Глава 7. Белые карлики – звезды-тяжеловесы
Каковы они – белые карлики?
Случилось это в 1930 году в безбрежных океанических просторах. Молодой индийский физик Субраманьян Чандрасекар, только что завершивший обучение в Мадрасском университете, плыл на корабле в Европу для продолжения образования в аспирантуре Кембриджского университета.
Незадолго до этого события молодой ученый прослушал у себя в университете курс лекций по квантовой механике знаменитого немецкого теоретика Арнольда Зоммерфельда. Знакомя слушателей с последними открытиями в области квантовой статистики, Зоммерфельд заметил, что ее выводами можно воспользоваться для объяснения удивительных свойств особого типа звезд – белых карликов.
Так вот, имея немало свободного времени, Чандрасекар, уединившись в каюте, предавался размышлениям над услышанными от Зоммерфельда замечаниями. В конце концов молодой ученый пришел к выводу, что в теории, которую изложил в своих лекциях немецкий физик, не было учтено одно обстоятельство, существенным образом менявшее суть дела.
Бурый карлик у слабой красной звездочки SCR 1845—6357
Поскольку бурых карликов достаточно много, они должны находиться и в окрестностях ближайшей к нам Солнечной системы. Но так как объекты эти слабые, то и увидеть их довольно сложно, особенно в том случае, если они одиноки.
В январе 2006 года появилось сообщение об открытии бурого карлика у слабой красной звездочки SCR 1845—6357, которая находится от Земли на расстоянии всего около 13 световых лет. Нет сомнений в том, что должны существовать и более близкие объекты этого типа. Но вопрос только в том: как их обнаружить?
Что же касается механизма образования бурых карликов, то предполагается, что он такой же, как и у немассивных звезд. Но полной ясности в этом вопросе все-таки нет. Поэтому астрофизики предлагают несколько возможных вариантов.
Наиболее популярными являются следующие три.
В первом варианте образование этих объектов связывают с турбулентностью в межзвездной среде.
В этом случае необходимо, чтобы турбулентные движения, приводящие к появлению первичных звездных облаков, создавали не только массивные дозвездные ядра, но и такие, которых впоследствии могли бы привести к появлению бурых карликов. Согласно теоретическим расчетам, такой вариант возможен, но физика этого явления очень сложна. Поэтому даже современные компьютерные модели не в состоянии учесть все процессы, необходимые для решения этой задачи.
В соответствии со вторым вариантом бурые карлики образуются как вторичный продукт во время формирования более крупных звезд. В этот период в протозвездном ядре появляется окруженный массивным диском центральный конденсат, из которого впоследствии образуется звезда.
И если в этом огромном диске начнут появляться разного рода неустойчивые зоны, то он может развалиться на несколько фрагментов, из которых впоследствии образуются коричневые карлики. Таким путем могут возникнуть, например, карлики, вращающиеся вокруг нормальных звезд.
Наконец, третий вариант предполагает, что в ходе сжатия первичного ядра звезды оно может распасться на несколько фрагментов. А в результате динамического взаимодействия друг с другом какие-то, скорее всего самые легкие из них могут быть выброшены из звездной системы. И если это случилось до того, как масса выброшенного объекта достигла предела Кумара (0,07 массы Солнца), то образуется бурый карлик.
И хотя механизмы образования коричневых карликов во всех трех случаях разные, тем не менее все эти варианты не исключают друг друга и имеют право на существование. И скорее всего в той или иной мере встречаются в природе. Вопрос только в том, какая доля бурых карликов развивается по тому или иному сценарию?
Кстати, у бурых и белых карликов, несмотря на разные механизмы их появления и развития, есть одна общая особенность: и в тех и в других вещество представлено газом вырожденных электронов, то есть когда эти частицы находятся настолько близко друг от друга, что электроны в атоме вынуждены занимать разные орбиты.
В обоих типах звездных карликов возникает давление вырожденного газа, ограничивающее как дальнейшее сжатие протозвезды, так и рост ее температуры. Впервые эту мысль высказал в 1963 году американский астрофизик Кумар. Впоследствии предельная масса, которой отличаются «активные» звезды от потухших, иногда называется пределом Кумара. Он равен примерно 0,07—0,08 солнечной массы.
Глава 8. Черные дыры – монстры вселенной
Таинственные «провалы»
В последние десятилетия двадцатого столетия астрономы обнаружили в бескрайних просторах Вселенной немало удивительных объектов. Это – и пульсары, и квазары, и нейтронные звезды. Но, наверное, самым поразительными и загадочными являются черные дыры – области пространства-времени, в которых гравитационное поле настолько сильное, что ни один объект (даже излучение) не может его покинуть.