На века останется в истории астрономии 1987 год. Событие, происшедшее в этом году, случается раз в 300-500 лет, и оно имеет громадное значение для развития астрономии и физики элементарных частиц. Вспыхнувшая 24 февраля 1987 г. Сверхновая в Большом Магеллановом Облаке-первая со времен звезды Кеплера (1604 г.) сверхновая, видимая невооруженным глазом; 300-500 лет-таков по разным оценкам интервал между вспышками сверхновых в БМО. Понятно поэтому волнение, которым была охвачена весной этого года астрономическая общественность.

Сверхновая оказалась к тому же весьма необычной. Самое интересное еще впереди: мы должны увидеть во что-в нейтронную звезду, в черную дыру или просто в ничто- превратится Сверхновая, получившая обозначение СН 1987 А. Но уже сейчас мы впервые можем сказать, что Сверхновая перед вспышкой действительно была примерно такой звездой, как и ожидали теоретики.

Сверхновая 1987 А была открыта канадским астрономом Яном Шелтоном на обсерватории Лас Кам-панас в Чили. Эта обсерватория является филиалом обсерватории Маунт Вилсон и наряду с 2,5- и 1-метровым телескопами, принадлежащими США, на ней имеется и 60-сантиметровый телескоп, принадлежащий университету в Торонто, на котором обычно и работал Шелтон. Однако открытие он сделал на 25-сантиметровом астрографе, на котором он начал слежение за БМО с целью поиска переменных, (в первую очередь новых) звезд. На второй же полученной им пластинке Шелтон увидел Сверхновую...

Трехчасовая экспозиция закончилась в 4 ч 20 мин всемирного времени 24 февраля 1987 г. Пластинка была проявлена сразу же и сразу же Шелтон увидел на ней новый объект. Не веря своим глазам, молодой астроном отправился в башню 1-метрового рефлектора и спросил у наблюдавших на нем коллег, чем может быть в БМО звезда 5-й величины, если вчера она была не ярче 12-й.

Это должна быть сверхновая!-ответил Барри Мадор. В этот момент в разговор вмешался Оскар Дюхальд, ночной помощник на 1-метровом телескопе, и сказал, что он видел уже новую звезду в БМО, к. юго-западу от 30 Золотой Рыбы, когда выходил взглянуть на небо около полуночи (т. е. около 3 ч 00 мин всемирного времени)'. Покинув телескоп, все вышли из башни. В созвездии Золотой Рыбы сияла Сверхновая...

Конечно, сказать о звезде 5-й величины, что она сияла-легкое преувеличение, но прозрачность была хорошая и это была Сверхновая! Для 2,5-метрового рефлектора звезда была слишком низко, а на 1-метровом стояла камера с ПЗС-светоприемником, для которого звезда 5-й величины слишком ярка. Остаток ночи Мадор провел в безуспешных попытках связаться по телефону с Центральным Бюро астрономических телеграмм в Кеймбридже (США). И только утром, уже из соседнего городка Ла Серена, был отправлен телекс, пришедший всего на полчаса раньше второго известия о Сверхновой.

Это было сообщение из Новой Зеландии, где Альберт Джонс заметил новый объект в БМО около 9 ч по всемирному времени. Честь открытия справедливо отдана Шелтону, но если бы Джонс не выждал двух часов после того как он первый раз увидел звезду в просвет между облаками и если бы Дюхальд не был таким усталым в ту ночь, имя первооткрывателя было бы другим.

Вскоре выяснилось, что Сверхновая была сфотографирована еще за 16 ч до открытия. Это сделал Р. Макнот на обсерватории Сайдинг Спрингс в Австралии; звезда была 6-й величины. Момент вспышки ограничен таким образом этим снимком (февраль, 23,44 UT) и пластинкой, полученной Шелтоном в предыдущую ночь (февраль 23,14 UT), на которой на месте Сверхновой нет объекта ярче 12-й ве-личины. Макнот, очевидно, немало сокрушался, что не взглянул на свой снимок в ту же ночь, но он первым установил, что голубая звезда 12m, находящаяся в пределах ~1" от того места, где вспыхнула Сверхновая,-это голубой сверхгигант класса ВЗ I (и уже поэтому член БМО, а не звезда переднего фона, нашей Галактики), заключенный в каталог ранних звезд БМО, составленный американским астрономом Н. Сендыоликом: это Sk -69°202. Она имеется и в Капском фотографическом обозрении, составленном почти сто лет назад, ее номер СР -69°402. За это время, как показал последующий просмотр пластинок Гарвардской обсерватории, блеск звезды не изменялся.

