Текст книги "Взрывающиеся солнца. Тайны сверхновых"

Автор книги: Айзек Азимов

сообщить о нарушении

Текущая страница: 8 (всего у книги 17 страниц)

ПУЛЬСАРЫ

В 1964 г. астрономы стали замечать, что радиоисточники не обязательно бывают постоянными, во всяком случае, не более постоянными, чем источники света. Световые волны в зависимости от температуры в разной степени преломляются атмосферой. Так как атмосфера включает области с разными температурами, а температуры эти меняются во времени, то слабый свет, излучаемый звездами, искривляется в ту или другую сторону, направление света все время чуть-чуть меняется и кажется, что звезда «мерцает». Радиоволны точно так же произвольно отклоняются заряженными частицами атмосферы, и кажется, что они тоже «мерцают».

Чтобы исследовать это быстрое мигание, или мерцание, необходимо было иметь специально сконструированные телескопы; один из них изобрел английский астроном Энтони Хьюиш (р. 1924). Телескоп состоял из 2048 отдельных приемных устройств, раскинувшихся на площади 18 000 м².

В июле 1967 г. радиотелескоп Хьюиша начал «прочесывать» небо с целью обнаружения и изучения мерцающих радиоисточников. За пультом была его студентка, английский радиоастроном Сьюзен Джоселина Белл (р. 1943).

В августе Сьюзен заметила что-то необычное. Отмечалось отчетливое мерцание одного источника между Вегой и Альтаиром, которое наблюдалось в полночь, когда обычно мерцания почти не было. Более того, мерцание это, казалось, приближалось и удалялось. Она обратила на это внимание Хьюиша, и к ноябрю стало ясно, что над этим стоило призадуматься.

Радиотелескоп был приспособлен для производства ускоренной записи, и оказалось, что на мерцание накладывались периодические вспышки радиации, которые были очень короткими, продолжаясь не более 1/20 доли секунды. Вот, оказывается, почему мерцание приближалось и удалялось. Пока источник не прослушивался очень тщательно, вплотную, инструмент, «ощупывающий» его, пропускал тот момент, когда приходила вспышка радиации, но обычно попадал в интервалах между вспышками.

Вспышки радиации продолжались, и было обнаружено, что они являлись через короткие и очень регулярные интервалы. Интервалы между вспышками равнялись 1 1/3 секунды, или, уточняя до восьмого десятичного знака, вспышки приходили с интервалом 1,33730109 с.

В небе до сих пор не наблюдалось ничего, что происходило бы так регулярно и с такими краткими интервалами. Чем бы ни было вызвано это явление, оно было беспрецедентным! По-видимому, это было что-то циклическое. Это, видимо, был астрономический объект, который обращался вокруг другого, или вращался вокруг своей оси, или пульсировал и по какой-то причине порождал вспышку микроволн при каждом обращении, или обороте, или пульсации.

Пульсация показалась сначала лучшим объяснением, и Хьюиш назвал это «пульсирующей звездой» (Pulsating Sourses of Radioemission); это название очень скоро сократилось и превратилось в «пульсар».

Теперь, когда Хьюиш знал, как пульсары излучают свои микроволны, эти объекты стало легко обнаруживать. Каждый импульс производил достаточно сильную вспышку микроволн. Трудность, однако, заключалась в том, что обычные радиотелескопы не могли уловить величину отдельной вспышки, а только среднюю величину излучения за какой-то период времени. Если вспышки усреднялись с состоянием покоя межвспышечных периодов, то уровень микроволновой интенсивности составлял лишь одну двадцать седьмую часть пика вспышки, а эта средняя величина недостаточно высока, чтобы быть особенно заметной.

Радиотелескоп Хьюиша мог регистрировать вспышки, и он начал «прочесывать» небо в поисках других излучений того же рода. К февралю 1968 г. было открыто еще три пульсара, и Хьюиш счел себе вправе сообщить о своем открытии.

Многие тут же включились в поиски, и скоро было обнаружено еще пять пульсаров. К началу 80-х годов уже было отождествлено около четырехсот пульсаров.

Один из пульсаров был открыт в октябре 1968 г. там, где всегда можно было наткнуться на что-то неожиданное, – в Крабовидной туманности. Оказалось, что он имеет гораздо более частую пульсацию, чем первый найденный. Его период всего 0,033099 с, другими словами, микроволновые вспышки возникают 30 раз в секунду. Другой пульсар позднее был обнаружен в центре туманности Гама.

