Нас учат, что все самые массивные звезды во Вселенной умирают в результате взрыва сверхновых. Нас неправильно учили.
Создайте достаточно массивную звезду, и она не погаснет со всхлипом, как наше Солнце, плавно горя миллиарды и миллиарды лет, прежде чем превратиться в белого карлика. Вместо этого ее ядро разрушится, что приведет к безудержной термоядерной реакции, которая разнесет внешние части звезды на части во время взрыва сверхновой, в то время как внутренняя часть коллапсирует либо в нейтронную звезду, либо в черную дыру. По крайней мере, таково общепринятое мнение. Но если ваша звезда достаточно массивна, вы можете вообще не получить сверхновую. Другая возможность - прямой коллапс, когда вся звезда просто исчезает и образует черную дыру. Еще одна, известная как гиперновая, обладает гораздо большей энергией и яркостью, чем сверхновая, и не оставляет после себя никаких остатков ядра. Как закончат свою жизнь самые массивные звезды из всех? Вот что говорит наука на данный момент.
Каждая звезда при первом рождении в своем ядре превращает водород в гелий. Солнечные звезды, красные карлики, которые всего в несколько раз больше Юпитера, и сверхмассивные звезды, которые в десятки или сотни раз массивнее нашей, - все они подвергаются этой ядерной реакции первой стадии. Чем массивнее звезда, тем выше температура ее ядра и тем быстрее она сжигает свое ядерное топливо. Когда в ядре звезды заканчивается водород для плавления, оно сжимается и нагревается, где - если оно становится достаточно горячим и плотным - оно может начать сплавлять еще более тяжелые элементы. Звезды, подобные Солнцу, станут достаточно горячими, как только завершится горение водорода, чтобы превратить гелий в углерод, но это конец пути на Солнце. Вам нужна звезда примерно в восемь (или более) раз массивнее нашего Солнца, чтобы перейти к следующему этапу: синтезу углерода.
Если ваша звезда такая массивная, вам уготован настоящий космический фейерверк. В отличие от звезд, подобных Солнцу, которые мягко сбрасывают свои внешние слои в планетарной туманности и сжимаются до (богатого углеродом и кислородом) белого карлика, или красных карликов, которые никогда не достигают горения гелия и просто сжимаются до (на основе гелия) белый карлик, самые массивные звезды обречены на катаклизмы. Чаще всего, особенно в конце спектра с меньшей массой (около 20 солнечных масс и менее), температура ядра продолжает расти по мере того, как термоядерный синтез переходит на более тяжелые элементы: от углерода к кислороду и/или сжиганию неона, а затем вверх периодической таблицы к горению магния, кремния и серы, которое завершается образованием ядра из железа, кобальта и никеля. Поскольку синтез этих элементов будет стоить больше энергии, чем вы получите, именно здесь взрывается ядро, и отсюда вы получаете сверхновую с коллапсом ядра.
Это блестящий, захватывающий конец для многих массивных звезд в нашей Вселенной. Из всех звезд, созданных в этой Вселенной, менее 1% достаточно массивны, чтобы достичь такой судьбы. По мере того, как вы приближаетесь к все более и более высоким массам, становится все реже и реже иметь звезду такого размера. Где-то около 80% звезд во Вселенной являются красными карликами: только 40% массы Солнца или меньше. Само Солнце массивнее, чем примерно 95% звезд во Вселенной. Ночное небо полно исключительно ярких звезд: их легче всего увидеть человеческому глазу. Однако за пределами нижнего предела для сверхновых есть звезды, масса которых во много десятков и даже сотен раз превышает массу нашего Солнца. Они редки, но космически чрезвычайно важны. Причина в том, что сверхновые - не единственный способ существования этих массивных звезд.
Во-первых, многие массивные звезды имеют выбросы и выбросы. Со временем, когда они приближаются либо к концу своей жизни, либо к концу определенного этапа синтеза, что-то заставляет ядро ненадолго сжиматься, что, в свою очередь, заставляет его нагреваться. Когда ядро становится более горячим, увеличивается скорость всех типов ядерного синтеза, что приводит к быстрому увеличению энергии, создаваемой в ядре звезды. Это увеличение энергии может сдуть большое количество массы, создавая событие, известное как самозванец сверхновой: ярче, чем любая нормальная звезда, что приводит к потере материала на десятки солнечных масс. Звезда Эта Киля (ниже) стала самозванцем сверхновой в 19 веке, но внутри созданной ею туманности она до сих пор сгорает, ожидая своей окончательной судьбы.
