Белый карлик устойчив, поскольку гравитация, стремящаяся его сжать, уравновешивается давлением вырожденного электронного газа. Однако с увеличением своей массы карлик в конце концов потеряет устойчивость и, вспыхнув на короткое время, станет нейтронной звездой. Каким же образом может увеличиться масса белого карлика? Прежде всего, путем захвата вещества у соседних звезд (астрономы называют этот процесс аккреция). Например, если у карлика есть звезда-компаньон, то ее материя может при определенных условиях начать перетекать на компактный объект карлика. Другой вариант увеличения массы возможен при слиянии двойной системы, состоящей из двух белых карликов.
Возникающие при этом сверхновые звезды очень важны для астрономов, поскольку они похожи друг на друга. Это позволяет использовать их в качестве так называемых «стандартных свеч». Наблюдая сверхновую этого типа в далекой галактике, можно с достаточной степенью точности определить расстояние до нее. Именно такие наблюдения позволили сделать недавнее сенсационное открытие об ускоряющемся расширении Метагалактики. Ниже будет рассказано, к каким важнейшим следствиям приводит этот удивительный факт все современное естествознание, а пока заметим, что белые карлики здесь сыграли очень важную роль. Сейчас даже планируется запуск специальных космических телескопов для поиска далеких сверхновых, разгорающихся из белых карликов.
Вспышки сверхновых представляют собой одни из самых катастрофических событий из тех, что известны астрономам. На деле эти чудовищные процессы, так же, как и Большой взрыв, по своей сути очень мало напоминают привычные нам взрывы. Нам просто не с чем сравнить в земных условиях подобные фантастические катаклизмы. Ведь «взрыв» сверхновой эквивалентен взрыву одного миллиона триллиона триллионов (единица с тридцатью нулями!) мегатонн одного из самых сильных взрывчатых веществ – тринитротолуола.
Масштаб бедствия для окружающей среды, в случае вспышки на одной из ближайших к нам звезд, сопоставим с ядерным взрывом в нескольких километрах (соответствующих световым годам) от муравейника – нашей Солнечной системы.
После такого чудовищного взрыва остается расширяющаяся оболочка сверхновой, которая становится ярче всей галактики, но через месяцы ослабнет и перестанет быть видимой. Вызванные катастрофическим гравитационным сжатием (коллапсом) ядра массивной звезды или термоядерным взрывом белого карлика, вспышки сверхновых происходят приблизительно каждую четверть века.
После яростного взрыва сверхновой звезды образуются еще одни удивительнейшие космические объекты – нейтронные звезды. Сверхсильные магнитные поля этих звезд, сверхплотное вещество в недрах и сверхсильная гравитация на поверхности придают им совершенно уникальные свойства. Первые открытые нейтронные звезды были своеобразными радиомаяками – радиопульсарами или источниками рентгеновского излучения в тесных двойных системах.
Строение нейтронной звезды
Радиоизлучение пульсаров объясняется наличием сильного магнитного поля и невероятно быстрым вращением: шарик массой примерно с наше Солнце и диаметром несколько десятков километров успевает повернуться вокруг своей оси за сотые доли секунды. Визуально заметить вращение многих нейтронных звезд невозможно, поскольку полный оборот они совершают быстрее, чем успевает смениться кадр в фильме.
Как часто взрываются звезды? Трудно точно ответить на этот вопрос, ведь в обычной спиральной галактике подобной нашему Млечному Пути свет интенсивно поглощается газом и пылью галактического диска. Поэтому наблюдения таких событий очень редки. В 1572 году знаменитый датский астроном Тихо Браге был свидетелем этого редкого события. Остаток вспышки можно еще наблюдать в виде ударной волны, которая родилась при взрыве и продолжает расширяться, взаимодействуя с газом и пылью межзвездной среды. Туманность, оставшаяся после этого взрыва, называется остатком вспышки Тихо.
Рентгеновское излучение нейтронной звезды возникает благодаря сильнейшей гравитации на ее поверхности. Камень, брошенный на такой объект, приведет к выделению такой энергии, которая превысит энергию взрыва атомной бомбы такой же массы. Если система двойная, то возможна ситуация, когда вещество начнет перетекать на нейтронную звезду со второго компонента, и мертвая нейтронная станет активно излучать рентгеновские кванты.
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.
