6. Сверхновые разных типов и стандартизация свечи
Сверхновые (Supernova = SN, Supernovae = SNe) — это вспышки звезд взрывного характера со светимостью, то есть с мощностью излучения в десятки миллиардов раз больше светимости Солнца. Одна сверхновая в течение достаточно короткого времени производит такую же световую мощность, как средняя галактика, состоящая из миллиардов звезд. Эта мощность и позволяет использовать сверхновые в космографии.
Предложены различные объяснения происхождения энергии сверхновых, ищутся механизмы их взрыва. Большинство сверхновых взрывается в результате коллапса ядер массивных звезд, но самые яркие вспышки порождаются в термоядерных взрывах.
Здесь необходимо дать краткое пояснение. Существует распространенное мнение, что звезды светят исключительно за счет термоядерной энергии. Но это не совсем так. Большую часть своей жизни звезды действительно светят за счет энергии термоядерных реакций, но самые молодые звезды ярко светят еще до начала реакций — они светят за счет гравитационной потенциальной энергии. Если с небольшой высоты сбросить камень, то его потенциальная энергия перейдет в тепло, когда он упадет на поверхность Земли. Если сбросить с орбиты спутник Земли, то он так нагреется, что станет ярким метеором в атмосфере. То есть свет часто порождается и без ядерных реакций. То же происходит и со старыми массивными звездами — в центре такой звезды перед коллапсом легкие элементы уже прогорели до железа, и важны не ядерные реакции, а огромная потенциальная энергия. Именно она может дать мощную вспышку при сжатии в нейтронную звезду. А звезды небольшой массы — в несколько масс Солнца — не сжимаются в нейтронную звезду, а взрываются в конце своей жизни, как термоядерные бомбы. Правда, это происходит только при особенных условиях — в двойной звездной системе. Такие звезды называют сверхновыми типа Ia и обозначают SN Ia.
Сверхновые Ia (SN Ia) удобны для измерения расстояний и определения геометрии Вселенной по нескольким причинам. Во-первых, это очень яркие объекты, богатую информацию о которых мы можем получать, даже если они взрываются в очень далеких галактиках с большими красными смещениями z . Во-вторых, SN Ia на первый взгляд кажутся вполне однородным классом, если судить по их спектрам и формам кривых блеска. Когда-то считали, что их можно прямо использовать как стандартные свечи: казалось, что максимумы абсолютной светимости у разных сверхновых одинаковы, однако это не так. Более внимательное изучение SN Ia показало различия внутри этого класса.
В 1977 году Ю. П. Псковский из ГАИШа показал, что максимумы блеска SN Ia не одинаковы. Надо сказать, что этот результат Псковского не признавался западными учеными очень долго — до начала 1990-х годов. Псковский также нашел важнейшую для космологии зависимость между максимальной светимостью SN Ia и скоростью последующего ослабления блеска: оказалось, что блеск при более мощных вспышках спадает медленнее, чем при слабых. Эта зависимость впоследствии активно изучалась многими исследователями SN Ia, особенно подробно — Филлипсом (после 1993 года), на основе наблюдений близких к нам сверхновых с небольшим красным смещением z.
Когда астроном открывает сверхновую с большим z , он определяет темп спада блеска после максимума. Расстояния до сверхновой он не знает, но если блеск спадает медленно, он может считать, что сверхновая мощная, то есть узнает истинную светимость “свечи”. А по видимому блеску “свечи” узнает расстояние. Таким образом применение зависимости Псковского — Филлипса, которая только и позволяет провести “стандартизацию свечи”, дает возможность оценить светимость сверхновой, а значит, и фотометрическое расстояние до нее. Однако зависимость Псковского — Филлипса является корреляционной, а не функциональной, то есть она выполняется только в среднем, поэтому каждое индивидуальное измерение может привести к большим ошибкам.
АДЧ: “Ускоренное космологическое расширение было обнаружено в прямых астрономических наблюдениях на расстояниях в несколько миллиардов световых лет, почти у края видимой Вселенной. (Здесь следует уточнить, что при “прямых наблюдениях” ускорение измерить нельзя. — С. Б. ) Но измерить ускорение галактик впервые удалось лишь десять лет назад в результате длительных систематических наблюдений, проводившихся двумя независимо работавшими группами астрономов”.