Життя надзірок

Дивовижні зірки, про які говорив професор Шкловський (дивіться минулу статтю), являють собою фізичні тіла великої маси, що дорівнює сотням мільйонів сонячних мас. І головна особливість надзірок – величезна сила тяжіння, вони зі страшною силою притягають до себе будь-яку речовину, притягують так сильно, що частинки речовини набувають швидкість, близьку до швидкості світла.

І навпаки, та швидкість, яку повинні мати частки для того, щоб вискочити з поля тяжкості цієї зірки, так звана друга космічна швидкість, яка для Землі дорівнює 11 кілометрам в секунду, для цієї надзірки майже дорівнює швидкості світла. Звичайні зірки, наприклад, наше Сонце, та й інші зірки нашої Галактики, знаходяться в стані механічної рівноваги: сила тяжіння, яка притягує речовину до центру, врівноважується тиском гарячого газу, що складається з окремих ядер і електронів.

Коли ми переходимо до надзірок, картина різко міняється. При величезній масі об’єктів і гігантській силі гравітаційного поля речовина не може знаходитися в стані механічної рівноваги. Немає такого тиску, який міг би протистояти силі тяжіння. Тому можна уявити, що в надзірок речовина під дією сил тяжіння падає на центр, тобто зірка стрімко стискається.

Ми звикли до того, що найпотужнішим джерелом енергії є ядерні реакції, або, як іноді неточно кажуть, «атомна енергія». Енергія, що виділяється при перетворенні водню в гелій (злиття ядер), в 3 мільйони разів більше енергії хімічного спалювання рівної кількості водню. Але в космічному масштабі енергія, яку може дати сила всесвітнього тяжіння, в принципі в десятки разів перевершує сумарну енергію будь-яких ядерних реакцій в зірках.

І ось друга особливість надзірок і полягає в тому, що тут гравітаційна енергія набагато більше ядерної. Ядерні реакції йдуть і там, але вони на «другому плані», а на першому – величезна кінетична енергія, якою володіє речовина, падаюча на центр.

Здавалося б, таке стиснення має закінчитися зіткненням і неймовірної сили вибухом. Але тут вступає в силу загальна теорія відносності Ейнштейна. Справа полягає в тому, що сильне гравітаційне поле і велика швидкість, близька до швидкості світла, яку набуває речовина, падаюча в цьому полі тяжіння, змінюються протягом часу в надзірок, уповільнюють їх. Інакше кажучи, для нас, далеких спостерігачів, внаслідок зміни течії часу радіус зірки ніколи не стане менше певного критичного значення – зірка не стиснеться в точку.

Тепер спробуємо з’ясувати, що означає «змінюється протягом часу». Уявімо собі космонавта на космічному кораблі, що наближається до надзірки. Припустимо, що у нього стоїть хронометр, який відраховує секунди. Кожну секунду космонавт посилає сигнал по радіо, і ці сигнали приймаються десь у нас на приймальній станції. Забудемо на час, що зірку відокремлюють від нас гігантські відстані і сигнал йде довго.

Поки космонавт знаходиться далеко від надзірок, сигнали приходять до нас рівномірно, через секунду. Але ось він потрапив в сферу тяжіння величезного згустку речовини, вона захоплює корабель і розганяє до швидкості світла. В цей час на приймальній станції проміжки між сигналами весь час збільшуються.

Тут складаються два ефекти: збільшення швидкості (спрямованої до зірки) і уповільнення часу в околицях тіла великої маси. Зрештою, останній сигнал, яким космонавт хотів повідомити, що він підлетів до певного радіусу надзірки, взагалі ніколи не буде прийнятий.

Приблизно така ситуація спостерігається і для речовини наших об’єктів. Зірка нестримно стискується. Спочатку стиснення йде повільно, потім прискорюється; але коли речовина підходить до критичної точки, де її швидкість наближається до швидкості світла, стиснення зірки для нас, далеких спостерігачів, сповільнюється. З нашої точки зору, радіус зірки наближається до певної кінцевої величини, ніколи вона не стиснеться більше.

Відомий фізик Оппенгеймер, «батько атомної бомби», ще в 30-х роках минулого століття вивчав питання про долю зірок. В його останніх астрономічних роботах 1938 року було показано, що будь-яка зірка, яка в кілька разів важча за Сонце, в кінці своєї еволюції не зможе підтримуватися в рівновазі, вона буде остигати, тиск газу в ній зменшиться, і вона почне стискатися. Він встановив, що стиснення такої зірки повинно закінчуватися своєрідним згасанням зірки. Теорія відносності пророкує і такий дивовижний факт: при «схлопуванні» зірки гравітаційне поле може так зрости, що не випустить назовні ніякого випромінювання. Всередині зірки будуть бушувати розпечені маси, випромінюватися величезна енергія, але для нас зірка згасне. Ми її не побачимо.

Чим важче зірка, тим раніше настане це стиснення. Стан нашого Сонця не буде помітно змінюватися найближчі кілька мільярдів років, та й потім в остаточному підсумку воно стиснеться лише до порівняно скромної щільності, близько мільйона грамів на кубічний сантиметр. Однак зірка з масою, в сто разів більшою сонячної, пройде свій шлях розвитку швидше: за 30-50 мільйонів років.

Скільки таких згаслих зірок? Деякі вважають, що їх більше, ніж яскравих зірок. Але тут є одна істотна поправка: якщо зірки обертаються, то до такого катастрофічного стиснення справа може не дійти. В ході стиснення буде збільшуватися швидкість обертання зірок, і це призведе до того, що зірка розпадеться на кілька інших зірок і, може бути, викине частину речовини.

Можливо, саме тут треба шукати причини випромінювання. Згустки викинутої речовини падають назад, розганяються гравітаційним полем, стикаються між собою, і в цих умовах енергія переходить в спостережувані форми світлового і радіовипромінювання.

Автор: Я. Зельдович.