Текст книги "100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд"
Автор книги: Рудольф Киппенхан
сообщить о нарушении
Текущая страница: 17 (всего у книги 21 страниц)
Рентгеновские ливни
В последние годы обнаружен еще один тип рентгеновских источников, которые чаще всего, по-видимому, встречаются в шаровых скоплениях. Эти источники посылают рентгеновские импульсы в виде «ливней», каждый из которых, продолжаясь порой всего несколько секунд, обладает такой же энергией, какую наше Солнце излучает за целую неделю. Эти ливни не обнаруживают регулярности источника Геркулес Х-1; вращающееся тело, задающее ритм импульсов, здесь, по-видимому, отсутствует (рис. 10.14). Тем не менее в приходе импульсов наблюдается некая закономерность. Из шарового скопления в созвездии Скорпиона мы принимаем в рентгеновских ливнях импульсы с периодичностью около 40 секунд, которая, однако, выдерживается не слишком строго: после сильного импульса «молчание» длится дольше, чем после слабого. Вероятно, и у этих источников вещество падает на компактный объект, однако механизм, благодаря которому высвобождение энергии происходит не постоянно, а в виде ливней, отличается от механизма, обеспечивающего пульсацию источника Геркулес Х-1.
Рис. 10. 14. Сигналы источника МХВ 1730-335 исходят из шарового скопления, на которое обратили внимание после открытия здесь рентгеновского источника. Импульсы идут сериями по 10–20 отдельных вспышек. Интенсивность вспышек неодинаковая. После особенно сильных выбросов источнику требуется передышка, прежде чем он начнет новую серию импульсов.
Шаровые скопления являются старыми, как мы уже знаем из гл. 2. В них давно уже не рождаются звезды. Было очень заманчиво считать эти скопления безжизненными образованиями. Однако рентгеновские ливни, которые исходят из них, показывают, что в них еще продолжается жизнь.
Во Вселенной может существовать множество нейтронных звезд, о которых мы ничего не знаем. Вероятно, все они являются останками сверхновых, но не исключено, что в природе существуют и иные, неизвестные еще нам пути их возникновения. Нам и не удалось бы ничего узнать о них, если бы на них не падало вещество с их звездных спутников. Только тогда они проявляют себя, посылая к нам рентгеновское излучение.
В 1960 году во время одной из лекций я попросил своих слушателей представить, что существует прибор, который преобразует все приходящее из Вселенной к нам излучение в слышимый звук. Наряду с ровным шумом звезд и треском солнечных помех мы бы услышали шум известных тогда радиосточников, нарастающий и затихающий сообразно с восходом и заходом этих источников на горизонте при вращении Земли. Тогда мы знали лишь о довольно длинноволновом космическом излучении. Сегодня, двадцать лет спустя, мне приходится внести поправки в эту картину. Кроме известных тогда источников, во «вселенский хор» вольются и новые голоса: на фоне ровного шума мы услышим тиканье пульсаров, низкое гудение пульсара в Крабовидной туманности, импульсы которого наше ухо не могло бы уже разделить, пулеметные очереди рентгеновских источников – например, источника МХВ 1730-335, который из шарового скопления посылает к нам мощные импульсы, причем после десятка импульсов с интервалом 10–20 секунд следует перерыв на несколько минут, а потом вновь идет серия импульсов. «Шум Вселенной» – это не только ровное шипение: это и щелчки, и барабанная дробь, и жужжание, и треск. И виновницами всего этого трезвона являются, скорее всего, нейтронные звезды.
Говорят ли нам что-нибудь пульсары и рентгеновские источники о конечных стадиях эволюции звезд? Уверены ли мы, что все звезды под конец превращаются в нейтронные звезды или белые карлики? Важное свойство этих двух типов звезд позволяет думать, что существует еще и третья возможность.
Глава 11
Конец звезды
«Бархатно-черный круглый предмет неподвижно и свободно парил в пространстве. Предмет, собственно, не был похож на шар, а производил скорее впечатление зияющей дыры. И был он не чем иным, как дырой… Тут же поднялся ветер, который становился все сильнее и сильнее, поскольку воздух из комнаты засасывался в шар. Обрывки бумаги, перчатки, дамские вуали все летело туда. Да, и когда один из полицейских ударил зловещую дыру саблей, клинок исчез, будто расплавившись».
