звезды

каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звезд

вырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее

устремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Часто

звездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручивается

вихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды настолько

расширились, что эаполнили свои полости Роша, то возникает контактная

двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается в шар

вокруг двух звездных ядер. Поскольку в конечном счете все звеэды разбухмот,

превращаясь в гиганты, а многие эвезды являются двойными, то

взаимодействуюшие двойные систем ы - - явление нередкое.

Звезда переливается через

край

Одним из поразительных результатов переноса массы в двойных звездах

является так называемая вспышка новой.

Одна звезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это

означает раздувание наружных слоев звезды до того момента, когда ее

материал начнет захватываться другой звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта

вторая звезда - белый карлик. Внезапно блеск увеличивается примерно на

десять звездных величин - вспыхивает новая. Происходит не что иное, как

гигантский выброс энергии за очень короткое время, мощный ядерный взрыв на

поверхности белого карлика. Когда материал с раздувшейся звезды

устремляется к карлику, давление в низвергающемся потоке материи реэко

возрастает, а температурд под новым слоем увеличивается до миллиона

градусов. Наблюдались случаи, когда через десятки или сотни лет вспышки

новых повторялись. Другие взрывы наблюдались лишь однжкды, но они могут

повториться через тысячи лет. На звездах иного типа происходят менее

драматические вспышки - карликовые новые, - повторяющиеся через дни и

месяцы.

К огда ядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ее

глубинах прекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к

центру. Сила тяготения, направленная внутрь, больше не уравновешивается

выталкивающей силой горячего газа.

Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала.

Если эта масса не превосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звезда

стабилизируется, становясь белым карликом. Катастрофического сжатия не

происходит благодаря основному свойству электронов. Существует такая

степень сжатия, при которой они начинают отгалкиваться, хотя никакого

источника тепловой энергии уже нет. Правда, это происходит лишь тогда,

когда электроны и атомные ядра сжаты невероятно сильно, образуя чрезвычайно

плотную материю.

Белый каплик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле.

Всего лишь чашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню

тонн. Любопытно, что чем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Что

представляет собой внутренность белого карлика, вообразить очень трудно.

Скорее всего это нечто вроде единого гигантского кристалла, который

постепенно остывает, становясь все более тусклым и красным. В

действительности, хотя астрономы белыми карликами пазывают целую группу

звезд, лишь самые горячие из них, с температурой поверхности около 10 000

С, на самом деле белые. В конечном итоге каждый белый карлик превратится в

темный шар радиоактивного пепла абсолютно мертвые останки звезды. Белые

карлики настолько малы, что даже наиболее горячие из них испускают совсем

немного света, и обнаружить их бывает нелегко. Тем не менее иоличество

известных белых карликов сейчас исчисляется сотнями; по оценкам асгрономов,

не менее лесятой части вссх звезд Галактики - белые карлики. Сириус, самая

яркая звезда нашего пеба, является членом двойной системы, и сго иапарник -

белый карлик под пазванием Сириус В.

Нейтронные звезды

Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солпиа более чем в

1,4 раза, то такая звезда, достигнув стадии бслого карлика, на атом ие

остановится. Гранитациоишые силы в этом случае стсиь велики, что электроны

вдавливаются внутрь атомных ядер. В результатс иротопы лревращаются в

нейтроны (см. с. 20 - 21), способные прилега'гь друг к другу без всяких

промежуткпв. Плотность иейтронных звезд превосходит даже плотпость белых

карликов; ио если масса материала не превосходит 3 солпечпых масс,

нейтроны, как и электроны, способиы сами предотвратить далынейшее сжатие.

Типичная иисйтроиная звезда имеет в поперечникс всего лишь от 10 до 15 км,

а один кубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тонн. Помимо

исслыханно громадной плотиости, псйтроиные звезды обладают сще двумя

особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить, невзирая на столь

малые размеры: это быстрос вращение и сильное магнитное поле. В общем,

вращаются все звезды, но когда звезда сжимается, скорость ее вращения

возрастает - точно так же, как фигурист на льду вращается гораздо быстрес,

когда лрижимает к себе руки. Нейтропная звезда совершает несколы<о оборотов

в секунду. Наряду с атим исключитепьно быстрьтм вращеиием, нейтроппые

звезды имеют магнитиос полс, в миллионы раз более сильиое, чем у Земли.

