Глава 28
Эпоха распада

За гранью сотен тысяч миллиардов лет наступит Эпоха распада. Здесь уже астрономы начинают путаться в своих сценариях эволюции Вселенной. Наиболее вероятно лишь то, что Эпоха вещества заканчивается рассеиванием газопылевых облаков, в которых когда-то зарождались звезды. Не совсем ясен и дальнейший путь развития, или, правильнее сказать, распада сверхгигантских супергалактик, образовавшихся на исходе Эры вещества из тысяч и даже миллионов галактик наподобие нашего Млечного пути, давно уже слившегося (спустя двадцать миллиардов лет после Большого взрыва) с Туманностью Андромеды.

Скорее всего, началом Эпохи распада, как предпоследним актом вселенской драмы угасания нашего мира, следует считать распад остатков планетарных систем. При этом погасшие звезды будут терять свои оставшиеся планеты, увлекаемые их звездными соседями. Вопрос лишь в том, как именно это будет происходить, и тут астрофизики советуют обратить самое пристальное внимание на современные кратные звездные системы с участием коричневых карликов. Именно такие двойные погасшие звезды будут преобладать в далеком будущем. Действительно, наблюдая молодые бурые карлики, нельзя не заметить, что отгорев или даже еще не родившись, звезда оказывается в удивительно стабильном состоянии, которое может длиться многие миллиарды миллиардов лет, вплоть до таинственной Эры галактических распадов. В современной, сравнительно молодой Вселенной таких объектов не так уж и много, но со временем именно они составят основную массу видимой материи.

При наблюдении звезд в телескоп или сильный бинокль видно, что многие из них, кажущиеся одиночными, распадаются на пары и даже маленькие группы. Двойные звезды кружатся друг вокруг друга, удерживаемые силами тяготения. Чаще всего они происходят из одного протозвездного облака; бывают и пары, образовавшиеся в результате захвата одной звезды другой при тесном сближении – особенно часто это должно происходить в гуще шаровых скоплений и центральных областях галактик. Изучение двойных систем очень важно для всей звездной астрофизики, поскольку именно в них можно определять важнейшие параметры звезд.

Кажется неоспоримым, что жизненные коллизии взаимодействующих двойных звезд гораздо интереснее существования одинокой звезды. Но почему бы не поговорить о тройных, четверных и т. д. системах? Оказывается, что создать систему, в которой друг с другом взаимодействовали бы три звезды или более, очень нелегко: система будет гравитационно неустойчива, и звезды будут напоминать шарики на игольном острие. Малейшее колебание поля тяготения столкнет их, и они будут выброшены в дальнее космическое пространство: расстояние между компонентами станет настолько велико, что всякое взаимодействие прекратится. При определенных условиях могут проявить устойчивость лишь «трехкратные» и «четырехкратные» системы, причем в последних соседствуют как бы две пары.

Вообще говоря, тесная взаимодействующая пара сама по себе очень напоминает составную «парную звезду». Поэтому теоретически можно представить и многокомпонентную звездную семью, где каждая компонента сама по себе может быть тесной двойной системой. В этом случае тесные внутренние пары притягивают друг друга почти как точечные тела, и система оказывается устойчивой.

Вспомним общие черты эволюции одиночных звезд при смене их источников энергии. Сначала за счет гравитационной неустойчивости из межзвездной среды конденсируется протозвездное облако. Оно уплотняется, температура в его центре растет и, наконец, становится такой высокой, что в центре облака, теперь уже ставшего звездой, загорается водород. Водород после цепочки реакций превращается в гелий. В этом состоянии звезда проводит почти всю свою жизнь. После исчерпания водорода в центре звезды она попадает в разряд красных гигантов или сверхгигантов. Затем водородное топливо сменяется гелием, и далее начинаются превращения все более тяжелых элементов, вплоть до железа. В конце концов, в зависимости от массы, звезда превратится в нейтронную звезду или белый карлик. Есть тут и другие варианты, но мы их рассмотрим позже, когда будем описывать Эпоху черных дыр.

Теперь вернемся к нашим тесным звездным парам и попытаемся ответить на вопрос: где заканчивается Солнечная система? Чаще всего можно услышать ответ, что граница нашего космического дома лежит где-то за облаком Оорта, но с точки зрения астрономии это звучит совершенно неправильно. Ученые считают, что она располагается там, где притяжение Солнца сравнивается с притяжением ближайших звезд. Получается, что вокруг Солнца существует некоторая область, в которой преобладает именно его притяжение. Такая же «область доминирующего влияния» есть и у каждой звезды в двойной системе. Из-за взаимного влияния близкие звездные соседки могут принять необычную форму груши или веретена.

