Текст книги "Открытие Вселенной - прошлое, настоящее, будущее"

Автор книги: Александр Потупа

сообщить о нарушении

Текущая страница: 14 (всего у книги 35 страниц)

В 1814 году, сотрудничая в одной из мюнхенских оптических фирм, Фраунгофер приступил к систематическим исследованиям преломляющих свойств различных прозрачных веществ. Он сразу же натолкнулся на темные линии в солнечном спектре и быстро убедился, что они – стабильная характеристика источника, не зависящая от призмы. Дело в том, что аналогичные линии Фраунгофер увидел в спектре обычной свечи, а потом и в спектрах планет. Кроме того, он нашел иной способ разложения света – с помощью искусно изготовленных дифракционных решеток, и получил довольно точные данные о длинах световых волн разного цвета.

Однако Фраунгофер не был профессиональным физиком или химиком и не стал заниматься поиском связи спектральных линий с химическим составом вещества. Он остановился на том, что спектры планет похожи на солнечный, а спектры звезд отличаются от него и иногда довольно сильно. Физико-химические же исследования начались заметно позднее.

В 1854 году в Гейдельберг переехал физик Густав Роберт Кирхгоф (1824-1887), чтобы помочь профессору химии Роберту Вильгельму Бунзену (1811 – 1899) в осуществлении большой программы по анализу состава газов. Следствием этой работы стало создание спектрального анализа. Благодаря удачному решению ряда чисто технических проблем Бунзен и Кирхгоф сумели очень точно описать всю видимую часть солнечного спектра и связать многие наблюдаемые линии с конкретным химическим составом нашего светила. Они обнаружили более 20 элементов, входящих в атмосферу Солнца.

Теперь стал виден ясный путь к пониманию состава небесных тел. Значимость работы Кирхгофа и Бунзена, частично подытоженной в книге "Химический анализ посредством наблюдений спектров" (1860), сравнима только с галилеевскими наблюдениями неоднородностей Луны и Солнца. Спектры открыли дверь и в атомно-молекулярный мир. В течение следующего полувека из их исследований выросла атомная физика. И именно анализ спектров привел в 20 столетии к появлению модели расширяющейся Вселенной. Но эти достижения еще впереди, а тогда стало ясно, что перед астрономией и физикой лежит необъятное море новой работы. Необходимо было получить и проанализировать спектральные портреты тысяч и тысяч звезд.

Так рождалась современная астрофизика.

Спектры сыграли выдающуюся роль и в определении геометрических параметров Вселенной в самых больших масштабах. Определение расстояний до звезд и их скоростей, несмотря на всевозрастающую мощность телескопов, оставалось довольно серьезной проблемой. Старые геометрические методы, блестяще оправдавшие себя при измерениях Солнечной системы, оказались беспомощными при обращении к очень далеким объектам. Даже самыми современными средствами невозможно обнаружить параллакс звезды, удаленной более чем на 100 световых лет, а, следовательно, нет прямого геометрического способа измерить расстояние и скорость.

Выход был найден в связи с работами австрийского физика и астронома Кристиана Допплера (1803-1853). В 1842 году он установил, что частота волнового процесса должна зависеть от скорости и направления движения источника. В соответствии с идеей Допплера, относительный сдвиг частоты приблизительно определяется отношением скорости источника к скорости распространения сигнала (звука или света): ??/?0 = +– v/c, где ?0 – частота для покоящегося источника, а знак выбирается в зависимости от направления движения источника. По правилу: + к нам, – от нас, т. е. частота убегающего источника уменьшается (красное смещение), а приближающегося – увеличивается (фиолетовое смещение).

Этот эффект, довольно легко наблюдаемый в акустике, трудно уловить в оптике, если скорость источника существенно меньше скорости света. Но именно так обстоит дело со звездами.

Лишь в 1868 году оптический допплер-эффект был обнаружен английским астрономом Уильямом Хэггинсом (1824 – 1910), изучавшим спектр Сириуса в своей частной обсерватории. Спектральные линии стали для Хэггинса своеобразными метками – именно их небольшое смещение позволило оценить скорость Сириуса*. Впоследствии для самых далеких объектов удалось связать между собой задачи определения скоростей и расстояний до них, и допплер-эффект стал надежным космологическим методом.

