ночной»[15], — написала Джейн Тэйлор в 1806.Древние люди заметили, что звезды мерцают, а планеты — нет. Они также заметили, что звезды кажутся неподвижными на

71. Как звезды работают?

71. Как звезды работают?
Звезда — это гигантский газовый шар. Он формируется, когда межзвездное облако, в основном из водорода и гелия, начинает сжиматься под собственной тяжестью.Сжатие продолжается, пока ядро не становится настолько сжатым и горячим, что запускает

78. Искусственны ли звезды?

78. Искусственны ли звезды?
Это совершенно глупый вопрос — не так ли? Но в действительности он имеет отношение к важнейшему научному вопросу: как мы сможем распознать инопланетян (ЕТ)?В поисках внеземного разума аппарат SETI (search extra-terrestrial intelligence) сканирует небо для

55 Почему звезды мерцают, а планеты – нет?

55
Почему звезды мерцают, а планеты – нет?
Если посмотреть на ночное небо, выехав подальше от освещенных мест, – скажем, на даче или в походе, – то мы увидим тысячи и тысячи переливающихся звезд. Они то вспыхивают поярче, то тускнеют.Почему так происходит?Ответ на этот

Почему взрываются звёзды?

Павел Амнуэль
«Наука и жизнь» № 4, 2020

На первый взгляд звёздное небо представляется неизменным многие века. На самом деле это не так. Большинство звёзд — переменные. Есть такие, чей блеск меняется с определённым периодом. А есть звёзды, и их много, меняющие блеск случайным образом. К ним относятся, например, маломассивные красные карлики, на поверхности которых происходят мощные вспышки, и потому такие звёзды получили название катаклизмических переменных. Известны звёзды, яркость которых может в течение нескольких часов увеличиться в десятки тысяч раз! Очень слабая звёздочка, которую в большинстве случаев невозможно увидеть невооружённым глазом, вдруг разгорается и становится яркой, а то и одной из ярчайших на небе. Достигнув максимума блеска, звезда начинает тускнеть и несколько недель спустя опять становится такой же слабой, какой была до вспышки. Такие звёзды получили название «новые».

Немало копий в своё время поломали учёные в спорах о том, как объяснить яркие вспышки звёзд. Во второй половине XIX века немецкий астроном Вильгельм Клинкерфус предложил такую гипотезу: две звезды обращаются одна около другой по очень вытянутым орбитам. Когда расстояние между звёздами минимально, возникают мощные приливы, выбросы вещества, извержения. Вспыхивает новая звезда. Клинкерфус не ошибся, предположив, что это происходит в двойных системах, но на вопрос «Почему вспыхивают звёзды?» правильного ответа не дал.

Прошло несколько десятков лет, и астрономы обнаружили, что бывшие новые звёзды в созвездиях Северной Короны и Лебедя действительно представляют собой тесные двойные системы. Французский астрофизик Эдвард Шацман и независимо от него чешский астрофизик Зденек Копал высказали идею о том, что все новые звёзды — это двойные системы.

По современным представлениям, вещество выбрасывается с поверхности одной из звёзд, постепенно накапливается на поверхности другой звезды — скорее всего, это белый карлик с его большой и плотной атмосферой, где условия благоприятствуют быстрому горению водорода. Создаются условия для ядерных реакций синтеза — и происходит взрыв. Оболочка сбрасывается, система возвращается к прежнему состоянию. Но соседняя звезда продолжает терять вещество, и история повторяется. Чем больше водорода накапливается в атмосфере белого карлика, тем более мощной получается вспышка.

Есть, однако, звёзды, как будто такие же, как новые, с одной лишь разницей — после вспышки от них не остаётся ничего! Звезда не возвращается к прежнему состоянию, она исчезает, а на её месте возникает быстро расширяющаяся туманность. Такие звёзды, если они вспыхивают недалеко от Солнечной системы (расстояние в тысячу световых лет можно считать не таким уж большим), могут быть в максимуме яркости видны даже днём. Если новые звёзды появляются довольно часто, то сверхновые — такое название получили эти явления — вспыхивают в Галактике примерно раз в сто лет. Чаще всего они остаются невидимыми, поскольку вспышка происходит очень далеко, за плотными газопылевыми облаками, поглощающими свет.

