Типы сверхновых

В этой книге нельзя не упомянуть Роберта Киршнера, который занимается изучением сверхновых с 1970 года и считается учителем уже нескольких поколений специалистов. Он работает в Гарвард-Смитсоновском центре астрофизики и имеет большой опыт «выбивания средств» из Национального Фонда содействия развитию науки и бронирования времени работы на лучших телескопах мира. К нему обращаются из редакций научных журналов для рецензирования статей на тему сверхновых и написания комментариев к ним.

Именно он комментировал статью датчан по предварительным результатам наблюдений (в журнале Nature), а также статью Перлмуттера с соавторами об обнаруженной в 1992 году сверхновой в «Астрофизическом журнале». Он обладает огромным опытом, знаниями и великолепным чувством юмора. Но у этого человека есть свои принципы – в том, что касается исследования сверхновых. Например, если вы хотите заниматься сверхновыми, вы должны знать спектроскопию – уметь провести анализ спектра излучения астрономического объекта, чтобы определить его химический состав, а также направление его движения. Вы должны знать фотометрию – уметь распознать яркость объекта, что часто трудно и утомительно. Вы должны уметь объяснить пыль или в галактике сверхновой, или на пути между сверхновой и наблюдателем (иногда пыль есть, иногда нет. Если она присутствует, то свет, идущий от сверхновой, будет более тусклым или более красным. А если вы не знаете, в какой степени пыль загрязняет свет, то вашим данным нельзя доверять).

Роберт Киршнер, американский астроном, специалист по сверхновым (род. в 1949)

К группе из Беркли Киршнер относился с особым скептицизмом и считал, что работу они выполняют из рук вон плохо. Физикам, специалистам по физике частиц, не стоит заниматься астрономией, в особенности если они относятся к ней как к хобби, а не к науке, которой другие люди посвящают свою жизнь. Ричард Мюллер, искавший Немезиду, а потом перепоручивший это Перлмуттеру, по мнению Киршнера, только отнимал у других время работы на телескопе. Даже если бы он открыл звезду-компаньонку Солнца, это не привело бы ни к каким серьезным последствиям, так что это можно считать капризом.

Затем в 1989 году Мюллер, Пеннипакер и Перлмуттер заявили о своем выводе относительно сверхновой 1987А – первой сверхновой, которую можно было наблюдать невооруженным глазом. Ученые заявили, что она оставила после себя пульсар, нейтронную звезду, совершающую сотни вращений в секунду. Заявление привлекло внимание астрономов, но оказалось ошибочным. На это были потрачены сотни тысяч долларов, которые могли бы пойти на дюжины более скромных, но имеющих практическое значение проектов.

Киршнер считал, что для начала следует ответить на вопрос: а стоит ли искать далекие сверхновые? Они действительно могут служить как «стандартные свечи»? Эдвин Хаббл обнаружил доказательства расширения Вселенной, а последние двадцать лет жизни работал, предполагая, что галактики могут быть «стандартными свечами», хотя они не являются полностью единообразными. Алан Сандадж, протеже Хаббла и его преемник в обсерватории Маунт-Вильсон, и швейцарский астроном Густав Тамманн считали, что если сами галактики недостаточно единообразны, то единообразными могут быть скопления галактик, а если точнее – самая яркая внутри скопления. Но это предположение тоже было неправильным из-за недостаточного понимания механики галактик. Некоторые галактики становятся более тусклыми с возрастом, когда умирают их звезды, другие наоборот, с возрастом становятся ярче, поскольку соединяются с меньшими галактиками. Сандадж и Тамманн не могли их отличить.

Редкое космическое явление – рождение нейтронной звезды на месте взрыва сверхновой

Ко времени начала работы группы из Беркли астрономы уже определили, что сверхновые могут относиться к двум классам, возможно, больше. Один класс предсказали Цвикки и Бааде – когда в результате рождается нейтронная звезда. Цвикки предположил, что нашел их в 1930-е годы при изучении «самоубийств звезд». Однако в 1940 году германо-американский астрофизик Рудольф Минковский (1895–1976) изучал спектр сверхновой в Маунт-Вильсон, и результаты анализа оказались отличными от спектроскопического анализа сверхновой Цвикки. Сверхновая Минковского показала присутствие водорода, а у Цвикки он отсутствовал. То есть это определенно были различные типы сверхновых.

