Загадки для знатоков: История открытия и исследования пульсаров - [33]

Однако причины временного затишья в исследованиях нейтронных звезд были объективными. И объективные же причины привели затем, в шестидесятых годах, к взрывоподобному росту интереса к нейтронным звездам…

К концу пятидесятых годов положение в теории звездной эволюции стабилизировалось. Никто не сомневался в том, что ассоциации звезд существуют и что именно в ассоциациях, группами, возникают звезды. Но вот из чего они возникают — из межзвездного газа или из гипотетических сверхплотных Д-тел, введенных в астрофизику В. А. Амбарцумяном, — на этот вопрос еще не было твердого ответа. Однако если уж. звезда как-то образовалась, то можно проследить дальнейший ход ее эволюции. Это оказалось возможным сделать именно в конце пятидесятых годов, когда астрофизики начали использовать для своих расчетов электронно-вычислительные машины. По нашим сегодняшним меркам эти ЭВМ были громоздкими и медлительными, но уже могли выполнять вычисления, на которые прежде уходили годы. Применение ЭВМ позволило астрофизикам взяться за решение сложнейшей теоретической задачи, давно дожидавшейся своего часа. Задачи о внутреннем строении звезды. Задачи о звездной эволюции.

Обычная звезда — нагретый газовый шар, и действуют в ней газовые законы. Или, как говорят физики, уравнение состояния звездной материи есть уравнение состояния высокотемпературной плазмы. Дело, однако, усложняется оттого, что в звезде идут ядерные реакции синтеза — они-то и разогревают звезду. Реакции идут в самых горячих и плотных областях звезды, в ее центральной части, о строении которой нам пока ничего не известно — ведь видим мы лишь поверхность звезды, ее фотосферу. Энергия, которая выделяется при ядерном синтезе, должна проделать сложный путь в недрах звезды, пронзить всю ее толщу, прежде чем достигнет фотосферы и излучится в пространство. Ни одному кванту света — фотону — это не под силу, звезда непрозрачна. Фотон поглощается, пройдя в веществе звезды очень небольшое расстояние. А вместо поглощенного фотона излучается другой — в ином направлении и с иной частотой. Процесс поглощения и излучения занимает время, и энергия, выделившаяся сегодня в центре звезды от слияния четырех атомов водорода в один атом гелия, достигнет фотосферы и излучится в космос через много лет, претерпев множество превращений.

Да и само вещество звезды тоже не статично — в нем постоянно перемешиваются слои плазмы, опускаются и поднимаются, в них постоянно возникают и гаснут вихри. Звезда — газовый шар, говорим мы. Но за этими простыми словами скрывается очень сложное и богатое физическое содержание. Чтобы хоть приближенно разобраться в строении этого газового шара — звезды, нужны неимоверно сложные расчеты реакций, состояний, процессов. Расчеты, ставшие технически выполнимыми только после появления ЭВМ.

Когда астрофизики-теоретики начали рассчитывать звездные модели, стала проясняться истинная картина эволюции звезды. Вот она в нескольких словах.

Звезды рождаются с разными массами — от десятых долей массы Солнца до десятков солнечных масс. В их недрах начинает гореть водород, превращаясь в гелий. Постепенно водород «выгорает», ядро звёзды сжимается, поскольку из-за нехватки горючего газовое давление в нем падает, и тогда начинают идти более сложные реакции, требующие более высоких температур и плотностей — загорается гелий. Эта стадия эволюции протекает значительно быстрее. В ядре уже нечему гореть, и реакции идут в тонком слое между ядром и оболочкой звезды. Давление на оболочку увеличивается, оболочка «разбухает», звезда становится красным гигантом, и тут… И тут ее структура становится настолько сложной, что даже современные ЭВМ часто не в силах помочь.

Помогают наблюдения. Стадия красного гиганта — одна из последних в жизни звезды. Ядро красного гиганта успевает за короткое время так сжаться, что, в сущности, представляет собой почти белый карлик. «Неполный карлик» — такое выражение можно встретить в фантастическом рассказе М. Лейнстера. Если найдется сила, которая «сдерет» с красного гиганта его оболочку, то ядро со временем превратится в обычного белого карлика.

А если масса ядра больше предела, установленного С. Чандрасекаром для белых карликов? Прежде, как вы помните, с этой проблемой расправлялись быстро: звезда в течение эволюции теряет всю лишнюю массу и все равно становится белым карликом. Но в конце пятидесятых годов стало ясно, что это может быть и не так. И теоретики забеспокоились — как же быть с массивными звездами?

Так сверхплотные звезды снова привлекли внимание ученых. В тридцатые годы нейтронными звездами и катастрофическим коллапсом занялись прежде всего физики — им было интересно, какие следствия можно вывести из уравнений общей теории относительности. А в конце пятидесятых годов сверхплотными телами заинтересовались астрофизики, причем с конкретной астрофизической целью: какую предельную массу может все же иметь нейтронная звезда?

Вы помните, что Р. Оппенгеймер и Дж. Волков получили для предельной массы нейтронной звезды значение 0,7 массы Солнца? Это вдвое меньше предельной массы белого карлика. Если это действительно так, то среди небесных тел нейтронных звезд не должно быть. Ведь если масса звезды меньше, чем 1,4 массы Солнца, то звезда эволюционирует к состоянию белого карлика. А если масса больше, то наступит катастрофический коллапс, беспредельное сжатие. В обоих случаях нейтронная звезда не возникает. И как быть, наконец, с южной звездой в Крабовидной туманности — что она такое? Столь малое значение предельной массы нейтронной звезды астрофизиков не устраивало.