Кэти Мак - Конец всего. 5 сценариев гибели Вселенной с точки зрения астрофизики

Взрыв белого карлика сопровождается очень яркой вспышкой, которая на короткое время может затмить блеск галактики, и ее можно увидеть в телескоп с расстояния в миллиарды световых лет. Сверхновые, которые вспыхивали в отдаленных областях Млечного Пути и близлежащих галактиках, в древние времена были видны невооруженным глазом даже в дневное время [57] Сверхновая 1006, вспышку которой наблюдали в период с 30 апреля по 1 мая 1006 года, вероятно, относилась к типу Ia и была вызвана столкновением двух белых карликов, случившимся на расстоянии около 7000 световых лет в нашей галактике. Ее остаток, напоминающий разноцветный клубок дыма, можно увидеть и сегодня. .

Участников астрономического сообщества несколько смущает тот факт, что мы до сих пор имеем лишь приблизительное представление о механизме взрыва сверхновых типа Ia. Ученые продолжают спорить о том, чем именно он вызван, – перетеканием на белый карлик вещества со звезды-компаньона или столкновением двух белых карликов. Симулировать взрыв звезды чрезвычайно сложно в вычислительном отношении. В результате большинства симуляций получаются весьма впечатляющие визуализации бурлящего звездного вещества, так и не доходящие до стадии взрыва. Но ученые не сдаются. (Оказывается, звезды устроены не так просто, как мы думали. Особенно когда в дело вступают квантовая механика и механизм термоядерного взрыва.)

Причина, по которой мы считаем наблюдение сверхновых типа Ia полезным, заключается в том, что, судя по всему, в момент взрыва масса всех белых карликов одинаковая. В 1930 году двадцатилетний физик-вундеркинд из Индии по имени Субраманьян Чандрасекар плыл на корабле в Англию, чтобы продолжить обучение в Кембридже, и по пути случайно совершил революционное открытие в области звездной эволюции. Усовершенствовав расчеты и включив важные эффекты теории относительности, он обнаружил верхний предел массы, при котором давление вырожденного электронного газа способно поддерживать существование звезды. Это значение, соответствующее примерно 1,4 солнечной массы, получило название «предела Чандрасекара». Любой белый карлик, масса которого превышает эту критическую отметку, неминуемо взрывается в виде сверхновой. Хорошо понимая физику этого взрыва, мы знаем, насколько яркой является вспышка сверхновой типа Ia, благодаря чему можем определить расстояние до нее.

Когда корабль Чандрасекара достиг берега, его прорывная идея распространилась по научному миру, словно фронт детонационной волны, навсегда изменив наше представление об этих странных и удивительных взрывающихся объектах. (Правда, убеждены были не все. Знаменитый астроном сэр Артур Эддингтон [58] Имя Эддингтона может показаться вам знакомым, поскольку в 1919 году он организовал экспедицию для наблюдения солнечного затмения, в ходе которой были получены первые доказательства общей теории относительности Эйнштейна. Наблюдения показали, что свет звезд, проходя рядом с Солнцем, отклоняется из-за искривления пространства, обусловленного его массой. (Такое наблюдение можно провести только во время солнечного затмения). Известный в то время заголовок гласил: «ЛУЧИ ОТ НЕБЕСНЫХ СВЕТИЛ ИСКРИВЛЯЮТСЯ – МУЖЧИНЫ НАУКИ ВЗВОЛНОВАНЫ РЕЗУЛЬТАТАМИ НАБЛЮДЕНИЯ ЗАТМЕНИЯ». Женщин науки они, по-видимому, не особенно впечатлили. , чьи расчеты усовершенствовал Чандрасекар, не особенно обрадовался, что его затмил какой-то выскочка, и в течение многих лет серьезно усложнял жизнь молодого физика, прежде чем признал превосходство его вычислений.)

Идея о том, что белые карлики взрываются, когда их масса превышает предел Чандрасекара, позволяет астрономам использовать эти звезды в качестве измерителей расстояния, внося некоторые корректировки для учета небольших различий между ними.

Точность подобных измерений по-прежнему остается предметом жарких споров среди астрофизиков. И это можно понять, учитывая, как много поставлено на карту. Сверхновые типа Ia являются золотым стандартом [59] Если бы сверхновые типа Ia производили золото, получился бы отличный каламбур. Однако, несмотря на то что во время их взрыва могут образовываться другие элементы (например, внушительное количество никеля), необходимые для образования золота экстремальные температуры и давление в основном достигаются лишь при столкновении нейтронных звезд. Увы. измерения огромных космических расстояний. Именно благодаря им в конце 1990-х годов астрономы обнаружили ускорение расширения Вселенной, а сейчас они помогают в изучении природы темной энергии.

(Метод измерения расстояний, основанный на использовании взрывов далеких звезд, может показаться странным, учитывая, что мы не можем предсказать, когда и где они произойдут. Однако частота таких взрывов достаточно высока – примерно по одной сверхновой на галактику за столетие, а галактик так много, что, если мы будем каждую ночь фотографировать множество галактик, то, скорее всего, рано или поздно обнаружим вспышку там, где ее не было накануне, после чего сможем приступить к более подробным наблюдениям.)

Точность, с которой мы можем определить расстояние до галактики с помощью сверхновых, поистине впечатляюща, она достигает 1 %. Это позволяет нам измерять скорость расширения Вселенной путем определения расстояний до галактик и скорости их удаления. Как вы помните из главы 3, мы говорим о скорости расширения в терминах постоянной Хаббла – числа, связывающего расстояние со скоростью удаления. На момент написания этой книги наблюдение вспышек сверхновых позволяло измерять постоянную Хаббла с точностью до 2,4 %. Что довольно странно, поскольку вычисленное нами значение совершенно не соответствует оценке постоянной Хаббла, полученной с помощью наблюдений космического микроволнового фонового излучения.

На протяжении последних нескольких лет, измеряя постоянную Хаббла с помощью сверхновых, мы получали значение около 74 км/с/Мпк, которое говорит о том, что галактика, находящаяся на расстоянии в один мегапарсек (около 3,2 миллиона световых лет), удаляется от нас со скоростью около 74 км/с. Галактика, находящаяся в два раза дальше, удаляется от нас примерно вдвое быстрее. Однако мы можем измерить постоянную Хаббла и не напрямую, тщательно изучив геометрию горячих и холодных пятен на карте реликтового излучения. При использовании такого способа измерения мы получаем значение около 67 км/с/Мпк. Несмотря на то что эти методы опираются на исследование очень разных эпох космической истории, каждый из них позволяет вычислить текущую скорость расширения пространства. Если мы не ошибаемся относительно состава Вселенной, то оба метода вычисления постоянной Хаббла должны давать одинаковый результат. Но этого не происходит.