Тулио Редже - Этюды о Вселенной

Звезда-гостья китайцев не была кометой. в 1731 г. один астроном-любитель в Шотландии впервые увидел странную туманность в области созвездия Тельца. Через несколько десятков лет французский астроном Мессье составил свой знаменитый каталог, который начинался как раз с этого странного объекта (а именно, M1), называемого Крабовидной туманностью (по-английски Crab Nebula). Здесь я не буду останавливаться на истории научных поисков, которые привели к пониманию того, что Крабовидная туманность – это остаток после гигантского взрыва, воспринятого китайцами как появление той самой знаменитой «звезды-гостьи».

Эволюция звезд

Эти интересные и впечатляющие природные объекты все же заслуживают более подробного обсуждения и описания. Свою энергию звезда получает, постепенно превращая водород в более тяжелые элементы (гелий, углерод, кислород, неон и другие) с помощью сложной цепочки термоядерных реакций, происходящих в ее недрах. в действительности только 0,7% общей массы превращается в энергию согласно знаменитой формуле Эйнштейна E = mc 2. Превращения прекращаются, когда заканчивается синтез железа, инертного вещества в «атомном пепле».

Надо иметь в виду, что звезда с большой массой сжигает свое горючее намного быстрее, чем легкая звезда. Так, например, масса Сириуса вдвое превышает массу Солнца, но его светимость в 28 раз больше. Запасы горючего Сириуса будут исчерпаны гораздо раньше, чем у Солнца. Такие простые оценки на самом деле являются слишком упрощенными, так как в конце своей жизни звезда переживает периоды неустойчивости, когда расход горючего стремительно возрастает, и ее жизнь укорачивается. в случае Солнца такая стадия наступит примерно через 5 млрд. лет.

Если бы вдруг, как по волшебству, прекратились реакции, происходящие в недрах обычной звезды, нам пришлось бы ждать несколько миллионов лет, чтобы заметить какое-то изменение. Самый парадоксальный эффект состоял бы в том, что уменьшились размеры звезды и одновременно увеличилась ее температура. Дело в том, что объем, занимаемый звездой, определяется ее внутренним теплом, при этом давление газа и излучения компенсирует стремление к гравитационному коллапсу. Погасив звезду, мы уберем единственное препятствие, сдерживающее гравитационную силу, и звезда сожмется под действием собственного веса. Но всем известно, что при сжатии газ нагревается (мы все когда-нибудь пользовались велосипедным насосом); то же явление происходит и в звездах.

Гравитационный коллапс

Как мы уже говорили, железо представляет собой инертное по отношению к ядерным реакциям вещество. Когда в центральной области массивной звезды аккумулируется достаточное количество железа, термоядерные реакции прекращаются и начинается коллапс. Вначале этот процесс протекает очень медленно и проявляется в постепенном повышении температуры. При определенной температуре становится возможным превращение протон электронной пары в пару нейтрон – нейтрино. Нейтрино, едва появившись, покидают звезду, унося энергию. в дальнейшем коллапс ускоряется и температура увеличивается до тех пор, пока железо не начнет распадаться, поглощая дальше энергию центрального ядра звезды. Конечным итогом этих процессов (температура уже достигает нескольких миллиардов градусов, происходит «нейтронизация» вещества) будет превращение почти всех электронов и протонов в нейтроны и нейтрино.

За несколько секунд центральное ядро коллапсирует в сильно сжатое состояние (нейтронную звезду, или пульсар), в котором плотность может достигать значений, в десятки триллионов раз превышающих плотность воды. Ложка, сделанная из такого сверхплотного материала, содержала бы столько же вещества, сколько его в целой горе. Вся масса Солнца занимала бы объем, сравнимый с размерами города. в зависимости от размеров и структуры звезды процесс сжатия либо прекратится на стадии нейтронной звезды, либо пойдет дальше – до стадии черной дыры.

При образовании пульсара энергия сжатия будет передаваться внешней оболочке, фактически еще не начавшей падать в направлении к центру (к этому времени пройдет всего лишь несколько секунд). Эта оболочка нагреется до температуры в миллиарды градусов и будет отброшена прочь большим давлением излучения (а также потоком нейтрино) со скоростью в тысячи километров в секунду. Внешний наблюдатель увидел бы почти мгновенное превращение звезды в огненный шар, стремительно расширяющийся и уничтожающий все на своем пути.