Марк Перельман - Наблюдения и озарения или Как физики выявляют законы природы

Звезды можно разделить на три больших класса: нормальные звезды, белые карлики, нейтронные звезды. Рассмотрим их структуры чуть подробнее.

Как мы говорили, нормальная звезда находится в равновесии, если давление излучения в ней уравновешивает силы гравитационного сжатия[64]. Кроме того, должна быть обеспечена возможность выхода наружу энергии ядерных реакций, идущих внутри звезд, в виде потоков фотонов и нейтрино. Если же выход энергии наружу недостаточно быстр, то происходит взрыв звезды, сопровождаемый расширением ее верхних оболочек, их сбрасыванием.

Все это является достаточно очевидным с позиций физики, но нужно определить, каким звездам и когда, на каком этапе развития грозит опасность подобной катастрофы.

С самого начала ясно, что чем больше масса звезды, тем вероятнее ее взрыв, а убедиться в этом позволяет просто теория размерностей — та самая, исходя из которой еще Леонардо да Винчи утверждал, что слишком большие животные существовать на Земле не могут. И действительно, если радиус звезды увеличится в два раза (принимаем, что плотность вещества в ней не меняется), то объем ее, а значит, и скорость накопления энергии ядерного синтеза, возрастет в восемь раз. Но ведь поверхность звезды, через которую эта энергия должна удаляться, возрастает только в четыре раза (сравниваем зависимости объема и поверхности шара от радиуса), а она не всегда может пропустить через себя такое количество энергии. Таким образом, может наступить перегрев звезды — вот и причина ее раннего взрыва. (Еще раз подчеркнем, что рассуждения такого типа, размерные прикидки служат обязательным начальным импульсом для последующих более утонченных и несравнимо более трудоемких расчетов.)

Отсюда было показано, что звезда с массой Солнца может существовать порядка 30 миллиардов лет, а звезда с массой в 50 раз большей может взорваться всего через 3 миллиона лет. Этот срок много меньше возраста Галактики (около 15 миллиардов лет), а так как яркие гигантские звезды в ней существуют, то, стало быть, их формирование продолжается и сейчас. И притом яркие синие, т. е. более горячие, звезды в нашей Галактике и во внешних галактиках всегда находятся вблизи гигантских облаков газа и пыли, откуда, видимо, и черпают материал своей массы. (Плотность тяжелых элементов в составе Земли указывает как будто на то, что это вещество дважды было переработано во взрывах сверхновых звезд.)

В белый карлик, после сброса оболочки, может обратиться звезда, масса которой составляла не более 1,4 от массы Солнца (чандрасекаровский предел[65], примерно тогда же аналогичный результат получил и Л. Д. Ландау). Это очень плотные образования, их радиус порядка 1 % от радиуса Солнца, а плотность до тысячи кг на куб. см. Давление в них, которое противостоит силам гравитационного сжатия, обусловлено принципом Паули: вспомним, что никакие два фермиона, в частности два электрона, не могут иметь одинаковые квантовые числа, поэтому в такой звезде спектр энергий частиц должен быть велик, и их соответствующие импульсы не позволяют ей продолжать сжатие.

Если же масса звезды выше чандрасекаровского предела, то наступает гравитационный коллапс (от латинского «коллапсус» — ослабевший, одряхлевший), ее дальнейшее сжатие. Для звезд с массой не больше 2–3 масс Солнца оно заканчивается на стадии нейтронной звезды, более массивные звезды преобразуются в релятивистские черные дыры.

Нейтронную звезду можно представить себе как одно гигантское атомное ядро: большинство протонов при его образовании превращается в нейтроны, испуская при этом нейтрино и позитроны, аннигилирующие с электронами, которые были в среде (впервые предположение о возможности существования таких объектов выдвинул в 1932 г. Л. Д. Ландау). Поэтому плотность вещества в них достигает 1014 г/см3 (до млрд тонн на куб. см), температура в центре в начале процесса 1011 градусов, а интенсивность всплеска излучения такова, что за 10-100 с она падает в сто раз. У нейтронных звезд должны существовать твердые нейтронные кора и ядро, между которыми находится жидкая — из нейтронов! — оболочка и тому подобные чудеса.