Путаницы здесь уже не было. Если бы речь шла о постоянном излучении, будь то рентгеновские лучи или радиоволны, то было бы очень непросто отличить излучение, идущее от центральной звезды, от той ее части, которая исходит от туманности. Но очень быстрая и регулярная пульсация могла быть запеленгована точно, поскольку поступала она из одной точки, а не из целого пространства. И эта одна точка в Крабовидной туманности совпадала с центральной звездой, как совпадала она с центральной звездой и в туманности Гама.

Возникла мысль, что точно так же, как центральная звезда планетарной туманности – белый карлик, центральная звезда остатка сверхновой – пульсар. Иначе говоря, звезда, которая, взрываясь, становится сверхновой, коллапсирует в пульсар.

Но что такое пульсар?

Краткий период микроволновых импульсов показывает, что пульсар может пульсировать, вращаться или обращаться в течение каких-то секунд, иногда даже маленькой доли секунды. Ни одно тело не способно выдержать столь быстрые циклические изменения любого рода, если только оно не очень мало и не имеет очень сильного гравитационного поля, чтобы удержать его от разрушения в результате инерционных нагрузок от такого быстрого вращения.

Единственный известный объект, и малый по размеру, и с очень сильным собственным гравитационным полем, – это белый карлик, но даже и он недостаточно мал, а его гравитация недостаточно сильна для этого. Не оставалось ничего другого, как предположить, что пульсаром была нейтронная звезда. По крайней мере, у нее и размеры незначительные, и достаточно сильное гравитационное поле, непохоже, чтобы нейтронная звезда с ее неимоверно мощным гравитационным полем могла пульсировать. Не могла она в доли секунды и обращаться вокруг любого другого объекта (даже другой нейтронной звезды). Все же, за исключением всего прочего, оставалось одно, и это одно было: вращающаяся нейтронная звезда. Теоретически нейтронная звезда могла вращаться не только 30 раз в секунду, как это делает пульсар Крабовидной туманности, но даже тысячу и более раз в секунду. В ноябре 1982 г. был обнаружен пульсар, который посылал вспышки микроволн 640 раз в секунду, поэтому, судя по всему, он являлся нейтронной звездой, совершающей оборот вокруг своей оси немногим более чем за 1/1000 часть секунды. Его назвали «миллисекундным пульсаром».

Но почему вращающаяся нейтронная звезда должна обязательно посылать микроволновые вспышки?

Некоторые астрономы, в том числе Томас Голд (р. 1920), австриец по происхождению, занялись изучением этой проблемы. Они считали, что такая чрезвычайно уплотненная звезда должна иметь очень мощное магнитное поле и магнитные силовые линии должны как бы закручиваться спирально вокруг быстро крутящейся нейтронной звезды.

Учитывая чрезвычайно высокую температуру нейтронной звезды, она, по-видимому, должна испускать быстрые электроны, единственные объекты, движущиеся достаточно быстро, чтобы оторваться от звездной поверхности вопреки сильной гравитации. Поскольку электроны имеют электрический заряд, они будут улавливаться магнитными силовыми линиями, и единственное место, откуда они могут вырваться на волю, – это магнитные полюса нейтронной звезды. Эти магнитные полюса должны находиться на противоположных сторонах звезды, но не обязательно на полюсах вращения. (Магнитные полюса Земли, например, довольно далеки от ее полюсов вращения).

Когда электроны удаляются от нейтронной звезды, следуя круто изогнутой траектории, обусловленной магнитными силовыми линиями, они теряют энергию в виде россыпи радиации, в частности россыпи микроволн. При вращении нейтронной звезды один или же оба магнитных полюса пересекают луч «земного зрения», и мы получаем всплеск микроволн всякий раз, как это случается. Так пульсирует нейтронная звезда. Чем быстрее вращение, тем чаще пульсирование.

Так как возникающая радиация по мере потери ускользающими электронами своей энергии должна присутствовать на всей длине электромагнитного спектра, мы должны получать от вращающейся нейтронной звезды импульсы света, а также импульсы микроволн.

Однако свет пульсара в центре Крабовидной туманности кажется нам совершенно ровным. И это так, поскольку пульсар мерцает 30 раз в секунду; мы просто не можем воспринимать его иначе, подобно тому как на киноэкране мы видим движущееся изображение, хотя на самом деле на экран проецируется последовательность стоп-кадров со скоростью шестнадцать кадров в секунду.

В январе 1969 г., спустя три месяца после того, как впервые был обнаружен пульсар Крабовидной туманности, его свет был исследован методом стробоскопии, т. е. свет этот пропускали через щель, которая была открыта в течение всего одной тридцатой доли секунды. Когда это было сделано и звезда сфотографирована через очень краткие интервалы времени, обнаружилось, что у нее есть короткие интервалы света и такие же короткие интервалы темноты. Вспыхивая и потухая, звезда мерцала 30 раз в секунду. Это был «оптический пульсар».