Одна из ярких сверхновых вспыхнула в созвездии Тельца в 1054 году. Звезда была видна днём, и китайские хроники того времени подробно описали удивительное явление «звезды-гостьи»: «Звезда стала видимой в пятую луну первого года периода Ши-Хо на восточном небе в созвездии Тьен-Куан. Она была видна днём, подобно Венере, направляя лучи в разные стороны. Цвет её был красно-белый… Она была видна днём двадцать три дня».

В XVIII веке французский астроном Шарль Мессье, составлявший перечень «туманных пятен», разглядел в созвездии Тельца туманность, которую внёс в свой каталог под номером 1. Формой туманность М1 напоминала краба и потому получила название «Крабовидная туманность» (см. «Наука и жизнь» № 4, 2019 г.). Значительно позднее, уже в ХХ веке, астрофизики обнаружили, что туманность быстро расширяется и образоваться она могла как раз в 1054 году. В середине прошлого века в центре Крабовидной туманности открыли радиопульсар — быстро вращающуюся нейтронную звезду (см. «Наука и жизнь» № 10, 2018 г. , статья «Импульсивная»). Тогда картина взрыва сверхновой стала более или менее понятна, тем более что уже существовала теория эволюции звёзд.

Звезда излучает, потому что в её ядре происходят ядерные реакции синтеза, при которых выделяется огромная энергия. В немассивных звёздах типа Солнца водород превращается в гелий, а в более массивных, где центральная температура гораздо выше, гелий превращается в углерод и более тяжёлые элементы (см. статью «Почему светят звёзды?», «Наука и жизнь» № 1, 2020 г.). Но запасы «ядерного горючего» однажды заканчиваются, и жизнь звезды приходит к закономерному финалу. Падает температура, внутреннее давление больше не в состоянии противостоять силе тяжести, ядро звезды очень быстро сжимается, оболочка с огромной скоростью разлетается в пространство. Вместо бывшей звезды остаётся «огрызок» — нейтронная звезда (пульсар) или чёрная дыра. При взрыве сверхновой выделяется колоссальная энергия — в миллионы раз большая, чем при вспышке новой. В максимуме блеска сверхновая светит порой ярче, чем все звёзды Галактики, вместе взятые! Сверхновая — одно из самых грандиозных явлений во Вселенной. И это — катастрофа для звезды. Такие вспышки получили название сверхновых II типа.

Прежде чем произойдёт взрыв, звезда проходит стадию красного гиганта или сверхгиганта (в зависимости от массы). Когда ядерные реакции в ядре звезды близки к завершению, оболочка очень сильно расширяется, температура поверхности (фотосферы) падает и возникает звезда, подобная Бетельгейзе — красному гиганту в созвездии Ориона (см. статью «Гигантская. Критические дни Бетельгейзе»). Красные гиганты и сверхгиганты — это предсмертное состояние звезды. Чем массивнее была звезда в начале эволюции, тем быстрее она проходит все стадии своей жизни, в том числе и последнюю — красного гиганта или сверхгиганта. А перед самой кончиной падает яркость, звезда начинает быстро (по астрономическим меркам, конечно) сжиматься, предвещая скорый конец и вспышку сверхновой.

«Звезда-гостья» 1054 года не единственное явление подобного рода. В 185 году китайцы наблюдали «гостью» в созвездии Центавра. Осенью 1572 года сверхновую в созвездии Кассиопеи видели в Китае, Корее и Европе. Её наблюдал в том числе знаменитый датский астроном Тихо Браге. В максимуме яркости сверхновая Тихо достигала −4 звёздной величины и светила, как Венера! В 1604 году сверхновую в созвездии Змееносца наблюдал другой великий учёный — Иоганн Кеплер. В максимуме она была чуть слабее сверхновой Тихо (−2,5 звёздной величины). Туманности — остатки этих сверхновых — сегодня хорошо изучены.

