Век звёзд немыслимо долог по меркам человеческой жизни, но вовсе не безграничен, и казавшееся вечным небесное светило однажды заканчивает свой путь. Итог жизни звезды определяется её массой, и, стало быть, силой гравитации собирающей вещество звезды вместе. Пока звезда активна, колоссальное давление и температура поддерживают котел термоядерной реакции в её недрах, перегоняя водород в гелий и дальше по таблице Менделеева, вплоть до железа. Порождаемое термоядерной реакцией излучение раздувает звезду изнутри, не давая её внешним слоям провалиться внутрь, сложившись вместе. Именно поэтому звезды настолько огромны.

Но что происходит, когда термоядерная реакция заканчивается? Заканчивается потому, что все легкие элементы истощились. Звезды массой до полутора солнечных, становятся белыми карликами – звездами, сжатие которых остановлено взаимодействием электронов между собой. Непрерывно двигающиеся электроны удерживают атомные ядра, не давая им провалиться под силой гравитации. Но давление электронов ограничено скоростью света, и поэтому при превышении звездой массы в 1.5 массы Солнца, электроны уже не в силах сдержать коллапс. В таком случае жизнь звезды заканчивается мощнейшим взрывом, когда часть материи развеивается в пространстве, а оставшаяся коллапсирует под действием силы тяжести. И если масса звезды превышает солнечную более чем в десять раз, то силу гравитации не в силах удержать уже ничто и звезда коллапсирует в объект бесконечной плотности – черную дыру.

А если масса звезды лежит в диапазоне от 1.5 до 10 масс Солнца? Если эта масса от 1.5 до 3 масс Солнца, то дальнейший путь четко определён – это нейтронная звезда. Звезда, сжатие которой остановлено самими соприкоснувшимися атомными ядрами. Протоны и электроны при этом вдавливаются друг в друга, образуя нейтроны. Именно поэтому нейтронные звезды и называются нейтронными, потому что состоят преимущественно из нейтронов. Такие звезды, по сути своей являются одним колоссальным атомным ядром. Плотность этих звезд немыслима, крупица вещества такой звезды весит больше горного хребта, при массе в полторы солнечных её радиус около 11-13 километров. А само вещество проявляет очень интересные свойства. Главной силой внутри них становится сильное взаимодействие, которые и удерживает в обычных условиях протоны и нейтроны внутри ядра, не позволяя им разлететься.

Например, нейтроны в её ядре обладают сверхтекучестью, а протоны являются сверхпроводниками. Поверхность такой звезды скрыта под океаном глубиной в несколько сотен метров. А дно океана представляет собой кору толщиной в несколько километров. Эта кора состоит из атомных ядер, которые застыли в электронном газе. А между ядром и поверхностью нейтроны образуют сложные структуры вроде трубок или плоских слоёв. По некоторым гипотезам, на их основе даже возможно существование особой, нейтронной жизни.

А как быть с теми звездами, чья масса больше 3 солнечных, но меньше 10? Здесь всё становится ещё интереснее, а вернее страннее. Атомные ядра уже не в состоянии сдерживать силу гравитации, и они сдавливаются ещё сильнее, распадаясь на составные части – кварки. Нейтроны и протоны состоят из двух видов, up и down кварк. Но помимо них также существуют их сородичи, так называемые странные кварки. Смешиваясь под действием гравитации в сплошной кварковый суп, образуется странное вещество. Если получившаяся звезда состоит только из up и down кварков, она является кварковой. Если же примешиваются странные кварки, то и звезду можно назвать странной. Кварковое вещество обладает свойствами ещё более интересными, чем нейтронное. Так кварковые звезды могут иметь свойство «цветной сверхпроводимости» связанное с ещё одним параметров кварков – цветом. На поверхности таких звезд свирепствуют чудовищные электрические поля, своей силой способные соперничать даже с гравитацией.

Но как же обнаружить кварковые звезды? А это очень затруднительно, ведь они могут быть покрыты слоем нейтронного вещества, и со стороны казаться обычной нейтронной звездой. Но такие способы имеются. Одним из таких является большая скорость остывания кварковой звезды по сравнению с нейтронной. Другим способом является сравнение мощности взрыва сверхновой, взрыв кварковой сверхновой является одним из самых мощных всплесков энергии во вселенной.

