Зірка перетворюється в білий карлик. Білий карлик, нейтронна зірка, чорна діра

білі карлики- проеволюціоніровавшіе зірки з масою, що не перевищує межу Чандрасекара, позбавлені власних джерел термоядерної енергії. Це компактні зірки з масами, порівнянними з масою Сонця, але з радіусами в ~ 100 і, відповідно, світностями в ~ 10 000 разів меншими сонячної. Щільність білих карликів складає близько 10 6 г / см³, що майже в мільйон разів більша за густину звичайних зірок головної послідовності. За чисельністю білі карлики складають за різними оцінками 3-10% зоряного населення нашої Галактики.
На малюнку порівняльні розміри Сонце (праворуч) і подвійної системи IK Пегаса компонент B - білий карлик з температурою поверхні 35,500 K (по центру) та компонент А - зірка спектрального типу A8 (зліва).

відкриттяУ 1844г директор Кенігсберзької обсерваторії Фрідріх Бессель виявив, що Сіріус, найяскравіша зіркапівнічного неба, періодично, хоча і вельми слабо, відхиляється від прямолінійної траєкторії руху по небесній сфері. Бессель прийшов до висновку, що у Сіріуса повинен бути невидимий «темний» супутник, причому період обертання обох зірок навколо загального центру мас повинен бути близько 50 років. Повідомлення було зустрінуте скептично, оскільки темний супутник залишався неспостережуваних, а його маса повинна була бути досить велика - порівнянної з масою Сіріуса.
У січні 1862р А.Г. Кларк, юстіруя 18-ти дюймовий рефрактор, найбільший на той час телескоп у світі (Dearborn Telescope), поставлений сімейною фірмою Кларків в Чиказьку обсерваторію, виявив в безпосередній близькості від Сіріуса тьмяну зірочку. Це був темний супутник Сіріуса, Сіріус B, передбачений Бесселя. Температура поверхні Сіріуса B складає 25 000 К, що, з урахуванням його аномально низької світності, вказує на дуже малий радіус і, відповідно, вкрай високу щільність - 10 6 г / см³ (щільність Сіріуса ~ 0,25 г / см³, щільність Сонця ~ 1,4 г / см³).
У 1917 р Адріан Ван МААН відкрив наступний білий карлик - зірку Ван Маанена в сузір'ї Риб.

парадокс щільності На початку XX століття Герцшпрунг і Расселом була відкрита закономірність щодо спектрального класу (температури) і світності зірок - Діаграма Герцшпрунга - Рассела (Г-Р діаграма). Здавалося, що все розмаїття зірок вкладається в дві гілки Г-Р діаграми - головну послідовність і гілка червоних гігантів. В ході робіт по накопиченню статистики розподілу зірок по спектральному класу і світності Рассел звернувся в 1910р до професора Е. Пікерінг. Подальші події Рассел описує так:

«Я був у свого друга ... професора Е. Пікерінг з діловим візитом. З характерною для нього добротою він запропонував отримати спектри усіх зірок, які Хинкс і я спостерігали ... з метою визначення їх паралаксів. Ця частина здавалася рутинної роботи виявилася дуже плідною - вона привела до відкриття того, що всі зірки дуже малої абсолютної величини(Т. Е. Низької світності) мають спектральний клас M (т. Е. Дуже низьку поверхневу температуру). Як мені пам'ятається, обговорюючи це питання, я запитав у Піккерінги про деякі інші слабких зірок ..., згадавши зокрема 40 Ерідана B. Ведучи себе характерним для нього чином, він тут же відправив запит в офіс (Гарвардської) обсерваторії, і незабаром була отримана відповідь (я думаю, від місіс Флемінг), що спектр цієї зірки - A (т. е. висока поверхнева температура). Навіть в ті палеозойські часи я знав про ці речі досить, щоб відразу ж усвідомити, що тут є крайнє невідповідність між тим, що ми тоді назвали б «можливими» значеннями поверхневої яскравості і щільності. Я, мабуть, не приховав, що не просто здивований, а буквально вражений цим винятком з того, що здавалося цілком нормальним правилом для характеристик зірок. Пікерінг же посміхнувся мені і сказав: «Саме такі винятки і ведуть до розширення наших знань» - і білі карлики увійшли в світ досліджуваного »

Подив Рассела цілком зрозуміло: 40 Ерідана B відноситься до відносно близьких зірок, і по спостережуваному паралаксу можна досить точно визначити відстань до неї і, відповідно, світність. Світність 40 Ерідана B виявилася аномально низькою для її спектрального класу - білі карлики утворили нову область на Г-Р діаграмі. Таке поєднання світності, маси і температури було незрозуміло і не знаходило пояснення в рамках стандартної моделі будови зірок головної послідовності, розробленої в 1920-х роках.
Висока щільність білих карликів знайшла пояснення лише в рамках квантової механікипісля появи статистики Фермі-Дірака. У 1926р Фаулер в статті «Щільна матерія» ( «Dense matter», Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122) показав, що, на відміну від зірок головної послідовності, для яких рівняння стану грунтується на моделі ідеального газу ( стандартна модель Еддінгтона), для білих карликів щільність і тиск речовини визначаються властивостями виродженого електронного газу (Фермі-газу).
Наступним етапом в поясненні природи білих карликів стали роботи Я. І. Френкеля і Чандрасекара. У 1928р Френкель вказав, що для білих карликів повинен існувати верхня межа маси, і в 1930р Чандрасекар в роботі «Максимальна маса ідеального білого карлика» ( «The maximum mass of ideal white dwarfs», Astroph. J. 74, 81-82) показав , що білі карлики з масою вище 1,4 сонячних нестійкі (межа Чандрасекара) і повинні коллапсировать.

Походження білих карликів
Рішення Фаулера пояснило внутрішню будовубілих карликів, але не прояснило механізм їх походження. У поясненні генезису білих карликів ключову роль зіграли дві ідеї: думка Е. Епіка, що червоні гіганти утворюються з зірок головної послідовності в результаті вигоряння ядерного пального і припущення В.Г. Фесенкова, зроблене незабаром після Другої світової війни, що зірки головної послідовності повинні втрачати масу, і така втрата маси повинна робити істотний вплив на еволюцію зірок. Ці припущення повністю підтвердилися.
В процесі еволюції зірок головної послідовності відбувається «вигоряння» водню з утворенням гелію (цикл Бете). Таке вигоряння призводить до припинення енерговиділення в центральних частинах зірки, стиснення і, відповідно, до підвищення температури і щільності в її ядрі, що веде до умов, в яких активується нове джерело термоядерної енергії: вигоряння гелію при температурах близько 10 8 K ( потрійна гелієва реакціяабо потрійний альфа-процес), характерний для червоних гігантів і надгігантів:
He 4 + He 4 = Be 8 - два ядра гелію (альфа-частинки) зливаються і утворюється нестабільний ізотоп берилію;
Be 8 + He 4 = C 12 + 7,3 МеВ - велика частина Be 8 знову розпадається на дві альфа-частинки, але при зіткненні Be 8 з високоенергетичної альфа-частинкою може утворитися стабільне ядро ​​вуглецю C 12.
Слід, однак, відзначити, що потрійна гелієва реакція характеризується значно меншим енерговиділенням, ніж цикл Бете: в перерахунку на одиницю маси енерговиділення при «горінні» гелію більш ніж в 10 разів нижче, ніж при «горінні» водню. У міру вигоряння гелію і вичерпання джерела енергії в ядрі можливі і більш складні реакції нуклеосинтезу, однак, по-перше, для таких реакцій потрібні все більш високі температури і, по-друге, енерговиділення на одиницю маси в таких реакціях падає в міру зростання масових чисел ядер, що вступають в реакцію.
Додатковим фактором, по видимому впливає на еволюцію ядер червоних гігантів, є поєднання високої температурної чутливості потрійний гелієвої реакції і реакцій синтезу більш важких ядер з механізмом нейтринного охолодження: При високих температурах і тисках можливо розсіювання фотонів на електронах з утворенням нейтрино-антинейтрино пар, які вільно забирають енергію з ядра: зірка для них прозора. швидкість такого об'ємногонейтринного охолодження, на відміну від класичного поверхневогофотонного охолодження, не лімітована процесами передачі енергії з надр зірки до її фотосфері. В результаті реакції нуклеосинтезу в ядрі зірки досягається нова рівновага, що характеризується однаковою температурою ядра: утворюється ізотермічний ядро.
У разі червоних гігантів з відносно невеликою масою (близько сонячної) ізотермічні ядра складаються, в основному, з гелію, в разі більш масивних зірок - з вуглецю і більш важких елементів. Однак, в будь-якому випадку щільність такого ізотермічного ядра настільки висока, що відстані між електронами утворює ядро ​​плазми стають порівнянними з їх довжиною хвилі Де Бройля λ = h / mv , Тобто виконуються умови виродження електронного газу. Розрахунки показують, що щільність ізотермічних ядер відповідає щільності білих карликів, т. Е. ядрами червоних гігантів є білі карлики.

Втрата маси червоними гігантами
Ядерні реакції в червоних гігантах відбуваються не тільки в ядрі: у міру вигоряння водню в ядрі, нуклеосинтез гелію поширюється на ще багаті воднем області зірки, утворюючи сферичний шар на кордоні бідних і багатих воднем областей. Аналогічна ситуація виникає і з потрійною гелієвої реакцією: у міру вигоряння гелію в ядрі вона також зосереджується в сферичному шарі на кордоні між бідними і багатими гелієм областями. Світність зірок з такими «двошаровими» областями нуклеосинтеза значно зростає, досягаючи порядку декількох тисяч светимостей Сонця, зірка при цьому «роздувається», збільшуючи свій діаметр до розмірів земної орбіти. Зона нуклеосинтеза гелію піднімається до поверхні зірки: частка маси всередині цієї зони становить ~ 70% маси зірки. «Роздування» супроводжується досить інтенсивним закінченням речовини з поверхні зірки, такі об'єкти спостерігаються як протопланетарного туманності, наприклад Nebula HD44179 ( малюнок).
Такі зірки явно є нестабільними і в 1956р І.С. Шкловський запропонував механізм утворення планетарних туманностей через скидання оболонок червоних гігантів, при цьому оголення ізотермічних вироджених ядер таких зірок призводить до народження білих карликів (даний сценарій кінця еволюції червоних гігантів є загальноприйнятим і підкріплений численними даними спостережень). Точні механізми втрати маси і подальшого скидання оболонки для таких зірок поки до кінця не зрозуміле, але можна припустити наступні фактори, що можуть внести свій вклад у втрату оболонки:

• У протяжних зоряних оболонках можуть розвиватися нестійкості, що призводять до сильних коливальним процесам, що супроводжуються зміною теплового режиму зірки. на малюнкучітко помітні хвилі щільності викинутої зіркою матерії, які можуть бути наслідками таких коливань.
• Внаслідок іонізації водню в областях, що лежать нижче фотосфери може розвинутися сильна конвективна нестійкість. Аналогічну природу має сонячна активність, у разі ж червоних гігантів потужність конвективних потоків повинна значно перевершувати сонячну.
• Через вкрай високої світності істотним стає світлове тиск потоку випромінювання зірки на її зовнішні шари, що, за розрахунковими даними, може привести до втрати оболонки за кілька тисяч років.

Так чи інакше, але досить тривалий період відносно спокійного витікання речовини з поверхні червоних гігантів закінчується скиданням його оболонки і оголенням його ядра. Така скинута оболонка спостерігається як планетарна туманність. Швидкості розширення протопланетарного туманностей становлять десятки км / с, т. Е. Близькі до значення параболічних швидкостей на поверхні червоних гігантів, що служить додатковим підтвердженням їх утворення скиданням «зайвої маси» червоних гігантів.

