Звезды

положение центральных звёзд планетарных туманностей на диаграмму

температура - светимость. Чтобы разобраться в свойствах звёзд,

расположенных в центре планетарных туманностей, рассмотрим эти небесные

тела.

На фотографиях планетарная туманность выглядит как протяжённая масса

газов эллипсоидной формы со слабой, но горячей звездой в центре. В

действительности эта масса представляет собой сложную турбулентную,

концентрическую оболочку, которая расширяется со скоростями 15-50 км/с.

Хотя эти образования выглядят как кольца, на деле они являются оболочками,

и скорость турбулентного движения газа в них достигает примерно 120 км/с.

Оказалось, что диаметры нескольких планетарных туманностей, до которых

удалось измерить расстояние, составляют порядка 1 светового года, или около

10 триллионов километров. Расширяясь с указанными выше скоростями, газ в

оболочках становится очень разряженным и не может возбуждаться, а

следовательно, его нельзя увидеть спустя 100 000 лет.

Многие планетарные туманности, наблюдаемые нами сегодня, родились в

последние 50000 лет, а типичный их возраст близок к 20 000 лет. Центральные

звёзды таких туманностей - наиболее горячие объекты среди известных в

природе. Температура их поверхности меняется от 50 000 до 1млн. К. Из-за

необычайно высоких температур большая часть излучения звезды приходится на

далёкую ультрафиолетовую область электромагнит иного спектра. Это

ультрафиолетовое излучение поглощается, преобразуется и переизлучается

газом оболочки в видимой области спектра, что и позволяет нам наблюдать

оболочку. Это означает, что оболочки значительно ярче, нежели центральные

звёзды, - которые на самом деле являются источником энергии, - так как

огромное количество излучения звезды приходится на невидимую часть спектра.

Из анализа характеристик центральных звёзд планетарных туманностей

следует, что типичное значение их массы заключено в интервале 0,6-1 масса

Солнца. А для синтеза тяжёлых элементов в недрах звезды необходимы большие

массы. Количество водорода в этих звёздах незначительно. Однако газовые

оболочки богаты водородом и гелием.

Некоторые астрономы считают, что 50-95 % всех белых карликов возникли не

из планетарных туманностей. Таким образом, хотя часть белых карликов

целиком связана с планетарными туманностями, по крайней мере, половина или

более из них произошли от нормальных звёзд главной последовательности, не

проходящих через стадию планетарной туманности.

Полная картина образования белых карликов туманна и неопределенна.

Отсутствует так много деталей, что в лучшем случае описание эволюционного

процесса можно строить лишь путём логических умозаключений. И, тем не

менее, общий вывод таков: многие звёзды теряют часть вещества на пути к

своему финалу, подобному стадии белого карлика, и затем скрываются на

небесных «кладбищах» в виде чёрных, невидимых карликов.

Если масса звезды примерно вдвое превышает массу Солнца, то такие звёзды

на последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. Такие звёзды могут

взорваться как сверхновые, а затем сжаться до размеров шаров радиусом

несколько километров, т.е. превратиться в нейтронные звёзды.

СВЕРХНОВЫЕ.

Около семи тысяч лет назад в отдалённом уголке космического пространства

внезапно взорвалась звезда, сбросив с себя наружные слои вещества.

Сравнительно большая и массивная звезда вдруг столкнулась с серьёзной

энергетической проблемой - её физическая целостность оказалась под угрозой.

Когда была пройдена граница устойчивости, разразился захватывающий,

чрезвычайно мощный, один из самых катастрофических во всей Вселенной

взрывов, породивший сверхновую звезду.

Шесть тысяч лет мчался по космическим просторам свет от этой звезды из

созвездия Тельца и достиг, наконец, Земли. Это случилось в 1054г. В Европе

наука была тогда погружена в дрему, и у арабов она переживала период

застоя, но в другой части Земли наблюдатели заметили объект, величественно

сверкающий на небе перед восходом Солнца.

Четвёртого июля 1054г. китайские астрономы, вглядываясь в небо, увидели

светящийся небесный объект, который был много ярче Венеры. Его наблюдали в

Пекине и Кайфыне и назвали "звездой-гостьей". Это был самый яркий после

Солнца объект на небе. В течение 23 дней, вплоть до 27 июля 1054г., он был

виден даже днём. Постепенно объект становился слабее, но всё же оставался

видимым для невооружённого глаза ещё 627 дней и наконец исчез 17 апреля

1056г. Это была ярчайшая из всех зарегистрированных сверхновых - она сияла

как 500 млн. Солнц. Если бы она находила от нас на таком расстоянии, как

ближайшая к нам звезда альфа Центавра, то даже самой тёмной ночью при её

свете мы могли бы свободно читать газету - она светила бы значительно ярче,

чем полная Луна.

В европейских хрониках тех лет нет никаких упоминаний о данном событии,

но не следует забывать, что-то были годы средневековья, когда на

европейском континенте почти угас свет науки.

