як ≥ вс≥ т≥ла в природ≥, з≥рки не залишаютьс¤ незм≥нними, вони народжуютьс¤, еволюц≥онують, ≥, нарешт≥ "умирають". ўоб простежити життЇвий шл¤х з≥рок ≥ зрозум≥ти, ¤к вони стар≥ють, необх≥дно знати, ¤к вони виникають. ” минулому це представл¤лос¤ великою загадкою; сучасн≥ астрономи вже можуть з великою впевнен≥стю докладно описати шл¤хи, що ведуть до по¤ви ¤скравих з≥рок на нашому н≥чному небозвод≥.

Ќе дуже давно астрономи вважали, що на утворенн¤ з≥рки з м≥жзор¤них газу ≥ пилу потр≥бн≥ м≥льйони рок≥в. јле в останн≥ роки були отриман≥ разюч≥ фотограф≥њ област≥ неба, що входить до складу ¬еликоњ “уманност≥ ќр≥она, де прот¤гом дек≥лькох рок≥в з'¤вилос¤ невелике скупченн¤ з≥рок. Ќа зн≥мках 1947р. у цьому м≥сц≥ була видна група з трьох звездопод≥бних об'Їкт≥в. ƒќ 1954р. де¤к≥ з них стали довгастими, а до 1959р. ц≥ довгаст≥ утворенн¤ розпалис¤ на окрем≥ з≥рки - вперше в ≥стор≥њ людства люди спостер≥гали, народженн¤ з≥рок буквально на очах цей безпрецедентний випадок показав астрономам, що з≥рки можуть народжуватис¤ за короткий ≥нтервал часу, ≥ ¤к≥ здавалис¤ ран≥ше дивними м≥ркуванн¤ про те, що з≥рки звичайно виникають у групах, або зор¤них скупченн¤х, ви¤вилис¤ справедливими.

який же механ≥зм њхнього виникненн¤? „ому за багато рок≥в астроном≥чних в≥зуальних ≥ фотограф≥чних спостережень неба т≥льки зараз вперше удалос¤ побачити "матер≥ал≥зац≥ю" з≥рок? Ќародженн¤ з≥рки не може бути вин¤тковою под≥Їю : у багатьох д≥л¤нках неба ≥снують умови, необх≥дн≥ дл¤ по¤ви цих тел.

” результат≥ ретельного вивченн¤ фотограф≥й мр¤чних д≥л¤нок „умацького Ўл¤ху удалос¤ знайти маленьк≥ чорн≥ ц¤тки неправильноњ форми, або глобули, що представл¤ють собою масивн≥ скупченн¤ пилу ≥ газу. ¬они вигл¤дають чорними, тому що не випускають власного св≥тла ≥ знаход¤тьс¤ м≥ж нами ≥ ¤скравими з≥рками, св≥тло в≥д ¤ких вони заслон¤ють. ÷≥ газово-пилов≥ хмари м≥ст¤ть частки пилу, що дуже сильно поглинають св≥тло, що йде в≥д розташованих за ними з≥рок. –озм≥ри глобул величезн≥ - до дек≥лькох св≥тлового рок≥в у поперечнику. Ќезважаючи на те, що речовина в цих скупченн¤х дуже розр≥джено, загальний обс¤г њх наст≥льки великий, що його ц≥лком вистачаЇ дл¤ формуванн¤ невеликих скупчень з≥рок, по мас≥ близьких до —онц¤. ƒл¤ того щоб у¤вити соб≥, ¤к ≥з глобул виникають з≥рки, згадаЇмо, що вс≥ з≥рки випром≥нюють ≥ њхнЇ випром≥нюванн¤ натискаЇ. –озроблено чуттЇв≥ ≥нструменти, що реагують на тиск сон¤чного св≥тла, що проникаЇ кр≥зь товщу земноњ атмосфери. ” чорн≥й глобул≥ п≥д д≥Їю тиску випром≥нюванн¤, що випускаЇтьс¤ навколишн≥ми з≥рками, в≥дбуваЇтьс¤ стиск ≥ ущ≥льненн¤ речовини. ”середин≥ глобули гул¤Ї "в≥тер", що розметаЇ в ус≥х напр¤мках газ ≥ пилов≥ частки, так що речовина глобули перебуваЇ в безперервному турбулентному рус≥.

√лобулу можна розгл¤дати ¤к турбулентну газово-пилову масу, на ¤ку з ус≥х бок≥в давить випром≥нюванн¤. ѕ≥д д≥Їю цього тиску обс¤г, заповнювана газом ≥ пилом, буде стискуватис¤, стаючи, усе менше ≥ менше. “акий стиск прот≥каЇ прот¤гом де¤кого часу, що залежить в≥д навколишню глобулу джерел випром≥нюванн¤ й ≥нтенсивност≥ останнього. √рав≥тац≥йн≥ сили, що виникають через концентрац≥ю маси в центр≥ глобули, теж прагнуть зжати глобулу, змушуючи речовину падати до њњ центра. ѕадаючи, частки речовини здобувають к≥нетичну енерг≥ю ≥ роз≥гр≥вають газово-пилову хмару.

ѕад≥нн¤ речовини може тривати сотн≥ рок≥в. —початку воно в≥дбуваЇтьс¤ пов≥льно, неквапливо, оск≥льки грав≥тац≥йн≥ сили, що прит¤гають частки до центра, ще дуже слабк≥. „ерез ¤кийсь час, коли глобула стаЇ менше, а поле т¤ж≥нн¤ п≥дсилюЇтьс¤, пад≥нн¤ починаЇ в≥дбуватис¤ швидше. јле, ¤к ми вже знаЇмо, глобула величезна, не менш св≥тлового року в д≥аметр≥. ÷е значить, що в≥дстань в≥д њњ зовн≥шньоњ границ≥ до центра може перевищувати 10 трильйон≥в к≥лометр≥в. якщо частка в≥д краю глобули почне падати до центра з≥ швидк≥стю де¤ким менш 2км/з, то центра вона дос¤гне т≥льки через 200 000 рок≥в. —постереженн¤ показують, що швидкост≥ руху газу ≥ пилових часток насправд≥ набагато б≥льше, а тому грав≥тац≥йний стиск в≥дбуваЇтьс¤ значно швидше.

ѕад≥нн¤ речовини до центра супроводжуЇтьс¤ досить частими з≥ткненн¤ми часток ≥ переходом њхньоњ к≥нетичноњ енерг≥њ в теплову. ” результат≥ температура глобули зростаЇ. √лобула стаЇ протоз≥ркою ≥ починаЇ св≥титис¤, тому що енерг≥¤ руху часток перейшла в тепло, нагр≥ла пил ≥ газ.

” ц≥й стад≥њ протоз≥рка ледь видна, так, ¤к основна частка њњ випром≥нюванн¤ приходитьс¤ на далеку ≥нфрачервону область. «≥рка ще не народилас¤, але зародок њњ вже з'¤вивс¤. јстрономам поки нев≥домо, ск≥льки часу потр≥бно протоз≥рки, щоб дос¤гти т≥Їњ стад≥њ, коли вона починаЇ св≥титис¤ ¤к тьм¤ну червону кулю ≥ стаЇ видимою. «а р≥зними оц≥нками, цей час коливаЇтьс¤ в≥д тис¤ч до дек≥лькох м≥льйон≥в рок≥в. ќднак, пам'¤таючи про по¤ву з≥рок у ¬елик≥й “уманност≥ ќр≥она, коштуЇ, мабуть, вважати, що найб≥льш близько до реальност≥ оц≥нка, що даЇ м≥н≥мальне значенн¤ часу.

“ут ми повинн≥ зробити невеликий в≥дступ, дл¤ того, щоб ретельно розгл¤нути де¤к≥ детал≥, зв'¤зан≥ з народженн¤м з≥рки, ≥ оц≥нити њхн≥й вплив на њњ подальшу долю. «≥рки народжуютьс¤ з ус≥л¤кими масами.  р≥м того, вони можуть мати самий р≥зний х≥м≥чний склад. ќбоЇ ц≥ фактора впливають на подальше поводженн¤ з≥рки, на всю њњ долю. ўоб краще в цьому роз≥братис¤, вийдемо з будинку ≥ гл¤немо на н≥чне небо.

« вершини гори, удалин≥ в≥д м≥ського св≥тла, що заважаЇ нам, ми побачимо на неб≥, принаймн≥, 3000 з≥рок. —постер≥гач з дуже гострим зором при ≥деальних атмосферних умовах побачить у п≥втора разу б≥льше з≥рок. ќдн≥ з них вилучен≥ в≥д нас на тис¤чу, ≥нш≥ - усього на к≥лька св≥тлового рок≥в. —пробуЇмо тепер розм≥стити вс≥ ц≥ з≥рки на д≥аграм≥, на ¤к≥й кожна з≥рка характеризуЇтьс¤ двома ф≥зичними величинами: температурою ≥ св≥тн≥стю. –озм≥стивши вс≥ 3000 з≥рок, ми знайдемо, що сам≥ ¤скрав≥ з них одночасно ви¤вл¤ютьс¤ ≥ самими гар¤чими, а сам≥ слабк≥ - самими холодними. ѕри цьому пом≥тимо, що переважна б≥льш≥сть з≥рок розташовуЇтьс¤ уздовж похилоњ л≥н≥њ, що т¤гнетьс¤ з верхнього л≥вого кута граф≥ка в нижн≥й правий (¤кщо, ¤к це традиц≥йно прийн¤то, в≥сь температур направити вл≥во, а в≥сь светимостей - нагору.) ÷е нормальн≥ з≥рки, ≥ њхн≥й розпод≥л називають "головною посл≥довн≥стю". ќтримана д≥аграма називаЇтьс¤ д≥аграмою √ерцшпрунга - –ассела, на честь двох видатних астроном≥в, що вперше установили цю чудову залежн≥сть. ” н≥й важливу роль граЇ маса з≥рки. якщо маса з≥рки велика, останн¤ при народженн≥ попадаЇ на верхню частину головноњ посл≥довност≥, ¤кщо маса мала, то з≥рка ви¤вл¤Їтьс¤ в нижн≥й њњ частин≥.