Голд подчеркивал, что если отождествление пульсара с вращающейся нейтронной звездой правильно, то тогда эти нейтронные звезды медленно, но верно теряют свою энергию и скорость их вращения должна очень медленно, но неуклонно снижаться. Вспышка радиации должна приходить со все более длительной задержкой.

Когда 900 лет назад во время взрыва сверхновой образовалась Крабовидная туманность, она, по-видимому, вращалась в своих осях со скоростью 1000 оборотов в секунду. Она быстро теряла энергию, и за 900 лет существования, наверное, более 97 % ее было унесено в пространство. Эта утечка происходила до тех пор, пока она не стала кружиться со скоростью 30 оборотов в секунду. Период вращения должен со временем увеличиться еще больше, хотя, безусловно, это увеличение будет все более и более медленным.

Для проверки предположения Голда был тщательно измерен период вращения пульсара Крабовидной туманности, и оказалось, что его вращение действительно замедляется. Интервал между импульсами удлиняется каждый день на 34–48 миллиардных долей секунды, и при этой скорости вращения указанный интервал удвоится за 1200 лет.

Тот же феномен наблюдался и у других пульсаров, где период вращения оказался более долгим, чем у пульсара Крабовидной туманности, и где степень замедления поэтому тоже оказалась более медленной. Первый из открытых пульсаров, период вращения которого в 40 раз дольше, чем у пульсара Крабовидной туманности, замедляет свое вращение со скоростью, которая удвоит этот период по прошествии 16 млн. лет.

По мере того как пульсар замедляет свое вращение и удлиняет период пульсации, его импульсы слабеют. К тому времени, когда продолжительность периода перешагнет за четыре секунды, отдельные импульсы в энергетическом отношении будут не сильнее, чем общий фон Вселенной, фон, на котором их невозможно будет уже различить. И все же пульсары как обнаружимый объект будут напоминать о себе еще 3–4 млн. лет.

Однако существует одна деталь, которая не укладывается в описанную здесь четкую модель. Недавно открытый миллисекундный пульсар, о котором уже шла речь, делает один оборот быстрее чем за 1/1000 секунды, и, следовательно, должен быть очень молодым. Но остальные его параметры говорят о том, что на самом деле это очень старый пульсар. Плюс ко всему его период совсем не имеет заметной склонности к удлинению.

По какой же причине? Что удерживает его в столь быстром вращении? Самое разумное предположение – пульсар приобретает массу от близлежащей звезды-компаньона, при этом вращение его убыстряется.

ГЛАВА 6
ВИДЫ ВЗРЫВОВ

Может показаться удивительным (и в некотором смысле отрадным), что за короткий период в 15 лет астрономы открыли около 400 звезд такого типа, о самом существовании которого не подозревали до случайного открытия в 1969 г.

И все же, взглянув с другой точки зрения, мы можем спросить: «Почему же так мало?»

Предположим, что нейтронные звезды – это неизбежные остатки сверхновых, а сверхновые взрываются в нашем Млечном Пути одна в 50 лет. В таком случае, если допустить, что наша Галактика существует 14 млрд. лет и режим этих взрывов оставался неизменным на протяжении всего времени, получится, что общее число взрывов сверхновых составило 280 млн. Не означает ли это, что мы должны были бы найти целую уйму нейтронных звезд, по крайней мере одну на каждые 900 звезд Галактики? Почему же их всего 400?

Давайте поразмышляем над этим. Неважно, сколько миллиардов лет существовала Галактика Млечный Путь, если нейтронные звезды остаются обнаружимыми всего каких-то 4 млн. лет. Ведь в этом случае огромное большинство могущих существовать нейтронных звезд было бы слишком старо для обнаружения и только те, что образовались в последние 4 млн. лет, могли бы, пожалуй, посылать импульсы радиации достаточно сильные, чтобы их отметили наши приборы.

Если мы рассмотрим временной интервал в четыре последних миллиона лет, то за это время должно появиться 80 000 сверхновых, т. е. за это время в системе Млечный Путь должно насчитываться 80 000 потенциально обнаружимых нейтронных звезд.

Если говорить точнее, лишь меньшинство из тех 80 000 звезд были бы видимы с Земли: большинство их было бы скрыто межзвездными пылевыми облаками. Однако был бы скрыт только свет. Радиоволны легко проходят сквозь пылевые облака, поэтому всплески микроволн, посылаемые пульсаром, могут регистрироваться радиотелескопами даже в тех случаях, когда первоначальная сверхновая скрыта от оптических телескопов.