особливості спектрів
Спектри білих карликів сильно відрізняються від спектрів зірок головної послідовності і гігантів. Головна їхня особливість - невелике число сильно розширених ліній поглинання, а деякі білі карлики (спектральний клас DC) взагалі не містять помітних ліній поглинання. Мале число ліній поглинання в спектрах зірок цього класу пояснюється дуже сильним розширенням ліній: тільки найсильніші лінії поглинання, розширені, мають достатню глибину, щоб залишитися помітними, а слабкі, через малу глибину, Практично зливаються з безперервним спектром.
Особливості спектрів білих карликів пояснюються кількома факторами. По-перше, через високу щільності білих карликів прискорення вільного падіння на їх поверхні становить ~ 10 8 см / с? (Або ~ 1000 км / с?), Що, в свою чергу, призводить до малих протяжність їх фотосфери, величезним плотностям і тискам в них і розширенню ліній поглинання. Іншим наслідком сильного гравітаційного поля на поверхні є гравітаційне червоне зміщення ліній у їхніх спектрах, еквівалентну швидкостями в декілька десятків км / с. По-друге, у деяких білих карликів, що володіють сильними магнітними полями, спостерігаються сильна поляризація випромінювання і розщеплення спектральних ліній внаслідок ефекту Зеемана.

Рентгенівське випромінювання білих карликів
Температура поверхні молодих білих карликів - ізотропних ядер зірок після скидання оболонок, дуже висока - понад 2 х 10 5 K, проте досить швидко падає за рахунок нейтринного охолодження і випромінювання з поверхні. Такі дуже молоді білі карлики спостерігаються в рентгенівському діапазоні. Температура поверхні найбільш гарячих білих карликів - 7 х 10 4 K, найбільш холодних - ~ 5 · 10³ K.
Особливістю випромінювання білих карликів в рентгенівському діапазоні є той факт, що основним джерелом рентгенівського випромінювання для них є фотосфера, що різко відрізняє їх від «нормальних» зірок: у останніх в рентгені випромінює корона, розігріта до декількох мільйонів кельвінів, а температура фотосфери надто низька для випускання рентгенівського випромінювання.
За відсутності акреції джерелом світності білих карликів є запас теплової енергії іонів в їхніх надрах, тому їхня світність залежить від віку. Кількісну теорію охолодження білих карликів побудував в кінці 1940-х рр С.А. Каплан.

Акреція на білі карлики в подвійних системах

• Нестационарная аккреция на білі карлики в разі, якщо компаньйоном є масивний червоний карлик, призводить до виникнення карликових нових (зірок типу U Gem (UG)) і новоподібні катастрофічних змінних зірок.
• Акреція на білі карлики, що володіють сильним магнітним полем, Направляється в район магнітних полюсів білого карлика, і циклотронний механізм випромінювання аккрецируют плазми в приполярних областях поля викликає сильну поляризацію випромінювання у видимій області (поляри і проміжні поляри).
• Акреція на білі карлики багатого воднем речовини призводить до його накопичення на поверхні (що складається переважно з гелію) і розігріву до температур реакції синтезу гелію, що, в разі розвитку теплової нестійкості, призводить до вибуху, що спостерігається як спалах нової зірки.

Мертві зіркові залишки захоплюють темну матерію, стикаються один з одним, розсіюються в космічному просторі і, нарешті, розпадаються, йдучи в небуття.

Ядро починає стискатися під дією сили тяжіння, і тому його температура різко зростає, що призведе до синтезу гелію до більш важким елементам - вуглецю і кисню. Шар, що лежить над сердечником, також сильно нагрівається і починається з синтезу водню в шарі за межами ядра. Це призводить до того, що зірка багаторазово розширює свій обсяг, але його вага залишається. Через збільшення обсягу, однак, його температура падає, і, отже, її колір змінюється, переміщаючись в область оранжевого до червоного - це червона фігура.

Як тільки з'являються менш масивні зірки, водень починає відкидати свою зовнішню матерію у вигляді оболонок в навколишній простір, де пізніше з цієї маси утворюється планетарна туманність. Поступово зірка відкидає всю свою масу, за винятком її дуже щільного ядра, в своє оточення, а серцевина - єдина, яка виживає в оригінальній зірці. Оскільки ми говоримо про досить маленьких зірках, ядро ​​відносно невелике, але воно цілком відчутно і володіє сильною гравітаційною силою.

П'ятнадцята космологічна декада, десь поблизу поверхні білого карлика:

Міранда припала до бортового ілюмінатора космічного корабля, щоб в останній раз окинути поглядом свій світ. Коли почалася підготовка до запуску, вона відчула одночасно смуток і хвилювання, викликані настільки близькою перспективою покинути цю влаштовану цивілізацію і спробувати знайти нове місце для заснування колонії. Сферична металева платформа, що тягнеться внизу, була настільки плоскою, що кривизна її поверхні залишалася практично нерозрізненої. Ця величезна конструкція зі слабо світяться містами і штучними ландшафтами протягом незліченних поколінь служила притулком для її предків.

Металева поверхня, на якій розташувалася колонія, майже повністю оточила кристалізованого білого карлика. Ця конструкція була спроектована з цілковитою точністю, що дозволило вловлювати ту малу енергію випромінювання, яку ще виробляв цей залишок давно загиблої зірки. Завдяки природному процесу захоплення і анігіляції темної матерії, білий карлик виробляв енергію в кількості, достатній для підтримки мільярда громадян. Тепер же, коли населення зросло, збільшилася і потреба в ресурсах. Настав час знайти нове місце проживання.

Замислившись, Міранда представила, на що могло походити віддалене минуле, в якому з численних водневих хмар народжувалися яскраві молоді зірки. Наскільки інакше, мабуть, виглядало небо, освітлене мільярдами зірок, в кожній галактиці. Але ця марнотратна в минулому Всесвіт вже давно померла. Як той, хто живе всього кілька сотень років, взагалі може в повному обсязі осягнути тимчасові проміжки, рівні трильйонів років? Коли вона закрила очі, розмірковуючи над цією загадкою, космічний корабель м'яко відірвався від поверхні.

Тим часом, під самою поверхнею білого карлика відбувалися, на перший погляд, безневинні події величезної важливості. Болісно повільно і непомітно для теплокровних істот, що мешкають на поверхні, великі молекули в ході хімічних реакцій поступово збиралися в ще більш довгі ланцюжки. Це збільшення складності наводилося в дію випадковими сплесками високоенергетичного випромінювання, що просочується з надр зірки. У той час як Міранда і її рід чіплялися за існування в усі більш негостинної Всесвіту, вперше почався синтез будівельних цеглинок, призначених для освіти біології нового типу.

Що відбувається, коли припиняють світити зірки? Через сто трильйонів років з виснажених міжзоряних хмар будуть вичавлені останні покоління зірок і навіть еволюція декількох ще живих червоних карликів буде поступово підходити до свого завершення. Як тільки динамічний цикл народжень і загибелі зірок перетвориться в просте спогад, Всесвіт змінить свій темперамент, поповнить свій вміст і продовжить еволюцію.

Коли Всесвіт вступає в епоху розпаду, Зміни стають досить-таки очевидними. Звичайні зірки, що існують за рахунок горіння водню, перетворилися в зоряні залишки: коричневі карлики, білі карлики, нейтронні зірки і чорні діри. І хоча ці об'єкти можуть здатися холодними і жалюгідними, саме вони будуть джерелом дії і хвилювання у Всесвіті. Годинники, що вимірюють швидкість розгортання подій, йдуть набагато повільніше. Починають відбуватися астрофізичні події, які через жорстких часових обмежень ніколи не могли б відбутися в сучасному Всесвіті.

Познайомимося з виродженими зоряними залишками

Маса зіркових залишків служить якійсь «заначкою» для епохи розпаду. Ми вже зустрічалися з цією кастою вироджених об'єктів в попередньому розділі. У всій цій колекції зіркових залишків підсумком зоряної еволюції, що тривала трильйони років, служать чотири звичайних класу: коричневі карлики, білі карлики, нейтронні зірки і чорні діри (див. Рис. 13). Однак, повноти заради, не можна забувати і про можливість існування п'ятого варіанту. Коли в досить масивної звичайної зірці виникне нестійкість, результуюча спалах наднової іноді може бути настільки потужною, що все зоряне речовина розсіється в космічному просторі. Іншими словами, не залишиться нічого. Такий результат є швидкою і рішучою перемогою термодинаміки в її битві з силою гравітації. В інших чотирьох випадках гравітація так легко не здається.

Мал. 13. На лівій діаграмі зображено відносна кількість зірок, які народжуються в різних діапазонах маси. Найбільший сектор призначений для коричневих карликів, маси яких знаходяться в діапазоні від 0,01 до 0,08 маси Сонця. Інший великий сектор відводиться під червоних карликів, маси яких лежать між 0,08 і 0,43 сонячної маси. Наступний великий сектор містить середні за вагою зірки, що знаходяться в діапазоні від 0,43 до 1,2 сонячної маси Масивні зірки потрапляють в діапазон від 1,2 до 8 сонячних мас, а найменший сектор призначений для важких зірок, маса яких перевищує вісім сонячних . На правій діаграмі наводиться розподіл зіркових залишків - об'єктів, що залишилися після завершення зоряної еволюції. Коричневі карлики залишаються коричневими карликами, але більшість зірок (маса яких менше восьми мас Сонця) завершують своє життя у вигляді білих карликів. І лише крихітна частина зірок, маса яких перевищує вісім сонячних, можуть перетворитися в чорні діри і нейтронні зірки. Розмір сектора, відведеного під чорні діри і нейтронні зірки, перебільшений заради ясності

коричневі карлики

Коричневі карлики крупніше планет, але дрібніше звичайних зірок і являють собою найлегшу різновид вироджених залишків. Це зірки-невдахи - в тому сенсі, що в їхніх надрах не може статися ядерне загоряння водню. Їм недоступний звичайний джерело зоряної енергії, внаслідок чого з самого моменту народження і надалі їм судилося вести скромне життя охолодження і стиснення.

В основі нездатності коричневих карликів перетворитися в зірки лежать кілька фізичних причин. Одна з найважливіших полягає в тому, що швидкості протікання ядерних реакцій надзвичайно чутливі до змін температури. Найменше збільшення температури в надрах зірки викликає гігантський сплеск енергії, що виробляється в процесі водневого синтезу. В результаті цього температура, при якій в зірках відбувається синтез водню, завжди близька до десяти мільйонам градусів Кельвіна. (Як тільки ядро ​​зірки стає гаряче, збільшення надлишкової енергії змушує його розширюватися і охолоджуватися.) Далі, оскільки температура постійно залишається рівною десяти мільйонам градусів, у міру зменшення маси зірки зростає щільність її надр. Маленькі зірки повинні стискатися сильніше, щоб досягти центральної температури в десять мільйонів градусів, внаслідок чого вони значно щільніше більш масивних. Останньою ж краплею стає те, що тиск, що створюється виродженим матеріалом, швидко зростає зі збільшенням щільності. Тобто якщо ви спробуєте стиснути шматок виродженого речовини, він виявиться дуже жорстким і буде чинити опір стисненню.

Якщо зв'язати всі вищеописані явища воєдино, стає ясно, чому зірки, для того щоб спалювати водень, повинні мати масу, що перевищує деякий певний мінімум. Як тільки зменшується маса зірки, збільшується щільність її внутрішніх областей. Однак, якщо ця щільність досягає занадто великого значення, тиск виродженого газу домінує над звичайним тепловим тиском і підтримує зірки до того моменту, коли температура досягає необхідних десяти мільйонів градусів. Таким чином, виникнення тиску виродженого газу створює максимальну температуру центру, якій здатна досягти зірка даної маси. Максимальна температурацентру досить маленьких зірок не досягає десяти мільйонів градусів - значення, при якому відбувається горіння водню. Якщо об'єкт, який прагне стати зіркою, має дуже низьку масу, він не може спалювати водень, а тому ніколи не стане справжньою зіркою.

