Айзък Азимов
Гравитационната гибел на вселената (20) (Колапсиращата вселена или историята на черните дупки)

Планетарните мъглявини

Когато една звезда колапсира до бяло джудже, нейното вещество под влияние на собствената й гравитация се свива, заемайки все по-малък обем, докато не се превърне в компресиран електронен флуид в ядрото на звездата, който има достатъчно съпротивителни сили, за да спре колапса на слоевете вещество, лежащи над него.

Колкото по-масивна е колапсиращата звезда, толкова по-силно ще се свие тя и много по-силно ще компресира електронния флуид.

Нека направим още една аналогия — това е почти като при гумите на автомобилите. Теглото на една кола свива въздуха в гумите. Колкото повече се свиват гумите, толкова по-голям става насоченият навън натиск на въздуха, за да може да издържи теглото на колата. Ако поставим багаж в колата, въздухът в гумите ще се свие още, докато натискът отново не стане достатъчен, за да издържи допълнителното тегло. Колкото по-голямо тегло има колата, толкова по-силно се свива въздухът в гумите.

Ако разсъждаваме аналогично за звездите, ще видим, че положението там е съвсем същото — колкото по-масивно е бялото джудже, толкова по-малък размер ще има то. Така масата на бялото джудже, носещо името Ван Маанен 2, е само 3/4 от масата на Сириус B. Следователно то не е толкова силно свито, поради което диаметърът му е почти същият като този на Юпитер, т.е. 3 пъти по-голям от диаметъра на Сириус B. От друга страна, някои сравнително масивни бели джуджета не са по-големи по обем от нашата Луна.

Но колко масивно и колко малко по размери може да бъде бялото джудже? В крайна сметка, ако натоварваме все повече и повече една кола ще дойде момент, в който материалът на гумите й няма да издържи все по-голямото налягане на свиващия се въздух и гумите евентуално ще се спукат.

Дали и в ядрата на белите джуджета съществува също такова състояние, при което те просто не могат да удържат веществото, което ги натиска надолу.

Този въпрос беше разгледан от американския астроном от индийски произход Субманян Чандрасекар (1910). През 1931 година той успя да докаже, че съществува една критична маса (граница на Чандрасекар), отвъд която бялото джудже не може да съществува, понеже над тази маса електронният флуид независимо от степента си на свиване не може да издържи теглото на веществото над себе си. Ядрото на такава звезда просто ще продължи да колапсира навътре.

Посочената от Чандрасекар критична маса е 1,4 пъти по-голяма от слънчевата. Границата ще бъде малко по-висока, ако бялото джудже се върти бързо, понеже тогава центробежната сила ще помага на веществото да се издига нагоре. Обаче белите джуджета не се въртят достатъчно бързо, за да има този ефект някакво значение за тях.

Границата на Чандрасекар не е много висока. Всички звезди от спектралните класове O, B и A заедно с по-масивните звезди от спектрален клас F имат повече от 1,4 слънчеви маси. Животът на тези звезди е и най-краткотраен — такива звезди, образувани през ранните дни на Вселената, със сигурност вече са се разширили и колапсирали. В какво колапсират те? Биха ли могли някои от тях да се превърнат в много масивни бели джуджета далеч над границата на Чандрасекар, доказвайки по този начин, че извършеният от него анализ е бил грешен?

Може и така да се мисли, но фактите говорят, че всички изследвани досега бели джуджета имат маси под границата на Чандрасекар и колкото повече бели джуджета изследваме, толкова по-сигурна изглежда тя.

Другата алтернатива е по-масивните от границата на Чандрасекар звезди да губят част от масата си на някакъв стадий преди или по време на колапса.

Тази алтернатива може да ни се стори изсмукана от пръстите — как би могла една звезда да загуби маса? Фактически ние познаваме няколко начина една звезда да загуби маса, нещо повече, толкова е вероятна загубата на маса при масивните звезди, че можем да смятаме това за неизбежно.

Да разгледаме случая, когато всяка намираща се на главната последователност звезда идва до своя край, понеже ядреното й гориво намалява под критичното. Тогава тя се разширява до червен гигант и после колапсира.

Колкото по-масивна е звездата, толкова по-горещо е нейното ядро по време на разширяването й. Съчетаването на по-голяма маса с по-висока температура поражда по-голям червен гигант. И отново — колкото по-масивна е звездата, толкова по-бързо се свива тя, когато й дойде времето, понеже гравитационното поле, което довежда до това свиване, е по-голямо.

