Принцип апокалипсиса. Сценарии конца света - Олег Фейгин

Астрономы открыли белые карлики еще в позапрошлом веке. Тем не менее объяснить их физическую природу удалось лишь после возникновения новой квантовой физики двадцатого века. Они стали одними из первых объектов макромира, живущими по квантовым законам. Поэтому и неудивительно, что разработка теории белых карликов была впоследствии отмечена Нобелевской премией, которая была присуждена Субрахманьяну Чандрасекару. Этот известный индийский ученый в тридцатых годах прошлого века пришел к выводу, что звезды чуть больше полуторной солнечной массы в конце своей жизни могут превратиться в светило чуть меньше земного шара. Так состоялось теоретическое открытие белых карликов. Материя в этих необычных небесных телах должна быть сжата так плотно, что все атомы потеряли свои электронные оболочки. Образующийся при этом электронный газ своим давлением успешно противостоит силам тяготения, сжимающим оболочку звезды, сдерживает дальнейшее падание ее вещества к центру. Об этом удивительном макроквантовом состоянии материи следует сказать еще несколько слов, ведь в таком состоянии электроны находятся настолько близко друг к другу, что их макроскопическая масса начинает описываться микроскопической квантовой физикой.

Мы уже знаем, что цвет звезд в основном определяется ее температурой. Для белых карликов это означает, что по мере остывания их цвет будет изменяться от белого до красного. Ведь у этих светил нет собственных источников энергии, и они светят только за счет тепла, оставшегося от «предыдущей жизни». По прошествии достаточно большого времени возникает «серый карлик», излучающий в инфракрасном диапазоне. Но абсолютно остыть, став «черным карликом», этот остаток звезды не может из-за сравнительно небольшого постоянного саморазогрева.

Когда белый карлик входит в тесную звездную систему, то он вполне может заняться «звездным каннибализмом», поглощая вещество своей звезды-соседки. За этот неблаговидный поступок маленький каннибал может быть наказан колоссальным взрывом, после чего он превратится в новую звезду. Дело в том, что когда водородное топливо, накапливаясь на поверхности белого карлика, по своей массе превысит некий критический предел, произойдет чудовищный термоядерный взрыв, и на небе загорится новая звезда.

Вскоре после публикации теории белых карликов Чандрасекаром английский физик Джеймс Чедвик открыл новую элементарную частицу – нейтрон. На основе этого астрофизикам удалось построить сценарий эволюции тяжелых звезд, огромное тяготение которых как бы вдавливает свободные электроны в протоны, генерируя при этом электрически нейтральные нейтроны. В конечном итоге рождается чрезвычайно плотная нейтронная звезда. Так от гиганта, во много раз превышающего размеры нашего светила, может остаться лишь медленно остывающая, очень быстро вращающаяся нейтронная звезда. Сверхплотное вещество вместе со сверхсильными магнитными полями и мощнейшей поверхностной гравитацией во многом определяют многие уникальные свойства этих крайне необычных небесных тел.

Физика нейтронных звезд тесно связана с уникальными процессами сверхтекучести и сверхпроводимости. Эти явления должны играть существенную роль в глубинах и на поверхности из-за колоссальной «ядерной» плотности нейтронных звезд. Не менее любопытны эти странные объекты и с точки зрения физики плазмы, особенно при исследовании взаимодействия этого газа заряженных частиц со сверхсильными магнитными полями. Кроме этого, нейтронные звезды могут оказаться важнейшими объектами для изучения поведения элементарных частиц и вещества при ядерной плотности.

Нейтронные звезды были открыты по своему импульсному радиоизлучению в шестидесятые годы ушедшего века. С самого начала их определили как радиопульсары – источники строго периодических радиоимпульсов, а несколько позже – как галактические источники рентгеновского излучения. Сегодня астрономы насчитывают несколько тысяч таких компактных объектов, причем большинство из них являются именно радиопульсарами, дополняемыми рентгеновскими и гамма-источниками, скорее всего, расположенными в тесных двойных системах. Радиоимпульсы пульсаров испускаются шарообразными солнечными массами с диаметром всего в несколько десятков километров, стремительно вращающимися в сверхсильных магнитных полях. Подобная циклопическая «юла» оборачивается вокруг оси за сотые доли секунды, и ее вращение совершенно незаметно при прямых оптических наблюдениях. Потоки рентгеновских лучей у нейтронной звезды возникают из-за сильнейшей гравитации. Можно представить, что килограммовая масса, упавшая на поверхность такого карлика, выделит энергию, эквивалентную взрыву килотонного ядерного заряда.

Астрономы считают, что в современную эпоху наш «звездный мегаполис» Млечного Пути населяет не менее нескольких сотен миллионов нейтронных звезд, представляя собой своеобразный «космический мемориал» гигантского количества массивного звездного населения, закончившего свой жизненный путь за миллиарды лет эволюции нашей галактики. Между тем нейтронных звезд найдено довольно мало, даже с помощью современных космических телескопов. Это легко объяснить тем, что наиболее далекие и, соответственно, старые объекты пока еще недоступны для наших телескопов, поскольку их очень трудно выделить среди множества сверхслабых источников. Ведь заметить световое и тепловое излучение объекта диаметром всего в десятки километров, даже если он имеет сравнительно высокую температуру, с расстояния в сотни световых лет весьма затруднительно. Впрочем, астрономы надеются, что эти экзотические объекты далеко не навсегда скрылись от их инструментов в глубинах галактики. Зафиксировать одиночную нейтронную звезду можно и на большом расстоянии, если она проходит определенные стадии своей эволюции, когда электромагнитное излучение и потоки сверхбыстрых частиц от стремительно вращающейся нейтронной звезды удерживают вещество от падения на ее поверхность, превращая ее в радиопульсар.

За последние годы «коллекция» новых экземпляров нейтронных звезд существенно пополнилась объектами, которые продолжают светиться благодаря тому, что, будучи астрономическими «младенцами» возраста в миллион лет, они еще полностью не остыли после своего рождения.

Гораздо проще увидеть одиночную нейтронную звезду на стадии падения вещества на поверхность, которая может занимать значительную часть ее эволюции, если звезда не движется с очень большой скоростью. В этот период ничто не мешает веществу выпадать на поверхность, вызывая самые различные явления, «высвечивающие» нейтронную звезду. Но откуда взяться падающему веществу у одиночных звезд? Здесь могут сыграть свою роль межзвездные облака. Таким образом, газопылевая среда вполне может быть источником вещества, необходимого для «освещения» нейтронной звезды.

Как показывают электронные модели, особенно ярко должны наблюдаться нейтронные звезды при стремительном пролете сквозь плотные молекулярные облака. При этом в зависимости от скорости движения звезд относительно облака, а также от его плотности аккреция может принимать весьма интересные формы. Например, если скорость движения нейтронной звезды относительно окружающего ее вещества будет достаточно мала, порядка нескольких километров в секунду, а само облако будет иметь высокую плотность, то возможно появление выбросов типа струй, что и наблюдаются у некоторых молодых звезд. Другой своеобразный случай падения вещества на нейтронную звезду при ее путешествии в молекулярном облаке определяется ее магнитным полем. При быстром вращении подобные поля могут в течении определенного времени удерживать вещество от падения, образуя оболочку. Когда масса подобной оболочки превысит силу магнитного поля, она стремительно сорвется на поверхность нейтронной звезды. Возникнет гигантская вспышка рентгеновского излучения. Такой процесс может повторяться многократно, делая нейтронную звезду периодическим источником рентгеновских импульсов.