Густав Мейринк, «Черный шар», 1913
Пульсары и рентгеновские источники подтверждают, что в природе существуют нейтронные звезды. Одна из таких звезд осталась в Крабовидной туманности после взрыва Сверхновой. Но что привело к этому взрыву в 1054 году? Рано или поздно взрыв Сверхновой должен произойти и в нашей Галактике, так сказать, у нас перед глазами (Мечтать о взрыве сверхновой где-нибудь поблизости не очень разумно. Согласно Мелвину Рудерману из Колумбийского университета в Нью-Йорке, человечеству придется плохо, если взрыв сверхновой произойдет на расстоянии ближе 30 световых лет от нас. Космические лучи высокой энергии разрушат озонный щит в нашей атмосфере, ультрафиолетовое излучение Солнца перестанет задерживаться атмосферой и погубит все живое на Земле.
) Тогда бы мы узнали, что же там взрывается; на старых снимках неба мы нашли бы ту звезду, на месте которой в облаке останков крутится, как волчок, крошечная нейтронная звезда.
Пока что, однако, нам приходится лишь строить догадки. Изучая компьютерные модели звезд на поздней стадии эволюции, мы можем попытаться ответить на вопрос, каким образом звезда приходит к катастрофе.
«Железная катастрофа» массивных звезд
У массивных звезд, масса которых превышает солнечную больше чем в десять раз, эволюция протекает очень быстро. Водород в них расходуется уже через несколько миллионов лет. Тогда начинает гореть гелий, превращаясь в углерод, а вскоре и атомы углерода начинают превращаться в атомы с более высокими атомными номерами. Во всех этих ядерных реакциях высвобождается энергия, однако ядерные процессы становятся все менее эффективными. Чтобы излучение звезды поддерживалось на одном и том же уровне, реакции должны протекать все быстрее и быстрее. Быстро сменяя друг друга, образуются все более тяжелые атомы. Может ли так продолжаться бесконечно?
Оказывается, в природе превращения элементов заканчиваются на железе. Мы уже видели, что чем тяжелее элемент, получающийся в результате термоядерной реакции, тем ниже выделяемая энергия. Когда превращения доходят до железа, ядерный реактор звезды останавливается. При слиянии ядра железа с ядрами других элементов, имеющихся в звезде, энергия уже не выделяется: наоборот, для этого требуется дополнительная энергия. И напротив, чтобы расколоть ядро железа, требуется затратить энергию.
Причина этого заключается в одном из свойств атомных ядер. Ядра тяжелых элементов (например, урана) при делении выделяют энергию, а в результате деления появляются ядра, масса которых близка к атомной массе более легкого железа. При соединении легких элементов выделяется энергия, и в результате получаются ядра, масса которых ближе к массе тяжелого железа. Только из ядер железа нельзя получить энергию ни путем деления, ни путем синтеза.
Что же произойдет, когда в нашей массивной звезде процессы термоядерного синтеза зайдут так далеко, что в центре звезды образуется сферическая область, состоящая целиком из газообразного железа (рис. 11.1, а)? Ядра железа могут захватывать электроны из окружающего газа. При этом центральная область звезды сокращается в объеме. Дело в том, что равновесие здесь поддерживается противодействием силы тяжести и газового давления. Газовое давление обусловлено в основном электронами. Когда электроны поглощаются атомными ядрами, сила тяжести берет верх. В конце концов центральная область звезды, состоящая из газообразного железа, «схлопывается». Считают, что этот процесс начинается, когда масса центрального железного ядра звезды достигает 1,5 солнечной. Сила тяжести так плотно прижимает друг к другу все составные «кирпичики» атомных ядер, что в конце концов все протоны и электроны объединяются в нейтроны, и все вещество в центре звезды оказывается состоящим только из нейтронов. Плотное газообразное железное ядро звезды превращается в нейтронную звезду. При этом превращении выделяется невообразимое количество энергии, которое, по всей видимости, разметает в пространство внешнюю оболочку звезды. Звезда взрывается, а нейтронное ядро остается в облаке разлетающихся с огромной скоростью останков. Жизнь звезды завершилась взрывом сверхновой.
