Звезды

А.ДОЛГИНОВ

Межзвездная среда

Основной составляющей межзвездной среды, как ивсей нашей Вселенной, является водород. Межзвезд-ная среда очень неоднородна. Молекулы водородасконцентрированы в гигантских молекулярных обла-ках диаметром около ста световых лет и массой околотрех миллионов масс Солнца. Их температура в нашейГалактике составляет в среднем 260 C− ° , причем водном кубическом сантиметре содержится около тыся-чи молекул. Облака атомарного водорода с температу-рой 150 C− ° и концентрацией 320 см− окружены теп-лой межоблачной средой с температурой около десятитысяч градусов и концентрацией 30,2 см− . Горячиеобласти сосредоточены в основном вблизи звезд, кото-рые ионизируют газ своим ультрафиолетовым излуче-нием. Самый горячий газ с температурой порядка

610 К остался от взрывов массивных звезд – сверхно-вых. Он очень разреженный, но заполняет почтиполовину Галактики.

Основные области межзвездного газа

Межзвездная среда заполнена излучением, начинаяот микроволнового и кончая гамма-излучением с высо-кой энергией. Не только звезды являются источникомизлучения, но и газ, и плазма межзвездной среды, атакже есть излучение, которое сохранилось с самыхранних стадий развития нашей Вселенной. Наряду сатомами, молекулами и ионами водорода в межзвезд-

ной среде имеются сложные молекулы, причем какдвухатомные, так и многоатомные. Концентрация та-ких молекул очень мала – всего одна десятимиллион-ная от количества водорода. Хотя этих молекул оченьмало, их излучение иногда бывает вполне заметным.Сложный характер энергетических уровней таких мо-лекул и широкий спектр длин волн излучений, распро-страняющихся в межзвездной среде, создают благо-приятные условия для квантовых переходов того жетипа, который лежит в основе лазеров. Такое излуче-ние межзвездных молекул в микроволновом диапазонедлин волн называется мазерным излучением.

Еще одна составляющая межзвездной среды – этомежзвездная пыль. Пылинки образуются в атмосфераххолодных звезд, а также в результате химическихреакций в межзвездной среде. Больше всего пылинокв сравнительно холодных облаках нейтрального газа.Пылинки имеют сложный состав. Они могут содержатьсиликаты, грязные льдинки, железо и т.д. По размерупылинки не больше микрона, однако именно ониответственны за поглощение света звезд и, тем самым,за непрозрачность отдельных областей межзвезднойсреды. Есть целые участки неба, где поглощение непозволяет видеть удаленные звезды. Эти области носятназвание «угольных мешков». Такие «мешки» засло-няют от нас центральную область Галактики.

Расширяющиеся оболочки горячих звезд, которыеионизованы излучением этих звезд, образуют так назы-ваемые планетарные туманности. Скорость их расши-рения – порядка 20 км/с, размеры – около однойсветовой недели.

Для межзвездной среды характерны интенсивныетурбулентные движения разных масштабов. В среднемскорость движения составляет 8 – 15 км/с. Однако вомногих случаях скорость оказывается сверхзвуковой,что ведет к появлению ударных волн различной протя-женности. Энергия этих движений поступает в среду отвзрывов сверхновых звезд, а также от сильных звезд-ных ветров молодых и горячих звезд.

Наряду с более или менее регулярным магнитнымполем Галактики в межзвездной среде существуютмелкомасштабные поля, которые сильно влияют надвижение межзвездной плазмы. На магнитных полях,которые сжаты и усилены ударными волнами, проис-ходит рассеяние и ускорение протонов и электроновокружающей плазмы.

Межзвездная среда имеет наибольшую среднею плот-ность там же, где в основном сосредоточены звезды.Это, конечно, не случайно. Именно из межзвезднойсреды образуются звезды.

А еще межзвездную среду пронизывают космическиелучи.

Эта статья – глава из книги известного советского ироссийского физика-теоретика Аркадия Захаровича Долги-нова «Строение материи. От атомов до Вселенной». А.З.Дол-гинов является представителем старшего поколения ленин-градской физической школы, он начинал свою научнуюжизнь еще под руководством Я.И.Френкеля и А.Ф.Иоффе,более четверти века заведовал отделом теоретическойастрофизики в ФТИ им. А.Ф.Иоффе, является автором болеедвухсот работ и четырех монографий. Работая последниегоды в США, А.З.Долгинов часть своего времени посвятилнаписанию упомянутой книги, в которой рассказал о люби-мой физике «просто о сложном», совсем без формул, чтобылюбой любознательный и терпеливый читатель мог полу-чить представление об этом грандиозном творении челове-ческого разума. Редакция предполагает опубликовать книгуцеликом в одном из ближайших приложений к журналу.