“ривал≥сть житт¤ з≥рки залежить в≥д њњ маси. «≥рки з масою меншоњ, чим у —онц¤, дуже ощадливо витрачають запаси свого ¤дерного "палива" ≥ можуть св≥тити дес¤тки м≥ль¤рд≥в рок≥в. «овн≥шн≥ шари з≥рок, под≥бних до нашого —онц¤, з масами не великими 1,2 мас —онц¤, поступово розширюютьс¤ ≥, зрештою, зовс≥м залишають ¤дро з≥рки. Ќа м≥сц≥ г≥ганта залишаЇтьс¤ маленький ≥ гар¤чий б≥лий карлик.

Ѕ≤Ћ≤  ј–Ћ» »

Ѕ≥л≥ карлики - одна з ц≥кав≥ших тим в ≥стор≥њ астроном≥њ: уперше були в≥дкрит≥ небесн≥ т≥ла, що волод≥ють властивост¤ми, досить далекими в≥д тих, з ¤кими ми маЇмо справу в земних умовах. ≤, ц≥лком ймов≥рно, дозв≥л загадки б≥лих карлик≥в поклало початок досл≥дженн¤м таЇмничоњ природи речовини, захованого десь у р≥зних куточках ¬сесв≥ту.

¬ ”селеноњ багато б≥лих карлик≥в. ќдин час вони вважалис¤ р≥дк≥стю, але уважне вивченн¤ фотопластинок, отриманих в обсерватор≥њ ћаунт-ѕаломар (—Ўј), показало, що њхн¤ к≥льк≥сть перевищуЇ 1500. ”далос¤ оц≥нити просторову щ≥льн≥сть б≥лих карлик≥в: ви¤вл¤Їтьс¤, у сфер≥ з рад≥усом у 30 св≥тлового рок≥в повинне знаходитис¤ близько 100 таких з≥рок. ≤стор≥¤ в≥дкритт¤ б≥лих карлик≥в сходить до початку 19у, коли ‘р≥др≥х ¬≥льгельм Ѕессель, простежуючи рух найб≥льш ¤скравоњ з≥рки —ир≥ус, в≥дкрив, що њњ шл¤х Ї не пр¤мою л≥н≥Їю, а маЇ хвилепод≥бний характер. ¬ласний рух з≥рки в≥дбувавс¤ не по пр¤моњ л≥н≥њ; здававс¤, що вона ледь пом≥тно зм≥щалас¤ з≥ сторони уб≥к. ƒќ 1844р., п≥сл¤ приблизно дес¤ти рок≥в п≥сл¤ перших спостережень —ир≥уса, Ѕессель прийшов до висновку, що поруч ≥з —ир≥усом знаходитьс¤ друга з≥рка, що, будучи невидимоњ, робить на —ир≥ус грав≥тац≥йний вплив; воно ви¤вл¤Їтьс¤ по коливанн¤х у рус≥ —ир≥уса. ўе б≥льш ц≥кавим ви¤вилас¤ та обставина, що ¤кщо темний компонент д≥йсно ≥снуЇ, те пер≥од звертанн¤ обох з≥рок щодо њхнього загального центра ваги дор≥внюЇ приблизно 50 рокам.

ѕеренесемос¤ в 1862р. ≥ з Ќ≥меччини в  ембридж, штат ћассачусетс (—Ўј). јлвану  ларку, найб≥льшому буд≥вельников≥ телескоп≥в у —Ўј, ”н≥верситетам штату ћ≥сс≥с≥п≥ було доручено сконструювати телескоп з об'Їктивом д≥аметром 18,5 дюйма (46 див), що повинний був стати самим великим телескопом у св≥т≥. ѕ≥сл¤ того ¤к  ларк зак≥нчив обробку л≥нзи телескопа, потр≥бно було перев≥рити, чи забезпечена необх≥дна точн≥сть форми њњ поверхн≥. « ц≥Їю метою л≥нзу установили в рухлив≥й труб≥ ≥ направили на —ир≥ус - саму ¤скраву з≥рку, що Ї кращим об'Їктом дл¤ перев≥рки л≥нз ≥ ви¤вленн¤ њхн≥х дефект≥в. «аф≥ксувавши положенн¤ труби телескопа, јлван  ларк побачив слабкий Ђпримаруї, що з'¤вивс¤ на сх≥дному крањ полючи зору телескопа у в≥дблиску —ир≥уса. ѕот≥м, у м≥ру руху небозводу, у поле зору потрапив ≥ сам —ир≥ус. …ого зображенн¤ було перекручено - здавалос¤, що Ђпримараї ¤вл¤Ї собою дефект л≥нзи, що варто було б усунути, перш н≥ж здати л≥нзу в експлуатац≥ю. ќднак ц¤ виникла в поле зору телескопа слабка з≥рочка ви¤вилас¤ компонентом —ир≥уса, передв≥щеним Ѕесселем. Ќа зак≥нченн¤ треба додати, що через першу св≥тову в≥йну, що почалас¤, телескоп  ларка так н≥коли ≥ не був в≥дправлений у ћ≥сс≥с≥п≥ - його установили в ƒирбон≥вськ≥й обсерватор≥њ, поблизу „икаго, а л≥нзу використовують, донин≥, але на ≥нш≥й установц≥.

“аким чином, —ир≥ус став предметом загального ≥нтересу ≥ багатьох досл≥джень, тому що ф≥зичн≥ характеристики подв≥йноњ системи за≥нтригували астроном≥в. « урахуванн¤м особливостей руху —ир≥уса, його в≥дстань до «емл≥ й ампл≥туди в≥дхилень в≥д пр¤мол≥н≥йного руху астрономам удалос¤ визначити характеристики обох з≥рок системи, названих —ир≥ус ј и —ир≥ус ¬. —умарна маса обох з≥рок ви¤вилас¤ в 3,4 рази б≥льше маси —онц¤. Ѕуло знайдено, що в≥дстань м≥ж з≥рками майже в 20 раз≥в перевищуЇ в≥дстань м≥ж —онцем ≥ «емлею, тобто приблизно дор≥внюЇ в≥дстан≥ м≥ж —онцем ≥ ”раном; отримана на п≥дстав≥ вим≥ру параметр≥в орб≥ти маса —ир≥уса ј ви¤вилас¤ в 2,5 рази б≥льше маси —онц¤, а маса —ир≥уса ¬ склала 95% маси —онц¤. ѕ≥сл¤ того ¤к були визначен≥ св≥тност≥ обох з≥рок, ви¤вилос¤, що —ир≥ус ј майже в 10 000 раз≥в ¤скрав≥ше, н≥ж —ир≥ус ¬. ѕо абсолютн≥й величин≥ —ир≥уса ј ми знаЇмо, що в≥н приблизно в 35,5 рази св≥тить сильн≥ше —онц¤. «в≥дси випливаЇ, що св≥тн≥сть —онц¤ в 300 раз≥в перевищуЇ св≥тн≥сть —ир≥уса ¬.

—в≥тн≥сть будь-¤коњ з≥рки залежить в≥д температури поверхн≥ з≥рки ≥ њњ розм≥р≥в, тобто д≥аметра. Ѕлизьк≥сть другого компонента до б≥льш ¤скравого —ир≥уса ј надзвичайно ускладнюЇ визначенн¤ його спектра, що необх≥дно дл¤ установки температури з≥рки. ” 1915р. з використанн¤м ус≥х техн≥чних засоб≥в, ¤кими розташовувала найб≥льша обсерватор≥¤ того часу ћаунт-¬илсон (—Ўј), були отриман≥ удал≥ фотограф≥њ спектра —ир≥уса. ÷е привело до неспод≥ваного в≥дкритт¤: температура супутника складала 8000 ƒќ, тод≥ ¤к —онце маЇ температуру 5700 ƒќ. “аким чином, супутник у д≥йсност≥ ви¤вивс¤ гар¤че —онц¤, а це означало, що св≥тн≥сть одиниц≥ його поверхн≥ також б≥льше.

—правд≥, простий розрахунок показуЇ, що кожен сантиметр ц≥Їњ з≥рки випром≥нюЇ в чотири рази б≥льше енерг≥њ, чим квадратний сантиметр поверхн≥ —онц¤. «в≥дси випливаЇ, що поверхн¤ супутника повинна бути в 300?4 раз≥в менше, н≥ж поверхн¤ —онц¤, ≥ —ир≥ус ” повинний мати д≥аметр близько 40 000 км. ќднак маса ц≥Їњ з≥рки складаЇ 95% в≥д маси —онц¤. ÷ей виходить, що величезна к≥льк≥сть речовини повинна бути упакована в надзвичайно малому обс¤з≥, ≥накше кажучи, з≥рка повинна бути щ≥льноњ. ” результат≥ нескладних арифметичних д≥й одержуЇмо, що щ≥льн≥сть супутника майже в 100 000 раз≥в перевищуЇ щ≥льн≥сть води.  уб≥чний сантиметр ц≥Їњ речовини на «емл≥ важив би 100 кг, а 0,5 л такоњ речовини - близько 50 т.

“ака ≥стор≥¤ в≥дкритт¤ першого б≥лого карлика. ј тепер задамос¤ питанн¤м, ¤ким образом речовина можна зжати так, щоб один куб≥чний сантиметр його важив 100 кг?

¬оно з'¤вл¤Їтьс¤ при найсильн≥шому стиску речовини в надрах з≥рки. —аме стиск, а не висок≥ температури Ї причиною тиску. ”насл≥док сильного стиску атоми ви¤вл¤ютьс¤ наст≥льки щ≥льно упакованими, що електронн≥ оболонки починають проникати одна в ≥ншу.

