Звезды: их рождение, жизнь и смерть
Шрифт:
Из трех видов «продуктов» заключительного этапа эволюции звезд (белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры) первыми были обнаружены астрономическими наблюдениями белые карлики (см. часть II). Важно еще раз подчеркнуть, что в этом случае практика намного опередила теорию. Белые карлики были, так сказать, «эмпирически» открыты до того, как астрономы поняли, что такое звезда и почему она светит. К понятию «вырожденный газ» физики пришли значительно позже того как были открыты белые карлики. Конечно, ничего удивительного в этом нет — ведь в любом куске металла, известного человечеству еще со времен бронзового века, как оказалось, электроны находятся в вырожденном состоянии. Видеть и изучать это еще не значит понять, да и уровни понимания могут быть разные. Все же факт остается фактом: белые карлики были сначала увидены, а затем поняты.
Совсем по-другому сложилась ситуация с нейтронными звездами. Они были открыты теоретиками «на кончике пера» за треть столетия до того, как их реально обнаружили астрономы. А в XX веке треть столетия — это очень большой срок! Причина такого запоздания в открытии нейтронных звезд вполне понятна: их, как это сразу же стало ясно, очень трудно обнаружить астрономическими наблюдениями. Если размер космического тела всего лишь 10 км, то даже при расстоянии до него, равном расстоянию до ближайших звезд (
Начиная с 1964 г., однако, ситуация с возможностью наблюдений нейтронных звезд, казалось бы, резко изменилась. Возникновение рентгеновской астрономии ознаменовало собой новый этап в многолетних поисках возможностей обнаружить нейтронные звезды и тем самым доказать реальность их существования. Подробно об успехах рентгеновской астрономии будет рассказано в § 23. Здесь мы только заметим, что уже сразу же после открытия первых космических источников рентгеновского излучения возникло подозрение, что это и есть долгожданные нейтронные звезды. На первый взгляд, для такого предположения были вполне достаточные основания. В самом деле, только что образовавшаяся в результате гравитационного коллапса нейтронная звезда должна иметь исключительно высокую температуру, порядка нескольких миллиардов кельвинов (см. § 18). Допустим, для простоты расчетов, что температура поверхности такой звезды равна одному миллиарду кельвинов. Тогда следует ожидать, что такой объект будет излучать как абсолютно черное тело с этой температурой, причем максимум излучения по закону смещения Вина
Величина L непомерно велика: достаточно сказать, что вся наша звездная система — Галактика, состоящая из сотни миллиардов разнообразнейших звезд, излучает во всем спектральном диапазоне только
Казалось бы, все хорошо! Тем более, что и спектр у ряда рентгеновских источников вполне можно было истолковать как спектр нагретого до температуры в несколько десятков миллионов кельвинов «черного» тела. На какой-то миг создалось впечатление, что таинственные нейтронные звезды — гордость теоретической мысли XX века — наконец-то обнаружены. Увы, природа и на этот раз оказалась намного сложнее и богаче, чем примитивные представления
о ней, бытовавшие в умах большого количества ученых. Расчеты показали, и при том со всей убедительностью, что первоначально горячие нейтронные звезды остывают катастрофически быстро. Например, при очень высоких температурах вещества действует совершенно специфический механизм охлаждения, связанный с аннигиляцией пар электронов и позитронов и образованием нейтрино| | (19.1) |
При более низких температурах нейтрино будут образовываться при реакциях
| | (19.2) |
Образующиеся в большом количестве нейтрино будут беспрепятственно выходить из нейтронной звезды, унося с собой огромное количество энергии, что приводит к ее быстрому остыванию. Расчеты показывают, что уже спустя примерно месяц после рождения нейтронной звезды температура ее поверхности станет ниже 108 К. На самом деле остывание нейтронной звезды может происходить еще быстрее, потому что вещество нейтронной звезды, по-видимому, находится в сверхтекучем состоянии. Итак, новорожденные нейтронные звезды остывают слишком быстро, чтобы их можно было отождествлять с рентгеновскими источниками [ 45 ] .
45
Следует все же заметить, что некоторые «молодые» нейтронные звезды (возраст меньше 10 5 лет, а температура поверхности больше 10 6 К) могут быть обнаружены по их тепловому рентгеновскому излучению, Таких объектов, однако, сравнительно мало.
И опять, подобно сказочной синей птице нейтронные звезды — «живые» нейтронные звезды, а не их бледные математические отражения, рисуемые пером теоретиков,— буквально выскользнули из рук! И вдруг случилось нечто совершенно неожиданное: нейтронные звезды были обнаружены! Обнаружены совсем не там, где их искали и совсем не теми, кто их искал. В феврале 1968 г. на страницах солиднейшего научного журнала «Nature» подобно грому среди ясного неба появилась статья известного английского радиоастронома Хьюиша и его сотрудников, возвестившая об открытии пульсаров. Стоит более подробно рассказать, как было сделано это едва ли не величайшее открытие в астрономии XX века.
