Звезды, пульсары и «черные дыры», их роль во Вселенной

Джон Флемстид (1646—1719), первый Королевский астроном Англии, ввёл систему обозначения  звёзд, не связанную с их блеском. В каждом созвездии он обозначил  звёзды номерами в порядке увеличения их прямого восхождения, то есть в  том порядке, в котором они  пересекают меридиан. Так, Арктур, он же Волопаса (α Bootes), обозначен как 16 Bootes.

Некоторые необычные  звёзды иногда называют именами астрономов, впервые описавших их уникальные свойства. Например, звезда Барнарда названа  в честь американского астронома  Э. Барнарда (1857—1923), а звезда Каптейна — в честь нидерландского астронома  Я. Каптейна (1851—1922). На современных  картах звёздного неба обычно нанесены древние собственные имена ярких  звёзд и греческие буквы в  системе обозначений Байера (его  латинские буквы используют редко); остальные звёзды обозначают согласно Флемстиду. Но не всегда на картах хватает  места для этих обозначений, поэтому  обозначения остальных звёзд  нужно искать в звёздных каталогах.

Для переменных звёзд используется свой способ обозначения. Такие звёзды обозначают в порядке  их обнаружения в каждом созвездии. Первую обозначают буквой R, вторую — S, затем T и т. д. После Z идут обозначения RR, RS, RT и т. д. После ZZ идут AA и т. д. (Букву J не используют, чтобы не было путаницы с I.) Когда все эти комбинации истощаются (всего их 334), то продолжают нумерацию цифрами с буквой V (variable — переменный), начиная с V335. Например: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Также необходимо подчеркнуть, что никаких официально присвоенных имён у звёзд не существует, лишь по сложившейся традиции, поддерживаемой астрономами, около 300 ярких звёзд  имеют собственные имена. В связи  с этим, выдаваемые некоторыми организациями  сертификаты о наименовании звёзд  являются частной инициативой и  не признаются Международным астрономическим  союзом.

1.9 Реакции термоядерного синтеза  в недрах звёзд

Реакции термоядерного  синтеза элементов — основной источник энергии большинства звёзд.

1.10 Самые известные звёзды

№	обозначение	название	Созвездие	видимая звездная величина	Расстояние до Земли (св. лет)	Описание
1		Солнце	Зодиакальные созвездия	−26,72	8,32 ± 0,16 св. мин	Центр Солнечной системы, в которую входит Земля
2	αС Центавра	Проксима Центавра	Центавр	+11,09	4,225	Ближайшая к Солнцу звезда
3	α Большого Пса	Сириус	Большой Пёс	−1,43	8,58	Ярчайшая (после Солнца) звезда из визуально  наблюдаемых с Земли
4	α Малой Медведицы	Полярная звезда	Малая Медведица	+1,97	431,4	Важнейшая навигационная звезда, указывающая  направление на север
5	η Киля	—	Киль	+6,21	7000-8000	Гипергигант. Одна из самых больших  и ярких звезд, примерно в 5 млн раз ярче Солнца.
6	α Скорпиона	Антарес	Скорпион	+1,06	604	Одна из самых ярких и крупных  звезд из числа ближайших к  Земле. В крупнейшие телескопы видна как диск, а не как точка
7	HIP 87937	Звезда Барнарда	Змееносец	+9,53	5,963	Звезда, обладающая наивысшей скоростью собственного движения
8	PSR B1919+21 (англ.)	—	Лисичка	?	2283,12	Первый из открытых пульсаров (1967 год)

 

2. Пульсары

Пульсар —  космический источник радио -, оптического, рентгеновского, гамма- излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов).

