во что превращается звезда при своем погибании
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
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. 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. По крайней мере, так принято считать. Но если вы возьмёте достаточно массивную звезду, сверхновой может и не получиться. Вместо этого есть другая возможность – прямое схлопывание, в котором вся звезда просто исчезает, превращаясь в чёрную дыру. А ещё одна возможность известна, как гиперновая — она гораздо более энергетическая и яркая, чем сверхновая, и не оставляет за собой остатков ядра. Каким же образом закончат свою жизнь самые массивные звёзды? Вот, что говорит об этом наука.
Туманность из остатков сверхновой W49B, всё ещё видимая в рентгеновском диапазоне, а также на радио- и инфракрасных волнах. 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.
Ультрамассивная звезда WR 124 (звезда класса Вольфа-Райе) с окружающей её туманностью – одна из тысяч звёзд Млечного Пути, способная стать следующей сверхновой. 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.
Если звезда будет настолько массивной, то её ждёт настоящий космический фейерверк. 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. 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. Синтез дальнейших элементов потребовал бы больше энергии, чем выделяется при реакции, поэтому ядро схлопывается и появляется сверхновая.
Анатомия сверхмассивной звезды в течение её жизни, заканчивающейся сверхновой II типа
Это очень яркий и красочный конец, настигающий множество массивных звёзд во Вселенной. Из всех появившихся в ней звёзд лишь 1% обретают достаточную массу, чтобы дойти до такого состояния. При повышении массы количество звёзд, достигших её, уменьшается. Порядка 80% всех звёзд во Вселенной – красные карлики; масса 40% их них не превышает массы Солнца. При этом Солнце массивнее 95% звёзд во Вселенной. В ночном небе полно очень ярких звёзд: тех, что легче всего увидеть человеку. Но за порогом нижнего ограничения для появления сверхновой существуют звёзды, превышающие Солнце по массе в десятки и даже сотни раз. Они очень редки, но весьма важны для космоса – всё потому, что массивные звёзды могут закончить своё существование не только в виде сверхновой.
Туманность Пузырь находится на задворках останков сверхновой, появившейся тысячи лет назад. Если удалённые сверхновые находятся в более пыльном окружении, чем их современные двойники, это потребует коррекции нашего сегодняшнего понимания тёмной энергии
Во-первых, у многих массивных звёзд имеются истекающие потоки и выброшенный наружу материал. 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. Когда ядро становится горячее, скорость всех типов ядерных реакций увеличивается, что ведёт к быстрому увеличению количества энергии, создаваемому в ядре звезды. 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. Звезда Эта Киля (ниже) стала псевдосверхновой в XIX веке, но внутри созданной ею туманности она всё ещё горит, ожидая финальной участи.
Псевдосверхновая XIX века явила себя в виде гигантского взрыва, выбросив материала на несколько солнц в межзвёздное пространство от Эты Киля. 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
Так какова же конечная судьба звёзд, массой более чем в 20 раз превышающих наше Солнце? У них есть три возможности, и мы ещё не полностью уверены в том, какие именно условия приводят к развитию каждой из трёх. Одна из них – сверхновая, которые мы уже обсудили. Любая ультрамассивная звезда, теряющая достаточно много своей массы, может превратиться в сверхновую, если её масса внезапно попадёт в правильные пределы. Но существуют ещё два промежутка масс – и опять-таки, мы точно не знаем, какие именно это массы – позволяющие произойти двум другим событиям. Оба этих события определённо существуют – мы уже их наблюдали.
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. Единственным разумным объяснением будет прямой коллапс.
Чёрные дыры прямого коллапса. Когда звезда превращается в сверхновую, её ядро схлопывается, и может стать либо нейтронной звездой, либо чёрной дырой – в зависимости от массы. Но только в прошлом году, впервые, астрономы наблюдали, как звезда массой в 25 солнечных просто исчезла. Звёзды не исчезают бесследно, но тому, что могло произойти, существует физическое объяснение: ядро звезды прекратило создавать достаточное давление излучения, уравновешивавшее гравитационное сжатие. 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. А после появления чёрной дыры всё остальное просто втягивается внутрь.
