Эволюция Вселенной и происхождение жизни - Теерикор Пекка (читать книгу онлайн бесплатно полностью без регистрации .txt) 📗
Ядерные реакции продолжаются, пока центр звезды не станет железо-никелевым. Синтез более тяжелых ядер из железа и никеля не дает выхода энергии, а лишь потребляет ее, и это не мешает сжатию. В конце концов ядро становится таким тяжелым, что оно сжимается уже под действием собственного веса и начинается взрыв сверхновой. Во время взрыва почти все вещество звезды разлетается. Сжавшееся ядро становится либо нейтронной звездой, либо (если звезда была достаточно массивна) черной дырой. Теперь мы детальнее познакомимся с нейтронными звездами.
В 1930 году Субраманьян Чандрасекар (1910–1995) вычислил, что даже давления электронного газа недостаточно для остановки сжатия звезды, если ее масса более чем в 1,44 раза превышает массу Солнца. Что случится со звездой, когда она сожмется до плотности больше, чем у белого карлика? Российский физик Лев Ландау (19081968) предположил, что такая звезда будет сжиматься, пока не достигнет плотности как у атомного ядра; при этом она в основном будет состоять из нейтронов. Швейцарский астроном Фриц Цвикки позднее высказал мнение, что такие нейтронные звезды рождаются при взрывах сверхновых, происходящих в конце эволюции звезд; и он оказался прав. Затем, в 1939 году, Роберт Оппенгеймер (1904–1967) и его студент, эмигрант из России Георгий Волков обнаружили, что такая звезда способна удержаться от дальнейшего коллапса, если ее масса не слишком велика. Современные расчеты дают предел в 3,2 массы Солнца. Но если масса звезды больше, то ничто не сможет остановить коллапс, и она превращается в черную дыру.
Типичная нейтронная звезда имеет диаметр около 30 км. Отсюда легко вычислить, что плотность нейтронной звезды превышает плотность воды в 100 000 млрд раз. Такая звезда в некотором смысле напоминает огромное атомное ядро, покрытое невероятно прочной железной оболочкой, плотность которой в 10 000 раз превосходит плотность воды. У пульсаров и, возможно, других нейтронных звезд очень сильное магнитное поле, которое у поверхности В 10 000 млрд раз сильнее магнитного поля у поверхности Земли. Свойства нейтронных звезд выходят далеко за рамки нашего опыта, но нужно помнить, что эти ужасные создания когда-то были обычными звездами. При сжатии звезды ее магнитное поле усиливается в такое же число раз, во сколько раз больше магнитных силовых линий пронизывает единицу ее поверхности. В соответствии с обычным законом сохранения момента возрастает и скорость вращения сжимающейся звезды обратно пропорционально ее радиусу.
Пульсирующая звезда, открытая Белл и Хьюишем, оказалась нейтронной звездой. Нейтронные звезды настолько малы, что способны сделать оборот вокруг своей оси всего за секунду, и при этом они излучают один или два импульса. Дело в том, что излучение сконцентрировано в узком луче, мри попадании которого на Землю мы наблюдаем вспышку от звезды, как от мощного маяка; этот «маяк» называют пульсаром. Первый пульсар получил обозначение СР 1919 (СР — Кембриджский пульсар, а 1919 — число, указывающее небесную координату объекта). В течение нескольких месяцев в Кембридже были обнаружены еще три пульсара, а к нашим дням количество открытых пульсаров превысило 1800. Интервал между импульсами (вероятный период вращения нейтронной звезды) лежит в пределах от 0,001 до 4 с. Пульсары рождаются с быстрым вращением, вероятно, с периодом около 0,001 с. Сильное магнитное поле связывает пульсар с окружающим пространством, где электроны ускоряются до очень высоких энергий и затем излучают в направлении луча пульсара (рис. 19/7)/ Этот процесс тормозит вращение нейтронной звезды. Чем быстрее вращение, тем сильнее излучение. Когда вращение замедляется примерно до одного оборота за 4 с, луч пульсара так слабеет, что с Земли он уже не виден.
Рис. 19.7. Нейтронная звезда быстро вращается вокруг оси (на рисунке — вертикальная). Обычно магнитная ось звезды не совпадает с осью ее вращения. Поэтому исходящие из магнитных полюсов звезды пучки излучения сканируют небо из-за вращения звезды вокруг оси.