Густав Мейринк, «Черный шар», 1913
Пульсары и рентгеновские источники подтверждают, что в природе существуют нейтронные звезды. Одна из таких звезд осталась в Крабовидной туманности после взрыва Сверхновой. Но что привело к этому взрыву в 1054 году? Рано или поздно взрыв Сверхновой должен произойти и в нашей Галактике, так сказать, у нас перед глазами.[26]26
Мечтать о взрыве сверхновой где-нибудь поблизости не очень разумно. Согласно Мелвину Рудерману из Колумбийского университета в Нью-Йорке, человечеству придется плохо, если взрыв сверхновой произойдет на расстоянии ближе 30 световых лет от нас. Космические лучи высокой энергии разрушат озонный щит в нашей атмосфере, ультрафиолетовое излучение Солнца перестанет задерживаться атмосферой и погубит все живое на Земле.
[Закрыть] Тогда бы мы узнали, что же там взрывается; на старых снимках неба мы нашли бы ту звезду, на месте которой в облаке останков крутится, как волчок, крошечная нейтронная звезда.
Пока что, однако, нам приходится лишь строить догадки. Изучая компьютерные модели звезд на поздней стадии эволюции, мы можем попытаться ответить на вопрос, каким образом звезда приходит к катастрофе.
«Железная катастрофа» массивных звезд
У массивных звезд, масса которых превышает солнечную больше чем в десять раз, эволюция протекает очень быстро. Водород в них расходуется уже через несколько миллионов лет. Тогда начинает гореть гелий, превращаясь в углерод, а вскоре и атомы углерода начинают превращаться в атомы с более высокими атомными номерами. Во всех этих ядерных реакциях высвобождается энергия, однако ядерные процессы становятся все менее эффективными. Чтобы излучение звезды поддерживалось на одном и том же уровне, реакции должны протекать все быстрее и быстрее. Быстро сменяя друг друга, образуются все более тяжелые атомы. Может ли так продолжаться бесконечно?
Оказывается, в природе превращения элементов заканчиваются на железе. Мы уже видели, что чем тяжелее элемент, получающийся в результате термоядерной реакции, тем ниже выделяемая энергия. Когда превращения доходят до железа, ядерный реактор звезды останавливается. При слиянии ядра железа с ядрами других элементов, имеющихся в звезде, энергия уже не выделяется: наоборот, для этого требуется дополнительная энергия. И напротив, чтобы расколоть ядро железа, требуется затратить энергию.
Причина этого заключается в одном из свойств атомных ядер. Ядра тяжелых элементов (например, урана) при делении выделяют энергию, а в результате деления появляются ядра, масса которых близка к атомной массе более легкого железа. При соединении легких элементов выделяется энергия, и в результате получаются ядра, масса которых ближе к массе тяжелого железа. Только из ядер железа нельзя получить энергию ни путем деления, ни путем синтеза.
Что же произойдет, когда в нашей массивной звезде процессы термоядерного синтеза зайдут так далеко, что в центре звезды образуется сферическая область, состоящая целиком из газообразного железа (рис. 11.1, а)? Ядра железа могут захватывать электроны из окружающего газа. При этом центральная область звезды сокращается в объеме. Дело в том, что равновесие здесь поддерживается противодействием силы тяжести и газового давления. Газовое давление обусловлено в основном электронами. Когда электроны поглощаются атомными ядрами, сила тяжести берет верх. В конце концов центральная область звезды, состоящая из газообразного железа, «схлопывается». Считают, что этот процесс начинается, когда масса центрального железного ядра звезды достигает 1,5 солнечной. Сила тяжести так плотно прижимает друг к другу все составные «кирпичики» атомных ядер, что в конце концов все протоны и электроны объединяются в нейтроны, и все вещество в центре звезды оказывается состоящим только из нейтронов. Плотное газообразное железное ядро звезды превращается в нейтронную звезду. При этом превращении выделяется невообразимое количество энергии, которое, по всей видимости, разметает в пространство внешнюю оболочку звезды. Звезда взрывается, а нейтронное ядро остается в облаке разлетающихся с огромной скоростью останков. Жизнь звезды завершилась взрывом сверхновой.
