Книга: Большое космическое путешествие

Глава 8 Жизнь и смерть звезд (II)

Глава 8

Жизнь и смерть звезд (II)

Автор: Майкл Стросс

В этой главе мы немного подробнее обсудим, как устроены звезды, и поможет в этом информация, которую вы получили из предыдущей главы. В каком случае объект можно считать звездой? Астрономы определяют звезду как самогравитирующий объект, в центре которого протекают термоядерные реакции. «Самогравитирующий» – означает «такой, целостность которого поддерживается благодаря гравитации». Земля также остается целостной благодаря силе гравитации. На самом деле, у объекта, сравнимого по массе с Землей, сила гравитации гораздо больше внутренней прочности горных пород. Посудите сами: ведь Земля шарообразная, как и звезды. Гравитация действует одинаково во всех направлениях, и если целостность объекта обусловлена гравитацией, то этот объект напоминает по форме шар. Более мелкие объекты, например астероиды, сохраняют целостность именно благодаря прочности горных пород либо вообще представляют собой бесформенные кучи щебня – зачастую довольно глыбистые и продолговатые (рис. 8.1).

Но у больших массивных объектов, например Солнца, гравитация настолько превосходит остальные силы, что вся масса спрессовывается в виде сферы – это наиболее компактная конфигурация. Если большой самогравитирующий объект быстро вращается, то он будет не совсем круглым. Из-за вращения сфера уплощается. Сам Исаак Ньютон это понимал. Юпитер довольно быстро вращается, поэтому напоминает по форме эллипс; его экваториальный радиус примерно на 7 % больше полярного. Наиболее грандиозные примеры такого сплющивания при вращении – это спиральные галактики, которые мы обсудим в главе 13.

Если газ, из которого состоит звезда, удерживается в виде единого целого под действием гравитации, то почему весь этот газ не сжимается в одну точку? Все дело во внутреннем давлении газа. Гравитация тянет вглубь каждую частицу газа, а давление выталкивает эту частицу наружу, и две силы уравновешивают друг друга.

Рис. 8.1. Солнце (слева) и астероид 25143 Итокава (справа), масштаб не соблюден. Форма двух тел очень разная. Солнце диаметром 1,4 млн километров под действием собственной гравитации приняло форму шара. Обратите внимание на хорошо заметные солнечные пятна. Диаметр астероида – всего полкилометра; его самогравитация слишком мала, чтобы это тело приняло сферическую форму.

Считается, что этот астероид – непрочная каменистая структура, и вещество, из которого он состоит, постепенно собралось в процессе аккреции. Снимок Солнца сделан космическим аппаратом SOHO (Солнечная и гелиосферная обсерватория), специально предназначенным для наблюдения Солнца. Снимок астероида сделан с аппарата «Хаябуса», запущенного Японским аэрокосмическим агентством (JAXA). Снимки предоставлены: Солнце: NASA, см. https://sohowww.nascom.nasa.gov/gallery/images/large/mdi20031028_prev.jpg; астероид Итокава: JAXA, см. https://apod.nasa.gov/apod/ap051228.html

Аналогичный пример – воздушный шарик. Он имеет шарообразную форму, но причина не в гравитации, а в натяжении резины. Шарик стремится скукожиться, как резиновая полоска, но (как и в звезде) внутреннее давление газа этому препятствует. Давление воздуха и натяжение резины уравновешивают друг друга, и шарик остается шарообразным.

Давление внутри звезды возрастает к центру и ослабевает с увеличением расстояния от центра. Падение давления газа с увеличением высоты известно и на Земле. Атмосферное давление на уровне моря составляет примерно 760 мм рт. ст. – на столько поднимается столбик ртути под весом столба воздуха, простирающегося до верхней границы атмосферы. Когда вы поднимаетесь вверх и все большая часть земной атмосферы оказывается под вами, столб воздуха над вами укорачивается и, соответственно, давит все слабее. То есть атмосферное давление уменьшается с высотой.

Давление звездного газа зависит от температуры и плотности звезды; и плотность, и температура стремительно возрастают по направлению к центру звезды.

