Тулио Редже - Этюды о Вселенной
Существуют, однако, звезды (например, звезда Барнарда) с массой, в десять раз меньшей массы Солнца, и светимостью, меньшей в сто тысяч раз. Встречаются также объекты, которые светятся столь слабо, что их невозможно отличить от такой планеты, как Юпитер. Кстати, многие астрофизики считают Юпитер погасшей звездой (его масса в тысячу раз меньше солнечной и в триста раз больше массы Земли). с другой стороны, существуют и звезды с массой, в десятки раз превышающей массу Солнца, которые могут светить, как миллион Солнц. Речь идет об объектах, чрезвычайно нестабильных, жизнь которых (продолжительностью в несколько миллионов лет), как правило, заканчивается серией катастроф.
Эти сверхзвезды развиваются очень быстро, поэтому требуется не так много времени, чтобы в центральной области началось превращение водорода и гелия в более тяжелые элементы. Когда в этих превращениях начинается образование железа, становится невозможным дальнейшее выделение ядерной энергии, и снова начинается гравитационный коллапс. При определенных условиях такой коллапс происходит внезапно, в течение доли секунды, с точки зрения сопутствующего наблюдателя. Звезда «схлопывается», сжимаясь до чрезвычайно малого объема. Тепло, выделяемое при сжатии, передается внешней оболочке, и она, нагретая до миллиардов градусов, выбрасывается в пространство со скоростью в тысячи километров в секунду. Описанное нами явление известно под названием «вспышка сверхновой» и представляет собой одно из наиболее грандиозных и страшных событий на космической сцене (существуют также звезды, именуемые просто «новыми»; они также свидетели внушительных катастрофических явлений, но меркнут при сравнении со сверхновыми).
Самые близкие к нам звезды
Итак, мы знаем, что существует огромное разнообразие звезд, и приятно сознавать, что наблюдения в общих чертах достаточно хорошо подтверждают теоретические предсказания (за исключением некоторых «родимых пятен», на которых мы остановимся ниже). Посмотрев вокруг себя, мы увидим около сотни звезд, близких к Солнцу, расстояния до которых можно определить непосредственно методом треугольника. Более того, можно также определить их массы (используя закон притяжения Ньютона), если мы имеем дело, как часто случается, с системой из двух или более объектов. Расстояния до этих звезд меняются от 4,3 светового года, как в случае Альфы Центавра, до сотни световых лет. Большинство звезд расположено, естественно, на далеких расстояниях, и именно это обстоятельство делает их трудно наблюдаемыми. Изучая соседей Солнца, мы ничего примечательного в них (за исключением Сириуса и Альфы) не обнаруживаем; часто (в 60% случаев) встречаются системы, состоящие из нескольких объектов. Этот факт наводит на мысль, что и наличие планет у звезды, возможно, не исключение, а правило; впрочем, отличить молодую планету от маленькой звезды не всегда удается. Во всяком случае, не существует прямых наблюдений какой-нибудь темной планеты, вращающейся вокруг близкой к нам звезды; по всей вероятности, создание орбитальных телескопов предоставит интересующую нас информацию, можно надеяться, положительную.
Вернемся теперь к трудностям современных теорий о звездах. Помимо тепла, сгорание термоядерного горючего должно привести к появлению большого количества нейтрино. Как мы уже говорили, нейтрино – неуловимые частицы, способные проходить, не взаимодействуя, через огромную толщу вещества. в эксперименте, проводимом в настоящее время в Южной Дакоте (США), для обнаружения нейтрино используется большой бак, наполненный жидкостью, в которой нейтрино вызывают характерные реакции. Бак помещен в глубокую шахту. в жидкости, однако, было поглощено гораздо меньше нейтрино, чем ожидалось, и до сих пор нет удовлетворительного объяснения этого факта.
Согласно Понтекорво, может оказаться, что нейтрино превращаются в другие нерегистрируемые аппаратурой частицы во время длительного путешествия от Солнца до Земли. Некоторые ученые считают, что центральное ядро Солнца, где сжигается горючее, на самом деле имеет меньшие размеры, а его температура ниже, чем принято думать; существует также теория, согласно которой активность Солнца периодически оказывается значительно ниже обычной, хотя при этом внешний наблюдатель не зарегистрирует заметных изменений в его светимости.
