|
Как взорвать звезду
Моделирование ситуации рождения сверхновой — нелегкое дело. По крайней мере, до недавнего времени все эксперименты терпели крах. Но астрофизикам все-таки удалось взорвать звезду.
11 ноября 1572 г. астроном Тихо Браге (Tycho Brahe) заметил в созвездии Кассиопеи новую звезду, сияющую так же ярко, как Юпитер. Пожалуй, именно тогда рухнула уверенность в том, что небеса вечны и неизменны, и родилась современная астрономия. Спустя четыре века астрономы поняли, что некоторые звезды, вдруг становясь в миллиарды раз ярче обычных, взрываются. В 1934 г. Фриц Цвики (Fritz Zwicky) из Калифорнийского технологического института назвал их «сверхновыми». Они снабжают космическое пространство тяжелыми элементами, управляющими формированием и эволюцией галактик, и помогают изучать расширение пространства.
Цвики и его коллега Вальтер Бааде (Walter Baade) предположили, что энергию для взрыва дает звезде гравитация. По их мнению, звезда сжимается, пока ее центральная часть не достигнет плотности атомного ядра. Коллапсирующее вещество может выделить гравитационную потенциальную энергию, достаточную чтобы выбросить наружу остатки звездного вещества. В 1960 г. Фрэд Хойл (Fred Hoyle) из Кембриджского университета и Вилли Фаулер (Willy Fowler) из Калтеха считали, что сверхновые похожи на гигантскую ядерную бомбу. Когда звезда типа Солнца сжигает свое водородное, а затем и гелиевое топливо, наступает очередь кислорода и углерода. В ходе синтеза этих элементов не только выбрасывается гигантская энергия, но и рождается радиоактивный никель-56, распадом которого объясняется послесвечение взрыва, длящееся несколько месяцев.
Обе идеи оказались правильными. В спектрах некоторых сверхновых нет следов водорода (тип I); по-видимому, в большинстве из них произошел термоядерный взрыв (тип Iа), а у остальных (типы Ib и Ic) — коллапс звезды, сбросившей свой внешний водородный слой. Сверхновые, в спектрах которых обнаружен водород (тип II), также возникают в результате коллапса. Первые два явления превращают звезду в разлетающееся газовое облако, а гравитационный коллапс приводит к образованию сверхплотной нейтронной звезды или даже черной дыры. Наблюдения сверхновой 1987А (тип II) подтверждают предложенную теорию.
Однако до сих пор взрыв сверхновой остается одной из главных проблем астрофизики. Компьютерные модели воспроизводят его с трудом. Очень сложно заставить звезду взорваться (что само по себе приятно). Звезды — саморегулирующиеся объекты, которые остаются стабильными в течение миллионов и миллиардов лет. Даже умирающие светила имеют механизмы затухания, но не взрыва. Чтобы воспроизвести последний, потребовались многомерные модели, расчет которых компьютерам был не по зубам.
Взрыв — дело нелегкое
 Белые карлики — это неактивные остатки звезд, похожих на Солнце, которые постепенно остывают и затухают. Они могут взрываться как сверхновые типа Ia. Однако, по мнению Хойла и Фаулера, если белый карлик вращается вокруг другой звезды на близкой орбите, он может аккретировать (отсасывать) вещество со своего компаньона, увеличивая тем самым свою массу, центральную плотность и температуру до такой степени, что возможен взрывной синтез из углерода и кислорода.
Термоядерные реакции должны вести себя как обычный огонь. Фронт горения может распространяться через звезду, оставляя за собой «ядерный пепел» (в основном никель). В каждый момент времени реакции синтеза должны идти в небольшом объеме, в основном, в тонком слое на поверхности пузырей, заполненных «пеплом» и плавающих в глубине белого карлика. Из-за своей низкой плотности пузыри могут всплывать к поверхности звезды.
Но термоядерное пламя будет гаснуть, поскольку выделение энергии приводит к расширению и охлаждению звезды. В отличие от бомбы, у звезды нет оболочки, ограничивающей ее объем.
