1 год назад
Нету коментариев

Теория звездной эволюции утверждает, что черные дыры должны возникать на поздних стадиях эволюции массивных звезд. Напомним в общих чертах, как проте­кает эволюция звезд.

На звезду, представляющую собой газовый шар, действуют две противоположно направленные силы — тяготение и давление газов при высокой температуре. Их равенство обеспечивает устойчивое состояние звез­ды. Но горячая звезда непрерывно излучает энергию с поверхности, и если бы эта потеря не компенсировалась, то звезда потеряла бы свою тепловую энергию и стала бы сжиматься. Однако этого не происходит, ибо вблизи центра звезды, где температура достаточно велика, идут термоядерные реакции, сопровождающиеся выделением огромной энергии. При этом ядерное «горение» претер­певают сначала водород, гелий, а затем и более тяже­лые элементы — углерод, кислород и т. д. Термоядерные реакции и являются источником энергии звезд, которую они излучают в пространстве.

По мере выгорания ядерного «горючего» постепенно исчерпывается запас ядерной энергии звезды. Продол­жительность ядерного «горения» — этого активного пе­риода жизни звезды — определяется скоростью потери энергии на излучение и запасами ядерного топлива. И то и другое зависит от массы звезды. Поэтому и продол­жительность жизни звезды определяется ее массой. Звезда массой 1 Мс живет около 10 млрд. лет. Возраст Солнца около 5 млрд. лет. Более массивные звезды жи­вут меньше. Так, звезда массой 3 Мс живет 1 млрд. лет, а звезда массой 10 Мс — всего 100 млн. лет.

После исчерпания ядерной энергии звезда, продол­жая терять энергию на излучение, постепенно сжимает­ся. Если масса ее не превышает массу Солнца более чем в 1,2 раза, то сжатие закончится, когда радиус звез­ды составит несколько тысяч километров. Плотность вещества при этом может достигать 109г/см3. Такие звезды получили название белых карликов. Они уже давно известны астрономам. После превращения в бе­лый карлик звезда остывает, практически не уменьшая своих размеров. Давление газа, препятствующее даль­нейшему сжатию белого карлика, обеспечивается кван­товыми силами, возникающими между достаточно тесно упакованными электронами плазмы, составляющей звез­ду. Это давление в условиях звезды никак не зависит от температуры ее вещества. Поэтому белый карлик может полностью остыть и превратиться в черный кар­лик, не изменив своего размера.

Если масса звезды более 1,2 Мс, то в ходе ее сжатия плотность вещества превысит 109 г/см3. При такой плот­ности возникают термоядерные реакции, поглощающие много энергии. Равенство сил тяготения и давле­ния нарушается, и звезда начнет стремительно сжи­маться.

В процессе этого сжатия может произойти ядерный взрыв, который мы наблюдаем как вспышку сверхно­вой. При этом звезда сбрасывает оболочку и превраща­ется в так называемую нейтронную звезду. Силы тяго­тения сжимают ее настолько, что в центре звезды плот­ность становится сравнима с ядерной, 1014—1015 г/см3 (радиус такой звезды будет всего 10—15 км).

Нейтронная звезда — это своеобразное атомное ядро поперечником в десяток километров. В такой звез­де ядерные частицы — нуклоны очень тесно прижаты друг к другу. Если ее масса не превосходит 2 Мс, то вырожденный нуклонный газ способен воспрепятство­вать дальнейшему сжатию звезды, и таково конечное состояние этой остывшей звезды. Правда, понятие «хо­лода» к нейтронным звездам совершенно неприемлемо с точки зрения земных представлений. Ведь в столь плотном газе тепло никак не должно сказываться на величине давления, даже если температура газа — сот­ни миллионов градусов. Поэтому-то, хотя астрофизики часто называют нейтронную звезду «холодной», в ее центре температура может достигать сотен миллионов градусов, а на поверхности — миллиона.

Долго искали астрономы нейтронные звезды, но без­успешно. И это вполне закономерно. Звезду радиусом 10 км и температурой 106К можно увидеть только в са­мые крупные телескопы, если она к тому же достаточно близка к нам. Дело в том, что излучающая поверхность нейтронных звезд очень мала, и они, как правило, испу­скают видимого света в миллион раз меньше нашего Солнца. Но если мы видим нейтронную звезду, остается вопрос, как отличить ее от обычных слабых звезд.