√рав≥тац≥йний стиск б≥лого карлика в≥дбуваЇтьс¤ прот¤гом тривалого часу, ≥ електронн≥ оболонки продовжують проникати друг у друга доти, поки в≥дстань м≥ж ¤драми не стане пор¤дку рад≥уса найменшоњ електронноњ оболонки. ¬нутр≥шн≥ електронн≥ оболонки ¤вл¤ють собою непроникний бар'Їр, що перешкоджаЇ подальшому стисков≥. ѕри максимальному стиску електрони вже не зв'¤зан≥ з окремими ¤драми, а в≥льно рухаютьс¤ щодо них. ѕроцес в≥дд≥ленн¤ електрон≥в в≥д ¤дер в≥дбуваЇтьс¤ в результат≥ ≥он≥зац≥њ тиском.  оли ≥он≥зац≥¤ стаЇ повноњ, хмара електрон≥в рухаЇтьс¤ щодо ірат з б≥льш важких ¤дер, так що речовина б≥лого карлика здобуваЇ визначен≥ ф≥зичн≥ властивост≥, характерн≥ дл¤ метал≥в. ” так≥й речовин≥ енерг≥¤ переноситьс¤ до поверхн≥ електронами, под≥бно тому, ¤к тепло поширюЇтьс¤ по зал≥зн≥й лозин≥, що нагр≥ваЇтьс¤ з одного к≥нц¤.

јле електронний газ ви¤вл¤Ї ≥ незвичайн≥ властивост≥. ¬ м≥ру стиску електрон≥в њхн¤ швидк≥сть усе б≥льше зростаЇ, тому що, ¤к ми знаЇмо, в≥дпов≥дно до фундаментального ф≥зичного принципу, два електрони, що знаход¤тьс¤ в одному елемент≥ фазового обс¤гу, не можуть мати однаков≥ енерг≥њ. ќтже, щоб не займати той самий елемент обс¤гу, вони повинн≥ рухатис¤ з величезними швидкост¤ми. Ќайменший розм≥р припустимого обс¤гу залежить в≥д д≥апазону швидкостей електрон≥в. ќднак у середньому, чим нижче швидк≥сть електрон≥в, тим б≥льше той м≥н≥мальний обс¤г, що вони можуть займати. ≤ншими словами, найшвидш≥ електрони займають найменший обс¤г. ’оча окрем≥ електрони нос¤тьс¤ з≥ швидкост¤ми, що в≥дпов≥дають внутр≥шн≥й температур≥ пор¤дку м≥льйон≥в градус≥в, температура повного ансамблю електрон≥в у ц≥лому залишаЇтьс¤ низкою.

”становлено, що атоми газу звичайного б≥лого карлика утвор¤ть ірати щ≥льно упакованих важких ¤дер, кр≥зь ¤ку рухаЇтьс¤ електронний газ. Ѕлижче до поверхн≥ з≥рки виродженн¤ слабшаЇ, ≥ на поверхн≥ атоми ≥он≥зован≥ не ц≥лком, так що частина речовини знаходитьс¤ в звичайному газопод≥бному стан≥.

«наючи ф≥зичн≥ характеристики б≥лих карлик≥в, ми можемо сконструювати њхню наочну модель. ѕочнемо з того, що б≥л≥ карлики мають атмосферу. јнал≥з спектр≥в карлик≥в приводить до висновку, що товщина њхньоњ атмосфери складаЇ усього к≥лька сотень метр≥в. ” ц≥й атмосфер≥ астрономи ви¤вл¤ють р≥зн≥ знайом≥ х≥м≥чн≥ елементи. ¬≥дом≥ б≥л≥ карлики двох тип≥в - холодн≥ ≥ гар¤ч≥. ¬ атмосферах б≥льш гар¤чих б≥лих карлик≥в утримуЇтьс¤ де¤кий запас водню, хоча, ≥мов≥рно, в≥н не перевищуЇ 0,05%. ѕроте, по л≥н≥¤х у спектрах цих з≥рок були ви¤влен≥ водень, гел≥й, кальц≥й, зал≥зо, вуглець ≥ нав≥ть окис титана. јтмосфери холодних б≥лих карлик≥в складаютьс¤ майже ц≥лком з гел≥ю; на водень, можливо, приходитьс¤ менше, н≥ж один атом з м≥льйона. “емператури поверхн≥ б≥лих карлик≥в м≥н¤ютьс¤ в≥д 5000   у "холодних" з≥рок до 50 000   у "гар¤чих". ѕ≥д атмосферою б≥лого карлика лежить область речовини, у ¤кому утримуЇтьс¤ невелике число в≥льних електрон≥в. “овщина цього шару 160 км, що складаЇ приблизно 1% рад≥уса з≥рки. Ўар цей може м≥н¤тис¤ згодом, але д≥аметр б≥лого карлика залишаЇтьс¤ пост≥йним ≥ р≥вним приблизно 40 000 км. як правило, б≥л≥ карлики не зменшуютьс¤ в розм≥рах п≥сл¤ того, ¤к дос¤гли цього стану. ¬они повод¤тьс¤ под≥бно гарматному ¤дру, нагр≥тому до великоњ температури; ¤дро може зм≥нювати температуру, випром≥нюючи енерг≥ю, але його розм≥ри залишаютьс¤ незм≥нними. „им же визначаЇтьс¤ остаточний д≥аметр б≥лого карлика ? ¬и¤вл¤Їтьс¤ його масою. „им б≥льше маса б≥лого карлика, тим менше його рад≥ус; м≥н≥мально можливий рад≥ус складаЇ 10 000 км. “еоретично, ¤кщо маса б≥лого карлика перевищуЇ масу —онц¤ в 1,2 рази, його рад≥ус може бути необмежено малим. —аме тиск електронного газу охорон¤Ї з≥рку в≥д ус≥л¤кого подальшого стиску, ≥, хоча температура може м≥н¤тис¤ в≥д м≥льйон≥в градус≥в у ¤др≥ з≥рки до нул¤ на поверхн≥, д≥аметр њњ не м≥н¤Їтьс¤. «годом з≥рка стаЇ темним т≥лом з тим же д≥аметром, що вона мала, вступивши в стад≥ю б≥лого карлика.

ѕ≥д верхн≥м шаром з≥рки газ практично ≥зотермичний, тобто температура майже пост≥йна аж до самого центра з≥рки; вона складаЇ к≥лька м≥льйон≥в градус≥в - найб≥льш реальна цифра 6 млн.  .

“епер, коли ми маЇмо де¤к≥ представленн¤ про буд≥влю б≥лого карлика, виникаЇ питанн¤: чому в≥н св≥титьс¤? ќчевидно одне: термо¤дерн≥ реакц≥њ виключаютьс¤. ”середин≥ б≥лого карлика в≥дсутн≥й водень, що п≥дтримував би цей механ≥зм генерац≥њ енерг≥њ.

™диний вид енерг≥њ, ¤ким розташовуЇ б≥лий карлик, - це теплова енерг≥¤. ядра атом≥в знаход¤тьс¤ в безладному рус≥, тому що вони розс≥юютьс¤ електронним газом. «годом рух ¤дер спов≥льнюЇтьс¤, що екв≥валентно процесов≥ охолодженн¤. ≈лектронний газ, що не схожий не на один з в≥домих на «емл≥ газ≥в, в≥др≥зн¤Їтьс¤ вин¤тковою теплопров≥дн≥стю, ≥ електрони провод¤ть теплову енерг≥ю до поверхн≥, де через атмосферу ц¤ енерг≥¤ випром≥нюЇтьс¤ в косм≥чний прост≥р.

јстрономи пор≥внюють процес остиганн¤ гар¤чого б≥лого карлика з остиганн¤м зал≥зноњ лозини, вийн¤того з вогню. —початку б≥лий карлик прохолоджуЇтьс¤ швидко, але в м≥ру спаду температури усередин≥ нього охолодженн¤ спов≥льнюЇтьс¤. ¬≥дпов≥дно до оц≥нок, за перш≥ сотн≥ м≥льйон≥в рок≥в св≥тн≥сть б≥лого карлика падаЇ на 1% в≥д св≥тност≥ —онц¤. «рештою, б≥лий карлик повинний зникнути ≥ стати чорним карликом, однак на це можуть знадобитис¤ трильйони рок≥в, ≥, на думку багатьох учених, представл¤Їтьс¤ досить сумн≥вним, щоб в≥к ¬сесв≥ту був досить великий дл¤ по¤ви в н≥й чорних карлик≥в.

≤нш≥ астрономи вважають, що й у початков≥й фаз≥, коли б≥лий карлик ще досить гар¤чий, швидк≥сть охолодженн¤ невелика. ј коли температура його поверхн≥ падаЇ до величини пор¤дку температури —онц¤, швидк≥сть охолодженн¤ зб≥льшуЇтьс¤ ≥ угасанн¤ в≥дбуваЇтьс¤ дуже швидко.  оли надра б≥лого карлика досить остигнуть, вони затверд≥ють.

“ак чи ≥накше, ¤кщо прийн¤ти, що в≥к ¬сесв≥ту перевищуЇ 10 млрд. рок≥в, червоних карлик≥в у н≥й повинно бути набагато б≥льше, н≥ж б≥лих. «наючи це, астрономи починають пошуки червоних карлик≥в. ѕоки вони безусп≥шн≥. ћаси б≥лих карлик≥в визначен≥ недостатньо точно. Ќад≥йно њх можна установити дл¤ компонент≥в подв≥йних систем, ¤к у випадку —ир≥уса. јле лише де¤к≥ б≥л≥ карлики вход¤ть до складу подв≥йних з≥рок. ” трьох найб≥льше добре вивчених випадках маси б≥лих карлик≥в, обм≥рюван≥, з точн≥стю понад 10% ви¤вилис¤ менше маси —онц¤ ≥ складали приблизно половину нењ. “еоретично гранична маса дл¤ ц≥лком не обертовоњ з≥рки повинна бути в 1,2 рази б≥льше маси —онц¤. ќднак ¤кщо з≥рки обертаютьс¤, а ц≥лком ймов≥рно, так воно ≥ Ї, те ц≥лком можлив≥ маси, у к≥лька раз≥в перевищуюч≥ сон¤чну.

