Звезды: их рождение, жизнь и смерть
Шрифт:
Несмотря на это, вспышка сверхновой должна в нашей Галактике, как правило, сопровождаться сильнейшим оптическим эффектом. Тот же Лундмарк специально исследовал старинные исторические хроники с целью найти в них указания на внезапно вспыхивавшие звезды, которые в некоторых случаях могли быть сверхновыми. Этим увлекательным делом занимались и до Лундмарка (Биа, Гумбольдт и др.). Но только шведский астроном знал, что надо искать — он искал древние вспышки сверхновых звезд. В своих поисках он добился выдающихся результатов.
Работами Лундмарка и его последователей доказано, что в нашей Галактике за последние 1000 лет наблюдались по крайней мере шесть сверхновых: в 1006, 1054, 1181, 1572, 1604 и 1667 годах. Особую роль в истории астрономии сыграла сверхновая 1054 г., на месте которой находится знаменитая Крабовидная туманность — см. §§ 17 и 19. Но, конечно, ясно, что для изучения этого уникального явления древних хроник совершенно недостаточно — необходимо было наладить специальную наблюдательную службу, чтобы «подкараулить» вспышки сверхновых в других звездных системах, где они происходят на наших глазах. Идея таких поисков очень проста: если в каждой конкретной галактике вспышка сверхновой происходит всего лишь раз в несколько сотен лет, то систематически «патрулируя»
Впервые «службу вспышек сверхновых» осуществил в 1933 г. Цвикки, который для этой цели использовал весьма скромный 10-дюймовый телескоп. Он проводил систематические поиски в 175 площадках неба, в которых находилось большинство сравнительно близких к нам галактик. Таким образом, он внимательно следил за 3000 галактик ярче 15-й величины, из которых 700 были ярче 13-й величины. Результаты этой планомерной работы не замедлили сказаться. Всего за период 1936—1939 гг. он наблюдая в разных галактиках 12 вспышек сверхновых. Учитывая неизбежные несовершенства системы патрулирования, из своих наблюдений Цвикки сделал важный вывод, что в среднем в каждой галактике происходит одна вспышка в 360 лет.
| |
| Рис. 15.1: Кривая блеска сверхновой, вспыхнувшей в 1937 г. в NGC 1003. |
Работу Цвикки проводил в самой тесной кооперации с другими астрономами. Найденные им сверхновые со всей возможной тщательностью исследовались фотометрически и спектроскопически. Были получены кривые блеска этих сверхновых (рис. 15.1), а также их спектры. После перерыва, вызванного второй мировой войной, исследования были возобновлены в 50-х годах с более совершенными наблюдательными средствами. Количество вновь обнаруженных сверхновых резко увеличилось. Так, например, если за период времени 1885—1956 гг. всего было обнаружено 54 сверхновых, то между 1956 и 1963 гг. их было обнаружено уже 82. К 1983 г. всего было зарегистрировано около 500 сверхновых.
| |
| Рис. 15.2: Кривая блеска сверхновой I типа (схема). |
Эти исследования показали, что сверхновые отнюдь не представляют собой однородную группу объектов. Прежде всего кривые блеска обнаруживают большое разнообразие. В первом приближении, по своим наблюдательным особенностями, сверхновые делятся на два типа. На рис. 15.2 приведена схематическая кривая блеска сверхновой I типа. После быстрого подъема яркость в течение длительного времени почти постоянна. Затем блеск сверхновой довольно быстро падает, после чего дальнейшее увеличение ее видимой величины идет почти по линейному закону, что соответствует экспоненциальному уменьшению светимости. Обращает на себя внимание большое сходство кривых блеска у разных сверхновых после максимума. Совершенно другой тип кривых блеска показывают сверхновые II типа (рис. 15.3). Они отличаются большим разнообразием. Как правило, их максимумы «уже» (т. е. они занимают меньше времени). На заключительной стадии кривые блеска сверхновых этого типа значительно круче. Иногда наблюдаются вторичные максимумы и т. д. Очень вероятно, что сверхновые этого типа не представляют однородной группы объектов.