Один интересный момент в истории открытия этой звезды. В 1955г. Уильям

Миллер и Гельмут Абт из обсерваторий Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар

обнаружили доисторические пиктограммы на стене одной пещеры в скале каньона

Навахо в Аризоне. В каньоне изображение было высечено на камне, а в пещере

- нарисовано куском гематита - красного железняка. На обоих рисунках

изображён кружок и полумесяц. Миллер истолковывает эти фигуры как

изображение лунного серпа и звезды; по его мнению, они, возможно,

отображают появление сверхновой в 1054г. Для такого заключения есть два

основания: во-первых, в 1054г., когда вспыхнула сверхновая, фаза Луны и её

расположение относительно сверхновой были именно такими, как показано на

рисунке.

Во-вторых, по найденным в тех местах глиняным черепкам установлено, что

около тысячи лет назад в этой местности обитали индейцы. Таким образом,

рисунки, по-видимому, являются художественным изображением сверхновой,

сделанным древними индейцами.

После фотографирования и тщательного исследования участка неба, где

находилась сверхновая, было обнаружено, что остатки сверхновой образуют

сложную хаотическую расширяющуюся газовую оболочку, заключающую несколько

звёзд. Весь этот комплекс из газа и звёзд был назван Крабовидной

туманностью. Источником вещества туманности является одна из центральных

звёзд, та самая, которая взорвалась семь тысяч лет назад. Это нейтронная

звезда. Она имеет температуру 6-7 млн. К и чрезвычайно малый диаметр. По

фотографиям и спектрограммам можно определить физические характеристики

звезды.

В результате исследования выяснилось, что в Крабовидной туманности

различаются два типа излучающих областей. Во-первых, это волокнистая сетка,

состоящая из газа, нагретого до нескольких десятков тысяч градусов и

ионизированного под действием интенсивного ультрафиолетового излучения

центральной звезды; газ включает в себя водород, гелий, кислород, неон,

серу. И, во-вторых, большая светящаяся аморфная область, на фоне которой мы

видим газовые волокна.

По фотографиям, сделанным около двенадцати лет назад, обнаружено, что

некоторые из волокон туманности движутся от её центра наружу. Зная угловые

размеры, а также приблизительно расстояние и скорость расширения, учёные

определили, что около девяти столетий назад на месте туманности был

точечный источник. Таким образом, удалось установить прямую связь между

крабовидной туманностью и тем взрывом сверхновой, который почти тысячу лет

назад наблюдали китайские и японские астрономы.

Вопрос о причинах взрывов сверхновых по-прежнему остаётся предметом

дискуссий и служит поводом для выдвижения противоречивых гипотез.

Звезда с массой, превосходящей солнечную примерно на 20%, может со

временем стать неустойчивой. Это показал в своём блестящем теоретическом

исследовании, сделанном в конце 30-х годов нашего столетия, астроном

Чандрасекар. Он установил, что подобные звёзды на склоне жизни порой

подвергаются катастрофическим изменениям, в результате чего достигается

некоторое равновесное состояние, позволяющее звезде достойно завершить свой

жизненный путь. Многие астрономы занимались изучением последних стадий

звёздной эволюции и исследованием зависимости эволюции звезды от её массы.

Все они пришли к одному выводу: если масса звезды превышает предел

Чандрасекара, её ожидают невероятные изменения.

Как мы видели, устойчивость звезды определяется соотношением между силами

гравитации, стремящимися сжать звезду, и силами давления, расширяющими её

изнутри. Мы также знаем, что на последних стадиях звёздной эволюции, когда

истощаются запасы ядерного горючего, это соотношение обеспечивается за счёт

эффекта вырождения, которое может привести звезду к стадии белого карлика,

и позволит ей провести остаток жизни в таком состоянии. Став белым

карликом, звезда постепенно остывает и заканчивает свою жизнь,

превратившись в холодный, безжизненный, невидимый звёздный шлак.

Если масса звезды превосходит предел Чандрасекара, эффект вырождения уже

не в состоянии обеспечить необходимое соотношение давлений. Перед звездой

остаётся только один путь для сохранения равновесия - поддерживать высокую

температуру. Но для этого требуется внутренний источник энергии. В процессе

обычной эволюции звезда постепенно использует для этого ядерное горючее.

Однако как может звезда добыть энергию на последних стадиях звёздной

эволюции, когда ядерное топливо, регулярно поставляющее энергию, на исходе?

Конечно она ещё не энергетический «банкрот», она большой, массивный объект,

значительная часть массы которого находится на большом расстоянии от

центра, и у неё в запасе ещё есть гравитационная энергия. Она подобна

камню, лежащему на вершине высокой горы, и благодаря своему местоположению

обладающему потенциальной энергией. Энергия, заключённая во внешних слоях

звезды, как бы находится в огромной кладовой, из которой в нужный момент её

можно извлечь.

Итак, чтобы поддерживать давление, звезда теперь начинает сжиматься,

пополняя, таким образом, запас своей внутренней энергии. Как долго

продолжается это сжатие? Фред Хойл и его коллеги тщательно исследовали

подобную ситуацию и пришли к выводу, что в действительности происходит

катастрофическое сжатие, за которым следует катастрофический взрыв. Толчком

взрыву, избавляющему звезду от избытка массы, является значение

плотности, создаваемое при сжатии. Избавившись от избыточной массы, звезда

тут же возвращается на путь обычного угасания.

