7.4. Звезды и их параметры. Типы и эволюция звезд.

Большинство звезд - это огромные раскаленные плазменные шары, излучающие в пространство Вселенной чрезвычайно интенсивные потоки энергии. В недрах каждой из таких звезд при огромных значениях температуры (десятки миллионов градусов) и давления протекают термоядерные реакции – реакции слияния ядер легких элементов и образования более тяжелых ядер. В ходе ядерных процессов высвобождается огромная энергия (в виде гама-излучения и элементарных частиц с высокими энергиями) – при «сгорании» одного килограмма водорода высвобождается примерно в 10 млн. раз больше энергии, чем при сжигании килограмма нефти. Благодаря этому звезды, подобные Солнцу, в течение миллиардов лет могут излучать энергию - тепло, свет, волны других (более высоких и более низких) частот, а также интенсивные потоки различных частиц.

Звезды распределены в пределах галактики неравномерно, они склонны образовывать группы и скопления, под которыми понимают боль­шие группы звезд, объединенные силой вза­имного притяжения. Диаметр т.н. рассеянного звездного скопления варьируется от не­скольких световых лет до 50 и более свето­вых лет. Рассеян­ные скопления состоят из сравнительно мо­лодых звезд, в них преобладают голубые звезды, имеющие гораздо более короткий срок жизни, чем красные звезды,. К наиболее известным звезд­ным скоплениям относятся М45, скопление Плеяд в созвездии Тельца, Гиады в созвез­дии Тельца и М44 в созвездии Персея. Скопление Плеяд в регионе, диаметр кото­рого составляет более 20 световых лет, со­стоит из голубых звезд, окруженных диф­фузными серебристыми облаками космичес­кой пыли. С другой стороны, рассеянное скопление Гиад состоит из большого коли­чества звезд, расположившихся в пределах более 80 световых лет и движущихся параллельно друг другу. Скопление М44, из­вестное под названием Пчелиный Улей, со­держит около 200 звезд в регионе диамет­ром около 40 световых лет. В спиральных рукавах Галактики Млечный Путь об­наружено более 1000 рассеянных звездных скоплений. В целом звезды в таких скопле­ниях удаляются друг от друга, и со време­нем скопление прекращает свое существова­ние.

Шаровое звездное скопление представля­ет собой тесный массив сферической фор­мы, состоящий из миллионов звезд, удер­живаемых вместе силой их тяготения. Диа­метр шарового скопления составляет от 50 до 300 световых лет. Шаровые скопления в Млечном Пути расположены над и под плоскостью Галактики и более или менее распространены во всех направлениях от ее центра. Всего в Галактике Млечный Путь наблюдается около 100 шаровых звездных скоплений. В них преобладают бедные ме­таллом красные звезды, указывающие на то, что эти скопления имеют очень древний возраст. Гравитационное притяжение звезд в шаровом скоплении достаточно сильное, чтобы предотвратить их рассеивание, поэто­му шаровые скопления очень стабильны. Самым ярким шаровым скоплением являет­ся Омега Центавра, объект четвертой звезд­ной величины, расположенный в Южном полушарии небесной сферы. Он содержит около миллиона звезд в сферическом регионе диаметром примерно 160 световых лет на расстоянии более 20 000 световых лет от Земли.

Большинство из наиболее заметных звезд на картах звездного неба, объединены в созвездия. 88 из созвездий, обозначаемых в современных астрономических атласах, были определены и получили свои названия еще в Древней Греции. Созвездия представляют собой произвольные группы звезд в том смысле, что звезды, кажущиеся (из-за того, что они находятся почти на одной линии от Земли) близко расположенными, могут находиться на очень больших расстояниях друг от друга. Пояс созвездий, через который проходит плоскость эклиптики, называют зодиаком.

Звезды отличаются друг от друга по возрасту, массе, размерам, светимости, цвету свечения, химическому составу и по целому ряду других параметров. Самые старые звезды должны иметь возраст, лишь незначительно (на 1-2 млрд. лет) уступающий возрасту Вселенной. Возраст Солнца оценивается в 5 млрд. лет, известны и очень молодые звезды, возраст которых составляет всего сотни тысяч лет. Это означает, что процесс звездообразования продолжается, и что многие будущие звезды в настоящее время находятся в протозвездном состоянии, т. е. в процессе образования.

