Мы уже знаем, что звезды не вечны. У них бывает молодость (образование и раннее развитие), зрелость (нахождение на главной последовательности) и старость (стадия гиганта/сверхгиганта). И мы знаем, что жизнь звезд зачастую не так уж длинна, что многие из них уже догорели, а некоторые догорят в ближайшем будущем. Что же остается после того, как звезды догорят?
В настоящее время известны три вида таких остатков. В соответствии с определением звезд, все они - звезды, хотя все термоядерные реакции на них прекращены, а со свечением бывает по-разному.
Белые карлики
С белыми карликами мы уже встречались. Наш знакомый Сириус B - белый карлик. В настоящее время этот тип звездных остатков считается наиболее распространенным (или его проще всего найти?) Очень часто белый карлик оказывается спутником звезды главной последовательности (как в системах Сириуса и Проциона) или гиганта/сверхгиганта. В этих случаях можно уверенно сказать, что когда-то именно та звезда, которую мы знаем как белый карлик, была главной в системе. Дело в том, что в подавляющем большинстве случаев двойные звезды возникают вместе, т.е. оба компонента в паре - ровесники, а раз одна из звезд-компонентов уже успела отгореть свое и превратиться в белого карлика, значит, она была заведомо больше своего "отставшего" спутника. Сочетания белого карлика и красного гиганта/сверхгиганта часто порождают различные космические эффекты, в частности Новые звезды.
Вообще-то белые карлики бывают очень разных типов и даже температур, т.е. они могут быть не только белыми, но и желтоватыми, оранжевыми и даже красноватыми. Объединяет их всех в один класс внутреннее строение: белые карлики состоят из так называемой вырожденной материи.
Что это такое?
Прежде всего учтем, что термоядерные реакции в белом карлике прекратились. "Последние судороги" звезды могли разогреть его до весьма серьезных температур, но у самого белого карлика источника энергии нет, а значит, нечему нагревать газ внутри звезды так, чтобы его давление уравновешивало гравитацию. А ведь масса у белых карликов довольно значительная: до полутора масс Солнца (точнее 1.44 массы Солнца - предела Чандрасекара). Что же мешает белому карлику "схлопываться" под действием собственной гравитации?
Почти ничего. Плотность у белых карликов неимоверная, это уже стало общим местом. Классический Сириус B имеет массу, примерно равную массе Солнца, а диаметр - примерно равный диаметру Земли. Представьте себе, что Солнце утрамбовали до размеров Земли - какая плотность должна быть? В среднем тонна на кубический сантиметр!
Но все-таки размеры Земли - это еще довольно много, а гравитация при такой массе огромна, ее не выдержит никакая мыслимая прочность. Что же ей сопротивляется? Так называемое давление вырожденного газа.
"Какой газ при такой плотности???" - спросите вы. А электронный. Дело в том, что при такой плотности уже все электроны слетают с катушек... в смысле со своих атомных орбит и принимаются свободно летать по всему белому карлику. Вам это ничего не напоминает? Да, именно так ведут себя электроны в металлах. Но белый карлик может состоять из элементов, которые мы с вами металлами совершенно не считаем. При подобном давлении все равно. Важно то, что весь белый карлик, как кусок металла, составляет единую квантовую систему. Так вот, при таких степенях сжатия (бойтесь, дальше пойдет квантовая механика!) начинает весомо, грубо и зримо проявляться принцип Паули: в квантовой системе только один электрон может находиться в одном и том же квантовом состоянии. Квантовое состояние - сложное понятие, включающее энергетический уровень частицы, ее орбиту, спин и т.д. В общем, при таком сжатии квантовых состояний (возможных орбит) на все электроны начинает не хватать. Чтобы сжатие продолжилось, электронам нужно переходить на более высокие энергетические уровни, т.е. требуются дополнительные затраты энергии, которую взять неоткуда. Это и проявляется как давление вырожденного газа. Если кто-то ничего не понял, не переживайте - все равно 99,9% населения Земли этого не понимают. Я тоже не очень.
Нам важно то, что именно равновесие гравитации и давления вырожденного газа в звезде определяют, что эта звезда относится к классу белых карликов.
Чаще всего встречаются углеродо-кислородные белые карлики, остатки звезд средних масс (примерно с наше Солнце). От звезд потяжелее остаются неоново-магниевые белые карлики. От совсем легких звезд (красных карликов), по идее, должны оставаться белые карлики, состоящие полностью из гелия, но для отгорания хоть одного красного карлика Вселенная еще слишком молода; поэтому считается, что немногие известные гелиевые белые карлики получаются более экзотическими способами.
