Звездный мир. Что такое звезды?

«То, что может показаться мирным и неизменным случайному наблюдателю, в действительности таит в себе множество бурных процессов…

По каким признакам астрономы распознают эту космическую стихию? Как удастся им оценить ту мощь, ту энергию, что стоит за отдельным явлением? И наконец, в состоянии ли они хоть как-то объяснить причины этих явлений?»

Дж. Нарликар. Неистовая Вселенная

 

Звездный мир

 

Эволюция любой звезды связана с непрерывной сменой источников энергии излучения. Если звезда подобна нашему светилу, то процесс ее горения закончится на стадии преобразования водорода в гелий. У более массивных светил термоядерный синтез проходит до углерода, а иногда может продолжиться и дальше — до элементов группы железа. Такие реакции идут с колоссальным энергетическим выделением, но в конце концов сам синтез становится энергетически поглощающим и перестает разогревать звезду.

 

Судьбу каждой звезды определяет в конечном итоге ее химический состав, полученный при рождении. Самые первые звезды, возникшие во Вселенной, содержали практически одни наилегчайшие газы — водород и гелий. Затем последующие поколения уже добавили в свои тела заметную долю тяжелых элементов, унаследованных от миллиардолетней эволюции звезд первого поколения. Факт образования большинства химических элементов в термоядерных топках звезд имеет поразительнейшее следствие.

 

Получается, что все элементы, составляющие и человеческое тело в том числе, — от легких газов до тяжелых элементов — образуются в звездах, особенно это касается таких животворных веществ, как кислород, азот и углерод. Данные элементы когда-то синтезировались внутри ядер звезд, а потом взрывами звезд были выброшены в космическое пространство. Из этой газопылевой среды после долгого кружения и завихрения образовалась Солнечная система, на третьей планете которой в конце концов появились разумные существа.

 

В своем полете среди разнообразнейших светил обратим внимание на красивейшие астрономические объекты, называемые планетарными туманностями.

 

Планетарная туманность Кошачий Глаз

 

Чаще всего планетарная туманность видна как светлая вуаль вокруг умирающей звезды, образованная потоком ее атмосферы в виде раскаленной расширяющейся радиально оболочки, сброшенной звездным гигантом. Подобные туманности ярко светятся в оптическом диапазоне под воздействием ультрафиолетового излучения из горячего ядра остатков взорвавшейся звезды. Само их название объясняется внешним сходством с планетарными дисками. В то же время далеко не все планетарные туманности — правильные диски. Среди них попадаются и кольцеобразные, и вытянутые в виде струй, спиралей и пузырей (глобул).

 

Эти пространственные образования, чем-то напоминающие тончайшее кружево, подсвеченное окружающими звездами, романтически настроенные астрономы называют душой, отлетевшей от умершего светила. Кисея туманности непрерывно расширяется, чтобы, рассеявшись по вселенскому простору, когда-нибудь помочь образоваться новой звезде. В самом же центре планетарной туманности остается небольшая жемчужина мертвого белого карлика, знаменуя конец звездного жизненного пути.

 

Любопытна история открытия белых карликов во второй половине XIX века. Однажды астрономы заметили, что в движении ярчайшей звезды небосвода Сириуса наблюдаются какие-то непонятные отклонения. Сириус, входящий в состав созвездия Большого Пса, совершал свой путь по небу, слегка уклоняясь из стороны в сторону. Было очевидно: что-то постоянно сбивает «пёсью» звезду с прямого пути, и астрономы тут же предположили, что у Сириуса есть невидимый массивный спутник, который вскоре и предстал перед взором наблюдателей как слабое белое светило.

 

Именно белому цвету этой звездочки и обязано возникновение термина «белые карлики». Но вот объяснить природу таких необычных тел удалось лишь после возникновения новой квантовой физики XX века, в которой белые карлики стали первыми известными квантовыми макрообъектами, а создание их теории было отмечено Нобелевской премией.