Теперь поговорим о ядре. Ядро невозможно наблюдать напрямую, но о его свойствах можно косвенно судить по уравнениям, описывающим звездную структуру. Эти уравнения учитывают эффект давления и гравитации. Они выводятся с учетом того, что Солнце стабильно, давление и гравитация взаимно уравновешиваются в каждой точке звезды. Согласно таким расчетам, температура в самом центре Солнца должна составлять 15 миллионов кельвинов, как мы уже говорили. Эти расчеты также показывают, что плотность солнечного вещества в центре нашей звезды составляет примерно 160 г/см³, то есть Солнце в 160 раз плотнее воды. Для сравнения: из всех элементов, встречающихся на Земле, наибольшей плотностью (22,6 г/см³) обладает осмий, он примерно вдвое плотнее свинца. При столь колоссальной температуре газ в недрах Солнца ионизирован, то есть электроны оторваны от атомов, ядра и электроны в такой среде носятся с огромной скоростью. Такое состояние вещества называется «плазма». Именно давление этих стремительно движущихся частиц противодействует гравитации, не дает Солнцу схлопнуться и поддерживает его в стабильном состоянии.

Мы уже знаем об одном базовом свойстве вещества при заданной температуре: вещество излучает фотоны. Это справедливо и для недр Солнца, разогретых до 15 миллионов кельвинов. Пик спектра абсолютно черного тела при такой температуре находится в рентгеновском диапазоне. Означает ли это, что Солнце ярко светит в рентгеновском спектре? Нет. Допустим, рентгеновский фотон был излучен в недрах Солнца. Может ли он беспрепятственно вырваться из центра? Вспомните, как ходили к врачу на рентген: те части тела, которые не требуется облучать, вам накрывали тяжелым свинцовым фартуком. Следовательно, тонкий слой свинца, плотность которого равна жалким 11,34 г/см3, поглощает практически все попадающие на него рентгеновские лучи. Если этого достаточно для нейтрализации рентгеновских лучей, то логично сделать вывод, что из центра Солнца рентгеновским лучам далеко не уйти. На самом деле они успевают пролететь всего около сантиметра – и полностью поглощаются.

Но энергия поглощенного фотона должна куда-то потратиться. Она нагревает материю, впитавшую фотон, а эта материя потом излучает в спектре абсолютно черного тела – новые рентгеновские лучи испускаются повторно. Можно себе представить, как фотончик поглощается материей, после чего переизлучается снова и снова. Если учесть все цифры, то получится, что энергия, выделившаяся в ядре Солнца, достигает солнечной поверхности примерно через 170 тысяч лет. Расстояние от центра Солнца до его поверхности составляет всего 2,3 световой секунды – то есть фотон пролетал бы его за 2,3 секунды, если бы ему ничто не мешало. Но поскольку фотон насилу пропихивается наружу, траектория у него кривая, как у пьяницы. Солнце его поглощает, снова излучает, и так он постепенно добирается от ядра к поверхности.

Исходный фотон, излученный в центре звезды при 15 миллионах кельвинов, относился бы к рентгеновскому спектру. Будет ли он рентгеновским, когда достигнет поверхности? Нет. Всякий раз при переизлучении энергии ее спектр соответствует температуре той точки в звезде, где она была переизлучена. Пока энергия пробивается от центра к поверхности, температура снижается и отдельные фотоны теряют первоначальный облик. Энергия распределяется между более низкоэнергетическими фотонами, что соответствует более низкой температуре. Итак, пусть недра Солнца и излучают рентгеновские лучи, на поверхности мы рентгеновских лучей не находим. Они медленно превращаются в фотоны видимого света, который и льется на нас от Солнца.

Если бы в центре Солнца не было ядерной печи, поддерживающей в недрах высокую температуру и давление, то Солнце стало бы медленно сжиматься под действием гравитации, постепенно теряя энергию, излучаемую с поверхности. Такое гравитационное сжатие с постепенным проседанием газовой оболочки звезды к центру происходит с выделением энергии. То же самое происходит с куском мела, падающим на пол, – при падении он набирает скорость. Гравитационной энергии сжатия как таковой хватило бы, чтобы поддерживать нынешнюю светимость Солнца на протяжении примерно 20 миллионов лет. Еще до Эйнштейна Герман фон Гельмгольц в 1856 году предположил, что именно такое медленное гравитационное сжатие и служит источником энергии, подпитывающей Солнце. На тот момент эта гипотеза казалась правдоподобной, поскольку явление термоядерного синтеза было неизвестно – его предстояло открыть лишь через 82 года. Но теперь, на основе датировки по радиоактивным изотопам (при этом мы отмечаем, сколько урана в конкретной породе успело превратиться в свинец), уже известно, что возраст Земли – несколько миллиардов лет. Более того, окаменелости демонстрируют, что температура земной поверхности практически не менялась на протяжении значительной части всего этого периода. Следовательно, Солнце светит примерно с той интенсивностью, что и сегодня, уже гораздо дольше 20 миллионов лет, поэтому гипотеза о гравитационном сжатии как об источнике солнечной энергии не подтверждается.

