Суперобъекты. Звезды размером с город

Как мы наблюдаем нейтронные звезды? Во-первых, мы можем видеть молодые нейтронные звезды из-за того, что они еще очень активные: они проявляют себя как радиопульсары, магнитары, еще какие-то интересные объекты. Одиночные черные дыры звездных масс не проявляют себя никак: не вспыхивают сами по себе и т. д. Увидеть одиночную черную дыру или старую нейтронную звезду довольно сложно, но есть один хороший способ. Нейтронные звезды и черные дыры – это очень компактные объекты, т. е. в них большая масса занимает очень маленький объем. С точки зрения гравитационного потенциала это очень глубокая яма. Если вы кидаете что-то на нейтронную звезду или черную дыру, то это тело достигает поверхности или горизонта (в случае черной дыры) с огромной – околосветовой (или световой, если речь о черных дырах) – скоростью. Если вещества течет много, то оно будет взаимодействовать само с собой. Например, мы запустили поток газа (в космосе в основном имеется именно газ) на компактный объект. В этом веществе имеется какое-то трение, поэтому потоки газа начинают тереться друг о друга и разогреваются до очень больших температур. Большие – это миллионы градусов. В результате мы видим яркие рентгеновские источники, если есть, чему течь.

Что же в космосе может течь на нейтронные звезды и черные дыры? Снова вспомним об обычных звездах – б'oльшая часть звезд, особенно массивных, рождаются парами. Понять это достаточно просто. Вначале у нас было облако газа и пыли, из которого потом образуются звезды. Облако сжимается. Вначале оно немножечко крутилось. Сжимаясь, оно вращается все быстрее и быстрее, и в конце концов сжатие может полностью прекратиться из-за того, что принято называть центробежной силой.

Чтобы обойти этот барьер, природа придумала вот что. Облако делится на два куска, и теперь каждый кусок сам по себе крутится медленно. Но они быстро вращаются друг вокруг друга (т. е. вокруг общего центра масс), и, соответственно каждый из двух кусочков может продолжить сжиматься. В конце концов формируется двойная звезда. Если хотя бы одна из звезд достаточно массивна, то в финале эволюции получается нейтронная звезда или черная дыра в двойной системе. Если у компактного объекта есть звезда-соседка, значит, рядом есть много вещества, есть чему и откуда течь. Соответственно, заметная часть нейтронных звезд и черных дыр, которые мы видим, – это объекты в двойных системах, на которые течет вещество с соседней звезды, – идет аккреция. Но таких пар все-таки мало, если сравнивать с миллиардом объектов. Мало их по нескольким причинам.

Две звезды удерживаются в двойной системе благодаря гравитации. Если полная масса системы резко уменьшится более чем в два раза, то двойная распадется, как если бы порвалась веревка на этом рисунке.

Во-первых, не все объекты образуются в двойных системах, а во-вторых, есть несколько способов разрушить звездную пару. Двойные системы устойчивы, потому что два объекта притягиваются друг к другу. Существует как бы веревка такая – гравитация, – связывающая два объекта, вращающихся вокруг общего центра масс. Крутятся – значит стремятся улететь. Здесь обычно вспоминается Том Сойер, крутящий дохлую крысу на веревочке. Если веревка порвется, то крыса, естественно, улетит. Хотя если бы крыса весила столько же, сколько Том Сойер, то они бы разлетелись в разные стороны. Как порвать гравитационную веревочку? Нужно резко уменьшить массу одной из звезд. И есть прекрасный способ быстро уменьшить массу звезды – это взрыв сверхновой. Вспоминаем, что взрываются массивные звезды, которые были в 10–20–30 раз тяжелее Солнца. А остается после взрыва, к примеру, нейтронная звезда. Масса у нее чуть больше одной масса Солнца, может быть, полторы-две. То есть б'oльшая часть вещества улетела, и, значит, теперь вторую звезду притягивает не 30 масс Солнца, а всего лишь одна-две массы Солнца. Гравитационная веревочка порвалась, и система распалась.

Таким образом, большая часть нейтронных звезд и черных дыр оказывается одиночными объектами, и тогда нечему течь на них. Возникает важный вопрос: как же увидеть старые нейтронные звезды (как молодые – радиопульсары, магнитары и т. д. – мы знаем)? Как увидеть старые нейтронные звезды, если они одиночные? Или одиночные черные дыры? С одной стороны, кажется, что миссия невыполнима в принципе. Однако детальное рассмотрение покажет нам, что задача эта очень непростая, а потому до конца не решена до сих пор, но принципиально препятствия преодолимы.