Рис. 11.1. Возможные стадии, предшествующие взрыву сверхновой. Слева: звезда с массой больше десяти солнечных. В ее недрах из водорода, который до сих пор образует ее внешнюю оболочку, образовались более тяжелые элементы, располагающиеся концентрическими слоями вокруг ядра, состоящего из плотного газообразного железа. Центральная область подобной звезды, находящейся на поздней стадии эволюции, неустойчива; возможен коллапс. При этом высвобождается такое количество энергии, что вся внешняя оболочка с большой скоростью разлетается в пространство. Справа: в недрах звезды образовалось углеродное ядро, которое аналогично белому карлику. Масса ядра-белого карлика — возрастает, поскольку на его поверхности гелий превращается в углерод. Когда масса белого карлика достигает предела Чандрасекара, происходит коллапс и оболочка разлетается. Оба рисунка схематичны, масштаб не соблюден.
В Чикаго и Ливерморе (шт. Калифорния) в США, а также и у нас в Мюнхене этот процесс пытались смоделировать на компьютере. Решение здесь оказывается гораздо более сложным, чем в случае обычных медленных этапов эволюции. Оно, однако, и чрезвычайно поучительно, так как можно предположить, что в ядерных реакциях, происходящих при взрыве, образуются многие химические элементы из ветречающихся в природе. Вероятно даже, что все элементы тяжелее гелия образуются внутри звезды либо в ходе спокойного горения, либо в короткий миг взрыва сверхновой.
Все эти рассуждения относятся к самым массивным звездам. Звезды с массами меньше десяти солнечных в своей эволюции не достигают фазы образования железного ядра: они еще раньше сталкиваются с проблемами, из-за которых в конечном счете, вероятно, происходит взрыв сверхновой. Причина здесь состоит в том, что внутри звезды, как мы видели в гл. 7, образуется белый карлик. Белые карлики обладают одним весьма замечательным свойством, которое связано с их внутренним равновесием.
Мысленный эксперимент с белым карликом
Своим существованием мы обязаны равновесию между силой тяжести и силой давления в Солнце и в Земле. В общем и целом это равновесие надежно. Если в мысленном эксперименте мы чуть-чуть сожмем Солнце, то хотя из-за увеличения плотности сила тяжести возрастет, давление внутри Солнца будет при сжатии возрастать быстрее, чем сила тяжести. Поэтому Солнце будет стремиться вернуться к своему прежнему состоянию. Аналогично, если с помощью какой-то внешней силы попытаться заставить Солнце увеличить свой объем, то сила тяжести немного уменьшится, так как при увеличении расстояния между материальными частицами они слабее притягивают друг друга. Но давление будет уменьшаться еще быстрее, чем сила тяжести, и поэтому Солнце опять будет стремиться к своему прежнему состоянию. Мы уже сказали, что на это равновесие можно положиться; ученые называют равновесие такого рода устойчивым. Не все звезды, однако, находятся в состоянии устойчивого равновесия. Белые карлики, например, находятся в равновесии, но это равновесие легко может быть нарушено.
Задолго до того, как люди постигли основные законы эволюции звезд, за много лет до того, как были поняты ядерные реакции, в результате которых водород внутри звезд превращается в гелий, и задолго до того, как были сделаны первые попытки компьютерного моделирования звезд, 24-летний индиец в Кембридже решил уравнения, описывающие образование белого карлика. Это был Субраманьян Чандрасекар, родившийся в Лахоре в 1910 г. Еще
студентом он выделялся среди своих сверстников в Мадрасском университете. Тогда его доклад победил на одном из конкурсов, и в качестве приза Чандрасекар получил книгу Эддингтона о внутреннем строении звезд. Похоже, что эта книга определила его интересы на всю дальнейшую жизнь: по сей день он вносит важный вклад в различные области астрофизики. Именно он в своей теории белых карликов показал, что они не могут содержать сколь угодно большого количества вещества (За свои работы по теории белых карликов Чандрасекар в 1983г. удостоен Нобелевской премии по физике.
). Поясним это с помощью одного мысленного эксперимента.