В лаборатории невозможно воссоздать взрыв сверхновой, его можно наблюдать только в космосе. Наша группа провела тщательное моделирование, используя суперкомпьютер IBM p690. Численная модель звезды была представлена трехмерной расчетной сеткой, имевшей 1024 элемента по каждой из сторон, что позволило учесть детали размером в несколько километров. Каждый вычислительный сет требовал более 1020 арифметических операций. Даже суперкомпьютеру, проделывающему более 1011 операций в секунду, на это потребовалось почти 60 процессоро-лет. Различные вычислительные ухищрения, упрощающие модель и используемые в других областях науки, неприменимы к сверхновым с их асимметричными течениями, экстремальными условиями и гигантским пространственным и температурным диапазоном. Кроме того, в моделях сверхновых должны учитываться физика частиц, ядерная физика, гидродинамика и теория относительности.
Под капотом
Найти решение помог анализ работы автомобильного двигателя. Перемешивание бензина с кислородом и их воспламенение создают турбулентность, которая, в свою очередь, увеличивает поверхность горения, интенсивно деформируя ее. При этом скорость сжигания топлива, пропорциональная площади горения, возрастает. Но и звезда тоже турбулентна. Потоки газа проходят в ней огромные расстояния с большой скоростью, поэтому малейшие возмущения быстро превращают спокойное течение в турбулентный поток. В сверхновой всплывающие горячие пузыри должны перемешивать вещество, заставляя ядерное горение распространяться так быстро, что звезда не успевает перестроиться и «затушить» пламя.
В исправно работающем двигателе внутреннего сгорания пламя распространяется с дозвуковой скоростью, ограниченной скоростью диффузии тепла сквозь вещество — такой процесс называют дефлаграцией, или быстрым горением. В «стреляющем» двигателе пламя распространяется со сверхзвуковой скоростью в виде ударной волны, проносящейся по кислородно-топливной смеси и сжимающей ее (детонация). Термоядерное пламя может распространяться тоже двумя путями. Детонация способна полностью сжечь звезду, оставив только самые «негорючие» элементы, такие как никель и железо. Однако в продуктах этих взрывов астрономы обнаруживают большое разнообразие элементов, включая кремний, серу и кальций. Следовательно, ядерное горение распространяется, по крайней мере в начале, как дефлаграция.
 В последние годы были созданы надежные модели термоядерной дефлаграции. Исследователи из Калифорнийского (г. Санта-Круз) и Чикагского университетов и наша группа опирались при этом на программы, созданные для исследования химического горения и даже для прогноза погоды. В турбулентном каскаде исходный поток дробится на все более и более мелкие части, поэтому моделирование непременно должно быть трехмерным.
Модель сверхновой имеет грибообразный вид: горячие пузыри поднимаются в слоеной среде, сморщиваясь и растягиваясь турбулентностью. Усиленное ею ускорение скорости ядерных реакций за несколько секунд приводит к разрушению белого карлика, остатки которого разлетаются со скоростью около 10 тыс. км/с, что соответствует наблюдаемой картине.
Но до сих пор не ясно, отчего воспламеняется белый карлик. Кроме того, дефлаграция должна выбрасывать большую часть вещества карлика неизмененной, а наблюдения показывают, что лишь малая часть звезды не изменяется. Вероятно, взрыв обусловлен не только быстрым горением, но и детонацией, а причина взрыва сверхновых типа Ia кроется не только в аккреции вещества, но и в слиянии двух белых карликов.
Гравитационная могила
Возникновение сверхновых в результате коллапса звездного ядра объяснить труднее. С наблюдательной точки зрения эти сверхновые более разнообразны, чем термоядерные: одни из них имеют водород, другие нет; одни взрываются в плотной межзвездной среде, другие — в почти пустом пространстве; одни выбрасывают огромное количество радиоактивного никеля, другие нет. Энергия выброса и скорость расширения также различаются. Самые мощные из них производят не только классический взрыв сверхновой, но и продолжительный гамма-всплеск (см.: Герелс Н., Леонард П. и Пиро Л. Ярчайшие взрывы во Вселенной // ВМН, № 4, 2003). Эта неоднородность свойств — одна из многих загадок. Сверхновые с коллапсом ядра — основные кандидаты для формирования самых тяжелых элементов, таких как золото, свинец, торий и уран, которые могут образоваться только в особых условиях. Но никто не знает, действительно ли такие предпосылки возникают в звезде, когда ее ядро взрывается.