Температура в центральной области звезды тем больше, чем больше ее масса. С увеличением температуры растет число возможных типов ядерных превращений и скорость протекания каждого из них. Самой низкотемпературной из ядерных реакций является синтез ядер гелия из ядер водорода (протонов), именно эта реакция^* протекает в недрах Солнца и многих других звезд, близких к Солнцу по массе. В недрах звезд, массы которых существенно превышают массу Солнца (М☼) могут синтезироваться и другие

^*Строго говоря, реакция синтеза ядра гелия состоит из нескольких этапов: сначала соединяются два протона, в результате чего образуется один нейтрон и ядро дейтерия, которое затем, соединяясь с новым протоном, образует ядро, состоящее из двух протонов и нейтрона (гелий-3), наконец, при слиянии двух таких ядер высвобождаются два протона, а остающиеся два протона и два нейтрона образуют ядро гелия-4.

химические элементы, причем, чем массивнее звезда, тем более тяжелые химические элементы она способна производить⁶. В очень массивной звезде (с массой, превышающей 12 М☼) ядерные реакции способны превратить почти все ее вещество в железо - конечный продукт горения: ядра более тяжелых, чем железо, элементов не могут образовываться в ходе термоядерных реакций.

Наше Солнце во всех отношениях представляет собой среднюю звезду, в том числе по размерам и массе. Масса самых крупных из известных звезд составляют (50…60) М☼, а самых малых — около 0,01 М☼. Размеры самых крупных звезд превышают размеры Солнца в сотни раз, (такие звезды называют сверхгигантами), а размеры маленьких звезды, (т.н. карликов), соизмеримы с размерами планет.

Цвет свечения звезды определяется положением максимума спектрального распределения ее излучения, т.е. температурой. Чем горячее звезда, тем ближе максимум ее спектральной кривой к фиолетовому краю оптического участка спектра. В зависимости от цвета свечения звезды делят на 7 классов, каждому из которых присваивается буква латинского алфавита (в порядке уменьшения температуры - буквы O, B, A, F, G, K и M). Цвет свечения звезд самых горячих звезд (класса О) близок к синему, температура «излучающей» поверхности у такой звезды – порядка 30 000 градусов, а звезды класса М – это красные звезды, эффективная температура поверхности у них на порядок меньше.

Наиболее существенно звезды отличаются друг от друга по светимости, под которой понимают мощность излучения, т.е. энергию, излучаемую в единицу времени. Светимость Солнца (будем обозначать ее L☼) не очень высока, она составляет примерно 4∙10²⁶ Вт. Величины светимостей звезд лежат в пределах от (10^-3…10^-4)L☼ у звезд, называемых белыми карликами, до (10⁴ …10⁶)L☼ у звезд-гигантов и сверхгигантов. Зависимость светимости звезд от величины их масс установил в 1920 г. А. Эддингтон, эта зависимость, как видно из приведенных данных, более сильная, чем по закону прямой пропорциональности.

Датский астроном Э. Герцшпунгер в 1911 г. и американский астроном Г. Рассел в 1913 г. независимо друг от друга установили зависимость между светимостью и температурой звезд. Эта зависимость, которую принято отображать на диаграмме (диаграмме Герцшпунгера-Рассела), сыграла большую роль при исследованиях процессов эволюции звезд и определении характера их эволюционных преобразований. По оси ординат на диаграмме Герцшпунгера-Рассела откладывают абсолютную звездную величину (светимость), а по оси абсцисс (справа налево) – температуру. Большинство звезд на этой диаграмме расположены вдоль диагональной линии, соединяющей правый нижний угол (где находятся старые и тусклые звезды) и левый верхний угол, которому соответствуют молодые, горячие и яркие звезды. Подобное расположение звезд на диаграмме Герцшпунгера-Рассела называют Главной последовательностью. Для звезд, принадлежащих Главной последовательности, светимость в первом приближении пропорци­ональна кубу массы.