Рис. 11.1. Возможные стадии, предшествующие взрыву сверхновой. Слева: звезда с массой больше десяти солнечных. В ее недрах из водорода, который до сих пор образует ее внешнюю оболочку, образовались более тяжелые элементы, располагающиеся концентрическими слоями вокруг ядра, состоящего из плотного газообразного железа. Центральная область подобной звезды, находящейся на поздней стадии эволюции, неустойчива; возможен коллапс. При этом высвобождается такое количество энергии, что вся внешняя оболочка с большой скоростью разлетается в пространство. Справа: в недрах звезды образовалось углеродное ядро, которое аналогично белому карлику. Масса ядра-белого карлика – возрастает, поскольку на его поверхности гелий превращается в углерод. Когда масса белого карлика достигает предела Чандрасекара, происходит коллапс и оболочка разлетается. Оба рисунка схематичны, масштаб не соблюден.
В Чикаго и Ливерморе (шт. Калифорния) в США, а также и у нас в Мюнхене этот процесс пытались смоделировать на компьютере. Решение здесь оказывается гораздо более сложным, чем в случае обычных медленных этапов эволюции. Оно, однако, и чрезвычайно поучительно, так как можно предположить, что в ядерных реакциях, происходящих при взрыве, образуются многие химические элементы из встречающихся в природе. Вероятно даже, что все элементы тяжелее гелия образуются внутри звезды либо в ходе спокойного горения, либо в короткий миг взрыва сверхновой.
Все эти рассуждения относятся к самым массивным звездам. Звезды с массами меньше десяти солнечных в своей эволюции не достигают фазы образования железного ядра: они еще раньше сталкиваются с проблемами, из-за которых в конечном счете, вероятно, происходит взрыв сверхновой. Причина здесь состоит в том, что внутри звезды, как мы видели в гл. 7, образуется белый карлик. Белые карлики обладают одним весьма замечательным свойством, которое связано с их внутренним равновесием.
Мысленный эксперимент с белым карликом
Своим существованием мы обязаны равновесию между силой тяжести и силой давления в Солнце и в Земле. В общем и целом это равновесие надежно. Если в мысленном эксперименте мы чуть-чуть сожмем Солнце, то хотя из-за увеличения плотности сила тяжести возрастет, давление внутри Солнца будет при сжатии возрастать быстрее, чем сила тяжести. Поэтому Солнце будет стремиться вернуться к своему прежнему состоянию. Аналогично, если с помощью какой-то внешней силы попытаться заставить Солнце увеличить свой объем, то сила тяжести немного уменьшится, так как при увеличении расстояния между материальными частицами они слабее притягивают друг друга. Но давление будет уменьшаться еще быстрее, чем сила тяжести, и поэтому Солнце опять будет стремиться к своему прежнему состоянию. Мы уже сказали, что на это равновесие можно положиться; ученые называют равновесие такого рода устойчивым. Не все звезды, однако, находятся в состоянии устойчивого равновесия. Белые карлики, например, находятся в равновесии, но это равновесие легко может быть нарушено.
Задолго до того, как люди постигли основные законы эволюции звезд, за много лет до того, как были поняты ядерные реакции, в результате которых водород внутри звезд превращается в гелий, и задолго до того, как были сделаны первые попытки компьютерного моделирования звезд, 24-летний индиец в Кембридже решил уравнения, описывающие образование белого карлика. Это был Субраманьян Чандрасекар, родившийся в Лахоре в 1910 г. Еще студентом он выделялся среди своих сверстников в Мадрасском университете. Тогда его доклад победил на одном из конкурсов, и в качестве приза Чандрасекар получил книгу Эддингтона о внутреннем строении звезд. Похоже, что эта книга определила его интересы на всю дальнейшую жизнь: по сей день он вносит важный вклад в различные области астрофизики. Именно он в своей теории белых карликов показал, что они не могут содержать сколь угодно большого количества вещества.[27]27
За свои работы по теории белых карликов Чандрасекар в 1983 г. удостоен Нобелевской премии по физике.
