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[86], 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.

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 = ћ /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 = ћ /mnс = 2,1.10^–14 см) и соответствующая ему характерная плотность — порядка ядерной (10¹⁴ -10¹⁵ 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[87]. 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.

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.

Ситуация резко изменилась в связи с созданием к началу второй мировой войны радиолокационной системы противовоздушной обороны. Огромные средства, брошенные на решение этой жизненно важной задачи, преобразовали микроволновую радиотехнику настолько, что уже к середине 40-х годов можно было довольно уверенно создавать радиокарты неба.

Выяснилось, что Солнце и другие звезды являются интенсивными генераторами микроволнового излучения, радиоволны может испускать также межзвездная среда. Более того, радиокарты во многом не похожи на то, что мы привыкли видеть на картах оптических. Мощнейшие радиоисточники могут быть практически невидимы в обычном свете, и наоборот, яркие оптические объекты — ничем не выделяться в радиодиапазоне.

Новый «орган чувств» позволил вписать в историю астрономии много славных страниц — о некоторых я еще упомяну. Быть может, самая любопытная из них связана со вторым — на этот раз окончательным — открытием нейтронных звезд, и на ней мы сосредоточим внимание.

Открытие это произошло в какой-то степени случайно, во всяком случае, как и первое предсказание нейтронных звезд, оно появилось в качестве побочного результата в исследовательской программе, ставящей иную цель. В 1967 году группа кембриджских астрономов во главе с Энтони Хьюишем приступила на новом радиотелескопе к изучению очень важной проблемы мерцания в диапазоне ? = 3,7 м. Они хотели установить характер колебаний потока радиоизлучения, обусловленных межзвездной средой, и обзавелись весьма чувствительной аппаратурой, которая позволяла хорошо разрешать сигналы во времени.

В конце лета практикантка Хьюиша Хоселин Белл, внимательно просмотрев ленты с записью сигналов, установила, что на случайный шум накладываются четкие периодические всплески. Этот эффект привлек внимание всей группы, и вскоре выяснилось, что наземные помехи тут ни при чем — источник всплесков находится на небе, причем на вполне определенном его участке. К концу осени существование космического радиоисточника с периодом около 4/3 с подтвердилось. Так был открыт первый пульсар СР1919 (Cambridge Pulsar с прямым восхождением 19 часов 19 минут), а через некоторое время еще три аналогичных объекта.

О первоначальном замешательстве в связи с этим открытием свидетельствует тот факт, что все четыре пульсара были закодированы как LGM1, LGM2 и т. д. (от Little Green Men — буквально «зеленые человечки»), иными словами, группа Хьюиша с немалой вероятностью допускала, что получено сообщение от внеземной цивилизации. Образ — дань модной традиции, согласно которой экипажи летающих тарелок, о которых ходило немало слухов (и ходит до сих пор!), состоят из каких-то небольших зеленых существ. Однако после публикации первой заметки в феврале 1968 года (журнал «Nature») туман быстро рассеялся. Открытия Кембриджской группы были подтверждены другими радиообсерваториями, до конца 1968 года поступили сообщения о добром десятке других пульсаров. В 1969 году выяснилось, что пульсаром является и звезда Бааде — Минковского в Крабовидной туманности.

Природу исходного удивления понять не так уж сложно. Астрономические объекты, способные изменять свое состояние в целом за 1 секунду, — явление, по крайней мере, странное. Они должны иметь очень малые размеры и, с этой точки зрения, похожи на какие-то искусственные сооружения. Единственный выход — считать, что объект со светимостью звездного уровня и малым радиусом (порядка 10 км) представляет собой настоящую нейтронную звезду.

Сначала думали, что всплески излучения действительно обусловлены пульсацией нейтронной звезды. Теория позволяла объяснить такой моделью периоды до 1–2 секунд, но в том же Крабе пульсар PSR0531 + 21 продемонстрировал период 0,033 с, что потребовало совершенно новых идей по поводу механизма излучения.

Пульсар представляет собой быстро вращающуюся нейтронную звезду с чрезвычайно сильным (до 10¹² Гаусс) магнитным полем. Излучение концентрируется вблизи магнитных полюсов, которые и носятся вокруг оси вращения с определенным периодом. Можно сказать, что с наблюдаемыми пульсарами нам повезло — эти импульсные маяки удачно сориентированы относительно Солнечной системы.

