Чтение онлайн

Эддингтон совершенно правильно представил себе конечную судьбу несчастливой массивной звезды, но он ошибался в своих ожиданиях от «Природы». Мы вернёмся к его замечанию в гл. 10.

Хотя насмешливая критика Эддингтона помешала немедленному признанию предела Чандрасекара, в конце концов работа была замечена и оценена по достоинству. Забавно, что всего лишь десятилетием ранее сам Эддингтон подвергся жестокой критике за новаторскую идею о том, что ядерная энергия может быть источником света звёзд, и должен был прождать несколько лет, пока идея не получила признания! НЕЙТРОННЫЕ ЗВЁЗДЫ

Рассмотрим теперь сердцевины звёзд, оставшиеся после взрыва сверхновых. Они принадлежат звёздам, значительно более массивным, чем те, сердцевины которых стали белыми карликами. Таким образом, мы имеем дело с состояниями вещества, намного более горячими и плотными, чем у белого карлика.

Чтобы понять это состояние вещества, вернёмся к истории массивной звезды до того, как она стала сверхновой. Сценарий, описанный в гл. 8, завершался тем, что после образования ядер группы железа процессы синтеза прекращались и сердцевина звезды начинала сжиматься. В этот момент было сделано утверждение, что сжимающаяся сердцевина внезапно встречает сопротивление и отскакивает назад. Именно этот отскок заставил звезду взорваться и потерять оболочку.

Что же заставляет сердцевину звезды отскочить назад?

Теперь мы можем дать ответ. Когда сердцевина сжимается, она начинает нагреваться. Приток тепловой энергии начинает разбивать сильно связанные ядра группы железа. Этот процесс обратен процессу синтеза. Там нам удалось извлечь энергию, объединяя более лёгкие ядра с образованием тяжёлого ядра. Здесь же тяжёлое ядро разбивается на части, поглощая энергию, поставляемую нагретой сердцевиной. Разрушение ядер приводит к появлению свободных протонов и нейтронов.

Нейтрон в лаборатории не может долгое время оставаться стабильным. Если в любой данный момент времени у нас имеется группа свободных нейтронов, то по прошествии примерно 12 мин половина из них распадётся на протоны, электроны и антинейтрино. (Приставка «анти» означает, что эта частица антиматерии, соответствующая нейтрино, точно так же, как «позитрон» — античастица, соответствующая электрону.) Реакцию можно записать в виде

n– > p + e– +

(Знак «минус» в символе e– означает, что электрон отрицательно заряжен, чёрточка в символе означает, что это антинейтрино, т.е. античастица по отношению к нейтрино.)

Однако в сердцевине нейтроны не распадаются. Происходит совершенно обратное! Протоны в сердцевине соединяются со свободными (потерянными атомами) электронами, образуя дополнительные нейтроны:

e– + p– > n + .

Этот процесс называется нейтронизацией вещества. В обычных условиях в земной лаборатории он не происходит, но становится вполне рядовым в том необычайно плотном состоянии вещества, которое имеется в сжимающейся сердцевине. Таким образом, весьма быстро сердцевина становится состоящей в основном из нейтронов.

Эти нейтроны теперь играют ту же роль в создании давления вырождения, что и электроны в белых карликах. К нейтронам применим тот же принцип Паули, не позволяющий им стать слишком тесно упакованными. Именно это сопротивление в первую очередь ответственно за отскок сердцевины (рис. 58), предшествующий взрыву сверхновой.

Рис. 58. Центральное ядро из вырожденных нейтронов препятствует коллапсу внешних частей сердцевины звезды и заставляет её раздуться

Как только оболочка будет сброшена взрывом, сердцевина начнёт опять сжиматься и вновь вступит в действие давление вырожденных нейтронов. Может, последовать другой отскок, так что сердцевина может несколько раз совершить колебания, прежде чем прийти в спокойное состояние, в котором имеется точный баланс между давлением вырождения и гравитацией, — если, конечно, полная масса сердцевины опять не слишком велика.

Дело в том, что здесь мы имеем ситуацию, похожую на ту, которая была обнаружена Чандрасекаром для белых карликов. Имеется предел для массы той звезды, которая может удерживаться в равновесии вырожденными нейтронами. Этот предел вычислен не слишком точно, так как физические свойства вещества при плотностях, в миллионы миллиардов раз превышающих плотность воды, недостаточно хорошо известны. Но большинство исследователей склоняется к тому, что предел массы близок к значению 2 М. Звёзды с массами ниже этого предела могут удержаться в равновесии и называются нейтронными звёздами.

Рис. 59. Разрез нейтронной звезды, на котором показано изменение её состава от центра к поверхности, рассчитанное на основе теоретической модели. Цифры внизу указывают плотность областей I—V по отношению к плотности воды

На рис. 59 схематически показано строение нейтронной звезды из разных форм вещества — от самого плотного состояния в центре до сравнительно разреженного во внешней оболочке. Следует помнить, однако, что даже эти разреженные внешние силы (по книге именно силы) имеют такую же плотность, как внутренние слои белого карлика! Заметим также, что звезда на рис. 59 на 40% массивнее Солнца, но радиус её равен всего 16 км.

Как можно реально обнаружить нейтронную звезду? Уже упоминалось, что она слишком слаба и слишком горяча на поверхности, чтобы попасть на стандартную диаграмму Г—Р. Есть ли другие пути доказательства существования таких объектов в данном районе Галактики?

В 1964 г. Фред Хойл, Джон Уилер и я на страницах научного журнала Nature предложили способ обнаружения нейтронных звёзд по характерным для них осцилляциям. Выше упоминалось, что звезда образуется из сжимающейся сердцевины сверхновой и, прежде чем прийти в статическое состояние, испытывает несколько колебаний. Такие колебания могут продолжаться довольно долго, так как звезде нужно избавиться от значительного запаса динамической энергии. Мы привели доводы, что эта энергия может рассеиваться электромагнитными волнами, генерируемыми колебаниями звезды в её окрестности. Так, ожидается, что в окрестности звезды существует весьма большое магнитное поле, принимающее участие в колебаниях и порождающее электромагнитные волны. Вычисленная нами длина волны радиоизлучения была очень велика, около 300 м.

Далее мы показали, что такие длинные волны будут отражаться назад любым газовым облаком с достаточно большой плотностью частиц. Но при отражении волны будут давать облаку толчок в первоначальном направлении движения волн до отражения. По-видимому, волокна в Крабовидной туманности (см. рис. 52) разлетаются от источника за счёт этого эффекта.

Оказалось, что многие детали приведённого сценария правильны. Так, получило подтверждение предположение о наличии вблизи нейтронной звезды сильного магнитного поля. Обычная звезда может обладать небольшим магнитным полем. Как показано на рис. 60, при сжатии звезды магнитные силовые линии сжимаются. Поскольку в сжимающейся сердцевине звезды, превращающейся в нейтронную звезду, сжатие очень велико, это приводит к появлению вблизи поверхности звезды магнитных полей напряжённостью в тысячи миллионов гауссов1131 (Для сравнения, напряжённость магнитного поля вблизи поверхности Солнца равна всего (1—2)10– 4 Тл.) Оказалось правильным и предположение, что внутри Крабовидной туманности существует нейтронная звезда. Но она была обнаружена не по описанным выше колебаниям, а путём регистрации эффектов, связанных с её вращением, и произошло это совершенно неожиданно.