Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса

Когда массивная звезда превращается в сверхновую, она может затмить по блеску всю свою галактику. По прошествии от нескольких недель до нескольких лет сверхновая потускнеет и будет едва различима. Вещество, выброшенное ею в космос, образует остаток сверхновой, содержащий все тяжелые элементы, созданные в ней до взрыва и при его совершении. А мы, безусловно, должны быть благодарны таким звездным взрывам за бо́льшую часть периодической таблицы химических элементов.
О том, что происходит с остатками ядер массивных звезд после коллапса, мы поговорим в следующей главе.
 13. Загадки материи и энергии 
Есть многое на свете, друг Горацио, Что и не снилось нашим мудрецам.
Уильям Шекспир. Гамлет
Среди бесчисленных чудес планетарного, звездного и галактического происхождения скрыты еще более таинственные и причудливые явления. Невероятно плотные крупицы вещества, едва колеблющиеся волны пространства-времени, призрачные проявления темной материи и темной энергии — космос все так же манит величайшие умы и ускользает от них. К загадкам материи и энергии относятся белые карлики, нейтронные звезды, пульсары — и, конечно же, как звездные, так и галактические черные дыры. Мы знаем, что нейтронные звезды существуют, поскольку наблюдали их в центрах остатков сверхновых — часто в облике пульсаров. Также мы достаточно уверены в существовании звездных черных дыр, поскольку нам удалось обнаружить обычные звезды в тесных двойных парах с невидимыми объектами соответствующей массы. И более того, в 2015 году мы впервые зафиксировали гравитационные волны, вызванные столкновением двух черных дыр звездной массы. Вслед за этими долгожданными «отпечатками» колеблющегося пространства-времени мы в 2017 году уловили гравитационные волны от двух столкнувшихся нейтронных звезд. Недавние успехи специалистов в гравитационно-волновой астрономии резко контрастируют с продолжающимися неудачами физиков, которые пытаются понять природу темной материи и темной энергии. Имеются веские доказательства того, что обе эти формы материи-энергии пронизывают космос. Мы просто пока не знаем, что заключает их в себе.
 Белые карлики 
В предыдущей главе мы говорили, что звезды средней массы (0,8–8 M⊙) последовательно превращают водород в гелий, гелий — в углерод, а углерод — в кислород. Дальнейшие реакции термоядерного синтеза требуют наличия в центре звезды более высоких температур, чем те, что достижимы при этих звездных массах. Поэтому реакции термоядерного синтеза в конце концов прекращаются — и ядро, в котором некогда шел этот синтез, сжимается под собственной тяжестью, отчего возникает удивительно красивый углеродно- кислородный самородок с массой Солнца, но размером с Землю. Он «металличен» в том смысле, что кристаллизованные атомные ядра окружены электронами проводимости, и при плотности в миллион граммов на кубический сантиметр белый карлик плотнее всего, что мы можем изготовить в лаборатории. Более того, чайная ложка его вещества имела бы такую же массу, как автомобиль среднего размера.
Однако странности белого карлика не заканчиваются его металлическими свойствами и поразительно высокой плотностью. Когда атомы так тесно прижаты друг к другу, начинают проявляться причудливые квантовые эффекты. Согласно принципу запрета Паули, никакие две частицы не могут находиться в одном и том же квантовом состоянии. Это означает, что никакие два электрона в белом карлике не могут обладать одинаковой энергией, поэтому энергии электронов и соответствующие давления зависят только от плотности остатка звезды — температура больше не играет в поддержании повышенного давления никакой роли. Это необычное явление — вырождение электронов — удерживает белого карлика от дальнейшего коллапса.
Представьте себе обычную звезду. Если к ней добавится масса, то повысится центральное давление, соответственно возрастут температура и светимость, и звезда расширится. Так ведут себя звезды главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга — Рессела. Такие звезды с большей массой и соответствующей светимостью (Спика, Вега, Сириус) значительно крупнее своих собратьев с меньшей массой (Солнце, звезда Барнарда) (рис. 7.6). Однако в белом карлике добавление вещества приводит к тому, что остаток становится меньше! Добавленное вещество не увеличивает ни внутреннее давление, ни соответствующую температуру — и он сжимается под собственной тяжестью. Конечно, такому поведению есть предел, когда накапливается достаточно массы, чтобы сформировать остаток с практически нулевым радиусом. В 1930 году великий индийский астрофизик Субраманьян Чандрасекар подсчитал, что предельная масса будет ровно в 1,4 раза превышать массу Солнца. Как показали наблюдения, расчетные массы белых карликов варьируются от 0,17 до 1,33 M⊙, что, по всей видимости, подтверждает этот предел. Масса большинства белых карликов составляет 0,5–0,7 M⊙. Если же масса звездного ядра превышает предел Чандрасекара, ему суждено образовать нечто совершенно иное, и мы поговорим об этом чуть позже.