 

Цвет звезды определяется ее температурой, поэтому белые карлики, не имеющие источников энергии и излучающие свет только за счет запасенного тепла, остывая, меняют цвет от белого до красного. Именно таким образом через достаточно большой период времени может возникнуть незаметный серый карлик, но все же совершенно черным он так и не станет из-за процессов саморазогрева. Поэтому температура бывшего белого карлика даже по прошествии миллиардов лет будет составлять несколько тысяч градусов, кроме того, свою долю разогрева вносит постоянный захват вещества из ближнего космоса. 

 

Сириус — ярчайшая звезда на небосклоне

 

Еще более интересные явления происходят с белым карликом в тесной двойной системе, где он вполне может предстать звездным каннибалом, поглощая плоть своего партнера. В этом случае вскоре, по масштабам космического времени, может возникнуть ситуация, когда вещество соседней звезды, накапливаясь на поверхности белого карлика, приведет к чудовищному термоядерному взрыву — и вместо двойной системы источников засияет новая звезда.

 

Одинокому белому карлику негде найти дополнительные материальные ресурсы для продолжения своего существования, и он довольно быстро (по космическому времени) становится тусклым и слабым телом. Ведь проще всего увеличение массы белого карлика обеспечивают каннибальные потоки вещества с его звезды-компаньона, а вот иной вариант возможен при слиянии двух белых карликов в двойной тесной системе.

 

Самые старые звезды этого типа во многие десятки тысяч раз светят слабее Солнца, хотя современные телескопы дают возможность вполне отчетливо разглядеть некоторые из них. Изучение белых карликов позволяет получить много важнейшей информации об истории нашей молодой Галактики и даже сделать приблизительные оценки возраста галактического диска, а также различных звездных скоплений.

 

Одиночные нейтронные звезды часто возникают в ходе распада двойных систем. Если взрывается очень массивная звезда и при этом теряется более половины суммарной массы, то такая двойная система распадается на две одиночные звезды. В то же время отдельная нейтронная звезда может появиться и в результате взрыва одиночной массивной звезды.

 

Одиночная нейтронная звезда

 

Несмотря на впечатляющие возможности орбитального телескопа «Хаббл», снимки нейтронных звезд демонстрируют нам довольно тусклые объекты. Сегодня астрофизики знают, что нейтронные звезды представляют собой чрезвычайно компактные вращающиеся тела с радиусом порядка десятка километров, часто обладающие сильным магнитным полем. Они были предсказаны еще в 1930-е годы выдающимся советским физиком-теоретиком, академиком Львом Давидовичем Ландау как гигантские, весом с Солнце, атомные ядра некоего фантастического сверхсверхтяжелого элемента с порядковым номером 1058. Ландау называл их элементарными частицами Вселенной.

 

Циклопические звездные катаклизмы часто порождают у массивных светил удивительные объекты нейтронных звезд со сверхмощными магнитными полями, сверхплотным веществом и сверхсильной гравитацией на поверхности. Путь от белого карлика к нейтронной звезде лежит через увеличение массы, при этом звезда теряет свою устойчивость и, вспыхнув на короткое время, переходит в нейтронное состояние.

 

С поверхности нейтронных звезд постоянно срываются потоки жесткого рентгеновского излучения, возникающие благодаря сильнейшей поверхностной гравитации, ведь даже небольшой объект, брошенный с небольшой высоты, выделит энергии больше, чем термоядерная бомба такой же массы. Если же нейтронная звезда входит в двойную систему, то на нее может перетекать вещество со второго компонента — и с поверхности нейтронной звезды начнут активно излучаться рентгеновские кванты.

 

Нейтронные звезды интересуют не только астрономов, но и физиков, ведь физика этих объектов тесно связана с необычными процессами сверхтекучести и сверхпроводимости, которые могут играть важную роль в глубинах и на поверхности из-за гигантской плотности нейтронных звезд даже при высокой температуре в несколько тысяч градусов. Важные результаты получены и в области физики плазмы — газа заряженных частиц на поверхности нейтронных звезд при ее взаимодействии со сверхсильными магнитными полями сложной конфигурации.

 

Астрономы считают, что в современную эпоху «звездный мегаполис» Млечного Пути населяют несколько сотен миллионов таких объектов, ведь за миллиардную историю нашей Галактики свой жизненный путь завершило огромное количество массивных звезд. Тем не менее из-за трудности обнаружения нейтронных звезд их найдено совсем мало, ведь отдельная звезда не выставляет себя напоказ, предпочитая существовать в качестве космического отшельника.

