Загадки для знатоков. История открытия и исследования пульсаров

Для спасения идеи о существовании Д-тел, из которых, по мысли В. А. Амбарцумяна, возникают звезды, нужны были массы сверхплотных конфигураций, достигающие сотен масс Солнца! Ведь по гипотезе В. А. Амбарцумяна, десятки массивных звезд возникают в ассоциации из одного дозвездного тела. Вот еще одна причина роста интереса к нейтронным звездам.

Однако первым после долгого перерыва на важность исследований сверхплотных звезд обратил внимание все же не астроном, а физик — американский ученый Дж. Уилер. В 1958 году вышла его книга «Строение Вселенной». Дж. Уилер писал, что проблема коллапсирующих звезд — не локальная астрофизическая задача. Нужно смотреть значительно шире. Это большая философская проблема, решение которой способно перевернуть представления о мироздании. Речь идет о том, до каких пределов можно применять известные физические законы и теории. Нейтронные звезды обладают плотностями, с которыми физики никогда не сталкивались. А на сфере Шварцшильда тяготение и вовсе бесконечно — с чем подобным сталкивались физики прежде? Кто может уверенно утверждать, что обычные физические законы будут действовать и в таких экстремальных условиях? Ньютоновская теория тяготения верна, когда поля очень слабые. Эйнштейновская теория была проверена экспериментально в полях не очень слабых, но и не в сильных. Самое сильное поле тяжести, для которого был проверен эффект красного смещения, — поле тяжести белого карлика. Там эйнштейновская теория действует. Но нейтронные звезды обладают полями в тысячи раз более Сильными! А при коллапсе поле увеличивается в бесконечное число раз! Верна ли эйнштейновская теория тяготения здесь?

Когда начинается катастрофический коллапс, звезду уже ничто не может спасти — она сжимается… в точку. Как быть? Противоречие: звезда должна сжаться в точку (так велит теория), но она не может сжаться в точку (ведь точка — математическая абстракция, вряд ли тело определенной массы может занимать нулевой объем). Возникает противоречие между двумя теориями, двумя фундаментальными представлениями о природе. Для его устранения нужно решить, способно ли при определенных условиях материальное тело не иметь объема? Точнее, не занимать объема в пространстве-времени и проявлять себя лишь полем тяжести? Куда девается это вещество? Оно оказывается в иной Вселенной! Вот к каким безумным идеям приводит необходимость устранить конкретное противоречие.

Но может быть, изменить нужно не теорию строения вещества, а общую теорию относительности? Ведь эта теория — классическая, квантовых эффектов она не учитывает. Гравитоны — кванты тяготения вовсе не продукт общей теории относительности. Они придуманы по аналогии с квантовой механикой, в эйнштейновской теории их нет. А между тем, если вещество очень сильно сжато, квантовые эффекты учитывать необходимо. В нашем примере нужно сжать звезду до размеров, меньших, чем размер электрона. Существовать при такой плотности звезда не может — мы уже говорили, что это лишь мгновенная фаза безграничного сжатия. Но погодите! Ведь именно на этой фазе теория относительности перестает действовать, как перестает действовать всякая классическая теория, когда мы вторгаемся в мир элементарных частиц. А квантовая теория тяготения даже и сейчас находится в зачаточном состоянии. Может быть, когда она будет создана, окажется, что сжатие звезды все же останавливается? Физикам это необыкновенно интересно, поскольку речь идет о проникновении в самые сокровенные тайны материи…

В 1959 году, через год после выхода книги Дж. Уилера, американский астрофизик А. Камерон опубликовал статью о строении нейтронных звезд. Это была первая успешная попытка спасти нейтронные звезды для астрофизики. А. Камерон сделал естественный шаг, на который, однако, никто не решался в течение двадцати лет. Он предположил, что нейтронная звезда состоит вовсе не из идеального газа. Вспомните работу Р. Оппенгеймера и Дж. Волкова. Они решили доказать, что нейтронные звезды в принципе могут существовать. Поэтому, а также для упрощения и без того сложных вычислений они решили взять газ из невзаимодействующих друг с другом нейтронов. То есть идеальный газ.

Само название говорит о том, что такой газ — абстракция. Как абсолютно черное тело. Реальные молекулы, атомы, частицы обязательно взаимодействуют друг с другом. В классическом газе действуют силы Ван-дер-Ваальса. В вырожденном сверхплотном газе нейтронов — ядерные силы отталкивания. Ядерные силы отличаются тем, что проявляют себя лишь на очень коротких дистанциях, сравнимых с размерами атомных ядер. Но ведь в нейтронных звездах такие плотности, что нейтронам и развернуться негде, они прижаты друг к другу, расстояния между соседними нейтронами как раз и сравнимы с ядерными размерами. Значит, между нейтронами должны действовать ядерные силы отталкивания. Эти силы тоже, как и давление вырождения, действуют против тяжести, не позволяя нейтронам слишком близко сближаться друг с другом. Этот вид внутреннего давления учел А. Камерон. И оказалось, что ядерные силы в такой сверхплотной звезде, как нейтронная, расталкивают. вещество ничуть не хуже, чем давление вырожденных ферми-частиц. А. Камерон получил новое значение для максимальной массы нейтронной звезды: две массы Солнца. Больше предельной массы белого карлика. Так нейтронные звезды были спасены для астрофизики. Более того, А. Камерон писал (спустя четверть века после Ф. Цвикки), что нейтронные звезды, вероятно, возникают при взрывах сверхновых.

