«Это же элементарно!» — физики МГУ научились различать «мёртвые» звёзды

Двойные звёздные системы — настоящая головная боль для астрономов: как понять, что скрывается за ярким сиянием одной звезды — белый карлик или нейтронная звезда? Белые карлики, нейтронные звёзды, чёрные дыры... Когда-то все они были могучими звёздами, а теперь представляют собой лишь «хладные трупы» — сверхплотные останки. Одни — размером с Землю, другие — с крупный город, но с массой в полтора Солнца. Однако, когда речь заходит об их исследовании, астрономы сталкиваются с одной и той же проблемой: как отличить их друг от друга, если они находятся в двойных звёздных системах и скрыты от нас за излучением звезды-компаньона? И недавно российские учёные совершили важное открытие в этой области: они предложили новый способ различать белых карликов и нейтронные звёзды, которые скрываются в двойных звёздных системах. Давайте разберёмся, какие бывают звёзды, как их исследуют астрономы и что такого особенного в этом новом методе. Какие бывают звёзды? Как и у всего во Вселенной, у звёзд есть свой жизненный цикл: рождение, развитие и, в конце концов, смерть. Рождаются они из гигантских облаков газа и пыли, сжимаясь под действием собственной гравитации. В начале своей жизни они называются протозвёздами: на этой стадии жизни звезда ещё не начала светиться. Далее, протозвезда начинает сжиматься, температура и давление растут. Когда температура достигает критического значения, запускаются термоядерные реакции. Водород превращается в гелий и выделяет огромное количество энергии, а звезда начинает сиять: чем массивнее звезда, тем она горячее и ярче. Это звёзды главной последовательности, самые обычные, прямо как наше Солнце (или тяжелее). Дальнейшая судьба звезды зависит от её массы (размер тут имеет значение, да). Водород у звёзд рано или поздно заканчивается, она начинает расширяться и превращается в гиганта или супергиганта, а в её ядре происходят более сложные реакции. А когда водород закончится совсем, звезда сбрасывает свои внешние слои и от неё остаётся только компактное ядро — белый карлик: там уже нет никаких термоядерных реакций, и он постепенно остывает. Эти звёзды очень плотные: их масса сравнима с массой Солнца, но они размером с Землю. Более массивные звёзды заканчивают свой путь гораздо эффектнее: взрывом сверхновой. От такой катастрофы внешние слои звезды выбрасываются в космос, а ядро сжимается и формирует нейтронную звезду или даже чёрную дыру. Нейтронные звёзды очень плотные и состоят в основном из нейтронов (неожиданно, правда?). Ещё они могут очень быстро вращаться и обладают сильным магнитным полем. Эти объекты радиусом около 10-15 км, но их масса в несколько раз больше массы Солнца. Ну а чёрные дыры настолько массивные, что их гравитация не позволяет ничему, даже свету, покинуть их пределы. Как астрономы изучают звёзды? Итак, каждая звезда — это гигантский реактор, в недрах которого происходит всякое, от чего зависит жизнь галактик и Вселенной в целом, но как изучать объекты, которые находятся от нас на колоссальных расстояниях? Для этого у астрономов есть куча разнообразных способов и методов. Из самого очевидного — телескопы. Как наземные, так и космические, они улавливают свет и другие виды излучения от звёзд, что позволяет узнать их яркость, цвет и даже скорость движения. Спектроскопия разлагает свет звезды на спектр — своеобразную «радугу», в которой зашифрована информация о химическом составе, температуре и магнитных полях звезды. Фотометрия — это точные измерения яркости звёзд. На основе анализа изменения блеска астрономы могут определить размер звезды, расстояние до неё и даже обнаружить планеты, которые вокруг неё вращаются. Радиоастрономия улавливает радиоволны, которые звёзды испускают, что позволяет увидеть невидимое, скрытое от нас облаками газа и пыли — пульсары и квазары. И, наконец, гравитационное микролинзирование — это удивительное явление, когда гравитация одной звезды действует как линза и усиливает свет от другой, более далёкой звезды. Этот метод позволяет изучать даже самые тусклые и незаметные звёзды. Все эти методы используются в совокупности, поэтому мы и имеем цельную картины того, за чем наблюдаем.. Как различать невидимое? Итак, для всяких скрытых объектов у нас есть радиоастрономия: белые карлики и нейтронные звёзды часто входят в состав двойных систем, где их компаньоном является обычная звезда. И гравитация такой компактной звезды настолько сильна, что начинает «перетягивать» вещество с поверхности звезды-соседа. Этот процесс называется аккрецией: «при падении» на поверхность компактного объекта вещество разогревается до миллионов градусов и начинает испускать рентгеновские лучи. И, как бы ни отличались в реальности друг от друга белые карлики и нейтронные звёзды, понять кто есть кто при наблюдении с Земли чрезвычайно сложно, ведь в рентгеновском диапазоне они очень похожи. Но учёные из МГУ решили этот вопрос: спектральные индексы α, которые можно наблюдать во время вспышек, помогут различить звёздные объекты. Спектральные индексы α — это, грубо говоря, числа, которые показывают, как сильно меняется яркость рентгеновского излучения объекта в зависимости от энергии фотонов. Чем больше индекс, тем больше высокоэнергетических фотонов излучает объект. В чём же причина таких различий? Дело в том, что нейтронные звёзды намного горячее белых карликов: из-за высокой температуры (1.1–1.5 кэВ) поверхность нейтронной звезды отражает рентгеновское излучение, которое испускает падающее на неё вещество. А вот холодная (0.1–0.2 кэВ) поверхность белого карлика, наоборот, поглощает большую часть рентгеновских лучей. И такой вот маленький нюанс даёт астрономам возможность определить, кто там: белый карлик или нейтронная звезда. Температура в кэВ (килоэлектронвольт) применяется в высокоэнергетической физике и астрофизике, когда речь идёт о частицах, которые обладают очень высокой энергией. Так можно непосредственно указать энергию фотонов, которые излучают горячие объекты. Если перевести, например, в Кельвины, то температура на поверхности белых карликов 0.1–0.2 кэВ будет соответствовать более чем 1 миллиону Кельвинов, а нейтронных звёзд (1.1–1.5 кэВ) — 10 миллионов Кельвинов и выше. И это оказалось очень просто: не нужно никаких громоздких теоретических моделей или сложного оборудования. Всё, что требуется — наблюдать объект во время рентгеновской вспышки и измерить спектральный индекс. Результаты опубликованы в World Journal of Physics. Почему это важно? А важно это как минимум потому, что это следующий шаг в изучении эволюции звёзд и свойств материи в экстремальных условиях. Новый метод позволит астрономам точнее определять природу компактных объектов в двойных системах. А в будущем это поможет лучше понять процессы, которые проистекают во Вселенной (только представьте, сколько всего мы ещё не знаем?). Представьте, что вы ищете чёрную кошку в тёмной комнате. Долгое время была только одна подсказка — кошачье мяуканье, а теперь у вас появился фонарик, который освещает небольшой участок комнаты. Именно так можно описать важность открытия учёных МГУ для астрономии. А изучение звёзд помогает нам лучше понять не только устройство Вселенной, но и своё место в ней. Ведь каждый атом нашего тела, каждая крупица материи вокруг нас — это часть грандиозного космического круговорота, в котором рождаются, живут и умирают звёзды.