Найменші зірки, здатні підтримувати реакції ядерного синтезу, мають масу порядку восьми відсотків від маси Сонця. Зоряні об'єкти, маса яких не дотягує до цього мінімуму, є коричневими карликами. Радіальний розмір коричневого карлика приблизно можна порівняти з розміром звичайної маленької зірки - однієї десятої розміру Сонця або приблизно десятьма розмірами Землі. Заключною важливою характеристикою коричневих карликів є їх хімічний склад. В силу того що вони фактично нічого не роблять, ці полузвездние ледарі практично повністю зберігають той достаток елементів, з яким народжуються. Отже, вони складаються, головним чином, з водню.

В останні кілька років астрономи виявляли все нових і нових коричневих карликів, і, дійсно, вчені вважають, що їх у Всесвіті досить багато. Галактика розміром з Чумацький Шлях, ймовірно, містить мільярди коричневих карликів. І хоча поки що коричневі карлики не зробили на космос великого впливу, ці невдалі зірки ще покажуть себе, коли Всесвіт стане старше. В епоху розпаду саме в коричневих карликів буде міститися велика частина незгорілого водню, який до того моменту залишиться у Всесвіті.

білі карлики

Величезна кількість зірок, включаючи наше власне Сонце, в кінці свого життя перетворюються на білих карликів. Незважаючи на те, що тьмяна зірка, маса якої дорівнює всього восьми відсоткам сонячної, в сто разів легше гарячої зірки з масою в вісім сонячних, що випускає світло, рівний світла трьох тисяч сонць, і тієї, і іншої в кінці їх еволюції судилося перетворитися в білих карликів. До моменту завершення епохи зірок в нашій Галактиці міститиметься майже один трильйон білих карликів і приблизно стільки ж коричневих карликів. Білі карлики окремо мають набагато більшу масу, тому в них буде міститися найбільша частиназвичайного баріонів речовини Всесвіту.

Середнє значення діапазону мас білих карликів трохи менше маси Сонця. Найменші зірки-прабатьки в міру своєї еволюції і перетворення в білих карликів втрачають дуже малу частку своєї маси. Маленький червоний карлик на заключному етапі еволюції перетворюється в білий карлик майже такої ж маси. Зірки типу Сонця, яким судилося роздутися в червоних гігантів, втрачають значно більшу частку початкової маси. Сонце породить білий карлик з масою, що дорівнює 0,6 сонячної. Більші зірки, перетворюючись в білих карликів, навпаки, втрачають основну частину своєї маси. Наприклад, зірка з масою в вісім сонячних в кінці свого життя перетвориться на білого карлика з масою в 1,4 маси Сонця. Решту масу віднесе зоряний вітер, коли зірка буде знаходитися у фазі червоного гіганта. Це зоряне речовина повернеться в міжзоряне середовище, де буде використана повторно.

Ті білі карлики, яких ми бачимо в небі сьогодні, відносяться до верхньої половини діапазону можливих мас цих зірок. Через відносно юного віку Всесвіту і її зоряного вмісту поки що встигли загинути тільки ті зірки, маса яких перевищує 0,8 маси Сонця. Менших зірок набагато більше, і живуть вони набагато довше. Найменші зірки (маса яких знаходиться поблизу мінімуму, рівного 0,08 маси Сонця) ще тільки почали свою еволюцію. Однак в далекому майбутньому навіть ці зірки вигорить і перетворяться в білих карликів. До початку епохи розпаду найпоширеніші білі карлики матимуть відносно невеликі маси.

Білий карлик з типовою масою в 0,25 маси Сонця має радіус в 14000 кілометрів, що приблизно в два рази більший за радіус Землі. Як не дивно, більш важкі білі карлики мають менший розмір. Білий карлик, по масі рівний Сонця, має радіус всього 8700 кілометрів. Отаким дивним властивістю володіють білі карлики: більш масивні об'єкти мають менший розмір, що обумовлюється тим, що вони складаються з виродженого речовини. Це дивна властивість діаметрально протилежно властивостями звичайної речовини. Якщо збільшити масу каменю, то він стає більше і за розміром. Якщо збільшується маса білого карлика, він стискається!

Чому ж білі карлики взагалі видно? Якщо ці об'єкти є кінцевим результатом зоряної еволюції, мають місце по завершенні процесів термоядерного синтезу, то за рахунок чого світять ці зірки? У цих зіркових залишках міститься величезний запас теплової енергії, що залишився від вогняного періоду їх життя. Це гігантське сховище тепла випромінює енергію в космос неймовірно повільно. В результаті білі карлики видно на небосхилі. У міру свого старіння зірки стають холоднішими і випромінюють все слабше, вельми нагадуючи затухаючі вугілля багаття. Білому карлику до повного охолодження потрібні мільярди років - час, порівнянний з віком сучасному Всесвіті. Коли через трильйони років від теперішнього моменту Всесвіт вступить в епоху розпаду, білі карлики досягнутий холодної температури рідкого азоту. Подальшого охолодження перешкодить незвичайний внутрішній джерело енергії, з яким ми познайомимося в цьому розділі дещо пізніше.

Цікава властивість білих карликів мати більший розмір при меншій масі породжує ще одне питання. Що відбувається при послідовному зменшенні маси виродженого зоряного залишку? Цей об'єкт просто поступово збільшується? Ні. Існує певний межа. У міру зменшення маси і збільшення розміру зірки зменшується щільність матеріалу. Як тільки щільність опускається нижче деякого критичного рівня, речовина перестає бути виродженим і більш не поводиться настільки алогічним чином. Коли маса зірки занадто мала, щоб бути вироджених, вона веде себе як звичайний речовини. Таким чином, будь-який Звездоподобние об'єкт, щоб бути виродженим, повинен мати деяку мінімальну масу. Ця маса становить приблизно одну тисячну маси Сонця, що приблизно дорівнює масі Юпітера. Легкі об'єкти, маса яких не перевищує однієї тисячної маси Сонця, не виявляють властивостей виродженого речовини. Вони ведуть себе як звичайна речовина і називаються планетами.

З іншого боку, білі карлики не можуть бути і занадто масивними. Занадто важкий білий карлик очікує потужний вибух. У міру зростання маси білий карлик стає менше і щільніше, внаслідок чого для підтримки зірки в її боротьбі з протидіє силою гравітації необхідно встановити більш високий тиск. Для підтримки цього більш високого тиску, в даному випадку тиску виродженого електронного газу, частки повинні рухатися швидше. Коли щільність досягає такого великого значення, що необхідна швидкість частинок наближається до швидкості світла, у зірки починаються великі неприємності. Теорія відносності Ейнштейна встановлює суворий межа на будь-які швидкості: ніякі частинки не можуть рухатися зі швидкістю, що перевищує швидкість світла. Коли зірка досягає стану, в якому частинки повинні рухатися зі швидкостями, що перевищують швидкість світла, вона приречена. Гравітація перемагає тиск виродженого газу, провокує катастрофічний колапс, тим самим ініціюючи вибух зірки - спалах наднової. За величиною ці ефектні спалаху можна порівняти з тими, що відзначають загибель масивних зірок (як ми вже розповідали в попередньому розділі).

Щоб уникнути вогненної смерті у спалаху наднової, білий карлик повинен мати масу, що не перевищує 1,4 маси Сонця. Цей життєво важливий масовий масштаб іменується масою Чандрасекара, В честь видатного астрофізика С. Чандрасекара. У віці вісімнадцяти років він шляхом обчислень знайшов цю межу маси під час океанського подорожі з Індії до Великої Британії, ще до початку навчання в аспірантурі Кембриджського університету в 1930-і роки. Згодом за свій внесок в астрофізику він отримав Нобелівську преміюпо фізиці.

нейтронні зірки

Незважаючи на неймовірно високу щільність білих карликів, нейтронна зірка є ще більш щільною формою зоряної речовини. Типова щільність білого карлика перевищує щільність води «всього лише» в мільйон разів. Однак ядра атомів набагато щільніше - приблизно в квадрільон (10 15) раз щільніше води, або в мільярд разів щільніше білого карлика. Якщо зірку стиснути до неймовірно високої щільності атомного ядра, зоряне речовина може досягти екзотичної, але стабільною конфігурації. При цих високих значеннях щільності електрони і протони воліють існувати в формі нейтронів, так що, по суті, вся речовина перебуває в формі нейтронів. Ці нейтрони вироджуються, і тиск, що створюється ними, знову-таки в силу дії принципу невизначеності, стримує зірку від гравітаційного колапсу. Нейтронна зірка, яка утворюється В результаті вельми нагадує окреме атомне ядро ​​гігантських розмірів.

Незбагненно високі щільності, необхідні для утворення нейтронної зірки, природним чином досягаються під час колапсу, який масивна зірка переживає в кінці свого життя. Центральна область зірки, яка дійшла до пізньої стадії еволюції, перетворюється в вироджене залізне ядро, яке в ході гравітаційного колапсу стискається, ініціюючи спалах наднової, після якої часто залишається нейтронна зірка. Крім того, нейтронні зірки можуть утворитися в результаті колапсу білих карликів. Якщо білий карлик повільно збільшує свою масу, купуючи її від зірки-супутника, йому іноді вдається уникнути загибелі у спалаху наднової і стиснутися, перетворившись в нейтронну зірку.

У порівнянні з білими і коричневими карликами нейтронні зірки зустрічаються відносно рідко. Адже вони можуть утворитися лише в результаті загибелі зірок, маса яких при народженні більш ніж у вісім разів перевищує масу Сонця. Ці масивні зірки представляють собою лише високомассовий «хвіст» розподілу зоряних мас. Переважна більшість зірок дуже малі. Лише кожна чотирьохсот зірка народжується досить великий, щоб вибухнути і залишити після себе нейтронну зірку. Але навіть незважаючи на настільки малі шанси, досить велика галактика буде містити мільйони нейтронних зірок.

Маса типовою нейтронної зірки приблизно в півтора рази перевищує масу Сонця. Так само, як у випадку з білими карликами, які існують завдяки тиску виродженого електронного газу, тиск вироджених нейтронів не здатна підтримувати залишок зірки довільно великої маси. Якщо маса стає занадто великий, гравітація перемагає тиск виродженого газу і зірка стискається. Максимально можлива маса нейтронної зірки лежить в проміжку між двома і трьома масами Сонця, однак точне її значення нам невідомо. При незбагненно високій щільності, яких досягає речовина в центрі нейтронної зірки, воно набуває вельми екзотичні і кілька невизначені властивості. Незважаючи на те, що нейтронні зірки важча за Сонце, їх радіус досить малий: всього десять кілометрів. Маленький розмір укупі з великою масою говорить про неймовірну щільності речовини. Кубічний сантиметр речовини (розміром зі шматочок цукру), з якого складається нейтронна зірка, важить майже стільки ж, скільки мільярд слонів!

Чорні діри

Четвертим можливим варіантом загибелі зірки є її перетворення в чорну діру. Після вибуху і згасання самих масивних зірок може залишитися об'єкт, маса якого перевищує допустимий максимум для нейтронної зірки (значення, що знаходиться між двома і трьома масами Сонця). Досить масивний зоряний залишок не може існувати за рахунок тиску виродженого газу і має коллапсировать, перетворившись в чорну діру. Аналогічним чином, повністю сформувалися білі карлики і нейтронні зірки можуть придбати додаткову масу, як правило від супутніх їм зірок, і стати занадто великими, щоб існувати за рахунок тиску виродженого газу. Занадто важкі залишки, які з'являються в результаті цього, також повинні коллапсировать і іноді можуть утворити чорні діри.

