Одним из решающих прорывов в понимании природы света послужила в середине XIX в. формулировка Максвеллом электромагнитной теории. Как говорилось в гл. 2, теория Максвелла привела к фундаментальному волновому уравнению, которое даёт полную картину всех волновых свойств света. Замечательно, что это волновое уравнение не накладывает никаких ограничений на допустимые длины волн электромагнитного излучения. Заметим, что видимый свет, доступный нашему глазу, ограничен узким диапазоном длин волн - примерно от 7,7•10-5 см для красного света и до 4,55•10-5 см для фиолетового. Иными словами, согласно теории Максвелла, должны существовать и другие типы электромагнитного излучения, обладающие как намного более длинными, так и намного более короткими длинами волн, чем видимый свет. В этом смысле теория электромагнетизма действительно предсказала существование рентгеновских лучей, гамма-лучей, радиоволн, а также и ультрафиолетового и инфракрасного излучения.
Такое открытие должно было обеспокоить астрономов. Ведь практически все наши знания о Вселенной были почерпнуты из оптических наблюдений с помощью видимого света, а этот последний, оказывается, занимает лишь очень малую часть спектра всего электромагнитного излучения (см. рис. 2.5)! Почему бы звёздам и галактикам не испускать и другие типы излучения, кроме видимого света, - например, рентгеновские лучи или радиоволны? Поскольку глаз человека этих излучений не воспринимает, астрономы - и это стало им ясно - упускали огромное количество ценнейшей информации.
Существуют два типа трудностей наблюдения неба в диапазонах радиоволн, очень далеких от видимого света. Во-первых, до самого недавнего времени учёные просто не знали, как строить инструменты, способные принимать экзотические виды электромагнитного излучения. И глаз человека, и фотопленка здесь были совершенно бесполезны. Во-вторых, земная атмосфера непрозрачна для большей части электромагнитного спектра. Например, рентгеновские и ультрафиолетовые лучи попросту не проникают сквозь толщу воздуха, окружающего поверхность Земли.
Такая непрозрачность земной атмосферы - одновременно и зло, и благо. Жизнь смогла развиться на поверхности нашей планеты именно благодаря тому, что атмосфера защищает её от разнообразных смертоносных излучений, приходящих из космоса. Однако на определённых длинах волн совершенно невозможно производить наблюдения неба с поверхности Земли, так как соответствующие виды излучения не доходят до неё сквозь воздушную толщу. Пытаться увидеть с поверхности Земли рентгеновские или ультрафиолетовые лучи, приходящие с неба, - это всё равно что пытаться смотреть сквозь кирпичную стену. Атмосфера защищает нас, но она же лишает нас информации.
Эти доводы позволяют нам по достоинству оценить важность усилий Карла Янского, который в 1931 г. первым принял радиоволны из космоса. Он проводил эксперименты с антеннами в лабораториях фирмы «Белл» и обнаружил, что они принимают радиоволны, приходящие от внеземных источников. Радиоволны определённых длин волн, как и видимый свет, проникают сквозь земную атмосферу.
Вторая мировая война оказала значительное воздействие на обширный круг научных исследований, включая и работы в такой новой области, как радиоастрономия. В результате достижений электроники и радиотехники астрономы в конце 1940-х годов смогли приступить к строительству радиотелескопов. На протяжении 1950-х годов во всем мире было создано множество таких телескопов, и для науки открылась возможность увидеть небо в новом «свете» - в радиоволнах.
РИС. 7.1. Радиотелескоп. Радиотелескоп - это огромная металлическая тарелка, которая фокусирует, собирает и усиливает радиоволны, приходящие из космического пространства. (НАСА, Лаборатория реактивного движения.)
Создание радиотелескопов (рис. 7.1) как бы дало нам второе зрение для наблюдения Вселенной. Учёные впервые смогли увидеть Вселенную в диапазонах длин волн, весьма далеких от видимой части спектра электромагнитного излучения.
РИС. 7.2. Небо в видимом свете и в радиодиапазоне. На верхнем рисунке изображено всё видимое небо. Рисунок ориентирован так, чтобы Млечный Путь проходил через него горизонтально. На нижнем рисунке изображен вид неба в радиоволнах. (Ликская обсерватория; Гриффитская обсерватория.)