Да разгледаме една звезда, значително по-масивна от Слънцето, която се е издула до размерите на доста голям червен гигант. Най-външните слоеве на този гигант, които са много далеч от по-плътните вътрешни слоеве, се намират под действието на сравнително слабо гравитационно привличане. Когато звездата започне да се свива, вътрешните й слоеве се устремяват бързо надолу, изоставяйки външните по-тънки слоеве над себе си. Свиващата се част от звездата се нагрява неимоверно, понеже енергията на падащата при свиването материя се превръща в топлина. Получава се топлинен взрив, който издухва най-външните слоеве — те до този момент са падали надолу сравнително бавно. Този взрив отново ги отпраща надалеч.

Ако една звезда е достатъчно масивна и образува достатъчно обемист червен гигант, ще колапсират само вътрешните й части, а външните й части ще бъдат издухвани във вид на турбулентна газова обвивка. В този случай, въпреки че звездата е над границата на Чандрасекар, свиващата се от звездата част може да бъде под тази граница и следователно може да образува бяло джудже.

В резултат се получава бяло джудже в газова обвивка. Бялото джудже е много горещо, понеже трябва да излъчи в пространството огромното количество енергия на своя колапс. Това излъчване е във вид на ултравиолетови лъчи и по-твърда радиация. Газовата обвивка поглъща тази високоенергетична радиация и я превръща в меко оцветените лъчи на флуоресценцията.

Това, което ние виждаме от Земята, е звезда с мъглив пръстен около нея. В действителност там има обвивка, но частите от нея, които са пред звездата и зад нея (най-близките до нас и най-отдалечените от нас), се виждат трудно, понеже там газовите слоеве са най-тънки. А встрани от звездата зрителният лъч минава през цялото вещество на обвивката чак до нейния край. Поради това обвивката ни изглежда като кръгче цигарен дим. Най-забележителен пример за това е така наречената „Пръстеновидна мъглявина“ в съзвездието Лира.

Такива мъглявини се наричат планетарни мъглявини, защото изглежда, че газовата обвивка обикаля звездата по орбита, подобна на планетите.

Известни са около 1000 планетарни мъглявини, като, разбира се, трябва да съществуват много повече, които ние не виждаме. Всяка една от известните планетарни мъглявини има малка, гореща и плътна звезда в центъра си — вероятно бяло джудже. В действителност бели джуджета са фиксирани със сигурност само в няколко планетарни мъглявини.

Ако централните звезди в планетарните мъглявини са наистина бели джуджета, те трябва да са се образували съвсем неотдавна и вероятността да са излъчили голямата част от топлинната енергия, с която са се сдобили по време на падането, е малка. Фактически това са звезди с най-висока повърхностна температура — от 20 000°C до над 100 000°C в някои случаи.

Газовите обвивки, които наблюдаваме, изглежда имат, доколкото това може да се каже, около 1/5 от масата на Слънцето, но е вероятно да има и по-масивни обвивки. Някои астрономи предполагат, че звездите могат да губят повече от половината от масите си под формата на газови обвивки. И ако това е така, то например звезди с маси 3,5 пъти по-големи от слънчевата могат да изгубят достатъчно маса по време на образуването на планетарна мъглявина, за да може колапсиращото ядро да слезе под границата на Чандрасекар и да образува бяло джудже.

Естествено газовата обвивка на планетарната мъглявина, издухана от енергията на колапсиращото ядро, се отдалечава от звездата. Скоростта на това отдалечаване може да се измери и типичните нейни стойности са между 20 и 30 km/s.

В процеса на отдалечаването на газовата обвивка тя се разпростира върху все по-голям и по-голям обем и плътността на веществото й става все по-ниска и по-ниска. Понеже обвивката се отдалечава все повече от централната звезда, всяка нейна част получава все по-малко от излъчваната от звездата енергия и флуоресцира все по-слабо. В резултат на това при уголемяването си обвивката става все по-бледа и по-незабележима.

При типичните планетарни мъглявини газовата обвивка се намира на разстояние 1/4-1/2 светлинни години от централната звезда — това е около 500 пъти по-далеч, отколкото Плутон от нашето Слънце.

Вероятно са били необходими от 20 000 до 50 000 години разширяване, за да се отдалечи обвивката на такова разстояние, но това е кратък период от време за живота на белите джуджета. Простият факт, че виждаме газова обвивка, е определено доказателство, че бялото джудже се е образувало съвсем наскоро.

Около 100 000 години след образуването на бяло джудже газовата обвивка ще се разшири до такава степен, че ще стане твърде тънка, за да можем да я наблюдаваме от Земята. Възможно е следователно белите джуджета да нямат газови обвивки само защото са на възраст повече от 100 000 години.

Образуването на планетарна мъглявина не е единственият начин, по който една звезда може да изгуби маса. Съществуват още множество начини да се срещнем с взривяваща се материя. Големият взрив е може би най-голямата и впечатлителна демонстрация на такова явление, но съществуват и „малки“ взривове от един или друг вид, които обаче са достатъчно грандиозни, за да бъдат изумително величествени.