Айзък Азимов
Гравитационната гибел на вселената (21) (Колапсиращата вселена или историята на черните дупки)

Новите звезди

Всеки, който с невъоръжено око нощ след нощ наблюдава ясното небе, участвува в нещо като спектакъл на несравнимо спокойствие и неизменност. Тази неизменност дотолкова се е смятала за знак на сигурност в този променящ се свят, отразен в писаната история на човечеството, че на всяка необичайна промяна — затъмнение, падаща звезда, комета — се е гледало със страх.

Тези очевидни промени, които всеки случаен наблюдател може да забележи, не са свързани със звездите. Те са явления, характерни за нашата Слънчева система. Обаче за един внимателен наблюдател промени стават даже и в света на звездите. На небето внезапно може да се появи нова звезда там, където преди не е било наблюдавано нищо. Това не е падаща звезда, защото тя остава на едно място, но не е и обичайна звезда. С времето тя ще избледнее и ще изчезне.

Най-големият астроном на древността Хипарх от Никея (190–120 г. пр.н.е.) през 134 година пр.н.е. наблюдавал такава нова звезда и това го вдъхновило да състави първата звездна карта, за да могат в бъдеще тези неканени гости да се разпознават по-лесно.

Една изключително ярка нова звезда се появила през ноември 1572 година в съзвездието Касиопея и датският астроном Тихо Брахе (1546–1601) написал за нея специална книга, озаглавена De Nova Stella (което на латински означава „За новата звезда“). От заглавието на тази книга терминът нова започнал да се употребява за всички новопоявяващи се понякога звезди.

В известен смисъл този термин не е точен, понеже в действителност новите не са никакви новообразувани звезди и не се създават в момента от нищото или от някакво незвездно вещество. А след като изчезнат, те не се превръщат отново в нищо или пък в незвездно вещество.

След изобретяването на телескопа през 1608 г. станало ясно, че съществуват милиони звезди, които са твърде слаби, за да могат да се видят с невъоръжено око. Някои от тези звезди по някакви причини биха могли да станат по-ярки за кратък период от време и след това отново да отслабнат. Възможно е една много слаба звезда, която може да се наблюдава само с телескоп, да увеличи яркостта си така, че да може да се види с невъоръжено око, а след това да отслабне отново под границата на чувствителността на обикновеното човешко зрение. Във времената преди изобретяването на телескопа е изглеждало, че такава звезда се появява от нищото и се превръща пак в нищо.

Тази представа за нещата би се затвърдила силно, ако някой наистина беше наблюдавал как някоя слаба звезда увеличава блясъка си и надминава границата на чувствителността на обикновеното зрение, но това се случило едва през 1848 г., когато една нова звезда за първи път бе забелязана да действува по описания начин. Английският астроном Джон Ръсел Хинд (1823–1895) успял да наблюдава как една слаба и невидима дотогава с просто око звезда започнала да увеличава блясъка си. В максимума си нейният блясък достигнал пета звездна величина и в този момент тя би могла да бъде видяна като една от достъпните за невъоръжено око слаби звезди от всеки, който гледа в този участък от небето. После тя отслабнала.

След появата на фотографията станало възможно да се снимат части от небето по различно време и чрез сравняването на различните снимки може да се установи дали някоя звезда е променила блясъка си. По такъв начин били открити много нови, но снимките не давали възможност те да се фиксират в момента на увеличаване на блясъка им. Те не доказвали, че това представлява необичайно явление, както се е мислело по-рано. Според сегашните оценки вероятният брой на появяващите се нови в нашата Галактика е средно 30 за година.

Но какво предизвиква появата на нова?

Каквото и да е то, то трябва да е нещо като експлозия. Звездата, която се превръща в нова, трябва да стане хиляди, дори десетки хиляди пъти по-ярка, отколкото е била в началото. Нещо повече увеличаването на яркостта става много бързо — за по-малко от един ден или дори за по-кратко време. След като звездата достигне максимума си, спадането на блясъка й никога не е толкова бързо, колкото нарастването. Със спадането на блясъка намалява и темпът на отслабването му, като в крайна сметка са необходими години, за да се върне звездата в първоначалното си състояние.

Внезапната експлозия, водеща до увеличаването на блясъка, вероятно е експлозия в буквалния смисъл на думата. Внимателното изучаване на спектъра на новите показва, че от тези звезди се изхвърлят газови обвивки.

Може ли взривът на една нова да роди планетарна мъглявина? Дали този взрив не е последното издихание на блясъка на една звезда, преди тя да колапсира в бяло джудже?

