Взрыв массивной звезды

Как звезда во много раз тяжелее Солнца схлопывается и разносит себя на части

Шаг за шагом

Сверхгигант

Массивные звёзды живут быстро. Эта родилась с массой около 18 Солнц и сжигает топливо так яростно, что светит примерно в 90 000 раз ярче Солнца. Вся её жизнь длится лишь около десяти миллионов лет — тысячная доля жизни Солнца.

Её внешние слои так раздуты и разрежены, что всю её поверхность покрывают лишь несколько огромных ячеек кипящего газа, каждая во много раз шире Солнца.

Бетельгейзе в Орионе — такая звезда, примерно в 550 световых годах от нас. Она взорвётся когда-нибудь в ближайшие 100 000 лет: миг для звезды, но, скорее всего, не при нашей жизни.

Слои, как у луковицы

Внутри она устроена слоями. Вокруг железного ядра лежат оболочки из кремния, кислорода и неона, углерода и гелия — каждая из пепла топлива, горящего снаружи неё, — и всё это окутано огромной водородной оболочкой.

Звезда светит, сливая лёгкие элементы в более тяжёлые. Когда водород в её центре кончается, ядро сжимается и нагревается, пока не сможет жечь гелиевый пепел, превращая его в углерод и кислород. Каждый раз, когда кончается топливо, ядро сжимается, горячеет и берётся за пепел предыдущего: углерод, затем неон, кислород и кремний.

Каждое топливо продолжает гореть в тонкой оболочке сразу за ядром, так что звезда в итоге слоиста, как луковица. Слои нарисованы примерно в масштабе: почти вся ширина звезды — водород, а всё остальное упаковано в ядро размером примерно с Солнце.

Приближение показывает, как глубоко они уходят: железо в центре примерно в сто тысяч раз уже самой звезды.

Всё быстрее и быстрее

Каждое новое топливо кончается быстрее прежнего: водорода хватает примерно на 8 млн лет, гелия — на миллион, углерода — на тысячу, неона и кислорода — примерно на год каждого, а кремния — всего дней на десять.

Более тяжёлое топливо даёт меньше энергии при каждом слиянии, и ядру нужно быть горячее, чтобы вообще его сливать. При таких температурах оно ещё и теряет энергию с нейтрино, которые вылетают прямо из звезды, поэтому ему приходится гореть всё быстрее, лишь бы удержать себя.

Когда оно жжёт кремний, примерно при 3 миллиардах градусов, ядро расходует топливо за дни. Снаружи никто бы не заметил: поверхность звезды меняется слишком медленно, чтобы выдать, как её ядро мчится к концу.

Это сроки для звезды примерно в 20 Солнц в моделях Вусли, Хегера и Уивера; более тяжёлая звезда проходит их ещё быстрее.

Железное ядро

Ядро атома железа — одно из самых прочно связанных. Сплавить его во что-то тяжелее или разбить на что-то легче можно, только вложив энергию. Поэтому железо копится в центре мёртвым пеплом, и сжечь его нечему.

Ядро держится только на своих электронах, сжатых так плотно, что они давят в ответ, — это то же давление, что держит белый карлик. Оно выдерживает лишь около 1,4 массы Солнца, а горящий вокруг ядра кремний всё добавляет к нему железо.

Пунктирный круг — Земля в масштабе. В шар меньше нашей планеты ядро втискивает больше массы, чем у Солнца.

Коллапс

При сжатии электроны вдавливаются в протоны, превращая их в нейтроны и испуская нейтрино. Электронов, способных сопротивляться, становится меньше, и коллапс только ускоряется. Остальная звезда не успевает ничего заметить: для неё ещё ничего не произошло.

Работу делает собственное тяготение ядра, и оно высвобождает немыслимую энергию: в несколько сотен раз больше, чем Солнце излучит за всю свою десятимиллиардолетнюю жизнь, — меньше чем за секунду.

Быстрее, чем моргнуть, ядро сжимается почти от размеров Земли — пунктирного круга — до шара в несколько десятков километров: будущей нейтронной звезды.