*Хэггинсу принадлежит заслуга в первичной спектральной классификации туманностей. Некоторые из них давали очень скудный спектр, т. е. были чисто газовыми образованиями. Туманность Андромеды имела спектр, в общем-то, близкий к звездному, и Хэггинс понял, что имеет дело с гигантским скоплением звезд.

Стоит добавить, что пионерские работы по астроспектроскопии (Кирхгоф, Бунзен, Хэггинс и другие) проводились без применения фотографии. Дело такого рода в смысле объема и качества полученного материала – истинный подвиг.

В истории внедрения спектрального анализа в астрономические исследования ясно чувствуется глубочайшая взаимосвязь в развитии различных областей познания. В сущности, излагая эволюцию астрофизических концепций, следовало бы параллельно давать картину развития наших представлений о веществе вдоль тех же исторических и философских вех... Скажем, возрождение атомизма связано с философией французского математика и теолога Пьера Гассенди (1592 – 1655), отделившего пространство и время от Бога и указавшего на внутренне присущие атомам свойства взаимодействия. Его концепции оказали огромное влияние на Ньютона и многих других английских физиков и философов. Это видно и в идее планет как центров тяготения, и в идее корпускул света. Наконец, это предопределило ньютоновскую модель абсолютного пространства-вместилища, а впоследствии и необходимость преодоления этой модели.

На протяжении нескольких столетий на небо обрушились все лучшие достижения физики, полученные в земных лабораториях. Этот процесс привел к совершенно новому взгляду на Вселенную, подготовил почву для резкого взлета в ее постижении, произошедшего уже в нашем веке. Этот прогресс воистину поразителен, если сопоставить видение Космоса как главным образом духовной категории, скажем, в "Божественной комедии" у Данте с сугубо материалистическим его восприятием на рубеже 19– 20 веков, когда едва ли не все принципиальные проблемы представлялись решенными или, во всяком случае, не слишком сложными.

ОТКРЫТИЕ ЗВЕЗД

В период становления научной астрономии звездам не очень повезло. С 15 и до середины 19 столетия главное внимание уделялось планетам Солнечной системы. В мире звезд велась в основном предварительная регистрационная работа.

Росла мощность телескопов, и вместе с этим лавинообразно нарастало количество вновь открываемых звезд. Это и неудивительно – невооруженным глазом можно видеть звезды до 6-й величины включительно, а их на всем небе около 4800. Зато в интервале до 10-звездной величины их уже 350 тысяч, а до 20-й величины – миллиард. Так что астрономия столкнулась со своеобразным информационным взрывом.

Однако коллекция в миллион бабочек еще не творит биологии.

Звезд было много, но об их природе к середине 19-го века высказывались лишь очень смутные догадки. Астрономы не слишком ясно представляли себе даже расстояния, на которых расположены эти звезды... Разумеется, после работы Галлея никто не считал, что они принадлежат какой-то неподвижной хрустальной сфере, но и сколь-нибудь ясной картины, напоминающей великолепное полотно Солнечной системы образца Ньютона – Лапласа, не существовало.

Все сдвинулось с места, когда исследователи научились уверенно выделять какие-то особые типы звезд, и по этим особенностям, как по ступенькам, карабкаться к пониманию основных звездных характеристик расстояний, размеров, масс, светимостей, цвета, возраста, строения.

Исходный прорыв наметился как раз в связи с древней проблемой расстояний. Если в античные времена (и вплоть до Коперника) считалось более или менее очевидным, что звезды всех 6 величин находятся на одинаковом расстоянии от Земли, то последовавший разгром хрустальной сферы привел к противоположному крену – долгое время общественное мнение склонялось к тому, что истинная яркость звезд того же порядка, что и у Солнца, а наблюдаемая яркость целиком зависит от их удаленности. Эта вполне научная гипотеза приводила, в конечном счете, ко многим ошибочным выводам – ведь светимость большинства ярких звезд на самом деле значительно превышает светимость Солнца. Поэтому лишь решение проблемы расстояний открывало дорогу к физической классификации звезд.

Необходимы были прямые и очень точные измерения звездных параллаксов. Они стали активно проводиться уже на рубеже 18-19 веков, но долгое время из-за больших ошибок параллаксы сильно завышались, и расстояния до звезд оказывались неправдоподобно малыми.

Достаточно точные результаты появились почти одновременно и совершенно независимо при изучении трех ярких звезд.