Одно из множества скоплений в этом регионе подсвечивается массивными, короткоживущими голубыми звёздами. Всего за 10 миллионов лет большая часть из наиболее массивных звёзд взорвётся, став сверхновыми II типа – или просто испытает прямой коллапс
Теоретическую возможность прямого коллапса предсказывали для очень массивных звёзд, более 200-250 солнечных масс. Но недавнее исчезновение звезды такой относительно малой массы поставило теорию под вопрос. 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. 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. 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!
Взрыв гиперновой. Также известен, как сверхъяркая сверхновая. Такие события бывают гораздо более яркими и дают совсем другие световые кривые (последовательность повышения и понижения яркости), чем любые сверхновые. Ведущее объяснение явления известно, как «парно-нестабильная сверхновая». Когда большая масса – в сотни, тысячи и даже многие миллионы раз больше массы всей нашей планеты – схлопывается в небольшой объём, выделяется огромное количество энергии. 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. С электронами всё ясно, а вот позитроны – это их двойники из антиматерии, и у них есть свои особенности.
На диаграмме показан процесс производства пар, который, как считают астрономы, привёл к появлению гиперновой SN 2006gy. При появлении фотонов достаточно высокой энергии появятся и электрон-позитронные пары, из-за чего упадёт давление и начнётся неуправляемая реакция, уничтожающая звезду
Это значит, что для сверхмассивной звезды есть четыре варианта развития событий:
При изучении очень массивной звезды появляется искушение предположить, что она станет сверхновой, после чего останется чёрная дыра или нейтронная звезда. Но на самом деле есть ещё два возможных варианта развитии событий, которые уже наблюдали, и которые происходят довольно часто по космическим меркам. Учёные всё ещё работают над пониманием того, когда и при каких условиях происходит каждое из этих событий, но они на самом деле происходят. В следующий раз, рассматривая звезду, во много раз превосходящую Солнце по массе и размеру, не думайте, что сверхновая станет неизбежным итогом. В таких объектах остаётся ещё много жизни, и много вариантов их гибели. Мы знаем, что наша наблюдаемая Вселенная началась со взрыва. 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.
Обзорная статья о нуклеосинтезе в звёздах, звёздной эволюции и сверхновых
Остатки сверхновой в созвездии Тельца, вспыхнувшей в 1054 году нашей эры и зарегистрированной китайскими астрономами.
Спустя сотни тысяч лет зажглись первые звёзды, внутри которых начался синтез ядер более тяжёлых элементов. Ведь что такое звезда? Звезда — это баланс между энергией, выделяющейся при нуклеосинтезе в её ядре, и гравитационной силой, сжимающей звезду. В конечном итоге, гравитация всегда побеждает — это только вопрос времени.
Как работает внутризвёздная алхимия?
Первичным ресурсом для термоядерного синтеза являются ядра водорода, из которых более чем на 90% и состоят звёзды. В результате реакции термоядерного синтеза из четырех протонов в конечном итоге образуется ядро гелия, с выделением ряда разнообразных элементарных частиц. В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия. Из-за этого внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности. Одновременно с этим нарастает и давление в центре звезды (уравнение Менделеева-Клапейрона). Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитации сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. Этот период жизни звезды называется главной последовательностью (на диаграмме Герцшпрунга-Рассела) и является самым продолжительным. В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиардов лет.
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
Надо сказать, что определяющим свойством звезды является, конечно же, её масса. Большинство звёзд лежит в пределах от 0,1 до 100 масс Солнца. Мы, как патриоты, естественно, измеряем массу звёзд в солнечных массах.
Основные фазы звёзд разнятся по свойствам и продолжительности в зависимости от массы, но начало конца у всех одинаково.
По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх — и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: температура в слоях, окружающих ядро, звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий — своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза — вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, — один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.
При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно большую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.
Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала очередной термоядерной реакции синтеза. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены давлением вырожденного электронного газа. Электроны, до этого момента не игравшие видную роль в эволюции звезды, на определенной стадии сжатия из-за высокого давления и температуры внутри ядра почти все покидают свои ядерные орбитали. Находясь в таком высокоэнергетическом состоянии они уже сами оказывают сопротивление гравитационному сжатию. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.