Наибольший интерес для учёных представляет процесс, в ходе которого шаг

за шагом осуществляется постепенное выгорание ядерного топлива. Для расчёта

этого процесса используется информация, полученная из лабораторных опытов;

огромную роль при этом играют современные быстродействующие вычислительные

машины. Хойл и Фаулер смоделировали с помощью ЭВМ процесс энерговыделения в

звезде и проследили её ход. В качестве примера они взяли звезду, масса

которой втрое превосходит солнечную, то есть звезду, находящуюся далеко за

пределом Чандрасекара. Звезда с такой массой должна иметь светимость, в 60

раз превышающую светимость Солнца, и время жизни около 600 млн. лет.

Мы уже знаем, что в ходе обычных термоядерных реакций, протекающих в

недрах звезды почти в течение всей её жизни, водород превращается в гелий.

После того как значительная часть вещества звезды превратится в гелий,

температура в её центре возрастает. При увеличении температуры примерно до

200 млн. К ядерным горючим становится гелий, который затем превращается в

кислород и неон. Таким образом, гелиевое ядро начинает порождать более

тяжёлое ядро, состоящее из двух этих химических элементов. Теперь звезда

становится многослойной энергопроводящей системой. В тонкой оболочке, по

одну сторону от которой находится водород, а по другую гелий, происходит

превращение водорода в гелий; эта реакция идёт с выделением энергии.

Поэтому, пока такая реакция осуществляется, температура ядра звезды

неуклонно растёт. Сжатие звезды ведёт к уплотнению её ядра и росту

температуры в центре до 200-300 млн. К. Но даже при столь высоких

температурах кислород и неон вполне устойчивы и не вступают в ядерные

реакции. Однако через некоторое время ядро становится ещё плотнее,

температура удваивается, теперь она уже равняется 600 млн. К. И тогда

ядерным топливом становится неон, который в ходе реакций превращается, а

магний и кремний. Образование магния сопровождается выходом свободных

нейтронов. Когда звезда родилась из праматерии, она уже содержала некоторые

металлы группы железа. Свободные нейтроны, вступая в реакцию с этими

металлами, создают атомы более тяжёлых металлов - вплоть до урана - самого

тяжёлого из природных элементов.

Но вот израсходован весь неон в ядре. Ядро начинает сжиматься, и снова

сжатие сопровождается ростом температуры. Наступает следующий этап, когда

каждые два атома кислорода, соединяясь, порождают атом кремния и атом

гелия. Атомы кремния, соединяясь попарно, образуют атомы никеля, которые

вскоре превращаются в атомы железа. В ядерные реакции, сопровождающиеся

возникновением новых химических элементов, вступают не только нейтроны, но

также протоны и атомы гелия. Появляются такие элементы, как сера, алюминий,

кальций, аргон, фосфор, хлор, калий. Температура ядра поднимается до

полутора миллиардов градусов. По-прежнему продолжается образование более

тяжёлых элементов с использованием свободных нейтронов, но на этой стадии

из-за большой температуры происходят некоторые новые явления.

Хойл считает, что при температурах порядка миллиарда градусов возникает

мощное гамма-излучение, способное разрушать ядра атомов. Нейтроны и протоны

отрываются от ядер, но этот процесс обратимый: частицы вновь соединяются,

создавая устойчивые комбинации. Когда температура превысит 1,5 млрд. К,

более вероятными становятся процессы распада ядер. Любопытным и неожиданным

оказался следующий результат: при дальнейшем увеличении температуры и

усилении процессов разрушения и соединения ядра в итоге присоединяют всё

больше и больше частиц и, как следствие этого, возникают более тяжёлые

химические элементы. Так, при температурах 2-5 млрд. К рождаются титан,

ванадий, хром, железо, кобальт, цинк, и др. Но из всех этих элементов

наиболее представлено железо. Как и прежде, при превращении лёгких

элементов в тяжёлые вырабатывается энергия, удерживающая звезду от

коллапса. Своим внутренним строением звезда теперь напоминает луковицу,

каждый слой которой заполнен преимущественно каким-либо одним элементом.

Как отмечает Хойл, с образованием группы железа звезда оказывается

накануне драматического взрыва. Ядерные реакции, протекающие в железном

ядре звезды, приводят к превращению протонов в нейтроны. При этом

испускаются потоки нейтрино, уносящие с собой в космическое пространство

значительное количество энергии звезды. Если температура в ядре звезды

велика, то эти энергетические потери могут иметь серьёзные последствия, так

как они приводят к снижению давления излучения, необходимого для

поддержания устойчивости звезды. И как следствие этого, в действие опять

вступают гравитационные силы, призванные доставить звезде необходимую

энергию. Силы гравитации всё быстрее сжимают звезду, восполняя энергию,

унесённую нейтрино. Как и прежде сжатие звезды сопровождается ростом

температуры, которая, в конце концов, достигает 4-5 млрд. К. Теперь события

развиваются несколько иначе. Ядро, состоящее из элементов группы железа,

подвергается серьёзным изменениям: элементы этой группы уже не вступают в

реакции с образованием более тяжёлых элементов, а начинают снова

превращаться в гелий, испуская при этом колоссальный поток нейтронов.