Чорні діри - дивні створіння: їх гравітаційні поля були такими сильними, що їх не може покинути навіть світло. Взагалі-то, саме ця властивість служить визначальною характеристикою чорних дір. Для цих об'єктів космічна швидкість (швидкість, яка потрібна, щоб відірватися від поверхні) перевищує швидкість світла. В силу релятивистского обмеження швидкості, накладеного Ейнштейном, - ніщо не рухається швидше за швидкість світла - чорну діру не можуть покинути ні частки, ні випромінювання. І все ж це безсумнівно суворе твердження не є абсолютно щирим через дії принципу невизначеності Гейзенберга. Після закінчення вельми довгого часу чорні діри все ж змушені будуть віддати настільки міцно утримувані в їх лещатах маси, але це трапиться лише через великий термін після закінчення епохи розпаду.

Чорні діри неймовірно компактні. Чорна діра з масою Сонця має радіус всього в пару кілометрів (близько однієї милі). Як інший приклад відзначимо, що чорна діра розміром з бейсбольний м'яч приблизно в п'ять разів важча за Землю. Ці видатні зіркові об'єкти мають ще дуже багато інших екзотичних властивостей, які будуть розглянуті в наступному розділі.

Масивні зірки зустрічаються відносно рідко, а чорні діри, утворені ними, - ще рідше. Менше однієї зірки з трьох тисяч має шанс стати чорною дірою після завершення того етапу її життя, на якому вона спалює водень. Через таку бідність ці дублери зірок не гратимуть важливу роль, поки не завершиться епоха розпаду.

Крім чорних дір, що утворилися в результаті загибелі зірок, наш Всесвіт населяє ще один різновид цих об'єктів. Чорні діри, що відносяться до цього другого класу, знаходяться в центрах галактик. У порівнянні з їх зоряними двійниками ці надмасивні чорні діри воістину величезні. Їх маса становить від одного мільйона до кількох мільярдів мас Сонця. Для порівняння, фактичний радіус чорної діри, маса якої дорівнює масі мільйона Сонць, перевищує радіус Сонця приблизно в чотири рази.

зіштовхуються галактики

В даний час наша Галактика, Чумацький Шлях, містить сто мільярдів зірок, що світяться, які в сукупності виглядають як слабо світиться смуга, що тягнеться по нічному небу. В епоху розпаду небо буде чорним, як смола. Але найбільші галактики, утримувані від розпаду гравітаційною дією холодних мертвих зірок і темної матерії, залишаться недоторканими.

Однак самої неминучою загрозою для звичайних галактик типу Чумацького Шляху є зовсім не загибель складових їхніх зірок, а скоріше руйнівні зіткнення з іншими галактиками. Як правило, галактики існують скупченнями або групами. Від розльоту ці скупчення утримує дію гравітаційного тяжіння, причому кожна галактика рухається через скупчення по своїй власній орбіті. Коли великі об'єкти з нещільної структурою, на кшталт галактик, проходять поруч один з одним, вони відчувають деякого роду тертя, що змушує їх рухатися до центру скупчення. Поблизу центру скупчення галактики розташовуються відносно вільно і виявляють схильність до взаємних зіткнень.

Зіткнення галактик нададуть свій вплив на Всесвіт вже у відносно близькому майбутньому. Деякі галактики стикаються навіть в наш час - в епоху зірок. Коли ж Всесвіт вступить в епоху розпаду, ці галактичні взаємодії матимуть все більш важливі наслідки.

При зіткненні галактик зірки, що належать до двох вихідним галактик, змішуються, утворюючи більшу, але і менш організовану, складову галактику. Змішана складова галактика, на відміну від окремих дискових галактик з витонченою спіральною структурою, хаотична і аморфна. Під час зіткнення галактика випускає довгі смуги зірок, які також називаються приливними хвостами. Орбіти зірок стають складними і нерегулярними. Змішана галактика вельми нагадує кашу.

Зіткнень галактик часто супроводжують потужні сплески утворення зірок. Гігантські хмари газу, що знаходяться в межах галактик, під час таких зіткнень змішуються і з вражаючою швидкістю народжують нові зірки. Численні наднові, що виникають в результаті загибелі більш масивних зірок, можуть мати дуже серйозні наслідки.

Незважаючи на те, що після зіткнення структура галактики в цілому виглядає абсолютно по-іншому, окремі зірки і їх сонячні системийого практично не відчувають. Галактика типу Чумацького Шляху - це, головним чином, порожній простір: зірки в галактиці подібні окремим піщинок, які в будь-якому напрямку відокремлені один від одного кількома милями порожнечі. І навіть в кілька більш щільних злилися галактиках відстань між зірками перевищує один світловий рік, що в тисячу разів більше Сонячної системи і в десять мільйонів разів більше зірки. Планетарні системи, наявні в переживає зіткнення галактиці, навіть не відчують повільну катастрофу, яка відбувається навколо них і триває мільйони років. Найпомітнішим наслідком подібної катастрофи для планети типу Землі стало б поступове подвоєння числа зірок, видимих ​​на нічному небі.

Насправді, Чумацького Шляху судилося пережити галактичне зіткнення (і втратити свою індивідуальність) у відносно близькому майбутньому. Сусідня з ним галактика Андромеда, також відома як М31, в даний час рухається по траєкторії, яка призведе до зіткнення з Чумацьким Шляхом. Однак через складність проведення точних астрономічних вимірів швидкостей галактик ми не можемо точно визначити напрям, в якому рухається Андромеда. Однак цілком зрозуміло, що ця велика галактика пройде дуже близько від нашої Галактики і, можливо, навіть зіткнеться з нею приблизно через шість мільярдів років: саме тоді, коли Сонце почне роздуватися, перетворюючись на червоного гіганта. Навіть якщо Андромеда і Чумацький Шлях не зіткнуться саме в цю майбутню зустріч, рано чи пізно їм все одно не уникнути один одного. Чумацький Шлях виразно знаходиться в гравітаційної зв'язку з Андромеда. У міру того як дві ці галактики рухаються по орбіті навколо одна один одного і через динамічного тертя втрачається енергія, майбутнє злиття стає майже неминучим.

Таким чином, довгострокова доля скупчень галактик вирішена повністю: галактики, що входять в скупчення, в кінцевому підсумку будуть взаємодіяти і зіллються. Їх самостійні індивідуальності об'єднаються, коли все скупчення перетвориться в одну гігантську і безладну колекцію зірок. Коли Всесвіт перейде з епохи зірок в епоху розпаду, сучасні скупчення галактик стануть величезними галактиками майбутнього. Насправді вся наша місцева група галактик, включаючи Чумацький Шлях і Андромеду, поступово перетвориться в єдину метагалактику.

Галактики в процесі релаксації

Проміжки між зірками в галактиці типу Чумацького Шляху настільки величезні, що зірки пережили вкрай мало прямих зіткнень, якщо і пережили їх взагалі. Принаймні, поки що. Продовжуючи вже знайому нам тему, скажімо, що навіть рідкісні події можуть відбутися, якщо надати їм достатньо часу. У міру наближення епохи розпаду зіткнення зірок або події, близькі до них, будуть набувати все більшої важливості. Такі зустрічі кардинальним чином змінять структуру Галактики і, в кінцевому підсумку, приведуть до її загибелі. Однак, в силу того що ця ера руйнування настане лише в розпал епохи розпаду, зірки на той час вже будуть зоряними залишками, а Галактика давним-давно як стане расползшійся продуктом цілого ряду галактичних злиттів.

Але навіть в епоху розпаду прямі лобові зіткнення зірок відносно рідкісні. Зближення і близькі проходження трапляються набагато частіше справжніх сутичок. У міру розгортання епохи розпаду зірки регулярно проходять поруч один з одним, взаємодіючи через взаємне гравітаційне тяжіння. Близьке проходження двох зірок призводить до невеликої зміни швидкості і напряму кожної з них. Зірки мають тенденцію до взаємного розкиду щоразу, коли опиняються поруч, що показано на рис. 14.

Мал. 14. На цій діаграмі показана реакція двох зірок на зближення. По завершенні взаємодії кожна зірка починає рухатися в новому напрямку, набуває іншого значення енергії, а отже, і швидкість. Дуже велике число подібних зближень призведе до динамічної релаксації галактики і тим самим після закінчення тривалих проміжків часу змінить її структуру

З плином часу відбувається безліч таких разбросов, а їх ефекти повільно накопичуються. Кінцевим підсумком довгою послідовності подібних разбросов є перерозподіл індивідуальних швидкостей зірок, що обертаються по орбітах в межах галактики. Більш дрібні і легкі зірки мають тенденцію до збільшення швидкості і орбітальної енергії, тоді як більш важкі зірки втрачають орбітальну енергію. Коли в цьому перерозподілі «багатства» бере участь багато зірок, структура Галактики повільно змінюється в процесі динамічної релаксації. У міру протікання цієї релаксації деякі зоряні залишки набувають настільки велику енергію, що бувають змушені покинути галактику. З плином часу з вмираючої галактики випаровується все більше число зірок, які, стикаючись, видаляються в міжгалактичний простір зі швидкостями, рівними трьомстам кілометрам в секунду (675 000 миль на годину).

В ході динамічної релаксації число вигнаних зірок зростає, через що в галактиці відбуваються важливі структурні зміни. Оскільки галактику залишають зірки, які мають максимальні енергії, що залишилися зірки, в середньому, мають меншою енергією. Таким чином, відбувається витік енергії. У відповідь на зростаючий енергетична криза галактика змушена ставати менше і щільніше. Це зменшення галактики провокує ще більшу кількість зіркових зближень і вигнання все більшого числа зірок. У міру прискорення цього процесу ситуація може вийти з-під контролю: галактика викине більшу частину своїх зірок, після чого їх залишиться зовсім мало і вони будуть згруповані в щільну грудку.

Чи не надто райдужні перспективи чекають низькоенергетичні зірки, які впадуть до центру галактики, де, як вважають вчені, є надмасивна чорна діра, причому це справедливо для кожної галактики. Ці гігантські чорні діри мають маси, в мільйони або навіть мільярди разів перевищують сонячну. В процесі релаксації галактики чорна діра, розташована в її центрі, поглине блукаючі зірки, які підійдуть до неї надто близько: виявляться в межах горизонту подій. Протягом всієї епохи розпаду ці надмасивні чорні діри будуть поступово збільшувати свою вагу за рахунок безперервного поглинання падаючих зірок.

Галактики проіснують в мільярди разів довше сучасного віку Всесвіту. Настільки тривалий час життя обумовлюється гігантськими відстанями, які поділяють окремі зірки і тієї повільною швидкістю, з якою зірки їх долають. Однак після закінчення достатнього часу і галактик доведеться поглянути в обличчя своєї загибелі. Протягом наступних дев'ятнадцяти або двадцяти космологічних декад (10 19 або 10 20 років) більшість мертвих зірок в галактиці покине її в ході процесу випаровування зірок. Маленьку і невдачливий частина зірок, можливо, близько одного відсотка, поглине чорна діра, розташована в центрі галактики. По завершенні цього процесу динамічної релаксації життя галактики, фактично, добігає кінця.