Звезды более массивные, чем Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом, при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в его оболочке. Таким образом звезда начинает напоминать луковицу с разными реакциями синтеза в определённых слоях. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.
Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вдавливаться в протоны ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, и всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.
После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд массой порядка 10-30 солнечных масс продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов — иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию.
Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется черная дыра.
Почему сверхновые так важны?
Недавно, благодаря наблюдательным данным, подтвердилась гипотеза о том, что термоядерный синтез происходит также и в сам момент вспышки сверхновой — ударная волна проходит через все слои звезды, на мгновение значительно повышая давление, и запускает кратковременый синтез самых тяжелых элементов таблицы Менделеева.
Более того, сверхновые являются главными распространителями элементов по Вселенной, разбрасывая их на многие сотни световых лет от места их рождения. А давление излучения на окружающие газопылевые облака запускает процесс рождения новых звёзд.
Как же мы узнаем о химическом составе таких объектов как звёзды?
Дело в том, что атомы каждого химического элемента имеют строго определённые резонансные частоты, в результате чего именно на этих частотах они излучают или поглощают свет. Это приводит к тому, что в спектроскопе на спектрах видны линии (тёмные или светлые) в определённых местах, характерных для каждого вещества. Интенсивность линий зависит от количества вещества и его состояния.
Оптическая спектроскопия зародилась в 1802 году, когда были обнаружены темные линии в спектре Солнца. Эти линии заново открыл и описал Фраунгофер в 1814 году. В 60-е годы XIX века Кирхгоф дал почти правильную трактовку этих линий, считая что это линии поглощения, обусловленные наличием в атмосфере Солнца различных газов, и что с каждым газом связана определенная линия.
Целенаправленная научная спектроскопия началась в 1853 году, когда Ангстрем сопоставил линии излучения газов с различными химическими элементами — так зародился новый метод получения информации о составе веществ — спектральный анализ. Сейчас это один из мощнейших инструментов современной науки. Этот чувствительный метод широко применяется в аналитической химии, астрофизике, металлургии, машиностроении, геологической разведке, археологии и других отраслях науки.
Как умирают звезды?
Звезды начинают свою жизнь в огромных газопылевых облаках, когда под воздействием гравитации те сжимаются настолько, что температуры внутри начинает хватать для зажигания ядерного синтеза водорода. И, как только стартует этот процесс, звезда вступает в игру со смертью. Мощная гравитация массивного светила пытается сжать его до крошечной точки, но энергия, выделяемая при синтезе, вырывается наружу, создавая хрупкое равновесие, которое может сохраняться в течение миллионов, миллиардов и даже триллионов лет.
Чем меньше звезда — тем дольше она проживет. Маленьким звездам банально не нужно много энергии для уравновешивания внутреннего гравитационного притяжения, поэтому они только слегка потягивают свои запасы водорода, как мохито на пляже. В качестве дополнительного «жизненного бонуса» атмосферы этих звезд постоянно циркулируют, заставляя свежий водород из внешних слоев проникать в ядро, где он помогает подпитывать термоядерный синтез.
Красные карлики достаточно малы, чтобы планеты рядом с ними существенно снижали их яркость — потенциальный способ нахождения экзопланет.
По мере того, как эти маленькие звезды стареют, они постепенно становятся ярче и горячее, пока не начнут расплываться, превращаясь в инертные скучные комки гелия и водорода, который просто болтаются во Вселенной. Судьба явно незавидная, зато жизнь тихая и размеренная.
Перейдем на другой конец шкалы, в гости к молодым и горячим гигантам и сверхгигантам, коих существует достаточно много (самые распространенные — голубые и красные). Жизнь таких огромных звезд, которые нередко в десятки раз тяжелее нашего Солнца, протекает бурно: из-за их огромной массы реакции синтеза в их недрах должны происходить крайне активно, чтобы поддерживать баланс с гравитацией.