Так какой же будет судьба звезды, которая в 20 раз массивнее нашего Солнца? Ну, есть три возможности, и мы не совсем уверены, какие условия могут привести к каждой из них. Одна из них - сверхновая, о которой мы уже говорили. Любая сверхмассивная звезда, потерявшая достаточное количество «материала», из которого она состоит, может легко превратиться в сверхновую, если общая структура звезды внезапно попадет в нужный диапазон масс. Но есть два других диапазона масс - и опять же, мы не уверены, каковы точные числа - которые допускают два других результата. Оба они должны существовать; их уже заметили.
Чёрные дыры прямого коллапса Когда звезда становится сверхновой, её ядро взрывается и может стать либо нейтронной звездой, либо чёрной дырой, в зависимости от массы. Но только в прошлом году астрономы впервые наблюдали исчезновение звезды массой 25 солнечных. Звезды не исчезают без видимых признаков, но тому, что могло произойти, есть физическое объяснение: ядро звезды перестало производить достаточное внешнее радиационное давление, чтобы сбалансировать внутреннее гравитационное притяжение. Если центральная область становится достаточно плотной, другими словами, если внутри достаточно небольшого объема сжимается достаточно массы, вы формируете горизонт событий и создаете черную дыру. И если вы создадите черную дыру, все остальное может быть втянуто внутрь.
Предполагалось, что прямой коллапс может произойти с очень массивными звездами, масса которых может превышать 200-250 масс Солнца. Но недавнее исчезновение звезды с такой малой массой поставило все это под сомнение. Возможно, мы не понимаем внутреннюю часть звездных ядер так хорошо, как мы думаем, и, возможно, у звезды есть несколько способов просто полностью взорваться и исчезнуть, не выбросив сколько-нибудь заметного количества материи. Если это так, то образование черных дыр путем прямого коллапса может быть гораздо более распространенным явлением, чем мы думаем, и может быть очень удобным способом для Вселенной создать свои сверхмассивные черные дыры с очень ранних времен. Но есть и другой результат, который идет в совершенно противоположном направлении: устраивают световое шоу, гораздо более зрелищное, чем может предложить сверхновая звезда.
Взрывы гиперновых Эти явления, также известные как сверхсветящиеся сверхновые, намного ярче и имеют очень разные кривые блеска (характер увеличения яркости и исчезает), чем любая другая сверхновая. Их ведущее объяснение известно как механизм парной нестабильности. Когда вы коллапсируете большую массу , которая в сотни тысяч или многие миллионы раз превышает массу всей нашей планеты , в небольшой объем, высвобождается огромное количество энергии. Теоретически, если бы мы сделали звезду достаточно массивной, примерно в 100 раз массивнее Солнца, испускаемая ею энергия была бы настолько велика, что отдельные фотоны могли бы разделиться на пары электронов и позитронов. Вы знаете электроны, но позитроны - антивещественные аналоги электронов, и они очень особенные.
Когда позитроны существуют в большом количестве, они неизбежно сталкиваются с любыми присутствующими электронами. Это столкновение приводит к аннигиляции обоих, производя два фотона гамма-излучения очень специфической высокой энергии. Если скорость производства позитронов (и, следовательно, гамма-лучей) достаточно низка, ядро звезды остается стабильным. Но если скорость производства гамма-излучения достаточно высока, все эти избыточные фотоны с энергией 511 кэВ будут нагревать ядро. Другими словами, если вы начнете производить эти электрон-позитронные пары с определенной скоростью, но ваше ядро разрушается, вы начнете производить их все быстрее и быстрее… продолжая нагревать ядро! И вы не можете делать это бесконечно; это в конечном итоге вызывает самый впечатляющий взрыв сверхновой из всех: сверхновая пара с нестабильностью, когда вся звезда массой более 100 солнечных разлетается на части!
Это означает, что сверхмассивная звезда может вызвать четыре возможных исхода:
- нейтронная звезда и газ от остатка сверхновой, от маломассивной сверхновой,
- черная дыра и газ от остатка сверхновой, от сверхновой с большей массой,
- очень массивная черная дыра без остатка, возникшая в результате прямого коллапса массивной звезды,
- или только газ из остатков взрыва гиперновой.
Когда мы видим очень массивную звезду, возникает соблазн предположить, что она станет сверхновой, а черная дыра или нейтронная звезда останется. Но на самом деле есть два других возможных исхода, которые наблюдались и довольно часто случаются в космическом масштабе. Ученые все еще работают над тем, чтобы понять, когда происходит каждое из этих событий и при каких условиях, но все они происходят. В следующий раз, когда вы посмотрите на звезду, которая во много раз больше по размеру и массе нашего Солнца, не думайте, что «сверхновая» предрешена. В этих объектах осталось много жизни, а также много возможностей для их гибели. Мы знаем, что наша наблюдаемая Вселенная началась со взрыва. Что касается самых массивных звезд, мы до сих пор не уверены, заканчиваются ли они окончательным взрывом, полностью уничтожая себя, или окончательным всхлипом, полностью коллапсируя в гравитационную бездну небытия.