Эволюция Вселенной и происхождение жизни

Теерикор Пекка

ЧАСТЬ III ВСЕЛЕННАЯ

Глава 19 Звезды: космические термоядерные реакторы

 

Теперь, овладев тайнами микромира элементарных частиц, мы можем вернуться к Большой Вселенной. Для начала обратимся к наиболее распространенным космическим объектам — звездам. Наше Солнце — типичная звезда; изучая Солнце, мы можем узнать многое о звездах. Но существуют разные типы звезд, и некоторые из них очень сильно отличаются от Солнца. Впрочем, именно эти различия помогают нам понять структуру звезд и физические процессы, определяющие их жизненный цикл. Начнем со спектров их излучения.

Спектральная классификация звезд.

В спектрах звезд часто видны линии водорода. Их интенсивность можно использовать для классификации звезд. В 1863 году иезуит отец Анджело Секки из Ватиканской обсерватории разделил звезды на четыре спектральных класса, став, таким образом, пионером астрономической спектроскопии. В 1886 году в США, в обсерватории Гарвардского колледжа, Эдуард Пикеринг (1846–1919) начал спектроскопический проект, затянувшийся на десятилетия. Для этой работы перед объективом телескопа установили призму и фотографировали небо. При этом одновременно получались спектры всех звезд, попавших в поле зрения телескопа. Были получены спектры тысяч звезд, большинство из которых отличались от спектра Солнца.

Основываясь на этом уникальном материале, сотрудницы Гарварда, среди которых выделялась Энни Джамп Кэннон (1863–1941), разработали систему спектральной классификации, которой пользуются и в наше время. Сама Кэннон исследовала и классифицировала более 250 000 спектров! В исходной системе, имеющей в основе латинский алфавит, звезде приписывался класс А, если линии Бальмера в спектре были особенно сильны. Немного более слабые бальмеровские линии определяли звезду в класс В и т. д. Если эти линии оказывались настолько слабы, что замечались с трудом, звезде приписывался класс M или даже О.

Легко заметить, что звезды имеют разный цвет. Бетельгейзе в Орионе явно красная, а наблюдаемый невдалеке от нее Сириус сияет голубым светом. Довольно быстро выяснилось, что спектральный класс и цвет звезды связаны друг с другом. Это привело к изменению системы классификации. Если расположить звезды в соответствии с их цветом, то спектральные классы О, В и А окажутся у более голубых, а классы К и M — у красных звезд. Желтое Солнце имеет спектральный класс G. Некоторые буквы алфавита выпали из списка. В итоге гарвардская система стала такой: О, В, A, F, G, К, M. Многие поколения студентов запоминают эту последовательность с помощью мнемонической фразы О, Be A Fine Girl, Kiss Me (Врезка 19.1 и рис. 19.1).

Врезка 19.1. Спектральные классы звезд.

а Глаз различает цвет звезды, только если она достаточно яркая.

в Некоторые характерные спектральные линии.

Цвет звезды очень важен: он говорит о температуре ее поверхности. Как мы уже знаем, горячее твердое тело или плотный газ излучают свет всех длин волн, или всех цветов — от фиолетового до красного, но пик цветового излучения зависит от степени нагрева тела. Если мы нагреваем кусок железа, вначале он достигает красного каления (с пиком на длинных волнах). При повышении температуры пик цвета становится желтоватым. У очень горячих тел пик излучения приходится на короткие волны, а наш глаз воспринимает цвет такого объекта как бело-голубой.

Рис. 19.1. Спектры звезд, расставленные в соответствии с температурой их поверхности. Указаны спектральные линии некоторых элементов и соединений. Звездные спектральные классы делятся на подклассы, обозначенные цифрой, следующей за буквой, указывающей спектральный класс звезды. Обратите внимание на постепенное изменение интенсивности бальмеровских линий водорода (Hα, Нβ и т. д.) в звездах разных спектральных классов — от горячих к холодным звездам. У звезд типа Солнца (класс G) бальмеровские линии довольно слабые.

Самыми горячими среди звезд являются О-звезды; температура их поверхности может превышать 25 000 °C. На другом конце этой шкалы находятся M-звезды: они могут быть холоднее 3200 °C. Свет от звезды класса О в основном голубой, но не чистый. В свете звезды содержатся все цвета, но в разной пропорции: у звезд класса О доминирует голубой конец спектра, а у M-звезд перевешивает красный цвет. Практически спектры звезд ведут себя так же, как спектр абсолютно черного тела. Поэтому для классификации звезды мы можем использовать только один параметр — температуру поверхности. Впрочем, этого еще недостаточно для описания всех звезд.

