Красный карлик

Красные карлики – это самые мелкие и холодные звёзды из присутствующих на диаграмме Герцшпрунга — Рассела. При этом они одновременно — самые распространённые звёзды в Млечном пути (до трёх четвертей от всего звёздного населения) и самые сложные для обнаружения: поскольку они очень маленькие и неярко светят. Ночью, к примеру, вы не сможете увидеть невооружённым глазом ни одну такую звезду.

Из наших соседей, принадлежащих к красным карликам, самые холодные имеют температуру всего 2000 К, а самые мелкие – радиус в 10 раз меньше, чем у Солнца. Самые тусклые красные карлики имеют собственную светимость в 10 000 раз меньше, чем у Солнца, самые яркие – в 10 раз меньше. В зависимости от определения красного карлика самые мелкие и тусклые из них вообще могут пересекаться по характеристикам с коричневыми карликами, которые и звёздами-то, по большому счёту, не являются.

Зато из-за малой массы и температуры «сжигают» они своё ядерное топливо очень медленно, а в звёздах в три и более раз легче солнца гелий, полученный синтезом из водорода, к тому же способен перемешиваться по всей массе звезды и не скапливаться в ядре. В результате светят они с одной и той же яркостью и живут невероятно долго – триллионы лет (для сравнения, звёзды типа Солнца находятся на главной последовательности всего около 10 млрд лет). Поэтому за время существования Вселенной (13,8 млрд лет) ещё ни один красный карлик не успел дойти до финальных ступеней своей эволюции.

Термин «красный карлик» астрономы впервые применили ещё в 1915 году – правда, тогда просто для того, чтобы отличать менее яркие, «красные» звёзды, от более ярких, «голубых». По современным понятиям такие звёзды принадлежат к наиболее холодным представителям спектрального класса К и к горячим представителям спектрального класса М. По последним наблюдениям, самые холодные звёзды, принадлежащие к главной последовательности, встречаются в классах L2 и L3.

Магнетар

5 марта 1979 года, через несколько месяцев после успешной отправки на Венеру спускаемых аппаратов, советские автоматические межпланетные станции «Венера-11» и «Венера-12» проводили научный эксперимент «Конус». В процессе эксперимента АМС зафиксировали мощную вспышку гамма-излучения с последующими пульсациями. Количество попадавших в счётчики излучения частиц за долю секунды выросли со 100 до 200 000. Через 11 секунд поток частиц достиг зонда «Гелиос-2», запущенного НАСА к Солнцу. Потом этот поток, очевидно, проходивший через всю Солнечную систему, достиг спутников Земли и наземных детекторов.

Поток частиц стал самым мощным гамма-излучением, источник которого находится вне Солнечной системы, зафиксированным на тот момент. Благодаря тому, что излучение зафиксировали несколько удалённых друг от друга космических кораблей, а скорость распространения излучения равна скорости света, положение источника получилось вычислить с точностью до двух угловых секунд. Эта точка на небе совпала с положением останков звезды, превратившейся в сверхновую около 3000 года до н.э. Она находилась в Большом Магеллановом облаке и получила обозначение SGR 0525−66.

Теорию о происхождении этого источника излучения разработали много позже. В 1992 году астрофизики Роберт Данкан и Кристофер Томпсон выдвинули гипотезу, за которую впоследствии получили премию Бруно Росси. Их теория, впоследствии развитая другими учёными, сейчас считается общепринятой.

Нейтронная звезда – это остатки сколлапсировавшей звезды, имевшей массу в 10-25 солнечных. После коллапса звезда превращается в небесное тело диаметром около 20 км и массой в 1,4 солнечных (плотность её, таким образом, достигает величин в 10¹⁴-10¹⁵ г/см³; чайная ложка такого «вещества» весила бы на Земле более 100 млн тонн). Обычно нейтронные звёзды характеризуются быстрым вращением, от 1 до 10 раз в секунду.

