Невидимая Вселенная. Темные секреты космоса

Вспышка сверхновой — одно из мощнейших явлений Вселенной, во время которого гигантские звезды разлетаются на части. Во время взрыва сверхновая может на пару дней или недель превзойти яркостью целую галактику Но тут речь идет не только об эффектном явлении. Ведь, несмотря на разрушительную природу вспышек сверхновых, своим существованием человечество обязано остаткам сверхновой.

Первоначально, когда реликтовое излучение только образовалось, во Вселенной не было практически ничего, кроме атомов водорода и гелия — легчайших химических элементов. Было, правда, незначительное количество еще двух элементов — лития и бериллия. А все остальные химические элементы образовались вследствие ядерных реакций в звездах. Соответственно, даже земные кислород и углерод появились благодаря звездам. Когда звезда гаснет и умирает, все элементы разлетаются по космосу и начинают объединяться в новые системы, такие, например, как наша Солнечная. А потому можно с полной уверенностью сказать, что люди состоят не только из углерода, но и из звездной пыли.

Только вот незадача: звездные ядерные реакции не вырабатывают химических элементов тяжелее кислорода. Тем не менее на Земле полно более тяжелых элементов, таких как железо и свинец, не говоря уже о кремнии, который составляет до 28 процентов массы Земли. Львиная доля этих элементов образовалась при вспышках сверхновых. Иными словами, мы не просто звездная пыль — мы еще и пыль сверхновой. Без сверхновых нас вообще бы не было.

Как и многое другое во Вселенной, сверхновые встречаются всевозможных форм и размеров. По сути, наш старый знакомый Фриц Цвикки, швейцарец, изучавший скопления галактик, был пионером в классификации сверхновых и разделении их на подгруппы.

Подкатегории характеризуются спектрами, содержащими следы разного количества химических элементов. Кроме того, сверхновые обладают разным периодом светимости. Но один тип сверхновых представляет для наших поисков темной энергии особый интерес — в классификации он называется «тип 1а».

На пике сверхновые этого типа пылают с одинаковой светимостью, поэтому астрономы могут использовать их как стандартные свечи. Помните, мы ранее говорили о пульсирующих переменных звездах с известной светимостью — цефеидах? Известная яркость позволяет нам рассчитать расстояние до цефеид, измерив количество получаемого света точно так же, как расстояние до особняка, когда мы смотрим на свет факелов вдоль дороги. Яркость цефеид привлекательна еще и потому, что их можно увидеть с большого расстояния. Мы уже поняли, что цефеиды светят в несколько десятков тысяч раз ярче Солнца. Но тут появляются новые стандартные свечи: вспышки сверхновых типа 1а, которые светят уже примерно в пять миллиардов раз ярче Солнца и в миллион раз ярче цефеид. А это дает нам возможность наблюдать за сверхновыми типа 1а, находящимися в тысячу раз дальше, чем цефеиды.

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.

Таким образом, наблюдая далекие вспышки сверхновых, можно определить как расстояние (на основе яркости), так и степень расширения пространства с момента начала излучения света (через красное смещение). А еще, глядя на отдаленные объекты, мы заглядываем в прошлое. Чем дальше от нас сверхновая, тем более отдаленный период мы можем рассмотреть. Наблюдая за множеством сверхновых на различном расстоянии от Земли, мы словно создаем обратную временную шкалу истории Вселенной. Соответственно, мы можем измерить, как со временем меняется красное смещение. Значит, мы способны выяснить, насколько быстро Вселенная расширяется последние миллиарды лет. Взрывающиеся белые карлики становятся маяками, освещающими историю Вселенной. Помимо того, что вспышки сверхновых выполняют функцию стандартных свечей, остатки от взрывов можно считать одними из красивейших объектов во Вселенной. На рисунке вы увидите тысячелетние останки сверхновой звезды типа 1а, на которую весь мир мог любоваться в 1006 году нашей эры.

^{В 1006 году н. э. звездочеты со всего мира наблюдали за вспышкой сверхновой. В ходе исследований выяснилось, что, скорее всего, это сверхновая типа 1а. Так выглядят остатки взрыва сегодня. SN1006 (так называется эта сверхновая) находится в 7200 световых годах от нас, а точнее — в нашем галактическом райончике. На рисунке показаны наблюдения, сделанные с космической рентгеновской обсерватории «Чандра». Цвета изменены.} Открытие, потрясшее астрономический мир

Ежегодно в январе Американское астрономическое общество (American Astronomical Society) организовывает грандиозную конференцию. На таких встречах представляют многие новаторские результаты исследований. И конференция 1998 года не стала исключением. На ней объявили об открытии, которому суждено было перевернуть наш мир с ног на голову, а именно об открытии темной энергии.

Чуть менее чем за год до этого, в июле 1997 года, были представлены результаты исследовательского проекта Supernova Cosmology Project. Тогда еще без особых сенсаций. С 1988 года группа ученых под руководством Сола Перлмуттера занималась поиском далеких сверхновых. Они ставили перед собой цель описать историю расширения Вселенной, изучая взаимосвязь между красным смещением и яркостью от далеких сверхновых типа 1а. Однако вспышки сверхновых — явление не самое частое, поэтому для большей точности наблюдений ученые разработали методику, позволяющую сначала следить за обширными небесными пространствами, используя небольшой телескоп. А уже после обнаружения сверхновой маленьким телескопом можно было подключить к наблюдениям большой телескоп, использование которого обходилось недешево.

В статье 1997 года группа Перлмуттера представила наблюдения за семью далекими сверхновыми. Они также выяснили, из чего должна была состоять Вселенная, чтобы подтверждать эти наблюдения. Представленный результат соответствовал ожиданиям большинства современников. Наблюдаемые ими сверхновые свидетельствовали о том, что Вселенная наполнена обычным веществом и нет никакой потребности в добавлении странных ингредиентов, таких как темная энергия. В статье они даже пишут, что их результаты несовместимы со Вселенной, в которой преобладает темная энергия, но к собранию Американского астрономического общества шесть месяцев спустя все изменилось. Результаты, к которым теперь добавились несколько новых сверхновых, указывали на то, что Вселенная расширяется с увеличивающейся скоростью, Вселенная, в которой невероятно много отталкивающей гравитации.