Представим себе, что мы выросли вдруг до таких гигантских размеров, что можем ставить опыты над звездами. Для нас не составляет труда взять часть массы у одной звезды и перенести на другую. Перенесемся поближе к системе Сириуса, где вокруг звезды Сириус А обращается белый карлик Сириус В. Сириус В имеет массу, близкую к солнечной, однако его радиус составляет всего 0,007 радиуса Солнца. Пусть у нас имеется большой запас вещества, из которого состоят белые карлики, и мы понемногу подбрасываем это вещество на поверхность Сириуса В, увеличивая его массу. Мы увидим, что по мере увеличения массы белого карлика его радиус уменьшается; когда его масса достигнет 1,33 солнечных, радиус уменьшится до 0,004 радиуса Солнца. Если и дальше осторожно прибавлять вещество, радиус белого карлика будет уменьшаться все быстрее и быстрее. Звезда еще держится, но с увеличением силы тяжести дело становится все хуже. При массе, равной 1,4 солнечных, гравитация, наконец, берет верх, и звезда больше не находится в равновесии. Эта критическая масса называется пределом Чандрасекара. При превышении этого предела звезда за несколько секунд обрушивается внутрь. Плотность газа, состоящего главным образом из электронов и ядер гелия, резко возрастает, и начинается уже знакомый нам процесс: электроны, входя в атомное ядро, соединяются с протонами. Образуются нейтроны, атомные ядра распадаются. Вещество, обрушивающееся к центру звезды, теперь состоит в основном из нейтронов, несущихся с огромной скоростью к центру. Только когда радиус звезды сократится примерно до 10 километров, давление нейтронного газа увеличится до такой степени, что сможет противостоять силе тяжести. Уменьшение объема прекратится, падение вещества к центру остановится. Кинетическая энергия перейдет в излучение, и тело придет в равновесие. Состоящее главным образом из нейтронов, оно представляет собой нейтронную звезду (Этот процесс называют гравитационным коллапсом.
) .
Таков наш мысленный эксперимент. Мы искусственно добавляли вещество на белый карлик, но не следует считать такое предположение совсем уж неправдоподобным. Как известно, белые карлики образуются внутри красных гигантов. Они состоят из вещества, для которого термоядерное горение водорода, а вероятно, и гелия, позади. На поверхности же еще происходит превращение водорода в гелий. Во внешних слоях непрогоревшего вещества идет термоядерная реакция с водородом, а возможно, и с гелием, и масса белого карлика ядра красного гиганта — возрастает. Как и в нашем мысленном эксперименте, белый карлик накапливает все больше и больше вещества (рис. 11.1, б). Что же произойдет, когда его масса превысит 1,4 солнечных, предел Чандрасекара, когда начнется гравитационный коллапс: он сколлапсирует и превратится из белого карлика в нейтронную звезду?
Некоторые ученые считают, что до возникновения нейтронной звезды дело здесь не доходит, поскольку прежде, чем это случится, происходит углеродный взрыв. Об этом известно пока что очень мало. Пусть белый карлик, являющийся центральным ядром красного гиганта, состоит в основном из углерода. Полагают, что еще до начала гравитационного коллапса углерод вступает в термоядерную реакцию и взрыв разносит звезду вдребезги — нейтронная звезда не образуется. У таких сверхновых в облаке останков мы не обнаруживаем нейтронной звезды: оттуда не исходят сигналы пульсаров. И действительно, пульсары не обнаружены ни на месте Сверхновой Тихо Браге, ни на месте Сверхновой Кеплера, хотя обе туманности моложе Крабовидной. Орбитальная Эйнштейновская обсерватория обнаружила в созвездии Кассиопеи останки Сверхновой, которая триста лет оставалась незамеченной, скрытая от земных наблюдателей облаком звездной пыли. По-видимому, здесь нейтронная звезда также отсутствует. Не произошло ли здесь полного разрушения звезды в результате углеродного взрыва?
Все ли менее массивные звезды заканчивают свое существование углеродным взрывом? Сегодня это никому точно не известно. Не исключено также, что после начала термоядерной реакции углерод горит относительно спокойно, без взрыва. Тогда белый карлик в центре красного гиганта набирает массу, и, как в нашем мысленном эксперименте, коллапсирует в нейтронную звезду. Высвобождающаяся энергия, как и при «железной катастрофе», излучается в пространство, преподнося нам величественное зрелище взрыва сверхновой. Возможно, именно это произошло в случае взрыва Сверхновой 1054 года, когда возникла Крабовидная туманность. История здесь могла быть такой.
Жила-была звезда с массой, равной пяти солнечным. В своих глубинах она сжигала водород, а когда ядерное горючее кончилось, звезда превратилась в красный гигант. В центре звезды началось горение гелия, а когда гелий выгорел, образовалось углеродное ядро. Центральная часть звезды стала представлять собой углеродное ядро, окруженное гелиевой оболочкой, и плотность вещества была здесь так же велика, как в белом карлике. На поверхности гелиевой оболочки продолжалось превращение водорода в гелий, а на границе между гелием и углеродом гелий превращался в углерод. Масса этого ядра, которое представляет собой по сути белый карлик, все время возрастала, и когда она в 1054 году достигла 1,4 солнечных масс, произошел гравитационный коллапс, который не смогло предотвратить и горение углерода. При этом высвободилось огромное количество энергии, которое разметало в пространство внешнюю оболочку звезды. Сегодня мы видим ее как Крабовидную туманность. Белый же карлик меньше чем за минуту превратился в нейтронную звезду, которая до наших дней посылает радиосигналы, принимаемые нами от пульсара в Крабовидной туманности.