—ила ваги на поверхн≥ б≥лих карлик≥в приблизно в 60-70 раз≥в б≥льше, н≥ж на —онце. якщо людина важить на «емл≥ 75 кг, то на —онце в≥н важив би 2тонни, а на поверхн≥ б≥лого карлика його вага складала б 120-140 тонн. « обл≥ком того, що рад≥уси б≥лих карлик≥в мало в≥др≥зн¤ютьс¤ ≥ њхн≥ маси майже зб≥гаютьс¤, можна укласти, що сила ваги на поверхн≥ будь-¤кого б≥лого карлика приблизно та сама. ¬ ”селеноњ багато б≥лих карлик≥в. ќдин час вони вважалис¤ р≥дк≥стю, але уважне вивченн¤ фотопластинок, отриманих в обсерватор≥њ ћаунт-ѕаломар, показало, що њхн¤ к≥льк≥сть перевищуЇ 1500. јстрономи думають, що частота виникненн¤ б≥лих карлик≥в пост≥йна, принаймн≥, прот¤гом останн≥х 5 млрд. рок≥в. ћожливо, б≥л≥ карлики складають найб≥льш численний клас об'Їкт≥в на неб≥. ”далос¤ оц≥нити просторову щ≥льн≥сть б≥лих карлик≥в: ви¤вл¤Їтьс¤, у сфер≥ з рад≥усом у 30 св≥тлового рок≥в повинне знаходитис¤ близько 100 таких з≥рок. ¬иникаЇ питанн¤: чи вс≥ з≥рки стають б≥лими карликами наприк≥нц≥ свого еволюц≥йного шл¤ху? якщо н≥, то ¤ка частина з≥рок переходить у стад≥ю б≥лого карлика?

Ќайважлив≥ший крок у р≥шенн≥ проблеми був зроблений, коли астрономи нанесли положенн¤ центральних з≥рок планетарних туманностей на д≥аграму температура - св≥тн≥сть. ўоб роз≥братис¤ у властивост¤х з≥рок, розташованих у центр≥ планетарних туманностей, розгл¤немо ц≥ небесн≥ т≥ла.

Ќа фотограф≥¤х планетарна туманн≥сть вигл¤даЇ ¤к прот¤жна маса газ≥в ел≥псоњдноњ форми з≥ слабкоњ, але гар¤чою з≥ркою в центр≥. ” д≥йсност≥ ц¤ маса ¤вл¤Ї собою складну турбулентну, концентричну оболонку, що розширюЇтьс¤ з≥ швидкост¤ми 15-50 км/с. ’оча ц≥ утворенн¤ вигл¤дають ¤к к≥льц¤, на д≥л≥ вони Ї оболонками, ≥ швидк≥сть турбулентного руху газу в них дос¤гаЇ приблизно 120 км/с. ¬и¤вилос¤, що д≥аметри дек≥лькох планетарних туманностей, до ¤ких удалос¤ вим≥рити в≥дстань, складають пор¤дку 1 св≥тлового року, або близько 10 трильйон≥в к≥лометр≥в. –озширюючи з зазначеними вище швидкост¤ми, газ в оболонках стаЇ дуже вир¤дженим ≥ не може збуджуватис¤, а отже, його не можна побачити оп≥сл¤ 100 000 рок≥в.

Ѕагато планетарних туманностей, що спостер≥гаютьс¤ нами сьогодн≥, народилис¤ в останн≥ 50000 рок≥в, а типовий њхн≥й в≥к близький до 20 000 рок≥в. ÷ентральн≥ з≥рки таких туманностей - найб≥льш гар¤ч≥ об'Їкти серед в≥домих у природ≥. “емпература њхньоњ поверхн≥ м≥н¤Їтьс¤ в≥д 50 000 до 1млн.  . „ерез надзвичайно висок≥ температури велика частина випром≥нюванн¤ з≥рки приходитьс¤ на далеку ультраф≥олетову область електромагн≥т ≥ншого спектра. ÷е ультраф≥олетове випром≥нюванн¤ поглинаЇтьс¤, перетворитьс¤ ≥ перевипром≥нюЇтьс¤ газом оболонки у видим≥й област≥ спектра, що ≥ дозвол¤Ї нам спостер≥гати оболонку. ÷е означаЇ, що оболонки значно ¤скрав≥ше, н≥ж центральн≥ з≥рки, - ¤к≥ насправд≥ Ї джерелом енерг≥њ, - тому що величезна к≥льк≥сть випром≥нюванн¤ з≥рки приходитьс¤ на невидиму частину спектра.

« анал≥зу характеристик центральних з≥рок планетарних туманностей випливаЇ, що типове значенн¤ њхньоњ маси укладено в ≥нтервал≥ 0,6-1 маса —онц¤. ј дл¤ синтезу важких елемент≥в у надрах з≥рки необх≥дн≥ велик≥ маси.  ≥льк≥сть водню в цих з≥рках незначно. ќднак газов≥ оболонки багат≥ воднем ≥ гел≥Їм.

ƒе¤к≥ астрономи вважають, що 50-95 % ус≥х б≥лих карлик≥в виникли не з планетарних туманностей. “аким чином, хоча частина б≥лих карлик≥в ц≥лком зв'¤зана з планетарними туманност¤ми, принаймн≥, половина або б≥льш з них в≥дбулис¤ в≥д нормальних з≥рок головноњ посл≥довност≥, що не проход¤ть через стад≥ю планетарноњ туманност≥.

ѕовна картина утворенн¤ б≥лих карлик≥в мр¤чна ≥ невизначена. ¬≥дсутн≥й так багато деталей, що в кращому випадку опис еволюц≥йного процесу можна будувати лише шл¤хом лог≥чних умовивод≥в. ≤, проте, загальний висновок такий: багато з≥рок утрачають частина речовини на шл¤ху до свого ф≥налу, под≥бному до стад≥њ б≥лого карлика, ≥ пот≥м ховаютьс¤ на небесних Ђцвинтар¤хї у вид≥ чорних, невидимих карлик≥в.

якщо маса з≥рки приблизно вдв≥ч≥ перевищуЇ масу —онц¤, то так≥ з≥рки на останн≥х етапах своЇњ еволюц≥њ втрачають ст≥йк≥сть. “ак≥ з≥рки можуть вибухнути ¤к наднов≥, а пот≥м розростис¤ до розм≥р≥в куль рад≥усом к≥лька к≥лометр≥в, тобто перетворитис¤ в нейтронн≥ з≥рки.

ЌјƒЌќ¬≤

Ѕ≥л¤ семи тис¤ч рок≥в тому у в≥ддаленому куточку косм≥чного простору раптово вибухнула з≥рка, скинувши ≥з себе зовн≥шн≥ шари речовини. ѕор≥вн¤но велика ≥ масивна з≥рка раптом зштовхнулас¤ ≥з серйозною енергетичною проблемою - њњ ф≥зична ц≥л≥сн≥сть ви¤вилас¤ п≥д погрозою.  оли була пройдена границ¤ ст≥йкост≥, вибухнув що захоплюЇ, надзвичайно могутн≥й, один ≥з самих катастроф≥чних у всьому ¬сесв≥т≥ вибух≥в, що породив наднову з≥рку.

Ў≥сть тис¤ч рок≥в мчавс¤ по косм≥чних просторах св≥тло в≥д ц≥Їњ з≥рки ≥з суз≥р'¤ “ельц¤ ≥ дос¤г, нарешт≥, «емл≥. ÷е трапилос¤ в 1054р. ” ™вроп≥ наука була тод≥ занурена в др≥моту, ≥ в араб≥в вона переживала пер≥од застою, але в ≥нш≥й частин≥ «емл≥ спостер≥гач≥ пом≥тили об'Їкт, що велично блискаЇ на неб≥ перед сходом —онц¤.

„етвертого липн¤ 1054р. китайськ≥ астрономи, вдивл¤ючись у небо, побачили св≥тний небесний об'Їкт, що був багато ¤скрав≥ше ¬енери. …ого спостер≥гали в ѕек≥н≥ ≥  айф≥н≥ ≥ назвали "з≥ркою-гостею". ÷е був самий ¤скравий п≥сл¤ —онц¤ об'Їкт на неб≥. ѕрот¤гом 23 дн≥в, аж до 27 липн¤ 1054р., в≥н був видний нав≥ть удень. ѕоступово об'Їкт ставав слабк≥ше, але все-таки залишавс¤ видимим дл¤ неозброЇного ока ще 627 дн≥в ≥ нарешт≥ зник 17 кв≥тн¤ 1056р. ÷е була ¤скрав≥ша з ус≥х зареЇстрованих - вона с≥¤ла ¤к 500 млн. —онць. якби вона знаходила в≥д нас на так≥й в≥дстан≥, ¤к найближча до нас з≥рка альфа ÷ентавра, то нав≥ть самою темною н≥ччю при њњ св≥тл≥ ми могли б в≥льно читати газету - вона св≥тила б значно ¤скрав≥ше, н≥ж повний ћ≥с¤ць.

” Ївропейських хрон≥ках того рок≥в немаЇ н≥¤ких згадувань про дану под≥ю, але не сл≥д забувати, щось були роки середньов≥чч¤, коли на Ївропейському континент≥ майже згасло св≥тло науки.

ќдин ц≥кавий момент в ≥стор≥њ в≥дкритт¤ ц≥Їњ з≥рки. ” 1955р. ¬≥ль¤м ћ≥ллер ≥ √ельмут јбт з обсерватор≥й ћаунт-¬илсон ≥ ћаунт-ѕаломар знайшли до≥сторичн≥ п≥ктограми на ст≥н≥ одн≥Їњ печери в скел≥ каньйону Ќавахо в јризоне. ” каньйон≥ зображенн¤ було вис≥чено на камен≥, а в печер≥ намальовано шматком гематиту - червоного зал≥зн¤ку. Ќа обох малюнках зображен≥ кружок ≥ п≥вм≥с¤ць. ћ≥ллер витлумачуЇ ц≥ ф≥гури ¤к зображенн¤ м≥с¤чного серпа ≥ з≥рки; на його думку, вони, можливо, в≥дображають по¤ву надновоњ у 1054р. ƒл¤ такого висновку Ї дв≥ п≥дстави: по-перше, у 1054р., коли спалахнула наднова, фаза ћ≥с¤ц¤ ≥ њњ розташуванн¤ в≥дносно надновоњ були саме такими, ¤к показано на малюнку.

ѕо-друге, по знайденим у тих м≥сц¤х глин¤ним черепкам установлено, що б≥л¤ тис¤ч≥ рок≥в тому в ц≥й м≥сцевост≥ жили ≥нд≥анц≥. “аким чином, малюнки, очевидно, Ї художн≥м зображенн¤м надновоњ, зробленим древн≥ми ≥нд≥анц¤ми.