Отождествление возможной предсверхновой с Sk o-69°202 было независимо получено и на ряде других обсерваторий, н том числе и у нас в Государственном астрономическом институте им. П. К. Штернберга. Здесь Ю. Н. Ефремов измерил блеск голубой звезды на: пластинках БМО, полученных в 1967 и 3970 гг. на станции Пулковской обсерватории, работавшей. тогда в Чили, а Ю. А. Шокин и Н. М. Евстигнеева определили ее координаты.

Эти координаты отличались почти на 2" от координат Сверхновой и это, а. также и блеск Sk -69°202, привели к тому, что мы. вняли увещеваниям одного из членов редакционной коллегии "Астрономического циркуляра" и поставили знак вопроса после заглавия нашей заметки в,АЦ.№ 1483: "Сверхновая 1987 А в БМО перед. вспышкой". Однако вскоре появились более точные координаты Сверхновой; кроме того, были получены спектрограммы, и стало окончательно ясно, что, судя по спектру, она относится к сверхновым II типа, которые,, согласно теории, вспыхивают на заключительной стадии эволюции массивных звезд.

Предсверхновая, таким образом, должна была быть звездой высокой: светимости, и Ю. Н. Ефремов, исходя из того, что различие координат Сверхновой и Sk -69°202 не превосходит 0,1", оценил вероятность случайного их совпадения в 10-6. Однако ряд ученых, выступавших на том памятном заседании Объединенного астрофизического семинар а в ГАИШ в апреле 1987 г., не очень поверили этому. И у них были основания.

Некоторым казалась слишком маленькой для сверхновой амплитуда вспышки - от 12,2m до 4,3m, т. е. восемь величин. (Этого блеска звезда достигла в желтом диапазоне спектра, в конце февраля, и затем блеск вроде бы начал потихоньку уменьшаться.) Даже у обычных новых амплитуда, как правило, 10-15m а здесь получается всего 8m. Однако это чисто психологическая трудность: если сверхновые II типа взрываются из массивных звезд, амплитуда их не может быть очень большой, поскольку максимальный блеск составляет (в абсолютных величинах) обычно от -17'" до -19'", а светимость исходных звезд должна быть порядка -5--10'". Светимость сверхгиганта ВЗ I близка к -7"1 и такая же светимость получается у звезды Sk -69°202, если исходить из ее видимой звездной величины, поглощения света в БМО и его модуля расстояния.

Более серьезным было противоречие с теорией, Наиболее вероятными предсверхновыми считались и считаются красные сверхгиганты или же звезды Вольфа - Райе. Эти последние, очень горячие звезды, интенсивно теряющие вещество, резко концентрируются в сверхгигантских областях ионизованного водорода - сверхассоциациях; это предельно молодые звезды большой массы, явно находящиеся на грани устойчивости. Такую же резкую концентрацию к сверхассоциациям, областям текущего образования массивных звезд, показывают и сверхновые II типа, как это следует из совокупности данных об их вспышках в других галактиках.

Однако для Sk -69°202 нашлись и фотоэлектрические измерения блеска и цвета '(V = 12,24m; B - V = 0,04m; U - В = -0,65m), а эти данные не оставляли места для красного сверхгиганта - возможного компаньона голубого. Звезду Вольфа-Райе, столь же голубую, заметить было бы труднее, но ее характерные эмиссионные линии были бы, вероятно, замечены в спектре Sk -69°202, если только звезда Вольфа - Райе не намного слабее голубого сверхгиганта.

Однако решающими были сведения, поступившие с Международного Ультрафиолетового Исследователя (IUE)-необычайно эффективного спутника, уже много лет поставляющего ценнейшие сведения о недоступных с Земли участках спектра звезд и галак-* тик. Ультрафиолетовый спектр Сверхновой 1987 А быстро слабел и 13 марта исчез, но остались уже не изменяющиеся признаки наличия голубой звезды. Голубой сверхгигант уцелел!-это известие определило на какое-то время направление умов теоретиков; попало оно и в ряд печатных сообщений в широкой прессе и в научно-популярных журналах.