Мы знаем, что звезды в основном состоят из водорода. Но это не всегда было очевидно: сто лет назад считалось, что Солнце в основном состоит из железа. За прорыв в исследовании строения звезды мы должны благодарить Сесилию Пейн-Гапошкину (1900–1979). Она была урожденной Сесилией Пейн из Англии, а в 1934 году вышла замуж за Сергея Гапошкина. Защищенная ею в 1925 году в Рэдклифском колледже Гарвардского университета диссертация считается одной из лучших в астрономии XX века. Не теряя мужества и работая на непрестижных и низкооплачиваемых должностях, она стала первой женщиной, избранной профессором в Гарварде. В своей диссертации она доказала, что сильные вариации интенсивности линий в спектрах звезд в основном вызваны не различием их химического состава, а различием температуры поверхности.

С учетом температурных эффектов можно определить химический состав звезд и увидеть, что водород, несомненно, самый распространенный элемент; за ним следует гелий, которого намного меньше, и совсем мало остальных элементов. Такой «космический состав» типичен для звезд и совершенно не похож на состав Земли. Это стало великим открытием.

Карлики и гиганты.

В конце XIX века обсуждались два альтернативных взгляда на эволюцию звезд. Согласно одной точке зрения, звезды рождаются горячими и голубыми, а затем, в процессе эволюции, постепенно остывают и краснеют. Другая идея заключалась в том, что в начале своей жизни звезды большие и красные, а затем они постепенно сжимаются, становясь горячее и голубее.

Из наблюдений невозможно понять, какая из этих двух версий правильная. Но можно попробовать решить проблему математически. Одним из первых попытавшихся сделать это был американский физик Джонатан Лейн (1819–1880) из Патентного бюро США, который задался вопросом, что случится с газовым облаком размером с Солнце, которое удерживается от расширения за счет собственной гравитации. Он обнаружил, что такой газовый шар не будет похож на Солнце. Тем не менее это была первая модель звезды: она указывала давление, температуру и плотности газа внутри облака на разных расстояниях от центра. Несмотря на первое разочарование, изучение газового шара продолжалось. В 1907 году Роберт Эмден из Мюнхенского технического университета опубликовал работу под названием «Газовые шары», в которой он собрал все известное по этому поводу. К тому времени теория атома была еще недостаточно разработана, чтобы с ее помощью описывать звезды в виде газовых шаров. К тому же оставалось неясно, что заставляет звезды светиться.

Датский астроном Эйнар Герцшпрунг (1873–1967) обнаружил, что одни звезды имеют умеренный размер, как у Солнца, а другие намного больше — их назвали красными гигантами. Этот вывод был сделан косвенным путем, так как видимый размер звезд на небе слишком мал, чтобы различить их диски. Чем меньше температура звезды, тем меньше энергии она излучает в секунду с квадратного метра своей поверхности. Но некоторые красные (то есть относительно холодные) звезды излучают в сотни раз больше энергии за секунду, чем наше Солнце. Значит, площадь их поверхности гораздо больше, чем у Солнца. В 1906 году Герцшпрунг рассчитал, что звезда Арктур имеет такой же размер, как орбита Марса вокруг Солнца. Лишь через много лет эти расчеты удалось подтвердить наблюдениями с помощью специальной техники, а затем и прямыми снимками с космического телескопа «Хаббл», на которых виден огромный диск красного гиганта Бетельгейзе. Генри Норрис Рассел (1877–1957) из Принстонского университета сравнил особенности гигантов и других звезд. Он обнаружил, что, несмотря на разницу в размерах, массы этих звезд близки. Это означает, что звезды-гиганты состоят из газа, который намного сильнее разрежен, чем солнечный газ, и даже более разрежен, чем земная атмосфера. Но ядра гигантов могут быть плотными.

Эти исследования привели Герцшпрунга и Рассела к выводу, что существует два типа звезд: звезды главной последовательности и красные гиганты. Можно построить так называемую диаграмму Герцшпрунга-Рассела (ГР-диаграмму), где по горизонтальной оси отложен спектральный класс или температура поверхности звезды, а по вертикальной оси — ее светимость (то есть полная мощность излучения). Чем голубее (горячее) звезда главной последовательности, тем мощнее ее излучение. На ГР-диаграмме эти звезды четко отделены от звезд-гигантов. На рис. 19.2 представлена ГР-диаграмма с некоторыми широко известными звездами. Мы видим, что Бетельгейзе находится среди звезд-гигантов, а Сириус — на главной последовательности, среди звезд, более горячих, чем Солнце. В нижней части ГР-диаграммы видны белые карлики, о которых мы расскажем позднее.

Почему на ГР-диаграмме существует узкая полоса звезд? Быть может, звезды эволюционируют вдоль главной последовательности: остывают и смещаются слева направо? Но при этом они должны были бы терять огромную массу, так как горячие звезды главной последовательности намного массивнее холодных. Поэтому выглядит невероятным, что одна и та же звезда в процессе своей эволюции может пройти вдоль всей главной последовательности. Артур Эддингтон, ставший профессором астрономии Кембриджского университета в 1913 году, был одним из пионеров исследования звезд в эпоху квантовой механики (рис. 19.3). Он вычислил, что светимость звезды в первую очередь зависит от ее массы: чем массивнее газовый шар, тем ярче он светит. Но главная последовательность как раз и является последовательностью масс. Светимость, масса и температура поверхности возрастают справа налево — от маломассивных звезд главной последовательности к более массивным ее звездам.

