100 великих загадок астрономии

Понятно, что в такой «тесноте» неизбежны столкновения звезд. Даже если в центре шарового скопления звезды сталкиваются друг с другом раз в пару миллионов лет, то все равно за десять с лишним миллиардов лет, пока оно существует, произойдет несколько тысяч подобных катастроф. Это приводит к любопытному эффекту. Звезды «сортируются» по своей массе. Самые массивные перемещаются в центральную часть скопления, в то время как более легкие отбрасываются на периферию. Астрономы называют этот эффект «сегрегацией по массе». Он был предсказан давно, но наблюдать его довольно трудно. Ведь звезды в центральной части скопления располагаются необычайно близко друг к другу. Их разделяет не несколько световых лет, а лишь несколько световых недель. Поэтому оценить точно их физические характеристики, в частности, массу, долго не удавалось. Лишь благодаря телескопу «Хаббл», который отличается очень высокой разрешающей способностью, появилась возможность проследить за звездами, находящимися в центре скопления 47 Тукана.

Ферраро и его коллеги исследовали свыше 4000 звезд, расположенных на участке объемом в один кубический световой год. Почти каждая сотая оказалась принадлежащей к этому редкому классу звезд – к числу голубых страгглеров. Всего их здесь выявлено 43. Их масса примерно в два раза превышает массу обычных звезд, при этом они движутся заметно медленнее. «Они буквально “топчутся” в центральной части скопления», – отмечает американский астроном Джей Андерсон, работавший вместе с Ферраро. Кроме того, они отличаются от обычных звезд своей высокой температурой, поэтому и светятся голубым цветом.

Итак, теперь понятно, что обе гипотезы, предложенные астрономами, верны. Имеются два механизма формирования «голубых отставших звезд». Остается добавить, что эти звезды обнаруживают не только в шаровых скоплениях, но и в других областях космоса: в гало Млечного Пути, в галактическом балдже и карликовых галактиках. Однако в шаровых скоплениях вероятность их появления, разумеется, выше.

Бомбы темного неба

Взрывы сверхновых звезд – одно из наиболее эффектных космических зрелищ, а сами сверхновые, как и их порождения – нейтронные звезды и черные дыры – принадлежат к самым необычным феноменам мироздания. Их научное изучение началось в ноябре 1572 года. Тогда в созвездии Кассиопеи вдруг загорелась звезда, которой там никогда не было, и сияла она так ярко, словно тщилась затмить весь небесный свод. На протяжении двух недель она была различима даже в дневные часы. Это неожиданное явление побудило молодого датского дворянина Тихо Браге написать свое первое астрономическое сочинение – «О новой звезде».

Теперь мы знаем, что вспышка сверхновой знаменует не рождение, а смерть светила. Однако события, предваряющие этот финал, становятся очевидны только теперь. «Причины нашего непонимания процессов, протекающих внутри сверхновых звезд, очень разнообразны, – отмечают астрономы. – Заметно разнятся масса и количество тяжелых элементов, содержащихся в недрах звезды, которой суждено взорваться. А добавьте к этому различные побочные обстоятельства: скорость движения звезды, характеристики магнитного поля, близость других звезд, убыль массы, вызванная звездным ветром. Вот почему эти взрывы так не похожи друг на друга».

Остаток сверхновой Кеплера

Ученые различают несколько типов сверхновых, основывая классификацию на особенностях их спектра. За этой несхожестью спектров кроются фундаментальные различия. Чаще всего сверхновые образуются при коллапсе гигантских звезд (сверхновые типа Ib, Ic, II, IIL, IIp и II n). Как это происходит?

Звезды вырабатывают свою энергию за счет термоядерного синтеза – слияния легких элементов и образования более тяжелых элементов. Всё начинается со слияния атомов водорода – недра звезды наполняются гелием. Если ее масса в 8 и более раз превышает массу Солнца, то за несколько десятков миллионов лет она израсходует весь имеющийся в ее недрах водород. Пройдет еще несколько миллионов лет, и будет сожжен весь гелий; через несколько тысяч лет допылают запасы углерода. Последнее, что попадет в ее топку, – кремний. Это отсрочит крах примерно на три недели. Звезда исчерпает свои ресурсы.

На память о былом богатстве останется «слиток металла» – железоникелевое ядро размером с нашу планету и массой, которая превосходит солнечную массу примерно в 1,5 раза. Атомные ядра железа и других элементов так называемого «железного пика» (кобальта, никеля) имеют максимальную энергию связи в расчете на одну частицу. Присоединение к ним новых частиц требует огромных затрат энергии, а потому реакция термоядерного синтеза прекращается. Железо – самый стабильный из химических элементов. Его появление – мрачное предвестие. Теперь звезда обречена на гибель.