Большая часть этих нейтронов захватывается веществом внешних слоёв звезды и

участвует в создании тяжёлых элементов.

На этом этапе, как указывает Хойл, звезда достигает критического

состояния. Когда создавались тяжёлые химические элементы, энергия

высвобождалась в результате слияния лёгких ядер. Тем самым огромные её

количества звезда выделяла на протяжении сотен миллионов лет. Теперь же

конечные продукты ядерных реакций вновь распадаются, образуя гелий: звезда

оказывается вынужденной восполнить утраченную ранее энергию. Остаётся

последнее её достояние - гравитация. Но чтобы звезда могла воспользоваться

этим резервом, плотность её ядра должна увеличиваться крайне быстро, то

есть ядро должно резко сжаться; происходит «взрыв внутрь», отрывающий ядро

звезды от её внешних слоёв. Он должен произойти за считанные секунды. Это и

есть начало конца массивной звезды.

Имплозия, или взрыв внутрь, устраняет давление, поддерживавшее внешние

слои звезды, её оболочку, и с этого момента оболочка, сжимаясь, начинает

падать на ядро. Падение сопровождается выделением колоссального количества

энергии - так ещё раз проявляет себя гравитация. Выделение энергии приводит

в свою очередь к резкому повышению температуры (примерно 3 млрд. К), и

падающая оболочка звезды оказывается в необычных для неё температурных

условиях. Для звезды с температурой ядра, равной 2,5 млрд. К, лёгкие

элементы оболочки служат потенциальным ядерным топливом. Но чтобы

обеспечить свечение во время взрыва, температура должна подняться выше

этого значения - до 3 млрд. К. В течение секунды кинетическая энергия

звезды превращается в тепловую, и вещество оболочки нагревается. При такой

высокой температуре более лёгкие элементы - в основном кислород - проявляют

взрывную неустойчивость и начинают взаимодействовать. Подсчитано, что за

время меньше секунды в ходе этих ядерных реакций выделяется энергия, равная

энергии, которую Солнце излучает за миллиард лет!

Внезапно освободившаяся энергия срывает со звезды её наружные слои и

выбрасывает их в космическое пространство со скоростью, достигающей

нескольких тысяч километров в секунду. На эти слои приходится значительная

часть массы звезды. Газовая оболочка удаляется от звезды образуя

туманность, которая простирается на многие миллионы миллионов километров.

Газ по инерции продолжает удаляться от звезды до тех пор, пока, возможно

через 100 000 лет, вещество туманности не станет настолько разряженным и

диффузным, что больше уже не сможет возбуждаться коротковолновым излучением

очень горячей материнской звезды; тогда мы перестанем его видеть. Но самое

главное: как в взорвавшемся веществе, так и в межзвездном газе присутствует

магнитное поле. Сжатие газа за фронтом ударной волны вызывает сжатие

силовых линий и повышение напряжённости межзвёздного магнитного поля, что в

свою очередь приводит к увеличению энергии электронов, и их ускорению. В

результате остаётся сверхгорячая звезда, масса которой уменьшилась именно

настолько, чтобы она могла достойно угаснуть и умереть. По всей вероятности

она станет нейтронной звездой, масса которой в 1,2-2 массы Солнца. Если же

её масса более, чем вдвое превышает массу Солнца, то она, в конечном счете,

может превратиться в чёрную дыру.

Сверхновые - очень редкие объекты. История засвидетельствовала лишь

несколько случаев появления сверхновых. Первая - это, конечно, Крабовидная

туманность, вторая - Сверхновая Тихо Браге, обнаруженная в 1572г., и третья

- Сверхновая Кеплера, открытая им в 1604 г. Недавно стало известно о

сверхновой в созвездии Волка. Астрономы вычислили, что каждая звёздная

система, галактика, в среднем раз в сто-триста лет рождает сверхновую. В

настоящее время астрономами открыто около 150 сверхновых.

Только три из них оказались в нашей Галактике, хотя существует много

объектов, такие, как Петля в Лебеде и Кассиопея А, которые, как

предполагают, могут оказаться остатками взрывов сверхновых Млечного Пути.

Точное время взрыва для Петли в Лебеде почти невозможно установить, но

полагают, что если это действительно остатки взрыва сверхновой, то Петля в

Лебеде начала своё расширение около 60 тысяч лет назад. Кассиопея А - самая

молодая сверхновая на небе, так как её расширение началось примерно в

1700г.

Почему природа создаёт такие диковинные объекты? Как они возникают? Каков

механизм вспышек, которые по своей яркости могут соперничать с сиянием

десятков миллиардов звёзд? Каков конечный продукт звёздного взрыва? Это

только часть вопросов, которые возникают у астронома, наблюдающего за

грандиознейшими взрывами в том или ином уголке неба. Чтобы ответить хотя бы

на некоторые из них, необходимо исследовать историю жизни звезды.