Первый результат, по-видимому, получил директор Дерптской обсерватории Василий Яковлевич Струве* (1793-1864), определивший параллакс Веги (? Лиры) в 1837 году. Это была прецизионная работа – параллакс оказался немногим больше десятой доли угловой секунды (современное значение 0,123").

*В. Я. Струве, впоследствии организатор и с 1840 г. директор Пулковской обсерватории, академик Петербургской АН, стал родоначальником блестящей "звездной династии". Его сын Отто Васильевич (1819 -1905), сменивший отца на посту в Пулково в 1862 г., и внук Людвиг Оттович (1858 -1920), директор Харьковской обсерватории, внесли огромный вклад в изучение двойных звезд и во многие другие области астрономии. Правнук Отто Людвигович (1897 -1963) стал одним из создателей современной радиоастрономии. Он возглавлял знаменитую американскую обсерваторию Грин-Бэнк, был президентом Международного астрономического союза. Именно Отто Струве сформулировал концепцию звездной эволюции.

Заметно большие параллаксы были получены в 1838 году немецким астрономом Фридрихом Вильгельмом Бесселем (1784-1846) для 61 Лебедя и английским астрономом Томасом Гендерсоном (1798-1844), наблюдавшим в Южной Африке ? Центавра*.

* Современные значения параллаксов 61 Лебедя 0,292", а ? Центавра 0,751".

Вега и ? Центавра – четвертая и пятая среди самых ярких звезд, а 61 Лебедя – очень быстрая звезда, чье собственное движение можно зарегистрировать невооруженным глазом (5,22" в год)*. Это и давало предварительные основания числить данные звезды среди ближайших к Солнцу.

*Самая быстрая из известных сейчас звезд – звезда Барнарда, обнаруженная в 1916 году американским астрономом Эдвардом Эмерсоном Барнардом (1857 -1923), известным исследователем планет и слабых звезд. Она обладает собственным движением 10,3" в год, а ее светимость в 70 раз ниже солнечной.

Бессель первым сообщил о своем открытии, но, как и Гендерсон, опубликовал его в 1839 году, а Струве – даже в 1840 г.

Из этих измерений впервые возникла надежная абсолютная шкала межзвездных расстояний. Оказалось, что ближайшая из звезд находится на расстоянии, которое свет преодолевает за 4,28 года (это так называемая Проксима Центавра с параллаксом 0,762", относящаяся к тройной системе Центавра).

Зная расстояния, можно было вводить абсолютные звездные величины, определяемые как блеск звезды, отнесенной от наблюдателя ровно на 10 парсеков:

М = m + 5 – 5 lg R, где расстояние R дано в парсеках.

Из сопоставления разных звезд вытекало, что Солнце ничем особым не выделяется даже среди ближайших соседей. Его светимость в 3 раза больше, чем у ? Центавра, но, например, светимость Сириуса в 22 раза превосходит солнечную.

К сожалению, метод тригонометрических параллаксов работает до расстояний порядка 30 парсеков, поскольку надежные измерения параллакса отдельной звезды можно вести с точностью, не превышающей 0,03". Далее необходимо учитывать параллаксы, относящиеся к звездным скоплениям, – это дает достаточно надежные результаты для расстояний в 10-20 раз больших.

Следующее расширение масштаба связано с переходом к расстояниям порядка размера Галактики (20-30 килопарсеков), а также к межгалактическим расстояниям в миллионы и десятки миллионов парсеков и космологическим миллиарды парсеков. И здесь потребовались новые приемы измерения.

Необходимость смены методов при переходе к иным масштабам не должна вызывать удивление. Нельзя, пользуясь одной и той же метровой линейкой, одинаково хорошо измерять объем комнаты, молекулы и галактики. Каждая область требует своего подхода – важна лишь стыковка с исходным метром. Поэтому естественно, что метод тригонометрических параллаксов, хорошо приспособленный для определения размеров в ограниченной околоземной окрестности – от Луны до не слишком далеких звезд, перестает работать там, где угловые измерения становятся ненадежны*. Основную роль начинают играть иные стандарты – звезды с хорошо выраженной зависимостью между периодом пульсаций и светимостью (цефеиды) и, наконец, самые общие свойства источников излучения (допплер-эффект). На этих методах мы немного остановимся в следующих разделах – они оказались ключом к открытию крупнейших космических структур.

