Принцип апокалипсиса. Сценарии конца света - Олег Фейгин

Между тем при полете нейтронной звезды на стадии пульсара в плотном газопылевом облаке может возникнуть еще одно интересное явление. Падающее на поверхность нейтронного пульсара вещество может просто «засыпать» звезду. Поэтому после того, как нейтронная звезда покинет молекулярное облако, пульсар может и не проявиться. Окутанный очень плотной газопылевой «атмосферой» бывший пульсар уже не сможет генерировать рентгеновские импульсы.

Нейтронные звезды могут быть генетически связаны с пресловутыми белыми карликами, о которых уже было сказано. Путь от белого карлика к нейтронной звезде лежит через увеличение массы, при этом звезда теряет свою устойчивость и, вспыхнув на краткое время, переходит в нейтронное состояние. Проще всего рост массы белого карлика могут обеспечить потоки вещества с его звезды-компаньона. Иной вариант включает слияние тесной двойной системы белых карликов.

Мы уже знаем, насколько жизненный путь звезды определяется ее массой. Вообще говоря, от последней зависит и то, станет ли сконденсировавшаяся из газопылевого облака гигантская глыба межзвездного вещества пылающим светилом. Для этого как минимум необходимо, чтобы недра звездного зародыша – протозвезды – были очень плотны и, следовательно, достаточно горячи для начала термоядерных реакций. Поэтому существует некая начальная критическая масса, при которой начинается термоядерный синтез, в ходе которого водород превращается в гелий. А вот если масса меньше критической, то звезда никогда не засияет, а на ее месте возникнет массивное тело коричневого или бурого карлика.

Довольно любопытно, что и бурые, и белые карлики, несмотря на совершенно разные жизненные пути, имеют важные общие черты. Так, и в белых, и в бурых карликах возникает давление вырожденного газа электронов, которое и ограничивает как дальнейшее сжатие протозвезды, так и рост ее температуры.

Первым открытым белым карликом стал спутник ярчайшей звезды Сириус в созвездии Большого Пса. В движении Сириуса астрономы давно уже отмечали странные аномалии. «Песья звезда», как ее называли в древности, двигалась по небу своеобразной «валкой походкой». Естественно, что обычные звезды не имеют таких траекторий, их путь прям и ровен, поэтому ученые уже давно заподозрили, что у Сириуса есть некий невидимый, но довольно массивный спутник, который, в конце концов, удалось-таки рассмотреть как слабую белую звездочку. Именно белый цвет этой звездочки и послужил основой для названия белых карликов.

Подобно земной бабочке, белый карлик начинает свой жизненный путь со сброса звездного кокона, под которым скрывалась его сущность. Продолжая эту аналогию, можно сказать, что наше Солнце – это своеобразная гусеница, а когда оно сбросит с себя кокон газовой оболочки, это будет великолепнейшее зрелище! Правда, наше Солнце сможет превратиться в «бабочку» (белого карлика) не ранее, чем через пять миллиардов лет.

За гранью сотен тысяч миллиардов лет наступит Эпоха распада. Здесь уже астрономы начинают путаться в своих сценариях эволюции Вселенной. Наиболее вероятно лишь то, что Эпоха вещества заканчивается рассеиванием газопылевых облаков, в которых когда-то зарождались звезды. Не совсем ясен и дальнейший путь развития, или, правильнее сказать, распада сверхгигантских супергалактик, образовавшихся на исходе Эры вещества из тысяч и даже миллионов галактик наподобие нашего Млечного пути, давно уже слившегося (спустя двадцать миллиардов лет после Большого взрыва) с Туманностью Андромеды.

Скорее всего, началом Эпохи распада, как предпоследним актом вселенской драмы угасания нашего мира, следует считать распад остатков планетарных систем. При этом погасшие звезды будут терять свои оставшиеся планеты, увлекаемые их звездными соседями. Вопрос лишь в том, как именно это будет происходить, и тут астрофизики советуют обратить самое пристальное внимание на современные кратные звездные системы с участием коричневых карликов. Именно такие двойные погасшие звезды будут преобладать в далеком будущем. Действительно, наблюдая молодые бурые карлики, нельзя не заметить, что отгорев или даже еще не родившись, звезда оказывается в удивительно стабильном состоянии, которое может длиться многие миллиарды миллиардов лет, вплоть до таинственной Эры галактических распадов. В современной, сравнительно молодой Вселенной таких объектов не так уж и много, но со временем именно они составят основную массу видимой материи.

При наблюдении звезд в телескоп или сильный бинокль видно, что многие из них, кажущиеся одиночными, распадаются на пары и даже маленькие группы. Двойные звезды кружатся друг вокруг друга, удерживаемые силами тяготения. Чаще всего они происходят из одного протозвездного облака; бывают и пары, образовавшиеся в результате захвата одной звезды другой при тесном сближении – особенно часто это должно происходить в гуще шаровых скоплений и центральных областях галактик. Изучение двойных систем очень важно для всей звездной астрофизики, поскольку именно в них можно определять важнейшие параметры звезд.

Кажется неоспоримым, что жизненные коллизии взаимодействующих двойных звезд гораздо интереснее существования одинокой звезды. Но почему бы не поговорить о тройных, четверных и т. д. системах? Оказывается, что создать систему, в которой друг с другом взаимодействовали бы три звезды или более, очень нелегко: система будет гравитационно неустойчива, и звезды будут напоминать шарики на игольном острие. Малейшее колебание поля тяготения столкнет их, и они будут выброшены в дальнее космическое пространство: расстояние между компонентами станет настолько велико, что всякое взаимодействие прекратится. При определенных условиях могут проявить устойчивость лишь «трехкратные» и «четырехкратные» системы, причем в последних соседствуют как бы две пары.

Вообще говоря, тесная взаимодействующая пара сама по себе очень напоминает составную «парную звезду». Поэтому теоретически можно представить и многокомпонентную звездную семью, где каждая компонента сама по себе может быть тесной двойной системой. В этом случае тесные внутренние пары притягивают друг друга почти как точечные тела, и система оказывается устойчивой.

Вспомним общие черты эволюции одиночных звезд при смене их источников энергии. Сначала за счет гравитационной неустойчивости из межзвездной среды конденсируется протозвездное облако. Оно уплотняется, температура в его центре растет и, наконец, становится такой высокой, что в центре облака, теперь уже ставшего звездой, загорается водород. Водород после цепочки реакций превращается в гелий. В этом состоянии звезда проводит почти всю свою жизнь. После исчерпания водорода в центре звезды она попадает в разряд красных гигантов или сверхгигантов. Затем водородное топливо сменяется гелием, и далее начинаются превращения все более тяжелых элементов, вплоть до железа. В конце концов, в зависимости от массы, звезда превратится в нейтронную звезду или белый карлик. Есть тут и другие варианты, но мы их рассмотрим позже, когда будем описывать Эпоху черных дыр.