Эпоху распада звездных систем можно еще назвать и Эрой нейтронных звезд и белых карликов. Эти удивительные небесные тела постепенно заполонят галактические просторы и вплотную приблизятся к остаткам Солнечной системы. Значит ли это, что в очень отдаленном будущем Эпохи распада Солнце войдет в бинарную систему с нейтронной звездой?

Вначале зададимся вопросом, сколько же всего одиночных нейтронных звезд расположено в близкой окрестности нашего Солнца? По различным оценкам их число составляет несколько тысяч. Но почему мы их не видим? Это связано с тем, что светимость таких рентгеновских источников невелика. В плотном же газопылевом облаке светимость изолированной звезды может возрасти в несколько раз. В этом случае необходимо учесть, что излучение будет зависеть не только от внутренних параметров межзвездной среды и нейтронной звезды, но от их относительной скорости, так как светимость будет обратно пропорциональна ее кубу. Обычно из-за асимметрии взрыва сверхновой нейтронные звезды в среднем обладают очень большими скоростями; кроме того, при разрушении звездной пары в момент взрыва сверхновой у новорожденной нейтронной звезды остается еще и орбитальная скорость. Это явление астрономы называют «эффектом пращи».

Как видно, резкое повышение концентрации нейтронных звезд, да еще и летящих с космическими скоростями, существенно повышает шансы встречи с ними в Эпоху распада. Правда, кроме нейтронных звезд, умирающие светила оставляют после себя и белых карликов. Причем существенная доля этих тел через миллиард миллиардов лет будет входить в те или иные звездные системы.

Обычно системы, содержащие белые карлики, проявляют вспышечную активность, в них происходят взрывы, катаклизмы. Поэтому их и назвали катаклизмическими. К ним относятся новые, повторные новые, карликовые новые и некоторые другие типы систем. Вспышка новой всегда является колоссальным астрономическим событием, при котором блеск звезды возрастает в десятки раз. Такие системы состоят из красного карлика в виде обычной звезды главной последовательности вроде нашего Солнца или даже меньшей массы и белого карлика. Их орбита чрезвычайно мала (около солнечного радиуса), благодаря чему становятся возможными процессы интенсивного взаимодействия между данными небольшими звездами. К повторным новым относят системы с периодичностью повторения вспышек раз в несколько десятков лет и возрастанием блеска примерно в два десятка раз. И, наконец, к карликовым новым относят системы с периодичностью вспышек около ста дней и возрастанием блеска примерно в десять раз.

После успешных запусков нескольких поколений орбитальных телескопов, исследующих рентгеновские источники, астрофизики во многом разобрались с их механизмами действия. Для наглядности представим себе физическую модель, в которой основная часть энергии уносится жесткими квантами электромагнитного излучения. В ней нейтронные звезды и белые карлики выглядят как сверхглубокие гравитационные шахты, в которых падающее вещество разгоняется до громадных скоростей полем тяготения, а затем по достижению дна резко тормозится, испуская свою энергию в виде потоков рентгеновских лучей.

Таким образом, мы видим, что в Эпоху распада, когда начнут массово гаснуть светила последних звездных поколений, просторы метагалактики заполнят системы небесных объектов, воспринимаемых сегодня как своеобразная астрономическая экзотика. Прежде всего, это будут рентгеновские пульсары и маломассивные двойные источники. При этом подавляющее большинство рентгеновских источников, скорее всего, будет входить в различные системы с участием белых карликов.

Ну а как же подобное кардинальное изменение галактической (и не только) обстановки отразиться на дальнейшей судьбе Солнечной системы перед ее планетарным распадом?

Предположим весьма вероятный случай, что где-то в самом начале Эпохи распада вблизи Солнца объявится нейтронная звезда. Погасив свою высокую скорость в поле тяготения Солнца, она превратит нашу планетную систему в бинарную звездную. Вряд ли это принесет благо сохранившимся на спутниках газовых гигантов остаткам человечества. Во-первых, произойдет коренная трансформация нейтронно-солнечной системы, отныне обращающейся вокруг общего центра тяжести. Во-вторых, нейтронная звезда неминуемо заполнит все окружающее пространство потоками смертоносных рентгеновских лучей. И в-третьих, на поверхность нейтронной звезды когда-нибудь обязательно обрушится крупное небесное тело – астероид, комета или даже небольшой планетоид. Это вызовет чудовищный взрыв, сопровождающийся гамма-радиацией.

Таким образом, последствия образования двойной системы с нейтронной звездой будут, скорее всего, глубоко катастрофичными. Не лучше выглядит и тесный союз Солнца с белым карликом. Даже появление вблизи нашего светила коричневого карлика сулит мало хорошего, грозя трудно прогнозируемыми последствиями при поглощении его Солнцем. Ведь тут становится недалеко и до вспышки новой звезды, которая, несомненно, разметает Солнечную систему еще до ее «естественного распада».