Поиски чёрных дыр
Поиски чёрных дыр
То, что знают астрологи об эволюции звезд, приводит к неминуемому выводу: темные дыры должны появляться в конце жизни мощных небесных тел. Как протекает их эволюция и почему следует настолько определенный вывод?
Вещество обыкновенной звезды, схожей нашему Солнцу, находится под действием 2-ух обратных сил — тяготения, стремящегося сжать звезду к центру, и давления раскаленных газов, стремящихся ее расширить. Их равенство обеспечивает устойчивое состояние звезды. Но жгучая звезда безпрерывно испускает энергию с поверхности, и если б эта утрата не компенсировалась, то звезда растеряла бы свою термическую энергию и стала бы сжиматься. Но этого не происходит, ибо поблизости центра звезды, где температура довольно велика, идут термоядерные реакции, сопровождающиеся выделением большой энергии. При всем этом ядерное “горение” претерпевают поначалу водород, гелий, а потом и поболее томные элементы — углерод, кислород и т. д. Термоядерные реакции и являются источником энергии звезд, которую они источают в место.
Со временем исчерпывается припас ядерного горючего в звезде. Длительность ядерного “горения” — этого активного периода жизни звезд — определяется скоростью энергопотери на излучение и припасами ядерного горючего. И то и это находится в зависимости от массы звезды. Потому и длительность жизни звезды определяется ее массой. Звезды с массой, равной солнечной, живут около 10 млрд лет. Более мощные звезды живут меньше. Так, звезда массой 3 массы Солнца живет один млрд лет, а звезда массой 10 масс Солнца всего 100 миллионов лет.
Когда исчерпается все ядерное горючее, звезда, продолжая терять энергию на излучение, равномерно сжимается. Если масса ее не превосходит массу Солнца более чем в 1,2 раза, то сжатие завершится, когда радиус звезды составит несколько тыщ км. Плотность вещества при всем этом может добиться 109 г/см3. Такие звезды получили заглавие белоснежных карликов. Они уже издавна известны астрологам.
После перевоплощения в белоснежный лилипут звезда остывает, фактически не понижая собственных размеров. Давление газа, препятствующее предстоящему сжатию белоснежного лилипута, обеспечивается квантовыми силами, возникающими меж довольно тесновато упакованными электронами плазмы, составляющей звезду. Это давление в критериях звезды никак не находится в зависимости от температуры ее вещества. Потому белоснежный лилипут может стопроцентно остыть и перевоплотиться в темный лилипут, не изменив собственного размера.
Если масса звезды более 1,2 массы Солнца, то в процессе ее сжатия плотность вещества превзойдет 109 г/см3. При таковой плотности появляются ядерные реакции, всасывающие много энергии. Равенство сил тяготения и давления нарушается, и звезда начнет быстро сжиматься.
В процессе этого сжатия может произойти ядерный взрыв, который мы смотрим как вспышку сверхновой. При всем этом звезда сбрасывает оболочку и преобразуется в так именуемую нейтронную звезду. Силы тяготения сжимают ее так, что в центре звезды плотность становится сравнима с ядерной, 1014—1015 г/см3.
Нейтронная звезда — это типичное атомное ядро поперечником в десяток км. В таковой звезде ядерные частички — нуклоны — очень тесновато прижаты друг к другу. Если ее масса не превосходит две массы Солнца, то нуклонный газ способен квантовыми силами воспрепятствовать предстоящему сжатию звезды. Таково конечное состояние этой остывшей звезды. Правда, понятие холода к нейтронной звезде совсем неприемлемо исходя из убеждений земных представлений. Ведь в настолько плот ном газе тепло никак не должно сказываться на величине давления, даже если температура газа сотки миллионов градусов. Поэтому-то, хотя астрофизики нередко именуют нейтронную звезду прохладной, в ее центре температура может достигать сотен миллионов градусов, а на поверхности миллиона.
