Глава 27
Катастрофическая история Вселенной
Богатство форм звездных систем можно объяснить разнообразием условий, в каких они рождались в раннюю эпоху существования Вселенной. По современным взглядам, на ранней стадии развития Вселенная была заполнена разреженным газом, в котором затем из-за гравитационной неустойчивости образовались сгущения, а из них в последующем – отдельные облака различной массы. Одни из облаков имели вращательный момент и центральное сгущение, из них впоследствии образовались спиральные галактики, а другие практически не вращались – они положили начало эллиптическим галактикам, облака же без значительного центрального сгущения, но все же обладавшие вращательным моментом, дали начало неправильным галактикам типа Магеллановых Облаков.
Когда более массивная звезда израсходует практически весь водород, она начнет разбухать, выбрасывая вещество в окружающее пространство, где оно будет частично захватываться второй звездой, а частично рассеется вокруг, образуя оболочку. В чем-то ситуация напоминает два сообщающихся «звездных сосуда», где при эволюционном расширении одной из звезд ее полость переполняется, «сосуд» становиться тесен, и звездное вещество начинает переливаться через край, как вскипевшее молоко на плите. После сброса избыточной массы одной из звезд тесной пары ее дальнейшая судьба будет сильно отличаться от эволюции одиночной звезды. Ведь в процессе старения одиночной звезды, несмотря на потоки звездного ветра, ее масса практически сохраняется, а в тесной двойной системе компоненты могут обмениваться веществом. При этом в зависимости от параметров двойной системы могут возникать различные звездные объекты, такие как белые карлики, нейтронные звезды и даже черные дыры.
Ю. Н. Ефремов. Вглубь Вселенной. Звезды, галактики и мироздание
Через сотни тысяч миллиардов лет погаснут последние звезды красных карликов, и на просторах помрачневшей Вселенной останутся только нейтронные звезды и белые карлики, закутанные в кисею планетарных туманностей. Они медленно, но верно будут остывать, превращаясь в черных карликов. Несмотря на мрачный смысл, в наблюдательной астрономии немного столь красивых объектов, как призрачное кружево планетарных туманностей, чем-то напоминающих «отлетевшую душу» сгоревшего светила. Сгущение туманности медленно рассеивается, как дымок на звездном ветру, чтобы когда-нибудь попасть в сгусток новой протозвезды, а в ее центре еще долго продолжает сверкать мертвая звезда белого карлика, знаменуя окончание жизненного цикла еще одного светила.
Астрономы открыли белые карлики еще в позапрошлом веке. Тем не менее объяснить их физическую природу удалось лишь после возникновения новой квантовой физики двадцатого века. Они стали одними из первых объектов макромира, живущими по квантовым законам. Поэтому и неудивительно, что разработка теории белых карликов была впоследствии отмечена Нобелевской премией, которая была присуждена Субрахманьяну Чандрасекару. Этот известный индийский ученый в тридцатых годах прошлого века пришел к выводу, что звезды чуть больше полуторной солнечной массы в конце своей жизни могут превратиться в светило чуть меньше земного шара. Так состоялось теоретическое открытие белых карликов. Материя в этих необычных небесных телах должна быть сжата так плотно, что все атомы потеряли свои электронные оболочки. Образующийся при этом электронный газ своим давлением успешно противостоит силам тяготения, сжимающим оболочку звезды, сдерживает дальнейшее падание ее вещества к центру. Об этом удивительном макроквантовом состоянии материи следует сказать еще несколько слов, ведь в таком состоянии электроны находятся настолько близко друг к другу, что их макроскопическая масса начинает описываться микроскопической квантовой физикой.
Мы уже знаем, что цвет звезд в основном определяется ее температурой. Для белых карликов это означает, что по мере остывания их цвет будет изменяться от белого до красного. Ведь у этих светил нет собственных источников энергии, и они светят только за счет тепла, оставшегося от «предыдущей жизни». По прошествии достаточно большого времени возникает «серый карлик», излучающий в инфракрасном диапазоне. Но абсолютно остыть, став «черным карликом», этот остаток звезды не может из-за сравнительно небольшого постоянного саморазогрева.
