Мысленный эксперимент с нейтронной звездой

 

У нейтронных звезд есть свои проблемы с равновесием. Проведем еще один мысленный эксперимент. Рассмотрим пульсар в Крабовидной туманности, который, по всей вероятности, представляет собой нейтронную звезду с массой, равной солнечной. Представим себе, что в своем космическом эксперименте мы можем увеличить массу нейтронной звезды, понемногу добавляя нейтронное вещество на ее поверхность. И снова оказывается, что с увеличением массы радиус звезды уменьшается: признак того, что сила тяжести все больше берет верх над давлением. Когда растущая масса нейтронной звезды достигнет примерно двух солнечных, произойдет гравитационный коллапс, длящийся доли секунды. Может ли что-то остановить его? Может ли материя перейти в какую-то новую форму вещества, в которой давление, нарастая, будет противостоять силе тяжести, как это было в случае белых карликов, где после превращения вещества звезды в нейтронную материю вновь смогло установиться равновесие? Физики сегодня склонны считать, что ничто не может остановить гравитационный коллапс нейтронной звезды.

Сила тяжести возрастает, и скоро давление перестает играть сколько-нибудь существенную роль: нейтронная звезда сокращается до ничтожно малых размеров. В окрестности компактного объекта с огромной массой гравитация чрезвычайно сильна; то, что здесь происходит, описывается в рамках общей теории относительности Альберта Эйнштейна. В частности, общая теория относительности утверждает, что гравитация влияет на распространение света. Гравитационное поле Солнца действует на лучи звезд, доходящие до земного наблюдателя, подобно линзе (рис. 11.2). Расстояние между звездами, оказавшимися по разные стороны солнечного диска, кажется чуть-чуть увеличенным. Этот эффект чрезвычайно мал; он находится почти на пределе доступной нам точности измерений. Однако его удается наблюдать во время полного солнечного затмения, когда Луна закрывает собой солнечный диск, и звезды появляются на небе днем. В те несколько минут, которые длится это небесное представление, можно измерить искривление световых лучей, проходящих вблизи Солнца. Оказалось, что это искривление соответствует предсказаниям общей теории относительности.

 

Рис. 11.2. Отклонение световых лучей вблизи Солнца. Две удаленные неподвижные звезды посылают свет во всех направлениях. Их лучи А и В, проходящие вблизи Солнца, показаны сплошными линиями. В гравитационном поле Солнца лучи искривляются. Наблюдателю, находящемуся на Земле, свет видится приходящим по направлениям, показанным штриховыми линиями: ему кажется, что звезды отстоят дальше одна от другой, чем в тот период, когда они наблюдаются на небе вдали от Солнца. Солнце, таким образом, действует на лучи подобно линзе, которая перемещается в течение года по небу и «увеличивает» находящийся в ее окрестности участок неба (тот, конечно, который не закрыт самим солнечным диском). Этот эффект очень мал и может быть измерен только во время полного солнечного затмения.

 

Эффект искривления световых лучей в поле силы тяжести играет очень важную роль, когда вещество нашей нейтронной звезды, ничем более не удерживаемое, обрушивается к ее центру. Попытаемся представить себе этот процесс в замедленном виде. Сначала нейтронная звезда находится еще в равновесии. На ее поверхности искривление световых лучей становится уже заметным, так как сила тяжести здесь очень велика. Исходящий с поверхности луч света движется по искривленной траектории, пока не уходит от поверхности на достаточно большое расстояние, где гравитация не так сильна, и дальше уходит по прямой (рис. 11.3, а).

 

Рис. 11.3. Отклонение света вблизи коллапсирующей нейтронной звезды. Вблизи поверхности звезды траектория светового луча искривляется (а). Чем меньше радиус звезды, тем сильнее искривление (б), так что свет может делать несколько витков вокруг звезды (в), прежде чем уйти в пространство. Радиус звезды стал меньше радиуса Шварцшильда (г). Световой луч, идущий от поверхности, искривляется так сильно, что возвращается обратно к звезде. На рисунке (г) масштаб увеличен по отношению к (в) примерно вдвое (слева), и для наглядности на правом рисунке он увеличен еще в несколько раз. Штриховой линией показан радиус Шварцшильда.