Рис. 19.2. На диаграмме Герцгипрунга-Рассела звезды разделены на группы: звезды главной последовательности, красные гиганты и белые карлики занимают отдельные места на диаграмме. Горизонтальная ось указывает температуру поверхности (и спектральный класс), а вертикальная — светимость звезды в единицах светимости Солнца. Разгадка смысла этой диаграммы стала одним из достижений астрономии XX века.

Отметим, что в то время все это было не так уж и очевидно, и работа Эддингтона вызвала жаркие дебаты на собрании Королевского астрономического общества между самим Эддингтоном и ведущим английским астрономом-теоретиком того времени Джеймсом Джинсом (1877–1946). В итоге прав оказался Эддингтон, хотя многие детали звездной эволюции и для него остались непонятными.

Рис. 19.3. Артур Эддингтон (1882–1944).

Внутренняя структура типичной звезды главной последовательности — Солнца.

Примерно 4,6 млрд лет назад Солнце родилось из газа, содержащего 73 % (по массе) водорода, 25 % гелия и небольшое количество более тяжелых элементов. Радиус Солнца сейчас составляет 694 000 км, мощность излучаемой им энергии равна 3,90 х 1026 Вт. Этот «светящийся шар», по-видимому, сохраняет свою светимость и размер на протяжении истории человечества, а судя по ископаемым остаткам — и на протяжении большей части геологической истории Земли.

Мы не можем заглянуть в недра Солнца, но царящие там условия можно вывести из того факта, что Солнце не расширяется и не сжимается. Чтобы удержать Солнце от коллапса, в его центре должна быть высокая температура и большая плотность вещества. Внутренние характеристики Солнца, вычисленные в модели газового шара, приведены в табл. 19.1. Изучив эту таблицу, мы видим, что температура и плотность очень круто падают от центра к поверхности, тогда как доля водорода остается неизменной во внешних двух третях солнечного радиуса и уменьшается только в самых глубоких слоях солнечного ядра (результат «сгорания» водорода).

У Солнца нет твердой поверхности. Его свет излучается с различных глубин слоя толщиной около 300 км, называемого фотосферой. Когда говорят о температуре Солнца, обычно называют цифру 5500 °C, но это средняя температура разных слоев фотосферы.

Самая холодная часть Солнца находится в верхней части фотосферы, температура там около 4300 °C. Над фотосферой лежит хромосфера, слой толщиной 2000 км. Там газ разрежен, а температура в верхней ее части достигает 100 000 °C. Над хромосферой простирается корона с температурой в миллионы градусов. Формирующий обширную корону газ очень разрежен. Он излучает мало видимого света, и увидеть его можно во время солнечного затмения, когда Луна закрывает фотосферу (см. рис. 19.10).

Мощность излучения Солнца 3,90 x 1026 Вт. Если бы эта энергия не возмещалась, Солнце не оставалось бы в равновесии. Теперь мы знаем, что энергия звезд главной последовательности вырабатывается в ядерных реакциях, в ходе которых ядра водорода объединяются в ядра гелия. В маломассивных звездах главной последовательности, включая Солнце, основной реакцией служит протон-протонная цепочка, а в более массивных звездах происходит цепь более сложных реакций.

Эти разные пути превращения водорода в гелий впервые обнаружил немецко-американский физик Ханс Бете (1906–2005) в своих теоретических работах конца 1930-х годов. Эти процессы кратко называют горением водорода (здесь «горение» в смысле ядерного процесса выделения энергии). Бете был одним из тех ученых с еврейскими корнями, кого вынудили покинуть родину. В 1967 году он получил Нобелевскую премию по физике за работы по ядерному синтезу в звездах.

Таблица 19.1. Современные внутренние характеристики Солнца.

Жизнь после главной последовательности.

Большую часть жизни звезда проводит на главной последовательности, превращая и превращая водород в гелий. Изучая табл. 19.1 с характеристиками недр Солнца, мы видим, что солнечная фотосфера сохраняет свои исходные 73 % массы водорода. Но чтобы построить равновесную модель ядра, нужно взять только 36 % водорода и 62 % гелия. Это согласуется с теоретической картиной, в которой водород в ядре превращается в гелий на протяжении всей жизни Солнца, а в фотосфере слишком холодно для реакций термоядерного синтеза.

Достаточно спокойная жизнь звезд на главной последовательности заканчивается, когда водородное топливо истощается в горячем ядре звезды.