Белые карлики не уменьшаются, достигнув этого состояния. Чем больше масса белого карлика, тем меньше его радиус

С тех пор астрономы считают, что есть тип сверхновых, являющийся результатом цепного ядерного процесса в звезде, масса которой в несколько раз превышает массу Солнца, что ведет к схлопыванию звезды со скоростью 40 000 миль в секунду. Этот тип наблюдал Минковский в 1940 году. Другой тип – тот, который наблюдал Цвикки, – начинает свое существование как богатая водородом звезда типа нашего Солнца. По мере старения Солнце будет сбрасывать своей внешний водородный слой, а внутренняя часть – сжиматься под давлением гравитационных сил. В конце останется только «сердцевина» – этакий сморщенный шар, который называют белым карликом, с массой Солнца, упакованной в размеры Земли. Если у такого белого карлика имеется звезда-компаньон (а у большинства звезд в нашей галактике они есть), на этом этапе карлик может начать перекачивать или отсасывать газ с другой звезды.

В 1930-е годы американский астрофизик, физик-теоретик и математик индийского происхождения Субраманьян Чандрасекар (1910–1995), лауреат Нобелевской премии по физике 1983 года, рассчитал, что когда звезда этого типа достигает определенного размера – 1,4 массы Солнца – она начинает схлопываться под собственным весом. Гравитационное давление дестабилизирует ее химический состав, что ведет к термоядерному взрыву.

Если смотреть в телескоп с Земли, то оба типа будут выглядеть одинаково, даже если в одном случае происходит схлопывание, а в другом – взрыв. Разницу показывает спектроскоп – есть водород или нет водорода, тип II или тип I. Астрономам единообразие сверхновых типа I говорило о том, что это может быть «стандартная свеча». Поскольку все эти сверхновые начинались как одиночные звезды, белые карлики, которые достигли одной и той же массы, которую вывел Чандрасекар, то, возможно, их взрывы имеют одну и ту же яркость. Однако в 1980-е годы четкое различие между типом I и типом II стало размытым.

Спектроскопический анализ трех сверхновых в 1983, 1984 и 1985 годах показал, что они состоят из больших количеств кальция и кислорода, как должно быть внутри массивных звезд, заканчивающих свою жизнь как сверхновые типа II, но в них нет водорода, как у белых карликов, которые умирают как сверхновые типа I. Некоторые астрономы, включая Киршнера, высказали предположение, что видят третий тип сверхновой, по сути гибрид первых двух. В данном случае происходит схлопывание уже одной середины, которая утратила внешнюю оболочку, – схлопывание без водорода. Этот тип назвали тип Ib, а изначальный тип I, где происходит термоядерный взрыв без водорода, теперь стали называть тип Iа.

13 апреля 1991 года пять астрономов-любителей в разных точках планеты обнаружили сверхновую, получившую название 1991Т. 9 декабря астроном-любитель из Японии открыл сверхновую, обозначенную 1991bg. Спектроскопический анализ проводили уже профессиональные астрономы, включая Киршнера (он занимался 1991Т 16 апреля), и этот анализ показал, что обе сверхновые относятся к типу Iа. Но их яркость очень сильно различалась. Сверхновая 1991Т была гораздо ярче, чем обычно сверхновые типа Iа на таком расстоянии (о неправильном расчете расстояния можно даже не говорить). Но эта сверхновая оказалась в 10 раз более тусклой, чем сверхновая, которую наблюдали в той же галактике в 1957 году.

Астрономы стали подозревать, что даже если все сверхновые во Вселенной относятся к типу Ia, Ib или II, сами типы – это, скорее, семьи. Сверхновые одной семьи имеют общие черты, но это скорее сестры, а не клоны. Для астрономов, которые надеялись считать сверхновые типа Iа стандартными свечами, проблема встала очень серьезно. Это нельзя было игнорировать. И группа из Беркли не игнорировала. Они признали, что отдельные сверхновые типа Iа не встраиваются в общую модель, но подавляющее большинство таких сверхновых поразительно похожи. Однако они так и не знали, является ли тип Iа «стандартными свечами». Их раскритиковал Киршнер – ведь они пока не обнаружили никакую сверхновую, у них были проблемы с фотометрией и они не могли объяснить пыль. В 1992 году группа открыла свою первую сверхновую. Киршнер опять их раскритиковал в «Астрофизическом журнале» – пыль так и не объяснили и по-прежнему не могут сказать, является ли тип Iа стандартными свечами. «Они так ничего и не знают о космологии», – заявил он. Нельзя предполагать, что взрывающиеся белые карлики – это «стандартные свечи». И они точно не являются идеальными «стандартными свечами».

