Галактики. Большой путеводитель по Вселенной - Джеймс Гич

Сверхновые – это явление, в ходе которого происходит бурная гибель определенных массивных звезд (не все звезды могут стать сверхновыми; для этого их масса должна быть выше определенного порога). Есть два основных типа сверхновых, но интересующий нас здесь вид называется типом Ia. Сверхновые типа Ia появляются, когда одна из звезд в двойной системе (где две звезды вращаются по орбитам вокруг общего центра масс) приходит к концу своей эволюции и коллапсирует до состояния компактного объекта, называемого белым карликом. Этот коллапс происходит, когда термоядерные реакции в ядре больше не могут защищать от воздействия гравитации, которая всегда стремится отправить звезду в небытие. Все, что удерживает белого карлика от полного коллапса, – это своего рода давление, которое возникает из-за квантовых эффектов между электронами в сверхплотной материи – остатках звезд. Так происходит в результате действия принципа исключения Паули, который гласит, что два фермиона (а электрон является фермионом) не могут иметь одно и то же квантовое состояние. Тем не менее новый материал может накапливаться на белом карлике от соседней звезды-компаньона, увеличивая давление в ядре остатка звезды до критического предела. После того как на белого карлика аккрецировалось достаточно новой массы, давление и температура увеличиваются до тех пор, пока не достигают порогового значения, когда ядра углерода и кислорода в белом карлике внезапно срастаются. Это вызывает взрывную реакцию, разрушающую звезду. При этих взрывах выделяется достаточно энергии, чтобы на короткое время затмить остальные объекты галактики: поэтому сверхновые видны на огромных космологических расстояниях.

Все, что нужно для обнаружения сверхновой, – это сделать снимок неба, подождать немного, скажем неделю, а затем сделать еще одно изображение того же самого участка – чем больше будет изображение, тем лучше, потому что так оно будет захватывать больше галактик. Обычно два изображения, следующих друг за другом, выглядят одинаково, потому что галактики не сдвинулись с места и вообще картина их местоположения на небе никак не изменилась. Единственное отличие составляют условия наблюдений: так, например, одна ночь может быть немного пасмурнее другой или на изображении оставили след блики солнечного света, блеснувшие со спутника, или огни самолета, – то есть такие эффекты, которые легко обнаруживаются и удаляются. Но время от времени что-то будет выглядеть по-другому: в галактике или рядом с ней вдруг возникнет яркое пятно, которого раньше не было, – это классический признак вспышки сверхновой. Так, пока я пишу эту книгу, в галактике М95 недавно вспыхнула сверхновая, и все астрономы – как профессионалы, так и любители – лихорадочно разворачивают свои телескопы, чтобы следить за ней. Когда сверхновая взрывается в известной галактике, такой как М95, это очень заметно, но о подавляющем большинстве других галактик такого не скажешь.

Как только сверхновая взрывается, она мгновенно вспыхивает до максимума, а затем тускнеет в течение нескольких дней и недель. Этот процесс называется кривой блеска сверхновой. Затухающий свет в сверхновой типа Ia вызывается в первую очередь радиоактивным распадом никеля с периодом полураспада около недели (это значит, что за неделю около половины никеля распадается в другие изотопы), а после – распадом кобальта, который отличается более длительным периодом полураспада – около одиннадцати недель. Таким образом, затухающий свет сверхновой виден достаточно долго и, следовательно, его можно отследить. Однако крайне важно поймать сверхновую как можно ближе к пику ее сияния, а затем проводить наблюдения за ней через регулярные интервалы, чтобы правильно измерить процесс затухания и получить хорошее измерение формы кривой блеска. Кроме того, сверхновые – довольно редкие события в обычных галактиках, по крайней мере в человеческом масштабе времени, – в среднем около одного взрыва в столетие на галактику. Лучший шанс поймать сверхновую – наблюдать за большим количеством галактик: например, если вы проводите наблюдение за 100 галактик, то можете обнаруживать в среднем одну сверхновую в год. Отслеживайте миллион галактик – и вы сможете поймать около 30 сверхновых в день, если правильно примените ваши алгоритмы слежения и обнаружения: миллион галактик – это слишком много, чтобы их можно было проверить на глаз: здесь нужна работа компьютера. Опять же, не лишними будут обзоры, которые могут совершать очень большие телескопы.

Вот что важно: считается, что все сверхновые типа Ia имеют одинаковую внутреннюю светимость на своем максимуме. Как мы видели, если известна истинная внутренняя светимость объекта, ее можно сравнить с блеском, который мы видим, и определить, насколько далеко расположен этот объект. Другими словами, сверхновые типа Ias – это «стандартные свечи», как и цефеиды. И это невероятно полезно: так мы получаем возможность измерять расстояния для галактик далеко за пределами Местной группы и таким образом калибровать закон Хаббла по космологическим расстояниям.

За последнее десятилетие две группы астрономов во главе с Солом Перлмуттером и Брайаном Шмидтом провели совместную работу по обнаружению и измерению сверхновых в большом количестве отдаленных галактик. Но когда данные нанесли на график Хаббла, отражающий зависимость расстояния от красного смещения, было сделано удивительное открытие: отдаленные сверхновые звезды выглядели более тусклыми, чем можно было бы ожидать, если бы мы выполнили простую линейную экстраполяцию закона Хаббла. Что это могло значить? Объяснить тусклость далеких сверхновых могло то, что они располагаются дальше, чем это предсказывает наивная экстраполяция закона Хаббла. Результаты наблюдений сверхновых показали, что скорость расширения увеличивается – значит, сверхновые выглядят более тусклыми при данном красном смещении. Происхождение этого ускорения получило название «темная энергия», точная природа которой неясна. Мы не будем здесь много говорить о темной энергии, потому что она не слишком сильно (на данный момент) влияет на эволюцию отдельных галактик. Разумеется, исследование и открытие ускоряющейся Вселенной были настолько важными, что Перлмуттеру и Шмидту наряду с Адамом Риссом – одним из главных участников открытия, – в 2011 году была присуждена Нобелевская премия по физике.

С точки зрения космолога сверхновые – это полезные события, которые используются в качестве инструментов, позволяющих нам понимать геометрию и историю расширения Вселенной. Сверхновые также играют значительную роль в эволюции галактики. Без них нас, наверное, не было бы здесь. Ключ – их взрывная сила. Звезды – это ядерные печи, где формируется большинство элементов, не появившихся в процессе нуклеосинтеза вскоре после Большого взрыва. Звездный нуклеосинтез происходит в ходе ядерного синтеза в ядрах звезд, где более легкие элементы объединяются в более тяжелые. Ядерная реакция высвобождает энергию, которую мы воспринимаем как звездный свет. В течение многих лет мы пытались, имитируя физику звезд, заставить ядерный синтез работать на Земле в качестве практичного источника энергии, но создание термоядерного синтеза в промышленном масштабе – масштабная технологическая задача. Это произойдет,