Используемая и ныне классификация звезд по их блеску (светимости) была предложена еще во II веке до нашей эры Гиппархом, разделившим все звезды на 6 категорий. Самые яркие звезды получили название звезд 1-й величины, а самые тусклые, едва видимые невооруженным глазом - звезд 6-й величины. Научившись измерять интенсивность свечения звезд, астрономы установили, что различие в 5 звездных величин соответствует изменению количества света в 100 раз, соответственно, при изменении на одну звездную величину количество света изменяется в 2,512 раза. Данная классификация затем была продолжена в обе стороны. Звездам с малой светимостью, которые можно рассмотреть лишь в телескоп, присвоены звездные величины более 6-й (до +15), а звездам, мощность излучения которых больше, чем у самых ярких из видимых звезд, пришлось присваивать дробные (от 1 до 0) и отрицательные значения (до -10) звездной величины⁸.

Процесс эволюции звезды, начиная от ее образования из некоего протозвездного «облака» до конца ее жизни в качестве объекта, излучающего свет, можно разбить на 3 стадии. Первая стадия – это стадия формирования звезды из облаков, содержащих водород, гелий и т.н. космическую пыль, в результате действия направленных внутрь сил тяготения. Сжатие и уплотнение вещества в недрах протозвезды сопровождается превращением гравитационной энергия в тепловую, и температура вещества звезды на стадии формирования постепенно увеличивается.

На определенном этапе температура наружных оболочек достигает значений, при которых возникает свечение. Собственно говоря, именно с этого момента времени сжимающийся сгусток протозвездного вещества становится звездой, которую можно увидеть. На этом этапе звезда представляет собой т.н. красный гигант, ее диаметр во много раз превышает то стационарное значение, которое установится позднее (на равновесной стадии).

По мере сжатия вещества и повышения его температуры в нем возрастает давление, силы которого препятствуют сжатию, т.к. они направлены от более плотных внутренних слоев к менее плотным наружным слоям. Однако сжатие звезды продолжается лишь до тех пор, пока не начнется процесс ядерного синтеза. Высвобождение высокой энергии, возникающее при «зажигании» ядерных реакций еще больше разогревает протозвезду, она становится звездой Главной последовательности. Через какое-то время устанавливается равновесное состояние звезды: ее размеры и светимость длительное время будут поддерживаться постоянными. В основе равновесия, которое, как легко показать, является устойчивым, лежит равенство направленных навстречу друг другу сил тяготения и сил газового давления. В равновесном состоянии звезда находится большую часть своей жизни, у звезд, подобных Солнцу, длительность этой стадии составляет величину порядка 10 млрд. лет. Энергия, теряемая звездой за счет излучения, в равновесной стадии полностью восполняется энергией, выделяемой в ее центральной области при синтезе ядер гелия.

Запасы ядерной энергии определяются содержанием водорода в звезде, т. е., по существу, ее массой. С учетом того, что светимость пропорциональна кубу массы звезды, время исчерпания запасов ядерного горючего должно быть обратно пропорционально ква­драту ее массы. К примеру, если бы масса Солнца была в 30 раз больше, то мощность его излучения была бы больше примерно в 30 тысяч раз, но время, в течение которого выгорит весь водород (это и есть длительность равновесной стадии), составляло бы уже не 10 миллиардов, а всего 10 миллионов лет.

По мере исчерпания запасов водорода в центральной области звезды область «горения» ядерной реакции из сферы превращается в концентрический сферический слой, радиусы внутренней и наружной сферических оболочек этого слоя с течением времени увеличиваются. Существенно, что в центральной области звезды, где водорода уже нет, гравитационные силы и силы газового давления (от «горящего» концентрического слоя) теперь направлены в одну сторону – к центру звезды. Естественно, что центральная область звезды при этом сжимает­ся, скорость этого сжатия может быть столь высокой, что говорят о коллапсе (очень быстром, катастрофическом уменьшении размеров). С другой стороны, наружная часть звезды может существенно увеличиться в размерах (разбухнуть), и звезда еще раз на некоторое время может превратиться в красный гигант.

При быстром сжатии температура и плотность «гелиевой» центральной области звезды вновь повышаются, эти параметры могут достигнуть значений, при которых станет возможным синтез ядер углерода из ядер гелия, а затем, после выгорания гелия, и синтез ядер более тяжелых элементов (вплоть до железа). В целом, характер эволюции звезды на третьей стадии, наступающей после исчерпания запасов водорода, существенно зависит от начальной массы звезды.

