Нейтронные звезды. Как понять зомби из космоса

В последние годы жизни звезды этот ядерный синтез и производство тяжелых элементов невероятно ускоряются, а температура и давление переходят опасную черту. Горение водорода в такой звезде может продолжаться много миллионов лет, а гелий исчерпывается примерно за миллион лет. После этого начинается ядерное горение углерода, продолжающееся всего около тысячи лет. Затем следует горение оставшегося кислорода, длящееся всего несколько недель. Похожая судьба ждет и более тяжелые элементы: после кислорода горит неон, затем магний и, наконец, на самой последней стадии, как раз перед тем, как ядро звезды станет железным, выгорает кремний, что, вероятно, занимает всего один день.

Именно тогда у звезды и начинаются истинные проблемы. В отличие от предыдущих элементов, ядерные превращения железа происходят не с выделением, а с поглощением энергии. Однако к этому моменту производство энергии звездой уже прекратилось, и ядро начинает сжиматься, поскольку гравитационная энергия остается единственным источником энергии. Когда масса ядра, состоящего теперь из железа, достигает порогового значения, равного примерно 1,4 массы Солнца, ядро неожиданно теряет способность сопротивляться сокрушительной силе гравитации. В доли секунды внешние слои ядра рушатся и устремляются внутрь со скоростью примерно семьдесят тысяч километров в секунду, что составляет около 23 % от скорости света. В результате коллапса при слиянии протонов и электронов образуются нейтроны, что, в свою очередь, приводит к образованию вырывающегося наружу из коллапсирующей звезды потока нейтрино. Падающее на центр вещество отбрасывается от железного ядра, плотность которого к этому времени становится невероятно высока – 400 миллионов миллионов грамм на кубический сантиметр. Так рождается нейтронная звезда (или черная дыра, если масса звезды очень велика).

В этот момент вокруг ядра образуется гидродинамическая ударная волна, которая разогревается за счет энергии разлетающихся во всех направлениях нейтрино. Они движутся вдоль прямолинейных траекторий и достигнут Земли раньше света сверхновой, поскольку фактически взрыва еще не было. При движении ударной волны от ядра к поверхности звезды, что может занять несколько часов, температура внешних оболочек звезды сильно увеличивается. Это делает возможным образование более тяжелых элементов из группы железа, например радиоактивного никеля-56, и элементов промежуточной массы между кремнием и группой железа, например радиоактивного титана-44 (считается, что существенно более тяжелые элементы, такие как золото, платина, серебро и уран, образуются при слиянии нейтронных звезд). Когда ударная волна достигает внешних или промежуточных слоев звезды, происходит сильнейший взрыв, сопровождающийся выбросом вещества со скоростью более пятидесяти миллионов километров в час. Именно этот последний взрыв оповещает о гибели звезды великолепной вспышкой сверхновой, которая способна затмить целую галактику.

Такие сверхновые называются “сверхновыми с коллапсирующим ядром”. Коллапс может проходить по-разному, но наиболее часто встречаются сверхновые типа Ib, типа Ic и типа II. Во всех трех случаях звезда-предшественница исходно имеет два слоя: внешний водородный и под ним гелиевый. Звезды, потерявшие за время жизни оба слоя, взрываются как сверхновые типа Ic; те, у которых гелиевый слой не выгорел, – как сверхновые типа Ib. Если при коллапсе все еще имеются оба слоя, ученые говорят о сверхновой типа II. Однако, несмотря на десятилетия наблюдений, изучения и моделирования, до сих пор точно неизвестно, как при таких сценариях коллапса ядра рождается нейтронная звезда.

В последнее время недоумение у ученых вызывает совсем другой тип сверхновых с коллапсирующим ядром – так называемые сверхъяркие сверхновые. Эти удивительно мощные, редкие транзиенты примерно в пятьдесят раз ярче своих коллапсирующих “родственников”. Хотя четкого объяснения их природы нет, как и представления о том, почему они такие яркие, но гипотез предостаточно. Согласно одной из них, такие сверхновые получают энергию от сильно намагниченных, быстро вращающихся нейтронных звезд, которые образуются при обычном коллапсе и передают энергию выброшенному при взрыве звездному материалу – остаткам звезд, разогревая их настолько, что они начинают светиться. В скором времени такие системы наблюдения, как Large Synoptic Survey Telescope (Большой обзорный телескоп), позволят обнаружить миллионы новых сверхновых. Анализ полученных результатов будет чрезвычайно полезен для понимания того, как и почему на самом деле взрываются гигантские звезды, и астрономы с нетерпением ждут этих многообещающих данных¹⁸.

Глава 4Зомби и звездотрясения