Физика Звезд

Страница 4

Измеренне скоростей звезд двойной системы и применение законного тяготения представляют собой важный метод определения масс звезд. Изучение двойных звезд - это единственный прямой способ вычисления звездных масс. Тем не менее в каждом конкретном случае не так просто получить точный ответ.

Тесные двойные звезды

В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение достаточно сильно, наступает критический момент, когда вещество начинает утекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеется некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которой представляет собой критическую границу. Эти две грушеобразные фигуры, каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звезд вырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее устремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Часто звездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручивается вихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды настолько расширились, что заполнили свои полости Роша, то возникает контактная двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается в шар вокруг двух звездных ядер. Поскольку в конечном счете все звезды разбухают, превращаясь в гиганты, а многие звезды являются двойными, то взаимодействуюшие двойные системы - явление нередкое.

Одним из поразительных результатов переноса массы в двойных звездах является так называемая вспышка новой.

Одна звезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это означает раздувание наружных слоев звезды до того момента, когда ее материал начнет захватываться другой звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта вторая звезда - белый карлик. Внезапно блеск увеличивается примерно на десять звездных величин - вспыхивает новая. Происходит не что иное, как гигантский выброс энергии за очень короткое время, мощный ядерный взрыв на поверхности белого карлика. Когда материал с раздувшейся звезды устремляется к карлику, давление в низвергающемся потоке материи резко возрастает, а температура под новым слоем увеличивается до миллиона градусов. Наблюдались случаи, когда через десятки или сотни лет вспышки новых повторялись. Другие взрывы наблюдались лишь однжды, но они могут повториться через тысячи лет. На звездах иного типа происходят менее драматические вспышки - карликовые новые, - повторяющиеся через дни и месяцы.

Когда ядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ее глубинах прекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру. Сила тяготения, направленная внутрь, больше не уравновешивается выталкивающей силой горячего газа.

Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Если эта масса не превосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звезда стабилизируется, становясь белым карликом. Катастрофического сжатия не происходит благодаря основному свойству электронов. Существует такая степень сжатия, при которой они начинают отталкиваться, хотя никакого источника тепловой энергии уже нет. Правда, это происходит лишь тогда, когда электроны и атомные ядра сжаты невероятно сильно, образуя чрезвычайно плотную материю.

Белый карлик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле.

Всего лишь чашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню тонн. Любопытно, что чем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Что представляет собой внутренность белого карлика, вообразить очень трудно. Скорее всего это нечто вроде единого гигантского кристалла, который постепенно остывает, становясь все более тусклым и красным. В действительности, хотя астрономы белыми карликами называют целую группу звезд, лишь самые горячие из них, с температурой поверхности около 10 000 С, на самом деле белые. В конечном итоге каждый белый карлик превратится в темный шар радиоактивного пепла абсолютно мертвые останки звезды. Белые карлики настолько малы, что даже наиболее горячие из них испускают совсем немного света, и обнаружить их бывает нелегко. Тем не менее количество известных белых карликов сейчас исчисляется сотнями; по оценкам астрономов, не менее десятой части всех звезд Галактики - белые карлики. Сириус, самая яркая звезда нашего неба, является членом двойной системы, и его напарник - белый карлик под названием Сириус В.

НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ

Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солнца более чем в 1,4 раза, то такая звезда, достигнув стадии белого карлика, на этом не остановится. Гравитационные силы в этом случае столь велики, что электроны вдавливаются внутрь атомных ядер. В результате протоны превращаются в нейтроны, способные прилегать друг к другу без всяких промежутков. Плотность иейтронных звезд превосходит даже плотность белых карликов; но если масса материала не превосходит 3 солнечных масс, нейтроны, как и электроны, способны сами предотвратить дальнейшее сжатие. Типичная нйтронная звезда имеет в поперечникс всего лишь от 10 до 15 км, а один кубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тонн. Помимо неслыханно громадной плотности, нейтронные звезды обладают еще двумя особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить, невзирая на столь малые размеры: это быстрое вращение и сильное магнитное поле. В общем, вращаются все звезды, но когда звезда сжимается, скорость ее вращения возрастает - точно так же, как фигурист на льду вращается гораздо быстрее, когда прижимает к себе руки. Нейтронная звезда совершает несколько оборотов в секунду. Наряду с этим исключительно быстрым вращением, нейтронные звезды имеют магнитное поле, в миллионы раз более сильное, чем у Земли.

