Читать «Журнал "Вокруг Света" № 7 за 2006 год» онлайн - страница 11

Если рассчитать, как двигалась звезда-беглянка в прошлом, то можно найти место ее рождения и время, прошедшее с момента взрыва и распада системы. Обычно массивные звезды возникают не поодиночке, а в скоплениях. Поэтому нужно продолжить траекторию назад, пока она не пересечет подходящее место их вероятного появления на свет. Если задать начальную скорость черной дыры, то можно указать ее местоположение в настоящий момент. Беда в том, что как раз скорость (особенно ее направление) неизвестна. Именно с этим связана неопределенность в рассчитываемом ее положении. Тем не менее это лучше, чем ничего. Для двух из четырех звезд возможное угловое положение черной дыры на небе удается рассчитать с точностью в десять градусов. Пока одиночные черные дыры не открыты, но когда-нибудь это обязательно произойдет.

Вечные подростки

Судьба звезды определяется ее массой, от которой зависит также и то, станет ли сконденсировавшийся из межзвездной материи комок вещества звездой. Для этого необходимо, чтобы в его недрах начались термоядерные реакции. Чем выше начальная масса газового шара, тем больше будет плотность и температура в его центре. Соответственно, есть некоторая критическая масса, при достижении которой происходит синтез элементов. Водород начинает превращаться в гелий. Если масса меньше критической, то придется, увы, забыть о звездной карьере. Объекты с массой ниже критической и являются бурыми карликами.

Термин brown dwarfs – коричневый карлик – ввела в 1975 году в своей диссертации Джилл Тартер (Jill Tarter). Сейчас Джилл работает в известном институте по поиску внеземных цивилизаций (SETI Institute). Поначалу такой термин вызывал возражения, но потом прижился. На русский язык его обычно переводят не дословно, а как «бурые карлики».

Интересно, что у бурых и белых карликов, несмотря на разные судьбы, есть важная общая черта. Вещество и в тех и в других находится в виде так называемого газа вырожденных электронов. В таком состоянии электроны находятся настолько близко друг к другу, что становятся важны квантовые законы. По той же причине, из-за которой электроны в атоме вынуждены занимать разные орбитали, в бурых и белых карликах возникает давление вырожденного газа, которое и ограничивает дальнейшее сжатие протозвезды и рост ее температуры. Впервые это предположил американский астрофизик Кумар в 1963 году, поэтому предельная масса, отличающая «активные» звезды от потухших и неродившихся звезд, иногда называется пределом Кумара. Он равен примерно 0,07-0,08 солнечной массы (точное значение зависит от химического состава).