Взрывающиеся солнца. Тайны сверхновых

Еще один «подозрительный» объект, называемый «Лебединая петля», имеется, как можно догадаться, в созвездии Лебедя. Его составляют искривленные пряди туманности, напоминающие часть кольца диаметром 3°, или 6-кратная ширина полной Луны. Если это — остаток сверхновой, то извержение звезды случилось около 60 000 лет назад.

Другая необычная структура впервые привлекла внимание астрономов в 1939 г., когда американский астроном русского происхождения Отто Струве (1897–1963) заметил едва различимую туманность в южном созвездии Паруса. С 1950 по 1952 г. находку не выпускал из поля зрения австралийский астроном Колин С. Гам (1924–1960), опубликовавший свои наблюдения в 1955 г. Оказалось, что туманность Гама, как ее теперь называют, — это крупнейшая из ныне известных; она охватывает, наверное, шестнадцатую часть неба, однако так разрежена, что ее нелегко заметить; кроме того, ее наблюдение из Соединенных Штатов или Европы затруднено, поскольку она находится слишком далеко на юге.

Туманность Гама имеет грубо сферическую форму и почти 720 парсек в поперечнике. Центр ее находится на расстоянии 460 парсек от Солнечной системы, что делает ее самой близкой из всех известных туманностей. Ее ближайший край лежит от нас всего в 100 парсеках, и ученые одно время всерьез даже подозревали, что наша Солнечная система входит в ее пределы.

Эта туманность может быть следствием сверхновой, взорвавшейся 30 000 лет назад, которая, по-видимому, в течение краткого времени светила с яркостью полной Луны. В то время уже существовал вид homo sapiens. Любопытно бы знать, заметили ли неандертальцы, обретавшиеся далеко на юге, эту вторую Луну на небосводе.

НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ

Если сверхновая — видимая вспышка взрывающейся звезды — обнаруживает энергию гораздо большую, чем обычная новая, то на основании представлений 20-х годов было бы логично заключить, что часть звезды, которая не была выброшена в пространство в виде газопылевого облака, сжалась (коллапсировала) до размеров белого карлика.

Центральная звезда Крабовидной туманности была голубоватой и горячей, такая же звезда существовала в центре туманности Гама. Может быть, и все другие остатки сверхновых имели в центре своем белых карликов, которые часто бывали слишком слабы для наблюдения? Казалось совершенно ясно, что маленькие горячие звезды в центре Крабовидной туманности и туманности Гама видны лишь потому, что эти звездные остатки оказались в относительной к нам близости.

Первое сомнение на счет того, что белые карлики могут быть единственно и повсеместно результатом звездного сжатия (коллапса), связано с работой американского астронома индийского происхождения Субрахманьяпа Чандрасекара (р. 1910). Он считал, что, когда звезда коллапсировала, образовавшийся белый карлик больше не способен иметь ядерные реакции, поэтому нельзя рассчитывать на энергию синтеза, которая могла бы удержать его от сжатия.

И все-таки белый карлик не сжимался так плотно, как можно было ожидать. Если бы атомы разрушились и материя сжалась до соприкосновения атомных ядер друг с другом, то объект, подобный нашему Солнцу, съежился бы до размеров шара диаметром всего 14 км. Белые карлики достигают в диаметре 12 000 км, и крошечные ядра все еще достаточно далеки друг от друга. Даже при такой плотности, по правде говоря, белый карлик ухитрялся каким-то образом вести себя как газ.

Чандрасекару удалось показать, что силой, удерживающей карлик в таком полусжатом состоянии, были содержащиеся в нем электроны. Электроны уже не существовали как часть атомов, но пребывали в беспорядочном движении, как своего рода электронный газ. Сближаясь, они отталкивали друг друга, и даже мощное гравитационное поле белого карлика не могло стиснуть их выше определенной точки. Чем массивнее белый карлик, тем сильнее гравитационное поле, а чем сильнее это поле, тем плотнее сжимается электронный газ. Отсюда следует: чем массивнее белый карлик, тем меньше его диаметр.

В какой-то момент способность электронного газа противостоять давлению бывает сломлена и белый карлик коллапсирует.

