Олег Фейгин - Принцип апокалипсиса: сценарии конца света

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.

Довольно любопытно, что и бурые, и белые карлики, несмотря на совершенно разные жизненные пути, имеют важные общие черты. Так, и в белых, и в бурых карликах возникает давление вырожденного газа электронов, которое и ограничивает как дальнейшее сжатие протозвезды, так и рост ее температуры.

Первым открытым белым карликом стал спутник ярчайшей звезды Сириус в созвездии Большого Пса. В движении Сириуса астрономы давно уже отмечали странные аномалии. «Песья звезда», как ее называли в древности, двигалась по небу своеобразной «валкой походкой». Естественно, что обычные звезды не имеют таких траекторий, их путь прям и ровен, поэтому ученые уже давно заподозрили, что у Сириуса есть некий невидимый, но довольно массивный спутник, который, в конце концов, удалось-таки рассмотреть как слабую белую звездочку. Именно белый цвет этой звездочки и послужил основой для названия белых карликов.

Подобно земной бабочке, белый карлик начинает свой жизненный путь со сброса звездного кокона, под которым скрывалась его сущность. Продолжая эту аналогию, можно сказать, что наше Солнце – это своеобразная гусеница, а когда оно сбросит с себя кокон газовой оболочки, это будет великолепнейшее зрелище! Правда, наше Солнце сможет превратиться в «бабочку» (белого карлика) не ранее, чем через пять миллиардов лет.

За гранью сотен тысяч миллиардов лет наступит Эпоха распада. Здесь уже астрономы начинают путаться в своих сценариях эволюции Вселенной. Наиболее вероятно лишь то, что Эпоха вещества заканчивается рассеиванием газопылевых облаков, в которых когда-то зарождались звезды. Не совсем ясен и дальнейший путь развития, или, правильнее сказать, распада сверхгигантских супергалактик, образовавшихся на исходе Эры вещества из тысяч и даже миллионов галактик наподобие нашего Млечного пути, давно уже слившегося (спустя двадцать миллиардов лет после Большого взрыва) с Туманностью Андромеды.

Скорее всего, началом Эпохи распада, как предпоследним актом вселенской драмы угасания нашего мира, следует считать распад остатков планетарных систем. При этом погасшие звезды будут терять свои оставшиеся планеты, увлекаемые их звездными соседями. Вопрос лишь в том, как именно это будет происходить, и тут астрофизики советуют обратить самое пристальное внимание на современные кратные звездные системы с участием коричневых карликов. Именно такие двойные погасшие звезды будут преобладать в далеком будущем. Действительно, наблюдая молодые бурые карлики, нельзя не заметить, что отгорев или даже еще не родившись, звезда оказывается в удивительно стабильном состоянии, которое может длиться многие миллиарды миллиардов лет, вплоть до таинственной Эры галактических распадов. В современной, сравнительно молодой Вселенной таких объектов не так уж и много, но со временем именно они составят основную массу видимой материи.