 

 

Кокон радиопульсара

 

Первые нейтронные звезды были открыты в виде радиопульсаров и рентгеновских источников в тесных двойных звездных системах. Радиоизлучение пульсаров определяется сильнейшим магнитным полем и сверхбыстрым вращением шарообразной, примерно солнечной массы диаметром всего в несколько десятков километров. Такой чудовищный «ротор» совершает поворот вокруг оси за сотые доли секунды, порождая интересные физические эффекты направленного излучения.

 

За последние годы паноптикум нейтронных звезд пополнился довольно редкими экземплярами, светящимися благодаря своему юному астрономическому возрасту, составляющему около миллиона лет. Кроме рентгеновского от них зарегистрирован и видимый свет, едва различимый в мощнейшие телескопы как очень слабые звездочки. И хотя более далекие и старые объекты пока недоступны даже для космических инструментов, астрономы надеются их вскоре найти среди множества сверхслабых источников. Разумеется, обнаружить изолированную нейтронную звезду пока еще довольно сложно, ведь при «микроскопическом» диаметре в десятки километров заметить оптическое излучение на галактических дистанциях практически невозможно.

 

Можно еще попытаться увидеть одиночную нейтронную звезду на стадии падения вещества на поверхность, правда, для этого нужны достаточно полная межзвездная среда и довольна высокая скорость пространственного перемещения. В этом случае падение вещества на поверхность порождает различные физические процессы, высвечивающие нейтронную звезду.

 

Другой интересный случай падения вещества на нейтронную звезду возникает при очень быстром вращении магнитного поля, которое способно какое-то время удерживать вещество от падения. В подобных условиях вокруг нейтронной звезды на некотором расстоянии может образоваться своеобразная оболочка. Когда масса такой оболочки достигнет критической величины, то ни магнитное поле, ни центробежные силы не смогут больше удерживать накопленное вещество — и оно рухнет на звездную поверхность. Это должно вызвать гигантский всплеск рентгеновского излучения, который повторится через некоторое время, создавая мощный периодический источник рентгеновской радиации. 

 

Компактный гамма-источник

 

Нейтронные звезды были открыты по своему импульсному радиоизлучению в 1960-е годы. С самого начала их определили как радиопульсары — источники строго периодических радиоимпульсов, а несколько позже как галактические источники рентгеновского излучения. Всего на сегодня астрономы насчитывают несколько тысяч таких компактных объектов, причем большинство из них — именно радиопульсары, а остальные — рентгеновские или гамма-источники.

 

В наблюдении подобных объектов эстафету у оптической принимает рентгеновская астрономия, ведь увидеть нейтронную звезду, испускающую такие мощные импульсы, можно только с помощью специального оборудования, которое так и называют — рентгеновский телескоп.

 

Конечно, подобные экзотические объекты должны встречаться намного реже, чем обычные одиночные нейтронные звезды. Правда, на поверхности обычных нейтронных звезд могут происходить и вспышки, связанные с термоядерными реакциями в веществе, непосредственно накапливающемся в приповерхностном слое звездной атмосферы. Однако, по предварительным оценкам, их мощность должна быть в десятки раз ниже, чем у вспышек в «накопительном» варианте.

 

Как распределены нейтронные звезды в нашей Галактике? Если собрать вместе все астрономические наблюдения во всех частях спектра, то окажется, что они будут распределены в основном среди кольца молекулярных облаков на некотором расстоянии от центра Млечного Пути. Предполагается, что это связано с локальным максимумом плотности межзвездной среды, которая и «проявляет» подобное распределение нейтронных звезд в виде галактического тора.

 

Естественно, это далеко не все нейтронные звезды, и астрофизики считают, что мы не видим где-то половину пульсаров из тех, что вообще доступны наблюдению с помощью современных астрономических инструментов. В этой связи сегодня очень большие ожидания высказывают радиоастрономы, с нетерпением наблюдающие за созданием нового поколения систем специальных радиотелескопов, которые смогут зафиксировать практически все радиопульсары с направленным в сторону Солнечной системы излучением.