Когда белый карлик входит в тесную звездную систему, то он вполне может заняться «звездным каннибализмом», поглощая вещество своей звезды-соседки. За этот неблаговидный поступок маленький каннибал может быть наказан колоссальным взрывом, после чего он превратится в новую звезду. Дело в том, что когда водородное топливо, накапливаясь на поверхности белого карлика, по своей массе превысит некий критический предел, произойдет чудовищный термоядерный взрыв, и на небе загорится новая звезда.
Вскоре после публикации теории белых карликов Чандрасекаром английский физик Джеймс Чедвик открыл новую элементарную частицу – нейтрон. На основе этого астрофизикам удалось построить сценарий эволюции тяжелых звезд, огромное тяготение которых как бы вдавливает свободные электроны в протоны, генерируя при этом электрически нейтральные нейтроны. В конечном итоге рождается чрезвычайно плотная нейтронная звезда. Так от гиганта, во много раз превышающего размеры нашего светила, может остаться лишь медленно остывающая, очень быстро вращающаяся нейтронная звезда. Сверхплотное вещество вместе со сверхсильными магнитными полями и мощнейшей поверхностной гравитацией во многом определяют многие уникальные свойства этих крайне необычных небесных тел.
Физика нейтронных звезд тесно связана с уникальными процессами сверхтекучести и сверхпроводимости. Эти явления должны играть существенную роль в глубинах и на поверхности из-за колоссальной «ядерной» плотности нейтронных звезд. Не менее любопытны эти странные объекты и с точки зрения физики плазмы, особенно при исследовании взаимодействия этого газа заряженных частиц со сверхсильными магнитными полями. Кроме этого, нейтронные звезды могут оказаться важнейшими объектами для изучения поведения элементарных частиц и вещества при ядерной плотности.
Нейтронные звезды были открыты по своему импульсному радиоизлучению в шестидесятые годы ушедшего века. С самого начала их определили как радиопульсары – источники строго периодических радиоимпульсов, а несколько позже – как галактические источники рентгеновского излучения. Сегодня астрономы насчитывают несколько тысяч таких компактных объектов, причем большинство из них являются именно радиопульсарами, дополняемыми рентгеновскими и гамма-источниками, скорее всего, расположенными в тесных двойных системах. Радиоимпульсы пульсаров испускаются шарообразными солнечными массами с диаметром всего в несколько десятков километров, стремительно вращающимися в сверхсильных магнитных полях. Подобная циклопическая «юла» оборачивается вокруг оси за сотые доли секунды, и ее вращение совершенно незаметно при прямых оптических наблюдениях. Потоки рентгеновских лучей у нейтронной звезды возникают из-за сильнейшей гравитации. Можно представить, что килограммовая масса, упавшая на поверхность такого карлика, выделит энергию, эквивалентную взрыву килотонного ядерного заряда.
Астрономы считают, что в современную эпоху наш «звездный мегаполис» Млечного Пути населяет не менее нескольких сотен миллионов нейтронных звезд, представляя собой своеобразный «космический мемориал» гигантского количества массивного звездного населения, закончившего свой жизненный путь за миллиарды лет эволюции нашей галактики. Между тем нейтронных звезд найдено довольно мало, даже с помощью современных космических телескопов. Это легко объяснить тем, что наиболее далекие и, соответственно, старые объекты пока еще недоступны для наших телескопов, поскольку их очень трудно выделить среди множества сверхслабых источников. Ведь заметить световое и тепловое излучение объекта диаметром всего в десятки километров, даже если он имеет сравнительно высокую температуру, с расстояния в сотни световых лет весьма затруднительно. Впрочем, астрономы надеются, что эти экзотические объекты далеко не навсегда скрылись от их инструментов в глубинах галактики. Зафиксировать одиночную нейтронную звезду можно и на большом расстоянии, если она проходит определенные стадии своей эволюции, когда электромагнитное излучение и потоки сверхбыстрых частиц от стремительно вращающейся нейтронной звезды удерживают вещество от падения на ее поверхность, превращая ее в радиопульсар.
За последние годы «коллекция» новых экземпляров нейтронных звезд существенно пополнилась объектами, которые продолжают светиться благодаря тому, что, будучи астрономическими «младенцами» возраста в миллион лет, они еще полностью не остыли после своего рождения.
