Мощный взрыв сверхновой, зафиксированный в 2007 г., оказался гибелью едва ли не самой массивной звезды в известной нам Вселенной. Возможно, такие катастрофы на ранних этапах ее существования наполнили мироздания тяжелыми элементами и стимулировали эволюцию нашего мира. Катастрофы с участием антиматерии.

Первыми в 2007 г. взрыв SN 2007bi зафиксировали израильские ученые во главе с Авишаем Гал-Ямом(Avishay Gal-Yam). Было проведено исследование ее спектра, параметров свечения и угасания, которое происходило последующие 18 месяцев, и оказалось, что к моменту гибели она весила примерно в сотню раз больше Солнца. Это значит, что некогда в молодости она была, скорее всего, еще вдвое тяжелее: крупные звезды быстро теряют вес в ходе своей эволюции. Пока что звезды, которые были бы в 200 раз тяжелее Солнца, неизвестны ученым. Текущий рекордсмен, расположенный близ центра нашей галактики, весит каких-то 114 солнечных масс.

Впрочем, даже не размеры SN 2007bi заинтересовали ученых прежде всего. Увлекательнее то, что она оказалась редчайшим типом сверхновых — так называемым «сверхновым нестабильных пар» (Pair-Instability). Теория говорит, что подобны механизм взрывной гибели может реализовываться лишь для подлинных гигантов звездной семьи, масса которых превышают 140 солнечных масс. Те, что немного не дотянули до этих размеров, заканчивают жизнь взрывом с образованием черной дыры или нейтронной звезды. Для этого им достаточно исчерпать запас внутреннего топлива для термоядерной реакции; температура падает, центростремительные силы гравитации перестают уравновешиваться центробежными, и звезда коллапсирует.

Однако настоящие звезды-гиганты столь массивны, что не успевают дожить до того момента, как их топливо исчерпается. При колоссальных давлениях и температуре в ядре звезды высокоэнергетические гамма-лучевые фотоны сталкиваются с атомными ядрами. В результате образуются пары частица — античастица, в данном случае электрон и позитрон. В ходе этого превращения энергия системы резко падает, центробежное давление излучение снижается, верх берут центростремительная гравитация. Происходит локальный коллапс, который вскоре сменяется еще более усиленной термоядерной реакцией. В какой-то момент звезда не выдерживает — и ее разносит на куски.

Вернемся же к нашей героине, SN 2007bi. Изучая ее спектр, астрономы обнаружили, что он чрезвычайно богат радиоактивным изотопом никеля: в звезде одного только этого элемента было всемеро больше, чем весит все наше Солнце. Такую же характерную «подпись» ученые фиксировали и в 2006-м, когда наблюдалась еще одна сверхновая этого редчайшего PI-типа. Помимо того, взрыв выбросил в пространство больше 22 солнечных масс кремния и других тяжелых элементов (по меркам звезд, состоящих почти целиком из водорода и гелия).

Впрочем, это лишь сегодня они редки. Некогда, в молодой Вселенной, бедной элементами тяжелее водорода и гелия, условия куда более способствовали формированию гигантских звезд. Считается, что первые поколения звезд были именно великанами, не чета сегодняшним. И возможно, в те далекие годы PI-сверхновые были практически обыденным явлением. Каждая из них выбрасывала в пространство в несколько раз больше вещества, насыщенного тяжелыми элементами, чем «обычные» сверхновые.

Насыщая пространство образовавшимися в их недрах тяжелыми элементами, те древние звезды стимулировали формирование более спокойных звезд «нормальных» размеров. Действительно, ядра из тяжелых элементов не должны быть столь огромны, чтобы стать «зародышами» будущей звезды, притянув достаточно материи и стартовав термоядерную реакцию.

Если вы любите все взрывающееся, читайте также о том, какие еще бывают сверхновые: «Гибель в паре».

По сообщению New Scientist Space и пресс-релизу W.M. Keck Observatory