Обнаружен секретный ингредиент сверхновых

Трёхмерные симуляции сверхновых раскрыли тайну того, почему они взрываются

Турбулентная материя закручивается вокруг центра схлопывающейся звезды. Турбулентность даёт дополнительный толчок ударной волне сверхновой (синяя), после чего расположенное в центре плотное ядро звезды формирует нейтронную звезду

В 1987 году рядом с нашей Галактикой Млечный Путь взорвалась гигантская звезда. Это была ярчайшая и ближайшая сверхновая со времён изобретения телескопа (почти 400 лет назад), и почти все обсерватории повернулись в эту сторону, чтобы тщательнее рассмотреть событие. Самым интересным результатом наблюдения оказалось то, что особые обсерватории, расположенные глубоко под землёй, смогли засечь стеснительные субатомные частицы, нейтрино, поток которых устремился из центра взрыва.

Впервые предположение о том, что эти частицы являются движущейся силой взрывов сверхновых, было высказано в 1966 году. Обнаружение этих частиц стало источником комфорта для теоретиков, пытавшихся разобраться в том, как работают взрывы. Однако в последовавшие десятилетия астрофизики постоянно натыкались на один, вроде бы фатальный, недостаток моделей, основанных на нейтрино.

Нейтрино известны своей индифферентностью, и как именно нейтрино передают энергию обычной материи звезды в экстремальных условиях схлопывания, оставалось непонятным. В симуляциях движения и взаимодействия частиц на компьютере у теоретиков всегда получалось так, что взрывная волна сверхновой останавливается и падает обратно на звезду. Из-за всех этих провалов «укоренилась идея о том, что наша ведущая теория взрывов сверхновых не работает», сказал Шон Кауч, вычислительный астрофизик из Мичиганского государственного университета.

Конечно, конкретные процессы, происходящие в глубинах сверхновой во время взрыва, всегда оставались тайной. Это котёл экстремальных условий, турбулентный суп из превращающейся материи. Частицы и силы, которые в повседневной жизни мы обычно игнорируем, становятся критически важными. Что ещё хуже, внутренняя часть взрыва по большей части скрыта от взора наблюдателя облаками горячего газа. Понимание подробностей работы сверхновых «было центральной нерешённой задачей астрофизки», сказал Адам Берроуз, астрофизик из Принстонского университета, более 35 лет изучающий сверхновые.

Однако в последние годы теоретики смогли глубже разобраться в удивительно сложных процессах работы сверхновых. Взрывающиеся симуляции стали нормой жизни, а не исключением, как писал Берроуз в журнале Nature в январе 2021 года. Компьютерные программы конкурирующих исследовательских команд сходятся на том, как развиваются ударные волны во взрыве сверхновой. Симуляции продвинулись уже настолько далеко, что включают в себя даже детали чрезвычайно сложной общей теории относительности Эйнштейна. Роль нейтрино, наконец, начинают понимать.

«Это переломный момент», — сказал Кауч. Физики обнаружили, что без турбулентности коллапсирующие звёзды вообще не смогли бы формировать сверхновые.

Танец хаоса

Большую часть жизни звезды гравитационное притяжение, действующее к центру, находится в неустойчивом равновесии с направленным наружу давлением излучения ядерных реакций, происходящих в ядре звезды. Когда в звезде кончается топливо, гравитация побеждает. Звезда схлопывается со скоростью 150 000 км/ч, что скачком повышает температуру до 100 млрд °C и расплавляет ядро звезды, превращая его в твёрдый шар из нейтронов.

Внешние слои звезды продолжают падать внутрь, однако, сталкиваясь с этим несжимаемым нейтронным ядром, отскакивают от него, создавая ударную волну. Чтобы ударная волна стала взрывом, её нужно разгонять наружу с энергией, достаточной для того, чтобы преодолеть гравитационное притяжение звезды. Также ударной волне приходится бороться против падающих внутрь, на ядро, внешних слоёв звезды.

До недавнего времени о силах, управляющих взрывной волной, было мало что известно. Десятилетия компьютеры были недостаточно сильными, поэтому могли работать только с упрощёнными моделями схлопывающегося ядра. Звёзды считались идеальными сферами, а ударная волна расходилась из центра симметрично во всех направлениях. Но в этих одномерных моделях взрывные волны по мере движения замедляются, после чего сходят на нет.

Только в последние несколько лет, с ростом мощности суперкомпьютеров, у теоретиков появилось достаточно компьютерной мощности для построения достаточно сложных моделей массивных звёзд, способных выдать взрывы. В лучших моделях на сегодня учитываются взаимодействия между нейтрино и материей, беспорядочное движение жидкостей, а также недавние успехи из различных областей науки– от ядерной физики до эволюции звёзд. Более того, теоретики могут запускать по несколько симуляций в год, подкручивать настройки моделей и испытывать разные начальные условия.

Один из поворотных моментов случился в 2015 году, когда Кауч с коллегами запустили трёхмерную компьютерную модель последних минут коллапса массивной звезды. И хотя симуляция охватила только 160 секунд жизни звезды, она чётко выявила роль недооценённой силы, помогающей превратить замедляющиеся взрывные волны в полноценные взрывы.