| |
| Рис. 15.3: Кривые блеска сверхновых II типа. |
Зная расстояния до галактик, где произошли вспышки сверхновых, можно найти их абсолютные величины в максимуме блеска. Они близки к -20m, что соответствует светимости, доходящей до 3
Очень интересной и, несомненно, важной является зависимость типа сверхновой от характеристики галактики, в которой произошла вспышка. Сверхновые II типа вспыхивают только в ветвях спиральных галактик, между тем как в эллиптических и «неправильных» галактиках вспыхивают только сверхновые I типа. Заметим, однако, что в спиральных галактиках (например, в нашей Галактике) вспыхивают как сверхновые II, так и I типов. Тот факт, что в эллиптических галактиках вспыхивают только сверхновые I типа, сам по себе весьма многозначителен. Дело в том, что по современным представлениям, основывающимся на теории звездной эволюции и наблюдательных данных (см. § 12), в составе звездного населения таких галактик практически нет звезд, масса которых превышала бы некоторый предел, близкий к массе Солнца. В эллиптических галактиках почти нет межзвездной среды, и поэтому процесс звездообразования давно уже там прекратился [ 35 ] . Следовательно, звездное население таких галактик — это очень старые звезды с малой (не больше солнечной) массой. Когда-то, около 10 миллиардов лет назад, когда в эллиптических галактиках бурно протекал процесс звездообразования, там рождались и массивные звезды. Но сроки их эволюции, как мы видели в § 12, сравнительно невелики, и они давно уже прошли стадию красных гигантов, превратились в белые карлики и другие «мертвые» объекты, о которых речь будет идти в последней части этой книги. Отсюда следует важный вывод, что сверхновые I типа до взрыва — это очень старые звезды, масса которых если и превосходит массу Солнца, то очень ненамного (скажем, на 10—20%). Так как кривые блеска и спектры (см. ниже) всех сверхновых этого типа удивительно сходны, мы можем утверждать, что и в спиральных галактиках (например, в нашей) звезды, вспыхивающие как сверхновые I типа, суть очень старые объекты со сравнительно небольшой массой.
35
Исключение могут составлять только самые центральные области таких галактик.
Что касается звезд, вспыхивающих как сверхновые II типа, то логично сделать вывод, что это молодые объекты. Это следует из того простого факта, что они находятся в спиральных рукавах, где из газово-пылевой среды рождаются звезды. Они наблюдаются в сравнительной близости от места своего рождения просто потому, что за время своей жизни еще не успели оттуда уйти. Принимая во внимание, что беспорядочная скорость звезд (и облаков газа) в области спиральных рукавов близка к 10 км/с, а толщина рукава порядка сотен парсек, можно сделать вывод, что возраст звезд, вспыхивающих как сверхновые II типа, не превышает нескольких десятков миллионов лет. Но, с другой стороны, даже ничего не зная о конкретном механизме вспышки (вернее, взрыва) звезды, можно утверждать, что такая «неприятность» с ней может случиться только после того, как она сойдет с главной последовательности и начнет весьма сложный заключительный этап своей эволюции (см. § 12). Какие же звезды «живут» на главной последовательности не дольше, чем несколько десятков миллионов лет? Очевидно, только достаточно массивные звезды, у которых масса во всяком случае превышает 10 солнечных масс (см. § 12). Итак, из очень простых рассуждений мы пришли к выводу, что звезды, вспыхивающие как сверхновые II типа,— это молодые, очень массивные объекты. Когда они находились на главной последовательности, они представляли собой звезды спектральных классов O и B, т. е. горячие голубые гиганты. Однако тот факт, что в неправильных галактиках типа Магеллановых Облаков вспыхивают только сверхновые I типа, явно не вяжется с нарисованной сейчас картиной. Ведь у этих галактик очень много горячих массивных звезд — почему же там не наблюдаются сверхновые II типа?