Длительно находили астрологи нейтронные звезды, но неудачно. И это полностью закономерно. Звезду радиусом 10 км и с температурой миллион градусов мож-нэ узреть исключительно в самые большие телескопы, если она к тому же довольно близка к нам. Дело в том, что излучающая поверхность нейтронных звезд очень мала и ойи, обычно, испускают видимого света в миллион раз меньше нашего Солнца. Но если мы даже лицезреем ней-гронную звезду, остается вопрос, как отличить ее от обыденных слабеньких звезд.
Нейтронные звезды пробовали найти по воздействию их тяготения на окрестные звезды. В тесноватой двойной системе увидеть слабенькую нейтронную нереально — она утопает в ярчайшем свете собственной соседки. Но нейтронные звезды имеют такую же массу, как и большая часть других звезд. Астрологи стали находить в двойных системах звезды с обычной массой, но очень низкой светимостью. Но эти пробы не увенчались фуррором.
Открыли нейтронные звезды совсем случаем в 1967 году английские радиоастрономы спустя 33 года после их теоретического пророчества. Оказалось, что поблизости поверхности нейтронных звезд, которые владеют сильным магнитным полем, есть активные области, излучающие направленные потоки радиоволн. Такая активная область крутится совместно с поверхностью звезды, испускает пучок направленных радиоволн, как крутящийся прожектор. Этот пучок бежит по небу, и, когда попадает на Землю, мы смотрим вспышки радиоизлучения, которые происходят через равные промежутки времени, надлежащие периоду вращения звезды. Эти вспышки и зарегистрировали английские радиоастрономы.
Вспышки радиоизлучения пульсаров — как окрестили новые галлактические объекты — следовали с очень маленьким периодом (около одной секунды и меньше). Таковой период вращения может быть только у звезды, поперечник которой не больше нескольких 10-ов км. Вправду, настолько же стремительно крутящаяся звезда с поперечником 1000 км (к примеру, белоснежный лилипут) будет просто разорвана центробежными силами, и только у малеханькой нейтронной звезды настолько резвое вращение еще не превосходит предела прочности. Так было подтверждено, что пульсары — это нейтронные звезды.
Пульсар — конечный шаг активной жизни звезды не очень большой массы, меньше приблизительно 2-ух масс Солнца.
Но в реальной Вселенной звезду окружает межзвездный газ. Он попадает на звезду, разогревается при ударе о ее поверхность и испускает рентгеновские лучи. Если нейтронная звезда заходит в двойную звездную систему и из атмосферы 2-ой (обычной) звезды исходит газ, то он может попадать в поле тяготения нейтронной звезды. В данном случае поток газа и интенсивность рентгеновского излучения становятся в особенности значительны. Такие “рештеновские пульсары” также обнаружены в двойных системах.
Итак, существование нейтронных звезд внушительно подтверждено. Но расчеты демонстрируют, что если звезда после исчерпания ядерного горючего, сжатия и вероятных процессов сбрасывания наружных оболочек имеет массу, все еще превосходящую критичный предел, равный приблизительно двум солнечным массам, то даже действие больших сил давления сверхплотного ядерного вещества все таки не сумеет приостановить процесс сжатия, и перевоплощение ее в черную дыру в конце эволюции становится неминуемым.
Правда, время от времени высказывалась идея, что, может быть, мощные звезды в конце эволюции выбрасывают в место огромную часть собственной массы, а остаток, владеющий массой меньше критичной, преобразуется в белоснежный лилипут либо нейтронную звезду. Но таковой путь эволюции большинству ученых представляется очень искусственным и маловероятным. Потому мы приходим к заключению, что темные дыры безизбежно должны появляться на поздних стадиях эволюции мощных звезд.
Могут ли во Вселенной существовать темные дыры другого, незвездного происхождения? Скорее всего, да. И мы в предстоящем познакомимся с этими способностями, нередко очень увлекательными и необыкновенными. Но выводы о существовании незвездных темных дыр еще наименее надежны, чем о неизбежности появления темных дыр в процессе эволюции мощных звезд. Более того, как мы увидим далее, по последней мере одна темная дыра звездного происхождения, возможно, уже открыта астрологами. Вот почему мы пока отложим знакомств с другими незвездными темными дырами и обратимся к вопросу о поисках темных дыр звездного происхождения.