В ході релаксації і розсіювання галактики зближення проходять зірок надають руйнівний вплив на будь-які планети, які до сих пір обертаються по орбітах зірок. Ці події, що змінюють траєкторії руху зірок, мають тенденцію зміщувати планети з займаних ними орбіт, в результаті чого планети несуться в безмежних порожнечу космосу. Про долю таких «безпритульних» планет ми розповідали в попередньому розділі. Планети, орбітальні радіуси яких можна порівняти з радіусом нашої Землі, будуть викинуті зі своїх сонячних систем в п'ятнадцяту космологічні декаду. Зовнішні планети з великими орбітами більш чутливі, в силу чого на той час вони вже давно кануть у вічність. Планета на кшталт Нептуна, орбітальний радіус якої дорівнює тридцяти астрономічним одиницям, буде вигнана з сонячної системи всього через дванадцять космологічних декад - трильйон років. В епоху розпаду навіть самі внутрішні планети можуть покинути свої орбіти. Планета, орбіта якої в десять разів менша за земну (трохи менше орбіти Меркурія), буде викинута з орбіти приблизно через сімнадцять космологічних декад. Таким чином, зірки втратять свої сонячні системи задовго до дев'ятнадцятої-двадцятої космологічної декади, коли вони назавжди покинуть галактику.

Таким чином, довгострокове майбутнє планет взагалі і нашої Землі, зокрема, досить безрадісна. Найближчим часом планети потраплять під обстріл кометами і астероїдами, що викличе глобальні зміни клімату і катастрофічні руйнування загального характеру. Після цього, коли батьківські зірки внутрішніх планет роздуються до розміру червоних гігантів, ці планети вигорятимуть дотла і стануть абсолютно стерильними. Потім всі вижили планети будуть силою виселені з їхніх сонячних систем і поодинці викинуті в вічну темряву міжзоряного простору.

Зіткнення вироджених зірок

Рідкісні прямі зіткнення мертвих зіркових залишків являють собою миті воістину екстраординарного хвилювання, подібні знаків оклику, що розставляє акценти на майже нескінченно пустельних просторах епохи розпаду. Ці зіткнення можуть породити звичайні нові зірки, дивні нові типи зірок і ефектні спалаху.

У цю майбутню епоху більша частина звичайного баріонів речовини галактики зосереджена в білих карликів. І хоча в коричневих карликів, що мають меншу масу, міститься менше речовини, їх присутня приблизно стільки ж. В великий галактицітипу Чумацького Шляху сукупна популяція білих і коричневих карликів повинна обчислюватися мільярдами. У процесі руху мертвих зірок по своїх орбітах час від часу відбуваються прямі зіткнення: приблизно одне таке зіткнення в кожні кілька сотень мільярдів років. Якщо взяти до уваги сучасний вік Галактики, близько десяти мільярдів років, велика ймовірність (що становить приблизно дев'ять десятих) того, що зіркових зіткнень поки не було. Зіткнення почнуть відбуватися, коли Всесвіту виповниться більше кількох сотень мільярдів років. В п'ятнадцяту космологічні декаду галактику з'являться на сотні або навіть тисячі зіткнень.

Зіткнення двох коричневих карликів цікаві з точки зору астрономії, геології та, можливо, навіть біології. Велика частка залишився у Всесвіті водню міститься саме в коричневих карликів, які не робить його в більш важкі елементи. Коли два коричневих карлика стикаються під кутом, близьким до прямого, вони можуть утворити складовою зоряний об'єкт, який буде містити основну частину початкової маси двох зірок (див. Рис. 15). Якщо його об'єднана маса перевищить граничне значення маси, яке повинна мати зірка, цей продукт взаємодії може стиснутися і нагріватися до тих пір, поки тривалий водневий синтез не запалився новостворене зоряне ядро. Народиться зірка. Маленькі червоні зірки, які утворюються в результаті таких химерних зіткнень, згодом проживуть трильйони років.

Мал. 15. Дана комп'ютерна модель зображує зіткнення двох коричневих карликів. На трьох перших картинках показані перші кілька хвилин даної події. Остаточний результат зіткнення, схематично зображений на четвертій зображенні, - справжня зірка, маса якої достатня, щоб ініціювати синтез водню. Зіткнення природним чином створює газопилової диск, навколишній новонароджену зірку; цей диск є середовищем, в якій можуть утворитися планети

За допомогою цих астрономічних катастроф нові зірки можуть створюватися навіть тоді, коли в міжзоряному середовищі вже давно закінчилися всі запаси газу. У галактиці розміром з Чумацький Шлях в будь-який Наразібуде світити близько сотні таких зірок. Сукупна світіння цих тьмяних червоних залишків наділяє галактику загальною потужністю випромінювання, порівнянної з потужністю випромінювання сучасного Сонця.

Крім того, зіткнення коричневих карликів можуть породити планети. Якщо тільки це не пряме лобове зіткнення, частина газу коричневих карликів закрутиться занадто швидко, щоб стати частиною новосформованої зірки. Це обертається речовина легко утворює навколозоряний диск з газу і пилу навколо новонародженого зоряного об'єкта. Оскільки утворення планет є вірогідним результатом виділяється диска, ці нові зірки мають схильність породжувати нові сонячні системи.

Планети, які утворюються в результаті зіткнення двох коричневих карликів, повинні мати всі інгредієнти, необхідні для розвитку життя. Планета, що знаходиться під опікою червоного карлика, може залишатися теплою трильйони років, багато більше сучасного віку Землі. Ці системи мають великий запасважких елементів, включаючи кисень і вуглець, що лежать в основі земного життя. На планетах, що обертаються по сприятливим орбітах, може бути і рідка вода. В принципі, знайомі типи життя можуть виникнути і розвинутися на подібних нових планетах, поки не розпадеться Галактика. І тільки після закінчення двадцятої космологічної декади, коли випарується Галактика і частота зіткнень коричневих карликів зведеться до нуля, останні землеподобні світи впадуть жертвою вічної ночі.

Зіткнення білих карликів можуть викликати ще більш яскравий, хоча і більш короткий, феєрверк. Якщо зіткнуться і зіллються два білих карлика і якщо маса новоутвореної об'єкта виявиться більше межі Чандрасекара, тиск виродженого газу не зможе утримати продукт цього злиття від гравітаційного колапсу. Тоді недавно народилася, але надмірно важка зірка повинна буде спалахнути в наднову. Приблизно одна з десяти зіткнень білих карликів завершиться спалахом наднової. Таким чином, Галактиці, поки вона залишається в цілості й схоронності, протягом приблизно двадцяти космологічних декад судилося переживати одну таку спалах кожні трильйон років. Спалахи наднових і сьогодні досить ефектні, але в убогому оточенні вмираючої Галактики епохи розпаду вони будуть воістину вражаючими.

Однак найбільш імовірним результатом рідкісного зіткнення двох білих карликів є не спалах наднової, а освіту зірки дивного нового типу. Більшість білих карликів відбуваються від зірок низької маси і практично повністю складаються з гелію. В результаті зіткнення двох таких типових білих карликів утворюється зоряний об'єкт трохи більшого розміру, що складається з гелію. Якщо маса підсумкового продукту зіткнення перевищує 0,3 маси Сонця, гелій в його надрах, в принципі, може спалахнути. Такі зірки здатні переплавляти гелій в більш важкі елементи точно так же, як і розвинені (старі) зірки з більш високою масою (що ми вже описували в попередньому розділі). Однак щоб зірка почала спалювати гелій, зіткнення повинно наділити її досить великий тепловою енергією, що вельми нагадує звичайну для нас ситуацію, коли ми використовуємо теплоту палаючого сірника, щоб підпалити аркуш паперу. Якщо температура зірки недостатньо висока, щоб спалювати гелій, вона стиснеться і перетвориться в чергового білого карлика, блукаючого по Галактиці в очікуванні або нового зіткнення, або вигнання в міжгалактичний простір.

У порівнянні з їх звичайними двійниками, існуючими за рахунок горіння водню, ці зірки, що спалюють гелій, гаряче, яскравіше, щільніше і живуть куди менше. Радіус типовою зірки, маса якої дорівнює половині сонячної, в десять разів менше радіуса Сонця, а її світність в десять разів більше. Поверхня такої зірки неймовірно гаряча: її температура дорівнює 35000 градусів Кельвіна, що приблизно в шість разів перевищує температуру поверхні Сонця. В ядрі зірки умови ще більш екстремальні: температура в сто мільйонів (10 8) градусів і щільність майже в 10 000 грамів на кубічний сантиметр. Ці зірки живуть всього кілька сотень мільйонів років - довгий період за людськими мірками, але всього лише мить у порівнянні з тривалим часом їх утворення. Навіть якщо навколо цих зірок утворюються планетарні системи, вони, судячи з усього, не встигнуть побачити розвитку на них складного життя в силу стислості свого існування. Якщо провести екстраполяцію за часом, який треба було для розвитку складних форм життя на Землі, життя в цих системах навряд чи підніметься вище найпримітивніших форм, представлених вірусами і одноклітинної биотой.

При зіткненні кілька важчих білих карликів може виникнути зірка іншого дивного типу. Якщо маса продукту зіткнення перевищить 0,9 маси Сонця, але не досягне межі Чандрасекара (в силу чого не вибухне), новий об'єкт, в принципі, зможе підтримувати в своєму ядрі синтез вуглецю. Зірка, яка спалює вуглець, має ще більш екзотичні властивості, ніж зірка, що спалює гелій. Вуглецева зірка з масою, рівною сонячною, приблизно в тисячу разів яскравіша за Сонце, а її поверхня кипить 140 000 градусами Кельвіна. За зоряними мірками радіус така зірка має крихітний - трохи більше радіуса Землі. В ядрі зірки температура наближається до мільярду градусів, а його щільність в сто тисяч разів перевищує щільність каменю. Ці яскраво палаючі свічки живуть всього мільйон років. Будь-які супутні їм планети все ще будуть знаходитися на самих ранніх стадіях формування, коли зірка виснажить запаси свого ядерного палива і згасне. Навряд чи за цей час зможе розвинутися хоча б найпримітивніша біосфера.

Анігіляція темної матерії

Гало галактик складаються головним чином з темної матерії, велика частина якої, мабуть, існує у вигляді частинок небаріонної речовини. Згадаймо, що баріонна речовина складається, головним чином, з протонів і нейтронів, внаслідок чого воно становить більшу частину того, що ми вважаємо звичайною речовиною. Як ми вже говорили в першому розділі, сучасні астрономивважають, що велика частка маси Всесвіту повинна припадати на небаріонної речовина. Причому вважається, що значна кількість цієї незвичайної матерії знаходиться в галактичних гало.

Один з кандидатів на роль темної матерії отримав назву слабо взаємодіючих масивних частинок. Ці досить дивні частинки, маса яких в десять-сто разів перевищує масу протона, взаємодіють тільки за допомогою слабкого ядерного взаємодії і гравітації. Вони не несуть електричного заряду, внаслідок чого байдужі до дії електромагнітної сили. Вони також не сприйнятливі до сильному взаємодії, в силу чтого не зв'язуються один з одним і не утворюють ядер. Оскільки ці частки взаємодіють дуже слабо, в розсіяних областях типу гало галактик вони можуть жити дуже довго. Зокрема, вони можуть прожити куди довше сучасного віку Всесвіту. Однак після закінчення досить тривалих проміжків часу ці частинки взаємодіють із звичайною речовиною, що призводить до їх взаємної анігіляції.

Анігіляція темної матерії відбувається при двох різних обставин. У першому випадку, коли дві частинки зустрічаються в галактичному гало, вони можуть вступити у взаємодію, що призведе до їх прямої взаємної анігіляції. У другому випадку частинки захоплюються залишками зірок, наприклад білими карликами, і згодом анігілюють один з одним вже всередині зоряного ядра. Обидва ці механізми відіграють важливу роль в майбутньому Галактики і Всесвіту.

В галактичному гало частинки темної матерії мають низьку щільність: близько однієї частки на кубічний сантиметр, - і досить великі швидкості: близько двохсот кілометрів на секунду. Оскільки ці частки відчувають тільки слабку взаємодію, ймовірність анігіляції надзвичайно мала. Однак після закінчення двадцяти трьох космологічних декад (10 23 років) через цих взаємодій популяція часток темної матерії, що населяють гало, зазнає значних змін. При анігіляції частинки темної матерії зазвичай залишають після себе більш дрібні частинки з релятивістськими швидкостями - настільки великими, що часткам вдається подолати гравітаційне тяжіння Галактики. Таким чином, кінцевим результатом процесу анігіляції є випромінювання маси-енергії галактичного гало в міжгалактичний простір.

