В школе, на замечательных ежедневных уроках астрономии, мы всегда сидели тихо. Потому что учитель физики Яков Михайлович Рабиц очень интересно рассказывал нам про космос. Про далёкие звёзды и планеты. О том, как образуются чёрные дыры и квазары. И про то, как именно работают многовековые шторма на Юпитере.
Однако была одна тема, которую от нас, детей, скрывали. Мы не понимали, почему иногда учителя, громко споря о чём-то в учительской, вдруг мгновенно замолкали, стоило кому-нибудь из учеников заглянуть в помещение. Нам было весьма странно наблюдать, как учительница математики приходила после перемены с заплаканными глазами. И весь урок, иногда судорожно всхлипывая, молча стояла у окна, наблюдая как на улице экскаватор меланхолично роет очередную канаву.
И только когда мы подросли, окончили школу и сами стали взрослыми, всё разъяснилось. Оказалось, что то, что от нас так тщательно скрывали взрослые имеет имя: это так называемая «проблема красного сверхгиганта». И держалось в тайне это всё не зря. Ведь даже психика взрослого человека с трудом может выдержать осознание масштабов подобной информации. Чего уж говорить о детях. Спасибо вам, наши любимые учителя!
(Если Вы имеете проблемы с психикой, неконтролируемым слюноотделением или подвергались операции по пересадке аппендицита – не читайте дальше! Могут возникнуть осложнения!).
Тёмная сверхновая
Итак, в чём же заключается вышеозвученная проблема? Давайте разберёмся.
Учёные знают, какие звезды обязательно становятся сверхновыми. В основном те из них, которые имеют массу от 8 до 17 масс Солнца. Но как быть с более массивными звёздами? Астрономы предполагают, что такие объекты являются колоссально большими красными сверхгигантами. И поэтому их можно будет довольно просто обнаружить. Да, такие звёзды действительно в космосе нашлись. Пример: Стивенсон 2-18. Эта звезда в 2150 раз больше нашего Солнца по радиусу, и имеет в 30-50 раз большую массу!
Но вот в чём вопрос: до настоящего момента астрономы ни разу не наблюдали взрыв сверхновой, чья масса превышала более чем в 17 раз массу нашего Солнца. Поэтому они понятия не имеют, как именно закончит свою жизнь такая звезда, как Стивенсон 2-18…
Однако кое какие мысли на этот счёт у науки всё же есть. Астрономы высказали вот какое предположение: такие звезды заканчивают свою жизнь не в виде сверхновой. А в виде «неудавшейся сверхновой». И даже придумали для такого объекта таинственное название «тёмная сверхновая».
Что же представляет собой этот загадочный объект?
Учёные предполагают, что огромная звезда, которая хорошо пожила, и приготовилась, как все приличные звёзды подобного класса, превратиться в сверхновую, чтобы посиять напоследок всей Вселенной, под торжественную музыку, раскинув руки, закрыв глаза и сжав до боли кулаки в итоге делает так: пшшшш. И всё. И после это быстро коллапсирует сама в себя. Непосредственно в черную дыру. Без какого-либо более или менее приличного взрыва.
Конечно, сейчас Вы можете возмутиться: почему одни звезды могут взрываться, и несколько недель или даже месяцев гореть ярче, чем средняя галактика, а другие не могут? И даже можете устроить одиночный пикет у здания местной обсерватории с плакатом, на котором будет размещён призыв дать всем звёздам право взрываться! Но вряд ли это как-то поможет изменить ситуацию. Разве что какой плюгавый чиновник из-за шторы в своём кабинете похихикает в кулачок над вашей глупой затеей.
Поэтому, для возможного объяснения причин подобного безобразия, мы должны вспомнить про те ядерные реакции, которые протекают внутри звезды.
Что творится у них внутри?
Итак, при обычных условиях в ядре стандартной звезды водород превращается в гелий. И когда водород в ядре заканчивается, звезда начинает «плавить» атомы гелия, создавая атомы углерода и кислорода. Это – конец для маленьких звёзд типа нашего Солнца. А вот более крупные звезды могут создать большое давление в своём ядре. При этом там появляются более высокие температуры. Такие условия позволяют «сжигать» уже атомы углерода и кислорода. Именно так появляются магний, неон и натрий.