В конце 1920-х годов из Европы в США приехал работать немецкий астроном Вальтер Бааде. В обсерватории Маунт-Вилсон в Калифорнии он начал сотрудничать со швейцарским астрономом Фрицем Цвикки, тоже покинувшим родину, чтобы поработать на больших телескопах Америки. В 1934 году они опубликовали работу, содержавшую чрезвычайно интересные идеи, связанные с проблемой аномально ярких звёздных вспышек. Кстати, именно Бааде и Цвикки дали таким вспышкам название «сверхновые». Оба астронома сделали верное предположение, что в результате взрыва сверхновой должна образоваться крохотная звезда размером всего в десяток километров, целиком состоящая из нейтронов.

Бааде и Цвикки начали «охоту» за сверхновыми, вспыхивающими в других галактиках. Ведь если в максимуме яркости сверхновая светит как десятки миллиардов нормальных звёзд и по яркости сравнима с целой галактикой, то вспышку можно наблюдать и на расстоянии миллионов световых лет. Бааде и Цвикки выбрали на небе 175 площадок, в которых были видны около трёх тысяч довольно близких галактик. Астрономы регулярно фотографировали эти площадки и сравнивали снимки. За три года было отснято 1625 фотопластинок, на которых удалось обнаружить 12 сверхновых. Их спектры оказались совершенно не похожи на спектры обычных новых звёзд. В спектре новой звезды видны яркие линии излучения, а вскоре после максимума блеска появляются и многочисленные линии поглощения, достаточно чёткие, чтобы можно было сказать, какому элементу они принадлежат. В спектрах новых звёзд были обнаружены линии гелия, водорода, натрия, углерода, кислорода и других элементов.

В спектрах сверхновых, напротив, линий не было вообще. Вместо них наблюдались широкие полосы углерода, кислорода (водорода не было!), смещённые в голубую сторону спектра на величину, соответствующую огромной скорости движения: до 10–20 тыс. км/с.

Спектры исследованных 12 сверхновых оказались очень похожи друг на друга. Похожи были и кривые блеска. Вывод напрашивался один: сверхновые — однородная группа объектов. Но этот вывод был слишком поспешным. В 1940 году германо-американский астрофизик Рудольф Минковский получил спектр очередной сверхновой, непохожий на все предыдущие, и был вынужден констатировать: вспышки сверхновых бывают, по крайней мере, двух типов. Сверхновые I типа (SN I) имеют в спектре яркие полосы, а в спектрах сверхновых II типа (SN II) таких полос нет. Более того, оказалось, что сверхновые II типа вспыхивают не реже, чем сверхновые I типа. И то, что за несколько лет наблюдений удалось обнаружить 12 вспышек сверхновых I типа и только одну — II типа — результат слепой игры случая.

Почему сверхновые I типа такие одинаковые? Видимо, потому, что вспыхивают в этом случае одинаковые по физическим свойствам объекты. Но как это возможно, ведь звёзды такие разные и по массе, и по температуре, и по светимости?! Тем не менее среди звёздного разнообразия нашлись объекты с одинаковыми параметрами — белые карлики. Звёзды с таким названием тоже имеют разные массы (в зависимости от массы звёзд, из которых они образуются). Но у них есть одно важное свойство: по расчётам американского астрофизика Субраманьяна Чандрасекара, масса белого карлика не может превышать 1,4 массы Солнца. Если по какой-то причине его масса достигает этого значения (оно называется пределом Чандрасекара), звезда теряет устойчивость, давление в её недрах не может больше противодействовать силе тяжести, выделяется колоссальная энергия… Вспыхивает сверхновая. Речь идёт о коллапсе белых карликов одной и той же массы. Значит, и энергия выделяется приблизительно одинаковая, и химический состав сброшенных оболочек должен быть одним и тем же.

А почему сверхновые II типа все разные? Это тоже объяснимо, если предположить, что взрываются не белые карлики, а массивные звёзды, закончившие эволюцию и обладающие ядром, масса которого больше чандрасекаровского предела. Масса звезды может быть пять, десять, двадцать масс Солнца. Тогда и масса ядра превышает чандрасекаровский предел в полтора, три, пять раз. Потому и вспышки отличаются одна от другой. Именно такая сверхновая привела к образованию Крабовидной туманности.

