Олег Фейгин - Взрыв мироздания
Итак, судьба звездных систем полностью определяется их массой, полученной при рождении. От массы зависит также и то, станет ли сконденсировавшийся из межзвездной материи комок вещества звездой. Для этого необходимо, чтобы в его недрах начались термоядерные реакции. Чем больше начальная масса газового шара, тем больше будут плотность вещества и температура в его центре. Соответственно, есть некоторая критическая масса, при достижении которой происходит синтез химических элементов и водород начинает превращаться в гелий. Если масса меньше критической, то звездная карьера прерывается и несостоявшиеся звезды превращаются в коричневых или бурых карликов.
При наблюдении в инфракрасном диапазоне спектра в этой близкой к нам области звездообразования было обнаружено более сотни мало массивных объектов – кандидатов в незаметные коричневые карлики. Коричневые карлики представляют собой неудавшиеся звезды, массы которых составляют только несколько процентов солнечной массы и ее недостаточно, чтобы поддерживать ядерные реакции горения водорода. Как известно, реакции горения водорода являются основным источником энергии у звезд типа Солнца. Однако массы коричневых карликов достаточно, чтобы протекали другие ядерные реакции, в которых образуется дейтерий. При этом встречаются маленькие черные карлики с массой меньше процента солнечной, но ее недостаточно для образования дейтерия. Эти странные объекты напоминают гигантские планеты, дрейфующие «в свободном полете». Они весят в несколько раз больше Юпитера и сформировались около миллиона лет назад.
Интересно, что у бурых и белых карликов, несмотря на их разные судьбы, есть важная общая черта. Вещество и тех и других находится в совершенно особом квантовом состоянии, когда электроны оказываются настолько «плотно упакованными», находятся настолько близко друг к другу, что описать поведение вещества становится возможным лишь с помощью законов квантовой механики. В этом особом состоянии электронный газ создает сильное давление, которое и ограничивает дальнейшее сжатие протозвезды и, соответственно, рост ее температуры. Впервые такое предположение высказал американский астрофизик Кумар, поэтому предельную массу, отличающую «активные» звезды от потухших и неродившихся звезд, называют пределом Кумара. Он равен сотым долям солнечной массы (точное значение зависит от химического состава).
Бурые карлики были предсказаны в середине прошлого века. Но еще долгое время они существовали только на бумаге в теоретических моделях астрофизиков. Первый был открыт только в конце прошлого века. Сейчас благодаря внеатмосферным наблюдениям с помощью космических телескопов стало известно о многих звездных объектах этого типа. Астрономы уже наблюдали двойные бурые карлики, бурые карлики с планетами, звездные системы из карликов и иных звезд. Коричневых карликов настолько много, что они должны встречаться и в ближайших окрестностях Солнечной системы. Однако заметить эти слабосветящиеся объекты очень нелегко, особенно если они одиноки.
В образовании звезд и подобных им объектов есть еще немало загадок. По всей видимости, механизм образования бурых карликов такой же, как и у маломассивных звезд. Однако полной ясности здесь нет, и астрофизики рассматривают несколько возможностей.
Отгорев или еще не родившись, звезда оказывается в удивительно стабильном состоянии, которое может длиться миллиарды миллиардов лет. В современной сравнительно молодой Вселенной таких объектов не много, но со временем именно они составят основную массу видимой материи.
Массивные звезды расточительно сжигают ядерное топливо в реакциях ядерного синтеза, которые проходят при высочайших температуре и давлении. При этом из ядер легких элементов водорода и гелия образуются углерод, кислород и другие вещества, вплоть до железа. При взрыве сверхновой – неизбежной и эффектной кончине массивной звезды – в космическое пространство выбрасывается вещество, обогащенное тяжелыми элементами, из которого образуются новые звезды и планеты.
Вспышки сверхновых не только оставляют после себя «звездные саваны» пылегазовых оболочек, но и активно формируют окружающий космический «рельеф», в значительной степени определяя свое галактическое окружение. Влияние их в том, что в результате взрывов сверхновых интенсивно перемешиваются облака пыли и газа, изменяется химический состав и месторасположение будущих поколений звезд и целых звездных систем. Подтверждением этому может служить сферическая туманность в соседней галактике Большое Магелланово Облако. Это яркий и очень большой пузырь в межзвездном пространстве протяженностью около 300 световых лет, выдутый вспышками сверхновых звезд и заполненный очень разреженным расширяющимся горячим газом.
У звезд более массивных, нежели Солнце, конец жизненного цикла куда более зрелищный. Даже после сгорания всего гелия массы такой звезды при ее сжатии оказывается вполне достаточно для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций ядерного синтеза углерода, затем кремния, магния и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом каждая новая реакция в ядре звезды сопровождается продолжением предыдущей в ее оболочке.
Все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа.
Но железо – это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку и для его распада, и для добавления дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, которое не способно послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.
Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. За короткий отрезок времени в несколько секунд свободные электроны буквально растворяются в протонах ядер железа. Так все вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление электронного газа падает до нуля.
Внешняя оболочка звезды, из-под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся оболочки с нейтронным ядром очень высока. Она с огромной скоростью отскакивает от ядра и разлетается во все стороны от него – звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды.
За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые!
После вспышки сверхновой и разлета оболочки из звезд массой в десятки солнечных образуются нейтронные звезды с диаметром приблизительно 15–20 км. В конечном результате возникает быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнитные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются пульсарами.
У сверхплотных ядер нейтронных звезд более низкая энергия, чем у обычного атомного ядра. Так что прирост массы сверхплотного ядра будет энергетически выгоден.
Можно предложить заманчивую перспективу обуздания этого звездного «монстра», используя сверхплотное ядро в качестве своеобразного источника энергии путем рассеивания на нем потока обычных частиц.
Вполне может быть, что в далеком будущем человечество научится таким образом не только решать свои энергетические проблемы, но и утилизировать «отходы» жизнедеятельности, превращая «мусор цивилизации» в полезное излучение.
Таким образом, изучение парадоксальной физики нейтронных звезд дает возможность заново проверить единство законов природы. Со времени создания квантовой механики ученые настойчиво ищут макроквантовые явления, связывающие законы микро– и макромира. Поэтому было бы очень важно не только качественно описать, но и количественно смоделировать эволюцию таких квантовых астрофизических объектов, как нейтронные звезды. История научных исследований показывает, что многие гипотезы, которые казались когда-то экзотическими, становились простыми и очевидными истинами после экспериментального обнаружения явлений. Несомненно, что дальнейшее изучение процессов, протекающих в нейтронных звездах, позволит сделать еще много новых захватывающих открытий.
Астрофизики пытаются прогнозировать маршрут звездной эволюции, проходящий через вспышку сверхновой с помощью специальных компьютерных программ. Эти электронные модели позволяют понять самое главное: какие внешние и внутренние причины могут ускорить или замедлить космическую катастрофу.