Какой же из трех вариантов в действительности отвечает взрывам сверхновых? «Железная катастрофа», когда образовавшееся внутри звезды железное ядро обрушивается под действием гравитационных сил? Белый карлик, который, как раковая опухоль, пожирает вещество звезды, пока масса его не достигнет критического значения, при котором происходит коллапс? Или же углеродный взрыв, разносящий звезду вдребезги еще до того, как белый карлик успеет превратиться в нейтронную звезду?
В других галактиках наблюдается два типа сверхновых.
Они различаются интенсивностью световой вспышки. Вероятно, взрыв сверхновой может отвечать любому из перечисленных выше механизмов. У массивных звезд образуется железное ядро, звезды с массой от 10 до 1,4 солнечной погибают после образования в их центре белых карликов-то ли в результате углеродного взрыва, то ли из-за возникновения нейтронной звезды.
Только звезды с массой меньше 1,4 солнечной, а также те, которые вовремя успевают избавиться от лишней массы путем образования планетарных туманностей или за счет звездного ветра, тихо заканчивают свое существование. Они превращаются в белые карлики, в которых уже не происходит никаких ядерных реакций и которые находятся в устойчивом равновесии.
FPublisher
Взрыв сверхновой
| Сверхновая — это настоящий взрыв зведы, когда большая часть ее массы (или даже вся) сбрасывается со скоростью до 10 тысяч км/с в пространство, а оставшаяся центральная часть схлопывается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или даже в черную дыру |
Сверхновые звезды
Обратимся теперь к явлению сверхновой звезды
— одному из самых грандиозных космических явлений. Коротко говоря, сверхновая — это настоящий взрыв зведы, когда большая часть ее массы (или даже вся) сбрасывается со скоростью до 10 тысяч км/с в пространство, а оставшаяся центральная часть схлопывается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или даже в черную дыру. Сверхновые играют фундаментальную роль в эволюци звезд, являясь «финалом» жизни звезд с массами более 8-10 солнечных масс, рождая нейтронные звезды и черные дыры и обогащая межзвездную среду тяжелыми химическими элементами (практически все химические элементы тяжелее кислорода когда-то образовались при взрыве какой-нибудь массивной звезды.
Не в этом ли разгадка извечной тяги человечества к звездам? Ведь в мельчайшей кровинке живой материи есть атомы железа, каждый из которых был синтезирован при гибели массивной звезды, и в этом смысле люди сродни тому снеговику из сказки Г.-Х. Андерсена, который испытывал необъяснимую любовь к жаркой печке, потому что основой его была кочерга … ). По своим наблюдаемым характеристикам сверхновые принято разделять на 2 широких класса — сверхновые 1го и 2-го типа
.
В спетрах сверхновых 1-го типа
нет линий водорода, зависимость их блеска от времени (т.н. кривая блеска) почти не меняется от сверхновой к сверхновой, светимость в максимуме блеска примерно одинакова.
Сверхновые 2-го типа
, напротив, имеют богатый водородными линиями оптический спектр, формы их кривых блеска весма разнообразны, блеск в максимуме сильно различается у разных сверхновых. Чтобы дополнить картину различий между этими типами сверхновых укажем, что только сверхновые 1-го типа вспыхивают в эллиптических галактиках (т.е. галактиках без спиральной структуры с пониженным темпом звездообразования, основной состав которых — маломассивные красные звезды), в то время как в спиральных галактиках (к числу которых принадлежит и наша галактика Млечный Путь) встречаются оба типа сверхновых, причем установлено, что сверхновые 2-го типа концентрируются к спиральным рукавам галактик, где идет активный процесс звездообразования и много молодых массивных звезд.