Одним из кандидатов на кварковые звезды является RX J1856.5-3754, нейтронная звезда, находящаяся всего в 150 световых годах от Солнца, чей размер значительно меньше, чем свойственно нейтронным звездам. Другой же кандидат, звезда 3C58, отличается слишком высокой скоростью остывания для нейтронной звезды. Но этих данных все равно недостаточно, для признания существования кварковых звезд. Можно лишь признать, что эти кандидаты не похожи на правильные нейтронные звезды. Но не то, что они являются именно кварковыми звездами, которые так и остаются лишь гипотетическими космическими объектами.

Южнaя Kopoнa – coзвeздиe, кoтopoe зaнимaeт нeбoльшoй учacтoк в южнoм нeбe. C лaтыни «Corona Australis» oзнaчaeт «южнaя кopoнa». Coзвeздиe Южнaя Kopoнa нaxoдитcя мeжду coзвeздиями Cтpeльцa и Cкopпиoнa. B cмыcлoвoм знaчeнии этo кopoнa, пpинaдлeжaщaя кeнтaвpу (Cтpeлeц). Ho oнo нe нeceт в ceбe мифa. Bпepвыe ee внec в cпиcoк Птoлeмeй вo втopoм вeкe, вмecтe c Ceвepнoй Kopoнoй.

Coзвeздиe Южнaя Kopoнa cчитaeтcя пpeдcтaвитeлeм мaлeнькиx coзвeздий. C плoщaдью в 128 квaдpaтныx гpaдуcoв зaнимaeт вceгo лишь 80-ю пoзицию пo paзмepу. Oxвaтывaeт тpeтий квaдpaнт в южнoм пoлушapии (SQЗ). Eгo мoжнo oтыcкaть в шиpoтax oт +40 дo -90 градусов. Coceдcтвуeт co Cкopпиoнoм, Cтpeльцoм, Жepтвeнникoм и Teлecкoпoм.

Beличинa звeзд нe пpeвышaeт З.00, a тaкжe нe нaxoдятcя к нaм ближe З2.6 cвeтoвыx лeт (10 пapceкoв). Яpчaйшaя звeздa – Aльфa Южнoй Kopoны, a ближaйшaя – HD 166З48 (K6Vk), удaлeннaя нa 42.26 cвeтoвыx лeт. Bмeщaeт двe звeзды c плaнeтaми. Oднa из ниx (HD 166724) – кapлик K-типa c дoлгoпepиoдичнoй плaнeтoй, кoтopaя вxoдит в гpуппу из тpex плaнeт c нaибoлee экcцeнтpичным пepиoдoм (5 лeт). He pacпoлaгaeт oбъeктaми Meccьe. Bыдeляютcя: Tумaннocть Южнoй Kopoны и Cкoплeниe Южнoй Kopoны. Ecть мeтeopный пoтoк – Kopoнa Aуcтpиниды. Paccмoтpитe cxeму coзвeздия Южнaя Kopoнa нa кapтe звeзднoгo нeбa.

Xoтя в нaзвaнии фигуpиpуeт cлoвo «кopoнa», гpeки изнaчaльнo гoвopили o вeнкe. Пepeд тeм, кaк Птoлeмeй выдeлил звeздный учacтoк кaк oтдeльнoe coзвeздиe, этo был кpужoк звeзд вoзлe пepeднeгo кpaя кeнтaвpa (Cтpeльцa). Инoгдa coзвeздиe вce жe cвязывaют c мифoм o Диoниce. B этoй иcтopии, бoг oтпpaвил кopoну нa нeбo пocлe тoгo, кaк ocвoбoдил cвoю мaть Ceмeлу из лaп пoдзeмнoгo бoгa Aидa. Ho oчeнь чacтo миф oтнocят к Ceвepнoй Kopoнe. C caмoгo нaчaлa Птoлeмeй нaшeл в coзвeздии 1З звeзд, нo oднa из ниx пepeкoчeвaлa в Teлecкoп и cтaлa Aльфoй Teлecкoпa.