Профессор Джон А. Уиллер заметил: «Одно дело изучать почти стационарную

звезду, как, например, Солнце, другое дело - когда мы берёмся предсказывать

причудливую динамику сверхновой. Мы умеем в подробностях предсказывать и

ход ядерных реакций, идущих в недрах Солнца и других звёзд, и выход энергии

излучения с поверхности звезды. Однако можем ли мы с такой же уверенностью

говорить о звёздах, испытывающих мощные внутренние движения?»

Недавно учёные предприняли попытку применить математическую теорию

атомного взрыва для описания гидродинамики сверхновых. Это позволило

тщательно исследовать гидродинамику сверхновых с помощью теории, которая

заведомо не слишком далека от истины. Некоторые астрономы различают пять

типов сверхновых; два из них главные - это сверхновые типа 1 и сверхновые

типа 2. Они отличаются друг от друга светимостями, характером изменения

светимости, спектрами, а также количеством и местоположением в конкретной

галактике либо в различных типах галактик. Характер изменения светимости со

временем у сверхновых обоих основных типов практически одинаков.

НЕЙТРОННЫЕ.

Звёзды, у которых масса в 1,5-3 раза больше, чем у Солнца не смогут в

конце жизни остановить своё сжатие на стадии белого карлика. Мощные силы

гравитации сожмут их до такой плотности, при которой произойдёт

«нейтрализация» вещества: взаимодействие электронов с протонами привёдёт к

тому, что почти вся масса звезды будет заключена в нейтронах. Образуется

нейтронная звезда. Наиболее массивные звёзды могут обраться в нейтронные,

после того как они взорвутся как сверхновые.

Концепция нейтронных звёзд не нова: первое предположение о возможности их

существования было сделано талантливыми астрономами Фрицем Цвикки и

Вальтером Баарде из Калифорнии в 1934г. (несколько раньше в 1932г.

возможность существования нейтронных звёзд была предсказана известным

советским учёным Л. Д. Ландау.) В конце 30-х годов она стала предметом

исследований других американских учёных Оппенгеймера и Волкова. Интерес

этих физиков к данной проблеме был вызван стремлением, определить конечную

стадию эволюции массивной сжимающейся звезды. Так как роль и значение

сверхновых вскрылись примерно в то же время, было высказано предположение,

что, нейтронная звезда может оказаться остатком взрыва сверхновой. К

несчастью, с началом второй мировой войны внимание учёных переключилось на

военные нужды и детальное изучение этих новых и в высшей степени загадочных

объектов было приостановлено. Затем, в 50-х годах, изучение нейтронных

звёзд возобновили чисто теоретически с целью установить, имеют ли они

отношение к проблеме рождения химических элементов в центральных областях

звёзд. Нейтронные звёзды остаются единственным астрофизическим объектом,

существование и свойства которых были предсказаны задолго до их открытия.

В начале 60-х годов открытие космических источников рентгеновского

излучения весьма обнадёжило тех, кто рассматривал нейтронные звёзды как

возможные источники небесного рентгеновского излучения. К концу 1967г. был

обнаружен новый класс небесных объектов - пульсары, что привело учёных в

замешательство. Это открытие явилось наиболее важным событием в изучении

нейтронных звёзд, так как оно вновь подняло вопрос о происхождении

космического рентгеновского излучения.

Говоря о нейтронных звёздах, следует учитывать, что их физические

характеристики установлены теоретически и весьма гипотетичны, так как

физические условия, существующие в этих телах, не могут быть воспроизведены

в лабораторных экспериментах.

Решающее значение на свойства нейтронных звёзд оказывают гравитационные

силы. По различным оценкам, диаметры нейтронных звёзд составляют 10-200

км. И этот незначительный по космическим понятиям объём «набит» таким

количеством вещества, которое может составить небесное тело, подобное

Солнцу, диаметром около 1,5 млн. км, а по массе почти в треть миллиона раз

тяжелее Земли! Естественное следствие такой концентрации вещества -

невероятно высокая плотность нейтронной звезды. Фактически она оказывается

настолько плотной, что может быть даже твёрдой. Сила тяжести нейтронной

звезды столь велика, что человек весил бы там, около миллиона тонн. Расчёты

показывают, что нейтронные звёзды сильно намагничены. Согласно оценкам,

магнитное поле нейтронной звезды может достигать 1млн. млн. гаусс, тогда

как на Земле оно составляет 1 гаусс. Радиус нейтронной звезды принимается

порядка 15 км, а масса - около 0,6 - 0,7 массы Солнца. Наружный слой

представляет собой магнитосферу, состоящую из разрежённой электронной и

ядерной плазмы, которая пронизана мощным магнитным полем звезды. Именно

здесь зарождаются радиосигналы, которые являются отличительным признаком

пульсаров. Сверхбыстрые заряженные частицы, двигаясь по спиралям вдоль

магнитных силовых линий, дают начало разного рода излучениям. В одних

случаях возникает излучение в радиодиапазоне электромагнитного спектра, в

иных - излучение на высоких частотах. Почти сразу же под магнитосферой

плотность вещества достигает 1 т/см3, что в 100 000 раз больше плотности

железа.