Считается, что в случае, когда масса звезды не превышает 1,4 массы Солнца, коллапсу подвержено почти все вещество звезды. Разогреваясь в процессе быстрого сжатия, такая звезда превращается в белый карлик, размеры которого соизмеримы с размерами планет. Предельную массу белого карлика рассчитал в 30-е гг. XX века американский астрофизик С. Чандрасекар, поэтому величину М = 1,4 М☼, называют пределом Чандрасекара. Планетарные туманности, наблюдаемые вокруг некоторых звезд, считаются облаками светящегося вещества, выброшенными в результате коллапса с образованием белого карлика (когда-то думали, что там идет образование новых планетных систем).

Звезды типа белых карликов имеют существенно меньшую светимость, чем Солнце, но гораздо более высокую температуру наружных оболочек - они в буквальном смысле раскалены добела, поэтому на диаграмме Герцшпунгера-Рассела белые карлики расположены ниже Главной последовательности (в левом нижнем углу). Чем горячее звезда, тем большее количество энергии она излучает в секунду с единицы площади поверхности ⁹. Другими словами, плотность излучения белого карлика, измеряемая в Вт/м², гораздо больше, чем у Солнца, но общее количество энергии, излучаемое в секунду, значительно уступает солнечной, поскольку диаметр и площадь поверхности белого карлика гораздо меньше, чем у Солнца. Одним из первых астрономами был обнаружен белый карлик Сириус В, спутник звезды Сириус, являющейся одной из ближайших к Солнцу звезд.

Радиус белого карлика тем меньше, чем больше его масса. Белый карлик как отдельная звезда является стабильным и постепенно (в течение миллиардов лет) расходует свою внутреннюю энергию, в конце концов, становясь холодным и невидимым. Таким невидимым черным карликом должно стать когда-нибудь и наше Солнце.

У тех звезд, чья масса превышает предел Чандрасекара, коллапс ядра сопровождается возобновлением реакций ядерного синтеза, а в результате коллапса образуются либо нейтронные звезды, либо черные дыры. Коллапс центральной области массивных звезд и их разбухание при «зажигании» очередной ядерной реакции могут сопровождаться явлениями взрывного типа, в процессе которых в окружающее пространство сбрасывается либо только вещество холодного наружного слоя, либо все вещество наружных оболочек, не вошедшее в состав сжавшегося до предела твердого ядра.

В первом случае звезда внезапно становится гораздо ярче (вспыхивает), ее светимость может возрасти в тысячи раз (на 7…10 звездных величин). В этом случае говорят о Новой^* звезде или о вспышке Новой. Высокая яркость Новой сохраняется недолго, постепенно она тускнеет. В связи с этим одной из возможных причин вспышки Новой считают «перетягивание» вещества наружных оболочек обычной звезды белым карликом, являющимся спутником этой звезды в двойной системе. Дополнительное вещество «питает» остывающий белый карлик, вызывая перегрев его внешних слоев, в связи с чем может последовать ядерный взрыв (похожий на взрыв водородной бомбы) с выбросом накопленного вещества. В пользу этой гипотезы говорит и тот факт, что уже наблюдались новые звезды, которые вспыхивали дважды.

Во втором случае, который классифицируется как взрыв (вспышка) сверхновой или просто сверхновая, коллапс заканчивается мощнейшим взрывом, блеск которого в течение нескольких месяцев может затмевать целую галактику. Крабовидная туманность, наблюдаемая в настоящее время в созвездии Тельца как светящаяся полоса неправильной формы с отдельными волокнами, расходящимися в разные стороны, как полагают астрономы, образовалась именно в результате взрыва сверхновой в 1054 г. в нашей Галактике¹⁰ (на расстоянии около 2000 пк от Земли).

В настоящее время астрономы ежегодно регистрируют около дясятка сверхновых в далеких галактиках. В феврале 1987 г. был зарегистрирован взрыв сверхновой, который произошел примерно 16 тыс. лет назад в соседней с нами галлактике - Большом Магеллановом облаке. Вспышка была видна невооруженным глазом - ее яркость соответствовала поначалу (в течение нескольких месяцев) третьей звездной величине. Постепенно звезда потускнела, но облака газа, образовавшиеся при взрыве, продолжают с огромными скоростями распространяться в разные стороны.

^*Термин «Новая» возник в древности, когда ошибочно полагали, что подобная вспышка означает рождение звезды.