Но мы сконцентрируем своё внимание на углероде. Его «горение» происходит при чрезвычайно высоких температурах. И фотоны, генерируемые во время этого процесса, имеют чрезвычайно высокую энергию. Настолько высокую, что могут спонтанно преобразовывать эту энергию в пары электронов и позитронов. (Позитрон — это античастица электрона).
Материя и антиматерия, естественно, немедленно компенсируют друг друга. Происходит аннигиляция. Она производит высокоэнергетические фотоны, а также нейтрино и антинейтрино, которые вылетают из звезды. И таким образом уносят энергию в открытый космос. Звезде начинает не хватать улетевшей энергии. И обычно она существует всего несколько тысяч лет, прежде чем начнётся коллапс её ядра.
Углерод и масса
А теперь самое интересное: продолжительность фазы «горения» углерода зависит от массы звезды. В звёздах с меньшей массой этот процесс происходит при активном участии конвекции. Это означает, что углерод в ядре такой звезды постоянно перемешивается. Этот процесс похож на то, как вода кипит в кастрюле: горячая вода поднимается снизу, а более холодная вода опускается сверху. Конвекция приносит свежий углерод снаружи внутрь звезды, что позволяет звезде синтезировать ещё больше новых элементов. Но этот процесс также создаёт и больше нейтрино, которые переносят энергию наружу. Из-за этой потери энергии ядро звезды продолжает сжиматься и постепенно становится очень компактным. Дальше (если говорить очень упрощённо) происходит взрывное расширение звезды. И возникает сверхновая.
Но если звезда имеет большую массу, то синтез новых элементов из углерода происходит без процессов конвекции. Извне в ядро поступает меньше свежего углерода. Синтез заканчивается раньше. И потерь энергии вместе с нейтрино становится меньше. Ядро в этом случае получается не такое компактное, как в случае с «классической» сверхновой. Оно гораздо больше. И снаружи этого ядра все еще есть плотные слои углерода и других атомов. И если ядро коллапсирует прямо сейчас, то ударная волна будет легко поглощена этими слоями вокруг ядра. Весь газ упадёт внутрь, на уже плотное ядро. Взрыв сверхновой не произойдёт А огромное ядро получит такую высокую плотность, что тут же, минуя всякие прелюдии, коллапсирует в черную дыру. Можно легко вычислить, где находится предел стартовой массы, при котором происходит что-то подобное: около 19 солнечных масс.
Итак, звезды достаточно большой массы (по крайней мере, в восемь раз больше массы Солнца) заканчивают свою жизнь взрывом сверхновой. Но если звезда имеет слишком большую массу — примерно в 17–19 раз больше массы Солнца, — то ядерные реакции на заключительном этапе её жизни гарантируют, что она не взорвётся, а схлопнется. И сразу станет черной дырой. И мы в этом случае не увидим чрезвычайно яркого взрыва. Фактически мы не видим ничего. Именно так появляется тёмная сверхновая.
Уходя, гасите свет!
Однако пока наука не знает, происходит ли всё вышеописанное на самом деле. Ведь взрывы обычных сверхновых очень легко увидеть. А вот тёмные сверхновые увидеть никак нельзя.
Был, однако, описан случай, когда вдруг исчез красный сверхгигант. Его можно было увидеть на одной из фотографий. А на другой, сделанной чуть позже, его уже не было. Следов сверхновой тогда обнаружить не удалось.
Однако, к сожалению, это еще не доказательство. Может быть, астрономы просто пропустили сверхновую. Ведь не каждая часть неба постоянно фотографируется. Для установления истины нужно больше данных. Нужно найти как можно больше красных гигантских звёзд, которые просто исчезают с неба. И только после этого мы сможем быть уверены, что тёмные сверхновые действительно существуют.
Ведь это определённо увлекательная тема: самые большие и яркие звезды во Вселенной, внутри которых в конце своей жизни высвобождаются невообразимые энергии, просто исчезают!
Как будто кто-то, уходя, просто выключает свет…