Пополнение каталога Вселенной

Каталог туманностей и звездных скоплений Шарля Мессье

Каталог получил название в честь своего автора – французского астронома Шарля Мессье – и в первом издании включал 45 объектов (на сегодняшний день каталог состоит из 110). Шарля Мессье прозвали «охотником за кометами»: он посвятил их изучению более 1000 ночей, наблюдал 44 кометы и был первооткрывателем 15 из них.

Кометы подчиняются законам тяготения, но движутся как в прямом, так и в обратном направлениях по сильно вытянутым орбитам, наклоненным к эклиптике под различными углами. Ядро кометы состоит из водяного льда с примесью замерзших углекислоты, аммиака и пыли. Когда комета приближается к Солнцу, ее ядро нагревается, лед испаряется. Образовавшийся газ разлетается от ядра, унося с собой пылинки и создавая облако. Разрушающиеся под действием солнечного света молекулы воды образуют вокруг ядра кометы огромную водородную корону. Помимо солнечного притяжения на разреженное вещество кометы действуют и отталкивающие силы, благодаря которым образуется хвост. Юпитер для Земли играет роль щита: его мощная гравитация, превышающая земную в два с половиной раза, притягивает кометы и астероиды, некоторые попадают в его атмосферу и сгорают.

Необходимость уникальных условий

Поверхность Земли начинается с литосферы (географической оболочки), где выступает рельеф, формирующий горы и равнины; и гидросферы, состоящей из океанов, морей и рек. Наша планета окутана плотными слоями атмосферы, состоящий на 77 % из азота, на 21 % из кислорода и еще на 1 % из различных газов. Атмосфера Земли содержит самое большое количество кислорода по сравнению со всеми известными на данный момент планетами во Вселенной.

Как образовалось ядро Земли? На этот вопрос ученые предлагают две гипотезы. Согласно первой версии вещество непосредственно после возникновения Земли было однородным. Оно целиком состояло из микрочастиц, которые можно сегодня наблюдать в метеоритах. Но по прошествии определенного промежутка времени эта однородная масса разделилась на тяжелое ядро, куда стекло все железо, и более легкую силикатную мантию. Иными словами, капли расплавленного железа и сопутствовавшие ему тяжелые химические соединения оседали к центру нашей планеты и образовывали там ядро, которое и в наши дни остается в значительной степени расплавленным. В соответствии со второй гипотезой ядро Земли сформировалось из железных метеоритов, которые сталкивались с поверхностью планеты, позже оно обросло силикатной оболочкой из каменных метеоритов и сформировало мантию.

Доказательства теории вселенной

Большое Магелланово Облако

Многие объекты в Магеллановых Облаках, спутниках нашей галактики, исследуются порой успешнее, чем объекты Млечного Пути. Магеллановы Облака изобилуют переменными звездами различных типов. В Большом Облаке насчитывается 4700 сверхгигантов с излучением мощнее, чем 10 000 солнц; там находятся рекордсмены по светимости среди известных нам звезд. Только в этих двух галактиках, не считая нашей, можно в настоящее время наблюдать долгопериодические и коротко-периодические цефеиды. Это очень важно для выработки правильных способов определения внегалактических расстояний.

Самая яркая сверхновая звезда за всю историю астрономии. Она удалена от нас на 3,8 млрд световых лет. Свет от вспышки этой сверхновой ярче нашего Солнца в 570 млрд раз и в несколько раз сильнее всех известных до этого сверхновых.

Туманность Улитка

Близкая к нам планетарная туманность, всего в 650 световых годах от нашей системы, в созвездии Водолея. На основе скорости ее расширения был определен возраст Улитки: 10600 лет. Размеры колоссального «глаза» достигают 2,5 световых года.

Исследования природы темной энергии

Обсерватория Кека

Обсерватория расположена на пике горы Мауна Кеа, в жерле спящего вулкана. Телескопы обсерватории оснащены адаптивной оптикой, устраняющей атмосферные искажения.

Радиотелескоп в Аресибо – крупнейший в мире, он используется для исследований физики атмосферы и радиолокационных наблюдений объектов Солнечной системы.

Межамериканская обсерватория Серро-Тололо

Часть комплекса американской национальной обсерватории NOAO. Профессиональные астрономы из любой страны мира могут подать заявку на использование телескопов, управляемых NOAO, согласно политике «открытого неба» NSF.

Телескоп Южного полюса

Этот мощный телескоп в Антарктиде служит, в первую очередь, для изучения реликтового излучения.