7.5. Нейтронные звезды. Пульсары и барстеры. Черные дыры.

Квазары

Нейтронная звезда представляет собой очень маленькое, сверхплотное небесное тело, состоящее только из плотно прижатых друг к другу нейтронов. В каждом атоме обычного вещества содержится положительно заряженное ядро, состоящее из протонов с положительным зарядом и нейтронов, не обладающих электрическим зарядом. Отрицательно заряженные электроны движутся вокруг ядра атома на сравнительно больших расстояниях. В нейтронной звезде нет ни электронов, ни протонов; она целиком состоит из нейтронов, упакованных так же плотно, как в ядре атома.

Поскольку нейтроны не несут электрического заряда, они не отталкиваются друг от друга, как протоны. В 1934 г. Вальтер Бааде и Фриц Цвикки опубликовали статью, в которой они предложили идею звезды, состоящей только из нейтронов. Согласно их теории, вспышка сверхновой происходит после того, как обычная звезда превращается нейтронную. Плотность такой звезды значительно выше, чем плотность белого карлика. Например, нейтронная звезда с массой, равной массе Солнца, должна иметь диаметр, лежащий в пределах (10…20) км. Сила тяготения на поверхности нейтронной звезды будет так велика, что искривляет свет, и эта кривизна почти достаточна для того, чтобы удержать световое излучение.

В 1967 году Джоселин Белл, аспирантка Кембриджского университета, обнаружила в космосе источник повторяющихся всплесков радиоизлучения. В течение года было обнаружено еще 20 таких звезд, названных пульсарами^*. Астрономы доказали, что пульсар представляет собой быстро вращающуюся нейтронную звезду, испускающую пучок радиоволн, который поворачивается из стороны в сторону, как луч света маяка, вместе с вращением звезды. Каждый раз, когда радиолуч проходит мимо Земли, приборы регистрируют всплеск радиоволн от нейтронной звезды. Нейтронная звезда в центре Крабовидной туманности является пульсаром, вращающимся со скоростью около 30 оборотов в минуту.

Первый из обнаруженных пульсаров давал всплески радиоизлучения каждые 1,34 секунды, что соответствовало периоду вращения 1,34 секунды. Для срав­нения: Солнце совершает полный оборот вокруг своей оси примерно за 4 недели. Если бы Солнце уменьшилось в размерах без поте­ри массы, оно стало бы вращаться быстрее, точно так же, как фигурист, чтобы ускорить свое вращение, вскидывает руки вверх или плотно прижимает их к телу. Очень быстрое вращение пульсаров^* навело астрономов на мысль, что пульсары должны быть очень небольшого по сравнению с Солнцем размера, а, следовательно, очень плотными. Нейтронная звезда с массой, равной массе Солнца имеет не более 20 км в диаметре и враща­ется гораздо быстрее Солнца. Вскоре были об­наружены новые пульсары, включая 33-миллисекундный

^* В то время некоторые журналисты утверждали, что разумные существа с дру­гих планет пытаются установить контакт с землянами.

пульсар в центре Крабовидной туманности. Этот пульсар был первым, испус­кавшим электромагнитное излучение в диапа­зоне видимого света. Это открытие подтверди­ло теорию о том, что пульсар — нейтронная звезда, оставшаяся после взрыва сверхновой.

Пульсар обладает очень сильным магнит­ным полем (порядка 10⁶ Т) с полюсами, рас­положенными под углом к оси вращения. Магнитное поле собирает электромагнитное излучение в пучки вдоль магнитной оси; это означает, что луч описывает окружность по мере вращения звезды. Частота вращения пульсара медленно уменьшается, что указы­вает на постепенную потерю энергии. Перио­дичность всплесков пульсара в Крабовидной туманности увеличивается примерно на 10 мкс в год. В целом, чем старее пульсар, тем медленнее его скорость вращения.

К началу ХХ1 века было известно около четырехсот пульсаров, типичное значение их периода составляет величину порядка 1 секунды. Столь быстро вращающаяся звезда не может иметь большие размеры, т.к. в противном случае центробежные силы разорвут ее на части. Из условия неравенства центробежного ускорения и ускорения силы тяжести

Ω²R < GM/R²

легко определить порядок плотности ρ вещества в нейтронных звездах:

ρ > Ω²/G.