Но известие оказалось неверным. Дело в том, что Sk -69°202 имеет два физически с ним связанных спутника; это голубые звезды с V = 15,3m на расстоянии 2,65m и с V == 15,7m на расстоянии U". И вот детальное изучение спектров, полученных на IUE после исчезновения на них Сверхновой, показало, что они приходят от двух звезд, разделенных расстоянием 4,13". Это как раз дистанция между голубыми спутниками сверхгиганта, но не между сверхгигантом и каким-либо из них. Сверхгигант исчез. Впервые в истории астрономии мы увидели гибель звезды!

Многие странности звезды объясняются, вероятно, именно тем, что она была перед вспышкой относительно компактным голубым сверхгигантом с массой (15-20) Mo радиусом (50-60)Rо- Во всяком случае, поведение звезды в первые месяцы после вспышки неплохо согласуется с гидродинамической моделью вспышки звезд с массой в 15 солнечных и радиусом в 9 солнечных, предложенной еще в 1964 г. В. С. Имшенником и Д. К. Надёжиным. Среди особенностей СН 1987 А очень высокая скорость расширения оболочки и низкая светимость в максимуме (около -15,0m), что, по-видимому, объясняется именно отсутствием обширной оболочки у В-сверхгиганта (в отличие от сверхгиганта М).

Максимум у V == 4,3m оказался локальным; с начала марта блеск Сверхновой начал медленно, но неуклонно расти, и пессимисты уже подсчитывали, когда она станет ярче Солнца... Однако достигнув значения 3,0m, в конце мая блеск стал столь же медленно падать: 4,7m в начале августа, 5,3m в начале октября и 5,6m в начале ноября. Необычным является и показатель цвета: звезда примерно на 0,5m краснее, чем другие сверхновые II типа на той же стадии развития. Меньшее содержание тяжелых элементов в звездах БМО может быть одной из причин этих аномальностей, но оно невелико и в других неправильных галактиках, а кривая блеска СН 1987 А остается уникальной.

Главным является, очевидно, именно то, что вспыхнул голубой сверхгигант, не имевший столь протяженной оболочки, как красные сверхгиганты.Что же произошло с "погибшей звездой"? Взрыв массивной звезды-весьма сложный физический процесс. После длительного этапа эволюции, на котором в недрах звезды идет синтез тяжелых элементов, в ней формируется плотное (10⁹-10¹⁰ г/см³) и горячее (10⁹-10¹⁰ К) ядро, состоящее из элементов группы железа.

В таком ядре со все ускоряющимся темпом начинают идти реакции нейтронизации вещества с испусканием нейтрино, взаимодействие которого с веществом очень мало. Нейтрино поэтому практически беспрепятственно уходят из недр звезды, унося с собой энергию. В результате этих необратимых потерь энергии ядро звезды под тяжестью вышележащих слоев начинает сжиматься, ускоряя процесс нейтронизации. В какой-то момент звезда теряет устойчивость, и сжатие ядра с испусканием нейтрино приобретает лавинообразный характер.

За доли секунды центральные области звезды коллапсируют к сверхплотному состоянию (10¹⁴ -10¹⁵ г/см³), и вещество в них состоит уже преимущественно из нейтронов. Так образуется нейтронная звезда. В некоторых случаях коллапс может стать неудержимым, и звезда проваливается в черную дыру (это, очевидно, возможно и без взрыва); не исключено и полное распыление вещества звезды. В первые моменты после образования нейтронной звезды ее вещество нагрето до неимоверной температуры (7*10¹¹ К), благодаря чему в нем рождается огромное количество электрон-позитронных пар.

Это ускоряет рождение новых нейтрино, и в результате за время порядка 10-20 с в виде электронных нейтрино и антинейтрино с энергиями от нескольких МэВ ') до нескольких десятков МэВ излучается энергия порядка 10⁵³ эрг. Таким образом, взрыву массивной звезды предшествует коллапс ее ядра к сверхплотному состоянию, сопровождаемый выделением гигантской энергии, уносимой потоком нейтрино.