Массивные звезды сжигают свое топливо гораздо быстрее, чем маломассивные, несмотря на то что вначале запас топлива у них был больше. Это означает, что массивные звезды проводят на главной последовательности намного меньше времени, чем, например, Солнце, которое в этой фазе находится 10 млрд лет своей жизни. Причина в том, что запас топлива в звезде пропорционален ее массе, а скорость сгорания топлива (то есть светимость звезды) пропорциональна массе в четвертой степени. Поэтому время жизни звезды главной последовательности с массой, равной 10 массам Солнца, составляет всего 1/1000 от времени жизни Солнца. Звезды с массой в 30 масс Солнца светят ярче Солнца в 140 000 раз и остаются на главной последовательности около 5 млн лет. Маленькие звезды с массой вдвое меньше, чем у Солнца, имеют светимость всего 4 % от солнечной, зато на главной последовательности они остаются очень долго, около 30 млрд лет.

Когда запас топлива в самом центре звезды подходит к концу, ядро звезды начинает сжиматься, и температура в нем от этого повышается. Тогда звезда использует новое водородное топливо из оболочки, окружающей горячее гелиевое ядро. На внутреннем крае водородного слоя он превращается в гелий, который как пепел скапливается в центре звезды. Радиус горящего слоя постепенно растет. Вообще интенсивность энерговыделения в недрах звезды увеличивается со временем, и для того, чтобы иметь возможность излучать эту энергию с возрастающей интенсивностью, звезда раздувает свою поверхность. Ее внешние слои раздуваются настолько, что звезда превращается в красный гигант. Такая судьба ждет и наше Солнце (рис. 19.4).

Рис. 19.4. Через 5 млрд лет Солнце расширится и станет красным гигантом. В конце концов оно заполнит всю внутреннюю область Солнечной системы и проглотит Землю.

После главной последовательности температура в ядре звезды повышается. Значение максимальной температуры зависит от массы звезды. В табл. 19.2 приведен список основных ядерных реакций, генерирующих энергию при разных температурах. Первая строка соответствует стадии главной последовательности.

Для того чтобы звезда успешно прошла через все стадии ядерного синтеза, указанные в этой таблице, ее начальная масса должна быть по крайней мере в 15 раз больше, чем у Солнца. В менее массивных звездах температура никогда не поднимается достаточно высоко для синтеза кремния. Горение углерода и реакции, возможно, следующие за этим, требуют, чтобы звезда была хотя бы втрое массивнее Солнца. Звезда с массой в четверть массы Солнца или еще меньше никогда не уйдет дальше горения водорода и останется гелиевой звездой. Звезды, масса которых заключена между 1/4 и 3 массами Солнца, начинают сжигать гелий на поздней стадии своей эволюции и превращаются в углеродно-кислородные звезды. Дальше этой ядерной реакции они уже никогда не смогут продвинуться.

Таблица 19.2. Ядерные реакции, генерирующие энергию в звездах.

Маленькие зеленые человечки или белые карлики?

В начале 1960-х годов уже было известно несколько «радиозвезд» (как выяснилось — квазаров, см. главу 26). Новый метод их поиска разработал Энтони Хьюиш из Кавендишской лаборатории (Кембриджский университет), используя эффект мерцания. Обычные звезды мерцают, гак как их свет идет через неспокойные слои атмосферы. Радиозвезды тоже мерцают, поскольку на пути к Земле радиоволны проходят сквозь неоднородный солнечный ветер. Хьюиш заполнил антеннами поле площадью 2 га и начал систематический обзор всего неба в поиске мерцающих радиозвезд, которые могли бы оказаться квазарами. Каждый день присоединенный к радиоприемнику самописец выдавал 30-метровую бумажную ленту с записью принятых сигналов. С этой лентой работала студентка Хьюиша — Джоселин Белл, отвечавшая за работу аппаратуры и анализ данных. Она заметила, что один из радиоисточников мерцал довольно необычно. Странность заключалась в том, что импульсы излучения приходили с постоянным интервалом в 1,3 с. Вначале Хьюиш подумал, что это искусственный источник, но вскоре стало ясно, что он расположен не на Земле, а на небе. Потом возникла еще одна захватывающая идея, что эти импульсы передают иные разумные существа с планеты, обращающейся вокруг далекой звезды.

Но вскоре в другой части неба Белл обнаружила еще один пульсирующий сигнал. На этот раз она решила: «Маловероятно, чтобы две разных компании маленьких зеленых человечков одновременно на одной и той же частоте пытались подать сигнал на одну и ту же планету Земля!» Когда новые похожие источники были найдены по всему Млечному Пути, пришлось признать, что это естественное явление (рис. 19.5).

Рис. 19.5. Импульсы от пульсара PSR В0329 по наблюдениям радиотелескопа обсерватории в Нансэ, во Франции (см. рис. 1 на цветной вкладке). Интервал между импульсами составляет ровно 0,714 с.

