Чтение онлайн

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] 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.

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.

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.

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] 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]

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?