 
Может быть, белые карлики и малы, но время от времени они способны затмить своих звездных родственников огромными показателями других величин. Поскольку их звездные массы сосредоточены в формах планетарного размера, их поверхностная гравитация необычайно высока — она в миллиард с лишним раз превышает поверхностную гравитацию Земли. Все, что упадет на поверхность белого карлика, произведет большой взрыв. Именно это случается, когда белый карлик находится в тесной двойной звездной системе. По мере того как звезда-спутник превращается в красного гиганта, ее внешняя атмосфера подпадает под гравитационное воздействие белого карлика, затем вещество от несчастного гиганта обтекает белого карлика и проникает на его поверхность. Вещества становится все больше, и в какой-то критический момент, по достижении пороговых значений массы и плотности, на поверхности белого карлика начинается неконтролируемая цепная термоядерная реакция. Этот бушующий пожар звездных масштабов был отождествлен с «новой звездой», феноменом, при котором яркость звезды-спутника внезапно возрастает минимум в 10 000 раз, а максимум — в 16 миллионов раз (на 10–18 звездных величин). Теперь мы знаем, что это — разительно заблиставший белый карлик, невидимый в иных условиях. В Млечном Пути ежегодно наблюдается около десяти «новых звезд», причем примерно одну из них можно заметить невооруженным глазом.
Последнее, что может совершить белый карлик, — это взорваться и выбросить в космос все свое вещество. Считается, что это происходит в тесных двойных системах, когда белый карлик накапливает достаточно массы от звезды-спутника и превышает предел Чандрасекара в 1,4 M⊙. Внезапный взрыв, направленный вовнутрь, вызывает ударные волны, которые разрывают остатки белого карлика. Последствия таких взрывов предстают перед астрономами в виде сверхновых типа Ia, когда в спектрах вспышек очень мало эмиссионных линий водорода, поскольку взрывающийся белый карлик по большей части лишен какой-либо водородной оболочки. А вот коллапс ядра у массивных звезд, богатых водородом, приводит к образованию сверхновых типа II, в спектрах которых эмиссионных линий водорода много. Все сверхновые типа Ia возникают из остатков, практически равных по массе, и обладают одинаковой полной светимостью, поэтому их можно использовать как стандартные свечи при определении расстояний до галактик, в которых эти звезды находятся. Так астрономы достоверно подсчитали расстояния до галактик, удаленных от Земли на миллиард световых лет.
 Нейтронные звезды 
На массивной звезде с бездействующим ядром, масса которой превышает 1,4 M⊙, под воздействием гравитации произойдет имплозия — взрыв, направленный вовнутрь, — после чего она превратится либо в нейтронную звезду, либо в черную дыру. Мы уже говорили, что это приведет к взрыву окружающих звездных оболочек, и перед наблюдателем этот взрыв предстанет в виде сверхновой II типа. Астрономы полагают, что разделительная линия, определяющая судьбу такой звезды, проходит на уровне примерно 3 M⊙. Для нейтронной звезды сдавливание прекращается, когда остаток достигает плотности ядра — точки, в которой вырожденные электроны, соединившись с протонами в атомных ядрах углерода и кислорода, образуют нейтроны. После этого перед нами, по сути, возникает гигантское атомное ядро, состоящее исключительно из вырожденных нейтронов. Остаток звездного ядра приходит в это состояние после того, как коллапс сожмет его до размеров города — около 25 км в поперечнике. Итоговая плотность в 1014 г/см3 превышает плотность белого карлика в 100 миллионов раз. Чайная ложка вещества нейтронной звезды имела бы массу, эквивалентную массе Эвереста, — и если бы эту ложку уронили на поверхность Земли, ее содержимое прошло бы сквозь каменную толщу, как пуля сквозь воздух, а затем металось бы от места удара к другой стороне Земли и обратно, наподобие игрушечной катушки йо-йо.