После «выгорания» термоядерного топлива в звезде, масса которой сравнима с массой Солнца, в центральной её части (ядре) плотность вещества становится настолько высокой, что свойства газа кардинально м

После «выгорания» термоядерного топлива в звезде, масса которой сравнима с массой Солнца, в центральной её части (ядре) плотность вещества становится настолько высокой, что свойства газа кардинально м.

После образования вырожденного ядра термоядерное горение продолжается в источнике вокруг него, имеющем форму шарового слоя. При этом звезда переходит в область красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла. Оболочка красного гиганта достигает колоссальных размеров — в сотни радиусов Солнца — и за это время порядка 10−100 тыс. лет рассеивается в пространство. Сброшенная оболочка иногда видна как планетарная туманность. Оставшееся горячее ядро постепенно остывает и превращается в белый карлик, в котором силам гравитации противостоит давление вырожденного электронного газа, обеспечивая тем самым устойчивость звезды. При массе около солнечной радиус белого карлика составляет всего несколько тысяч километров. Средняя плотность вещества в нём часто превышает 109 кгм3 (тонну на кубический сантиметр!).

Ядерные реакции внутри белого карлика не идут. А свечение происходит за счёт медленного остывания. Основной запас тепловой энергии белого карлика содержится в колебательных движениях ионов, которые при температуре ниже 15 тыс. Кельвинов образуют кристаллическую решетку. Образно говоря, белые карлики — это гигантские горячие кристаллы. Постепенно температура поверхности белого карлика уменьшается и звезда перестаёт быть белой (по цвету) — это скорее уже бурый или коричневый карлик.

Масса белых карликов не может превышать некоторого значения — это так называемый предел Чандрасекара (по имени американского астрофизика, индийца по происхождению, Субрахманьяна Чандрасекара), он равен примерно 1,4 массы Солнца. Если масса звезды больше, давление вырожденных электронов не может противостоять силам гравитации и за считанные секунды происходит катастрофическое сжатие белого карлика — коллапс. В ходе коллапса плотность резко растёт, протоны объединяются с вырожденными электронами и образуют нейтроны (это называется нейтронизацией вещества), а освобождаемую гравитационную энергию уносят в основном нейтрино. Чем же заканчивается этот процесс? По современным представлениям, коллапс может либо остановиться при достижении плотностей порядка 1017 кгм3, когда нейтроны сами становятся вырожденными, — и тогда образуется нейтронная звезда; либо выделяемая энергия полностью разрушает белый карлик — и коллапс по сути дела превращается во взрыв.

Нейтронные звезды.

Большинство нейтронных звезд образуются при коллапсе ядер звезд массой более 10 солнечных. Их рождение сопровождается грандиозным небесным явлением — вспышкой сверхновой звезды. Зная из наблюдений, что вспышки сверхновых в нормальной галактике происходят примерно раз в 25 лет, легко вычислить, что за время существования нашей Галактики (10−15 млрд. лет) в ней должно было образоваться несколько сот миллионов нейтронных звезд! Как же они должны проявлять себя?

Молодые нейтронные звёзды быстро вращаются (периоды вращения измеряются миллисекундами) и обладают сильным магнитным полем. Вращение вместе с магнитным полем создают мощные электрические поля, которые вырывают заряженные частицы из твёрдой поверхности нейтронной звезды и ускоряют их до очень высоких энергий. Эти частицы излучают радиоволны.

С потерей энергии вращение нейтронной звезды тормозится, электрический потенциал, создаваемый магнитным полем, падает. При некотором его значении заряженные частицы перестают рождаться и радиопульсар «затухает». Это происходит за время около 10 млн. лет, поэтому действующих пульсаров в Галактике должно быть несколько сот тысяч. В настоящее время наблюдается примерно 700 пульсаров.

Как и для белых карликов, для нейтронных звезд существует предельно возможная масса (она носит название предела Оппенгеймера — Волкова). Однако строение материи при столь высоких плотностях известно плохо. Поэтому предел Оппенгеймера — Волкова точно не установлен, его величина зависит от сделанных предположений о типе и взаимодействии частиц внутри нейтронной звезды. Но в любом случае он не превышает трёх масс Солнца.

Если масса нейтронной звезды превосходит это значение, никакое давление вещества не может противодействовать силам гравитации. Звезда становится неустойчивой и быстро коллапсирует. Так образуется чёрная дыра.

Чёрные дыры.

Термин «чёрная дыра» был весьма удачно введён в науку американским физиком Джоном Уилером в 1968 г. для обозначения сколлапсировавшей звезды. Как известно, для того, чтобы преодолеть силу притяжения небесного тела с массой М и радиусом R, частица на поверхности должна приобрести вторую космическую скорость.

VII = 2GM/R.

где G — постоянная тяготения Ньютона. Если при постоянной массе радиус уменьшается, то эта скорость возрастает и может достичь скорости света (с) — предельной скорости для любых физических объектов, когда радиус тела становится равным 2GМ/с2. Это так называемый гравитационный радиус — Rg. Поскольку информация может передаваться не более чем со скоростью света, коллапсирующее тело, как говорят, уходит за горизонт событий для далёкого наблюдателя.

На достаточно больших расстояниях чёрная дыра проявляет себя как обычное гравитирующее тело той же массы. Поверхности в традиционном понимании у чёрных дыр быть не может. Удивительно, но самые «экзотические» с точки зрения образования и физических проявлений космические объекты — чёрные дыры — устроены гораздо проще, чем обычные звезды или планеты. У них нет химического состава, их строение не связано с различными типами взаимодействия вещества — они описываются только уравнениями гравитации Эйнштейна. Кроме массы чёрная дыра может ещё характеризоваться моментом количества движения и электрическим зарядом.

Но если чёрные дыры не светят, то как же можно судить о реальности этих объектов во Вселенной? Единственный путь — наблюдать воздействие их гравитационного поля на другие тела.

Имеются косвенные доказательства существования чёрных дыр более чем в 10 тесных двойных рентгеновских звёздах. В пользу этого говорят, во-первых, отсутствие известных проявлений твёрдой поверхности, характерных для рентгеновского пульсара или рентгеновского барстера (например, периодических импульсов в излучении), и, во-вторых, большая масса невидимого компонента двойной системы (больше трёх масс Солнца).

Последние достижения рентгеновской астрономии позволяют исследовать рентгеновское излучение очень быстрой (миллисекундной) переменности. В оптической астрономии появилась возможность регистрации очень слабых потоков света. Всё это даёт надежду, что в начале ХХI в. будет получено прямое доказательство существования в Галактике чёрных дыр звёздной массы. А возможно обнаружение чёрных дыр будет связано с совершенно новым направлением звёздной науки — гравитационно-волновой астрономией. Уже разрабатываются гравитационно-волновые детекторы, которые позволят регистрировать необычайно слабые гравитационные волны от систем, содержащих чёрные дыры. Скорее всего первые обнаруженные таким методом объекты окажутся двойными чёрными дырами, сливающимися друг с другом из-за потерь энергии орбитального движения на гравитационное излучение.