Прежде чем эти результаты в начале 1968 года были опубликованы в журнале Nature, Хьюиш провел в Кембридже семинар, на котором предположил, что сигналы идут от белых карликов. Сидевший в зале Фред Хойл, руководивший Институтом теоретической астрономии, заметил: «Я не верю, что это белые карлики. Я думаю, что это остатки сверхновых». Никто другой не смог сделать столь правильный вывод всего за несколько минут мысленного анализа данных.

Таблица 19.3. Сравнение характеристик Солнца и белых карликов.

Что же такое на самом деле эти белые карлики, сверхновые звезды и остатки сверхновых, о которых говорил Хойл? В начале XX века астрономические наблюдения начали свидетельствовать, что существуют фантастически плотные звезды размером примерно с Землю, но с массой как у Солнца. К примеру — спутник Сириуса, называемый Сириусом В (табл. 19.3). Плотность таких звезд примерно в миллион раз выше плотности обычного камня. Артур Эддингтон вспоминал, как реагировала на это научная общественность: «Сообщение спутника Сириуса после его расшифровки гласило: «Я состою из вещества, плотность которого в 3000 раз выше, чем у всего, с чем вам когда-либо приходилось иметь дело; тонна моего вещества так мала, что поместится в спичечном коробке». Что можно сказать в ответ на такое послание? В 1914 году большинство из нас ответило так: «Полно! Не болтайте вздор!»

Вплоть до 1926 года так никто и не понял, что послание Сириуса не было вздором. Американец Ральф Фаулер применил недавно открытый принцип запрета Паули к электронному газу в белых карликах. В чрезвычайно плотном газе белых карликов электронам не хватает места для обращения вокруг атомных ядер, и они сами образуют газ. Белый карлик похож на огромный атом, покрытый облаком из бесконечного числа электронов. К электронам этого облака можно применять принцип Паули точно так же, как и к электронам обычных атомов. Электроны не могут занять состояние, которое совпадает с состоянием любого другого электрона в этом облаке. Когда звезда остывает, все электроны не могут замедлиться, поскольку нет достаточного числа состояний, соответствующих медленному движению. Некоторые электроны обязаны иметь высокие скорости, так что возникающее от этого давление останавливает дальнейшее сжатие звезды, даже если температура стремится к абсолютному нулю.

Вернувшись к ГР-диаграмме (см. рис. 19.3), в ее нижней левой части мы увидим белые карлики: они горячие, но имеют малую светимость по сравнению с Солнцем.

На пути к белым карликам и нейтронным звездам.

Ядерные реакции поддерживают высокую плотность и температуру, что мешает гравитации раздавить звезду. Но рано или поздно топливо закончится, равновесие внутри звезды нарушится, и она начнет сжиматься. Что будет дальше, зависит от массы светила. У звезд с массой от трех масс Солнца и меньше на стадии красного гиганта образуется углеродно-кислородное ядро. Оно очень горячее, его масса сравнима с массой Солнца, а размер сравним с размером Земли. Это ядро окружено чрезвычайно разреженной оболочкой красного гиганта. В результате сложных процессов эта оболочка мягко сбрасывается, оставляя «голое» ядро. Белый карлик как раз и формируется в результате остывания этого ядра. Газовые оболочки, разлетающиеся от будущих белых карликов, астрономы наблюдают как «планетарные туманности»: внешне они немного похожие на диски планет, если смотреть на них в старые, не слишком качественные телескопы.

Как и звезды малой массы, массивные звезды тоже становятся красными гигантами в конце своей эволюции на главной последовательности. У массивных звезд ядро сжимается и становится настолько горячим (>500-1000 млн °С), что в нем может продолжаться ядерный синтез из углерода, кислорода и т. д. Па этой стадии звезда может стать цефеидой (рис. 19.6) — полезным объектом для измерения расстояний в звездных системах, что мы обсудим в дальнейшем.

Рис. 19.6. Знакомая нам Полярная звезда в Ковше Малой Медведицы на самом деле является тройной звездой. Главная звезда А — это гигант (см. рис. 19.3), который в 2000 раз ярче Солнца. К тому же это переменная звезда-цефеида. Ее тусклый спутник В можно увидеть в небольшой телескоп. Но третью звезду Ab, свет которой тонет в сиянии яркой главной звезды, удаюсь сфотографировать только в 2006 году с помощью космического телескопа «Хаббл». Маленькие компаньоны В и Ab являются звездами главной последовательности.

Ядерные реакции продолжаются, пока центр звезды не станет железо-никелевым. Синтез более тяжелых ядер из железа и никеля не дает выхода энергии, а лишь потребляет ее, и это не мешает сжатию. В конце концов ядро становится таким тяжелым, что оно сжимается уже под действием собственного веса и начинается взрыв сверхновой. Во время взрыва почти все вещество звезды разлетается. Сжавшееся ядро становится либо нейтронной звездой, либо (если звезда была достаточно массивна) черной дырой. Теперь мы детальнее познакомимся с нейтронными звездами.

Еще плотнее: нейтронные звезды.