Космические лучи

Даже вдали от медицинских рентгеновских аппара-тов и радиоактивных веществ человек непрерывнооблучается потоком быстрых частиц, идущих с неба.Это – космические лучи. Они состоят в основном изпротонов с очень большой энергией, а также из неболь-шого количества электронов и быстрых ядер гелия,хотя встречаются и более тяжелые ядра. На каждыйквадратный сантиметр земной атмосферы падает изкосмоса в среднем одна частица в секунду.

Космические лучи оказывают большое влияние наэволюцию живых существ. Пронизывая организм, онивызывают мутации, т.е. такие изменения, которыепередаются потомкам.

Космические протоны обладают огромной кинетичес-кой энергией. В интервале энергий 10 1410 10−  эВ ихинтенсивность падает с увеличением энергии пропор-ционально энергии в степени 2,7. В интервале

14 1510 10−  эВ имеется небольшой избыток космичес-ких лучей, который, по-видимому, возник из-за вспышкисверхновой неподалеку (по астрономическим масшта-бам) от Солнечной системы. Затем интенсивностьпадает как энергия в третьей степени – вплоть доэнергий 18 2010 10−  эВ. Основной вклад в состав кос-мических лучей дают протоны с энергией от несколь-ких десятков миллионов до нескольких десятков мил-

лиардов эВ. Числоэлектронов с такой жеэнергией – не болееодного процента отчисла протонов.

Космические лучи,проникая в атмосфе-ру и сталкиваясь смолекулами воздуха,порождают ливниразличных частиц.Магнитное поле Зем-ли в значительноймере защищает нас отмягких космическихлучей – они отклоня-ются этим полем и непопадают на поверх-ность Земли.

Ускорение прото-нов до скоростей,близких к скоростисвета, происходит в

основном при рассеянии на магнитных полях ударныхволн, которые возникают при взрывах сверхновых, атакже на границах звездных ветров в межзвездномпространстве. Магнитное поле «вморожено» в плазму.Протоны не могут двигаться поперек поля и отражают-ся от неоднородностей магнитного поля на фронтеударной волны. При этом они получают энергию,подобно тому как получает энергию мячик при лобовомстолкновении с мчащимся автомобилем. Те протоны,которые, отражаясь и многократно рассеиваясь в окру-жающей плазме, снова и снова возвращаются к удар-

ной волне, могут очень сильно увеличить свою энер-гию. Таких протонов, конечно, немного – всего однамиллиардная доля от общей концентрации протоновмежзвездной плазмы, но их энергия может достигатьочень большого значения. В среднем кинетическаяэнергия одного протона космических лучей составляетоколо 910  эВ. Скорость протона с такой энергиейравна 0,88 скорости света.

Частицы могут ускоряться не только на магнитныхполях ударных волн, но и на хаотических магнитныхполях межзвездной среды. Картина похожа на ту,которую можно наблюдать в газе, состоящем из круп-ных и мелких частиц. Крупные частицы будут переда-вать свою энергию мелким частицам при столкновениис ними, пока средняя энергия всех частиц не станетодинаковой. Это означает, что скорость мелких частицбудет много больше, чем крупных. Магнитные поля,переносимые движениями плазмы, отклоняют заря-женные частицы, передавая им при этом часть своейэнергии. Наибольшая наблюдаемая энергия космичес-кой частицы достигает 20 2110 10− эВ. Такую энергиюимеет, например, свинцовая пуля массой 0,5 г, выпу-щенная из ружья со скоростью 800 м/с. Согласноодной из гипотез, такие энергии могут быть полученыпротонами в магнитных полях вблизи быстро вращаю-щейся черной дыры.

Хотя концентрация частиц космических лучей внашей Галактике всего 10 310 см− − , т.е. в миллиард разменьше, чем средняя концентрация частиц межзвезд-ной среды, общая энергия космических лучей велика,а их давление равно давлению газа и плазмы в Галак-тике.