Эти феноменологические особенности наводят на мысль о различной природе двух типов сверхновых. Сейчас надежно установлено, что при взрыве любой сверхновой освобождается всегда примерно одно и то же (гигантское!) количество энергии 1053 эрг, что соответствует энергии связи образующегося компактного остатка (напомним, чтоэнергия связи звезды соответствует такому количеству энергии, которое нужно затратить, чтобы «распылить» вещество звезды на бесконечно удаленное расстояние). Основная энергия взрыва уносится не фотонами, а нейтрино — релятивисткой частицей с очень малой массой или вообще безмассовой (этот вопрос активно исследуется последние 10-20 лет на самых мощных ускорителях элементарных частиц), так как большая плотность звездных недр не позволяет фотонам свободно покидать звезду, а нейтрино чрезвычайно слабо взаимодействуют с веществом (как говорят, имеют очень малое сечение взаимодействия) и для них недра звезды вполне «прозрачны».
Окончательной самосогласванной теории взрыва сверхновых с образованием компактного остатка и сбросом внешней оболочки не существует ввиду крайней сложности учета всех физических процессов, происходящих при вспышке сверхновой. Однако все данные говорят о том, что сверхновые 2-го типа являются следствием коллапса ядра звезды, в котором происходило термоядерное горение сначала водорода в гелий, затем гелия в углерод и так далее до образования изотопов элементов «железного пика» — железа, кобальта и никеля, атомные ядра которых имеют максимальную энергию связи в расчете на одну частицу (ясно, что присоединение новых частиц к ядру, например, железа, будет требовать затрат энергии, а потому термоядерное горение и «останавливается» на элементах железного пика).
Что же заставляет центральные части массивной звезды терять устойчивость и коллапсировать как только железное ядро станет достаточно массивным (около 1.5 масс Солнца)?
В настоящее время известны два основных фактора, приводящие к коллапсу. Во-первых, это «развал» ядер железа на 13 альфа-частиц (ядер гелия) с выделением фотонов (т.н. фотодиссоциация железа), и во-вторых, захват электронов протонами с образованием нейтронов (т.н. нейтронизация вещества). Оба процесса становятся возможными при больших плотностях (свыше 1 тонны в куб. см), устанавливающихся в центре звездных недр в конце эволюции, и оба они эффективно снижают «упругость» вещества, которая фактически и противостоит сдавливающему действию сил притяжения. При этом в ходе нейтронизации вещества выделяется большое количество нейтрино, уносящее основную энергию, запасенную в коллапсирующем ядре. В отличие от процесса катастрофического коллапса ядра, разработанного достаточно детально, сброс оболочки звезд (собственно взрыв) не так-то просто получить. По-видимому, существенную роль в этом процессе играет нейтрино.
Как показывают расчеты, проведенные на суперкомпьютерах, плотность вблизи ядра настолько высока, что даже слабовзаимодействующее с веществом нейтрино оказывается на какое-то время «запертым» внешними слоями звезды. Но гравитационные силы притягивают оболочку к ядру и возникает ситуация, похожая на ту, которая получается при попытке налить более плотную жидкость, например, воду, поверх менее плотной (например, керосина или масла) — из опыта хорошо известно, что легкая жидкость стремится «всплыть» из-под тяжелой (в этом проявляется так называемая неустойчивость Рэлея-Тэйлора). Этот механизм приводит к возникновению гигантских конвективных движений и в конце концов импульс нейтрино передается вышележащей оболочке, которая сбрасывается в окружающее звезду пространство. Интересно отметить, что возможно именно эти нейтринные конвективные движения приводят к нарушению сферической симметрии взрыва сверхновой (иными словами, появляется направление, вдоль которого преимущественно выбрасывается вещество) — и тогда образующийся остаток получает импульс отдачи и начинает двигаться в пространстве по инерции со скоростью до тысячи км/с (столь большие пространственные скорости наблюдаются у молодых нейтронных звезд — радиопульсаров). Описанная схематическая картина взрыва сверхновой 2-го типа позволяет объяснить основные наблюдательные особенности этого грандиозного явления. Более того, теоретические предсказания этой модели (особенно касающиеся полной энергии и спектра нейтринной вспышки) оказались в отличном согласии с зарегистрированным нейтринным импульсом, пришедшим 23 февраля 1987 г. от сверхновой в Большом Магеллановом Облаке.
Теперь несколько слов о сверхновых 1-го типа
. Отсутствие свечения водорода в их спектрах говорит о том, что взрыв произошел в звезде, лишенной водородной оболочки. Как сейчас полагают, это может быть звезда типа Вольфа-Райе (фактически это богатые гелием, углеродом и кислородом ядра звезд, у которых давление света «сдуло» верхнюю водородную оболочку, или же, если такая массивная звезда входила в состав тесной двойной системы, эта оболочка «перетекла» на соседнюю звезду под действием мощных приливных сил), у которой коллапсирует проэволюционировавшее ядро (т.н. сверхновые типа 1b), или
взрывающийся белый карлик
.