Белые карлики могут входить в двойные и кратные системы, могут быть и самостоятельными. Первым обнаружил одиночный белый карлик астроном Адриан ван Маанен (найденную звезду так и назвали Звезда ван Маанена). У белых карликов могут быть свои планеты, хотя ни одного конкретного примера я с ходу назвать не могу. Вероятные судьбы планет белых карликов мы с вами разберем, когда будем говорить об эволюции звезд.
Поскольку белые карлики необязательно связаны с космическими катастрофами вроде взрыва Сверхновых, им "разрешено" пребывать поблизости от Земли. Тот же Сириус B находится всего в 8 световых годах от нас.
А теперь мы найдем белые карлики... где? Правильно, на диаграмме Герцшпрунга-Рассела! Для них имеется отдельная последовательность (тип светимости VII). Для примера я воспроизведу уже знакомую вам схематичную диаграмму:
Как видим, ветвь белых карликов тянется примерно параллельно отрезку главной последовательности от спектрального класса B до К. Т.е. белые карлики могут быть весьма горячими! Вспомним, что Сириус B имеет температуру около 25 000 К, в то время как белая звезда главной последовательности Сириус А - всего 10 000 К. И это при том, что уже сотни миллионов лет Сириус B не имеет собственных источников энергии - просто он так сильно разогрелся в финальной вспышке Сириуса-Главного и так медленно остывает.
Для белых карликов введены свои спектральные классы. Они начинаются с D (от слова dwarf), а дальше зависит от температуры и спектра конкретной звезды. Например, Сириус B имеет спектральный класс DA2.
А что будет, когда белый карлик совсем остынет? Тогда он превратится в черного карлика - вот где потребовался термин, отобранный у звезд-неудачниц! Это будет просто кусок темной вырожденной материи, на который, теоретически, можно будет даже высадиться, если справиться с неимоверной гравитацией (все-таки масса у этого куска материи звездная, и гравитация соответствующая!) Но пока что черных карликов не существует, так как еще ни один существующий белый карлик не успел остыть до такого состояния: Вселенная для этого еще слишком молода.
Нейтронные звезды
Остатки тяжелых звезд. Все они - результаты вспышек Сверхновых, поэтому не ищите их поблизости от Земли. Образуются, когда ядро погибающей звезды тяжелее, чем 1.44 массы Солнца - в этом случае белый карлик образоваться не может (предел Чандрасекара), поэтому образуется нечто другое. Это другое состоит почти исключительно из нейтронов (понятия не имею, почему: может, во время вспышки звезды электроны в ее ядре вдалбливаются в протоны?) и имеет массу от 1.44 до 2.1 солнечной, а диаметр около 12 км (вот это плотность! Впрочем, это стандартная плотность атомного ядра). Тем не менее, дальнейшему сжатию нейтронной звезды противостоит все то же давление вырожденного газа: нейтроны тоже подчиняются принципу Паули. В общем, если белый карлик мы могли рассматривать как супертяжелый кусок металла, нейтронную звезду можно рассматривать как супертяжелое атомное ядро.
Нейтронная звезда при возникновении разогревается до ста миллионов кельвинов, но довольно быстро остывает до одного миллиона кельвинов. Все равно миллион кельвинов - это кошмарная температура, которая нормальным звездам и не снилась. Поэтому нейтронная звезда фонит в основном в рентгеновском диапазоне. Что касается видимого света, то, скорее всего, нейтронные звезды его излучают примерно одинаково во всем диапазоне и поэтому кажутся белыми. Подтвердить это пока удалось только в одном случае, о котором речь пойдет ниже. Очень сложно разглядеть в видимом свете двенадцатикилометровых крошек на "позволенных" им расстояниях!
Из-за громадного тяготения лучи света, проходящие мимо нейтронных звезд, изгибаются, и образуется так называемая "гравитационная линза", позволяющая видеть то, что вообще-то находится за звездой (включая часть ее обратной стороны!) Это известное явление широко используется как для обнаружения нейтронных звезд, так и для изучения взаимодействия гравитации и света, описываемого общей теорией относительности.
Нейтронные звезды на диаграмме Герцшпрунга-Рассела я никогда не видела. Наверно, они сильно вылезли бы за левый и верхний ее края: за левый - понятно, из-за температур, а за верхний - потому что их светимость (не в видимом свете, но это неважно) неимоверна (неудивительно при таких-то температурах). Такая мощность излучения позволяет обнаруживать нейтронные звезды на огромных расстояниях.