 

Когда же масса нейтронной звезды увеличивается и начинается коллапс, гравитационное поле у поверхности еще более возрастает. Искривление световых лучей становится столь сильным, что луч света, отклоняемый в «горизонтальном» направлении, несколько раз огибает звезду, прежде чем уйти в пространство (рис. 11.3, б и в). Свету все труднее преодолеть притяжение звезды, и когда в ходе коллапса звезда, которая, будем считать, имеет теперь массу, равную трем солнечным, достигнет радиуса 8,85 километра, свет уже не сможет уйти от нее в пространство. Уходящий от поверхности световой луч искривляется в поле силы тяжести так сильно, что возвращается обратно на поверхность (рис. 11.3, г). Кванты света-фотоны-излучаемые телом, возвращаются обратно, как брошенные вверх на Земле камни. Никакое излучение не прорывается во внешний мир, чтобы донести весть о печальной судьбе нашей звезды. Подобный объект получил название черной дыры.

 

Черные дыры

 

Как мы видели, тело, подвергающееся достаточно значительному сжатию, через какое-то время перестает отпускать от себя световые лучи. Радиус, при котором это начинает происходить, впервые рассчитал Карл Шварцшильд. По всей видимости, его можно считать величайшим астрофизиком первой половины двадцатого столетия. Ему принадлежат основополагающие вклады во многие разделы астрофизики. После того как Эйнштейн сформулировал свои уравнения общей теории относительности, Карл Шварцшильд незадолго до своей смерти получил для них первые точные решения, описывающие, в частности, и свойства черных дыр. Шварцшильд был директором обсерваторий в Гёттингене и Потсдаме; в 1916 г. в возрасте 43 лет он умер от болезни, полученной им на фронтах первой мировой войны. Его прах покоится на центральном кладбище в Гёттингене.

Радиус, до которого необходимо сжать тело, чтобы свет от него не мог уходить в пространство, называют радиусом Шварцшильда. Для Солнца он составляет около трех километров. Если сжать Солнце до этого или меньшего радиуса, то его свет не будет выходить наружу. Вообще говоря, радиус Шварцшильда может быть рассчитан для любого тела. Чем меньше масса тела, тем меньше и радиус Шварцшильда. Для того количества вещества, из которого состоит человек, радиус Шварцшильда настолько мал, что если его выразить в сантиметрах, получится ноль целых и еще двадцать один ноль после запятой, и только дальше появятся цифры, отличные от нуля. Если сжать массу, равную массе человека, до столь малого радиуса, то во внешнее пространство от нее не будет уходить свет.

Превратившись в черную дыру, небесное тело не исчезает из Вселенной. Оно дает о себе знать внешнему миру благодаря своей гравитации. Черная дыра поглощает световые лучи, проходящие вблизи нее, и отклоняет лучи, идущие от нее на более значительном расстоянии. Черная дыра может вступать в гравитационное взаимодействие с другими телами: она может удерживать около себя планеты или образовывать с другой звездой двойную систему.

Но пока что это все был наш мысленный эксперимент. Существуют ли черные дыры в действительности? Довольно трудно представить себе, чтобы на нейтронную звезду поступало столь большое количество вещества, что ее масса увеличилась до того предела, за которым наступает гравитационный коллапс. У рентгеновских двойных звезд, например, поток вещества, поступающего к нейтронной звезде, настолько мал, что за все время жизни звезды, отдающей свою массу, масса нейтронной звезды увеличивается совсем ненамного. Но что мы знаем о возникновении нейтронных звезд? Всего лишь то, что пульсар в Крабовидной туманности образовался после взрыва Сверхновой. А что мы знаем о взрывах сверхновых? Не может ли случиться, что иногда после разлета внешней оболочки остается еще масса, достаточная не только для образования нейтронной звезды, но и для дальнейшего коллапса ее в черную дыру? Относительно некоторых рентгеновских двойных имеется сильное подозрение, что компактным объектом, от которого исходит рентгеновское излучение, является не нейтронная звезда, а черная дыра. Вещество, которое идет от звезды-спутника, может еще до того, как станет невидимым в недрах черной дыры, разогреться до такой степени, что начнет испускать рентгеновское излучение. По движению видимой звезды, определенному с помощью эффекта Доплера (см. приложение А), можно рассчитать массу рентгеновского источника (см. приложение В). Считают, что у рентгеновского источника Лебедь Х-1 масса компактного объекта превышает три солнечных массы. Этот компактный объект уже не может быть нейтронной звездой; не является ли он черной дырой? Впрочем, методы определения массы не слишком точны. Поэтому до сих пор существование черных дыр не является безусловно доказанным.