Представление учёных о разделении сверхновых на два типа продержалось несколько десятилетий, хотя со временем стало понятно, что всё далеко не так просто. Сейчас уже и сверхновые I типа представляются не столь однородной группой объектов, как казалось полвека назад. Пришлось разделить их на подгруппы: SN Ia, SN Ib, SN Ic…

Сверхновые типа Ia оказались действительно настолько однородны, что по ним в наши дни достаточно уверенно оценивают расстояния до далёких галактик и даже измеряют возраст Вселенной. Для астрономии этот факт очень важен. Чрезвычайно трудно определять расстояния до далёких небесных тел, у которых невозможно измерить параллакс. В Галактике существуют «стандартные свечи» — периодические переменные звёзды типа Дельты Цефея, их называют цефеидами. Светимость цефеид зависит от периода изменения блеска, который достаточно легко измерить. Определив период, можно определить светимость. Определив светимость, сравнив её с видимым блеском и учтя поглощение света, можно с довольно большой точностью вычислить расстояние до звезды. Но на межгалактических просторах этот метод не действует: цефеиды слишком слабы, чтобы разглядеть их на расстоянии в миллионы световых лет. Для определения межгалактических расстояний нужна была другая «стандартная свеча». Такими свечами стали сверхновые, ведь они обнаружены во многих галактиках. Перед астрономами открылась прекрасная возможность по сверхновым определить расстояния до галактик и проверить так называемую постоянную Хаббла — как меняется скорость удаления галактик с расстоянием до Галактики — и определить возраст Вселенной.

Сверхновая — это не звезда, а явление, процесс гибели звезды. В ходе этого процесса обычная звезда погибает и возникает релятивистская: нейтронная звезда или даже чёрная дыра. Сверхновые II типа — это бывшие массивные звёзды с начальной массой более 8 масс Солнца. За время эволюции звезда сбрасывает большую часть оболочки и остаётся плотное ядро, все ещё — перед коллапсом — удерживаемое внутренним давлением. Чем массивнее звезда, тем массивнее и её ядро. У звезды с массой более 8 солнечных масса ядра превышает чандрасекаровский предел и белый карлик образоваться не может. При взрыве такого ядра рождается нейтронная звезда, от дальнейшего сжатия её удерживает новый тип давления — давление вырожденного нейтронного газа. Но и нейтронная звезда не может быть очень массивной. Если её масса превышает 2–3 массы Солнца (точное значение этого предела пока неизвестно), то даже давления вырожденного нейтронного газа недостаточно, чтобы остановить коллапс, и тогда образуется чёрная дыра. Это происходит для звёзд с начальной массой более 10–20 солнечных масс.

Кстати, чёрная дыра, как и сверхновая, — это тоже не звезда в обычном понимании (пусть и невидимая, потому что даже свет её не может покинуть). Чёрная дыра — ничем не остановимый процесс падения вещества в центр, в сингулярность. Процесс, который продолжается секунды для наблюдателя, падающего вместе с веществом, и бесконечный во времени для внешнего наблюдателя — нас с вами.

Итак, белый карлик становится сверхновой, когда его масса увеличивается до чандрасекаровского предела. Но почему масса белого карлика растёт? Тут есть два варианта.

Первый. Представьте, что существовала двойная система из двух не очень массивных звёзд, которые в ходе эволюции, сбросив оболочки, стали белыми карликами. Образовалась система из двух белых карликов с массой, примерно равной солнечной. Если они обращаются близко друг к другу, то через какое-то время (может, сотни миллионов лет, может, миллиарды — не так уж важно) эти два белых карлика по спирали приблизятся друг к другу и в конце концов столкнутся. При столкновении масса нового объекта превысит чандрасекаровский предел и вместо двух белых карликов образуется нейтронная звезда. Произойдёт взрыв сверхновой I типа — ведь столкнулись белые карлики со специфическим для этого типа звёзд химическим составом.