Когда стала понятна важность формулы E = mc², вопросов не осталось. Солнце сжигает в своих недрах ядерное топливо, и от этого выделяется энергия. Такой приток ядерной энергии выравнивает светимость Солнца и поддерживает давление внутри звезды. Солнце стабильно и не сжимается. Термоядерный синтез – столь эффективный источник энергии, что Солнце ровно светит на протяжении последних 4,6 миллиарда лет, в течение длительного времени обеспечивая Земле стабильные условия развития. Солнце провело уже примерно половину своего жизненного цикла в главной последовательности.

Кстати, а как определить основные параметры Солнца: радиус, массу и светимость? Солнечный радиус измеряется в несколько этапов. Радиус Земли известен со времен древнегреческого математика и географа Эратосфена, вычислившего его около 240 года до н. э. Каждый год, ровно в полдень 21 июня Солнце проходит прямо над египетским городом Сиеной. Эратосфену это было известно. В то же время он измерил, что Солнце на 7,2° отклоняется от вертикали в городе Александрия, что лежит прямо на север от Сиены. Аристотель утверждал, что Земля, независимо от ориентации, во время лунного затмения всегда отбрасывает на Луну круглую тень. Единственное тело, которое всегда отбрасывает круглую тень, – это сфера; следовательно, Эратосфен знал, что Земля должна иметь форму шара. Он также понимал, что смещение высоты Солнца на 7,2° при одновременном измерении высоты в двух разных городах обусловлено тем, что между этими городами – примерно 7,2° широты, либо 1/50 всей окружности Земли (360°). Нанимаем землемера – посчитать расстояние от Александрии до Сиены, умножаем это расстояние на 50 и узнаем длину земной окружности – около 40 тысяч километров. Делим на 2? и получаем радиус. Все было просто, достаточно было догадаться, как это сделать!

Из разных обсерваторий, находящихся в различных точках Земли, мы получаем немного разное положение Марса на фоне далеких звезд. Зная радиус Земли и измеряя такие смещения вызванные параллаксом, можно измерить расстояние до Марса. Впервые это сделал Джованни Кассини. Работа Кеплера позволила определить размеры планетных орбит – и построить масштабную модель Солнечной системы. Зная расстояние между Землей и Марсом, можно вывести размеры всех орбит, в том числе радиус земной орбиты – одну астрономическую единицу. Следовательно, в 1672 году Кассини определил, что расстояние от Земли до Солнца составляет примерно 140 миллионов километров – что не слишком отличается от истинного значения 150 миллионов километров.

Известен и угловой размер Солнца при наблюдении с Земли (примерно полградуса). Зная эту величину и расстояние от Земли до Солнца, можно определить радиус Солнца. Он равен половине углового диаметра Солнца в градусах (1/4°), разделить на 360°, умножить на 2? и на расстояние от Земли до Солнца. Итак, радиус Солнца – примерно 700 тысяч километров, что примерно в 109 раз больше радиуса Земли. Светимость Солнца также легко определить: измеряем, какова яркость Солнца при наблюдении с Земли, и, с учетом расстояния r, по закону обратных квадратов вычисляем светимость Солнца: около 4 ? 10²⁶ ватт.

Также можно вычислить массу Солнца. Законы Ньютона позволяют вывести соотношение между массами Земли и Солнца. Мы знаем, какое ускорение возникает на расстоянии, равном земному радиусу (то есть ускорение на поверхности Земли), GM_ЗЕМЛ/r_ЗЕМЛ² = 9,8 метра в секунду за секунду, эту величину можно узнать, наблюдая, как падают яблоки. Мы также знаем, какое ускорение дает Солнце на расстоянии 1 а.е.: GMСОЛН/(1 а.е.)2 = 0,006 метра в секунду за секунду, эту величину мы уже вычислили в главе 3. Берем отношение двух этих значений ускорения: 0,006 метра в секунду за секунду/9,8 метра в секунду за секунду = 0,0006 = [GM_СОЛН/(1 а.е.)²]/[GM_ЗЕМЛ/r_ЗЕМЛ²] = (M_СОЛН/M_ЗЕМЛ) = (r_ЗЕМЛ/1 а.е.)². Подставив в эту формулу известные значения радиуса Земли и одной астрономической единицы и решив выражение, узнаем, что масса Солнца примерно в 330 000 раз превышает массу Земли. Поскольку постоянная G сокращается, ее не обязательно знать, чтобы определить соотношение масс Солнца и Земли.