Почему зажигаются звезды

При сжатии протозвездного облака, т.е. по сути припадении наружных слоев к центру, выделяется грави-тационная энергия. Это приводит к первоначальномунагреву и образованию звезды. Если сжимающаясямасса достаточно велика для того, чтобы температуравнутри достигла нескольких миллионов градусов, тоначинаются термоядерные реакции. Для начала реак-ции надо, чтобы протоны приобрели достаточнуюэнергию, смогли преодолеть взаимное электрическоеотталкивание и сблизиться на малое расстояние (около

1310−  см), где ядерные силы становятся больше элек-трических, что позволяет протонам объединиться. Са-мой первой начинается реакция превращения водородав гелий, когда при столкновении протонов (ядер водо-рода) образуется ядро гелия. Эта реакция происходитпри температуре в семь миллионов градусов. Принесколько более высокой температуре, в десять–пят-надцать миллионов градусов (все зависит от плотностивещества), начинается также углеродно-азотно-кисло-родный цикл. В этом цикле в результате столкновенийс участием ядер углерода, азота и кислорода опять-таки исчезают четыре протона и появляется ядро гелия.Если температура еще выше, то более тяжелые ядрапоследовательно объединяются в еще более тяжелые свыделением энергии в виде гамма-квантов, а также ввиде кинетической энергии образовавшихся ядер. Тер-

Рис.1. Схема возникновения ливняиз различных частиц при столкно-вении протона космических лучейс молекулой воздуха

З В Е З Д Ы

моядерные реакции полностью прекращаются, когдаобразуются ядра железа. Для образования ядер тяже-лее железа пришлось бы затратить, а не получитьэнергию. Дело в том, что в тяжелых ядрах электричес-кое отталкивание почти уравновешивает ядерные силыпритяжения, и такие ядра могут самопроизвольнораспасться, особенно при столкновениях. Все тяжелыеядра образуются в звездах и выбрасываются оттудапри взрывах звезд. Почти все элементы, из которыхсостоит человек, когда-то были образованы в звездах.

Какие бывают звезды

В нашей Галактике имеется около миллиона милли-онов звезд. Несмотря на то, что массы звезд отличают-ся друг от друга не более чем в тысячу раз, ихсветимости, температуры и размерымогут различаться во много тысяч раз.Наиболее массивные звезды лишь в50–100 раз больше Солнца по массе, ноярче его в 10000 раз и крупнее в 100раз. Самая яркая звезда LBV 1806-20в 50 миллионов раз ярче Солнца. Естьодиночные звезды, подобные нашемуСолнцу, но не менее половины всехзвезд входят в состав двойных илидаже кратных систем. Двойные звезды– это системы из двух отдельных звезд,которые связаны полем тяготения иобращаются вокруг общего центра масс.Эти звезды порой сильно влияют другна друга своими гравитационными по-лями, вызывая огромные приливы,изменяя собственное вращение и орби-тальное движение. Кроме того, во мно-гих случаях вещество с поверхностиодной из звезд может перетекать надругую.

В настоящее время удалось наблю-дать планеты, принадлежащие звездамразличного типа. Наличие планет воз-ле звезд, по-видимому, является ско-рее правилом, чем исключением. Пла-неты отличаются от звезд своей мас-сой, которая слишком мала для началаядерной реакции. Планеты возникаютиз того же протозвездного облака, изкоторого образовалась звезда.

Свойства и развитие одиночных звездво многом отличаются от звезд в двой-ных системах. Начнем с рассмотрениязвезд-одиночек.

Все звезды возникают при гравита-ционном сжатии межзвездного веще-ства. Как и в случае Солнца, неболь-шие случайные сгущения начинаютрасти под действием сил тяготения,пока не исчерпается вещество в бли-жайшем окружении или пока данноесгущение не будет разорвано притяже-нием соседних сгущений. В нашей Га-

лактике в год появляются примерно десять новорож-денных звезд. Кроме сил гравитации, в межзвезднойсреде действуют и магнитные силы. Принимая,чтомагнитное поле уже имеется, можно, во-первых, ска-зать, что оно будет способствовать образованию прото-звездного сгущения, так как в области случайногоизгиба магнитных линий будут концентрироватьсяионы, т.е. будет возникать локальное увеличение мас-сы. Во-вторых, магнитное поле может передать частьуглового момента соседним областям межзвездной сре-ды, уменьшив, тем самым, скорость вращения внутрен-ней области. С увеличением плотности протозвездногооблака степень его ионизации уменьшается, электро-проводность падает, и магнитная связь с окружающейсредой прекращается. В процессе сжатия центральной

Рис.2. Диаграмма Герцшпрунга–Рассела – зависимость абсолютной звезднойвеличины (светимости) от температуры (показателя цвета) звезд. Температурадана в кельвинах. Солнце находится среди желтых звезд (спектральный класс G,светимость 1) . Слева вверху расположены самые массивные и горячие звезды,а справа – красные гиганты. Слева внизу лежат белые карлики. Коричневыекарлики – самые тусклые и холодные. Разница в одну абсолютную звезднуювеличину означает разницу в 2,512 раз в яркости звезды. Для удобства класси-фикации звезд их обычно объединяют в спектральные классы – в зависимостиот температуры. Самые яркие относят к классу О, затем идут классы В, A, F, G, Kи M. В отдельную группу относят белые карлики (WD) и нейтронные звезды (NS)

части протозвездного облака она разогревается всебольше и больше и, наконец, превращается в звезду.Дальнейщая судьба звезды зависит от ее массы. Следу-ет сразу отметить, что зависимость эволюции звезды отее массы все же приблизительная. Она определяетсясоставом звезды и влиянием соседних звезд. В процессеэволюции данная звезда может сбросить или приобре-сти какую-то массу. Рассмотрим несколько отдельныхслучаев.