Каким же образом катастрофическое сжатие сменяется взрывом и разлетом звезды? Ввиду сложности расчетов детального описания перехода от взрыва внутрь к взрыву наружу еще не существует. Вероятно, благодаря частичному поглощению и рассеянию нейтрино веществом, сжатым до гигантских плотностей, в недрах звезды возникает ударная волна с энергией до 10⁵² эрг, которая со сверхзвуковой скоростью начинает распространяться наружу, сообщая веществу энергию и импульс, направленный от центра. Со временем практически вся энергия ударной волны переходит в кинетическую энергию разлета большей части массы звезды.

Спустя несколько часов ударная волна достигает поверхности звезды. Непосредственно перед ее подходом температура поверхности начинает быстро возрастать до нескольких сотен тысяч кельвинов, и на короткое время болометрическая светимость звезды поднимается в основном в далеком ультрафиолете до I0⁴⁴ эрг/с, что почти в триллион раз больше, чем светимость нашего Солнца.

Вещество звезды, сквозь которое прошла ударная волна, разлетается с огромными скоростями. Со временем в результате расширения максимум излучаемой энергии смещается в красную сторону спектра и увеличивается эффективный радиус взорвавшейся звезды. В итоге в течение нескольких месяцев в оптическом диапазоне сверхновая наблюдается как постепенно краснеющая и слабеющая звезда со светимостью 10⁴¹-10⁴² эрг/с, профили линий химических элементов в спектре которой свидетельствуют о разлете оболочки со скоростями в несколько тысяч километров в секунду.

Но львиная доля энергии погибающей звезды уносится в первые секунды после начала катастрофического коллапса в виде нейтрино-антинейтринного импульса, и большинство специалистов сейчас уверены в том, что по крайней мере два из существующих на Земле нейтринных детекторов откликнулись на этот импульс. Это произошло 23 февраля 1987 г. в 7 ч 35 мин всемирного времени в Японии на установке KAMIOKANDA-II и в США на установке 1MB. Детекторы представляют собой емкости, содержащие несколько тысяч тонн очищенной воды, помещенные глубоко под поверхностью Земли с целью уменьшения фона, обусловленного космическими лучами.

Процесс регистрации происходит следующим образом. Протоны, захватывая антинейтриио, превращаются в нейтроны, и три этом происходит рождение позитронов с .энергией порядка той, которой обладали пролетающие нейтрино, т. е. от нескольких МэВ до десятков МэВ. Нейтрино же рассеивается на электродах. Последние также приобретают энергию того же порядка, но в отличие от позитронов электроны приобретают лри этом импульс преимущественно в том направлении, .в котором двигались исходные нейтрино.

Во время нейтринного импульса за несколько секунд сквозь каждый квадратный сантиметр земной поверхности пришло порядка 1010 нейтрино и антинейтрино, но лишь ничтожная доля из них вступила во взаимодействие. Порожденные потоком нейтрино электроны и позитроны движутся со скоростью большей, чем скорость света в воде, и испускают черенковское излучение, которое регистрируется расположенными по периферии детектора фотоэлементами. Примеряв из 10¹⁶ нейтрино и антинейтрино, которые прошли через каждый из детекторов, на японской установке за 13 с был зарегистрирован всплеск из 11 событий, порожденных взаимодействием нейтрино и вещества, а да американской - всплеск из восьми событий за 6 с. Японские данные позволяют, кроме того, сказать (по направлению траекторий двух электронов), что и пределах 15-20° источник нейтрино находился в направлении Большого Магелланова Облака.

Возможно, что пришедшие от Сверхновой 1987 А нейтрино были зарегистрированы и на Баксанском детекторе в горах Кавказа. Здесь всплеск состоял из пяти импульсов за 9 с. Однако их временная шкала не была согласована с точным временем. Масса жидкого сцинтиллятора, из которого состоит Баксанский детектор, на порядок меньше; имитация подобного всплеска фоновыми событиями происходит примерно раз в двое суток, в то время как всплеск, зарегистрированный на установке KAMIOKANDA-II, в предположении его фонового Происхождения, может случиться не чаще, чем одни раз в 100 тыс. лет.

