Всего шестнадцать лет назад две команды охотников за сверхновыми под руководством Сола Перлматтера (Национальная лаборатория имени Лоренса Беркли) и Брайна Шмидта (Национальный австралийский университет) открыли ускоренное расширение Вселенной. Принесшее авторам Нобелевскую премию открытие было сделано с помощью наблюдения сверхновых типа Ia, лучших космических измерителей расстояния.

Эти взрывы сверхновых чрезвычайно точно совпадают по яркости, а поскольку образуются они при взрыве белых карликов, то логично и от них ожидать одинаковых параметров. Эти звезды имеют массу, сравнимую с солнечной, и размер, сравнимый с земным. Точность измерения расстояний по сверхновым типа Ia составляет 10%. Она обусловлена точностью определения цвета взрыва, причем в зависимости от времени – при нарастании и спадании взрыва.

Стандартный сценарий взрыва сверхновой типа Ia заключается в наборе массы углеродно-кислородной мертвой звездой. Источником материала может быть компаньон по двойной системе или другой белый карлик, имеющий несчастье столкнуться с собратом. При достижении предела Чандрасекара (примерно на 40% тяжелее Солнца) белый карлик начинает цепную термоядерную реакцию. Причиной одинаковых параметров взрывов типа Ia, как считается, являются всегда одинаковые условия взрыва – один механизм рождения, хотя пока неизвестно точно какой, и один предел массы.

«Предел массы Чандрасекара предлагается многими космологами как главная причина одинаковых свойств сверхновых типа Ia, и что особенно важно, как причина одинаковой яркости на разных красных смещениях, – говорит еще один сотрудник Лаборатории Беркли Грег Алдеринг. – Этот предел установлен с помощью квантовой механики и потому должен выполняться для всех, даже самых далеких сверхновых». Однако бывший сотрудник этой лаборатории, ныне работающий в Национальном австралийском университете, Ричард Скальцо, показывает возможность различных масс у взрывающихся белых карликов. Все они, однако, находятся очень близко к пределу Чандрасекара. Примерно сотая часть по неизвестной причине даже превосходит его.

Хотя белые карлики встречаются часто, взрывы сверхновых типа Ia случаются редко. Набрать массу до предела Чандрасекара непросто. Мертвая звезда должна быть частью двойной или даже тройной системы, чтобы у карлика был компаньон, у которого можно было бы украсть материю. Для взрыва белому карлику должно очень повезти. Максимальная масса, с которой может образоваться белый карлик, составляет 1.2 солнечной. Поэтому даже в самом радужном сценарии необходимо раздобыть еще 0.2 солнечной массы. Этот процесс почти наверняка занимает много времени. Так, если два белых карлика обращаются вокруг общего центра масс, для передачи материи с одного на другой им сначала нужно сблизиться, а этот процесс занимает в лучшем случае сотни миллионов лет. Эти соображения и послужили стимулом для Скальцо. Белых карликов, немного не достигших предела Чандрасекара, намного больше, чем достигших – каждая малая доля солнечной массы означает миллионы лет ожидания. Поэтому хотелось бы обнаружить взрывы типа Ia у белых карликов, приближающихся к пределу, не дожидаясь, пока он будет наконец достигнут.

Для этой цели были изучены наблюдательные данные по 19 сверхновым типа Ia. Все они наблюдались одним прибором – спектрографом, установленным на 2.2-метровом телескопе Гавайского университета на горе Мауна Кеа. Этот прибор хорошо подходит для наблюдения туманности, образующейся после взрыва сверхновой. При взрыве белый карлик уничтожается полностью, так что измерение массы разлетающихся после взрыва материалов – прямой путь определить массу исходной звезды. Разумеется, всю выброшенную взрывом материю увидеть невозможно, так что приходится ограничиваться наблюдением материалов с характерными линиями испускания, чтобы потом добавить к ним необходимое количество остальных. Причиной свечения остатков взрыва сразу после разрушения звезды является радиоактивность. В ядре белого карлика образуется чрезвычайно радиоактивный никель-56. После взрыва он начинает быстро распадаться, что сопровождается испусканием мощных гамма-лучей. Они нагревают остальные элементы звезды, которые благодаря этому начинают светиться.

Этот источник света доступен в течение месяца или двух. После этого материя звезды разлетается слишком далеко, чтобы ее нагревали лучи ослабевающего распада радиоактивных ядер. Скорость падения яркости сверхновой напрямую связана с ее массой. Чем больше она была, тем больше было и никеля-56, а значит дольше сохраняется мощное гамма-излучение. Материя, нагреваемая им, также имеет большее число атомов и потому оказывается ярче. Сравнение кривых яркости в разные моменты времени – главный способ сравнения разных взрывов типа Ia.

Важны скорости набора и падения яркости и ее пиковая величина. Все это относится к разным длинам волн: чем их больше, тем точнее результат. «Принятый взгляд связывает параметры спектральной кривой с количеством никеля-56, – говорит Скальцо. – Однако мы получили, что они также сильно связаны с выброшенной массой, причем эта масса также связана с массой никеля-56». Для взрывов, яркость которых спадает особенно быстро, масса оказывается ниже предела Чандрасекара. Тем не менее, спектральные кривые этих взрывов могут быть стандартизированы под среднее представление о взрыве типа Ia. Звезды, начинавшие с предела Чандрасекара, еще проще подходят под стандартное представление. А вот для тяжеловесов, хотя бы незначительно превысивших предел, путь к пику яркости сильно отличается. Этот факт уже достаточен, чтобы откинуть ряд моделей, описывающих протекание взрыва Ia.

Углеродно-кислородные белые карлики по-прежнему остаются в центре внимания, и для их взрыва по-прежнему нужно второе тело – источник материи. Для самых тяжелых случаев взрывов нужно либо столкновение двух одинаковых карликов, либо передача материи, сопровождающаяся ускорением вращения карлика, чтобы это вращение, фактически разрывающее звезду и снижающее давление внутри нее, немного увеличило предел массы до начала цепной реакции, который определяется как раз давлением. Для взрывов до достижения предела массы карлик должен сперва перетянуть с компаньона большое количество водорода. Цепная реакция с его участием начинается раньше, так что взрыв проходит в две стадии – сначала взрывается водород, затем, благодаря возросшему от этого взрыва давлению, взрывается остальная звезда. В целом же взрыв начинается до достижения предела.