В итоге, несмотря на то, что они намного тяжелее своих собратьев — красных карликов, эти звезды имеют гораздо более короткую продолжительность жизни: всего лишь несколько миллионов лет. Это смешная цифра даже по земным меркам: со времен гибели динозавров во Вселенной могло смениться с десяток поколений голубых гигантов.
Голубой сверхгигант Гамма Ориона, красный сверхгигант Алгол В, Солнце и планеты.
Но при этом их короткая жизнь оказывается невероятно полезной для всего космоса. Их огромные размеры и высокие температуры в недрах позволяют им проводить реакции синтеза не только с водородом, но и гелием. И углеродом. И даже кислородом, магнием и кремнием. Такие звезды способны создавать чуть ли не половину таблицы Менделеева к концу своей жизни.
Смерть таких огромных звезд происходит так же эпично, как и их жизнь. Как только тяжелых элементов в них становится достаточно, чтобы образовать железное ядро, синтез прекращается, и вечеринка заканчивается. Так как больше нечему противостоять гравитации, весь материал, окружающий ядро, вдавливается в него. Однако плавление железа не выделяет достаточного количества энергии, чтобы противодействовать этому процессу. В итоге ядро сжимается до такой невероятной плотности, что электроны оказываются просто вынужденными объединиться с протонами, превращая все ядро в гигантский шар нейтронов.
Последствия такого взрыва ожидаемо катастрофические: про выживание планетной системы даже говорить не приходится, может хорошо достаться даже соседним звездам. Ударная волна и материал, выброшенный во время взрыва, создают целые пузыри газа в межзвездной среде, разрушают туманности и даже выбрасывают материал из самих галактик.
Взрыв сверхновой в соседней галактике M82.
Это одно из самых захватывающих зрелищ во всей Вселенной. Последние описанные сверхновые, взорвавшиеся в Млечном пути, были неделями хорошо видны даже днем. А сверхновые, взрывающиеся в соседних галактиках, нередко светят ярче их самих.
Однако, как бы удивительно это не звучало, такие разрушительные взрывы. даруют жизнь. В них синтезируется вся таблица Менделеева, разлетаясь после этого с ударной волной по галактике. В результате образуются новые газопылевые облака, из которых рождаются новые звезды и планеты, и цикл повторяется.
Но что же происходит с остатками самих сверхгигантов? Выбор у них небольшой: если их масса сравнительно мала, то они так и остаются крайне сжатыми шарами из нейтронов — нейтронными звездами с гигантской плотностью. Если же масса оказывается достаточной, рождается новая черная дыра.
Для этих средних звезд (которых во Вселенной больше 90%) проблема заключается в том, что, как только в ядре начинает образоваться шар из кислорода и углерода, вокруг него оказывается недостаточно массы, чтобы превратить его в железное ядро. Так что он просто растет, становясь с каждым днем все жарче. Остальная часть звезды реагирует на этот ад в ядре, раздуваясь и превращая звезду в красного гиганта. Когда наше Солнце достигнет этой фазы, оно вполне может дотянуться до орбиты Земли, тем самым прекратив ее историю.
Эта фаза красного гиганта крайне нестабильна, и звезды, подобные нашему Солнцу, будут раздуваться, коллапсировать и повторно надуваться снова и снова, при этом при каждой итерации будут возникать солнечные ветра, уносящие часть материала в Солнечную систему. В своей последней агонии звезда среднего размера при очередном разрастании буквально лопается, образуя горячую планетарную туманность, окружающую теперь обнаженное ядро из углерода и кислорода в центре. Такие звездные останки зовутся белыми карликами.
В дальнейшем белый карлик еще некоторое время освещает планетарную туманность, прежде чем звездный труп не остывает слишком сильно, чтобы позволить такие световые шоу. Несмотря на то, что планетарные туманности выглядят очень красивыми в телескоп — не обманывайтесь, они являются продуктом мучительной смерти звезды.
Но стадия белого карлика — еще не конец. В течение сотен миллиардов лет у него еще будет достаточно тепла, чтобы хотя бы слегка светиться в ИК-диапазоне. И только после этого, растеряв абсолютно все тепло, он превратится в черного карлика, который будет абсолютно не различим на фоне Вселенной.