В 1930 году Субраманьян Чандрасекар (1910–1995) вычислил, что даже давления электронного газа недостаточно для остановки сжатия звезды, если ее масса более чем в 1,44 раза превышает массу Солнца. Что случится со звездой, когда она сожмется до плотности больше, чем у белого карлика? Российский физик Лев Ландау (19081968) предположил, что такая звезда будет сжиматься, пока не достигнет плотности как у атомного ядра; при этом она в основном будет состоять из нейтронов. Швейцарский астроном Фриц Цвикки позднее высказал мнение, что такие нейтронные звезды рождаются при взрывах сверхновых, происходящих в конце эволюции звезд; и он оказался прав. Затем, в 1939 году, Роберт Оппенгеймер (1904–1967) и его студент, эмигрант из России Георгий Волков обнаружили, что такая звезда способна удержаться от дальнейшего коллапса, если ее масса не слишком велика. Современные расчеты дают предел в 3,2 массы Солнца. Но если масса звезды больше, то ничто не сможет остановить коллапс, и она превращается в черную дыру.

Типичная нейтронная звезда имеет диаметр около 30 км. Отсюда легко вычислить, что плотность нейтронной звезды превышает плотность воды в 100 000 млрд раз. Такая звезда в некотором смысле напоминает огромное атомное ядро, покрытое невероятно прочной железной оболочкой, плотность которой в 10 000 раз превосходит плотность воды. У пульсаров и, возможно, других нейтронных звезд очень сильное магнитное поле, которое у поверхности В 10 000 млрд раз сильнее магнитного поля у поверхности Земли. Свойства нейтронных звезд выходят далеко за рамки нашего опыта, но нужно помнить, что эти ужасные создания когда-то были обычными звездами. При сжатии звезды ее магнитное поле усиливается в такое же число раз, во сколько раз больше магнитных силовых линий пронизывает единицу ее поверхности. В соответствии с обычным законом сохранения момента возрастает и скорость вращения сжимающейся звезды обратно пропорционально ее радиусу.

Пульсирующая звезда, открытая Белл и Хьюишем, оказалась нейтронной звездой. Нейтронные звезды настолько малы, что способны сделать оборот вокруг своей оси всего за секунду, и при этом они излучают один или два импульса. Дело в том, что излучение сконцентрировано в узком луче, мри попадании которого на Землю мы наблюдаем вспышку от звезды, как от мощного маяка; этот «маяк» называют пульсаром. Первый пульсар получил обозначение СР 1919 (СР — Кембриджский пульсар, а 1919 — число, указывающее небесную координату объекта). В течение нескольких месяцев в Кембридже были обнаружены еще три пульсара, а к нашим дням количество открытых пульсаров превысило 1800. Интервал между импульсами (вероятный период вращения нейтронной звезды) лежит в пределах от 0,001 до 4 с. Пульсары рождаются с быстрым вращением, вероятно, с периодом около 0,001 с. Сильное магнитное поле связывает пульсар с окружающим пространством, где электроны ускоряются до очень высоких энергий и затем излучают в направлении луча пульсара (рис. 19/7)/ Этот процесс тормозит вращение нейтронной звезды. Чем быстрее вращение, тем сильнее излучение. Когда вращение замедляется примерно до одного оборота за 4 с, луч пульсара так слабеет, что с Земли он уже не виден.

Рис. 19.7. Нейтронная звезда быстро вращается вокруг оси (на рисунке — вертикальная). Обычно магнитная ось звезды не совпадает с осью ее вращения. Поэтому исходящие из магнитных полюсов звезды пучки излучения сканируют небо из-за вращения звезды вокруг оси.

Пульсары можно использовать как точные часы, так как их импульсы очень регулярны. Но нужно помнить, что эти часы замедляются, очень слабо, но постоянно. Более того, у этих часов бывают случайные скачки, которые могут быть связаны со «звездотрясениями» поверхности нейтронной звезды (соответствующими примерно 23 баллам по шкале Рихтера!). Из-за огромной плотности коры нейтронной звезды обрушение на ее поверхности даже сантиметровой «горы» может вызвать заметное изменение скорости вращения.

За открытие пульсаров Хьюишу дали Нобелевскую премию. А соучастница этого открытия Джоселин Белл (в замужестве — Барнел) позже получила награды от различных организаций. В 2007 году королева Елизавета II пожаловала ей один из высших орденов Британской империи и титул дамы-командора, соответствующий мужскому рыцарскому титулу.

Крабовидная туманность: результат взрыва сверхновой.

Среди всех пульсаров особенно известны два: PRS 0833-45 в созвездии Паруса и ОТ 0532 в созвездии Телец. Вблизи каждого из них наблюдается туманное газовое облако, выброшенное звездой в момент взрыва. Облако в Тельце известно как Крабовидная туманность, поскольку она показалась похожей на краба Уильяму Парсонсу (лорду Россу), открывшему ее (рис. 19.8). Эти объекты подтверждают связь между остатками сверхновых и пульсарами, которую впервые заподозрил Фриц Цвикки и о которой говорил Фред Хойл на семинаре в Кембридже (в этой книге мы еще встретимся и с Цвикки, и с Хойлом).

