Читать «Маленькая книга о черных дырах» онлайн - страница 66

Прежде чем обсуждать, что происходит на завершающих стадиях жизни звезд, мы вернемся к вопросу о том, как знание температуры поверхности и светимости звезды помогает нам определить ее массу. Пожалуй, проще подойти к этому вопросу с другой стороны: если мы знаем массу и химический состав звезды, мы можем вычислить температуру ее поверхности и светимость при помощи уравнений строения звезд. Здесь есть множество технических подробностей, но основные принципы следующие. Чтобы уравновесить силу тяжести, более массивной звезде требуется большее тепловое давление. Поэтому в ее недрах идет более интенсивное термоядерное горение, испускается больше фотонов, и звезда становится ярче. Самая высокая температура достигается в центре звезды, по мере удаления от центра она снижается, а на поверхности становится минимальной. Конкретное значение температуры поверхности звезды зависит от ее строения, но по крайней мере в начальной фазе водородного горения, которую астрономы называют фазой главной последовательности, у более массивных звезд наблюдается и более высокая температура поверхности. А она, в свою очередь, определяет видимый цвет звезды. Таким образом, на основе наблюдений цвета и яркости звезд астрономы могут выполнить обратные вычисления и оценить их массу и химический состав.

Так удалось установить, что в системе CygX-1 находится звезда с температурой поверхности 30 000 кельвинов и массой 20 солнечных масс. При такой высокой температуре эта звезда выглядит голубой (хотя заметить это довольно трудно – она настолько далеко от Земли, что увидеть ее можно только в хороший бинокль или в телескоп). По размеру она по крайней мере вдесятеро больше Солнца и классифицируется как голубой сверхгигант.

По этим данным и по наблюдаемым доплеровским сдвигам спектральных линий астрономы смоделировали орбиту двойной и вычислили из этой модели массу невидимого компаньона: она оказалась равной примерно 15 массам Солнца. Почему же это непременно должна быть черная дыра? Ответ снова дает теория строения звезд. Как мы уже объясняли, за время своей эволюции массивная звезда проходит различные стадии выгорания своего ядерного топлива, и выделяемая при этом энергия обеспечивает давление, необходимое для уравновешивания силы тяжести. Термоядерные реакции идут до тех пор, пока в недрах звезды не образуется ядро из атомов группы железа. Такие ядра наиболее устойчивы; любые дальнейшие процессы ядерного синтеза или распада требуют поступления энергии. На рассматриваемой стадии атомы в ядре звезды полностью ионизованы: все электроны сорваны с орбит и свободно «плавают», образуя специфическое состояние вещества: ферми-газ, или вырожденный газ. Одним из свойств этого вырожденного состояния является то, что даже при нулевой температуре оно может оказывать существенное давление. Для маломассивных звезд типа Солнца давления вырожденного электронного газа достаточно, чтобы поддерживать равновесие ядра, когда прекращается термоядерный синтез (заметим, что у маломассивных звезд это происходит еще до образования в их ядре железа). Такие звезды заканчивают жизнь, превращаясь в белые карлики.