Но кто поручится, что струя микроволн пойдет в нашем направлении? Очень возможно, что нейтронная звезда в своем вращении распыляет микроволны и другие виды излучений по кругу, ни в одной точке не соприкасающиеся с Землей. Возможно, ни одним из самых современных методов мы не сумели бы обнаружить такую нейтронную звезду, каким бы мощным излучением она ни обладала. Поэтому число возможно существующих нейтронных звезд в возрасте моложе 4 млн. лет, которые по случайному совпадению шлют свое излучение в направлении Земли, снизится до 1000 или около того (хотя некоторые астрономы-оптимисты намного завышают эту цифру).

Мы также должны учесть то обстоятельство, что не каждая сверхновая обязательно образует нейтронную звезду, а это, естественно, еще больше снижает число обнаружимых нейтронных звезд. Может даже показаться (хотя это уж совсем ненужный пессимизм!), что мы подошли к численному пределу нейтронных звезд, которые мы в состоянии найти.

Исследование сверхновых нашей Галактики, начавшееся в 30-х годах работой Цвикки, постепенно научило астрономов различать их по присущим им кривым света и другим свойствам; теперь принято считать, что существует два сильно различающихся между собой типа сверхновых – тип 1 и тип 2.

Первое отличие состоит в том, что сверхновые типа 1 обладают большей светимостью, достигая абсолютной величины – 18,6, или светимостью, превышающей в 2,5 млрд. раз светимость Солнца. Если б такая сверхновая находилась на расстоянии Альфы Центавра, она бы в максимуме своего блеска сияла одной седьмой светимости Солнца.

Сверхновые типа 2 являются несколько более тусклыми, их светимость превышает светимость нашего Солнца всего в миллиард раз.

Второе отличие состоит в том, что сверхновые типа 1, достигнув и миновав пик своего блеска, теряют свою яркость очень равномерно, тогда как сверхновые типа 2 делают это очень неровно, порывисто.

Третье отличие вытекает из спектрального анализа света: тип 1 показывает почти полное отсутствие водорода, тип 2 напротив, очень богат им.

Четвертое отличие связано с местоположением сверхновой. Сверхновые типа 2 почти всегда оказываются в спиральных галактиках, более того – в спиральных ветвях этих, галактик. Сверхновые типа 1 менее взыскательны относительно выбора места, появляясь не только в ветвях, но и в центральных частях спиральных галактик, а также в галактиках эллиптических.

Такая разница в предпочтительном местонахождении сверхновых первого и второго типов сразу говорит о многом. Эллиптические галактики в большинстве своем свободны от космической пыли. Их звезды в основном относительно малы, в большинстве случаев чуть больше нашего Солнца, и существовали на протяжении всей или большей части жизни галактики. То же верно и для центральных частей спиральных галактик.

Ветви же спиральных галактик являются вместилищем пыли и, как мы увидим позднее, служат пристанищем многих молодых и крупных звезд.

Сверхновые типа 1 включают звезды, имеющие массу, примерно равную массе нашего Солнца или немногим более. Сверхновые типа 2 включают звезды значительно крупнее нашего Солнца, массивнее его по крайней мере в три, а иногда, пожалуй, более чем в три раза.

Чем массивнее звезда, тем реже она встречается. Относительно мелкие звезды, относящиеся к сверхновым типа 1, встречаются по крайней мере в десять раз чаще, чем крупные, тяготеющие к типу 2. Поэтому можно было бы заключить, что сверхновые типа 1 имеют в десять раз большее распространение, чем сверхновые типа 2.

Но не тут-то было! Оба типа распространены одинаково. Отсюда мы можем сделать вывод: не каждой маленькой звезде дано в итоге стать сверхновой первого типа, такими станет лишь незначительное их меньшинство. Дело в том, что требования, предъявляемые к сверхновым типа 1, оказываются более жесткими, чем мы могли предвидеть. Это не просто звезда размером с Солнце, но особый тип звезды такого размера.

Здесь мы обратимся к химическим различиям между двумя типами сверхновых. Сверхновые типа 1 фактически не имеют водорода, что означает последнюю ступень их эволюционного развития. В самом деле, если звезда лишена водорода, но богата углеродом, кислородом и неоном, мы можем с уверенностью сказать, что это белый карлик, и прийти к выводу, что сверхновые типа 1 представляют собой взрывающиеся белые карлики.