На сегодня предполагается, что некоторые нейтронные звёзды каким-то образом генерируют мощнейшее магнитное поле (10⁹ – 10¹¹ Т), порождающее характерные вспышки рентгеновского и гамма-излучения. Также эти нейтронные звёзды вращаются медленнее обычных, раз в 1-10 секунд. Нейтронные звёзды с таким мощным магнитным полем называют магнетарами.

Мощное магнитное поле магнетаров не может сохраняться долго, и затухает примерно за 10 000 лет. Учитывая количество наблюдаемых в Млечном Пути магнетаров, их примерное количество в нашей Галактике оценивается в 30 млн. На поверхности магнетаров могут происходить сильные потрясения («звёздотрясения»), в результате которых рождаются гамма-вспышки рекордной мощности.

На сегодня первый магнетар, излучение которого зафиксировали учёные, SGR 0525−66, остаётся единственным известным магнетаром, расположенным за пределами Млечного Пути. Магнетары – самые мощные из всех известных нам во Вселенной магнитов. На расстоянии в 1000 км от магнетара не может существовать жизнь, поскольку его магнитное поле разрушит электронные облака вокруг атомов любого объекта. На половине расстояния от Земли до Луны магнитное поле магнетара стёрло бы информацию с чипов всех банковских карт мира.

Межзвёздная среда

Впервые астрономы сформулировали понятие межзвёздного пространства в XVII веке: о нём в 1626 году писал английский философ, историк, публицист и государственный деятель Фрэнсис Бэкон. До появления электромагнитной теории физики считали, что существует «светоносный эфир» — невидимая среда, переносящая свет. Считалось, что он проникает везде, в том числе и заполняет пространство между звёздами.

Американский астроном Эдвард Эмерсон Барнард первым получил фотографии тёмных туманностей, видимых на звёздном фоне. Подтверждённое открытие наличия холодной рассеянной материи в межзвёздном пространстве при помощи абсорбционной спектроскопии сделал немецкий астроном Йоханнес Франц Хартман. Первым выдвинул общепризнанную сегодня теорию о том, что межзвёздная материя присутствует во Вселенной в виде облаков, высказал советский астрофизик, астроном, один из основоположников теоретической астрофизики Виктор Амазаспович Амбарцумян.

Сегодня межзвёздной средой называют всё то, что присутствует во Вселенной в промежутках между звёздными системами. Это материя в виде ионизированных, атомных и молекулярных газов, а также космическая пыль и космические лучи. Межзвёздная среда заполняет как пустоты между звёздами в пределах галактики, так и пустоты между галактиками. Также астрономы используют такое понятие, как межзвёздное поле излучения, имея в виду электромагнитное излучение, заполняющее это пространство.

В основном межзвёздная среда состоит из водорода (более 90% по количеству частиц) и гелия (чуть меньше 10%), а также небольшого количества (0,1%) более тяжёлых элементов: углерода, кислорода и азота. Материя в межзвёздной среде преимущественно находится в молекулярной форме, в количестве вплоть до 10⁶ молекул на кубический сантиметр. В горячих ионизированных участках среды плотность ионов может падать до 10^-4 штук на см³. Для сравнения, в воздухе на уровне моря содержится около 10¹⁹ молекул на см³, а в лабораторной камере глубокого вакуума — 10¹⁰ на см³.

Межзвёздная среда занимает важное место в астрофизике, играя роль перехода роли между звёздным и галактическим масштабами. Звёзды формируются в самых плотных областях межзвёздной среды, что в конечном итоге способствует образованию молекулярных облаков и пополняет среду материей и энергией за счет планетарных туманностей, звёздных ветров и взрывов сверхновых. Это взаимодействие между звёздами и межзвёздным пространством помогает определить скорость, с которой галактика теряет газы, и, следовательно, оценить продолжительность активного звездообразования.

Первым рукотворным объектом, добравшимся до межзвёздной среды, стал космический аппарат «Вояджер-1» 25 августа 2012 года. Его близнец «Вояджер-2» сделал это 5 ноября 2018 года. Пока эти аппараты будут функционировать (по оценкам, до 2025 года), они помогут нам изучать межзвёздную плазму и пыль.