Глава 9. Сверхновые, белые карлики и нейтронные светила

Жизненный путь каждой звезды предопределен с самого начала ее массой. Солнцеподобные звезды умирают тихо и достойно, медленно сбрасывая внешние газовые оболочки, как деревья осеннюю листву. Более массивные звезды устраивают совершенно фантастический космический фейерверк, неистово разрываясь в чудовищных катаклизмах и превосходя на какое-то время по яркости целую галактику. Эта короткая вспышка звезды в конце ее жизненного цикла и является взрывом сверхновой (см. цветную вклейку).

Как и у человека, жизнь звезды – бесконечный поиск продуктов питания, т. е. новых источников энергии. Например, для нашего Солнца горение закончится где-то через 5 млрд лет на этапе образования гелия из водорода.

Чем массивнее и ярче звезда, тем быстрее она расходует запасы горючего, соответственно, быстрее сокращая свою жизнь. В основной части жизненного цикла звезды идет процесс превращения водорода в гелий. Массивные звезды в десятки солнечных масс успевают сжечь весь водород всего за несколько миллионов лет. В конце эволюции, после завершения эпохи сияния, звезды сбрасывают внешние слои, а центральное ядро превращается в белого карлика, нейтронную звезду или черную дыру.

Пока еще мало известно о рождении звезд, но еще меньше астрономы знают о взрывах сверхновых. Эти редко наблюдаемые с Земли космические события могут оказаться просто смертельными для человеческой цивилизации своими губительными потоками высокоэнергетического излучения. Однако вероятность взрыва сверхновой вблизи Солнечной системы не столь велика. Гораздо чаще ученые наблюдают конечный результат таких космических сверхвзрывов. Взрыв тяжелой сверхновой звезды сопровождается не только резким увеличением светимости, но и выбросом огромной массы газа и пыли в окружающее пространство. Из подобного остывшего «праха» когда-то образовалась и наша Солнечная система. Затем на планете Земля появились растения, животные и человек. Таким образом, все атомы тяжелых элементов внутри нас когда-то были внутри бурлящего термоядерного реактора какой-то из звезд.

Наверное, нет в астрономии объектов более красивых, чем так называемые планетарные туманности с «белыми карликами». Белые карлики были открыты еще в позапрошлом столетии, но объяснить их природу удалось лишь используя новую квантовую механику. Эти удивительные звезды оказались первыми известными науке космическими объектами, живущими по квантовым законам. Ученые, объяснившие происхождение и физическую природу белых карликов, были отмечены высшей научной наградой – Нобелевской премией.

Видимый цвет звезды определяется температурой термоядерной реакции, происходящей в ее глубинах. Но поскольку у белых карликов нет источников энергии и все термоядерные реакции прекратились, белый цвет на начальном этапе их жизни определяется запасенным теплом. По мере остывания цвет этих звездных объектов меняется от белого к красному, и в конце концов почерневший темно-красный карлик будет иметь температуру всего лишь в несколько тысяч градусов. Кстати, ниже температура и не опустится, поскольку падение вещества из межзвездной среды на поверхность карлика будет его постоянно разогревать.

Современные телескопы позволяют разглядеть белые карлики на большом расстоянии, даже если те уже успели изрядно остыть. Изучение подобных объектов дает много важной информации об истории нашей Галактики, особенно о раннем периоде. Их исследование позволяет определить возраст диска Галактики и различных скоплений, в которых наблюдаются белые карлики.

Если же белый карлик одинок, то он достаточно быстро становится слабым и тусклым объектом. Старые источники подобного типа в десятки тысяч раз слабее Солнца, которое само по себе является заурядным желтым карликом.

Белый карлик устойчив, поскольку гравитация, стремящаяся его сжать, уравновешивается давлением вырожденного электронного газа. Однако с увеличением своей массы карлик в конце концов потеряет устойчивость и, вспыхнув на короткое время, станет нейтронной звездой. Каким же образом может увеличиться масса белого карлика? Прежде всего, путем захвата вещества у соседних звезд (астрономы называют этот процесс аккреция). Например, если у карлика есть звезда-компаньон, то ее материя может при определенных условиях начать перетекать на компактный объект карлика. Другой вариант увеличения массы возможен при слиянии двойной системы, состоящей из двух белых карликов.

Возникающие при этом сверхновые звезды очень важны для астрономов, поскольку они похожи друг на друга. Это позволяет использовать их в качестве так называемых «стандартных свеч». Наблюдая сверхновую этого типа в далекой галактике, можно с достаточной степенью точности определить расстояние до нее. Именно такие наблюдения позволили сделать недавнее сенсационное открытие об ускоряющемся расширении Метагалактики. Ниже будет рассказано, к каким важнейшим следствиям приводит этот удивительный факт все современное естествознание, а пока заметим, что белые карлики здесь сыграли очень важную роль. Сейчас даже планируется запуск специальных космических телескопов для поиска далеких сверхновых, разгорающихся из белых карликов.

