Самое яркое событие в жизни любой звезды – это ее смерть. Звезды небольшой массы вроде нашего Солнца перед смертью сбрасывают свою оболочку и превращаются в самые причудливые так называемые планетарные туманности, в центре которых остается крохотный, но очень горячий уголек. Этот остаток носит название белый карлик и последующие миллионы и миллиарды лет тихо остывает, превращаясь в невидимый звездный «труп». Масса такого «трупа» – порядка массы Солнца, а размер – всего лишь порядка размеров Земли, из-за чего плотность его вещества достигает нескольких тонн на кубический сантиметр.
Гибель массивной звезды сопровождается вспышкой сверхновой – грандиозным взрывом, осколки которого зачастую светят ярче, чем целая галактика, в которой произошла вспышка. Благодаря такой яркости взрывы сверхновых можно заметить в миллиардах световых лет от Солнца, и с их помощью ученые уточняют модели эволюции самой Вселенной.
Однако такие взрывы случаются нечасто. Последнюю вспышку сверхновой в нашей Галактике удалось наблюдать Кеплеру в 1604 году. С тех пор произошло еще два таких события – в созвездиях Кассиопеи и Стрельца, о которых мы знаем по разлетающимся после взрыва оболочкам. Однако самих вспышек астрономы не заметили – может быть, потому что случились они за плотными облаками пыли, которые поглотили яркое свечение, а может быть, просто по невнимательности.
Карликовый взрыв
Особый интерес для астрономов представляют взрывы сверхновых типа Ia. Во-первых, они ярче, а во-вторых (и это главное), у всех у них примерно одна и та же истинная яркость – в максимуме они светят, как 4 млрд солнц. Благодаря этому по видимому блеску таких светил легко определить расстояние до них и таким способом проверить, к примеру, историю расширения нашего мира. Теория и наблюдения таких взрывов – огромная и очень важная отрасль современной астрофизики.
По современным представлениям, сверхновые типа Ia – это термоядерные взрывы белых карликов, тех самых «угольков», что остаются в конце жизни не очень массивной звезды. Если при жизни у нее была звезда-напарница, то позднее вещество с внешних оболочек этой звезды может политься на поверхность белого карлика. Остывающий «труп» вновь станет нагреваться и ярко светить в рентгеновском диапазоне, а его масса начнет постепенно увеличиваться.
Однако росту массы есть предел. Он носит имя индийского астрофизика Субраманьяна Чандрасекара и составляет для типичных гелиевых карликов примерно 1,44 массы Солнца. Когда предел превзойден, карлик начинает безудержно сжиматься до тех пор, пока не достигнет плотности, нужной для ядерных реакций. Вот здесь-то и происходит взрыв. Что-то сродни водородной бомбе, только в поистине астрономических масштабах. Поскольку мы точно знаем, какова мощность этой водородной бомбы (ее определяет предел Чандрасекара), то и блеск остается постоянным.
Новая сверхновая
Разумеется, все это лишь самая общая теория и в реальности сверхновые типа Ia чуть отличаются и по истинному блеску, и по другим своим характеристикам. Чтобы лучше разобраться в них, ученые максимально подробно исследуют те нечастые взрывы, что происходят сравнительно неподалеку – в близких к нам галактиках.
Мечта любого исследователя таких взрывов – увидеть его в нашей собственной Галактике, Млечном Пути. Последний раз это удавалось датскому астроному Тихо Браге в 1572 году. С тех пор ни одной сверхновой Ia увидеть не удалось (да и сверхновую II типа удалось поймать лишь Кеплеру). Однако теперь ученые знают, откуда надо ждать такого взрыва в будущем.
Взрыв на Корме
В южном созвездии Кормы есть голубая звезда HD 49798. Она довольно яркая, примерно восьмой звездной величины, так что разглядеть этот объект можно даже в небольшой бинокль. В 1996 году астрономы обнаружили пульсирующий поток рентгеновских лучей, идущих от HD 49798, и с тех пор пытались разобраться, как они появляются. Довольно скоро стало понятно, что этот объект двойная система, в которой видимый в оптическом диапазоне компонент крутится вокруг какого-то слабого источника рентгеновского излучения.
Этим источником мог быть и белый карлик, и нейтронная звезда (но не черная дыра, так как у нее нет поверхности, а значит невозможны и строго периодические пульсации). Выбрать правильный вариант помогло бы определение массы рентгеновского источника, однако сделать это оказалось непросто. По периодическому, так называемому доплеровскому, смещению спектральных линий в спектре видимого компонента даже получилось измерить и некоторую комбинацию масс двух компонент, однако определить массу той и другой звезд по отдельности не удавалось.
Массивный карлик
Сандро Мерегетти из Института космической физики в итальянском Милане и его коллеги смогли точно определить массы, измерив смещение частоты рентгеновских пульсаций из-за того же эффекта Доплера. В течение 12 часов в ночь с 10 на 11 мая 2008 года ученые точно фиксировали время прихода каждого рентгеновского фотона от HD 49798 с помощью европейского рентгеновского телескопа XMM-Newton и таким способом смогли точно определить скорость движения невидимого в оптическом диапазоне компонента.
Время наблюдений, кстати, было выбрано не случайно – именно в этот момент рентгеновский источник мог пройти за оптической звездой, если плоскость их взаимной орбиты лежит достаточно близко к лучу зрения. Как оказалось, именно так она и лежит, что сразу позволило оценить этот наклон и точно определить параметры системы. Результаты работы опубликованы в последнем номере Science.
Ученые выяснили, что масса рентгеновского источника – примерно 1,28 массы Солнца (плюс-минус 0,05 солнечной массы), а его размер вдвое меньше земных. Это самый массивный и плотный белый карлик, известный астрономам: большинство из них примерно вдвое легче. Второй, видимый в оптике, компонент системы представляет собой ядро когда-то большой звезды, внешние слои с которой белый карлик полностью ободрал. Скорее всего, именно благодаря такой обдирке он и достиг очень высокой массы. Кроме того, падающее вещество раскрутило карлик, и теперь он совершает полный оборот всего за 13,2 секунды.
При свете дня
Сейчас перетекание вещества в системе замедлилось – белый карлик перехватывает лишь небольшую долю звездного ветра, который излучает обнажившееся горячее ядро оптической компоненты. Тем не менее масса карлика растет, а оставшаяся без шкуры звезда продолжает эволюционировать и скоро вновь начнет течь на белый карлик. Ученые уверены, что это перетекание неизбежно приведет к взрыву самой яркой сверхновой – типа Ia.
Когда это произойдет, пока сказать сложно. Может, через сотни тысяч, может, через миллионы лет. В любом случае не больше, так что вид созвездий за это время кардинально смениться не сможет. Мы можем быть уверены, что кто-то из наших потомков (если человечество просуществует достаточно долго) все-таки увидит взрыв сверхновой в созвездии Кормы.
Кстати, зрелище это должно быть впечатляющим. До HD 49798 относительно недалеко – примерно 2 тыс. световых лет, и в максимуме блеска соответствующая сверхновая будет в 100−200 раз ярче Венеры. Блеска полной Луны она, конечно, не достигнет, но будет светить, как половинка нашего спутника. Ночью можно будет читать газеты, а днем – увидеть сверхновую даже при свете Солнца. Не забудьте предупредить об этом внуков.
