Астрономы регулярно докладывают нам о вспышках новых и сверхновых. Некоторые из них взрываются сами по себе, другим требуется помощь. Звёзды второй группы почему-то меньше известны широкой аудитории. О них и поговорим.

Эта статья была опубликована в журнале OYLA №1(41). Оформить подписку на печатную и онлайн-версию можно здесь.

GJ 1214 — типичный красный карлик

Судьбу звезды, в отличие от человеческой, предсказать легко — достаточно знать её массу при рождении. Тяжёлые светила, как правило, заканчивают жизнь в различных катаклизмах, а звёзды полегче могут рассчитывать на долгую и спокойную старость.

Звёзды с массами до половины солнечной (их называют красными карликами) синтезируют в ядрах гелий из водорода — и всё. Светила потяжелее ведут себя куда интересней. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, из него формируется ядро, которое под действием тяготения начинает сжиматься. Температура ядра растёт, и оно нагревает прилегающий слой водорода до значений, за которыми начинаются термоядерные реакции. Энергия, выделяющаяся в этом слое, поступает к поверхности и раздувает атмосферу звезды, так что её радиус возрастает в десятки и даже сотни раз. В процессе расширения звёздная оболочка постепенно остывает, и максимум её оптического спектра смещается в сторону длинных волн — звезда превращается в красный гигант. Такая судьба ожидает и Солнце.

WOH G64 — красный сверхгигант спектрального класса. Расположен в соседней галактике Большое Магелланово Облако.

Судьба звёздного ядра тоже зависит от начальной массы. Если она не слишком превышает половину солнечной, ядро так и остаётся гелиевым. Оно до поры до времени продолжает сжиматься, но всё же не нагревается до температур, при которых начинаются новые термоядерные превращения (а это порядка ста миллионов градусов). Если начальная масса звезды в несколько раз, но не более чем восьмикратно, превосходит солнечную, в ядре также синтезируются неон и магний. Элементы с бóльшими атомными номерами там не образуются, поскольку такая звезда не способна спрессовать ядро до достижения необходимых температур.

Пока в ядре и вокруг него идёт термоядерная реакция, оболочка звезды расширяется, и красный гигант становится сверхгигантом. Однако эти космические исполины неустойчивы. В конце концов раздувшаяся звезда сбрасывает внешние слои, оставляя оголённое ядро — новорождённый белый карлик. В юности он выглядит как бело-голубое светило (отсюда и название), поскольку температура его поверхности измеряется всего десятками тысяч градусов. Одинокий карлик обречён на постепенное остывание, следовательно, он будет желтеть, краснеть, а потом и вовсе потухнет в оптическом диапазоне. Но дело это небыстрое, счёт идёт на миллиарды лет. Пока что самые тусклые белые карлики, внесённые в астрономические каталоги, лишь ненамного холоднее Солнца.

Большое Магелланово Облако (фотография телескопа Spitzer)

Радиус типичного белого карлика примерно равен земному, а масса составляет от 0,6 до 1,2 солнечной. Последние цифры очень важны. Материя белого карлика сжата до давлений, при которых разрушаются электронные оболочки атомов. Это особого рода плазма, состоящая из атомных ядер и вырожденного газа обобществлённых электронов, движением которых управляют законы квантовой механики. Давление такого газа не зависит от температуры и определяется только плотностью. Поэтому остывание белого карлика не сказывается на его внутренней структуре и может продолжаться бесконечно долго. Однако его масса не может превышать так называемый предел Чандрасекара.

Начальная масса определяет эволюцию лишь тех звёзд, которые не имеют близких соседей. Но примерно половина светил во Вселенной объединена в пары и обращается вокруг общего центра масс. В таких системах вещество может перетекать от одной звезды к другой, да и умирают они немного иначе.

Как известно, вокруг каждой звезды есть область пространства, где господствует её притяжение. Существуют так называемые бинарные системы, состоящие из двух звёзд, области притяжения которых пересекаются в общей точке. Её называют первой точкой Лагранжа. Если обе области пересечь плоскостью, в которой движутся светила, получатся две вытянутые петли. Такие пространственные пузыри именуются полостями Роша. Космические частицы внутри полости Роша вращаются вокруг материнской звезды, но могут и перетекать через горловину в окрестностях первой точки Лагранжа в область притяжения звезды-компаньонки. Материя, находящаяся вне полостей, может стабильно обращаться вокруг пары.

Парные звёзды имеют одинаковый состав, так как образованы из одного молекулярного облака. Но начальные массы у них разные. Более тяжёлая звезда быстрее сжигает водород и превращается в красный гигант. Она может заполнить свою полость Роша и даже выйти за её границу. В этом случае часть её вещества попадает в гравитационный плен к компаньонке. Звезда-донор начинает «худеть»: её полость Роша стягивается, а скорость утечки растёт. Даже при уравнивании масс утечка только замедляется, но не прекращается.

Из-за переноса вещества меньшая звезда перетягивает материю соседки и увеличивает свою массу, что приводит к увеличению углового момента. Чтобы сохранить суммарный момент инерции бинарной системы, звёзды сближаются. Позже, когда первая становится легче компаньонки, они начинают расходиться — опять же для сохранения общего углового момента. Если вторая звезда успеет выйти за пределы своей полости Роша, она тоже начнёт терять плазму. Часть выброшенной материи попадает на орбиты, окружающие звёзды.