Как может взорваться белый карлик?
Ведь это очень плотная звезда, в которой не идут ядерные реакции, а силам гравитации противостоит давление плотного газа, состоящего из электронов и ионов, которое вызвано существенно квантовыми свойствами электронов (т.н. вырожденный электронный газ). Причина здесь та же, что и при коллапсе ядер массивных звезд — уменьшение упругости вещества звезды при повышении ее плотности. Это опять же связано со «вдавливанием» электронов в протоны с образованием нейтронов, а также с некоторыми релятивистскими эффектами, которые мы здесь не будем рассматривать.
Как же можно повысить плотность белого карлика? Это невозможно, если он одиночный. Но если белый карлик входит в состав достаточно тесной двойной системы, то под действием гравитационных сил газ с соседней звезды может перетекать на белый карлик (вспомните случай новых звезд!), и при некоторых условиях масса (а значит и плотность) его будет постепенно возрастать, что в конечном счете и приведет к коллапсу и взрыву. Другой возможный вариант более экзотичен, но не менее реален — это столкновение двух белых карликов. Как такое возможно, спросит внимательный читатель, ведь вероятность столкнуться двум белым карликам в пространстве ничтожна, т.к. ничтожно число звезд в единице объема (от силы несколько звезд в 100-1000 парсеках). И здесь (в который уж раз!) «виноваты» оказываются двойные звезды, но теперь уже состоящие из двух белых карликов. Не вдаваясь в детали их образования и эволюции, заметим только, что, как следует из общей теории относительности А.Эйнштейна, две любые массы, обращающиеся по орбите вокруг друг друга, рано или поздно должны столкнуться из-за постоянного, хотя и весьма незначительного, уноса энергии из такой системы волнами тяготения — гравитационными волнами (например, Земля и Солнце, живи последнее бесконечно долго, столкнулись бы из-за этого эффекта, правда через колоссальное время, намного порядков превосходящее возраст Вселенной).
Оказывается, в случае двойных систем с массами звезд около солнечной (2*1030 кг) их «слияние» должно произойти за время меньшее возраста Вселенной (примерно 10 миллиардов лет). Как показывают оценки, в типичной галактике такие двойные белые карлики могут сливаться раз в несколько сотен лет. Гигантская энергия, освобождаемая при этом катастрофическом процессе, вполне достаточна для объяснения явления Сверхновой типа 1а. Кстати, примерная одинаковость масс белых карликов делает все такие слияния «похожими» друг на друга, поэтому сверхновые типа 1а по своим характеристикам должны выглядеть одинаково вне зависимости когда и в какой галактике произошло это событие. Это свойство сверхновых типа 1а в настоящее время используется учеными для получения независимой оценки важнейшего космологического параметра — постоянной Хаббла, которая является количественной мерой скорости расширения Вселенной.
Мы рассказали лишь о наиболее грандиозных взрывах звезд, происходящих во Вселенной и наблюдаемых в оптическом диапазоне. Мы отмечали выше, что в случае Сверхновых звезд основная энергия взрыва уносится нейтрино, а не светом, поэтому исследованеи неба методами нейтринной астрономии имеет интереснейшие перспективы и позволит в будущем «заглянуть» в самое «пекло» сверхновой, скрытое огромными толщами непрозрачного для света вещества. Еще более удивительные открытия сулит гравитационно-волновая астрономия, которая в недалеком будущем расскажет нам о грандиозных явлениях слияния двойных белых карликов, нейтронных звезд и черных дыр.
« Назад
Мысленный эксперимент с нейтронной звездой
У нейтронных звезд есть свои проблемы с равновесием. Проведем еще один мысленный эксперимент. Рассмотрим пульсар в Крабовидной туманности, который, по всей вероятности, представляет собой нейтронную звезду с массой, равной солнечной. Представим себе, что в своем космическом эксперименте мы можем увеличить массу нейтронной звезды, понемногу добавляя нейтронное вещество на ее поверхность. И снова оказывается, что с увеличением массы радиус звезды уменьшается: признак того, что сила тяжести все больше берет верх над давлением. Когда растущая масса нейтронной звезды достигнет примерно двух солнечных, произойдет гравитационный коллапс, длящийся доли секунды. Может ли что-то остановить его? Может ли материя перейти в какую-то новую форму вещества, в которой давление, нарастая, будет противостоять силе тяжести, как это было в случае белых карликов, где после превращения вещества звезды в нейтронную материю вновь смогло установиться равновесие? Физики сегодня склонны считать, что ничто не может остановить гравитационный коллапс нейтронной звезды.
