бы ему вовремя затормозить).
Если удастся разобраться с асимметрией взрыва сверхновой, это не только поможет определить направление и мощность кика, но и прольет свет на существенно большую загадку: каков в действительности механизм, обеспечивающий энергией взрыв сверхновой? Сейчас, согласно наиболее популярной теории, это нейтринный механизм: при коллапсе ядра образуется огромное количество нейтрино, которые затем вырываются из него асимметричным потоком. “Детальное компьютерное моделирование таких взрывов должно объяснить не только кики нейтронных звезд, но еще и многочисленные наблюдения, указывающие на сильную асимметрию распределения газа, выброшенного при взрыве сверхновой”, – говорит Янка. Трехмерные компьютерные модели сверхновых, такие как модель, точно воспроизводящая форму четырехсотлетнего остатка сверхновой Кассиопея А, согласуются с наблюдаемыми киками пульсаров. Это большой шаг вперед как для теоретиков-космологов, так и для астрономов. “Согласно современным 3D-моделям сверхновых, нейтронная звезда при кике приобретает скорость порядка нескольких сотен километров в секунду, а в предельных случаях – до тысячи километров в секунду, а возможно, и больше, – продолжает Янка. – Это согласуется с наблюдаемым движением молодых нейтронных звезд”.
Такие модели объясняют распределение вокруг сверхновой как железа, так и радиоактивного титана, которое недавно было промерено спутником NuSTAR – космическим телескопом рентгеновского диапазона, ведущим наблюдение в том числе и нейтронных звезд.
Тогда как кик нейтронной звезды обусловлен асимметрией взрыва сверхновой, считается, что вращение пульсаров определяется главным образом вращением звезды-предшественницы. Это связано с сохранением углового момента при коллапсе ядра, приводящего к образованию нейтронной звезды. Следовательно, если эти предположения верны, за скорость ее вращения и скорость движения через пространство ответственны разные механизмы. Чтобы измерить, с какой скоростью пульсар движется в пространстве, надо знать расстояние до него, которое не всегда легко определить. Если это расстояние известно, астрономы могут измерить скорость движения пульсара только относительно плоскости нашего неба, но радиальную компоненту скорости (по направлению к нам или от нас) измерить нельзя. Чтобы выполнить такие измерения, они сравнивают прямые наблюдения меняющихся небесных координат пульсара или измеряют его радиоизлучение.
Тем не менее некоторые пульсары, такие как пульсар в Крабовидной туманности и пульсар Вела, не покидают своей родной туманности. Янка говорит, что не у всех нейтронных звезд скорость кика достаточно велика. Вероятно, это зависит от энергии взрыва, а значит, от исходной массы материнской звезды. Согласно теории, чем больше масса звезды-предшественницы, тем мощнее взрыв и, следовательно, тем мощнее кик. “Скорость большого числа нейтронных звезд меньше двухсот километров в секунду, а согласно теории звездной эволюции, возможно, существует и отдельная популяция медленных нейтронных звезд, чья скорость составляет всего несколько десятков километров в секунду”. Именно этим может объясняться большое количество нейтронных звезд в шаровых скоплениях – крупных сферической формы скоплениях связанных между собой звезд. Чтобы покинуть скопление, скорость звезды должна быть невелика: примерно от 30 до 50 километров в секунду, а это значит, что уже при рождении скорость нейтронных звезд в скоплениях должна быть небольшой.
Есть еще одна причина, объясняющая, почему некоторые нейтронные звезды покидают туманность, оставшуюся после взрыва сверхновой, а другие нет. Считается, что это связано с возрастом остатка сверхновой. Как рассказывает Янка, по-видимому, вначале газ, из которого состоит остаток, расширяется в околозвездное пространство со скоростью несколько тысяч километров в секунду, то есть раз в десять большей, чем средняя скорость нейтронной звезды. Только примерно через десять тысяч лет, взаимодействуя с межзвездной средой – окружающим его газом и пылью, выброшенной при взрыве сверхновой, – газ остатка замедляется. Но не замедляются нейтронные звезды, которые продолжают двигаться с начальной скоростью. Так что в какой-то момент, возможно, через много тысяч лет после взрыва сверхновой, нейтронной звезде удастся покинуть свой газообразный остаток. По словам Янка, когда точно это произойдет, зависит от скорости нейтронной звезды и плотности межзвездной среды, с которой взаимодействует выброшенный при взрыве сверхновой газ.
Чуть глубже: Смерть массивной звезды
Звезды умирают по-разному, в зависимости от их массы. Одни уходят достаточно тихо, другие взрываются. Те звезды, масса которых менее примерно восьми масс нашего Солнца, живут от ста миллионов до миллиарда лет – тем дольше, чем меньше их масса. Затем такие звезды сбрасывают внешнюю оболочку, формируя планетарную туманность, тогда как их звездные ядра сжимаются и превращаются в белые карлики – компактный остаток звезды, остающийся навечно на бескрайних просторах космоса.
Однако другая судьба ждет красные и голубые сверхгиганты – более массивные звезды массой от восьми до ста масс Солнца. В момент смерти масса состоящих главным образом из железа ядер таких звезд превышает некое предельное значение, равное примерно 1,4 солнечной массы (на самом деле это число может быть от 1,з до 2 солнечных масс). У них достаточно ядерного горючего, чтобы процесс горения, сопровождающийся истечением вещества в межзвездное пространство, продолжался миллионы лет. Коллапс ядра сдерживает выделение тепла при ядерной реакции превращения более легких элементов в более тяжелые. При этом образуются все известные элементы от углерода и кислорода до железа, которые по очереди перегорают в звезде. Эти элементы по крайней мере на время удерживаются внутри звезды. Одновременно образуются почти безмассовые частицы – нейтрино.
В последние годы жизни звезды этот ядерный синтез и производство тяжелых элементов невероятно ускоряются, а температура и давление переходят опасную черту. Горение водорода в такой звезде может продолжаться много миллионов лет, а гелий исчерпывается примерно за миллион лет. После этого начинается ядерное горение углерода, продолжающееся всего около тысячи лет. Затем следует горение оставшегося кислорода, длящееся всего несколько недель. Похожая судьба ждет и более тяжелые элементы: после кислорода горит неон, затем магний и, наконец, на самой последней стадии, как раз перед тем, как ядро звезды станет железным, выгорает кремний, что, вероятно, занимает всего один день.
Именно тогда у звезды и начинаются истинные проблемы. В отличие от предыдущих элементов, ядерные превращения железа происходят не с выделением, а с поглощением энергии. Однако к этому моменту производство энергии звездой уже прекратилось, и ядро начинает сжиматься, поскольку гравитационная энергия остается единственным источником энергии. Когда масса ядра, состоящего теперь из железа, достигает порогового значения, равного примерно 1,4 массы Солнца, ядро неожиданно теряет способность сопротивляться сокрушительной силе гравитации. В доли секунды внешние слои ядра рушатся и устремляются внутрь со скоростью примерно семьдесят тысяч километров в секунду, что составляет около 23 % от скорости света. В результате коллапса при слиянии протонов и электронов образуются нейтроны, что, в свою очередь, приводит к образованию вырывающегося наружу из коллапсирующей звезды потока нейтрино. Падающее на центр вещество отбрасывается от железного ядра, плотность которого к этому времени становится невероятно
