Сергей Парновский - Как работает Вселенная: Введение в современную космологию

Тем не менее астрономы составили список звезд в нашей Галактике, которые в ближайшее время могут стать сверхновыми. Наиболее близкими к нам являются белый карлик IK Пегаса B, находящийся на расстоянии всего 150 св. лет, и красный гигант Бетельгейзе, находящийся на расстоянии 640 св. лет. Карлик IK Пегаса B, также известный под именем HR 8210, превратится в сверхновую типа Ia, а Бетельгейзе – в сверхновую типа IIn. Несмотря на то что минимальное безопасное расстояние от сверхновой порядка 200 св. лет, опасаться нет причин. Во-первых, «в ближайшее время» в астрономических масштабах может означать сотни миллионов лет, а во-вторых, IK Пегаса B к этому времени отдалится от Земли на значительное расстояние. Впрочем, для космологии куда более интересны взрывы сверхновых на больших расстояниях с z > 0,3. На данный момент наиболее далекие из наблюдаемых сверхновых имеют z-фактор немного больше 1.

Всего различают пять типов сверхновых, обозначенных римскими цифрами от I до V. Эти типы разделены на подтипы, которые обозначены строчными латинскими буквами, например тип Ia обозначается как SN Ia, а тип IIn – как SN IIn. К таким вспышкам приводят два различных механизма.

Время от времени массивные звезды (тяжелее, чем приблизительно 10 масс Солнца), выработавшие водород в ядре, коллапсируют и взрываются, сбрасывая оболочку. Эффективность термоядерного синтеза падает, и давление излучения больше не может скомпенсировать силу гравитации. После этого звезда коллапсирует, т. е. быстро сжимается, давление и температура резко возрастают, и синтез вновь запускается, используя теперь в качестве сырья еще и гелий и более тяжелые элементы. Этот процесс является единственным источником элементов тяжелее свинца во Вселенной. Если дополнительного давления, создаваемого реакцией синтеза, достаточно, чтобы преодолеть сжатие, то происходит взрыв сверхновой, который выбрасывает внешние слои звезды на большие расстояния; в противном случае звезда коллапсирует дальше, превращаясь в черную дыру или нейтронную звезду. Этот механизм называется коллапсом ядра и является причиной возникновения всех типов сверхновых (в зависимости от параметров исходной звезды), за исключением самых мощных сверхновых типа Ia. Мы упоминали об этом в подразделе 3.8.2.

Сверхновые типа Ia образуются совершенно иначе, механизм их образования называется тепловым убеганием. В отличие от коллапса ядра, свойственного очень массивной звезде, тепловое убегание происходит с двойной системой [79] Двойная система состоит из двух гравитационно связанных звезд, обращающихся вокруг их совместного центра масс. , содержащей белый карлик – небольшую и чрезвычайно горячую звезду. Когда расстояние между звездами достаточно мало, белый карлик начинает красть вещество у своего компаньона, увеличивая свою массу за счет этого вещества, перетекающего от одной звезды к другой.

Когда давление и температура ядра белого карлика превысит порог, после которого начинают сливаться ядра углерода, этот процесс синтеза выделяет еще больше тепла. В результате происходит взрыв сверхновой типа Ia, полностью разрушающий ядро с высвобождением огромного количества энергии, – весьма живописная иллюстрация того, что чревоугодие действительно является смертным грехом. Важность появления таких сверхновых для внегалактической астрономии связана с тем, что в максимуме они имеют практически одну и ту же светимость, соответствующую абсолютной звездной величине, равной –19,3, что примерно в 5 млрд раз ярче Солнца.

Тем не менее существует определенный скептицизм, вытекающий из исторического опыта использования цефеид в качестве индикаторов расстояния. Первый потенциальный источник беспокойства связан с тем, что особо далекие сверхновые типа Ia могут не иметь такого же пика светимости из-за того, что их звезды-предшественники должны быть значительно моложе. Однако работа механизма теплового убегания не должна зависеть от возраста звезды. Другая проблема заключается в том, что наблюдатель может неправильно классифицировать некоторые вспышки существенно более слабых сверхновых типа Ib или Ic как сверхновую типа Ia из-за сходства их спектров. Однако такие ошибки были бы отчетливо видны на графике зависимости фотометрического расстояния от красного смещения как явные выбросы. Третья проблема состоит в том, что система из двух белых карликов может иметь широкий спектр пиковых светимостей в зависимости от масс обоих компонентов. Это соображение может скорее поставить под сомнение объяснение механизма вспышек сверхновых типа Ia, но не сам факт, что они имеют одинаковые пиковые светимости, который был установлен статистически по данным наблюдений.

Как происходит поиск вспышек сверхновых? Несмотря на всю масштабность этих событий, они случаются настолько далеко, что до Земли доходят в виде кратковременного появления слабо светящегося объекта. Типичная продолжительность вспышки сверхновой – около 20 дней. Из-за расширения Вселенной наблюдаемая продолжительность в 1 + z раз больше. Уже одно это подтверждает факт расширения Вселенной.

Астрономы ежедневно делают снимки всего неба и сравнивают их со вчерашними. Если на снимках появляется новый точечный светящийся объект и проверка показывает, что это не ошибка и не известный переменный объект, то с большой вероятностью наблюдается либо вспышка сверхновой, либо событие микролинзирования. И то и другое очень интересует астрономов разных специализаций и требует продолжительного наблюдения этого объекта. Наблюдение должно вестись непрерывно днем и ночью, поэтому его нужно проводить в обсерваториях по всему миру.

Именно поэтому астрономы не оставляют новые объекты для личного наблюдения, а рассылают информацию всем подписавшимся на ее получение. В случае, если объект оказывается сверхновой типа Ia, что определяется по ее спектру, строится ее кривая блеска. По наблюдениям сверхновых типа Ia на близких расстояниях выяснилось, что светимость в максимуме все-таки немного меняется и для повышения точности следует ввести небольшую поправку, определяемую по форме кривой блеска. Именно светимость в максимуме и определяют при наблюдениях вспышек сверхновых. Кроме того, наблюдения спектра дают нам значение z-фактора.

Наблюдениями сверхновых типа Ia для задач космологии занимались сразу несколько групп. Вначале результаты их наблюдений вполне укладывались в теорию Фридмана, предсказывающую замедление расширения Вселенной. Как мы отмечали в разделе 2.6.1, это замедление описывается так называемым космологическим параметром замедления q, который всегда положителен в моделях Фридмана. Но все изменилось после того, как в 1998 г. вначале группа Адама Рисса, а затем группа Саула Перлмуттера объявили, что по данным их наблюдений Вселенная расширяется с ускорением и параметр замедления отрицателен. Соответствующие статьи были опубликованы в 1998 и 1999 гг. Это открытие, перевернувшее космологию, стало возможным благодаря повышению точности за счет увеличения выборки и введения описанной выше поправки. Кроме того, стало ясно, что до какого-то момента скорость разбегания галактик уменьшалась, достигла минимального значения, а затем стала увеличиваться [80] Следует отметить, что ускоренное расширение не означает увеличения постоянной Хаббла, она все время уменьшается. . Это произошло при z ~ 0,645 или около 6,2×109 лет назад. Это является убедительным доказательством существования космологической постоянной или чего-то похожего на нее, что в настоящее время называется темной энергией.