RX J1856.5-З754 – нeйтpoннaя звeздa в 400 cвeтoвыx гoдax (ближaйшaя нeйтpoннaя звeздa к нaшeй cиcтeмe). Cкopocть движeния – 108 км/c. Пoлaгaют, чтo oнa пoявилacь из-зa взpывa cвepxнoвoй пpимepнo миллиoн лeт нaзaд. Cнaчaлa пoкaзaлocь, чтo ee диaмeтp зaнимaeт вceгo 4-8 км, пoэтoму ee cчитaли кaндидaтoм нa квapкoвую звeзду. Ho пoзжe выяcнилocь, чтo ee диaмeтp дoxoдит 14 км и пepeд нaми нeйтpoннaя звeздa. Bxoдит в cocтaв «Beликoлeпнoй ceмepки» – гpуппa мoлoдыx, ocтывaющиx изoлиpoвaнныx нeйтpoнныx звeзд, пpoизвoдящиx лeгкoe peнтгeнoвcкoe излучeниe. Удaлeны oт нac нa 200-500 пapceкoв.

В 1996 году астрофизик Фред Уолтер открыл странный объект в созвездии Южной Короны в 122 парсеках от Земли (400 световых лет), названный в последствии RX J1856. 5-3754 и чуть позже в этом же году он подтвердил, что объект является радиотихой нейтронной звездой. С того момента и по сегодняшней день она является ближайшей к нашей планете нейтронной звездой. Её масса составляет около 0.9 масс Солнца, возраст оценивается в 1 миллион лет, а температура равна приблизительно в 700 тысяч Кельвин.

Выше упоминалось, что эти звёзды называют радиотихими. Но почему? Дело в том, что, несмотря на большое количество попыток зафиксировать радиоизлучение, исходящее от этих звёзд, это всё ещё никому не удалось сделать в полной мере. Последние данные от радиотелескопа GBT показали, что был обнаружен очень слабый радиосигнал на низких частотах, однако эти данные не были приняты на 100% и все ещё требуют более точного подтверждения. Но зато все звёзды из этого класса испускают мягкие рентгеновские лучи. Происходит это из-за постепенного охлаждения этих звёзд, подтверждающегося абсолютно чёрным спектром всех этих тел, что говорит о том, что они поглощают абсолютно всё электромагнитное излучение, падающее на них, независимо от угла и частоты падения.

RX J1856.5-3754 (также используют названия RX J185635-3754, RX J185635-375, и некоторые другие обозначения) – это ближайшая нейтронная звезда в созвездии Южной Короны. Предполагается, что она была образована взрывом сверхновой её звезды-компаньона около миллиона лет назад. Была открыта в 1992 году, и наблюдения в 1996 году подтвердили, что она – ближайшая к Земле обнаруженная нейтронная звезда. Изначально считалось, что расстояние до неё около 150-200 световых лет, но дальнейшие наблюдения с помощью обсерватории Чандра в 2002 году показали, что дистанция больше – около 400 световых лет. Звезда двигается со скоростью 108 км/с.

Объединив данные обсерватории Чандра и телескопа Хаббл, астрономы обнаружили, что RX J1856 излучает как твёрдое тело с температурой 700000 градусов Цельсия и имеет диаметр около 4-8 км. Этот оценочный размер слишком мал, чтобы согласовываться со стандартной моделью нейтронной звезды, поэтому предполагалось, что она может быть кварковой звездой. Однако дальнейший анализ наблюдений Чандры и Хаббла показал, что температура на поверхности ниже, только 434000 градусов и радиус больше, около 14 км. Таким образом, RX J1856.5-3754 исключена из списка кандидатов в кварковые звёзды.

Вакуумное двупреломление – это очень необычный квантовый феномен, наблюдавшийся только на атомном уровне. В теории он может происходить, например, возле нейтронных звезд. Благодаря наличию очень мощных магнитных полей, возле таких звезд могут хаотичным образом возникать области с появляющейся и исчезающей материей.

В 1930-х годах немецкие физики Вернер Гейзенберг и Ганс Генрих Ойлер вывели теорию, согласно которой намагниченный вакуум по отношению к проходящему сквозь него свету может вести себя как призма. Совсем недавно ученые из итальянского Национального института астрофизики и Зеленогурского университета (Польша) стали свидетелями этого необычного свойства вакуума.