 

С нейтронными звездами связывают и еще одни удивительные небесные тела — магнетары, обладающие фантастически сильными магнитными полями. Для сравнения: магнитное поле Земли напряженностью 1 Гс (Гаусс) легко заставляет отклониться компасную стрелку, а в лабораториях на сложнейшем оборудовании получают поля свыше 100 тыс. Гс. Между тем магнитное поле магнетара приблизительно равно миллиону миллиардов Гаусс.

 

Если бы у нас был такой магнит, то, расположив его в точке либрации между Землей и Луной, где их притяжение одинаково, мы бы без проблем стерли информацию с любой дискеты компьютера или отправили в космическое путешествие мелкую металлическую монетку. Более того, недавно геофизики зафиксировали на орбитальных обсерваториях настолько мощные вспышки высокоэнергетического гамма-излучения, исходящие от магнетаров, что они измеримо влияли на состояние внешних слоев земной ионосферы.

 

Система радиотелескопов

 

В стадии радиопульсара нейтронная звезда излучает энергию направленно несимметрично и непродолжительно. Так что на Земле ученые далеко не всегда уверенно могут зафиксировать радиоизлучение пульсара, тем более что радиолуч может просто проскользнуть мимо нашей планеты.

 

 

Вернемся к моменту рождения звезды и вспомним, что ее дальнейшая судьба во многом предопределена массой «новорожденной». Именно от этого зависит и то, зажжется ли звездный огонь в этой гигантской глыбе вещества, сконденсировавшийся из межзвездной материи. Для этого необходимо, чтобы недра звездного зародыша — протозвезды — были очень плотными и, следовательно, горячими для начала термоядерных реакций. Поэтому существует некая начальная критическая масса, при которой начинается термоядерный синтез водорода в гелий. А вот если масса меньше критической, то звезда никогда не засияет, а на ее месте возникнет массивное тело коричневого или бурого карлика. 

 

В системе с нейтронной звездой на стадии пульсара (художественная реконструкция)

 

При прохождении нейтронной звезды — пульсара — через плотное молекулярное облако можно наблюдать интересные эффекты, когда падающее на поверхность звезды вещество будет просто «засыпать» поверхность пульсара. Именно поэтому после вылета нейтронной звезды из облака пульсация излучения с ее поверхности может уже и не появиться. Это связано с тем, что, когда слой вещества плотно покроет поверхность, его будет уже невозможно «разбросать» с помощью магнитного поля и центробежных сил.

 

Между тем, несмотря на разные судьбы, у белых и бурых карликов есть важные сходные черты. Ведь вещество и тех и других содержит так называемый газ вырожденных электронов, которые находятся так близко друг к другу, что их макроскопическая масса начинает описываться микроскопической квантовой физикой. Так в белых и бурых карликах возникает дополнительное давление газа вырожденных электронов, которое и ограничивает дальнейшее сжатие протозвезды с ростом ее температуры.

 

Рождение и эволюция коричневых карликов таят в себе еще много загадок. Скорее всего, модельный механизм возникновения бурых карликов должен сильно походить на сценарий генерации маломассивных звезд. Чаще всего тут рассматривается несколько вариантов космогонических сценариев, связанных с завихрениями межзвездной среды из-за неоднородного распределения вещества и фрагментацией протозвезд в околозвездных дисках.

 

Электронное моделирование на мощных компьютерах наглядно показывает, что подобные процессы могут быть вполне вероятны, хотя их физика достаточно сложна. Бурые карлики способны также образоваться в ходе формирования более массивных звезд. Тогда из протозвездного ядра выделяется фрагмент центральной части и из него впоследствии образуется карлик, окруженный пылегазовым диском. Если в подобном диске возникают неустойчивости, то он часто распадается на фрагменты — зародыши новых бурых карликов. Так появляются карлики вблизи обычных звезд.