Интересно отметить, что эксперт ментальные установки в Японии и США, столь эффективно откликнувшиеся на нейтринный импульс от Сверхновой 1987 А, были построены главным об-разом с целью зарегистрировать возможный распад протонов, который предсказывали некоторые теории из физики элементарных частиц. Распад обнаружен не был (верхний предел на время жизни протона порядка 1033 лет), а вот для нейтринной астрономии они оказались как нельзя кстати.

Следует также заметить, что первыми об открытии нейтринного импульса от Сверхновой 1987 А сообщила группа ученых из нашей страны, работающая на нейтринном телескопе под Монбланом в Альпах, В течение 7 с здесь был зарегистрирован всплеск из пяти событий, но это произошло 23 февраля 1987 г. в 2 ч 52 мин всемирного времени, т. о. -почти на 5 ч раньше всплеска, замеченного в Японии, США и, возможно в СССР. Что это? Два нейтринных всплеска от одной сверхновой?

Ученые, работающие на детекторе под Монбланом, считают, что от фоновых событий всплеск, который они заметили, случается не чаще, чем раз в два года. Если действительно две нейтринных волны прошли от Сверхновой 1987 А с промежутком около 5 ч (а ужа появились предварительные модели, объясняющие и этот феномен), то почему дважды не сработали все детекторы?

Масса жидкого сцинтиллятора у детектора под Монбланом составляет лишь 90 т, однако он не является уменьшенной копией более крупных установок в Японии и США. Используя общий принцип регистрации нейтрино, они обладают различными пороговыми энергиями. Нейтрино может быть зарегистрировано только с энергией больше некоторого значения. Самый низкий порог (~7 МэВ) имеет детектор под Монбланом, и пять нейтрино, зарегистрированных этим детектором, обладают относительно низкой энергией: 7-11 МэВ.

Самый высокий порог (~20 МэВ) имеет детектор 1MB, который спустя примерно 5 ч зарегистрировал восемь нейтрино с энергиями 20-40 МэВ. Таким образом, если действительно два нейтринных импульса от Сверхновой 1987 А имели место, причем характерная энергия нейтрино в первом импульсе составляла несколько МэВ, а во втором несколько десятков МэВ, то становится ясно, почему американский детектор, имея большую массу активного вещества, не откликнулся на первый всплеск: эти нейтрино оказались ниже его порога.

Интересное явление "светового эха" было открыто рядом астрономов в феврале-марте 1988 г., проводивших наблюдения Сверхновой в Чили. Были замечены два слабых неоднородных по яркости кольца - арки, центрированных относительно Сверхновой, с радиусами порядка 30" и 50". Кольца расширялись со "сверхсветовой" скоростью около 0,4 и 0,6 пк в месяц соответственно. Спектр излучения колец оказался похожим на спектр Сверхновой во время ее максимума. Явление обусловлено рассеянием излучения Сверхновой на газопылевых облаках, расположенных на расстояниях около 100 и 300 пк от Сверхновой в сторону Земли.

Сложнее ситуация оказывается при попытке согласовать "монблановский" всплеск с отсутствием такового на детекторе KAMIOKANDA-II, который не обладает резкой пороговой энергией. Средняя энергия 11 нейтрино, зарегистрированных от Сверхновой 1987 А на этом детекторе, порядка 15 МэВ. Как замечают сами авторы работы, хотя и с меньшей эффективностью, но он откликается и на нейтрино с энергией около 7 МэВ, и при пяти событиях в этом диапазоне, зарегистрированных детектором под Монбланом, японский детектор должен был дать всплеск, состоящий из 20-40 событий. Но детектор KAMIOKANDA-II "промолчал" и сработал лишь тогда, когда сработал и детектор 1MB.

Казалось бы, на этом можно поставить точку в истории начала нейтринной физики звезд, но... уже существуют модели с более сложным сценарием коллапса, которые предсказывают две нейтринные волны от Сверхновой. Одна из них была предложена итальянскими учеными Л. Стеллой и А. Тривсом и состоит в следующем. Не исключено, что ядро исходной звезды, подвергшейся коллапсу, обладало большим моментом количества движения.

Тогда существует возможность, что во время коллапса сформировалась не одна нейтронная звезда, а две, или же нейтронная звезда в паре с черной дырой, которые на некоторое время образовали тесную двойную систему с орбитальным периодом обращения компаньонов около 0,2 с. Из-за гравитационно-волнового излучения компаньоны, быстро обращаясь один относительно другого, начнут сближаться и спустя несколько часов сольются, формируя одну общую черную дыру.