1) Если масса звезды в несколько раз меньше, чем уСолнца, то температура даже в самом центре недостигнет величины, необходимой для начала ядер-ных реакций с участием самого распространенноголегкого изотопа водорода. В этом случае возникщаязвезда будет излучать свет в основном в красной иинфракрасной областях спектра, постепенно осты-вать, превращаясь в так называемый коричневый кар-лик с массой в среднем около 50 масс Юпитера, пока,через несколько миллиардов лет, не погаснет совсем.Коричневый карлик светит за счет гравитационнойэнергии, которая переходит в тепловую энергию присжатии звезды в процессе ее образования из прото-звездного облака.

2) Если масса звезды раза в три меньше, чем уСолнца, то в центре звезды температура достигнетдевяти миллионов градусов, что достаточно для началатермоядерной реакции синтеза гелия из водорода.Такая звезда будет красным карликом. В центральнойобласти этого карлика перенос энергии осуществляетсяизлучением, а в наружных областях – конвекцией. Взвездах с массой меньше, чем одна треть солнечноймассы, лучистое ядро вообще не возникает.

3) Если масса звезды близка к массе Солнца, а такихзвезд в нашей Галактике несколько миллиардов, тотемпература в центре достигает пятнадцати миллионовградусов, и там возможны реакции превращения водо-рода в гелий как при непосредственном взаимодей-ствии протонов, так и в углеродно-азотном цикле. Цветзвезды будет желтым. Когда водород почти весь выго-рит, центральная часть начнет сжиматься, и температу-ра ее будет увеличиваться, достигая сорока миллионовградусов. Но этого еще недостаточно для начала такназываемой тройной гелиевой реакции. Сжатие оста-новится, когда все электроны во внутренней частизвезды займут все доступные для них уровни энергиии дальнейшее сжатие станет невозможным. Наружныеже области звезды, нагретые горячим ядром, начнутрасширяться, но температура их будет падать, и звездастанет красным гигантом. Этот гигант поглотит бли-жайшие планеты, если такие имеются. По сути дела,красный гигант – это белый карлик, окруженнымобширной конвективной оболочкой, на внутреннейгранице которой возможны термоядерные реакции. Вконце концов наружные части уйдут и рассеются впространстве, и останется только ядро звезды – белыйкарлик. Именно такой будет судьба нашего Солнцачерез несколько миллиардов лет.

4) Если звезда в десять раз массивнее Солнца, то еерадиус будет в три с половиной больше, чем у Солнца.Температура в центре составит двадцать семь милли-

онов градусов, на поверхности – двадцать пять тысячградусов, а светимость будет в три тысячи раз больше,чем у Солнца. Основным источником энергии будетуглеродно-азотный цикл. В центральной части такойзвезды излучение не справляется с переносом энергии,и перенос энергии осуществляется конвекцией. Звездыс массой от одной до десяти масс Солнца в конце концовпревращаются в белые карлики.

5) Внутри еще более массивных звезд вступают втермоядерную реакции более тяжелые элементы, покане образуется железо, которое является наиболее ус-тойчивым элементом. Эти звезды относятся к классуголубых гигантов. Типичная температура на поверхно-сти равна 25–75 тысяч градусов. Голубые гигантыбыстро расходуют свое горючее, и время их жизни, позвездным масштабам, сравнительно невелико. Такая

звезда взрывается как сверхновая, а остаток превраща-ется в нейтронную звезду или в черную дыру.

В конце концов все звезды перестают излучать,когда все виды горючего, доступного для звезд данной

Рис.3. Схема столкновения белого карлика и красного гиган-та – белый карлик проходит через тело красного гиганта,разрушая его

Рис.4. Плотная газо-пылевая оболочка звезды Эта Киля,которая является гигантом и одним из самых ярких звезд-ных объектов. Возможно, что это двойная звездная система.Наблюдался ряд вспышек этой звезды. Размер ее оболочкивдвое превышает размер Солнечной системы

З В Е З Д Ы

массы, уже исчерпаны и исчерпано также тепло, запа-сенное в активный период жизни звезды.