 

Разумеется, все описанные космогонические сценарии хорошо дополняют друг друга и, скорее всего, встречаются в природе совместно. Вопрос лишь в том, какой из механизмов наиболее эффективен, и здесь астрофизики обращают пристальное внимание на то, сколько коричневых карликов создают двойные системы. Кроме того, много интересного могут принести наблюдения этих молодых мета-звездных тел. Ведь погаснув или так и не родившись, метазвезда оказывается в высокостабильном состоянии, которое без постороннего вмешательства может продолжаться неопределенно долго. И если в современной Вселенной таких объектов не слишком уж много, то через миллиарды лет они могут составить основную массу видимой материи. 

 

В системе бурого карлика

 

Современные наблюдения с помощью космических обсерваторий позволили открыть системы из двойных бурых карликов и бурые карлики, входящие в планетарные системы. Астрономы надеются встретить коричневых карликов и в окрестностях Солнечной системы, но, поскольку это очень слабосветящиеся объекты, увидеть их будет нелегко, особенно одиночные экземпляры.

 

При наблюдении звезд в телескоп или сильный бинокль многие из них, кажущиеся одиночными, распадаются на пары и даже маленькие группы, в которых кратные светила вращаются вокруг друг друга под воздействием сил тяготения. Чаще всего они происходят из одного протозвездного облака, бывают и пары, возникшие при захвате одной звезды другой при близком прохождении их мимо друг друга.

 

Такие события, наверное, совсем нередки в густоте шаровых скоплений и центрах галактик. В двойных звездных системах многое определяется гравитационными связями и структурой общего гравитационного поля. Например, для пары желтых карликовых звезд, напоминающих наше Солнце и расположенных на месте Земли и Солнца, такое соседство не составляет тесную звездную пару, а два красных гиганта как очень массивные звезды будут неразрывно связаны между собой. В звездной кратной системе желтые карлики живут достаточно независимо, а вот звезды-сверхгиганты активно воздействуют друг на друга и на всех окружающих своими чудовищными гравитационными полями.

 

В середине прошлого века изучение мигающей звезды Алголь показало, что здесь присутствует двойная тесная система с парадоксальным распределением массы. Как ни странно, но старше выглядела менее массивная звезда! Именно с детального изучения этого парадокса и началось исследование тесных двойных систем. Объяснение загадки Алголя оказалось довольно простым, ведь достаточно предположить, что звездная масса может сильно изменяться в течение жизни. В случае одиночной звезды это трудновообразимо даже при сильнейших потоках звездной радиации, ведь десятки солнечных масс создали бы легко наблюдаемую оболочку. А вот в тесных двойных системах всю избыточную массу одна из«тесно расположенных» звезд всегда может передать своей соседке.

 

Фрагментация протозвездного Облака (художественная реконструкция)

 

При рождении коричневых карликов надо, чтобы турбулентные движения, создающие зародыши протозвезд, порождали не только очень крупные протозвездные ядра, но и сравнительно небольшие неоднородности пылегазовой среды.

 

Теперь становится понятно, почему жизнь взаимодействующих кратных звезд намного интереснее существования звездных одиночек. Но отчего наблюдатели практически не встречают трехкратных, пятикратных или даже семикратных звездных систем? Оказывается, это связано с закономерностями небесной механики, предсказывающей, что создать систему из нечетного количества звезд очень даже нелегко. Подобная система будет гравитационно неустойчива, и звезды «покатятся» в разные стороны, как бильярдные шары после удара. После того как совместное поле тяготения выбросит их в дальнее космическое пространство, они потеряют всякую связь друг с другом и превратятся в одиночные светила.

 

И лишь трехкратные и четырехкратные системы могут проявить устойчивость при определенных условиях, причем соседствуют они друг с другом парным образом.

 

Вообще говоря, тесная взаимодействующая пара сама по себе очень напоминает составную парную звезду, поэтому теоретически можно представить и многокомпонентную звездную семью, где каждый компонент сам по себе — тесная двойная система. При этом близкие внутренние пары будут притягивать друг друга совсем как отдельные тела, и в конечном итоге вся система окажется достаточно устойчивой.

 

Удивительно, но возможность существования двойных систем стала пристально изучаться только во второй половине XX века, а прежде астрономы обсуждали лишь эволюцию и строение одиночных звезд.