Иульсары

Первыс пульсары были открыты в 1968 г., когда радиоастрономы

обнаружили регулярные сигналы, идущие к нам из четырех точек Галактики.

Ученые были поражсиы тем фактом, что какие-то природные объекты могут

иэлучать радиоимпульсы в таком правильном и быстром ритме. Вначале (правда,

пенадолго) астрономы дике заподоэрили участие неких мыслящих сущесгв,

обитаюших в глубинах Галак'гики. Но вскоре было иайдено естественнсэс

объясиепие. В мощном магнитпом иоле пейтронной звезды движущиеся по сиирали

электроиы генерируют рщиоволиы, которые излучаются узким пучком, как луч

прожектора. Звезда быстро вра~цается, и радиолуч пересекает лииию нашего

наблюдения, словно маяк. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны,

но и световые, рентгеновские и гамма-лучи. Период самых медленных пульсаров

около четырех секунд, а самых быстрых - тысячные доли секунды. Вращение

этих нейтронных звезд было по каким-то причинам еще более ускорено;

возможно, они входят в двойные системы.

Рентгеновские двойные

звезды

В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников

рентгеновского излучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой

энергией, что для возникновения их источника должно произойти нечто из ряда

вон выходящее. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения

могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной

звезды.

Возможно, рсптгеновские ислйчники представляют собой двойные звезды,

одла из которых очень малснькая, но массив~ия; это может быть нейтроцная

звезда, белый карлик или черная дыра. Звезда-компаньон может быть либо

массивиой звездой, масса которой превосходит солнечиую в 10 - 20 раз, либо

иметь массу, превосходящу~о массу Солица не более чем вдвое. Промежуточные

варианты представляются крайне маловероятными. К таким ситуациям приводит

сложпая история эволюции и обмен массами в двойных системах, Финальный

результат зависит от начальных масс и начального расстояпия между звездами.

В д~зойпых системах с небольшими массами вокруг пейтронной звезды

образуется газовый диск, В случае же систем с болыыими массами материал

устремллется примо ~и нейтронную з.везду - ее магнитпое поле засасывает

его, как в воронку. Имен~ш такие системы часто оказываготся рентгеновскими

пульсарами.

Черные дыры

бы бттть лмке нейтронными звездами В одной из рентгеновских двойных

систем, пазываемой А0620-00 удалос оч ень точно измерить массу компактной

звезды (для этого испоз!ъзовились данные разных видов наблюдений). Она

оказалась равной 16 массам Солнца, что намного превышает возможн'ости

нейтронных звезд. В другом двойном рентгеновском источнике, У404 Лебедя,

есть черная дыра с массой не менее б,З солнечной. Кроме черных дыр с

массами, типичными для звезд, почти наверняка существуют и сверхмассивные

черные дыры, расположенные в центрах галактик. Лишь падение вещества в

черную дыру может быть источником колоссальной энергии, исходящей из ядер

активных галактик.

Сверхновые

Звезды, массы которых не достигают 1,4 солнечной, умирают тихо и

безмятежно. А что происходит с более массивными звездами? Как возникают

нейтронные звезды и черные дыры? Катастрофический взрыв, которым

заканчивается жизнь массивной звезды, - это воистину впечатляющее событие.

Это самое мощное из природных явлений, совершающихся в звездах. В мгновение

ока высвобождается больше энергии, чем излучает ее наше

Солнце за 10 миллиардов лет. Сыетовой поток, посылаемый одной

гибнущей звездой, эквивалентен целой галактике, а ведь видимый свет

составляет лишь малую долю полной энергии. Остатки взорвавшейся звезды

разлетаются прочь со скоростями до 20 000 км в секунду.

Такие грандиозные звездные взрьгвы называются сверхновыми. Сверхновые

- довольно редкое явление. Каждый год и других галактиках обнаруживают от

20 до 30 сверхновых, главным образом в результате систематического поиска.