Следующий за наружным слой имеет характеристики металла. Этот слой

«сверхтвёрдого» вещества, находящегося в кристаллической форме. Кристаллы

состоят из ядер атомов с атомной массой 26 - 39 и 58 - 133. Эти кристаллы

чрезвычайно малы: чтобы покрыть расстояние в 1 см, нужно выстроить в одну

линию около 10 млрд. кристалликов. Плотность в этом слое более чем в 1 млн.

раз выше, чем в наружном, или иначе, в 400 млрд. раз превышает плотность

железа. Двигаясь дальше к центру звезды, мы пересекаем третий слой. Он

включает в себя область тяжёлых ядер типа кадмия, но также богат нейтронами

и электронами. Плотность третьего слоя в 1 000 раз больше, чем предыдущего.

Глубже проникая в нейтронную звезду, мы достигаем четвёртого слоя,

плотность при этом возрастает незначительно - примерно в пять раз. Тем не

менее, при такой плотности ядра уже не могут поддерживать свою физическую

целостность: они распадаются на нейтроны, протоны и электроны. Большая

часть вещества пребывает в виде нейтронов. На каждый электрон и протон

приходится по 8 нейтронов. Этот слой, по существу, можно рассматривать как

нейтронную жидкость, «загрязнённую» электронами и протонами.

Ниже этого слоя находится ядро нейтронной звезды. Здесь плотность

примерно в 1,5 раза больше, чем в вышележащем слое. И, тем не менее, даже

такое небольшое увеличение плотности приводит к тому, что частицы в ядре

движутся много быстрее, чем в любом другом слое. Кинетическая энергия

движения нейтронов, смешанных с небольшим количеством протонов и

электронов, столь велика, что постоянно происходят неупругие столкновения

частиц. В процессах столкновения рождаются все известные в ядерной физике

частицы и резонансы, которых насчитывается более тысячи. По всей

вероятности, присутствует большое число ещё не известных нам частиц.

Температуры нейтронных звёзд сравнительно высоки. Этого и следует

ожидать, если учесть, как они возникают. За первые 10 - 100 тыс. лет

существования звезды температура ядра уменьшается до нескольких сотен

миллионов градусов. Затем наступает новая фаза, когда температура ядра

звезды медленно уменьшается вследствие испускания электромагнитного

излучения.

ЧЁРНЫЕ ДЫРЫ

Если масса звезды в два раза превышает солнечную, то к концу своей жизни

звезда может взорваться как сверхновая, но если масса вещества оставшегося

после взрыва, всё ещё превосходит две солнечные, то звезда должна сжаться в

плотное крошечное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют

всякое внутреннее сопротивление сжатию. Учёные полагают, что именно в этот

момент катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению

чёрной дыры. Они считают, что с окончанием термоядерных реакций звезда уже

не может находиться в устойчивом состоянии. Тогда для массивной звезды

остаётся один неизбежный путь - путь всеобщего и полного сжатия (коллапса),

превращающего её в невидимую чёрную дыру.

В 1939г. Р. Оппенгеймер и его аспирант Снайдер в Калифорнийском

университете (Беркли) занимались выяснением окончательной судьбы большой

массы холодного вещества. Одним из наиболее впечатляющих следствий общей

теории относительности Эйнштейна оказалось следующее: когда большая масса

начинает коллапсировать, этот процесс не может быть остановлен и масса

сжимается в чёрную дыру. Если, например, не вращающаяся симметричная звезда

начинает сжиматься до критического размера, известного как гравитационный

радиус, или радиус Шварцшильда (назван так в честь Карла Шварцшильда,

которой первым указал на его существование). Если звезда достигает этого

радиуса, то уже не что не может воспрепятствовать ей завершить коллапс, то

есть буквально замкнуться в себе. Чему же равен гравитационный радиус?

Строгое математическое уравнение показывает, что для тела с массой Солнца

гравитационный радиус равен почти 3 км, тогда как для системы, включающей

миллиард звёзд, - галактики - этот радиус оказывается равным расстоянию от

Солнца до орбиты планеты Уран, то есть составляет около 3 млрд. км.

Каковы же физические свойства «чёрных дыр» и как учёные предполагают

обнаружить эти объекты? Многие учёные раздумывали над этими вопросами;

получены кое-какие ответы, которые способны помочь в поисках таких

объектов.

Само название - чёрные дыры - говорит о том, что это класс объектов,

которые нельзя увидеть. Их гравитационное поле настолько сильно, что если

бы каким-то путём удалось оказаться вблизи чёрной дыры и направить в

сторону от её поверхности луч самого мощного прожектора, то увидеть этот

прожектор было бы нельзя даже с расстояния, не превышающего расстояние от

Земли до Солнца. Действительно, даже если бы мы смогли сконцентрировать

весь свет Солнца в этом мощном прожекторе, мы не увидели бы его, так как

свет не смог бы преодолеть воздействие на него гравитационного поля чёрной

дыры и покинуть её поверхность. Именно поэтому такая поверхность называется

абсолютным горизонтом событий. Она представляет собой границу чёрной дыры.