Нейтронные звезды пытались обнаружить по воздей­ствию их тяготения на близлежащие звезды. В тесной двойной звездной системе заметить слабую нейтронную звезду невозможно — она «тонет» в ярком свете сосед­ней компоненты. Однако нейтронные звезды имеют та­кую же массу, как и большинство других звезд. Астро­номы стали искать в двойных системах звезды с нор­мальной массой, но очень низкой светимостью. Но эти попытки не увенчались успехом.

Открыли нейтронные звезды совершенно случайно в 1967 г., спустя 33 года после их теоретического пред­сказания. Оказалось, что вблизи поверхности нейтрон­ных звезд, которые обладают сильным магнитным по­лем, есть активные области, излучающие направленные потоки радиоволн. Активная область вращается вместе с поверхностью звезды, и пучок направленных радио­волн, как луч вращающегося прожектора, бежит по не­бу. А когда в этот луч попадает Земля, наблюдаются вспышки радиоизлучения, которые происходят через равные промежутки времени, соответствующие периоду вращения звезды. Эти вспышки и зарегистрировали английские радиоастрономы.

Вспышки радиоизлучения «пульсаров» — так назва­ли новые космические объекты — следовали с очень ко­ротким периодом (около одной секунды и меньше). Та­кой период вращения может быть лишь у звезды, попе­речник которой не больше нескольких десятков километ­ров. Действительно, столь же быстро вращающаяся звезда с диаметром 1000 км (например, белый карлик) будет просто разорвана центробежными силами. Вспышки радиоизлучения могли бы породить и ради­альные пульсации белых карликов, но период этих пульсаций не мог быть столь малым. Так было доказа­но, что пульсары — это нейтронные звезды.

Пульсар — конечный этап активной жизни звезды не слишком большой массы, примерно меньше 2 Мс. Эта стадия может продолжаться 1 —10 млн. лет, в те­чение которых все процессы в нейтронной звезде посте­пенно затухают, и она остывает. Предоставленная самой себе, звезда может охладиться до температуры реликто­вого излучения (2,7 К), которое пронизывает всю Вселен­ную, и в таком состоянии звезда может находиться не­ограниченно долгое, время.

Но в реальной Вселенной звезду окружает меж­звездный газ. Он падает на звезду, разогревается при ударе о ее поверхность и испускает рентгеновские лучи. Если нейтронная звезда входит в двойную звездную си­стему и из атмосферы второй («нормальной») звезды истекает газ, то он может попадать в поле тяготения нейтронной звезды. В этом случае поток газа и интен­сивность рентгеновского свечения становятся особенно велики. И такие «рентгеновские пульсары» также обна­ружены в двойных системах.

Итак, существование нейтронных звезд убедительно доказано. Но расчеты показывают, что если звезда по­сле исчерпания ядерного «горючего», сжатия и возмож­ных процессов сбрасывания внешних оболочек имеет массу, все еще превышающую критический предел, рав­ный примерно 2 Мс, даже действие огромных сил дав­ления сверхплотного ядерного вещества не сможет оста­новить процесс сжатия.

Мы уже знаем, что когда размер звезды достигнет гравитационного радиуса, то звезда превратится в чер­ную дыру. Так и должно случиться с массивными звез­дами. Уже у нейтронных звезд радиус всего в несколь­ко раз превышает гравитационный радиус. А для звезд с массой в несколько масс Солнца и больше, сжатие которых не может быть ничем остановлено, превраще­ние в черные дыры в конце эволюции становится неиз­бежным.

Правда, иногда высказывалась мысль, что, может быть, массивные звезды в конце эволюции выбрасывают в пространство большую часть своей массы, а остаток, обладающий массой меньше критической, превраща­ется в белый карлик или нейтронную звезду. Но такой путь эволюции большинству ученых представляется крайне искусственным и маловероятным. Поэтому мы приходим к заключению, что черные дыры неизбежно должны возникать на поздних стадиях эволюции мас­сивных звезд.

Могут ли во Вселенной существовать черные дыры другого, «незвездного» происхождения? Вероятнее все­го, да. И мы в дальнейшем познакомимся с этими воз­можностями, часто весьма интересными и необычными. Однако выводы о существовании «незвездных» черных дыр гораздо менее надежны, чем выводы о неизбежно­сти возникновения черных дыр в ходе эволюции мас­сивных звезд. Более того, как мы увидим дальше, по крайней мере одна черная дыра вероятно уже открыта астрономами. Вот почему мы отложим пока знакомство с другими «незвездными» черными дырами и обратимся к вопросу о поисках черных дыр «звездного происхожде­ния».

comments powered by HyperComments