Оскільки наявністю темної матерії пояснюється велика частка загальної маси Всесвіту, продукти анігіляції від взаємодій темної матерії служать важливою частиною вмісту Всесвіту в пізні епохи, особливо між двадцятої і сороковий космологическими декадами. Залишкова продукція прямих анігіляційних подій в галактичних гало забезпечують велике розмаїття частинок, включаючи фотони, нейтрино, електрони, позитрони, протони і антипротона.

Темну матерію захоплюють зіркові залишки типу білих карликів. Темна матерія галактичних гало забезпечує фонове море частинок, безперервно поточних крізь космічний простір. Ці частинки також проходять через всі об'єкти, наявні в галактиці: зірки, планети і, в справжню космологічні епоху, людей. Близько ста мільярдів (10 11) таких частинок пронизують тебе, читачу, щомиті. Однак в силу того, що ці частинки взаємодіють тільки за допомогою слабкої взаємодії, а воно дійсно дужеслабке, вони пронизують всі типи речовини, не надаючи на неї, по суті, ніякого впливу. Однак час від часу частка темної матерії вступає у взаємодію з ядром якого-небудь атома і тим самим позбавляє його певної частки енергії.

Якщо така взаємодія відбудеться в надрах білого карлика, частка темної матерії може залишитися в гравітаційної зв'язку із зіркою. Після тривалого часу популяція таких частинок усередині зоряного об'єкта поступово збільшується. Час, необхідний для того, щоб темна матерія була захоплена в ході саме такого процесу, багато довше водневої частини життя зірок, які майже весь цей час ведуть життя зіркових залишків. У міру збільшення в зоряному ядрі концентрації частинок темної матерії зростає ймовірність анігіляції цих частинок. Зрештою, зірка досягає стійкого стану, в якому анігіляція в зоряному залишку відбувається з тією ж швидкістю, з якою частинки захоплюються з галактичного гало.

Процес захоплення і анігіляції темної матерії служить життєво важливим джерелом енергії для білих карликів майбутнього. Ці зоряні об'єкти є залишками зірок, які загинули після завершення реакцій термоядерного синтезу в їхніх надрах. За відсутності додаткового джерела енергії білі карлики ставали б більш холодними і тьмяним, поки їх температура не зрівнялася б з фонової температурою Всесвіту. Однак завдяки енергії, яку вони отримують з анігіляції темної матерії, білі карлики можуть випромінювати енергію протягом дуже довгого часу. Повна потужність випромінювання одного білого карлика, обумовлена ​​цим процесом анігіляції, становить приблизно один квадрільон (10 15) ват. І хоча ця незначна потужність приблизно в сто мільярдів (10 11) разів менше потужності випромінювання Сонця, саме цей механізм виробництва енергії буде правити Всесвіту в майбутньому. Така вироблення енергії може тривати, поки галактичне гало залишається цілим - приблизно протягом двадцяти космологічних декад 10 20 років) або в десять мільярдів разів довше того періоду, протягом якого Сонце буде спалювати водень.

Частинки темної матерії, захоплені білими карликами, в кінцевому підсумку, анігілюють в випромінювання, яке, врешті-решт, починає переважати у фоновому полі випромінювання Всесвіту. Однак, перш ніж покинути зірку, це випромінювання переходить в діапазон більш довгих хвиль, а значить, і більш низьких середніх значень енергії. Фотони залишають поверхню зірки, маючи характеристическую довжину хвилі близько п'ятдесяти мікрон (одна двадцята міліметра) - значення, в сто разів перевищує довжину хвилі світла, що випускається Сонцем. Це випромінювання невидиме для людського ока, але сучасна апаратура без особливих зусиль вловлює ці інфрачервоні фотони. Температура поверхні зірки невисока - всього 63 градуса Кельвіна - трохи нижче температури рідкого азоту.

У цю епоху майбутньої історії Всесвіту галактики будуть виглядати зовсім не так, як сьогодні. Типова галактика майбутнього містить мільярди зіркових залишків, кожен з яких випромінює енергію внаслідок процесів захоплення і анігіляції темної матерії. При цьому повна потужність випромінювання цілої галактики таких зіркових залишків порівнянна з потужністю випромінювання одного нашого Сонця. Серед цих тліючих залишків розкидано близько сотні більш традиційних зірок, що утворилися в результаті зіткнень коричневих карликів. І хоча, за сучасними мірками, ці маленькі зірки світять досить тьмяно, в непроглядній пітьмі майбутнього вони будуть справжніми маяками. Сукупна потужність випромінювання, що виробляється цими нечисленними справжніми зірками, затьмарить мільярди білих карликів.

Життя в атмосфері білого карлика

Незважаючи на те, що відомі нам форми життя цілком можуть опинитися під загрозою загибелі, цікава можливість для життя в майбутньому існує в атмосферах старих білих карликів. Не будемо забувати, що будь-яке обговорення майбутніх форм життя неодмінно веде нас в область припущень. Однак наступний ланцюжок суджень не тільки викликає певний інтерес, але і ясно описує фізичні умови, які будуть існувати всередині білих карликів в далекому майбутньому.

Після смерті вихідної зірки білий карлик швидко остигає, поки його головним джерелом енергії не стане захоплення і подальша анігіляція частинок темної матерії. Як тільки це відбудеться, білий карлик переходить в більш-менш стійкий стан, в якому він буде знаходитися до тих пір, поки не закінчиться вся темна матерія, наявна в галактичному гало, або поки сама зірка не буде викинута з галактики в процесі її динамічної релаксації . У будь-якому випадку типові білі карлики мають близько двадцяти космологічних декад (10 20 років) на те, щоб в межах їх атмосфери розвинулася життя. Цей величезний часовий проміжок в сто мільярдів разів перевищує час, який знадобився для розвитку життя на Землі. При наявності такого тривалого часу можливість біологічної еволюції будь-якого типу стає дуже правдоподібною, а зростання складності, - можливо, навіть ймовірним.

У деяких аспектах сценарій для життя на білому карлику смутно нагадує життя на Землі. Білий карлик має приблизно такий же радіальний розмір, що і Земля. Як земні форми життя обмежуються областями, розташованими поблизу поверхні нашої планети, так і будь-які можливі форми життя в атмосфері білого карлика теж будуть знаходитися в зовнішніх шарах зірки. Внутрішня частина зірки складається з виродженого речовини, і хімічні реакції в надрах зірки не відбуваються. Цікава хімія може бути пов'язана тільки з зовнішнім шаром. Джерелом енергії для білого карлика служить поле випромінювання, що нагріває поверхневі шари зсередини, тоді як Земля отримує тепло зверху - від Сонця. Найважливіше розходження полягає в тому, що життя на Землі засноване на наявності рідкої води, тоді як в атмосфері білого карлика рідкої води практично не буде. В навколишньому середовищу білого карлика щонайбільше, на що можна сподіватися, - це існування хімічних реакцій якогось типу.

Першою вимогою для існування життя є належна суміш хімічних елементів. Білі карлики з більш високою масою природно містять великі кількості двох найважливіших для земних організмів елементів - вуглецю і кисню. Найменші білі карлики, маса яких не перевищує і половини сонячної, навпаки, складаються практично з одного гелію. Гелій практично абсолютно хімічно інертний, а тому не бажаний для довкілля, Щодо якої ми плекаємо надію на виникнення життя. Таким чином, у більших білих карликів шанси дати притулок на собі біосферу значно вище.

Протягом тривалого проміжку часу температура поверхні білого карлика дорівнює приблизно 63 градусам Кельвіна, що дуже близько до температури рідкого азоту. У надрах зірки кілька погарячіше, хоча і не набагато. Основна частина внутрішніх областей білого карлика заповнена виродженим речовиною, в силу чого тепло легко поширюється з внутрішніх областей до зовнішніх. Завдяки цьому щодо легкому переносу тепла, зірка досягає майже постійної температури протягом практично всієї своєї внутрішньої області. Однак зовнішні шари зірки, близькі до її поверхні, складаються не з виродженого, а зі звичайного речовини.

Самий верхній шар зірки, в принципі, здатний підтримувати хімічні реакції і має доступ до великого діапазону енергій фотонів, які ці реакції запускають. Анігіляція темної матерії, яка відбувається в ядрі зірки, виробляє високоенергетичний випромінювання - гамма-промені, енергія яких досягає мільярдів електрон вольт. Поки це випромінювання добирається до верхніх шарів зірки, його хвилі стають довшими, а енергія фотонів, відповідно, зменшується. На зовнішній поверхні зірки енергія фотонів, в середньому, становить деяку частку електронвольт. Для порівняння скажемо, що в хімічних реакціях типові значення енергії на частку становлять кілька електронвольт. Таким чином, в атмосфері білого карлика є саме той діапазон енергій фотонів, який необхідний для запуску хімічних реакцій.

А як щодо сукупного енергетичного запасу такої зірки? Білий карлик, існуючий за рахунок анігіляції темної матерії, виробляє енергію, рівну близько 10 15 ват. Ця потужність випромінювання мала в порівнянні з світність сучасного Сонця, але досить велика в порівнянні з сукупною потужністю, яку виробляє вся людська цивілізація. Як інший порівняння зазначимо, що частка сонячної енергії, яку сприймає Земля, становить близько 10 17 ват. Іншими словами, потужність, необхідна для запуску біологічної еволюції в атмосфері білого карлика, становить один відсоток від повної потужності, доступною земної біосфері в наші дні.

Зайдемо в цьому уявному експерименті ще далі, приблизно оцінивши ймовірність існування в атмосферах білих карликів будь-яких форм життя. Наслідуючи приклад Фрімена Дайсона, припустимо, що життя підпорядковується якоїсь різновиди закону відповідності масштабів, що, в свою чергу, означає, що суб'єктивне час, яке відчуває жива істота, Залежить від температури, при якій воно функціонує. У разі більш низьких температур життя тече повільніше, тому на відчуття того ж числа миттєвостей свідомості у такого істоти буде йти більше часу.

Що стосується нашої гіпотетичної біоти, що розвивається поблизу поверхні білого карлика, її навколишня температура повинна бути близько 63 градусів Кельвіна, що приблизно в п'ять разів менше, ніж температура ссавців. Гіпотеза відповідності масштабів говорить, що такого суті потрібно в п'ять разів більше реального (фізичного) часу, щоб пережити таке ж фактичне «кількість» життя. Таким чином, у порівнянні з життям на Землі, життя в атмосфері білого карлика втрачає коефіцієнт п'ять в силу того, що має меншу швидкість метаболізму, а також коефіцієнт сто в силу того, що має меншу потужність. Ця втрата коефіцієнта 500 більш ніж компенсується наявним часом, яке в сто мільярдів разів довше. Об'єднуючи ці два конкуруючі дії, ми вважаємо, що життя в атмосфері білого карлика має чисельну перевагу приблизно в сто мільйонів. Навіть якщо еволюція життя в атмосфері білого карлика в сто мільйонів разів менш ефективна, ніж біологічна еволюція на Землі, ця зірка все одно має такими часом і енергією, яких достатньо, щоб породити цілу мережу різних форм життя, за своїм масштабом можна порівняти з біосферою сьогоднішньої Землі .

Однак наше розуміння життя і еволюції далеко від повного. Дана лінія екстраполяціі- служить не строгим пророкуванням, а скоріше цікавою можливістю. Атмосфери білих карликів мають у своєму розпорядженні досить великим джерелом енергії і воістину величезною кількістю часу. В такому середовищі виникнення цікавою хімії, в принципі, можливо. Хоча, взагалі, ми не можемо гарантувати, що час, енергія і хімія є достатніми умовами для появи біології. Однак в єдиному відомому нам прикладі цікава хімія привела до еволюції життя. Реалізується така можливість в майбутньому - нам не відомо.