Сила тяжести возрастает, и скоро давление перестает играть сколько-нибудь существенную роль: нейтронная звезда сокращается до ничтожно малых размеров. В окрестности компактного объекта с огромной массой гравитация чрезвычайно сильна; то, что здесь происходит, описывается в рамках общей теории относительности Альберта Эйнштейна. В частности, общая теория относительности утверждает, что гравитация влияет на распространение света. Гравитационное поле Солнца действует на лучи звезд, доходящие до земного наблюдателя, подобно линзе (рис. 11.2). Расстояние между звездами, оказавшимися по разные стороны солнечного диска, кажется чуть-чуть увеличенным. Этот эффект чрезвычайно мал; он находится почти на пределе доступной нам точности измерений. Однако его удается наблюдать во время полного солнечного затмения, когда Луна закрывает собой солнечный диск, и звезды появляются на небе днем. В те несколько минут, которые длится это небесное представление, можно измерить искривление световых лучей, проходящих вблизи Солнца. Оказалось, что это искривление соответствует предсказаниям общей теории относительности.
Рис. 11.2. Отклонение световых лучей вблизи Солнца. Две удаленные неподвижные звезды посылают свет во всех направлениях. Их лучи А и В, проходящие вблизи Солнца, показаны сплошными линиями. В гравитационном поле Солнца лучи искривляются. Наблюдателю, находящемуся на Земле, свет видится приходящим по направлениям, показанным штриховыми линиями: ему кажется, что звезды отстоят дальше одна от другой, чем в тот период, когда они наблюдаются на небе вдали от Солнца. Солнце, таким образом, действует на лучи подобно линзе, которая перемещается в течение года по небу и ‘увеличивает’ находящийся в ее окрестности участок неба (тот, конечно, который не закрыт самим солнечным диском). Этот эффект очень мал и может быть измерен только во время полного солнечного затмения.
Эффект искривления световых лучей в поле силы тяжести играет очень важную роль, когда вещество нашей нейтронной звезды, ничем более не удерживаемое, обрушивается к ее центру. Попытаемся представить себе этот процесс в замедленном виде. Сначала нейтронная звезда находится еще в равновесии. На ее поверхности искривление световых лучей становится уже заметным, так как сила тяжести здесь очень велика. Исходящий с поверхности луч света движется по искривленной траектории, пока не уходит от поверхности на достаточно большое расстояние, где гравитация не так сильна, и дальше уходит по прямой (рис. 11.3, а).
Рис. 11.3. Отклонение света вблизи коллапсирующей нейтронной звезды. Вблизи поверхности звезды траектория светового луча искривляется (а). Чем меньше радиус звезды, тем сильнее искривление (б), так что свет может делать несколько витков вокруг звезды (в), прежде чем уйти в пространство. Радиус звезды стал меньше радиуса Шварцшильда (г). Световой луч, идущий от поверхности, искривляется так сильно, что возвращается обратно к звезде. На рисунке (г) масштаб увеличен по отношению к (в) примерно вдвое (слева), и для наглядности на правом рисунке он увеличен еще в несколько раз. Штриховой линией показан радиус Шварцшильда.
Когда же масса нейтронной звезды увеличивается и начинается коллапс, гравитационное поле у поверхности еще более возрастает. Искривление световых лучей становится столь сильным, что луч света, отклоняемый в «горизонтальном» направлении, несколько раз огибает звезду, прежде чем уйти в пространство (рис. 11.3, б и в). Свету все труднее преодолеть притяжение звезды, и когда в ходе коллапса звезда, которая, будем считать, имеет теперь массу, равную трем солнечным, достигнет радиуса 8,85 километра, свет уже не сможет уйти от нее в пространство. Уходящий от поверхности световой луч искривляется в поле силы тяжести так сильно, что возвращается обратно на поверхность (рис. 11.3, г). Кванты света-фотоны-излучаемые телом, возвращаются обратно, как брошенные вверх на Земле камни. Никакое излучение не прорывается во внешний мир, чтобы донести весть о печальной судьбе нашей звезды. Подобный объект получил название черной дыры.