Но какова масса Земли в килограммах? Массу можно было бы вычислить на основе тождества с ускорением свободного падения на поверхности Земли, равного 9,8 метра в секунду за секунду = GM_ЗЕМЛ/r_ЗЕМЛ², если бы только мы знали числовое значение ньютоновской постоянной G. Генри Кавендиш, первооткрыватель водорода, самого распространенного элемента во Вселенной, поставил хитроумный эксперимент, чтобы определить значение G. Он воспользовался крутильными весами, чтобы определить соотношение сил, воздействующих на экспериментальный шар со стороны Земли и со стороны находящегося рядом свинцового шара, который весит 159 кг. Земля тянет экспериментальный шар вниз, а свинцовый шар тянет его вбок, и две эти силы можно сравнить, измерив угол отклонения крутильных весов. Зная расстояние до свинцового шара и до центра Земли, Кавендиш определил соотношение масс Земли и свинцового шара. Так в 1798 году он смог вычислить значение ньютоновской постоянной G и массу Земли в килограммах. Умножим ее на 330 000 – и получим массу Солнца. Оказывается, Солнце весит 2 ? 10³⁰ кг. Это много!

Здесь мы говорим прежде всего о Солнце, но я хотел бы рассказать и о природе других звезд. Мы пользуемся параметрами земной орбиты для определения массы Солнца по законам Ньютона – точно так же можно наблюдать двойные звезды (две звезды в паре вращаются одна вокруг другой) и вычислять их массы.

Наименее массивные звезды в главной последовательности (относящиеся к спектральному классу M) в 12 раз легче Солнца. А что насчет еще более легких звезд? При меньшей гравитации они, соответственно, будут обладать меньшей температурой и плотностью ядра. Что происходит с газообразной массой, удерживаемой вместе такой гравитацией, которая попросту недостаточна для запуска термоядерного синтеза на основе водорода? Получается звезда, которую называют «коричневый карлик» (на самом деле такие звезды не коричневые, а очень красные на вид, и светят они в основном в инфракрасном спектре; иногда астрономическая номенклатура бывает далека от истины). Такие звезды бывают, но найти их сложно. Они тускло отсвечивают благодаря остаточному теплу, сохраняющемуся от гравитационного сжатия (именно такую модель Гельмгольц строил для Солнца). В их недрах нет ядерной печи, поэтому светимость их невелика. Еще такие звезды холодные, с температурой поверхности от 600 до 2000 К, именно поэтому они излучают в основном в инфракрасной, а не в видимой части спектра. Для сравнения: обычная духовка разогревается до 500 К.

Большинство наиболее мощных телескопов предназначены для наблюдения видимого света, и лишь в последние пару десятилетий мы стали конструировать телескопы, позволяющие рассматривать небо в инфракрасном диапазоне (по всевозможным техническим причинам оказалось, что изготавливать такие аппараты гораздо сложнее). Такие объекты, как коричневые карлики, удалось обнаружить только с появлением мощных телескопов, чувствительных к ИК-излучению.

Спектральные классы звезд O, B, A, F, G, K и M известны уже около 100 лет, но с 1999 года, когда были открыты коричневые карлики, к этому списку добавились еще два класса: L и T. Совсем недавно новый космический инфракрасный телескоп WISE открыл еще более холодные звезды, отнесенные к спектральному классу Y. Их поверхностная температура – всего около 400 К, чуть выше точки кипения воды. Коричневые карлики с массой от 1/80 до 1/12 солнечной (то есть в 13–80 раз тяжелее Юпитера) едва теплятся, сжигая крупицы дейтерия, имеющиеся в их ядрах. Таким образом, поскольку в этих телах все-таки идет термоядерный синтез, они называются «звездами». Еще более мелкие объекты, превышающие по массе Юпитер не более чем в 13 раз, совершенно наверняка не смогут поддерживать в ядре никакого термоядерного синтеза. Такие объекты называются планетами!

