Около двух месяцев назад я опубликовал самую успешную из моих статей за текущий год – «Долгая смерть Бетельгейзе и её научные аспекты» (+93, более 23 тысяч просмотров). В ней я разобрал пертурбации звезды Бетельгейзе, сотрясающие её в течение двух последних лет и дал небольшой исторический экскурс как о состоянии самого Бетельгейзе, так и о других сверхновых, взрывавшихся поблизости от Земли. Также у меня в блоге была более ранняя публикация о сверхновых, которая называлась «Координаты чудес. Как сверхновые осветили путь к современной астрофизике». К этой статье я получил интереснейший комментарий от уважаемого @BkmzSpb (программиста и астрофизика Ильи Косенкова https://github.com/Ilia-Kosenkov/). Под катом я приведу этот комментарий целиком, а суть его в том, что ярчайшие вспышки, воспринимаемые нами как сверхновые, могут быть обусловлены очень непохожими физическими процессами. Некоторые сверхновые относятся к «типу Ia» (взрыв белого карлика из-за достижения предела Чандрасекара в процессе аккреции), другие к «типу II» (коллапс железного ядра, остающегося на месте красного сверхгиганта), третьи — ко «всем остальным». Но даже на фоне «всех остальных» особняком стоит звезда 1987А, взорвавшаяся в Большом Магеллановом Облаке. Хронологически это последняя из известных сверхновых, наблюдавшаяся невооружённым глазом. Загвоздка в том, что она возникла на месте голубого (а не красного) сверхгиганта, подобного Ригелю. Гипотезы о том, как именно она могла превратиться в сверхновую, рассмотрим под катом.
Комментарий #comment_24178407
Мне кажется, упущена одна важная вещь, которая объясняет, почему сверхновые настолько значимы. Если грубо, есть сверхновые типа Ia и все остальные, не-Ia. Последние — это так называемые core-collapse supernovae, т.е. результат коллапса массивных звезд на последнем этапе жизни. Типов этих core-collapse — великое множество, их спектры и кривые блеска (изменение яркости со временем) зависят от кучи факторов, включая химический состав. Тем не менее, они имеют некие общие черты, профиль увеличения яркости с постепенным «экспоненциальным» (примерно) затуханием, и т.д. Вернемся к Ia, это thermal runaway supernovae, возникающие в двойных системах, где белый карлик аккрецирует вещество с другой звезды. При определенных условиях этот процесс может длиться довольно долго, но есть нюанс. Белые карлики имеют предельную массу примерно 1.44 Мsun (предел Чандрасекара), при превышении которой давление вырожденных электроном более не может сдерживать гравитационный коллапс. Так вот, если белый карлик потихоньку набирает вещество, как только он приблизится к этой массе, он рванет. И из-за того, что взрывы происходят при примерно одинаковых условиях (БК массой 1.44 Мsun), наблюдаемая картина практически всегда одинаковая. Более того, известно количество энергии, которое это все генерирует, и пиковая яркость. Поэтому если вдруг вы обнаружили сверхновую, и смогли доказать что это Ia, вы с высокой степенью точности можете определить расстояние до этой звезды, просто потому что все Ia взрываются одинаково.
Ну и интересное замечание — thermal runaway и core-collapse это процессы, отличающиеся друг от друга, а главное происходящие с совершенно разными объектами (крохотный БК массой 1.44Msun vs ядро в несколько масс (иногда десятков масс) Солнца в сверхмассивной звезде), но их наблюдаемые характеристики достаточно схожи, чтобы изначально поместить их в одну категорию «сверхновые» и только спустя некоторое время понять, что Ia (и подтипы) отличаются от всех остальных сверхновых.
Как известно, когда звезда превращается в сверхновую, в течение некоторого времени она сияет ярче всех остальных звёзд в галактике. На месте такого взрыва может образоваться чёрная дыра, нейтронная звезда или пульсар. Взрыв сверхновой 1987А, фактически, положил начало нейтринной астрономии. Именно в начале 1987 года был пущен в работу знаменитый детектор нейтрино «Камиоканде». На Хабре есть отличная статья уважаемого @Bars21 «Сверхновые нейтрино. Как они рождаются, как мы их ждем, и почему это интересно», в которой детально разобрана связь между взрывами сверхновых и изучением нейтрино. Здесь оговоримся о том, что, по причине чрезвычайной редкости сверхновых, каждый остаток такого взрыва тщательно изучается, и уже сегодня известно, что почти все сверхновые относятся к двум типам: I и II.
Сверхновые первого типа возникают в двойных звёздных системах, где белый карлик соседствует с гигантом, как правило – красным. Красный гигант образуется на месте такого жёлтого карлика, как наше Солнце, либо на месте оранжевого карлика, а также на месте большинства других звёзд Главной последовательности. В таком случае объём бывшего жёлтого карлика сильно увеличивается. Если при этом он находился в двойной системе с белым карликом, то его внешние оболочки оказываются в зоне тяготения белого карлика. Звёздное вещество перетекает из внешних слоёв красного гиганта, концентрируясь на поверхности белого карлика. Белый карлик достигает предела Чандрасекара, и за этим следует взрыв сверхновой.