Пока черные дыры встречаются в научной литературе, да и в широкой печати, гораздо чаще, чем в природе. Сегодня модно привлекать черные дыры для объяснения тех явлений, которым не удается найти другого истолкования черные дыры делают ответственными за все не понятые до сих пор космические явления. В книжном магазине в Лондоне я увидел книгу «Black Holes», помещенную в разделе книг по оккультизму. Английский книгопродавец, по-видимому, хорошо прочувствовал ситуацию, сложившуюся в современной астрофизике.

Скорее всего, свою жизнь звезда заканчивает как добропорядочный остывающий белый карлик или же как нейтронная звезда, которая первое время посылает радиоимпульсы, а также если к ней откуда-то поступает вещество, наблюдается как рентгеновский источник.

Если же к концу существования звезды у нее остается значительная масса, слишком большая, чтобы образовался устойчивый белый карлик, и слишком большая, чтобы нейтронная звезда могла пребывать в равновесии, то ее останки коллапсируют в черную дыру.

23 февраля 1987 года в Большом Магеллановом Облаке произошла вспышка Сверхновой. Хотя она и не принадлежит к Млечному Пути, но находится от него на расстоянии «всего» 120000 световых лет. Эта звезда есть на сделанных прежде снимках звезного неба; она взорвалась еще до того, как на Земле появились неандертальцы. Когда готовилось это издание, было еще не ясно, осталась ли на месте взрыва нейтронная звезда, от которой в будущем могут быть приняты сигналы пульсара, или же ядро Сверхновой сколлапсировало в черную дыру.

Умирающие звезды превращаются в компактные объекты, в которых вещество связано навечно. Однако прежде они выбрасывают часть своей массы в пространство — это то вещество, которое может послужить для образования новых звезд. И то вещество, из которого состоят наши собственные тела, по меньшей мере однажды кипело в недрах какой-нибудь звезды. Но почти всегда после звезды остается компактный объект, и в конце концов вся материя во Вселенной будет сосредоточена в остывающих белых карликах, нейтронных звездах и черных дырах, вокруг которых обращаются безрадостные холодные планеты. Похоже, что Вселенную ожидает довольно-таки унылое будущее.

 

 

Глава 12

Как рождаются звезды

 

 

«Как звезды рождаются, как умирают?

Ученые знать эти тайны желают».

 

(Девиз работы, представленной в 1958 г. на конкурс Немецкого общества естествоиспытателей и врачей и удостоенной премии.)

 

Мы проследили за жизнью звезды от воспламенения водорода в ее молодые годы до седой старости. Но что было еще раньше? Откуда берутся звезды, за судьбой которых мы наблюдали? Как они возникают?

Поскольку время жизни звезд ограниченно, они должны и возникать за конечное время. Каким путем мы могли бы что-нибудь узнать об этом процессе? Нельзя ли увидеть в небе, как образуются звезды? Не являемся ли мы свидетелями их рождения? Сотни миллиардов звезд образуют плоскую спираль нашей Галактики; не найдется ли здесь указаний на то, как образуются звезды?

 

Звезды рождаются и сегодня

 

Ключ к разгадке дают уже известные нам факты. Мы видели, что массивные звезды, масса которых превышает десять солнечных, быстро старятся. Они легкомысленно транжирят свой водород и уходят с главной последовательности. Поэтому, наблюдая массивную звезду, принадлежащую к главной последовательности, мы знаем, что она не может быть старой. Такую звезду отличает большая яркость: благодаря очень высокой температуре поверхности она светится голубым светом. Таким образом, голубые яркие звезды еще молоды-их возраст не превышает миллиона лет. Это, конечно, очень мало по сравнению с теми миллиардами лет, в течение которых светит наше Солнце. Итак, тот, кто желает найти, где во Вселенной рождаются звезды, должен ориентироваться по ярким голубым звездам главной последовательности. Если найти место, где недавно образовались звезды, может случиться, что звезды рождаются там и сегодня.