ѕ≥сл¤ фотографуванн¤ ≥ ретельного досл≥дженн¤ д≥л¤нки неба, де знаходилас¤ наднова, було ви¤влено, що залишки надновоњ утвор¤ть складну хаотичну газову оболонку, що розширюЇтьс¤, що укладаЇ к≥лька з≥рок. ¬есь цей комплекс ≥з газу ≥ з≥рок був названий  рабовидноњ туманн≥стю. ƒжерелом речовини туманност≥ Ї одна з центральних з≥рок, та сама, котра вибухнула с≥м тис¤ч рок≥в тому. ÷е нейтронна з≥рка. ¬она маЇ температуру 6-7 млн.   и надзвичайно малий д≥аметр. ѕо фотограф≥¤х ≥ спектрограмам можна визначити ф≥зичн≥ характеристики з≥рки.

” результат≥ досл≥дженн¤ з'¤сувалос¤, що в  рабовидноњ туманност≥ розр≥зн¤ютьс¤ два типи випром≥нюючих областей. ѕо-перше, це волокниста с≥тка, що складаЇтьс¤ з газу, нагр≥того до дек≥лькох дес¤тк≥в тис¤ч градус≥в ≥ ≥он≥зованого п≥д д≥Їю ≥нтенсивного ультраф≥олетового випром≥нюванн¤ центральноњ з≥рки; газ м≥стить у соб≥ водень, гел≥й, кисень, неон, с≥рку. ≤, по-друге, велика св≥тна аморфна область, на тл≥ ¤коњ ми бачимо газов≥ волокна.

ѕо фотограф≥¤х, зробленим б≥л¤ дванадц¤ти рок≥в тому, ви¤влено, що де¤к≥ з волокон туманност≥ рухаютьс¤ в≥д њњ центра назовн≥. «наючи кутов≥ розм≥ри, а також приблизна в≥дстань ≥ швидк≥сть розширенн¤, учен≥ визначили, що б≥л¤ дев'¤ти стор≥ч назад на м≥сц≥ туманност≥ було крапкове джерело. “аким чином, удалос¤ встановити пр¤мий зв'¤зок м≥ж крабовидноњ туманн≥стю ≥ тим вибухом надновоњ, що майже тис¤чу рок≥в тому спостер≥гали китайськ≥ ≥ ¤понськ≥ астрономи.

ѕитанн¤ про причини вибух≥в наднових ¤к ≥ ран≥ше залишаЇтьс¤ предметом дискус≥й ≥ Ї приводом дл¤ висуванн¤ суперечливих г≥потез.

«≥рка з масою, що перевершуЇ сон¤чну приблизно на 20%, може згодом стати хитливоњ. ÷е показав у своЇму блискучому теоретичному досл≥дженн≥, зробленому наприк≥нц≥ 30-х рок≥в нашого стор≥чч¤, астроном „андрасекар. ¬≥н установив, що под≥бн≥ з≥рки на схил≥ житт¤ часом п≥ддаютьс¤ катастроф≥чним зм≥нам, у результат≥ чого дос¤гаЇтьс¤ де¤кий р≥вноважний стан, що дозвол¤Ї з≥рц≥ г≥дно завершити св≥й життЇвий шл¤х. Ѕагато астроном≥в займалис¤ вивченн¤м останн≥х стад≥й зор¤ноњ еволюц≥њ ≥ досл≥дженн¤м залежност≥ еволюц≥њ з≥рки в≥д њњ маси. ”с≥ вони прийшли до одного висновку: ¤кщо маса з≥рки перевищуЇ межу „андрасекара, њњ оч≥кують неймов≥рн≥ зм≥ни.

як ми бачили, ст≥йк≥сть з≥рки визначаЇтьс¤ сп≥вв≥дношенн¤м м≥ж силами грав≥тац≥њ, що прагнуть зжати з≥рку, ≥ силами тиску, що розширюють нењ зсередини. ћи також знаЇмо, що на останн≥х стад≥¤х зор¤ноњ еволюц≥њ, коли виснажуютьс¤ запаси ¤дерного пального, це сп≥вв≥дношенн¤ забезпечуЇтьс¤ за рахунок ефекту виродженн¤, що може привести з≥рку до стад≥њ б≥лого карлика, ≥ дозволить њй провести залишок житт¤ в такому стан≥. —тавши б≥лим карликом, з≥рка поступово остигаЇ ≥ зак≥нчуЇ своЇ житт¤, перетворивши в холодний, безжиттЇвий, невидимий зор¤ний шлак.

якщо маса з≥рки перевершуЇ межу „андрасекара, ефект виродженн¤ вже не в змоз≥ забезпечити необх≥дне сп≥вв≥дношенн¤ тиск≥в. ѕеред з≥ркою залишаЇтьс¤ т≥льки один шл¤х дл¤ збереженн¤ р≥вноваги - п≥дтримувати високу температуру. јле дл¤ цього потр≥бен внутр≥шнЇ джерело енерг≥њ. ” процес≥ звичайноњ еволюц≥њ з≥рка поступово використовуЇ дл¤ цього ¤дерне пальне. ќднак ¤к може з≥рка добути енерг≥ю на останн≥х стад≥¤х зор¤ноњ еволюц≥њ, коли ¤дерне паливо, що регул¤рно поставл¤Ї енерг≥ю, на результат≥? «вичайно вона ще не енергетичний Ђбанкрутї, вона великий, масивний об'Їкт, значна частина маси ¤кого знаходитьс¤ на велик≥й в≥дстан≥ в≥д центра, ≥ в нењ в запас≥ ще Ї грав≥тац≥йна енерг≥¤. ¬она под≥бна каменев≥, що лежить на вершин≥ високоњ гори, ≥ завд¤ки своЇму м≥сцю розташуванн¤ волод≥ючого потенц≥йною енерг≥Їю. ≈нерг≥¤, укладена в зовн≥шн≥х шарах з≥рки, ¤к би знаходитьс¤ у величезн≥й комор≥, з ¤коњ в потр≥бний момент њњ можна вит¤гти.

ќтже, щоб п≥дтримувати тиск, з≥рка тепер починаЇ стискуватис¤, поповнюючи, таким чином, запас своЇњ внутр≥шньоњ енерг≥њ. як довго продовжуЇтьс¤ цей стиск? ‘ред ’ойл ≥ його колеги ретельно досл≥джували под≥бну ситуац≥ю ≥ прийшли до висновку, що в д≥йсност≥ в≥дбуваЇтьс¤ катастроф≥чний стиск, за ¤ким випливаЇ катастроф≥чний вибух. ѕоштовхом вибухов≥, що р¤туЇ з≥рку в≥д надлишку маси, Ї значенн¤ щ≥льност≥, створюване при стиску. ѕозбувшись в≥д надлишковоњ маси, з≥рка в≥дразу повертаЇтьс¤ на шл¤х звичайного вгасанн¤.

Ќайб≥льший ≥нтерес дл¤ вчених представл¤Ї процес, у ход≥ ¤кого крок за кроком зд≥йснюЇтьс¤ поступове вигор¤нн¤ ¤дерного палива. ƒл¤ розрахунку цього процесу використовуЇтьс¤ ≥нформац≥¤, отримана з лабораторних досв≥д≥в; величезну роль при цьому грають сучасн≥ швидкод≥юч≥ обчислювальн≥ машини. ’ойл ≥ ‘аулер змоделювали за допомогою ≈ќћ процес енерговид≥ленн¤ в з≥рц≥ ≥ простежили њњ х≥д. як приклад вони вз¤ли з≥рку, маса ¤коњ втроЇ перевершуЇ сон¤чну, тобто з≥рку, що знаходитьс¤ далеко за межею „андрасекара. «≥рка з такою масою повинна мати св≥тн≥сть, у 60 раз≥в перевищуючу св≥тн≥сть —онц¤, ≥ час житт¤ близько 600 млн. рок≥в.

ћи вже знаЇмо, що в ход≥ звичайних термо¤дерних реакц≥й, що прот≥кають у надрах з≥рки майже прот¤гом усього њњ житт¤, водень перетворюЇтьс¤ в гел≥й. ѕ≥сл¤ того ¤к значна частина речовини з≥рки перетворитьс¤ в гел≥й, температура в њњ центр≥ зростаЇ. ѕри зб≥льшенн≥ температури приблизно до 200 млн. ƒо ¤дерним пальним стаЇ гел≥й, що пот≥м перетворюЇтьс¤ в кисень ≥ неон. “аким чином, гел≥Їве ¤дро починаЇ породжувати б≥льш важке ¤дро, що складаЇтьс¤ з двох цих х≥м≥чних елемент≥в. “епер з≥рка стаЇ багатошаровоњ енергопровод¤щою системою. ” тонк≥й оболонц≥, по одну сторону в≥д ¤коњ знаходитьс¤ водень, а по ≥ншу гел≥й, в≥дбуваЇтьс¤ перетворенн¤ водню в гел≥й; ц¤ реакц≥¤ йде з вид≥ленн¤м енерг≥њ. “ому, поки така реакц≥¤ зд≥йснюЇтьс¤, температура ¤дра з≥рки неухильно росте. —тиск з≥рки веде до ущ≥льненн¤ њњ ¤дра ≥ росту температури в центр≥ до 200-300 млн.  . јле нав≥ть при наст≥льки високих температурах кисень ≥ неон ц≥лком ст≥йк≥ ≥ не вступають у ¤дерн≥ реакц≥њ. ќднак через ¤кийсь час ¤дро стаЇ ще щ≥льн≥ше, температура подвоюЇтьс¤, тепер вона вже дор≥внюЇ 600 млн.  . ≤ тод≥ ¤дерним паливом стаЇ неон, що у ход≥ реакц≥й перетворюЇтьс¤, а магн≥й ≥ кремн≥й. ”творенн¤ магн≥ю супроводжуЇтьс¤ виходом в≥льних нейтрон≥в.  оли з≥рка народилас¤ з праматер≥њ, вона вже м≥стила де¤к≥ метали групи зал≥за. ¬≥льн≥ нейтрони, вступаючи в реакц≥ю з цими металами, створюють атоми б≥льш важких метал≥в - аж до урану - найважчого з природних елемент≥в.