Звезды разделены огромными расстояниями, поэто-му столкновения звезд очень редки. При лобовыхстолкновениях обычных звезд они либо разрушаютсяи превращаются в туманность (при большой скоростистолкновения), либо сливаются и объединяются вединую звезду. Если столкновение не лобовое, тозвезды могут образовать двойную систему. При столк-новениях белого карлика с красным гигантом разру-шается красный гигант, а белый карлик уходит. Наи-более грандиозная вспышка происходит, когда чернаядыра разрывает, а затем поглощает звезду.

Изменение массы звезды может изменить характерпротекающих там ядерных реакций. Реакции могутвозникнуть не только внутри, но и на поверхностигорячей звезды, если туда попадет достаточное ко-личество водорода от соседней звезды. Именно этопроисходит при вспышках так называемых новыхзвезд.

Колебания звезд

Имеется целый ряд звезд, яркость которых перио-дически изменяется. Среди них наиболее интереснытак называемые цефеиды. Причина колебаний ярко-сти цефеид следующая. Температура всех звезд пада-ет по направлению к поверхности, и степень иониза-ции атомов уменьшается. В частности, в цефеидахменяется степень ионизации гелия, температура иони-зации которого 40000 К. Началом процесса можетслужить небольшое увеличение потока энергии изнедр звезды, что ведет к дополнительному нагрева-нию верхних слоев звезды. Эти слои расширяются,плотность их уменьшается, и уменьшается поглоще-ние энергии, которая идет из глубины. Ионы гелиязахватывают электроны, превращаясь в атомы гелия.Газ становится прозрачным, а выделяющаяся энергияв виде излучения уходит наружу. Вещество охлажда-ется, давление уменьшается, и под действием тяготе-ния верхние слои звезды сжимаются. Это снова ведетк нагреву, ионизации гелия и увеличению числа сво-бодных электронов и ионов. Газ (точнее – плазма)становится менее прозрачным и активно поглощаетидущее снизу излучение, давление увеличивается, обо-лочка звезды снова расширяется, и процесс повторя-

ется. Теперь можно забыть о первоначальном толчке.Процесс будет сам себя поддерживать. Конечно, та-кой режим возможен далеко не всегда. Для этогонадо, чтобы периоды изменения скорости ионизациибыли близки к периодам, которые необходимы длянагрева и изменения плотности вещества звезды. Имен-но такие условия существуют у цефеид.

Период колебаний зависит от массы звезды и, темсамым, от ее истинной яркости (т.е. светимости). Чемдальше от нас звезда, тем меньше ее наблюдаемаяяркость. Сравнивая яркость, которая должна быть узвезды с данным периодом, с наблюдаемой яркостью,можно определить расстояние до звезды.

Пятнистые звезды

Среди молодых горячих звезд есть звезды, поверх-ность которых химически неоднородна. Это звездыкласса Ар. На поверхности этих звезд имеются об-ширные пятна, где обилие разных химических эле-ментов, в частности гелия, сильно отличается от оби-лия этих же элементов в соседних областях звезды.Кроме того, такие звезды обладают сильным магнит-ным полем, которое много сильнее, чем поле подоб-ных звезд (класса А), но не имеющих пятен. Надосказать, что до сих пор нет ясного понимания, в чемздесь дело. Хотя магнитное поле препятствует переме-шиванию вещества и у поверхности этих звезд нетзаметной конвекции, все же непонятно, как пятнавозникли и почему они долго существуют. Следуетвсе же отметить, что такие химические неоднороднос-ти могут работать подобно электрической батарейке,создавая электрический ток и связанное с ним локаль-ное магнитное поле.

Белые карлики

Белые карлики – это конечная стадия эволюциимногих звезд. Размер их мал – радиус в сто раз меньше,чем радиус Солнца, но плотность огромна: объемвеличиной в коробок спичек имеет массу в несколькотонн. Плотность белых карликов столь велика, чтоэлектроны внутри звезды занимают все нижние разре-шенные уровни энергии. Напомним, что импульс, азначит, и энергия электронов увеличиваются при умень-шении объема, который они занимают. Это препятству-ет сжатию белого карлика. Только в том случае, еслимасса очень велика, сжатие может продолжиться путемпоглощения электронов протонами, что приводит квозникновению нейтронной звезды. Типичные магнит-ные поля белых карликов находятся в интервале от 310до 710 гауссов.

Белые карлики светятся ярко, но не за счет ядерныхреакций внутри, а за счет тепла, запасенного в недрах,хотя в отдельных случаях термоядерные реакции про-должаются в тонком слое и на небольшой глубине.Тепла, запасенного в недрах, достаточно, чтобы све-тить миллиарды лет. Типичные температуры поверх-ности – от 15000 до 50000 градусов. Цвет белыхкарликов вовсе не всегда белый. Они могут бытькрасными, желтыми или белыми – в зависимости оттемпературы поверхности.