Вслед за В. Бааде и Ф. Цвикки А. Камерон снова писал о южной звезде в Крабовидной туманности. Почему? Ведь астрофизики уже доказали, что эта звездочка не может отвечать за излучение туманности. Ученый писал о другом: южная звезда, по его гипотезе, может быть ответственна за периодические возмущения в туманности. Помните «жгуты»?

По идее, нейтронная звезда — мертвое тело. Запасов ядерного горючего в ней нет. Не идут ни реакции синтеза, ни тем более реакции распада. Единственный вид энергии, запасенный в нейтронной звезде, это тепловая энергия. А. Камерон прекрасно понимал, что в момент образования нейтронная звезда никак не может быть холодной. Ведь шар звезды сжимается от размеров, которые ненамного меньше солнечных, до радиуса всего в 10–20 км! Любой газ при сжатии нагревается. За время коллапса это тепло вряд ли успевает излучиться. Так что новорожденная нейтронная звезда должна быть нагрета до миллиардов градусов!

Правда, при такой температуре нейтронный газ еще не вырожден. Вырождение наступает, если температура не превышает хотя бы нескольких миллионов градусов. Миллион градусов — очень много по нашим меркам. Но граничная энергия Ферми для вырождения газа нейтронов соответствует примерно этим температурам. И если температура в недрах нейтронной звезды упала хотя бы до нескольких сотен тысяч градусов, ее можно считать равной нулю — никакого влияния на структуру звезды эта оставшаяся теплота не оказывает, звезду можно считать абсолютно холодной. Понятия о жаре и холоде, как видим, тоже относительны…

Допустим, что в момент рождения нейтронная звезда была нагрета до десяти миллиардов градусов. Ее тепловая энергия составляла 2*10⁵¹ эрг. Для сравнения: запас тепла в Солнце в 10 тысяч раз меньше. Казалось бы, нейтронная звезда долго будет оставаться горячей? Нет. Ведь величина излучения пропорциональна четвертой степени температуры. Шар размером 10 км, нагретый до 10 миллиардов градусов, излучает каждую секунду около 7*10⁴⁴ эрг. Значит, всего запаса тепла нейтронной звезде хватит на 3 миллиона секунд — около месяца!

Последующие расчеты показали, что нейтронная звезда остывает еще быстрее. После взрыва, породившего Крабовидную туманность, прошло почти тысячелетие. Температура нейтронной звезды, если она там образовалась, давно упала до того самого миллиона градусов, когда нейтронную звезду можно уже считать холодной. Так что А. Камерон не ошибся в расчетах.

Но остывшая нейтронная звезда и вовсе не обладает никакой энергией. Ей нечем поддерживать активность Крабовидной туманности. А. Камерон был проницательным ученым, он вслед за Ф. Цвикки считал, что южная звезда в Крабовидной туманности — нейтронная.

И вот тут А. Камерон подошел к противоречию, из которого могло родиться открытие. Южная звезда должна быть ответственной за излучение Крабовидной туманности (должен существовать источник этой активности!), но она не может быть ответственной за излучение (в нейтронной звезде нет источников энергии). Это противоречие между теорией нейтронных звезд и наблюдениями Крабовидной туманности. Разрешить противоречие можно либо изменив теорию (это приведет к научному изобретению), либо объявив неверными наблюдения (это уже пахнет предсказанием открытия). А. Камерон не видел изъяна ни в теории, ни в наблюдениях, он пошел по наиболее простому пути: разрешил противоречие частично, сказав, что нейтронная звезда все же обладает небольшим запасом энергии (ведь она остыла не до абсолютного нуля). Этого запаса недостаточно для объяснения свечения всей туманности, но хватит, чтобы объяснить образование и исчезновение таинственных «жгутов», так удививших Р. Минковского.

Не нужно обвинять А. Камерона в недальновидности! Он был первым, кто после долгого перерыва взялся за исследование нейтронных звезд. Он первым правильно определил их максимальную массу (даже в наши дни эта величина — 2 массы Солнца — считается наиболее верной, а ведь после А. Камерона были проделаны сотни расчетов). И наконец, А. Камерон был первым, кто сказал: нейтронная звезда не является абсолютно мертвым телом.

Работа А. Камерона вышла из печати два года спустя после «Морфологической астрономии», в которой Ф. Цвикки изложил свой метод направленной интуиции и описал предсказанные им нейтронные звезды. А. Камерон читал работу своего коллеги, но… методом не воспользовался. Иначе он обязательно сделал бы вывод-предсказание, которое три года спустя вскользь прозвучало в статье советских астрофизиков В. А. Амбарцумяна и Г. С. Саакяна.