Используя Очень Большой Телескоп (VLT) Европейской Южной обсерватории, ученые под руководством Роберто Мигнани провели наблюдение за звездой RX J1856.5-3754, находящейся в 400 световых годах от нас. Нейтронные звезды, как правило, очень компактны, однако в десятки раз более массивны, по сравнению с нашим Солнцем. Благодаря этому они обладают очень мощными магнитными полями. Вакуум в обычном состоянии (по крайней мере согласно Эйнштейну и Ньютону) ничем себя не проявляет, и свет может распространяться через него без каких-либо изменений.

Однако согласно квантовой электродинамике (QED), пространство заполнено бесконечно появляющимися и исчезающими виртуальными частицами. Очень мощные магнитные поля, например, те, которые обычно имеются возле нейтронных звезд, могут модифицировать свойства пространства.

Используя новое оборудование Очень Большого Телескопа в Чили, исследователи смогли провести наблюдение за нейтронной звездой в видимом спектре, фактически раздвинув границы существующих технологий наблюдений.

Исследование звезды RX J1856.5-3754 показало наличие значительного уровня линейной поляризации (16 процентов), которую ученые интерпретировали как следствие эффекта вакуумного двупреломления.

Несколько лет назад немецким рентгеновским спутником-обсерваторией ROSAT был обнаружен рентгеновский источник RX J1856.5-3754. Более поздние наблюдения космическим телескопом Hubble показали чрезвычайно слабую оптическую эмиссию этого источника и окончательно доказали, что этот объект является изолированной нейтронной звездой.

Не было обнаружено никаких признаков остатка сверхновой, следовательно, возраст этой звезды должен равняться по крайней мере 100000 лет. Интересно, что в отличие от более молодых изолированных нейтронных звезд или нейтронных звезд в двойных звездных системах RX J1856.5-3754 не показывает никаких признаков активной деятельности типа переменности или пульсаций.

Уникальный объект сразу привлек к себе внимание многих астрономов. Рентгеновские наблюдения показали очень высокую температуру звезды. Однако считается, что с момента рождения нейтронные звезды теряют энергию и непрерывно остывают. Как может старая нейтронная звезда быть настолько горячей?

Одно из возможных объяснений состоит в том, что некоторый межзвездный материал, газ и/или зерна пыли, захватывается мощным гравитационным полем звезды. Такие частицы могли бы свободно падать на нейтронную звезду, достигая ее поверхности со скоростью, равной приблизительно половине скорости света. Так как кинетическая энергия этих частиц пропорциональна квадрату скорости, то даже малые количества вещества обладают энергией, достаточной для разогрева нейтронной звезды.

Небольшая область немного выше и правее центра фотографии показывает обнаруженную малую конусообразную туманность – результат излучения атомов водорода – вблизи нейтронной звезды RX J1856.5-3754. Сама звезда – слабый объект синего цвета, расположенный очень близко к верхней части конуса. Аналогичные конусообразные туманности были найдены вокруг быстровращающихся радиопульсаров и массивных звезд. Однако туманность вокруг этих объектов образуется в результате сильного оттока частиц из звезды или пульсара ("звездный ветер"), которые сталкиваются с межзвездным веществом.

При сравнении результатов проведенных наблюдений с наблюдениями этого объекта в 1997 году выяснилось, что с тех пор нейтронная звезда переместилась примерно на 200 световых лет, что соответствует скорости 100 км/c. При такой высокой скорости она могла захватить достаточно вещества из межзвездного пространства, которое могло разогреть ее поверхность до такой высокой температуры.

В настоящее время еще не определено, достаточно ли высока плотность окружающего звезду межзвездного вещества, чтобы разогреть ее до наблюдаемой температуры. Однако, возможно, что в прошлом нейтронная звезда смогла собрать большее количество вещества во время своего путешествия через межзвездное пространство, чтобы разогреться, а теперь медленно остывает. Через несколько миллионов лет она станет невидимой, пока не встретит на своем пути другую плотную межзвездную область. И так далее...