На небе можно обнаружить целые скопления ярких голубых звезд. Чем же они замечательны для нас? Обнаруживаются области, в которых плотность молодых звезд высока — они находятся среди старых звезд, но здесь их все же больше, чем где-либо. Складывается впечатление, что не так уж давно среди старых звезд возникли новые звезды, которые теперь медленно смешиваются со своим окружением. В то время как звезды в скоплениях расположены близко друг к другу и не расходятся, удерживаемые силой взаимного притяжения, эти молодые звезды довольно скоро «разбегаются» и «теряют друг друга из вида». К этим так называемым звездным ассоциациям привлек внимание советский астроном В. А. Амбарцумян. Могут ли они подсказать нам, как возникают звезды? Между звездами здесь можно увидеть плотные газовые и пылевые скопления. Примером может служить туманность Ориона (рис. 12.1). Здесь много ярких голубых звезд, возраст которых не превышает миллиона лет. В созвездии Стрельца молодые звезды скрыты плотными пылевыми облаками. Только при наблюдениях в длинноволновом ИК-диапазоне удалось Гансу Эльзёссеру с коллегами из испано-германской обсерватории в Калар-Альто сделать снимки сквозь облака пыли и впервые исследовать рождающиеся звезды.

 

Рис. 12.1. Светящаяся туманность Ориона. В области протяженностью около 15 световых лет межзвездный газ сильно уплотнен; один кубический сантиметр содержит до 10000 атомов водорода. Хотя по межзвездным меркам это очень высокая плотность, разрежение газа здесь намного выше, чем в лучших вакуумных установках на Земле. Вся масса светящегося газа составляет примерно 700 солнечных. Свечение газа в туманности возбуждается светом ярких голубых звезд. В туманности Ориона имеются звезды, возраст которых меньше миллиона лет. Наличие уплотнений позволяет считать, что образование звезд продолжается здесь до сих пор. Свет туманности, принимаемый нами сегодня, в действительности был излучен туманностью в эпоху Великого переселения народов. (Снимок Военно-морской обсерватории США, Вашингтон.)

 

Мы уже знаем, что пространство между звездами не совсем пусто: оно заполнено газом и пылью. Плотность газа составляет примерно один атом водорода на кубический сантиметр, а его температура соответствует минус 170 градусам Цельсия. Межзвездная пыль значительно холоднее (минус 260 градусов Цельсия). Но там, где имеются молодые звезды, дело обстоит иначе. Темные пылевые облака закрывают свет находящихся позади них звезд. Газовые облака светятся: здесь их плотность составляет десятки тысяч атомов в кубическом сантиметре, а излучение близлежащих молодых звезд разогревает их до 10000 градусов Цельсия. В радиодиапазоне можно наблюдать характерные частоты излучения сложных молекул: спирта, муравьиной кислоты. Концентрация межзвездного вещества в этих областях наводит на мысль, что звезды образуются из межзвездного газа.

В пользу этого говорят и соображения, впервые высказанные английским астрофизиком Джеймсом Джинсом,[29] современником Эддингтона. Представим себе пространство, заполненное межзвездным газом. Со стороны каждого из атомов на остальные действует гравитационная сила притяжения, и газ стремится сжаться. Этому препятствует главным образом газовое давление. Равновесие здесь в точности подобно тому, которое наблюдается внутри звезд, где гравитационные силы уравновешиваются давлением газа. Возьмем некоторое количество межзвездного газа и мысленно сожмем его. При сжатии атомы сближаются и сила притяжения возрастает. Однако газовое давление растет быстрее и сжимаемый газ стремится принять прежнее состояние. Говорят, что равновесие межзвездного газа устойчиво. Однако Джине показал, что устойчивое равновесие может нарушиться. Если одновременно сжимать достаточно большое количество вещества, то гравитационные силы могут возрастать скорее, чем газовое давление, и облако начнет сжиматься само по себе. Чтобы этот процесс происходил под действием собственных гравитационных сил облака, необходимо очень большое количество вещества: для развития неустойчивости требуется по меньшей мере 10 000 солнечных масс межзвездного вещества. Вероятно, именно поэтому молодые звезды наблюдаются всегда только группами: они, скорее всего, рождаются большими компаниями. Когда 10000 солнечных масс межзвездного газа и пыли начинают со все возрастающей скоростью сжиматься, образуются, по-видимому, отдельные уплотнения, которые дальше сжимаются сами по себе. И каждое такое уплотнение становится отдельной звездой.