Второй класс событий – это окончание жизни красного гиганта с образованием железного ядра, в результате схлопывания которого происходит взрыв, и на месте бывшей звезды образуется нейтронная звезда или чёрная дыра. Как демонстрирует главная последовательность звёзд, расположенная в центральной части диаграммы Герцшпрунга-Рассела, образование красного гиганта или образование белого карлика – частые и типичные события, а формирование сверхгиганта, который может превратиться в сверхновую – событие чрезвычайно редкое. Нижняя ветка приведённой далее схемы совершается гораздо чаще, чем верхняя.
Термоядерный синтез, являющийся источником лучистой энергии звезды – это по определению превращение лёгких элементов (прежде всего, водорода) в более тяжёлые. Звезда постепенно расходует энергию, превращаясь в «огарок», который здесь обозначен как «black dwarf». Вот как выглядит эта эволюция на диаграмме Герцшпрунга-Рассела:
Но современная наука не объясняет, каким образом сверхновая может образоваться на месте голубого гиганта. Доподлинно известно, что сверхновая 1987А возникла на месте голубого сверхгиганта Sanduleak-69202, по свойствам напоминающего Ригель. Компьютерные модели позволяют предположить, что даже при коллапсе ядра такой звезды (с массой 50 солнечных и более) возникает несостоявшаяся сверхновая, которая превращается в чёрную дыру, но без взрыва и отбрасывания внешних оболочек. О факте образования несостоявшейся сверхновой свидетельствует только всплеск нейтрино, который сейчас легко зафиксировать. Подборка таких событий упоминается здесь.
Существует гипотеза, что голубые сверхгиганты могут вспыхивать в виде сверхновых, так как в них создаются условия для перехода материи в экзотические состояния. Предполагается, что в этих звёздах возможна дезинтеграция протонов и нейтронов с распадом на свободные кварки. Такая ситуация называется «деконфайнмент». В таком случае может возникать кварк-глюонная плазма (кварковый суп) – агрегатное состояние вещества, состоящее не из частиц-адронов, а из кварков и глюонов, которые в земных условиях вне элементарных частиц (адронов) не встречаются. Теоретически, именно такая материя должна была существовать во Вселенной до формирования протонов, сразу после Большого Взрыва.
Концепцию кварковой новой сформулировал в 2002 году Рашид Уйед из Университета Калгари в 2002 году. По его мнению, в глубине голубой звезды может формироваться нейтронное ядро, а в результате коллапса её внешних оболочек это нейтронное ядро может далее дробиться на субэлементарные частицы. Сверхновые SN 2006gy, SN 2005gj и SN 2005ap теоретически могли претерпеть именно такие метаморфозы, но до наших дней кварковая новая остаётся гипотетическим объектом.
В соответствии с имеющимися теориями, на месте SN987A должен был образоваться компактный остаток; это может быть нейтронная звезда или пульсар. Звезда Sanduleak-69 202 была голубым сверхгигантом массой около 20 солнечных. Всплеск нейтрино также был зафиксирован, а вот чёрной дыры на месте Sanduleak-69 202 нет – есть планетарная туманность.
В 2014 году Джованна Занардо с коллегами попытались изучить эту туманность по данным телескопа CSIRO ATCA (Австралия) и обсерватории ALMA (Чили). Были зафиксированы всплески излучения, которые можно считать «уликами», выдающими присутствие пульсара. Наблюдается поток заряженных частиц – это может быть плазма, движущаяся с релятивистскими скоростями под действием вращающегося пульсара и того магнитного поля, что он генерирует. Подобные объекты известны, они называются «плерионами». Это туманность, подпитываемая электромагнитным «ветром» пульсара. Тем не менее, сам пульсар на месте SN1987A пока обнаружить не удалось.
Также отметим, что остаток SN1987A имеет очень необычную форму, напоминающую песочные часы. Слева – остаток SN1987A, справа – Крабовидная туманность, остаток сверхновой 1054 года:
В 2019 году исследовательская группа Вана из Синцьзянской обсерватории в городе Урумчи предположила, что звезда всё-таки относится к типу II (претерпела коллапс ядра). Но из-за того, что коллапс был асимметричным, сам пульсар уже отнесло от центра туманности, и он либо находится в одной из её густых областей, где не просматривается, либо вообще выброшен за её пределы.
В 2018 году на материале, собранном вышеупомянутым телескопом ALMA, а также космическим телескопом «Хаббл» (в оптическом и ультрафиолетовом диапазоне) и рентгеновским телескопом «Чандра» удалось исследовать большую часть электромагнитного спектра. Авторы этого исследования не нашли никаких следов пульсара, поэтому предположили, что остатком сверхновой является обычная нейтронная звезда, которая пока «не разгорелась», а туманность пока слишком плотная, и поэтому нейтронная звезда не просматривается.