Учёные отмечают, что эти необычные объекты нелегко понять, оставаясь в

рамках законов тяготения Ньютона. Вблизи поверхности чёрной дыры гравитация

столь сильна, что привычные ньютоновские законы перестают здесь

действовать. Их следует заменить законами общей теории относительности

Эйнштейна. Согласно одному из трёх следствий теории Эйнштейна, покидая

массивное тело, свет должен испытывать красное смещение, так как он должен

испытывать красное смещение, так как он теряет энергию на преодоление

гравитационного поля звезды. Излучение, приходящее от плотной звезды,

подобной белому карлику - спутнику Сириуса А, - лишь слегка смещается в

красную область спектра. Чем плотнее звезда, тем больше это смещение, так

что от сверхплотной звезды совсем не будет приходить излучения в видимой

области спектра. Но если гравитационное действие звезды увеличивается в

результате её сжатия, то силы тяготения оказываются настолько велики, что

свет вообще не может покинуть звезду. Таким образом, для любого наблюдателя

возможность увидеть чёрную дыру полностью исключена! Но тогда естественно

возникает вопрос: если она невидима, то, как же мы можем её обнаружить?

Чтобы ответить на этот вопрос, учёные прибегают к искусным уловкам. Руффини

и Уиллер досконально изучили эту проблему и предложили несколько способов

пусть не увидеть, но хотя бы обнаружить чёрную дыру. Начнём с того, что,

когда чёрная дыра рождается в процессе гравитационного коллапса, она должна

излучать гравитационные волны, которые могли бы пересекать пространство со

скоростью света и на короткое время искажать геометрию пространства вблизи

Земли. Это искажение проявилось бы в виде гравитационных волн, действующих

одновременно на одинаковые инструменты, установленные на земной поверхности

на значительных расстояниях друг от друга. Гравитационное излучение могло

бы приходить от звёзд, испытывающих гравитационный коллапс. Если в течение

обычной жизни звезда вращалась, то, сжимаясь и становясь, всё меньше и

меньше, она будет вращаться всё быстрее, сохраняя свой момент количества

движения. Наконец она может достигнуть такой стадии, когда скорость

движения на её экваторе приблизится к скорости света, то есть к предельно

возможной скорости. В этом случае звезда оказалась бы сильно

деформированной и могла бы выбросить часть вещества. При такой деформации

энергия могла бы уходить от звезды в виде гравитационных волн с частотой

порядка тысячи колебаний в секунду (1000 Гц).

Дж. Вебер установил ловушки гравитационных волн в Аргоннской национальной

лаборатории вблизи Чикаго и в Мэрилендском университете. Они состояли из

массивных алюминиевых цилиндров, которые должны были колебаться, когда

гравитационные волны достигнут Земли. Используемые Вебером детекторы

гравитационного излучения реагируют на высокие (1660 Гц), так и на очень

низкие (1 колебание в час) частоты. Для детектирования последней частоты

используется чувствительный гравиметр, а детектором является сама Земля.

Собственная частота квадрупольных колебаний Земли равна одному колебанию за

54 мин.

Все эти устройства должны были срабатывать одновременно в момент, когда

гравитационные волны достигнут Земли. Действительно они срабатывали

одновременно. Но, к сожалению, ловушки включались слишком часто - примерно

раз в месяц, что выглядело весьма странно. Некоторые учёные считают, что

хотя опыты Вебера и полученные им результаты интересны, но они недостаточно

надёжны. По этой причине многие относятся весьма скептически к идее

детектирования гравитационных волн (эксперименты по детектированию

гравитационных волн, аналогичные опытам Вебера, позднее были проверены в

ряде других лабораторий и не подтвердили результатов Вебера. В настоящее

время считается, что опыты Вебера ошибочны).

Роджер Пенроуз, профессор математики Биркбекского колледжа Лондонского

университета, рассмотрел любопытный случай коллапса и образования чёрной

дыры. Он также допускает, что чёрная дыра исчезает, а затем проявляется в

другое время в какой-то иной вселенной. Кроме того, он утверждает, что

рождение чёрной дыры во время гравитационного коллапса является важным

указанием на то, что с геометрией пространства-времени происходит нечто

необычное. Исследования Пенроуза показывают, что коллапс заканчивается

образованием сингулярности, то есть он должен продолжаться до нулевых

размеров и бесконечной плотности объекта. Последние условие даёт

возможность другой вселенной приблизиться к нашей сингулярности, и не

исключено, что сингулярность перейдёт в эту новую вселенную. Она даже может

появиться в каком-либо другом месте нашей собственной Вселенной.