Почти наверняка эти проблемы будут решены уже в ближайшие годы. Будущее Солнце представляет не только чисто академический интерес, хотя стадия «красного гиганта» наступит совсем не скоро и не может вызвать тревогу. Дело в том, что даже небольшие изменения светимости Солнца и частоты появления солнечных пятен могут привести к опасным нарушениям равновесия климата на Земле, и такие изменения необходимо уметь предсказывать.
чтобы избежать катастроф в будущем. об этих вещах известно пока ничтожно мало, и ученым потребуется приложить большие усилия в ближайшие десятилетия для решения возникающих проблем.
3. Сверхновые«Звезда-гостья», появившаяся в 1054 г.
В 1054 г. в созвездии Тельца была обнаружена ярчайшая звезда, превосходившая по светимости как звезды с постоянными характеристиками, так и планеты. Когда ее яркость достигла максимума, она была видна даже среди бела дня. к счастью для нас, прилежные китайские астрономы той эпохи подробно, обращая внимание на всевозможные детали, описали увиденное ими явление. Спустя несколько месяцев от новой звезды не осталось и следа (по крайней мере видимого невооруженным глазом). Китайцы нарекли ее звездой-гостьей, как называли любые скоротечные небесные явления (например, появление кометы).
Звезда-гостья китайцев не была кометой. в 1731 г. один астроном-любитель в Шотландии впервые увидел странную туманность в области созвездия Тельца. Через несколько десятков лет французский астроном Мессье составил свой знаменитый каталог, который начинался как раз с этого странного объекта (а именно, M1), называемого Крабовидной туманностью (по-английски Crab Nebula). Здесь я не буду останавливаться на истории научных поисков, которые привели к пониманию того, что Крабовидная туманность – это остаток после гигантского взрыва, воспринятого китайцами как появление той самой знаменитой «звезды-гостьи».
Эволюция звезд
Эти интересные и впечатляющие природные объекты все же заслуживают более подробного обсуждения и описания. Свою энергию звезда получает, постепенно превращая водород в более тяжелые элементы (гелий, углерод, кислород, неон и другие) с помощью сложной цепочки термоядерных реакций, происходящих в ее недрах. в действительности только 0,7% общей массы превращается в энергию согласно знаменитой формуле Эйнштейна E = mc2. Превращения прекращаются, когда заканчивается синтез железа, инертного вещества в «атомном пепле».
Надо иметь в виду, что звезда с большой массой сжигает свое горючее намного быстрее, чем легкая звезда. Так, например, масса Сириуса вдвое превышает массу Солнца, но его светимость в 28 раз больше. Запасы горючего Сириуса будут исчерпаны гораздо раньше, чем у Солнца. Такие простые оценки на самом деле являются слишком упрощенными, так как в конце своей жизни звезда переживает периоды неустойчивости, когда расход горючего стремительно возрастает, и ее жизнь укорачивается. в случае Солнца такая стадия наступит примерно через 5 млрд. лет.
Если бы вдруг, как по волшебству, прекратились реакции, происходящие в недрах обычной звезды, нам пришлось бы ждать несколько миллионов лет, чтобы заметить какое-то изменение. Самый парадоксальный эффект состоял бы в том, что уменьшились размеры звезды и одновременно увеличилась ее температура. Дело в том, что объем, занимаемый звездой, определяется ее внутренним теплом, при этом давление газа и излучения компенсирует стремление к гравитационному коллапсу. Погасив звезду, мы уберем единственное препятствие, сдерживающее гравитационную силу, и звезда сожмется под действием собственного веса. Но всем известно, что при сжатии газ нагревается (мы все когда-нибудь пользовались велосипедным насосом); то же явление происходит и в звездах.
Гравитационный коллапс
Как мы уже говорили, железо представляет собой инертное по отношению к ядерным реакциям вещество. Когда в центральной области массивной звезды аккумулируется достаточное количество железа, термоядерные реакции прекращаются и начинается коллапс. Вначале этот процесс протекает очень медленно и проявляется в постепенном повышении температуры. При определенной температуре становится возможным превращение протон электронной пары в пару нейтрон – нейтрино. Нейтрино, едва появившись, покидают звезду, унося энергию. в дальнейшем коллапс ускоряется и температура увеличивается до тех пор, пока железо не начнет распадаться, поглощая дальше энергию центрального ядра звезды. Конечным итогом этих процессов (температура уже достигает нескольких миллиардов градусов, происходит «нейтронизация» вещества) будет превращение почти всех электронов и протонов в нейтроны и нейтрино.
