Версия для печати
Вернуться к списку

КРАСНОЕ И БЕЛОЕ

На майской сессии Общего собрания Российской академии наук президент РАН Юрий Осипов назвал один из результатов, полученных учеными Специальной астрофизической обсерватории РАН, важнейшим за последнее время в отечественной астрофизике. Вскоре руководитель обсерватории член-корреспондент РАН Юрий Балега был награжден орденом Почета. Мы поздравили ученого и попросили его рассказать, в чем же суть этого открытия.

- Нам удалось с помощью интерферометрии впервые пронаблюдать белый карлик в двойной симбиотической системе Лебедя и определить его физические свойства, - рассказывает Юрий Юрьевич. - Система Лебедя является одной из ближайших (удаление примерно 600 световых лет) симбиотических звезд, и получение напрямую из наблюдений эмпирических сведений о ее строении имеет большое значение для теории этого редкого класса объектов - вероятных предшественников сверхновых звезд.

Жизненный путь любой звезды определяется ее массой, приобретенной в период конденсации из газового облака. Звезды рождаются в результате гравитационного коллапса (сжатия) гигантских газовых облаков, состоящих из водорода с небольшими добавками других элементов. Облако размером в сотни световых лет и массой в миллионы солнечных масс сначала распадается на отдельные фрагменты. За счет продолжающегося гравитационного сжатия температура и давление в этих вращающихся плотных образованиях быстро растет - образуются так называемые протозвезды.

Наиболее высокие значения температуры - в центральной части протозвезды. Как только она достигает 10 миллионов градусов, здесь начинается реакция термоядерного синтеза, при которой ядра атомов водорода (протоны) превращаются в гелий - это и есть рождение звезды. Например, Солнце сегодня на 94% состоит из водорода, на 6% из гелия, остальные элементы составляют незначительную часть массы нашего светила.

Примерно 1% от массы сгораемого водорода превращается в энергию в форме гамма-излучения и нейтрино. Эта энергия излучения, направленная от центра звезды наружу, и останавливает дальнейшее сжатие протозвезды. Начинается основной этап жизни звезды, который так и протекает в борьбе между гравитацией, стремящейся сжать ее в точку, и излучением, пытающимся разорвать звезду. До тех пор пока есть горючее - водород, звезда будет жить.

В таком состоянии гидростатического равновесия звезды могут жить миллиарды лет, пока хватает запасов горючего. Оказывается, массивные звезды сжигают свои запасы водорода значительно быстрее, чем легкие. Например, Солнце полностью израсходует весь водород за 9 млрд лет (возраст нашего светила 4,5 млрд лет), а яркая звезда-гигант Бетельгейзе в созвездии Ориона, которая примерно в 20 раз массивнее Солнца, проживет менее 10 млн лет.

На последних этапах эволюции звезду ждут драматические потрясения. И снова итог жизни светила определяется его массой. Маломассивные звезды, подобные Солнцу, после прохождения через стадию красного гиганта, когда средняя плотность вещества составляет всего одну стомиллионную от плотности в период основной жизни, теряют часть своего вещества, образуя планетарные туманности.

На месте красного гиганта остается белый карлик - быстровращающееся ядро размером всего около 10 тысяч км с температурой поверхности до 150 тысяч градусов. Внутренности белого карлика состоят из плазмы несвязанных ядер и электронов. Давление вырожденного электронного газа удерживает его от гравитационного коллапса. Постепенно белый карлик охлаждается. Сегодня некоторые старые белые карлики имеют температуру всего в несколько тысяч градусов.

В конце концов белый карлик должен полностью остыть и превратиться в черного карлика, но для этого понадобится очень много времени, больше, чем возраст Вселенной (14 млрд лет). Массы белых карликов в основном заключены в диапазоне 0,5-0,7 массы Солнца, но известны некоторые с массами до 1,3 массы Солнца. Средняя плотность вещества в белых карликах колоссальна - 1 куб. см весит около тонны.

В 1931 году индийский астрофизик С.Чандрасекар показал, что белый карлик не может иметь массу больше некоторой критической величины. Если по каким-то причинам его масса увеличивается до предельной, равной 1,4 массы Солнца, центральная плотность и температура повышаются до таких значений, при которых начинается синтез тяжелых элементов. Белый карлик полностью разрушается вследствие колоссального термоядерного взрыва, рождая вспышку так называемой сверхновой типа 1а.

Британский астрофизик А.Эддингтон, имевший тогда огромный авторитет в научном мире, не хотел признавать такой сценарий. Он считал, что Природа должна иметь какой-то иной закон, позволяющий избегать такого абсурдного конца для звезды. Вследствие этого работы С.Чандрасекара долго оставались в тени.

Изучение сверхновых типа 1а за последние 10 лет приобрело особую важность. При термо­ядерном взрыве белого карлика основная часть углерода и кислорода, из которых он состоит, за несколько секунд превращается в более тяжелые элементы. Внутренняя температура взрыва достигает миллиардов градусов, а светимость на короткое время соответствует свечению примерно 5 миллиардов солнц. За счет этого такие вспышки сверхновых видны на огромных удалениях.

Поскольку при взрыве высвобождается всегда примерно одинаковая энергия (1044 джоулей), вспышки сверхновых можно использовать как калиброванные свечи для измерения расстояний. Именно по наблюдениям сверхновых типа 1а удалось обнаружить ускоренное расширение Вселенной в последние 5 млрд лет и сделать вывод о существовании загадочной темной энергии, составляющей 74% массы-энергии Вселенной. Оптические вспышки сверхновых успешно изучаются с помощью спектроскопии и на 6-метровом телескопе БТА нашей обсерватории.

Но каким образом белый карлик может набрать критическую массу? Самый очевидный способ - перетекание вещества с поверхности другой близкой звезды. В симбиотических двойных звездах одна составляющая уже проэволюционировала и образовала белый карлик, в то время как вторая, менее массивная, все еще находится на стадии красного гиганта. Если компоненты достаточно близки, то теряемое вещество протяженной атмосферы гиганта постепенно накапливается на карлике.

Наблюдать поверхность белого карлика крайне сложно, так как за счет очень маленьких размеров его светимость крайне мала и он просто не виден на фоне красного гиганта. Однако при аккреции (падении) вещества оболочки на диск, сформировавшийся вокруг карлика, его светимость многократно увеличивается и становится сравнимой со светимостью красного гиганта. Этот период жизни симбиотической двойной системы Лебедя и удалось впервые прямо наблюдать на нашем телескопе с помощью специального метода, позволяющего повысить угловое разрешение почти в 100 раз, - спекл-интерферометрии. Мы определили угловое расстояние и разницу блеска между компонентами системы, из чего вычисляются орбитальный период (15,6 года) и массы компонентов - 2,0 и 0,7 массы Солнца для красного гиганта и белого карлика соответственно. Удалось также установить, что сфокусированные истечения газа из системы не совпадают с плоскостью орбиты двойной звезды.