Второй. Представьте себе двойную систему, где одна звезда уже сбросила оболочку и стала белым карликом, а другая пока эволюцию не закончила, но уже начала оболочку терять. Вещество оболочки течёт в сторону белого карлика, где образует диск, а из диска падает на поверхность звезды, увеличивая её массу. Через какое-то время масса белого карлика достигает чандрасекаровского предела и происходит взрыв сверхновой I типа.

В первом варианте сливаются два белых карлика разной массы, и потому массы возникающих нейтронных звёзд тоже разные. Взрывы сверхновых, хотя и принадлежат к I типу, отличаются друг от друга. Во втором варианте взрывается белый карлик, масса которого точно равна 1,4 массы Солнца. Естественно, и взрывы в этом случае более однородные. Именно они, по-видимому, и объясняют вспышки сверхновых типа Iа.

Таким образом, астрофизики не только получили в своё распоряжение «стандартные свечи» поистине вселенского масштаба, но и объяснили физику сверхновых. Более того, они определили с высокой надёжностью расстояния до многих галактик, а следовательно, и возраст Вселенной — время, прошедшее после Большого взрыва. Современная оценка: 13,78 миллиарда лет. А ведь ещё лет тридцать назад возраст Вселенной варьировался от 10 до 20 миллиардов лет, и это создавало трудности: возраст некоторых звёзд оказывался больше возраста Вселенной! Со временем астрофизики получили данные о сотнях сверхновых типа Iа. Тогда и было сделано потрясшее космологов открытие.

Практически до конца ХХ века астрофизики и космологи были уверены, что Вселенная расширяется или равномерно, или замедленно, ведь силы притяжения противостоят расширению и должны его тормозить. Наблюдения этому выводу не противоречили до тех пор, пока в 1998 году американские астрофизики Сол Перлмуттер, Брайан Шмидт и Адам Рисс не обработали массив данных о сотнях сверхновых типа Iа в разных галактиках на разных расстояниях. И оказалось, что далёкие SN Ia слабее, чем близкие. Точнее, они выглядят слабее, чем должны быть на расстоянии, вычисленном по закону Хаббла.

Для объяснения этого результата учёные рассматривали два варианта. Первый: нельзя использовать сверхновые типа Ia как «стандартные свечи». Второй: со сверхновыми всё в порядке, но тогда сверхновые и их галактики располагаются дальше, чем следует из закона Хаббла, а, значит, расширение Вселенной не замедляется, а ускоряется. Уж такого никто не ожидал! И потому авторы этого выдающегося открытия получили в 2011 году Нобелевскую премию по физике.

Из наблюдений сверхновых типа Ia следует, что расширяться ускоренно Вселенная начала не сразу после Большого взрыва, а лишь шесть миллиардов лет спустя. До того всё было «нормально» — Вселенную расталкивала тёмная энергия, плотность которой считалась неизменной во времени. Что же произошло с тёмной энергией почти 8 миллиардов лет назад? Вот вопрос, на который пока нет ответа, но он чрезвычайно важен для понимания того, как устроено мироздание! Учёным не очень-то хочется признавать, что прежние модели описывали реальность, мягко говоря, не совсем адекватно. Но они обязаны придирчиво относиться к любой новой интерпретации, любым новым наблюдениям и экспериментам. На самом ли деле все наблюдения согласуются друг с другом и обнаруженное ускоренное расширение Вселенной реально?

Астрофизики и космологи ищут ответы на эти вопросы.

DOE объясняет… сверхновые звезды | Департамент энергетики

Управление
Наука

Исследователи используют передовые компьютеры для создания моделей сверхновых, чтобы понять эти огромные взрывы. Это изображение представляет собой компьютерную симуляцию предполагаемой тепловой сигнатуры сверхновой, с проекциями, показанными слева, справа и внизу.