Как уже подчеркивалось выше, в случае сверхновых I типа вспыхивают очень старые звезды, масса которых лишь немного превышает массу Солнца. Закономерный конец эволюционного пути таких звезд — это превращение их в белый карлик с одновременным образованием планетарной туманности (см. § 13). Ежегодно в нашей Галактике образуется несколько планетарных туманностей, следовательно, такое же количество звезд с массой чуть побольше солнечной кончает свой жизненный путь, превращаясь в белые карлики. И только приблизительно раз в сотню лет (может быть, правда, немного чаще; см. § 16) происходит вспышка сверхновой I типа, причем вспыхивающая звезда должна иметь ту же массу, что и «предки» планетарных туманностей. Но это означает, что только одна из сотни звезд с одинаковыми (сравнительно небольшими) массами кончает свой путь как сверхновая I типа. Почему? В чем ее «патология», т. е. какие причины определяют совершенно особый финал ее жизненного пути, так драматически не похожий на судьбу подавляющего большинства ее «подруг»? К этому важному вопросу мы вернемся в конце § 18. Там будет сделана попытка связать воедино такие, казалось бы, различные проблемы астрофизики, как образование белых карликов в результате эволюции красных гигантов, «попутное» образование планетарных туманностей и причина взрыва образовавшихся таким образом белых карликов — взрывов, наблюдаемых как явление вспышки сверхновых I типа.
Так же как и кривые блеска, отличаются друг от друга и спектры сверхновых I и II типов. Более «привычный» вид имеют спектры сверхновых II типа. У них на фоне весьма интенсивного непрерывного спектра наблюдаются широкие полосы излучения и поглощения. Из распределения энергии в непрерывном спектре около максимума блеска звезды следует, что температуры излучающих газов очень велики: выше 40 000 К. В этом отношении спектры сверхновых II типа напоминают горячие звезды спектрального класса В. Основные полосы излучения и поглощения уверенно отождествляются с линиями водорода, гелия и некоторых других элементов. Исключительно большая ширина полос объясняется эффектом Доплера, вызванным огромными, в разные стороны направленными скоростями масс газа, который производит излучение и поглощение. Эти скорости доходят до 10 000 км/с. Спектры сверхновых II типа похожи на спектры обычных новых звезд, которые хорошо исследованы и объясняются выбрасыванием во время вспышек значительного количества газа. Разница, однако, состоит в том, что ширина полос излучения и поглощения у сверхновых II типа гораздо больше. Применение надежных астрофизических методов анализа таких спектров позволяет оценить массу выброшенного во время вспышек газа. У сверхновых II типа она превосходит одну солнечную массу, в то время как у обычных новых выбрасывается во время вспышки 10– 4—10– 5 массы Солнца. Само увеличение блеска сверхновой после начала вспышки объясняется непрерывным ростом излучающей поверхности у расширяющейся с огромной скоростью массы газа при непрозрачности последнего. После максимума выброшенная оболочка становится прозрачной и ее дальнейшее расширение влечет за собой уменьшение светимости, так как плотность оболочки будет быстро падать. Выброшенная во время вспышки масса газа навсегда порывает связь со вспыхнувшей звездой и движется в межзвездном пространстве, взаимодействуя с межзвездной средой. Такие огромных размеров оболочки — туманности, образовавшиеся после взрыва сверхновых звезд, существуют десятки тысяч лет и представляют собой весьма важные объекты астрономических исследований. Мы о них подробно будем рассказывать в §§ 16, 17, а пока только обратим внимание на большую величину массы, выброшенной во время вспышек сверхновых II тип»; это явно доказывает, что вспыхнувшие звезды были достаточно массивны — результат, который мы получили выше косвенными методами.