1950-е годы были в основном посвящены подробному картографированию неба в радиоволнах (рис. 7.2). Радиоастрономы посвятили многие годы составлению каталогов открытых источников космического радиоизлучения. Теперь в каких каталогах значатся тысячи объектов. Но к 1960-м годам радиоастрономам пришлось выкроить время для подробного исследования ряда удивительных радиоисточников, которые они обнаружили.
В конце 1967 г. группа радиоастрономов во главе с Энтони Хьюищем из Кембриджского университета в ходе своих наблюдений обнаружила, что их радиотелескоп принимает совершенно необычные сигналы, а именно короткие импульсы радиошумов, следующие один за другим с интервалами примерно в 1 с (см. рис. 7.3).
РИС. 7.3. Запись излучения типичного пульсара. Импульсы радиоизлучения пульсара иногда бывают сильными, а иногда - слабыми. Но время их появления всегда выдерживаются с поразительной точностью.
Сначала посчитали, что это были сигналы от запущенного кем-то спутника, однако вскоре стало ясно, что приписать их работе искусственного космического корабля невозможно. Корабль, запущенный в Солнечной системе, медленно двигался бы на фоне звёзд, находясь на околосолнечной орбите. Но таинственный импульсный радиоисточник был неподвижен относительно звёзд - значит, он должен был находиться очень далеко от нас - там же, где сами звёзды!
Дальнейшие наблюдения привели к удивительному открытию: импульсы от этого радиоисточника были чрезвычайно регулярными и точными. Хотя одни импульсы были слабее, а другие - сильнее, их время прихода выдерживалось с поразительной степенью точности. Ещё никогда в природе не наблюдалось процесса, который мог бы соперничать с этими импульсами по своей регулярности и точности. Сразу же стали подозревать, что наконец-то удалось принять сигналы от внеземной цивилизации. Сторонники теории о «маленьких зеленых человечках» ухватились за идею о том, что новооткрытый радиоисточник может служить радионавигационным маяком для летающих тарелок.
К весне 1968 г. было открыто ещё три пульсирующих радиоисточника (пульсара) . Первый пульсар получил название СР 1919, остальные три - СР 0834, СР 0950 и СР 1133. (Буквы СР означают «Кембридж, пульсар», а цифры - приблизительные небесные координаты пульсара.) Во всех случаях периоды пульсаций были чрезвычайно правильными. Сейчас радиоастрономам известно около 100 пульсаров. Их периоды равны от 1/30 с для самого быстро пульсирующего до более чем 3 с для самого медленного.
Вместо того чтобы объяснить свои открытия с привлечением маленьких зеленых человечков, учёные предпочитают опираться на свои знания о Вселенной и стремятся истолковать наблюдения в рамках действия известных законов природы. И вот весной 1968 г. астрофизики всего мира приступили к кропотливому пересмотру накопленных знаний о звёздах, чтобы найти рациональное и естественное объяснение природы пульсаров.
Вспомним, что говорилось в предыдущей главе о термоядерных реакциях в центральных областях звёзд, приводящих к высвобождению гигантской энергии и возникновению высоких температур, достаточных, чтобы поддерживать внешние слои звёзд. К концу жизни звезды, когда истощится всё содержащееся в ней ядерное горючее, звезда прекращает своё существование на одном из нескольких путей. Звезда малой массы просто сжимается и становится белым карликом, возможно выбросив часть своего вещества. Звезда средней массы также может превратиться в белого карлика, правда выбросив более значительную часть своего вещества, возможно, с образованием при этом планетарной туманности. Самые же массивные звёзды могут заканчивать жизнь грандиозным взрывом - мы называем это вспышкой сверхновой. При этом значительная доля вещества умирающей звезды может быть стремительно выброшена в космос.