Рис.5. Зависимость абсолютной звездной величины цефеидот периода колебаний блеска. Точками обозначены данныенаблюдений для ряда звезд

«Новые» звезды – вовсе не новые

Явление, которое астрономы называют «новой» звез-дой, это яркая вспышка обычно слабой, но уже извес-тной звезды. Дело в том, что все эти звезды входят всостав системы из двух звезд. Одна из этих звезд –белый карлик, а другая – красный гигант. Вещество изоболочки гиганта под действием притяжения горячегобелого карлика перетекает на этот карлик, и придостижении некоторой критической массы на поверх-ности карлика начинается термоядерная реакция пре-вращения водорода в гелий. При этом очень быстровозрастает температура, происходит термоядернаявспышка, вещество выбрасывается, и мы видим яркую«новую» звезду. Такой процесс может повторятьсянеоднократно.

Сверхновые звезды

В 1054 году китайские ученые, которые тогда былидалеко впереди европейцев, отметили появление оченьяркой звезды – теперь ее называют сверхновой. Кнастоящему моменту подобные вспышки наблюдалисьнеоднократно как в нашей, так и в соседних галакти-ках. Эти вспышки во много раз ярче вспышек «новых»звезд и имеют совсем другую природу.

По-видимому, сверхновые возникают при эволюциикрасных гигантов. Мы уже отмечали, что при достаточ-но большой массе звезды термоядерные реакции при-водят к образованию тяжелых элементов, вплоть дожелеза. При прекращении этих реакций ослабевает итепловое движение, которое уже не может противосто-ять тяготению. Внутренность звезды начинает сжи-маться, причем под тяжестью наружных слоев этосжатие происходит почти со скоростью свободногопадения. Внутри возникает газ вырожденных электро-нов, но даже они не в силах удержать эту тяжесть.Гравитационная энергия падения наружных слоев уве-личивает температуру и плотность ядра. Когда темпе-

ратура достигнет 95 10⋅  градусов, а плотность возра-стет до 10 310 г см , протоны начнут поглощать элект-роны и, испуская нейтрино, превращаться в нейтроны.Нейтроны будут занимать все доступные для нихнижние энергетические уровни, и ядро звезды станетподобным гигантскому атомному ядру, состоящему восновном из нейтронов. Падение внешних слоев уже неможет сжать такое ядро. Энергия падения очень вели-ка, и, натолкнувшись на почти непреодолимое препят-ствие, эти слои отразятся и отскочат, как мячик, вокружающее пространство. Это будет выглядеть какколоссальный взрыв и появление сверхновой звезды.При этом выделится около 5110 эрг энергии. В макси-муме блеска сверхновая звезда излучает, как миллиардСолнц, т.е. как некрупная галактика.

Излучение взрыва сверхновой покрывает весь диапа-зон от радио- до гамма-лучей. Так называемые гамма-всплески, по-видимому, тоже возникают при этихвзрывах. Остатки выброшенной оболочки образуютнебольшую туманность, которая расширяется со ско-ростью в несколько тысяч километров в секунду,образуя ударную волну на фронте. В конце концовтуманность рассеивается в пространстве и исчезает, аоставшееся ядро становится нейтронной звездой.

Появление сверхновых в крупной галактике наблю-дается в среднем каждые 30–50 лет. Существуют дваосновных типа сверхновых: SN I и SN II. По-видимому,их отличие связано в первую очередь с отличием всоставе этих звезд. В частности, в спектрах SN IIнаблюдается водород, которого нет в SN I.

Нейтронные звезды

Радиус нейтронной звезды всего около десяти кило-метров, а масса лишь вдвое меньше массы Солнца.Плотность вещества в центре звезды достигает тысячимиллионов миллиардов граммов в кубическом санти-метре ( 15 310 г см ). Звезда, сжимаясь, должна сохра-нять свой момент импульса, т.е. должна вращаться всебыстрее и быстрее. Нейтронная звезда, возникшая впроцессе сжатия центральных областей при взрывесверхновой звезды, должна вращаться исключительнобыстро. И действительно, периоды вращений нейтрон-ных звезд лежат в интервале от нескольких секунд дотысячных долей секунды. Хотя возможность существо-вания нейтронных звезд была давно предсказана совет-ским ученым Л.Ландау, они были открыты совершен-

Рис.6. Крабовидная туманность – остаток взрыва сверхно-вой звезды 1054 года. Размер – 6 световых лет. В центретуманности расположена нейтронная звезда