В 1931 г. Чандрасекар высчитал, что такая катастрофа имеет место при массе, равной 1,44 массы Солнца. Она известна как «предел Чандрасекара». Все без исключения белые карлики, масса которых была определена, имеют массу меньше 1,44 массы Солнца.

Сначала это нисколько не озадачило ученых. Ведь свыше 95 % существующих звезд имеют массу ниже предела Чандрасекара и, попросту говоря, не имеют другого выбора, как превратиться в белый карлик.

С другой стороны, даже для незначительного меньшинства звезд, масса которых выше этого предела, проблемы как будто тоже не существует. Перед коллапсом звезды взрываются и отбрасывают наружные покровы, теряя тем самым в своей массе. Чем массивнее звезда, тем сильнее будет взрыв и поэтому тем крупнее будет потеря массы. Крабовидная туманность, включающая массу, рассеянную в результате взрыва сверхновой 1054 г., имеет массу в три раза больше солнечной.

Можно было рассуждать так: каждая массивная звезда, прежде чем коллапсировать, взрывается и «сбрасывает» с себя так много собственной массы, что оставшаяся в ядре всегда будет меньше 1,44 массы Солнца и, следовательно, сожмется в белый карлик.

Однако у Чандрасекара было одно сомнение. Если звезда первоначально была настолько массивной, что даже после того, как она сбросила всю, какую могла, массу, то остаток был все еще больше 1,44 массы Солнца? В таком случае, пережив свой коллапс, она все-таки не станет белым карликом. А что же случится? Давайте продумаем до конца. Белый карлик состоит из атомных ядер и электронов. Атомные ядра построены из протонов и нейтронов. Нейтроны не имеют никакого электрического заряда, протоны имеют положительный электрический заряд, который в точности равен заряду всех остальных протонов и произвольно принимается за единицу. Иначе говоря, каждый протон имеет заряд +1.

Все электроны тоже имеют подобные заряды, но отрицательные. Каждый электрон несет заряд, прямо противоположный заряду протона, и заряд его поэтому -1.

Протоны и электроны, обладая разноименными зарядами, притягивают друг друга, но только до определенного предела. Когда они приближаются друг к другу слишком близко, берут верх другие силы и возникает отталкивание гораздо более сильное, чем притяжение разноименных, зарядов. Это другая причина, и причина более существенная, чем взаимное отталкивание электронов, удерживающее белый карлик от чрезмерного сдавливания.

По мере того как гравитационное поле становится все сильнее, электроны приближаются друг к другу и к протонам, пока в какой-то момент их не принудят сомкнуться с протонами. Когда это случится, противоположные электрические заряды уничтожают друг друга. Вместо отрицательного электрона и положительного протона вы получаете электрически нейтральное соединение обоих. Короче, вы получаете нейтрон.

Если коллапсирующая звезда имеет массу, превышающую предел Чандрасекара, то по мере ее сжатия электроны и протоны соединяются друг с другом, образуя нейтроны, которые присоединяются к уже существующим. В коллапсирующей звезде нет ничего, кроме нейтронов, которые, будучи лишены заряда, уже никак не могут отталкивать друг друга. Тогда звезда сжимается до тех пор, пока нейтроны не соприкоснутся друг с другом. И вот — нейтронная звезда.

Нейтронная звезда, как было сказано, способна уплотнить всю массу Солнца в шар размером не более 14 км в диаметре. Такая звезда гораздо меньше и плотнее белого карлика, имеет более сильное гравитационное поле.

В 1934 г. Цвикки, начинавший свои исследования сверхновых в других галактиках, высказал догадку о возможном существовании нейтронных звезд как конечного продукта гигантских взрывов.

Он понимал, что сверхновая, отдающая энергии в миллион раз больше, чем обычная новая, должна испытывать колоссальные взрывы. Громадный взрыв должен вести и к более разрушительному коллапсу. Даже если сжимающиеся остатки были бы недостаточно массивны, чтобы исключить образование нейтронной звезды, они могли бы сокращаться с достаточной скоростью по энергии, минуя стадию белого карлика. По этой причине нейтронная звезда могла бы кончиться массой, меньшей 1,44 массы Солнца.