Най-вероятно не. Преди да се образува бяло джудже, звездата трябва да бъде червен гигант. В действителност наблюдаваните преди взрива си звезди, които след това стават нови, нямат вид на червени гиганти. Освен това изхвърленият при взрива на новите газ има маса само около 1/50 000 от слънчевата. А една планетарна мъглявина е минимум десет хиляди пъти по-масивна.

Можем ли да очакваме, че съществуват и други видове взривни процеси освен тези, при които се образуват планетарните мъглявини?

На пръв поглед шансовете за съществуването на такива процеси са минимални. В края на краищата мнозинството звезди очевидно са стабилни — като например нашето Слънце. Свиването, причинено от гравитационното привличане, и температурното разширяване са уравновесени и звезди като Слънцето могат да светят милиарди години, без изобщо да има каквато и да било внезапна промяна в размерите и температурата им. Разбира се, съществуващите слънчеви петна охлаждат малко Слънцето, а слънчевите избухвания леко го нагряват, но тези промени са твърде малки и направо микроскопични в сравнение с промените, протичащи при взрива на новите.

Но не всички звезди са така стабилни като Слънцето. Има например звезди, чийто блясък непрекъснато се променя — понякога в правилен ритъм. В някои случаи тази промяна може да е следствие от частични или пълни затъмнения, предизвикани от по-слаб спътник, който обикаля около по-ярката звезда и периодично се озовава между нея и нас.

В други случай това може да се дължи на промени в самата звезда.

През 1784 г. английският астроном от холандски произход Джон Гудрайк (1764–1786) — глухоням, починал едва на 21 години — забелязал, че звездата Делта от съзвездието Цефей променя блясъка си. Промяната не била голяма — тя увеличава блясъка си от звездна величина 4,3 до 3,6, а после го намалява отново до звездна величина 4,3^[1], като това се повтаря отново и отново. Когато е най-бляскава, Делта Цефей е само два пъти по-ярка от минималния си блясък. Сякаш такава промяна не би могла да бъде забелязана без телескоп, но на практика това не е така.

Обаче природата на промяната е просто изненадваща. С голяма регулярност звездата сравнително бързо увеличава блясъка си и го намалява сравнително бавно, като всеки цикъл на тази промяна трае 5,4 денонощия. През последните 200 години в нашата Галактика са открити около 700 звезди, които променят блясъка си по същия начин, увеличавайки го сравнително бързо и намалявайки го сравнително бавно. Всички тези променливи звезди се наричат цефеиди в чест на първата открита променлива от този вид.

Цефеидите се различават помежду си по времетраенето на периодите си. Някои имат периоди от 100 денонощия, а периодите на други са значително по-къси и достигат до 1 денонощие. (В действителност съществува отделна група променливи звезди, които много приличат на цефеидите, но периодите им са от 6 до 12 часа. Те се наричат променливи звезди от тип RR Лира по името на първата открита такава звезда.)

През 1915 г. американката Хенриета Суейн Ливит (1868–1921) успя да покаже, че периодите на цефеидите зависят от масите и блясъка им. Колкото по-масивни и по-ярки са цефеидите, толкова е по-дълъг периодът им.

Цефеидите пулсират и това е видимата причина те да променят блясъка си. Цефеидите са достигнали такъв стадий на еволюция, когато равновесието между гравитацията и температурата не е вече гладко протичащ процес. Ядреното гориво вероятно е намаляло до такава степен, че температурата вътре в звездата се понижава. Тогава звездата започва да колапсира, при което недрата й се свиват, ядрените реакции се ускоряват и температурата се повишава. Това кара звездното вещество отново да се устреми нагоре, звездата се разширява, налягането в недрата й намалява, те се охлаждат и свиването започва пак.

Колкото по-масивна е звездата, толкова повече време е необходимо за извършването на един пълен цикъл от свиване и разширяване. Този стадий от звездната еволюция е краткотраен от гледна точка на астрономичната скала за време и след него настъпват финалните промени, водещи до разширяването на звездата до червен гигант и след това до колапс.

Може ли да се мисли, че новите са цефеиди, при които наблюдаваме екстремални пулсации? Например, ако процесът на пулсиране все по-силно обхваща звездата, то накрая разширяването може би се превръща в експлозия, която изхвърля външните части на цефеидата и нейният блясък временно се увеличава, но не двойно или тройно, а десетки хиляди пъти повече. Загубата на маса може временно да успокои цефеидата и да я върне отново към състояние на умерена пулсация, която с времето пак може да доведе до експлозия. Би могло да има няколко такива експлозии преди финалното разширяване и следващия го колапс.