Давайте обсудим гибель звезд немного подробнее, чем в главе 7. Даже на последних этапах жизненного цикла в пределах главной последовательности светимость Солнца будет постепенно расти, и через миллиард лет земные океаны выкипят. На этом прекратится земная жизнь в том виде, как мы ее знаем. Примерно через 5 миллиардов лет в ядре Солнца не останется водорода (весь он превратится в гелий), и солнечная ядерная печь потухнет. Спадет давление, благодаря которому звезда сопротивлялась гравитации. Гравитация ее одолеет, и звезда начнет сжиматься. Но, как вы помните, энергия, синтезированная в ядре, поднимается до поверхности звезды за пару сотен тысяч лет. Внутренние области звезды начнут сжиматься, когда через внешние еще будет течь энергия, поддерживающая их форму. Пройдет пара сотен тысяч лет, пока до внешних областей звезды дойдут печальные новости о том, что энергия в центре Солнца иссякла.

Представьте себе водородную оболочку, непосредственно прилегающую к ядру (теперь уже состоящему из чистого гелия). Вне ядра все еще полно водорода, но эта область до сих пор не участвовала в термоядерном синтезе, поскольку там попросту не хватало для этого плотности и температуры. Но по мере сжатия эта водородная оболочка становится все гуще и жарче. Очень быстро давление и температура повышаются настолько, что позволяют запустить в этой оболочке термоядерный синтез гелия из водорода. Появляется новый источник топлива для ядерной печи: начинает выгорать водород из звездной оболочки.

Вдруг у звезды открывается второе дыхание. Темпы синтеза энергии в сгорающей водородной оболочке зашкаливают – гораздо выше, чем были в ядре, когда звезда еще не покинула главную последовательность. Более того, объем сгорающей водородной оболочки гораздо больше, чем объем ядра.

Итак, как минимум на краткий период, звезда приобретает огромную светимость, но излучение пробивается к поверхности очень долго, и возросшее давление начинает тягаться с гравитацией. Поэтому внешние оболочки звезды расширяются (и немного остывают) даже в то время, пока внутренние области сжимаются. Солнце превращается в красный гигант, об этом мы говорили в главе 7. Те оболочки звезды, что находятся вокруг выгорающего водородного слоя, раздуваются до колоссального радиуса, около 1 а.е. (что в 200 раз превышает нынешний радиус Солнца). Примерно через 8 миллиардов лет с сегодняшнего дня Земля под влиянием приливных воздействий по спирали свалится в газовую оболочку Солнца, превратившегося в красный гигант, и сгорит.

В то время, пока горят внешние водородные оболочки звезды, в ее гелиевом ядре отсутствует собственный источник энергии; звезда продолжает сжиматься под действием гравитации, поэтому температура растет. Когда она достигает примерно 100 миллионов кельвинов, в звездном ядре начинается термоядерный синтез на основе гелия – из гелия образуются ядра углерода и кислорода. Такой этап термоядерного гелиевого синтеза в истории Солнца продлится 2 миллиарда лет, но, в конце концов весь гелий в ядре израсходуется, и звезда снова начнет сжиматься[6].

На этом этапе история звезды, сопоставимой по массе с Солнцем, близится к завершению. Внешние оболочки звезды находятся очень далеко от ядра, следовательно, гравитация на них почти не действует. Достаточно минимальной энергии, чтобы внешние газовые оболочки отслоились от звезды и обнажили жаркое и плотное углеродно-кислородное ядро звезды. В отброшенном газе возникают возмущения, вызванные ультрафиолетовым излучением звезды, поэтому газ флуоресцирует примерно как в туманности Гантель, изображенной на рис. 8.2. Такие объекты (достаточно неудачно) именуются планетарными туманностями, поскольку астрономы, впервые обнаружившие их в телескоп, усматривали в них какое-то сходство с планетами. Так название и закрепилось. Астрономы немного консервативны, они предпочитают придерживаться старой терминологии, даже когда та становится старомодной и не вполне точной.

Такая разбухшая оболочка, которая некогда входила в состав звезды, теперь потихоньку расширяется. Иногда звезды отбрасывают внешние оболочки сложным образом, и так возникают планетарные туманности, состоящие из различных газовых оболочек. Разные слои такой туманности до всплытия из недр звезды находились на разной глубине, и поэтому они могут быть обогащены разными элементами. Звезда вращается, вот почему эти слои выдуваются преимущественно вдоль оси вращения, как это происходит в туманности Гантель (рис. 8.2).

Сияющее ядро звезды, теперь уже ничем не прикрытое, виднеется в самом центре туманности. Оно небольшое (размером примерно с Землю) и настолько жаркое, что кажется белым. Поэтому такое тело называется «белый карлик». У белого карлика нет внутреннего источника энергии, поэтому за миллиарды лет он медленно остывает. Белый карлик все равно считается звездой, хотя никакого ядерного горения в нем не происходит (согласен, здесь номенклатура немного хромает!).

