5 years ago
No comment

Sorry, this entry is only available in
Russian
На жаль, цей запис доступний тільки на
Russian.
К сожалению, эта запись доступна только на
Russian.

For the sake of viewer convenience, the content is shown below in the alternative language. You may click the link to switch the active language.

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».