Ведь если звезды зажигают –
Значит – это кому-нибудь нужно
В. Маяковский
В настоящее время наука шагнула очень далеко от галилеевой трубы-»перспективы». Диаметр зеркал двух телескопов на Гавайях – 10 м (они вступили в строй в 1992 и 1996 гг.), у знаменитого Паломарского телескопа, начавшего работать в 1950 г., диаметр зеркала 5 м; российский телескоп БТА в Зеленчуке имеет зеркало диаметром 6 м (работает с 1976 г.). Очень эффективен и внеземной телескоп «Хаббл» (запущен в 1990 г., модернизирован в 2002 г., диаметр зеркала 2,4 м). Строятся новые телескопы для различных диапазонов – от рентгена до радиоволн. Радиоастрономия родилась в 1931 г., рентгеновская астрономия возникла в 1962 г., гамма-астрономия и нейтринная астрономия еще моложе. С развитием гравитационно-волновой астрономии будет освоен последний известный канал получения астрофизической информации. Астрономия активно развивается и позволяет заглянуть далеко за пределы Солнечной системы.
Самым распространенным объектом во Вселенной являются звезды. Возникают они так: частицы газопылевого облака медленно притягиваются между собой за счет гравитационных сил. Плотность облака растет, возникшая непрозрачная сфера начинает вращаться, захватывая все больше частиц из окружающего пространства. Внешние слои давят на внутренние, давление и температура в глубине растут, согласно законам термодинамики, постепенно достигая нескольких миллионов градусов. Тогда в ядре протозвезды создаются условия для протекания реакции термоядерного синтеза гелия из водорода. Об этом «оповещают мир» потоки нейтрино, выделяющихся при такой реакции. В ее результате мощный поток электромагнитного излучения давит на внешние слои вещества, противодействуя гравитационному сжатию. Когда силы излучения и гравитации уравновешиваются, протозвезда становится звездой. Чтобы пройти эту стадию своей эволюции протозвезде нужно от нескольких миллионов лет (при массе больше солнечной) до нескольких сот миллионов лет (при массе меньше солнечной). Широко распространены двойные и кратные звезды, можно сказать, что это обычное явление. Они образуются рядом и вращаются вокруг общего центра масс. Их насчитывается около 50% от всех звезд.
Химический состав звезд по данным спектрального анализа в среднем такой: на 10000 атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 – кислорода, 2 – азота, 1 – углерода, еще меньше остальных элементов. Из-за высоких температур атомы ионизированы и находятся в состоянии плазмы – смеси ионов и электронов. В зависимости от массы и химического состава протозвездного облака молодая звезда попадает на определенный участок диаграммы Герцшпрунга-Рессела, представляющей из себя координатную плоскость, по вертикальной оси которой откладывается светимость звезды (к-во энергии, излучаемой в единицу времени), а по горизонтальной – спектральный класс (цвет звезды, зависящий от температуры поверхности). При этом синие звезды горячее красных. Спектральные классы от горячих к холодным обозначаются буквами O, B, A, F, G, K, M. Каждый класс делится на десять подклассов (желтое Солнце имеет класс G2, то есть оно посредине диаграммы, с температурой поверхности 6000о). Большинство звезд на диаграмме располагается вдоль главной последовательности – плавной кривой, идущей из левого верхнего в правый нижний угол диаграммы. По мере расходования водорода, масса ее меняется, и звезда смещается вправо вдоль главной последовательности. Звезды с массами порядка солнечной находятся на главной последовательности 10-15 млрд. лет (Солнце на ней уже около 4,5 миллиарда лет). Постепенно энергия в центре звезды иссякает, давление падает. Поскольку гравитации оно не противостоит, ядро сжимается, и температура там опять возрастает, но реакции протекают теперь только на границе ядра внутри звезды. Звезда разбухает, растет и ее светимость. Она сходит с главной последовательности в правый верхний угол диаграммы, превращаясь в красный гигант с радиусом больше радиуса орбиты Марса. Когда температура сжимающегося гелиевого (ведь водород «выгорел») ядра красного гиганта достигнет 100-150 млн. градусов, начинается синтез углерода из гелия. Когда и эта реакция исчерпает себя, происходит сброс внешних слоев. Горячие внутренние слои звезды оказываются на поверхности, раздувая отделившуюся оболочку излучением в планетарную туманность. Через несколько десятков тысяч лет оболочка рассеивается, и остается небольшая очень горячая плотная звезда. Остывая, она переходит в левый нижний угол диаграммы и превращается в белый карлик с радиусом не больше радиуса Земли. Белые карлики – жалкий финиш нормальной эволюции большинства звезд.