Почему же белый карлик не коллапсирует? Все дело в принципе запрета Паули, названном в честь физика Вольфганга Паули. Согласно этому принципу, два электрона не могут находиться в атоме в одном и том же квантовом состоянии. Этот принцип критически важен для понимания строения атомов. В атомах с большим количеством электронов этим электронам приходится занимать все более высокие энергетические уровни, поскольку нижние уже заполнены. В белых карликах принцип запрета Паули приводит к тому, что электроны стремятся не слишком кучковаться, и из-за этого возникает давление, позволяющее белому карлику противодействовать гравитации. Наше Солнце в конце своего жизненного пути превратится в белый карлик.

Как рассказывалось в главе 7, те звезды, масса которых превышает солнечную более чем в 8 раз, претерпевают гораздо более драматичную последовательность реакций. Их массы хватает на то, чтобы в ядре синтезировался углерод и кислород. Если бы массы было меньше, то вещество оставалось бы инертным, пока звезда медленно превращалась бы в белый карлик. Но в массивных звездах оно разогревается в достаточной степени, чтобы начался термоядерный синтез гелия, кремния и остальных элементов Периодической системы вплоть до железа.

Рис. 8.2. Туманность Гантель. Раньше на ее месте был красный гигант, сбросивший внешние оболочки, и из-за этого обнажилось его плотное горячее ядро. На месте ядра сияет белый карлик, а внешние оболочки образуют планетарную туманность, которая подсвечивается ультрафиолетовым сиянием белого карлика. Иллюстрация сделана по материалам статьи J. Richard Gott, Robert J. Vanderbei, Sizing Up the Universe, National Geographic, 2011

Внешние слои таких массивных звезд разбухают значительно сильнее, чем у обычных красных гигантов. Эти звезды превращаются в красные сверхгиганты, радиус которых достигает нескольких астрономических единиц.

В ночном небе некоторые яркие звезды легко различить невооруженным глазом. Красные звезды из главной последовательности обладают малой светимостью; ни одна из них невооруженным глазом не видна. Красный гигант, в свою очередь, огромен и обладает чрезвычайной светимостью, поэтому заметен издалека. Все яркие красные звезды в небе – это либо красные гиганты (например, Арктур в созвездии Волопаса и Альдебаран в созвездии Тельца), либо красные сверхгиганты (Бетельгейзе в созвездии Ориона).

Ученые злоупотребляют приставкой сверх. Мы добавляем ее куда ни попадя, поскольку продолжаем открывать объекты, более крупные или более грандиозные, чем все, что мы знали ранее. Это и сверхновые звезды, и сверхмассивные черные дыры, и, разумеется, так и не воплощенный на практике ускоритель частиц, который называли сверхпроводящим суперколлайдером. Самый известный сверхгигант в небе называется Бетельгейзе. Его радиус примерно в 1000 раз больше солнечного, а по массе он превышает Солнце как минимум в 10 раз. В его ядре из гелия синтезируются углерод, кислород и более тяжелые элементы. Ядро окружено тонкой оболочкой практически чистого гелия, который пока недостаточно густ и разогрет, чтобы гореть, поэтому он сейчас более или менее стабилен. Этот слой окружен оболочкой водорода, из которого синтезируется новый гелий, а за пределами водородного слоя раскинулась львиная доля объема звезды – это огромное газовое облако, состоящее из водорода и гелия.

История эволюции тех звезд, что покинули главную последовательность, была восстановлена в деталях в 1940-е и 1950-е годы, когда мы начали в подробностях понимать физику ядерных реакций, протекающих в недрах звезд, а также смогли задействовать первые компьютеры для решения уравнений, описывающих строение звезд. Значительная часть этой работы была проделана в Принстонском университете под руководством профессора Мартина Шварцшильда. Нил, Рич и я успели с ним поработать на закате его карьеры; это был чудесный человек.