 

Гигантское шаровое скопление в созвездии Геркулеса, изобилующее звездными системами

 

Если мы вглядимся в звездное небо, то сразу же определим, что звезды распределены неравномерно, образуя пары и разнообразные группы. Однако вид многих звездных семейств обманчив, поскольку мы наблюдаем не действительное положение звезд в пространстве, а их проекции на воображаемую поверхность небесной сферы, поэтому часто получается так, что парные звезды разделяют расстояния в сотни и тысячи световых лет.

 

Для близких звездных компонентов очень важна степень их взаимодействия. Многокомпонентная звездная система может быть сформирована по принципу иерархии, когда к тройной или четырехкратной звезде добавляется следующий иерархический уровень, который должен быть еще на порядок шире, и так далее. Правда, стандартные процессы звездообразования включают сильное приливное влияние близких звезд, что резко ограничивает частоту возникновения системы высокой кратности.

 

Вспомним общие черты эволюции одиночных звезд при смене их источников энергии. Вначале из-за гравитационной неустойчивости в межзвездной среде конденсируется протозвездное облако, которое постепенно будет уплотняться, а температура в центре станет расти до тех пор, пока атомы водорода не вступят в термоядерную реакцию. В результате термоядерного горения водород после цепной реакции превратится в гелий. В этом состоянии большинство звезд проводит всю свою жизнь, медленно двигаясь по главной последовательности. После выгорания водорода в звездном ядре она переходит в разряд сверхгигантов или красных гигантов. Затем водородное топливо заменяется гелиевым и начинается цепь долгих превращений, в которых будут участвовать все более тяжелые элементы, включая железо. И в самом конце своего жизненного пути судьба любой звезды сильно зависит от оставшейся массы — она может превратиться как в белый карлик, так и в нейтронную звезду или даже «скатиться» в космический провал черной дыры.

 

Двойная звездная система красного гиганта и белого карлика (художественная реконструкция)

 

Рассматривая тесные звездные пары, попытаемся ответить на неожиданный вопрос: а где же заканчивается Солнечная система? Чаще всего можно услышать ответ, что граница нашего космического дома лежит за орбитой Плутона, но с точки зрения астрономии это неправильно. Ученые считают, что она располагается там, где солнечная гравитация сравнивается с притяжением ближайшего звездного окружения.

 

Выходит, что вокруг нашего светила есть некоторая область, в которой преобладает именно его притяжение. Такая же область доминирующего влияния есть и у каждой звезды в кратной системе. Из-за взаимного влияния близкие звездные соседки могут даже принимать странные формы груши, веретена или даже гантели.

 

Ну а теперь представим себе ситуацию, когда более массивный партнер звездной пары практически полностью израсходует свое водородное топливо и начнет стремительно разбухать, разбрасывая вокруг части своей плазменной атмосферы.

 

Конечно же, часть этого гиганта неминуемо попадет ко второму звездному партнеру, а оставшаяся плазма просто рассеется, образуя своеобразную оболочку. В чем-то ситуация напоминает два сообщающихся звездных сосуда, где при эволюционном расширении одной из звезд ее полость переполняется, «сосуд» становится тесен, и звездное вещество начинает переливаться через край, как вскипевшее молоко на плите.

 

Тесная двойная система (художественная реконструкция)

 

Излучение переменной звезды беты Персея

 

Между тем после сброса избыточной массы одной из звезд тесной пары ее дальнейшая судьба будет существенно иной, чем при эволюции звезды-одиночки. Ведь при старении одинокой звезды, несмотря на потоки звездного ветра, ее масса практически сохраняется, а в двойной системе тесно расположенные компоненты могут всегда обменяться своим веществом.

 

Здесь опять возникает вопрос: почему мы видим так мало одиночных нейтронных звезд, если только в окрестностях Солнечной системы их, по самым осторожным оценкам, должно быть несколько тысяч?

 

 

А вот тут как раз астрофизики и предлагают интересные модели «разгона», ведь взрыв материнской звезды, порождающий нейтронную, обычно «косой» (асимметричный и выбрасывает звезду, если она попадает на его «острие», с очень большой скоростью, к которой добавляется еще и немалая составляющая от орбитальной скорости взаимного вращения звездной пары). Астрономы даже придумали образное название этому интересному явлению — эффект пращи.