Но что же такое взрыв сверхновой? Фактически на поздней стадии жизни звезды возможны взрывы разного типа. Звезда массивнее 15 масс Солнца в конце эволюции становится красным гигантом и в итоге в своем ядре начинает сжигать кремний в железо и никель. В это же время другие ядерные реакции, способные протекать при более низкой температуре, происходят в окружающих ядро слоях звезды. Наконец железо-никелевое ядро становится таким массивным, что начинает стремительно сжиматься под действием собственной силы тяжести, что и приводит к взрыву сверхновой. Почти все вещество выбрасывается в окружающее пространство, распыляя по нему тяжелые элементы. Многие их этих элементов уже были синтезированы внутри звезды, а те, что тяжелее железа и никеля, рождаются в процессе взрыва. Сжавшееся ядро превращается в нейтронную звезду или черную дыру; считается, что у самых массивных звезд оно превращается в черную дыру.

Рис. 19.8. Крабовидная туманность — остаток взрыва сверхновой, наблюдавшегося в 1054 году. Ее диаметр составляет около 10 световых лет. и она расширяется со скоростью более 1000 км/с.

Столь же мощный взрыв может произойти в белом карлике, если с соседнего красного гиганта на него падает вещество. Такое случается на поздних этапах эволюции двойных систем. Белый карлик взрывается, если падающее вещество увеличивает его массу до рассчитанного Чандрасекаром предела. В этот момент центральная часть белого карлика начинает стремительно сжиматься (коллапсировать), а выделившаяся при этом энергия сбрасывает наружные слои. Такие взрывы называют сверхновыми типа 1а (ранее описанные сверхновые имеют типы II или 1b). За последние десятилетия сверхновые типа 1а стали очень важны для космологических исследований. Их можно использовать как «стандартные свечи», имеющие в максимуме блеска одинаковую светимость. Две знаменитые сверхновые наблюдались в нашей Галактике в 1572 и 1604 годах. Вероятно, они тоже были сверхновыми типа 1а.

Взрыв сверхновой, в результате которого родилась Крабовидная туманность, был отмечен в Древнем Китае как появление на небе новой звезды. Токтага записал в истории династии Сун, что 4 июля 1054 года «звезда-гостья появилась приблизительно в нескольких дюймах к юго-востоку от Тьен-Куана [ζТельца]. После более чем года она постепенно стала невидимой». Звезда-гостья светилась так ярко, что была видна даже в дневное время в течение 23 дней. В 1921 году Кнут Лундмарк предположил, что этот случай стал причиной рождения туманности, которая видна на небе в том же самом месте.

Есть любопытное предположение, что эту сверхновую видели индейцы племени анасаци, жившие в районе современной Аризоны и Нью-Мексико и внимательно наблюдавшие за происходящим на небе. В национальном парке Чако-Каньон были найдены наскальные рисунки, изображающие большую «звезду» рядом с лунным серпом. Действительно, вычисления показывают, что при наблюдении с северо-востока Америки утром 15 июля 1054 года серп молодой Луны был виден вблизи сверхновой.

Наблюдавшийся взрыв сверхновой, сохранившийся пульсар и хаотическая газовая туманность вокруг него подробно рассказывают историю рождения нейтронной звезды (рис. 19.9 иллюстрирует ее крохотный размер). У этой звезды сколлапсировала сердцевина, но в то время она выбросила значительную часть своей массы в межзвездное пространство, где это вещество пошло на формирование новых звезд. Благодаря своей молодости пульсар в Крабовидной туманности очень быстро вращается с периодом всего 0,033 с. Кроме радиоизлучения, его импульсы можно наблюдать в оптическом и рентгеновском диапазонах.

Рис. 19.9. Земля, белый карлик, имеющий массу Солнца, и нейтронная звезда. Точка справа, изображающая нейтронную звезду, увеличена в десять раз, чтобы ее можно было заметить.

Рентгеновские лучи и черные дыры.

Мы уже знаем, что если масса нейтронной звезды более чем в 3,2 раза превышает массу Солнца, то ничто не способно удержать коллапс, и ядро сверхновой превращается в черную дыру. Мы уже ознакомились с теоретическими представлениями о черной дыре, которые родились гораздо раньше, чем это можно было бы ожидать. Впрочем, в науке доказательство того, что нечто может существовать, вовсе не означает, что оно действительно рождается в природе. Однако в то время как радиоастрономия доказала существование нейтронных звезд, рентгеновская астрономия обнаружила свидетельства реальности черных дыр.