Природа белых карликов как «мёртвых» звёзд стала достаточно ясна после пионерской работы С.Чандрасекара в начале 1930-х годов. Та термоядерная «печь», которая поддерживает структуру обычных звёзд, не может быть причиной устойчивости внешних слоёв в белых карликах просто потому, что в них уже исчерпано всё горючее. Для понимания того, что же поддерживает структуру белого карлика, рассмотрим вещество в сердцевине коллапсирующей, умирающей звезды. По мере сжатия звезды давления и плотности становятся столь велики, что все атомы полностью «раздавливаются». В результате получается море свободных электронов, в котором как бы «плавают» ядра. Электроны обладают спином , или собственным «вращением», вследствие чего их поведение подчиняется важному закону природы, называемому в физике принципом запрета Паули . Согласно этому запрету, два электрона одновременно не могут занимать одно и то же место, если их скорости и спины одинаковы. По мере сжатия умирающей звезды электроны подвергаются давлению до такой степени, что в конце концов оказываются заполненными все вакансии возможного расположения и скоростей электронов. Как только это произошло, электроны начинают с большой силой действовать друг на друга, сопротивляясь дальнейшему сжатию умирающей звезды. Таким образом возникает давление вырожденных электронов , предотвращающее неограниченное сжатие (коллапс) белого карлика.
Белые карлики известны астрономам уже на протяжении многих лет. Эти звёзды настолько обычны, что до недавних пор все считали их конечным состоянием всех умирающих звёзд. Прекрасный пример одной из таких мёртвых звёзд показан на рис. 7.4-это спутник звезды Сириус в созвездии Большого Пса.
РИС. 7.4. Белый карлик. У Сириуса, самой яркой звезды неба, есть спутник - белый карлик. Белые карлики типа того, который наблюдается рядом с Сириусом, - это горячие, слабые и очень маленькие по размерам звёзды.
Выполнив подробные расчёты структуры белых карликов, Чандрасекар пришел к интересному открытию: для массы белого карлика существует строгая верхняя граница. Давление вырожденных электронов способно поддерживать вещество мёртвой звезды лишь в том случае, если её масса не превышает примерно 1,25 массы Солнца. Если же масса умирающей звезды существенно больше 1,25 солнечной, то даже мощных сил между вырожденными электронами недостаточно для того, чтобы противостоять всесокрушающему давлению вышележащих слоёв звезды. Этот критический предел массы - около 1,25 массы Солнца - называется пределом Чандрасекара .
Так как белые карлики весьма обычны и так как не было известно других типов «мёртвых» звёзд, то астрономы полагали, что все умирающие звёзды ухитряются так или иначе сбросить достаточное количество вещества, чтобы их массы оказались меньше предела Чандрасекара. Однако это широко распространенное мнение не удовлетворило нескольких астрофизиков - они стали строить гипотезы о том, что же может случиться с умирающей звездой, если её масса превышает 1,25 солнечной.
В 1934 г. В.Бааде и Ф.Цвикки выяснили, что могло бы происходить с мёртвыми звёздами, масса которых составляет от 1,5 до 2 масс Солнца. Так как давление вырожденных электронов недостаточно сильно, чтобы остановить сжатие, звезда попросту становится всё меньше и меньше. Давления и плотности растут, пока электроны не вдавятся внутрь атомных ядер, из которых состоит звезда. В результате отрицательно заряженные электроны соединятся с положительно заряженными протонами и дадут нейтроны. Когда, наконец, вся звезда почти целиком превратится в нейтроны, снова начнет играть важную роль принцип запрета Паули. Силы между нейтронами вызовут появление давления вырожденных нейтронов . Это новое, ещё более могучее давление способно остановить сжатие и ведет к появлению звёздного тела нового типа - нейтронной звезды .
Ещё через пять лет, в 1939 г., Ю. Р.Оппенгеймер и Г.Волков опубликовали обширные вычисления, доказывающие плодотворность этих соображений. Но так как никто никогда не наблюдал нейтронных звёзд, эти пророческие идеи не нашли подходящей почвы. По сути дела астрономы просто не знали, где и как им искать нейтронные звёзды.
В 1054 г. н.э. астрономы Древнего Китая отметили появление на небе «звезды - гостьи» в созвездии Тельца. Яркость этой новой звезды была столь велика, что её можно было видеть без труда в солнечный день. Затем она стала ослабевать и вскоре совершенно пропала из виду.