Наиболее известным типом нейтронных звезд являются знаменитые пульсары. Они были обнаружены так: из какой-то точки неба, где вроде бы ничего не было, приходил необыкновенно мощный пульсирующий (прерывистый) радиосигнал с фантастически точно повторяющиейся долготой пульсаций. Сначала даже подумали, что это наконец обнаружены сигналы внеземных цивилизаций! Потом все-таки поняли, в чем дело. Нейтронные звезды обладают мощным собственным магнетизмом. Частицы тонкой "атмосферы" звезды (протяженность этой "атмосферы" всего метр) собираются в районах магнитных полюсов нейтронной звезды и испускают мощный поток радиоволн. Таким образом, нейтронная звезда излучает два "пучка" радиоволн, а поскольку она вращается, и магнитные полюса не совпадают с полюсами вращения, эти "пучки" по очереди захлестывают определенные области пространства. Если излучение "пучка" в какой-то момент оказывается направленным на Землю, мы это видим как строго периодический радиосигнал. Частоты пульсаций могут быть огромны, до сотен пульсаций в секунду - с такой скоростью вращаются крохотные нейтронные звезды.
Самый знаменитый пульсар - это пульсар Крабовидной туманности. Знаменит он в первую очередь тем, что породивший его взрыв Сверхновой случился сравнительно недалеко от Земли в историческое время и запомнился человечеству как явление "Звезды-гостьи" 1054 года (ахем, что у нас в истории произошло в 1054 году? Вот и не верь в небесные знаки и предзнаменования...) "Звезда-гостья" в течение 23 дней была видна днем и два года ночью. Ее явление зафиксировали китайцы, японцы, арабы, персы и даже индейцы (а европейцы, видимо, были слишком заняты церковно-политическими делами, и им некогда было смотреть на небо - ну реально, ни одного европейского свидетельства не сохранилось, хотя в Европе она была видна не хуже!)
Кроме того, пульсар Крабовидной туманности - единственный пульсар, который фонит во всем диапазоне от радио до гамма-лучей. И никто толком не знает, почему он такой ни на кого не похожий. А еще это единственный пульсар, который удалось отождествить с видимым объектом. Разглядели-таки в центре Крабовидной туманности крохотную горячую звездочку. Ну да, по ходу, это еще и самый близкий к нам пульсар (6300 световых лет) - поэтому и разглядели.
Крабовидная туманность. Красиво, правда? Только непонятно, где тут краб.
У нейтронных звезд бывают свои планеты. Собственно, первая внесолнечная планета, существование которой было уверенно подтверждено, вращается именно вокруг пульсара PSR B1257+12 в созвездии Девы. С тех пор в этой системе обнаружено еще две планеты.
Черные дыры
Ааа! Мы до них дошли! Таинственные черные дыры, о которых столько говорят, но никто толком не знает! Сейчас нам о них вкусно расскажут...
Не расскажу. Потому что на том уровне, на котором мы с вами беседуем об астрономии, рассказать о них невозможно. Для хотя бы начального понимания того, что есть черные дыры, нужно обладать довольно мощным инструментарием квантовой механики и общей теории относительности. Рассказывать о черных дырах на популярном уровне смысла просто нет.
Поэтому я ограничусь общими словами. Черные дыры возникают в тех, к счастью для гипотетических астронавтов, редких случаях, когда остаток звезды после взрыва Сверхновой оказывается тяжелее 5 солнечных масс. (Что получится, если остаток весит от 2,1 до 5 солнечных масс - никто пока точно не знает.) Черная дыра - это объект настолько компактный и плотный, что вблизи него его гравитация так искажает пространство-время, что даже свет не может уйти из этой искаженной области, т.е. скорость убегания оказывается выше скорости света. Поэтому и черная дыра.
Как же их открывают? В основном по взаимодействию с нормальными звездами в двойных системах. По искажению орбиты нормальной звезды можно вычислить орбиту и массу невидимого компонента, и если он оказывается выше 5 солнечных, значит, это черная дыра. Кроме того, газ от нормальной звезды падает на черную дыру с такой скоростью, что аж испускает рентгеновское излучение, что является дополнительным подверждением "чернодырости" невидимого компонента. Сейчас все черные дыры, о которых можно с уверенностью сказать, что это именно они, обнаружены в двойных системах.
Существует понятие горизонта событий. Это сфера, охватывающая черную дыру, в пределах которой никакие события не могут повлиять на то, что происходит за горизонтом событий (в том числе и быть обнаруженными). Радиус горизонта событий называется радиусом Шварцшильда, по имени рассчитавшего этот радиус ученого. Бедный Шварцшильд, посмотрев на свои расчеты, поначалу им и сам не поверил.
И на этом я прекращу дозволенные речи о черных дырах.