Рентгеновская астрономия вынуждена проводить измерения за пределами земной атмосферы. Воздух поглощает ультрафиолетовый свет и рентгеновские лучи, приходящие из космического пространства (к счастью для нас, ибо мы не выдержали бы такие дозы облучения). Работа наблюдателей в УФ- и рентгеновском диапазонах трудна и обходится дорого, поскольку их измерительные приборы приходится устанавливать на космических аппаратах. Другим сложным спектральным диапазоном является инфракрасный. И хотя некоторые ограниченные области инфракрасного спектра доступны для наблюдения с Земли — с высоких гор и при сухом климате, в целом инфракрасная астрономия тоже является предметом космической астрономии.

Первый небесный рентгеновский источник был открыт в 1948 году во время полета ракеты, и этим источником было Солнце. Рентгеновское излучение от Солнца ожидали. Внешний слой Солнца — корона — тянется на миллионы километров над его поверхностью (рис. 19.10). Слабое свечение короны видно только во время солнечных затмений, когда Луна закрывает яркую поверхность Солнца. Еще до рентгеновских наблюдений было ясно, что газ в короне очень горячий, его температура составляет миллионы градусов, а такой газ в основном должен излучать в рентгеновском диапазоне (см. врезку 12.2). Этот газ настолько горячий, что его не может удержать даже притяжение Солнца. Поэтому корона расширяется в окружающее пространство, и даже Земля попадает во внешнюю часть солнечной короны.

Хотя Солнце для нас выглядит ярким рентгеновским источником, но на межзвездном расстоянии мы бы его вряд ли заметили. Если бы не существовало более интересных источников, то вся рентгеновская астрономия осталась бы лишь наукой о Солнце. Однако не все звезды похожи на Солнце и не все рентгеновские источники — звезды. В 1963 году группа Герберта Фридмана из Морской лаборатории США обнаружила два новых источника — Скорпион Х-1 и Крабовидную туманность. Источник в Крабе в 1000 раз мощнее Солнца. Его рентгеновские лучи испускаются высокоскоростными электронами, которые постоянно ускоряются пульсаром в центре туманности (такое же происхождение имеет и его радиоизлучение).

Рис. 19.10. Изображение солнечной короны, подученное во время затмения 1999 года.

Гораздо труднее было отождествить Скорпион Х-1 в созвездии Скорпиона. Только когда положение источника рентгеновских лучей определили с точностью 2', была выявлена тусклая голубая звезда, которая могла иметь отношение к рентгеновскому излучению. Звезда оказалась настолько далека от нас, что ее рентгеновское излучение должно быть мощнее солнечного в 10 млрд раз, разумеется, если отождествление проведено верно. Вскоре выяснилось, что эта звезда, а точнее — звездная пара, отождествлена правильно, причем источником рентгеновских лучей служит более слабая (практически невидимая) звезда из этой пары. Она стаскивает газ у более яркой звезды и в своем сильном гравитационном поле нагревает его до температуры в миллионы градусов. Горячий газ вращается вокруг невидимой звезды и излучает в рентгеновском диапазоне. Когда в 1966 году отождествили Скорпион Х-1, единственной идеей о природе невидимой звезды было предположение, что это белый карлик. Но с момента открытия пульсаров более подходящим кандидатом стала нейтронная звезда. Вещество, падающее на поверхность нейтронной звезды, разгоняется до скорости около 80 % скорости света. Это крайне эффективная машина для производства рентгеновских лучей.

До того момента вся информация об источниках рентгеновского излучения добывалась с помощью ракет вертикального полета, длительность пребывания которых вне атмосферы составляет всего несколько минут. Но поскольку результаты оказались интересными, Риккардо Джаккони предложил НАСА создать постоянную рентгеновскую обсерваторию на спутнике, обращающемся вокруг Земли. В 1970 году с космодрома в Кении на околоземную орбиту над экватором был запущен спутник, названный «Ухуру», что на языке суахили означает «свобода».

За два года «Ухуру» открыл более 150 источников. Одним из наиболее интересных стал рентгеновский источник Лебедь Х-1. Он обращается вокруг звезды в 15 раз более массивной, чем Солнце. Но рентгеновская звезда не демонстрирует регулярных пульсаций, которые могли бы указывать, что это вращающаяся нейтронная звезда. Орбитальное движение этой двойной звезды показывает, что масса рентгеновского источника как минимум в 5, а может быть, и в 10 раз превосходит массу Солнца. Нейтронная звезда не может иметь такую большую массу, поэтому остается единственная возможность — предположить, что рентгеновским источником в Лебеде Х-1 является черная дыра (рис. 19.11). С той поры обнаружены и другие похожие кандидаты в черные дыры. И это еще не всё. В центрах галактик существуют гораздо более массивные черные дыры (см. главу 26). Теперь мы переходим от звезд к галактикам и начнем с нашего Млечного Пути.

Рис. 19.11. Система Лебедь X-1. Потерянный звездой HDE 226868 газ попадает на диск, окружающий черную дыру. Приближаясь к черной дыре, газ нагревается и становится источником рентгеновских лучей.