Галина Железняк - Чудеса и катастрофы Вселенной

Несколько лет назад немецким рентгеновским спутником-обсерваторией ROSAT был зафиксирован источник рентгеновского излучения RX J1856.5-3754. Более поздние наблюдения космическим телескопом «Хаббл» доказали, что этот объект является изолированной нейтронной звездой. Не было обнаружено никаких признаков остатка сверхновой, следовательно, возраст этой звезды должен быть, по крайней мере, 100 000 лет. Интересно, что в отличие от более молодых изолированных нейтронных звезд или нейтронных звезд в двойных звездных системах RX }1856.5-3754 не показывает никаких признаков активной деятельности типа переменности или пульсаций.

Уникальный объект сразу привлек к себе внимание многих астрономов. Рентгеновские наблюдения показали очень высокую температуру звезды. Однако считается, что с момента рождения нейтронные звезды теряют энергию и непрерывно остывают. Как может старая нейтронная звезда быть настолько горячей? Одно из возможных объяснений состоит в том, что некоторый межзвездный материал, газ и/или зерна пыли, захватывается мощным гравитационным полем звезды. Такие частицы могли бы свободно падать на нейтронную звезду, достигая ее поверхности со скоростью, равной приблизительно половине скорости света. Так как кинетическая энергия этих частиц пропорциональна квадрату скорости, то даже малые количества вещества обладают энергией, достаточной для разогрева нейтронной звезды.

При сравнении результатов проведенных наблюдений с наблюдениями этого объекта в 1997 г. выяснилось, что с тех пор нейтронная звезда переместилась примерно на 200 световых лет, что соответствует скорости 100 км/с. При такой высокой скорости она могла захватить достаточно вещества из межзвездного пространства, которое и разогрело ее поверхность. В настоящее время еще не определено, достаточно ли высока плотность окружающего звезду межзвездного вещества, чтобы разогреть ее до наблюдаемой температуры. Однако возможно, что в прошлом нейтронная звезда смогла собрать большее количество вещества во время своего путешествия через межзвездное пространство, чтобы разогреться, а теперь медленно остывает. Спустя несколько миллионов лет она станет невидимой, пока не встретит на своем пути другую плотную межзвездную область.

Голубой сверхгигант — это тип сверхгигантских звезд (класс I) спектрального класса 0. Это молодые очень горячие и яркие звезды с температурой поверхности 20 000—50 000 °C. Масса измеряется в пределах 10–50 солнечных, максимальный радиус в пределах 25 солнечных радиусов. Эти редкие и загадочные звезды — одни из самых горячих, больших и самых ярких объектов в мире звезд. Из-за огромных масс они имеют относительно короткую продолжительность жизни — 10–50 млн лет и присутствуют только в молодых космических структурах типа рассеянного скопления, рукава спиральной галактики и в неправильных галактиках. Они практически не встречаются в ядрах спиральных галактик, эллиптических галактик или шаровых скоплениях, которые, как полагают, являются старыми. Несмотря на редкость и короткую жизнь, голубые сверхгиганты часто встречаются среди звезд, видимых невооруженным глазом; свойственная им яркость компенсирует их малочисленность.

Известный пример — Ригель, самая яркая звезда в созвездии Ориона. Масса Ригеля приблизительно в 20 раз больше массы Солнца, а его светимость в 14 000 раз больше солнечной.

Голубые сверхгиганты — это массивные звезды, находящиеся в определенной фазе процесса «умирания». В этой фазе интенсивность протекающих в ядре ядер-ных реакций снижается, что приводит к сжатию звезды. В результате значительного уменьшения площади поверхности увеличивается плотность излучаемой энергии, а это, в свою очередь, влечет за собой нагрев поверхности. Такого рода сжатие массивной звезды приводит к превращению красного сверхгиганта в голубой. Возможен также обратный процесс — превращение голубого сверхгиганта в красный.

В то время как солнечный ветер от красного сверхгиганта плотный и медленный, ветер от голубого сверхгиганта быстр, но разрежен. Если в результате сжатия красный сверхгигант становится голубым, то более быстрый ветер сталкивается с испущенным ранее медленным ветром и заставляет выброшенный материал уплотняться в тонкую оболочку. Почти все наблюдаемые голубые сверхгиганты имеют подобную оболочку, подтверждающую, что все они однажды были красными сверхгигантами.