Когда современные астрономы направили свои телескопы на то место неба, где, согласно древним записям, появилась «звезда - гостья», они обнаружили великолепную Крабовидную туманность (рис. 7.5). Крабовидная туманность является прекрасным примером остатка взрыва сверхновой, а древнекитайским астрономам настолько повезло, что они увидели умирающую звезду, когда она сбрасывала свою атмосферу.
РИС. 7.5. Крабовидная туманность. Пульсар NP0532 расположен в центре этого остатка взрыва сверхновой. (Ликская обсерватория.)
В конце 1968 г. астрономов ждала новая радость: был обнаружен пульсар, расположенный точно посередине Крабовидной туманности. Этот пульсар, известный как NP 0532, - самый быстро пульсирующий из всех пульсаров. Импульсы радиоизлучения приходят от него по 30 раз за секунду. Это открытие дало астрономам повод для подозрений, что умирающие звёзды могут иметь какое-то отношение к пульсарам. Непосредственные расчёты показали, что белые карлики неспособны давать тридцать импульсов радиошума в секунду. Пришла пора воскресить идеи Бааде, Цвикки, Оппенгеймера и Волкова.
Все звёзды вращаются - и все они, вероятно, обладают магнитными полями. В обычных условиях оба этих свойства довольно несущественны. Например, Солнце делает один оборот вокруг своей оси примерно за месяц. Его магнитное поле к тому же довольно слабое. В среднем у Солнца магнитное поле имеет приблизительно такую же напряжённость, как и у Земли. Однако если Солнце или подобная ему звезда станет сжиматься до размеров нейтронной звезды, то оба указанных свойства приобретут исключительно важное значение. Чтобы понять причины этого, представим себе фигуристку, делающую пируэт на льду. На рис. 7.6 схематически показано, что, прижимая к себе руки, она увеличивает скорость вращения. Это - прямое следствие фундаментального закона физики, известного как закон сохранения момента количества движения . Подобным же образом если большая звезда, размером с Солнце, сжимается до малого объёма, то скорость её вращения стремительно возрастает. Поэтому астрономы считают, что нейтронные звёзды очень быстро вращаются - вероятно, быстрее, чем оборот за секунду.
РИС. 7.6. Закон сохранения момента количества движения. Делая пируэт, фигуристка прижимает к себе руки, и скорость её вращения сразу увеличивается.
Когда звезда очень велика, её магнитное поле распределено по многим миллионам квадратных километров её поверхности. Поэтому напряжённость магнитного поля во всех точках поверхности довольно невелика. Однако, умирая, звезда уменьшается в размерах. То магнитное поле, которое первоначально было распределено на большой площади, сосредоточивается на нескольких сотнях квадратных километров. При сокращении площади, занимаемой магнитным полем, его напряжённость тоже стремительно возрастает. Если бы звезда вроде Солнца сжалась до размеров нейтронной звезды, то напряжённость её магнитного поля увеличилась бы примерно в миллиард раз!
Подводя итоги, можно сказать, что у астрономов, занимающихся проблемами нейтронных звёзд, имеются веские основания считать, что эти звёзды быстро вращаются вокруг оси и обладают мощными магнитными полями. К тому же они учитывают, что ось вращения нейтронной звезды может быть не параллельна её магнитной оси - ведь магнитная ось Земли наклонена по отношению к её оси вращения, так что компас показывает не совсем точно на Северный географический полюс.
РИС. 7.7. Строение нейтронной звезды. Астрономы считают, что нейтронные звёзды очень быстро вращаются и обладают мощными магнитными полями. Основные свойства пульсаров, по-видимому, определяет излучение, исходящее из северного и южного магнитных полюсов.
Основываясь на этих соображениях, можно нарисовать картинку (рис. 7.7), иллюстрирующую основные свойства нейтронной звезды. Сама нейтронная звезда очень мала - от 15 до 20 км в диаметре. Скорость её вращения очень высока, а направление мощного магнитного поля наклонено к оси вращения.