јле от витрачений весь неон у ¤др≥. ядро починаЇ стискуватис¤, ≥ знову стиск супроводжуЇтьс¤ ростом температури. ЌастаЇ наступний етап, коли кожн≥ два атоми кисню, з'Їднуючись, породжують атом кремн≥ю й атом гел≥ю. јтоми кремн≥ю, з'Їднуючись попарно, утвор¤ть атоми н≥келю, що незабаром перетворюютьс¤ в атоми зал≥за. ” ¤дерн≥ реакц≥њ, що супроводжуютьс¤ виникненн¤м нових х≥м≥чних елемент≥в, вступають не т≥льки нейтрони, але також протони й атоми гел≥ю. «'¤вл¤ютьс¤ так≥ елементи, ¤к с≥рка, алюм≥н≥й, кальц≥й, аргон, фосфор, хлор, кал≥й. “емпература ¤дра п≥дн≥маЇтьс¤ до п≥втора м≥ль¤рд≥в градус≥в. як ≥ ран≥ше продовжуЇтьс¤ утворенн¤ б≥льш важких елемент≥в з використанн¤м в≥льних нейтрон≥в, але на ц≥й стад≥њ через велику температуру в≥дбуваютьс¤ де¤к≥ нов≥ ¤вища.

’ойл вважаЇ, що при температурах пор¤дку м≥ль¤рда градус≥в виникаЇ могутнЇ гамма-випром≥нюванн¤, здатне руйнувати ¤дра атом≥в. Ќейтрони ≥ протони в≥дриваютьс¤ в≥д ¤дер, але цей процес оборотний: частки знову з'Їднуютьс¤, створюючи ст≥йк≥ комб≥нац≥њ.  оли температура перевищить 1,5 млрд. ƒќ, б≥льш ймов≥рними стають процеси розпаду ¤дер. ÷≥кавий ≥ неспод≥ваним ви¤вивс¤ наступний результат: при подальшому зб≥льшенн≥ температури ≥ посиленн≥ процес≥в руйнуванн¤ ≥ сполуки ¤дра в п≥дсумку приЇднують усе б≥льше ≥ б≥льше часток ≥, ¤к насл≥док цього, виникають б≥льш важк≥ х≥м≥чн≥ елементи. “ак, при температурах 2-5 млрд. ƒо народжуютьс¤ титан, ванад≥й, хром, зал≥зо, кобальт, цинк, ≥ ≥н. јле з ус≥х цих елемент≥в найб≥льш представлене зал≥зо. як ≥ колись, при перетворенн≥ легких елемент≥в у важк≥ виробл¤Їтьс¤ енерг≥¤, що утримуЇ з≥рку в≥д колапсу. —воЇю внутр≥шньою буд≥влею з≥рка тепер нагадуЇ цибулину, кожен шар ¤коњ заповнений переважно ¤ким-небудь одним елементом.

як в≥дзначаЇ ’ойл, з утворенн¤м групи зал≥за з≥рка ви¤вл¤Їтьс¤ напередодн≥ драматичного вибуху. ядерн≥ реакц≥њ, що прот≥кають у зал≥зному ¤др≥ з≥рки, привод¤ть до перетворенн¤ протон≥в у нейтрони. ѕри цьому випускаютьс¤ потоки нейтрино, що несуть ≥з собою в косм≥чний прост≥р значна к≥льк≥сть енерг≥њ з≥рки. якщо температура в ¤др≥ з≥рки велика, то ц≥ енергетичн≥ втрати можуть мати серйозн≥ насл≥дки, тому що вони привод¤ть до зниженн¤ тиску випром≥нюванн¤, необх≥дного дл¤ п≥дтримки ст≥йкост≥ з≥рки. ≤ ¤к насл≥док цього, у д≥ю знову вступають грав≥тац≥йн≥ сили, покликан≥ доставити з≥рц≥ необх≥дну енерг≥ю. —или грав≥тац≥њ усе швидше стискають з≥рку, заповнюючи енерг≥ю, в≥днесену нейтрино. як ≥ колись стиск з≥рки супроводжуЇтьс¤ ростом температури, що, зрештою, дос¤гають 4-5 млрд.  . “епер под≥њ розвиваютьс¤ трохи ≥накше. ядро, що складаЇтьс¤ з елемент≥в групи зал≥за, п≥ддаЇтьс¤ серйозним зм≥нам: елементи ц≥Їњ групи вже не вступають у реакц≥њ з утворенн¤м б≥льш важких елемент≥в, а починають знову перетворюватис¤ в гел≥й, випускаючи при цьому колосальний пот≥к нейтрон≥в. ¬елика частина цих нейтрон≥в захоплюЇтьс¤ речовиною зовн≥шн≥х шар≥в з≥рки ≥ бере участь у створенн≥ важких елемент≥в.

Ќа цьому етап≥, ¤к указуЇ ’ойл, з≥рка дос¤гаЇ критичного стану.  оли створювалис¤ важк≥ х≥м≥чн≥ елементи, енерг≥¤ вив≥льн¤лас¤ в результат≥ злитт¤ легких ¤дер. “им самим величезноњ њњ к≥лькост≥ з≥рка вид≥л¤ла прот¤гом сотень м≥льйон≥в рок≥в. “епер же к≥нцев≥ продукти ¤дерних реакц≥й знову розпадаютьс¤, утворити гел≥й: з≥рка ви¤вл¤Їтьс¤ змушеноњ заповнити втрачену ран≥ше енерг≥ю. «алишаЇтьс¤ останнЇ њњ надбанн¤ - грав≥тац≥¤. јле щоб з≥рка могла скористатис¤ цим резервом, щ≥льн≥сть њњ ¤дра повинна зб≥льшуватис¤ украй швидко, тобто ¤дро повинне р≥зко; в≥дбуваЇтьс¤ Ђвибух усерединуї, що в≥дриваЇтьс¤ ¤дро з≥рки в≥д њњ зовн≥шн≥х шар≥в. ¬≥н повинний в≥дбутис¤ за л≥чен≥ секунди. ÷е ≥ Ї початок к≥нц¤ масивноњ з≥рки.

≤мплоз≥¤, або зривши усередину, усуваЇ тиск, що п≥дтримував зовн≥шн≥ шари з≥рки, њњ оболонку, ≥ з цього моменту оболонка, стискуючись, починаЇ падати на ¤дро. ѕад≥нн¤ супроводжуЇтьс¤ вид≥ленн¤м колосальноњ к≥лькост≥ енерг≥њ - так ще раз ви¤вл¤Ї себе грав≥тац≥¤. ¬ид≥ленн¤ енерг≥њ приводить у свою чергу до р≥зкого п≥двищенн¤ температури (приблизно 3 млрд. ƒќ), ≥ падаюча оболонка з≥рки ви¤вл¤Їтьс¤ в незвичайних дл¤ нењ температурних умовах. ƒл¤ з≥рки з температурою ¤дра, р≥вноњ 2,5 млрд. ƒќ, легк≥ елементи оболонки служать потенц≥йним ¤дерним паливом. јле щоб забезпечити св≥т≥нн¤ п≥д час вибуху, температура повинна п≥дн¤тис¤ вище цього значенн¤ до 3 млрд.  . ѕрот¤гом секунди к≥нетична енерг≥¤ з≥рки перетворюЇтьс¤ в теплову, ≥ речовина оболонки нагр≥ваЇтьс¤. ѕри так≥й висок≥й температур≥ б≥льш легк≥ елементи - в основному кисень - ви¤вл¤ють вибухову нест≥йк≥сть ≥ починають взаЇмод≥¤ти. ѕ≥драховано, що за час менше секунди в ход≥ цих ¤дерних реакц≥й вид≥л¤Їтьс¤ енерг≥¤, р≥вна енерг≥њ, що —онце випром≥нюЇ за м≥ль¤рд рок≥в!

–аптово зв≥льнилас¤ енерг≥¤ зриваЇ з з≥рки њњ зовн≥шн≥ шари ≥ викидаЇ них у косм≥чний прост≥р з≥ швидк≥стю, що дос¤гаЇ дек≥лькох тис¤ч к≥лометр≥в у секунду. Ќа ц≥ шари приходитьс¤ значна частина маси з≥рки. √азова оболонка в≥ддал¤Їтьс¤ в≥д з≥рки утворити туманн≥сть, що простираЇтьс¤ на багато м≥льйон≥в м≥льйон≥в к≥лометр≥в.

√аз по ≥нерц≥њ продовжуЇ в≥ддал¤тис¤ в≥д з≥рки доти, поки, можливо через 100 000 рок≥в, речовину туманност≥ не стане наст≥льки вир¤дженим ≥ дифуз≥йним, що б≥льше вже не зможе збуджуватис¤ короткохвильовим випром≥нюванн¤м дуже гар¤чоњ материнськоњ з≥рки; тод≥ ми перестанемо його бачити. јле сам≥й головне: ¤к у речовин≥, що вибухнула, так ≥ в м≥жзор¤ному газ≥ присутн≥й магн≥тне поле. —тиск газу за фронтом ударноњ хвил≥ викликаЇ стиск силових л≥н≥й ≥ п≥двищенн¤ напруженост≥ м≥жзор¤ного магн≥тного пол¤, що у свою чергу приводить до зб≥льшенн¤ енерг≥њ електрон≥в, ≥ њх прискоренню. ” результат≥ залишаЇтьс¤ сверхгор¤ча з≥рка, маса ¤коњ зменшилас¤ саме наст≥льки, щоб вона могла г≥дно згаснути ≥ вмерти. ѕо вс≥й ≥мов≥рност≥ вона стане нейтронною з≥ркою, маса ¤коњ в 1,2-2 маси —онц¤. якщо ж њњ маса б≥льш, н≥ж удв≥ч≥ перевищуЇ масу —онц¤, то вона, у к≥нцевому рахунку, може перетворитис¤ в чорну д≥ру.