В чреве монстра частицы хаотично крутились и метались. «Это похоже на воду, кипящую в кастрюле. В звезде вращается жидкость, движущаяся со скоростью тысячи километров в секунду», — сказал Кауч.

Турбулентность создаёт дополнительное давление во взрывной волне, выталкивая её подальше от центра звезды. А чем дальше от центра, тем слабее гравитационное притяжение, и тем реже плотность падающей к центру материи, способной усмирить взрывную волну. Также у турбулентной материи, движущейся под прикрытием ударной волны, есть больше времени на поглощение нейтрино. Потом эта энергия от нейтрино разогревает материю и разгоняет взрывную волну до взрыва звезды.

Исследователи много лет недооценивали важность турбулентности, поскольку она показывает себя полностью только в трёхмерных симуляциях. «На то, что природе даётся без труда, у нас ушли десятилетия трудов. Мы постепенно переходили от одного измерения к двум, а затем – к трём», — сказал Берроуз.

В первую половину секунды после коллапса ядра звезды его окружает закручивающаяся материя. В данной симуляции цвета материи назначаются в зависимости от энтропии, меры беспорядка [а точнее, меры информации о системе / прим. пер.] (чем ближе к красному, тем больше энтропия). Из-за турбулентности взрыв получается несимметричным.

Также из симуляций стало ясно, что турбулентность приводит к несимметричным взрывам, в которых звезда немного походит на песочные часы. Взрыв создаёт давление, направленное в одном направлении, а материя продолжает падать на ядро звезды в другом, дополнительно подпитывая взрыв.

Новые симуляции дают исследователям возможность лучше понять, как именно сверхновые формировали сегодняшнюю Вселенную. «Мы можем получить правильный диапазон энергии взрывов, и массы нейтронных звёзд, остающихся после него», — сказал Берроуз. Сверхновые в основном отвечают за наполнение бюджета таких тяжёлых элементов Вселенной, как кислород и железо, и теоретики начинают использовать симуляции, предсказывающее конкретные пропорции тяжёлых элементов в космосе. «Мы начинаем подступаться к задачам, решение которых в прошлом нельзя было и представить», — сказал Тугулдур Сухболд, вычислительный астрофизик-теоретик из государственного университета Огайо.

Следующий взрыв

Несмотря на экспоненциальный рост компьютерных мощностей, симуляции сверхновых проводятся гораздо реже, чем наблюдения за ними. «20 лет назад каждый год мы находили порядка 100 сверхновых», — сказал Идо Бергер, астроном из Гарвардского университета. «Сегодня ежегодно мы открываем от 10 000 до 20 000 штук». Рост количества наблюдений происходит благодаря новым телескопам, быстро и регулярно обследующим ночное небо. Компьютерных симуляций же теоретики проводят в год порядка 30 штук. На одну симуляцию, воссоздающую несколько минут из процесса коллапса ядра, уходит несколько месяцев. «Каждый день проверяешь, а там всего одна миллисекунда прошла, — сказал Кауч. – Это как наблюдать за тем, как течёт патока на морозе».

Точность новых симуляций заставляет астрофизиков с нетерпением ожидать следующего взрыва, который прошёл бы неподалёку от нас. «Пока мы ждём следующую сверхновую в нашей галактике, нам много ещё чего нужно сделать. Нам нужно улучшить теоретические модели, чтобы понять, какие особенности процесса мы могли бы обнаружить», — сказала Ирэн Тамборра, астрофизик-теоретик из Копенгагенского университета. «Возможность упускать нельзя, ведь это такое редкое событие».

Большинство сверхновых зажигаются слишком далеко от Земли для того, чтобы наземные обсерватории смогли обнаружить их нейтрино. Сверхновые в непосредственной близости от Млечного Пути – такие, как SN 1987A – в среднем происходят примерно раз в полвека.

Но если сверхновая появится, астрономы смогут «заглянуть напрямую в центр взрыва», — сказал Бергер. Это будет возможно благодаря наблюдению за гравитационными волнами. «Разные группы считают разные процессы, происходящие во время взрыва, важными. А у всех этих процессов по-разному выглядят гравитационные волны и потоки нейтрино».

И хотя сегодня теоретики практически договорились по поводу самых важных факторов, лежащих в основе сверхновых, трудности пока ещё остаются. В частности, результат взрыва «крайне сильно зависит» от структуры ядра звезды перед самим взрывом, сказал Сухболд. Небольшие отличия увеличиваются, приводя к различным результатам хаотического коллапса. Поэтому эволюцию звезды, предшествовавшую коллапсу, также нужно тщательно моделировать.

Среди других вопросов – роль сильных магнитных полей, возникающих во вращающемся ядре звезды. «Вполне возможно, что там может действовать гибридный механизм из магнитных полей и нейтрино», — сказал Берроуз. Также непонятно, как именно нейтрино меняют свой тип – «сорт» — с одного на другой, и как это влияет на взрыв.

«Остаётся ещё много ингредиентов, которые нужно добавить к симуляциям, — сказала Тамборра. – Если завтра взорвётся сверхновая, и она совпадёт с нашими теоретическими предсказаниями, тогда все остальные ингредиенты, которых нам сегодня не хватает, можно будет проигнорировать. Но если этого не случится, нам нужно будет разобраться, почему».

 

Источник

, , ,

Читайте также

Меню