На снимке (рис. 8.3) вы видите Шварцшильда в компании Лаймана Спитцера и Рича Готта. Когда Генри Норрис Рассел (прославленный соавтор диаграммы Герцшпрунга – Рассела) в 1947 году оставил пост руководителя обсерватории Принстонского университета и удалился на покой, он привел на свое место двоих молодых астрономов – Мартина Шварцшильда и Лаймана Спитцера. Обоим было слегка за тридцать. Спитцер, возглавивший факультет, принялся за разработку современных представлений о межзвездной среде (это газ и пыль в межзвездном пространстве) и основал Принстонскую лабораторию физики плазмы, где ученые пытаются запустить управляемый термоядерный синтез, который может стать новым источником энергии. Спитцер всегда останется в нашей памяти как отец космического телескопа «Хаббл»; именно он разработал первичную концепцию и потратил несколько десятилетий, чтобы убедить астрономическое сообщество и Конгресс США в том, что такой телескоп следует сконструировать. Спитцер и Шварцшильд тащили на себе факультет астрофизики Принстонского университета в течение следующих 48 лет. Они оба скончались в 1997 году с разницей в 11 дней, что крайне шокировало всех нас.

Рис. 8.3. Слева направо: Лайман Спитцер, Мартин Шварцшильд и Рич Готт в 1990-е годы. Снимок из личного архива Дж. Ричарда Готта

В 1950-е годы Шварцшильд и его студенты проработали все детали той истории, которую я сейчас рассказываю. Он был одним из первых, кто понял весь цикл звездной эволюции от начала и до конца. Отец Мартина, Карл Шварцшильд, сыграл ключевую роль в изучении черных дыр; мы вновь вспомним о нем в главе 20.

Вернемся к истории звезд. Давление электронов удерживает белый карлик от коллапса. Однако если масса звездного ядра превышает 1,4 солнечных, то даже этого давления не хватает для противодействия гравитации. Под натиском гравитации протоны и электроны сливаются вместе и превращаются в нейтроны (при этом испускаются электронные нейтрино). Получается нейтронная звезда – в сущности, это гигантское атомное ядро, состоящее почти из одних нейтронов. Принцип запрета Паули действует на нейтроны с тем же успехом, что и на электроны, и теперь давление нейтронов позволяет звезде пересиливать действие гравитации. Однако поскольку нейтроны гораздо массивнее электронов, размер нейтронной звезды в устойчивом состоянии (около 25 км) гораздо меньше, чем у белого карлика. Представьте себе, что масса, превышающая солнечную, втиснута в объем, сопоставимый по размеру с островом Манхэттен (вспомните 100 миллионов слонов в наперстке из главы 1)! Вещество нейтронных звезд – наиболее плотная известная нам субстанция. Плотность в центре нейтронной звезды может достигать почти 10¹⁵ г/см³.

Если ядро крупной звезды более чем вдвое превышает по массе Солнце, то образующаяся из него нейтронная звезда будет неустойчива и начинает сжиматься дальше. Давления нейтронов не хватит, чтобы противостоять гравитации, и возникает черная дыра. Независимо от того, во что превратится звездное ядро – в нейтронную звезду или в черную дыру, – вещество в процессе падения подвергается чрезвычайно сильному сжатию, что запускает дальнейшее ядерные реакции (как вы помните, оболочка, окружающая ядро, все еще содержит элементы легче железа). Внезапно выделяющаяся при этом энергия может полностью рассеять в пространстве внешние слои звезды, что наблюдается как взрыв сверхновой. Так погибают Звезды, которые на стадии главной последовательности имеет массу около 8 солнечных или больше. После вспышки сверхновой на их месте остаются нейтронные звезды или черные дыры. Взрывы таких массивных звезд называют сверх новыми типа II, чтобы отличать их другого типа звездных взрывов. Допустим, три звезды вращаются друг вокруг друга, причем две из этих звезд – белые карлики. Гравитационные взаимодействия между ними могут привести к столкновению двух белых карликов. Из-за нагрева при таком столкновении их ядерное горючее детонирует и дает взрыв сверхновой. В другом случае красный гигант в двойной звездной системе может сбросить часть своей массы на белый карлик. Да, так описывали процесс раньше. А сейчас говорят, что термоядерный взрыв обычно происходит еще до достижения предельной массы. Такие взрывы называются сверхновыми типа Ia, и их следует отличать от взрывов массивных коллапсирующих звезд. Мы еще вкратце обсудим их в главе 23, поскольку с помощью таких звезд удобно измерять ускоряющееся расширение Вселенной.

Так или иначе, при взрыве сверхновой газ разлетается во все стороны. Это совсем не такой неспешный процесс, как медленное отслоение внешних частей планетарной туманности. Нет, это исключительно бурный взрыв. Звезда целиком или большей частью уничтожается при взрыве, и звездное вещество устремляется во все стороны со скоростью около 10 % от световой. Тяжелые элементы, образовавшиеся в звездном ядре, теперь возвращаются в межзвездную среду, после чего могут войти в состав звезд нового поколения и планет.