* Есть глубокий смысл в том, что идеи, в сущности, геодезической тригонометрии и геометрии, доставшиеся в наследство от тех времен, когда небо рассматривалось как особая подобласть ойкумены, определяли астрономические измерения до второй половины прошлого века. Зарождавшиеся тогда новые представления об измерениях, пространстве и времени, поле и веществе стали выдвигать на передний план свойства светового луча, а не твердого стержня.

Что же касается звезд – здесь астрономы шаг за шагом изыскивали возможности определения важнейших параметров.

Не так уж хитро, хотя и крайне ограниченно, удавалось измерять массы. В этой задаче срабатывали те же методы, которые были найдены при исследовании планет Солнечной системы. Если для двойной звезды удавалось оценить орбиту каждой компоненты и период обращения, то дальше включались обычные математические методы небесной механики, и массы вычислялись из системы уравнений. Другое дело, что ситуация, когда известно расстояние до двойной звезды, и ее компоненты достаточно разнесены для четкого выделения орбитального движения, встречается весьма редко. В большинстве случаев приходится прибегать к косвенным методам, дающим очень приближенные оценки. К сожалению, до сих пор вообще не существует прямого метода определения массы одинокой звезды – здесь приходится давать чисто аналоговую оценку, сопоставляя объект со звездами того же цвета и спектрального класса.

Немалые трудности встретились и при измерении звездных радиусов. Лишь для близких звезд можно напрямую определить угловой размер диска, причем основано это на весьма тонких оптических методах. В 1890 году американский физик-экспериментатор Альберт Абрахам Майкельсон (1852 – 1931) предложил использовать для астрономических целей интерферометр. Идея сводилась к следующему. Свет от точечного источника, проходя сквозь пару щелей, создает на расположенном сзади экране характерную интерференционную картину красивый узор из ярких и темных линий. Однако если источник обладает неисчезающим угловым размером, то при определенном расстоянии между щелями эта картина разрушается. Зная это расстояние и длину волны света, можно оценить и угловой диаметр звезды, после чего, используя известное расстояние до звезды и простые правила тригонометрии, найти ее радиус.

Другая возможность существует для затменных двойных звезд. Если удается определить орбитальные скорости компонент, то радиусы неплохо оцениваются просто по длительности затмений. Удобство метода кроется в том, что радиусы иногда измеряются даже без предварительного выяснения расстояния до звезды. Наконец, в связи с развитием теории теплового излучения появился еще один очень общий, хотя и не слишком точный, метод расчета радиусов – по известной светимости и эффективной температуре звезды оценивалась площадь ее поверхности.

Хотя масса и радиус, бесспорно, очень важные характеристики звезды, центральной в наблюдательном отношении характеристикой является ее энергетическая активность. Главное, что можно извлечь из наблюдений,– это количество и качество звездного излучения, то есть светимость звезды и ее спектральный тип.

Классификация по видимому блеску предполагала, что яркость звезд, отстоящих друг от друга на 5 звездных величин, отличается ровно в 100 раз*. Яркость определяется потоком излучения – количеством энергии, которое в единицу времени попадает на единичную площадку сферы, которой мысленно окружают звезду. Зная радиус этой сферы г (расстояние от наблюдателя до звезды) и поток излучения, можно по простой формуле найти светимость: L = 4?r2F.

*Звезда m-й величины ярче звезды n-й величины в (2,512)n-m раз (2,512 ? 102/5).

Классификация становилась все детальней. Звезды различаются не только по блеску, но и по виду спектра, что было открыто еще Фраунгофером. Итальянский астроном, директор Римской обсерватории Пьетро Анджело Секки (1818-1878), первым обратил внимание на связь между цветом звезд и их спектром. В работах периода 1863-1868 годов он разделил звезды на 4 группы по их спектральным особенностям (типичным линиям поглощения), характеризуя каждую группу определенным цветом: белым, желтым, оранжевым и красным.

Обилие спектральных портретов, полученных к концу 19 века, вызвало потребность в более подробном описании. В двух публикациях 1889 и 1897 годов директор Гарвардской обсерватории американец Эдвард Чарльз Пикеринг (1846-1919) предложил удобные буквенные обозначения для каждого класса, а впоследствии каждый класс был разбит на 10 групп, нумеруемых цифрами от 0 до 9. Последовательность классов, принятая ныне, задается буквами О, В, A, F, G, К, М*. Солнце по этой схеме относится к классу G2, Сириус – А1.