Изображение предоставлено SciDAC

Сверхновая — это колоссальный взрыв звезды. Ученые определили несколько типов сверхновых. Один тип, называемый сверхновой с коллапсом ядра, возникает на последней стадии жизни массивных звезд, которые по крайней мере в восемь раз больше нашего Солнца. Когда эти звезды сжигают топливо в своих ядрах, они выделяют тепло. Это тепло создает давление, которое выталкивает наружу силы гравитации, притягивающие звезду внутрь. На протяжении большей части жизни звезды внутренняя гравитация и внешнее давление находятся в равновесии, и звезда стабильна. Но по мере того, как звезда сжигает свое топливо и начинает остывать, внешние силы давления падают. Когда давление в массивной звезде падает достаточно низко, гравитация внезапно берет верх, и звезда коллапсирует всего за несколько секунд. Этот коллапс производит взрыв, который мы называем сверхновой.

Сверхновые настолько мощные, что создают новые атомные ядра. Когда массивная звезда коллапсирует, она создает ударную волну, которая может вызвать термоядерные реакции во внешней оболочке звезды. Эти реакции синтеза создают новые атомные ядра в процессе, называемом нуклеосинтезом. Сверхновые считаются одним из первоисточников элементов тяжелее железа во Вселенной. Даже железо в вашей крови можно проследить до сверхновых или подобных космических взрывов, произошедших задолго до образования нашего Солнца. Таким образом, сверхновые необходимы для жизни.

После коллапса ядра сверхновой остается только плотное ядро и горячий газ, называемый туманностью. Когда звезды особенно велики, ядро коллапсирует в черную дыру. В противном случае ядро становится сверхплотной нейтронной звездой.

Другой тип сверхновой, называемый тепловым убегающим сверхновым, может возникнуть, когда две звезды вращаются вокруг друг друга, и одна или обе из этих звезд являются белыми карликами. Белые карлики — это остатки звезды размером примерно с наше Солнце, когда у нее заканчивается топливо. Если звезды в одной из этих двойных систем столкнутся или если один из белых карликов поглотит достаточно вещества от другой звезды, белый карлик может стать сверхновой.

Управление науки Министерства энергетики: вклад в исследование сверхновых

В рамках своей программы по ядерной физике Управление науки Министерства энергетики поддерживает исследования фундаментальной природы материи. Это включает в себя то, как создается материя, включая элементы, и роль сверхновых в этом процессе. В партнерстве с другими программами Управления науки ядерная физика поддерживает такие проекты, как SciDAC, который совершенствует инфраструктуру программного и аппаратного обеспечения для научных вычислений, необходимую для таких проектов, как моделирование взрывов сверхновых.

Программа Управления науки по физике высоких энергий также использует сверхновые звезды в качестве инструмента для разработки карт Вселенной. Фактически, Сол Перлмуттер из Национальной лаборатории Лоуренса в Беркли, а также ученые Брайан Шмидт и Адам Рисс получили Нобелевскую премию за использование сверхновых типа Ia для открытия темной энергии. Исследователи, поддерживаемые Управлением науки, также используют методы машинного обучения для идентификации, классификации и измерения сверхновых и других небесных объектов, которые могут раскрыть информацию о структуре Вселенной.

Краткие факты

Где-то во Вселенной происходит сверхновая каждые 10 секунд .
Сверхновые — источники в нашей Вселенной элементов, радиации и нейтрино.
Supernovae — это ускорители космических частиц, которые можно воспроизвести в лаборатории в рамках проекта, ставшего возможным при поддержке программы DOE Office of Science Fusion Energy Science.

Ресурсы

Программа Министерства энергетики США по ядерной физике
Сотрудничество Управления науки «Навстречу экзамасштабной астрофизике слияний и сверхновых» (TEAMS).
Мичиганский государственный университет, координатор по связям с общественностью Закари Констан: Supernova in the Lab
Моделирование ранней фазы взрыва сверхновой, выполненное на суперкомпьютерах Аргоннского вычислительного центра. Подробнее о работе коллаборации читайте здесь.
Научное достижение: созданные в лаборатории ударные волны имитируют ускорители сверхновых частиц

Научные термины могут сбивать с толку. DOE Explains предлагает простые объяснения ключевых слов и понятий в фундаментальной науке. В нем также описывается, как эти концепции применяются к работе, которую проводит Управление науки Министерства энергетики, помогая Соединенным Штатам преуспеть в исследованиях по всему научному спектру.

