Чудеса и катастрофы Вселенной

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

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.