Модель пульсара

Очень интересной особенностью новых объектов оказалась их довольно быстрая эволюция. Видимо, периоды всех пульсаров возрастают — энергия вращения понемногу теряется. Самые молодые пульсары вращаются быстрее, и темп потери угловой скорости у них несколько выше. Пример тому — самый быстрый пульсар PSR 0531+21, который увеличивает период на 36,5 наносекунд в сутки[88]. Вероятно, теоретически возможный период обращения не может быть меньше 0,001 с. Если считать, что рост начинается именно от этой величины, то с учетом более высокого начального темпа следует признать возраст этого пульсара порядка 1000 лет. Это хорошо согласуется с датой вспышки Сверхновой в Крабе в 1054 году.

Более сложные явления отмечены для пульсаров, входящих в состав двойных систем с обычными звездами. Гравитационное поле нейтронной звезды начинает как бы отсасывать плазму из атмосферы своей соседки. Первоначально мощное магнитовращательное излучение отбрасывает эту плазму, и пульсар дополнительно теряет угловой момент. Эта стадия эволюции называется «пропеллером» — увеличение периода здесь происходит быстрее, чем в случае одинокого пульсара. Но с увеличением периода падает и мощность магнитного маяка. Наконец, начинается процесс аккреции — плазма захватывается пульсаром и передает ему свой угловой момент. Теперь рост периода должен прекратиться — согласно теории возникает своеобразная компенсация, и вращение происходит более или менее равномерно.

Это так называемая стадия рентгеновского пульсара, характерная мощным рентгеновским излучением аккрецирующей плазмы (светимость порядка 10³⁰–10³¹ Вт!). Источники такого типа действительно обнаружены, но все они имеют уже уменьшающийся период — струя вещества с соседней звезды как бы ускоряет пульсар. Это указывает на новое замечательное качество нейтронных звезд видимо, они служат превосходным индикатором эволюции соседей по двойной системе.

Но сюрпризы, связанные с нейтронными звездами, не ограничились пульсарами. Через 8 лет после их открытия один из советских спутников серии «Космос» зарегистрировал очень мощные и нерегулярные вспышки рентгеновского излучения. Более подробные исследования показали, что некие объекты нашей Галактики, расположенные ближе к ее центру, дают пиковую мощность излучения более 10³¹ Ватт, причем интервалы между вспышками довольно различны — от нескольких часов до целых месяцев. Так на астрофизической арене появились барстеры (от англ, burst — вспышка, быстрый взрыв) — нейтронные звезды, входящие в тесную двойную систему.

Схема аккреции в тесной двойной системе обычной и компактной звезды (в частности, аккреции на пульсар или черную дыру)

В отличие от пульсаров, они лишены мощного магнитного поля, которое как бы засасывает заряженные частицы к магнитным полюсам. Поэтому аккрецирующая водородно-гелиевая плазма от соседней звезды более или менее равномерно устремляется к барстеру, формируя на его поверхности гигантский термоядерный котел. Падающее вещество разгоняется в поле тяготения барстера до околосветовых скоростей. За счет перехода кинетической энергии этого вещества в тепловую форму и выгорания водорода поджигается термоядерная реакция синтеза гелия в углерод. Именно гелиевый синтез и обеспечивает грандиозные вспышки. В одной вспышке барстера полностью выгорает примерно метровый слой спрессованного до 1 тонны в куб. сантиметре гелия, слой, окутывающий нейтронную звезду радиусом порядка 10 км. Нетрудно оценить, что масса такого слоя порядка 10²¹ г, и при обычном энерговыделении гелия (10¹¹ Дж/г) энергия вспышки должна доходить до 10³² Дж!

Чтобы обеспечить приток необходимого вещества, звезда-соседка должна отдавать барстеру свое вещество в темпе 10¹⁷ г/с — одну земную массу за 2000 лет. Это обеспечивает полное восстановление гелиевого слоя в среднем за 10⁴ с, но сокращает время жизни звезды-соседки. Если масса последней порядка солнечной, то все ее вещество израсходуется на вспышки барстера примерно за полмиллиарда лет. Так барстеры оказались не только превосходным образом открытого для обозрения «термоядерного ада» — того, который, по недавним понятиям, должен был прятаться глубоко в звездных недрах, но и кандидатами на роль активнейших «звездных вампиров».

На этом не исчерпывается обнаруженная в 60-е годы и позднее звездная экзотика. О самой интересной из них — черных дырах — мы поговорим во II части. Там же удастся обсудить и общую картину звездной эволюции, где обычные и экзотические звезды обретают свои естественные места.