Предоставленный сам себе, белый карлик не взрывается и во всех отношениях совершенно устойчив. Однако, как мы теперь знаем, белые карлики не всегда предоставлены сами себе. Иногда они являются частью тесной двойной звездной системы. В этом случае, когда звезда-компаньон в ходе своей эволюции, раздуваясь, превращается в красный гигант, ее вещество выплескивается в аккреционный диск, из которого масса периодически добавляется к белому карлику.

Мы уже видели, что масса, периодически добавляемая к белому карлику, будет нагреваться и сжиматься до того уровня, за которым начинается реакция ядерного синтеза. Происходит колоссальный взрыв, остатки аккреционного диска уносятся прочь, и белый карлик резко увеличивает свою светимость (временно) и виден с Земли как новая. Это повторяется через более или менее длинные интервалы времени.

В каждом случае образования новой часть массы аккреционного диска будет удерживаться белым карликом, так что его общая масса будет постепенно расти.

Но что будет, если белый карлик слишком массивен для своего ранга и обладает, скажем, 1,3 массы Солнца?

Или если его компаньон необычно массивен и, расширяясь, превращается в необычно крупный красный гигант в темпе гораздо скорейшем, чем средний? Или, например, имеют место оба эти случая?

При таких обстоятельствах белый карлик может очень скоро набрать столько массы, что выйдет за предел Чандрасекара, равный 1,44 массы Солнца. Когда это случится, белый карлик уже не сможет поддерживать себя как таковой.

Белый карлик коллапсирует и опадает. Он сжимается чрезвычайно быстро и с огромной силой прижимает ядра углерода и кислорода друг к другу. Весь он охватывается пламенем ядерной реакции, порождающей в кратчайшее время так много энергии, что возникает грандиозный взрыв, когда выделяется за несколько недель столько энергии, сколько наше Солнце выдает за всю свою многомиллиарднолетнюю жизнь.

Одним словом, коллапс белого карлика и ядерный синтез его вещества приводят уже к возникновению не просто новой, а сверхновой типа 1.

Взрыв первого типа разрывает звезду в клочья и может не оставить после себя никакой коллапсирующей звезды – ни белого карлика, ни нейтронной звезды, только вихревое расширяющееся облако пыли и газа. Новая Тихо Браге 1572 г. и Новая Кеплера 1604 г. были, по всей очевидности, сверхновыми типа 1: ни в том, ни в другом случае на их месте не обнаружено никаких нейтронных звезд – остались лишь одни туманности.

Сверхновые типа 2 тоже бывают в самом конце звездной эволюции, но на стадии не так далеко зашедшей, как у сверхновых типа 1. Сверхновая типа 2 возникает в звезде, которая достигла стадии красного гиганта. Однако это случается с крупными звездами, такими, которые минимум в 3–4 раза тяжелее нашего Солнца, и, чем массивнее звезда, тем крупнее бывает красный гигант.

Истинный красный гигант, подобно луковице, состоит из нескольких разных слоев. Наружный слой – это все тот же водород и гелий, т. е. смесь, из которой состоит большинство обычных звезд главной последовательности. За ним идет оболочка, содержащая ядра более массивных атомов, таких, как углерод, азот, кислород и неон. Далее вглубь – третий слой, богатый ядрами натрия, алюминия и магния. За ним – четвертый слой, несущий ядра серы, хлора, аргона и поташа. Пятый слой – само ядро звезды – заключает в себе ядра железа, кобальта и никеля.

Каждый последующий (нижний) слой складывается из продуктов слияния мелких ядер, которые еще имеются в наружном (верхнем) слое. Когда в звезде в ходе ее развития образовалось ядро из железа, никеля и кобальта, ее развитию приходит конец. Любое дополнительное ядерное превращение, связанное с этими ядрами, будь то слияние в более сложные или деление на менее сложные ядра, будет не высвобождать энергию, а, напротив, поглощать ее.

Когда железная сердцевина станет слишком большой, звезда достигает фазы, когда она не может больше вырабатывать достаточно энергии, чтобы удержать себя в раздутом состоянии. Внутренние слои сжимаются катастрофически, и энергия гравитации, освобождаемая при этом, взрывает, выталкивает наружные слои, попутно зажигая в них реакцию синтеза и производя тем самым еще больше энергии. Именно эта дополнительная энергия делает очевидной принадлежность звезды к сверхновой типа 2 и вызывает к жизни даже те ядерные реакции, которые идут с поглощением энергии.

Коллапсированное сжатое ядро такой сверхновой, скорее всего, превращается в нейтронную звезду, даже если его масса (за вычетом исчезнувших после взрыва внешних слоев) достаточно мала, чтобы позволить существование белого карлика. Коллапс звезды так катастрофически скоротечен, что ядро проскакивает «отметку» белого карлика, не успев там задержаться.