Что заставляет звезды взрываться? | Астрономия.com

Освежающая пауза

Главная загадка сверхновых с коллапсом ядра заключается в том, как может измениться эта ситуация. «Люди предположили, что нужно подождать некоторое время, и нейтрино в конечном итоге нагревают материал, стоящий за ударной волной, настолько, что вы снова запускаете взрыв», — говорит Берроуз. Он называет это событие «освежающей паузой».

Большое количество нейтрино, покидающих ядро, компенсирует низкую вероятность того, что одиночное нейтрино будет взаимодействовать с веществом звезды при ее выходе. Действие останавливается всего на несколько сотен миллисекунд, но «в этой игре это долго, потому что все происходит быстро», — говорит Берроуз.

В ранних компьютерных симуляциях, предполагавших, что коллапсирующая звезда имеет сферическую симметрию, даже этот процесс не работал. Такие одномерные расчеты уступили место более требовательным двумерным моделям, предполагающим симметрию вокруг оси вращения звезды. Они выявили нестабильность жидкости и турбулентность, которые обещали помочь остановившемуся шоку.

«Некоторое время это было преобладающим мнением», — объясняет Берроуз. «Но с лучшей физикой нейтрино не похоже, что это работает в 2D». Помогут ли новые эффекты в трехмерном моделировании более эффективно отдавать энергию нейтрино?

«Это все еще надежда», — говорит он.

В 2005 году Берроуз и его коллеги обнаружили потенциально важный альтернативный источник энергии в коллапсирующих звездах: звуковые волны. В 2D-модели команды застопорившаяся ударная волна начинает раскачиваться сверху вниз вдоль оси вращения звезды. «Люди не видели этого раньше, потому что они ждали, может быть, 200 миллисекунд после отскока», — объясняет Берроуз. «И шок просто увеличился, остановился и снова пошел вниз». Больше ничего не произошло, поэтому создатели моделей сверхновых прекратили свои дорогостоящие компьютерные прогоны.

По мере того, как материя стекает на протонейтронную звезду, турбулентность вокруг ядра заставляет ее колебаться с частотой около 300 герц — в музыкальном плане примерно F выше среднего C. Акустические волны излучаются обратно в коллапсирующую оболочку. Хотя энергия нейтрино намного больше, только часть ее откладывается в застопорившейся ударной волне, в то время как материя почти полностью поглощает звук. В симуляции Берроуза акустической мощности достаточно, чтобы разнести звезду на части через полсекунды после скачка ядра.

Насколько важен этот процесс, остается открытым вопросом. Это аккрецирующий материал, который сдерживает взрыв, не позволяя нейтрино вывести ударную волну. «Если бы нейтринный механизм работал, мы бы увидели его в нашей модели», — говорит Берроуз.

Звуковые волны отталкивают потоки аккрецирующего вещества к одной стороне ядра, в то же время возбуждая ударную волну с противоположной стороны. Таким образом, создавая путь наименьшего сопротивления, звук может помочь нейтрино оживить остановившийся шок. «Это не доказано, — говорит он, — но очень интересно». Кроме того, колеблющееся ядро может быть важным источником гравитационного излучения.

Расколотые карлики

Крупномасштабное компьютерное моделирование также позволяет по-новому взглянуть на то, как белые карлики, конечное состояние маломассивных звезд, разрушают себя, превращаясь в сверхновые типа Ia. События типа Ia, более яркие и однородные, чем взрывы с коллапсом ядра, являются важными исследованиями далекой Вселенной. Открытия темной энергии и космического ускорения делают еще более актуальным расшифровку того, как они работают.

Звезда, похожая на Солнце, заканчивает свои дни как белый карлик, а богатое углеродом и кислородом ядро звезды сжимается до размеров Земли. Большинство из них сияют миллиарды лет, постепенно остывая, пока не превращаются в темный звездный пепел. Давление электронов препятствует дальнейшему коллапсу, но работает только в том случае, если карлик весит меньше 1,44 Солнца — так называемый предел Чандрасекара. Превысьте это, и коллапс возобновится, пока карлик не станет нейтронной звездой.

