Принцип апокалипсиса: сценарии конца света

Астрономы считают, что в современную эпоху наш «звездный мегаполис» Млечного Пути населяет не менее нескольких сотен миллионов нейтронных звезд, представляя собой своеобразный «космический мемориал» гигантского количества массивного звездного населения, закончившего свой жизненный путь за миллиарды лет эволюции нашей галактики. Между тем нейтронных звезд найдено довольно мало, даже с помощью современных космических телескопов. Это легко объяснить тем, что наиболее далекие и, соответственно, старые объекты пока еще недоступны для наших телескопов, поскольку их очень трудно выделить среди множества сверхслабых источников. Ведь заметить световое и тепловое излучение объекта диаметром всего в десятки километров, даже если он имеет сравнительно высокую температуру, с расстояния в сотни световых лет весьма затруднительно. Впрочем, астрономы надеются, что эти экзотические объекты далеко не навсегда скрылись от их инструментов в глубинах галактики. Зафиксировать одиночную нейтронную звезду можно и на большом расстоянии, если она проходит определенные стадии своей эволюции, когда электромагнитное излучение и потоки сверхбыстрых частиц от стремительно вращающейся нейтронной звезды удерживают вещество от падения на ее поверхность, превращая ее в радиопульсар.

За последние годы «коллекция» новых экземпляров нейтронных звезд существенно пополнилась объектами, которые продолжают светиться благодаря тому, что, будучи астрономическими «младенцами» возраста в миллион лет, они еще полностью не остыли после своего рождения.

Гораздо проще увидеть одиночную нейтронную звезду на стадии падения вещества на поверхность, которая может занимать значительную часть ее эволюции, если звезда не движется с очень большой скоростью. В этот период ничто не мешает веществу выпадать на поверхность, вызывая самые различные явления, «высвечивающие» нейтронную звезду. Но откуда взяться падающему веществу у одиночных звезд? Здесь могут сыграть свою роль межзвездные облака. Таким образом, газопылевая среда вполне может быть источником вещества, необходимого для «освещения» нейтронной звезды.

Как показывают электронные модели, особенно ярко должны наблюдаться нейтронные звезды при стремительном пролете сквозь плотные молекулярные облака. При этом в зависимости от скорости движения звезд относительно облака, а также от его плотности аккреция может принимать весьма интересные формы. Например, если скорость движения нейтронной звезды относительно окружающего ее вещества будет достаточно мала, порядка нескольких километров в секунду, а само облако будет иметь высокую плотность, то возможно появление выбросов типа струй, что и наблюдаются у некоторых молодых звезд. Другой своеобразный случай падения вещества на нейтронную звезду при ее путешествии в молекулярном облаке определяется ее магнитным полем. При быстром вращении подобные поля могут в течении определенного времени удерживать вещество от падения, образуя оболочку. Когда масса подобной оболочки превысит силу магнитного поля, она стремительно сорвется на поверхность нейтронной звезды. Возникнет гигантская вспышка рентгеновского излучения. Такой процесс может повторяться многократно, делая нейтронную звезду периодическим источником рентгеновских импульсов.

Между тем при полете нейтронной звезды на стадии пульсара в плотном газопылевом облаке может возникнуть еще одно интересное явление. Падающее на поверхность нейтронного пульсара вещество может просто «засыпать» звезду. Поэтому после того, как нейтронная звезда покинет молекулярное облако, пульсар может и не проявиться. Окутанный очень плотной газопылевой «атмосферой» бывший пульсар уже не сможет генерировать рентгеновские импульсы.

Нейтронные звезды могут быть генетически связаны с пресловутыми белыми карликами, о которых уже было сказано. Путь от белого карлика к нейтронной звезде лежит через увеличение массы, при этом звезда теряет свою устойчивость и, вспыхнув на краткое время, переходит в нейтронное состояние. Проще всего рост массы белого карлика могут обеспечить потоки вещества с его звезды-компаньона. Иной вариант включает слияние тесной двойной системы белых карликов.

Мы уже знаем, насколько жизненный путь звезды определяется ее массой. Вообще говоря, от последней зависит и то, станет ли сконденсировавшаяся из газопылевого облака гигантская глыба межзвездного вещества пылающим светилом. Для этого как минимум необходимо, чтобы недра звездного зародыша – протозвезды – были очень плотны и, следовательно, достаточно горячи для начала термоядерных реакций. Поэтому существует некая начальная критическая масса, при которой начинается термоядерный синтез, в ходе которого водород превращается в гелий. А вот если масса меньше критической, то звезда никогда не засияет, а на ее месте возникнет массивное тело коричневого или бурого карлика.