За столетие в кюкдой галактике их может быть от одной до четырех. Однако в

нашей собственной Галактике сверхиовых не наблюдали с 1604 ~. Может быть,

они и были, но остались невидимыми из-за большого количсства пьши в Млечном

Пути. Радиоастрономы обнаружили кольцо газа, остав~ыегося ог сверхновой в

созвездии Кассиопеи, и вычислили дату взрыва - 1658 г. В то время никто не

зарегистрировы! необычно яркой звезды, хотя од~-и довольио скромная

звездочка, которую впоследствии уже не видели, была отмсчена в этом же

месте на звездной карте 1680 г.

Сверхновая - гмертъ звезды

Чтобы разобраться в том, что приводит к взрыву сверхновой, нам

придется рассмотреть последние стадии эволюции массивной звезды. Когда весь

водород в центральиом ядре превращается в гелий, начинаются новые ядерные

процессы, преобразуюшие гелий в углерод. Но дальше от центра, в оболочке,

водород все еще соединяется, обрюуя гслий. Когда гелий использован, горючим

стаиовится углерод. В слоях, расположенных вокруг ядра, протекает весь ряд

последовательных ядсрных реакций, так что звезда приобрстает структуру,

напоминающую луковицу.

В последпей стадии ядро звезды состоит уже из жслеза и пикеля, а в

слоях вок г нег ру го идет ядерное горение

кремния, неона, кислорода углеро даи это ведет к образованию в центре

звезды белого карлика , пока б, солнечной. А за этим преде е превышает

критического РУ бежа в 14 лом наступает катастрофическое сжатие -

коллапс ядра, Менее чем за секунду ядро уменьшается от раэмеров Земли до

100 км в поперечнике. Его плотность становится такой к ак у атомного а

(примерно в 100 миллион миллион миллионов раз больше, чем плотность воды).

Вещество сливается в нечто подобное гигантскому атомному ядру - образуется

нейтронная звезда. В тот момент, когда нейтроны во вн утреннеи части ядра

оказываются способными предотвратить дальней шее сжатие п роцесс внезапно

останавливается. Немедленно на еще падающий к центру материал обрушиваются

встречные ударные волны, и в звезду вливастся оп<ргия огромного количествя

чягтиц, называемых нейтрино. В результате звезда сбрасывает свои наружные

слои, открывая взгляду скрывавшееся под ними нейтронное ядро. По мнению

астрономов, большая часть нейтронных звезд, если не все они, родились во

взрывах сверхновых. При определенных условиях ядро может оказаться

достаточно массивным, чтобы вместо нейтронной звезды образовалась черная

дыра. У нас есть ясная картина того, как массивные звезды заканчивают свое

существование взрывами свеухновых. Но это не единственный способ запуска

подобных взрывов. Лишь около четверти всех сверхновых появляется таким

путем. Оии отличаются своими спектрами и специфической картиной возгорания

и затухания. Как действуют другие сверхновые, пока не вполне ясно. Наиболее

достоверная теория предполагает, что они начинаются с белых карликов в

двойных сис;емах. Вешество перетекает на белый карлик с его партнера до тех

пор, иока масса карлика не превысит 1,4 солнечной. Затем следует взрыв

сверхновой, и вся звезда, повидимому, навсегда разрушается. Сверхновая

сохраняет свою макси- ~~~~~~ ядкость лишь около месяца, а затем

непрерывно угасает. В это время источником световой энергии является

р~иоагл~вный распад вещества, образовавшегося при взрыве. Еше долгое время

после взрыва можно наблюдать вещество сброшенной оболочки, постепенно

расходящееся в окружающем пространстве. Такие туманности называют остатками

сверхновых. В созвездии Тельца имеется Крабовидная туманность,

представляющая собой остаток сверхновой, вспыхнувшей в 1054 г. Обширное

тонкое кольцо вещества в Лебеде, так называемая Петля Лебедя, осталась от

вспышки сверхновой, произошедшей около 30 000 лет назад, Остатки сверхновых

- одни из сильнейших источников радиоволн в иашем небе.