Ќаднов≥ - дуже р≥дк≥ об'Їкти. ≤стор≥¤ засв≥дчила лише к≥лька випадк≥в по¤ви наднових. ѕерша - це, звичайно,  рабовидна туманн≥сть, друга - Ќаднова “ихо Ѕраз≥, ви¤влена в 1572р., ≥ трет¤ - Ќаднова  еплера, в≥дкрита њм у 1604 р. Ќедавно стало в≥домо про надновоњ у суз≥р'њ ¬овка. јстрономи обчислили, що кожна зор¤на система, галактика, у середньому раз у сто-триста рок≥в народжуЇ наднову. ¬ даний час астрономами в≥дкрито близько 150 наднових.

“≥льки три з них ви¤вилис¤ в наш≥й √алактиц≥, хоча ≥снуЇ багато об'Їкт≥в, так≥, ¤к ѕетл¤ в Ћебедев≥ ≥  асс≥опе¤ ј, що, ¤к припускають, можуть ви¤витис¤ залишками вибух≥в наднових „умацького шл¤ху. “очний час вибуху дл¤ ѕетл≥ в Ћебедев≥ майже неможливо установити, але думають, що ¤кщо це д≥йсно залишки вибуху надновоњ, те ѕетл¤ в Ћебедев≥ початку своЇ розширенн¤ близько 60 тис¤ч рок≥в тому.  асс≥опе¤ ј - наймолодша наднова на неб≥, тому що њњ розширенн¤ почалос¤ приблизно в 1700р.

„ому природа створюЇ так≥ дивовижн≥ об'Їкти? як вони виникають? який механ≥зм спалах≥в, що по своњй ¤скравост≥ можуть суперничати ≥з с¤йвом дес¤тк≥в м≥ль¤рд≥в з≥рок? який к≥нцевий продукт зор¤ного вибуху? ÷е т≥льки частина питань, що виникають в астронома, що спостер≥гаЇ за великими вибухами в т≥м або ≥ншому куточку неба. ўоб в≥дпов≥сти хоча б на де¤к≥ з них, необх≥дно досл≥джувати ≥стор≥ю житт¤ з≥рки.

ѕрофесор ƒжон ј. ”иллер пом≥тив: Ђќдну справу вивчати майже стац≥онарну з≥рку, ¤к, наприклад, —онце, ≥нша справа - коли ми беремос¤ пророкувати вигадливу динам≥ку надновоњ. ћи вм≥Їмо в подробиц¤х пророкувати ≥ х≥д ¤дерних реакц≥й, що йдуть у надрах —онц¤ й ≥нших з≥рок, ≥ вих≥д енерг≥њ випром≥нюванн¤ з поверхн≥ з≥рки. ќднак чи можемо ми з такою же впевнен≥стю говорити про з≥рки, що випробують могутн≥ внутр≥шн≥ рухи?ї

Ќедавно вчен≥ почали спробу застосувати математичну теор≥ю атомного вибуху дл¤ опису г≥дродинам≥ки наднових. ÷е дозволило ретельно досл≥джувати г≥дродинам≥ку наднових за допомогою теор≥њ, що св≥домо не занадто далека в≥д ≥стини. ƒе¤к≥ астрономи розр≥зн¤ють п'¤ть тип≥в наднов≥; два з них головн≥ - це наднов≥ типу 1 ≥ наднов≥ типу 2.

Ќ≈…“–ќЌЌ≤

«≥рки, у ¤ких маса в 1,5-3 рази б≥льше, н≥ж у —онц¤ не зможуть наприк≥нц≥ житт¤ зупинити св≥й стиск на стад≥њ б≥лого карлика. ћогутн≥ сили грав≥тац≥њ стиснуть них до такоњ щ≥льност≥, при ¤к≥й в≥дбудетьс¤ Ђнейтрал≥зац≥¤ї речовини: взаЇмод≥¤ електрон≥в ≥з протонами приведе до того, що майже вс¤ маса з≥рки буде укладена в нейтронах. ”творитьс¤ нейтронна з≥рка. Ќайб≥льш масивн≥ з≥рки можуть обратьс¤ в нейтронн≥, п≥сл¤ того ¤к вони вибухнуть ¤к наднов≥.

 онцепц≥¤ нейтронних з≥рок не нове: перше припущенн¤ про можлив≥сть њхнього ≥снуванн¤ було зроблено талановитими астрономами ‘рицем ÷викки ≥ ¬альтером Ѕаарде з  ал≥форн≥њ в 1934р. (трохи ран≥ш у 1932р. можлив≥сть ≥снуванн¤ нейтронних з≥рок була передв≥щена в≥домим рад¤нським ученим Ћ. ƒ. Ћандау.) Ќаприк≥нц≥ 30-х рок≥в вона стала предметом досл≥джень ≥нших американських вчених ќппенгеймера ≥ ¬олкова. ≤нтерес цих ф≥зик≥в до даноњ проблеми був викликаний прагненн¤м, визначити к≥нцеву стад≥ю еволюц≥њ масивноњ стискальноњ з≥рки. “ому що роль ≥ значенн¤ наднов≥ розкрилис¤ приблизно в той же час, було висловлене припущенн¤, що, нейтронна з≥рка може ви¤витис¤ залишком вибуху надновоњ. ƒо нещаст¤, з початком другоњ св≥товоњ в≥йни увага вчених переключилос¤ на в≥йськов≥ потреби ≥ детальне вивченн¤ цих нових ≥ найвищою м≥рою загадкових об'Їкт≥в було припинено. ѕот≥м, у 50-х роках, вивченн¤ нейтронних з≥рок в≥дновили чисто теоретично з метою установити, чи мають вони в≥дношенн¤ до проблеми народженн¤ х≥м≥чних елемент≥в у центральних област¤х з≥рок. Ќейтронн≥ з≥рки залишаютьс¤ Їдиним астроф≥зичним об'Їктом, ≥снуванн¤ ≥ властивост≥ ¤ких були передв≥щен≥ задовго до њхнього в≥дкритт¤.

Ќа початку 60-х рок≥в в≥дкритт¤ косм≥чних джерел рентген≥вського випром≥нюванн¤ досить обнад≥¤ло тих, хто розгл¤дав нейтронн≥ з≥рки ¤к можлив≥ джерела небесного рентген≥вського випром≥нюванн¤. ƒо к≥нц¤ 1967р. був ви¤влений новий клас небесних об'Їкт≥в - пульсари, що привело вчених у зам≥шанн¤. ÷е в≥дкритт¤ з'¤вилос¤ найб≥льше важливою под≥Їю у вивченн≥ нейтронних з≥рок, тому що воно знову п≥дн¤ло питанн¤ про походженн¤ косм≥чного рентген≥вського випром≥нюванн¤.

√овор¤чи про нейтронн≥ з≥рки, варто враховувати, що њхн≥ ф≥зичн≥ характеристики встановлен≥ теоретично ≥ досить гипотетичн≥, тому що ф≥зичн≥ умови, що ≥снують у цих т≥лах, не можуть бути в≥дтворен≥ в лабораторних експериментах.

¬ир≥шальне значенн¤ на властивост≥ нейтронних з≥рок робл¤ть грав≥тац≥йн≥ сили. «а р≥зними оц≥нками, д≥аметри нейтронних з≥рок складають 10-200 км. ≤ цьому незначний по косм≥чному пон¤тт¤х обс¤г Ђнабитийї такою к≥льк≥стю речовини, що може скласти небесне т≥ло, под≥бне до —онц¤, д≥аметром близько 1,5 млн. км, а по мас≥ майже в третину м≥льйона раз≥в важче «емл≥! ѕриродний насл≥док такоњ концентрац≥њ речовини - неймов≥рно висока щ≥льн≥сть нейтронноњ з≥рки. ‘актично вона ви¤вл¤Їтьс¤ наст≥льки щ≥льноњ, що може бути нав≥ть твердоњ. —ила ваги нейтронноњ з≥рки наст≥льки велика, що людина важила б там, б≥л¤ м≥льйона тонн. –озрахунки показують, що нейтронн≥ з≥рки сильно намагн≥чен≥. ¬≥дпов≥дно до оц≥нок, магн≥тне поле нейтронноњ з≥рки може дос¤гати 1млн. млн. гаусс, тод≥ ¤к на «емл≥ воно складаЇ 1 гаусс. –ад≥ус нейтронноњ з≥рки приймаЇтьс¤ пор¤дку 15 км, а маса - близько 0,6 - 0,7 маси —онц¤. «овн≥шн≥й шар ¤вл¤Ї собою магн≥тосферу, що складаЇтьс¤ з розр≥дженоњ електронноњ ≥ ¤дерноњ плазми, що пронизана могутн≥м магн≥тним полем з≥рки. —аме тут зароджуютьс¤ рад≥осигнали, що Ї в≥дм≥тною ознакою пульсар≥в. —верхшвидк≥ зар¤джен≥ частки, рухаючи по сп≥рал¤х уздовж магн≥тних силових л≥н≥й, дають початок р≥зного роду випром≥нюванн¤м. ¬ одних випадках виникаЇ випром≥нюванн¤ в рад≥од≥апазон≥ електромагн≥тного спектра, в ≥нших - випром≥нюванн¤ на високих частотах. ћайже в≥дразу ж п≥д магн≥тосферою густина речовини дос¤гаЇ 1 т/см3, що в 100 000 раз≥в б≥льше щ≥льност≥ зал≥за.

Ќаступний за зовн≥шн≥м шар маЇ характеристики металу. ÷ей шар Ђнадтвердогої речовини, що знаходитьс¤ в кристал≥чн≥й форм≥.  ристали складаютьс¤ з ¤дер атом≥в з атомною масою 26 - 39 ≥ 58 - 133. ÷≥ кристали надзвичайно мал≥: щоб покрити в≥дстань у 1 див, потр≥бно вибудувати в одну л≥н≥ю близько 10 млрд. кристалик≥в. ў≥льн≥сть у цьому шар≥ б≥льш н≥ж у 1 млн. раз вище, н≥ж у зовн≥шньому, або ≥накше, у 400 млрд. раз перевищуЇ щ≥льн≥сть зал≥за. –ухаючи дал≥ до центра з≥рки, ми перетинаЇмо трет≥й шар. ¬≥н м≥стить у соб≥ область важких ¤дер типу кадм≥ю, але також багатий нейтронами й електронами. ў≥льн≥сть третього шару в 1 000 раз≥в б≥льше, н≥ж попереднього.