Компьютерное изображение аккреции вещества на белый карлик

Эти превращения приводят к разным результатам. Каждая звезда может обзавестись собственным газовым кольцом поменьше и поплотнее — аккреционным диском (от лат. accrētiō — прирост). Возможны и более редкие сценарии: столкновение и слияние или же поглощение соседки более крупной звездой.

Нейтронная звезда

До сих пор мы говорили о нормальных звёздах — сжигающих водород, но так бывает не всегда. Для запуска аккреции достаточно, чтобы один из партнёров имел газовую оболочку, способную раздуваться и перетекать через горловину полости Роша. Этот процесс возникает в системах, объединяющих обычную звезду с компактным телом из вырожденной материи (белым карликом или нейтронной звездой) или даже с чёрной дырой. Кстати, аккреционные диски впервые обнаружили при наблюдении белых карликов, связанных гравитационно с обычной звездой. Практически всегда новые звёзды рождаются при аккреции вещества водородной оболочки звезды-донора на белый карлик.

Повторная новая RS Ophiuchi

Рассмотрим системы из активной звезды и белого карлика — ­катаклизмические переменные. У них очень нестабильное излучение, отсюда и название. Аккреционный диск нагревается из-за внутреннего трения и охлаждается собственным излучением. При сбалансированности этих процессов наблюдается тепловое равновесие. При его нарушении в диске резко увеличивается генерация фотонов. Светимость диска может за несколько месяцев усилиться на один — три порядка и достигать от одной до десяти светимостей Солнца. Эти катаклизмы называют ­карликовыми новыми.

Катаклизмическая переменная. Остаток сверхновой Кеплера.

Гораздо масштабнее горение классических новых звёзд (или просто новых). Они вспыхивают, когда вещество аккреционного диска падает на поверхность белого карлика со скоростью порядка тысячи километров в секунду. Вещество это в основном состоит из водорода и может служить топливом для термоядерных реакций. Для этого водород должен разогреться до критической температуры порядка десяти миллионов градусов. Такие реакции проходят с выделением огромного количества энергии, которая буквально взрывает внешний слой белого карлика и выбрасывает сверхгорячую плазму в окружающее пространство. Светимость системы за несколько суток возрастает на три — шесть порядков и доходит до ста тысяч светимостей Солнца. По завершении процесса белый карлик принимается снова копить на поверхности запас водорода, который когда-нибудь станет горючим для очередного взрыва. В теории классические новые могут загораться с интервалом в 10 тысяч лет, но подтверждений этому пока нет: история астрономии значительно короче.

Другой вид катаклизмических переменных — ­повторные новые. Это весьма редкие звери космического зоопарка, в Галактике их известно лишь с десяток. Они увеличивают яркость в среднем не более чем тысячекратно, зато вспыхивают каждые 10–100 лет. Механизм этих вспышек в точности не известен. Предполагается, что они возникают при мощной — до одной десятимиллионной массы Солнца в год — аккреции водорода на поверхность самых массивных белых карликов, чья масса лишь немного меньше предела Чандрасекара.

Ещё один интересный подкласс — симбиотические новые. Эти катаклизмические переменные отличаются очень широким спектром излучения, который охватывает большинство диапазонов электромагнитных волн. Они возникают в парах, состоящих из пульсирующего красного сверхгиганта, находящегося на последней стадии эволюции, и молодого, а потому очень горячего белого карлика средней массы. Звезда-донор интенсивно сбрасывает вещество оболочки и готовится к превращению (где-то через несколько миллионов лет) в белый карлик. Считается, что именно это обусловливает специфический характер спектра симбиотических новых, хотя многие детали пока неясны.

Самая эффектная аккреция водорода на углеродно-кислородный белый карлик — это вспышка сверхновой. По стандартному сценарию, она происходит, когда приток аккретированного вещества доводит массу карлика-акцептора до предела Чандрасекара. Поскольку в этом случае давление вырожденного электронного газа уже не может противостоять гравитации, карлик сжимается примерно втрое, а температура его центральной зоны резко возрастает. Когда она доходит до 400 миллионов кельвинов, там начинается термоядерное горение углерода, которое дополнительно нагревает ядро.

Cимбиотическая новая

Давление вырожденного газа при этом не возрастает (оно ведь не зависит от температуры), так что ядро не расширяется и не охлаждается. Это катастрофически ускоряет термоядерную реакцию — за доли секунды производятся всё более и более тяжёлые ядра, включая радиоактивный никель-56. Фронт термоядерного горения движется от ядра к поверхности, причём, скорее всего, сначала с дозвуковой, а потом со сверхзвуковой скоростью. В результате карлик взрывается без остатка, разбрасывая новорождённую материю в пространстве. Выброшенный никель-56 даёт начало радиоактивному кобальту с таким же атомным весом, а тот — стабильному изотопу железа. Сверхновые этого типа как раз и служат космическими железоделательными фабриками. В ходе распада никеля и кобальта рождается гамма-излучение, которое нагревает остатки взорвавшейся звезды и заставляет их интенсивно светиться в рентгеновском и видимом диапазонах.

Белый карлик катаклизмической бинарной системы звёзд AE Aquarii — первая открытая звезда данного типа, у которой пульсация связана с вращением и ускорением её части

Сверхновые этой группы (астрономы называют её Ia) обладают замечательной особенностью. У них у всех примерно одинаковая (отклонения не превышают 20–30%) пиковая светимость, в четыре миллиарда раз превышающая солнечную. Поэтому наблюдения таких сверхновых сыграли решающую роль в состоявшемся два десятилетия назад открытии ускоренного расширения Вселенной.

Но об этом в другой раз.