Вспышки сверхновых представляют собой одни из самых катастрофических событий из тех, что известны астрономам. На деле эти чудовищные процессы, так же, как и Большой взрыв, по своей сути очень мало напоминают привычные нам взрывы. Нам просто не с чем сравнить в земных условиях подобные фантастические катаклизмы. Ведь «взрыв» сверхновой эквивалентен взрыву одного миллиона триллиона триллионов (единица с тридцатью нулями!) мегатонн одного из самых сильных взрывчатых веществ – тринитротолуола.

Масштаб бедствия для окружающей среды, в случае вспышки на одной из ближайших к нам звезд, сопоставим с ядерным взрывом в нескольких километрах (соответствующих световым годам) от муравейника – нашей Солнечной системы.

После такого чудовищного взрыва остается расширяющаяся оболочка сверхновой, которая становится ярче всей галактики, но через месяцы ослабнет и перестанет быть видимой. Вызванные катастрофическим гравитационным сжатием (коллапсом) ядра массивной звезды или термоядерным взрывом белого карлика, вспышки сверхновых происходят приблизительно каждую четверть века.

После яростного взрыва сверхновой звезды образуются еще одни удивительнейшие космические объекты – нейтронные звезды. Сверхсильные магнитные поля этих звезд, сверхплотное вещество в недрах и сверхсильная гравитация на поверхности придают им совершенно уникальные свойства. Первые открытые нейтронные звезды были своеобразными радиомаяками – радиопульсарами или источниками рентгеновского излучения в тесных двойных системах.

Радиоизлучение пульсаров объясняется наличием сильного магнитного поля и невероятно быстрым вращением: шарик массой примерно с наше Солнце и диаметром несколько десятков километров успевает повернуться вокруг своей оси за сотые доли секунды. Визуально заметить вращение многих нейтронных звезд невозможно, поскольку полный оборот они совершают быстрее, чем успевает смениться кадр в фильме.

Как часто взрываются звезды? Трудно точно ответить на этот вопрос, ведь в обычной спиральной галактике подобной нашему Млечному Пути свет интенсивно поглощается газом и пылью галактического диска. Поэтому наблюдения таких событий очень редки. В 1572 году знаменитый датский астроном Тихо Браге был свидетелем этого редкого события. Остаток вспышки можно еще наблюдать в виде ударной волны, которая родилась при взрыве и продолжает расширяться, взаимодействуя с газом и пылью межзвездной среды. Туманность, оставшаяся после этого взрыва, называется остатком вспышки Тихо.

Рентгеновское излучение нейтронной звезды возникает благодаря сильнейшей гравитации на ее поверхности. Камень, брошенный на такой объект, приведет к выделению такой энергии, которая превысит энергию взрыва атомной бомбы такой же массы. Если система двойная, то возможна ситуация, когда вещество начнет перетекать на нейтронную звезду со второго компонента, и мертвая нейтронная станет активно излучать рентгеновские кванты.

Итак, судьба звездных систем полностью определяется их массой, полученной при рождении. От массы зависит также и то, станет ли сконденсировавшийся из межзвездной материи комок вещества звездой. Для этого необходимо, чтобы в его недрах начались термоядерные реакции. Чем больше начальная масса газового шара, тем больше будут плотность вещества и температура в его центре. Соответственно, есть некоторая критическая масса, при достижении которой происходит синтез химических элементов и водород начинает превращаться в гелий. Если масса меньше критической, то звездная карьера прерывается и несостоявшиеся звезды превращаются в коричневых или бурых карликов.

При наблюдении в инфракрасном диапазоне спектра в этой близкой к нам области звездообразования было обнаружено более сотни мало массивных объектов – кандидатов в незаметные коричневые карлики. Коричневые карлики представляют собой неудавшиеся звезды, массы которых составляют только несколько процентов солнечной массы и ее недостаточно, чтобы поддерживать ядерные реакции горения водорода. Как известно, реакции горения водорода являются основным источником энергии у звезд типа Солнца. Однако массы коричневых карликов достаточно, чтобы протекали другие ядерные реакции, в которых образуется дейтерий. При этом встречаются маленькие черные карлики с массой меньше процента солнечной, но ее недостаточно для образования дейтерия. Эти странные объекты напоминают гигантские планеты, дрейфующие «в свободном полете». Они весят в несколько раз больше Юпитера и сформировались около миллиона лет назад.

Интересно, что у бурых и белых карликов, несмотря на их разные судьбы, есть важная общая черта. Вещество и тех и других находится в совершенно особом квантовом состоянии, когда электроны оказываются настолько «плотно упакованными», находятся настолько близко друг к другу, что описать поведение вещества становится возможным лишь с помощью законов квантовой механики. В этом особом состоянии электронный газ создает сильное давление, которое и ограничивает дальнейшее сжатие протозвезды и, соответственно, рост ее температуры. Впервые такое предположение высказал американский астрофизик Кумар, поэтому предельную массу, отличающую «активные» звезды от потухших и неродившихся звезд, называют пределом Кумара. Он равен сотым долям солнечной массы (точное значение зависит от химического состава).