*Кроме того, в начале этой последовательности включают особые классы Q, Р, W, а в конце – S, R, N. Иногда малыми латинскими буквами дополнительно характеризуют некоторые спектральные особенности звезд.

Для класса G характерны, например, сильно выраженные спектральные линии кальция и сравнительно ослабляющиеся при переходе от G0 к G9 линии водорода. Поэтому, зарегистрировав эти особенности в спектре какой-то звезды, мы можем полагать, что она довольно близка по свойствам к Солнцу.

Важную роль сыграла цветовая классификация, поскольку звезды по-разному излучают в различных диапазонах длин волн. Цвет можно довольно точно задавать количественно, применяя соответствующие оптические фильтры. Видимые звездные величины дополнительно различают по тому, сквозь какой фильтр они наблюдаются. Соответствующие индексы: R (красный), V (желтый, или визуальный, в основном соответствующий восприятию нормальным человеческим глазом), pg (фотографический, соответствующий данным на фотопластинках), В (голубой), U (ультрафиолетовый) присоединяются к указанию видимой или абсолютной звездной величины. Численная оценка показателя цвета делается по разности величин звезды, полученных в голубом и желтом фильтрах (так называемый B-V показатель). Это позволяет довольно точно включить звезду в один из спектральных классов.

Спектральные исследования открыли путь к определению эффективной температуры звездных поверхностей, точнее, верхних слоев звездной атмосферы. Оказалось, что спектральные классы содержат и своеобразную температурную классификацию звезд. Самые горячие – звезды класса О имеют поверхностные температуры порядка 30-40 тыс. градусов, самые холодные относятся к классу М, и их температура заключена в интервале 2,5-4 тыс. градусов.

Эта связь оказалась далеко не единственной. Вдоль последовательности спектральных классов – от М к А – возрастают массы, радиусы и светимости звезд. Это обстоятельство довольно легко усмотреть из диаграмм, где по оси абсцисс отложены спектральные классы (обычно от А до М) или показатели цвета, а по оси ординат – интересующая нас величина, например, масса или светимость.

Видимо, впервые использовал такую возможность датский астроном Эйнар Герцшпрунг (1873-1967), установивший в 1905 году зависимость между абсолютной звездной величиной и спектральным классом. Очень важный результат Герцшпрунга – разделение звезд по классам светимости на карликов и гигантов. Дело в том, что звезды одного и того же спектрального класса могут обладать чрезвычайно различной (в тысячи раз!) светимостью. При одинаковой температуре поверхности объяснить это можно только очень большим различием в радиусах. Предварительный отсев особо крупных и очень малых звезд позволил увидеть довольно четкую зависимость для обычного звездного населения*. Идея Герцшпрунга была развита директором обсерватории Принстонского университета в США Генри Норрисом Ресселом (1877 -1957), который тщательно проанализировал диаграмму "спектр – абсолютная звездная величина", впоследствии названную диаграммой Герцшпрунга – Рессела.

* Обычное звездное население – это звезды так называемой главной последовательности. Ныне выделяется 7 классов светимости звезд. В I входят звезды-сверхгиганты, во II – яркие гиганты, в III – гиганты, в IV субгиганты, в V – звезды главной последовательности и карлики, в VI субкарлики и в VII – белые карлики. Иногда I класс светимости разбивают на два подкласса 1а (яркие сверхгиганты) и I (сверхгиганты).

Положение звезды на диаграмме такого типа оказалось не просто наглядной и удобной формой записи информации о ее состоянии. Рессел догадался, что перед ним какая-то эволюционная последовательность. Звезда, сжимаясь под действием гравитации, разогревается, путешествуя по верхнему краю диаграммы от области красных гигантов до класса О главной последовательности. Затем она спускается в диагональном направлении по главной последовательности, проходя фазу, в которой находится сейчас желтый карлик – Солнце, фазу красных карликов и, наконец, превращается в невидимый выгоревший объект. Такова была одна из первых попыток создать модель звездной эволюции. Для ее успеха не хватало еще многих данных, необходимых представлений об энергетических запасах звезд.

ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА – РЕССЕЛА

В 19 веке был найден правильный ответ на вопрос о поджигающем механизме. Им оказалось гравитационное сжатие звезды. Но что и как горит? Почему звезда светит так долго?