Життя за межами атмосфери білого карлика

Можна уявити і більш традиційну точку зору на існування життя в майбутньому. Білі карлики, які живуть за рахунок захоплення і анігіляції часток темної матерії, забезпечують фактичну світність в 10 15 ват. Цей досить великий обсяг потужності випускає поверхня зірки, за розміром можна порівняти з Землею. Побажай якась майбутня цивілізація використовувати цю енергію, вона могла б оточити цю зірку сферичної оболонкою, яка уловлювала б випромінюється нею енергію. Таке підприємство, вимагало б розгортання будівництва планетарного масштабу - дорога, але цілком здійсненна для високорозвиненої цивілізації мета.

У подібних системах білих карликів повна наявна потужність значно перевищує ту потужність, яка в даний час виробляється і витрачається нашою цивілізацією на Землі. Цю номінальну потужність білих карликів можна включити в перспективу ще одним способом. Припустимо, що цивілізація, яка живе поблизу білого карлика, налічує мільярд громадян. Тоді кожен член цього суспільства мав би доступ до одного повного мегават потужності: цього досить, щоб на повну гучність працювали десять тисяч стереомагнітофони. Більш того, така поставка енергії може тривати двадцять космологічних декад (сто мільярдів мільярдів років) - значно більше тих двохсот років, за які ми повністю вичерпаємо запаси викопного палива на нашій Землі.

Зростання чорних дір

В епоху розпаду чорні діри збільшуються і стають більш масивними. Вони набирають масу, пожираючи зірки і газ, які виявляються в небезпечній близькості до «поверхні» чорної діри - горизонту подій. Як ми побачимо з наступного розділу, в кінцевому підсумку чорні діри повинні віддати свою гігантську масу за допомогою випускання випромінювання, але це трапиться багато-багато пізніше того моменту, коли настане і завершиться епоха розпаду. А поки вони продовжують набирати вагу.

В принципі, надмасивні чорні діри можуть поглинути всю галактику, в якій живуть. Скільки часу зайняв би цей процес? Якби чорна діра вагою в один мільйон Сонць, на зразок тієї, що знаходиться в центрі Чумацького Шляху, поглинала зірки випадковим чином, вона всмоктала б у себе всю нашу Галактику приблизно за тридцять космологічних декад (мільйон трильйонів трильйонів років). Якби чорна діра спочатку мала набагато більшу масу, скажімо в один мільярд Сонць, вона встигла б погубити Галактику за куди більш короткий термін - приблизно за двадцять чотири космологічні декади. Як би там не було, обидва цих періоду куди довше передбачуваного часу життя галактик. Як ми вже говорили, зірки, що утворюють галактики, випаруються в міжгалактичний простір після закінчення всього лише двадцяти космологічних декад. В результаті цього більшості зірок вдасться уникнути «люті» чорних дір, але деякі з них все ж загинуть саме так.

Однак і чорні діри, і нечисленні залишки зірок будуть існувати і після зникнення галактик. Після приблизно двадцяти космологічних декад чорні діри і залишки зірок належать до свого місцевого надскупчення, наступного за ієрархією великомасштабної структурі, до якої колись належала галактика. Ця більша структура залишається пов'язаної силами гравітації і поводиться в деякому роді як гігантська галактика. Чорні діри, щонайменше по одній на колишню галактику, що належала до даного скупчення, будуть блукати по цьому скупченню, поглинаючи зірки та інше зустрічається їм речовина. Таким чином, чорні діри продовжують нарощувати масу і збільшуватися

За відсутності протидіючих фізичних ефектів динамічні процеси випаровування зірок, гравітаційного випромінювання (див. Розділ 4) і поглинання зірок чорними дірами триватимуть в ще більших просторових і, відповідно, тимчасових масштабах. Кінець цієї ієрархії повинен наступити із завершенням епохи розпаду.

Залишки зірок і все, що ми вважаємо звичайними речовиною, утворені протонами. А після закінчення величезного періоду часу характер цих самих протонів зміниться до невпізнання.

розпад протона

Один із сюрпризів, який дав нам фізикою частинок в другій половині двадцятого століття, полягає в тому, що протон, виявляється, не вічний. Протони, протягом тривалого часу вважалися стабільними і нескінченно довго живуть частинками, як виявилося, після закінчення досить довгого часу можуть розпастися на більш дрібні частинки. По суті, протонам властива екзотична різновид радіоактивності. Вони випромінюють більш дрібні частинки і перетворюються в щось нове. Цей процес розпаду займе неймовірно довгий час, що значно перевищує сучасний вік Всесвіту, що значно перевищує час життя зірок і навіть набагато перевищує час життя галактик. Однак, у порівнянні з вічністю, протони зникнуть досить скоро.

Як це можливо? Ми вже знайомі з позитроном - несучим позитивний заряд антиматеріальна партнером більш звичного нам електрона. Можна припустити, що в результаті розпаду протона повинен з'являтися позитрон і додатково виділятися певна енергія, оскільки маса протона майже в дві тисячі разів більше маси позитрона. Таким чином, позитрон є стан з нижчою енергією. Один з фундаментальних фізичних принципів говорить, що всі системи еволюціонують у напрямку станів з більш низькою енергією. Вода стікає з пагорба. Збуджені атоми випромінюють світло. Легкі ядра типу водню в ході синтезу перетворюються в більш важкі, від гелію і до заліза, тому що більші ядра мають більш низьку енергію (на частку). Великі ядра на зразок урану є радіоактивними і розпадаються на більш дрібні ядра з більш низькою енергією. Так чому протони не можуть розпастися на позитрони або інші маленькі частинки?

На самому фундаментальному рівні багато фізичні теоріїмають невід'ємний закон, що забороняє розпад протонів, навіть незважаючи на те, що в результаті цього розпаду вони могли б перейти в стан з більш низькою енергією. Коротко цей закон можна сформулювати так: баріонна число завжди зберігається. Протони і нейтрони складаються зі звичайного речовини, яке ми звемо баріонним. Кожен протон або нейтрон містить одну одиницю баріонів числа. Частинки типу електронів і позитронів мають нульове баріонна число, так само як і фотони, частинки світла. Таким чином, якщо протон розпадається на позитрони, в цьому процесі відбувається втрата баріонів числа.

Однак в більш нових версіях теорій частинок є лазівка. Закон, що забороняє розпад протона, іноді може порушуватися, але виключно іноді. На практиці цей удаваний оксюморон означає, що протони розпадуться після закінчення дуже довгого часу, набагато перевищує сучасний вік Всесвіту.

Розпад протона може піти через безлічрізних шляхів, внаслідок чого можуть вийти багато різних продуктів цього розпаду. Один з типових прикладів зображений на малюнку 16. У цьому випадку протон розпадається на позитрон і нейтральний півонія, який згодом розпадеться на фотони (випромінювання). Можливі й багато інших шляхів розпаду. Все розмаїття продуктів цього розпаду і їх популяцій нам поки не відомо.

Мал. 16. Тут зображений один з можливих шляхів розпаду протона. В даному випадку кінцевим результатом розпаду протона є позитрон (античастинка електрона) і нейтральний півонія. Півонія вкрай нестабільний і швидко перетворюється у випромінювання (т. Е. Розпадається на фотони) Якщо такий розпад відбувається в щільному середовищі типу білого карлика, позитрон швидко анігілює з електроном, утворюючи ще два високоенергетичних фотонів

Читач може запитати, а чому, власне, ми обговорюємо розпад саме протона, а не нейтрона. Справа в тому, що нейтрони, що знаходяться всередині ядра, розпадуться приблизно через той же період часу. Вільні ж нейтрони живуть не дуже довго. Нейтрон, наданий самому собі, розпадається на протон, електрон і антинейтрино приблизно через десять хвилин. Такий спосіб розпаду не вирішено для нейтронів, пов'язаних в атомні ядра. Пов'язані нейтрони можуть пережити лише довгострокові способи розпаду, аналогічні шляхах розпаду протона.

Сучасна фізика не дає точного визначення середнього часу життя протона. Найпростіша версія цієї теорії передбачає, що протон розпадеться приблизно через тридцять космологічних декад (10 30 років, або квадрільон квадрильйонів років). Однак це просте передбачення вже було спростовано експериментами, які показують, що час життя протона повинна перевищувати тридцять дві космологічні декади. Розпад протона пророкує теорія великого об'єднання- теорія, яка об'єднує сильна, слабка і електромагнітне взаємодії. Ці теорії пов'язані з неймовірно високими енергіями, які існували в нашому Всесвіті тільки в перші кілька миттєвостей після великого вибуху. Енергії найбільших прискорювачів частинок в мільярди разів менше тих, що потрібні для вивчення цього цікавого фізичного режиму. В результаті цього фізики поки не мають у своєму розпорядженні остаточною версією теорії великого об'єднання. В даний час вивчається багато можливих варіантів, причому всі вони дають різні прогнози щодо часу життя протона.

Якщо взяти до уваги, що Всесвіту всього десять мільярдів років, думка про те, щоб провести досвід з вимірювання часу в квадрільон квадрильйонів років (тридцять космологічних декад), виглядає практично нереальною. Однак, якщо мати загальне уявлення про процес радіоактивного розпаду, стає зрозумілою лежить в її основі ідея. Всі частинки, в даному випадку протони, не живуть протягом якогось певного часу, після закінчення якого одночасно розпадаються. Навпаки, існує ймовірність розпаду частинок в будь-який час. В силу того що ймовірність такого розпаду мізерно мала, більшість частинок доживе до глибокої старості. Час життя частинки - це середній час, Яке проживають частки, а ніяк не реальнечас, відпущений кожної з них. Завжди будуть частинки, які розпадуться рано. І цей різновид дитячої смертності серед частинок можна виміряти дослідним шляхом.

Щоб виявити процес розпаду, потрібна велика кількість частинок. Для більшої ясності припустимо, що ми хочемо виміряти розпад протона, передбачуваний час життя якого становить 10 32 років. Якщо взяти великий резервуар, що містить 10 32 протонів (в його якості цілком може виступити невеликий плавальний басейн двадцять метрів в довжину, п'ять в ширину і два в глибину), то в межах цього експериментального апарату буде розпадатися приблизно один протон в рік. Якби нам вдалося створити чутливі інструменти, що дозволяють зареєструвати кожен такий розпад, то нам залишалося б тільки почекати кілька років, після закінчення яких наше вимір можна було б вважати завершеним. На практиці ж ці вимірювання пов'язані з дещо більш хитромудрими експериментальними проблемами, але основна ідея при цьому цілком зрозуміла. Зокрема, щоб дізнатися відповідь на поставлене нами питання, зовсім необов'язково чекати 10 32 років. Експерименти такого типу вже показали, що час життя протона перевищує 10 32 років. В даний час експерименти по виявленню розпаду протона тривають.

Розпад протона можна передбачити в дуже загальних термінах. У ранньому Всесвіті якийсь процес, що плив з порушенням баріонів числа, створив речовину, яке ми спостерігаємо в сучасній нам Всесвіті. Згадаймо, що невеликий надлишок речовини над антиречовиною утворився в першу мікросекунду історії космосу. Кількість речовини у Всесвіті може перевищувати кількість антиречовини тільки в тому випадку, якщо в результаті якогось фізичного процесу створює негативний баріонна число. Але якщо може мати місце подібний процес, в ході якого порушується закон збереження баріонів числа, значить, протони приречені на загибель. Тоді розпад протона - це лише питання часу.