Необходимо учесть, что, хотя в недрах нейтронной звезды содержатся почти исключительно нейтроны, на её поверхности всё же имеется множество заряженных частиц (протонов и электронов). При попадании этих заряженных частиц в области сильных магнитных полей у северного и южного магнитных полюсов звезды они ускоряются и поэтому сильно излучают электромагнитные волны. Иными словами, вследствие взаимодействия заряженных частиц с магнитным полем вблизи северного и южного магнитных полюсов нейтронной звезды должны испускаться мощные потоки электромагнитного излучения. Но так как звезда в целом быстро вращается, то эти два пучка излучения должны кружить по небу. Если Земля окажется случайно на пути одного из этих пучков, то радиоастрономы зарегистрируют импульсы излучения всякий раз, когда пучок будет направлен по лучу зрения земного наблюдателя. В этом смысле нейтронная звезда работает как вращающийся луч маяка. Импульс излучения наблюдается всякий раз, когда пучок света идет по лучу зрения.
Все известные сейчас свойства пульсаров поддаются объяснению в рамках описанной модели нейтронной звезды - наклонного ротатора . И эта теория так хорошо соответствует данным наблюдений, что сейчас найдется мало астрономов, которые ещё сомневаются в существовании нейтронных звёзд. То, что когда-то считалось плодом чистой фантазии, оказывается, на самом деле существует в природе.
РИС. 7.8. Телевизионная установка для наблюдения NP 0532. Импульсы видимого света от пульсара в центре Крабовидной туманности были обнаружены с помощью телевизионной камеры и вращающегося диска с прорезями, который периодически перекрывал приходящий пучок света (с разными частотами).
Но если пульсар проявляет себя как быстро вращающаяся нейтронная звезда, то естественно задаться вопросом - почему наблюдаются только импульсы радиоволн ? Может быть, удастся обнаружить также пульсацию видимого света? Эта мысль пришла на ум группе астрономов обсерватории Китт Пик в конце 1968 г. Они направили свой телескоп на звёзды в центре Крабовидной туманности и провели видеозапись их изображений с помощью телевизионной установки, показанной на рис. 7.8. Между телескопом и телекамерой они поместили вращающийся диск с прорезями. Вращая этот диск с разными скоростями, они могли прерывать входящий пучок света с разной частотой. Оказалось, что одна из звёзд действительно гаснет и вспыхивает в диапазоне видимого света 30 раз в секунду. Однако, несмотря на упорные поиски, такие вспышки света удалось наблюдать только у пульсара Крабовидной туманности (NP 0532, рис. 7.9).
РИС. 7.9. Пульсар NP 0532. На этих двух телевизионных изображениях звёзд в центре Крабовидной туманности пульсар NP0532 виден сначала во время вспышки, а затем в перерыве между вспышками. (Ликская обсерватория.)
По мере того как объяснение пульсаров в качестве нейтронных звёзд постепенно завоевывало общее признание, астрофизики стали всё чаще обращаться к расчётам, касающимся природы «мёртвых» звёзд. В ЭВМ вводились в виде программ данные о физических законах и необходимых математических операциях; тем самым астрофизики ставили перед ЭВМ задачу рассчитать характерные черты структуры белых карликов и нейтронных звёзд. На рис. 7.10 приводится взаимосвязь между массой и плотностью мёртвых звёзд. Устойчивым звездам, которые могут существовать в природе, соответствуют только два участка кривой, выданной ЭВМ. Из графика видно, что плотность в центре белого карлика составляет около 60 тонн на кубический сантиметр. Однако в центре нейтронной звезды плотность столь велика, что в кубическом сантиметре содержится около 2 миллиардов тонн вещества!
РИС. 7.10. График зависимости массы от плотности для мёртвых звёзд. Плотность вещества белого карлика составляет около 60 т/см3 В нейтронной звезде плотность равна примерно 2 миллиардам тонн на кубический сантиметр.
Кроме данных о взаимосвязи между массой и плотностью в недрах мёртвой звезды, рис. 7.10 содержит ещё один важный сюрприз. Вспомним, как важен предел Чандрасекара: белый карлик не может обладать массой, превышающей примерно 1,25 массы Солнца. Давление вырожденных электронов оказывается попросту недостаточно сильным, чтобы поддерживать больше чем 1,25 солнечной массы. Однако существует также верхний предел массы нейтронной звезды: не может существовать нейтронных звёзд с массой более примерно 2,25 солнечной! Выше этого критического предела давление вырожденных нейтронов в свою очередь оказывается недостаточным, чтобы поддержать умирающую звезду.