Отскок

При плотности атомного ядра падающее ядро твердеет и отскакивает, посылая наружу ударную волну. Рождается нейтронная звезда, и из неё вырываются 10⁵⁸ нейтрино, уносящие 99% энергии.

Вещество такой плотности упаковано так тесно, как только возможно: чайная ложка его весила бы около миллиарда тонн. Когда внутреннее ядро достигает её, сжать его дальше нельзя, и газ, ещё падающий на него, отскакивает, как мяч от стены.

Нейтрино почти ни с чем не взаимодействуют: триллионы солнечных нейтрино пролетают сквозь ваше тело каждую секунду. Даже их тормозит эта давка, но примерно за десять секунд все они вырываются, унося почти всю энергию коллапса.

Это единственное, что когда-либо удалось поймать прямо из коллапсирующего ядра: в 1987 году детекторы в Японии, США и России поймали около двух десятков нейтрино от SN 1987A — за несколько часов до прихода её света.

Ударная волна застревает, потом прорывается

За несколько сотых секунды ударная волна теряет напор и застревает примерно в 150 км от центра. Нейтрино нагревают газ позади неё и заставляют его кипеть, и через несколько десятых секунды волна прорывается.

Ударная волна тратит энергию на разрушение падающих на неё ядер железа и останавливается. Десятилетиями компьютерные модели сверхновых проваливались именно здесь: в простых моделях звезда вообще не взрывается.

Разгадка — в нейтрино. Газ позади волны перехватывает несколько процентов их энергии, кипит и плещется огромными пузырями и толкает волну наружу, пока она не прорвётся. Это воспроизводят только трёхмерные расчёты на крупнейших суперкомпьютерах, и в них звёзды теперь взрываются.

Вырвавшись, ударная волна проносится через слои звезды со скоростью в тысячи километров в секунду.

Прорыв

Примерно через сутки ударная волна достигает поверхности звезды и прорывается сквозь неё вспышкой ультрафиолета длиной около получаса. Вся звезда разлетается на части.

Лишь одну такую вспышку удалось застать в самом начале: в 2008 году спутник Swift случайно наблюдал галактику, когда ударная волна сверхновой SN 2008D вырвалась наружу и около пяти минут светилась в рентгене.

В звезде такого размера волне нужны около суток, чтобы выбраться. Звезда SN 1987A была меньше — голубой сверхгигант, — и её свет появился примерно через три часа после нейтрино.

Внешние слои звезды — больше десяти Солнц газа — разлетаются со скоростью около 10 000 км/с.

Сверхновая

Месяцами одна эта звезда светит как сотни миллионов Солнц — так ярко, что её видно через большую часть Вселенной.

Долгое ровное свечение даёт выброшенный водород. Нагретый взрывом, газ остывает, расширяясь, и его свет выходит снаружи внутрь. Когда это заканчивается, свет даёт никель-56 из взрыва, который распадается в кобальт, а затем в железо и греет обломки.

SN 1987A в 168 000 световых лет, в Большом Магеллановом Облаке, стала ближайшей сверхновой со времён изобретения телескопа — её было видно невооружённым глазом.

Звёздное вещество

Столетия спустя обломки — это оболочка в световые годы шириной, богатая кислородом, кремнием, кальцием и железом, созданными в звезде. В её центре вращается нейтронная звезда.

Остаток продолжает расти, вспахивая окружающий газ, и светится в рентгене там, где его ударная волна греет этот газ до миллионов градусов. Кассиопея A в 11 000 световых лет — такой остаток возрастом около 340 лет и шириной 10 световых лет; цвета здесь повторяют элементы, которые нанёс на карту «Чандра».

Со временем обломки смешиваются с газом галактики, из которого рождаются новые звёзды и планеты. Большая часть кислорода, которым мы дышим, и часть железа в нашей крови возникли в таких звёздах и были рассеяны такими взрывами.

Оставшаяся нейтронная звезда может светить как пульсар — как в Крабовидной туманности, остатке сверхновой 1054 года. Ядро более тяжёлой звезды может сжаться ещё дальше — в чёрную дыру.