Обычные химические реакции не позволяли дать разумных оценок звездного возраста. И только прорыв физики в область атомных ядер открыл дорогу новым идеям звездной энергетики.

Источником долгожительства ярких звезд оказались термоядерные реакции, в которых достаточно медленно синтезируются все более тяжелые элементы при колоссальном выделении энергии. Анализ этих реакций и привел к современной картине звездной эволюции, которую мы обсудим во II части книги.

ЗВЕЗДНАЯ ЭКЗОТИКА

Однако открытием и классификацией более или менее обычного звездного населения дело не ограничилось. Уже в период зарождения эволюционной картины космоса – где-то во времена Лапласа проскальзывали идеи о небесных телах, непохожих на известные планеты и звезды. Ведь если звезды рождаются и умирают, их начальные и конечные состояния должны весьма отличаться от Солнца.

Первый шаг в этом направлении был сделан Фридрихом Бесселем, который в 1844 году провел тонкий анализ положений Сириуса и установил, что эта звезда связана с каким-то невидимым спутником. Картина выглядела так, что яркий Сириус А вместе с довольно массивным Сириусом В образуют двойную систему, обращающуюся вокруг общего центра тяжести с периодом порядка 50 лет. Масса спутника примерно равна массе Солнца, и поэтому его нельзя было считать планетой – скорее, речь шла о погасшей звезде. В 1862 году американскому астроному Олвину Грэхэму Кларку (1832-1897) удалось разрешить двойную систему Сириуса. Оказалось, что Сириус В – звездочка примерно 7 величины*, но ее цвет вовсе не свидетельствовал об угасании. Имея светимость почти в 100 раз меньше солнечной, эта звезда была раскалена добела, вместо того чтобы демонстрировать положенный темно-красный оттенок. В 1914 году американец Уолтер Сидней Адаме (1876-1956) проанализировал спектральный портрет звездной пары, и стало ясно, что обе звезды – А и В принадлежат к одному спектральному классу А, а их поверхностная температура порядка 10 000 К. Так состоялось открытие белых карликов.

*Двойная система Сириуса находится в созвездии Большого Пса на расстоянии 2,7 пс от Солнечной системы. Сириус А (? Большого Пса) примерно в 104 ярче Сириуса В.

Необычность Сириуса В заключалась в его малых размерах. Только очень малой площадью поверхности можно было объяснить столь малую светимость при температуре, почти в 2 раза превышающей температуру поверхности Солнца. Но отсюда следовало, что плотность белого карлика очень велика – примерно в 100 000 раз больше средней плотности нашего центрального светила.

Объекты такого рода с довольно разными массами и радиусами, но очень высокими плотностями порядка 104-106 г/см3 были обнаружены во множестве. А бурное развитие атомной физики в 10– 20-х годах позволило объяснить их существование вполне естественным образом.

Оказалось, что вещество, из которого состоит белый карлик, находится в необычном состоянии. Грубо говоря, для нормальной плотной упаковки атомов массой 10-24 г и размером 10-8 см характерна плотность порядка 10-24/(10-8)3 =1 г/см3 . При достаточно большом давлении, возникающем при сжатии звезды, атомная структура разрушается, электроны образуют особый так называемый вырожденный газ. Характерным размером теперь уже является не радиус электронной орбиты, а квантовый (комптоновский) радиус электрона ((e = h /meс = 3,86.10-11 см). Получается картина, в которой плотно упакованы уже не атомы, а электроны, а ядра (например, протоны) как бы вжаты в электронный объем. Отсюда и характерная плотность белых карликов: ( ~ 10-24/(4.10-11)3 ~107 г/см3. Более точные оценки дают несколько меньшую величину, но в целом ситуация именно такова. Этим достижения астрономов и физиков не ограничились. Открытие в 1932 году нейтрона и немедленно последовавшее создание модели атомного ядра (микрообъекта, состоящего из компактно упакованных протонов и нейтронов) открыло путь к анализу еще более концентрированного звездного вещества. В самом деле, не может ли звезда при гораздо больших давлениях переходить в фазу гигантского атомного ядра с плотной упаковкой ядерных частиц?

Такая идея проскользнула в небольшой заметке советского физика-теоретика Льва Давидовича Ландау (1908-1968) в связи с поиском удовлетворительной гипотезы о звездных источниках энергии. Заметка была опубликована в 1932 году, и автор не знал еще об открытии нейтрона.