Можливі шляхи розпаду протона, згадані досі, не включають четвертої сили природи - гравітації. Разом з тим саме сила гравітації управляє додатковим механізмом розпаду протона. Насправді, протон не є неподільною часткою: він утворений трьома складовими частинками, які носять назву кварків. Кварки в протоні які не перебувають у спокої: вони знаходяться в стані постійного збудження. Хоч і дуже-дуже рідко, але вони все ж можуть зайняти майже одне і те ж положення всередині протона. Як тільки таке сходження відбувається, якщо кварки виявляються досить близько одна до одної, вони можуть злитися в мікроскопічну чорну діру. Оцінки середнього часу, який буде потрібно протону, щоб туннелировать в мініатюрну чорну діру, вельми різняться: від сорока п'яти до ста шістдесяти дев'яти космологічних декад, причому перевага віддається меншому кінця цього діапазону. Немає потреби говорити, що цей процес ще недостатньо добре вивчений, внаслідок чого відповідне йому час життя протона може бути названо тільки в дуже грубому наближенні. Але якщо тільки протони НЕ розпадуться ще раніше, їм судилося зникнути в ході цього процесу - прийняти смерть від сили гравітації.

Як ми розповімо в наступному розділі, чорні діри теж не вічні. Причому маленькі чорні діри живуть набагато менше великих. Після самостійного перетворення протона в чорну діру він майже миттєво випарується, залишивши після себе позитрон. Таким чином, протон служить ще одним полем бою гравітації і термодинаміки. Через неослабної дії гравітації, рано чи пізно, вона може спровокувати загибель протонів і утворення крихітних чорних дір. Але цей явний тріумф гравітації недовговічний. Чорні діри випаровуються відразу після їх появи. Велика частина маси-енергії протона йде в випромінювання, ентропія вивільняється у Всесвіт, і термодинаміка святкує остаточну перемогу.

Існує ще один, навіть більш екзотичний, механізм розпаду протонів. Вакуумні конфігурації порожнього простору можуть мати більше одного можливого стану. В принципі, вакуум здатний мимовільно змінювати свою конфігурацію в ході процесу квантово-механічного тунелювання. Оскільки переходи вакууму з одного стану в інший викликають зміни баріонів числа, вони можуть послужити спусковим гачком для протонного розпаду. Однак подібні переходи сильно пригнічені, внаслідок чого вони вимагають величезного часу. За відсутності більш швидкого шляху розпаду протони будуть зруйновані під дією цього механізму в сто сорокову-сто й п'ятдесят космологічні декаду.

Доля вироджених залишків

Заключна глава зоряної еволюції виявляє себе в розпаді протонів. Хоча даний час життя протона досвідченим шляхом виміряна не було, в даній книзі ми приймаємо, що типове час життя протона складає тридцять сім космологічних декад (десять трильйонів трильйонів трильйонів років). Коли протони розпадаються всередині зірки, наприклад всередині білого карлика, що утворилася енергія поповнює енергетичні запаси цієї зірки. Найбільш поширеними продуктами цього розпаду є позитрон і півонія, причому останній миттєво розпадається на високоенергетичні гамма-промені. Позитрон швидко знаходить електрон, і дві ці частинки анігілюють, утворюючи ще два високоенергетичних фотонів гамма-випромінювання. Таким чином, в кінцевому підсумку маса спокоюпротона перетворюється в гамма-випромінювання, що нагріває зірку. Отже розпадаються протони забезпечують зірку внутрішнім джерелом енергії, тільки от ціна цього неймовірно висока: щоб створити тепло і світло, зірка повинна віддати свою власну масу спокою.

Білий карлик, існуючий за рахунок розпаду протона, має світність приблизно в чотири сотні ват: цього ледве вистачить на те, щоб підтримати світіння декількох електричних лампочок. Світність цілої галактики таких зірок в десять трильйонів разів менше світності нашого Сонця. Навіть якщо скласти потужності випромінювання всіх зірок у всіх галактиках, які в даний час потрапляють в межі нашого космологічного горизонту, вийшла світність все одно буде в сто разів менше світності нашого Сонця. Да уж, таке майбутнє навряд чи можна назвати світлим.

Випромінювання всередині білого карлика буде розсіюватися багато разів, перш ніж дістанеться до поверхні зірки. У цю майбутню епоху температура поверхні білого карлика складе всього 0,06 градусів Кельвіна - приблизно в сто тисяч разів холодніше Сонця. Так що ці четирехсотваттние лампочки навряд чи згодяться в якості настільних. Вони випускають випромінювання, характеристична довжина хвилі якого дорівнює п'яти сантиметрам - приблизно в п'ятдесят тисяч разів довше тих хвиль, які здатний вловити очей людини.

Під час еволюційної фази розпаду протона хімічний склад білого карлика змінюється до невпізнання. Припустимо, що ми почали із зірки, що складається з чистого вуглецю. Кожне ядро ​​вуглецю містить шість протонів і шість нейтронів. У міру розпаду протонів і нейтронів ядра стають менше і містять меншу кількість частинок. В ході цього процесу вихідні ядра вуглецю скорочуються до однієї частинки, і зірка завершує свій життєвий цикл у вигляді чистого водню.

Цю просту картину кілька ускладнюють дві речі. По-перше, високоенергетичне випромінювання, яке виділяється в результаті розпаду протона, може вивільнити з ядер інші протони і нейтрони. Ці звільнені частки, як правило, відмовляються від своєї новознайденої свободи і об'єднуються з іншими ядрами. В середньому, кожен розпад протона супроводжується одним переходом додаткового протона або нейтрона від одного ядра до іншого. Таким чином, ми отримуємо свого роду ядерну чехарду.

Другою проблемою є холодний синтез. Навіть при низьких температурах, в даному випадку не перевищують один градус нижче абсолютного нуля, іноді, через принципу невизначеності Гейзенберга, можуть синтезуватися ядра. Унаслідок хвильової природи частинок визначити точне місце їхнього економічного становища не представляється можливим. В результаті два ядра іноді виявляються досить близько одна до одної, щоб синтезувати більш важке ядро. У надрах білого карлика, який в мільйон разів щільніше Землі, холодний синтез водню займає всього сто тисяч років, а вуглецю - близько двохсот космологічних декад (10 200 років). Таким чином, білі карлики мають тенденцію зберігати гелевий склад. Однак наведені тимчасові інтервали настільки великі, що холодний синтез не робить значного впливу на еволюцію білого карлика під час фази протонного розпаду, яка відбудеться через 10 37 років. Ясно також і чому холодний синтез не грає хоч скільки-небудь цікавої ролі в сучасному Всесвіті.

У міру того як в ході розпаду протонів білий карлик продовжує втрачати масу, його будова зазнає помітних змін. Через алогічною природи виродженого речовини радіальний розмір білого карлика збільшується в міру зменшення його маси. Коли зірка розширюється, її щільність зменшується, і речовина, в кінцевому підсумку, перестає бути виродженим. Цей перехід відбувається, коли маса зірки зменшується до маси Юпітера - приблизно в тисячу разів менше маси Сонця. На цьому етапі еволюції зірка має щільність води і радіус в десять разів менший, ніж у Сонця. Зірка складається із застиглої маси атомів водню: такий собі величезна куля з крижаного водню.

Після зникнення виродженого стану кристалічний білий карлик продовжує зменшуватися до тих пір, поки не стане настільки маленьким, що більш вже не зможе виконувати функції зірки. Цей фінальний перехід стає кінцем зоряної еволюції. По-справжньому зірка вмирає тоді, коли стає прозорою, коли випромінювання, що розповсюджується всередині зірки може вільно, без розсіювання відриватися від неї. У цей поворотний момент маса зірки становить всього 10 24 грамів - приблизно в шість тисяч разів менше маси Землі.

Таким чином, більшості зірок на передостанньому етапі еволюції судилося перетворитися в водневу брилу, розмір якої приблизно в сімдесят разів менше Місяця. У міру того як процес розпаду протона підходить до завершення, ця брила продовжує випаровуватися. Таким чином, стає зрозуміла остаточна доля білих карликів: від них не залишається нічого. Вся енергія зірки, в кінцевому підсумку, випромінюється в міжзоряний простір. І знову термодинаміка, в кінцевому підсумку, перемагає гравітацію.

Нейтронні зірки, ці рідкісні і щільні родичі білих карликів, випаровуються аналогічним чином. Розпад протона забезпечує нейтронні зірки приблизно такої ж повної світності: близько чотирьохсот ват. Нейтронні зірки при цьому набагато менше білих карликів. Тому щоб мати таку ж потужність випромінювання, поверхня цих зірок повинна бути гаряче: близько трьох градусів Кельвіна в разі типової нейтронної зірки. Приблизно таку температуру має сучасне реліктове випромінювання, що визначає мінімальну температуру, Наявну у Всесвіті в наші дні. У період же з тридцять сьомої по тридцять дев'яту космологічні декади нейтронні зірки, що випускають слабке світло при температурі в три градуси Кельвіна, будуть одними з найгарячіших об'єктів у Всесвіті.

Однак в останні фази свого життя нейтронні зірки дещо відрізняються від білих карликів. У міру того як в процесі протонного розпаду нейтронна зірка втрачає свою масу, вона стає менш щільною і, в кінцевому підсумку, виродження нейтронів зникає. Як тільки нейтрони перестають бути виродженими, вони перетворюються в протони, електрони і антинейтрино. Цей перехід відбувається, коли маса зірки падає нижче однієї десятої маси Сонця, а її радіус дорівнює приблизно ста шістдесяти чотирьох кілометрів. На цьому етапі щільність все ще досить велика для того, щоб електрони залишалися виродженими, і зірка дуже нагадує білий карлик. Що залишився зоряний об'єкт, подібний білому карлику, продовжує втрачати масу в міру того, як розпадається все більше число протонів, до тих пір поки не зникне вирожденність електронів. Ось тоді наш об'єкт перетворюється в крижану водневу брилу, маса якої не перевищує однієї тисячної маси Сонця. Потім розпадаються протони в кристалічній решітці, що, врешті-решт, призводить до повного випаровування зірки і перетворенню її в випромінювання і дрібні частинки. В кінцевому підсумку від нейтронних зірок не залишається нічого.

Довгострокова доля планет має аналогічну історію. Планети теж складаються, головним чином, з протонів, які розпадаються, в результаті чого планета випаровується, перетворюючись в випромінювання. На той час, коли решта планети почнуть руйнуватися в процесі розпаду протонів, вони вже давно будуть відірвані від батьківських зірок і будуть блукати в повній самоті по неосяжних просторах космосу. У міру повільного руйнування планети виробляють досить скромну потужність: всього один милливатт в разі планети типу Землі. І хоча спочатку планети містять більше важких елементів, ніж зірки, свого часу вони теж перетворяться в застиглий водень. Навіть планета, що складається з чистого заліза, зруйнується до тридцять восьмий космологічної декаді - приблизно через шість періодів напіврозпаду протона. Протягом тридцять дев'ятого космологічної декади планета еволюціонує з маленького грудки водневих кристалів в повністю зруйноване стан.

До сороковий космологічної декаді майже всі протони у Всесвіті розпадуться, а вироджені зіркові залишки зникнуть. На зміну цим, на перший погляд, твердим і незруйновними зоряним залишкам прийде розсіяне море випромінювання, що складається, головним чином, з протонів і нейтрино з невеликою домішкою позитронів і електронів. Всесвіт придбає новий характер. Зрідка на цій гігантській арені вражаючого запустіння зустрічаються відокремлені області вкрай викривленого простору-часу, так звані чорні діри. По завершенні епохи розпаду чорні діри, що містять від однієї до кількох мільярдів сонячних мас, наполегливо прагнуть потрапити в наступну епоху.

Примітки:

Поєднання протилежних за змістом понять. - Прим. перев.