Пульсары можно использовать как точные часы, так как их импульсы очень регулярны. Но нужно помнить, что эти часы замедляются, очень слабо, но постоянно. Более того, у этих часов бывают случайные скачки, которые могут быть связаны со «звездотрясениями» поверхности нейтронной звезды (соответствующими примерно 23 баллам по шкале Рихтера!). Из-за огромной плотности коры нейтронной звезды обрушение на ее поверхности даже сантиметровой «горы» может вызвать заметное изменение скорости вращения.
За открытие пульсаров Хьюишу дали Нобелевскую премию. А соучастница этого открытия Джоселин Белл (в замужестве — Барнел) позже получила награды от различных организаций. В 2007 году королева Елизавета II пожаловала ей один из высших орденов Британской империи и титул дамы-командора, соответствующий мужскому рыцарскому титулу.
Среди всех пульсаров особенно известны два: PRS 0833-45 в созвездии Паруса и ОТ 0532 в созвездии Телец. Вблизи каждого из них наблюдается туманное газовое облако, выброшенное звездой в момент взрыва. Облако в Тельце известно как Крабовидная туманность, поскольку она показалась похожей на краба Уильяму Парсонсу (лорду Россу), открывшему ее (рис. 19.8). Эти объекты подтверждают связь между остатками сверхновых и пульсарами, которую впервые заподозрил Фриц Цвикки и о которой говорил Фред Хойл на семинаре в Кембридже (в этой книге мы еще встретимся и с Цвикки, и с Хойлом).
Но что же такое взрыв сверхновой? Фактически на поздней стадии жизни звезды возможны взрывы разного типа. Звезда массивнее 15 масс Солнца в конце эволюции становится красным гигантом и в итоге в своем ядре начинает сжигать кремний в железо и никель. В это же время другие ядерные реакции, способные протекать при более низкой температуре, происходят в окружающих ядро слоях звезды. Наконец железо-никелевое ядро становится таким массивным, что начинает стремительно сжиматься под действием собственной силы тяжести, что и приводит к взрыву сверхновой. Почти все вещество выбрасывается в окружающее пространство, распыляя по нему тяжелые элементы. Многие их этих элементов уже были синтезированы внутри звезды, а те, что тяжелее железа и никеля, рождаются в процессе взрыва. Сжавшееся ядро превращается в нейтронную звезду или черную дыру; считается, что у самых массивных звезд оно превращается в черную дыру.
Рис. 19.8. Крабовидная туманность — остаток взрыва сверхновой, наблюдавшегося в 1054 году. Ее диаметр составляет около 10 световых лет. и она расширяется со скоростью более 1000 км/с.
Столь же мощный взрыв может произойти в белом карлике, если с соседнего красного гиганта на него падает вещество. Такое случается на поздних этапах эволюции двойных систем. Белый карлик взрывается, если падающее вещество увеличивает его массу до рассчитанного Чандрасекаром предела. В этот момент центральная часть белого карлика начинает стремительно сжиматься (коллапсировать), а выделившаяся при этом энергия сбрасывает наружные слои. Такие взрывы называют сверхновыми типа 1а (ранее описанные сверхновые имеют типы II или 1b). За последние десятилетия сверхновые типа 1а стали очень важны для космологических исследований. Их можно использовать как «стандартные свечи», имеющие в максимуме блеска одинаковую светимость. Две знаменитые сверхновые наблюдались в нашей Галактике в 1572 и 1604 годах. Вероятно, они тоже были сверхновыми типа 1а.
Взрыв сверхновой, в результате которого родилась Крабовидная туманность, был отмечен в Древнем Китае как появление на небе новой звезды. Токтага записал в истории династии Сун, что 4 июля 1054 года «звезда-гостья появилась приблизительно в нескольких дюймах к юго-востоку от Тьен-Куана [ζТельца]. После более чем года она постепенно стала невидимой». Звезда-гостья светилась так ярко, что была видна даже в дневное время в течение 23 дней. В 1921 году Кнут Лундмарк предположил, что этот случай стал причиной рождения туманности, которая видна на небе в том же самом месте.