[Закрыть] Поясним это с помощью одного мысленного эксперимента.
Представим себе, что мы выросли вдруг до таких гигантских размеров, что можем ставить опыты над звездами. Для нас не составляет труда взять часть массы у одной звезды и перенести на другую. Перенесемся поближе к системе Сириуса, где вокруг звезды Сириус А обращается белый карлик Сириус В. Сириус В имеет массу, близкую к солнечной, однако его радиус составляет всего 0,007 радиуса Солнца. Пусть у нас имеется большой запас вещества, из которого состоят белые карлики, и мы понемногу подбрасываем это вещество на поверхность Сириуса В, увеличивая его массу. Мы увидим, что по мере увеличения массы белого карлика его радиус уменьшается; когда его масса достигнет 1,33 солнечных, радиус уменьшится до 0,004 радиуса Солнца. Если и дальше осторожно прибавлять вещество, радиус белого карлика будет уменьшаться все быстрее и быстрее. Звезда еще держится, но с увеличением силы тяжести дело становится все хуже. При массе, равной 1,4 солнечных, гравитация, наконец, берет верх, и звезда больше не находится в равновесии. Эта критическая масса называется пределом Чандрасекара. При превышении этого предела звезда за несколько секунд обрушивается внутрь. Плотность газа, состоящего главным образом из электронов и ядер гелия, резко возрастает, и начинается уже знакомый нам процесс: электроны, входя в атомное ядро, соединяются с протонами. Образуются нейтроны, атомные ядра распадаются. Вещество, обрушивающееся к центру звезды, теперь состоит в основном из нейтронов, несущихся с огромной скоростью к центру. Только когда радиус звезды сократится примерно до 10 километров, давление нейтронного газа увеличится до такой степени, что сможет противостоять силе тяжести. Уменьшение объема прекратится, падение вещества к центру остановится. Кинетическая энергия перейдет в излучение, и тело придет в равновесие. Состоящее главным образом из нейтронов, оно представляет собой нейтронную звезду.[28]28
Этот процесс называют гравитационным коллапсом.
[Закрыть]
Таков наш мысленный эксперимент. Мы искусственно добавляли вещество на белый карлик, но не следует считать такое предположение совсем уж неправдоподобным. Как известно, белые карлики образуются внутри красных гигантов. Они состоят из вещества, для которого термоядерное горение водорода, а вероятно, и гелия, позади. На поверхности же еще происходит превращение водорода в гелий. Во внешних слоях непрогоревшего вещества идет термоядерная реакция с водородом, а возможно, и с гелием, и масса белого карлика ядра красного гиганта – возрастает. Как и в нашем мысленном эксперименте, белый карлик накапливает все больше и больше вещества (рис. 11.1, б). Что же произойдет, когда его масса превысит 1,4 солнечных, предел Чандрасекара, когда начнется гравитационный коллапс: он сколлапсирует и превратится из белого карлика в нейтронную звезду?
Некоторые ученые считают, что до возникновения нейтронной звезды дело здесь не доходит, поскольку прежде, чем это случится, происходит углеродный взрыв. Об этом известно пока что очень мало. Пусть белый карлик, являющийся центральным ядром красного гиганта, состоит в основном из углерода. Полагают, что еще до начала гравитационного коллапса углерод вступает в термоядерную реакцию и взрыв разносит звезду вдребезги – нейтронная звезда не образуется. У таких сверхновых в облаке останков мы не обнаруживаем нейтронной звезды: оттуда не исходят сигналы пульсаров. И действительно, пульсары не обнаружены ни на месте Сверхновой Тихо Браге, ни на месте Сверхновой Кеплера, хотя обе туманности моложе Крабовидной. Орбитальная Эйнштейновская обсерватория обнаружила в созвездии Кассиопеи останки Сверхновой, которая триста лет оставалась незамеченной, скрытая от земных наблюдателей облаком звездной пыли. По-видимому, здесь нейтронная звезда также отсутствует. Не произошло ли здесь полного разрушения звезды в результате углеродного взрыва?