В 1054 году китайские астрономы заметили новую звезду в созвездии, которое мы называем Тельцом. Древние китайцы внимательно наблюдали за небом, выискивая там предзнаменования грядущих событий, поэтому их особенно впечатлила эта «звезда-гостья», которая хорошо просматривалась в течение нескольких недель и поначалу была настолько яркой, что ее было видно даже днем. Интересно, но в европейских манускриптах нет совершенно никаких упоминаний об этой звезде, несмотря на то что несколько недель это была ярчайшая звезда на небе. Возможно, в течение всего этого периода в Европе стояла облачная погода, либо все письменные европейские свидетельства были утрачены, либо китайские астрономы просто внимательнее вглядывались в небо.

Фотографии Крабовидной туманности в созвездии Тельца (рис. 8.4), сделанные с интервалом в несколько десятилетий, явно свидетельствуют, что она расширяется. Учитывая наблюдаемую скорость расширения и современные размеры туманности, можно рассчитать, когда должно было начаться это расширение. Получается, это произошло около тысячи лет назад – именно в тот период, когда китайцы наблюдали свою «звезду-гостью». Поскольку Крабовидная туманность находится именно в той части неба, что упоминается в китайских источниках, эта туманность определенно является остатком той самой сверхновой, которую они открыли. Еще через несколько сотен тысяч лет этот газ настолько рассеется, что станет практически невидим – он полностью перемешается с межзвездной средой.

В центре Крабовидной туманности открыли стремительно вращающуюся нейтронную звезду, совершающую около 30 оборотов в секунду. Когда звезда сжимается, она сохраняет угловой момент и вращается все быстрее, подобно фигуристу, прижимающему руки к телу. Ее магнитные поля также сжимаются и становятся интенсивнее. Магнитное поле на поверхности нейтронной звезды в центре Крабовидной туманности примерно в 10¹² раз сильнее, чем на поверхности Земли. Благодаря вращению нейтронной звезды ее северный и южный магнитные полюса поворачиваются и испускают радиоволны двумя лучами, подобно маяку. Всякий раз, когда такой луч пролетает мимо Земли, мы фиксируем радиоимпульс. Поэтому нейтронная звезда называется «радиопульсар». Первый радиопульсар открыла в 1967 году аспирантка Джослин Белл.

Рис. 8.4. Крабовидная туманность. Это расширяющийся остаток взрыва сверхновой (которую наблюдали на Земле около 1054 года н. э.). Снимок космического телескопа «Хаббл», NASA

Период его вращения составлял 1,33 секунды. Научный руководитель Белл, Энтони Хьюиш, получил за это открытие Нобелевскую премию по физике. Мне кажется возмутительным, что Белл не разделила с ним эту премию.

Пульсар Крабовидной туманности действует во всем электромагнитном спектре, от радиоволн вплоть до гамма-излучения. Пульсар можно заметить и в видимом спектре как стремительно мерцающую звезду (60 раз в секунду, с такой частотой мимо нас пролетают лучи этого маяка), но астрономы не обращали внимания на это явление до тех самых пор, пока не были открыты радиоимпульсы. Пульсар казался всего лишь тусклой звездой в центре Крабовидной туманности. Крабовидная туманность удалена от нас примерно на 6500 световых лет. Это означает, что на самом деле взрыв произошел около 5445 года до н. э., но свет от него долетел до Земли только в 1054 году.

Вспомните закон обратных квадратов. Ближайшая к нам звездная система – альфа Центавра, до нее 4 световых года. Крабовидная туманность намного дальше, однако сверхновая была ярче всех звезд на ночном небе, ее можно было без труда различить даже днем. Когда ее светимость достигала максимума, эта звезда была примерно в 2,5 миллиарда раз ярче Солнца.

Сверхновые взрываются редко. Последний взрыв сверхновой в Млечном Пути был зафиксирован около 400 лет назад, еще до того, как Галилей впервые направил телескоп в небо. Поэтому в 1987 году все астрономы ликовали, когда удалось засечь взрыв сверхновой в Большом Магеллановом Облаке – это галактика-спутник Млечного Пути. Это был ближайший к нам взрыв сверхновой в современности. Сверхновую было легко заметить невооруженным глазом, хотя она и находилась на расстоянии 150 тысяч световых лет от нас. Мне повезло: в 1987 году я ездил в Чили работать на телескопе в рамках подготовки к диссертации. С каким энтузиазмом (и без труда) я наблюдал эту «новую» звезду в Большом Магеллановом Облаке!