ПУЛЬСАРЫ

Первыс пульсары были открыты в 1968 г., когда радиоастрономы обнаружили регулярные сигналы, идущие к нам из четырех точек Галактики. Ученые были поражены тем фактом, что какие-то природные объекты могут излучать радиоимпульсы в таком правильном и быстром ритме. Вначале (правда, ненадолго) астрономы заподозрили участие неких мыслящих существ, обитаюших в глубинах Галактики. Но вскоре было найдено естественное объяснение. В мощном магнитном поле нейтронной звезды движущиеся по спирали электроны генерируют радиоволны, которые излучаются узким пучком, как луч прожектора. Звезда быстро вращается, и радиолуч пересекает линию нашего наблюдения, словно маяк. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны, но и световые, рентгеновские и гамма-лучи. Период самых медленных пульсаров около четырех секунд, а самых быстрых - тысячные доли секунды. Вращение этих нейтронных звезд было по каким-то причинам еще более ускорено; возможно, они входят в двойные системы.

РЕНТГЕНОВСКИЕ ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ

В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновского излучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой энергией, что для возникновения их источника должно произойти нечто из ряда вон выходящее. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды.

Возможно, рентгеновские источники представляют собой двойные звезды, одна из которых очень маленькая, но массивная; это может быть нейтронная звезда, белый карлик или черная дыра. Звезда-компаньон может быть либо массивиой звездой, масса которой превосходит солнечную в 10 - 20 раз, либо иметь массу, превосходящую массу Солнца не более чем вдвое. Промежуточные варианты представляются крайне маловероятными. К таким ситуациям приводит сложная история эволюции и обмен массами в двойных системах, Финальный результат зависит от начальных масс и начального расстояния между звездами.

В двойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды образуется газовый диск. В случае же систем с болшими массами материал устремлется прямо в нейтронную звезду - ее магнитное поле засасывает его, как в воронку. Именно такие системы часто оказываются рентгеновскими пульсарами.

НОВЫЕ И СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ

При вспышках новых звезд выделяется энергия до 105380 Дж. Те звезды, которые неудачно называют новыми на самом деле существуют и до вспышки. Это горячие карликовые звезды, которые вдруг за короткий срок (от суток до ста дней) увеличивают свою светимость на много звездных величин, после чего медленно, иногда на протяжении многих лет, возвращаются к своему первоначальному состоянию. При вспышках новых звезд из их атмосфер со скоростью 1000 км/с выбрасываются внешние газовые оболочки массой в тысячи раз меньшей масс Солнца. Ежегодно в галактике вспыхивает не менее 200 новых звезд,но из них мы замечаем лишь 2/3. Установлено, что новые звезды - горячие звезды в тесных двойных системах, где вторая звезда гораздо холоднее первой. Именно двойственность и является в конечном счете причиной вспышки новой звезды. В тесных двойных системах происходит обмен газовым веществом между компонентами. Если на горячую звезду при этом попадает большое количество водорода со второй звезды, это приводит к мощному взрыву, и на Земле наблюдатели регистрируют вспышку новой звезды. Трудно, почти невозможно представить себе энергию, выделяющуюся при вспышках, или, точнее, взрывах сверхновых звезд. За несколько месяцев сверхновая звезда излучает в пространство столько же энергии (10 543 0Дж), сколько Солнце за несколько миллиардов лет. Причины взрывов сверхновых звезд достоверно не известны, однако скорее всего они происходят потому, что в процессе излучения со звезды уходит громадное количество нейтронов и она теряет устойчивость. До взрыва ядро сверхновой звезды имеет плотность 10 510 0 кг/м 53 0 и температуру в несколько миллиардов кельвинов. После резкой утечки нейтринов звезда за несколько сотых долей секунды спадает внутрь себя. Ее ядро приобретает плотность 10 517 0 кг/м 53 0 и температуру порядка 200 млрд. кельвинов. В оболочке, окружающей ядро, возникает взрывная реакция выгорания углерода и кислорода. Мощнейшая взрывная волна срывает внешние оболочки звезды, и в этот момент мы видим вспышку сверхновой. Итог вспышки зависит от первоначальной массы звезды. Если до взрыва звезда имела массу от 1,2 до 2 масс Солнца, то после взрыва она превращается в нейтронную звезду. Существование таких объектов было предсказано еще в 1934 г. Они состоят из нейтронов, в которые преобразуются протоны и ядра всех более тяжелых элементов. Поперечники нейтронных звезд так малы (порядка 20 км), что любая из них свободно разместилась бы на территории Москвы. Теоретические расчеты показывают, что нейтронные звезды должны очень быстро вращаться вокруг оси и обладать мощным магнитным полем. В другом случае, когда масса звезды более чем вдвое превышает солнечную массу, в результате взрыва звезда превращается в черную дыру или коллапсар.