Конкретное и впоследствии оправдавшееся предсказание объектов нового типа сделали через 2 года американские астрономы Вальтер Бааде и Фриц Цвикки. Оценивая энергетику вспышек Сверхновых звезд, они пришли к гипотезе, что "...Сверхновая представляет собой переходную стадию от обычной звезды к нейтронной, состоящей главным образом из нейтронов".

Еще до конца 30-х годов вырисовалась довольно четкая модель. Дальнейшее сжатие белокарликового вещества приводит к тому, что электроны, как бы вдавливаясь в объем протонов, вступают с последними в реакцию, известную как обратный ?-распад (р + е– > n +?). Происходит своеобразная нейтронизация атомных ядер, а избыток энергии излучается в виде нейтрино. Нейтроны слипаются в гигантское ядро, а огромный гравитационный потенциал как бы запирает канал прямого ?-распада (n > р + е– +?), то есть образуется вполне стабильный сгусток нейтронного вещества. Характерный размер теперь уже порядка комптоновского радиуса нейтрона ((n = h /mnс = 2,1.10-14 см) и соответствующая ему характерная плотность – порядка ядерной (1014 -10 15 г/см3). Радиус нейтронной звезды с массой порядка М(

должен быть не более 10-20 км. Оставалось только обнаружить такой объект, и самое любопытное, что фактически это и было сделано Вальтером Бааде и Рудольфом Лео Минковским еще в 30-е годы. Исследуя Крабовидную туманность – след Сверхновой, вспыхнувшей в 1054 году,– они отождествили одну из слабых звездочек с нейтронной, то есть, по гипотезе Бааде Цвикки,– с остатком взрыва. Спектр ее был весьма необычен, он не содержал линий поглощения и излучения, характерных для звезд главной последовательности. Казалось бы, тут и счастливый финал короткой истории. Но вышло все гораздо забавней – как раз факт регистрации звезды оптическими методами и послужил причиной недоверия к сути открытия. Дело в том, что стандартный механизм теплового излучения при обнаруженной светимости звезды Бааде – Минковского (выше L() требовал совершенно чудовищных поверхностных температур (что-то около 1013 К), иначе звезда не могла бы давать в оптическом диапазоне наблюдаемой яркости. Это и не удивительно – ведь площадь излучающей поверхности нейтронной звезды примерно в миллиард раз меньше площади Солнца.

Под впечатлением оценок такого рода звезда Бааде-Минковского на 3 десятилетия перешла в разряд несколько загадочных объектов – до нетеплового импульсного механизма ее излучения теоретикам дойти не удалось. И между первым и вторым этапом открытия нейтронных звезд пролегла полоса, связанная с серьезнейшим экспериментальным и теоретическим перевооружением астрономии.

В первую очередь речь идет о выходе наблюдений в радиодиапазон. До поры до времени астроном ограничивался обзором неба в интервале отпущенного ему природой зрения*. Оптическая картина, как говорится, въелась нам в кровь, но это не значит, что другие участки спектра, недоступные напрямую человеческим органам чувств, содержат менее интересную и полезную информацию. К началу 20 века было ясно, что в принципе Вселенная должна светиться всеми частями электромагнитного спектра, а несколько позднее удалось установить, что Земля обстреливается еще и потоками энергичных элементарных частиц и атомных ядер – космическими лучами.

* Интервал длин волн, к которому адаптирован глаз: (3,8 ? 7,8).10-5 см – от фиолетового до красного света. Почти в центре его лежит максимум солнечного спектра, соответствующий ? = 4,83.10-5 см – желтому цвету. В условиях иной звезды и иной планеты зрение развивалось бы в другом диапазоне, центральная длина волны которого, грубо говоря, определилась бы через температуру звезды соотношением ?max = 0,29/T.

Между тем, старт радиоастрономии выглядел крайне скромно и был связан с исследованием помех во вполне земных передачах. В 1931 году американский инженер Карл Янский установил, что, по крайней мере, часть помех на волне 14,6 м имеет чисто космическую природу. Небосвод оказался довольно сильным источником радиосигналов, но в то время этот замечательный факт не вызвал особого энтузиазма. Диапазон сантиметровых и дециметровых волн не был технически разработан и не привлекал внимания астрономов.