Несмотря на то, что идея коллапса кажется простой (при сжатии ядра выделяется энергия гравитационной связи, за счет которой выбрасываются внешние слои вещества), трудно понять процесс в деталях. В конце жизни у звезды с массой более 10 масс Солнца образуется слоеная структура: на глубине появляются слои все более тяжелых элементов. Ядро состоит в основном из железа, а равновесие звезды поддерживается квантовым отталкиванием электронов. Но в конце концов масса звезды подавляет электроны, которые вжимаются в атомные ядра, где начинают реагировать с протонами и образовывать нейтроны и электронные нейтрино. В свою очередь, нейтроны и оставшиеся протоны прижимаются друг к другу все сильнее, пока их собственная сила отталкивания не остановит коллапс.
В этот момент сжатие останавливается и сменяется расширением. Вещество, втянутое вглубь гравитацией, начинает частично вытекать наружу. В классической теории данная задача решается с помощью ударной волны, которая возникает, когда внешние слои звезды со сверхзвуковой скоростью налетают на ядро, внезапно замедлившее свое сжатие. Ударная волна движется наружу, сжимая и нагревая вещество, с которым она сталкивается, и в то же время теряет свою энергию, в конце концов затухая. Моделирование показывает, что энергия сжатия быстро рассеивается. Как же в таком случае звезда взрывает себя?
Первой попыткой решить задачу стала работа Стирлинга Колгейта (Stirling Colgate) и Ричарда Уайта (Richard White), опубликованная в 1966 г., а позже — компьютерные модели Джима Вильсона (Jim Wilson), созданные им в начале 1980 х гг., когда все трое работали в Ливерморской национальной лаборатории им. Лоуренса. Они предположили, что ударная волна — не единственный переносчик энергии от ядра к внешним слоям звезды. Возможно, вспомогательную роль играют нейтрино, рожденные во время коллапса. На первый взгляд, идея выглядит странной: как известно, нейтрино чрезвычайно неактивны и так слабо взаимодействуют с другими частицами, что их даже трудно зарегистрировать. Но в сжимающейся звезде они обладают более чем достаточной энергией, чтобы вызвать взрыв, а в условиях предельно высокой плотности неплохо взаимодействуют с веществом. Нейтрино нагревают слой вокруг коллапсирующего ядра сверхновой, поддерживая давление в тормозящейся ударной волне.
Как ракета
Но достаточно ли такого дополнительного толчка для поддержания волны и завершения взрыва? Компьютерное моделирование показало, что недостаточно. Несмотря на то, что газ и поглощает и излучает нейтрино, потери доминируют, и поэтому взрыва не получается. Но в изучаемых моделях было одно упрощение: звезда в них считалась сферически симметричной. Поэтому игнорировались многомерные явления, такие как конвекция и вращение, которые очень важны, поскольку наблюдаемые сверхновые порождают весьма несферичный, «лохматый» остаток.
Многомерное моделирование показывает, что вокруг ядра сверхновой нейтрино нагревают плазму и создают в ней всплывающие пузыри и грибообразные потоки. Конвекция переносит энергию к ударным волнам, толкая их вверх и вызывая взрыв.
 Когда взрывная волна немного замедляется, пузыри горячей расширяющейся плазмы, разделенные текущим вниз холодным веществом, сливаются. Постепенно образуется один или несколько пузырей в окружении нисходящих потоков. В результате взрыв становится асимметричным. Кроме того, заторможенная ударная волна может деформироваться, и тогда коллапс принимает форму песочных часов. Дополнительная неустойчивость возникает, когда ударная волна вырывается наружу и проходит через неоднородные слои предка сверхновой. При этом химические элементы, синтезированные на протяжении жизни звезды и во время взрыва, перемешиваются.
Поскольку остатки звезды в основном вылетают в одну сторону, находящаяся в центре нейтронная звезда отскакивает в другую, как скейтборд, откатывающийся назад, когда вы спрыгиваете с него. Наша компьютерная модель показывает скорость отскока более 1000 км/с, что соответствует наблюдаемому движению многих нейтронных звезд. Но некоторые из них движутся медленнее, вероятно, потому, что пузыри во время образовавшего их взрыва не успели слиться. Возникает единая картина, в которой различные варианты становятся результатом одного основного эффекта.