Начиная с 1964 г. в знаменитой Кавендишской лаборатории Кембриджского университета проводились наблюдения сцинтилляций (т. е. быстрых, неправильных вариаций) потока радиоизлучения от космических источников, возникающих при прохождении этого излучения через неоднородности плазмы внешней короны Солнца и прилегающих к ней областей межпланетной среды. Такие сцинтилляции возникают из-за нерегулярной дифракции радиоволн на указанных неоднородностях. Сцинтилляции могли наблюдаться только тогда, когда угловые размеры источников радиоизлучения были очень малы, меньше 0,5 секунды дуги. Это явление имеет хорошо всем известный оптический аналог: мерцание звезд в атмосфере. Известно также, что планеты не подвержены таким мерцаниям и светят «спокойным» светом, не меняя за короткое время свой блеск. Последнее обстоятельство объясняется тем, что угловые размеры планет довольно велики, порядка десятков секунд дуги, между тем как у звезд они исчезающе малы. Как было сказано выше, аналогичная картина наблюдается и в радиодиапазоне. Радиосцинтилляциям подвержены в первую очередь квазары — весьма удаленные от нас метагалактические объекты, угловые размеры которых достигают тысячных долей секунды дуги. Квазары были открыты за год до этого и занимали тогда умы большого количества астрономов. Хьюиш решил использовать метод сцинтилляции, чтобы иметь возможность выделить квазары среди других наблюдаемых космических источников радиоизлучения. По его проекту для этой цели в Кембридже был изготовлен весьма большой по тем временам радиотелескоп размером в одну милю, работающий на волне 3,7 м. Надо сказать, что хотя этот телескоп и очень большой, но все же довольно грубый, что объясняется большой длиной волны, на которую он был рассчитан. Кроме того, он неподвижен и принимает радиоизлучение от источников тогда, когда они проходят через меридиан. Путем простой перестройки электрической схемы без механического перемещения его элементов радиотелескоп мог направляться на разные зенитные расстояния, что позволяло исследовать источники с разными склонениями. Любопытно, что этот радиотелескоп был сооружен всего за несколько месяцев, причем строили его в основном студенты Кембриджского университета под наблюдением весьма немногочисленных инженеров. Все сооружение обошлось в... 10 000 фунтов стерлингов, что, пожалуй, является мировым рекордом и соответствует лучшим традициям Кавендишской лаборатории, где когда-то трудились и делали свои выдающиеся открытия Фарадей и Резерфорд. Увы, современная наблюдательная астрономия требует неизмеримо больших средств, и история, которую мы сейчас рассказываем, действительно является уникальной...
Величина сцинтилляции растет по мере приближения источника к Солнцу, что, естественно, объясняется увеличением концентрации межпланетной плазмы вблизи Солнца. Наблюдая один источник в разное время года, т. е. при различных угловых расстояниях его от Солнца, можно было заметить значительные изменения величины сцинтилляции его потока. По этой причине сцинтилляции от источников можно было наблюдать только днем, когда угловое расстояние источников от Солнца невелико. Наоборот, ночью никаких заметных сцинтилляций источники не обнаруживали.
Так как сцинтилляции потока происходят очень быстро, для их изучения необходима специальная регистрирующая аппаратура с очень маленькой постоянной времени, во всяком случае меньшей, чем характерное время изменения потока, вызванного сцинтилляцией. Эта аппаратура принципиально отличается от обычно применяемой в радиоастрономии приемной аппаратуры, где, как правило, постоянная времени (или «время накопления» сигнала) достаточно велика, обычно не меньше нескольких секунд, а часто значительно больше. Большие времена накопления диктуются необходимостью «выжать» наибольшую чувствительность, что необходимо для обнаружения предельно слабых (по потоку) источников. Разумеется, такая привычная для радиоастрономов приемная аппаратура не в состоянии обнаружить вариации потока, если они происходят достаточно быстро.
Как же были на этом радиотелескопе открыты пульсары? Аспирантка профессора Хьюиша, 24-летняя Джоселин Белл летом 1967 г. обнаружила какой-то неизвестный источник, который показал сцинтилляцию ночью, что было решительно ни на что не похоже! Повторные наблюдения подтвердили, что этот удивительный источник каждые сутки в положенный момент звездного времени действительно проходит через меридиан, демонстрируя свое космическое происхождение. В ноябре 1967 г., когда постоянная времени приемной аппаратуры была еще уменьшена в несколько раз, было обнаружено поразительное явление: вариации потока от загадочного источника происходят не беспорядочным образом, как это имеет место при обычных сцинтилляциях источников, обусловленных нерегулярной дифракцией радиоволн на неоднородностях межпланетной среды, а строго периодически. Наблюдались очень короткие, длительностью около 50 миллисекунд, импульсы радиоизлучения, повторяющиеся через строго постоянный период времени порядка одной секунды. При этом амплитуды различных импульсов были различны. К этому времени были обнаружены еще два источника такого же типа. Первые записи их излучения на частоте 81 МГц (соответствующей длине волны 3,7 м) приведены на рис. 19.1.