К 2021 году загадка так и не была решена. При явном наличии плериона (электромагнитного ветра) ни пульсар, ни нейтронная звезда так и не найдены. Кроме того, непонятно, почему в нашей Галактике не наблюдается случаев образования нейтронной звезды из голубого гиганта. Теоретически, это может быть редчайший случай сверхновой первого типа, в котором белый карлик образует двойную систему с голубым гигантом, а в результате взрыва сверхновой сметается/уничтожается без следа.
Тем не менее, все «традиционные» объяснения грешат подгоном фактов под теорию, поэтому я вернусь к обсуждению кварковой версии событий.
Взрывы кварковых ядер
Тобиас Фишер из университета Вроцлава работает в центре изучения сверхновых исследует различные аспекты протекания сверхновых взрывов, в том числе, возможный деконфайнмент с образованием свободных кварков. Согласно расчётам его группы, деконфайнмент может быть движущим фактором значительной доли сверхновых. Кварк-глюонная плазма может быть продуктом распада нейтронного ядра, формирующегося в недрах голубого гиганта, а сам распад нейтронов (и протонов, окружающих нейтронное ядро) на кварки, сопровождается выделением огромного тепла – как свидетельствуют разработанные Фишером компьютерные симуляции. Он считает, что образование нейтронного ядра внутри голубого сверхгиганта становится особенно вероятным, если масса звезды составляет 50 и более солнечных, но и массы Sanduleak 69202 (20 солнечных масс) могло хватить для такого развития событий. Доказательством гипотезы Фишера может стать существование гибридных нейтронных звёзд. Это остаток от описанного экзотического взрыва, внешне напоминающий нейтронную звезду с массой около двух солнечных, но на самом деле являющийся нейтронной оболочкой, внутри которой заключена кварк-глюонная плазма.
Также возможно, что предшественник SN 1987А был экзотическим объектом Торна-Житков (TZO), который пока считается гипотетическим. Объект Торна-Житков может возникнуть (например, в двойной звёздной системе) в случае, если красный гигант поглотит нейтронную звезду, ранее находившуюся вне него. В таком случае красный гигант значительно увеличивается в размерах, а нейтронная звезда, испытывающая резко возросшее давление, может сочиться кварк-глюонной плазмой и одновременно сильно подогревать гигант изнутри. В красном гиганте, а тем более в сверхгиганте на данном этапе уже очень высока доля гелия, неона и более тяжёлых ядер, которые быстро начинают спекаться в более тяжёлые ядра. Этот процесс может доходить не только до железа, как в сверхновой II типа, но и до более тяжёлых никеля и кобальта. В результате звезда, которая недавно была красной, увеличивается в размерах и снова становится голубой. Тем временем в ядре звезды свободные кварки сосуществуют с адронами, и такое динамическое равновесие может оттягивать момент взрыва.
Многие из вышеупомянутых событий описаны в этой презентации, подготовленной в МИФИ к 30-летию взрыва SN 1987А. Особого внимания заслуживают слайды 28-32, на которых объяснено, как в такой конфигурации образуются кобальт и никель, достоверно обнаруженные в исследуемой туманности путём спектрального анализа. Объект Торна-Житков действительно позволил бы объяснить многие недостающие детали того события, если бы такая экзотическая звезда была найдена.
Для подтверждения такой гипотезы также продолжается поиск гибридных нейтронных звёзд, которые по размеру и температуре соответствовали бы остатку от взрыва TZO. Более всего на такую роль подходит экзотическая звезда HV 2112, открытая в 2014 году под руководством Эмили Левек в обсерватории при университете штата Колорадо. Теоретически, TZO на ранней стадии развития, пока ещё не отправившийся в голубую часть спектра, должен выглядеть как очень яркий красный сверхгигант, однако с присутствием множества нетипичных ядер: циркония, молибдена, рубидия (значительно более тяжёлых, чем железо). HV 2112 находится в Малом Магеллановом Облаке, и для неё действительно характерна пекулярность, но даже сам Кип Торн не спешит признавать её объектом своего имени.
Заключение
Сверхновая SN1987A оказалась одним из тех долгожданных и одновременно единичных событий, которые сложно поддаются современной науке, так как естественные науки заняты выявлением и сравнением признаков с дальнейшим поиском закономерностей. Ни SN1987A, ни её остаток просто ни на что не похожи. Через 35 лет после взрыва это событие не заставило нас пересмотреть астрофизику, но явно требует внести уточнения в имеющуюся картину мира. Свободные кварки и глюоны до сих пор не получены, даже нет уверенности, могут ли они существовать в свободном состоянии при сколь угодно высоких энергиях (глюоний – отдельная интересная тема). Тем не менее, если контролируемое расщепление нейтронов может стать источником энергии, плюс приблизит нас к освоению управляемого термоядерного синтеза, описанная здесь аномальная звезда заслуживает дальнейшего тщательного изучения.