Пульсары  были открыты в июне 1967 г. Джоселин Белл, аспиранткой Э. Хьюиша на меридианном  радиотелескопе Маллардской радиоастрономической обсерватории Кембриджского университета на длине волны 3,5 м (85,7 МГц). За этот выдающийся результат Хьюиш получил  в 1974 году Нобелевскую премию. Результаты наблюдений несколько месяцев хранились  в тайне, а первому открытому  пульсару присвоили имя LGM-1 (сокр. от Little Green Men — маленькие зелёные человечки). Это было связано с предположением искусственности строго периодических импульсов радиоизлучения. Современные названия этого пульсара — PSR B1919+21 (англ.) или PSR J1921+2153.

Пульсар, точнее радиопульсар, представляет собой нейтронную звезду. Она испускает узконаправленные потоки радиоизлучения. В результате вращения нейтронной звезды поток попадает в поле зрения внешнего наблюдателя  через равные промежутки времени  — так образуются импульсы пульсара.

На 2008 год  уже было известно около 1790 радиопульсаров (по данным каталога ATNF). Ближайшие из них расположены на расстоянии около 0,12 кпк (около 390 световых лет) от Солнца.

Несколько позже  были открыты источники периодического рентгеновского излучения, названные  рентгеновскими пульсарами. Как и  радио, рентгеновские пульсары являются сильно замагниченными нейтронными  звёздами. В отличие от радиопульсаров, расходующих собственную энергию  вращения на излучение, рентгеновские  пульсары излучают за счёт аккреции вещества звезды-соседа, заполнившего свою полость  Роша. Как следствие, масса пульсара медленно растёт, увеличивается его  момент инерции и частота вращения, в то время как радиопульсары  со временем, наоборот, замедляются.

3. Чёрные дыры

Чёрная дыра́  — область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой  настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света.

Граница этой области называется горизонтом событий, а её характерный размер — гравитационным радиусом. В простейшем случае сферически симметричной чёрной дыры он равен радиусу Шварцшильда:

,

где c — скорость света, M — масса тела, G — гравитационная постоянная.

Теоретически  возможность существования таких  областей пространства-времени следует  из некоторых точных решений уравнений  Эйнштейна, первое[1] из которых было получено Карлом Шварцшильдом в 1915 году. Точный изобретатель термина неизвестен, но само обозначение было популяризовано Джоном Арчибальдом Уилером и впервые публично употреблено в лекции «Наша Вселенная: известное и неизвестное (Our Universe: the Known and Unknown)» 29 декабря 1967 года. Ранее подобные астрофизические объекты называли «сколлапсировавшие звёзды» или «коллапсары» (от англ. collapsed stars), а также «застывшие звёзды» (англ. frozen stars).

Вопрос о  реальном существовании чёрных дыр  тесно связан с тем, насколько  верна теория гравитации, из которой  их существование следует. В современной физике стандартной теорией гравитации, лучше всего подтверждённой экспериментально, является общая теория относительности (ОТО), уверенно предсказывающая возможность образования чёрных дыр, но их существование возможно и в рамках других (не всех) моделей (см.: Альтернативные теории гравитации). Поэтому наблюдательные данные анализируются и интерпретируются, прежде всего, в контексте ОТО, хотя, строго говоря, эта теория не является экспериментально подтверждённой для условий, соответствующих области пространства-времени в непосредственной близости от чёрных дыр звёздных масс. Поэтому утверждения о непосредственных доказательствах существования чёрных дыр, строго говоря, следует понимать в смысле подтверждения существования астрономических объектов, таких плотных и массивных, а также обладающих некоторыми другими наблюдаемыми свойствами, что их можно интерпретировать как чёрные дыры общей теории относительности.

Кроме того, чёрными дырами часто называют объекты, не строго соответствующие данному  выше определению, а лишь приближающиеся по своим свойствам к такой  чёрной дыре — например, это могут  быть коллапсирующие звёзды на поздних  стадиях коллапса. В современной  астрофизике этому различию не придаётся большого значения, так как наблюдательные проявления «почти сколлапсировавшей» («замороженной») звезды и «настоящей» («извечной») чёрной дыры практически одинаковы. Это происходит потому, что отличия физических полей вокруг коллапсара от таковых для «извечной» чёрной дыры уменьшаются по степенным законам с характерным временем порядка гравитационного радиуса, делённого на скорость света.