Некоторые звезды время от времени вспыхивают, сбрасывая часть оболочки и превращаясь в Новые звезды. При этом они каждый раз теряют порядка сотой доли процента своей массы. Реже случаются катастрофы, уничтожающие звезду – вспышки сверхновых, при которых за короткое время излучается энергии больше, чем от целой галактики. При взрыве звезда сбрасывает внешнюю газовую оболочку (так возникла при взрыве сверхновой 1054 г. Крабовидная туманность внутри которой теперь находится «звездный огарок» - пульсар PSR0531, излучающий даже в гамма-диапазоне). Последняя сверхновая вспыхнула рядом в 1987 г., в Большом Магеллановом Облаке, в 60 килопарсеках от нас. От этой сверхновой впервые зарегистрировано нейтринное излучение. Если масса звезды, оставшейся после катастрофы превосходит солнечную в 2,5 раза, белый карлик образоваться не может. Гравитация разрушает даже структуру атомов.При этом, согласно законам физики, резко ускоряется вращение. Представьте себе звезду с массой, близкой к солнечной и радиусом около 10 км, делающей 640 оборотов в секунду! Именно такова частота радиоимпульсов наиболее быстрого пульсара. Сейчас их известно около 1000 с периодами вращения (повторения радиоимпульсов) 0,002 - 4,3 с. Плотность вещества такой звезды превышает плотность атомного ядра: оно состоит из плотно упакованных нейтронов, отсюда и название – нейтронная звезда. Нейтронные звезды имеют колоссальное магнитное поле: у миллисекундных пульсаров его напряженность достигает миллиарда эрстед, а у пульсаров с периодом 0,1–1 с доходит до триллиона эрстед. Недавно обнаружены магнетары с более сильными магнитными полями (1015–1016 эрстед). Радиоизлучения они не испускают, наблюдаясь в гамма-лучах.
Еще Лаплас в 1795 г. предположил, что могут существовать столь массивные тела, от которых не может уйти даже свет (т.е. его скорость оказывается ниже скорости убегания). В рамках ОТО образование черной дыры было рассмотрено в 1939 г. В 1960-х гг. астрофизики пришли к выводу, что не может существовать стабильных выгоревших звезд с массой более трех солнечных. При катастрофическом гравитационном сжатии звезды – коллапсе – напряженность поля тяготения над ее поверхностью становится столь чудовищным, что пространство-время свертывается и звезда исчезает из Вселенной, оставив лишь искривленный участок пространства-времени. Вероятно существуют черные дыры двух типов: а) с массами менее ста солнечных; б) гигантские – в галактиках и квазарах с массой более миллиона солнечных. Тип А находят в основном в двойных системах. Если одна из звезд в такой двойной звезде не видна (не излучает) и в то же время ее масса более 3 солнц, то, вероятно, это черная дыра. Если масса меньше, то невидимый компонент может быть нейтронной звездой. Черная дыра сама по себе не излучает, но может быть видна за счет излучения из области, где находится падающее на нее вещество (аккреционный диск). С помощью космических телескопов Хаббл и Чандра (рентгеновского) удалось пронаблюдать кажущееся исчезновение вещества, падающего на компактные компоненты тесных двойных систем. Выяснилось, что системы с нейтронными звездами и в спокойном состоянии весьма ярки: кинетическая энергия падающего вещества при столкновении с поверхностью звезды превращается в тепловую и высвечивается в рентгеновском диапазоне. Аналогичные системы с черными дырами в спокойном состоянии почти не излучают (их светимость в 100 раз меньше), словно падающий газ просто исчезает, проваливается под горизонт событий, унося с собой всю свою энергию. Астрофизику Д. Долану удалось увидеть, как газовые сгустки исчезают из поля зрения, проваливаясь под невидимый горизонт. Наблюдая с помощью телескопа «Хаббл» массивный объект Лебедь XR-1, он зафиксировал регулярные затухающие серии импульсов ультрафиолетового излучения. Видимо эти импульсы исходят от сгустков горячего газа, отрывающихся от внутренней границы аккреционного диска и по спирали падающих на черную дыру. Ультрафиолетовое свечение сгустков слабеет, поскольку по мере приближения к черной дыре их излучение сдвигается из-за красного смещения в длинноволновые области спектра. После 6-7 импульсов сгустки пропадают из вида. Оптические наблюдения показали, что движение звезд у центра Галактики происходит вокруг гигантской массы с размером менее световой недели. Иными словами, в центре Млечного Пути находится черная дыра массой более 2,5 млн. Солнц и в 10 раз меньшая его по размерам.