В такой модели следует ожидать два нейтринных импульса: один в момент формирования ультратесной двойной системы, второй-в момент ее разрушения приливными силами. Эти импульсы могли бы существенно различаться по своим энергетическим характеристикам. Естественно, что в такой модели следует ожидать и потока гравитационных волн, который особенно велик в момент разрушения двойной системы. К сожалению, существующие ныне детекторы гравитационно-волнового излучения еще не в состоянии зарегистрировать этот поток на расстоянии Большого Магелланова Облака.

Что же было на самом деле? Многое прояснится со временем, когда оболочка разлетающейся звезды станет прозрачной. Если в центре взрыва будет обнаружена нейтронная звезда, то восторжествует стандартная модель с одним нейтринным всплеском, если же черная дыра, то реальность окажется богаче...

Первая регистрация нейтрино от источника за пределами нашей Галактики означает, между прочим, что вспышка Сверхновой в нашей Галактике теперь уже не будет пропущена, будь она вовсе невидима в оптическом диапазоне- Такая регистрация позволяет сказать кое-что и о самих нейтрино. Недостаток солнечных нейтрино теперь нельзя объяснить тем, например, что они распадаются за время 8-минутного пути, ибо нейтрино от Сверхновой 1987 А благополучно преодолели путь длиной 150000 лет. Поскольку более энергичные частицы с массой покоя, отличной от нуля, движутся быстрее, чем менее энергичные с той же массой покоя, данные о нейтрино от Сверхновой 1987 А позволяют оценить верхний предел для массы покоя нейтрино: согласно расчетам известных зарубежных ученых Джона Бакала и Шел-дона Глэшоу этот предел составляет около 10 эВ.

Напомним, что наличие у нейтрино . массы покоя означает, что именно в них заключена основная масса Вселенной, и от решения этого вопроса зависят решающим образом космологические и космогонические - относящиеся к возникновению галактик и нашей Вселенной вообще - построения. От Сверхновой в БМО много и всякой другой, менее масштабной пользы. Например, поскольку ее блеск в максимуме на 7"1 больше, чем у любой другой звезды БМО,

Сверхновая использовалась как фонарь, просвечивающий всю толщу межзвездной среды на пути от БМО к Солнцу. Возникающие в находящихся по дороге газовых облаках линии поглощения в спектре Сверхновой дают уникальную информацию об их скоростях, химическом составе, плотности и т.д. Обнаружено до 40 групп линий, которые концентрируются к скоростям около 0 км/с (диск Галактики), 50-150 км/с (гало), больше 150 км/с (облака в БМО) и около 220 км/с, соответствующим непосредственно окрестностям Сверхновой.

Гибель массивной звезды в результате вспышки ее как сверхновой является блистательным торжеством теории звездной эволюции. Оставшийся в результате вспышки сверхплотный объект, о существовании которого свидетельствует всплеск нейтринного излучения, доказывает, что сверхплотное состояние-конец, а не начало звездной эволюции. Каков именно этот объект, какие поправки в теорию еще придется внести, покажет время.

Самое интересное еще впереди. Особые надежды возлагаются на внеатмосферные наблюдения в рентгеновском диапазоне. Так, уже 10 августа 1987 г. международный коллектив ученых, возглавляемый членом-корреспондентом АН СССР Р. А. Сюняевым, с помощью обсерватории "Рентген", установленной на борту пристыкованного к советской пилотируемой станции "Мир" модуля "Квант", обнаружил поток коротковолнового рентгеновского излучения из области Сверхновой в БМО.

Полная светимость источника в диапазоне энергий 20-300 кэВ согласно оценкам авторов открытия в августе-сентябре 1987г. составляла 2*10³⁸ эрг/с. Независимо поток рентгеновского излучения в диапазоне 10- 30 кэВ из той же области был обнаружен с борта японского спутника "Гинга" ("Млечный Путь"), На наше поколение астрономов легла огромная ответственность перед будущим. Впрочем, наступление события, вероятность которого один раз в 400 лет, вовсе не означает, что второго такого события надо ждать лишь через 400 лет. Оно может случиться и завтра... - с той же вероятностью, с которой появилась и Сверхновая 1987 А.