3.1 История представлений о чёрных  дырах

В истории  представлений о чёрных дырах  выделяют три периода:

• Начало первого периода связано с опубликованной в 1784 году работой Джона Мичелла, в которой был изложен расчёт массы для недоступного наблюдению объекта.

• Второй период связан с развитием общей теории относительности, стационарное решение уравнений которой было получено Карлом Шварцшильдом в 1915 году.

• Публикация в 1975 году работы Стивена Хокинга, в которой он предложил идею об излучении чёрных дыр, начинает третий период. Граница между вторым и третьим периодами довольно условна, поскольку не сразу стали ясны все следствия открытия Хокинга, изучение которых продолжается до сих пор.

3. 2 Падение в чёрную дыру

Представим  себе, как должно выглядеть падение  в шварцшильдовскую чёрную дыру. Тело, свободно падающее под действием  сил гравитации, находится в состоянии  невесомости. Падающее тело будет испытывать действие приливных сил, растягивающих его в радиальном направлении и сжимающих — в тангенциальном. Величина этих сил растёт и стремится к бесконечности при . В некоторый момент собственного времени тело пересечёт горизонт событий. С точки зрения наблюдателя, падающего вместе с телом, этот момент ничем не выделен, однако возврата теперь нет. Тело оказывается в горловине (её радиус в точке, где находится тело и есть  ), сжимающейся столь быстро, что улететь из неё до момента окончательного схлопывания (это и есть сингулярность) уже нельзя, даже двигаясь со скоростью света.

Рассмотрим  теперь процесс падения тела в  чёрную дыру с точки зрения удалённого наблюдателя. Пусть, например, тело будет  светящимся и, кроме того, будет посылать сигналы назад с определённой частотой. Вначале удалённый наблюдатель  будет видеть, что тело, находясь в процессе свободного падения, постепенно разгоняется под действием сил  тяжести по направлению к центру. Цвет тела не изменяется, частота детектируемых  сигналов практически постоянна. Однако когда тело начнёт приближаться к  горизонту событий, фотоны, идущие от тела, будут испытывать всё большее  и большее гравитационное красное  смещение. Кроме того, из-за гравитационного  поля все физические процессы с точки  зрения удалённого наблюдателя будут  идти всё медленнее и медленнее  гравитационного замедления времени: часы, закреплённые на радиальной координате r без вращения ( ), будут идти медленнее бесконечно удалённых в раз. Будет казаться, что тело — в чрезвычайно сплющенном виде — будет замедляться, приближаясь к горизонту событий и, в конце концов, практически остановится. Частота сигнала будет резко падать. Длина волны испускаемого телом света будет стремительно расти, так что свет быстро превратится в радиоволны и далее в низкочастотные электромагнитные колебания, зафиксировать которые уже будет невозможно. Пересечения телом горизонта событий наблюдатель не увидит никогда и, в этом смысле, падение в чёрную дыру будет длиться бесконечно долго. Есть, однако, момент, начиная с которого повлиять на падающее тело удалённый наблюдатель уже не сможет. Луч света, посланный вслед этому телу, его либо вообще никогда не догонит, либо догонит уже за горизонтом. Кроме того, расстояние между телом и горизонтом событий, а также «толщина» сплющенного (с точки зрения стороннего наблюдателя) тела довольно быстро достигнут планковской длины и (с математической точки зрения) будут уменьшаться и далее. Для реального физического наблюдателя (ведущего измерения с планковской погрешностью) это равносильно тому, что масса чёрной дыры увеличится на массу падающего тела, а значит, радиус горизонта событий возрастёт и падающее тело окажется «внутри» горизонта событий за конечное время.