 

Надо заметить, что начиная с последней четверти прошлого века астрономические наблюдения в целом приобрели выраженный всеволновой характер. Ученые стали уверенно работать в самых разных диапазонах электромагнитного спектра, что тут же позволило открыть много уникальнейших космических объектов и в том числе системы с белыми карликами и нейтронными звездами, от которых часто исходят потоки мощного рентгеновского излучения. Почему именно рентгеновского? В свое время это замечательно пояснил известный советский физик Владлен Барашенков:

 

«Когда вы идете за небольшими покупками, то удобнее иметь при себе мелкие купюры, Когда же нужно иметь при себе большую сумму, то лучше воспользоваться наиболее крупными купюрами, чтобы не носить чемодан вместо кошелька. Точно также, когда есть много энергии, тело нагрето до высокой температуры, то энергию удобнее излучать более энергичными квантами. Именно поэтому при нагревании кусок металла становится из красного белым, а голубые звезды гораздо горячее желтых. Поэтому более горячий газ излучает волны с большей частотой, а следовательно, с меньшей длиной волны. Каждый рентгеновский квант энергии в тысячи раз весомее кванта видимого света, в миллиарды раз превосходя радиоквант, и при падении вещества на нейтронную звезду или звездный коллапсар мы регистрируем именно рентгеновское излучение».

 

В течение долгого времени астрофизики не могли понять природу особого класса симбиотических звезд. Часть спектральных данных свидетельствовала о высокой температуре, а часть — о довольно низкой (по звездным меркам). Впоследствии выяснилось, что высокотемпературную часть определяет излучение белого карлика, а низкотемпературную — красного гиганта. 

 

Рентгеновские звездные источники

 

Много еще секретов хранят тесные двойные звездные системы.

 

Пока ученые так и не нашли парные звездные системы, состоящие из черных дыр и радиопульсаров нейтронных звезд. Их существование следует из более-менее подтвержденного наличия других необычайных кратных систем, состоящих из компактных компонентов в виде нейтронных звезд. Это очень важные объекты в природе, поэтому за их открытие и исследование была присуждена Нобелевская премия по физике. Именно в таких звездных системах ученые надеются найти подтверждение для многих достаточно тонких эффектов современной физики, астрофизики и космологии — науки о Вселенной в целом.

 

В частности, многие положения знаменитой теории относительности и теории тяготения Эйнштейна предполагается проверить с помощью радиопульсаров, используемых в качестве сверхточных часов. Поскольку при вращении подобных массивных объектов с высочайшей скоростью, превышающей одну десятую скорости света, да еще и в мощнейшем гравитационном поле звезды-партнера, должен наблюдаться целый ряд так называемых релятивистских эффектов, предсказываемых теорией относительности. Кроме этого, звездные системы из нейтронных звезд могут иметь самое прямое отношение к источникам загадочных гамма-всплесков, возможно, образующихся при катастрофическом слиянии компонентов тесной звездной пары.

 

Исследование слияния компактных двойных объектов требует высочайшего искусства и сверхсложной аппаратуры, ведь для удовлетворительной регистрации слабейшего сигнала на фоне разноголосого космического шума необходимо иметь четкое представление о форме исходного сигнала.

 

Космическая рентгеновская лаборатория «Спитцер» (художественная реконструкция)

 

Поэтому астрофизики прилагают много усилий к расчетам довольно непростых релятивистских эффектов теории относительности. Сегодня преодолеть математические трудности ученым позволяют вычисления по специальным приближенным алгоритмам, вводимым в сверхмощные компьютеры. В результате часто получаются модели, вполне удовлетворительно описывающие реальность этих звездных катаклизмов. Астрономы надеются, что через некоторое время они смогут еще до регистрации оригинального сигнала рассчитывать его форму с достаточно высокой точностью путем компьютерного моделирования.

 

После запуска нескольких поколений космических рентгеновских лабораторий ученые наконец разобрались, почему наблюдаются двойные рентгеновские источники. С их помощью они выяснили, что рентгеновские пульсары представляют собой не что иное, как очень тесные двойные системы из нейтронных и обычных звезд. При этом выброс вещества обычной звезды на нейтронную порождает импульс высокоэнергетического рентгеновского излучения. Причем такое излучение обладает строгой периодичностью от микросекунд до минут.