В 1960 году астроном Кембриджского университета Фред Хойл и Уильям Фаулер из Калифорнийского технологического института поняли, что белый карлик вблизи этого предела может быть гигантской термоядерной бомбой. Поместите белый карлик в непосредственной близости от обычной звезды, и карлик сможет набирать массу, пока не приблизится к порогу 1,44 Солнца и не взорвется. Карлик поглощает газообразный водород от своего партнера с вероятной скоростью около 1/30 массы Земли в год. Если он намного медленнее этого числа, звездный ветер карлика не позволяет газу достичь поверхности; если это немного быстрее, газ будет взрываться, а не накапливаться.

Когда белый карлик склоняет шкалу к величине 1,44 Солнца, его углерод воспламеняется где-то внутри. До 2004 года никто не мог понять, как заставить детонировать углеродно-кислородную звезду, поэтому теоретики сначала обратились к турбулентному термоядерному синтезу. Это моделирование не соответствовало энергетическому и элементному составу взрывов типа Ia. Модели, которые следовали за периодом турбулентного горения с детонацией, лучше соответствовали реальности, но теоретики просто решали, где и когда произойдет взрыв, и вставляли это в симуляцию. «Иногда я называю это механизмом «здесь происходит чудо», — говорит Дон Лэмб из Чикагского университета.

По этой причине Вольфганг Хиллебрандт и его группа из Института астрофизики Макса Планка в Мюнхене, Германия, попытались пойти другим путем. Они обнаружили, что моделирование с использованием только турбулентного горения может лучше соответствовать наблюдениям, но для этого термоядерное пламя карлика должно загореться примерно в 100 различных точках одновременно. Это очень маловероятно. Говорит Лэмб: «Мы беспокоимся, что одно чудо сменилось другим».

В 2004 году группа под руководством Алана Колдера из Чикагского университета, включая Лэмба, наткнулась на способ взорвать белого карлика. Благодаря вычислительным ресурсам Министерства энергетики США у команды было оборудование для моделирования звезды белого карлика целиком. После воспламенения узкий фронт ядерного пламени распространился по звезде, оставив после себя пепельный пузырь температурой 10 миллиардов градусов. Когда этот пузырь прорвался сквозь кору карлика, расплавилось менее 10 процентов массы звезды — слишком мало, чтобы разрушить карлик или произвести сильный взрыв. «Это выглядело так, как будто это была неудача, — вспоминает Лэмб.

Затем член команды Томаш Плева выполнил дополнительное двухмерное моделирование, чтобы увидеть, что произойдет после того, как пузырь прорвет поверхность звезды. Ядерный пепел извергается, двигаясь со скоростью около 6,7 млн миль в час (10,8 млн км/ч), что чуть меньше орбитальной скорости. Горячее облако окружает поверхность карлика с температурой в миллиард градусов и быстро распространяется. При этом он вспахивает более холодный, нерасплавленный поверхностный материал. Облако перегретого пепла обвивается вокруг белого карлика и встречается в точке, противоположной его прорыву. Столкновение сжимает весь нерасплавленный поверхностный материал, который взрывается и разрывает звезду на части.

Модель, названная «гравитационно ограниченной детонацией», является наиболее полным описанием сверхновой типа Ia на сегодняшний день — и единственной, в которой полномасштабная детонация происходит естественным образом. «Это очень многообещающая модель для большинства сверхновых типа Ia», — говорит Лэмб. «Это было счастливое открытие. И это прекрасный пример того, как крупномасштабное численное моделирование может привести к открытию сложных нелинейных явлений, которые очень трудно представить заранее».

Спустя более 85 лет после того, как астрономы связали сверхновые звезды с гибелью звезд, самые мощные взрывы во Вселенной до сих пор требуют внимания астрофизиков. Но даже самые полные симуляции еще не охватывают сложную среду взрывающейся звезды. Разработчики моделей начинают исследовать, как эмиссия нейтрино, магнитные поля и вращение влияют на картину. Наблюдатели наблюдают и каталогизируют новые события, используя их как космические мерки и находя пробелы в текущем понимании.