Происхождение элементов

Наш обычный мир - скалистая Земля с ее океанами, атмосферой,

растительной и животной жизнью - 'состоит примерно из 100 различных

химических элементов. Во Вселенной некоторые из них гораздо более

распространены, чем другие. Сочетаясь между собой, элементы образуют

бесчисленное множество различных веществ. Но откуда взялись сами элементы,

эти основные строительные кирпичики мироздания? Сегодня астрономы в

состоянии дать полную картину того, как образовались и как распределились

по Вселенной различные элементы (см. также с. 20 - 21). Простейший из всех

элементов - водород. Ядро атома водорода состоит из единственного протона,

а добавление к нему одного электрона заверша~ конструкцию атома. Ядра

других элементов содержат различные количества протонов, а также нейтронов,

которые входят в состав всех элементов, кроме водорода. В ходе ядерных

реакций отдель ные ядра могут сливаться с элементарными частицами, вроде

нейтрона, и образовывать новые элементы. Для протекания ядерных реакций

нужны очень высоние температуры. Такие температуры существовали на ранних

стадиях развития Вселенной, а сейчас они встречаются внутри звеэд, во

взрывах сверхновых, а также при падении вещества на очень плотные звезды

типа белых карликов. Весь водород во Вселенной, да и значительная часть

гелия, появились на свет в течение нескольких первых минут после начала

мира. Первые из сформировавшихся звезд состояли почти целиком из водорода и

гелия. Но мы уже видели, как знезды получают свою энергию путем слияния

ядер водорода, приводящего к образованию гелия, а затем - слияиия гелия с

более тяжелыми элеме~ггами, когда получается все остальное, включая

углерод, кислород, кремний, железо и так далее. Когда звезда сбрасывает

оболочку, как сверхновая,

большая часть материала выносится в космическое пространство.

Тепловая энергия взрыва способствует созданию еще большего числа элементов.

После того как произошло достаточно много вспьп.пек сверхновых, межзвсздное

вещество уже содержит значительное количестио веществ, нроизведенных в

звездах - паряду с водородом и гелием, когорые были здесь с самого начала.

Звещы, которые обходятся без взрыва, также вносят свою лепту, когда они

постепенно освобождаются от своих впетних слоев, выэывая появление

звездиых ветров> или планетарной тумаиности.

Теперь самое время иапомнить, что звездьт формируются из облаков

межзвездного материала. Звезды, которые сегодня рождаются в нашей

Галактике,

образуются из гораздо более разнообразиой смеси химических

элеме~ггов, чем

самыс лериые звезды. Даже паше Солние уже пе принадлежит к первому

звездному иоиолсиию. Оно сформировалось из облака, в котором было немало

углерода, кислорода, кремния, железа и др., - по крайпей мере, этих

элеме~ггов

оказалось достаточно, чтобы собрать их воедино во вра~цающейся

туманности,

ставшей затсм Солиечной систсмой, и образовать нашу планету. Это

может

показкгься сгранным, но большинство атомов в т~зоем собственном теле

было создаио н ненрах давно умерших звезд.

СВЕРХНОВ.

Когда 24 февраля 1987 г. была открыта 5М 1987А, астрономы были очень

взволнованы: ведь это была самая яркая сверхновая с 1604 г. Хотя на этот

раз сверхновая вспыхнула не в наыей Галактике, а в соседней Большом

Магелла~ювом облаке, ее звездная величина в максимуме блеска достигла 2,9,

что позволяло легко наблюдать сверхновую в южном лолушарии невооруженным

глазом.

Впервые развитие сверхновой стало доступно наблюдению с помощыо

современной аппаратуры. Ислользуя фотографии, снятые до вслышки, удалось

даже определить, какая именио звезда нэорвя лягк Ято оказллгя голубой

сверхгигант с массой примерно в 17 солнечных; согласно расчетам, его

возраст составлял около 20 миллионов лет. ВАЯ 1987А

На самом деле взрл~в произошел примерпо за деиь до его обнаруже ния.

Э'го было установлепо по 6олее ранней фотографии, а исследователи,

изучаюи~ие иотоки космических пей трипо, 23 фсвраля зарегистрировали

иеожиданно большое их количество. 1 Нсйтрино - это элемеитарные час тицы,

вряд ли имеющие массу. Их очень трудно регистрировать, Йо га кая работа

чрезвычайно важна, так как пейтриио упосят большое количество энсргии и

целом ряде ядерных реак ций. Обнаружение пейтриио показа ло, что нан~а

теория возникновеиия сверхиовой в основиом верна. Одна ко иа мсстс испышки

м-ой сиерхно вой ие упы~ось обиаружить пульсар или ~>сйтроииую звезду.