РИС. 7.11. График зависимости массы от диаметра для мёртвых звёзд. Белые карлики обладают примерно такими же размерами, как Земля. Поперечник нейтронных звёзд составляет всего 15-20 км.
На рис. 7.11 показана зависимость между массой и диаметром для мёртвых звёзд. Здесь тоже чётко прослеживаются верхние пределы масс для белых карликов и нейтронных звёзд. Можно думать, что при учёте быстрого вращения эти верхние пределы должны значительно возрасти. Во вращающейся звезде атом испытывает наряду с направленной внутрь силой тяготения ещё и центробежную силу, обусловленную вращением звезды и направленную наружу. На рис. 7.11 сплошная линия изображает зависимость для невращающейся мёртвой звезды. Пунктиром здесь же дана кривая для мёртвой звезды, вращающейся на пределе механической прочности. Устойчивые мёртвые звёзды соответствуют заштрихованной области между этими двумя предельными кривыми. Как и ожидалось, при наличии вращения предельные массы белых карликов и нейтронных звёзд оказываются больше, но ненамного. В результате таких расчётов астрофизики пришли к убеждению, что не может существовать нейтронных звёзд с массами, превышающими примерно три солнечные.
Существование верхнего предела массы нейтронной звезды приводит нас к альтернативе. Наблюдения двойных звёзд свидетельствуют о том, что во Вселенной существуют звёзды с массами до 40 или 50 солнечных. Расчёты процессов эволюции звёзд говорят о том, что массивные звёзды стареют очень быстро. Предположим, что умирающая массивная звезда не выбросит всё лишнее вещество в космическое пространство, вспыхнув как сверхновая. Пусть поэтому оставшаяся от звезды мёртвая сердцевина обладает массой более трёх солнечных масс. Такая звезда не может стать белым карликом, так как её масса значительно превышает предел Чандрасекара. Такая звезда не может стать и пульсаром, ибо её масса слишком велика, чтобы её могло выдержать давление вырожденного нейтронного газа. Короче говоря, физика не знает никаких сил, которые были бы способны поддерживать вещество этой звезды . Умирающая звезда, мёртвая сердцевина которой содержит вещества более трёх солнечных масс, просто становится всё меньше и меньше. Направленная внутрь всесокрушающая сила веса миллиардов миллиардов тонн вещества не может встретить достойного сопротивления. По мере сжатия звезды напряжённость гравитационного поля вокруг неё становится всё больше и больше. Теория Ньютона уже не может правильно описывать явления, и астрофизикам приходится обращаться к общей теории относительности Эйнштейна. В ходе продолжающегося сжатия нарастает искривление пространства-времени. Наконец, когда звезда сожмется до поперечника в несколько километров, пространство-время «свернется» и звезда исчезнет! А то, что останется, называется чёрной дырой .
Итак, звёздные останки могут быть трёх разновидностей: это белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры. Белые карлики известны уже много десятилетий. Они настолько обычны, что большинство астрономов считали их смертными останками любой звезды. Но затем были открыты пульсары, и теперь большинство астрономов признают и реальное существование нейтронных звёзд. Основываясь на знании свойств мёртвых звёзд, астрономы начали с конца 1960-х - начала 1970-х годов думать о возможности существования самого удивительного типа мёртвых звёзд - чёрных дыр. Так открытие пульсаров возродило интересы к общей теории относительности. Почти полстолетия после того, как Эйнштейн опубликовал свои уравнения гравитационного поля, общая теория относительности как бы пребывала в спячке. Немногие исследователи могли представить себе что эта теория могла бы выдвинуться в физике на первый план. В 1939 г. Оппенгеймер и Снайдер опубликовали статью о том, что чёрные дыры могут существовать, но большинство отнеслись к ней как к фантазии. Однако пророческие работы Оппенгеймера теперь возродились, и многие астрономы верят, что чёрные дыры уже найдены среди объектов Вселенной.