Несмотря на значительные достижения последних лет, ни одна из существующих моделей не воспроизводит весь комплекс явлений, связанных со взрывом сверхновой, и содержит упрощения. Полная версия должна использовать семь измерений: пространство (три координаты), время, энергию нейтрино и скорость нейтрино, описанную двумя угловыми координатами. Более того, это нужно сделать для всех трех типов, или ароматов нейтрино.
Но может ли взрыв быть спровоцирован различными механизмами? Ведь магнитное поле может перехватить вращательную энергию только что сформировавшейся нейтронной звезды и дать новый толчок ударной волне. Кроме того, оно будет выдавливать вещество наружу вдоль оси вращения в виде двух полярных джетов. Эти эффекты позволят объяснить наиболее мощные взрывы. В частности, гамма-всплески могут быть связаны с джетами, движущимися с околосветовой скоростью. Возможно, ядра таких сверхновых коллапсируют не в нейтронную звезду, а в черную дыру.
Пока теоретики улучшают свои модели, наблюдатели пытаются использовать не только электромагнитное излучение, но также нейтрино и гравитационные волны. Коллапс ядра звезды, его бурление в начале взрыва и его возможное превращение в черную дыру приводят не только к интенсивному выбросу нейтрино, но и сотрясают структуру пространства-времени. В отличие от света, который не может пробиться сквозь вышележащие слои, эти сигналы исходят прямо из бурлящего ада в центре взрыва. Созданные недавно детекторы нейтрино и гравитационных волн могут приоткрыть завесу над тайной смерти звезд.
Дополнительная литература
Бисноватый-Коган Г.С. Физические вопросы теории звездной эволюции. М.: Наука, 1989.
Гоффмейстер К., Рихтер Г., Венцель В. Переменные звезды. М.: Наука, 1990.
Де Ягер К. Звезды наибольшей светимости. М.: Мир, 1984.
Каплан С.А. Физика звезд. М.: Наука, 1977.
Псковский Ю.П. Новые и сверхновые звезды. М.: Наука, 1985.
Шкловский И.С. Сверхновые звезды и связанные с ними проблемы. М.: Наука, 1976.
Supernova Explosions in the Universe. A. Burrows in Nature, Vol. 403, pages 727–733; February 17, 2000.
Full-Star Type Ia Supernova Explosion Models. F.K. Rpke and W. Hillebrandt in Astronomy and Astrophysics, Vol. 431, No. 2, pages 635–645; February 2005. Preprint available at arxiv.org/abs/astroph/0409286
The Physics of Core-Collapse Supernovae. S. Woosley and H.Th. Janka in Nature Physics, Vol. 1, No. 3, pages 147–154; December 2005. Preprint available at arxiv.org/abs/astroph/0601261
Multidimensional Supernova Simulations with Approximative Neutrino Transport. L. Scheck, K. Kifonidis, H.Th. Janka and E. Mller in Astronomy and Astrophysics (in press). Preprint available at arxiv.org/abs/astroph/0601302
Об авторах
Эвальд Мюллер (Ewald Mller), Вольфганг Хилльбранд (Wolfgang Hillebrandt) и Ханс-Томас Янка (Hans-Thomas Janka) работают в Институте астрофизики им. Макса Планка (Гарчинг, Германия) и преподают в Мюнхенском техническом университете. Мюллер руководит группой численной и релятивистской астрофизики. В 1993 г. вместе с Янка он получил премию Хейнца Биллинга за использование компьютеров в науке. Хиллебрант — один из директоров Института астрофизики, занимается ядерной астрофизикой, эволюцией звезд и взрывами сверхновых. В 1982 г. он получил премию Германского физического общества за работы по нуклеосинтезу путем быстрого захвата нейтронов. Янка интересуется нейтрино в астрономии, эволюцией нейтронных звезд, вспышками сверхновых и гамма-всплесками. Через месяц после того, как он начал работать над диссертацией, была открыта сверхновая 1987А, изменившая его судьбу (а также всю Вселенную).
|
|
|
