Изменить размер шрифта - +
Давление вырожденного электронного газа не зависит от температуры и вполне может противостоять сжимающей звезду силе гравитации.

Попробуем увеличить массу звезды и перейти предел Чандрасекара. Этот предел обычно принимают равным 1,2–1,6 массы Солнца, в зависимости от химического состава звезды.

Судьба таких массивных звезд имеет радикальные отличия от звезд типа Солнца. Они проходят стадию вспышки сверхновой и могут исчезнуть вообще в результате мощного мгновенного термоядерного взрыва.

Но для нас сейчас более важен вопрос образования гравитационно связанного остатка после взрыва. Мы знаем уже, что подобным остатком может быть нейтронная звезда. Катастрофический взрыв сверхновой приводит к появлению нейтронной звезды в том случае, если исходная масса ядра звезды была меньше примерно трех масс Солнца, но, естественно, превышала предел Чандрасекара.

 

Двойная система с черной дырой. Перетекание вещества от сверхгиганта к черной дыре.

В окрестностях черной дыры луч света может изгибаться и падать обратно на звезду.

Здесь мы сталкиваемся с процессами гибели и рождения звезд. Гибнет гигант и во время своей гибели, проходя этап катастрофического взрыва, порождает, оставляет вместо себя чудовищного карлика — нейтронную звезду с совершенно экзотическими свойствами.

Звезда эта устойчива: силы гравитации огромны, но давление вырожденной нейтронной жидкости еще может уравновесить эти силы. Однако, если масса ядра звезды более трех масс Солнца, силы тяготения выигрывают схватку. Ничто уже не в состоянии противостоять им, гравитационный коллапс здесь неизбежен, и на любой стадии этого коллапса равновесной конфигурации не существует. А это значит, что силы гравитации будут сжимать вещество звезды в состояние с бесконечной плотностью, в точку. Говоря другими словами, некоторые массивные звезды должны в конце своей жизни превратиться в черные дыры.

И нейтронные звезды и черные дыры являются релятивистскими объектами — объектами, в окрестности которых особенно выпукло проявляются следствия из общей теории относительности Эйнштейна.

Рассмотрим некоторые из них. К примеру, как внешний наблюдатель опишет гравитационный коллапс звезды с образованием черной дыры?

Естественно, легче всего наблюдать за изменением светимости звезды. Ясно, что во время коллапса до перехода через шварцшильдовский радиус звезда наблюдаема, и ясно, что число фотонов, которое она испускает, в худшем случае постоянно (или увеличивается). Тем не менее такая звезда погаснет «на глазах у изумленной публики» за доли секунды. «Последний вздох» коллапсирующей звезды очень короток.

Казалось бы, это утверждение противоречит тому, что для далекого неподвижного наблюдателя время достижения звездой гравитационного радиуса бесконечно велико. Ну а если это время бесконечно, то и звезда должна была бы светить бесконечно долго. Но это не так. Яркий пример относительности хода времени для внешнего наблюдателя и наблюдателя, «коллапсирующего» вместе со звездой, — это ход времени при наличии сильного гравитационного поля.

Свет от коллапсирующей звезды будет катастрофически краснеть при стремлении звезды к горизонту событий. Это вызвано как эффектом Доплера, поскольку поверхность коллапсирующей звезды непрерывно удаляется от нас, так и гравитационным покраснением квантов света. Что такое обычный эффект Доплера, мы с вами знаем. Но что такое гравитационное покраснение, или, точнее, гравитационное красное смещение?

Вспомним, что свет сам по себе — следствие различных колебаний в атомах и молекулах, переходов электронов с одного энергетического уровня в атоме на другой. Процессы эти, практически мгновенные в земной практике из-за сверхсильных гравитационных полей, могут показаться внешнему наблюдателю очень медленными. Ведь чем больше промежуток времени между двумя колебаниями, тем больше длина волны и тем меньше частота.

Быстрый переход