100 великих тайн вселенной - читать онлайн книгу. Автор: Анатолий Бернацкий cтр.№ 24

В результате относительно не сложного математического анализа было установлено, что, когда масса белого карлика приближается к некоторой критической величине, его радиус стремится к нулю! Эта критическая масса, составляющая 1,46 массы Солнца, по имени индийского физика получила название чандрасекаровского предела.

То есть если в точности следовать теории Чандрасекара, то белый карлик с критической массой имеет бесконечную плотность и нулевой радиус. Большинству астрофизиков эти выводы казались абсурдными, и ученому пришлось выдержать нелегкую борьбу, прежде чем в 1931 году его работа увидела свет.

Однако в ходе последующего анализа было показано, что на самом деле радиус белого карлика, имеющего критическую массу, остается конечным, а значит, бесконечная плотность в этом случае не достигается.

Дело в том, что когда вещество достигает критической плотности, электроны поглощаются ядрами, и имеющиеся в них протоны превращаются в нейтроны.

И как только этот процесс включается, рост давления резко замедляется. В результате механическое равновесие оказывается уже невозможным, и оба эти эффекта приводят лишь к небольшому снижению критической массы.

На основании того факта, что на давление в белом карлике не влияет температура его недр, астрофизики пришли к выводу, что звезда может оставаться в состоянии белого карлика сколь угодно долго. Постепенно выделяя запасенную в недрах тепловую энергию поступательного движения атомных ядер, для которых вырождения нет, белый карлик будет остывать, практически не меняя своих размеров. То есть примерно так, как остывает раскаленный булыжник. А поскольку светимости белых карликов незначительны, то и запасенной в них тепловой энергии хватает надолго.

Известно, что масса ядра, сконденсировавшегося из межзвездной материи, определяет, станет ли оно звездой или же рассеется в бескрайних просторах Вселенной.

А для того чтобы вступил в действие первый вариант, необходимо, чтобы в недрах этого конденсата начались термоядерные реакции. А начнутся они тогда, когда этот шар наберет некоторую критическую массу. Потому что в ядре в этой ситуации возникнут такие температура и давление, которые окажутся благоприятными для синтеза.

Но если масса газового шара окажется меньше критической, то ему, увы, о звездной карьере придется забыть. Именно объекты, масса которых ниже критической, и называются бурыми, или коричневыми карликами (О них мы уже писали ранее).

Впервые термин «коричневый карлик» ввела в научный обиход в 1975 году Джилл Тартер. Правда, первое время он особой популярностью не пользовался, но затем прижился.

И хотя существование бурых карликов было доказано еще в середине 60-х годов прошлого века, однако они присутствовали только в теоретических выкладках ученых. И лишь в 1995 году был открыт первый бурый карлик.

Но благодаря наблюдениям с космического телескопа «Хаббл» стало известно множество самых разных представителей этого типа небесных тел. Ученые узнали о существовании двойных бурых карликов, бурых карликов в «союзе» с планетами и других их форм.

Бурый карлик у слабой красной звездочки SCR 1845—6357

Поскольку бурых карликов достаточно много, они должны находиться и в окрестностях ближайшей к нам Солнечной системы. Но так как объекты эти слабые, то и увидеть их довольно сложно, особенно в том случае, если они одиноки.

В январе 2006 года появилось сообщение об открытии бурого карлика у слабой красной звездочки SCR 1845—6357, которая находится от Земли на расстоянии всего около 13 световых лет. Нет сомнений в том, что должны существовать и более близкие объекты этого типа. Но вопрос только в том: как их обнаружить?

Что же касается механизма образования бурых карликов, то предполагается, что он такой же, как и у немассивных звезд. Но полной ясности в этом вопросе все-таки нет. Поэтому астрофизики предлагают несколько возможных вариантов.

Наиболее популярными являются следующие три.

В первом варианте образование этих объектов связывают с турбулентностью в межзвездной среде.

В этом случае необходимо, чтобы турбулентные движения, приводящие к появлению первичных звездных облаков, создавали не только массивные дозвездные ядра, но и такие, которых впоследствии могли бы привести к появлению бурых карликов. Согласно теоретическим расчетам, такой вариант возможен, но физика этого явления очень сложна. Поэтому даже современные компьютерные модели не в состоянии учесть все процессы, необходимые для решения этой задачи.

В соответствии со вторым вариантом бурые карлики образуются как вторичный продукт во время формирования более крупных звезд. В этот период в протозвездном ядре появляется окруженный массивным диском центральный конденсат, из которого впоследствии образуется звезда.

И если в этом огромном диске начнут появляться разного рода неустойчивые зоны, то он может развалиться на несколько фрагментов, из которых впоследствии образуются коричневые карлики. Таким путем могут возникнуть, например, карлики, вращающиеся вокруг нормальных звезд.

Наконец, третий вариант предполагает, что в ходе сжатия первичного ядра звезды оно может распасться на несколько фрагментов. А в результате динамического взаимодействия друг с другом какие-то, скорее всего самые легкие из них могут быть выброшены из звездной системы. И если это случилось до того, как масса выброшенного объекта достигла предела Кумара (0,07 массы Солнца), то образуется бурый карлик.

И хотя механизмы образования коричневых карликов во всех трех случаях разные, тем не менее все эти варианты не исключают друг друга и имеют право на существование. И скорее всего в той или иной мере встречаются в природе. Вопрос только в том, какая доля бурых карликов развивается по тому или иному сценарию?

Кстати, у бурых и белых карликов, несмотря на разные механизмы их появления и развития, есть одна общая особенность: и в тех и в других вещество представлено газом вырожденных электронов, то есть когда эти частицы находятся настолько близко друг от друга, что электроны в атоме вынуждены занимать разные орбиты.

В обоих типах звездных карликов возникает давление вырожденного газа, ограничивающее как дальнейшее сжатие протозвезды, так и рост ее температуры. Впервые эту мысль высказал в 1963 году американский астрофизик Кумар. Впоследствии предельная масса, которой отличаются «активные» звезды от потухших, иногда называется пределом Кумара. Он равен примерно 0,07—0,08 солнечной массы.

В последние десятилетия двадцатого столетия астрономы обнаружили в бескрайних просторах Вселенной немало удивительных объектов. Это – и пульсары, и квазары, и нейтронные звезды. Но, наверное, самым поразительными и загадочными являются черные дыры – области пространства-времени, в которых гравитационное поле настолько сильное, что ни один объект (даже излучение) не может его покинуть.