Бурые карлики были предсказаны в середине прошлого века. Но еще долгое время они существовали только на бумаге в теоретических моделях астрофизиков. Первый был открыт только в конце прошлого века. Сейчас благодаря внеатмосферным наблюдениям с помощью космических телескопов стало известно о многих звездных объектах этого типа. Астрономы уже наблюдали двойные бурые карлики, бурые карлики с планетами, звездные системы из карликов и иных звезд. Коричневых карликов настолько много, что они должны встречаться и в ближайших окрестностях Солнечной системы. Однако заметить эти слабосветящиеся объекты очень нелегко, особенно если они одиноки.

В образовании звезд и подобных им объектов есть еще немало загадок. По всей видимости, механизм образования бурых карликов такой же, как и у маломассивных звезд. Однако полной ясности здесь нет, и астрофизики рассматривают несколько возможностей.

Отгорев или еще не родившись, звезда оказывается в удивительно стабильном состоянии, которое может длиться миллиарды миллиардов лет. В современной сравнительно молодой Вселенной таких объектов не много, но со временем именно они составят основную массу видимой материи.

Массивные звезды расточительно сжигают ядерное топливо в реакциях ядерного синтеза, которые проходят при высочайших температуре и давлении. При этом из ядер легких элементов водорода и гелия образуются углерод, кислород и другие вещества, вплоть до железа. При взрыве сверхновой – неизбежной и эффектной кончине массивной звезды – в космическое пространство выбрасывается вещество, обогащенное тяжелыми элементами, из которого образуются новые звезды и планеты.

Вспышки сверхновых не только оставляют после себя «звездные саваны» пылегазовых оболочек, но и активно формируют окружающий космический «рельеф», в значительной степени определяя свое галактическое окружение. Влияние их в том, что в результате взрывов сверхновых интенсивно перемешиваются облака пыли и газа, изменяется химический состав и месторасположение будущих поколений звезд и целых звездных систем. Подтверждением этому может служить сферическая туманность в соседней галактике Большое Магелланово Облако. Это яркий и очень большой пузырь в межзвездном пространстве протяженностью около 300 световых лет, выдутый вспышками сверхновых звезд и заполненный очень разреженным расширяющимся горячим газом.

У звезд более массивных, нежели Солнце, конец жизненного цикла куда более зрелищный. Даже после сгорания всего гелия массы такой звезды при ее сжатии оказывается вполне достаточно для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций ядерного синтеза углерода, затем кремния, магния и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом каждая новая реакция в ядре звезды сопровождается продолжением предыдущей в ее оболочке.

Все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа.

Но железо – это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку и для его распада, и для добавления дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, которое не способно послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.

Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. За короткий отрезок времени в несколько секунд свободные электроны буквально растворяются в протонах ядер железа. Так все вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление электронного газа падает до нуля.

Внешняя оболочка звезды, из-под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся оболочки с нейтронным ядром очень высока. Она с огромной скоростью отскакивает от ядра и разлетается во все стороны от него – звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды.

За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые!

После вспышки сверхновой и разлета оболочки из звезд массой в десятки солнечных образуются нейтронные звезды с диаметром приблизительно 15–20 км. В конечном результате возникает быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнитные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются пульсарами.

У сверхплотных ядер нейтронных звезд более низкая энергия, чем у обычного атомного ядра. Так что прирост массы сверхплотного ядра будет энергетически выгоден.

Можно предложить заманчивую перспективу обуздания этого звездного «монстра», используя сверхплотное ядро в качестве своеобразного источника энергии путем рассеивания на нем потока обычных частиц.

Вполне может быть, что в далеком будущем человечество научится таким образом не только решать свои энергетические проблемы, но и утилизировать «отходы» жизнедеятельности, превращая «мусор цивилизации» в полезное излучение.

Таким образом, изучение парадоксальной физики нейтронных звезд дает возможность заново проверить единство законов природы. Со времени создания квантовой механики ученые настойчиво ищут макроквантовые явления, связывающие законы микро– и макромира. Поэтому было бы очень важно не только качественно описать, но и количественно смоделировать эволюцию таких квантовых астрофизических объектов, как нейтронные звезды. История научных исследований показывает, что многие гипотезы, которые казались когда-то экзотическими, становились простыми и очевидными истинами после экспериментального обнаружения явлений. Несомненно, что дальнейшее изучение процессов, протекающих в нейтронных звездах, позволит сделать еще много новых захватывающих открытий.

Астрофизики пытаются прогнозировать маршрут звездной эволюции, проходящий через вспышку сверхновой с помощью специальных компьютерных программ. Эти электронные модели позволяют понять самое главное: какие внешние и внутренние причины могут ускорить или замедлить космическую катастрофу.

Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и после вспышки сверхновой образуется удивительнейший космический объект – черная дыра.