Аналогично  будет выглядеть для удалённого наблюдателя и процесс гравитационного  коллапса. Вначале вещество ринется  к центру, но вблизи горизонта событий  оно станет резко замедляться, его  излучение уйдёт в радиодиапазон, и в результате удалённый наблюдатель  увидит, что звезда погасла.

3.3 Чёрные дыры во Вселенной

Со времени  теоретического предсказания чёрных дыр  оставался открытым вопрос об их существовании, так как наличие решения типа «чёрная дыра» ещё не гарантирует, что существуют механизмы образования  подобных объектов во Вселенной. Известны, однако, механизмы, которые могут  приводить к тому, что некоторая  область пространства-времени будет  иметь те же свойства (ту же геометрию), что и соответствующая область  у чёрной дыры. Так, например, в результате коллапса звезды может сформироваться пространство-время. В реальности из-за аккреции вещества, с одной стороны, и (возможно) хокинговского излучения, с другой, пространство-время вокруг коллапсара отклоняется от приведённых выше точных решений уравнений Эйнштейна. И хотя в любой небольшой области (кроме окрестностей сингулярности) метрика искажена незначительно, глобальная причинная структура пространства-времени может отличаться кардинально. В частности, настоящее пространство-время может, по некоторым теориям, уже и не обладать горизонтом событий.

По современным  представлениям, есть четыре сценария образования чёрной дыры:

• Гравитационный коллапс (катастрофическое сжатие) достаточно массивной звезды (более чем 3,6 масс Солнца) на конечном этапе её эволюции.

• Коллапс центральной части галактики или пра-галактического газа. Современные представления помещают огромную ( ) чёрную дыру в центр многих, если не всех, спиральных и эллиптических галактик. Например, в центре нашей Галактики находится чёрная дыра Стрелец A* массой  , вокруг которой вращается меньшая чёрная дыра.

• Формирование чёрных дыр в момент Большого Взрыва в результате флуктуаций гравитационного поля и/или материи. Такие чёрные дыры называются первичными.

• Возникновение чёрных дыр в ядерных реакциях высоких энергий — квантовые чёрные дыры.

3.4 Чёрные дыры звёздных масс

Чёрные дыры звёздных масс образуются как конечный этап жизни звезды, после полного  выгорания термоядерного топлива  и прекращения реакции звезда теоретически должна начать остывать, что приведёт к уменьшению внутреннего  давления и сжатию звезды под действием  гравитации. Сжатие может остановиться на определённом этапе, а может перейти  в стремительный гравитационный коллапс. В зависимости от массы  звезды и вращательного момента  возможны следующие конечные состояния:

• Погасшая очень плотная звезда, состоящая в основном, в зависимости от массы, из гелия, углерода, кислорода, неона, магния, кремния или железа (основные элементы перечислены в порядке возрастания массы остатка звезды).

• Белый карлик, масса которого ограничивается сверху пределом Чандрасекара.

• Нейтронная звезда, масса которой ограничена пределом Оппенгеймера — Волкова.

• Чёрная дыра.

По мере увеличения массы остатка звезды происходит движение равновесной конфигурации вниз по изложенной последовательности. Вращательный момент увеличивает предельные массы на каждой ступени, но не качественно, а количественно (максимум в 2—3 раза).

Условия (главным  образом, масса), при которых конечным состоянием эволюции звезды является чёрная дыра, изучены недостаточно хорошо, так как для этого необходимо знать поведение и состояния  вещества при чрезвычайно высоких  плотностях, недоступных экспериментальному изучению. Дополнительные сложности  представляет моделирование звёзд  на поздних этапах их эволюции из-за сложности возникающего химического  состава и резкого уменьшения характерного времени протекания процессов. Достаточно упомянуть, что одни из крупнейших космических катастроф, вспышки  сверхновых, возникают именно на этих этапах эволюции звёзд. Различные модели дают нижнюю оценку массы чёрной дыры, получающейся в результате гравитационного  коллапса, от 2,5 до 5,6 масс Солнца. Радиус чёрной дыры при этом очень мал  — несколько десятков километров.