Все ли менее массивные звезды заканчивают свое существование углеродным взрывом? Сегодня это никому точно не известно. Не исключено также, что после начала термоядерной реакции углерод горит относительно спокойно, без взрыва. Тогда белый карлик в центре красного гиганта набирает массу, и, как в нашем мысленном эксперименте, коллапсирует в нейтронную звезду. Высвобождающаяся энергия, как и при «железной катастрофе», излучается в пространство, преподнося нам величественное зрелище взрыва сверхновой. Возможно, именно это произошло в случае взрыва Сверхновой 1054 года, когда возникла Крабовидная туманность. История здесь могла быть такой.
Жила-была звезда с массой, равной пяти солнечным. В своих глубинах она сжигала водород, а когда ядерное горючее кончилось, звезда превратилась в красный гигант. В центре звезды началось горение гелия, а когда гелий выгорел, образовалось углеродное ядро. Центральная часть звезды стала представлять собой углеродное ядро, окруженное гелиевой оболочкой, и плотность вещества была здесь так же велика, как в белом карлике. На поверхности гелиевой оболочки продолжалось превращение водорода в гелий, а на границе между гелием и углеродом гелий превращался в углерод. Масса этого ядра, которое представляет собой по сути белый карлик, все время возрастала, и когда она в 1054 году достигла 1,4 солнечных масс, произошел гравитационный коллапс, который не смогло предотвратить и горение углерода. При этом высвободилось огромное количество энергии, которое разметало в пространство внешнюю оболочку звезды. Сегодня мы видим ее как Крабовидную туманность. Белый же карлик меньше чем за минуту превратился в нейтронную звезду, которая до наших дней посылает радиосигналы, принимаемые нами от пульсара в Крабовидной туманности.
Какой же из трех вариантов в действительности отвечает взрывам сверхновых? «Железная катастрофа», когда образовавшееся внутри звезды железное ядро обрушивается под действием гравитационных сил? Белый карлик, который, как раковая опухоль, пожирает вещество звезды, пока масса его не достигнет критического значения, при котором происходит коллапс? Или же углеродный взрыв, разносящий звезду вдребезги еще до того, как белый карлик успеет превратиться в нейтронную звезду?
В других галактиках наблюдается два типа сверхновых.
Они различаются интенсивностью световой вспышки. Вероятно, взрыв сверхновой может отвечать любому из перечисленных выше механизмов. У массивных звезд образуется железное ядро, звезды с массой от 10 до 1,4 солнечной погибают после образования в их центре белых карликов-то ли в результате углеродного взрыва, то ли из-за возникновения нейтронной звезды.
Только звезды с массой меньше 1,4 солнечной, а также те, которые вовремя успевают избавиться от лишней массы путем образования планетарных туманностей или за счет звездного ветра, тихо заканчивают свое существование. Они превращаются в белые карлики, в которых уже не происходит никаких ядерных реакций и которые находятся в устойчивом равновесии.
Мысленный эксперимент с нейтронной звездой
У нейтронных звезд есть свои проблемы с равновесием. Проведем еще один мысленный эксперимент. Рассмотрим пульсар в Крабовидной туманности, который, по всей вероятности, представляет собой нейтронную звезду с массой, равной солнечной. Представим себе, что в своем космическом эксперименте мы можем увеличить массу нейтронной звезды, понемногу добавляя нейтронное вещество на ее поверхность. И снова оказывается, что с увеличением массы радиус звезды уменьшается: признак того, что сила тяжести все больше берет верх над давлением. Когда растущая масса нейтронной звезды достигнет примерно двух солнечных, произойдет гравитационный коллапс, длящийся доли секунды. Может ли что-то остановить его? Может ли материя перейти в какую-то новую форму вещества, в которой давление, нарастая, будет противостоять силе тяжести, как это было в случае белых карликов, где после превращения вещества звезды в нейтронную материю вновь смогло установиться равновесие? Физики сегодня склонны считать, что ничто не может остановить гравитационный коллапс нейтронной звезды.