КРАБОВИДНАЯ ТММАННОСТЬ

Один из самых известных остатков сверхновой, Крафбовидная туманность,

обязана своим названием Уильяму Парсонсу, третьему графу Россу, который

первым наблюдал ее в 1844 г. Ее впечатляю~цее имя не совсем соответствует

этому страниому объекгу. Теперь мы знаем, что ма туманность - остаток

сверхновой, которую наблюдали и описали в 1054 г. китайские астрономы. Ее

возраст бьи установлен в 1928 г. Здвином Хабблом, измерившим скорость ее

расширеиия и обратившим внимание ти совт~адение ее положения на небе со

стариниыми китайскими записями. Она имеет форму овала с неровными краями;

красповатые и зелеиоватые нити сиетящегося газа видны на ~эоне тусклого

белого пятна. НИТИ СВГГЯЩСГОСЯ гклд напоминают сеть, иаброшенную на

отверстие. Белый свет исходит от электронов, несущихся ио спиралям в

сильном магнитном иоле. Туманность является также интснсивным источником

радиоволн и рен ггсиовских лучей. Когда аетрономы осознали, что пульсары -

зто нейтрон сверхпоных, им стало ясно, что искать иульсары иадо иыенио в

таких остатках типа Крабонидной туманности. В 1969 г. 6ыло обиаружено, что

одна из звезд вблизи центра туманности периодически излучаег радиоимпульсы,

а также с~зсговыс и рентгеновские сигнаЛЫ ЧСф7СЗ КЖКДЫС 33 ТЫСЯ%ИЫХ ДОЛИ

ССкунды. Это очень высокая частота даже для пульсара, но оиа поетепенно

пониЖается. Тс пульсары, которые вращаются гораздо медленнее, намного

старые иульсара Крабовидной тумаиности.

КРАБОВИДНАЯ ТУМАННОСТЬ

Один из самых известных остатков сверхновой, Крабовидная туманиость,

обязаца своим названием Уильяму Парсонсу, тре гьему графу Россу, который

первым наблюдал ее в 1844 г. Ее впечатляющее имя ие совсем соответствует

этому странпому объекту. Теперь мы знаем, что эта туманность - остаток

сверхновой, которую наблюдали и описали в 1054 г. китайские астрономы. Ес

возраст был установлен в 1928 г. Эдвином Хабблом, измерившим скорость ее

расширения и обративы~им внимаиие на сов~!адение ее положения иа небе со

сгариииыми китайскими записями.

Она имеет форму овала с церовными краями; красиоватые и зеленоватые

нити светящегося газа видны на фоне тусююго белого пятна.

Ни'ги снегящегося газа напоминают сеть, наброи~енну~о на отверстие.

Белый свет исходит от электронов, несущихся ло спиралям в сильном магнитном

полс. Туманность является также интепсивиым источником радиоволн и

рентгеиовских лучей. Когда астрономы оссхп~али, что пульсары - это

пейтронные эвезды, возниказощие при взрывах сверхно~зых, им стало ясно, что

искать иульсары иадо именио в таких остатках тиг~а Крабовидной туманности.

В 1969 г. было обнаружено, что одна из звезд вблизи центра туманности

периодически и:шучает радиоимпульсы, а такжс снстоьзые и рентгеновские

сигналы чсрез кмщые 33 тысячных доли секунды. Э-ю очепь высокая частота

даже для пульсара, но опа постепенно понижается. Те пульсары, которые

вращаются гораздо медлейнее, намного старше пульсара Крабовидной

туманности.

НАИМЕНОВАНИЕ СВЕРХНОВЫХ

Хотя совремепные астрономы пе были свидетелями сиерхновой в наи~ей

Гыактикс, им удалось наблюдать по крайней мере второе по интересу событие -

сверхновую в 1987 г. в Болыиом Магеллановом облаке, ближней галактике,

видимой в южном иолу~парий. Сверхновой дали имя ЯХ 1987А. Свсрхновьте

именуюгся гопом открытия, за которым следует заглавная латинская буква в

алфавитиом порядке, соответетвенно последоватеньности находок, БХ это

сокран~епие от ~сверхновая~. (Если за тд их открыто более 26, следуют

обозначения АА, ВВ и т.д.)

Страницы: 1, 2