Излучение большинства известных пульсаров принадлежит радиочастотному диапазону (метровые волны), хотя это может быть связано с тем простым обстоятельством, что чувствительность радиотелескопов существенно выше, чем телескопов, работающих в других диапазонах частот. В частности, излучение близкорасположенного пульсара Крабовидной туманности регистрируется во всех диапазонах электромагнитных волн, и больше всего энергии этот пульсар излучает в области гамма-лучей.

Распределение радиопульсаров на небесной сфере позволяет констатировать, что эти источники принадлежат нашей Галактике, так как подавляющее их большинство сконцентрировано вблизи галактической экваториальной плоскости (в диске Галактики). Одновременно это свидетельствует о том, что пульсары – это молодые звезды.

Около двух десятков пульсаров излучают импульсы рентгеновских лучей, в отличие от радиопульсаров их называют рентгеновскими пульсарами. Установлено, что рентгеновские пульсары представляют собой двойные системы, в которых одна из звезд является нейтронной, а другая – яркой звездой-гигантом. Первые рентгеновские пульсары были обнаружены в 1972 г. Пульсар, обнаруженный в созвездии Геркулеса, посылает импульсы с периодом 1,24 с, соответствующем периоду вращения нейтронной звезды. Однако каждые 1,7 дня рентгеновское излучение прекращается примерно на 6 часов, что связано с вращением нейтронной звезды и звезды-компаньона вокруг общего центра тяжести. Длительные наблюдения позволили установить еще один – третий – период данного рентгеновского пульсара, составляющий 35 дней, из которых 11 дней пульсар излучает, а 24 дня нет. Причина столь длительных перерывов в излучении пока неизвестна.

Первая звезда, излучающая в рентгеновском диапазоне и получившая название Скорпион Х-1^*, была зарегистрирована еще в 1962 г. В 1966 г. в непосредственной близости от этого рентгеновского источника была обнаружена очень слабая оптическая звезда-карлик. Вскоре И.С. Шкловский высказал предположение, что эти две звезды являются двойной системой, состоящей из видимой обычной звезды и невидимой (в оптическом диапазоне) нейтронной звезды. По его идее сильное поле тяготения нейтронной звезды срывает вещество с поверхности обычной звезды. Ускоряясь при своем движении к нейтронной звезде, это вещество претерпевает сильное сжатие и разогрев, вследствие чего и возникает рентгеновское излучение.

Захват вещества гравитационным полем любой звезды называют аккрецией. Шкловский первым высказал предположение, что процесс аккреции должен быть особенно эффективным в двойных системах, в которых материалом аккреции служит вещество поверхностных оболочек звезды-компаньона.

В 1975 г. астрофизиками, работающими в ИКИ АН СССР, были обнаружены источники коротких и мощных всплесков рентгеновского излучения. Эти всплески следовали один за другим, но в отличие от ранее обнаруженных пульсаров, какой-либо периодичности или регулярности в их следовании не наблюдалось. Такие источники впоследствии были названы барстерами (от английского burst, что означает взрыв, вспышка). Нарастание излучения в каждой вспышке барстера происходит осень быстро, в течение нескольких секунд или даже долей секунд, длительность вспышки имеет порядок 10 секунд, а промежутки между импульсами имеют продолжительность от нескольких часов до нескольких дней. Известны более 30-ти барстеров, установлено, что восемь из них принадлежат шаровым звездным скоплениям в нашей Галактике.

Энергия, которую типичный барстер излучает в течение одной вспышки, имеет порядок 10³² Дж, т.е. мощность излучения (светимость) во время вспышки длительностью 10 с составляет около 10 ³¹ Вт, что примерно на порядок больше фоновой светимости (в промежутках между импульсами). Излучение барстеров регистрируется в диапазоне энергий рентгеновских фотонов от 1 до 30 кэВ, наибольшая его доля приходится на интервал от 6 до 9 кэВ. Так как спектр излучения барстеров (как и большинства звезд) близок к «чернотельному», то, зная энергию фотонов, можно определить эффективную температуру излучающей поверхности. Энергии 7,5 кэВ (1,2·10^-15 Дж) соответствует температура порядка 3·10⁷ К, что примерно вдвое больше, чем в центральной области Солнца.