Рис.7. Снимок гамма-всплеска, полученный спутникомBeppoSAX в феврале 1997 года. Слева – через восемь часов,а справа – через три дня после максимума всплеска

З В Е З Д Ы

но случайно. Наблюдения над слабой звездочкой,которая находилась на месте остатка взрыва сверхно-вой, показало, что излучение этой звездочки периоди-чески изменяется, причем период сохраняется с высо-чайшей точностью. Наблюдатели даже сначала поду-мали, что это сигналы внеземной цивилизации и опуб-ликовали свои результаты только тогда, когда обнару-жили еще несколько подобных звезд. Вопрос оконча-тельно прояснился, когда было измерено магнитноеполе этих объектов. Оно оказалось безумно большим,а именно – тысячи миллиардов гауссов. Магнитноеполе такой звезды вытягивает в нитку электронныеоболочки атомов. Это поле имеет дипольный характер.Напомним, что самое сильное поле, которое удалосьполучить на Земле, – всего несколько тысяч гауссов. Убольшинства нейтронных звезд поле не превышает

1210 гауссов. Максимальное же поле, которое наблюда-лось, достигало 1510 гауссов. Такие звезды называютсямагнитарами. Их поле столь сильно, что приводит кполяризации вакуума вокруг звезды.

Вращающийся магнит излучает электромагнитныеволны. Электроны при движении в магнитном полетакже излучают электромагнитные волны и дают свойвклад в общее излучение звезды. Излучение нейтрон-ной звезды идет в основном из областей у полюсовмагнитного диполя. Направление оси магнитного дипо-ля далеко не всегда совпадает с осью вращения. Излу-чение можно обнаружить только в то время, когда привращении нейтронной звезды ось диполя направлена всторону Земли. Поэтому наблюдаемое излучение, по-добно маяку, пульсирует с периодом, равным периодувращения нейтронной звезды. Такие нейтронные звез-

ды называют пульсарами. Конечно, не во всех случаяхось магнитного поля совпадает с лучом зрения. Поэто-му пульсары обнаружены только в некоторых остаткахсверхновых. Потеря энергии при интенсивном излуче-нии замедляет вращение нейтронной звезды. Болеестарые нейтронные звезды вращаются медленнее, чеммолодые.

Если какое-либо вещество падает на поверхностьнейтронной звезды, то скорость падения оказываетсяблизкой к скорости света. Нейтронные звезды входятв состав двойных систем столь же часто, как и всеостальные звезды, поэтому вещество, перетекающее нанейтронную звезду в тесной двойной системе, выделяетогромную энергию. Излучение различных нейтронныхзвезд простирается от радио-диапазона до рентгенов-ского – в зависимости от того, каков возраст звезды ивходит ли она в двойную систему.

Под самой поверхностью нейтронной звезды, гдеплотность еще не слишком велика, существует обычнаяплазма из ионов и электронов. В более глубоких слояхплазма становится твердой, образуя кристалл. Высо-кая плотность приводит к вырождению электронов.При еще большей плотности протоны поглощают элек-троны, превращаясь в нейтроны. Эти нейтроны такжестановятся вырожденными. В нейтронной среде появ-ляются нейтронные пары, подобные парам электроновв сверхпроводнике, и среда становится сверхпроводя-щей. Электроны при этом не объединяются в пары.Вращение нейтронной звезды приводит к образованиюнитевидных вихрей в сверхтекучей жидкости, внутрикоторых условия сверхтекучести и сверхпроводимостинарушаются. Это создает небольшую вязкость и сопро-тивление электрическому току. В самом центре звезды,где температура достигает миллиарда градусов, а плот-ность составляет 15 310 г см , вещество, возможно, со-стоит из кварков, глюонов и пи-мезонов.

Черные дыры

Масса звезды может быть столь велика, что дажедавление вырожденной нейтронной среды не спасает ееот дальнейшего сжатия. В конце концов она сжимаетсядо такого объема, что тяготение не позволяет даже

Рис.8. Схема пульсара (справа): 1 – нейтронная звезда, 2 –ось вращения, 3 – линии магнитного поля, образующиеловушку для электронов и ионов, 4 – линии, связанные соколозвездными полями, 5 – области вокруг магнитной оси,откуда выходит излучение. Слева дан снимок Крабовиднойтуманности, полученный в рентгеновских лучах из космосарентгеновской обсерваторией «Чандра». В центре снимкавиден пульсар, вращающийся со скоростью 30 оборотов всекунду, и видна струя, идущая из центра. Пульсар окруженвихрем вещества, уходящего из области пульсара со скоро-стью, равной почти половине скорости света