Некоторые учёные рассматривают образование чёрной дыры как маленькую

модель того, что, согласно предсказаниям общей теории относительности, в

конечном счете, может случиться с Вселенной. Общепризнанно, что мы живём в

неизменно расширяющейся Вселенной, и один из наиболее важных и насущных

вопросов науки касается природы Вселенной, её прошлого и будущего. Без

сомнения, все современные результаты наблюдений указывают на расширение

Вселенной. однако на сегодня один из самых каверзных вопросов таков:

замедляется ли скорость этого расширения, и если да, то не сожмётся ли

Вселенная через десятки миллиардов лет, образуя сингулярность. По-видимому,

когда-нибудь мы сможем выяснить, по какому пути следует Вселенная, но, быть

может, много раньше, изучая информацию, которая просачивается при рождении

чёрных дыр, и те физические законы, которые управляют их судьбой, мы сможем

предсказать окончательную судьбу Вселенной.

Почти всю свою жизнь звезда сохраняет температуру и размер практически

постоянными. Значение главной последовательности заключается в том, что

большинство обычных звёзд оказываются нормальными, то есть лишёнными каких-

либо особенностей. Мы вправе ожидать, что эти звёзды подчиняются

определённым зависимостям, подобным, например, упомянутой главной

последовательности. Большинство звёзд оказываются на этой наклонной линии -

главной последовательности, потому, что звезда может прийти на эту линию

всего лишь за несколько сотен тысяч лет, а, покинув её, прожить ещё

несколько сотен миллионов лет, большинство звёзд заведомо остаётся на

главной последовательности в течение миллиардов лет. Рождение и смерть -

ничтожно малые мгновенья в жизни звезды. Наше Солнце, являющееся обычной

звездой, находится на этой последовательности уже в течение 5-6 млрд. лет

и, по-видимому, проведёт на ней ещё столько же времени, так как звёзды с

такой массой и таким химическим составом, как у Солнца, живут 10-12 млрд.

лет. Звёзды много меньшей массы находятся на главной последовательности

примерно 50 млрд. лет. Если же масса звезды в 30 раз превосходит солнечную,

то время её пребывания на главной последовательности составит всего около 1

млн. лет.

Вернёмся к рассмотрению процессов, происходящих при рождении звезды: она

продолжает сжиматься, сжатие сопровождается возрастанием температуры.

Температура ползёт вверх, и вот огромный газовый шар начинает светиться,

его уже можно наблюдать на фоне тёмного ночного неба как тусклый

красноватый диск. Значительная доля энергии его излучения по-прежнему

приходится на инфракрасную область спектра. Но это ещё не звезда. По мере

того как вещество протозвезды уплотняется, оно всё быстрее падает к центру,

разогревая ядро звезды до более высоких температур. Наконец температура

достигает 10 млн. К, и тогда начинают протекать термоядерные реакции -

источник энергии всех звёзд во Вселенной. Как только термоядерные процессы

включаются в действие, космическое тело превращается в полноценную звезду.

Сжимаясь, пыль и газ образуют протозвезду; её вещество представляет собой

типичный образец вещества окружающей нас части космического пространства.

Говоря об образце вещества Вселенной, мы подразумеваем, что этот кусочек

межзвездной среды на 89% состоит из водорода, на 10%-из гелия; такие

элементы, как кислород, азот, углерод, неон и т. п. составляют в нём менее

1%, а все металлы, вместе взятые, - не более 0,25%. Таким образом, звезда в

основном состоит из тех элементов, которые чаще всего встречаются во

Вселенной. И поскольку богаче всего во Вселенной представлен водород, то,

конечно, любые термоядерные реакции должны протекать с его участием.

Кое-где встречаются уголки космического пространства с повышенным

содержанием тяжёлых элементов, но это лишь местные аномалии - остатки

давних звёздных взрывов, разбросавших и рассеявших в окрестности тяжёлые

элементы. Мы не будем останавливаться на таких аномальных областях с

повышенной концентрацией тяжёлых элементов, а сосредоточим внимание на

звёздах, состоящих в основном из водорода.

Когда температура в центре протозвезды достигает 10 млн. К, начинаются

сложные (но детально изученные) термоядерные реакции, в ходе которых из

ядер водорода (протонов) образуются ядра гелия; каждые четыре протона,

объединяясь, создают атом гелия. Сначала, когда соединяются друг с другом

два протона, возникает атом тяжёлого водорода, или дейтерия. Затем

последний сталкивается с третьим протоном, и в результате реакции рождается

лёгкий изотоп гелия, содержащий два протона и один нейтрон.

В сумятице, которая царит в ядре звезды, быстро движущиеся атомы лёгкого

гелия иногда сталкиваются друг с другом, в результате чего появляется атом

обычного гелия, состоящий из двух протонов и двух нейтронов. Два лишних

протона возвращаются обратно в горячую смесь, чтобы когда-нибудь опять

вступить в реакцию, порождающую гелий. В этом процессе около 0,7% массы

превращается в энергию. Описанная цепочка реакций - один из важных

термоядерных циклов, протекающих в ядрах звёзд при температуре около 10

млн. К. Некоторые астрономы считают, что при более низких температурах

могут протекать другие реакции, в которых участвуют литий, бериллий и бор.

Но они тут же делают оговорку, что если такие реакции и имеют место, то их

относительный вклад в генерацию энергии незначителен.

Страницы: 1, 2