Невидимая Вселенная. Темные секреты космоса - [54]

Но вспышки сверхновых встречаются редко и длятся недолго. Через несколько дней или недель после взрыва они уже начинают тускнеть. Кроме того, мы никогда не знаем, где и когда ожидать следующую вспышку. Следовательно, если использовать сверхновые для картографирования расстояний во Вселенной, необходимы систематические и точные исследования. Только в 1990-х годах ученые смогли начать использовать сверхновые для измерения Вселенной на гораздо большие расстояния, чем раньше. Результат оказался ошеломляющим.

Но, прежде чем восхищаться результатами, давайте посмотрим, что же такое сверхновая типа 1а. И почему у этих сверхновых именно такая светимость?

Лопнувшие от обжорства белые карлики

Сверхновые типа 1а образуются в двойных системах, где две звезды обращаются друг вокруг друга. Такое явление на просторах Вселенной не редкость. Но для рождения сверхновой типа 1а необходимо выполнить еще несколько условий. Для начала одна из звезд должна быть так называемым белым карликом.

Белые карлики — это старые потухшие звезды. Они израсходовали химические элементы, ранее служившие топливом для термоядерных реакций, а поэтому белый карлик лишь тлеет, излучая остатки былого тепла. Но не все звезды в конце своего жизненного пути превращаются в белые карлики. Какой будет смерть звезды, зависит по большей части от се первоначальной массы. Звезды в диапазоне от половины до восьми солнечных масс превращаются в белые карлики. Нашего любимого Солнца это тоже касается, но, к счастью, этой стадии оно достигнет лишь через миллиарды лет. А вот более массивные звезды в итоге превращаются в старые добрые нейтронные звезды или черные дыры. Ранее я писал, что бутылка из-под газировки с нейтронным веществом весила бы как вся вода в озере Мьёса. С белыми карликами дело обстоит несколько иначе, однако они настолько компактны, что та же бутылка с веществом белого карлика будет весить как реактивный самолет.

Эволюция живой звезды в белый карлик похожа на драматичный танец со смертью, в котором звезда сбрасывает с себя вещество. И поэтому масса оставшегося белого карлика никогда не будет превышать массу Солнца больше, чем в 1,44 раза. Это такая особая граница, известная как предел Чандрасекара, названный в честь индийского астрофизика Субраманьяна Чандрасекара (1910–1995). В активной звезде, где в центре происходят ядерные реакции, всегда будет сохраняться баланс между излучением термоядерных реакции, выталкивающим вещество звезды наружу, и силой гравитации, сжимающей звезду внутрь. В белом карлике же никаких ядерных реакций нет и в помине, однако гравитация по-прежнему не отступает. От коллапса звезду удерживает только то, что называется давлением вырожденного электронного газа. Это квантовомеханический эффект, заставляющий электроны сопротивляться сжатию. Как только масса белого карлика превышает верхний предел, давление электронного вырождения теряет свою власть. Равновесие между силой гравитации и силой давления, а значит, и сам белый карлик терпят крах.

Но как может белый карлик, масса которого в 1,44 раза больше массы Солнца, внезапно превысить этот магический предел? И вот тут в игру вступает вторая звезда-компаньон вместе со вторым условием образования сверхновой типа 1а. Если белый карлик обращается вокруг другой, как правило, более крупной звезды, гравитационная сила белого карлика сможет притянуть вещество своего компаньона. Обычные активные звезды обладают протяженной атмосферой, вещество которой непрерывно притягивается к поверхности белого карлика. Со временем белый карлик становится все более и более массивным, пока не достигнет предела Чандрасекара, и тогда… Бум! Вот вам и сверхновая типа 1а.

Понятное дело, ход событий, во время которых рождается сверхновая, значительно сложнее, чем просто взрыв, но общий принцип я вам описал. Удивительно, что все эти взрывы случаются с весьма схожими между собой звездами с практически одинаковой массой, а именно 1,44 массы Солнца. Поэтому и все вспышки сверхновых этого типа очень похожи, что позволяет нам использовать их в качестве мощных стандартных свечей. Правда, у этих сверхновых тоже есть различия. Точная светимость зависит, в частности, оттого, какой газ белый карлик притянул от соседней звезды. А еще эти различия заметны благодаря скорости затухания звезды.

(Некоторые сверхновые типа la образуются при столкновении двух белых карликов. У них может быть немного другая яркость, и об этом эффекте не стоит забывать при использовании сверхновых типа 1а в качестве стандартных свечей.)

Сегодня мы не сомневаемся, что во всем этом можно разобраться. Поэтому при обнаружении сверхновой типа 1а в далекой галактике мы можем изучить, насколько быстро уменьшается яркость в первые несколько дней. Таким образом нам удается довольно точно определить, какой была максимальная светимость, а потом сравнить с дошедшим до нас светом. Получается, с помощью простейшей математики можно рассчитать расстояние точно так же, как с цефеидами или факелами вдоль дороги.

Однако в сверхновых интересна не только их яркость. Еще можно наблюдать спектральные линии и, следовательно, красное смещение. Используя сверхновые в качестве стандартных свечей, можно сделать то же самое, что сделал Хаббл, когда открыл расширение Вселенной. Но сверхновые позволяют заглядывать гораздо дальше в космос, чем Хаббл со своими цефеидами вообще смел надеяться.