√либше проникаючи в нейтронну з≥рку, ми дос¤гаЇмо четвертого шару, щ≥льн≥сть при цьому зростаЇ незначно - приблизно в п'¤ть раз≥в. ѕроте, при так≥й щ≥льност≥ ¤дра вже не можуть п≥дтримувати свою ф≥зичну ц≥л≥сн≥сть: вони розпадаютьс¤ на нейтрони, протони й електрони. ¬елика частина речовини перебуваЇ у вид≥ нейтрон≥в. Ќа кожен електрон ≥ протон приходитьс¤ по 8 нейтрон≥в. ÷ей шар, власне кажучи, можна розгл¤дати ¤к нейтронну р≥дину, Ђзабрудненуї електронами ≥ протонами.

Ќижче цього шару знаходитьс¤ ¤дро нейтронноњ з≥рки. “ут щ≥льн≥сть приблизно в 1,5 рази б≥льше, н≥ж у шар≥. ≤, проте, нав≥ть таке невелике зб≥льшенн¤ щ≥льност≥ приводить до того, що частки в ¤др≥ рухаютьс¤ багато швидше, н≥ж у будь-¤кому ≥ншому шар≥.  ≥нетична енерг≥¤ руху нейтрон≥в, зм≥шаних з невеликою к≥льк≥стю протон≥в ≥ електрон≥в, наст≥льки велика, що пост≥йно в≥дбуваютьс¤ непружн≥ з≥ткненн¤ часток. ” процесах з≥ткненн¤ народжуютьс¤ ус≥ в≥дом≥ в ¤дерн≥й ф≥зиц≥ частки ≥ резонанси, ¤ких нараховуЇтьс¤ б≥льш тис¤ч≥. ÷≥лком ймов≥рно, Ї присутн≥м велике число ще не в≥домих нам часток.

“емператури нейтронних з≥рок пор≥вн¤но висок≥. ÷ього ≥ варто оч≥кувати, ¤кщо врахувати, ¤к вони виникають. «а перш≥ 10 - 100 тис. рок≥в ≥снуванн¤ з≥рки температура ¤дра зменшуЇтьс¤ до дек≥лькох сотень м≥льйон≥в градус≥в. ѕот≥м настаЇ нова фаза, коли температура ¤дра з≥рки пов≥льно зменшуЇтьс¤ унасл≥док випущенн¤ електромагн≥тного випром≥нюванн¤.

„ќ–Ќ≤ ƒ≤–»

якщо маса з≥рки в два рази перевищуЇ сон¤чну, то до к≥нц¤ свого житт¤ з≥рка може вибухнути ¤к наднова, але ¤кщо маса речовини п≥сл¤ вибуху, усе ще перевершуЇ дв≥ сон¤чн≥, то з≥рка повинна в щ≥льне малюс≥ньке т≥ло, тому що грав≥тац≥йн≥ сили ц≥лком придушують ус¤кий внутр≥шн≥й оп≥р стисков≥. ”чен≥ думають, що саме в цей момент катастроф≥чний грав≥тац≥йний колапс приводить до виникненн¤ чорноњ д≥ри. ¬они вважають, що з зак≥нченн¤м термо¤дерних реакц≥й з≥рка вже не може знаходитис¤ в ст≥йкому стан≥. “од≥ дл¤ масивноњ з≥рки залишаЇтьс¤ один неминучий шл¤х - шл¤х загального ≥ повного стиску (колапсу), що перетворюЇ њњ в невидиму чорну д≥ру.

” 1939р. –. ќппенгеймер ≥ його асп≥рант —найдер у  ал≥форн≥йському ун≥верситет≥ (Ѕеркли) займалис¤ з'¤суванн¤м остаточноњ дол≥ великоњ маси холодноњ речовини. ќдним з найб≥льш вражаючих насл≥дк≥в загальноњ теор≥њ в≥дносност≥ Ёйнштейна ви¤вилас¤ наступне: коли велика маса починаЇ колапсувати, цей процес не може бути зупинена ≥ маса стискуЇтьс¤ в чорну д≥ру. якщо, наприклад, не обертова симетрична з≥рка починаЇ стискуватис¤ до критичного розм≥ру, в≥домого ¤к грав≥тац≥йний рад≥ус, або рад≥ус Ўварцшильда (названий так на честь  арла Ўварцшильда, що першим указав на його ≥снуванн¤). якщо з≥рка дос¤гаЇ цього рад≥уса, то вже не що не може перешкодити њй завершити колапс, тобто буквально замкнутис¤ в соб≥. „ому ж дор≥внюЇ грав≥тац≥йний рад≥ус? —троге математичне р≥вн¤нн¤ показуЇ, що дл¤ т≥ла з масою —онц¤ грав≥тац≥йний рад≥ус дор≥внюЇ майже 3 км, тод≥ ¤к дл¤ системи, що включаЇ м≥ль¤рд з≥рок, - галактики - цей рад≥ус ви¤вл¤Їтьс¤ р≥вним в≥дстан≥ в≥д —онц¤ до орб≥ти планети ”ран, тобто складаЇ близько 3 млрд. км.

як≥ ж ф≥зичн≥ властивост≥ Ђчорних д≥рї ≥ ¤к учен≥ припускають знайти ц≥ об'Їкти? Ѕагато вчених роздумували над цими питанн¤ми; отриман≥ де¤к≥ в≥дпов≥д≥, що здатн≥ допомогти в пошуках таких об'Їкт≥в.

—ама назва - чорн≥ д≥ри - говорить про те, що це клас об'Їкт≥в, ¤к≥ не можна побачити. ѓхнЇ грав≥тац≥йне поле наст≥льки сильне, що ¤кби ¤кимсь шл¤хом удалос¤ ви¤витис¤ поблизу чорноњ д≥ри ≥ направити уб≥к в≥д њњ поверхн≥ пром≥нь самого могутнього прожектора, то побачити цей прожектор було б не можна нав≥ть з в≥дстан≥, що не перевищуЇ в≥дстань в≥д «емл≥ до —онц¤. ƒ≥йсно, нав≥ть ¤кби ми змогли сконцентрувати усе св≥тло —онц¤ в цьому могутньому прожектор≥, ми не побачили б його, тому що св≥тло не змогло б перебороти вплив на нього грав≥тац≥йного пол¤ чорноњ д≥ри ≥ залишити њњ поверхн¤. —аме тому така поверхн¤ називаЇтьс¤ абсолютним обр≥Їм под≥й. ¬она ¤вл¤Ї собою границю чорноњ д≥ри.

”чен≥ в≥дзначають, що ц≥ незвичайн≥ об'Їкти нелегко зрозум≥ти, залишаючись у рамках закон≥в т¤ж≥нн¤ Ќьютона. ѕоблизу поверхн≥ чорноњ д≥ри грав≥тац≥¤ наст≥льки сильна, що звичн≥ ньютоновск≥ закони перестають тут д≥¤ти. ѓх варто зам≥нити законами загальноњ теор≥њ в≥дносност≥ ≈йнштейна. ¬≥дпов≥дно до одному з трьох насл≥дк≥в теор≥њ ≈йнштейна, залишаючи масивне т≥ло, св≥тло повинний випробувати червоний зсув, тому що в≥н повинний випробувати червоний зсув, тому що в≥н втрачаЇ енерг≥ю на подоланн¤ грав≥тац≥йного пол¤ з≥рки. ¬ипром≥нюванн¤, що приходить в≥д щ≥льноњ з≥рки, под≥бноњ до б≥лого карлика - супутников≥ —ир≥уса ј, - лише злегка зм≥щаЇтьс¤ в червону область спектра. Ќ≥ж щ≥льн≥ше з≥рка, тим б≥льше цей зсув, так що в≥д надм≥цною з≥рки зовс≥м не буде приходити випром≥нюванн¤ у видим≥й област≥ спектра. јле ¤кщо грав≥тац≥йна д≥¤ з≥рки зб≥льшуЇтьс¤ в результат≥ њњ стиску, то сили т¤ж≥нн¤ ви¤вл¤ютьс¤ наст≥льки велик≥, що св≥тло взагал≥ не може залишити з≥рку. “аким чином, дл¤ будь-¤кого спостер≥гача можлив≥сть побачити чорну д≥ру ц≥лком виключена! јле тод≥ природно виникаЇ питанн¤: ¤кщо вона невидима, то, ¤к же ми можемо нењ знайти? ўоб в≥дпов≥сти на це питанн¤, учен≥ приб≥гають до митецьких виверт≥в. –уфф≥н≥ й ”≥лер досконально вивчили цю проблему ≥ запропонували к≥лька способ≥в нехай не побачити, але хоча б знайти чорну д≥ру. ѕочнемо з того, що, коли чорна д≥ра народжуЇтьс¤ в процес≥ грав≥тац≥йного колапсу, вона повинна випром≥нювати грав≥тац≥йн≥ хвил≥, що могли б перетинати прост≥р з≥ швидк≥стю св≥тла ≥ на короткий час спотворювати геометр≥ю простору поблизу «емл≥. ÷е перекручуванн¤ про¤вилос¤ б у вид≥ грав≥тац≥йних хвиль, що д≥ють одночасно на однаков≥ ≥нструменти, установлен≥ на земн≥й поверхн≥ на значних в≥дстан¤х друг в≥д друга. √рав≥тац≥йне випром≥нюванн¤ могло б приходити в≥д з≥рок, що випробують грав≥тац≥йний колапс. якщо прот¤гом звичайного житт¤ з≥рка оберталас¤, то, стискуючись ≥ стаючи, усе менше ≥ менше, вона буде обертатис¤ усе швидше, збер≥гаючи св≥й момент к≥лькост≥ руху. Ќарешт≥ вона може дос¤гти такоњ стад≥њ, коли швидк≥сть руху на њњ екватор≥ наблизитьс¤ до швидкост≥ св≥тла, тобто до гранично можливоњ швидкост≥. ” цьому випадку з≥рка ви¤вилас¤ б сильно деформованоњ ≥ могла б викинути частина речовини. ѕри так≥й деформац≥њ енерг≥¤ могла б ≥ти в≥д з≥рки у вид≥ грав≥тац≥йних хвиль з частотою пор¤дку тис¤ч≥ коливань у секунду (1000 √ц).