Космические рубежи теории относительности - Кауфман Уильям (читаем бесплатно книги полностью TXT) 📗
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.