 

Сама история обнаружения гамма-всплесков весьма любопытна, ведь впервые их зарегистрировали в 1960-е годы военные спутники, предназначенные для отслеживания подземных, наземных и воздушных ядерных испытаний. Чувствительность этих орбитальных аппаратов была столь высока, что они вполне могли бы зарегистрировать такие взрывы не только на Земле и Луне, но и на иных планетах Солнечной системы.

 

 Рентгеновский барстер, маломассивный двойной рентгеновский источник

 

Когда короткие всплески гамма-излучения были зафиксированы и расшифрованы, они поставили в тупик военных аналитиков, ведь их источники располагались в открытом космосе и шли из таких мест, где не наблюдалось никаких космических тел или иных объектов.

 

В течение долгого времени астрономам не удавалось зафиксировать соответствующие вспышки в оптическом диапазоне спектра и таинственные источники гамма-импульсов оставались любопытнейшим научным парадоксом. При этом астрофизиков интриговали аномально широкие координаты положения источников всплеска в гамма-диапазоне, доходившие до нескольких градусов. Ведь в такие обширные области небесной сферы попадали десятки тысяч звезд и других космических объектов.

 

Какие только модели не предлагали для объяснения таинственных гамма-всплесков! Они включали в себя и некие небесные тела Солнечной системы, и нейтронные звезды в ядре Млечного Пути, и первичные черные дыры, образовавшиеся свыше 10 млрд лет назад, и сверхмощные галактические взрывы, и ядерные реакции неизвестной природы, и даже следы «космических войн» между далекими инопланетными цивилизациями. И лишь уже на исходе прошлого века одной из космических обсерваторий удалось надежно зарегистрировать свечение гамма-всплеска в диапазоне рентгеновских лучей.

 

Стадии столкновения нейтронных звезд 

 

Благодаря возможности определять с более высокой точностью координаты рентгеновских источников по сравнению с гамма-излучением наконец-то удалось зафиксировать свечение и в оптической части диапазона наблюдений. Уже в нашем столетии новое поколение орбитальных обсерваторий составили из мозаики фотографий изображение таинственного гамма-всплеска в оптическом диапазоне! Научный мир был поражен, ведь оказалось, что эти загадочные взрывы происходят где-то в очень далеких галактиках. И при этом взрывная энергия гамма-импульса достигает совершенно фантастических величин порядка 1048 Дж. Такое трудновообразимое значение энергетического потока поставило сложную задачу создания модели механизма мгновенного выделения этого фантастического количества энергии перед физиками-теоретиками, занимающимися астрофизическими проблемами. Чаще всего рассматриваются гипотезы сливающихся компактных объектов и гипернового взрыва массивной звезды.

 

Планета тесной звездной пары

 

Это интересно

 

В конце прошлого столетия астрономы открыли необычный класс двойных звезд, сросшихся своими атмосферами. Такое странное образование назвали контактной системой двойной звезды. Наверное, вблизи подобные системы представляют собой просто незабываемое зрелище. Представим себя на одной из гипотетических планет контактной звездной системы красного гиганта и белого карлика и насладимся зрелищем восхода.

 

Сначала из-за горизонта покажется ярко-алый край гигантского светила и от окружающих скал побегут багрово-черные тени, сливаясь с бурыми выжженными породами базальтов и силикатов. Затем, взобравшись на небосвод, красный гигант начинает вытаскивать за собой блистающий хвост плазмы и звездного вещества, и наконец над горизонтом появляется ослепительно белый кружок карлика.

 

Вокруг меньшего звездного партнера сияет бело-красный ореол, рассыпающийся брызгами гигантских сгустков смешивающейся плазмы из атмосфер двух звезд, а вблизи поверхности карликовой звезды зловеще набухает пояс избыточной оболочки, готовый в любое мгновение сорваться вниз и обрушившейся массой породить чудовищную реакцию нового взрыва…

Звездный жизненный цикл на фоне земной эволюции