Рис.9. Схема перетекания вещества от обычной маломассив-ной звезды на нейтронную звезду (пульсар SAX J 608.4-3658) в двойной звездной системе. Пульсар окружен дис-ком из вещества, текущего от соседней звезды

свету покинуть ее поверхность. Луч света пойдет покриволинейной траектории, огибая звезду, но не поки-дая ее. Хотя никакое излучение не может покинутьповерхность черной дыры (этим и определяется размердыры), не следует думать, что дыра на самом деленевидима. Если какая-либо звезда окажется вблизидыры, она будет разорвана тяготением, прежде чемпоглотится дырой, и можно будет увидеть свет оттакого события. Газовые потоки, которые втягиваютсяв дыру, сталкиваются друг с другом, что также ведетк излучению на разных частотах. Конечно, во всехслучаях мы можем увидеть не саму дыру, а только ееокрестность.

Черные дыры разрушают все, что приближается кним. Недавно удалось наблюдать вспышку, котораявозникла, когда черная дыра всего за несколько часовразорвала звезду, приблизившуюся к ней под действи-ем гравитационного поля этой дыры и поля соседнихзвезд. Хотя плохая репутация черных дыр вполне имизаслужена, они иногда приносят пользу – привлекаясвоим полем вещество даже из далекой окрестности,способствуют образованию звезд.

В сильном гравитационном поле вблизи дыры времятечет медленно, поэтому длина волны излучения будеттем больше, чем ближе к дыре оно возникает. Есликакой-то объект, падая на дыру, станет подавать сигна-лы, это не поможет нам увидеть, как он достигнетдыры. Интервал между сигналами будет становитьсявсе длиннее, и последних сигналов мы никогда неувидим. Вот почему никакие наблюдения внутреннос-ти дыры невозможны. Вещество, приближаясь к дыре,будет разрываться на все более мелкие части, вплоть доэлементарных частиц. Внутри дыра почти совершеннопустая, так как все вещество сосредоточено в центре.Граница черной дыры – это поверхность, где тяготение,

создаваемое ее центром, столь велико, что даже свет неможет ее пересечь.

Дыра не будет совсем невидима даже в том случае,если на нее вовсе не падает вещество. Чтобы понять, вчем здесь дело, обратимся к некоторым результатамквантовой теории. Гравитационное поле у поверхностидыры очень сильное. Плотность энергии этого полядостаточно велика, чтобы породить пару электрон-позитрон (закон сохранения заряда требует обязатель-ного рождения пары). Пара электрон-позитрон можетсама по себе появится в вакууме на время не больше чем

( )22t mc∆ = ℏ . За это время частицы не могут удалить-

ся друг от друга на расстояние больше чем 112 10−⋅ см.

Тем не менее, даже на столь малом расстоянии разницасил тяготения вблизи дыры достаточно велика, чтобывырвать частицы из вакуума и превратить в реальныечастицы.

Энергия, которая необходима для рождения пары,берется из энергии дыры. Возможно, что обе частицыупадут на дыру, и тем самым ее энергия не изменится.Но может случиться, что только одна из частиц будетпадать к дыре, а импульс второй будет достаточен,чтобы преодолеть тяготение и покинуть окрестностьдыры. Энергия этой частицы отнимет какую-то долюэнергии дыры, т.е. дыра будет «испаряться». Количе-ственный расчет показывает, что дыра излучает энер-гию, как нагретое черное тело. Масса дыры будетрасти, пока поблизости есть вещество, которое можетбыть захвачено дырой. В то же время дыра будеттерять энергию, а значит, и массу в виде частиц,рождаемых у поверхности и покидающих окрестностьдыры. Расчет показывает, что уменьшение массы дырыпроисходит исключительно медленно и за время жизниВселенной только самые мелкие дыры могли ужеиспариться.

Увеличение гравитационного поля по мере сжатиявещества влияет на состояние вакуума. Это можетпривести к тому, что при определенных темпах сжатиядыра вовсе не образуется, а возникнет так называемаячерная звезда, которая почти не излучает.

Частицы, поглощаемые дырой, обладают целым на-бором различных свойств, иными словами – содержатбольшой объем информации. Исчезают ли все следыэтих свойств, когда частица поглощается дырой? Про-являются ли опять эти свойства, когда дыра испаряетсяи исчезает? На эти вопросы пока ответа нет.

Рис.10. Черная дыра в галактике NGC 4388, окруженнаямассивным раскаленным до ста миллионов градусов враща-ющимся газовым облаком в виде тора, который, в своюочередь, окружен тороидальной туманностью. Из полюсовисходит быстро вращающаяся струя вещества

З В Е З Д Ы