Итак, момент образования нейтронной звезды должен характеризоваться коротким всплеском излучения нейтрино. Именно такой всплеск повезло зафиксировать, как описано выше, группе Масатоси Косиба в момент образования сверхновой звезды SN1987А. Таким образом, был подтвержден один из сценариев образования сверхновых, самых ярких из наблюдаемых вспышек (в нашей Галактике их зафиксировано шесть, последняя — вспышка сверхновой Кеплера — произошла в 1604 г.).

А что должно наблюдаться на месте этой вспышки?

Астрономические наблюдения издавна проводили лишь в видимой области спектра, но для выявления физических процессов в небесных телах нужно следить за всем спектром электромагнитного излучения. Развитие радиолокации в годы войны 1939–1945 гг. позволило начать разработку методов и устройств радиоастрономии (необходимо отметить большую роль В. Л. Гинзбурга и И. С. Шкловского в создании ее методов). Исследования в этом диапазоне во много раз расширили понимание процессов на Солнце и в межзвездном газе и привели к открытию целого ряда источников, не видимых в оптическом диапазоне или не проявлявших в нем каких-либо особенностей (так были, в частности, открыты целые радиогалактики).

В Кембридже в 1960-е гг. был построен радиотелескоп, состоящий из сочетания более 2000 отдельных антенных элементов, установленных на площади в два гектара. Такой телескоп, конечно, не вращается — он просматривает определенные участки неба, меняющиеся с вращением Земли. Среди прочих наблюдениями на нем и обработкой результатов под руководством Энтони Хьюиша (р. 1924) занималась аспирантка Джоселин Белл: ее темой были быстрые флуктуации радиоизлучения от космических источников, попадающих в поле зрения телескопа при суточном вращении Земли.

0 том, что при этом случилось в июле 1967 г., она спустя несколько лет вспоминала так: «Через шесть или восемь недель после начала исследований я обратила внимание на какие-то отклонения сигнала, зарегистрированного самописцем. Эти отклонения не очень походили на мерцания радиоисточника; не были они похожи и на земные радиопомехи. Кроме того, мне вспомнилось, что подобные отклонения мне однажды встречались и раньше, когда регистрировалось излучение от этого же участка неба… Импульсы были разделены интервалом в одну и одну треть секунды. Я тотчас же связалась с Тони Хьюишем, который читал в Кембридже лекцию для первокурсников. Первой реакцией его было заявить, что импульсы — дело рук человеческих. Это было естественно при данных обстоятельствах. Однако мне почему-то казалось возможным, что сигнал может идти и от какой-нибудь звезды. Все-таки Хьюиш заинтересовался происходящим и на другой день пришел на телескоп как раз в то время, когда источник входил в поле зрения антенны — и сигнал, к счастью, появился снова».

С одной стороны, источник, по всей очевидности, имел внеземное происхождение, поскольку сигнал появлялся всякий раз, когда телескоп оказывался направлен на этот участок неба. С другой стороны, импульсы выглядели так, как будто их посылают люди. Быть может, это представители внеземной цивилизации? Хьюиш и Белл попросту перепугались: вдруг им сигнализируют инопланетяне, представились почему-то какие-то «зеленые человечки»!

Сейчас наблюдается такое количество пульсаров, что в нашей Галактике их должно быть около миллиона. Уже несколько десятилетий ведутся наблюдения удаленных галактик, чтобы установить, сколько взрывов сверхновых происходит в среднем за столетие. А это позволит выяснить, сколько нейтронных звезд возникло с древнейших времен в нашем Млечном Пути. Оказывается, что число пульсаров значительно превосходит то количество нейтронных звезд, которое могло образоваться в результате взрывов сверхновых. Значит ли это, что пульсары могут возникать и иным путем? Быть может, некоторые пульсары образуются не в результате взрывов звезд, а в ходе менее эффектных, но более упорядоченных и мирных процессов?

Но если это не «азбука Морзе», а естественный процесс, излучение некоего «пульсара», то как он может происходить с таким малым периодом — около секунды с повторениями импульсов? У наиболее «быстрых» переменных звезд период изменения блеска может составлять один час или того меньше, но ведь не секунды!

По скорости изменения интенсивности излучения можно оценить размеры той области пространства, из которой оно исходит, — до нас ведь свет от разных частей участка доходит за чуть разное время.

Из наблюдаемой длительности импульсов можно было заключить, что объект, от которого исходит импульс, имеет в поперечнике не больше нескольких сотен километров.