Има наистина звезди, които се наблюдават като повторни нови — те са избухвали по два или дори три пъти за краткия, ненадвишаващ един век период от време, чрез който астрономите са наблюдавали такива звезди внимателно. Освен това всички цефеиди, дори и най-малките, са значително по-масивни от Слънцето. Те са големи и ярки — точно от този вид звезди, които трябва да загубят маса, за да останат в границата на Чандрасекар и да образуват бяло джудже.

Всичко това изглежда добре свързано, но тази представа не отговаря на истината. Изследването на звездите, които стават нови — преди избухването им и след като отново се успокоят — показва, че те просто не са цефеиди. Те дори не са масивни звезди — те са малки и слаби, въпреки че имат високи повърхностни температури.

Съчетанието от малки размери и слаб блясък предполага бели джуджета. Те обаче са толкова компактни и плътни и имат толкова висока повърхностна гравитация, че трябва да са много стабилни. Как при тях би могло да се достигне до експлозивно разширяване?

Предположението, направено през 1955 г. от американския астроном от руски произход Ото Струве (1897–1963), че всяка нова звезда е член на тясна двойна система и е една от обикалящите на сравнително малко разстояние помежду си звезди, като че ли спечели най-голяма популярност. По-голямата звезда от двойката, която ще наричаме A, достига края на своето пребиваване върху главната последователност преди своя по-малък спътник B. При разширяването на A до червен гигант част от нейното вещество се разпилява върху B, която все още не е започнала да се разширява. Така B увеличава масата си, а A — намалява своята. В този случай A може директно да се свие до бяло джудже, без да образува планетарната мъглявина, въпреки че началната й маса е била някъде над границата на Чандрасекар.

От своя страна идва ред и B да напусне главната последователност — нейното време на живот намалява поради натрупването на маса, предизвикано от разширяването на A. Когато B се разшири до червен гигант, тя на свой ред отдава това, което е получила — част от веществото й се разпилява върху A, която в този момент е бяло джудже.

Повърхностната гравитация на A е изключително висока и разпиляното върху нея вещество претърпява рязко свиване. Понеже това вещество съдържа някои атоми, способни да участвуват в атомни реакции, то може много бързо да предизвика ядрен взрив, след като се е натрупало достатъчно вещество при достатъчна степен на уплътняване. Ядреният взрив освобождава значителна енергия и произвежда огромно количество светлина, което води до внезапното мълниевидно избухване, възприемано от нас като нова, и до изхвърлянето на светещ нажежен газ. Новата може да се повтори, ако от разширяващата се звезда продължи да изтича допълнително количество вещество.

Това е начинът звездата B евентуално да колапсира до бяло джудже, независимо че е придобила достатъчно маса при разширяването на A и че е надминала малко границата на Чандрасекар.

Сириус A и Сириус B щяха да бъдат добър пример за такъв сценарий, ако бяха по-близо една до друга. За съжаление, понеже те се намират на разстояние, по-голямо от това между Слънцето и Уран, те не могат да си влияят една на друга по описания начин.

Когато те двете са се образували (някъде преди около четвърт милиард години), звездата, която сега е Сириус B, трябва да е била по-голямата и по-ярката от двете и масата й вероятно е била 3 пъти по-голяма от слънчевата. Тя е блестяла в небето над Земята (далеч в миналото, в епохата на динозаврите) с яркостта на Венера.

Сириус B не е стояла дълго върху главната последователност — тя се е разширила до червен гигант, после с около 2/3 от масата си е образувала планетарна мъглявина, която вече е невидима. Но част от изхвърлената маса е била уловена от далечната Сириус A, която увеличила блясъка си и по този начин съкратила живота си. Ако Сириус A беше значително по-близо до Сириус B, тя щеше да улови много повече от веществото на външните слоеве на Сириус B и щеше да има достатъчно маса, за да напусне и тя главната последователност скоро след своя спътник. При такова развитие на нещата Сириус сега би представлявал двойка бели джуджета.

Но такъв, какъвто е в действителност, Сириус A ще се разшири до червен гигант някъде в далечното бъдеще и после ще образува планетарна мъглявина. Тогава Сириус B ще улови достатъчна част от образувалата се газова обвивка, и ще избухне като нова. Това би било изключително впечатляващо зрелище за потомците на човечеството, доживели да го видят.

Сега познаваме два начина, по които масивните звезди могат да се освободят от достатъчно количество маса, за да слязат под границата на Чандрасекар и да образуват бели джуджета. Тези два начина — образуването на планетарни мъглявини и обмяната на материя между компонентите на тесни двойни системи — са подходящи за звезди с умерени размери, чиято маса не надвишава повече от 3 пъти слънчевата. Но съществуват и по-масивни звезди. Какво става с тях? Нека се върнем към въпроса за новите.