Гигантская звезда превращается в черную дыру
Астрономы из калифорнийского Института технологий в городе Пасадена (Калифорния) открыли необычную звезду. Она сгорела, но растет такими темпами, что уже превратилась в самую большую из известных нейтронных звезд. Более того, ученые предполагают, что в ближайшие сотни тысяч лет удивительный космический объект продолжит расти и при наборе дополнительной критической массы превратится в черную дыру с бесконечно высокой плотностью и сильнейшей гравитацией, сообщает CyberSecurity.ru. Обнаруженный объект является очень редкой разновидностью пульсаров, то есть разновидностью быстро вращающихся нейтронных звезд, которые обладают очень сильным магнитным полем и выбрасывают большие пучки энергии. Наблюдения показывают, что нейтронная звезда B1957+20 вращается в тандеме с менее крупной звездой, которая в будущем неминуемо будет утянута гравитацией своей более массивной соседки. Прежние «самые массивные» нейтронные звезды имели массу в диапазоне 1,66 — 1,68 солнечных масс. Совместная группа ученых из Калифорнии и Университета Торонто подсчитала, что масса B1957+20 по самым консервативным оценкам в 2,4 раза превышает массу нашего Солнца. По словам ученых, новый космический объект разрушает принятую на сегодня теоретическую модель максимальной массы для нейтронных звезд, согласно которой максимальная масса такого объекта не может превышает 1,7 солнечных масс, так как в этом случае он либо сваливается внутрь самого себя, то есть образует черную дыру, либо центробежные силы, раскручивающие звезду, просто разорвут ее. Механизм превращения нейтронной звезды в черную дыру объяснил ведущий научный сотрудник Физического института имени Лебедева доктор наук Илья Ройзен. По словам ученого, черные дыры образуются на конечной стадии эволюции массивных звезд, когда после выгорания термоядерного «горючего» давление газа уже не может препятствовать силе тяготения. Гравитация «схлопывает» звезду в компактный объект, обладающий столь сильным притяжением, что его не может покинуть даже электромагнитное излучение — то есть в черную дыру. Теория гласит, что любая звезда с массой в 25-30 раз тяжелее Солнца, как правило, заканчивают свое существование взрывом сверхновой и формированием черной дыры.
Некоторые нейтронные звезды становятся магнетарами с очень сильным магнитным полем.
Более легкие звезды, массой от 8 до 10 солнечных, под действием гравитации также сжимаются, однако не настолько быстро, чтобы сколлапсировать. Вместо этого они сжимаются так, что электроны «вдавливаются» в протоны и происходит нейтронизация вещества. Дальнейшему сжатию препятствует давление нейтронного газа, однако если на нейтронную звезду попадет достаточно большое количество вещества, то она тоже может сколлапсировать в «черную дыру». В статье, размещенной в электронной библиотеке Корнеллского университета, Ройзен выдвинул теорию, согласно которой на определенном этапе эволюции нейтронной звезды ее вещество может перейти в другую фазу, что приводит к разогреву светила и не дает продолжаться гравитационному сжатию. «Нейтронные звезды находятся под влиянием двух действующих факторов: отсутствия гравитационной самостабилизации, препятствующей их схлопыванию в черную дыру, и фазового перехода, происходящего в ядерной материи, из которой состоит нейтронная звезда. Оба этих фактора следует принимать во внимание при рассмотрении процесса коллапса», — пишет ученый. Ядерная материя, то есть вещество протонов и нейтронов при сверхвысоких давлениях и температурах может превращаться в кварк-глюонную плазму: кварки, из которых состоят протоны и нейтроны, высвобождаются. Ройзен отмечает, что при одном из типов таких переходов так называемый адронный вакуум (заполненный глюонным и кварк-антикварковым конденсатом) превращается в «пустой» субадронный вакуум, в результате чего давление резко падает, холодное ядерное вещество начинает «сваливаться» в эту пустоту. Если масса звезды достаточно велика, это приводит к очень сильному разогреву и остановке коллапса. «Как следствие, возникает «огненная стена», которая не дает коллапсу довершить превращение нейтронной звезды в черную дыру», — пишет ученый. Однако в случае с нейтронной звездой B1957+20 это вряд ли произойдет. Она уже находится на той стадии превращения в космического монстра, которую ни одна «стена» не остановит. Кстати, а вы знаете, что влюбленные приносят в недавно созданный Музей несчастной любви ? Читайте об этом в нашем блоге «Толкователи сновидений» . И пишите о том, что вам приснилось — мы растолкуем!