Зная температуру, с помощью закона Стефана-Больцмана можно вычислить плотность излучения (мощность излучения с единицы площади поверхности)

j = σТ⁴,

а, значит, определить радиус излучающей сферической поверхности. При

типичном значении вспышечной светимости 10 ³¹ Вт радиус поверхности, излучающей рентгеновские лучи оказывается равным 10 км. Но именно такой порядок и имеют размеры нейтронных звезд. Таким образом, вспышки барстера рождаются на поверхности нейтронной звезды, периодически разогреваемой до температуры, составляющей десятки миллионов градусов.

Оптические наблюдения барстеров позволили установить, что они являются двойными системами, компаньонами компактных нейтронных звезд в таких двойных системах являются обычные (похожие на наше Солнце) звезды-карлики, принадлежащие к числу наиболее старых звезд Галактики. Размеры орбит, по которым движутся звезды, образующие барстер, имеют порядок 10⁹ м, что соизмеримо с размерами звезды-компаньона. Легко понять, что в данном случае возможно перетекание вещества с одной звезды на другую, и более вероятным является перетекание вещества обычной звезды на поверхность нейтронной звезды, обладающей существенно более сильным полем тяготения.

Расчеты показывают, что скорость вещества в аккреционном потоке у поверхности нейтронной звезды может быть соизмерима со скоростью света. В настоящее время считается установленным, что вспышки рентгеновского излучения барстеров связаны с термоядерными взрывами на поверхности нейтронных звезд. Газ, захваченный нейтронной звездой и падающий на ее поверхность, имеет «обычный» состав, т.е. на три четверти состоит из водорода. При ударе о поверхность этот газ сжимается и нагревается, в какой то момент времени температура поднимается до значений, соответствующих «зажиганию» ядерных реакций.

Проведенный анализ процессов, протекающих на поверхности нейтронной звезды в составе барстера, показал, что термоядерные взрывы, сопровождающиеся вспышками рентгеновского излучения, происходят в слое гелия, имеющем толщину порядка одного метра и плотность более 10⁹ кг/м³. Когда температура у основания этого слоя достигает значений порядка полумиллиарда градусов, начинает протекать реакция синтеза ядер углерода из ядер гелия, которая может развиваться лавинообразно. Температура в гелиевом слое возрастает примерно вдвое за несколько сотых долей секунды. Выделяющееся тепло не успевает отводиться, начавшись, горение идет со все возрастающей скоростью, пока весь гелий в слое не превратится в углерод. В промежутке между вспышками происходит накопление новой порции гелия.

Существование черных дыр — объектов с такой огромной массой, что даже испускаемый свет (или любое другое электромагнитное излучение) не может преодолеть их притяжение, было предсказано общей теорией относительности Эйнштейна. Черная дыра является абсолютным поглотителем как вещества, так и всех видов электромагнитного излучения (точно так же, как черная поверхность полностью поглощает видимый свет).

Идея черной дыры впервые была сформулирована в конце XVIII в. (Джоном Мичеллом в 1783 г. и, независимо от него, П. Лапласом в 1796 г.), хотя сам термин черная дыра имеет гораздо более позднее происхождение и впервые был при­менен американским физиком Джоном Уиллером. Опираясь на теорию тяготения Ньютона, Лаплас утверждал, что тяготение звезды с размерами в 250 раз большими, чем у Солнца, и плотностью как у Земли не выпустит свет этой звезды, т.к. скорость, которую должно иметь тело, чтобы оторваться от такой звезды (по современной терминологии – вторая космическая скорость) становится равной скорости света. Хотя рассуждения Мичелла и Лапласа в целом были правильными, в то время не существовало до­казательств, что гравитация может влиять на распространение света. Лишь в 1916 году А. Эйнштейн показал, что сильное грави­тационное поле искажает пространство-вре­мя и изгибает лучи света.^*