Сила тяжести возрастает, и скоро давление перестает играть сколько-нибудь существенную роль: нейтронная звезда сокращается до ничтожно малых размеров. В окрестности компактного объекта с огромной массой гравитация чрезвычайно сильна; то, что здесь происходит, описывается в рамках общей теории относительности Альберта Эйнштейна. В частности, общая теория относительности утверждает, что гравитация влияет на распространение света. Гравитационное поле Солнца действует на лучи звезд, доходящие до земного наблюдателя, подобно линзе (рис. 11.2). Расстояние между звездами, оказавшимися по разные стороны солнечного диска, кажется чуть-чуть увеличенным. Этот эффект чрезвычайно мал; он находится почти на пределе доступной нам точности измерений. Однако его удается наблюдать во время полного солнечного затмения, когда Луна закрывает собой солнечный диск, и звезды появляются на небе днем. В те несколько минут, которые длится это небесное представление, можно измерить искривление световых лучей, проходящих вблизи Солнца. Оказалось, что это искривление соответствует предсказаниям общей теории относительности.
Рис. 11.2. Отклонение световых лучей вблизи Солнца. Две удаленные неподвижные звезды посылают свет во всех направлениях. Их лучи А и В, проходящие вблизи Солнца, показаны сплошными линиями. В гравитационном поле Солнца лучи искривляются. Наблюдателю, находящемуся на Земле, свет видится приходящим по направлениям, показанным штриховыми линиями: ему кажется, что звезды отстоят дальше одна от другой, чем в тот период, когда они наблюдаются на небе вдали от Солнца. Солнце, таким образом, действует на лучи подобно линзе, которая перемещается в течение года по небу и «увеличивает» находящийся в ее окрестности участок неба (тот, конечно, который не закрыт самим солнечным диском). Этот эффект очень мал и может быть измерен только во время полного солнечного затмения.
Эффект искривления световых лучей в поле силы тяжести играет очень важную роль, когда вещество нашей нейтронной звезды, ничем более не удерживаемое, обрушивается к ее центру. Попытаемся представить себе этот процесс в замедленном виде. Сначала нейтронная звезда находится еще в равновесии. На ее поверхности искривление световых лучей становится уже заметным, так как сила тяжести здесь очень велика. Исходящий с поверхности луч света движется по искривленной траектории, пока не уходит от поверхности на достаточно большое расстояние, где гравитация не так сильна, и дальше уходит по прямой (рис. 11.3, а).
Рис. 11.3. Отклонение света вблизи коллапсирующей нейтронной звезды. Вблизи поверхности звезды траектория светового луча искривляется (а). Чем меньше радиус звезды, тем сильнее искривление (б), так что свет может делать несколько витков вокруг звезды (в), прежде чем уйти в пространство. Радиус звезды стал меньше радиуса Шварцшильда (г). Световой луч, идущий от поверхности, искривляется так сильно, что возвращается обратно к звезде. На рисунке (г) масштаб увеличен по отношению к (в) примерно вдвое (слева), и для наглядности на правом рисунке он увеличен еще в несколько раз. Штриховой линией показан радиус Шварцшильда.
Когда же масса нейтронной звезды увеличивается и начинается коллапс, гравитационное поле у поверхности еще более возрастает. Искривление световых лучей становится столь сильным, что луч света, отклоняемый в «горизонтальном» направлении, несколько раз огибает звезду, прежде чем уйти в пространство (рис. 11.3, б и в). Свету все труднее преодолеть притяжение звезды, и когда в ходе коллапса звезда, которая, будем считать, имеет теперь массу, равную трем солнечным, достигнет радиуса 8,85 километра, свет уже не сможет уйти от нее в пространство. Уходящий от поверхности световой луч искривляется в поле силы тяжести так сильно, что возвращается обратно на поверхность (рис. 11.3, г). Кванты света-фотоны-излучаемые телом, возвращаются обратно, как брошенные вверх на Земле камни. Никакое излучение не прорывается во внешний мир, чтобы донести весть о печальной судьбе нашей звезды. Подобный объект получил название черной дыры.
