Вселенная, жизнь, разум - [26]

Существует несколько гипотез о причине взрывов звезд, наблюдаемых как сверхновые. Однако общепризнанной теории, основывающейся на известных фактах и могущей предсказать новые явления, пока нет. Можно, однако, не сомневаться, что такая теория будет создана в самом ближайшем времени. По всей вероятности, причиной взрыва является катастрофически быстрое выделение потенциальной энергии тяготения при «спаде» внутренних слоев звезды к ее центру.

Мы сейчас остановимся на этой важной для всей современной астрофизики проблеме более подробно. В предыдущей главе была нарисована общая картина образования звезд из межзвездной среды. Решающим фактором в этом процессе является сила всемирного тяготения, которая всегда стремится сблизить отдельные части вещества и тем самым образовать более компактные тела. Можно сразу же задать «детский» вопрос: «А есть ли предел уплотнения вещества под воздействием силы тяжести? Не может ли звезда в конце концов сжаться в точку?» Хорошо известно, что многие из так называемых «детских» вопросов самым глубоким образом затрагивают коренные проблемы мироздания и бытия. Может быть, именно поэтому они и называются детскими… Сформулированный выше вопрос как раз относится к этой категории.

Как же отвечает на него современная наука? Когда протозвезда сожмется до таких размеров, что температура в ее недрах станет достаточно высокой и пойдут ядерные реакции, она перестанет сжиматься и будет долгое время находиться в равновесном состоянии. Это равновесие осуществляется в каждом элементе ее объема под действием двух равных и противоположно направленных сил: гравитации и разности газового давления. Первая сила стремится сжать звезду, вторая — расширить.

Звезда в таком равновесном состоянии находится на главной последовательности, о чем речь шла в предыдущей главе. Но равновесие не будет продолжаться вечно. Когда ядерное горючее — водород в недрах звезды — будет исчерпано, наступят радикальные и довольно быстрые перемены в ее жизни. В предыдущей главе мы писали, что после исчерпания водородного горючего из центральной части звезды образуется весьма горячее и плотное ядро, сама звезда превращается в красный гигант, а затем, после «сброса» оболочки — в белый карлик.

Но такой путь эволюции могут проделать только звезды, у которых массы, оставшиеся после сброса оболочки, не слишком велики, например не больше 1,2 солнечной массы. Звезды, у которых оставшаяся масса находилась в пределах 1,2–2,5 солнечных масс, как показывают надежные теоретические расчеты, не могут образовать устойчивую конфигурацию белого карлика. Они катастрофически быстро сжимаются до ничтожных размеров порядка 10 км, причем их средняя плотность достигает 1015 г/см3, что превышает плотность атомного ядра. Как показывают специальные теоретические исследования, вещество таких звезд состоит из чрезвычайно плотно «упакованных» нейтронов, ибо свободные электроны как бы «вдавливаются» в протоны. Именно поэтому такие объекты получили название «нейтронных звезд». Расчеты показывают, что первоначальная температура поверхности у нейтронных звезд около миллиарда кельвинов. В дальнейшем нейтронная звезда будет быстро остывать, а температура ее поверхности быстро падать.

Открытые теоретически «на кончике пера» нейтронные звезды должны были представлять собой объекты, чрезвычайно трудные для наблюдений. В самом деле, совершенно безнадежно обнаружить тепловое оптическое излучение такой звезды по причине ничтожно малой излучательной поверхности. Если, например, температура поверхности нейтронной звезды около 6000 К (т. е. такая же, как у Солнца), а радиус равен 6 км (т. е. примерно в 100000 раз меньше солнечного), то светимость ее будет в десять миллиардов раз меньше, чем у Солнца. Это означает, что ее абсолютная величина будет близка к 30. Если бы даже такая звезда находилась, от нас на расстоянии всего лишь 1 пк (т. е. ближе любой другой звезды), ее блеск соответствовал бы объекту 25-й величины.

Высокая температура поверхности образовавшихся после взрыва сверхновых нейтронных звезд позволяла надеяться, что можно будет обнаружить их рентгеновское излучение.

В самом деле, если температура поверхности такой звезды миллиард кельвинов, то, согласно известному закону Стефана — Больцмана, поток излучения с единицы поверхности нагретого непрозрачного тела пропорционален четвертой степени его температуры; наша крохотная нейтронная звезда будет излучать ~ 1045 эрг/с, т. е. больше, чем вся наша Галактика. Однако совершенно очевидно, что такую огромную мощность нейтронная звезда будет излучать только очень короткий промежуток времени. Остывание будет происходить главным образом за счет излучения нейтрино, которые в больших количествах образуются во всем ее объеме при столь высокой температуре. Но даже если температура поверхности была бы «всего лишь» 10 млн. кельвинов, мощность ее рентгеновского излучения была бы ~ 1037 эрг/с, что в несколько тысяч раз больше мощности всего излучения Солнца.

Еще в 1963 г. в созвездии Скорпиона был открыт с помощью счетчика фотонов, установленного на борту ракеты, первый рентгеновский источник, находящийся за пределами Солнечной системы. Вскоре было открыто рентгеновское излучение от Крабовидной гуманности (см. выше). В настоящее время известно уже несколько сотен рентгеновских источников, причем многие из них отождествляются с туманностями — остатками вспышек сверхновых. Большая часть рентгеновских источников — звездообразные объекты. Сразу же после открытия в 1964–1965 гг. многие астрономы и физики решили, что наконец-то долгожданные нейтронные звезды обнаружены… Увы, их ликование, как это часто бывало в истории астрономии, оказалось преждевременным. Понадобилось еще 20 лет, чтобы обсерватория «Эйнштейн» обнаружила в некоторых остатках вспышек сверхновых точечные рентгеновские источники, которые можно интерпретировать как излучение поверхности нейтронной звезды. Теоретики подсчитали, что остывание нейтронных звезд происходит даже быстрее, чем считали раньше: всего лишь за несколько месяцев температура поверхности нейтронной звезды упадет значительно ниже десяти миллионов кельвинов, а такой объект методами современной рентгеновской астрономии уже не сможет быть обнаружен. Столь быстрый срок остывания нейтронных звезд, во всяком случае за время, много меньшее, чем средний промежуток между вспышками сверхновых, как будто бы означает, что среди наблюдаемых космических рентгеновских источников нейтронных звезд быть не может. (И все же оказалось, что рентгеновские звезды — это нейтронные звезды в двойных системах (см. гл. 8). Но это стало ясно только после 1970 г.)