Гораздо проще увидеть одиночную нейтронную звезду на стадии падения вещества на поверхность, которая может занимать значительную часть ее эволюции, если звезда не движется с очень большой скоростью. В этот период ничто не мешает веществу выпадать на поверхность, вызывая самые различные явления, «высвечивающие» нейтронную звезду. Но откуда взяться падающему веществу у одиночных звезд? Здесь могут сыграть свою роль межзвездные облака. Таким образом, газопылевая среда вполне может быть источником вещества, необходимого для «освещения» нейтронной звезды.
Как показывают электронные модели, особенно ярко должны наблюдаться нейтронные звезды при стремительном пролете сквозь плотные молекулярные облака. При этом в зависимости от скорости движения звезд относительно облака, а также от его плотности аккреция может принимать весьма интересные формы. Например, если скорость движения нейтронной звезды относительно окружающего ее вещества будет достаточно мала, порядка нескольких километров в секунду, а само облако будет иметь высокую плотность, то возможно появление выбросов типа струй, что и наблюдаются у некоторых молодых звезд. Другой своеобразный случай падения вещества на нейтронную звезду при ее путешествии в молекулярном облаке определяется ее магнитным полем. При быстром вращении подобные поля могут в течении определенного времени удерживать вещество от падения, образуя оболочку. Когда масса подобной оболочки превысит силу магнитного поля, она стремительно сорвется на поверхность нейтронной звезды. Возникнет гигантская вспышка рентгеновского излучения. Такой процесс может повторяться многократно, делая нейтронную звезду периодическим источником рентгеновских импульсов.
Между тем при полете нейтронной звезды на стадии пульсара в плотном газопылевом облаке может возникнуть еще одно интересное явление. Падающее на поверхность нейтронного пульсара вещество может просто «засыпать» звезду. Поэтому после того, как нейтронная звезда покинет молекулярное облако, пульсар может и не проявиться. Окутанный очень плотной газопылевой «атмосферой» бывший пульсар уже не сможет генерировать рентгеновские импульсы.
Нейтронные звезды могут быть генетически связаны с пресловутыми белыми карликами, о которых уже было сказано. Путь от белого карлика к нейтронной звезде лежит через увеличение массы, при этом звезда теряет свою устойчивость и, вспыхнув на краткое время, переходит в нейтронное состояние. Проще всего рост массы белого карлика могут обеспечить потоки вещества с его звезды-компаньона. Иной вариант включает слияние тесной двойной системы белых карликов.
Мы уже знаем, насколько жизненный путь звезды определяется ее массой. Вообще говоря, от последней зависит и то, станет ли сконденсировавшаяся из газопылевого облака гигантская глыба межзвездного вещества пылающим светилом. Для этого как минимум необходимо, чтобы недра звездного зародыша – протозвезды – были очень плотны и, следовательно, достаточно горячи для начала термоядерных реакций. Поэтому существует некая начальная критическая масса, при которой начинается термоядерный синтез, в ходе которого водород превращается в гелий. А вот если масса меньше критической, то звезда никогда не засияет, а на ее месте возникнет массивное тело коричневого или бурого карлика.
Довольно любопытно, что и бурые, и белые карлики, несмотря на совершенно разные жизненные пути, имеют важные общие черты. Так, и в белых, и в бурых карликах возникает давление вырожденного газа электронов, которое и ограничивает как дальнейшее сжатие протозвезды, так и рост ее температуры.
Первым открытым белым карликом стал спутник ярчайшей звезды Сириус в созвездии Большого Пса. В движении Сириуса астрономы давно уже отмечали странные аномалии. «Песья звезда», как ее называли в древности, двигалась по небу своеобразной «валкой походкой». Естественно, что обычные звезды не имеют таких траекторий, их путь прям и ровен, поэтому ученые уже давно заподозрили, что у Сириуса есть некий невидимый, но довольно массивный спутник, который, в конце концов, удалось-таки рассмотреть как слабую белую звездочку. Именно белый цвет этой звездочки и послужил основой для названия белых карликов.
Подобно земной бабочке, белый карлик начинает свой жизненный путь со сброса звездного кокона, под которым скрывалась его сущность. Продолжая эту аналогию, можно сказать, что наше Солнце – это своеобразная гусеница, а когда оно сбросит с себя кокон газовой оболочки, это будет великолепнейшее зрелище! Правда, наше Солнце сможет превратиться в «бабочку» (белого карлика) не ранее, чем через пять миллиардов лет.