Основы современной теории черных дыр были заложены немецким астрономом К. Шварцшильдом, который воспользовал­ся выкладками Эйнштейна для доказатель­ства того, что любой объект с достаточно сильным гравитационным полем может за­держивать и поглощать свет. Шварцшильд доказал, что такой объект окружен горизон­том событий — сферической оболочкой (сфе­рой Шварцшилъда), через которую не может проникнуть ничего и никогда из того, что находится внутри. Любой предмет, попав­ший за горизонт событий, исчезает навсегда. Радиус горизонта событий более известен как гра­витационный радиус или радиус Шварцшилъда, для черной дыры с массой m этот радиус равен 2Gm/с², где G — постоянная гравита­ции из ньютоновской теории тяготения, а с - скоростиь света.^** Отметим, что нейтронные звезды, наиболее плотные из непосредственно наблюдаемых космических объектов, по своему полю тяготения близки к черным дырам. При массе, составляющей 1,5 М☼, гравитационный радиус составляет величину 4,67 км, что всего вдвое меньше типичного значения радиуса нейтронной звезды – 10 км.

Черная дыра сама по себе ничего не излучает, а лишь поглощает (захватывает) свет и частицы вещества из окружающей среды. В связи с этим долгое время черные дыры считались принципиально не обнаружимыми. Однако оказалось, что это не так. Потоки частиц, ускоряющихся полем тяготения черной дыры, движутся к ней с разных сторон, и те частицы, которые оказываются не захваченными (пролетают мимо), сталкиваются между собой. Температура газа при этом существенно повышается, а возникающее при этом электромагнитное излучение способно покинуть окрестности черной дыры. Обнаружить массивную черную дыру удается и по влиянию ее гравитационного поля на движение близкорасположенных к ней видимых звезд.

Астрономами получены доказатель­ства существования многих черных дыр. Мощный источник рентгеновских лучей Ле­бедь XI является двойной системой, состоя­щей из звезды-сверхгиганта и очень плотной невидимой звезды, которая может быть чер­ной дырой, вытягивающей вещество с внеш­ней оболочки своего спутника. Централь­ная область галактики М87 вращается так быстро, что астрономы предполагают нали­чие в ее центре массивной черной дыры. Существует мнение, что в центральной области многих галактик (в том числе и нашей Галактики) существуют черные дыры. Предполагается также, что сверхмассивные черные дыры (с массой порядка миллиарда солнечных масс) содержатся в ядрах квазаров, эту идею высказал в 1964 г. Я.Б. Зельдович.

Квазар представляет собой астрономичес­кий объект, такой же яркий, как галактика, но имеющий гораздо меньшие размеры, соизмеримые с размерами звезд. Квазар — сокращение от термина «квази­звездный объект», что подразумевает его сходство со звездой. Квазары находятся на расстояниях в миллиарды световых лет, одна­ко вследствие высокой яркости они доступны для наблюдения, несмотря на свои малые разме­ры. Звезда на таком расстоянии была бы слишком тусклой для наблюдения с помо­щью современных приборов.

Первый квазар был открыт в 1962 году, когда ранее обнаруженный астрономический радиоисточник, названный ЗС 273, был отождествлен со звездой тринадцатой вели­чины, имевшей красное смещение 0,15, что соответствовало скорости удаления в 15% скорости света и расстоянию более 2 млрд световых лет. Было рассчитано, что он излу­чает в 1000 раз больше света, чем наша Га­лактика Млечный Путь, однако сила его све­тового потока год от года претерпевала изменения. Такой масштаб, соответствующий времени прохождения света через поперечник объекта, указывает, что его размер не превышает (по порядку величины) нескольких световых дет. Для сравнения — диаметр диска Млечного Пути составляет около 100 000 световых лет.

Впоследствии было обнаружено множе­ство квазаров с красным смещением в ин­тервале между 1 и 4, соответствующем рас­стояниям от 5 до 10 млрд. световых лет и ско­рости удаления (обус­ловленной расширением Вселенной после Большого Взрыва), превышающей 85% световой.

Квазары принадлежат к древнейшим и наиболее отдаленным объек­там в наблюдаемой Вселенной; до сих пор не обнаружено свидетельств существования квазаров, удаленных от нас менее, чем на 1 млрд. свето­вых лет.Подробные радиоизображения квазаров указывают на присутствие быстродвижущихся облаков и радиоактивных струй веще­ства. Возможно, это результат присутствия массивной черной дыры в центре галактики на раннем этапе ее формирования. Крупная галактика с массивной черной дырой в центре уничтожает любые более мелкие галакти­ки, сталкивающиеся с ней, которые затем бесследно исчезают в черной дыре.