Чудеса и катастрофы Вселенной - Железняк Галина - Страница 45

Астрономам уже удалось выяснить, что около 10 % кратких GRB не имеют ничего общего с процессами слияния. Скорее всего, эта часть вспышек проходит в не очень удаленных от нас галактиках. В этих галактиках нейтронные звезды-магнетары, обладающие мощным магнитным полем, производят потоки гамма-излучения в течение одной-двух секунд. Теоретики предполагают, что вспышки гамма-излучения могут вызвать и другие процессы. Например, в результате коллапса ядра массивной звезды образуется чрезвычайно тяжелая нейтронная звезда, масса которой больше максимальной массы нейтронной звезды. Если нейтронная звезда вращается очень быстро, центробежные силы могут до определенного времени предотвращать ее коллапс в черную дыру. Но в конце концов вращение замедляется и нейтронная звезда погибает. При этом происходит краткая GRB-вспышка.

Старая одиночная нейтронная звезда, известная как RX J1856.5-3754, имеет диаметр около 20 км. Хотя ее температура необычно высока для ее возраста (около 700 000 °C), более ранние наблюдения не выявили никакой активности этой звезды по сравнению со всеми остальными известными до сих пор нейтронными звездами. Астрономами Мартином ван Кервиком (Marten van Kerkwijk) из Института астрономии Университета Utrecht, Нидерланды и Шри Кулхарни (Shri Kulkarni) из Калифорнийского технологического института, Пасадена, было проведено детальное исследование звезды для того, чтобы лучше понять природу этого объекта. Неожиданно для астрономов изображения и спектры, полученные с помощью телескопа «Very Large Telescope» (VLT) Европейской южной обсерватории (ESO), расположенной в Чили, показали наличие малой конусообразной туманности вблизи нейтронной звезды. Туманность светится за счет излучения атомов водорода и, очевидно, каким-то образом взаимодействует с этой странной звездой. Аналогичные конусообразные туманности имеются вокруг быстровращающихся радиопульсаров и массивных звезд. Однако туманность вокруг этих объектов образуется в результате сильного оттока частиц из звезды или пульсара (звездный ветер), которые сталкиваются с межзвездным веществом.

Образование нейтронных звезд происходит в процессе гравитационного коллапса на конечных стадиях эволюции достаточно массивных звезд. Эволюция звезд с массой, по крайней мере в несколько раз превышающей массу Солнца, — медленная, она длится десятки и сотни миллионов лет. Это может привести к тому, что масса их центральных областей, сильно сжавшихся и исчерпавших запасы ядерного горючего, в какой-то момент окажется больше предела Чандрасекара (1,4 массы Солнца) для белых карликов. В таком состоянии центральные области звезды не могут существовать долго — охлаждение и продолжающееся увеличение их массы нарушают баланс между силами тяжести и давлением. В результате очень быстро, за несколько секунд или за доли секунды, центральные области звезды сжимаются до ядерных плотностей, подвергаясь одновременно процессу нейтронизации — рождается нейтронная звезда. В случае, когда появление нейтронной звезды сопровождается вспышкой сверхновой, значительная часть массы звезды выбрасывается в космическое пространство. Но образованию нейтронных звезд, по-видимому, не всегда сопутствует вспышка сверхновой звезды, возможен «тихий» коллапс.

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.

По мере развития звезда может несколько раз превращаться из красного в голубой сверхгигант и наоборот, что создает слабые концентрические оболочки вокруг нее. В промежуточной фазе звезда может быть желтой или белой, как, например, Полярная звезда. Как правило, массивная звезда заканчивает свое существование взрывом сверхновой. Очень небольшое количество звезд, масса которых колеблется в пределах от восьми до двенадцати солнечных масс, не взрывается, а продолжает эволюционировать, превращаясь в итоге в кислородно-неоновые белые карлики.